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毫微闪焰

毫微闪焰是出现在日冕，太阳外层的大气层，的非常小的闪焰。

"这是靠近太阳盘面中心时的太阳活动区AR10923的假色图，显示出温度的变化。蓝色区域表示接近1000万K的电浆"。图片制作： Credit: Reale, et al. (2009), NASA.[1]

古德 (Gold) 是最早提出的微闪焰的假说，尝试用来解释日冕的加热[2]，然后经尤金·帕克继续发展[3]。

依据帕克的说法，在磁重联的事件中产生毫微闪焰，将储存在太阳磁场中的能量转换至电浆的运动。电浆运动 (如同流体运动) 发生的尺度非常的小，很快就会被湍流清除，然后产生黏度。在这样的方式下，能量很快地转化成热，并且经由自由电子沿著毫微闪焰发生地点邻近磁力线传导。 为了在1"x 1"的区域内产生非常高热的X射线辐射，每20秒钟必须产生1017焦耳的能量，并且在105 x 105公里2的活跃区域内，每秒要发生1000个毫微闪焰。

这一理论的基础来自大的闪焰排放和一系列许多微小的毫微闪焰并没有明显的区别。

毫微闪焰和日冕活动

 
TRACE在远紫外线观测到典型闪焰的冕圈。

观测显示太阳磁场在光球被冻结在运动的电浆内，进入日冕成为开放的半圆形结构。这些冕圈可以在EUV和X射线的影像中观察到 (看左边的图)，是很高温的电浆，辐射出像是数百万度的高温。

在X射线的影像中，在日冕有许多稳定存在著好几天的流量管，以稳定的速率辐射能量。但是，特别是在活动区，能观察到非常频繁的闪烁、发光、小爆炸、亮点、闪焰和质量抛射。这些宏观的太阳活动迹象被天文物理学家叙述为被紧压的磁场舒张的现象，同时这一部份的日冕被当前的消散或是焦耳效应释放而加热。

然而，首先，天文学家相信单一的磁重联事件是非常重要的动态过程，像闪焰和其它的现象，与日冕的活动相连结。换言之，毫微闪焰的理论支持磁重联事件，无论在日冕的何处，在小尺度上同时产生许多并且给予一小部分的能量。这些毫微闪焰可能是很小的闪焰，在很接近的时间和空间，加热了日冕并且导致了太阳活动的现象。

在活动区间歇的观测到突然明亮的爆发，像是闪焰和日冕物质抛射可以引起级联效应，类似于上述数学理论的灾难。在这样的假说中，日冕是处在自组临界性的状态，磁长的压力将会倍增强，直到小小的摄动触发许多微小的不稳定，像雪崩一样的一起发生。

支持此一理论的实验结果是在硬X射线中观察到的闪焰数量是能量分布函数，跟随著的幕律负光谱指数是1.8[4] [5] [6] [7]。 如果这种分布在能量较低处也有同的光谱指数，闪焰、微闪焰和毫微闪焰可能提供日冕加热相当大部分的能量。要维持太阳日冕实际上需要的负光谱指数是2。

毫微闪焰和日冕加热

 
太阳磁力线。

虽然之前在这方面做了许多步骤，和在太阳日冕中发现毫微闪焰和其他的证据，但日冕加热的问题仍未解决。储存在太阳磁场的能量可以计算做为日冕加热所必须用来维持电浆的温度和平衡日冕辐射流失[8]。

辐射不是日冕能量损失的唯一机制：因为电浆是高度电离的，而磁场是有条理的，热传导是一个竞争的程序。由热传导所损失的能量和辐射有著相同的数量级。在日冕释放出的能量不是表面上的辐照，而是沿著弧线回到色球。在过渡区的温度大约是104-105K，辐射损失的量非常高，不是任何形式的加热机制可以平衡的[9]。在此范围内观察到很高的温度梯度是由增加的导电管供应辐照的能量。换言之，过渡区是太陡峭了 (在100公里的距离内，温度从10,000K上升至1,000,000K)，因为来自上面高热气体的热传导必须平衡高辐射的损失，主要是来自为数众多的电离原子 (氧、碳、铁和其它等等) 形成的发射线。

