太阳“罕见”的白光耀斑其实随处可见

太阳耀斑是磁能的突然释放。它们发出辐射、高能粒子和等离子体，驱动着整个太阳系的空间天气。有一类特殊的耀斑甚至能让太阳的可见光变亮：白光耀斑。有记录的第一次白光耀斑于1859年被卡林顿（Carrington）和霍奇森（Hodgson）各自独立观测到。

从那以后，白光耀斑一直被视为罕见而极端的现象。耀斑的大部分能量是在高层的日冕中释放的，很难把足够多的能量向下传送，去加热发出可见光的深层大气。早期的地面研究每年只统计到寥寥几次。在美国国家航空航天局（NASA）的太阳动力学天文台（SDO）之前，被确凿认定为白光耀斑的只有约150次；如今的数量是几百次，大多属于最大的X级和M级。耀斑按X射线亮度从弱到强分为B、C、M、X四级。另一派长期以来持相反观点：每一次耀斑都可能发出白光，只是望远镜的灵敏度不够，看不到而已。

逐个像素

中国国家天文台和西华师范大学的Shuanghong Li、Yongliang Song及其同事着手用SDO的HMI相机来解决这个问题。15年多来，这台相机每45秒就拍摄一次太阳的可见表面，像素大小约为半角秒（角秒是一个极小的角度，即1/3600度）。

他们的方法有意保持简单。对于耀斑区域中的每个像素，他们追踪其亮度随时间的变化，减去缓慢变化的背景，再寻找脉冲。如果耀斑期间最强的脉冲比其前后的脉冲高出至少6倍于这些脉冲的离散程度，这个像素就算作在发光。只有一两个像素的孤立斑点被剔除，以排除宇宙线击中和噪声像素的干扰。所有耀斑都采用同一个阈值。

他们选择了一个要求很高的样本：2011年1月至2025年5月间的769个活动区——太阳黑子周围、耀斑爆发所在的磁性区域——均选自最不活跃的活动区，每个活动区产生的耀斑都少于10次。由此得到1951次耀斑——其中547次为B级（样本中最弱的类别），1316次为C级，88次为M级，而X级的大耀斑一次也没有。

每两次耀斑中就有一次

1951次耀斑中有1012次发出了白光：51.9%。这一比例随耀斑规模增大而上升：B级为36.9%，C级为55.9%，M级为85.2%。作者写道，白光辐射“首次”被证明即使在B级耀斑中也很普遍。

在这些较平静的活动区中，有三分之二（769个中的508个）至少产生过一次白光耀斑。一个活动区产生的耀斑越多，出现白光耀斑的可能性就越大：只有一次耀斑的活动区中为43.6%，两次的为68.1%，三次的为76.5%，四次的为86.1%，而有六次或更多耀斑的活动区几乎全都出现过。逐年来看，这一比率与样本活动区中太阳黑子的数量紧密相关（相关系数r ≈ 0.85）。它对纬度没有偏好，并随太阳活动周变化：第24周中约57%的耀斑发出白光，第25周迄今为45%。

藏在眼皮底下

为什么它们这么长时间都被漏掉了？作者称之为“核”（kernel）的那些发光斑块极小：大多不到2平方角秒（约合8个相机像素），从不超过5平方角秒。它们大多持续6到16分钟，只让表面亮度提高3%到20%，通常为6%到9%——恰好在许多早期研究用来判定探测成功的8%阈值附近。

最重要的是，它们大多位于太阳黑子之外，处在宁静太阳区域：B级耀斑中91.4%的核、C级耀斑中86.1%的核，以及M级耀斑中仍有74.4%的核都是如此。在那里，背景本来就很亮，对比度很弱，肉眼难以看出。而且当一次耀斑有多个核时，它们通常并不同步变亮，因此只比较两幅快照就会漏掉其中一些。小耀斑大多只有一个核；M级耀斑通常有三个以上。

是什么决定了亮度

然而，核的亮度与耀斑的级别、局部磁场或核的大小都没有关系。它与核持续的时间以及上升所需的时间有关。作者推测，耀斑发生时的磁场位形决定了深层大气被加热的效率。大约一半的核在耀斑X射线信号的两个标志性时刻之间达到峰值，这表明多种加热过程共同起作用。

太阳之外

这一发现的意义超出了我们这颗恒星。太阳白光耀斑与其他恒星上的耀斑相似，而弱的恒星耀斑会淹没在整颗恒星的光芒之中。作者提出，那些从未观测到耀斑的恒星，可能和太阳一样活跃。他们也列出了自身的局限：短于45秒或小于半角秒的现象都会逃过相机，孤立斑点被剔除了，而且样本中大多是小耀斑。

作者指出，这项研究问世时，距卡林顿的观测已过去170多年——而今年正逢他诞辰200周年。