PDF《论太阳大气的温度分布》

论太阳大气的温度分布 林诗俊 (新疆乌鲁木齐建设路

26 号设计院,830002) 摘要:本文详细分析了造成太阳大气的温度分布的物理机制,认为太阳色球层,日冕层的高 温分布是由于在色球层中上升的高温气体中的分子 (离子, 粒子和电子) 的平均自由程很长, 在电场力速率分离作用和引力速率分离作用下分子按速率发生了剧烈分离造成的.

关键词:平均自由程,引力速率过滤作用,电场力速率过滤作用,光球层,色球层,日冕, 太阳大气. 我们知道,太阳大气中温度分布由光球层表面的六千多开直到日冕外层的一百多万开 的现象是一个迄今为止还没有得到合理解释的问题. 本文将以部分观测数据为准再结合本人 近期对分子系统的研究结论对这一问题进行讨论.下列四表是从《物理量与天体物理量》 [ ]

1 择编所得(表中 N/Ne ,?T/?h 是新加的) : 表一:太阳中心到光球顶部的部分参数. r(距离) T(温度) ρ(密度) log P(压强) 千米

3 10

0 70

348 689 692.5 695.3 696.0

6 10 开15.5 13.0 3.4 0.052 0.031 0.014 0.006 克.厘米

3 ?

160 89 1.00 0.00005 0.00002 0.0000001 0.0 达因.厘米

2 ? 17.53 17.20 14.67 8.32 7.68 6.15 ? 表二:反变层(从色球大部分延伸到光球)的部分参数. h(高度) T log N log Ne log N/Ne ?T/?h 千米

2000 1350

560 320(色球底) 0(光球顶) -27 -56 开9000

6500 4180

4560 6430

7120 8100 每立方厘米 11.01 12.25 15.20 16.13 17.18 17.19 17.21 每立方厘米 10.51 10.85 11.04 11,96 13.81 14.33 14.94 0.50 1.40 4,16 4.17 3.37 2.86 2,27 开每千米 3.85 2.94 -1.58 -5.84 -25.56 -33.79 -34.38

1 http://www.paper.edu.cn -72 -88

8650 9200 17.22 17.22 15.30 15.54 1.92 1.68 -34.38 表中 N 为单位体积内的(粒子+离子+电子)数,Ne 为单位体积内的电子数. 表三:色球和过渡层(单位和字母意义同上表)的部分参数. h(千米) T(开) log N log Ne log N/Ne ?T/?h

0 200

500 1000

1500 1680

1900 1990

2000 2010

2100 4560

4180 5230

6420 8000

9000 11000

28000 100000

190000 470000 16,13 15.35 14.08 12.25 11.17 11.01 10.82 10.40 10.11 9.77 9.32 11.96 11.18 10.88 10.87 10.54 10.51 10.49 10.10 9.81 9.47 9.02 4.17 4.17 3.20 1.38 0.63 0.50 0.33 0.30 0.30 0.30 0.30 -5.84 -1.9 3.5 2.38 3.16 5.56 9.09 188.89

7200 9000

3111 表中高度从表二色球底

320 千米处算起,1680 米处为色球顶部,1900 千米附近向上为过渡 层. 表四:日冕温度和电子密度的径向变化参数(近似数据) . r日1.0 1.2 1.5

2 3

5 10

20 215 T(10 )

6 0.5 1.2 1.7 1.8 1.7 1.4 1.1 0.8 0.2 log Ne 9.0 7.90 7.28 6.52 5.65 4.90 4.1 3.2 0.7 ΔT/Δh

3111 5.03 2.39 0.28 -0.14 -0.21 -0,09 -0.04 表中,r日 为太阳半径,1.0 表示高度为

1 个太阳半径,以此类推.表中第一行 1.0 是近似 值,一般取 1.003 作为日冕底层,从表中数据来看大约取在表三的过渡区

2100 千米处.表 中的电子密度取的是原表的极大值,第三列的电子密度为原表上下两项的电子密度的平均 值.在日冕层中电子占绝对多数,离子的密度很小,每立方厘米大约只有

106 到109 个离子 .比较表三和表四可以看出,两表高度衔接的不太好,不过,通过以上各表并不影响我 们得到如下结论: [ ]

2 第一点;

