日冕

　　太陽大氣的最外層，從色球邊緣向外延伸到幾個太陽半徑R嫯處，甚至更遠。分內冕和外冕，內冕隻延伸到離太陽表面約0.3R嫯處；外冕則可達到幾個R嫯，甚至更遠。日冕由很稀薄的完全電離的等離子體組成，其中主要是質子、高度電離的離子和高速的自由電子。

　　日冕的觀測　日冕輻射的波段範圍很廣，從 X射線、可見光到波長很長的射射電波，因此必須采用不同的儀器進行觀測。在1931年發明日冕儀以前，人們隻能在日全食時觀測到日冕，因為它的亮度僅為光球的百萬分之一左右，約相當於滿月的亮度。在平時，地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光，會大大超過日冕本身的亮度而將它淹沒。日全食時太陽光球被月球遮住，大氣和儀器的散射光隨之減弱，這樣就能很方便地觀測到日冕。盡管日全食的機會不多，天文工作者仍作很大努力把儀器裝備運到發生日全食的地點去從事觀測，這是因為有一些觀測（如驗證愛因斯坦相對論和研究外冕等）隻能在日全食時進行。平時要觀測日冕，必須使用能最大限度地消除儀器散射光的日冕儀。為瞭克服大氣散射光的影響，必須把日冕儀安置在高山上。不過用日冕儀也隻能觀測到內冕，而且隻能得到白光日冕的部分信息。由於近年來空間探測事業的發展，人們已將日冕儀放在火箭、軌道天文臺或天空實驗室上進行大氣外觀測。這樣，不僅可以觀測日冕的可見光波段，而且可以對紫外、遠紫外和X射線輻射進行探測，同時也能在行星際空間對太陽風取樣。有幾個射電波段的輻射能夠透過地球大氣層，所以在地面上可用射電望遠鏡對日冕作常規的觀測（見太陽射電）。

　　日冕的形狀和結構　日冕的形狀同太陽活動有關。在太陽活動極大年，日冕接近圓形，而在太陽寧靜年則比較扁，赤道區較為延伸。日冕直徑大致等於太陽視圓面直徑的1.5～3倍以上。圖1、圖2、圖3分別為太陽活動極大、極小和中間狀態的日冕形狀（見日冕周期變化）。

圖1　太陽活動極大期的日冕

圖2　太陽活動極小期的日冕

圖3　太陽活動中間狀態的日冕

　　日冕的精細結構有：冕流和極羽、冕洞、日冕凝聚區等。日冕的結構一般隨時間緩慢地變化。人們認為，觀測到的不同結構可能是同一結構在不同時期的表象。

　　日冕的輻射　日冕的輻射是在非局部熱動平衡狀態下產生的，有以下幾種情況：①日冕氣體中的自由電子散射光球輻射，即白光日冕。②電子在熱運動中同質子、α粒子以及各種重離子碰撞時，產生軔致輻射。③處於亞穩態的離子的禁戒躍遷，是日冕禁線的來源。④當電子在磁場中運動時，產生回旋加速輻射或同步加速輻射。這種過程對於產生日冕的較長波長（如射電波）的輻射是相當重要的。⑤在日冕等離子體的靜電振蕩和阿爾文波等過程中也產生輻射。

　　日冕的可見光波段的連續輻射是日冕物質散射光球的連續輻射的結果，因而日冕連續光譜的能量分佈與光球很相似。白光日冕的光可分為:K日冕、F日冕、E日冕（有時稱L日冕）。太陽光譜的遠紫外線和X射線主要是在日冕中產生的。光球溫度較低，在這兩個波段的輻射遠沒有日冕強。為瞭不受光球輻射的幹擾，常用遠紫外線及X射線這兩個波段來拍日冕像。圖4表示用X射線拍到的日冕像。把可見波段的單色像同遠紫外線和 X射線等單色像作比較，便可研究太陽大氣不同層次的物理狀態（見太陽單色像）。

圖4　1970年11月4日用X射線拍攝到的日冕像

　　寧靜日冕射電輻射在一些方面與日冕 X射線相類似，二者雖然隻占太陽總輻射能的很小部分，卻能提供相當數量的信息。對於X射線有很大意義的軔致輻射，對射電譜也很重要；用射電波與X射線一樣能直接觀測日冕的射電輻射而不受光球輻射的幹擾。通過光譜分析得出日冕的化學成分基本上與光球相同。

