日冕是環繞在太陽周圍的等離子體光環。太陽的日冕在每一次的日全食中都很容易看到；平時也可以透過日冕儀觀測。英文的冕 （corona）這個詞源自拉丁文的 crown，意思是冠，再追溯則為古希臘的 κορώνη（korōnè，意思為 花環、花冠）。 太陽的日冕位於色球層上方，延伸到外層空間數百萬公里。光譜測量表明日冕中的溫度超過，是強電離的電漿，比被稱為太陽表面的光球熱得多。 來自日冕的光有三個主要的來源，而且都來自空間中相同的區域。 K 冕：源自德語的 kontinuierlich，意思是連續，它是陽光經由自由電子的湯姆森散射造成的。來自光球層的可見光，在日冕中被電漿吸收產生的吸收譜線，因為強大的都卜勒致寬的擴散，使被反射的光球層吸收線完全被遮蔽掉，造成光譜的外觀呈現沒有吸收譜線的連續光譜。 F 冕：因約瑟夫夫朗和斐而得名，是由被塵埃反射的太陽光所產生，並且可以被觀測到。因為它的光包含了在原始的陽光中可以看到的夫朗和斐吸收譜線而得名。它從太陽延伸到非常大的離日度，就會被稱為黃道光。 E 冕：也稱為發射冕（E 為發射），是由存在日冕電漿中的離子產生的光譜發射線。它可以被觀測到是寬譜線、禁線或是熱發射線，並且是日冕成分的主要資訊來源 。 歷史 在 1724 年，法 義天文學家認識到在日食期間可見的光環屬於太陽，而不是月球。在 1809 年，西班牙天文學家創造了日冕一詞。1806 年，德費雷爾依據自己在紐約金德胡克的觀測，也提出日冕是太陽的一部分，而不是月球的一部分。英國天文學家約瑟夫諾曼洛克耶確定太陽色球中有一種地球上未知的元素，現在該元素被稱為氦。法國天文學家皮埃爾讓森指出，日冕的大小和形狀會隨著太陽黑子週期的變化而變化。在 1930 年，伯納德李奧特發明瞭日冕儀，能夠在沒有日全食的情況下看見日冕。在 1952 年，美國天文學家尤金派克認為太陽的日冕可能是被類似閃焰，但覆蓋在整個太陽表面，微型、明亮且無以計數的奈米閃焰加熱。 歷史上的理論 太陽日冕的高溫給了它不尋常的光譜特徵，導致在 19 世紀認為它包含一種以前未知的元素： 。實際上，這些譜線特徵後來被解釋為高電荷態離子鐵（FeXIV 或 Fe13）。，繼 Grotrian（1939 年）之後，在 1940 年（觀測始於 1869 年）首次確認了日冕的譜線，是從高度電離的亞穩態回到低能階的基態（綠色的 5303 Å 線是來自 Fe13，FeXIV；紅色的 6374 Å 來自 Fe 9 FeX）。 物理性質 太陽的日冕比可見的太陽表面要熱得多（150 至 450 倍）：光球的平均溫度是 5800K，而日冕的是 100 萬至 300 萬 K。但是，日冕的密度是光球密度的 10 12 倍，因此產生的可見光約只是光球的百萬分之一。日冕和光球被相對較薄的一層色球分隔開來。日冕加熱的確實機制仍然是有爭論的議題，其可能的機制包括後面將論述的太陽磁場和磁流體力學。由於磁場是開放的，日冕外緣不斷的流失，從而產生太陽風。 日冕在太陽表面的分佈並不總是平均的。在寧靜的時期，日冕或多或少的侷限在赤道的區域，冕洞覆蓋在極區的區域。然而，在活躍的時期，雖然最突出的是太陽黑子活躍區，但日冕均勻的分佈在赤道和極區。太陽週期從太陽極小期到下個極小期，大約跨越 11 年。由於太陽的赤道自轉的比極區快（較差自轉），太陽的磁場不斷的隨著物質紐攪，在太陽極大期時，磁場受到的糾結最為強烈，太陽黑子的活動也最為明顯。與太陽黑子相關的冕環，磁通量的迴路，是來自太陽內部的上升流。這些磁通量將較熱的光球推向旁邊，曝露出下面較冷的電漿，從而產生相對較暗的太陽黑子。 由於天空實驗室於 1973 年在光譜的 X 射線波段上拍攝到高解析的日冕，並且之後的陽光衛星和後續的其它太空儀器也都拍攝到，因此人們才知道日冕的結構千變萬化，而且複雜：不同的區域在分類上有不同的冕盤。天文學家通常會分出的區域，如下所述。 