| 单词 | 日珥 |
| 释义 | 【日珥】 拼译：solar prominences 是突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，是太阳活动的标志之一。它同其他太阳活动现象(如太阳黑子、谱斑、耀斑和日冕活动等)互相关联，并都受太阳磁场支配。因此，研究日珥的物理状态、化学成分和形成机制必然有助于探讨太阳活动区的物质结构、运动规律和磁场结构。当然，对进一步研究太阳活动规律及太阳本身也是有意义的。 中国早在远古的商代(公元前16世纪到公元前11世纪)甲骨文上就记载有“三焰食日大星”(意指3条火焰吃掉太阳，大星出现)；战国时代的甘德、石申也曾注意到日全食时，日面边缘有像“群鸟或白兔”的东西，这些都是日食时对日珥形态的描述。到公元前1世纪，京房更明确地提出了日珥的概念“日以甲乙有四珥而蚀……”，在日全食时看到好几个日珥。由于日珥的光度很弱，一般情况下淹没在日晕中，在太阳分光仪等近代仪器发明之前，即使在日全食时也只能看到它的形态。到19世纪中叶，照相术、分光术等应用到天文观察测中来，产生一门新学科——天体物理学，同时把太阳的观测和研究推向一个新阶段。1860年7月18日，日全食时第1次拍摄了日珥的照片。1868年8月18日，法国詹逊(L．Janssen)和英国洛克耶尔(J．N．Lockyer)在印度观测日全食时，拍到日珥的光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时，他们还发现在日珥光谱中有条波长为5876×10－10m的黄色发射线。但当时在地球上从未见过这条谱线，便认为它是太阳上的物质发出的，并命名这种物质为“氦”(Helium)，此字源于希腊语Helios(太阳)，意即太阳元素。到1895年，英国雷姆塞(H．W．Ramsey)在矿物中分离出氦，证实在地球上也有氦。氦的发现对原子核物理、恒星(首先是太阳)的能源理论和天体演化模型有重要意义。1889年美国海耳(G．E．Hale)提出太阳单色光照相仪原理，1892年成功地拍到太阳单色像，第1次在非日食时看到日珥。1933年法国李奥(B．F．Lyot)发明了干涉偏振滤光器，并于1950年应用于太阳单色光照相观测，同时得到整个日面的单色像。此后，色球望远镜、太阳多波段光谱仪等观测仪器日趋完善，人们从此摆脱了日食的限制，积累了丰富的观测资料，对日珥的物态、运动、分类及模型等进行了大量的研究。近几十年来，光电和光电成像(特别是Reticon和CCD等新器件)等新技术的发展，计算机和图像处理系统的广泛应用以及射电天文、空间技术的发展，不但把对日珥的观测扩展到射电和紫外、X射线波段，而且大大提高了观测的时间分辨率和空间分辨率，为日珥的理论研究提供了可靠的观测资料和计算工具。从此对日珥的观测和研究进入了高精度、高效率、全波段的新时代。光谱分析是研究日珥物理状态、化学成分和结构模型的重要手段。在20世纪70年代以前，主要采用经典方法，即由谱线轮廓半宽或对数轮廓来求一系列物理参数，那时只能得到日珥的平均参数。近10年来中国有些人对数据处理方法作了不少改进。诸如二次对数轮廓方法，最小二乘法，完全线性化方法等。并采用计算机处理，提高了精度，加快了收敛，为大量处理日珥光谱资料提供了很大的方便。另外，在求爆发日珥的电子密度及其它物理参数时，还提出一种方法，即对巴耳末线系的谱线致宽因素，除考虑多普勒致宽和斯塔克致宽外，又加入等离子体湍动致宽的影响，取得了有意义的结果。70年代以后，随着计算机和计算方法的改进，日珥大气模型的计算方法开始发展起来，人们不仅能够用非局部热动平衡(N－LTE)理论计算不同物理条件下的日珥大气模型，还可以得到同观测轮廓符合得很好的日珥半经验模型。配合高分辨率的观测，可以细致地研究日珥物理参数的二维分布、谱线加宽机制、日珥的能源函数、辐射损失及能量来源等基本问题。1975年6月21日美国发射的第8号“轨道太阳观测站”第1次突破地球大气的限制，拍到了日珥的远紫外光谱——氢的莱曼线系的前两条谱线Lyα和Lyβ，这是日珥光谱的观测和研究的一个重大进展。