出品：科普中國

作者：屈中權（中國科學院云南天文臺）

監制：中國科普博覽

編者按：為拓展認知邊界，科普中國前沿科技項目推出“未知之境”系列文章，縱覽深空、深地、深海等領域突破極限的探索成果。讓我們一起走進科學發現之旅，認識令人驚嘆的世界。

太陽是離我們最近的恒星，因此也是我們人類能最全面和仔細地進行觀測的恒星。目前，天上（星載太陽望遠鏡）和地面（地基太陽望遠鏡）乃至地下（如太陽中微子探測）都有對準太陽進行無間斷長期觀測的設備，因此，取得新的重要發現不是一件容易的事情。

太陽的特殊結構：并非離中心越遠，溫度就越低

如我們地球一樣，太陽也具有結構，而非均勻的橢球體。

圖1 太陽由核心、輻射層、對流層和大氣構成。而太陽大氣從里到外由光球、色球、過渡區和日冕構成。

（圖片來源：中國科學院光電技術研究所）

最外層為太陽大氣，太陽大氣也是具有結構的。從里到外由我們肉眼可見的光球層、以及裸眼不可見的色球層、過渡區和日冕構成（見圖1）。

太陽中心溫度高達一千五百萬度，那里進行著熱核反應，是太陽最根本的熱能來源。從里往外溫度持續下降，直到光球和色球分界層—溫度極小層（區），這時越往外溫度反而反常地增加。光球靠近溫度極小層（區）的物質溫度為5600度甚至更低，而光球之上色球物質的溫度逐漸升高到幾萬度，再往上經過極薄的過渡區之后溫度陡然上升到日冕的超百萬度。與此同時，太陽大氣的密度一直隨高度降低。

以上是我們人類對帶給我們地球生機勃勃生命的太陽結構的框架性認識。

但是，由于人類目前沒法將設備發送到太陽大氣密度相對高的內部進行直接測量（近年美國Parker Solar Probe 帕克太陽探針在最外的延伸日冕層進行了探測），太陽大氣所有結構和物理性質的確定都是由太陽電磁輻射和高能粒子探測數據推演而來。

比如，以上有關日冕高溫的判定，最初是由人們在19世紀日全食觀測時，記錄了一條日冕綠色發射譜線—日冕綠線（FeXIV530.3nm，十三次電離鐵線，波長為530.3納米），在經過幾十年后根據原子和離子光譜成因的量子理論，推斷出日冕溫度可以高達百萬度以上。之后陸續發現了日冕紅線、黃線和藍線等多條日冕發射線加強了對日冕溫度高達百萬度的認識。

這就是教科書上通常認為日冕溫度超過百萬度的依據來源。它違背了原來認為離太陽中心（核）越遠溫度越低的“常識”。

隨著觀測儀器的發展，人們逐漸認識到，日冕是由眾多溫度不同的等離子體（部分電離或者完全電離的氣體）組成，但是其溫度不低于幾十萬度。比如，現在天上衛星搭載的太陽觀測儀器如太陽動力學天文臺SDO/AIA上的多種紫外譜線成像觀測以及我國先進天基太陽天文臺ASO-S的X射線望遠鏡等設備的觀測表明，日冕的溫度實際上包含了一定范圍——從幾十萬度一直到幾百萬度甚至在活動時達到千萬度。

然而，為何太陽大氣物質溫度會從光球的幾千度到日冕的百萬度以上成為天體物理的世紀難題之一。目前，普遍的看法是由于太陽磁場的存在造成了這一奇特的現象。雖然太陽物理學家提出了幾種可能的機制，具體的機理研究還在不斷的深入。我們的日全食觀測就是眾多努力的項目之一。

不過，以上關于日冕溫度范圍的認識，受到了來自我們日全食觀測數據分析結果的挑戰。

夫瑯和費線是什么？

在更詳細地講述判定日冕各個部分的溫度方法之前，我們需要了解什么是夫瑯和費線。

大家知道，17世紀時，英國偉大的科學家艾薩克牛頓使太陽輻射通過小孔再用三棱鏡分出太陽光七彩部分（這個過程現在術語叫色散，分光后出來的各種顏色集合稱為光譜），然后將七彩陽光通過儀器又合成了白光。由此證實了白光是由多種顏色的光構成。