太阳的对流可以提供所需要的加热，但还不知道详细的机制。其实，是还不清楚这种能量如何从色球传输 (它可以吸收或反射)，然后消散进入日冕，而不是消散进入太阳风。此外，它究竟发生在何处：在日冕底层，还是最高处，而在该处的磁力线是向太阳圈开放的，吹送著太阳风进入太阳系？

到目前为止，所有的科学家都认同磁场的重要性：在活动区和有著高辐射通量 (特别是在X射线) 的强磁场地区之间有著严格的对应关系[10]。

无论如何，基于不同于其它的所有日冕特征，都需要大量能量的事实，日冕加热问题是复杂的。很难相信像是闪焰和日冕物质抛射这种充满动力和高能量的现象，能够在很大范畴的稳定结构上共用相同的能量来源：如果毫微闪焰能够加热整个日冕，它们应该分布在各处并且看起来是均匀与稳定加热的样子。另一方面，为了解释像太阳闪焰这种非常快速和充满活力的现象，磁场结构的尺度应该在公尺的数量级上。

阿耳芬波在光球的对流运动生成，能够穿越色球和过渡区，携带的能量流相当于维持日冕所需要的。无论如何，观测到波穿越高处色球和低处的过渡区只是3-5分钟的时间。这些时间超过阿耳芬波穿过一个典型的冕圈所需要的时间，这意味著大多数的耗散机制都可以提供足够的能量，差别只在日冕中所穿越的距离。更可能的是，阿耳芬波负责太阳风在冕洞中的加速度。

 
太阳日珥和日冕大量抛射 (日地关系天文台)

最初由帕克发展出来的毫微闪焰理论是用来解释日冕加热的一种机制，作为自发性产生电流耗能使磁场弛豫朝向低能量的结构。 磁场的能量转换成电流，然后由焦耳效应成为热。

相关条目

外部链接

参考资料

  1. ^ NASA - Tiny Flares Responsible for Outsized Heat of Sun's Atmosphere. [23 September 2014]. （原始内容存档于2011-04-16）. 
  2. ^ Gold, T. The Physics of Solar Flares. Nasa Sp. 1964,. 50, ed. W.Hess: 380. 
  3. ^ Parker, Eugene N. The Astrophysical Journal. 1972, 107: 499.  缺少或|title=为空 (帮助)
  4. ^ Datlowe, D.W., Elean, M.J., Hudson, H.S.; Elcan, M. J.; Hudson, H. S. OSO-7 observations of solar x-rays in the energy range 10?100 keV. Solar Physics. 1974, 39: 155. Bibcode:1974SoPh...39..155D. doi:10.1007/BF00154978. 
  5. ^ Lin, R.P., Schwartz, R.A., Kane, S.R., Pelling, R.M., Hurley, K.C., R. P.; Schwartz, R. A.; Kane, S. R.; Pelling, R. M.; Hurley, K. C. Solar hard X-ray microflares. The Astrophysical Journal. 1984, 283: 421. Bibcode:1984ApJ...283..421L. doi:10.1086/162321. 
  6. ^ Dennis, B.R., Brian R. Solar hard X-ray bursts. Solar Physics. 1985, 100: 465. Bibcode:1985SoPh..100..465D. doi:10.1007/BF00158441. 
  7. ^ Porter, J.G., Fontenla, J.M., Simnett, G.M, J. G.; Fontenla, J. M.; Simnett, G. M. Simultaneous ultraviolet and X-ray observations of solar microflares. The Astrophysical Journal. 1995, 438: 472. Bibcode:1995ApJ...438..472P. doi:10.1086/175091. 
  8. ^ Withbroe, G.L., Noyes, R.W., G L; Noyes, R W. Mass and energy flow in the solar chromosphere and corona. Annual Reviews Astronomy & Astrophysics. 1977, 15: 363–387. Bibcode:1977ARA&A..15..363W. doi:10.1146/annurev.aa.15.090177.002051. 
  9. ^ Priest, Eric. Solar Magneto-hydrodynamics. D.Reidel Publishing Company, Dortrecht, Holland. 1982: 208. 
  10. ^ Poletto G, Vaiana GS, Zombeck MV, Krieger AS, Timothy AF. A comparison of coronal X-ray structures of active regions with magnetic fields computed from photospheric observations. Solar Phys. Sep 1975, 44 (9): 83–99. Bibcode:1975SoPh...44...83P. doi:10.1007/BF00156848. 
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