日冕洞是什麼?

當我們觀察NASA的太陽動力學觀測衛星(SDO),以193或211的極紫外線埃波長拍攝的太陽影像時,我們可以看到太陽大氣的熱外層。這些太陽的最外層稱為日冕。太陽的磁場在這些影像中所展現的內容中扮演著重要的角色,這些影像中的明亮區域顯示了被太陽的磁場捕捉的熱而密集的氣體,看起來黑暗而空曠的區域是太陽磁場到達太空的地方,讓這些熱氣體能夠逸出的地方。這些區域的溫度和密度比周圍環境低得多,這使得日冕洞看起來黑暗。因此,日冕洞並不是太陽上的真實洞穴,只是在特定的極紫外波長下看起來有些像洞穴!

由NASA美國太空總署的太陽動力觀測衛星拍攝到的典型日冕洞。
由NASA美國太空總署的太陽動力觀測衛星拍攝到的典型日冕洞。

日冕洞的磁場與太陽其他區域不同。這些磁場線不會返回表面,而是保持開放並延伸到太空中。目前我們尚不清楚它們在何處重新連接。這些開放的磁場線不像其他區域那樣將熱氣體聚集在一起,而是造成了日冕洞的形成,使得太陽風可以以高速逸出。當一個日冕洞位於面向地球的太陽盤中心附近時,這些熱氣體以比正常太陽風更高的速度流向地球,引起地球上的地磁擾動,並提高極光活動。根據日冕洞在太陽盤上的大小和位置,我們可以預期更多或更少的極光活動。大的日冕洞通常會比小的日冕洞產生更快的太陽風。對於位於中緯度地區的極光觀察者來說,日冕洞通常並不具有吸引力,並且只偶爾會引起地磁暴條件。

日冕洞可以在太陽的任何時間和位置形成。太陽極區的日冕洞是最穩定的,特別是在太陽活動最低點附近的年份,但它們很少影響我們的行星。只有當這些日冕洞擴展並向低緯度區域延伸時,我們有時才會經歷來自這些極區日冕洞的高速太陽風流。這些向低緯度區域的延伸有時會與極區日冕洞分離,形成一個獨立的結構。日冕洞通常持續數周或數月,隨著時間的推移其形狀和大小也會變化。日冕洞還可以獨立於極區日冕洞形成,這在太陽活動最低點前後的年份中更常見。

如何識別日冕洞流?

除了日冕物質抛射之外,日冕洞高速流(CH HSS) 以較慢的速度移動,首先在幾個小時內持續增加太陽風密度。這種太陽風密度的增加是因為較快的太陽風將較慢的太陽風粒子集中在一起。這種現象通常被稱為流相互作用區域(SIR) 或共轉互動區域(CIR),並且幾乎總是與星際磁場的總強度(Bt) 增加。當這個被壓縮的太陽風邊界通過地球後,我們將看到太陽風速度開始增加,而星際磁場的總強度(Bt) 和太陽風密度則會減少。

快速太陽風與環境太陽風相互作用的幾何結構。
快速太陽風與環境太陽風相互作用的幾何結構。

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