论文太阳风在日冕磁漏斗状结构中的起源介绍一篇Science,Vol 308,2005上的研究论文 Solar Wind Origin in Coronal FunnelsAn Introduction of the Article Published in Science,Vol 308,2005.pdf

　　论文太阳风在日冕磁漏斗状结构中的起源介绍一篇Science,Vol 308,2005上的研究论文 Solar Wind Origin in Coronal FunnelsAn Introduction of the Article Published in Science,Vol 308,2005

　　北京大学学报（自然科学版），第42ActaScientiarumNaturaIiumUniversitatisPekinensis，VOIl（Jan.2006科技前沿!cientificrontl）国家自然科学基金（360l5）资助项目和北京市教委共建项目Xl000l0404北京市重点学科部分资助收稿日期：2005-l0-28太阳风在日冕磁漏斗状结构中的起源———介绍一篇Science，VOI308，2005上的研究论文（密歇根大学大气海洋与空间科学系，安阿伯市，M48l09）Science杂志200522日一期发表了北京大学涂传诒教授的学术论文《太阳风在日冕漏斗状结构中的起源》。该文利用飞船的观测数据和无力场外推的假设，给出了太阳风在日冕中的起源高度和起源处的磁场结构。本文从太阳风的背景知识出发，阐述涂教授论文的科学思想和方法，最后介绍分析该论文的结论。关键词太阳风起源；冕洞；磁漏斗结构中图分类号353SolarWindOriginCoronalFunnels：ArticIePubIishedScience，VOI308，2005ZHAOLiang（DepartmentSpaceSciencesMichigan，AnnArbor，MI48109）Abstract“SOIarwindOrigincOrOnaIfunneIs”，writtenChuanyiTuetaIresearcharticIeApriI22fOre-freemagneticmOdeI，thisarticIeindicatedcOrOnaIaItitudemagneticstructurewheresOIarwindOriginatessOIarwindscientificideamethOdsusedintrOduced.FinaIIyexpIained.KeywordssOIarwindOrigin；cOrOna；funneIs太阳风是由于日冕膨胀而形成的由太阳向外发出的充满行星际空间的等离子体流粒子（氦的二次电离离子）、少数重离子和电子流组成，速度约300800km/s。20世纪50年代关于等离子体彗尾的研究导致提出太阳发射连续微粒流的假设。许多彗星有两个彗尾，其中一个彗尾由电离的原子和分子，如组成，称为等离子体彗尾。这个彗尾指向远离太阳的方向，它好像是在强风中的一缕炊烟或飘带。Biermann认为用已有太阳光辐射压强的理论很难解释等离子体彗尾中气体云的加速［2，4，5］。他假设太阳连续向外辐射微粒流，这些微粒流不断把动量传输给彗尾，使彗尾等离子体向远离太阳的方向加速。Biermann的研究在发展太阳风的概念方面起了关键的作用。在上述太阳辐射连续等离子体流概念的影响下，Parker考查了导致静止日冕模式的矛盾，建立了日冕定常膨胀的模式。他发现静止日冕模式预计的向外伸延在无穷远处的物质的压力太大而不能与行星际介质达到压力平衡，因而得出结论，日冕不会处于静止状态。他认为由于太阳的高温，太阳的引力不足以把日冕气体吸引在太阳周围使其处于静止状态，因而日冕气体连续的向外膨胀形成太阳风。太阳风把太阳磁场带到行星际空间形成行星际磁场，其磁力线年末发射的飞往金星的Mariner2飞船对行星际空间等离子体和磁场进行直接探测之后，才证实了确有连续的超声太阳风起源问题长期以来是个谜从太阳风的概念被提出开始，太阳风一直是空间物理界研究的一个重要课题。然而，经过50多年空间探测和理论模型的发展，太阳风起源和源区的磁场结构依然不清楚。