基本介紹
- 中文名：太陽大氣
- 外文名：Sun atmosphere
- 學科：天文學
- 組成：寧靜區、冕洞、活動區
- 溫度：4500攝氏度
- 高度：光球500km之上
簡介,太陽大氣分類,寧靜區,冕洞,活動區,光球,臨邊昏暗,太陽黑子,光斑與米粒組織,色球,日冕,最新發現,
簡介
根據現代的觀測手段，我們知道太陽的結構是分層的。如圖所示，太陽的分層結構從內到外依次為：
- 日核Core
- 福射區Radiative Zone
- 對流區Convection Zone
- 光球層Photosphere
- 色球層Chromosphere
- 曰冕Corna
在色球層和日置中間，有一層溫度迅速劇烈升高的薄薄的過渡區圖中未標註。我們通常所說的太陽的內部結構指的是光球層以下的對流區、福射區和日核這三個部分。而太陽大氣指的則是從光球層往上一直到日晃的廣袤區域。由於我們現有觀測手段能夠直接觀測到顯著活動的區域僅限於太陽大氣的部分，我們對太陽內部結構和活動還不甚了解。相比之下，我們對太陽大氣的了解則要多得多。在以上分層結構的基礎上，我們通常研宄太陽活動的時候，把太陽大氣中的區域分為三個大類：
- 寧靜區
- 晃洞
- 活動區
圖顯示的是SDO衛星（在本章的後面我們會介紹這顆衛星）觀測到的多波段綜合全日面圖像，顯示了太陽的寧靜區、曼洞和活動區三個區域以及太陽大氣中的部分常見結構。
太陽大氣分類
寧靜區
寧靜區，顧名思義，指的是太陽上沒有明顯劇烈活動的區域。然而，隨著觀測手段的進步，我們發現太陽的寧靜區並不是真正意義上的完全沒有任何活動。實際上，在太陽寧靜區，由於底部對流區的對流活動的影響以及太陽大氣電漿的運動，一直存在著各種各樣在之前不為人知的小尺度結構和活動。
米粒組織
米粒組織是我們利用高解析度的太陽望遠鏡觀測到的光球層上分布的大小不等的多邊形結構。它們幾乎遍布了整個日面寧靜區，並且時刻發生著變化。研宄表明，米粒組織是由於光球層下方的對流層中的對流元中的上升流和下降流活動而產生的。因此，米粒組織中心區域的溫度比邊緣的溫度要高大約幾百度。圖中左圖顯示的是光球層典型黑子周圍的米粒組織結構。米粒組織的生命周期大約只有8分鐘左右，而空間尺度基本在1000公里附近。米粒組織是我們研究太陽上的小尺度、廣泛性活動的基本單元。它們不僅有助於我們研究分析太陽光球層的磁場結構和電漿運動的特性，而且能夠幫助我們分析光球層以下的對流區的運動，同時對研宄光球色球日晃的稱合作用和機制起到重要的作用。我們在日面寧靜區觀測到的尺度更大、生命周期更長的多邊形結構，則稱為“超米粒組織”。
超米粒組織
超米粒組織在日面上大概分布了1000個左右。它們的運動方式與米粒組織類似：中心區域存在上升流而邊緣區域是下降流（Giovanelli 1980）。相比較米粒組織，它們的尺度更大（2萬公里以上）、生命周期更長（幾小時到幾十小時）。超米粒組織的形成機制存在爭議：有人認為超米粒組織與米粒組織類似形成於光球層底部的對流區大型的對流元；也有人認為超米粒組織來源於對流區的對流不穩定性。一般認為，光球層的超米粒組織往上延伸，形成了色球層寧靜區觀測到的網狀結構。
針狀物
自從色球層針狀物的首次觀測，己經過去一個多世紀了。我們現在知道，針狀物位於色球層中比較高的以及日冕底部的位置。圖中右圖顯示的是觀測到的一部分色球層針狀物的形態。針狀物一般由冷而密的物質組成。溫度一般在10^4K，密度約為8x10^-3每立方厘米。它們的平均壽命只有幾分鐘，長度大約為1Mm左右。針狀物一般形成於色球層網狀結構的邊緣，形成機制有不同的解釋。關於針狀物的形成機制，我們將會在本章的後面詳細描述。
日曼暗腔
日晃暗腔是寧靜太陽區的另一個典型現象。由於日冕暗腔的密度比周圍電漿的密度要低，因此日晃暗腔看起來像是一個內部是黑色的氣泡狀結構。寧靜區的日晃暗腔通常在裡面包圍著寧靜日琪結構（如圖丨並且持續時間很長，不會產生明顯的爆發活動。同時，一小部分暗腔會由於內部的日琪物質的爆發活動而爆發出去並形成日晃物質拋射。日晃暗腔的磁場一般認為比周圍的磁場要強，磁場的拓撲結構則是磁通量繩的結構。
