冕环
冕环形成于太阳日冕低处的基础结构和过渡区，这些高耸且优雅的结构是太阳内部的磁通量直接被扭曲的结果。冕环的密度直接与太阳周期相关联，这也是冕环的足点经常可以看见太阳黑子的原因。向上涌升的磁通量将光球层的物质推开，露出底下较冷的等离子体。在光球和太阳内部物质的对比之下，造成黑点，也就是 太阳黑子 的印象。
物理特性[编辑]
冕环是带磁性的磁通量，来自于太阳的内部，磁场线两端被固定在太阳表面上，并推升入太阳的大气层内。当试图了解来自太阳内部的能量经由过渡区传输到日冕时，它们是被观察到的理想结构。
冕环有各种不同的大小，开放性的磁通量管可以进入太阳风和遥远的日冕与太阳圈。停住在光球的（钢体，线栓，被假设是固定的高β，由外在的等离子体支撑著环圈，足点所在的位置），冕环经由色球层穿越过渡区延伸入日冕的高处。
同时，冕环沿着长度上也有宽广的温度变化。一百万K的冕环通常算是温度较低的，那些存在和环绕在百万K周围的冕环通常都是较热的。很自然的，这些不同的类型的冕环会释放出不同波长的热[1]。
位置[编辑]
冕环分布在太阳表面的活能层和宁静区。活能层在太阳表面只是很小的范围，但主要的活动都在这些区域发生，由于存在强烈的磁场，经常都是闪焰和日冕物质抛射的来源。日冕总热能的82%都来自活能层[2]。冕洞位于在极区主要的磁场开放区，已经知道是快速太阳风的来源。太阳表面的其他地区组成宁静太阳，宁静太阳虽然不如活能层来得活跃，但充满了动态过程和瞬变事件（亮点、毫微闪焰和喷流）[3]。概括来说，宁静太阳地区存在的磁性结构是封闭的，活能层是高度易爆事件的动态来源。这是在观测上需要注意的重要建议，整个日冕呙放和封闭的磁场线。
冕环和日冕高温问题[编辑]
虽然闭合的磁场线不会构成冕环，但是在它能成为冕环之前，其中充满了等离子体。有鉴于此可以清楚的知道冕环在太阳表面是很罕见的，因为多数闭合的磁通量结构内部都是空的，这意味着加热日冕的机制和穿越色球层进入闭合磁通量的等离子体是有着高度地域性的[4]。在充满等离子体、动力学的流程和日冕的高温后面的机制仍然是神秘的。 这些机制必须是足够稳定和持续的喂哺日冕，才能在很短的距离内将经过色球层、过渡区进入日冕的等离子体从6,000K有效的至少加热至一百万K。这也是冕环被瞄准成为强力研究对象的原因。它们立足在光球，由来自色球层的等离子体哺育，穿越过渡区并且在接受密集的加热之后存在于日冕。
日冕高热问题是单一机制的想法正逐渐降低，而执著于单一的机制会被引入歧途。首先，充满等离子体的高密度圈是被清空的并直接在色球层形成，而在日冕的高度内没有任何已知的机制可以压缩日冕内的等离子体和喂哺等离子体进入冕环。其次，观察日冕向上的涌升指出等离子体的来源在色球层，因此等离子体原本是在色球层内，在调查日冕热化的机制时必须考虑到这个状况。这是色球给予能量和日冕加热现象可能连结的共同机制。
| 未解决的物理学问题：为何太阳的日冕会比表面热那么多？ |  |
观测的历史[编辑]
1946-1975[编辑]
许多进步是由地基望远镜（像是在夏威夷的茂纳罗亚太阳天文台，MLSO）和日食之际观测日冕达成的，但是要摆脱地球大气层的遮蔽效应，在太空中的观测成为发展太阳物理学所必需的。使用只有短短7分钟滞空飞行时间的空蜂火箭，在1946年和1952年测量极紫外线和来曼α辐射的光谱图。在1960年以前，也是使用同样的火箭获得基本的X射线观察。 从1959至1978年的英国云雀火箭任务也获得主要的X射线分光仪资料[5]。虽然是成功的，但火箭任务的酬载和观测时间都非常有限。在1962至1975年之间，一系列的轨道太阳天文台（OSO-1至OSO-8）卫星能进行和获得更长时间的EUV和X射线分光仪观测资料。然后，太空实验室在1973年发射升空，代表未来的观测可以在多波段上做选择[6]。这个任务只持续了一年，就由太阳极大期任务卫星来接替，并成为首度几乎完整观测太阳周期的天文台（从1980－1998年）[7]，累积了横跨所有辐射范围的珍贵观测资料。
1991-迄今[编辑]
1991年8月，阳光号（Yohkoh，太阳A）从鹿儿岛太空中心发射升空，震撼了太阳社群，它因为电池失效在2001年12月14日停止了工作，但是在它运作的10年中为X射线作了革命性的观测。阳光号以椭圆轨道绕着地球，观测来自太阳的X射线和γ射线现象，例如太阳的闪焰。阳光号携带了四种仪器：布拉格晶体分光仪（ Bragg Crystal Spectrometer，BCS）、宽频分光仪（Wide Band Spectrometer，WBS）、软X射线望远镜（ Soft X-Ray Telescope，SXT）和硬X射线望远镜（ Hard X-Ray Telescope，HXT）。这些设备由来自日本、英国和美国的科学家财团管理，SXT特别有兴趣的就是观测来自冕环的X射线辐射。
SXT观测的X射线能量在0.25-4.0KeV，解析力为0.5-2角秒。SXT对温度在2-4百万K的等离子体极为敏感，使它成为和TRACE卫星在极紫外线波长观测的冕环相互比较的理想观测平台[8]。
在太阳物理学上，后续的主要阶段是1995年12月在美国佛罗里达州卡纳维尔空军基地发射的太阳和太阳圈观测卫星（SOHO）。SOHO原始设计的生命期只有二年，但因为成功的回响使任务一直延展至2007年3月，观测了一个完整的11年太阳周期。SOHO的位置在太阳和地球引力稳定平衡的L1拉格朗日点附近，为SOHO提供了一个稳定的轨道，使它可以连续不间断的面对着太阳并缓慢的移动。SOHO在距离地球大约150万公里处，从地球看永远是在凌日的位置上。
SOHO由欧洲空间局和美国国家航空航天局的科学家共同管理。相较于阳光号和TRACE卫星更，SOHO携带了更多的仪器，使这个巨大的任务可以成链状的观看太阳的内部、日冕和太阳风。SOHO有12件仪器，包括日冕特征分光仪（CDS）、极紫外线成像望远镜（EIT）、太阳紫外线发射辐射测量（SUMER）和紫外线日冕分光仪（UVCS）等，这些全都广泛的用在对过渡区和日冕的研究上。
EIT是广泛的用于冕环观测的仪器。EIT通过4个频道：171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV and 304 Å HeII,，使用影像观测过渡区到内日冕，每个对应于不同温度的极紫外线，探查色球层网络和较底层的日冕。
过渡区和日冕探测员（TRACE）在1998年4月从范登堡空军基地发射，是NASA的金石太空飞行中心小探测员计划的一部分。这个小巧的轨道仪器有一架30 × 60公分，焦长8.66米的盖塞格林望远镜，配置著1200×1200画素的CCD检测器。发射的时间点计划与太阳极大期的上升阶段相吻合，在太阳周期扣人心弦的这个阶段，能与SOHO一起执行对过渡区和底层日冕的观测，给太阳环境一种史无前例的观点。
