太阳风

出处：按学科分类—自然科学总论 北京出版社《现代科技综述大辞典上》第498页（3676字）

从日冕不停地向外抛射到行星际空间的等离子体流称为太阳风。

日冕因高温而膨胀，其大量的质子、电子等粒子就不断地向外抛射，形成高速向外的微粒流——太阳风。

离子彗尾中的等离子体以10～250km／s的速度在反太阳方向离开彗星，其加速度达到太阳引力加速度的100～1000倍。

为寻找这样巨大的速度和加速度的产生原因，1951年德国贝尔曼(L．Biermann)提出了太阳风这一概念。

他认为，是太阳风的质子和电子高速离开太阳时在长库仑力作用下带动彗尾中的等离子体，使其获得如此巨大的速度和加速度。

从20世纪50年代末人造卫星上天以后，有许多卫星和飞船测量了地球和月球附近的太阳风参数。例如，前苏联发射的“月球”号飞船中的某些飞船，“预报”号卫星的所有7颗卫星，美国发射的“探险者”号卫星中的某些卫星，“水手”号飞行器中的某些飞行器，“维拉”号卫星中的某些卫星，“轨道地球物理观测台”号卫星的所有6个卫星，“先驱者”号飞行器中的6、7、8和9号飞行器，“行星际监测台”号卫星的10个卫星，“太阳风”卫星，美国和联邦德国联合发射的“太阳神”卫星1号和2号，美国宇航局和欧洲太空局联合发射的“国际日地探险者”号卫星的所有3颗卫星等等。

美国发射的“阿波罗”飞船11号、12号、14号和15号还在月球表面观测了太阳风。

在磁场“冻结”情况下，太阳风中带电粒子流带着磁力线跑，把一些太阳磁场带到行星际空间中去，构成行星际磁场。行星际磁场磁力线呈螺线形，大尺度上具有扇形结构。根据卫星和飞船的探测结果，到达地球轨道附近时太阳风的平均速度为400km／s，平均粒子的数密度为5个质子／cm³、5个电子／cm³，平均磁场强度为5nT，平均电子温度为20000K，平均质子温度为10000K。

当太阳风处于宁静状态时，或由太阳表面宁静区域发出的太阳风称为宁静太阳风，又称低速太阳风或背景太阳风，其速度只有340km／s，质子和电子密度各为8个／cm³。太阳活动区域发出的太阳风称高速流，它的速度比宁静太阳风大，达到750km／s。

高速流压宁静太阳风，在其前沿形成密度较高的壳层，称受压太阳风。在受压太阳风中，质子和电子的密度激剧上升，高达60个／cm³，而太阳风的速度只有350km／s。受压太阳风和宁静太阳风的界面是一个激波面。高速流的后方粒子密度比宁静太阳风还低，其质子和电子密度各为3个／cm³，这个区域称为稀疏区。

每次高速流通过地球时，其前沿通过要1d时间，而后3～4d是稀疏区通过，整个高速流持续约4～5d时间。现在认为，高速流是由太阳表面的M区发出的，所以高速流也称M流，M区即冕洞。

太阳风中除了含质子和电子外，还含少量的氦，其它元素则微乎其微。太阳风的平均流量为2×10⁸个质子／cm²·s加2×10⁸个电子／cm²·s。如果假定太阳风是球对称的且均匀的，采用这种无结构的太阳风理论模型，不难算出，太阳每年抛射出的太阳风总质量为3×10¹⁹g，超过太阳总质量的10¹⁴分之一。

观测表明，太阳风并不完全是从太阳径向向外流，而是在顺太阳自转方向(向东)与径向偏斜1．5°。

与太阳自转顺向抛射微粒流将使太阳自转速度降低，这种效应叫太阳被制动(Solar braking)．

太阳风能达到的最远距离处称为太阳风的边界。当太阳风的动压力与星际压力(星际气体压力+银河系磁场的磁压+宇宙线压力)相平衡时，就达到了太阳风的边界。

太阳风边界离太阳大约50～100天文单位远。

太阳风的宏观性质可用流体模型来描述，美国帕克(E．N．Parker)最先完成了其初级理论。近期的理论发展主要集中在两种不同的理论模型上，它们分别是单流体模型和双流体模型。