活躍區 活躍區是光球中連線相反磁極點的迴路，即所謂的冕環結構的集合。 它們通常分佈在兩個活躍區，而這兩個活躍區與太陽赤道大致上是平行的。平均溫度在 200 萬至 400 萬 K 之間，而密度從每立方公分 10 9 到 10 10 個顆粒。 活躍區涉及與磁場直接相關的所有現象，在太陽表面上不同高度的磁場引發不同的現象：太陽黑子和光斑發生在光球中，針狀體、Hα、暗條、和譜斑在色球中，日珥從色球穿越過度區，閃焰和日冕物質拋射發生在日冕和色球。如果閃焰非常猛烈，還會干擾到色球，並且產生莫爾頓波。相對的，靜態日珥是在太陽盤面上被觀察到的黑色、蛇形的 Hα 絲帶（看起來像暗條），是巨大、較低溫的誌密結構。它們的溫度約為 5000 至 8000K，因而通常被認為是色球的特徵。 在 2013 年，來自的影像揭露了這些活躍區的外層內有所未知的電漿 磁性辮子。 冕環 冕環是磁性太陽日冕的基本結構。這些環圈的是封閉性磁通量，和在冕洞區中發現的開放性磁通量的太陽風是堂兄弟。由太陽內部產生的磁通量環圈充滿了炙熱的太陽電漿。由於這些冕環區域的磁活性增強，通常是閃焰和日冕物質拋射（CME）的前兆。 這些餵飽冕環的太陽電漿，從溫度低於 6000K 的光球，經過過渡區進入日冕時，已經被加熱至 106K。通常情況下，這些電漿會因為壓力差從一個點，稱為足點（虹吸或由於其它因素驅動的不對稱流），排放至另一個點。 當電漿由足點上升到環圈頂端時，就像緻密的閃焰初始階段總會發生的那樣，被定義為色球蒸發。當電漿迅速冷卻並落回光球時，它被稱為色球凝聚區。也可能有從兩個足點對稱的流動，造成物質在環圈結構中的累積。電漿可能在這樣的區域迅速冷卻（因為熱不穩定），它黑暗的暗條與太陽盤面或邊緣的日珥形成明顯的對比。 冕環的生命期可能能以秒（在閃焰事件的情況下）、分鐘、小時或天的等級來排序。當冕環的能量來源和支出能平衡的情況下，冕環可以持續很長的時間並被稱為穩態 系統 或靜止冕環（例子）。 冕環對我們理解當前的日冕加熱問題非常重要。冕環是電漿的高度輻射源，因此 TRACE 等儀器很容易觀察到。但因為這些都是在遠端觀測，結構都有模糊之處（即沿視線傳播貢獻的輻射），因此日冕加熱的解釋仍然有問題存在。現場的測量是必要的，只有這樣才能得到明確的答案。但由於日冕電漿的高溫，現場 測量在目前是不可能的。目前 NASA 進行的派克太陽探測器將更密切的接近太陽，也只能夠在較接近的距離進行觀測。 大型結構 大型結構是非常長的弧線，可以跨越四分之一以上的太陽盤面，但包含的電漿密度低於活躍區域的冕環。 它們最早是在 1968 年 6 月 8 日的火箭飛行期間的閃焰觀測中被發現的。 日冕的大型結構在 11 年的太陽週期間會發生變化，在太陽磁場幾乎類似雙極結構（加上四極成分）的極小期時，變得特別簡單。 活躍區互連 活躍區互連 是不同活躍區域的相對磁場的弧形連線區。這些結構的重大變化往往是在閃焰發生之後看到的。 類似的其他特徵是盔狀流 －大型的類似冠狀結構日冕，具有長的尖峰，通常覆蓋著太陽黑子和活躍區域。冕流被認為是慢速太陽風的來源。 長絲腔 長絲腔是在 X 射線中看起來很暗的區域，位於色球中觀察到的 hα 長絲區域之上。是在 1970 年的兩次火箭飛行中首次觀察到的，這次的火箭飛行也觀測到了冕洞。 長絲腔是由磁力懸浮在太陽表面上方較冷的氣體雲（電漿）。這些區域是強磁場區，因為沒有熱電漿，在影像中看起來很暗。事實上，和電漿壓力的總和在太陽圈上的任何地方都必須是恆定的，有一個平衡的配置：在磁壓高的地方，電漿必須較冷或密度較低。電漿壓力可以透過理想氣體的狀態方程計算 p n K_B T，此處的 n 是粒子數， K_B 是波茲曼常數，和 T 是電漿的溫度。從方程，當電漿溫度相對於周圍區域的溫度降低，或強磁場區清空時，電漿壓力會降低。同樣的物理效應使太陽黑子在光球中顯得黑暗。 