寫佇天頂个名–尤金・帕克和以他命名的帕克太陽探測器
- 物理專文
- 撰文者：黃一民
- 發文日期：2020-11-12
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帕克太陽探測器 (Parker Solar Probe, PSP) 於2018年 8 月 12 日升空了！這是美國太空總署 (National Aeronautics and Space Administration, NASA) 的年度大事。在接下來七年的任務期間，帕克太陽探測器將環繞太陽24次來近距離觀測被稱作外日冕 (outer solar corona) 的太陽大氣。借助金星的萬有引力，它的軌道會逐漸縮小。它將在2025年最接近太陽，距離太陽中心僅有9.86個太陽半徑（690萬公里）。屆時它的速度將高達每秒192 公里，是光速的0.064%。這將寫下史上最接近太陽和最高速人造物體的雙料新紀錄。
這個任務以芝加哥大學的尤金・帕克 (Eugene Newman Parker) 教授命名，以表彰這位太陽物理的傳奇人物。這也是NASA首度以仍在世的人物來為太空船命名。帕克生於 1927 年，今年已是93歲高齡，但在國際研討會偶爾還能看到他的身影。帕克在太空物理與電漿天文學的貢獻是全方位的。從太陽發電機 (solar dynamo) [註1]、太陽風 (solar wind)、磁重聯 (magnetic reconnection)、日冕加熱 (coronal heating)、到宇宙射線 (cosmic ray) 以及星際物質 (interstellar medium) 等重要領域他都有先驅性的工作。帕克在1979年出版的專著「宇宙的磁場：它們的起源與活動」(Cosmical Magnetic Fields: Their Origin and Their Activity) 是他早年研究工作的集大成之作。牛津大學出版社在2019年以平裝本再版了這本絕版多年的經典。在帕克廣泛多元的研究之中，要以太陽風、磁重聯、和日冕加熱的工作和帕克太陽探測器最為相關。以下我們先回顧一下帕克在這些領域的重要工作。
圖一：尤金・帕克攝於2007年 (Wikipedia)。
在肉眼可見的電磁波段，平常我們能看見的是被稱為光球 (photosphere) 的太陽表面[註2]。但在光球之外還有更稀薄的，被稱作色球 (chromosphere) 以及日冕 (corona) 的太陽大氣。因為色球和日冕在可見光波段的亮度遠低於光球的亮度，平常我們看不見它們。只有在日全食發生的時候，光球被月球遮蔽，我們才得以看到它們。光球的絕對溫度大約是6000度，色球的溫度是6000-20000度，但日冕的溫度卻高達百萬度以上。介於色球與日冕中間有一層寬約100公里的過渡區 (transition zone)。在這個短短的距離裡，溫度迅速從20000度上升到百萬度。
帕克的這個計算在1958年發表在天文物理期刊 (The Astrophysical Journal)，但過程並不順利。雖然說之前德國天文學家畢爾曼 (Ludwig Biermann) 經由觀察彗星的彗尾已經指出似乎有氣體從太陽流出，當時學界普遍認為太空是空的。帕克的論文被兩位審稿人拒絕。其中一位審稿人甚至要帕克在寫論文前先去圖書館做好功課。帕克向期刊的主編，同為芝加哥大學教授，後來得到諾貝爾物理獎的錢德拉西卡 (Subrahmanyan Chandrasekhar) 申訴。帕克指出，審稿人並沒有找到論文有任何錯誤。錢德拉西卡的想法我們不得而知，也許他想起了自己早年關於白矮星 (white dwarf) 質量上限的預測遭到愛丁頓爵士 (Sir Arthur Stanley Eddington) 強烈反對的往事。結果是，錢德拉西卡否決了審稿人的意見，刊登了這篇重要的論文。據說帕克在多年之後提到這件事曾說：『如果一篇論文很容易就發表了，就表示裡面什麼都沒說。』這是過來人的經驗之談，很適合送給青年學子們勵志。論文發表後不久，在1959年1月，蘇聯的太空船月球一號 (Luna 1) 首度直接測量到太陽風。三年後，美國的航海家二號 (Mariner 2) 也做出了類似的發現。
帕克的另一個重要貢獻是建立第一個磁重聯理論來解釋太陽耀斑 (solar flare)。要了解磁重聯，首先必須先介紹阿爾文的磁通量凍結定理 (magnetic flux frozen-in theorem)。由於電漿是很好的電導體，電漿裡的電流會經由洛倫茲力 (Lorentz force) 和磁場交互作用。因此，在流體的框架下，電漿是由磁流體力學 (magnetohydrodynamics, MHD) 來描述。現在我們想像一個隨著電漿移動的任意虛擬迴路。阿爾文在1942年證明，在假設電漿是完美導體（即電阻為零）的情況下，通過這個迴路的磁通量不隨時間變化。從這個磁通量凍結定理可以得到以下的推論：磁力線會隨著電漿流動而扭曲變形，但是拓撲 (topology) 是不變的；如果兩個無窮小的電漿元 (plasma element) 是由磁力線連結，它們永遠都會在同一個磁力線上[註4]。然而，真實世界的電漿不是完美導體，因此磁力線的拓撲是可以改變的。
