什么叫色球？

什么叫色球, 太阳大气的中间一层，位于光球之上。平时，由于地球大气中的分子以及尘埃粒子散射了强烈的太阳辐射而形成“蓝天”，色球和日冕完全淹没在蓝天之中。只有在日全食的食既到生光(见日食)的短暂时刻内，观测者才能用肉眼看到太阳圆面周围的这一层非常美丽的玫瑰红色的辉光。它是早期的日全食观测者发现的，于1869年由洛基尔和弗兰克兰首先命名。红色是由于色球光谱中波长为6562.8埃的氢线 Hα 在亮度上占绝对优势的缘故。 人们习惯地认为天体外层的温度总是低于内部。但是，在太阳大气层内却出现温度的反常分布。在厚度约2,000公里的色球层内，温度从光球顶部的 4,600K增加到色球顶部的几万度，而其他的一些物理参数(如密度、电离度等)和一些物理过程也发生巨大的变化。因此,色球物理状况的研究，引起了太阳物理学者很大注意。 色球是一个充满磁场的等离子体层，在局部等离子体动能密度和磁能密度可相比拟时，能经常观测到等离子体和磁场之间的复杂的相互作用。由于磁场的不稳定性,常常会产生剧烈的耀斑爆发,以及与耀斑共生的爆发日珥、冲浪、喷焰等许多动力学现象。耀斑爆发时，还发射大量的远紫外辐射和X射线辐射以及高能粒子流。这些辐射对日地空间和地球高层大气影响很大。此外，色球、日冕等离子体和可变磁场以及由不稳定性引起的冲击波之间的相互作用，会产生大量不同频率的射电辐射，为色球、日冕物理性质和爆发现象的研究提供重要信息。因此，色球的研究无论对太阳物理还是对空间物理和地球物理，都有重要的意义。 早年，只能在日全食时观测到色球的侧面，研究色球的机会不多。自从1892年海耳制成太阳单色光照相仪和1933年李奥创制双折射滤光器后，情况就不同了。前者是用分光仪沿着太阳像扫描而成一个特征谱线的单色像(见太阳单色像)。后者滤去所有其他波段的辐射，而只让所研究的谱线的辐射透过，这样就能在几条特征谱线的窄波带内观测色球，从而得到各薄层气体的形态和运动特征。在日全食开始的短暂时刻内，人们通过无缝摄谱仪可以发现:由暗的夫琅和费线和亮的连续谱所组成的吸收光谱(光球光谱)，快速地转变为发射线光谱(色球光谱)，这种光谱通常称为闪光谱。 色球结构 色球的结构是不均匀的，如果不考虑这种不均匀性，按照平均温度随高度的分布曲线来区分色球层次，可分为三层:低色球层，厚约400公里,温度由光球顶部的4,600K上升到5,500K;中色球层,厚约1,200公里，温度缓慢上升到8,000K;高色球层,厚约400公里，温度急剧上升到几万度(图1)。在大约2,000公里范围内,温度增加了一个数量级。色球没有明显的边界，这也反应了色球本身的不均匀性。从色球中,时时喷射出细而明亮的流焰,称为针状物(日芒)。这是意大利天体物理学家塞奇于1877年首先描绘过的。 在利用色球谱线所拍得的太阳单色像中，与光球的超米粒组织引起的网络组织相对应的位置上，存在着多角形的网络链结构，称为色球网络(图2)。在单色像中还常常可看到由黑子向外的旋涡结构(图3)。这种结构中的纤维排列得非常整齐，类似于马蹄形磁铁周围的铁屑。这是高电导率的色球物质在黑子内沿着磁力线运动的结果，是黑子磁场磁力线的反映。 最近，邓恩还发现一种同色球网络和光球米粒相连的精细结构物——细链。在离 Hα 线心+2埃的单色光照片中,细链结构最明显(图4)。它是由大小约1/4角秒的亮点形成的亮链,在色球网络元集中的活动中心附近的下层最容易发现，可以把它看作是色球亮网络向下层的延伸。细链单个亮元的横向速度是每秒 1.5公里。细链的寿命和演化特征还不清楚。 根据谱线的形成和致宽理论，不同谱线或同一谱线轮廓上的不同部位,是在太阳大气的不同高度形成的,所以研究不同元素的谱线或同一谱线轮廓上的不同部位，可以获得一些重要的信息,并有助于探求和建立光球、色球大气模型。常用的谱线有:巴耳末系、电离钙的H、K和中性铁、钠、镁、钙的线系等，它们都是在低色球层和高光球层中形成的。 色球模型 用波长小于3厘米的射电辐射和波长约1毫米的红外辐射以及紫外连续谱可以建立低色球层的大气模型。然后通过巴耳末系连续谱和λ4700埃处的电子散射连续谱的，把低色球模型扩展到中色球层。近年来，火箭和人造卫星的观测取得的大量的紫外发射线资料，又提供了有关中色球层、高色球层和日冕结构以及活动区结构的宝贵信息。 虽然，光球米粒、谱斑以及针状物的存在都表明了光球和色球在结构上的不均匀性,但是,假设物理条件在任何平行于太阳表面的平面内都是均匀的，所谓“均匀大气模型”,对许多实际研究工作是很重要的。目前比较通用的是金格里奇等人在前人的基础上绘出的哈佛,史密森参考大气模型(表1)，表中描述了压力P、密度ρ、温度T 随高度h 的分布。 表2是延伸至20,000公里高层的均匀大气模型(表中Ne为电子密度),表3是光球、色球的不均匀性的非均匀大气模型。 色球能向上延伸到如此之高，而且长期稳定地维持这样慢的密度递减规律，是因为从光球到色球之间存在着湍流运动。1928年英国的麦克雷首先,在2,000,4,000公里高度之间,只要具有每秒15公里的气体湍流运动，就可以推导出和观测数据接近的色球中密度递减规律。这种湍流运动的机械能，使色球不致在它本身的重力作用下落向太阳。 参考书目 R.J.Brand and R.E.Loghhead，The Solar Chromos-phere,Chapman and Hall,London,1974. R.G.Athay ed.， The Solar Chromosphere and Corona:Quiet Sun，D.Reidel Publ.Co.，Dordrecht,Holland,1976