逐日之旅

  • Physics Today
  • 撰文者:Nour E. Raouafi 中文編譯:林祉均
  • 發文日期:2023-09-22
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帕克太陽探測器勇闖極端環境,前往探索神秘的日冕,
許多天文物理中最難以理解的現象正在此處發生。

PSP 正在調查的現象之一就是日冕,太陽圈內條件最嚴峻也最富挑戰性的區域。太陽風從日冕流出,填滿太陽圈這個延伸至太陽外100 天文單位的區域。太陽的表面(又稱為光球)比日冕亮百萬倍,但日冕的溫度卻比太陽光球高出三百多倍。此任務的主要科學目標之一就是測量日冕磁場的結構和動態行為,理解日冕和太陽風是如何升溫並加速,以及高能粒子加速的過程。

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NASA / JOHNS HOPKINS APL / BEN SMITH

任務挑戰
太陽探測任務的科學價值在1958 年就已經受到認可,但事實證明此一任務的實踐相當有挑戰性。在數份美國國家學院提出的太陽與太空物理十年調查計畫(Decadal Surveys for Solar and Space Physics(Heliophysics))中,太陽探測任務一直是最優先的事項。但五份後續研究(1982、1989、1994、1999 和2005)並沒有帶來任務的實行,這些研究都是以核動力推進的飛行器為基礎,借用木星重力將飛行器彈射出橢圓軌道,從太陽的其中一極的上空飛過,衝入4倍太陽半徑的近日點,最後被送進次音速太陽風中。不過一些科學上、技術上、和成本上的因素讓這個概念難以實行:近日點的數據蒐集時間相當短(從極到極16小時)、經過太陽的次數有限(最多兩次)、音速邊界低於四倍太陽半徑的可能性,以及缺乏民用公共太空梭可以使用的核動力來源。

NASA 在2007 年推出了一個新的任務型態,利用七次金星重力助推,讓飛行器漸漸地靠近太陽。雖然這種新軌道只能讓飛行器達到距離中心9.86 倍太陽半徑的位置,但它讓任務長度顯著地提昇到七年,因此可以在太陽軌道的各個主要部分量測太陽風的狀態,也就是可以從最大值量到最小值。

日冕謎團的悠久歷史
在1869 年的日全蝕期間,威廉· 哈克尼斯(William Harkness)和查爾斯· 奧古斯塔斯· 楊(Charles Augustus Young)分別在太陽的可見光光譜中觀測到一條全新的,波長530.5 奈米的綠色譜線,不過這條
線沒辦法對應到任何已知的化學元素。安東· 卡爾· 格林瓦爾德(Anton Karl Grünwald)將這種假設性的新元素命名為冕素(Coronium)。在1930 年代晚期,華特· 格羅特里安(Walter Grotrian)計算得出一種特定原子躍遷產生的波長和綠色譜線吻合,而班· 埃德倫(Bengt Edlén)透過光譜學實驗證實了這個發現。這條譜線並非如五十年前人們所猜想,來自某個全新元素,它其實屬於高度離子化的正13價鐵離子,也就是一顆鐵原子共26顆電子中被拔去了13顆。

此時,科學家面臨到一個更加複雜難解的現象,正13 價鐵離子只有在數百萬度的高溫電漿中才有可能存在,因此表示日冕比太陽光球表面還熱很多,這項發現後來被稱為日冕加熱難題(coronal - heating problem)。在八十多年後,這個難題依舊令人費解,眾說紛紜。許多理論分別提出了不同機制來解釋日冕加熱的現象,包括磁場重新連結、阿爾文波(Alfvén wave)和紊流,但沒有任何一者可以透徹地解釋現象。

