通常，在某一熱源附近，距離熱源中心越近，溫度越高;距離越遠，溫度越低。然而，這個連孩童都熟知的常識卻在太陽上失效了。

太陽的核心無時無刻不在發生著聚變反應，釋放出大量熱能。據觀測，從太陽核心到太陽表面的光球層，溫度確實連續下降，從約1500萬攝氏度下降到約5500攝氏度。然而，位于光球層外部的日冕層溫度卻驟然升高，可達百萬攝氏度，十分反常。

因此，日冕加熱問題始終困擾著太陽物理學家們。近期，一項刊發在《天文學與天體物理學》的研究成果有可能會為這一懸而未決的科學問題提供解決線索。

來自挪威奧斯陸大學和英國華威大學的研究人員稱，他們首次在太陽日冕中直接觀測到了扭轉阿爾芬波，阿爾芬波一直被認為在日冕加熱中起著重要作用。

阿爾芬波是什么?其在日冕加熱中如何起作用?若此次確實是首次在日冕中觀測到阿爾芬波，為何此前人們觀測不到?這次觀測又有哪些創新和突破?這對于太陽物理研究有何推動作用?帶著這些問題，科技日報記者采訪了兩位長期從事太陽物理相關研究的學者。

沿磁力線行進的能量“搬運工”

作為本次觀測的主角，阿爾芬波是瑞典物理學家、諾貝爾物理學獎得主阿爾芬在1942年預言的一種橫波，指的是磁化等離子體內沿磁場方向傳播的低頻波。

“等離子體中的磁場擾動可產生阿爾芬波。”中國科學院云南天文臺太陽物理首席科學家林雋研究員用一個形象的比喻解釋了阿爾芬波的產生過程。生活中，人們撥動琴弦，琴弦震動從而發出悅耳的聲音，即聲波。與地球不同，太陽這顆龐大熔爐內充斥著的不是空氣，而是等離子體。如果將磁場的磁力線想象成一根根琴弦，磁場周圍彌漫著被磁化的等離子體，當磁場受到擾動時，磁力線這些“琴弦”也會發生振蕩，并將這種振蕩沿著磁場傳播出去，這就是阿爾芬波。

阿爾芬波在太陽大氣的能量傳輸中能起到怎樣的作用?“阿爾芬波可能在太陽大氣中廣泛存在，耗散后能為日冕提供能量，進而加熱日冕，使其達到遠高于下方光球層、色球層的百萬攝氏度高溫;阿爾芬波也被認為在太陽風加速的過程中起到了關鍵作用。”北京大學地球與空間科學學院教授、中國科學院太陽活動重點實驗室主任田暉表示。

林雋指出，阿爾芬波能夠將太陽低層大氣中的能量傳遞到外層的日冕中，是名副其實的能量“搬運工”。但阿爾芬波本身存在一個重要問題，即不易耗散。也就是說，阿爾芬波就像個“吝嗇鬼”，不愿意與周圍的等離子體“互動”，很難將能量交給等離子體，轉化成等離子體的熱能。這也是阿爾芬波加熱日冕學說中尚未解決的爭議點之一。

由于太陽的磁場中充斥著各種各樣的波動，而阿爾芬波通常不伴隨輻射強度的變化而變化，因此學者們很難從多樣的“迷惑選項”中精準找出阿爾芬波。“在此前的太陽觀測中，基本沒有出現受到學界公認的阿爾芬波見證者。”林雋說。

可能只是其一種存在形式

既然阿爾芬波難以觀測，那么此次新研究是如何觀測到它的?

據報道，由來自挪威奧斯陸大學的佩特拉·科胡托瓦博士領導的研究小組觀測到了出現在太陽東側邊緣的扭轉阿爾芬波。

田暉指出，太陽大氣中的磁場通常呈離散分布，磁力線聚集成一個個的管狀結構，太陽物理學家稱之為磁流管。扭轉阿爾芬波便是在磁流管中傳播的阿爾芬波。

“扭轉阿爾芬波最主要的特征是磁力線沿著磁流管橫截面的圓周方向來回振蕩。”田暉表示，正因如此，如果垂直于磁流管進行光譜觀測，會觀察到在某一時刻磁流管兩側的運動是一側遠離觀測者，另一側靠近觀測者，所顯示的是多普勒的紅移和藍移;過了半個周期后，磁流管兩側的運動方向就會與上一時刻相反，即多普勒特征發生了周期性倒轉。

在這一研究中，就是通過光譜觀測，發現了磁流管兩側多普勒速度隨時間變化的特征，可以解釋為是扭轉阿爾芬波的觀測證據。

為何此前一直未出現被學界公認的阿爾芬波觀測事件呢?

“之前的一些觀測，由于儀器分辨率不夠高，加之在光球和色球的觀測中，磁流管本身尺度很小，因而難以分辨磁流管兩側，無法進行直接的、橫跨磁流管的光譜觀測。”田暉告訴科技日報記者，此次新發表的研究中，一方面磁流管本身尺度較大，另一方面所用的光譜觀測儀器分辨率很高，使得這樣的觀測成為可能。但此次觀測時間僅為1—2個周期，而且期間有些數據因為信噪比低而不可用，因此證據不算特別強。未來仍需要尋找扭轉阿爾芬波的更可靠確切的觀測證據。

林雋也持有相似的謹慎態度，他認為此次觀測到的是阿爾芬波的一種可能存在的表現形式，若想得到學界公認還需要更多的研究數據支持。

驗證波動加熱需更多觀測證據

“除了首次直接觀測到日冕中的扭轉阿爾芬波外，我們還發現磁重聯可以導致這種波的產生。”研究人員表示。

磁重聯如何產生阿爾芬波?

首先，我們需要了解磁重聯的概念。磁重聯也稱磁場湮滅，是等離子體中的一種物理現象，形象地說，是指磁力線“斷開”再“重新連接”的過程。當極性相反的磁場相遇，便可能會引發磁重聯，最終的結果是將磁能轉化為熱能和動能。

“也就是說，磁重聯過程是將磁能轉化成其他能量形式的轉換器，是將磁能釋放的重要過程。因此，相較于阿爾芬波加熱日冕學說，磁重聯加熱日冕學說的擁躉也不在少數。”林雋指出。

“有學者認為，高頻阿爾芬波是由太陽低層大氣中頻繁發生的小尺度磁重聯導致的擾動所產生的。”田暉告訴記者，此項研究的作者認為在所觀測到的位置，原本有一個日珥。日珥本質上可以認為是磁力線扭纏產生的磁繩結構。由于日珥的磁場和周圍大氣的磁力線發生了重聯，導致磁繩的扭纏度下降，這一過程可能激發了磁繩在角向上的擾動，從而形成扭轉阿爾芬波。

以現有的數據來看，研究者的觀測結果和相關解釋尚能自圓其說。若研究者所稱據實，這無疑會給阿爾芬波加熱日冕理論再添一道砝碼。

田暉坦言，之前曾有學者對太陽低層大氣中的扭轉阿爾芬波進行過間接觀測，這項新研究可能是首次直接觀測日冕中扭轉阿爾芬波的證據，算是一個突破。

但是，很多問題尚未解決。“阿爾芬波加熱日冕的理論要求，波動需要耗散以將能量供給日冕，對于這樣的耗散過程，迄今仍沒有直接的觀測證據。”田暉分析，這項研究發現的是在一次太陽爆發過程中所產生的扭轉阿爾芬波，而要驗證波動加熱日冕這一理論，仍然需要在太陽寧靜區觀測到廣泛存在的阿爾芬波的“倩影”。