关于太阳风介绍

[拼音]：taiyangfeng

[外文]：solar wind

从太阳外层大气不断发射出的稳定的粒子流。太阳外层大气──日冕，具有极高的温度，作用于日冕气体上的引力不能平衡压力差，因此日冕中很难维持流体静力平衡，日冕不可能处在稳定静止状态，而是稳定地向外膨胀，热电离气体粒子连续地从太阳向外流出，就形成太阳风。近年来的观测表明，存在于日冕中的冕洞同地球附近的太阳风有很好的相关性，而长寿命的冕洞(即M区)更是太阳风的风源。

最早人们是从彗尾总是背向太阳这种天象中猜测到太阳风的存在。近年来利用卫星观测近地空间终于证实有太阳风存在。太阳风的基本物理参量如下：

流速 约450公里/秒

质子或电子数密度 8个/厘米3

质子温度 4×104K

质子的热各向异性比值 2

电子温度 1×105～1.5×105K

磁场 5×10-5高斯

太阳风的理论模型，是按稳定态球对称的日冕向外扩张的物质流处理的。这种理论模型必然导致无结构的太阳风。但是实际上太阳风中很少存在这种状态，几乎所有观测到的参量都有一种无规则的起伏。起伏的原因可归诸空间的不均匀性或随时间变化的因素，是日面上发生的天体物理现象在行星际空间的反映。相对宁静的太阳风只有在太阳活动极小年才会存在。从不同太阳活动水平年份的观测结果中可以看出，随着太阳活动程度的降低，太阳风的流速也降低。当太阳风流速降至每秒320公里时，近似地可认为太阳风处于宁静状态。

既然太阳风起源于太阳外层大气，人们有理由认为太阳风的化学成分和太阳外层大气的化学成分相似。奇怪的是，根据“水手”2号、“探险者”34号 、“维拉”3号的观测结果，长时期的平均氦丰度约为氢的4.5％左右，低于太阳光球中氦氢丰度比。这个事实意味着氢在日冕膨胀过程中也许比氦更加容易从太阳中脱逸，也就是说，不同荷质比的离子在日冕膨胀中会分离，导致日冕重离子的引力沉淀。此外，太阳风中氦氢丰度比变化很大，升降幅度有时可达一个数量级之多，成因至今还是一个谜。观测表明，高氦量等离子体常常在日地间激波（见日地间激波和磁流间断）或地磁扰动突然开始后5～12小时内出现，这说明它与太阳爆发有关。

太阳风中的动力学现象包含许多随时间变化的复杂结构（其中有高速等离子体流、日地间激波和阿尔文起伏等），大致可分为两类:一类同日面上长寿命的活动区有关；另一类同日面上爆发过程有关，常以激波的形式出现。这种激波是由耀斑区抛射出的快速等离子体压缩太阳风而形成的。因为等离子体具有较高的电导率，阻止了快速的相互渗透，所以只要抛射出来的快速等离子体与太阳风的相对速度超过声速，就会形成这种激波波阵面。在地球附近，这种激波的平均传播速度每秒约500公里。日地间激波平均传输的时间约55小时，由此算出平均传播速度每秒为760公里，较地球轨道附近实测激波速度略大，因此传输过程中可能有某些微小的减速。

太阳风的大尺度性质可用流体模型来描述，其初级理论是美国天体物理学家帕克完成的。近年来的理论发展主要集中在研究两种模型上，即单流体模型和双流体模型。二者以不同方法处理能量方程。前者假设能量方程中电子温度和质子温度相同，并且认为在日冕底层区域之外唯一的能源来自热传导。后者假设电子温度和质子温度不同，需要分别建立电子气体和质子气体的能量方程，并且通过电子和质子间的库仑碰撞交换项将两个能量方程耦合起来。目前尚难判定哪种模型更好。单流体模型所预言的温度值与观测值较为吻合，但未能导出电子和质子的温度差异。双流体模型导出电子温度大于质子温度。这个推断与观测结果一致，但是与实际观测值比较起来，电子温度的理论值偏高，质子温度的理论值过于偏低。不论是单流体模型或双流体模型，只靠来自热传导和对流的能量传输是不够的，也许还有另外的能量传输形式，例如激波、磁流体力学波或磁湍流等起着重要作用（见宇宙磁流体力学）。同样，太阳附近对日冕增温有影响的机构，可能在日冕外区域仍起作用。

参考文章

• 太阳风暴生态安全
• 太阳风SolarWind地球科学
• 什么是太阳风域?生态安全
• 为什么太阳风会影响地球上的电子信号？天文天体