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日冕

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在1999年的一次日全食期间,可以用肉眼看见日冕和凸出于太阳边缘的日珥。
在1999年的一次日全食期间,可以用肉眼看见日冕和凸出于太阳边缘的日珥

日冕是环绕太阳周围的等离子体光环, 环绕其它恒星的称为星冕。太阳的日冕延伸到外太空数百万公里,在每一次的日全食中都很容易看到;平常也可以透过日冕仪观测。英文的corona)字源自拉丁文,意思是,再追溯则为古希腊的κορώνη(korōnè,意思为“花环花冠”)。


分光术的测量显示日冕是温度超过1,000,000k,强烈电离等离子体[1],比太阳表面热了许多。

来自日冕的光有三个主要的来源,而且都来自空间中相同的区域。

K冕:源自德语的kontinuierlich,意思是连续,它是阳光经由自由电子汤姆森散射造成的。来自光球层的可见光,在日冕中被等离子体吸收产生的吸收谱线,因为强大的多普勒致宽的扩散,使被反射的光球层吸收线完全被遮蔽掉,造成光谱的外观呈现没有吸收谱线的连续光谱。

F冕:因约瑟夫·夫朗和斐而得名,是由被尘埃反射的太阳光所产生,并且可以被观测到。因为它的光包含了在原始的阳光中可以看到的夫朗和斐吸收谱线;它从太阳延伸到非常大的离日度,就会被称为黄道光

E冕:也称为发射冕(E为发射),是由存在日冕等离子体中的离子产生的光谱发射线。它可以被观测到是宽谱线、禁线或是热发射线,并且是日晕成分的主要资讯来源[2]

历史

德费雷尔(英语:José Joaquín de Ferrer)于1806年6月16日日食在纽约的Kinderhook(英语:Kinderhook (town))素描的日冕。
德费雷尔英语José Joaquín de Ferrer1806年6月16日日食在纽约的Kinderhook英语Kinderhook (town)素描的日冕。

在1724年,法-义天文学家詹姆斯·马拉尔迪英语Giacomo F. Maraldi认识到在日食期间可见的光环属于太阳,而不是月球。在1809年,西班牙天文学家joséjoaquín de ferrer英语joséjoaquín de ferrer创造了日冕一词[3]。1806年,德费雷尔依据自己在纽约Kinderhook的观测,也提出日冕是太阳的一部分,而不是月球的一部分。英国天文学家Norman Lockyer英语Norman Lockyer确定太阳色球中有一种地球上未知的元素,现在该元素被称为。法国天文学家皮埃尔·詹森英语Pierre Janssen指出,日冕的大小和形状会随着太阳黑子周期的变化而变化[4]。在1930年,伯纳德·李奥特发明了日冕仪,能够在没有日全食的情况下看见日冕。在1952年,美国天文学家尤金·派克认为太阳的日冕可能是被类似闪焰,但覆盖在整个太阳表面,微型、明亮且无以计数的纳米闪焰加热。

历史上的理论

太阳日冕的高温给了它不寻常的光谱特征,导致在19世纪认为它包含一种以前未知的元素:日冕素英语Coronium。实际上,这些谱线特征后来被解释为高电荷态离子(Fe-XIV或Fe13+)。约翰·埃德伦英语Bengt Edlén,继Grotrian(1939年)之后,在1940年(观测始于1869年)首次确认了日冕的谱线,是从高度电离的次稳态英语Metastable回到低能阶的基态(绿色的5303 Å 线是来自Fe13+,Fe-XIV;红色的6374 Å 来自Fe 9 + ,Fe-X)[1]

物理性质

展示太阳周期中太阳磁流结构的绘图。
展示太阳周期中太阳磁流结构的绘图。

太阳的日冕比可见的太阳表面要热得多(150至450倍):光球的平均温度是5,800K,而日冕的是100万至300万K。但是,日冕的密度是光球密度的10 -12 倍,因此产生的可见光约只是光球的百万分之一。日冕和光球被相对较薄的一层色球分隔开来。日冕加热的确实机制仍然是有争论的议题,其可能的机制包括后面将论述的太阳磁场磁流体力学。由于磁场是开放的,日冕外缘不断的流失,从而产生太阳风