圖2 色散實驗

（圖片來源：VEER圖庫）

可惜的是，牛頓沒有用窄狹縫代替小孔來提高他的分光棱鏡色散能力。他的同胞沃拉斯頓則于1802年在太陽彩虹光譜中觀測到了黑暗的特征譜線。不過，系統的觀測是由德國人夫瑯和費在1814年進行的，他總共發現了576條這樣的譜線（見圖3），并正確地認識到這些譜線是由太陽大氣中的元素吸收背景連續輻射而產生。

圖3 1814年夫瑯和費（Fraunhofer）用手畫記錄下的太陽吸收譜線（圖中密布的一大堆豎直黑線）。

（圖片來源：科學網）

因此，具有這種特征的譜線被后人命名為夫瑯和費線。根據物理原理對夫瑯和費線的分析，我們可以對天體物理性質進行定量的確定，這一發現開啟了天體物理的大門。

隨著人類的不斷發明和創造，對太陽夫瑯和費線的記錄越來越仔細，或者說光譜色散分辨本領越來越高，圖4便是中等光譜分辨本領的太陽吸收光譜。

圖4 太陽的夫瑯和費譜線

以上用相機記錄下的一排排的太陽夫瑯和費（吸收）線（每排暗的豎直短線段）從上到下為波長較長的紅區到波長較短的紫區?？梢钥吹?，這些夫瑯和費譜線比周圍亮的沒有線段的背景—連續譜來說要暗很多，即輻射強度要小很多。

（圖片來源：N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF）

一般來說，分辨本領越高，就越能將混合的譜線分開，使我們看到更多的譜線。天文工作者可以根據波長等特征，再比較地球實驗室獲得的光譜來證認譜線由什么原子或者離子產生，并且可以確定這些粒子處于基態，或者激發態以及電離態，由此來初步判定產生譜線的粒子所處的環境溫度。

就像臺階一樣，原子或者能級也是間斷的。這一點猶如人爬樓梯，爬得越高所需的能量就越大。如果核外束縛電子從最低的能態——基態到激發態激發或者被電離是由無規則的熱運動產生，那么能級越高所需的溫度就越高。正是由于氫原子能級產生的譜線具有間斷性，使得玻爾給出了原子的量子模型。

更進一步，在譜線證認之后，我們知道有多種物理原因可以改變這些光譜的形狀（譜線輪廓）。如比前面提到的譜線線核寬度可以提供給我們更定量的溫度信息。天體物理學家正是根據這些輪廓形狀及其改變來定量分析對應的物理狀態的。比如，研究光譜的學問——光譜診斷學，還可以從譜線線核的寬度來對譜線形成溫度進行反演推斷。

事實上，這些夫瑯和費線主要產生于以上提及到的太陽光球層，那里溫度較低，平均溫度大約為6000攝氏度。大多數太陽大氣物質粒子在那里處于中性狀態，也就是原子的核外電子沒有被電離過程剝離出去。

然而，反常的是，隨著離開太陽核心（熱源）越往外到色球后，這些物質粒子的溫度不但沒有減小反而增加，大多數粒子處于更高溫度才能到達的高激發態或者電離態。更多的原子或者離子處于這些不穩定狀態，使得核外電子會從高能態躍遷到低能態而產生發射譜線。與此同時，隨著物質密度的降低，吸收顯著地隨高度減少，色球中發射線越來越多，且越來越強，到了過渡區和日冕，一般情況下能觀測到的譜線就剩下發射線了（見圖5）上半部分吸收線與下半部分發射線對比。它們的區別在于，吸收線的輻射強度小于背景的連續譜，而發射線的強度高于連續譜背景輻射）。

