【汉语拼音】rimian
【中文词条】日冕
【外文词条】solar corona
【作者】章振大
太阳大气的最外层﹐从色球边缘向外延伸到几个太阳半径R
处﹐甚至更远。分内冕和外冕﹐内冕只延伸到离太阳表面约0.3R 处﹔外冕则可达到几个R ﹐甚至更远。日冕由很稀薄的完全电离的等离子体组成﹐其中主要是质子 p高度电离的离子和高速的自由电子。
日冕的观测 日冕辐射的波段范围很广﹐从 X射线﹑可见光到波长很长的射电波﹐因此必须采用不同的仪器进行观测。在1931年发明日冕仪以前﹐人们只能在日全蚀时观测到日冕﹐因为它的亮度仅为光球的百万分之一左右﹐约相当于满月的亮度。在平时﹐地面上大气的散射光和观测仪器的散射光﹐会大大超过日冕本身的亮度而将它淹没。日全蚀时太阳光球被月球遮住﹐大气和仪器的散射光随之减弱﹐这样就能很方便地观测到日冕。尽管日全蚀的机会不多﹐天文工作者仍作很大努力把仪器装备运到发生日全蚀的地点去从事观测﹐这是因为有一些观测(如验证爱因斯坦相对论和研究外冕等)只能在日全蚀时进行。平时要观测日冕﹐必须使用能最大限度地消除仪器散射光的日冕仪。为了克服大气散射光的影响﹐必须把日冕仪安置在高山上。不过用日冕仪也只能观测到内冕﹐而且只能得到白光日冕的部分信息。由于近年来空间探测事业的发展﹐人们已将日冕仪放在火箭﹑轨道天文台或天空实验室上进行大气外观测。这样﹐不仅可以观测日冕的可见光波段﹐而且可以对紫外﹑远紫外和X射线辐射进行探测﹐同时也能在行星际空间对太阳风取样。有几个射电波段的辐射能够透过地球大气层﹐所以在地面上可用射电望远镜对日冕作常规的观测(见太阳射电)。
日冕的形状和结构 日冕的形状同太阳活动有关。在太阳活动极大年﹐日冕接近圆形﹐而在太阳宁静年则比较扁﹐赤道区较为延伸。日冕直径大致等于太阳视圆面直径的1.5～3倍以上。图1
日冕的精细结构有﹕冕流和极羽﹑冕洞﹑日冕凝聚区等。日冕的结构一般随时间缓慢地变化﹐人们认为﹐观测到的不同结构可能是同一结构在不同时期的表象。
日冕的辐射 日冕的辐射是在非局部热动平衡状态下产生的﹐有以下几种情况﹕
日冕气体中的自由电子散射光球辐射﹐即白光日冕。
电子在热运动中同质子﹑α 粒子以及各种重离子碰撞时﹐产生轫致辐射。
处于亚稳态的离子的禁戒跃迁﹐是日冕禁线的来源。
当电子在磁场中运动时﹐产生回旋加速辐射或同步加速辐射。这种过程对于产生日冕的较长波长(如射电波)的辐射是相当重要的。
在日冕等离子体的静电振汤和阿尔文波等过程中也产生辐射。
日冕的可见光波段的连续辐射是日冕物质散射光球的连续辐射的结果﹐因而日冕连续光谱的能量分布与光球很相似。白光日冕的光可分为﹕K日冕﹑F日冕﹑E日冕(有时称L日冕)。太阳光谱的远紫外线和X射线主要是在日冕中产生的。光球温度较低﹐在这两个波段的辐射远没有日冕强。为了不受光球辐射的干扰﹐常用远紫外线及X射线这两个波段来拍日冕像。图4
宁静日冕射电辐射在一些方面与日冕 X射线相类似﹐二者虽然只占太阳总辐射能的很小部分﹐却能提供相当数量的信息。对于X射线有很大意义的轫致辐射﹐对射电谱也很重要﹔用射电波与X射线一样能直接观测日冕的射电辐射而不受光球辐射的干扰。通过光谱分析得出日冕的化学成分基本上与光球相同。
日冕的电子密度和运动温度 K日冕是自由电子散射光球辐射的结果﹐因而可由 K日冕亮度求出日冕的电子密度。鲍姆巴赫由日蚀资料得出日冕亮度I C随径向距离d 的变化为﹕
﹐
式中I
为日心亮度﹐从而导出电子密度分布n e(r )(r 以R 为单位)为﹕
关于日冕的电子温度T e可用两种方法求得﹕
假设日冕处于流体静力学平衡﹐即压力梯度被重力所平衡﹕
﹐
式中g 为太阳表面重力加速度﹐
为密度﹐因为所有原子完全电离﹐压力 P =2
