近期在氢alpha波段下观测到的太阳。太阳物理学家利用丹尼尔K井上太阳望远镜，在近期一段太阳活动频繁的一周结束时，对准了右下角的活跃区域进行观测。由CESAR赫利俄斯天文台提供。

近期，使用夏威夷毛伊岛丹尼尔K井上太阳望远镜（DKIST）的太阳天文学家捕捉到C级太阳耀斑的消退余迹。他们的观测显示了一些不寻常的现象：钙IIH线和氢epsilon线具有非常强的光谱特征。这是首次在太阳耀斑衰退期间如此详细地观测到这两种光信号。根据计算机模型，这些谱线的强度超出预期，并且在耀斑如何加热其发生处的太阳大气方面扮演着尚未被充分理解的角色。这些模型也可用于研究其他恒星的耀斑。

光谱是当来自某个物体（这里指太阳）的光通过一种能将光分解成其组成波长的专用仪器时产生的。光可以被发射、吸收或反射。太阳耀斑总是会产生有趣的谱线，这次也不例外。在某次耀斑中，钙IIH和氢ε的受激分子发射出了光。这两种谱线在太阳光谱中位置接近，为了解太阳色球层内发生的情况提供了窗口。色球层是太阳大气中位于可见表面（光球层）和日冕（外层大气）之间的复杂层次。这些吸收线表明大气中存在电离钙，并且是了解色球层活动以及它们所在区域磁场强度的线索。

一张太阳的可见光图像，显示黑子及其活动区域，包括3078号区域，DKIST在该区域观测到了异常谱线。由CESARHelios天文台提供。

从地球研究太阳耀斑中的这些谱线并非总是易事，通常是因为望远镜时间和仪器设备的限制。DKIST凭借其高分辨率能力成功捕捉到了这些谱线。近期研究中的这些谱线不仅让观测者感到意外，还揭示了他们的太阳物理模型存在不足。由学生观测者科尔坦布里领导的科学团队将观测结果与当前模拟耀斑加热过程的计算机模型进行对比后发现，这些模型能重现部分特征，但无法完全解释其他特征。观测到的光信号更宽，亮度变化方式也超出了模型的解释范围，尤其是在耀斑衰减时出现的那些信号。显然，耀斑复杂物理过程中存在一些更复杂的物理机制，而计算机模拟尚未充分考虑到这些机制。这些观测数据将被用于完善模型，以便未来使用。

太阳耀斑如何形成

为了理解耀斑衰减期间光谱中的异常现象，我们来看看太阳耀斑从开始到结束的整个过程。首先是前兆阶段。此时活动区上方的局部磁场会像扭曲的橡皮筋一样缠绕在一起。这个阶段会出现软X射线辐射。随着磁场进一步扭曲，耀斑进入脉冲（爆发）阶段。此时磁场断裂，释放出大量储存的能量，高能质子和电子被加速并飞离太阳。这个阶段还会出现强烈的X射线辐射、伽马射线和无线电波。耀斑因此变得更亮。最终，耀斑开始衰减，在这个衰减阶段，耀斑的能量水平开始稳定，该区域逐渐冷却。这是科学家们根据模型预期的情况。目前的模型认为，耀斑期间的加热过程要么是由高能粒子束引起的，要么是通过热量在太阳大气中传播实现的。

该序列展示了使用丹尼尔K井上太阳望远镜的可见光宽带成像仪拍摄的明亮耀斑带的演变过程。该耀斑发生在13078号活动区。来源：Tamburri等人。

团队原本希望利用DKIST捕捉这一C6.7级耀斑的前兆（即增强阶段）。但他们捕捉到的却是活动和辐射正在减弱的末期阶段。他们的观测显示，钙IIH线和氢ε线的光谱线与耀斑衰退阶段的预期不符。这让科学家们意识到，即使在耀斑冷却和衰减的过程中，其辐射仍比预期的更强、更复杂。

现实与模型

利用DKIST可见分光偏振仪（ViSP）和可见宽带成像仪获得的令人惊讶的观测数据，为研究团队提供了一套高时间分辨率、高分辨率的光谱，并提供了揭示耀斑本身物理结构所需的同步高分辨率成像。Tamburri表示：地面高分辨率观测和最先进的耀斑建模都极其复杂。他指出，需要一个庞大的科学家团队来进行观测和分析数据。许多NSO科学家在这两个领域的综合专业知识使这项工作成为可能。这种类型的合作对于利用现代观测和模型解决耀斑物理学中遗留的问题至关重要。

(a)将RADYNRH模拟的CaIIH和H线与丹尼尔K井上太阳望远镜的观测结果进行比较。(b)将ViSP观测结果与(a)图中明显处于发射状态的模拟H轮廓进行比较，使用的是输入的RH大气文件。还要注意H光谱范围内其他几条谱线的位置，这些谱线来自FeI、FeI和NiI。红翼中的两条FeI线在宁静太阳中比耀斑光谱更深，因此在减去耀斑前的光谱时会给人一种发射线的印象。强度值包括耀斑前的减法处理，并归一化为H的最大强度，以便轻松比较观测线和模拟线的宽度。在色带中心的ViSP观测线轮廓以黑色显示。这是描述观测结果的一篇论文中的图（见下文参考文献）。由Tamburri等人提供。

团队成员使用名为RADYN的计算模型，将从DKIST获取的发射数据与现有的太阳耀斑理论物理模型进行了对比。该模型模拟太阳大气如何因耀斑活动而被加热。结果表明，数据与模型的部分内容一致，但与其他部分不一致。例如，物理模型在氢ε线的形状和宽度方面与数据相符。然而，模型与钙IIH线的形状并不完全匹配，其光信号与模型所预测的结果差异很大。这为解释耀斑如何加热太阳大气留下了一个很大的空白。

NSO研究背后的研究人员表示，改进这些模型需要重新思考耀斑加热的工作原理。利用DKIST对太阳耀斑事件进行更多观测，应有助于完善当前的太阳大气加热模型。特别是，他们能够通过对脉冲（爆炸）阶段和冷却阶段的详细观测，来验证关于耀斑在其整个活动阶段表现的新观点。

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太阳耀斑是太阳表面局部区域突然发生的剧烈增亮现象，属于太阳活动的重要表现形式。它会释放巨大能量，包括电磁辐射、高能粒子流等，可能对地球的电离层、磁场产生影响，干扰无线电通信、卫星正常运行，甚至引发极光等现象。

BY: Carolyn Collins Petersen

FY: AI