1956年8月，在瑞典首都斯德哥爾摩的國際天文學研討會上，史威 (Peter Sweet) 提出如圖三的過程可能是太陽耀斑的成因。帕克也在那場研討會。在回家的路上，帕克完成了對這個過程的數學分析，並得到了磁重聯速度正比於電阻的根號的經典結論。這個結果在史威之前發表在1957 年地球物理期刊 (Journal of Geophysical Research)，而史威的論文則是發表在1958年出版的會議紀錄。但帕克的論文題目「史威的傳導流體磁場融合機制」 (Sweet's mechanism for merging magnetic fields in conducting fluids) 開宗明義把發現這個機制的創見歸功於史威。這就是著名的史威-帕克磁重聯理論。由於日冕是極好的導體，在一般的情形下，史威-帕克磁重聯速度並不足以解釋太陽耀斑生成的速度。但作為第一個磁重聯理論，史威-帕克理論在今天仍具有舉足輕重的地位。許多當代的快速磁重聯理論都是由史威-帕克理論進一步發展而來。
前面我們提到，日冕的溫度高達百萬度以上，但光球卻只有約6000度。這個違反熱力學常識的現象迄今仍是太陽物理中未解之謎。太陽的能量是由中心的核融合反應產生，再經由輻射與對流向外傳播。熱力學告訴我們，能量是由高溫向低溫傳播。因此太陽的溫度從中心向外遞減。但這個趨勢在光球以外卻反了過來。從極紫外光 (extreme ultraviolet) 的波段觀測，我們常可看到如圖四中冕環 (coronal loop) 的結構，是日冕中較高溫的區域。由於電漿的熱傳導主要是沿著磁場方向，因此冕環可被視為是磁力線的體現。我們可據此推知，磁場在日冕加熱中必然扮演關鍵的角色。
介紹完帕克的重要貢獻，現在我們回過頭來講帕克太陽探測器 (PSP)。科學家們在1950年代就已經提出近距離探測太陽的想法。但由於耗資過巨與技術的困難，直到現在才能付諸實現。這個任務的主要目標是：(1) 追蹤日冕加熱與太陽風加速的能量流動；(2) 確定在太陽風源頭電漿和磁場的動力學與結構；(3) 探索加速與輸運高能粒子的機制。為了實現這些目標，PSP上裝置了四組主要的儀器：
FIELDS–用原位 (in situ) 和遙感 (remote sensing) 的方式測量電場、磁場。
IS⊙IS（Integrated Science Investigation of the Sun，讀作"ee-sis"）–偵測電子、質子、重離子的高能粒子。IS⊙IS有EPI-Lo和EPI-Hi (EPI＝Energetic Particle Instrument) 這兩組儀器來收集不同能量範圍的粒子。
SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons)–測量氫離子、氦離子、電子的密度、溫度、與速度分佈。
WISPR (Wide-field Imager for Solar Probe)–用兩架光學望遠鏡來拍攝PSP即將進入的日冕和內太陽圈 (inner heliosphere) 區域的影像。
由於在近日點的太陽輻射強度高達每平方公尺650千瓦，是在地球軌道的475倍，PSP設有太陽盾來保護太空船的系統與儀器免於太陽輻射的損害。 太陽盾由強化碳複合材料製造， 厚11.4公分。太陽盾可以在面向太陽的一邊高達攝氏1400度的情況下，在另一邊仍維持30度的低溫。
PSP的儀器取得的數據會經由高增益天線 (High Gain Antenna) 傳輸回地球。這次任務，NASA特別開放大眾參與把他們的名字和帕克一起寫在天上。在高增益天線下有一塊裝有記憶卡的匾牌。記憶卡裡存有110多萬人的姓名，帕克的照片，以及他在1958年預測太陽風的論文電子檔。
到截稿日期為止，PSP 已經通過近日點五次。最近的一次是2020年6月9日，距離太陽1870萬公里，速度每秒109 公里。PSP的數據經分析後已經發表了一系列的重要發現。以前一般認為，太陽風裡的磁場方向大致維持不變，而強度隨著與太陽的距離逐漸減弱。但PSP發現，太陽風裡的磁場會在很短的時間裡瞬間反向。這個被稱為「反轉」 (switchback) 現象的成因目前仍眾說紛紜。但可以確定的是，這個現象在離太陽較遠處所做的觀測中從來不曾出現過。另一個意外的發現是，在35個太陽半徑以外的電漿沿著太陽自轉的方向仍有顯著的切向速度，而傳統上一般認為在這個區域的電漿主要應是沿徑向流動。此外，雖然說現在是太陽低活動的時段，以致於在地球軌道幾乎觀測不到太陽高能粒子的事件，但PSP仍然觀測到許多不同強度的高能粒子事件。這些較低強度的事件和過去觀察到的高強度事件有高度相似性。這顯示這些不同尺度的事件很可能是由相同的機制來驅動。這對我們進一步了解日冕加熱提供了極有用的訊息。依照NASA的傳統，PSP的數據對外公開供大眾分析研究。有興趣的讀者不妨看看，也許會有意想不到的發現喔。
作為一個氣態的星體，太陽嚴格說來是沒有表面的。這裡我們採用了一個方便的說法。
靜態解與穩態解的差別在於，靜態解的流體速度為零且不隨時間演化，而穩態解只要求不隨時間演化。靜態解是穩態解的特例。
雖說這個定理歸功於阿爾文，他本人對於這個定理廣泛地被誤用很有意見。他多次剴切指出，經由這個定理大談磁力線的速度是沒有意義的。
參考資料與延伸閱讀：
維基百科中英文相關條目。
Choudhuri, A. R., The Physics of Fluids and Plasmas (Cambridge University Press, 1998).