冕洞
冕洞是我們在利用較高溫度的譜線（X射線、高溫極紫外射線等）觀測太陽日曼時，看上去像黑色的洞一樣的區域。晃洞經常出現在太陽的兩個極區的位置，有時候也會出現在寧靜太陽的其它位置。除了極區晃洞，我們在太陽大氣中經常能夠觀測到的晃洞還包括孤立冕洞和延伸曼洞。孤立晃洞指的是出現在中低諱度地區、生命周期相對較短的冕洞。而延伸冕洞指的則是從與極區晃洞相連線並向中低偉度地區延伸的大面積、短生命期的晃洞。
根據前人的研究表明，晃洞的密度和溫度都要比平均日晃的密度和溫度低一個量級。因此戴洞的福射比背景卜的福射適要低。寬洞的磁場強度與寧靜冕的磁場強度類似一都低於活動丨的磁場強度。關於晃洞的生命周期，極區覽洞存在的時問很長，基本上可以認為是永久性的。而大部分的其它的氧洞，都可以存在於多個太陽周期（塗傳治等。另外，在覽洞的旋轉方面，晃洞不存在太陽普遍的較差自轉現象。
一般認為，冕洞形成於大範圍的磁場單極的位置。基於這樣的磁場結構，太陽風可以沿著開放的磁力線一直被加速，形成我們通常觀測到的快速太陽風。因此，晃洞被認為是快速太陽風的主要來源。同樣，由於電漿物質沿著開放磁力線運動的結果，我們經常可以在冕洞彳‘發現羽毛狀的結構。由於這些羽毛狀的結構經常出現在太陽的極區冕洞中，因此我們習慣性地稱它們為“極羽”。
極羽
極羽是太陽兩極晃洞中放射性的、羽毛狀的増亮結構。極羽在太陽的兩極冕洞中是廣泛存在的，研宄表明在太陽活動的極小年，在距離極區10°的位置附近5°的範圍內可以分辨出至少25個極羽。極羽的密度一般是背景冕洞的2-4倍，大約為3x10^-6每立方厘米。而極羽的平均溫度則與背景冕洞的溫度差不多，至多比背景溫度低30%。根據白光日晃儀的觀測，極羽可以延伸到5個太陽半徑的位置，生命周期則至少是24個小時。
在形成機制方面，一般認為，由於極區底部的無序的、廣泛存在的、小尺度的磁對流現象引起了小尺度偶極場的磁場重聯。而這些磁場重聯推動電漿物質，形成了我們觀測到的極羽。另一方面，由於極羽中含有了冕洞中大約10%~20%的日冕物質它們有可能成為太陽風中高速電漿的重要來源。
活動區
顧名思義，活動區是太陽上存在較多劇烈爆發活動的區域。作為太陽上最矚目的區域，活動區一直是太陽物理研宄的重要領域。由於活動區的磁場強度比太陽的其它區域的磁場強很多，活動區內經常會爆發出耀斑、日瑪爆發、大尺度噴流和日物質拋射等對地球磁場和行星際空間環境產生重大影響的爆發活動。人們利用活動區在太陽上出現的位置和時間、為了方便對活動區作系統性的研究，通常採用美國國家海洋和大氣管理局（NOAA）的編號方法對活動區進行編號。所以，我們在文獻中經常可以看到作者在描述活動區時採用類似於“NOAA AR 11715 ”的方式。
太陽黑子
太陽黑子是太陽光球層中溫度較低的一片區域的稱呼，通常位於太陽活動區的中心位置。太陽黑子的表現特徵為低溫和強磁場。中心磁場的強度可以高達上千高斯。太陽黑子的尺寸大小不等，直徑最小的大約為最大的可以達到6x10^4km以上。太陽黑子的持續時間同樣是大小不等，最小的持續時間只有幾個小時，而最大的可以存在於幾個太陽周期中。一般認為，面積越大的黑子持續時間越長。
一般情況下，一個成熟的黑子由本影和半影組成。本影區域的亮度比半影區域低4~6倍，磁場強度也要比半影區域強。同時，太陽黑子在穩定的狀態下也並不是完全沒有任何活動的。我們可以在太陽黑子中觀測到不同周期的震盪和波動活動，也可以發現一直不間斷的流動活動。另一方面，太陽黑子經常成對或成群出現，形成黑子群。
在觀測中，人們發現日面上太陽黑子的數目呈周期性的變化——存在一個大概11年的周期。在這個周期內，黑子的數目從高到低變化，由此循環往復。人們據此發現了太陽活動的11年周期變化，並定義了太陽活動的極高年（黑子數目最多）和極低年（黑子數目最低）。在這11年的周期中，太陽黑子不僅存在數目上的變化，還存在磁場強度和諱度分布的變化——形成了著名的太陽黑子周期變化的“糊蝶圖”。
冕環