太阳大气从光球底部(光球顶部向下

500 千米)约上万开到光球顶部下降到

6340 开,到光球上部

320 千米处的色球底部,温度降到

4560 开,高度为

560 千米时,温度 降到最低的

4180 开,随后,随着高度增加温度不断升高,到光球上部

1350 千米处,温度上 升到

6500 开,这已经恢复到光球表面的温度;

到达色球顶部

2000 千米处,温度增加到

9 2 http://www.paper.edu.cn 千开(对应表三

1680 千米高度处) ;

从色球顶部向上进入过渡层,温度急剧升高,进入日冕 层,温度的升高变慢,到达

2 倍太阳半径时,温度达到最高的

180 万开,随后高度升高温 度开始降低. 第二点:存在两个特殊温度变化区.第一个变化区在表二所表示的反变层,出现在由光 球顶部温度从

6340 开向上逐渐降温最低到

4180 开,然后又升温,到1350 千米处又升高到

6500 开,形成两个高温层之间夹着一个低温层的三明治式温度分布结构.第二个变化区在 表三所示约

1900 千米以上的过渡区,在这个区域,温度随高度增高急剧升高,形成一个急 剧变温层结构. 第三点:由于日冕层几乎全部为电子组成,因此,相应的带正电离子都集中在光球层和 色球层,这一点从以上各表不难看出,这就是说,在光球层直到日冕高层之间存在一个由光 球层指向日冕层远端的电场.下面将看到,这个电场是很强的,对太阳大气的温度分布起着 重要的,关键性的作用. 首先我们来分析形成由两个高温层中间夹着一个低温层的三明治式温度结构的原因, 由 最简单的热学知识不难明白, 若没有某种原因能不断地向中间低温层输送低温物质 (另一个 原因是不断将低温层的热量不断抽走,这一原因在这种情况下是不存在的) ,两边的高温层 就会通过热传递不断加热中间的低温层,经过一段时间后,温度将趋于一致.也就是说,这 种温度形式是不存在的.那么,这些持续不断的低温物质是从那里来的呢?我们注意到,在 太阳大气层中的光球层和色球层存在剧烈的对流, 如米粒组织和超米粒组织, 光球层中的米 粒组织是光球层大气与色球层之间的循环气流, 它不断地将高温气流传到光球之上, 同时色 球层的低温气流向下流回光球层;

而超米粒组织是色球层大气与日冕层之间的循环气流, 它 不断地将高温气流传到日冕层, 同时日冕层的低温气流向下流回色球层. 米粒组织和超米粒 组织中气流的流动情况如附图一所示.由平均速率公式 [ ]

3 : m kT v π

8 = (1) 和方均根速率公式: m kT vs

3 = (2) 可以求出分子的平均速率和方均根速率.表五是在不同温度下几种元素的原子由(1) (2) 式算得的方均根速率和平均速率(表中括号中的数据)的参考值: 表五:几种不同元素的原子在不同温度下的方均根速率和平均速率. T 开10

3 10

4 10

5 5*10

5 10

6 1.8*10

6 H(1) 4.97 (4.58) 15.72 (14.48) 49.74 (45.83) 111.23 (102.48) 157.30 (144.92) 211.04 (194.43)

3 http://www.paper.edu.cn He(4) 2.46 (2.27) 7.86 (7.24) 24.87 (22.91) 55.66 (51.28) 78.65 (72.46) 105.52 (97.21) O (16) 1.27 (1.17) 3.68 (3.39) 12.44 (11.46) 27.81 (25.62) 39.33 (36.23) 52.76 (48.61) Mg(24) 1.01 (0.93) 3.21 (2.96) 10.15 22.70 (20.97) 32.11 (29.58) 43.08 (39.69) Si(28) 0.94 (0.87) 2.97 (2.74) 9.40 (8.66) 21.02 (19.37) 29.73 (27.39) 39.88 (36.74) Ca(40) 0.79 (0.73) 2.49 (2.74) 7.86 (7.24) 17.59 (16.21) 24.87 (22.91) 33.37 (30.74) Fe(55.85) 0.67 (0.62) 2.10 (1.93) 6.66 (6.14) 14.88 (13.71) 21.05 (19.39) 28.24 (26.01) Ni(58.69) 0.66 (0.61) 2.09 (1.93) 6.61 (6.09) 14.77 (13.61) 20.89 (19.25) 28.03 (25.82) e 212.23 (195.53) 674.28 (621.20) 2123.27 (1956.54) 4767.91 (4392.64) 6742.84 (6212.13) 9046.47 (8334.45) 表中元素符号后的括号内的数为原子量, 后面每一格中数据所对应的单位是千米每秒, 如氢 后第一格 4.97 的意义是在

