违背“热力学原理”的日冕加热问题

违背热力学第二原理的日冕加热问题

太阳是一个由氢组成的气体球，由于重力的原因，内核的氢原子核堆叠非常致密，而且温度也异常高，这样就激发了氢核聚变，这个跟氢弹爆炸的原理一样。太阳内核的温度高达16,000,000度，氢核聚变是其能量来源。巨大的能量源源不断地往外传输，这也是太阳发光发热的原因。太阳可见的表面温度已经降低至约5000度，该温度的气体发光就是我们平常能够看见的太阳。

图1：可见太阳与日冕大气（Credit NASA, LMSAL）

但是太阳外围还包裹着一层大气，称为日冕（太阳的帽子，见图1）。按照常规物理学原理理解，太阳外围的大气温度应该低于内部的大气。因为按照热力学第二原理，能量由高温物质传输到低温物质，该过程在自然状态下不可逆。太阳日冕的能量由太阳内部供给，所以其温度应该低于5000度；反之，如果太阳日冕的温度高于5000度，太阳日冕应该可以向太阳内部传输能量。

奇怪的是，日冕温度高达1,000,000度，局部可达10,000,000度量级，其大气都是完全电离的气体，我们称为等离子体。如何解释其能量来源，即违背热力学第二原理的日冕加热问题，是几十年未解的难题。

开尔文-亥姆霍兹不稳定性： “搅动”云层、大气、烟雾

开尔文-亥姆霍兹不稳定性（英语：Kelvin–Helmholtz instability，名称来自开尔文男爵和赫尔曼·冯·亥姆霍兹），是在有速度剪切的连续流体内部或有速度差的两个不同流体的界面之间发生的不稳定现象。

图2.开尔文-亥姆霍兹不稳定性的触发

开尔文-亥姆霍兹（K-H）不稳定性发生在流速不同的流体接触面，由于各种扰动的存在，接触面会随机发生小尺度形变，形变之后产生的压力差的方向与形变位移一致，这样就导致形变继续增大，这就是开尔文-亥姆霍兹不稳定性基本原理（见图2）。

这种不稳定性在很多流体中都有发现，比如，云层、木星大气、烟雾等（见图3）。

图3. 开尔文-亥姆霍兹不稳定性的实例，云层、木星、香薰的烟雾

开尔文-亥姆霍兹不稳定性能够加快不同物质之间的能量交换，大尺度的能量向小尺度演化，加快冷热物质的混合，促进动能向热能的转换。这就是在太阳日冕中发现开尔文-亥姆霍兹不稳定性的意义。

“一个萝卜一个坑”，不同波段对应不同温度的等离子体

太阳的高层大气非常活跃，经常发生耀斑、日冕物质抛射、喷流等活动，存在不同层面和不同尺度的能量和物质的交换。研究日冕加热问题，最大的难题在于太阳内部的能量如何通过不同的物理学过程，将能量释放在日冕大气中。其中，磁场的断裂与重新连接（磁场重联）、等离子体波动、高能粒子、物质与能量流等都能够源源不断地向太阳高层传输物质与能量，但是只有耗散在日冕中的部分能够对日冕物质加热有贡献。

通常观测太阳是通过滤波片选择一定的窄带波段，不同波段对应不同温度的等离子体。比如，19.3纳米的成像观测1,600,000度的等离子体辐射，这是极紫外辐射，很难穿透大气，一般需要用空间卫星携带望远镜观测；Ha的波长为656.28纳米，观测约10000度等离子体的辐射，该波段位于可见光范围，大气吸收很小，通常可以通过大型地面望远镜做高时空分辨率观测。

所以，在19.3纳米图像中一般看不见Ha中可见物质；反之，Ha的图像中也无法看见辐射19.3纳米的物质。但是，无论什么物质都是实际存在于非常不均匀的太阳大气表面，它们通过磁场压强相互影响，但是单一窄带成像无法观测它们之间的相互作用。这个道理也同样适用于其他差异波段的交叉观测，比如，17.1纳米，33.5纳米，X-射线等。

新研究：开尔文-亥姆霍兹不稳定性将更多物质、能量滞留于日冕大气

近期，科研人员利用中科院云南天文台的新真空太阳望远镜(NVST)和美国航空航天总署(NASA)的太阳大气成像阵列，观测低温与高温物质的相互作用，即能量与物质的交换。

图4.Ha观测低温等离子体与19.3nm波段观测高温等离子体相互作用（Yuan et al 2019）。

科研人员发现，低温与高温物质各自演化了开尔文-亥姆霍兹不稳定性。但是在单一波段无法观测与之相互作用的物质。当在一张图中同时展示低温和高温物质时，他们的凹凸表面（不稳定性结构）互补(图4b)，表明他们分别代表两层物质流的剪切运动。

科研人员追踪其中一个开尔文-亥姆霍兹不稳定性的涡流（图4b,4c中的方框）后发现，它在演化的过程中运动速度突然翻了约3倍，从35km/s到93km/s（图5）。这个加速过程在12秒内完成，而且这与19.3nm辐射和辐射测度的增强同步（图5），后者代表了温度的突然升高。这个过程可能代表开尔文-亥姆霍兹不稳定性演变到高度非线性，其携带的磁场累积了很多能量，在瞬间突然崩塌，重新组合成低能态的磁场结构（磁重联过程）。

科研人员发现，这次开尔文-亥姆霍兹不稳定性所释放的能量，大概是纳耀斑（小尺度磁重联）的100-10000倍，是常规耀斑（整个活动区域的磁重联）的0.0001-0.1倍。如果这种不稳定性发生在太阳大气的很多区域，这也是很有可能的。那么，不稳定性对日冕加热的贡献是非常可观的。但是需要更多的相关观测和统计工作，才能更加量化地研究不稳定性对日冕加热的贡献。

开尔文-亥姆霍兹不稳定性也在多种结构中被发现，其中包括日冕物质抛射、日冕环中物质流对撞。开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以加快物质与能量的交换，将更多的物质和能量滞留的日冕大气中，促进等离子体的加热。研究结果暗示，高温与低温的等离子体相互作用，很大程度上可能被低估，因为窄带成像观测无法揭示完整的过程。

图5. 开尔文-亥姆霍兹不稳定性的涡流的加速过程与温度的增高（Yuan et al 2019）

图6.日冕物质抛射引发的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（Foullon et al 2011），日冕环中物质流就对撞造成的磁重联与加热过程（Fang et al 2016）

来源：中国科学院云南天文台

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