日珥编辑本段回目录
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突出日面边缘的一种太阳活动现象。它们比太阳圆面暗弱得多,在一般情况下被日晕(即地球大气所散射的太阳光)淹没,不能直接看到。因此必须使用太阳分光仪、单色光观测镜等仪器，或者在日全食时才能观测到。
研究简史 日全食时，用肉眼可以看见火红色的日珥。1842年7月8日日全食的观测，留下了最早的、明确的日珥观测记录。1860年7月 18日日全食时拍摄了日珥的照片。1868年8月18日日全食时，拍到日珥的光谱,确定日珥的主要成分是氢。此外，还在日珥光谱中发现一条波长为5876埃的黄线，但在当时实验室里从未见过这条谱线,遂把发出这种谱线的物质命名为Helium(氦),此字源于希腊语Helios（太阳），意即太阳元素。到1895年，才在实验室里提炼出氦。从二十世纪初期起，天文学家用分光仪等仪器对日珥的光谱、物态、结构、运动、形成、演变等进行了大量的研究。近年来空间探测兴起，在地球大气层外拍得了日珥的紫外线和 X射线光谱。此外，还对日珥进行了射电观测。
形状和分类 日珥的形状变化万千,有的象浮云,有的似喷泉，还有圆环、拱桥、火舌、篱笆等形状的。日珥的大小不一,一般说来,长约200,000公里,高约30,000公里，厚约5,000公里。日珥主要存在于日冕中,但下部常与色球相连。日珥有很复杂的精细结构，一般由许多条细长的气流组成。流线上有称为节点的亮块或亮点。
根据形态和运动的特征，日珥可以分为若干类型。已经提出几种不同的日珥分类法，比较流行的是把日珥分成六大类：①活动日珥,②爆发日珥,③黑子日珥（出现在黑子群上空），④龙卷日珥（象龙卷风一样，具有扭曲形状），⑤宁静日珥，⑥冕珥（从日冕空间发出的细流状日珥）。每一大类又分为若干小类。分类的界限并不绝对，例如，有的宁静日珥可以突然转变为活动日珥或爆发日珥。（见图1）
日珥的数目和面积都与11年的太阳活动周有关，随黑子相对数而变化。但变化幅度没有黑子相对数那样大。
运动 日珥的运动很复杂,具有许多特征。例如,在日珥不断地向上抛射或落下时，若干个节点的运动轨迹往往是一致的；当日珥离开太阳运动时，速度会不断增加，而这种加速是突发式的，在两次加速之间速度保持不变;在日珥节点突然加速时,亮度也会增加。对于这些现象还没有满意的解释。主要问题是：日珥的密度远大于日冕，但宁静日珥可长期存在于日冕中，既不坠落也不瓦解。是什么力量支撑和维持着它？活动日珥和爆发日珥的速度可高达每秒几百公里，动力从何而来？日珥运动往往突然加速，甚至宁静日珥会一下子转变为活动日珥，原因是什么？这些问题都有待于进一步研究。一般认为，除重力和气体压力外，电磁力在日珥运动中是一个重要因素。日珥运动状态的突变可能与磁场的变化有关。
光谱 通过光谱分析，可以测定日珥的物理参数和化学成分，了解日珥物质的激发和电离状态，建立日珥的结构模型，并研究太阳辐射（尤其是日冕的紫外线和X射线）对日珥的影响。
日珥的光谱包括许多条发射线和暗弱的连续光谱。在可见区,主要的发射线是氢的巴耳末系（从Hα 起，最多已看到约40条线）,此外,还有氦以及钙、铁、镁、钛、锶等金属的谱线。利用不同元素的谱线宽度，可求得日珥的温度约为7,000K，湍流速度约4公里/秒。从巴耳末线的数目和谱线轮廓的分析，都可得出日珥的电子密度约为每立方厘米1011个，日珥的物质密度也与此相近。
日珥发射线谱线展宽的主要原因是多普勒致宽和辐射阻尼；斯塔克效应的作用很小。巴耳末线的前几条以及钙的H、K等强线都受到自吸收的显著影响。日珥的连续光谱主要是从3646埃开始向短波方向延伸的巴耳末连续区。利用连续光谱的能量随波长的分布，也可以推算出日珥的温度和密度。
1973年5月发射的天空实验室，用特制的仪器在280～1350埃拍摄了大量的日珥和暗条光谱。在这个波段范围内的许多条发射线，有的(例如氢的赖曼系)来自日珥的低温(约10-4K)内核,有的（例如 CⅡλ1336埃和CⅢλ977埃）来自日珥与日冕之间的中介层(温度约105K)。除光波外,日珥还发出射电波,在毫米波段已经有观测记录。
