日冕物质抛射(CME)的速度是影响其到达地球空间的时间以及诱导地磁暴强弱程度的关键因素之一。一般认为CME由磁绳爆发驱动，因此磁绳在爆发初期的加速机制，即磁场能量的释放机制(将磁能转化为磁绳的动能)是太阳物理与空间天气领域一个重要且非常基本的课题。
理论和数值模拟研究均表明，日冕中存在两种最为重要的磁能释放机制，即磁场重联过程（一般对应于耗散MHD不稳定性）与大尺度磁绳结构的理想MHD不稳定性（如Kink和Torus不稳定性）。二者均可将日冕磁能转化为磁绳的动能，即对磁绳加速做出贡献。理想不稳定性过程通过将不稳定性触发时引起的失衡大尺度洛伦兹力作用于磁绳，从而对其直接加速。而磁场重联主要通过电流烧蚀改变磁场-电流的全局分布，进而减弱作用于磁绳之上的磁约束力；重联所产生的高速喷流也会起到一定的加速作用；此外，重联还会起到磁通再分配的作用，将原本属于背景场的磁通转变为磁绳的磁通。上述几方面均可影响磁场重联过程对磁绳的加速作用。
很多观测表明CME速度与耀斑软X射线通量呈现同步演化的特征，类似的特征也存在于CME加速度与硬X射线通量(重联释能率)、重联率和重联电场之间。这些观测可以用磁场重联与磁绳加速之间存在的正反馈效应来解释，因此一般将它们作为磁场重联加速磁绳的观测依据。不过需要指出的是，这一解释是基于物理参数的相关性分析做出的，而相关性分析往往会误导研究人员的判断，即两者间的强相关并无法代表两者一定具有因果关系。
由于单纯的理想不稳定性过程不会像磁场重联那样产生明显的X射线和极紫外线等电磁辐射以表明自己的存在与作用，因此，要从观测上直接证认理想不稳定性对磁绳加速的贡献并不容易。另外，在实际太阳爆发过程中，理想和耗散不稳定性的相关过程往往同时或在间隔很短的时间内对磁绳实施加速，这使得难以通过观测数据比较二者对加速的相对贡献大小。多年来，我们多次探讨这个问题，通过数值模拟分析理想不稳定性对磁绳加速的贡献，并试图借助一些特殊事件从观测上寻找其加速磁绳的蛛丝马迹，现对其一一进行介绍。
第一探是通过数值模拟计算(Chen et al. 2007 ApJ)。
CME发生时往往能观测到重联发生的迹象，如爆发后环，耀斑双带等。因此难以从观测上确认理想不稳定性对加速是否存在贡献，并比较其与磁场重联贡献的大小。陈耀等人构建了一个磁绳MHD爆发模型，通过特殊数值技巧可以在模拟过程允许或完全抑制磁场重联的发生，从而得以比较有无重联时磁场能量释放即磁绳加速过程的异同。计算表明在没有磁场重联发生时，完全靠大尺度磁力做功的CME的速度也可以达到1000 km/s以上；而如果引入磁场重联，其速度可以进一步明显增加。定量分析显示磁绳的理想不稳定性和磁场重联对CME的加速贡献可以是可比的。
第二探是通过分析十余例无伴随X射线耀斑的快速CME事件(Song et al. 2013 ApJ)。
为了给理想不稳定性加速CME寻找观测依据，我们在第23个太阳活动周中搜寻到13例无伴随X射线耀斑的快速CME事件。这些CME的共同特征是速度在1000 km/s以上，没有伴随可以探测的软X射线耀斑。同时，硬X射线与微波辐射等也均没有增强。虽然在这些事件中都可以观测到磁场重联存在的迹象，但是这种快CME与弱重联的不对称性暗示有其它机制(理想MHD不稳定性)对磁绳加速做贡献。因此，此类事件为从观测上支持理想不稳定性加速磁绳提供了一定支持。
第三探是通过分析一例具有两个快加速相的活动区暗条爆发事件(Song et al. 2015 ApJL)。
SDO提供了时间分辨率12秒的全日面多波段成像观测，这为我们在第24个太阳活动周再次从观测上探讨磁绳的加速机制提供了更多机会。我们注意到一个活动区暗条爆发事件有两个快加速相。第二个加速相的速度(加速度)与软(硬)X射线之间有很好的同步演化特征，意味着重联在加速过程中可能起主要作用。而第一个快加速相的速度(加速度)与软(硬)X射线之间毫无相关可言。因此，在第一个快加速相中起主要作用的可能是磁场重联之外的其它加速机制(理想不稳定性)。定量分析表明，两个快加速相的平均加速度大小相近，且持续时间相当，意味着两种机制对磁绳的加速贡献是可比的。这也与先前的数值模拟结果相吻合。
第四探是通过分析一例只有一个快加速相的宁静区暗条爆发事件(Song et al. 2018 ApJL)。
