互动科普

1999年8月11日，欧洲和亚洲许多地方成百上千的人得以一睹整个自然界最奇妙的美景之一日全食。本文的两位作者也在有幸观看这次日全食之列。其中一位（Phillips）的观测地点在保加利亚。他看着太阳那炫目的发光圆盘逐渐被冰冷而黑暗的月亮遮住，而太阳的变暗使得发出微弱光辉的日冕的全部壮观景象展现无遗。而另一位（Dwivedi）的观测地点在印度。但非常不巧的是，正当日全食发生时，太阳那炫目的发光圆盘却被一团讨厌的乌云遮住了。不过事情也不是完全令人丧气。天上的奇景虽然没有看见，地上却另有一番热闹景象——在恒河这条圣河的沿岸，到处都有大群大群的人趟入河中，高声祈求太阳之神快快重新露面，嘹亮的圣歌歌声响彻云霄。

2001年6月，随着月亮的阴影扫过非洲南部，又有成百万上千万的人将观看到日全食的景象。天文学家们将再获得一次难得的机会对太阳表面神秘莫测的日冕进行详尽的考察。这样的考察有助于天文学家们破解天文学中历时最久的一个难解之谜。

太阳看起来像是一团均匀的气体球，简单的不能再简单了；但实际上它却有若干界限分明的层组成，类似于行星的固体部分与大气层。太阳的辐射（它是地球上所有生命赖以生存的基础）源于其深处的核心部分所发生的核反应。核反应的能量逐渐向外泄出，直至抵达太阳的可见表面（称为光球）并逃逸到空间中。太阳表面上方是一层稀薄的大气。大气层的下面一部分叫做色球；在日全食期间，色球看起来像一轮明亮的红色新月。色球之上则是灰白色的日冕层，向外延伸达数百万公里。太阳风（横扫整个太阳系的带电粒子流）就是从日冕外层吹出的的。

从核心到光球，太阳的温度急剧下降（核心处的温度为1500万开氏度，而光球的温度只有6000开氏度），这是人人都料想得到的。但随后温度梯度却来了个急剧的逆转，这就大大出乎人们意料了：色球温度稳步上升到1万开氏度，而进入日冕层之后，温度更是猛升到100万开氏度。色球层的某些与太阳黑子有关的区域甚至更热。既然能量必定来源于光球的下方，怎么可能出现这种怪事呢？这岂不是好像你离开炉子越远，身上反而感到越热吗？

这一难解之谜的第一批线索出现于19世纪，当时观测日食的天文学家们观测到了一些不属于任何已知元素的发射谱线。在20世纪40年代，物理学家们确定其中两条谱线是失去部分外层电子的铁原子发射出的。正常情况下铁原子有26个外层电子，此种情况需要极高的温度才能出现。随后，火箭与卫星上的仪器又发现太阳发射出大量的X射线和极端紫外辐射，而只有当日冕层的温度达到数百万开氏度时情况才会如此。这一难解之谜并不是太阳所独有：大多数类日恒星似乎都有一个发射X射线的大气层。

但最终我们似乎找到了一个答案。天文学家们认为日冕的变热与磁场有关，磁场最强的地方也就是日冕最热的地方。这样的磁场可以通过热量以外发的形式运输能量，从而不受通常的热力学定律的限制。能量仍然必须转换成热，现在研究人员正在检验两种可能的理论，即小尺度磁场再连理论（太阳耀斑也与这一过程有关）以及磁波理论。天上与地面的观测互相补充，提供了许多十分重要的线索：天上的空间飞行器可以在地面无法观测的波段上进行观察，而地基望远镜则可收集大量数据，不受轨道与地面间无线通信带宽的限制。这些发现对于了解太阳上发生的事件如何影响地球大气层具有至关重要的作用（参见本刊2001年7月号James L.Burch所著《空间风暴的威力》一文）。

首批高清晰度日冕图像是美国空间站——天空实验室上的紫外与X射线望远镜拍摄的（这种空间站1973年和1974年时有人居住）。位于太阳黑子群上方的日冕活动区域的图像显示出一些在几天的时间里出现又消失的复杂环状结构。弥漫的X射线拱形结构拓展达数百万公里。在远离活动区域的太阳“平静”部位上，紫外辐射呈现一种与光球的米粒组织有关的蜂窝型结构。在靠近太阳两极的地方有一些X射线辐射较弱的区域，即所谓日冕洞。

