日冕

日冕

日冕是太陽大氣的最外層(其內部分別為光球層和色球層),厚度達到幾百萬公里以上。日冕溫度有100萬攝氏度,粒子數密度為1015m3。在高溫下,、氦等原子已經被電離成帶正電的質子、氦原子核和帶負電的自由電子等。日冕只有在日全食時才能看到,其形狀隨太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年,日冕的形狀接近圓形,而在太陽活動極小年則呈橢圓形。

日冕可人為地分為內冕、中冕和外冕3層。內冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處;中冕從1.3倍太陽半逕到2.3倍太陽半徑,也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕,大於2.3倍太陽半徑處稱為外冕。

  • 中文名稱
    日冕
  • 外文名稱
    solar corona
  • 結    構
    內冕、中冕和外冕3層
  • 觀    測
    日全食時才能看到

基本簡介

日冕,是太陽大氣的最外層,從色球邊緣向外延伸到幾個太陽半徑R嫯處,甚至更遠,分內冕和外冕,內冕只延伸到離太陽表面約0.3R嫯處;外冕則可達到幾個R嫯,甚至更遠。

日冕

在高溫下,氫、氦等原子已經被電離成帶正電的質子、氦原子核和帶負電的自由電子等。這些帶電粒子運動速度極快,以致不斷有帶電的粒子掙脫太陽的引力束縛,射向太陽的外圍,形成太陽風,日冕發出的光比色球層的還要弱。

內冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處;中冕從1.3倍太陽半逕到2.3倍太陽半徑,也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大於2.3倍太陽半徑處稱為外冕(以上距離均從日心算起)。廣義的日冕可包括地球軌道以內的範圍。

日冕只有在日全食時或使用日冕望遠鏡才能看到,其形狀隨太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年,日冕的形狀接近圓形,而在太陽活動極小年則呈橢圓形。通過X射線或遠紫外線照片,可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域,這稱為冕洞。

形狀結構

形狀

日冕的形狀同太陽活動有關。在太陽活動極大年,日冕接近圓形,而在太陽寧靜年則比較扁,赤道區較為延伸。日冕直徑大致等於太陽視圓面直徑的1.5~3倍以上。(見日冕周期變化)。

精細結構

日冕的精細結構有:冕流和極羽、冕洞、日冕凝聚區等。日冕的結構一般隨時間緩慢地變化。人們認為,觀測到的不同結構可能是同一結構在不同時期的表象。 

基本組成

內冕

內冕從色球頂部延伸到1.3太陽半徑處;中冕從1.3太陽半逕到2.3 太陽半徑,也有人把2.3 太陽半徑以內統稱內冕。

日冕

廣義的日冕可包括地球軌道以內的範圍。日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(電漿)組成 。其物質密度小於 2×10-12 千克/米3,溫度高達 1.5 × 106~2.5 ×106K 。由於日冕的高溫低密度,使它的輻射很弱且處於非局部熱動平衡狀態,除了可見光輻射外,還有射電輻射,X射線 ,紫外、遠紫外輻射和高度電離的離子的發射線(即日冕禁線)。

日冕

白光日冕有3個分量:① K冕。在 2.3太陽半徑以內,由自由電子散射光球的連續光譜。②F冕。在2.3太陽半徑以外,起源於黃道面內行星際塵埃粒子散射光球的光,它的光譜中有夫琅和費線,F冕又稱為“內黃道光”。③ E冕。又稱L冕,是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1/10000~1/100特斯拉,隨距日面距離的增加而減小。

日冕的形狀同太陽活動有關。在太陽活動極大年,日冕接近圓形,而在太陽寧靜年則比較扁,赤道區較為延伸。日冕直徑大致等於太陽視圓面直徑的1.5~3倍以上。

日冕的精細結構有:冕流和極羽、冕洞、日冕凝聚區等。日冕的結構一般隨時間緩慢地變化。人們認為,觀測到的不同結構可能是同一結構在不同時期的表象。

外冕

大於2.3 太陽半徑處稱為外冕(以上距離均從日心起算)。

變化特徵

日冕只有在日全食時才能看到,其形狀隨太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年,日冕的形狀接近圓形,而在太陽活動極小年則呈橢圓形。通過X射線或遠紫外線照片,可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域,這稱為冕洞。

日冕輻射的波段範圍很廣,從X射線、可見光到波長很長的射電波,因此必須採用不同的儀器進行觀測。在1931年發明日冕儀以前,人們只能在日全食時觀測到日冕,因為它的亮度僅為光球的百萬分之一左右,約相當於滿月的亮度。在平時地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光,會大大超過日冕本身的亮度而將它淹沒。

日冕溫度

日冕的溫度非常高,可達200萬度。令人不可思議的是,離太陽中心最的光球,溫度是幾千度。稍遠些的色球,溫度從上萬度到幾萬度。而距離太陽中心最遠的日冕,溫度竟然高達百萬度。這一反常的現象意味著什么,科學家們還未找到合理的解釋。