磁场 表明日珥具有磁场的事实是：①活动日珥的运动轨迹和环状日珥本身都很象磁力线；②日珥是一团温度较低(约7,000K)的等离子体，却能在高温(约106K)的日冕中产生并长期存在，很可能是因为，具有隔热作用的磁力线严密地包围住日珥；③日珥的物质密度比日冕高103～10-4倍，而能长期悬浮在日冕中不坠落和弥散，很可能是靠磁场来支持和维持的。从1960年开始，天文学家用太阳磁像仪测量日珥的磁场。结果表明，宁静日珥的磁场强度约为10高斯,而活动日珥可达200高斯。宁静日珥中的磁力线主要沿水平方向，活动日珥的磁场结构较为复杂，爆发日珥的磁力线大概是螺旋状的。
形成和演化 日珥的形成问题尚未解决。最难解释的是，大部分日珥在比它们稀薄得多的日冕中存在，常常在几乎是空无一物的日冕中突然浮现出日珥。计算表明，日冕的全部物质都不够凝聚成几个大日珥,因此,日珥的物质基本上来自色球层。近年来比较流行的日珥形成理论,认为日珥出现在日冕磁力线的马鞍形凹陷处(图2)。如果由于某种原因，日冕磁力线有局部的凹陷，这时与磁场“冻结”在一起的色球物质沿磁力线运动,会有一部分留存在这样的“磁坑”内,由此形成日珥。从侧面看（图3）,由于日珥物质所受的重力与洛伦兹力正好平衡，磁力线可以把日珥支撑住。
日珥在演化过程中与其他活动现象密切相关。首先，许多日珥与太阳黑子有密切联系。这主要表现在活动日珥向黑子抛射物质，而黑子也通过冲浪向日珥补充物质。其次,耀斑产生的波动可引起日珥振动,并且所有的环状日珥都是耀斑爆发的产物。此外，相邻日珥也可能相互作用。(见彩图)
E.Tandberg-Hanssen，Solar Prominences, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht, Holland,1974.
研究简史 日全食时，用肉眼可以看见火红色的日珥。1842年7月8日日全食的观测，留下了最早的、明确的日珥观测记录。1860年7月 18日日全食时拍摄了日珥的照片。1868年8月18日日全食时，拍到日珥的光谱,确定日珥的主要成分是氢。此外，还在日珥光谱中发现一条波长为5876埃的黄线，但在当时实验室里从未见过这条谱线,遂把发出这种谱线的物质命名为Helium(氦),此字源于希腊语Helios（太阳），意即太阳元素。到1895年，才在实验室里提炼出氦。从二十世纪初期起，天文学家用分光仪等仪器对日珥的光谱、物态、结构、运动、形成、演变等进行了大量的研究。近年来空间探测兴起，在地球大气层外拍得了日珥的紫外线和 X射线光谱。此外，还对日珥进行了射电观测。
形状和分类 日珥的形状变化万千,有的象浮云,有的似喷泉，还有圆环、拱桥、火舌、篱笆等形状的。日珥的大小不一,一般说来,长约200,000公里,高约30,000公里，厚约5,000公里。日珥主要存在于日冕中,但下部常与色球相连。日珥有很复杂的精细结构，一般由许多条细长的气流组成。流线上有称为节点的亮块或亮点。
根据形态和运动的特征，日珥可以分为若干类型。已经提出几种不同的日珥分类法，比较流行的是把日珥分成六大类：①活动日珥,②爆发日珥,③黑子日珥（出现在黑子群上空），④龙卷日珥（象龙卷风一样，具有扭曲形状），⑤宁静日珥，⑥冕珥（从日冕空间发出的细流状日珥）。每一大类又分为若干小类。分类的界限并不绝对，例如，有的宁静日珥可以突然转变为活动日珥或爆发日珥。（见图1）
分布 日珥在太阳南、北两半球不同纬度处都可能出现，但在每一半球都主要集中于两个纬度区域，而以低纬度区为主。低纬区的日珥的分布与黑子的分布相似，按11年太阳活动周不断漂移。在活动周开始时，日珥发生在30°～40°范围内，然后逐渐移向赤道，在活动周结束时所处的纬度平均约为17°。这比黑子区域的平均纬度始终高10°左右。至于高纬度区，日珥大约在黑子极大期过去三年后才出现，一直存在到黑子极小期。高纬度区的日珥并不漂移，都在45°～50°范围内。上述两个区域的分界约在纬度40°处。
日珥的数目和面积都与11年的太阳活动周有关，随黑子相对数而变化。但变化幅度没有黑子相对数那样大。
