M矮星色球层磁场的首次探测：揭示恒星高层大气能量传输与系外行星宜居性新线索

《Nature Communications》：Measuring the magnetic fields in the chromospheres of low-mass stars

　　本刊推荐：针对恒星高层大气磁场长期缺乏直接测量的问题，研究人员通过长达十年的光谱偏振观测，首次实现对三颗M矮星（AD Leo、YZ CMi、EV Lac）低层和中层色球层磁场的系统测量。研究发现色球层纵向磁场强度可达数百高斯，且中层色球层磁场方向常与光球层相反，揭示了M矮星大气磁场的复杂层状结构，为理解恒星冕区加热、爆发机制及其对系外行星宜居性的影响提供了关键观测约束。

　　

在浩瀚宇宙中，M矮星（又称红矮星）作为最普遍的恒星类型，占据了银河系恒星总数的三分之二以上。这些低质量恒星不仅寿命远超太阳，其周围宜居带内发现的类地行星数量也呈爆发式增长，成为系外生命搜寻的重要目标。然而，M矮星通常表现出极其活跃的磁活动，频繁爆发超级耀斑（superflare，能量达10^33-38 erg）并释放强烈的高能辐射，可能对其周围行星的大气演化和生命起源产生毁灭性影响。理解这些剧烈活动背后的驱动机制，关键在于揭示恒星高层大气（特别是色球层和冕区）中磁场的存储与释放规律。

长期以来，由于技术限制，天文学家对太阳系外恒星色球层磁场的认知几乎空白。现有理论主要依赖对光球层磁场的数学外推，但太阳观测表明这种外推往往与实测结果存在显著偏差。更复杂的是，恒星大气中的大部分磁能实际上储存在小尺度磁场结构中，而这些结构在色球层通常呈现更加弥散的分布特征。M矮星作为完全对流恒星，其磁发电机机制可能迥异于太阳，这使得对其高层大气磁场的直接测量显得尤为迫切。

在这项发表于《Nature Communications》的最新研究中，由北京师范大学仓田骐领衔的国际合作团队通过分析ESPaDOnS和NARVAL两台高分辨率光谱偏振仪长达十年（2005-2019年）的观测数据，成功实现了对三颗活跃M矮星（AD Leo、YZ CMi、EV Lac）色球层磁场的首次系统性测量。研究团队创新性地利用形成于不同大气高度的特征谱线作为探测窗口：通过Hα线（656.3 nm）探测低层色球层，通过钙红外三重线（Ca IRT，849.8/854.2/866.2 nm）探测中层色球层，同时利用数千条光球层吸收线的平均轮廓监测光球层磁场。

关键技术方法包括：1）光谱偏振测量技术，使用ESPaDOnS（加拿大-法国-夏威夷望远镜）和NARVAL（法国贝尔纳·利奥望远镜）获取370-1050 nm波长范围内的斯托克斯参数I（强度）和V（圆偏振）；2）最小二乘反卷积（LSD）方法，通过交叉相关提升信噪比，提取光球层和Ca IRT线的平均偏振轮廓；3）重心（COG）法计算纵向磁场强度〈B_?〉，适用于从弱场到强场（kG级）的广泛条件；4）对Ca IRT谱线进行光球层成分建模与扣除，确保获得纯净的色球层信号。

大尺度磁场结构

通过分析不同自转相位下的磁场变化，研究人员发现这三颗M矮星的色球层大尺度磁场在月度时间尺度上保持稳定。在具有完整相位覆盖的观测时段（AD Leo：2008年；YZ CMi：2007年末-2008年初；EV Lac：2007年），磁场变化模式可以用二次谐波傅里叶级数很好地拟合，表明与恒星共转的大尺度色球层磁场结构在一个月内基本保持不变。这种稳定性为研究恒星磁场的长期演化提供了可靠基础。

层间依赖的磁场特征

研究最引人注目的发现是不同大气层磁场方向的显著差异。虽然低层色球场〈B_cL〉方向通常与光球场〈B_p〉一致，但中层色球场〈B_cM〉经常出现与光球场相反的极性。特别是在AD Leo中，超过半数观测显示〈B_cM〉与〈B_p〉符号相反。这种极性反转现象可以通过光球场外推部分重现，但详细的模式差异提示近表面存在更复杂的物理过程，如小尺度磁场或比预期更弥散的大尺度磁环。这与太阳上光球-色球磁场极性基本一致的情况形成鲜明对比。

磁场结构的复杂性

通过计算不同层间磁场的相关系数（表1），研究团队量化了三颗恒星磁场结构的复杂程度。YZ CMi显示出最强的层间相关性（光球-低层色球ρ=+0.84，光球-中层色球ρ=+0.65），表明其大尺度磁场拓扑结构最为有序稳定。相比之下，AD Leo的层间相关性最弱（光球-低层色球ρ=-0.22，光球-中层色球ρ=-0.57），而EV Lac则呈现混合特征（低层色球与光球强相关，但中层色球与两者均负相关）。这些差异反映了不同M矮星内部发电机机制可能存在的多样性。

与耀斑发生和能量的关系

通过分析TESS（凌星系外行星巡天卫星）的耀斑观测数据，研究发现磁场复杂性与耀斑频次分布存在潜在关联：磁场结构最复杂的AD Leo表现出较少低能耀斑和较多高能耀斑（特别是超级耀斑），而磁场更有序的YZ CMi则呈现更均匀的耀斑分布。这表明表面更丰富的小尺度磁场可能导致更复杂的整体磁场结构，进而促进磁能耗散（产生更多大耀斑而减少小耀斑），修剪耀斑频次分布。

研究结论强调，M矮星色球层中存在与光球层强度相当（数百高斯）但结构复杂的磁场，这些弥散分布的磁场储存了大量磁能，可能通过耀斑、日冕物质抛射和强烈紫外/X射线辐射等方式释放。这一发现不仅为理解恒星高层大气加热和爆发机制提供了关键能量约束，更重要的是为评估恒星磁活动对系外行星宜居性的影响建立了观测基础。考虑到这是首次对太阳以外恒星的色球层磁场进行系统测量，该研究开辟了恒星高层大气磁场研究的新途径，对系外行星空间环境研究具有里程碑意义。

研究的创新性在于首次实现了对系外恒星色球层磁场的定量测量，揭示了M矮星大气磁场的复杂层状结构及其与耀斑活动的潜在关联。这些观测结果挑战了传统的光球层磁场外推模型，表明活跃M矮星的色球层可能由弥散或更复杂的磁场结构主导。未来结合更多波段的同步观测和数值模拟，将有望深入理解完全对流恒星磁发电机的独特性质，以及恒星磁活动对行星宜居性的真实影响程度。