冕環是日冕中一個或一系列明亮的環狀結構。一般情況下，晃環可以分為冷環和熱環兩種。冷環一般出現在太陽寧靜區的日冕暗腔中，而熱環則出現在太陽活動區中。熱環大多在和射線波段被觀測到，它們的密度在10^8到10^10每立方厘米之間。熱環的溫度很高，都在100萬度以上，有的冕環的溫度可以達到幾千萬度。它們內部磁場很強，大多都在數百高斯的數量級。熱環的長度也各有不同，大多從幾十Mm到幾百Mm不等的範圍內。
相比於相對變化沒有那么劇烈的靜態熱晃環，另一類變化劇烈的熱環——耀斑環則更多的和太陽的瞬時爆發活動相關聯。耀斑環是在耀斑過程中形成的髙溫増亮的環狀結構。它們能夠在很大程度上反映耀斑過程中的磁場和能量變化，是研宄太陽耀斑活動的一個重要參考因素。耀斑環的生命周期一般都比較短，平均在15分鐘左右。一般認為，耀斑之後的紫外輻射主要來自磁場重聯後耀斑環的加熱。通過對多個耀斑事件的極紫外後相的分析中，則闡述了更為複雜和精確的耀斑環加熱和冷卻過程。
耀斑
耀斑是太陽大氣上某個位置突然快速増亮的活動現象。它們是太陽上最為劇烈的活動，也是太陽物理一直以來研究的重點之一。由於耀斑往往代表著大量能量的快速釋放，因此研究耀斑的特性和規律有助於加深我們對太陽大氣中的磁場結構和演化規律的理解。另外，耀斑在釋放大量能量的同時會釋放出大量高能粒子和射線。這些高能粒子和射線往往會對地球的磁層和電離層產生強烈影響，進而影響到人類的航空航天、短波通訊等重要的活動。圖顯示的是SDO AIA 131波段觀測到的一次耀斑爆發活動。
關於耀斑的產生機制最為著名的是Carmichael 1964；Sturrock 1968；Hirayama 1974；Kopp and Pneuman 1976等人發展出的標準耀斑模型。這個模型以幾位學者的姓氏首字母命名為“CSHKP”模型。在這個模型中，發生在垂直電流片上的磁場重聯加速了非熱電子。一部分非熱電子被重聯後形成的耀斑環捕獲，在其中來回震盪發出同步福射，引起微波福射的增強。另一部分沒有被耀斑環捕獲的非熱電子則沿著環轟擊到色球層，形成耀斑過程中最常見的硬射線轄射。在轟擊過程中被加熱的色球層物質蒸發進入耀斑環中加熱耀斑環中的電漿物質，進而形成軟X射線福射。
對於一個典型的耀斑過程，一般可以分為三個階段。在第一階段，軟X射線、極紫外等轄射通量開始逐漸增加，稱為耀斑的“前相”。在“前相”之後，耀斑發射的軟X射線福射通量迅速增加，並在很短的時間內達到軟X射線福射通量的峰值，這個階段稱為耀斑的“上升相”或“閃相”。之後，軟X射線福射通量逐漸緩慢恢復到耀斑之前的水平，這個過程稱為耀斑的“恢復相”或“緩變相。
日冕物質拋射
日冕物質拋射（CME）指的是大團電漿物質從日冕中拋射出來的現象。雖然距離人類第一次確切觀測到日曼物質拋射事件僅僅剛過去不到半個世紀，對CME的研究卻己經取得了長足的發展。我們現在了解到，日冕物質拋射中含有的電漿物質的質量高達10^11~10^13kg。它們可以在幾個小時到幾天的時間內在行星際空間中高速運動、到達地球。由於它們含有大量的電漿物質、產生的激波可以驅動數目眾多的高能粒子、內部擁有十分複雜的磁場結構，它們可以對地球的磁層產生十分劇烈的影響。通常，人們使用白光曰冕儀對日冕物質拋射在太陽附近以及行星際空間的傳播進行研究。其它的觀測方法還包括射線、紫外、射電和局地觀測等。
一個典型的CME具有泡狀的結構，同時可以觀測到明顯的三分量結構——亮的前沿、低密度的暗腔和亮的核心這。CME的速度分布十分廣泛。它們在天空平面的投影速度可以從幾十公里每秒到上千公里每秒不等，平均速度為350km每秒。CME的角寬度分布同樣十分廣泛，中值在50度附近。我們一般稱呼角寬度大於120°的CME為暈狀CME。CME在煒度上的分布則具有周期性變化的特徵，在太陽活動極小年，集中在太陽的低煒地區；而到了太陽活動高年，的則有可能出現在聞煒地區。
光球
太陽光球層在太陽對流區之上,是太陽大氣的最底層,厚約500km.光球層物質的平均有效溫度為5780k,可是太陽的溫度隨著高度由內向外逐漸降低,在光球與色球交界處,溫度降至4000k～4600k.光球發出的可見光最強.地球獲得的太陽光和熱的能量基本上是由光球發出.