日冕在太阳表面的分布并不总是平均的。在宁静的时期,日冕或多或少的局限在赤道的区域,冕洞覆盖在极区的区域。然而,在活跃的时期,虽然最突出的是太阳黑子活跃区,但日冕均匀的分布在赤道和极区。太阳周期太阳极小期到下个极小期,大约跨越11年。由于太阳的赤道自转的比极区快(较差自转),太阳的磁场不断的随着物质纽搅,在太阳极大期时,磁场受到的纠结最为强烈,太阳黑子的活动也最为明显。与太阳黑子相关的冕环磁通量的回路,是来自太阳内部的上升流。这些磁通量将较热的光球推向旁边,曝露出下面较冷的等离子体,从而产生相对较暗的太阳黑子。

由于天空实验室于1973年在光谱的X射线波段上拍摄到高解析的日冕,并且之后的阳光卫星和后续的其它太空仪器也都拍摄到,因此人们才知道日冕的结构千变万化,而且复杂:不同的区域在分类上有不同的冕盘 [5][6][7]。天文学家通常会分出的区域[8],如下所述。

活跃区

活跃区是光球中连接相反磁极点的回路,即所谓的冕环结构的集合。

它们通常分布在两个活跃区,而这两个活跃区与太阳赤道大致上是平行的。平均温度在200万至400万K之间,而密度从每立方公分10 9 到10 10 个颗粒。


太阳日珥和太阳黑子的图解。
太阳日珥太阳黑子的图解。

活跃区涉及与磁场直接相关的所有现象,在太阳表面上不同高度的磁场引发不同的现象[8]太阳黑子光斑发生在光球中,针状体暗条、和谱斑在色球中,日珥从色球穿越过度区,闪焰日冕物质抛射发生在日冕和色球。如果闪焰非常猛烈,还会干扰到色球,并且产生莫尔顿波。相对的,静态日珥是在太阳盘面上被观察到的黑色、蛇形的Hα丝带(看起来像暗条),是巨大、较低温的志密结构。它们的温度约为5,000至8,000K,因而通常被认为是色球的特征。

在2013年,来自高分辨率日冕成像仪英语High Resolution Coronal Imager的图像揭露了这些活跃区的外层内有所未知的等离子体"磁性辫子"[9]

冕环

TRACE 171Å 的冕环
TRACE 171Å 的冕环

冕环是磁性太阳日冕的基本结构。这些环圈的是封闭性磁通量,和在冕洞区中发现的开放性磁通量的太阳风是堂兄弟。由太阳内部产生的磁通量环圈充满了炙热的太阳等离子体[10]。由于这些冕环区域的磁活性增强,通常是闪焰日冕物质抛射(CME)的前兆。

这些喂饱冕环的太阳等离子体,从温度低于6000K的光球,经过过渡区进入日冕时,已经被加热至106K。通常情况下,这些等离子体会因为压力差从一个点,称为足点(虹吸[11]或由于其它因素驱动的不对称流),排放至另一个点。

当等离子体由足点上升到环圈顶端时,就像致密的闪焰初始阶段总会发生的那样,被定义为色球蒸发。当等离子体迅速冷却并落回光球时,它被称为色球凝聚区。也可能有从两个足点对称的流动,造成物质在环圈结构中的累积。等离子体可能在这样的区域迅速冷却(因为热不稳定),它黑暗的暗条与太阳盘面或边缘日珥形成明显的对比。

冕环的生命期可能能以秒(在闪焰事件的情况下)、分钟、小时或天的等级来排序。当冕环的能量来源和支出能平衡的情况下,冕环可以持续很长的时间并被称为稳态静止冕环(例子)。

冕环对我们理解当前的日冕加热问题非常重要。冕环是等离子体的高度辐射源,因此TRACE等仪器很容易观察到。但因为这些都是在远端观测,结构都有模糊之处(即沿视线传播贡献的辐射),因此日冕加热的解释仍然有问题存在。现场的测量是必要的,只有这样才能得到明确的答案。但由于日冕等离子体的高温,"现场"测量在目前是不可能的。目前NASA进行的派克太阳探测器将更密切的接近太阳,也只能够在较接近的距离进行观测。