亮點 亮點是在太陽盤面上發現的小活躍區域。在 1969 年 4 月 8 日的一次火箭飛行中首次探測到 X 射限亮點。 亮點覆蓋在太陽表面的百分比隨太陽週期的不同而變化，與磁場的小雙極區域有關。其平均溫度範圍從 11x106 K 至 34x106 K，溫度的變化通常與 X 射線輻射的變化有關。 冕洞 冕洞因為不會輻射出太多的 X 射線，在 X 射線中看起來是很暗的極地區域。它們是太陽上的廣闊區域，那裡的磁場是向行星際空間開放的單極。高速太陽風主要來自這些區域。 在冕洞的紫外線影像中，一些類似於拉長氣泡的小結構經常看起來像是懸浮在太陽風中。這些是冕羽流，更確切的說，它們是從太陽的南北兩極向外投射出來的細長絲帶。 寧靜太陽 不屬於活躍區域和冕洞的太陽區域通常被認定是寧靜太陽。 赤道區域自轉的比極區快，這種較差自轉的結果是活躍區域總是成對的出現在與赤道平行的區帶中。它們在每個太陽週期的極大期間擴充套件與增加，而在極小期時幾乎消失不見。因此，寧靜太陽總是與赤道區重合，其表面在太陽活動的極大期間也不太活躍。接近太陽週期（也稱為蝴蝶週期）的極小期時，寧靜太陽的範圍會擴充套件與增加，直到覆蓋整個太陽盤面，但是要排除半球上的那些亮點和有冕洞的極區。 日冕的變異性 對日冕主要結構特徵的動態分析指出，日冕的特徵是多樣化的，在它們之間主要結構的演變也非常不同。研究日冕變化的複雜性很不容易，因為不同結構的演化時間就會有很大的差異：從秒到數個月都有。日冕事件發生區域的典型大小也有相同方式的變化，如下表所示。 日冕事件 典型的時間尺度 典型的長度尺度（Mm） 活躍區閃焰 10 至 10000 秒 10100 X 射線亮點 數分鐘 110 大型結構中的瞬變 從數分鐘至數小時 〜100 互連弧中的瞬變 從數分鐘至數小時 〜100 寧靜太陽 從數小時到數月 1001000 冕洞 數次自轉 1001000 閃焰 閃焰發生在活躍地區，其特徵是來自日冕小地區發射的通量突然增加。它們是非常複雜的現象，在許多的波段中都可以觀察到；它們涉及太陽大氣的好幾個區域和許多物理效應：熱和非熱的，有時會有廣泛的磁重連和物質排出。 閃焰是脈衝現象，平均的持續時間約為 15 分鐘，但能量最強的事件可以持續數小時。閃焰會產生快速的密度增加和高溫。 白光閃焰很少發生和被觀測到：通常的情況下，閃焰只在極紫外線和 X 射線的波段被觀測到，是典型的色球和日冕發射。 在日冕中，閃焰的型態是由紫外線、軟和硬 X 射線以及 hα 波長的觀測來描述，並且非常複雜。但是，可以區分出兩種基本結構： 緻密型閃焰：當事件發生時，兩個拱弧之一會保持其形態。在沒有顯著結構變化的情況下，能觀察到排放的增加。發射能量的數量極約為 1022 至 1023 焦耳。 持續長時間閃焰：與日珥的爆發、白光和雙帶閃焰的瞬變有關。在這種情況下，磁環會在事件其間更改其配置。這些閃焰發出的能量很高，可以達到 1025 焦耳。 至於時間動力學，通常區分三個不同的階段，其持續時間是不可比較的。這些週期的持續時間取決於用於觀察事件的波長範圍： 初始脈衝階段：其持續時間約為數分鐘，即使在微波、EUV 波長、和硬 X 射線頻率中，也經常能觀測到強能量的發射。 極大階段 衰減階段：可能會持續數小時。 有時在閃焰發生之前也有一個階段可以被觀測到，通常稱為 預閃焰 階段。 瞬變 伴隨著閃焰或大型日珥，有時也會釋出 日冕瞬變（也稱為日冕物質拋射）。這些是日冕物質的巨量回圈，以超過 100 萬公里的時速從太陽向外傳播，其所釋出的能量大約是閃焰或伴隨它們的日珥能量的 10 倍。一些更巨大的拋射可以每小時 150 萬公里的速度將數億噸的物質拋進太空。 星冕 星冕對在赫羅圖低溫區部分的恆星是無處不在的，可以用 X 射線望遠鏡檢測到這些星冕。有些星冕，特別是年輕的恆星，比太陽的明亮許多。例如，變星中的的原型，後髮座 FK 變星。