这是我们最近的工作，现做稍微详细的介绍。这个宁静区暗条爆发事件发生在2011年12月25日，伴有一个C1.1级别的X射线耀斑。事件发生时STEREO A (B)与日地连线的夹角约为107 (110)度，如图1左所示。在地球方向看来，暗条位于接近日面中心的位置，如图1右反S形点线所示。AIA 304 Å波段清晰观测到暗条爆发过程中耀斑双带的分离运动，结合HMI的磁场测量数据可以获得总的重联磁通量和磁通量变化率(重联率)。图中虚线(实线)表示从STEREO A (B)角度观测对应的日面边缘位置。对于A来说，这是一个临边事件，投影效应小，可以更为准确地测量此暗条的运动学过程。
图1 SDO、STEREO A和B三颗卫星的相对位置(左)。暗条爆发前AIA 304 Å的全日面观测(右)。
我们借助STEREO A上搭载的EUVI和COR1的观测来分析爆发暗条的运动学过程。暗条顶点高度随时间的变化过程，可以通过成像观测直接获取。在此基础上可进一步得到暗条爆发过程中的速度和加速度随时间的演化关系。图2上是暗条的速度，伴随耀斑的软X射线流量以及总的重联磁通量随时间的演化关系。暗条爆发始于00:00 UT左右，而耀斑的脉冲相始于00:20 UT。暗条速度与软X射线流量均在00:50 UT左右达到峰值。暗条的整个加速过程约为50分钟，即00:00 – 00:50 UT。我们以耀斑脉冲相的开始时间(00:20 UT)为界将其分为两个阶段，即两个加速阶段分别对应耀斑前相和脉冲相。第一阶段暗条速度从0 km/s上升至150 km/s，平均加速度为0.13 km/s2；第二个阶段速度从150 km/s继续增加至420 km/s，平均加速度为0.15 km/s2。两个阶段的平均加速度相当，然而其重联率却相差一个数量级，如图2下所示。由此推测在第一个加速阶段中，应该存在其它加速机制(理想不稳定性)的贡献。第二阶段中速度与软X射线流量同时达到峰值，且重联率较第一个阶段大大提高，暗示此阶段加速过程中可能以磁场重联的贡献为主。
图2下进一步给出了加速度、重联率和软X射线的导数(可以看做硬X射线)随时间的演化关系。加速度首先在第一阶段缓慢增加，然后在第二阶段及耀斑下降相随重联率的降低而逐渐下降，直至趋于零。整个演化过程的大致趋势(绿色实线)与先前报道的加速度和重联率以及硬X射线的关系类似。但是在第一阶段的加速过程中，加速度明显过大。如果磁场重联始终是唯一的加速机制，则第一阶段加速度的演化过程应该类似于绿色虚线所示。这再次暗示第一阶段中存在其它加速机制(理想MHD不稳定性)，且以其为主，第二阶段则更像以磁场重联的贡献为主。由于两个阶段的平均加速度大小相当且持续时长相差不大，两种机制对此暗条爆发的加速贡献应该是可比的。
图2 暗条速度(黑)、软X射线通量(红)和总的重联磁通量(蓝)随时间演化关系(上)。暗条加速度(黑)、软X射线导数(红)和重联率(蓝)随时间演化关系(下)。
此处需要强调两点，一是在观测上直接确认理想不稳定性对磁绳加速存在贡献目前仍非易事，只能通过细致分析观测结果获得一些间接的支持。我们的基本逻辑是：若磁绳的运动学参数与伴随耀斑的重联参数之间存在同步演化可以作为支持重联加速磁绳的观测依据(当然，这一点是基于相关或同步分析，并无法严格说明重联在起重要作用)，那么当这种相关性不存在时，则意味着重联释能过程的重要性堪忧，从而暗示存在其它加速机制(如理想不稳定性)的贡献；二是在不同的事件中，两种能量释放机制对磁绳加速的贡献大小可能会存在巨大差异。一些事件中，两种机制的贡献可以是相当的，而另一些事件中则可能以磁场重联或理想不稳定性为主。
本项研究工作由山东大学、蒙大拿州立大学、乔治梅森大学、南京大学和云南天文台等单位联合完成，已被The Astrophysical Journal Letters接收发表。论文作者感谢国家自然科学基金和山东省自然科学基金等项目的共同资助。宋红强感谢陈鹏飞和林隽两位老师的有益讨论。
Hong-Qiang Song, Yao Chen, Jiong Qiu, Chang-Xue Chen, Jie Zhang, Xin Cheng, Yuan-Deng Shen, and Rui-Sheng Zheng, The Acceleration Process of a Solar Quiescent Filament in the Inner Corona, The Astrophysical Journal Letters, 2018.
