编者按：为拓展认知边界，科普中国前沿科技项目推出“未知之境”系列文章，纵览深空、深地、深海等领域突破极限的探索成果。让我们一起走进科学发现之旅，认识令人惊叹的世界。

太阳是离我们最近的恒星，因此也是我们人类能最全面和仔细地进行观测的恒星。目前，天上（星载太阳望远镜）和地面（地基太阳望远镜）乃至地下（如太阳中微子探测）都有对准太阳进行无间断长期观测的设备，因此，取得新的重要发现不是一件容易的事情。

太阳的特殊结构：并非离中心越远，温度就越低

如我们地球一样，太阳也具有结构，而非均匀的椭球体。

图1 太阳由核心、辐射层、对流层和大气构成。而太阳大气从里到外由光球、色球、过渡区和日冕构成。

（图片来源：中国科学院光电技术研究所）

最外层为太阳大气，太阳大气也是具有结构的。从里到外由我们肉眼可见的光球层、以及裸眼不可见的色球层、过渡区和日冕构成（见图1）。

太阳中心温度高达一千五百万度，那里进行着热核反应，是太阳最根本的热能来源。从里往外温度持续下降，直到光球和色球分界层—温度极小层（区），这时越往外温度反而反常地增加。光球靠近温度极小层（区）的物质温度为5600度甚至更低，而光球之上色球物质的温度逐渐升高到几万度，再往上经过极薄的过渡区之后温度陡然上升到日冕的超百万度。与此同时，太阳大气的密度一直随高度降低。

以上是我们人类对带给我们地球生机勃勃生命的太阳结构的框架性认识。

但是，由于人类目前没法将设备发送到太阳大气密度相对高的内部进行直接测量（近年美国Parker Solar Probe 帕克太阳探针在最外的延伸日冕层进行了探测），太阳大气所有结构和物理性质的确定都是由太阳电磁辐射和高能粒子探测数据推演而来。

比如，以上有关日冕高温的判定，最初是由人们在19世纪日全食观测时，记录了一条日冕绿色发射谱线—日冕绿线（FeXIV530.3nm，十三次电离铁线，波长为530.3纳米），在经过几十年后根据原子和离子光谱成因的量子理论，推断出日冕温度可以高达百万度以上。之后陆续发现了日冕红线、黄线和蓝线等多条日冕发射线加强了对日冕温度高达百万度的认识。

这就是教科书上通常认为日冕温度超过百万度的依据来源。它违背了原来认为离太阳中心（核）越远温度越低的“常识”。

随着观测仪器的发展，人们逐渐认识到，日冕是由众多温度不同的等离子体（部分电离或者完全电离的气体）组成，但是其温度不低于几十万度。比如，现在天上卫星搭载的太阳观测仪器如太阳动力学天文台SDO/AIA上的多种紫外谱线成像观测以及我国先进天基太阳天文台ASO-S的X射线望远镜等设备的观测表明，日冕的温度实际上包含了一定范围——从几十万度一直到几百万度甚至在活动时达到千万度。

然而，为何太阳大气物质温度会从光球的几千度到日冕的百万度以上成为天体物理的世纪难题之一。目前，普遍的看法是由于太阳磁场的存在造成了这一奇特的现象。虽然太阳物理学家提出了几种可能的机制，具体的机理研究还在不断的深入。我们的日全食观测就是众多努力的项目之一。

不过，以上关于日冕温度范围的认识，受到了来自我们日全食观测数据分析结果的挑战。

夫琅和费线是什么？

在更详细地讲述判定日冕各个部分的温度方法之前，我们需要了解什么是夫琅和费线。

大家知道，17世纪时，英国伟大的科学家艾萨克牛顿使太阳辐射通过小孔再用三棱镜分出太阳光七彩部分（这个过程现在术语叫色散，分光后出来的各种颜色集合称为光谱），然后将七彩阳光通过仪器又合成了白光。由此证实了白光是由多种颜色的光构成。

图2 色散实验

（图片来源：VEER图库）

可惜的是，牛顿没有用窄狭缝代替小孔来提高他的分光棱镜色散能力。他的同胞沃拉斯顿则于1802年在太阳彩虹光谱中观测到了黑暗的特征谱线。不过，系统的观测是由德国人夫琅和费在1814年进行的，他总共发现了576条这样的谱线（见图3），并正确地认识到这些谱线是由太阳大气中的元素吸收背景连续辐射而产生。

图3 1814年夫琅和费（Fraunhofer）用手画记录下的太阳吸收谱线（图中密布的一大堆竖直黑线）。

（图片来源：科学网）

因此，具有这种特征的谱线被后人命名为夫琅和费线。根据物理原理对夫琅和费线的分析，我们可以对天体物理性质进行定量的确定，这一发现开启了天体物理的大门。

随着人类的不断发明和创造，对太阳夫琅和费线的记录越来越仔细，或者说光谱色散分辨本领越来越高，图4便是中等光谱分辨本领的太阳吸收光谱。

图4 太阳的夫琅和费谱线

以上用相机记录下的一排排的太阳夫琅和费（吸收）线（每排暗的竖直短线段）从上到下为波长较长的红区到波长较短的紫区。可以看到，这些夫琅和费谱线比周围亮的没有线段的背景—连续谱来说要暗很多，即辐射强度要小很多。