這些是有異常高速自轉和極端活動跡象，光譜型別為 G 和 K 的巨星。它們的星冕 X 射線是最明亮的（Lx 1032 爾格秒1 或 1025 瓦），並且是已知最熱的，主體溫度高達 400 萬 K。 朱塞佩瓦伊亞納和他的小組與使用愛因斯坦天文臺進行的天文觀測計畫顯示 F、G、K、和 M 恆星都有色球，並且有和太陽很像的星冕。 表面沒有對流層的 OB 恆星，具有很強的 X 射線發射。然而，這些恆星沒有星冕，但因為快速移動的氣體團塊存在著熱不穩定性，在這樣的衝擊下導致恆星外層發射出 X 射線。另外，A 型恆星也沒有對流層的，但是它們不會發射出紫外和 X 射線的波長。因此，他們既沒有色球，也沒有星冕。 日冕的物理 太陽大氣外部的物質大部分都是電漿的狀態，處於非常高的溫度（數百萬 K 的高溫）和非常低的密度（約 10 15 粒子 m3）。 根據電漿的定義，它是一個準中性粒子集合表現出的一種集體行為。 這種成分與太陽內部的組成相似，主要是氫，但電離程度遠遠高於光球中發現的。較重的金屬，如部分電離的鐵，且失去了大部分的電子。化學元素的電離狀態嚴格取決於溫度，並由最低層大氣中的薩哈方程調節，但要由低光薄日冕中的碰撞來平衡。從歷史上看，由於存在高度電離狀態鐵原子發射的明線光譜，可以確定日冕電漿的高溫，而且日冕明顯的比內部的色球要熱得多。 日冕的行為就像一種非常熱又非常輕的氣體：在活躍區域，日冕中的壓力通常只有01 到06 帕；而在地球上，大氣壓力通常是 1000 百帕，大約比太陽表面高了約 100 萬倍。然而，它並不是氣體，而是以不同速度運動的自由帶電粒子（基本上是電子和質子）組成。假設它們具有相同的平均動能（依據能量均分定理），電子的質量大約是質子的 1800 分之一，因此它們獲得更高的速度，而金屬離子總是較慢。這一事實對輻射的過程（與光球輻射過程大不相同）或熱傳導都會產生相關的物理結果。此外，電荷的存在會導致電流和高磁場的產生。磁流體力學波（MHD 波）也可以在電漿中傳播，然而還不清楚它們適合在日冕中生成和傳輸。 輻射 日冕的輻射主要是 X 射線，但只能在太空中觀測到。 電漿對自身和下層的輻射是透明的，因此我們說它是 光學薄 的。事實上，氣體本身也非常稀薄，光子的平均自由路徑超越了包括日冕特徵的典型大小等一切的尺度。 由於電漿粒子之間的兩兩互撞過程，發生輻射的地方不同，而與光子的互動作用則來自下層；這是非常罕見的。 因為發射是源自電子和離子之間的碰撞，所以單位時間中在單位體積內因碰撞所釋放的能量與單位體積中粒子的平方數成正比，或者更確切的說，是與電子密度和質子密度的乘積成正比。 熱傳導 日冕的熱傳導是外部較熱的大氣像內部冷卻層方向進行，負責熱傳導過程的是電子。如上所述，它們比離子輕得多，移動速度更快。 當存在磁場時，電漿的熱導率是在與場線平行的方向上，而不是在垂直方向上。在垂直於磁場線方向上運動的帶電粒子受到洛倫茲力的影響，該粒子的運動平面與速度和磁場各自所在的平面是正交的。這個力彎曲了粒子的路徑。一般情況下，由於粒子沿磁場方向也有速度分量，洛倫茲力限制它們迴旋加速器的頻率下沿著磁場線彎曲和呈螺旋移動。 如果粒子之間的碰撞非常頻繁，它們就會分散在各個方向。這種情況發生在光球中，電漿在其運動中攜帶著磁場。相對的，在日冕中的平均自由路徑大約為數公里甚至更長，因此每顆電子在被碰撞散射之前，能進行一段螺旋的運動。因此，沿著磁場線的熱傳導得到增強，而在垂直方向上受到抑制。 在磁場的縱向方向上，日冕的導熱係數是 k 20 left frac 2piright32frac left k_B T right52 k_Bm_e12 e4 ln Lambda approx 181010frac T52ln Lambda W m1 K1 此處的 k_B 是波茲曼常數， T 是絕對溫度， m_e 是電子質量， e 電子的電量， ln Lambda ln left 12pi n lambda_D3 right 庫倫對數，和 lambda_D sqrt frac k_B T4 pi n e2 與電漿粒子密度相關的得拜常數 n。 