(A)是冕环连接相对的磁极;(B)是单一磁极的冕洞区域。
(A)是冕环连接相对的磁极;(B)是单一磁极的冕洞区域。

大型结构

大型结构是非常长的弧线,可以跨越四分之一以上的太阳盘面,但包含的等离子体密度低于活跃区域的冕环。

它们最早是在1968年6月8日的火箭飞行期间的闪焰观测中被发现的[12]

日冕的大型结构在11年的太阳周期间会发生变化,在太阳磁场几乎类似双极结构(加上四极成分)的极小期时,变得特别简单。

活跃区互连

活跃区互连 是不同活跃区域的相对磁场的弧形连接区。这些结构的重大变化往往是在闪焰发生之后看到的[来源请求]

类似的其他特征是盔状流 -大型的类似冠状结构日冕,具有长的尖峰,通常覆盖着太阳黑子和活跃区域。冕流被认为是慢速太阳风的来源[13]

长丝腔

SDO在2010年10月16日拍摄的图像。在太阳的南半球可以看到一个很长的长丝腔。
SDO在2010年10月16日拍摄的图像。在太阳的南半球可以看到一个很长的长丝腔。

长丝腔是在X射线中看起来很暗的区域,位于色球中观察到的长丝区域之上。是在1970年的两次火箭飞行中首次观察到的,这次的火箭飞行也观测到了冕洞[12]

长丝腔是由磁力悬浮在太阳表面上方较冷的气体云(等离子体)。这些区域是强磁场区,因为没有热等离子体,在图像中看起来很暗。事实上,磁压英语Magnetic pressure和等离子体压力的总和在太阳圈上的任何地方都必须是恒定的,有一个平衡的配置:在磁压高的地方,等离子体必须较冷或密度较低。等离子体压力可以透过理想气体的状态方程计算,此处的粒子数,, 玻尔兹曼常量,和是等离子体的温度。从方程,当等离子体温度相对于周围区域的温度降低,或强磁场区清空时,等离子体压力会降低。同样的物理效应使太阳黑子光球中显得黑暗。

亮点

亮点是在太阳盘面上发现的小活跃区域。在1969年4月8日的一次火箭飞行中首次探测到X射限亮点[12]

亮点覆盖在太阳表面的百分比随太阳周期的不同而变化,与磁场的小双极区域有关。其平均温度范围从1.1x106 K至3.4x106 K,温度的变化通常与X射线辐射的变化有关[14]

冕洞

冕洞因为不会辐射出太多的X射线,在X射线中看起来是很暗的极地区域[15]。它们是太阳上的广阔区域,那里的磁场是向行星际空间开放的单极。高速太阳风主要来自这些区域。

在冕洞的紫外线影像中,一些类似于拉长气泡的小结构经常看起来像是悬浮在太阳风中。这些是冕羽流,更确切的说,它们是从太阳的南北两极向外投射出来的细长丝带[16]

宁静太阳

不属于活跃区域和冕洞的太阳区域通常被认定是宁静太阳

赤道区域自转的比极区快,这种较差自转的结果是活跃区域总是成对的出现在与赤道平行的区带中。它们在每个太阳周期的极大期间扩展与增加,而在极小期时几乎消失不见。因此,宁静太阳总是与赤道区重合,其表面在太阳活动的极大期间也不太活跃。接近太阳周期(也称为蝴蝶周期)的极小期时,宁静太阳的范围会扩展与增加,直到覆盖整个太阳盘面,但是要排除半球上的那些亮点和有冕洞的极区。

日冕的变异性

对日冕主要结构特征的动态分析指出,日冕的特征是多样化的,在它们之间主要结构的演变也非常不同。研究日冕变化的复杂性很不容易,因为不同结构的演化时间就会有很大的差异:从秒到数个月都有。日冕事件发生区域的典型大小也有相同方式的变化,如下表所示。

日冕事件 典型的时间尺度 典型的长度尺度(Mm)
活跃区闪焰 10至10,000秒 10–100
X射线亮点 数分钟 1–10
大型结构中的瞬变 从数分钟至数小时 〜100
互连弧中的瞬变 从数分钟至数小时 〜100
宁静太阳 从数小时到数月 100–1,000
冕洞 数次自转 100–1,000

闪焰

,一直在太阳外大气层中盘旋的物质,日冕,在2012年美国东部时间下午4:36的爆发。
,一直在太阳外大气层中盘旋的物质,日冕,在2012年美国东部时间下午4:36的爆发。