另外一個太陽之謎是由路德維希· 比爾曼(Ludwig Biermann)在1950 年代早期所觀察到:彗星尾巴會以每秒約400 公里往遠離太陽的方向流去。他在1956 年拜訪芝加哥大學時將這份結果發表給約翰·辛普森(John Simpson)聽,比爾曼提出了某種遠離太陽的「微粒狀輻射」會影響彗尾的方向。辛普森引用了日地物理學權威西德尼· 查普曼(Sydney Chapman)的想法來反駁,他認為太陽大氣層如同地球大氣層是靜止不動的。辛普森的其中一位同事,尤金· 帕克(Eugene Parker)—也就是NASA 的PSP 計畫命名來源—證明了太陽大氣層是高度動態的,某些氣流更可能從他所謂的太陽風中逃出,帕克不顧辛普森的反對意見,決定出版這份研究。

好幾家期刊都回絕了這篇單一作者的論文,帕克收到的批評中有一位建議他先去圖書館讀點書再來對這個題目寫論文;但是《天文物理期刊》的編輯蘇布拉馬尼安· 錢德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar)決定出版這篇文章。幾年後,水手二號任務證實了超音速太陽風的存在,太陽風受到磁化、高溫、高速且複雜。自從帕克的預測之後,天文學家持續地嘗試理解太陽風如何從日冕底部接近靜止的狀態,在很短的距離內被加速到每秒數百公里。

最後還有一個關鍵的謎團是科學家希望PSP 可以解答的:太陽如何為粒子注入能量?在1859 年,理查· 卡林頓(Richard Carrington)首次觀測到了太陽白光閃焰,隨之而來的是歷史紀錄以來最強烈的地磁風暴,電報通訊故障在世界各地上演。雖然有些科學家提出了太陽事件和地磁風暴可能有關連,但地表感應電流和爆炸性太陽事件的關係在當時仍不清楚。太陽活動和太陽週期的特性要等到喬治· 海爾(George Hale)在太陽黑子中觀測到強磁場才逐漸明朗。查普曼和文森佐· 費拉羅(Vincenzo Ferraro)接著針對太陽活動和地磁風暴之間的關聯提出了解釋,隨著1957 年史普尼克一號發射以及太空時代的開啟,太陽和地球之間的連結(主要由太陽磁場主導)更加無庸置疑。日冕中發生的事可以影響到地球的環境、太陽系中的星體、太空儀器,還有太空探索。

為何要如此接近?
在1958 年,美國國家學院太空科學理事會(Space Science Board)在國際地球物理年美國國家委員會的執行委員會要求下成立,目標在於調查人類或機器人進行太空探索的科學面向。理事會主席洛依德·貝克納(Lloyd Berkner)任命了十二個委員會,負責準備太空研究中特定領域的報告,審查實驗提案,並提出科學研究計畫的建議。其中兩個委員會—光學和電波天文學委員會,以及太空中場與粒子委員會—對美國的太空科學計畫做出了貢獻,也影響了NASA 挑選太空科學家的程序,貝克納指名辛普森做為後者的委員會主席,詹姆斯·范艾倫作為副主席。關於太空科學理事會的更多歷史,請參閱NASA歷史系列中的《探索未知(Exploring the Unknown)》。

在1958 年,由辛普森主導的委員會指出了發射太陽探測器到金星軌道進行太陽風取樣並了解基本日冕現象的必要性。從1960年代早期開始,在1 天文單位附近進行的太陽風測量顯示要回溯太陽風電漿被創造並加速的物理過程是不可能的。在太陽風抵達並遠離地球的過程中,會受到電磁波、不穩定性、紊流和其他物理現象的重重影響,要理解這些高溫電漿如何誕生、如何流動,唯一的方法就是在源頭進行測量,也就是太陽日冕。

太陽風獲得絕大部分的熱能和加速度的區域都是在阿爾文臨界面(也就是太陽風速度等於阿爾文速度之處)下方。在阿爾文臨界表面之外,電漿便不再和太陽一起轉動;換言之,磁場不再能夠牢牢固定住電漿。瞭解該表面下的物理狀況對於決定太陽風的角動量損耗、整體太陽圈的結構,和其他大尺度性質來說是不可或缺的。當電漿波接近(與遠離)太陽時會影響其局部的動力學,包括電漿紊流的演化、加溫和加速過程,這則會進一步改變太陽風的物理性質。再者,快慢電漿流之間會形成速度梯度,並決定了共同旋轉交互作用區域形成的初始條件,這些區域是地磁風暴發生的主要源頭。