在平均溫度 100 萬 K，密度為 1015 粒子 m3 的日冕，庫倫對數 ln Lambda 大約是 20；溫度約為 10 萬 K，粒子密度為 1018 粒子 m3 的色球，庫倫對數大約是 10，。在實務中可以假定它是常數。 如果我們用 q 取代 J m3 表示單位體積的熱量，那麼導熱的傅立葉方程就只能沿著場線的方向 x 計算，變成 frac partial qpartial t 091011 frac partial2 T72partial x 2 數值計算表明，日冕的導熱係數與銅相當。 日冕地震學 日冕地震學是使用磁流體動力學波研究日冕電漿的新方法。 磁流體力學研究的是導電流體的動力學 －在這種情況下，流體是日冕電漿。就哲學而言，日冕地震學類似於地球的地震學、太陽的日震學、和實驗室電漿體的 MHD 光譜。在所有的這些方法中，用各種的波來探測介質。日冕地震學在估計日冕磁場、密度、大氣標高、精細結構和加熱等方面的潛力，已被不同的研究小組證實。 日冕加熱問題 太陽物理學的日冕加熱問題與為什麼日冕的溫度比表面高數百萬 K 有關。因為熱力學第二定律阻止熱量直接從只有 5800K 太陽光球（表面）流向溫度高達 100 萬 K〜300 萬 K 的日冕（部分可達 1000 萬 K），因此日冕的高溫需要能量透過非熱過程從太陽的內部輸送。 在光球和日冕之間，有一個稱為過渡區的薄層，是溫度升高的區域。它的厚度只有數十至數百公里不等。因為不能違反熱力學第二定律，能量不能透過常規從較冷的光球轉移到日冕傳送。一個類比的例子是燈泡，會把周圍的溫度提升到比玻璃表面還要高的溫度。因此，在日冕的加熱過程中，還必須考慮到其它的能量傳遞方式。 加熱太陽日冕所需要的功率可以很容易地計算為與以熱傳導從色球透過過渡區之間的差。這大約是在色球上每米平方 1 千瓦，或是從太陽表面逃逸光能量的 140000。 許多日冕加熱的理論曾經被提出來，但是隻有兩種理論是最有可能的候選者：波加熱和磁重聯（或毫微閃焰）。然而，在過去 50 年的大部分時間裡，這兩種理論都未能解釋極端的日冕溫度。 在 2012 年，高解析（02）的軟 X 射線影像與探空火箭的揭示了日冕中有緊密纏繞的辮子。這被推測認為辮子的解開和重新連結可以做為活躍太陽日冕加熱至高達 400 萬 K 的主要能量來源。在寧靜日冕（150 萬 K）的主要熱源被認為來自 MHD 波 。 NASA 的派克太陽探測器任務打算接近太陽制約 95 太陽半徑的距離，以研究日冕加熱和太陽風的起源。它已於 2018 年 8 月 12 日成功發射，目前已經離開地球並飛掠過金星，進入第一階段的軌道。 相互競爭的加熱機制 加熱模式 加熱模式 加熱模式 流體力學 磁 磁 無磁場 緩慢旋轉的恆星 DC 重連結 AC 波 無磁場 緩慢旋轉的恆星 磁場應力 重連結事件 閃焰 毫微閃焰 均勻的加熱率 光球足點滑移 MHD 波傳播 高阿爾文波流 不均勻的加熱率 競爭的理論 競爭的理論 波加熱理論 波加熱理論是在 1949 年提出的，他認為波攜帶能量從太陽內部傳遞至色球和日冕。太陽是由電漿，而不是普通的物質組成的，因此他支援幾種類似於空氣中聲波的波。最重要的波是磁聲波和阿爾文波這兩種型別。磁聲波是因應磁場的存在而修改的聲波，阿爾文波類似於超低頻無線電波，這是經過修改的聲波，能透過與電漿中物質的互動作用而傳播。這兩種型別的波都可以透過光球層的米粒組織和超米粒組織的湍流來發射，並且在在成為激波將能量以熱的形式釋放之前，透過太陽大氣層的一段距離。 波加熱的一個問題是如何將熱量傳遞到適當的地方。