连接到恒星发动机

天空实验室之后发射的每一枚重要的太阳探测器其分辨率都有明显的提高。自从1991年以来，安装在日本“阳光”卫星（Yohkoh)上的X射线望远镜一直在定期拍摄日冕的图像，以跟踪环和其它结构在一个完整的太阳活动周期（11年）内的演变情况。欧洲和美国在1995年联合发射的一颗卫星——“太阳与日光层观测器“（SOHO）绕着地球的向太阳一侧距地球约150万公里的一个点作轨道运动，这样它在观测太阳时不受任何东西遮挡，可以不间断地一直观测下去（参见本刊1997年7月号《太阳与日光层观测器所揭示的太阳之谜》）。SOHO上安装的一台仪器是大角度分光日冕仪（LASCO），他利用一块不透明圆盘遮住太阳的主体，在可见光波段上对太阳进行观测。他跟踪大尺度的日冕结构在随着太阳的其余部分转动时（从地球上观察这一转动的周期为27天）的演变情况。图像显示，速度高达每秒2000公里的巨大等离子体泡（称为“日冕质量喷流”）从日冕上喷发出来，不时与地球及其他行星相撞。SOHO卫星上的其他仪器，如极端紫外辐射成像望远镜，其图像质量与天空实验室的图像相比也有了极大的提高。

由斯坦福—洛克希德空间研究所管理的“过渡区与日冕探测者”（TRACE）卫星于1998年进入绕地球的一条极地轨道。该卫星上的紫外望远镜其分辨率达到了空前高的水平，从而揭示出日冕结构的大量细节。现在已经知道，活动区的环是一些其宽度不超过几百公里的线条状结构。它们永不停息的闪烁和摇动提示我们注意到日冕高温的起因。 

环、拱以及日冕洞等结构看来勾画出了太阳磁场的轮廓。据认为太阳磁场起源于太阳内部最外面的三分之一层，在这一层中能量不是靠辐射输运，而是靠对流运送的。环流起着天然发电机的作用，把向外的辐射能量的大约0.01%转变成了磁能。差速旋转（它使低纬度区域的旋转速度比高纬度区域略快一些）把磁力线扭曲成特殊的形状。在太阳黑子群出没的一些地方，绳索状的磁力线束穿过光球向外扩展，进入日冕中。 

一个世纪以来，天文学家们一直在用磁场记录仪测量光球的磁性。磁场记录仪观察的是塞曼效应：在有磁场存在时，一根谱线可能分裂成两根或两根以上的波长与偏振略有不同的谱线。但是通过塞曼效应观察日冕磁场的工作还没有进行过，因为对于日冕发射的谱线来说，其塞曼位移实在太微弱了，无法用现有的仪器探测出来。因此天文学家们只能利用数学上的外推法。根据光球层的磁场推算出日冕的磁场。根据外推的结果，天文学家预测日冕的磁场其强度一般为l0高斯左右，相当于地球两极的磁场强度的20倍左右。而在活动区域，磁场强度可能达到100高斯。

空间加热器

与实验室中的磁铁能够产生的磁场相比，这些磁场可算是相当微弱的了，但它们在日冕中却起着决定性的影响。这是因为，日冕的温度极高，因此它是几乎完全离子化的。也就是说，日冕不是由中性原子组成，而是由质子、电子和原子核（绝大部分是氦核）组成的一种等离子体。等离子体能够显示中性原子所不具有的多种现象。日冕的磁场强度足以把带电粒子束缚在磁场线上。粒子沿螺旋形路径紧密包绕着这些磁场线运动，就像串在极长的线上的无数微小珠子一样。带电粒子的运动所受到的限制说明了日冕洞之类的结构为何有清晰的边界。在稀薄的等离子体内，磁压力（它与磁场强度的平方成正比）超过热压力至少100倍。

天文学家们坚信磁场为日冕提供能量，其主要原因之一是磁场强度与温度之间存在着明显的相关性。活动区的明亮环状结构其温度为400开氏度左右，而一般日冕区的巨大拱形结构的温度则为100万开氏度左右。

但是，直到不久前，把日冕变热的原因归结为磁场始终都存在一个棘手的问题。为了使磁场能量转化为热能，磁场必须能够穿过等离子体扩散开来，而这就要求日冕具有一定的电阻率。换言之，也就是要求日冕不是完全的导体。完全的导体不可能维持一个电场，因为假如存在这样的电场的话，带电粒子立刻就会在电场的作用下调整其位置，从而把电场抵销掉。等离子体如果不能维持一个电场的话，它就不可能相对于磁场运动（反之亦然），因为相对于磁场运动将会感应出一个电场来。这就是天文学家们为何要谈论磁场被“冻结”在等离子体中的原因。

