兩次爆發，截然不同的能量變化
2025 年 9 月 14 日與 16 日觀測到的兩次太陽爆發，讓班加羅爾的科學家及其國際合作夥伴得以更深入了解：從太陽逸出的物質如何在運動、熱與磁場之間分配能量。較快的一次爆發速度約為每秒 645 公里。較慢的一次速度約為每秒 145 公里，然而早期膨脹更為明顯，且以熱形式儲存的能量占比逐漸增加。
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研究人員結合印度 Aditya-L1 與歐洲太空總署 Proba-3 的同步觀測。兩者的儀器觀測太陽附近幾乎相同的區域，卻蒐集不同類型的資訊：一者測量高溫氣體發出的光譜，另一者則拍攝影像，呈現爆發的形狀與運動。
印度天文物理研究所（IIA）的科學家與歐洲及美國的太陽物理學家合作，運用這些互補測量，估算爆發的質量、密度與能量。這項協同日冕儀觀測研究已獲《天文與天體物理學》（Astronomy & Astrophysics）期刊接受刊登，呈現這兩種儀器首次同步觀測日冕物質拋射的成果。
日冕物質拋射（CME）是電漿與磁場從太陽外層大氣，也就是日冕，噴出的現象。電漿是電子與原子分離後形成的氣體。了解這些物質在太陽附近的變化，有助科學家說明爆發在進入太空後如何演變。
這兩次事件提供了有用的比較：較快的 CME 速度約為較慢者的 4.4 倍，但兩者的差異不只在速度。密度與能量的變化顯示，同時觀察影像與高溫氣體的測量結果有其價值。
兩種儀器如何觀測同一片區域
Aditya-L1 的可見光發射線日冕儀（VELC）觀測太陽中心起約 1.05 至 1.5 個太陽半徑範圍內的日冕。Proba-3 的太陽日冕偏振與成像調查太空船組合（ASPIICS），觀測範圍則約為 1.1 至 3 個太陽半徑。
一個太陽半徑是從太陽中心到可見表面的距離。因此，兩種儀器在約 1.1 至 1.5 個太陽半徑之間，也就是太陽表面上方，有共同觀測區域。這個重疊範圍讓研究人員能在爆發仍接近起源處時，比較同一次事件的測量結果。
日冕儀會遮住明亮的太陽表面，讓微弱得多的周圍日冕顯現。Proba-3 透過兩艘相距約 150 公尺飛行的太空船達成這項效果，其中一艘在另一艘上投下陰影，為觀測儀器製造人工日食。
VELC 由 IIA 與印度太空研究組織（ISRO）合作研發，負責提供光譜觀測。光譜分析會依波長分離光線，讓科學家檢視高溫物質發出的特定訊號。ASPIICS 則提供白光影像，以及日冕綠色發射線的影像。
為何早期階段難以測量
要追蹤日冕內層的爆發並不容易，因為觀測太陽明亮圓盤附近的微弱逸出物質，難度很高。過去的太空儀器在追蹤微弱 CME 的早期發展上成效有限，導致人們對其能量變化的測量仍有缺口。
ISRO 在 2026 年 10 月 16 日發布的聲明中，說明結合兩種儀器的價值。該機構指出，VELC 提供光譜資料，ASPIICS 則拍攝日冕中幾乎相同區域的影像：
這些聯合觀測比單靠單一太空船的觀測，能更深入了解 CME 的演變。
研究人員檢視了 2025 年 7 月至 12 月的觀測資料。在這段期間，他們僅找到兩次由兩種儀器同步記錄的 CME，分別發生於 9 月 14 日與 16 日。VELC 捕捉到兩次爆發的早期階段，提供可與 ASPIICS 影像互補的測量資料。
影像與光譜各自揭示的資訊
ASPIICS 的白光觀測讓團隊得以估算爆發的質量、體積與數密度。數密度表示單位體積內粒子的數量。追蹤爆發上升過程中的這些數值，有助於了解其物質是否正在擴散、變得較稀薄。
影像也提供 CME 形狀與運動的估算值，並用於計算動能，也就是運動中物質所帶的能量。質量與速度都很重要：速度相同時，質量較大的爆發會帶有更多動能；而速度提高的影響尤其顯著。
VELC 觀測到鐵的綠色發射線，稱為 Fe XIV，波長為 5303 埃。這個訊號來自約 200 萬度的氣體。光譜讓研究人員得以獨立估算電子數密度、熱能，以及爆發的橫向範圍，也就是沿觀測方向橫向量得的寬度。
儀器也測量了發射量，這個數值與產生觀測光線的高溫物質數量及密度相關。研究人員會搭配對發光區域的假設，利用這項數值估算電漿的物理性質。