1 千开温度下氢原子的方均根速率为 4.97 千米每秒,以此类推;

表中最下面一行是电子气在不同的温度下对应的方均根速率和平均速率. 从表中可以看出, 在各种元素的原子中, 氢的平均速率和方均根速率在同一温度下是最 高的,其他元素的粒子的速率比这还要低,由麦克斯韦速度分布律知,2 倍平均速率或方均 根速率内的分子数几乎已经包括了一个分子系统中的所有分子(参看附图二) ,大于

2 倍平 均速率或方均根速率的分子只占极少数, 氢在一百八十万开的日冕层最高温度下, 平均速率 的2倍也没有超过太阳表面的逃逸速度 (在日冕上百万开的高温区, 已经接近在那里的逃逸 速度,不过在那里除了电子几乎没有其他离子) ,因此,太阳大气中绝大部分元素的原子都 不会逃逸太阳,相反,绝大部分太阳大气都会被太阳的引力场束缚住,不会飞向空间.由表 可以看出, 在1万开温度下, 除了电子气的平均速率超过了太阳表面的逃逸速度 617.7 千米 每秒外,其他所有的粒子的平均速率都比逃逸速度小的多,设到达色球上部的气体温度为

1 万开,我们先考虑除了电子外的粒子(也包括离子)在重力场作用下的行为,由于这些区域 的粒子密度很低, 粒子的平均自由程很长, 粒子之间的相互碰撞占用的时间与粒子的自由运 动时间相比可以忽略, 在太阳重力的作用下, 那些运动方向指向太阳外部或斜向外部的速率 大的粒子在完成一次碰撞过程中将比同方向的速率低的粒子上升到更高的高度, 多次碰撞的 结果是, 速率高的粒子与速率低的粒子之间发生明显的分离, 速率高的粒子将位于速度率低 的粒子之上,同时速率低的粒子在重力的作用下起初会以分散的形式下降,在下降过程中, 在气体内部的扰动下会逐渐集中起来形低温粒子流流向色球底部. 在稀薄的气体中还会形成

4 http://www.paper.edu.cn 大量的随机局部低温冷点 ,这些随机局部低温冷点在引力作用下比单个低速率粒子下降 的距离更大, 这些随机局部低温冷点通过相互间汇合或在气体内部的扰动下会集中起来形成 更大的低温粒子流流向色求底部. 这些低速率粒子进入光球层的过程中又会重新被加热. 另 一方面,在一个分子系统中,虽然速率高的分子的数目很少,但是它们之间的速率差别却很 大,进入高处的高速率粒子在重力作用下加上高处气体更稀薄,粒子的平均自由程更长,粒 子之间由于速率的巨大差别会发生急剧的分离, 由于高速率粒子意味着其对应于高温度, 因此, 在这粒子按速率急剧分离的区域的温度也相应的发生剧烈的变化, 这样以来就形成色球 上部的过渡区温度由内向外温度急剧升高的现象 (由于电子分离造成过渡区温升加剧的问题 将在下面讨论) .这种在引力场作用下的稀薄气体中,由于粒子的平均自由程很长,因而使 得粒子的速率发生分离的作用称为引力速率过滤作用. 在太阳色球层的稀薄大气中低速率粒 子沿重力方向降落的现象可以通过粒子运动时,由粒子辐射的多普勒效应来测定.不过,从 色球层产生的抛向日冕层的大量日珥经过抛物线轨迹又返回色球层的现象即可推知, 色球层 中的低速率粒子会沿重力方向降落到色球层的底部. 至于粒子降落的形式, 一般先是以分散 的形式降落, 然后逐渐集中形成粒子流形式降落. 米粒组织和超米粒组织本身就是一种高温 气体上升,低温气体下降的对流形式. [ ]

4 电子在色球上部不仅受到引力速率过滤作用, 而且, 更重要的是受到从色球层直到日冕 层顶部的大范围的比电子受到的引力速率过滤作用大的多的电场力速率过滤作用. 从表五可 以看出, ........