为了使这一原理得到量化，我们可以考虑磁场在等离子体中扩散一定的距离需要多长的时间。扩散的速率与电阻率成反比。经典的等离子体物理学认为，电阻起源于所谓库仑碰撞，也就是带电粒子的静电力使电子流偏转。如果这一假设成立的话，那么磁场在等离子体中穿行l万公里（活动区的环的典型场强度）将需要1000万年的时间。

日冕中发生的事件（例如可能仅持续几分钟的耀斑）比这一速度要快得多。因此，要么是电阻率异乎寻常地高，要么是扩散距离出奇地短，或者是二者兼而有之。某些结构中可能出现短到只有几米的距离，而磁场梯度则非常之陡峭。但是研究人员已经开始意识到，电阻率可能要比传统上人们想象的要高得多。近几年来，物理学家们已经在实验室等离子体中（例如聚变装置里的等离子体中）观察到了某些不稳定状态。这些不稳定状态可能造成小尺度的湍流和体电荷的涨落，这就形成了一个比随机的粒子碰撞更强的电阻来源。

磁波与耀斑之争

关于日冕加热的机制，天文学家们有两个基本的设想。多年来他们的注意力主要集中在波对日冕的加热上，而声波一度是天文学家们最看好的一种可能起加热作用的波。但在20世纪70年代后期，研究人员证明，从光球发出的声波将在色球中耗散掉，因此没有给日冕本身留下任何能量。这样天文学家的注意力开始转向了磁波。这样的波可能是纯粹的磁流体动力学波（MHD），即所谓的阿尔文波，此波的特点在于这种波中振荡的是磁场线而不是压力。然而，更大的一种可能性是磁波将兼具声波和阿尔文波的特性。

MHD理论把两种理论（通常的流体动力学理论与电磁理论）结合在一起。这两种理论本身都是很有挑战性的，尽管其基本的框架已经明朗。等离子体物理学家鉴别出两类MHD压力波，即快波和慢波，其区别在于它们相对于阿尔文波的相速度（在日冕中阿尔文波的速度约为每秒2000公里）。穿越一个典型的活动区域的环，阿尔文波需要大约5秒的时间。MHD快波所需的时间比阿尔文波短，但是MHD慢波则需要至少半分钟的时间。MHD波是被光球中的对流扰动引起的，并通过磁场向外输运，进入日冕中。然后MHD波把它们的能量传递给等离子体——只要后者具有足够的电阻率或粘性的话。

1998年出现了一项重要的突破。当时TRACE卫星观测到一次强烈的耀斑在邻近的细环中产生了波。这些细环来回振荡了几次之后就停下来，其衰减速度比经典理论预测的速度要快几百万倍。当时在苏格兰圣安德鲁斯大学的Valery M.Nakariakov及其同事们对所谓“日冕地震学”（coronal seismology）进行的这一次具有历史意义的观测证明了MHD波的确能够把能量传递给日冕。

尽管存在着能量由MHD波输运的这种可能性，但另一个设想（日冕加热是由一些很小的类似耀斑的事件所引起）却一直更得到天文学家的青睐。耀斑是太阳活动区内突然爆发的能量释放过程，一次耀斑可释放出多达l0焦耳的能量。据认为耀斑是由磁场线的互连所引起的，这一互连使方向相反的磁场线彼此抵消，从而把磁能转化为热能。磁场线的互连过程要求磁场线能够穿过等离子体扩散。

耀斑将产生强烈的X射线和紫外辐射爆发。在太阳活动周期达到顶峰时（现在就正是在这一阶段上），整个太阳上每小时可能出现几次耀斑爆发。空间探测器（如阳光卫星和SOHO卫星）的观测结果表明，太阳上还有许多规模小得多但却出现得更频繁的事件，它们不仅发生在活动区域，而且还发生在其它一些本来被认为是比较平静区域。这些微型事件释放出的能量只及一次强烈耀斑的百万分之一左右，因此被称为微耀斑。1980年，伯克利加利福尼亚大学的Robert P.Lin及其同事们利用一台装在气球上的探测仪首次探测到微耀斑发射出的硬X射线。在1996年的太阳活动极大期间，阳光卫星也鉴别出了能量小到l0焦耳的耀斑事件。

太阳上的暂现现象并非只有耀斑。天文学家们常常观测到与柱状日冕物质相关的X射线及紫外辐射喷流以每秒几百公里的速度从日冕下层喷发出来。但是微小的X射线耀斑特别令人感兴趣，因为它们能够达到加热日冕所需的百万开氏度的温度。本文作者与波Wroclow大学的Pawel T．Pres在继续著名的太阳物理学家、芝加哥大学的Eugene N．Parker的研究工作时发现，已观察到的耀斑发生率可以外推到更小的耀斑事件，即毫微耀斑上。这样总的能量就能够解释日冕的辐射输出（约为3×10瓦）。