因為色球中存在的低壓，磁聲波不能攜帶足夠的能量到日冕，以及它們往往會被反射回光球。阿爾文波可以攜帶足夠的能量，但一旦進入日冕，就不能足夠迅速地耗散能量。眾所周知，在電漿中的波很難理解、描述和分析，但由湯瑪斯柏格丹和他的同事們在 2003 年進行的電腦模擬，似乎表明阿爾文波可以轉化為日冕底部其他模式的波。這提供了一個通道，可以透過色球和過渡區從光球攜帶大量能量進入日冕，最後在日冕以熱的形式耗散能量。 波加熱的另一個問題是，直到 20 世紀 90 年代的末期，還沒有任何直接的證據顯示波可以在日冕中傳播。第一個直接觀測到波在日冕中傳播的是太陽和太陽圈探測器，在 1997 年使用及紫外線完成的。太陽和太陽圈探測器是能在太空中承擔長時間穩定 光度測定 天文學 測光 的平臺。這個波是頻率約為 1 毫赫茲（MHz 相當週期 1000 秒），但只攜帶日冕所需能量的 10 左右。現在已經觀測到存在許多區域性的波，例如閃焰發射的阿爾文波。但這些現象都是瞬態的，不能解釋均勻的日冕高熱。 目前還不清楚需要多少的波才能加熱日冕。使用太陽過渡區與日冕探測器（TRACE）在 2004 年公佈的結果，似乎顯示太陽大氣中存在頻率高達 100mHz（週期 10 秒）的波。使用太陽過渡區與日冕探測器的超紫外線日冕儀（UVCS，UltraViolet Coronagraph SpectrometerMeasurements）測量太陽風中不同離子的溫度，提供了有力的間接證據，證明有 200Hz 到人耳聽力範圍頻率的波存在。這些波在正常情況下很難被探測到，但來自威廉士學院的研究小組在日食期間收集的證據表明，存在 110Hz 範圍的這種波。 最近，在較低的太陽大氣中發現了阿爾文波的運動，並且使用太陽動力學天文臺的大氣成像元件（Atmospheric Imaging Assembly，AIA）在寧靜太陽、冕動和活躍區都觀測到。這些阿爾文振盪有很大的力量，似乎與早先日出號報告的色球阿爾文振盪有所關聯。 最近的太陽風觀測證據，也支援阿爾文迴圈耗散理論導致區域性離子加熱。 磁重聯理論 磁重聯理論依賴太陽磁場在日冕中產生電流。隨後，電流突然崩潰，釋放出能量成為日冕中的熱量和波能量。因為磁場在電漿（或任何導電流體，如汞或海水）的特殊行為，此一過程稱為 重聯。在電漿中，磁場線通常與單個物質塊相連，因此磁場的拓樸保持不變：如果一個特定的南北磁極由一條單線連結，那麼即使電漿被攪動或著磁體被移動，該場線將繼續連線這些特定的極點。聯結由電漿中產生的電流維持。在一定的條件下，電流會崩潰，讓磁場 重聯 到其它的磁極，並載此過程中釋放熱量和波能量。 磁重聯被假設為太陽系中最大的爆炸，太陽閃焰背後的機制。 此外，太陽表面覆蓋著數以百萬計，尺度在 501000 公里的小磁化區域。這些小磁極是不斷攪動和衝撞的米粒組織。太陽日冕中的磁場必須經過幾乎恆定的重聯，以匹配這些 磁性地毯 的運動，因此重聯釋放的能量是四免加熱最自然的候選物質，也許是一系列的 微閃焰，各自提供很少的能量，但整體累積得到所需的能量。 尤金派克在 20 世紀的 80 年代提出奈米閃焰可能會加熱日冕，但仍有爭議。特別是，紫外線望遠鏡，如太陽過渡區與日冕探測器和太陽和日光層天文臺 EIT 可以在級紫外線下觀察到單個微閃焰的亮光但這些事件似乎太少，但這些事件似乎太少，無法解釋釋放至日冕中的能量。這沒有考慮到可以由波能量來彌補額外的能量，也可以由比微閃焰更平穩釋放能量的磁重聯來彌補，因此在太陽過渡區與日冕探測器的資料中不會好好地呈現出來。用其它機制來改變微閃焰磁場或釋放能量，是 2005 年積極研究的課題。 針狀體（第二型） 幾十年來，研究人員認為針狀體可以將熱量送入日冕。然而，經過 20 世紀 80 年代的觀測，發現針狀體電漿沒有達到日冕的溫度，因此這個理論不受重視。 