太陽大氣
太陽大氣臨邊昏暗
光球的中心區域亮於邊緣,這叫做臨邊昏暗現象.
太陽黑子
在光球上看到的暗斑叫太陽黑子.黑子的溫度比周圍光球的溫度低,大約只有4500k.黑子是強磁場區,磁場強度約0.35～0.45T.
光斑與米粒組織
太陽光球上除了黑子以外還有溫度比光球溫度高100k左右的光亮區域,叫光斑.光斑具有不同形式的纖維狀結構.
光球 上有一些像米粒似的氣團叫米粒組織,尺度大的叫超米粒組織,超粒組織的尺度約為30000km左右.
色球
光球上面的大氣層為色球層.色球層比光球層厚,約為1500km,它的內半徑約696500km.色球內各種物理參數,包括密度,電離度和各種物理過程,在色球層不同高度處於存在著巨大變化.
日冕
日冕是太陽大氣的最外層，可以延伸到幾個太陽直徑，甚至更遠。它的亮度僅為光球的百萬分之一，只有在日全食時或用特製的日冕儀才能看見。
最新發現
科學家最近收集到了迄今為止最有力的證據，以解釋為什麼太陽的外大氣層比其表面要熱得多。新觀測到的小規模極熱溫度只符合當前的一種理論：一種叫納耀斑的東西提供了這種神秘的極熱。納耀斑是持續出現的熱量的密集噴發，但每個噴發無法單獨被探測到。
更令人驚奇的是，新觀測到的證據僅來自美國航天局（NASA）一種最廉價的探空火箭所收集的6分鐘數據。這個名為EUNIS的探空火箭是在2013年4月23日發射的，它每隔1.3秒就會收集一組快照數據，以追蹤複雜的太陽大氣層中各種溫度的物質的特性。
據報導，在其飛行過程中，EUNIS掃描了太陽的一個預定區域，這個區域具有複雜的磁性，也就是所謂的活躍區，它也是較大規模的耀斑和日冕物質拋射的源頭。當該區域的光線進入EUNIS的攝譜儀時，儀器就把光根據不同的波長分類。光線量較大的每種波長都由一種稱為發射譜線的垂直線代表。而每條發射譜線依次也就代表太陽上不同溫度的物質。進一步的分析可以確定這種物質的密度和活動情況。
在分析了6分鐘的數據後，EUNIS研究小組找到了對應1000萬開氏度（這一溫度是納耀斑標誌）的物質的一種波長。找到這種微弱的發射靠的是EUNIS設備的解析度。攝譜儀能夠清晰無誤地辨別出代表這種極熱物質的數據。
據報導，美國航天局戈達德航天中心的太空科學家傑夫·布羅修斯說：“能夠把這種發射譜線準確地挑出來，讓我們這些光譜學工作者興奮得徹夜難眠。在活躍區的這么一大片區域中能觀察到這種微弱的光線，的確可以說是納耀斑存在的最有力證據。”
關於納耀斑的噴射機制有著多種理論。另外有關日冕的熱量來源還有其他解釋。科學家還會繼續研究這些理論，並且隨著工具和設備的改進而收集更多的證據。不過，還沒有其他理論預測過日冕中存在這種溫度的物質，因此這是支持納耀斑理論的強有力證據。
戈達德航天中心EUNIS小組的主要研究員阿德里安·道說：“這是納耀斑存在的確鑿證據，而且這還說明，這類小型且廉價的探空火箭能帶來真正有用的科學。”
