什么是日冕洞？当我们观看美国宇航局太阳动力学天文台（SDO）拍摄的波长为 193 或 211 埃的极紫外线太阳图像时，我们可以看到太阳大气的高温外层。太阳的最外层被称为日冕。太阳的磁场对我们在这些图像上看到的东西起着重要作用。这些图像上的明亮区域向我们展示了被太阳磁场捕获的高温高密度气体。黑暗和空旷的区域则是太阳磁场延伸到太空中的地方，这样这些高温气体就可以逃逸出来。与周围环境相比，这些区域的温度要低得多，密度也较低，因此日冕洞看起来很暗。因此，日冕洞并不是太阳上真正的洞，只是在某些极端紫外线波长下看起来有点像而已！
美国宇航局太阳动力学天文台看到的典型日冕洞。日冕洞的磁场与太阳的其他地方不同。这些磁场线不是返回日面，而是保持开放并延伸到太空中。目前，我们还不知道它们在哪里重新连接起来。这些开放的磁场线并没有将高温气体保持在一起，而是导致日冕洞的形成，太阳风可以从这里高速逸出。当日冕洞位于面向地球的太阳圆面中心附近时，这些热气体就会以比常规太阳风更快的速度流向地球，并在地球上造成地磁扰动，使极光活动增强。根据日冕洞在太阳圆盘上的大小和位置，极光活动或多或少。与较小的日冕洞相比，大日冕洞通常会导致更快的太阳风。日冕洞通常不会引起中纬度地区极光观测者的兴趣，只是偶尔会引起地磁暴。
日冕洞可以在太阳上的任何时间任何地点出现。太阳两极的日冕洞是最稳定的，尤其是在太阳极小期前后的几年里，但它们很少影响我们的地球。只有当这些日冕洞向低纬度发展和扩张时，我们有时才会感受到来自这些极地日冕洞的高速太阳风流。这些向低纬度延伸的日冕洞有时会脱离极地日冕洞，成为一个独立的结构。日冕洞通常会持续数周或数月，并随着时间的推移而改变形状和大小。日冕洞也可能脱离极地日冕洞而单独出现，这在太阳极小期前后的几年中更为常见。
如何识别冕洞流？除日冕物质抛射外，冕洞高速流（CH HSS）到达的速度很慢，在几个小时的时间里，太阳风密度首先会稳步上升。太阳风密度的增加是由于速度较快的太阳风将其前方速度较慢的太阳风粒子束缚住了。这种现象通常被称为流交互区（SIR）或共转相互作用区（CIR），几乎总是与行星际磁场总强度（Bt）的增加有关。当压缩的太阳风边界经过地球时，我们会看到太阳风速度开始增加，而行星际磁场的总强度（Bt）和太阳风密度则会下降。
快速太阳风与周围太阳风相互作用的几何形状。<< 前往上一页
回到顶部