為了進行所需的測量,PSP 配備了四個測量儀器套組:FIELDS 套組可以測量電磁場、電磁波、坡印廷通量、密度、溫度和無線電波;太陽風電子α 粒子質子(SWEAP)套組測量熱太陽風中電子、質子,和α 粒子的速度、密度和溫度;太陽科學整合研究(IS☉IS)套組可以測量能量介於一萬到一億電子伏特之間的高能電子、質子和重離子;太陽探測器廣域成像(WISPR)則可以拍攝太陽風、日冕物質拋射、衝擊波以及其它靠近並通過飛行器的物體結構。

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圖一:(a)帕克太陽探測器飛越日蝕時清楚可見的日冕結構,如插圖所示。(b)飛行器上WISPR 儀器所拍攝的影像顯示飛行器飛過日冕結構的上方和下方,不過日冕線條朝上與朝下移動的現象只是視覺上看似如此。(Courtesy of NASA/Johns Hopkins APL/Naval Research Laboratory)

圖一展示了飛行器第九次飛過日冕時WISPR 在近日點附近拍攝的一系列照片,WISPR 捕捉到視野上半的日冕結構向上移動,下半的結構往下移動,即便這些動態只是視覺上看似如此。影像也展示了一天文單位外無法見到的小型結構。這些特徵反映了太陽風剛誕生時高度動態的特性,來自FIELDS 和SWEAP 的電漿數據證實了PSP 確實越過了阿爾文臨界面,是此任務的重大里程碑。

磁場折返
自從首次飛過太陽日冕,PSP 已經提供了一張戲劇化的太陽風特寫影像,當中包含先前數據中未曾見過的特徵,雖然磁場強度遵守通量守恆所預期的距離平方反比,但磁場在靠近太陽處有著高度結構性,同時顯示明顯、無所不在的高幅度起伏。圖二(a)描繪了磁場向量的徑向分量測量值,其中包含快速且大幅度的極性反轉,它們和電漿噴射流有關。這種磁場反轉或稱為磁場折返(Magnetic field switchback)是場向量的旋轉,這時磁力線並不是改變其磁場方向的極性,而是摺疊成如圖二(b)中的之字形,這點可以由超熱(suprathermal)電子測量、α 粒子的流動變化,質子束測量以及阿爾文波的方向性來證實。磁場折返本身是阿爾文性的(Alfvénic),因此太陽風速度和磁場高度相關。儘管先前的尤利西斯號、太陽神一號和二號便有偶爾在太陽風中觀測到磁場折返,它的重要性是在PSP 的近期觀測後才獲得眾人注目。

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圖二:(a)帕克太陽探測器的FIELDS 套組在首次通過近日點時所測量到的太陽風磁場的徑向分量。測量結果中佈滿高強度起伏,當中磁場旋轉了將近180 度指向太陽再轉回來。(b)這些起伏可以用之字形折返的磁力線呈現,且在時間上成群出現,中間以磁場和其他電漿參數的寧靜期間隔。

磁場折返的發生頻率、型態、強度,以及它們在低速阿爾文太陽風,如此常見的事實使它成為PSP 起初幾次通過近日點中,最吸引人的亮點,磁場的折返在時間上成群出現,中間則是寧靜期,這段期間內磁場和其他電漿參數(包括速度、密度、溫度等等)不會有大幅度起伏。這些折返現象也帶有多餘的能量,而歐洲太空總署與NASA 合作的太陽軌道載具以及其他太空任務都測量到這些能量在較遠處減弱許多,因此,磁場折返一定是在太陽風中的某處將能量耗散並放出給電漿,很可能是以熱和速度的形式。

