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冕 (恆星大氣層)

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太陽或其他天體由電漿構成的大氣層,延伸至太空中數百萬公里,在日全食的時候很容易看見,但使用日冕儀隨時都可以看見。在拉丁文中字根corona的意義就是光環

高溫的日冕呈現特殊的光譜特徵,在19世紀產生了一些爭議,認為有一種早先未知的元素「coronium」。後來,這些光譜的特徵被追蹤對應上了高度電離的鐵(Fe(XIV)),顯示是在溫度超過106 K 的電漿[1]。 來自冕的光有三種主要來源,雖然所有的都分享相同的空間,但有各自不同的名稱。K-冕(源自德文的kontinuerlich,是"連續"的意思)是被陽光驅散的自由電子創造的,都卜勒致寬使被反射的光球層吸收線完全被遮蔽掉,讓光譜呈現連續而完全看不見吸收線。F-冕(F來自夫朗和斐)是由被陽光彈起的微塵粒子創造的,因為它包含了未加工就能在陽光下看見的夫朗荷斐吸收線,所以可以被觀測到。F-冕延伸到離太陽非常遠的距角時,就會被稱為黃道光。E-冕(E源自輻射這個字)是來自冠冕部分的電漿離子的發射譜線,並且是關於冕區成分的主要訊息來源[2]

物理特徵[编辑]

太陽的日冕比可見的太陽表面熱許多(數量級將近200):光球層的平均溫度是5,800K,相較之下日冕的溫度是300萬K。日冕的密度只有光球層的10−12,然而,它的光度只有百萬分之一呈現在可見光上。日冕和光球層之間只有狹窄的色球層分隔著,日冕被激發的機制仍然是現今還在爭議的主題,而可能的成因可以歸納為磁場和來自底層的聲波的壓力波(後者的可能性比較低,因為在早期的高磁性中也有冕的存在)。太陽的日冕外緣因為為是開放性的磁場,被認為會持續的傳輸物質成為太陽風

圖示是在太陽週期中太陽磁場流的結構配置。

日冕並不是經常都均勻的分布並橫越太陽的表面。當週期是平靜時,日冕或多或少的被限制在赤道的地區,並且在極區會出現冕洞。在太陽週期的活躍期間,它最明顯的雖然是太陽黑子活動區域,但是日冕被均勻的散佈在赤道與極區。太陽週期經歷的時間大約是11年,從極小期極大期,太陽磁場持續的受到傷害(由於在太陽赤道的較差自轉,赤道的自轉比極區快)。太陽黑子的活動在極大期時會發出聲音,磁場也被扭曲到最大限度,與黑子連結成為冕圈磁通量構成的環,從太陽內部向上湧升。磁通量將較熱的光球層推開,露出底下較冷的電漿,因此呈現黑色(當與太陽的盤面比較時)的斑點。

冕圈[编辑]

TRACE以171Å拍攝的冕圈。

冕圈是磁性太陽日冕的基本結構,這些圈是封閉的磁通量伴隨著開放的磁通量,可以在極區的冕洞和太陽風處發現,磁通量圈充滿了來自太陽本體的電漿。由於在冕圈區域的磁場活動量升高,冕圈經常會形成太陽耀斑日冕物質拋射(CMEs)。太陽電漿將這些結構的溫度從光球層的6,000K穿越過渡區造成日冕的溫度被提升至超過1×106K。通常,太陽電將會從充滿的一個點慢慢的流至其他地方(由於壓力的不同造成虹吸,或由其他的驅動造成不對稱流)。這些通常被分別認為是色球層蒸發和色球層的冷凝。也許也有對稱的流從圈的兩個根部流出,造成質量在環圈結構內累積。在這些區域內冷卻的電漿會在太陽盤面上造成暗斑或離開邊緣日珥。冕圈的生命期有秒(在閃焰事件的狀況)、分、時和天等的不同數量級。通常能持續長時間的就是所知的穩定寧靜冕圈,並維持著冕圈內能量來源和沉降間的平衡(example页面存档备份,存于互联网档案馆))。