靠著在科羅拉多州的 國家大氣研究中心 與 洛克希德馬丁的太陽和天體物理實驗室（LMSAL）和奧斯陸大學的 理論天體物理學院 在 2007 年發現一種新型的針狀體（第二型）。它的速度更快（100Kms），壽命更短，在 2010 年的研究可以解釋這個問題。這些噴射將炙熱的電漿插入太陽外部的大氣中。 因此，從今以後可以預期對日冕有更多的瞭解，對太陽隊地球高層大氣微妙影響的瞭解也會得到改善。在美國國家航空暨太空總署（NASA）最近發射的太陽動力學天文臺上的大氣成像元件，是接續 NASA 在日本日出號衛星上的太陽光學望遠鏡配置的焦平面機組，用來測試這種假設。新的儀器有較高的空間和瞬態解析度揭示了這種日冕物質的供應。 這些觀測揭示了加熱到數百萬度的電漿與插入日冕的針狀體間一對一的聯絡。 相關條目 先進成分探測器 阿爾文波 色球 地冕 太陽圈 盔狀流 磁流體力學 毫微閃焰 光球 太陽和太陽圈探測器（SOHO） 太陽週期 過渡區 太陽風 日地關係天文臺 X 射線天文學 火山噴發型別 參考資料 進階讀物 Thorsten Dambeck Seething Cauldron in the Sunss Furnace MaxPlanckResearch 22008 p 2833 B N Dwivedi and A K Srivastava Coronal heating by Alfvén waves CURRENT 296 SCIENCE VOL 98 NO 3 10 FEBRUARY 2010 pp 295296 外部連結 NASA description of the solar corona Coronal heating problem at Innovation Reports NASAGSFC description of the coronal heating problem FAQ about coronal heating Solar and Heliospheric Observatory including nearrealtime images of the solar corona Coronal xray images from the Hinode XRT nasagov Astronomy Picture of the Day July 26 2009 a combination of thirtythree photographs of the suns corona that were digitally processed to highlight faint features of a total eclipse that occurred in March 2006 Animated explanation of the core of the Sun University of South Wales Animated explanation of the temperature of the Corona University of South Wales Spacetimematter and vacuum The Solar Corona A sign of Quantum GravitySpanish Alfvén waves may heat the Suns corona New Clue May Solve Solar Mystery The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona Solar Interface Region Bart de Pontieu SETI Talks Video Category 光源 Category 電漿物理學 Category 太陽現象 Category 太空電漿 Category 太陽 Category 天文學未解之題