日珥

日珥（prominence）[1]，是从太阳表面向外延伸的大型电浆和磁场结构，通常呈环形。日珥固定在太阳表面的光球中，其组成与色球的组成相似，并向外延伸到日冕。虽然日冕由极热的电浆组成，但日珥包含的电浆要冷得多。

日珥在大约一天的时间尺度上形成，但可能在日冕中持续数周或数月，并伸入太空中数十万公里。有些日珥可能导致日冕物质抛射。科学家们目前仍在研究日珥的形成管道和原因。

典型的日珥延伸数千公里；有记录以来最大的一次估计其长度超过了800,000 km（500,000 mi）[2]，大致相当于太阳半径。

在HeII发射的304 Å（30.4 nm）辐射中捕获的日珥假色影像。

历史
在日全食期间，太阳边缘有时可以看到红色的日珥（边缘上突起的许多红色小斑点）。

对日珥的第一次详细描述是在14世纪的劳伦特编年史（Laurentian Codex），描述了1185年5月1日日食。它们被描述为"火焰般的火红舌头"[3][4][5]。

安杰洛·西奇在1860年7月18日日食期间首次拍摄日珥的照片。从这些照片中，首次可以得出高度、发射频率和许多其它重要参数[6]。

在1868年8月18日日食期间，光谱仪首次探测到日珥发射线的存在。氢线的探测证实日珥本质上是气态的。皮埃尔·让森还检测到现时已知但当时未知的元素氦相对应的发射线。之后的日子里，让森观察没有被月球遮挡的太阳发射线，证实了他的量测结果，这是以前从未完成过的任务。利用他的新技术，天文学家能够每天研究日珥[7]。

分类
太阳盘面的Hα影像显示了宁静丝状体（QF）、中间丝状体（IF）和活跃丝状体（ARF）。

现时有许多不同的日珥分类方案在使用。最广泛使用的基本方案之一是根据日珥形成的磁环境对日珥进行分类。它们分为三类：

  • 活跃日珥或活跃丝状体：在磁场相对强烈的活跃区中心形成。活跃日珥的寿命从几小时到几天不等，而且比属于其它类的日珥更频繁的爆发[8]。由于位于活跃区内，活跃日珥通常位于太阳影像（）的低纬度区[9][10]
  • 中间日珥或中间丝状体：在弱单极和活跃区之间的谱斑区域形成。
  • 宁静日珥或宁静丝状体：在远离任何活跃区域的弱背景磁场中形成[11]。与活跃日珥不同，宁静日珥相对稳定，寿命从几周到几个月不等，因此得名（quiescent）[8]。宁静日珥通常位于被称为极冠的高纬度地区[9][10]。此外，宁静日珥在日冕中的高度通常比活跃日珥高得多。

活跃日珥和宁静日珥也可以通过其发射的光谱来区分。活跃日珥的光谱与具有强HeII线，但电离金属线非常弱的上色球光谱相同。另一方面，宁静日珥的光谱与在色球中高度在1,500 km（930 mi），具有强H、HeI和电离金属线，但弱HeII线的色球光谱相同[12]。

形态学

丝状体信道

日珥在称为丝状体信道的磁性结构中形成，它们被日冕形成的热遮罩环绕与支撑着，不受到重力的影响。这些信道存在于色球和下日冕中，位于称为极性反转线（PIL）[lower-alpha 1]划分出的光球磁性相反的区域中。丝状体信道的存在是形成日珥的必要条件，但丝状体信道可以在不包含日珥的情况下存在。在丝状体信道的整个生命周期内，多个日珥可能会从同一个丝状体信道内形成和爆发。构成丝状体信道的磁场主要是水平的，在PIL的两侧指向相同的方向（参见§ 手性）[13][14][15]。

日珥的物质不占据丝状体信道的整个宽度；密度小于日冕的隧道状区域称为日冕腔，占据了日珥和上覆的磁拱廊之间的体积[7]

刺和倒钩

典型的日珥具有沿著称为脊柱的丝状体信道定向的狭窄结构。脊柱是一个突出物的上部主体，通常呈垂直片状，在两端向光球发散。许多日珥也有较小的结构，称为倒刺，类似从脊柱向色球和光球发散。脊柱和倒刺都是由细线组成的，它们追迹磁场，类似于针状体[14]。

构成日珥内核的脊柱和倒刺都是冷日珥物质，被有陡峭的温度梯度的日珥-日冕过渡区（prominence-corona transition region，PCTR）包围着。日珥的大部分光学辐射都来自PCRT[7]。

Hα的影像显示活跃丝状体的脊柱、两个倒钩和指向平行于PIL的针状体[13]。

覆盖结构
条目：盔状流

在丝状体信道上方有一个巨大的磁性，它可以从50,000至70,000 km（31,000至43,000 mi）进入日冕。在这些拱廊上方，闭合的日冕磁场可能会径向向外延伸，形成所谓的盔状流[16]。这些盔状流的高度可能到达太阳表面上方相当于太阳半径或更高的位置[7]。

