日冕

  
日冕
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  日冕是太阳大气的最外层,厚度达到几百万公里以上。日冕可人为地分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处;中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径,也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕(以上距离均从日心算起)。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。

日冕简介

日冕
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  日冕是太阳大气的最外层(其内部分别为光球层和色球层),厚度达到几百万公里以上。日冕温度有100万摄氏度,粒子数密度为10-15m3。在高温下,氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快,以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚,射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。日冕可分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处;中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径,也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕(以上距离均从日心算起)。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。
  日全食时,黑暗的太阳外围是银白色的光芒,像帽子似地扣在太阳上,因此称为日冕。 日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕,需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大,用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕,一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远,或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕,它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些,但它的密度也低于地球大气的十亿分之一,几乎接近真空。 日冕的形状很不规则,有时候呈圆形,有时候呈扁圆形,结构也很精细,在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处,太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽”。

日冕组成和形状结构

·组成

  日冕是太阳大气的最外层,从色球边缘向外延伸到几个太阳半径R嫯处,甚至更远。分内冕、中冕和外冕,内冕只延伸到离太阳表面约0.3R嫯处;外冕则可达到几个R嫯,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、高度电离的离子和高速的自由电子。
日冕
日冕
  太阳大气的最外层。形状随太阳活动大小而变化。可人为地分为内冕、中冕和外冕3 层。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子(等离子体)组成。其物质密度小于2×10-12千克/米3,温度高达1.5×106~2.5×106K。由于日冕的高温低密度,使它的辐射很弱且处于非局部热动平衡状态,除了可见光辐射外,还有射电辐射,X射线,紫外、远紫外辐射和高度电离的离子的发射线(即日冕禁线)。
  白光日冕有3个分量:① K冕。在 2.3太阳半径以内,由自由电子散射光球的连续光谱。②F冕。在2.3太阳半径以外,起源于黄道面内行星际尘埃粒子散射光球的光,它的光谱中有夫琅和费线,F冕又称为“内黄道光”。③ E冕。又称L冕,是日冕气体离子发射线的光。日冕的磁场强度约1/10000~1/100特斯拉,随距日面距离的增加而减小。

·形状结构

  形状
  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。(见日冕周期变化)。
  精细结构
  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:①日冕气体中的自由电子散射光球辐射,即白光日冕。②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。③处于亚稳态的离子的禁戒跃迁,是日冕禁线的来源。④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。⑤在日冕等离子体的静电振荡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表示用X射线拍到的日冕像。把可见波段的单色像同远紫外线和X射线等单色像作比较,便可研究太阳大气不同层次的物理状态(见太阳单色像)。
日冕
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·射电辐射

  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e="3">日冕的电子密度和运动温度。

·热导率和粒子速度

  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。

日冕温度

  日冕的温度非常高,可达200万度。令人不可思议的是,离太阳中心最近的光球,温度是几千度。稍远些的色球,温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕,温度竟然高达百万度。这一反常的现象意味着什么,科学家们目前还未找到合理的解释。   冕的温度很高,其数值达百万数量级,这并非臆想,而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过,这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中,其热量总和并非高。
  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。

日冕的影响

·磁场扰动

  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  1999年日
日冕
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食期间拍到的日冕算日冕磁场的方法,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5×10-5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:①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。长期扰动控制着太阳风和行星际磁场。②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。③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。

日冕观测

·最佳观测时间

 
  日全食是观测太阳日冕的最佳时机。“中国2009日全食中心线联测项目”负责人之一、江苏省天文学会秘书长李旻22日告诉记者,此次日全食观测,他们获得了长达30分钟的连续内冕像。 据了解,这在中国天文学界还是第一次,在世界天文学界也是非常少见的。 22日,500年一遇的日全食如期而至。尽管全食带的很多地方天公不作美,然而,由于在全国由西向东布置了15个观测点,紫金山天文台等科研单位还是从此次日全食中收获颇丰。 日冕是太阳最外围大气。日冕的范围很大,接近太阳表面的那部分日冕,一般称内冕。日冕的活动对地球有重要影响,但至今还有许多未解之谜。日全食是观测太阳日冕的最佳时机。 紫金山天文台、南京大
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学天文系与中国科技大学地球和空间科学学院合作,提出“中国2009日全食中心线联测项目”设想,即沿着日食中心线每隔2分钟左右的食程设置一个观测点,这样将15个观测点的资料串联起来,就将是长达40分钟的连续日冕像。 9时12分42秒,重庆合川拍到了联测项目第一张内冕图像。紧接着,万州、宜昌、罗田、潜山、武汉、宣城、舟山、上海也纷纷传来佳音。9时42分,上海观测点最后一张内冕图像的拍摄宣告联测项目成功。 联测项目发起人季海生表示,尽管离当初40分钟的目标有一定差距,但这9个观测点拍摄的图像连在一起,也长达30分钟。 按照设想,联测项目主要目标有:研究日冕物质外流的物理机制;观测日冕中的低频振荡,这对于解决日冕加热难题将是有力的推动;观测到日冕中的抛射等活动现象。 季海生表示,尽管目前观测取得了成绩,但接下来的工作将更漫长、更艰难,完整的数据最终处理出来至少要用上一年时间。
  日冕只有在日全食时才能看到,其形状随太阳活动大小而变化。在太阳活动极大年,日冕的形状接近圆形,而在太阳活动极小年则呈椭圆形。
  通过X射线或远紫外线照片,可以看到日冕中有大片不规则的暗黑区域,这称为冕洞。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,人们只能在日全食时观测到日冕,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。日全食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。尽管日全食的机会不多,天文工作者仍作很大努力把仪器装备运到发生日全食的地点去从事观测,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)只能在日全食时进行。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)。

