最近，南京大学天文与空间科学学院丁明德教授课题组与美国蒙大拿州立大学物理系Dana Longcope教授课题组合作，在日冕加热机制研究方面取得重要进展，有关成果“Observationally Quantified Reconnection Providing a Viable Mechanism for Active Region Coronal Heating”于2018年2月15日在Nature Communications上在线发表（文章链接https://www.nature.com/articles/s41467-018-03056-8）。

日冕加热是天体物理中的经典难题之一。太阳大气的温度在光球层仅为六千度左右，但到了日冕层却高达几百万度。究竟是什么形式的能量传输至日冕，以什么机制耗散，长期以来一直是天体物理学家探索的热点。目前比较流行的日冕加热机制包括阿尔芬波加热和纳耀斑加热。研究表明，阿尔芬波能够携带足够的能量至日冕，但是其中的能量耗散机制以及能量耗散的比例并不清楚。纳耀斑是通过磁重联加热，但因为规模小，在观测上难以探测。磁重联机制经常需要假设一个很高的反常电阻率，它的物理本质并不清楚。因此，解决日冕加热问题的关键是通过观测数据来直接约束能量释放的速率，而不依赖于对具体的能量释放过程及相关物理量的假设。

丁明德教授课题组提出了一种新的研究思路，利用卫星观测资料测量出活动区冕环的“非理想”速度，即冕环的实际运动相对于“冻结”在理想等离子体上所产生的额外“滑动”。这个速度正比于磁重联的速率，据此可推导出加热冕环的能流密度（图1）。在流体静力学平衡条件下，可以进一步推导出冕环的温度和密度分布，重构出整个日冕。这个方法推导出的能量耗散速率完全取决于观测物理量，即“非理想”速度，而不依赖于对磁重联中反常电阻率的假设。研究表明，基于以上的物理图像重构出的活动区日冕与实际观测的日冕无论在定性（形态结构）上还是定量（微分辐射度分布和亮度分布）上都非常相似（图2）。通过模型和观测的比较，确定了参与重联的磁环直径约为160公里，与近期高分辨率观测到的冕环精细结构的尺寸相吻合。该项研究证明了脉冲式的重联事件是加热活动区日冕的有效机制。

该论文第一作者为课题组博士生杨凯，通讯作者为丁明德教授和郭洋副教授。该项工作得到国家自然科学基金、科技部973计划、国家留学基金委的资助。

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图1冕环“非理想”速度的测量和能流密度的计算

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图2实际观测的日冕与模型计算的日冕的比较

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