最近的一項研究發現了太陽耀斑動力學的模擬預測與實際觀測之間的差異，特別是在色球層排放的時間上，這表明有必要修改標準的太陽耀斑模型。這項發現質疑了目前對這些天體事件中能量傳輸的理解，暗示了潛在的替代機制，例如磁聲波或傳導傳輸。

太陽耀斑是發生在太陽大氣中的極其劇烈的事件，持續時間從幾分鐘到幾小時不等。 根據標準耀斑模型，驅動這些爆炸的能量是由從日冕的磁重聯區域到色球層的加速電子傳輸的。

當這些電子與色球層等離子體發生碰撞時，它們會釋放能量，加熱等離子體並使其電離。 這種相互作用也會產生跨越多個電磁頻譜波段的強烈輻射。 釋放這些能量的區域被稱為太陽耀斑的”腳點”，通常出現在磁性相連的對子中。

最近的一項研究透過比較基於標準模型的電腦模擬結果和麥克馬斯特-皮爾斯望遠鏡在太陽耀斑SOL期間提供的觀測數據，檢驗了標準模型的有效性2014-09-24T17:50。 研究的重點是測量耀斑中兩個成對色球源的紅外線輻射之間的時滯。 有關這項研究的文章發表在《皇家天文學會月刊》上。

2014 年9 月24 日觀測到的太陽耀斑的時間演變：（a）（左）僅出現一個亮點；（b）（右）第二個亮點開始出現。 這些區域並不是研究中分析的腳點。 資料來源：Simões 等人，2024/太陽動力學天文台

“我們發現來自望遠鏡的觀測資料與模型預測的行為之間存在重大差異。在觀測資料中，成對的腳點顯示為色球層中兩個非常明亮的區域。” 文章第一作者、巴西聖保羅麥肯齊長老會大學工程學院（EE-UPM）射電天文學和天體物理中心（CRAAM）教授保羅-何塞-德阿吉亞爾-西蒙斯（Paulo José de Aguiar Simões）說：”由於入射電子從日冕的同一區域流出，並遵循相似的軌跡，因此根據模型，這兩個光點在色球層中幾乎應該同時變亮，但觀測數據卻顯示它們之間有0.75秒的延遲。

0.75 秒的延遲看似無關緊要，但研究人員計算得出，考慮到所有可能的幾何配置，根據模型計算出的最大延遲應為0.42 秒。 實際數字幾乎高出80%。 “我們使用了一種複雜的統計技術來推斷腳點對之間的時滯，並透過蒙特卡羅方法估計了這些數值的不確定性。 此外，我們還透過電子傳輸模擬和輻射流體力學模擬對結果進行了檢驗。小於觀測資料的時滯。

太陽解剖資訊圖。 資料來源：ESA-S.Poletti

測試的方案之一是電子在日冕中的螺旋和磁性捕獲。 “利用電子傳輸模擬，我們探索了耀斑腳點之間磁場不對稱的情況。 預計電子穿透色球層的時間滯後與腳點之間的磁場強度差異成正比，這也會增加由於磁捕獲效應而到達色球層的電子數量差異。滯的原因，輻射流體力學模擬也表明，色球層的電離和重組時間尺度太短，無法解釋時滯現象。能量沉積及其對等離子體的影響：加熱；膨脹；氫原子和氦原子的電離和重組；以及在該處產生的輻射，其效果是釋放多餘的能量。氫發生電離，色球層中的電子密度增加，從而產生了紅外線輻射。秒的滯後現象，”Simões說。

根據模型模擬的過程沒有一個能夠解釋觀測資料。 研究人員的結論在某種程度上是顯而易見的：太陽耀斑的標準模型需要按照科學方法的要求重新制定；

“觀測到的色球源之間的時間差挑戰了電子束能量傳輸的標準模型。較長的延遲表示可能涉及其他能量傳輸機制。 要解釋觀測到的延遲，可能需要磁聲波或傳導傳輸等機制。 ” Simões說：”要全面了解太陽耀斑，就必須考慮這些額外的機制。

編譯自/ SciTechDaily