20世纪6070年代，“日冕底部”［6—11］被认为是太阳风的内边界，然而它的位置和性质还不是很清楚。很多年以来，太阳物理学家和空间物理学家们观测到太阳风高速流来自太阳表面一种暗的开磁场区域，这种区域被称为冕洞。HaSSleI［13］利用谱线的多普勒频移和强度分布图确定了太阳风高速流在太阳极区冕洞起源的位置，夏等［14，15］研究了太阳低纬冕洞。然而，太阳风起源的高度和太阳风被加速的位置仍然不清楚。太阳风的本质和起源问题是有待太阳日球层观测飞船OHO解决的主要问题之一。该论文的主要思想和方法太阳日球层观测飞船（OHO）上承载的太阳紫外分光计（UMER）提供了离子多普勒频移速度和强度的信息。OHO飞船上承载的迈克逊多普勒成像仪（MD）提供了光球层磁场的数据。在无力场的假设条件下光球磁场可以向太阳大气不同高度外推，得到太阳表面大气光球层以上不同高度的磁场。该论文利用太阳表面大气中离子多普勒频移的速度和强度与不同高度的磁场进行相关分析，确定了相关关系最好的高度。该论文发现Ne离子主要在光球层以上20Mm的高度电离，在这一高度上，它们向外的径向速度大约是10km/离子微小的多普勒平移显现表明它们没有明显的径向速度，因此在Mm高度没有明显的太阳风。由于碰撞的作用，这些离子的运动能大致表明太阳风的运动。这些结果表明太阳风起源于光球层以上20Mm高度之间的磁漏斗状结构中。在太阳日冕源区的重离子会发出某些特定波长的紫外线。当这些重离子流向地球时，它们发出的紫外线的波长会变短，这个现象称为多普勒频移。多普勒频移在声学方面的例子广为人知，例如，当一辆火车驶来或者离开的时候，火车笛声音的声调会有变化。OHO飞船上的UMER分光计对紫外频谱的作用，如同一个分光棱镜能够把入射的白光分解成不同颜色的彩虹光。然而，紫外光既不能被肉眼看到也不能穿透地球的大气层。UMER分光计能够通过观测太阳北极一个很大区域的紫外光辐射来考察太阳风。通过分析UMER仪器得到的太阳紫外辐射的信息，空间物理学家可以计算出大量的信息，例如太阳表面气体温度、化学成分和不同层面的运动状况等。该论文发现太阳风高速流以10km/的速度从冕洞的呈漏斗形状的开放磁力线结构的顶部发出。这些向外发出的太阳风，可以通过电离温度为离子的发射线的多普勒蓝移区域体现出来。这一方法是跟踪热等离子体流的很有效的方法。进一步，通过与从光球层MD磁场数据外推出的磁场比较，该论文发现在20Mm的高度上，蓝移区域和磁场的开结构分布有着最好的相关关系。CMm高度没有明显的太阳风。日冕漏斗状磁场结构清晰的揭示了太阳风源区磁场的细节特征，而太阳风初始高度和速度的确定是走向揭示太阳风物质补给和加速问题的重要一步。主要结论该论文发展了一种新的方法，分析研究了OHO观测到的复杂的物理现象，揭示了太阳风冕洞源区的物理特性，发现太阳风高速流来自日冕漏斗结构，在光球层上部20Mm的高度，以10km/速度发出。基于观测的结果，该论文可以对太阳风高速流起源给出一个解释。冕洞的过渡区中充满了不同尺度的磁场回路（闭合磁场），这些磁回路的高度大都小于Mm。光球层的超米粒组织对流使这些磁回路底部发生水平移动，同时动能转化为磁能并且储 存在这些磁回路中。磁回路会和已经存在的漏斗状 磁场（开放磁场）发生重联，能量会转移到漏斗状磁 场结构中。这样原本束缚在闭合磁场中的等离子体 被释放，导致向上和向下的等离子体流。最终一部 分等离子体随着重联后的闭合磁场留在了日冕中， 另外一部分则向外运动形成太阳风。日冕漏斗状磁 场结构清晰的揭示了太阳风源区磁场的细节特征。 在低于 Mm高度的过渡区中，超米粒组织的对流 运动导致质量和能量在相邻的磁力管中做水平交 换。在高于 Mm的高度，磁漏斗结构和周围的磁 回路的重联逐渐停止，能量和质量竖直方向的转移 比水平方向的转移更加重要，小的回路中的等离子 体被对流牵引到漏斗区底部向外释放出来，就向水 亮：太阳风在日冕磁漏斗状结构中的起源———介绍一篇 Science，Vl 308，2005 上的研究论文 从宽敞的水渠汹涌流出一样。这样，通过磁重联等 离子体从周围的磁回路中加入到磁漏斗中来，它们 的一部分最终将被加速形成太阳风。在漏斗周围高 度只有几千公里的小的磁圈给太阳风不断补给等离 Science杂志 2005 308卷（521—523 给出该论文的主要结果。