（图片来源：N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF）

一般来说，分辨本领越高，就越能将混合的谱线分开，使我们看到更多的谱线。天文工作者可以根据波长等特征，再比较地球实验室获得的光谱来证认谱线由什么原子或者离子产生，并且可以确定这些粒子处于基态，或者激发态以及电离态，由此来初步判定产生谱线的粒子所处的环境温度。

就像台阶一样，原子或者能级也是间断的。这一点犹如人爬楼梯，爬得越高所需的能量就越大。如果核外束缚电子从最低的能态——基态到激发态激发或者被电离是由无规则的热运动产生，那么能级越高所需的温度就越高。正是由于氢原子能级产生的谱线具有间断性，使得玻尔给出了原子的量子模型。

更进一步，在谱线证认之后，我们知道有多种物理原因可以改变这些光谱的形状（谱线轮廓）。如比前面提到的谱线线核宽度可以提供给我们更定量的温度信息。天体物理学家正是根据这些轮廓形状及其改变来定量分析对应的物理状态的。比如，研究光谱的学问——光谱诊断学，还可以从谱线线核的宽度来对谱线形成温度进行反演推断。

事实上，这些夫琅和费线主要产生于以上提及到的太阳光球层，那里温度较低，平均温度大约为6000摄氏度。大多数太阳大气物质粒子在那里处于中性状态，也就是原子的核外电子没有被电离过程剥离出去。

然而，反常的是，随着离开太阳核心（热源）越往外到色球后，这些物质粒子的温度不但没有减小反而增加，大多数粒子处于更高温度才能到达的高激发态或者电离态。更多的原子或者离子处于这些不稳定状态，使得核外电子会从高能态跃迁到低能态而产生发射谱线。与此同时，随着物质密度的降低，吸收显著地随高度减少，色球中发射线越来越多，且越来越强，到了过渡区和日冕，一般情况下能观测到的谱线就剩下发射线了（见图5）上半部分吸收线与下半部分发射线对比。它们的区别在于，吸收线的辐射强度小于背景的连续谱，而发射线的强度高于连续谱背景辐射）。

图5 吸收线（上）与发射线（下）示意图。吸收线的辐射强度小于背景连续谱强度，而发射线强度要高于连续谱背景辐射。上图中，波长从左到右增加，单位为纳米。

（图片来源：科学网）

根据以上所说不难推测，即使同一条谱线，产生发射线所需温度要比吸收线要高，因为它是由高能级向下跃迁到低能级。

还需要说明的是，在日全食观测期间，人们在上个世纪初就观测到一种暗弱的夫琅禾费线。这种谱线是太阳边缘以上高度超过两百万公里且围绕太阳呈椭球状分布的尘埃散射太阳光球夫琅和费线而产生。因此，这一部分辐射被称为夫琅和费冕，简称F-冕。值得注意的是，如果这些尘埃离光球太近，那么它们会被太阳辐射和热作用而升华为等离子体物态。F-冕最外面则与我们观测到的黄道光联系起来。

而我们在太阳边缘以上几万公里高度下的内冕发现了中性金属原子，对目前流行的日冕组成和温度分布提出了挑战。

在太阳内冕发现了暗冷物质！

中国科学院云南天文台光纤阵列太阳光学望远镜(FASOT)团队致力于研制被权威国际太阳物理学家J.O.Stenflo评价为打开新的一类太阳观测设备大门的FASOT。在获得国家基金委和中国科学院天文联合重点基金支持后，于2013年初成功研制了小型FASOT原理样机。

为了探测太阳最外层大气—日冕的物理性质，该团组先后于2012年12月在澳大利亚凯恩斯和于2013年7月在加蓬比丰与英国杜伦大学一起组织了中英联合日全食观测，目的是利用FASOT原理样机在国际上率先实现日冕发射线和色球发射线（闪耀光谱）的偏振成谱成像来揭示日冕新的物理性质。其后，分别携带FASOT原理样机在2017年美国和2019年智利进行了更加深入复杂的观测，以解开日冕诸多现象发生发展之谜。在得到国家基金委设立的国家重大科研仪器研制项目“光纤阵列太阳光学望远镜FASOT研制”资助后，于2024年7月研制成功FASOT正样。后者将获得实时太阳多层大气磁场矢量、热力学和动力学量的三维精确信息。

在对2013年11月3日非洲加蓬日全食观测波段（516.3—531.6nm）内取得的资料进行分析时，意外发现在一些中性金属原子发射线形成区域（色球和过渡区）上还观测到了与这些发射线对应的夫琅和费线（见图6）。