kT 。这样﹐由日冕电子密度的分布(r )便可求出T ﹐范德胡斯特用此法求得在太阳活动极大时的赤道区T =1.6×106K﹐而在活动极小时的两极T =1.15×106K。由于日冕电子运动速度很大﹐可认为谱线 淇碇饕扇榷嗥绽招вσ?见多普勒致宽)。这样﹐在略去湍流速度的情况下﹐由观测谱线轮廓的半宽△λ可求出
﹐
式中λ为观测谱线的波长﹐
为元素的原子量。冯克卢贝尔对λ5303埃线得出T 为1.6×106～3.2×106K。
日冕的热导率十分高﹐粒子速度很大﹐这就使得日冕处于近似等温状态。总结不同学者的研究结果﹐可知日冕温度约1.5×106K﹐太阳活动极大时可达2.5×106K﹐在远离太阳的区域温度缓慢下降。通过太阳射电观测﹐也得到同样的数值。
日冕的磁场和扰动 从磁流体力学观点来看﹐太阳大气中的磁场应是一个统一的整体﹐即日冕磁场同光球磁场和色球磁场是密切相关的。在日冕照片上所看到的日冕大尺度非均匀结构﹕冕流﹑极羽﹑凝聚区和盔状物等大多是日冕磁场的不均匀分布引起的。例如﹐两极的羽状物很像磁石两极附近的铁屑花样﹐这曾被用来推算日冕的偶极场。但是﹐与光球场和色球场不同﹐由于观测上的困难﹐很难由测量谱线的塞曼裂距直接求出日冕的磁场(见塞曼效应)﹐因而只能用间接的观测方法或理论计算来求。目前广泛采用由光球磁场计算日冕磁场的方法﹐因为光球磁场可以比较准确地测定﹐而且每天都有记录。假设低日冕区磁场是无力场﹐并且是无电流场﹐利用观测的光球磁场资料作为边界条件来解无电流场方程﹐就可得到日冕磁场的强度和方向。1968年纽科克等首先进行这方面的研究﹐他们把计算出来的日冕磁场结构与日冕的形状作比较﹐结果相当满意。研究结果表明﹐日冕的磁场强度在1～100高斯范围内﹐随距日面的距离的增大而减小。在一个天文单位处由空间直接测量得的行星际磁场平均约为5×10
高斯﹐具有阿基米德螺旋线的磁结构。在太阳活动强烈时﹐与活动客体共生的日冕局部磁场的强度要大得多﹐这时行星际磁场的强度也有较大的增加。日冕磁场结构有两种﹕一种是封闭式的场结构﹐其对应的光学结构是盔状冕流﹔另一种是开放式结构﹐其对应物是冕洞。而与耀斑共生的局部扰动区域﹐则常常是部分开放﹑部分封闭的场结构。
日冕或其中某一部分在短时间内会出现扰动﹐这种扰动表现为在几秒到一小时内对物质运动﹑粒子加速﹑日冕密度和温度变化的影响。日冕扰动可分三类﹕
长期扰动﹐时间为几天到几个月﹐表现为日冕结构的变化被大尺度光球磁场的变化所控制。长期扰动控制著太阳风和行星际磁场。快速扰动﹐时间从几分钟到几小时。表现为可见光﹑射电连续辐射和软X射线辐射的增强﹐快速扰动引起强烈的行星际激波。脉冲扰动﹐时间在几秒以下。表现为射电爆发和硬 X射线爆发。有这种扰动时﹐发生粒子加速过程和非热辐射(见太阳射电爆发和太阳脉冲式硬X射线爆发)。
日冕扰动的研究同太阳其他活动和行星际扰动的研究有关。这方面的研究工作近年来十分活跃。
日冕的增温 观测表明﹐太阳大气的温度具有反常的分布﹐即从光球的5﹐770K慢慢降到光球顶部(光球与色球交界处)的4﹐600K﹐然后缓慢上升到光球之上约2﹐000公里处的几万度﹐再向上延伸约1﹐000公里形成了色球-日冕过渡层﹐温度陡升至几十万度﹐到达低日冕区已是百万度以上的高温区了。究竟是什么原因造成这种反常增温﹐仍是太阳物理学中多年来未解决的最重要问题之一。在过去数十年中对过渡层和日冕反常高温的原因进行了许多研究。声波加热机制﹑激波加热机制﹑阿尔文波加热机制﹑波与粒子的非共振湍动加热机制都曾被提出过﹐但是这方面的理论研究仍处于探索阶段。
参考书目
E.G.Gibson﹐The Quiet Sun﹐NASA﹐Washington﹐1973.﹐
G.Newkirk﹐Coronal Disturbances﹐D.Reidel Publ.Co.﹐Dordrecht﹐Holland﹐1974.