星冕

✍ dations ◷ 2025-07-14 08:06:29 #星冕

星冕或冕是环绕恒星周围的等离子体光环，环绕太阳的称为日冕。太阳的日冕在每一次的日全食中都很容易看到；平时也可以透过日冕仪观测。英文的（）这个词源自拉丁文的，意思是，再追溯则为古希腊的κορώνη（korōnè，意思为“花环花冠”）。

太阳的日冕位于色球层上方，延伸到外层空间数百万公里。光谱测量表明日冕中的温度超过1000000 K，是强电离的等离子体，比被称为太阳表面的光球热得多。

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，意思是，它是阳光经由自由电子的汤姆森散射造成的。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而得名。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，并且是日冕成分的主要资讯来源。

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，西班牙天文学家何塞·华金·德费雷尔（英语：José Joaquín de Ferrer）创造了日冕一词。1806年，德费雷尔依据自己在纽约金德胡克的观测，也提出日冕是太阳的一部分，而不是月球的一部分。英国天文学家约瑟夫·诺曼·洛克耶确定太阳色球中有一种地球上未知的元素，现在该元素被称为氦。法国天文学家皮埃尔·让森指出，日冕的大小和形状会随着太阳黑子周期的变化而变化。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、明亮且无以计数的加热。

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：� ()。实际上，这些谱线特征后来被解释为高电荷态离子铁（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，是从高度电离的亚稳态回到低能阶的基态（绿色的5303 Å 线是来自Fe13+，Fe-XIV；红色的6374 Å 来自Fe 9 + ,Fe-X）。

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和磁流体力学。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。太阳周期从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。天文学家通常会分出的区域，如下所述。

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。

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：太阳黑子和光斑发生在光球中，针状体、Hα、暗条、和谱斑在色球中，日珥从色球穿越过度区，闪焰和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”。

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。由于这些冕环区域的磁活性增强，通常是闪焰和日冕物质抛射（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的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或冕环（例子）。

冕环对我们理解当前的非常重要。冕环是等离子体的高度辐射源，因此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。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。

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。

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。

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。

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hα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。

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 ${displaystyle p=nK_{B}T}$ _x ≥ 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。

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，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。

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，然而还不清楚它们适合在日冕中生成和传输。

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。

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。在垂直于磁场线方向上运动的带电粒子受到洛伦兹力的影响，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，洛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，日冕的导热系数是

${displaystyle k=20left({frac {2}{pi }}right)^{3/2}{frac {left(k_{B}Tright)^{5/2}k_{B}}{m_{e}^{1/2}e^{4}ln Lambda }}approx 1.8~10^{-10}~{frac {T^{5/2}}{ln Lambda }}~Wm^{-1}K^{-1}}$ ${displaystyle k=20left({frac {2}{pi }}right)^{3/2}{frac {left(k_{B}Tright)^{5/2}k_{B}}{m_{e}^{1/2}e^{4}ln Lambda }}approx 1.8~10^{-10}~{frac {T^{5/2}}{ln Lambda }}~Wm^{-1}K^{-1}}$

此处的 ${displaystyle k_{B}}$ $k_{B}$ 是玻尔兹曼常量， ${displaystyle T}$ $T$ 是绝对温度， ${displaystyle m_{e}}$ $m_e$ 是电子质量， ${displaystyle e}$ $e$ 电子的电量，

${displaystyle ln Lambda =ln left(12pi nlambda _{D}^{3}right)}$ ${displaystyle ln Lambda =ln left(12pi nlambda _{D}^{3}right)}$

库伦对数，和

${displaystyle lambda _{D}={sqrt {frac {k_{B}T}{4pi ne^{2}}}}}$ ${displaystyle lambda _{D}={sqrt {frac {k_{B}T}{4pi ne^{2}}}}}$

与等离子体粒子密度相关的得拜常数 ${displaystyle n}$ $n$ 。

在平均温度100万K，密度为1015粒子/m3的日冕，库伦对数 ${displaystyle ln Lambda }$ ${displaystyle ln Lambda }$ 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 ${displaystyle q}$ $q$ 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 ${displaystyle x}$ $x$ 计算，变成

${displaystyle {frac {partial q}{partial t}}=0.9~10^{-11}~{frac {partial ^{2}T^{7/2}}{partial x^{2}}}}$ ${displaystyle {frac {partial q}{partial t}}=0.9~10^{-11}~{frac {partial ^{2}T^{7/2}}{partial x^{2}}}}$ .

数值计算表明，日冕的导热系数与铜相当。

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的动力学－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。

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，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）。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的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。

NASA的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。

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和阿尔文波这两种类型。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和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，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。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。

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。

磁重联理论依赖太阳磁场在日冕中产生电流。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，如汞或海水）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，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。

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。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。

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