奧斯陸大學和華威大學的科學家，首次在太陽日冕中直接觀測到扭曲的阿爾芬波（磁流體動力波），這一發現揭示了磁波的起源及其在太陽日冕加熱中的作用。就像裝滿水的池塘一樣，充滿磁化等離子體的太陽大氣可以支援各種波，瑞典等離子體物理學家漢尼斯·阿爾芬(Hannes Alfvén)在1942年預測了純電磁波，也被稱為阿爾芬波(Alfvén wave)，後來他在1970年獲得了諾貝爾獎。

阿爾芬波（磁流體動力波）被認為在太陽外層大氣日冕的加熱中起著重要作用，日冕達到數百萬度的溫度。然而，太陽的可見表面溫度要低得多，溫度只有5500攝氏度左右。常識表明，我們離溫暖的物體越遠，溫度就會降低。然而，這並不適用於太陽大氣。也多虧了它們的特性，阿爾芬波能夠有效地將能量從較低的太陽大氣層一直帶到日冕。在太陽上的結構中，它們表現為磁場在交替方向上的扭轉運動。

這類似於週年紀念時鐘中旋轉的鐘擺的運動，然而眾所周知，它們很難被探測到，因為它們只能在太Sunny譜中看到，因為它們來自太陽大氣中的原子發射。發射波長受到波的擾動，就像一個警報器在經過觀測者時改變了音調。到本發現為止，還不清楚太陽日冕中是否存在扭曲的阿爾芬波，或者它們是如何產生的。太陽磁場被太陽大氣最低層的動態運動連續扭曲和編織，如果這種扭曲的結構不穩定，它可能會噴發。

並通過一個稱為磁重聯的過程與周圍的磁場重新連線。由挪威奧斯陸大學Petra Kohutova博士領導的科學家小組已經設法非常詳細地觀測到了發生在太陽邊緣東部的這樣一個事件。在噴發期間，磁場中積累的能量被釋放到日冕中，超過了磁場平衡，並觸發了大規模的扭曲阿爾芬波。為了分析這一事件，研究人員結合了美國宇航局兩個天基天文臺的資料：介面區域成像光譜儀(IRIS)和太陽動態天文臺(SDO)。

研究人員能夠從太Sunny譜中恢復關於噴發期間太陽等離子體運動的資訊，並將其與成像資料中看到的動力學聯絡起來。結合成像和光譜特徵，現已經獲得了產生阿爾芬波的明確證據，阿爾芬波將磁能從重聯地點帶到日冕中。除了第一次在日冕中直接觀測到扭轉的阿爾芬波之外，研究還證明了磁重聯可以導致阿爾芬波的產生，其研究發現現已發表在《天文學與天體物理學》期刊上。

由於較低太陽大氣充滿了小尺度的扭曲磁結構，這樣的造波機制很可能是非常常見的。這是一個重要的發現，因為研究可以得出結論，在太陽大氣中發生無處不在的磁重聯事件，可以在太陽全球範圍內激發阿爾芬波。然而，要讓望遠鏡能夠探測到這樣的事件，就必須有較高的空間和光譜解析度，在夏威夷建造的4米丹尼爾·K·井上太陽望遠鏡是世界上最大的太陽望遠鏡，可能會為天文學家提供日冕加熱之謎中缺失的部分。

參考期刊《天文學與天體物理學》

DOI: 10.1051/0004-6361/201937144