闪焰发生在活跃地区,其特征是来自日冕小地区发射的通量突然增加。它们是非常复杂的现象,在许多的波段中都可以观察到;它们涉及太阳大气的好几个区域和许多物理效应:热和非热的,有时会有广泛的磁重连和物质排出。

闪焰是脉冲现象,平均的持续时间约为15分钟,但能量最强的事件可以持续数小时。闪焰会产生快速的密度增加和高温。

白光闪焰很少发生和被观测到:通常的情况下,闪焰只在极紫外线和X射线的波段被观测到,是典型的色球和日冕发射。

在日冕中,闪焰的型态是由紫外线、软和硬X射线以及波长的观测来描述,并且非常复杂。但是,可以区分出两种基本结构[17]

  • 致密型闪焰:当事件发生时,两个拱弧之一会保持其形态。在没有显著结构变化的情况下,能观察到排放的增加。发射能量的数量极约为1022至 1023焦耳。
  • 持续长时间闪焰:与日珥的爆发、白光和双带闪焰的瞬变有关 [18]。在这种情况下,磁环会在事件其间更改其配置。这些闪焰发出的能量很高,可以达到1025焦耳。
在闪焰期间喷发的长丝。是TRACE以EUV波长观测到的。
在闪焰期间喷发的长丝。是TRACE以EUV波长观测到的。

至于时间动力学,通常区分三个不同的阶段,其持续时间是不可比较的。这些周期的持续时间取决于用于观察事件的波长范围:

  • 初始脉冲阶段:其持续时间约为数分钟,即使在微波、EUV波长、和硬X射线频率中,也经常能观测到强能量的发射。
  • 极大阶段
  • 衰减阶段:可能会持续数小时。.

有时在闪焰发生之前也有一个阶段可以被观测到,通常称为"预闪焰"阶段。

瞬变

伴随着闪焰或大型日珥,有时也会释出"日冕瞬变"(也称为日冕物质抛射)。这些是日冕物质的巨量回圈,以超过100万公里的时速从太阳向外传播,其所释出的能量大约是闪焰或伴随它们的日珥能量的10倍。一些更巨大的抛射可以每小时150万公里的速度将数亿吨的物质抛进太空。

星冕

星冕对在赫罗图低温区部分的恒星是无处不在的[19],可以用X射线望远镜检测到这些星冕。有些星冕,特别是年轻的恒星,比太阳的明亮许多。例如,变星中的后发座FK型变星英语Variable star的原型,后发座FK英语FK Comae Berenices变星。这些是有异常高速自转和极端活动迹象,光谱类型为G和K的巨星。它们的星冕X射线是最明亮的(Lx ≥ 1032 尔格·秒−1或1025瓦),并且是已知最热的,主体温度高达400万K[19]

朱塞佩·瓦伊亚纳和他的小组与使用爱因斯坦天文台进行的天文观测计划[20]显示F、G、K、和M恒星都有色球,并且有和太阳很像的星冕。

表面没有对流层的O-B恒星,具有很强的X射线发射。然而,这些恒星没有星冕,但因为快速移动的气体团块存在着热不稳定性,在这样的冲击下导致恒星外层发射出X射线。另外,A型恒星也没有对流层的,但是它们不会发射出紫外和X射线的波长。因此,他们既没有色球,也没有星冕。

日冕的物理

这张图片是日出号卫星在2007年1月12日拍摄的影像,揭露了日冕的丝状性质。
这张图片是日出号卫星在2007年1月12日拍摄的影像,揭露了日冕的丝状性质。

太阳大气外部的物质大部分都是等离子体的状态,处于非常高的温度(数百万K的高温)和非常低的密度(约10 15 粒子/m3)。

根据等离子体的定义,它是一个准中性粒子集合表现出的一种集体行为。

这种成分与太阳内部的组成相似,主要是氢,但电离程度远远高于光球中发现的。较重的金属,如部分电离的铁,且失去了大部分的电子。化学元素的电离状态严格取决于温度,并由最低层大气中的萨哈方程调节,但要由低光薄日冕中的碰撞来平衡。从历史上看,由于存在高度电离状态铁原子发射的明线光谱,可以确定日冕等离子体的高温,而且日冕明显的比内部的色球要热得多。

