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我们这些太阳观测爱好者都享受太阳的美丽。这些年里，公众和天文学家都以同样的方式观测到了太阳不稳定和不断变化的大气状况。在我们的眼前，巨大的间歇泉喷射出的热气体以每小时数万公里的速度冲向日冕。每隔几分钟，它们就会爆发并达到一种动态平衡的状态。现在一组科学家已经利用日出号飞行器来寻找这些喷泉的源头和前身天体——穿过太阳大气层的巨大磁性结构。

这张图片是日出号卫星在2007年1月12日拍摄的影像，揭露了日冕的丝状性质。图源：wiki

这组科学家利用日出号飞行器和电脑仿真模拟太阳环境得出了一系列的研究成果。2008年在贝尔法斯特举办的英国皇家天文学会天文学年会上，团队的领导人、来自伦敦大学学院的玛拉德空间科学实验室的米歇尔·默里博士，发布了他们的最新研究结果。日出号自从2006年10月发射后，科学家已经利用它测试并得到了大量的关于太阳大气的详细数据和细节。其中极紫外线成像光谱仪是最重要的仪器。极紫外线成像光谱仪生成了太阳的图像并且给出了那些快速移动的气体的速度。

日出号 图源：Wiki

在太阳的磁力喷泉的核心中，巨大的热气体喷流由于不断增长的压力而喷向表面。这就像是早期的间歇泉，当压力释放后气体就会返回太阳表面。但，是什么造成了这些压力的产生？这与陆地上的火山的喷发活动的现象并不相同，太阳喷泉是由于太阳磁场连续不断的重新排列，而导致压力增加与减少的一个动态循环。

“极紫外成像摄谱仪已经观测到了史无前例的太阳喷泉的细节，这使得我们第一次缩小了喷泉的起源范围，”评论小组的成员、玛拉德空间科学实验室的研究生黛布·贝克说“我们利用电脑来复制太阳环境进行了一系列的实验，使我们能够找到是什么导致了喷泉的产生。”

由日本航天局和美国国家航天局联合发射的日出号太阳观测卫星现在已经进入了太阳同步轨道，这允许它可以每次进行长达数月、不被打断的太阳观测活动。日出号通过使用太阳光学望远镜、极紫外线成像光谱仪和X射线望远镜观测到了太阳磁场和它的日冕之间的相互作用，这加深了我们对太阳磁场易变形成因的理解。

展示太阳周期中太阳磁流结构的绘图 图源：Wiki

“电脑实验已经证明，当太阳磁场的一个新部分通过太阳表面的时候，它会生成一个连续不断的喷泉循环，”默里博士解释道：“但是新磁场在太阳表面会不断地浮现，所以我们利用日出号的观测结果解释了大量喷泉出现的原因。”

太阳磁场在整个太阳表面变化。它的极性场为1-2高斯（0.0001-0.0002特斯拉），而太阳上的太阳黑子的特征通常为3000高斯（0.3特斯拉），日珥为10-100高斯（0.001-0.01特斯拉）。

(A)是冕环连接相对的磁极；(B)是单一磁极的冕洞区域。 图源：Wiki

磁场的时间和地点都会发生改变。11年太阳活动准周期是最突出的变异，这期间太阳黑子在数量和尺寸上都会发生兴衰变化。

有时太阳黑子用肉眼即可观察到，但观察前应当做足保护措施图源：Wiki

太阳黑子是在太阳光球上可见的黑色斑点，它与太阳磁场集中的部分相一致。在那里，对流的热气流从太阳内部到太阳表面的流动被阻碍了。因此造成了太阳黑子的温度比周围的光球的温度要低一点，所以它们看起来是黑色的。在一个典型的太阳活动极小期中，几乎看不到太阳黑子，有时人们完全看不到它们。太阳黑子通常出现在太阳的高纬度地区。当太阳进入太阳活动极大期后，太阳黑子出现的位置更靠近太阳的赤道，这种现象被称为史波勒定律。最大的太阳黑子的直径可达数万公里。

成对的蝴蝶图显示出史波勒定律的行为，纵轴为太阳黑子所在的纬度，横轴为时间。

图源：Wiki

11年太阳黑子周期是一个22年巴布科克-莱顿发电机循环的一半时间，这与太阳环向磁场和极向磁场之间能量的振荡交换是一致的。在太阳活动极大期期间，外极向偶极磁场接近发电机循环的最小强度，而在测速直线内通过差分旋转产生的内环面四极磁场接近其最大强度。发电机循环的这个点上，对流区内的浮力上升流迫使环形磁场穿过光球层出现，并形成一对太阳黑子，大致呈东西向排列，且覆盖区具有相反的磁极性。这对太阳黑子在每一个太阳活动周内会对调磁极性，这种现象被称为海尔定律。

作者：universetoday

FY：瓷荧

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