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日珥

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  突出日面边缘的一种太阳活动现象。它们比太阳圆面暗弱得多,在一般情况下被日晕(即地球大气所散射的太阳光)淹没,不能直接看到。因此必须使用太阳分光仪、单色光观测镜等仪器,或者在日全食时才能观测到。
  研究简史 
 日全食时,用肉眼可以看见火红色的日珥。1842年7月8日日全食的观测,留下了最早的、明确的日珥观测记录。1860年7月 18日日全食时拍摄了日珥的照片。1868年8月18日日全食时,拍到日珥的光谱,确定日珥的主要成分是氢。此外,还在日珥光谱中发现一条波长为5876埃的黄线,但在当时实验室里从未见过这条谱线,遂把发出这种谱线的物质命名为Helium(氦),此字源于希腊语Helios(太阳),意即太阳元素。到1895年,才在实验室里提炼出氦。从二十世纪初期起,天文学家用分光仪等仪器对日珥的光谱、物态、结构、运动、形成、演变等进行了大量的研究。近年来空间探测兴起,在地球大气层外拍得了日珥的紫外线和 X射线光谱。此外,还对日珥进行了射电观测。
  形状和分类  日珥的形状变化万千,有的象浮云,有的似喷泉,还有圆环、拱桥、火舌、篱笆等形状的。日珥的大小不一,一般说来,长约200,000公里,高约30,000公里,厚约5,000公里。日珥主要存在于日冕中,但下部常与色球相连。日珥有很复杂的精细结构,一般由许多条细长的气流组成。流线上有称为节点的亮块或亮点。
  根据形态和运动的特征,日珥可以分为若干类型。已经提出几种不同的日珥分类法,比较流行的是把日珥分成六大类:①活动日珥,②爆发日珥,③黑子日珥(出现在黑子群上空),④龙卷日珥(象龙卷风一样,具有扭曲形状),⑤宁静日珥,⑥冕珥(从日冕空间发出的细流状日珥)。每一大类又分为若干小类。分类的界限并不绝对,例如,有的宁静日珥可以突然转变为活动日珥或爆发日珥。(见图1)

  

  分布  日珥在太阳南、北两半球不同纬度处都可能出现,但在每一半球都主要集中于两个纬度区域,而以低纬度区为主。低纬区的日珥的分布与黑子的分布相似,按11年太阳活动周不断漂移。在活动周开始时,日珥发生在30°~40°范围内,然后逐渐移向赤道,在活动周结束时所处的纬度平均约为17°。这比黑子区域的平均纬度始终高10°左右。至于高纬度区,日珥大约在黑子极大期过去三年后才出现,一直存在到黑子极小期。高纬度区的日珥并不漂移,都在45°~50°范围内。上述两个区域的分界约在纬度40°处。
  日珥的数目和面积都与11年的太阳活动周有关,随黑子相对数而变化。但变化幅度没有黑子相对数那样大。
  运动  日珥的运动很复杂,具有许多特征。例如,在日珥不断地向上抛射或落下时,若干个节点的运动轨迹往往是一致的;当日珥离开太阳运动时,速度会不断增加,而这种加速是突发式的,在两次加速之间速度保持不变;在日珥节点突然加速时,亮度也会增加。对于这些现象还没有满意的解释。主要问题是:日珥的密度远大于日冕,但宁静日珥可长期存在于日冕中,既不坠落也不瓦解。是什么力量支撑和维持着它?活动日珥和爆发日珥的速度可高达每秒几百公里,动力从何而来?日珥运动往往突然加速,甚至宁静日珥会一下子转变为活动日珥,原因是什么?这些问题都有待于进一步研究。一般认为,除重力和气体压力外,电磁力在日珥运动中是一个重要因素。日珥运动状态的突变可能与磁场的变化有关。
  光谱  通过光谱分析,可以测定日珥的物理参数和化学成分,了解日珥物质的激发和电离状态,建立日珥的结构模型,并研究太阳辐射(尤其是日冕的紫外线和X射线)对日珥的影响。
  日珥的光谱包括许多条发射线和暗弱的连续光谱。在可见区,主要的发射线是氢的巴耳末系(从Hα 起,最多已看到约40条线),此外,还有氦以及钙、铁、镁、钛、锶等金属的谱线。利用不同元素的谱线宽度,可求得日珥的温度约为7,000K,湍流速度约4公里/秒。从巴耳末线的数目和谱线轮廓的分析,都可得出日珥的电子密度约为每立方厘米1011个,日珥的物质密度也与此相近。
  日珥发射线谱线展宽的主要原因是多普勒致宽辐射阻尼斯塔克效应的作用很小。巴耳末线的前几条以及钙的H、K等强线都受到自吸收的显著影响。日珥的连续光谱主要是从3646埃开始向短波方向延伸的巴耳末连续区。利用连续光谱的能量随波长的分布,也可以推算出日珥的温度和密度。
  1973年5月发射的天空实验室,用特制的仪器在280~1350埃拍摄了大量的日珥和暗条光谱。在这个波段范围内的许多条发射线,有的(例如氢的赖曼系)来自日珥的低温(约10-4K)内核,有的(例如 CⅡλ1336埃和CⅢλ977埃)来自日珥与日冕之间的中介层(温度约105K)。除光波外,日珥还发出射电波,在毫米波段已经有观测记录。
  磁场  表明日珥具有磁场的事实是:①活动日珥的运动轨迹和环状日珥本身都很象磁力线;②日珥是一团温度较低(约7,000K)的等离子体,却能在高温(约106K)的日冕中产生并长期存在,很可能是因为,具有隔热作用的磁力线严密地包围住日珥;③日珥的物质密度比日冕高103~10-4倍,而能长期悬浮在日冕中不坠落和弥散,很可能是靠磁场来支持和维持的。从1960年开始,天文学家用太阳磁像仪测量日珥的磁场。结果表明,宁静日珥的磁场强度约为10高斯,而活动日珥可达200高斯。宁静日珥中的磁力线主要沿水平方向,活动日珥的磁场结构较为复杂,爆发日珥的磁力线大概是螺旋状的。
  形成和演化  日珥的形成问题尚未解决。最难解释的是,大部分日珥在比它们稀薄得多的日冕中存在,常常在几乎是空无一物的日冕中突然浮现出日珥。计算表明,日冕的全部物质都不够凝聚成几个大日珥,因此,日珥的物质基本上来自色球层。近年来比较流行的日珥形成理论,认为日珥出现在日冕磁力线的马鞍形凹陷处(图2)。如果由于某种原因,日冕磁力线有局部的凹陷,这时与磁场“冻结”在一起的色球物质沿磁力线运动,会有一部分留存在这样的“磁坑”内,由此形成日珥。从侧面看(图3),由于日珥物质所受的重力与洛伦兹力正好平衡,磁力线可以把日珥支撑住。

 

  按照这样的图像,日珥两侧磁力线的方向应当相反,即两边磁场的极性相反。这表示日珥位于局部磁场的中性线(见磁合并)上。观测表明,暗条一般都是极性相反的磁场区域的分界线。这是上述日珥模型的一个旁证。
  日珥在演化过程中与其他活动现象密切相关。首先,许多日珥与太阳黑子有密切联系。这主要表现在活动日珥向黑子抛射物质,而黑子也通过冲浪向日珥补充物质。其次,耀斑产生的波动可引起日珥振动,并且所有的环状日珥都是耀斑爆发的产物。此外,相邻日珥也可能相互作用。(见彩图)

 

  参考书目
 E.Tandberg-Hanssen,Solar Prominences, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht, Holland,1974.

 

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