儘管 ASPIICS 與 VELC 的觀測方法、幾何假設及物理計算各有不同，兩者推算的質量與熱能仍相當吻合。不同方法得出的結果一致，能為難以直接測量的數值提供有用的交叉檢驗。
較快的爆發所帶的熱能相對較少
9 月 14 日的 CME 速度約為每秒 645 公里。其動能與估算的磁能相當，熱能則小得多。熱能指的是氣體內粒子的運動所帶有的能量，而非整個爆發的移動所帶有的能量。
研究論文指出，熱能比動能低將近兩個數量級，約為動能的百分之一；公開說明研究結果時，則稱其約占總能量的 1%。論文具體比較的是熱能與運動能量。
在這次爆發的早期觀測階段，熱能占比相對較小，顯示電漿受熱有限。與熱能相比，更多能量與其向外運動及磁場有關。
較慢的爆發膨脹更明顯
9 月 16 日的 CME 速度約為每秒 145 公里。其密度隨高度增加而下降的幅度，大於 9 月 14 日的事件，顯示早期膨脹更為明顯。隨著物質占據更大的體積，每單位空間中的粒子數量也隨之減少。
膨脹與向外移動的速度描述的是爆發的不同面向。CME 可以較慢地遠離太陽，同時更大幅度地擴散。兩者都測量，有助於說明這團物質如何變化，而非只用單一速度描述。
較慢的爆發也呈現不同的能量變化。其熱能持續增加，直到與動能相當。在這個案例中，觀測期間熱能逐漸成為能量平衡中的重要部分。
在觀測高度範圍內，兩次 CME 的估算磁能均與動能相當或高於動能。磁能是爆發物質所攜帶磁場的能量。研究人員依據觀測到的 CME 性質，以及由觀測結果支持的物理假設計算磁能。
這項比較顯示，同時測量多項性質的價值。速度立即呈現兩次事件的差異，但密度與熱能測量進一步揭示：較慢的爆發膨脹更為明顯，相較於其運動能量，熱能占比也大幅增加。
從任務發射到聯合觀測
兩項任務都搭乘印度運載火箭進入太空，但觀測太陽的方式不同。Aditya-L1 是印度首個專門執行太陽觀測的任務。Proba-3 則是歐洲任務，透過兩艘太空船精密編隊飛行，創造觀測條件。
- 2023 年 9 月 2 日：Aditya-L1 搭乘 PSLV-C57 發射升空。
- 2024 年 1 月 6 日：Aditya-L1 進入日地 L1 點周圍的暈軌道，可持續觀測太陽。
- 2024 年 12 月 5 日：Proba-3 搭乘 PSLV-XL 自斯里哈里科塔發射升空。
- 2025 年 7 月至 12 月：研究人員檢視觀測期間的資料，並從中找出兩次同步記錄的 CME。
- 2025 年 9 月 14 日與 16 日：VELC 和 ASPIICS 觀測了研究分析的兩次爆發。
- 2026 年 10 月 16 日：ISRO 發布聲明，說明聯合研究的發現。
共同觀測區域讓兩項任務在科學研究上相互連結。VELC 提供太陽附近高溫電漿的資訊，ASPIICS 則拍攝重疊區域的影像，並將觀測範圍延伸至更外側的日冕。
這項研究如何增進對太空天氣的理解
日冕物質拋射不只攸關太陽物理；朝地球方向發生的爆發可能引發地磁暴，影響衛星、導航與通訊。研究人員因此需要了解爆發抵達更廣闊的太空環境前，其各項性質如何發展。
這項研究補上難以觀測的早期階段測量資料。研究以同一套分析涵蓋質量、密度、膨脹與多種形式的能量，並採用不同方法的儀器進行獨立估算。這讓科學家有更多資料可用來檢驗對 CME 發展過程的解釋。
這兩次事件也提供了太陽附近不同能量演變的具體案例：一次速度快、熱能相對較少；另一次速度較慢、膨脹更為明顯，且熱能增加至與動能相當。爆發模型需要考量這類差異。
研究聚焦於這兩次 CME 及其早期演變。研究團隊並未宣布任何營運中的預報服務，也未公布將研究成果應用於預報的日期。這項研究目前的成果，是為研究太陽爆發如何取得及重新分配能量，提供更完整的測量資料。
重點整理
- Aditya-L1 與 Proba-3 在 2025 年 9 月 14 日及 16 日同步記錄了同兩次太陽爆發。
- 兩次爆發的速度分別約為每秒 645 公里與每秒 145 公里。
- VELC 光譜觀測與 ASPIICS 影像提供互補測量，呈現太陽附近的物質狀況。
- 根據研究論文，較快的 CME 熱能約為動能的百分之一。
- 較慢的 CME 膨脹更為明顯，熱能則增加至與動能相當。
- 兩次事件的估算磁能均與動能相當或高於動能。
- 研究結果提供新的測量資料，有助了解太陽爆發的最早期階段。