波或毫微耀斑这两种机制中是哪一种机制占优势呢？这个问题与扰乱磁场的光球运动有关。如果这些运动起作用的时问尺度为半分钟或更长，它们就不可能激起 MHD波。在这种情况下它们产生的是狭窄的电流片，而互连能够在这些电流片中出现。瑞典在加那利群岛拉帕尔马上的真空塔望远镜对明亮细丝状结构进行的分辨率极高的光学现测——以及SOHO与TRAC卫星对太阳表面上一种普通而随时都在变化的“磁毯”所进行的观测——证明这类运动发生在多种时间尺度上。虽然现有的证据倾向于认为毫微耀斑是日冕加热的主要机制，但波可能也起了一定的作用。

现场观测

例如，毫微耀斑在日冕洞中不可能有很大的作用。在这些区域中，磁场线向外打开，进入空间中，而不是返回太阳，因此互连将使等离子体加速向外运动，进入行星际空间，而不是受到加热。但这些区域中的日冕依然处于炽热状态。天文学家们一直在寻找日冕洞中存在波运动的证据，这类证据可能包括亮度的周期性波动或多普勒频移等。麻烦在于，与日冕加热有关的MHD波其周期可能非常短，或许只有几秒钟。现有的空间探测器成像太慢，无法拍摄到周期这样短的波动。

由于这一原因，地基仪器依然是十分重要的。这方面研究工作的一位先驱者是William学院的Jay M．Pasachoff 从20世80代以来，他和他的学生们一直在利用高速探测器寻找日食期间日冕光的波动。对他的最佳结果进行分析后，发现了周期为1秒到两秒的振荡。巴黎天体物理研究所的Serge Kourchmy利用日冕仪发现的证据表明，存在着周期为43、80和300秒的振荡。

为了寻找这些振荡，Phills和他的研究小组来到座落在黑海边的一座保加利亚小镇Shabla，以观测1999年8月的日食。我们的仪器包括两台快帧CCD摄像机，它们能观测高度离子化的铁产生的白光与绿光谱线。一个跟踪镜（即定日镜）使日光形成水平光束后射入仪器中。在发生日全食的2分23秒内，这台仪器每秒拍摄44幅图像。Wroclaw大学的Pawel Rudawy和在贝尔法斯特女王大学的David A. Williams 进行的分析揭示，存在着一些局部振荡，它们的位置通常是沿着环状结构，而其周期则为2到10秒。但是我们的仪器在其它区域没有探测到任何振荡。因此，MHD波很有可能是存在的，但并不是很普遍，其强度也不够大，因此不足以在日冕加热中占居主导地位。我们将把我们的仪器带到赞比亚观测今年6月21日的日全食，然后对其进行一些改动使之亦可用在日冕仪上。（日冕仪内的不透明圆盘是天文学家在一年的任何时候都可以观察日冕，但该圆盘对太阳的掩蔽远不如日食期间的月亮那样有效。）

对其它恒星的观测也深化了我们对日冕加热机制的认识。现有的仪器无法直接观测这些恒星的表面结构，但借助分光术可以推导出恒星黑子的存在，而紫外辐射和X射线观测则可以揭示冕状结构和耀斑的存在，它们往往比太阳的日冕和耀斑强大得多。极端紫外辐射探测者卫星以及最新一代X射线卫星（即Chandra卫星与XMM-牛顿卫星）所获得的高分辨率光谱资料可以查明其温度和密度。例如，五车二是一个由两颗巨恒星构成的恒星系统，它的光球层温度与太阳的光球层相近，但其冕状结构的温度则为日冕温度的6倍。而它的各条谱线的强度则表明其等离子体的密度相当于日冕等离子体密度的100倍。密度这样高意味着五车二的冕状结构比日冕小得多，其延伸的距离为恒星直径的十分之一或更短。显然，各个恒星的磁场分布是互不相同的。对于某些恒星，可能连近距离绕恒星运行的行星也起了一定的作用。

日冕为何如此之热这一难解之谜引起天文学家的注意已有半个多世纪了。凭借空间探测器所获得的最新资料以及日食期间对日冕的快速成像，我们现在已经能够掌握日冕变热的原因。然而，正当一个谜在我们的大力攻关之下即将破解之际，其它一些难题却又冒了出来，复杂的分层结构，磁场以及永不停息的剧烈活动仍然使太阳和其它恒星难于由我们所了解。在我们这个充满了黑洞与暗物质等等奇异东西的时代，即使是看来平淡无奇的东西往往也能保持它的魅力。

【陈兴芜／译 向俊／校】