·观测日冕不需等待日全食

   要对日冕进行有意义的观测,天文学家不再需要等日全食了。基于地球和卫星的日冕观测仪使得这种观测成了常规工作。但正如Jay Pasachoff在一篇文章中所解释的那样,新一代日食研究正在将从卫星上进行的观察与地基观测从空间、时间以及光谱分辨率范畴(这样的分辨率太空中无法达到)上联系起来。最终,随着基于太空的太阳望远镜数量增多,它们可能会完全替代基于地球的观测工作。但在今后6亿年左右的时间里(直到月球距太阳的距离增加到使其盘面太小、以至不能遮挡阳光的程度),日食仍将是地球上最壮观的景色之一。《自然》封面图片是由25幅图片组成的一个组合图,它所反映的是在蒙古观测到的2008年8月1日日全食期间太阳的东半部分。

日冕观测历史

  1931年观测
  1931 年,法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪,这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下,我们最终发现日冕是太阳的一部分。当时,人们在对日冕进行研究时发现,日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。
  1868年观测
  1868 年,法国天文学家皮埃尔J.C.詹森在印度对一次日食进行观测时,曾对日冕谱线进行了记录,并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔,他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究,洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素,他将其命名为“氦”,这个称谓在希腊语中意思是“太阳”, 也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过,这论断没过多久就被推翻了。
日冕
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  1895年观测
  1895 年,苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。
  1942年观测
  日冕还产生其他一些奇特的谱线,但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之,这些谱线说明日冕中所含元素的原子中都含有不同数量的电子,而在高温条件下,某些电子将脱离原子的束缚。1942 年,瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。
  1959年观测
  日冕并没有突出的边缘,而是不断延伸,逐渐与整个太阳系融为一体,并在延伸的过程中逐渐减弱,直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射,美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。
  1962年观测
  1962 年,“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”,其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时,构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星,而且如果行星上具有南北极(正如地球上那样),那么带电粒子将由其北极向南极运动。

·中国日全食观测史

 
  据了解,20世纪中国总共发生了7次日全食,分别是1907年、1936年、1941年、1943年、1968年、1980年和1997年,2010年中国西部地区又发生一次全食。
  1936年中国日全食科学观测起步
日冕
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  紫台专家介绍,日食是一种罕见的天象,特别是日全食,平均要三四百年同一地区才能看到一次日全食天象。我国保存有世界上最古老、最系统的日食记录。但由于科学水平的限制,真正的科学观测始于1936年6月19日,日全食带经过苏联伯力和日本北海道,我国天文工作者联合组织了两个日食观测队,分别前往伯力和北海道进行科学观测。
  1941年在敌机轰炸下观测日全食
  1941年9月21日,全食带从新疆入境,经过青海、甘肃、陕西、湖北、江西、福建、浙江等省,此次日全食横跨中国腹地,有利于科学观测。然而,此时正值抗战时期,山河破碎,国外定制的观测仪器无法运到,天文研究所从紫金山一路西迁到昆明。在中国日食观测委员会的主持下,在敌机轰炸下,组成了两个观测队,西北队观测地点在甘肃临洮,由南京专家张钰哲、高鲁带领,重点进行天文观测,东南队前往福建崇安,进行天文和地磁观测,观测取得了成功。
  1980年71条色球谱线首次被证认出
  新中国成立后,党和国家对天文科学研究和普及给予了很大的关怀和重视,中国天文工作者在日全食观测工作方面有了很大的进展。如1958年4月19日在海南岛进行了中苏联合日环食观测。1968年9月22日中国新疆西部发生日全食,科学工作者进行了首次大规模的日全食综合观测,取得了一定的成果。
  1980年2月16日,在中国云贵地区发生日全食时,除了专业观测队伍前去观测外,还有一支近300人组成的业余观测队伍,规模较大。在这次日全食观测中,紫金山天文台成功观测到闪光谱,证认出1042条色球谱线,其中有71条谱线是第一次被证认出。
  1997年两万余人共睹漠河日全食
  1997年3月9日,在中国北部边陲的漠河县发生的日全食是20世纪我国大地上所能观测到的最后一次日全食,而且这次日全食时可以看到海尔-波普彗星同时展现在空中。
  紫台专家介绍,海尔-波普彗星周期为3000年左右,看日全食时可以同时看到它,成为最引人注目的天象了。天文专家组成专业的观测研究队伍,及18个省市近300名天文爱好者前往观测。此外,我国台湾、香港也来了为数可观的天文界人士;另外,还有来自德国、意大利、美国日本、韩国等国的人士。据统计,前往漠河观测、观看这次日全食的人数多达两万余人,盛况空前。
  2008年紫台开始探寻水星内行星
  2008年8月1日,是21世纪发生在中国的首次日全食,全食带分布在中国新疆、甘肃、陕西等西北地区。日偏食遍布中国广大地区,在国内外科学界和广大群众中引起高度重视。在国家自然科学基金委员会和中国科学院以及日全食发生所在地政府部门的联合支持下,中国的多家科研单位的科学家成功联合进行了日全食期间的太阳光学、射电波段,以及电离层和重力等诸学科的综合科学观测。
  与此同时,在甘肃省酒泉市召开了以“太阳日冕、磁场和空间天气”为主题的国际日全食研讨会,并在酒泉市举行了关于天文学、太阳物理及日全食天象的系列科普报告会。紫金山天文台成功进行了闪光谱、日冕光谱、射电流量和水内星寻找的观测。
  除此之外,紫金山天文台尤建圻研究员等科学家于1983年和1991年分别赴巴布亚新几内亚和墨西哥进行日全食观测,两次观测均获得成功。他们成功观测到大量的闪光谱资料和红外日冕谱线资料。