图6 FASOT原理样机在2013年非洲加蓬日全食期间采集到的偏振光谱原始资料（还未解调）。

上图：在产生发射线（图中竖直的亮线）的区域上面还存在夫琅和费线（图中竖直的暗线），且与百万度高温谱线—日冕绿线（右边最宽的竖直亮发射谱线）在视向投影区域内共存。下图：作为对比，在内冕只存在发射线而不存在夫琅和费线的观测。从图中可见，相比发射线，夫琅和费线要暗很多。

（图片来源：FASOT团队）

通过对该资料的分析表明，太阳光球以上三万公里高度以内的日冕中存在着中性金属（铁Fe、镁Mg、铬Cr和钛Ti等）原子。这些中性原子散射光球吸收（夫琅和费）谱线而为我们探测到。它们的激发电势小于3eV（电子伏特），对应温度小于两万五千度。而根据温度等因素产生的谱线多普勒加宽来判断，一些中性粒子的温度可与光球典型温度六千度接近。因此，相对于日冕其他粒子的上百万高温，这些中性粒子可被称为冷物质。此外，相比同时同视向投影区域探测到的日冕绿线辐射，这些中性原子散射产生的夫琅和费线辐射则要暗淡很多（见6图）。

如果不考虑这些在金属原子发射线形成区域之上对应的吸收（夫琅和费）线的性质的话，产生它们的原因可能有两种。要么是尘埃散射通过投影效应被观测到或者在内日冕中存在中性金属原子散射光球的夫琅和费线。但是，经过分析，我们发现观测到的夫琅和费线具有以下性质：

1）其线偏振度远小于以前多数研究人员根据尘埃散射推出的理论值和观测数值。由此说明产生散射的粒子处于内冕；

2）它们之间的相对强度与光球对应的夫琅和费线相对强度对比发生了很大的改变。一些吸收线比周围其他线要强，而在光球则刚好相反。而尘埃散射的谱线之间相对强度与光球夫琅和费线之间的相对强度保持不变；

3）由多普勒效应产生的不同中性粒子谱线线心波长位移有所不同。这点说明这些原子不是聚集在尘埃中而具有相同的相对速度，而是相互分散呈现独立运动状态。

从以上三点探测到的夫琅和费线性质就可以排除尘埃散射而确定是内冕中相对独立运动的中性金属原子散射产生。

日冕内暗冷物质的发现意味着什么？

以上的发现改变了我们关于日冕组成的认识。该发现说明，太阳内冕中除了高温的完全电离的自由电子和离子，还存在低温的中性金属原子。这些中性原子从光球浮现而来，逃脱了色球和过渡区的加热。这就对色球和过渡区的加热源的分布产生了约束：这些加热源不是在所有这些空间内在任何时候都起着加热作用。

需要说明的是，日冕仍然主要是由几十万度到几百万度的高温物质组成。根据我们在这次发现后组织的2023年4月东帝汶日全食观测，这些暗冷物质只占观测空间内总物质密度不到百分之一的比例。但是，就是这样非常小的占比，却可能在揭开日冕加热之谜中扮演重要的角色。

首先，这些暗冷物质由于极其稀薄不但不会将日冕物质的温度拉低，反而会使其周围的物质和自身温度升高。原因在于，日冕的基本结构是大小不同的冕环。日冕中绝大多数物质（离子和自由电子）围绕磁环的轴做螺旋运动，犹如高速公路上有序通行的小车（自由电子）和货车（离子）。日冕磁环可以被看作闭合电路的一部分，这部分的电阻在没有中性原子存在时接近于零。

但是，一旦不受磁场约束的少量中性原子从光球上升到冕环，它们将与这些运动中的离子和自由电子碰撞，可以将这段电路中的电阻提高到百万倍。这个电阻突变的机理称为Cowling（柯林）传导。它犹如高速路中每隔一段被掉落的山石阻断而造成严重的交通碰撞事故。这时，在磁环中焦耳耗散就会将电流的能量以热的形式释放出来，加热这些中性粒子、离子和自由电子。

还有更多暗冷物质存在于内冕，研究还将继续

以上探测到的内冕中的暗冷中性金属原子只是存在于局部区域中，是否有更多的暗冷中性金属存在于内冕中，或者整个内冕布满了稀薄暗冷的金属原子？这个问题需要通过观测来回答。

事实上，正是为了回答这个问题，FASOT团队组织了2023年4月8日东帝汶日全食观测。观测仪器变成了可对日冕进行大范围成像的小型双子望远镜。我们使用这些观测设备来实现同时相同空间但是两个不同波段的观测。

初步分析结果显示，由在659.4nm和660.1nm两个波段观测数据综合后得到的结果是，暗冷物质可分布在内冕的绝大部分区域。

未来，我们还将通过更多波段的观测来统计出内冕暗冷物质的密度和分布，以便全面掌握内冕的物理性质来尝试解决日冕加热这个世纪难题。

参考文献

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