地球大氣有分層,那麼太陽大氣分幾層?

文章來自「科學大院」公眾號

作者：王錚

最近，美國國家航空航天局（NASA）的帕克太陽探測器（Parker Solar Probe）探測的原始數據及其分析結果開始發布，讓這枚探測器再次進入人們的視線。

帕克是目前人類歷史上最近距離的「探日」，探索太陽風形成過程及對太空天氣的影響，嘗試解開日冕的極端高溫之謎，簡言之就是探索太陽的大氣。

帕克探測器藝術圖（圖片來源：https://media.nature.com/）

太陽大氣外圍（圖片來源：https://www.nasa.gov/）

說到大氣，不由得讓我們聯想到地球周圍包裹的大氣層。我們研究地球大氣的時候，會根據其各種參量的性質分成一些圈層：靠近地面的部分稱為對流層，密度大、下熱上冷，因為冷熱帶來的密度變化進行著氣體與能量的對流，風雨雷電都產生在這裡；向上有平穩的平流層、過渡的中間層、越往上溫度越高的熱層等。

中性大氣參量隨高度變化（圖片來源：熊年祿等《電離層物理概論》）

地球大氣能夠分層，是因為空氣分子在地球重力、太陽輻射加熱以及其他物理過程的作用下，其密度、溫度等性質出現了明顯變化。那麼，太陽大氣有沒有分層，分層的依據是什麼呢？

太陽大氣究竟分幾層？

太陽大氣的分層有一定的任意性，其實也不完全統一。比較廣泛接受的分層同樣與溫度有關，是按照一定模式計算出來溫度剖面，根據剖面的變化性質劃分的。太陽大氣從內到外主要分為光球層、色球層、過渡區和日冕。各個層當中都存在許多大尺度的結構，一些結構可以貫穿多個圈層，而且由於其複雜的加熱和磁場結構，各個圈層的高度、厚度等也存在很多爭議，不過我們大多認同這些高度層次的劃分。

作為一個氣態星球，太陽其實分為內外的結構，內部產生的巨大能量對流傳遞到外層後，從光球層開始發出太陽光。光球可以看成一個發光殼，光球外邊（上面）的部分對於光球發出的光線是透明的，我們稱之為太陽大氣；相反，光球以內（下面）的區域氣體密度過高，內層氣體的輻射會被外層吸收，故而表現為非透明區域，則為太陽內部，其性質目前主要靠理論推算。我們對太陽的直接觀測其實基本都是對太陽外部的大氣的觀測。

太陽內部和大氣的分層示意圖，從「光球層」（Photosphere）開始以上是太陽大氣

（圖片來源：http://physics.uoregon.edu/）

區分太陽內部和外部的「光球層」（Photosphere），就是太陽大氣的開端。上邊的示意圖給出的就是太陽大氣溫度從光球層開始向上的變化趨勢。光球層厚度約500公裡，從裡向外溫度越來越低。我們肉眼看到的太陽光，也就是可見光，幾乎全部是從光球層發出來的，所以才叫做光球。另外，正因為光球層的輻射光譜大約對應於5700 K（熱力學溫度，也稱開氏溫度，也就是-273.15°C的最低溫設定為0度的溫度計量法）的黑體輻射，所以我們才說太陽表面溫度大約是6000 K。光球層的能量是從其下方太陽內部對流區傳輸而來，吸收之後再輻射出來，所以越往上能吸收到的能量越少，溫度也越來越低，在其頂部的溫度大約是4300 K。

太陽大氣溫度隨距離的變化以及分層示意圖（圖片來源：https://www.aanda.org/）

光球層以上，溫度到達極低之後，又會開始上升，從這裡開始就是「色球層」（Chromosphere）。日食時我們有時可以看到太陽周圍一圈玫瑰紅色的輝光，就是色球層的光，所以叫它色球。這種紅色是因為光譜中Ha線（636.3nm）輻射佔優勢而呈現出來的。色球層大約兩三千公裡厚，但也有其他觀點反對，甚至有科學家認為有2萬公裡厚。總之色球層上邊界是一個溫度陡增的區域。色球層的溫度大約是1萬K。

剛才說到色球層上邊界是一個溫度陡增的區域，這裡有些人命名為過渡區（Solar transition region）。它的範圍小於1000公裡，但是在這裡溫度可以從1萬K升到50萬K。很多分層方法並不把過渡區當成單獨的圈層。