经过许多人的努力，现在对日珥物理条件的研究已比较成熟。比较一致的看法认为：日珥的主要成分是氢，另外有氦及钙、镁、铁、钛等许多金属。日珥由上升到日冕的色球物质凝聚而成，然后向光球回落。此外，近年来的高分辨率观测发现，日珥由大量细长纤维组成，各处的物理状态(温度、压力、电子密度和速度等)很不均匀。在1990年国际天文学会第117次会议上专门讨论了迄今为止日珥研究的最新成果，认为：(1)不同类型的日珥，其物理参数大不一样，平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6km／s，电子密度约1010．8个／cm3等等。而活动日珥的电子温度为7000～20000K，湍动速度为20km／s，电子密度约1011～1012．8个／cm3。(2)宁静日珥的物理参数随空间变化。从日珥的中心到边缘，电子温度从4300～8500K，湍动速度从3～8km／s到10～20km／s，电子密度由1011－11．3～109．7个／cm3。这些从中心到边缘的变化，可能是由于边缘受日冕高温的影响。由此，日珥和日冕的分界面成为近年来天文工作者关注的区域。磁场对日珥的形成、维持、运动和演化有重要意义。对太阳磁场的测量，最初是海耳在1908年利用光谱线的塞曼效应对黑子进行的。自1953年巴布科克(H．D．Babcock)研制成太阳光电磁象仪以后，随着各种类型的太阳磁象仪的研制成功，逐步开展了对太阳磁场(包括局部活动区及普遍磁场、整体磁场)的全面测量。对日珥磁场的测量表明，宁静日珥或暗条(日珥在日面的投影)基本上位于太阳局部磁场的中性线上，暗条走向的曲折程度在一定程度上反映了局部磁场结构的复杂性。宁静日珥的磁场强度约0．001T，磁力线基本上与太阳表面平行。而活动日珥的磁场强度大致为0．002～0．0015T，最大可达0．02T，其磁场结构比较复杂。各种各样的磁场结构和日珥凝聚物质的来源，形成了形状、大小和寿命各异的日珥。日珥的形成和演化是当今日珥研究的重要课题。近年来比较流行的理论认为，日珥出现在日冕磁力线顶端的凹陷处。与磁场冻结在一起的色球物质沿磁力线向上运动，有一部分留在这样的“磁坑”中，而后，承载日珥的磁力线由于引缩效应而出现再联结，使日珥与下面的磁力线断开，色球物质不再输入，于是日珥便独立地悬浮在日冕中。这就是宁静日珥成因的“KippenhahnSchlüter”模型(1957年提出)和“Kuperus-Raadu”模型(1974年提出)。至于爆发日珥，则认为是由于磁力线受到某种扰动(如耀斑波的扰动)后上浮，把日珥物质弹射出去而形成的。由于磁力线再联结区域很小，目前还无法直接观测到，所以这些理论还有待观测来证实。【参考文献】：1 叶式辉．中国大百科全书(天文学卷)．北京：中国大百科全书出版社，1980．265～2672 张其洲，等．天文学报，1986，27(1)：30～373 叶式辉．百科知识，1987，7：58～604 Zhang Q Z，et al．Solar Physics，1987，114：245～2525 方成，等．中国科学，1988，A辑(4)：413～4206 Jensen E. Proceedings of the NO. 117 Colloquium of the I. A. U,1989.129～1497 Priest E R. Proceedings of the NO 117 Colloquium of the I A U,1989,150～1898 Hirayama T. Proceedings of the NO 117 Colloquium of the I A U,1989,187～2059 胡菊，等．天体物理学报．1990，10(2)：163～172(南京大学胡菊副研究员撰；王振一审) |
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