折返對於太陽風的加速與加溫有何貢獻目前並不清楚,不過,PSP蒐集到的數據中有線索顯示這些折返在特定點之後變得不穩定,並在紊流機制的作用之下將自己粉碎。若此事屬實,這是否就是科學家苦尋數十年,可以解釋日冕加熱和太陽風加速的鐵證?太陽科學家首先得了解並量化它們對太陽風電漿的熱力學有何貢獻。

折返另一個仍被爭論的面向就是它的起源:折返是否有不只一種產地,好比有些是在太陽大氣層低處形成,被太陽風抬升至PSP 所在高度並繼續往上?此外,折返可以在太陽風中局部性地發展形成嗎?解釋它們形成機制的模型可以分為兩類。第一類主張折返是在日冕底部透過磁場重新連結形成,第二類則是主張發生地點在太陽風當中。

換言之,理解磁場折返形成的物理機制可以幫助研究人員區分這兩類,試圖解釋電漿加溫加速的太陽風理論:磁場重新連結與紊流。最新的PSP 觀測資料似乎顯示太陽風折返和太陽表面磁場結構,也就是日冕底部的超顆粒結構和磁場漏斗,有所關聯,折返觀測有機會為我們對太陽風的理解給出更明確的框架。

高能粒子
在PSP 時代來臨之前,較靠近太陽0.3 天文單位之內的高能粒子環境一直是無法觸及的領域。過往研究通常是在1 天文單位之外進行觀測,研究結果認為高能粒子的來源有太陽閃焰、日冕物質拋射引發的衝擊波、共同旋轉交互作用區和流動交互作用區(兩者皆是快慢太陽風的交界面)、日冕噴射流和較罕見的小型事件。這些高能粒子的組成種類五花八門,包括電子、質子、α 粒子、較重的離子…… 等等。PSP 的IS☉IS 套組在太陽附近發現許多有趣現象,其中之一是小型太陽高能粒子事件,也就是日冕底部小型爆炸所帶來的放射線風暴。

圖三展示了幾天內發生的六次小型太陽高能粒子事件,儘管組成和來源各有不同,它們和較大的事件依然有一些共通特徵。圖三b 中標示為3、4、5 的連三次事件格外有趣,它們彼此之間時間間隔不到24 小時,貌似是來自太陽表面的同一個活躍區域,不過事件4 的粒子組成和另外兩者相當不同;質子與電子通量在事件3 和事件5 展現明顯的增加,事件4 則沒有。事件4 和其它兩次事件比起來也有氦- 3 的增量,粒子組成差異的起因目前並不清楚。事件4 可能和事件3 跟5來自兩個不同的活躍區域,後者接下來又產生了事件6,但事件6 的組成則和事件1 相似。

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圖三:帕克太陽探測器的IS☉IS 套組觀測到靠近太陽的高能粒子時。頻譜分別表示質子強度(子圖a、b、c);氦強度(子圖d);和電子數目(子圖e)。HETA(高能量望遠鏡A)、LETA(低能量望遠鏡)、EPI-Lo(高能粒子儀器),和HETB 都是IS☉IS 套組中的偵測裝置。(改編自參考資料15)

隨著時間逐漸來到太陽週期的極大值,太陽活動將變得越加活躍,所以PSP 將有機會在離太陽不同的距離觀測到各種強度的事件。PSP的新觀測將有助於釐清太陽圈內太陽高能粒子事件的起源、加速度、輸送等基本的問題。