1999年日食期間對太陽色球層的拍照（圖片來源：https://cseligman.com/）

經過溫度陡增之後，大約1萬到2萬公裡高，太陽大氣溫度就可以達到150萬K，其與光球、色球有非常顯著的不同，所以這上方定義為太陽大氣的最外層，也就是「日冕」（Corona）。由於太陽風是來自日冕的物質流，所以廣義的日冕包括了太陽風所能達到的範圍，也就是超過150億公裡的範圍。日冕的溫度隨高度增加較為緩慢，幾乎是均勻的，所以才會有學者把過渡區單獨當作圈層。

日冕中的密度已經很低了，且在這樣高的溫度之下，太陽大氣的成分是完全電離的，甚至一些元素的原子中較為內層的電子也電離逃逸，出現一些在地球上自然情況無法出現的離子（例如鐵原子丟掉13個電子形成離子）。日冕的損失能量主要來自太陽風和色球層的熱傳導，輻射損失不是主要的，其輻射並不強，它的亮度只有日球層的百萬分之一，所以也要在日食期間才適合觀測。不過，科學家們發明了日冕儀，就能對日冕進行持續觀測。

2006年日食期間對太陽日冕的拍照（來源：https://cseligman.com/）

還有一些學者對日冕又進行了一些細分，分成內、中、外日冕等，一般是根據日冕光譜的性質。這裡用一些專業的屬於簡單介紹，感興趣的朋友可以再去搜索名詞的解釋。日冕射線由3部分組成：

（1）由自由電子湯普遜散射來自光球的輻射形成的偏振的連續光譜，沒有吸收線，稱為K日冕；

（2）由黃道面內行星際塵埃粒子散射來自光球的輻射形成不偏振的連續光譜，其中含有夫琅和費線，稱為F日冕，又稱為「內黃道光」；

（3）所有日冕的分立輻射線的總和，稱為E日冕或L日冕。

上邊提到的一些日冕細分例如K日冕主要來自2.3倍太陽半徑以內、F日冕主要來自2.3倍太陽半徑以外，所以把色球層頂到2.3倍太陽半徑之間稱為內日冕、2.3倍太陽半徑以外稱為外日冕。同時這也與太陽磁場有關，大約2.5倍太陽半徑以內磁場有閉結構，但這個距離以外只有開結構。

太陽大氣還有什麼秘密？等帕克告訴我們

去年8月，帕克升空，預計2025年將到達距離太陽僅約590萬千米的地方，開展人類歷史上第一次太陽活動的源頭採樣。現在，帕克探測器飛到了距離太陽約2400萬公裡的近處，是人類太空飛行器之最，而一些重要的觀測成果就在其飛越近日點時獲得的。

未來它還會在圍繞太陽旋轉的過程中更加接近太陽，其設計的軌道如下圖的紅線所示。

另外，如果大家對帕克探測器在宇宙中的實時位置感興趣，可以在NASA的網址（http://parkersolarprobe.jhuapl.edu/The-Mission/index.php#Where-Is-PSP）進行查看。

帕克太陽探測器已經飛過（綠色）和未來的軌道（圖片來源：https://blogs.nasa.gov/

宇宙「真空」不是真的空，在太陽和地球這些星球的周圍，其實有許多物質粒子。我們常說的太陽風，就是來自太陽的等離子體流，其中還包含著太陽的磁場（稱為磁凍結）；從太陽出發到我們地球，遠到冥王星，甚至遠到上百倍日地距離（超過150億公裡），這中間的宇宙空間，其中都充滿著太陽風等離子體（雖然密度非常低）以及太陽的磁場，而它們都來自太陽大氣的外層。

帕克探測器就是在距離太陽較近的太陽等離子體中探測其性質，幫助我們了解更多的太陽知識。例如，這次新發表的成果中，帕克探測器的探測數據顯示，太陽附近的磁場與我們在地球附近探測到的性質不同，非常不穩定，能在短時間內大幅度甚至180度旋轉，這完全出乎了科學家們的預料。未來，期望帕克能為我們解開更多太陽大氣的奧秘！

作者單位：中國科學院國家空間科學中心

科學大院是中科院官方科普微平臺，由中科院科學傳播局主辦、中國科普博覽團隊運營，致力於最新科研成果的深度解讀、社會熱點事件的科學發聲。