为何太阳日冕在100万华氏度下嘶嘶作响？物理学家正发掘蛛丝马迹

太阳日冕是肉眼看不见的，除了在日食过程中短暂地出现在等离子体中的炽热光晕之外，对研究它的科学家们来说仍然是一个谜。距离恒星表面1300英里的地方，它的温度要比低层多100倍，更接近太阳核心的聚变反应堆。由新泽西理工大学的Gregory Fleishman领导一组物理学家最近发现了一种现象，他们可能开始解开他们所谓“太阳能建模的最大挑战之一”——确定将上层大气加热到100万华氏度(50万摄氏度)和更高的物理机制。

包括新泽西理工大学的Gregory Fleishman在内的一组物理学家在太阳的日冕环路中发现了以前未被探测到的能量。图片：New Jersey Institute of Technology

他们的研究结果是在最近发表在《天体物理学》上的，这篇文章是关于在日冕中未被探测到热能的，最近发表在了《天体物理学》上。弗勒锡曼,一位著名的物理学研究教授说：我们知道一些真正有趣的发生在光球层之间的界面——太阳表面电晕,考虑到明显的差距在两层之间的化学成分和等离子体的温度急剧上升。在美国宇航局太空太阳动力学观测台(SDO)的一系列观测中，该研究小组发现了电晕的区域，这些区域的重金属离子含量较高，这些金属离子包含在磁通量管中——磁场的浓度——携带着电流。

他们在极端(短波)紫外光波段捕捉到的生动形象，显示出与氢原子的单电子离子相比，多出五倍或更多的多电荷金属的浓度，而不存在于光球中。铁离子存在于团队所称的“离子阱”中，这些离子阱位于冠状环的底部，由磁场线引导的带电等离子体弧。这些陷阱的存在意味着有高度能量的冠状环，耗尽了铁离子，迄今为止在EUV范围内还没有发现。只有金属离子，其波动的电子，产生的排放物使它们可见。

这些观测结果表明，日冕可能含有比在EUV范围内直接观测到的更大的热能，而我们还没有解释清楚。然而，这种能量在其他波长上是可见的，希望将我们的数据与通过微波和x射线观察到的科学家结合起来，例如，新泽西理工大学(NJIT)扩大的欧文斯谷太阳能阵列(Owens Valley Solar Array)的科学家，以澄清我们迄今为止能够量化的能量不匹配。有各种各样的理论，没有一个是决定性的，这解释了日冕的炙热的热：在高层大气中重新连接的磁能线，释放出在日冕中的爆炸能量和能量波，在其他的地方它们被转化成热能。

在我们讨论能量如何在日冕中产生之前，必须先绘制并量化它的热结构。所知道的电晕的温度来自于测量在不同电离状态下重离子产生的EUV排放，这取决于它们的浓度，以及等离子体的温度和密度。这些离子在空间和时间上的非均匀分布似乎影响了日冕的温度。当不同大小的太阳耀斑破坏了捕集器时，金属离子进入日冕层，它们在上层大气中蒸发为通量环。太阳耀斑的能量释放和相关形式的爆发发生在磁场线，其强大的基础电流，被扭曲超过一个临界点，可以用扭转的次数来衡量。

这些喷发中最大的一种导致了所谓的太空天气——辐射、高能粒子和来自太阳的磁场释放，足以在地球附近的环境中造成严重的影响，例如通讯、电力线路和导航系统的中断。只有通过近年来成像能力的进步，太阳科学家才能对光圈磁场矢量进行常规测量，从而计算出电流的垂直分量，同时，还可以量化由重离子产生的EUV排放。在这些观测之前，只考虑了充满了重离子的冠状回路，但不能解释它们所耗尽的通量管。现在，所有这些不太了解的现象都有一个我们可以观察到的坚实的物理基础。

我们能够更好地量化日冕的热结构，从而更清楚地了解为什么太阳大气中的离子分布在空间和时间上是不均匀的。NJIT的大熊太阳观测站(BBSO)的科学家们捕捉到了来自太阳表面深处的第一批高分辨率的磁场和等离子体流图像，它们通过色球层追踪太阳黑子和磁通量绳的演变，然后将其戏剧性的出现在日冕中，并将其作为燃烧的环。然而，EUV的排放只能从太空中观察到。在2010年发射的一艘宇宙飞船上，SDO测量了整个太阳的磁场和EUV排放。未来研究的主题是日冕的温度结构，以及它是否允许太阳将更多的热量转移到太阳系中。

博科园-科学科普｜参考期刊：天体物理｜来自：新泽西理工学院