太陽是什麼風

“風花雪月，皆為造化；雷霆雨露，俱是天恩”，這是我們對地球表面天氣變化的理解。然而在遠離地表幾十公里之外，大氣極其稀薄的近地空間中，上演著不遜於地表氣象的激烈變化。造成這種空間氣象變化的幕後推手，就是本文要與大家講述的主角——

太陽風

。

用肉眼看太陽，是一個圓的發光面，沒有什麼可圈可點的地方。但如果您用天文望遠鏡觀測過日食，就會發現不同。如果是日全食，會看到被遮擋住的太陽會留下一個亮圈，如果您的望遠鏡解析度很高，還會看到這個亮圈其實還包含著一些亮度不同的結構。這個亮圈就是

“日冕”

。

隨著空間探測時代的到來，科學家們透過部署在空間探測器上的望遠鏡對太陽進行了“抵近觀察”，尤其是對波長在100~1600埃的極紫外線波段，揭示了太陽大氣中複雜的物理過程，使得人們對太陽大氣的認識有了突破性的進展。

與地球大氣被束縛在地球附近，只有很少量空氣的逃逸不同，太陽的大氣不斷向太陽外面膨脹。儘管太陽引力可以吸引住包括地球在內的行星和各種太陽系內的天體，卻依然無法吸引住太陽大氣。這是因為太陽大氣實在太熱了，熱壓驅動其向外膨脹。

觀測表明，

日冕

的溫度可以高達幾十億度以上，這就產生了很大的向外的熱壓力。向內的太陽引力無法吸引住太陽大氣。太陽大氣就會從四面八方向外膨脹而去，距離太陽越遠，熱壓力越小，最後與銀河系氣體的壓力形成一個平衡的接觸面。這個面內所包含的空間，就叫做

“日球層”

。而太陽大氣向外膨脹的物質流，就叫做

“太陽風”

。

太陽風由完全的等離子體組成，其成分主要是質子和電子，有極少量的重離子。這些物質充斥在整個日球層之內。大約有100個天文單位的大小。一個日地的平均距離，就叫一個天文單位，約為1。496億千米。

太陽透過自身引力所引發的熱核聚變產生能量。這些太陽內部產生的能量透過輻射傳輸的方式向外擴散，被太陽外層的大氣吸收，被吸收之後再向外輻射，如此接力傳遞直到我們可以用肉眼看到的發光層——

光球層

。光球層很薄，大約有幾百千米厚。

光球層以輻射的方式向空間中發射能量，所以光球層的溫度降低了，其黑體輻射溫度為5800K。光球層內的溫差，由內向外急劇下降，形成了巨大的溫差，這就導致了光球層內部產生了強烈的對流，因此這層大氣也被稱作

對流層

。

對流的過程是由底部的氣體受到來自太陽內部的輻射加熱開始膨脹，類似燒水的時候，熱水從水壺底部運動到水面。這些氣體的熱量再透過輻射散發到空間中，導致溫度下降，體積減小，密度增加，在太陽引力的作用下，再回到底層。如此迴圈往復，形成對流。

每個對流元都在光球表面形成一個大約1000公里大小的圖案，中間亮，輻射強、溫度高，由上升的熱氣體元產生；周圍暗溫度低，是下降的冷氣體元。這種對流元產生的亮暗結構叫做光球的

米粒組織

。

我們在日食過程中看到的白光是

日冕層

，這些白光來自電子散射發出。由於太陽有磁場，所以帶電粒子都會被束縛在磁力線周圍旋轉，電子散射的強度正比於散射體的密度。因此，我們看到的白光強度變化可以反映日冕層的密度結構。

目前，直接測量日冕磁場的手段還不成熟，只能利用測量到的光球的磁場分佈作為邊界條件，在一定的假設條件下，用電動力學方程得到。計算表明，太陽南北極發出的磁力線是開放的，中低緯度發出的磁力線是閉合的。兩極處開放的磁力線區域叫做

冕洞

。

用X射線空間望遠鏡的觀測表明，太陽兩極位置的輻射強度極低。太陽風就是來自這裡。這說明，儘管太陽向外膨脹，但太陽風並不是從太陽表面均勻向外發射，在低緯度區域，太陽大氣被太陽磁場束縛住，只有在高緯度和兩極附近，帶電粒子才可以沿著磁力線跑出來形成太陽風。

之所以判定日冕層釋放的太陽風有幾十億度的高溫是因為，科學家們利用望遠鏡加分光鏡發現了日冕層輻射出的射線中包含了

鐵元素11次電離

的離子所發出的一個

特徵譜線

，其波長為1242埃。屬於極紫外線。由於鐵原子要發出這樣的譜線，必須要達到140萬K的高溫，因此，這條譜線說明了，其溫度是百萬K以上的高溫。

70年前，德國科學家比爾曼透過對彗星的觀測，預言了太陽風的存在。他認為，太陽向外連續輻射等離子體流，慧尾是被等離子體流攜帶而形成。後來空間探測表明這一預言是正確的，太陽發射出的等離子體射流被命名為

太陽風

。

太陽風與地球磁場發生相互作用，地球磁層就是被太陽風壓縮的地球磁層所佔據的空間。由於地球的磁層內也存在著等離子體，而等離子體在磁場中的運動又產生電場並導致能量輸運，這些能量又會在磁層中耗散掉。這些就是磁層物理的研究課題。

結束語

關於太陽風本文就介紹到這裡了，如果您想在地面上感受太陽風和地球磁層的活動就需要看極光；如果您想在地面上看太陽風的存在就看彗星的等離子彗尾；要感受太陽大氣和太陽風的起源就看日全食外面的白色亮環。

文/科學塢，圖片來自網路侵刪。