该研究是基于 SOHO 飞船上搭载的仪 21日的观测得到的数据。日冕等 离子体的多普勒频移来自太阳紫外辐射分光计 （SUMER），太阳光球磁场结构来自迈克逊多普勒成 像仪（MDI），左下角的太阳图像来自太阳极紫外成 像望远镜（EIT）。SUMER 分光计谱分解了太阳表面 炽热大气辐射出的极紫外光，使之适用于研究太阳 大气的运动。然而，仔细的数据分析表明，在太阳表 面的不同高度确定发出太阳风的速流之前，需要对 波长进行细微的标定和校正，还需要对日冕磁场进 表明了全局和微观的太阳大气的三维磁场结构，紫色的曲线表示开磁场结构，黑灰色的拱 形线表示闭合磁场结构。从 MDI 可以得到底面磁 场的垂直分量。在插入的 20. Mm高的平面上，论 文比较了 NeVIII 的多普勒频移和磁场结构。阴影 表明 Ne 的区域。注意到，由于周围的磁回路的挤压，形成了漏斗状的磁场 结构。图 中右下方的图表示的是一个在竖直和水平方向标尺相同的坐标系中画出的磁漏斗结构。 太阳风源区示意图Fig Sketchmap soarwind origin 附：太阳的总体结构 太阳是一个恒星，质量为 1030 kg，半 m，约为109 个地球半径。 太阳是一个以氢为主要成分的气体球。宁 静太阳的结构可分为核、对流层、光球、色球和 日冕 层。其中光球层、色球层和日冕属于太阳外层大气。人类肉眼所见的是太阳大气的最 底层———“光球”，厚约 Mm。在光球之上的色球层厚度约 Mm。色球内的物质比光球稀薄得多，发出的光通常只有在日全食时月球把 太阳的光球遮住才能被大家看到。日冕厚度约 为好几个太阳半径，它里面的物质更加稀薄，而 其中相对较稠密的部分，也可在日全食的时候 看到。 日地空间物理学北京：科学出版社， 1988 Kometschweifeund soare Korpuskuarstrahung Zeitschriftfur Astrophsik，1951，29：274 Cosmic-RayModuation SoarWind， Astrophys J，1958，128：664 PhysicaProcesses CometTais SoarActivity ExtraiDes Mem Soc Roy Sci Liege Coection in-4，1953，13：291 SoarCorpuscuar Radiation InterpanetaryGas InviscidMode SoarWind GeophysRes，1965，70：4175 2-FuidMode SoarWind Astrophys J，1968，151：1 155 CoronaExpansion SoarWind Heideberg ：Springer-Verag，1972 LeerE，Hozer SoarCorona Temperature OpenMagnetic-Fied，Soar Phys， 1979，63：143-156 10 Leer E，Hozer EnergyAddition Soar-Wind，JGeophys Res，1980，85：4 681-4 688 11 Tu C-Y Soar-WindMode PowerSpectrum AfvenicFuctuations SoarPhys，1987，109：149-186 12 Hasser SoarWind Outfow ChromosphericMagnetic Network Science，1999，283：810- 813 13 Wihem K，Dammasch E，MarschE，et SoarSpicues MacrospicuesObserved SUMERAstron Astrophys， 2000，353：749-756 14 Xia D，MarschE，Curdt NetworkStructures SoarEuatoria Corona Hoes-Observations SOHOAstron Astrophys，2003，399：L5-L9 15 Xia D，MarschE，Wihem EuatoriaCorona Hoe，Astron Astrophys，2004，424： 025-1037