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日冕

日冕

日冕是指太阳大气的最外层(其内部分别为色球层和光球层),厚度达到几百万公里以上。色球层之外为日冕层,它温度极高,日冕温度有100万摄氏度,粒子数密度为1015/m3。

日冕的组成

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1.3倍太阳半径处;外冕则可达到几个太阳半径,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。日冕温度是太阳表面温度的数百倍。

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)。广义的日冕可包括太阳风所能达到的范围。

日冕温度有100万摄氏度,粒子数密度为1015/m3。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。

日冕的结构

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)。

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。

日冕的温度

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,温度竟然高达上百万度[5]。这一反常的现象意味着什么,科学家们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。

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