日冕溫度高，是光球裡大氣渦流產生的磁電漿脈衝所造成

英國謝菲爾德大學（University of Sheffield）研究學者 Jiajia Liu 帶領團隊首度觀測到證據，證明太陽大氣到處都有渦流，可能因此常產生短暫的阿耳芬脈衝（Alfvén pulses），涵蓋範圍如英國大小，能量從太陽表面傳遞到高層太陽大氣；換言之，從太陽表面到太陽高層大氣，溫度為何會從數千度劇烈增加至數百萬度，磁電漿（magnetic plasma）的波動和脈衝，可能就是解釋這個問題的關鍵。

許多科學家曾提過各式各樣理論來解釋太陽大氣劇烈增溫的現象，但一直懸而未決。謝菲爾德大學和中國科學技術大學（University of Science and Technology of China）科學家發展出一套數學模擬系統，探究阿耳芬波在磁電漿裡傳遞的情況，結果發現短暫的阿耳芬脈衝會在太陽光球層電漿內大量產生渦流，每個渦流大小都相當於英國愛爾蘭島的面積，任何時間點光球層都有約至少 15 萬個這樣的磁脈衝渦流。阿耳芬波是瑞典物理學家阿耳芬（Hannes Olof Gösta Alfvén）於 1940 年代末期提出，是電漿中沿磁場方向傳播的低頻橫波。

Liu 團隊表示，宇宙到處都有渦流運動，從一般家庭水龍頭流出直徑大小只有幾公分的水流，到地球或太陽大氣的龍捲風，太陽表面的太陽噴流，甚至規模達 52 萬光年的螺旋星系等。最新研究首度呈現觀測證據，證明太陽大氣普遍存在的渦流可能產生短暫的阿耳芬脈衝。

▲ 太陽光球和色球內觀測到阿耳芬脈衝和電漿渦流之間的關聯示意圖。光球和色球影像來自日本日光號太空船（Hinode），彩色線條顯示數值模擬的磁力線，紅色和藍色曲線代表偵測到的渦流。（Source：謝菲爾德大學）

阿耳芬脈衝能沿著圓柱狀的磁通管（magnetic flux tube）輕易穿透太陽大氣，所以一路暢行無阻地向上抵達太陽色球層，甚至更高的日冕層。然而阿耳芬脈衝穿行磁電漿時，並不會在局部區域集中增強或變稀薄，所以很難直接觀測阿耳芬模式。阿耳芬脈衝也無法與其他種磁電漿模式分別，例如稱為「扭折模式」（kink mode）的橫向磁電漿波。

Liu 團隊偵測到的阿耳芬脈衝攜帶的能通量，估計比加熱局部上層色球大氣需要的能量還高 10 倍以上。色球界在太陽表面和最外層的熾熱日冕之間，厚度並不厚，日全食的時候可見呈玫紅色。雖然日冕增溫問題並未完全解決，但至少現在瞭解光球層內規模如英國大小的磁電漿渦流可能扮演重要的傳遞角色，且不僅傳遞能量，可能也有物質質量傳輸，值得進一步探討。