無塵區
黃道塵雲(zodiacal dust cloud)是由環繞太陽運行的粒子組成,它們填滿了太陽系中心的星際空間。這厚厚一層環繞太陽的物質主要是由太陽系內圈的隕石撞擊和彗星活動產生,太陽圈內圈可以看到大量的小型粒子,它們來自磨碎的塵埃顆粒。小型塵埃粒子會流失角動量並逐進墜向太陽,這是因為太陽的輻射壓,或者更準確地說,波印廷-羅伯森效應(Poynting - Robertson effect)。此效應主要影響尺寸小於一毫米的塵埃顆粒,它們主要是由毀滅性撞擊、大型粒子的部分昇華、太陽風粒子濺射(sputtering)帶來的侵蝕效應,和顆粒的旋轉爆發(rotational bursting)。

更靠近太陽的地方可能有一個無塵區(dust - free zone),事實上,
亨利· 諾利斯· 羅素(Henry Norris Russell)在1929 年就預測了所有恆星周圍都有這種區域。鄰近太陽的小型粒子會被加熱到昇華點,而昇
華產生的氣體產物被太陽輻射壓和太陽風吹走,因此創造了一個空無一物的區域,其內緣便是無塵區的邊界,後續的研究也指向了同樣的結論,並將太陽周圍的無塵區邊界定在4 到5 個太陽半徑附近,不過,數十年來觀測資料都無法為無塵區的存在提供任何堅實的證據。

在PSP 發射前,科學家期望能在任務後期找到無塵區相關的線索。令許多人驚訝的是,它在第一次繞行便找到了足量的證據支持無塵區存在。在PSP 以前,1 天文單位之外所做的觀測顯示F 日冕亮度隨著逐漸靠近太陽,會在雙對數軸上持續地線性成長,這項數據並不支持無塵區,不過PSP 在較接近太陽處取得的數據顯示太陽表面一小段距離外出現顯著的亮度減低,這只有可能是源自於塵埃粒子密度在靠近太陽處突然減少,近期幾次近日點更低的繞行證實了亮度減低的顯著性。

太陽圈內部塵埃
除了解開九十年來懸而不決的無塵區謎題,PSP 也在太陽圈最內發現了前所未知的塵埃動力學。先前太空任務所做的觀測顯示黃道塵可以分為幾個種類:最主要的是α 流星體,也就是處於束縛態、以橢圓軌道繞日運行的粒子;以及β 流星體,處於非束縛態、以雙曲線軌道運行的顆粒,很可能是受α 流星體撞擊的產物。圖四同時也標示了其他塵埃種類。

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圖四:太陽圈內部的塵埃以及(a)PSP 的FIELDS 電子天線測量到的塵埃撞擊率,和PSP 前六次繞日軌道疊圖繪製。(b)PSP 的量測辨別出的不同塵埃種類(未依比例繪製):受重力束縛的α 流星體、不受束縛的β 流星體,以及一條潛在的塵埃流,稱為β 塵埃流(β-stream)。灰色的扇形是雙子座流星尾和黃道塵雲作用產生的新塵埃流。(改編自參考資料17)

不過,以往我們對於太陽圈最內部的塵埃環境一無所知。在PSP以前,沒有任何飛行器進入過太空中的這個區域。為了評估此一任務的風險,大量的心力投入該區域塵埃環境的建模,不過這些建模只是預測,沒有任何來自太陽圈該處的觀測結果可供比較。雖然PSP 沒有專門針對塵埃的偵測器,但整個飛行器本身就可以作為一個巨大的塵埃撞擊偵測器。當高速塵埃粒子撞到飛行器表面,產生的電漿雲所帶的電場可以由FIELDS 電子天線量測,量測所得的塵埃撞擊率中含有太陽系內部撞擊環境的重要資訊。

圖四描繪了PSP 測量的塵埃撞擊率,在前三次繞日運行的過程中,塵埃撞擊率在近日點不遠之前出現了一次高峰值,接著在近日點之後逐漸下降,如圖四(a)所示。後續幾次繞行又偵測到兩個高峰,分別在近日點前與後,建模結果顯示近日點前的高峰符合α 與β 流星體的分布,PSP 的塵埃撞擊數據也表明產生β 流星體的撞擊事件發生在10~20 倍太陽半徑的區域內。近日點後的高峰無法由模型重現,除非考慮第三種塵埃,也就是所謂的β 塵埃流。如果PSP 量測到的是β 塵埃流,那將會是首次直接觀測到小行星和彗星塵埃尾在通過黃道塵雲時產生的撞擊性侵蝕。