运动 日珥的运动很复杂,具有许多特征。例如,在日珥不断地向上抛射或落下时，若干个节点的运动轨迹往往是一致的；当日珥离开太阳运动时，速度会不断增加，而这种加速是突发式的，在两次加速之间速度保持不变;在日珥节点突然加速时,亮度也会增加。对于这些现象还没有满意的解释。主要问题是：日珥的密度远大于日冕，但宁静日珥可长期存在于日冕中，既不坠落也不瓦解。是什么力量支撑和维持着它？活动日珥和爆发日珥的速度可高达每秒几百公里，动力从何而来？日珥运动往往突然加速，甚至宁静日珥会一下子转变为活动日珥，原因是什么？这些问题都有待于进一步研究。一般认为，除重力和气体压力外，电磁力在日珥运动中是一个重要因素。日珥运动状态的突变可能与磁场的变化有关。
光谱 通过光谱分析，可以测定日珥的物理参数和化学成分，了解日珥物质的激发和电离状态，建立日珥的结构模型，并研究太阳辐射（尤其是日冕的紫外线和X射线）对日珥的影响。
日珥的光谱包括许多条发射线和暗弱的连续光谱。在可见区,主要的发射线是氢的巴耳末系（从Hα 起，最多已看到约40条线）,此外,还有氦以及钙、铁、镁、钛、锶等金属的谱线。利用不同元素的谱线宽度，可求得日珥的温度约为7,000K，湍流速度约4公里/秒。从巴耳末线的数目和谱线轮廓的分析，都可得出日珥的电子密度约为每立方厘米1011个，日珥的物质密度也与此相近。
日珥发射线谱线展宽的主要原因是多普勒致宽和辐射阻尼；斯塔克效应的作用很小。巴耳末线的前几条以及钙的H、K等强线都受到自吸收的显著影响。日珥的连续光谱主要是从3646埃开始向短波方向延伸的巴耳末连续区。利用连续光谱的能量随波长的分布，也可以推算出日珥的温度和密度。
1973年5月发射的天空实验室，用特制的仪器在280～1350埃拍摄了大量的日珥和暗条光谱。在这个波段范围内的许多条发射线，有的(例如氢的赖曼系)来自日珥的低温(约10-4K)内核,有的（例如 CⅡλ1336埃和CⅢλ977埃）来自日珥与日冕之间的中介层(温度约105K)。除光波外,日珥还发出射电波,在毫米波段已经有观测记录。
磁场 表明日珥具有磁场的事实是：①活动日珥的运动轨迹和环状日珥本身都很象磁力线；②日珥是一团温度较低(约7,000K)的等离子体，却能在高温(约106K)的日冕中产生并长期存在，很可能是因为，具有隔热作用的磁力线严密地包围住日珥；③日珥的物质密度比日冕高103～10-4倍，而能长期悬浮在日冕中不坠落和弥散，很可能是靠磁场来支持和维持的。从1960年开始，天文学家用太阳磁像仪测量日珥的磁场。结果表明，宁静日珥的磁场强度约为10高斯,而活动日珥可达200高斯。宁静日珥中的磁力线主要沿水平方向，活动日珥的磁场结构较为复杂，爆发日珥的磁力线大概是螺旋状的。
形成和演化 日珥的形成问题尚未解决。最难解释的是，大部分日珥在比它们稀薄得多的日冕中存在，常常在几乎是空无一物的日冕中突然浮现出日珥。计算表明，日冕的全部物质都不够凝聚成几个大日珥,因此,日珥的物质基本上来自色球层。近年来比较流行的日珥形成理论,认为日珥出现在日冕磁力线的马鞍形凹陷处(图2)。如果由于某种原因，日冕磁力线有局部的凹陷，这时与磁场“冻结”在一起的色球物质沿磁力线运动,会有一部分留存在这样的“磁坑”内,由此形成日珥。从侧面看（图3）,由于日珥物质所受的重力与洛伦兹力正好平衡，磁力线可以把日珥支撑住。
按照这样的图像，日珥两侧磁力线的方向应当相反，即两边磁场的极性相反。这表示日珥位于局部磁场的中性线（见磁合并）上。观测表明，暗条一般都是极性相反的磁场区域的分界线。这是上述日珥模型的一个旁证。
日珥在演化过程中与其他活动现象密切相关。首先，许多日珥与太阳黑子有密切联系。这主要表现在活动日珥向黑子抛射物质，而黑子也通过冲浪向日珥补充物质。其次,耀斑产生的波动可引起日珥振动,并且所有的环状日珥都是耀斑爆发的产物。此外，相邻日珥也可能相互作用。(见彩图)
参考书目
E.Tandberg-Hanssen，Solar Prominences, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht, Holland,1974.
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