日冕輻射

輻射

日冕的輻射是在非局部熱動平衡狀態下產生的,有以下幾種情況:①日冕氣體中的自由電子散射光球輻射,即白光日冕。②電子在熱運動中同質子、α 粒子以及各種重離子碰撞時,產生軔致輻射。③處於亞穩態的離子的禁戒躍遷,是日冕禁線的來源。④當電子在磁場中運動時,產生回旋加速輻射或同步加速輻射。這種過程對於產生日冕的較長波長(如射電波)的輻射是相當重要的。⑤在日冕電漿的靜電振盪和阿爾文波等過程中也產生輻射。[4]  日冕的可見光波段的連續輻射是日冕物質散射光球的連續輻射的結果,因而日冕連續光譜的能量分布與光球很相似。白光日冕的光可分為:K日冕、F日冕、E日冕(有時稱L日冕)。太陽光譜的遠紫外線和X射線主要是在日冕中產生的。光球溫度較低,在這兩個波段的輻射遠沒有日冕強。為了不受光球輻射的乾擾,常用遠紫外線及X射線這兩個波段來拍日冕像。圖4表示用X射線拍到的日冕像。把可見波段的單色像同遠紫外線和X射線等單色像作比較,便可研究太陽大氣不同層次的物理狀態(見太陽單色像)。

射電輻射

寧靜日冕射電輻射在一些方面與日冕X射線相類似,二者雖然只占太陽總輻射能的很小部分,卻能提供相當數量的信息。對於X射線有很大意義的軔致輻射,對射電譜也很重要;用射電波與X射線一樣能直接觀測日冕的射電輻射而不受光球輻射的乾擾。通過光譜分析得出日冕的e="3"<日冕的電子密度和運動溫度。

熱導率粒子速度

日冕的熱導率十分高,粒子速度很大,這就使得日冕處於近似等溫狀態。總結不同學者的研究結果,可知日冕溫度約1.5×106K,太陽活動極大時可達2.5×106K,在遠離太陽的區域溫度緩慢下降。通過太陽射電觀測,也得到同樣的數值。

觀測記錄 

1931年觀測

1931 年,法國天文學家博納德弗第南德李奧特發明了日冕儀,這一發明使人們在陽光普照時也能夠對日冕產生的光線進行觀測。在這一儀器的幫助下,我們最終發現日冕是太陽的一部分。當時,人們在對日冕進行研究時發現,日冕產生的譜線並不屬於光譜中的某一範圍。

1868年觀測

1868 年,法國天文學家皮埃爾J.C.詹森在印度對一次日食進行觀測時,曾對日冕譜線進行了記錄,並將記錄寄給了英國天文學家約瑟夫諾曼洛克伊爾,他是一位公認的光譜學專家。通過認真的研究,洛克伊爾認為這些譜線意味著在太陽大氣中存在一種未知的新元素,他將其命名為“氦”,這個稱謂在希臘語中意思是“太陽”, 也就是“太陽中含有的元素”的意思。不過,這論斷沒過多久就被推翻了。

日冕

1895年觀測

1895 年,蘇格蘭化學家威廉姆雷姆塞發現在地球上同樣存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一種最先被發現於地球以外的天體上的元素。

1942年觀測

日冕還產生其他一些奇特的譜線,但這並不意味日冕中還存在什么未知的元素。反之,這些譜線說明日冕中所含元素的原子中都含有不同數量的電子,而在高溫條件下,某些電子將脫離原子的束縛。1942 年,瑞典物理學家本傑特愛德蘭認為日冕中的某些特殊譜線是鐵、碳和鎳原子在失去電子的情況下產生的。

1959年觀測

日冕並沒有突出的邊緣,而是不斷延伸,逐漸與整個太陽系融為一體,並在延伸的過程中逐漸減弱,直至對行星的運動無法構成任何可觀的影響為止。太陽蘊含的熱量將驅使帶電粒子沿不同方向向太陽外部迸射,美國物理學家尤金紐曼巴克爾於1959 年時曾經對此做出預言。

1962年觀測

1962 年,“水手-2 號”探測器升至太空抵達金星時所探測到的結果驗證了這個預言。這種帶電粒子的迸射被人們稱為“太陽風”,其速度為400—700 公里/秒。“太陽風”的作用使各彗星的尾部均指向背離太陽的方向。同時,構成“太陽風”的帶電粒子還會不斷撞擊各個行星,而且如果行星上具有南北極(正如地球上那樣),那么帶電粒子將由其北極向南極運動。

2015年觀測

台北時間2015年3月23日訊息,據國外媒體報導,美國​宇航局發現太陽表面有兩個大“洞”。它們都是日冕洞。其中較大的一個位於南極附近,據估計覆蓋太陽總表面的6%到8%,這使它成 為科學家幾十年中發現的最大極洞之一。另一個較小的日冕洞位於北極,是個狹長區域,覆蓋約38億平方英里,僅占太陽表面的0.16%。

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