导读 太阳耀斑是太阳大气层中发生的极其强烈的事件，持续时间从几分钟到几个小时不等。根据标准耀斑模型，引发这些的能量是由加速电子传输的，这...

太阳耀斑是太阳大气层中发生的极其强烈的事件，持续时间从几分钟到几个小时不等。根据标准耀斑模型，引发这些的能量是由加速电子传输的，这些电子从日冕中的磁重联区域冲向色球层。

当电子与色球等离子体碰撞时，它们会将能量沉积在等离子体中，从而使等离子体加热并电离。它们还会在电磁波谱的几个波段中产生强烈辐射。能量沉积的区域称为太阳耀斑“足点”，它们通常以磁连接对的形式出现。

最近的一项研究旨在测试标准模型的有效性，将基于该模型的计算机模拟结果与麦克马斯-皮尔斯望远镜在太阳耀斑 SOL2014-09-24T17:50 期间提供的观测数据进行比较。该研究重点测量了耀斑中两个成对色球源的红外辐射之间的时间滞后，并发表在《皇家天文学会月刊》上。

“我们发现望远镜的观测数据与模型预测的行为之间存在显著差异。在观测数据中，成对的足点表现为色球层的两个非常明亮的区域，”文章第一作者、巴西圣保罗麦肯齐长老会大学工程学院 (EE-UPM) 射电天文学和天体物理中心 (CRAAM) 教授 Paulo Jos&ute; de Aguiar Simões 说道。

“由于入射电子从日冕的同一区域离开并遵循相似的轨迹，根据模型，这两个斑点应该在色球层中几乎同时变亮，但观测数据显示它们之间存在 0.75 秒的延迟。”

0.75 秒的延迟似乎无关紧要，但研究人员计算出，考虑到所有可能的几何配置，根据该模型，最大延迟应为 0.42 秒。实际数字几乎高出 80%。

“我们使用了一种复杂的统计技术来推断足点对之间的时间滞后，并通过蒙特卡罗方法估算了这些值的不确定性。此外，我们还通过电子传输模拟和辐射流体动力学模拟对结果进行了测试，”西蒙斯说。

“通过部署所有这些资源，我们能够为电子在日冕和色球层之间的飞行时间以及红外辐射的产生时间构建不同的场景。所有基于模拟的场景都显示的时间滞后远小于观测数据。”

测试的场景之一是日冕中电子的螺旋形和磁捕获。

“利用电子传输模拟，我们探索了耀斑足点之间磁不对称的情况。我们预计电子色球穿透时间滞后与足点之间磁场强度的差异成正比，这也将由于磁捕获效应而增加到达色球的电子数量差异。

“然而，我们对X射线观测数据的分析表明，足点强度非常相似，这表明这些区域沉积了相似数量的电子，并排除了这是导致观察到的发射时间滞后的原因，”他说。

辐射流体动力学模拟还表明，色球层的电离和复合时间尺度太短，无法解释这种滞后现象。

“我们模拟了红外发射时间尺度。我们计算了电子向色球层的传输、电子能量沉积及其对等离子体的影响：加热、膨胀、氢原子和氦原子的电离和复合，以及在该位置产生的辐射，这些辐射具有释放过剩能量的效果，”西蒙斯说。

“红外辐射是由于等离子体中原本处于中性状态的氢离子化，导致色球层电子密度增加而产生的。模拟显示，由于加速电子的穿透，电离和红外辐射几乎瞬间发生，因此无法解释足点辐射之间 0.75 秒的滞后。”

总而言之，按照该模型模拟的所有过程均无法解释观测数据。研究人员得出的结论在某种程度上是显而易见的：太阳耀斑的标准模型需要重新制定，这是科学方法的要求。

“观察到的色球源之间的时间滞后对电子束能量传输的标准模型提出了挑战。较长的延迟表明可能涉及其他能量传输机制。磁声波或传导传输等机制可能是解释观察到的延迟的必要因素。应该考虑这些额外的机制，以全面了解太阳耀斑，”西蒙斯说。