為何太陽日冕在100萬華氏度下嘶嘶作響？物理學家正發掘蛛絲馬跡

太陽日冕是肉眼看不見的，除了在日食過程中短暫地出現在等離子體中的熾熱光暈之外，對研究它的科學家們來說仍然是一個謎。距離恆星表面1300英里的地方，它的溫度要比低層多100倍，更接近太陽核心的聚變反應堆。由新澤西理工大學的Gregory Fleishman領導一組物理學家最近發現了一種現象，他們可能開始解開他們所謂「太陽能建模的最大挑戰之一」——確定將上層大氣加熱到100萬華氏度(50萬攝氏度)和更高的物理機制。

包括新澤西理工大學的Gregory Fleishman在內的一組物理學家在太陽的日冕環路中發現了以前未被探測到的能量。圖片：New Jersey Institute of Technology

他們的研究結果是在最近發表在《天體物理學》上的，這篇文章是關於在日冕中未被探測到熱能的，最近發表在了《天體物理學》上。弗勒錫曼,一位著名的物理學研究教授說：我們知道一些真正有趣的發生在光球層之間的界面——太陽表面電暈,考慮到明顯的差距在兩層之間的化學成分和等離子體的溫度急劇上升。在美國宇航局太空太陽動力學觀測台(SDO)的一系列觀測中，該研究小組發現了電暈的區域，這些區域的重金屬離子含量較高，這些金屬離子包含在磁通量管中——磁場的濃度——攜帶著電流。

他們在極端(短波)紫外光波段捕捉到的生動形象，顯示出與氫原子的單電子離子相比，多出五倍或更多的多電荷金屬的濃度，而不存在於光球中。鐵離子存在於團隊所稱的「離子阱」中，這些離子阱位於冠狀環的底部，由磁場線引導的帶電等離子體弧。這些陷阱的存在意味著有高度能量的冠狀環，耗盡了鐵離子，迄今為止在EUV範圍內還沒有發現。只有金屬離子，其波動的電子，產生的排放物使它們可見。

這些觀測結果表明，日冕可能含有比在EUV範圍內直接觀測到的更大的熱能，而我們還沒有解釋清楚。然而，這種能量在其他波長上是可見的，希望將我們的數據與通過微波和x射線觀察到的科學家結合起來，例如，新澤西理工大學(NJIT)擴大的歐文斯谷太陽能陣列(Owens Valley Solar Array)的科學家，以澄清我們迄今為止能夠量化的能量不匹配。有各種各樣的理論，沒有一個是決定性的，這解釋了日冕的炙熱的熱：在高層大氣中重新連接的磁能線，釋放出在日冕中的爆炸能量和能量波，在其他的地方它們被轉化成熱能。

在我們討論能量如何在日冕中產生之前，必須先繪製並量化它的熱結構。所知道的電暈的溫度來自於測量在不同電離狀態下重離子產生的EUV排放，這取決於它們的濃度，以及等離子體的溫度和密度。這些離子在空間和時間上的非均勻分布似乎影響了日冕的溫度。當不同大小的太陽耀斑破壞了捕集器時，金屬離子進入日冕層，它們在上層大氣中蒸發為通量環。太陽耀斑的能量釋放和相關形式的爆發發生在磁場線，其強大的基礎電流，被扭曲超過一個臨界點，可以用扭轉的次數來衡量。

這些噴發中最大的一種導致了所謂的太空天氣——輻射、高能粒子和來自太陽的磁場釋放，足以在地球附近的環境中造成嚴重的影響，例如通訊、電力線路和導航系統的中斷。只有通過近年來成像能力的進步，太陽科學家才能對光圈磁場矢量進行常規測量，從而計算出電流的垂直分量，同時，還可以量化由重離子產生的EUV排放。在這些觀測之前，只考慮了充滿了重離子的冠狀迴路，但不能解釋它們所耗盡的通量管。現在，所有這些不太了解的現象都有一個我們可以觀察到的堅實的物理基礎。

我們能夠更好地量化日冕的熱結構，從而更清楚地了解為什麼太陽大氣中的離子分布在空間和時間上是不均勻的。NJIT的大熊太陽觀測站(BBSO)的科學家們捕捉到了來自太陽表面深處的第一批高解析度的磁場和等離子體流圖像，它們通過色球層追蹤太陽黑子和磁通量繩的演變，然後將其戲劇性的出現在日冕中，並將其作為燃燒的環。然而，EUV的排放只能從太空中觀察到。在2010年發射的一艘宇宙飛船上，SDO測量了整個太陽的磁場和EUV排放。未來研究的主題是日冕的溫度結構，以及它是否允許太陽將更多的熱量轉移到太陽系中。

博科園-科學科普｜參考期刊：天體物理｜來自：新澤西理工學院

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