隨著任務持續進行, 將有可能發現更多其它方式難以偵測的流星體。潛在的β 塵埃流很可能與神秘的小行星法厄同3200(3200 Phaethon)帶來的雙子座流星雨有關。這顆小行星就像是一顆塵埃尾有2.5 × 108 公尺長的彗星,在靠近太陽時發亮。剩下未解的謎題就是為何一顆岩石組成的小行星會不斷在身後拋出塵埃,進而點亮雙子座流星雨。

金星的環日塵埃環
PSP 在第四次接近近日點之前,於2020年1月12日到23日這段延伸活動期間蒐集科學數據。飛行器從0.5 天文單位前進至0.25 天文單位(的區域),並反覆的進行180 度翻轉和地球通訊並控制自身的動量。這類飛行動作不會在接近近日點時進行,因為此時WISPR 影像鏡頭會持續的指向飛行器前進的方向,又稱為飛行方向(ram direction)。在延伸活動時,WISPR 鏡頭會記錄飛行方向和反方向的影像,圖五為WISPR 影像的組成投影在球面上。

蒐集到的數據需要不同於頭兩次通過近日點的處理方法,那時候WISPR 只有取得飛行方向的影像。新的數據顯示有一道淡淡的光芒橫跨整個儀器視野,亮度比背景的黃道光多出1%。這道光芒顯然不是假影,也不可能是來自日冕,因為日冕結構不會延伸到太陽之外如此遠處。

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圖五:由帕克太陽探測器首次觀測到的環日塵埃環沿著金星軌道顯示出淡淡光芒(紅色圓點連線)。飛行器上的WISPR 偵測器在第四次靠近近日點前的延伸活動期間蒐集到這些影像。圖片中央的圓盤是未依比例且被飛行
器熱遮罩擋住的太陽,右側和左側的影像分別是飛行器的飛行方向及其相反方向。(改編自參考資料18)

這道光和金星軌道精準地重合(見圖五),PSP 首次沿著軌道取得環日塵埃環的完整影像,先前及後續的數據由新的處理方法分析過後證實了塵埃環的存在。現在的問題是:這樣的塵埃環是怎麼形成的?有兩個競爭理論:金星或是沿金星軌道運行的小行星產生的共振重力阱困住了這些塵埃,兩種理論都可能是對的,也許還有其它更好地解釋。

PSP 的主要任務已經進入第四年,至今它已經發現了許多現象。這些發現大多是在太陽極小期發生的,但太陽正逐漸邁入預計於2025年來臨的極大期。太陽科學家勢必將會發現日冕和太陽圈內部更多不同的面向。他們已經等不及要在飛行器通過最猛烈的太陽噴發時取得數據,以了解粒子何以如此激烈地加速,PSP 正在改寫我們對於太陽與太陽風(或更廣泛地來說,恆星與恆星風)的基本認識。

 

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------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------本文感謝Physics Today(American Institute of Physics)同意物理雙月刊進行中文翻譯並授權刊登。原文刊登並收
錄於Physics Today, Nov. 2022 雜誌內(Physics Today 75, 11, 28-34(2022); https://doi.org/10.1063/PT.3.5120)。原文
作者:Nour E. Raouafi。中文編譯:林祉均,國立清華大學物理所研究生。
Physics Bimonthly(The Physics Society of Taiwan)appreciates Physics Today(American Institute of Physics)
authorizing Physics Bimonthly to translate and reprint in Mandarin. The article is contributed by Nour E. Raouafi and
was published in(Physics Today 75, 11, 28-34(2022); https://doi.org/10.1063/PT.3.5120). The article in Mandarin is
translated and edited by J.R Lin(National Tsing Hua University).