圖5 吸收線（上）與發射線（下）示意圖。吸收線的輻射強度小于背景連續譜強度，而發射線強度要高于連續譜背景輻射。上圖中，波長從左到右增加，單位為納米。

（圖片來源：科學網）

根據以上所說不難推測，即使同一條譜線，產生發射線所需溫度要比吸收線要高，因為它是由高能級向下躍遷到低能級。

還需要說明的是，在日全食觀測期間，人們在上個世紀初就觀測到一種暗弱的夫瑯禾費線。這種譜線是太陽邊緣以上高度超過兩百萬公里且圍繞太陽呈橢球狀分布的塵埃散射太陽光球夫瑯和費線而產生。因此，這一部分輻射被稱為夫瑯和費冕，簡稱F-冕。值得注意的是，如果這些塵埃離光球太近，那么它們會被太陽輻射和熱作用而升華為等離子體物態。F-冕最外面則與我們觀測到的黃道光聯系起來。

而我們在太陽邊緣以上幾萬公里高度下的內冕發現了中性金屬原子，對目前流行的日冕組成和溫度分布提出了挑戰。

在太陽內冕發現了暗冷物質！

中國科學院云南天文臺光纖陣列太陽光學望遠鏡(FASOT)團隊致力于研制被權威國際太陽物理學家J.O.Stenflo評價為打開新的一類太陽觀測設備大門的FASOT。在獲得國家基金委和中國科學院天文聯合重點基金支持后，于2013年初成功研制了小型FASOT原理樣機。

為了探測太陽最外層大氣—日冕的物理性質，該團組先后于2012年12月在澳大利亞凱恩斯和于2013年7月在加蓬比豐與英國杜倫大學一起組織了中英聯合日全食觀測，目的是利用FASOT原理樣機在國際上率先實現日冕發射線和色球發射線（閃耀光譜）的偏振成譜成像來揭示日冕新的物理性質。其后，分別攜帶FASOT原理樣機在2017年美國和2019年智利進行了更加深入復雜的觀測，以解開日冕諸多現象發生發展之謎。在得到國家基金委設立的國家重大科研儀器研制項目“光纖陣列太陽光學望遠鏡FASOT研制”資助后，于2024年7月研制成功FASOT正樣。后者將獲得實時太陽多層大氣磁場矢量、熱力學和動力學量的三維精確信息。

在對2013年11月3日非洲加蓬日全食觀測波段（516.3—531.6nm）內取得的資料進行分析時，意外發現在一些中性金屬原子發射線形成區域（色球和過渡區）上還觀測到了與這些發射線對應的夫瑯和費線（見圖6）。

圖6 FASOT原理樣機在2013年非洲加蓬日全食期間采集到的偏振光譜原始資料（還未解調）。

上圖：在產生發射線（圖中豎直的亮線）的區域上面還存在夫瑯和費線（圖中豎直的暗線），且與百萬度高溫譜線—日冕綠線（右邊最寬的豎直亮發射譜線）在視向投影區域內共存。下圖：作為對比，在內冕只存在發射線而不存在夫瑯和費線的觀測。從圖中可見，相比發射線，夫瑯和費線要暗很多。

（圖片來源：FASOT團隊）

通過對該資料的分析表明，太陽光球以上三萬公里高度以內的日冕中存在著中性金屬（鐵Fe、鎂Mg、鉻Cr和鈦Ti等）原子。這些中性原子散射光球吸收（夫瑯和費）譜線而為我們探測到。它們的激發電勢小于3eV（電子伏特），對應溫度小于兩萬五千度。而根據溫度等因素產生的譜線多普勒加寬來判斷，一些中性粒子的溫度可與光球典型溫度六千度接近。因此，相對于日冕其他粒子的上百萬高溫，這些中性粒子可被稱為冷物質。此外，相比同時同視向投影區域探測到的日冕綠線輻射，這些中性原子散射產生的夫瑯和費線輻射則要暗淡很多（見6圖）。

如果不考慮這些在金屬原子發射線形成區域之上對應的吸收（夫瑯和費）線的性質的話，產生它們的原因可能有兩種。要么是塵埃散射通過投影效應被觀測到或者在內日冕中存在中性金屬原子散射光球的夫瑯和費線。但是，經過分析，我們發現觀測到的夫瑯和費線具有以下性質：