当太阳风中电子和质子的碰撞相当频繁时，电子和质子具有相同的温度，此时可把太阳风看成由单一成分组成的流体，这种模型称为太阳风单流体模型。在日冕的底部库仑碰撞频繁，单流体模型能很好解释日冕膨胀。在远离太阳的区域，电子和质子之间的碰撞稀少，这种模型不再适用。

在地球附近，电子温度和质子温度相差甚大，太阳风参数与这种理论模型所预言的值差距较大。

若把太阳风看成是由电子和质子两种流体所组成，两种流体有着不同的温度，这种模型称之为太阳风双流体模型。在离太阳稍远的地方，太阳风中电子和质子碰撞不频繁，虽然电子和质子之间有热交换，但不强烈。电子间通过热传导而从日冕向外传输热量，从而电子被强烈加热。质子之间热传导率不高，它们一边从热传导获得一些日冕的热量，一边又从与电子的库仑碰撞中获得一些电子的热量。其结果是电子温度比质子温度高。

采用双流体模型往往比单流体模型接近真实情况。

当太阳风吹到有固有磁场的大行星附近时，例如，吹到水星、地球、木星、土星、天王星或海王星附近时，太阳风前进受到阻碍。太阳风的粒子和磁场与大行星的固有磁场和大气粒子相互作用，在行星周围形成阻碍太阳风前进的结构复杂的磁层，在背日方向从这些大行星伸出长长的磁尾。磁层物理是当今的热门研究课题。

现今研究结果表明，磁层最外边是磁顶，它外边是太阳风等离子体，里面结构复杂，有等离子体层、辐射带、等离子体片、尾瓣和等离子体幔等等离子体聚集之区域。磁层里面的磁场是行星固有磁场，其磁力线能连到行星上。磁层的上游有一弓形激波面，它使太阳风减速并偏转。磁顶与弓形激波面之间区域称磁鞘。

当太阳风吹到金星这类没有固有磁场或行星固有磁场很小的天体附近时，金星大气层足以在其上游产生一个弓形激波，而金星的电离层仅能或多或少地抵挡太阳风吹入，金星电离层等离子体虽然由磁鞘薄层与太阳风等离子体分开，但金星不能形成像地球那样的完整的磁层结构。太阳风与金星电离层的相互作用产生了金星的感生磁场。

大多数行星科学家认为，这个由太阳风而形成的磁场就是宇宙飞船测量到的金星之微弱磁场。

太阳风吹到月球或小行星这类天体时，由于它们既无固有磁场(或很小很小)，又无大气(或很少很少)，太阳风等离子体基本上是无障碍地通过，仅在这些天体表面才绕道通过。

太阳风与彗星作用也很复杂。当彗星走到太阳附近受阳光加热而升华出大量的气体分子时，太阳风中的质子与彗星中性气体分子的电荷交换以及太阳风中的电子与星中性气体分子的碰撞，均是彗星气体分子电离的原因。太阳风携带之行星际磁场的磁力线挂到彗星电离层上，使彗星离子沿这些磁力线跑，从而形成等离子体彗尾。瑞典阿尔芬(H．Alfven)1957年提出的这种太阳风与彗星相互作用的模式为研究彗星等离子体的结构和运动奠定了基础。1967年，贝尔曼等人又研究了太阳风与彗星相互作用的模型。他们得到这样的理论模式：在彗星的上游有一弓形激波面，它使得吹到彗星附近的太阳风减速与偏转；在弓形波面与彗核之间有一个接触间断面，它把太阳风等离子体与纯彗星起源的等离子体分隔开。

1986年哈雷彗星回归到太阳附近时，前苏联发射2艘“维加”(Vega)飞船、欧洲空间局发射的“乔脱”(Giotto)飞船，以及日本和美国的共6艘飞船相继飞到哈雷彗星附近对其观测，证实了上面那些理论分析是正确的。

正当太阳风的研究在深入时，恒星风、星系风的研究又开始活跃起来了。

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【参考文献】：

1 Biermann L. Zeit Astrophys,1951.29:274

2 AlfvenH. Tellus,1957,9:92

3 Biermann L,et al. Solar Phys, 1967,1:254

4 Sonett C P,et al. Solar wind, 1972

5 中国空间科学学会编．空间科学词典．北京：科学出版社，1987

6 陈道汉，刘麟仲着．现代行星物理学．上海：上海科学技术出版社，1988

(紫金山天文台刘麟仲副研究员撰)