日冕的行为就像一种非常热又非常轻的气体:在活跃区域,日冕中的压力通常只有.01到.06帕;而在地球上,大气压力通常是1,000百帕,大约比太阳表面高了约100万倍。然而,它并不是气体,而是以不同速度运动的自由带电粒子(基本上是电子和质子)组成。假设它们具有相同的平均动能(依据能量均分定理),电子的质量大约是质子的1,800分之一,因此它们获得更高的速度,而金属离子总是较慢。这一事实对辐射的过程(与光球辐射过程大不相同)或热传导都会产生相关的物理结果。此外,电荷的存在会导致电流和高磁场的产生。 磁流体力学波(MHD波)也可以在等离子体中传播[21],然而还不清楚它们适合在日冕中生成和传输。

辐射

日冕的辐射主要是X射线,但只能在太空中观测到。

等离子体对自身和下层的辐射是透明的,因此我们说它是"光学薄"的。事实上,气体本身也非常稀薄,光子的平均自由路径超越了包括日冕特征的典型大小等一切的尺度。


由于等离子体粒子之间的两两互撞过程,发生辐射的地方不同,而与光子的交互作用则来自下层;这是非常罕见的。

因为发射是源自电子和离子之间的碰撞,所以单位时间中在单位体积内因碰撞所释放的能量与单位体积中粒子的平方数成正比,或者更确切的说,是与电子密度和质子密度的乘积成正比[22]

热传导

STEREO在2006年12月4日以及紫外线拍摄的马赛克影像。这些假色影像显示出不同温度范围的太阳大气。从左上角顺时针依序为:100万°C(171 Å—蓝色)、150万度(195 Å—绿色)、60,000–80,000 °C(304 Å—红色)、和250万°C (286 Å—黄色)。.
STEREO在2006年12月4日以及紫外线拍摄的马赛克影像。这些假色影像显示出不同温度范围的太阳大气。从左上角顺时针依序为:100万°C(171 Å—蓝色)、150万度(195 Å—绿色)、60,000–80,000 °C(304 Å—红色)、和250万°C (286 Å—黄色)。.
STEREO– 第一张慢动作动画。
STEREO– 第一张慢动作动画。

日冕的热传导是外部较热的大气像内部冷却层方向进行,负责热传导过程的是电子。如上所述,它们比离子轻得多,移动速度更快。

当存在磁场时,等离子体的热导率是在与场线平行的方向上,而不是在垂直方向上[23]。在垂直于磁场线方向上运动的带电粒子受到劳伦兹力的影响,该粒子的运动平面与速度和磁场各自所在的平面是正交的。这个力弯曲了粒子的路径。一般情况下,由于粒子沿磁场方向也有速度分量,劳伦兹力限制它们回旋加速器的频率下沿着磁场线弯曲和呈螺旋移动。

如果粒子之间的碰撞非常频繁,它们就会分散在各个方向。这种情况发生在光球中,等离子体在其运动中携带着磁场。相对的,在日冕中的平均自由路径大约为数公里甚至更长,因此每颗电子在被碰撞散射之前,能进行一段螺旋的运动。因此,沿着磁场线的热传导得到增强,而在垂直方向上受到抑制。

在磁场的纵向方向上,日冕的导热系数[23]

此处的玻尔兹曼常量是绝对温度, 是电子质量, 电子的电量,

库伦对数,和

与等离子体粒子密度相关的得拜常数

在平均温度100万K,密度为1015粒子/m3的日冕,库伦对数大约是20;温度约为10万K,粒子密度为1018粒子/m3的色球,库伦对数大约是10,。在实务中可以假定它是常数。

如果我们用取代J m−3表示单位体积的热量,那么导热的傅立叶方程就只能沿着场线的方向计算,变成

.