1）其線偏振度遠小于以前多數研究人員根據塵埃散射推出的理論值和觀測數值。由此說明產生散射的粒子處于內冕；

2）它們之間的相對強度與光球對應的夫瑯和費線相對強度對比發生了很大的改變。一些吸收線比周圍其他線要強，而在光球則剛好相反。而塵埃散射的譜線之間相對強度與光球夫瑯和費線之間的相對強度保持不變；

3）由多普勒效應產生的不同中性粒子譜線線心波長位移有所不同。這點說明這些原子不是聚集在塵埃中而具有相同的相對速度，而是相互分散呈現獨立運動狀態。

從以上三點探測到的夫瑯和費線性質就可以排除塵埃散射而確定是內冕中相對獨立運動的中性金屬原子散射產生。

日冕內暗冷物質的發現意味著什么？

以上的發現改變了我們關于日冕組成的認識。該發現說明，太陽內冕中除了高溫的完全電離的自由電子和離子，還存在低溫的中性金屬原子。這些中性原子從光球浮現而來，逃脫了色球和過渡區的加熱。這就對色球和過渡區的加熱源的分布產生了約束：這些加熱源不是在所有這些空間內在任何時候都起著加熱作用。

需要說明的是，日冕仍然主要是由幾十萬度到幾百萬度的高溫物質組成。根據我們在這次發現后組織的2023年4月東帝汶日全食觀測，這些暗冷物質只占觀測空間內總物質密度不到百分之一的比例。但是，就是這樣非常小的占比，卻可能在揭開日冕加熱之謎中扮演重要的角色。

首先，這些暗冷物質由于極其稀薄不但不會將日冕物質的溫度拉低，反而會使其周圍的物質和自身溫度升高。原因在于，日冕的基本結構是大小不同的冕環。日冕中絕大多數物質（離子和自由電子）圍繞磁環的軸做螺旋運動，猶如高速公路上有序通行的小車（自由電子）和貨車（離子）。日冕磁環可以被看作閉合電路的一部分，這部分的電阻在沒有中性原子存在時接近于零。

但是，一旦不受磁場約束的少量中性原子從光球上升到冕環，它們將與這些運動中的離子和自由電子碰撞，可以將這段電路中的電阻提高到百萬倍。這個電阻突變的機理稱為Cowling（柯林）傳導。它猶如高速路中每隔一段被掉落的山石阻斷而造成嚴重的交通碰撞事故。這時，在磁環中焦耳耗散就會將電流的能量以熱的形式釋放出來，加熱這些中性粒子、離子和自由電子。

還有更多暗冷物質存在于內冕，研究還將繼續

以上探測到的內冕中的暗冷中性金屬原子只是存在于局部區域中，是否有更多的暗冷中性金屬存在于內冕中，或者整個內冕布滿了稀薄暗冷的金屬原子？這個問題需要通過觀測來回答。

事實上，正是為了回答這個問題，FASOT團隊組織了2023年4月8日東帝汶日全食觀測。觀測儀器變成了可對日冕進行大范圍成像的小型雙子望遠鏡。我們使用這些觀測設備來實現同時相同空間但是兩個不同波段的觀測。

初步分析結果顯示，由在659.4nm和660.1nm兩個波段觀測數據綜合后得到的結果是，暗冷物質可分布在內冕的絕大部分區域。

未來，我們還將通過更多波段的觀測來統計出內冕暗冷物質的密度和分布，以便全面掌握內冕的物理性質來嘗試解決日冕加熱這個世紀難題。

參考文獻

1.Markus J. Aschwanden, Physics of the Solar Corona, an introduction, 2005, Springer, Praxis-Publishing, ISBN:3-540-22321-5

2.Z.Q. Qu, L. Chang, G.T. Dun, et al., 2024, Spectropolarimetry of Fraunhofer Lines in Local Upper Solar Atmosphere, the Astrophysical Journal, 974:63

來源: 中國科普博覽

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