當試圖瞭解當前的日冕高溫問題時,冕圈變得非常重要。冕圈是電漿向周圍大量釋放熱能的來源,因此像 TRACE衛星 上安裝的儀器很容易觀察到它的蹤影,它們是可以觀測和研究像是太陽振盪、波的活動和毫微閃焰現象的實驗室。但是使用遙測裝置觀察,要解決日冕高溫問題仍然是很困難的,仍然有許多可議之處(這是因為傳播的輻射只有視線方向上的)。在能夠獲得明確的答案之前,需要現場的測量,但是因為在日冕內高溫的電漿,使得現場測量是不可能的(至少目前還不行)。

瞬變現象[编辑]

閃焰"日冕傳輸"(也稱為日冕物質拋射)的生成,是常發生的。這些是帶有大量物質從太陽向外移動的巨大冕圈,每小時可以移動百萬公里,並且帶有10倍於觸發這些日珥或閃焰的能量。一些更巨大的拋射可能以每小時1,500萬公里的高速拋出上萬噸的物質進入太空

其他恆星[编辑]

太陽之外的恆星也有星冕,但需要使用X射線望遠鏡才能偵測到。有些星冕,特別是年輕的恆星,它們的亮度比太陽的明亮許多。

日冕高溫問題[编辑]

日冕高溫問題太陽物理學的問題:為什麼日冕的溫度會有數百萬度K,比表面的數千度高了許多。如此的高溫需要由太陽的內部經由非熱過程運載到日冕,因為熱力學第二定律阻止了熱直接從太陽內部流到5,800K的太陽光球,或是表面,更熱的日冕溫度大約在一百萬至三百萬K(部份可以高達千萬K)。加熱太陽日冕所需要的功率很容易的就可以計算出來,再太陽表面每一平方米的功率大約是一千瓦,或是自太陽逃逸出的可見光能量的四萬分之一。

未解決的物理學問題為何太陽的日冕會比表面熱那麼多? Question mark2.svg

從色球層到日冕之間有使溫度增加的薄薄一層區域,稱為過渡區,厚度從十到數百公里不等。類似的比喻好比一個電燈泡會使周圍的空氣被加熱到比燈泡還熱,這就違反了熱力學第二定律

許多日冕加熱的理論被提出來,但是只有兩個理論依然被認為是最可能的候選者,波熱化磁再連結(或是毫微閃焰)。經歷過去的50年,沒有理論能計算出日冕的高溫。多數的太陽物理學家相信要這兩種理論的某種組合或許可以解釋日冕高溫問題,但是細節還不夠完備。

NASA的任務太陽探測+打匴接近至太陽半徑9.5倍處調查日冕高溫問題和太陽風的起源。

競爭的加熱機制
加熱模型
流體動力學的 磁學的
  • 沒有磁場
  • 低速自轉恆星
DC (再連結) AC ()
  • 磁場張力
  • 再連結事件
  • 閃焰
  • 均勻加熱比率
  • 光球基點推移
  • MHD波的傳播
  • 高阿爾文波流
  • 非均勻加熱比率
不是我們的太陽! 完整的理論

波熱化理論[编辑]

波熱化理論是Evry Schatzman在1949年提出的,提議能量是經由波的傳送從太陽的內部運載到色球層與日冕。太陽被當成電漿而不是普通的氣體,所以它支持幾種類似聲波在空氣中的波動類型。最重要的波動類型是磁電機-聲學波阿爾文波[3] 磁電機-聲學波是在磁場出現後被修改的聲波,是和阿爾文波類似的並經與電漿內物質交互作用修正的ULF無線電波。這兩種類型的波都可以經由米粒組織超米粒組織在太陽光球的震盪發射,並且這兩種波都可以攜帶能量經過一段距離,穿越太陽的大氣層然後轉變成衝擊波將能量轉換成熱能。