由于高空间（1角秒）和时间（1-5秒）分辨率，TRACE可以捕捉到日冕结构的详细图像，SOHO则提供太阳全貌的低分辨率影像，这样的竞争与合作展示了TRACE有能力追踪稳态（宁静）冕环的发展。TRACE利用对171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV 和1600 Å等波段电磁波辐射敏感的滤镜来追踪和观察宁静冕环。
动力学的循环（flows）[编辑]
上述所有的太空任务在观测强大的等离子体流和冕环的动态过程，都获得空前未有的成就。例如，SUMER的观测建议流体在太阳盘面上流动的速度是5 - 16 km s-1，其他连接SUMER/TRACE观测检测到15-40 km s-1.流动速度[9][10] 在太阳极大期任务期间，平的晶体分光计（FCS）检测到非常高的速度，发现到的等离子体流动速度在40 - 60 km s-1之间。
新任务[编辑]
相关条目[编辑]
外部链接[编辑]
- TRACE homepage （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- Coronal heating problem at Innovation Reports （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- NASA/GSFC description of the coronal heating problem（页面存档备份，存于互联网档案馆）
- FAQ about coronal heating （页面存档备份，存于互联网档案馆）
参考资料[编辑]
- ^ Vourlidas, A.; J. A. Klimchuk, C. M. Korendyke, T. D. Tarbell, B. N. Handy. On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales. Astrophysical Journal. 2001, 563: 374–380. doi:10.1086/323835.
- ^ Aschwanden, M. J. An evaluation of coronal heating models for Active Regions based on Yohkoh, SOHO, and TRACE observations. Astrophysical Journal. 2001, 560: 1035–1044. doi:10.1086/323064.
- ^ Aschwanden, M. J. Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. 2004. ISBN 3-540-22321-5.
- ^ Litwin, C.; R. Rosner. On the structure of solar and stellar coronae - Loops and loop heat transport. ApJ. 1993, 412: 375–385. doi:10.1086/172927.
- ^ Boland, B. C.; E. P. Dyer, J. G. Firth, A. H. Gabriel, B. B. Jones, C. Jordan, R.W. P. McWhirter, P. Monk, R. F. Turner. Further measurements of emission line profiles in the solar ultraviolet spectrum. MNRAS. 1975, 171: 697–724.
- ^ Vaiana, G. S.; J. M. Davis, R. Giacconi, A. S. Krieger, J. K. Silk, A. F. Timothy & M. Zombeck. X-Ray Observations of Characteristic Structures and Time Variations from the Solar Corona: Preliminary Results from SKYLAB. Astrophysical Journal Letters. 1973, 185: L47–L51. doi:10.1086/181318.
- ^ Strong, K. T.; J. L. R. Saba, B. M. Haisch, J. T. Schmelz. The many faces of the Sun: a summary of the results from NASA’s Solar Maximum Mission. New York: Springer. 1999.
- ^ Aschwanden, M. J. Observations and models of coronal loops: From Yohkoh to TRACE, in Magnetic coupling of the solar atmosphere 188: 1–9. 2002.
- ^ Spadaro, D.; A. C. Lanzafame, L. Consoli, E. Marsch, D. H. Brooks, J. Lang. Structure and dynamics of an active region loop system observed on the solar disc with SUMER on SOHO. Astronomy & Astrophysics. 2000, 359: 716–728.
- ^ Winebarger, A. R.; H. Warren, A. van Ballegooijen, E. E. DeLuca, L. Golub. Steady flows detected in extreme-ultraviolet loops. Astrophysical Journal Letters. 2002, 567: L89–L92. doi:10.1086/339796.
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