数值计算表明,日冕的导热系数与铜相当。

日冕地震学

日冕地震学是使用磁流体动力学波研究日冕等离子体的新方法。 磁流体力学研究的是导电流体动力学 -在这种情况下,流体是日冕等离子体。就哲学而言,日冕地震学类似于地球的地震学、太阳的日震学、和实验室等离子体体的MHD光谱。在所有的这些方法中,用各种的波来探测介质。日冕地震学在估计日冕磁场、密度、大气标高精细结构和加热等方面的潜力,已被不同的研究小组证实。

日冕加热问题

未解决的physics问题太阳的日冕为何会比表面热那么多?
一种新的视觉化技术可以为日冕加热问题提供线索。
一种新的视觉化技术可以为日冕加热问题提供线索。

太阳物理学的日冕加热问题与为什么日冕的温度比表面高数百万K有关。因为热力学第二定律阻止热量直接从只有5,800K太阳光球(表面)流向温度高达100万K〜300万K的日冕(部分可达1,000万K),因此日冕的高温需要能量通过非热过程从太阳的内部输送。

在光球和日冕之间,有一个称为过渡区的薄层,是温度升高的区域。它的厚度只有数十至数百公里不等。因为不能违反热力学第二定律,能量不能通过常规从较冷的光球转移到日冕传送。一个类比的例子是灯泡,会把周围的温度提升到比玻璃表面还要高的温度。因此,在日冕的加热过程中,还必须考虑到其它的能量传递方式。

加热太阳日冕所需要的功率可以很容易地计算为日冕辐射损耗英语Coronal radiative losses与以热传导从色球通过过渡区之间的差。这大约是在色球上每米平方1千瓦,或是从太阳表面逃逸光能量的1/40,000。

许多日冕加热的理论曾经被提出来[24],但是只有两种理论是最有可能的候选者:波加热和磁重联(或毫微闪焰[25]。然而,在过去50年的大部分时间里,这两种理论都未能解释极端的日冕温度。

在2012年,高解析(<0.2”)的软X射线影像与探空火箭高分辨率日冕成像仪英语High Resolution Coronal Imager揭示了日冕中有紧密缠绕的辫子。这被推测认为辫子的解开和重新连结可以做为活跃太阳日冕加热至高达400万K的主要能量来源。在宁静日冕(150万K)的主要热源被认为来自MHD波 [26]

NASA派克太阳探测器任务打算接近太阳制约9.5太阳半径的距离,以研究日冕加热和太阳风的起源。它已于2018年8月12日成功发射,目前已经离开地球并飞掠过金星,进入第一阶段的轨道[27]

相互竞争的加热机制
加热模式
流体力学
  • 无磁场
  • 缓慢旋转的恒星
DC (重连结) AC ()
  • 光球足点滑移
  • MHD波传播
  • 高阿尔文波流
  • 不均匀的加热率
竞争的理论

波加热理论

波加热理论是叶夫里·沙茨曼英语Evry Schatzman在1949年提出的,他认为波携带能量从太阳内部传递至色球和日冕。太阳是由等离子体,而不是普通的物质组成的,因此他支援几种类似于空气中声波的波。最重要的波是磁声波阿尔文波这两种类型[28]。磁声波是因应磁场的存在而修改的声波,阿尔文波类似于超低频无线电波,这是经过修改的声波,能通过与等离子体中物质的交互作用而传播。这两种类型的波都可以通过光球层的米粒组织超米粒组织的湍流来发射,并且在在成为激波将能量以热的形式释放之前,通过太阳大气层的一段距离。


波加热的一个问题是如何将热量传递到适当的地方。因为色球中存在的低压,磁声波不能携带足够的能量到日冕,以及它们往往会被反射回光球。阿尔文波可以携带足够的能量,但一旦进入日冕,就不能足够迅速地耗散能量。众所周知,在等离子体中的波很难理解、描述和分析,但由汤玛斯·柏格丹和他的同事们在2003年进行的电脑模拟,似乎表明阿尔文波可以转化为日冕底部其他模式的波。这提供了一个通道,可以通过色球和过渡区从光球携带大量能量进入日冕,最后在日冕以热的形式耗散能量。

波加热的另一个问题是,直到20世纪90年代的末期,还没有任何直接的证据显示波可以在日冕中传播。第一个直接观测到波在日冕中传播的是太阳和太阳圈探测器,在1997年使用及紫外线完成的。太阳和太阳圈探测器是能在太空中承担长时间稳定[[光度测定 (天文学)]测光]]的平台。这个波是频率约为1毫赫兹(MHz相当周期1,000秒),但只携带日冕所需能量的10%左右。现在已经观测到存在许多局部的波,例如闪焰发射的阿尔文波。但这些现象都是瞬态的,不能解释均匀的日冕高热。