手性

丝状体信道及其日珥突起（如果存在）显示出手性。当从具有正磁极性的丝状体信道一侧观察时，如果水平磁场向右，则该信道被称为右旋，而如果水平磁场向左，则称为左旋。在太阳的北半球，右旋信道较为频繁，而在南半球，左旋信道较为频繁。

水平取向的磁场导致沿着丝状体信道的针状体几乎平行于PIL，并且在PIL的相对侧上彼此反向平行。这些针状体的指向方向取决于信道的手性。在具有正磁极性的PIL一侧，右旋信道具有向右流动的针状体和向右的倒钩，而左旋信道具有向左流动的针状体和向左的倒钩。此外，右旋信道的上覆磁弧是左偏斜的，左旋信道的磁弧是右偏斜的[7]。

组成

导致日珥形成的确切机制现时尚不清楚。模型必须能够解释丝状体信道的形成及其与半球相关的手性，以及构成日珥内核的致密电浆的起源[7]。

爆发
参见：日冕物质抛射

一些日珥被称为爆发日珥。这些爆发的速度可以从600km/s到1,000km/s[17]。至少70%的爆发日珥与日冕物质进入太阳风的喷发有关，称为日冕物质抛射[18]。

相关条目

注解
  1. 划分出光球磁极性相反区域。通常称为极性反转线（polarity inversion lines，PIL），极性反转边界（polarity reversal boundaries，PRB）或中性线。

参考数据
  1. 当在空间的背景下观察时（离开边缘）称为日珥；但当在太阳表面观察时（在盘面上），它们则被称为丝状体（filaments）。.
  2. Atkinson, Nancy. . Universe Today. 6 August 2012 [11 August 2012]. （原始内容存档于2012-08-11）.
  3. . SOLAR PHYSICS HISTORICAL TIMELINE (0–1599). High Altitude Observatory. 2008 [2022-11-30]. （原始内容存档于2022-07-06）.
  4. (PDF). Great Moments in the History of Solar Physics. Université de Montréal. 2008 [30 March 2015]. （原始内容存档于21 August 2015）.
  5. Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne. (PDF). 2003 [30 March 2015]. （原始内容存档 (PDF)于2016-03-05）. |volume=被忽略 (帮助); |number=被忽略 (帮助)
  6. Secchi, Angelo. . Paris. 1870: 378 [2022-11-30]. （原始内容存档于2021-10-27）.
  7. Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn. . Springer. 2015. ISBN 978-3-319-10415-7.
  8. Mackay, D. H.; Karpen, J. T.; Ballester, J. L.; Schmieder, B.; Aulanier, G. . Space Science Reviews. April 2010, 151 (4): 333–399. arXiv:1001.1635 可免费查阅. doi:10.1007/s11214-010-9628-0.
  9. Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley. . December 1962. （原始内容存档于June 2, 2021）.
  10. Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. . International Astronomical Union Colloquium. 1998, 167: 484–487. doi:10.1017/S0252921100048132 可免费查阅.
  11. Engvold, Oddbjørn. . International Astronomical Union Colloquium. 1998, 167: 22–31. doi:10.1017/S0252921100047229 可免费查阅.
  12. Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar. . The Astrophysical Journal. 1960, 131: 717–724.
  13. Parenti, Susanna. (PDF). Living Reviews in Solar Physics. 2014, 11 [29 January 2022]. doi:10.12942/lrsp-2014-1. （原始内容存档 (PDF)于2022-11-30）.
  14. Gibson, Sarah E. (PDF). Living Reviews in Solar Physics. December 2018, 15 (1): 7 [29 January 2022]. doi:10.1007/s41116-018-0016-2. （原始内容存档 (PDF)于2023-04-03）.
  15. Gaizauskas, V. . International Astronomical Union Colloquium. 1998, 167: 257–264 [31 May 2022]. ISSN 0252-9211. doi:10.1017/S0252921100047709. （原始内容存档于2022-11-30） （英语）.
  16. Guo, W. P.; Wu, S. T. . The Astrophysical Journal. 10 February 1998, 494 (1): 419–429 [19 April 2022]. doi:10.1086/305196. （原始内容存档于2022-11-30）.
  17. . solar.physics.montana.edu. [2 January 2010]. （原始内容存档于1999-02-10）.
  18. Gopalswamy, N.; Shimojo, M.; Lu, W.; Yashiro, S.; Shibasaki, K.; Howard, R. A. . The Astrophysical Journal. 20 March 2003, 586 (1): 562–578. doi:10.1086/367614.

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外部链接
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