最早 ， 日冕是在日全食发生时被发现的 。日冕亮度大约是太阳表面的百万分之一 ， 当月亮完全挡住太阳的盘面时 ， 微弱的日冕辐射才能够被人们所观测到 。
上世纪中叶 ， 人们发现日冕中存在高次电离的铁离子 ， 推断日冕的温度高达百万度 ， 比太阳表面的温度高两个数量级以上 。
当人们对太阳的色球层拍照时 ， 通常可以发现太阳的边缘有很多毛刺状的喷流 ， 即位于光球层和日冕之间的针状物 。这些宽度通常只有200千米左右（太阳半径约70万千米）的针状物 ， 间歇性地从太阳表面喷射到日冕中 。田晖告诉科技日报
“针状物像喷泉一样向外运动 ， 所以其轨迹呈细长状 。由于下方色球背景物质发出的氢原子Hα谱线辐射向外传输时被针状物吸收 ， 所以在Hα图像中针状物看起来是暗的 。”田晖称 ， 针状物是磁重联将位于低层大气（色球）的物质加速向外抛出时形成的 。“被抛出的物质包括中性原子、电子和离子等温度约1万摄氏度的物质 。”
2014年 ， 田晖等人根据界面层成像光谱仪卫星（IRIS）的观测数据 ， 在《科学》杂志上发表论文指出 ， 很大一部分针状物被加热到了至少10万摄氏度左右 。此外 ， 一些观测也显示 ， 部分针状物可能会被加热到百万摄氏度的量级 。“这些研究表明 ， 针状物在日冕的物质和能量供应中起到了非常重要的作用 ， 了解其产生和传输过程是解决日冕加热问题的关键 。”田晖说 。
不过 ， 人们对针状物的产生机制莫衷一是 。田晖告诉
然而 ， 这些说法几乎都没有获得太阳物理界的普遍认同 。主要是因为缺乏直接的观测证据来证实 。受限于过去望远镜的分辨率和灵敏度 ， 观测针状物的产生过程极其困难 。
大口径太阳望远镜功不可没
田晖及其博士后檀摩耶·萨曼塔（Tanmoy Samanta）等与美国大熊湖天文台合作 ， 利用美国古迪太阳望远镜对太阳宁静区（除去黑子及其周围谱斑以外的区域）针状物的产生机制和加热过程进行了观测 。
利用氢原子Hα谱线 ， 课题组对针状物进行了长时间（约3.5秒）和高空间分辨率（约45千米）的成像观测研究 。通过测量铁原子1.56微米谱线的偏振轮廓 ， 课题组获得了光球深处磁场演化的高质量数据 ， 磁图的空间分辨率达150千米左右 。
在详细分析数据后 ， 他们发现 ， 不同极性磁场结构之间的相互作用与针状物的产生紧密相关 。这些针状物通常产生于太阳上一种对流单元边界处的强磁场区域（称为网络组织）附近 。当网络组织附近出现相反极性的小尺度弱磁场结构时 ， 通常针状物便会产生 。一些相反极性的磁场结构在与网络组织的磁场靠近的过程中逐渐变小并最终消失 ， 在此过程中观测到伴随的针状物活动 。
“这些观测结果为磁重联驱动针状物的观点提供了强有力的支持 。”田晖称 ， 磁重联是等离子体中磁场拓扑结构发生改变 ， 导致磁场的能量释放出来加热和加速物质的一种物理过程 。
太阳上普遍存在小尺度的磁流浮现（即磁场结构从太阳内部上浮到太阳大气中）过程 。“当这些新浮现出来的小尺度磁场结构靠近强磁场的网络组织 ， 并且二者接触面上磁场极性相反时 ， 便可能发生磁重联 。”田晖说 。
磁重联将位于低层大气的物质加速向外抛出 ， 形成针状物 。这与当前最流行的两种针状物产生机制（磁流体激波、中性与电离成分之间的相互作用）截然不同 。这一图像也与现有的几个磁重联驱动针状物的数值模型所描述的图像不同 。
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