波熱化的一個問題是熱交付的適當位置。磁電機-聲學波不可能攜帶足夠的能量向上穿越色球層抵達日冕,這有兩個原因,一個是因為色球層的低壓,並且它們也傾向於反射回光球。阿爾文波可以攜帶足夠的能量,但是在抵達日冕後不能迅速的將能量發散至日冕。波在電漿中難以分析是眾所皆知的事實,但是湯瑪斯·波格達和同事在2003年完成電腦的模擬,似乎顯示亞爾文波在日冕的底部可以轉換成其他形式的波,提供了可以攜帶大量的能量進入日冕,然後將熱發散的路徑。

另一個與波熱化有關的問題在1990年代之前完全被忽視,就是波在日冕中傳播的直接證據。第一次波進入日冕和傳播的觀測是在1997年由航行在太空中的太陽天文台SOHO衛星完成的,這是第一個能穩定的以光度計極紫外線的波段上長時間觀察太陽的平台。那些磁電機-聲學波的頻率是1mHz(mHz,相當於1,000秒一個週期),能夠攜帶日冕所需要能量的10%。許多觀測都出現地區性波動的現象,像是亞爾文波是由太陽的閃焰產生的,但這些事件都是瞬變的,不可能解釋日冕一致性的加熱問題。

也還不知道有多少種的波可以利用來加熱日冕。在2004年,一份引用TRACE衛星太空船資料發表的報告,似乎顯示在太陽大氣中有頻率為100mHz(週期10秒)的波在傳遞著。使用安置在SOHO衛星上的UVCS測量不同離子的溫度,得到了很好的間接證據,證實有頻率200Hz的波在傳遞著,這是人耳可以聽到的頻率。這些波在正常的狀況下是非常難以察覺的,但是威廉斯學院的小組在日食時收集到的證據認為存在著頻率在1–10Hz的波。

磁再連結理論[编辑]

磁再連結理論依賴太陽磁場在日冕引發的電流,電流在日冕中引發然後突然崩潰,將能量以熱和波的形式釋放給日冕。這種過程稱為"再連結",因為這是磁場表現在電漿中的一種特殊的方式(或是在任何導電的液體,像是水銀海水)。在電漿中,磁場線通常是各自分離的被封鎖在物質中,所以磁場保持著相同的拓墣結構:如果特殊的南和北磁極是由單一的磁場線連繫著,那麼即使攪動了電漿或是移動了磁鐵,磁場線仍將繼續連接著原來的那些特殊的磁極,這些連結是由電漿中的電流維繫著的。在某些情況下,這些電流會崩潰,並且允許磁場"再連結"至其他的磁極,而在過程中同時釋放出波和能量。

磁再連結被假設是在太陽閃焰之後的機制,是在太陽系內最大的爆炸。而且,太陽表面上有數以百萬計被磁化的小區域,直徑從50–1,000公里不等。這些的小磁極不停的被米粒組織翻攪著,在太陽日冕中的磁場就必需不停的與這張"磁性地毯"進行再連結的匹配動作,因此再連結所釋放的熱能很自然的就成為供應日冕能量的首選候選者,或許還可以加上一系列的"毫微閃焰",單一的活動只能提供少量的能量,但整體加起來可以供應所須的能量。

毫微閃焰提供日冕能量的想法是尤金·派克在1980年代提出來的,但始終仍有爭議。特別的是,像是TRACE和SOHO/EIT等衛星上的紫外線望遠鏡可以觀察到個別的毫微閃焰,在極紫外線下是明亮的小點,但是這些事件看起來並不是很多,能釋入日冕的總能量仍不足。另外的能量可能就需要波的能量來補足,或是米粒組織磁場的再連結能比豪微閃焰更順利的傳送能量,因此未能呈現在TRACE的資料中。變更毫微閃焰的假說,使用其他的機制來壓迫磁場或釋放能量。在2005年,這是活躍的研究主題和重點。

參考資料[编辑]

  1. ^ Aschwanden, M. J. Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. 2004. ISBN 3-540-22321-5. 
  2. ^ Corfield, Richard. Lives of the Planets. Basic Books. 2007. ISBN 978-0-465-01403-3. 
  3. ^ Alfvén, Hannes. Magneto hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. MNRAS. 1947, 107: 211–219. 

外部連結[编辑]