太阳的光球层是什么样的？太阳日冕层温度为何是光球层的数百倍

太阳的光球层是什么样的？太阳日冕层温度为何是光球层的数百倍据悉，太阳几乎由等离子体组成。这种带有电荷的高度电离气体，会在太阳内层上部的对流区运动时产生巨大的电流和强磁场。作为给天体物理学界造成长久困扰的问题之一，科学家们试图通过观察太阳的性质来解释这种差异。1930 年代末，瑞典光谱学家本辛·埃德伦（Bengt Edlén）和德国天体物理学家瓦尔特·格罗特里安（Walter Grotrian）首次观察到了这种奇特的现象。具体说来是，日冕层的温度，竟比光球层（我们可从地球上观察到的太阳表面）高出了上千倍。尽管光球层的预估温度在 6000 ℃ 左右，但光球层却可达到上百万摄氏度。想要测量光球层的温度，方法是相对简单的。我们只需测量从太阳辐射出的光，并将之与预测光源温度的光谱模型进行比较即可。

从结构来看，太阳大气从里向外主要分为光球层、色球层和日冕层。奇怪的是，在可观测的太阳表面，光球层的温度在 6000 ℃ 左右。但在距其上方仅几千公里的日冕层，温度却高出了成百上千倍，至百万摄氏度甚至更高。数十年来，天体物理学家们一直在努力解释大多数恒星都有的这种奇特现象。

太阳黑子特指太阳表面较暗的斑点

1942 年，瑞典科学家汉尼斯·阿尔夫文（Hannes Alfvén）提出了一种理论，即等离子体的磁化波可沿着太阳磁场，从内部向日冕抛出大量能量。在绕过光球层后，又在太阳的高层大气中爆炸。

尽管这一理论已被初步接受，但科学家们仍需要以经验观察的形式来证明这些“波动”的存在。庆幸的是，近日发表的一项研究报告，就很好地解释了阿尔夫文提出将近 80 年的历史理论。

1930 年代末，瑞典光谱学家本辛·埃德伦（Bengt Edlén）和德国天体物理学家瓦尔特·格罗特里安（Walter Grotrian）首次观察到了这种奇特的现象。

具体说来是，日冕层的温度，竟比光球层（我们可从地球上观察到的太阳表面）高出了上千倍。尽管光球层的预估温度在 6000 ℃ 左右，但光球层却可达到上百万摄氏度。

想要测量光球层的温度，方法是相对简单的。我们只需测量从太阳辐射出的光，并将之与预测光源温度的光谱模型进行比较即可。

作为给天体物理学界造成长久困扰的问题之一，科学家们试图通过观察太阳的性质来解释这种差异。

据悉，太阳几乎由等离子体组成。这种带有电荷的高度电离气体，会在太阳内层上部的对流区运动时产生巨大的电流和强磁场。

通过对流将能量从太阳内部向上拖动，并在光球层破裂，就形成了我们所观察到的黑子（太阳大气中形成各种磁性结构的磁场簇）。

阿尔夫文的理论认为，在太阳的磁化等离子体内，任何带电粒子的整体运动都会干扰磁场，从而产生可以在很长的距离（从太阳表面到高层大气）中携带大量能量的波动。

热量沿着所谓的热量沿着所谓的“太阳磁通管”（Solar magnetic Flux Tubes）传播， 然后突然闯入日冕层，从而产生了这种“异常的高温”。

The Mystery of Coronal Heating（via）

这些电磁等离子体，现被称作阿尔夫文波。其对日冕加热方面的作用解释，帮助阿尔夫文拿到了 1970 年的诺贝尔物理学奖。

然而想要清晰观察到这些波动，还是存在着相当大的困难。高至比地球大很多倍的现象、低至我们现有仪器都很难分辨的微小变化，太阳大气内层和表面发生的事情也实在太多了。

此前，研究人员从未直接观察到光球层中的阿尔夫文波证据。不过仪器方面的最新进展，还是为我们研究太阳物理现象开辟了新的窗口。

作为一套光谱成像装置，安装在美国新墨西哥州邓恩太阳望远镜上的干涉式二维光谱旋光仪（IBIS），能够帮助我们对太阳展开更细致的观察和测量。

结合良好的观测条件、先进的计算机模拟、以及来自七所研究机构的国际科学家团队的共同努力，我们终于首次确认了‘太阳磁通管’中存在的阿尔夫文波。

SCI Tech Daily 指出，这项研究发现，是帮助我们在地球上挖掘高能能量应用潜力的重要一步。比如类似太阳内核中发生的核聚变相关的研究，就涉及将少量物质转化为巨大能量的过程。

目前地球上的核能利用，仍局限于重核的裂变。其最大的缺点，就是会产生危险的核废料。而 2011 年拖延至今的福岛核电站事故，更是将核能利用这件事推上了风口浪尖。

有关这项研究的详情，已经发表在近日出版的《天体物理学杂志》（The Astrophysical Journal）上。

原标题为《Magnetohydrodynamic Wave Modes of Solar Magnetic Flux Tubes with an Elliptical Cross Section》。