目前还不清楚需要多少的波才能加热日冕。使用太阳过渡区与日冕探测器(TRACE)在2004年公布的结果,似乎显示太阳大气中存在频率高达100mHz(周期10秒)的波。使用太阳过渡区与日冕探测器的超紫外线日冕仪(UVCS,UltraViolet Coronagraph SpectrometerMeasurements)测量太阳风中不同离子的温度,提供了有力的间接证据,证明有200Hz到人耳听力范围频率的波存在。 这些波在正常情况下很难被探测到,但来自威廉士学院的研究小组在日食期间收集的证据表明,存在1-10Hz范围的这种波。

最近,在较低的太阳大气中发现了阿尔文波的运动[29] [30],并且使用太阳动力学天文台的大气成像组件(Atmospheric Imaging Assembly,AIA)在宁静太阳、冕动和活跃区都观测到[31]。 这些阿尔文振荡有很大的力量,似乎与早先日出号报告的色球阿尔文振荡有所关联 [32]

风 (航天器)英语WIND (spacecraft)最近的太阳风观测证据,也支持阿尔文循环耗散理论导致局部离子加热[33]

磁重联理论

太阳动力学天文台拍摄的活跃区弧。
太阳动力学天文台拍摄的活跃区弧。

磁重联理论依赖太阳磁场在日冕中产生电流[34]。随后,电流突然崩溃,释放出能量成为日冕中的热量和波能量。因为磁场在等离子体(或任何导电流体,如海水)的特殊行为,此一过程称为"重联"。在等离子体中,磁场线通常与单个物质块相连,因此磁场的拓朴保持不变:如果一个特定的南北磁极由一条单线连结,那么即使等离子体被搅动或著磁体被移动,该场线将继续连接这些特定的极点。联结由等离子体中产生的电流维持。在一定的条件下,电流会崩溃,让磁场"重联"到其它的磁极,并载此过程中释放热量和波能量。

磁重联被假设为太阳系中最大的爆炸,太阳闪焰背后的机制。 此外,太阳表面覆盖着数以百万计,尺度在50-1,000公里的小磁化区域。这些小磁极是不断搅动和冲撞的米粒组织。太阳日冕中的磁场必须经过几乎恒定的重联,以匹配这些"磁性地毯"的运动,因此重联释放的能量是四免加热最自然的候选物质,也许是一系列的"微闪焰",各自提供很少的能量,但整体累积得到所需的能量。

尤金·派克在20世纪的80年代提出奈米闪焰可能会加热日冕,但仍有争议。特别是,紫外线望远镜,如太阳过渡区与日冕探测器和太阳和日光层天文台/EIT可以在级紫外线下观察到单个微闪焰的亮光但这些事件似乎太少,[35],但这些事件似乎太少,无法解释释放至日冕中的能量。这没有考虑到可以由波能量来弥补额外的能量,也可以由比微闪焰更平稳释放能量的磁重联来弥补,因此在太阳过渡区与日冕探测器的资料中不会好好地呈现出来。用其它机制来改变微闪焰磁场或释放能量,是2005年积极研究的课题。

针状体(第二型)

几十年来,研究人员认为针状体可以将热量送入日冕。然而,经过20世纪80年代的观测,发现针状体等离子体没有达到日冕的温度,因此这个理论不受重视。

靠着在科罗拉多州的"国家大气研究中心"与"洛克希德·马丁的太阳和天体物理实验室"(LMSAL)和奥斯陆大学的"理论天体物理学院"在2007年发现一种新型的针状体(第二型)。它的速度更快(100Km/s),寿命更短,在2010年的研究可以解释这个问题[36]。这些喷射将炙热的等离子体插入太阳外部的大气中。

因此,从今以后可以预期对日冕有更多的了解,对太阳队地球高层大气微妙影响的了解也会得到改善。在美国宇航局(NASA)最近发射的太阳动力学天文台上的大气成像组件,是接续NASA在日本日出号卫星上的太阳光学望远镜配置的焦平面机组,用来测试这种假设。新的仪器有较高的空间和瞬态分辨率揭示了这种日冕物质的供应。

这些观测揭示了加热到数百万度的等离子体与插入日冕的针状体间一对一的联系[37]

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参考资料

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