　　日冕的電子密度和運動溫度　K日冕是自由電子散射光球輻射的結果，因而可由 K日冕亮度求出日冕的電子密度。鮑姆巴赫由日食資料得出日冕亮度I_C隨徑向距離d的變化為：

，

式中 I嫯為日心亮度，從而導出電子密度分佈 n _e( r)（ r以 R嫯為單位）為：

　　關於日冕的電子溫度T_e可用兩種方法求得：①假設日冕處於流體靜力學平衡，即壓力梯度被重力所平衡：

，

式中 g為太陽表面重力加速度， ρ為密度，因為所有原子完全電離，壓力 P= 2 n_ekT_e。這樣，由日冕電子密度的分佈 n_e( r)便可求出 T_e。范德胡斯特用此法求得在太陽活動極大時的赤道區 T_e=1.6×10 ⁶K，而在活動極小時的兩極 T_e=1.15×10 ⁶K。②由於日冕電子運動速度很大，可認為譜線變寬主要由熱動多普勒效應引起(見 多普勒致寬)。這樣，在略去湍流速度的情況下，由觀測譜線輪廓的半寬△λ可求出

，

式中λ為觀測譜線的波長， μ為元素的原子量。馮克盧貝爾對λ5303埃線得出 T_e為1.6×10 ⁶～3.2×10 ⁶K。

　　日冕的熱導率十分高，粒子速度很大，這就使得日冕處於近似等溫狀態。總結不同學者的研究結果，可知日冕溫度約1.5×10⁶K，太陽活動極大時可達2.5×10⁶K，在遠離太陽的區域溫度緩慢下降。通過太陽射電觀測，也得到同樣的數值。

　　日冕的磁場和擾動　從磁流體力學觀點來看，太陽大氣中的磁場應是一個統一的整體，即日冕磁場同光球磁場和色球磁場是密切相關的。在日冕照片上所看到的日冕大尺度非均勻結構：冕流、極羽、凝聚區和盔狀物等大多是日冕磁場的不均勻分佈引起的。例如，兩極的羽狀物很像磁石兩極附近的鐵屑花樣，這曾被用來推算日冕的偶極場。但是，與光球場和色球場不同，由於觀測上的困難，很難由測量譜線的塞曼裂距直接求出日冕的磁場（見塞曼效應），因而隻能用間接的觀測方法或理論計算來求。目前廣泛采用由光球磁場計算日冕磁場的方法，因為光球磁場可以比較準確地測定，而且每天都有記錄。假設低日冕區磁場是無力場，並且是無電流場，利用觀測的光球磁場資料作為邊界條件來解無電流場方程，就可得到日冕磁場的強度和方向。1968年紐科克等首先進行這方面的研究，他們把計算出來的日冕磁場結構與日冕的形狀作比較，結果相當滿意。研究結果表明，日冕的磁場強度在1～100高斯范圍內，隨距日面的距離的增大而減小。在一個天文單位處由空間直接測量得的行星際磁場平均約為5×10^-5高斯，具有阿基米德螺旋線的磁結構。在太陽活動強烈時，與活動客體共生的日冕局部磁場的強度要大得多，這時行星際磁場的強度也有較大的增加。日冕磁場結構有兩種：一種是封閉式的場結構，其對應的光學結構是盔狀冕流；另一種是開放式結構，其對應物是冕洞。而與耀斑共生的局部擾動區域，則常常是部分開放、部分封閉的場結構。

　　日冕或其中某一部分在短時間內會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時內對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制。長期擾動控制著太陽風和行星際磁場。②快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時。表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈沖擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬 X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈沖式硬X射線爆發）。

　　日冕擾動的研究同太陽其他活動和行星際擾動的研究有關。這方面的研究工作近年來十分活躍。

　　日冕的增溫　觀測表明，太陽大氣的溫度具有反常的分佈，即從光球的5，770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4，600K，然後緩慢上升到光球之上約2，000公裡處的幾萬度，再向上延伸約1，000公裡形成瞭色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區瞭。究竟是什麼原因造成這種反常增溫，仍是太陽物理學中多年來未解決的最重要問題之一。在過去數十年中對過渡層和日冕反常高溫的原因進行瞭許多研究。聲波加熱機制、激波加熱機制、阿爾文波加熱機制、波與粒子的非共振湍動加熱機制都曾被提出過，但是這方面的理論研究仍處於探索階段。

　　

參考書目

　E.G.Gibson，The Quiet Sun，NASA，Washington，1973.

　G.Newkirk，Coronal Disturbances，D.Reidel Publ.Co.，Dordrecht，Holland，1974.