Peter, H. & Dwivedi, B. N., Discovery of the Sun's million-degree hot corona. Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 1 (2014).
Russell, A. J. B., Commentary: Discovery of the Sun's million-degree hot corona, Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 5 (2018).
Parker, E. N., Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields, Astrophysical Journal, 128, 664-676 (1958).
Parker, E. N. Sweet's mechanism for merging magnetic fields in conducting fluids, Journal of Geophysical Research, 62, 509-520 (1957).
Sweet, P. A. “The neutral point theory of solar flares”, in Electromagnetic Phenomena in Cosmical physics (Cambridge University Press, 1958), pp. 123-134.
Parker, E. N., Topological dissipation and the small-scale fields in turbulent gases, Astrophysical Journal, 174, 499-510 (1972).
Parker, E. N., Exploring the innermost solar atmosphere, Nature Astronomy, 4, pp. 19-20 (2019).
Parker Solar Probe Press Kit (http://parkersolarprobe.jhuapl.edu/Th ... ocs/SolarProbe_PK_WEB.pdf)
作者：黃一民 博士
普林斯頓大學 天文物理科學系
這個任務以芝加哥大學的尤金・帕克 (Eugene Newman Parker) 教授命名，以表彰這位太陽物理的傳奇人物。這也是NASA首度以仍在世的人物來為太空船命名。帕克生於 1927 年，今年已是93歲高齡，但在國際研討會偶爾還能看到他的身影。帕克在太空物理與電漿天文學的貢獻是全方位的。從太陽發電機 (solar dynamo) [註1]、太陽風 (solar wind)、磁重聯 (magnetic reconnection)、日冕加熱 (coronal heating)、到宇宙射線 (cosmic ray) 以及星際物質 (interstellar medium) 等重要領域他都有先驅性的工作。帕克在1979年出版的專著「宇宙的磁場：它們的起源與活動」(Cosmical Magnetic Fields: Their Origin and Their Activity) 是他早年研究工作的集大成之作。牛津大學出版社在2019年以平裝本再版了這本絕版多年的經典。在帕克廣泛多元的研究之中，要以太陽風、磁重聯、和日冕加熱的工作和帕克太陽探測器最為相關。以下我們先回顧一下帕克在這些領域的重要工作。
圖一：尤金・帕克攝於2007年 (Wikipedia)。
在肉眼可見的電磁波段，平常我們能看見的是被稱為光球 (photosphere) 的太陽表面[註2]。但在光球之外還有更稀薄的，被稱作色球 (chromosphere) 以及日冕 (corona) 的太陽大氣。因為色球和日冕在可見光波段的亮度遠低於光球的亮度，平常我們看不見它們。只有在日全食發生的時候，光球被月球遮蔽，我們才得以看到它們。光球的絕對溫度大約是6000度，色球的溫度是6000-20000度，但日冕的溫度卻高達百萬度以上。介於色球與日冕中間有一層寬約100公里的過渡區 (transition zone)。在這個短短的距離裡，溫度迅速從20000度上升到百萬度。
圖二：日全食時肉眼可見的日冕。作者攝於 2017 年。
日冕的溫度高達百萬度以上的這個結論是在1940年代初經由重離子的光譜線及日冕在太陽重力場下延伸的範圍等證據建立。德國天文學家格羅崔恩 (Walter Grotrian)，瑞典的光譜學家伊德蘭 (Bengt Edlén) 以及後來得到諾貝爾物理獎的阿爾文 (Hannes Alfvén) 對這個發現做出了關鍵的貢獻。在這樣的高溫之下，原子裡的電子會游離出來，而變成被稱為電漿 (plasma) 的物質第四態。帕克想了解這個百萬度高溫的日冕是如何延伸到太空，於是他試著尋找滿足重力平衡和熱傳導方程的靜態解。但奇怪的是，這個靜態解在無窮遠處的壓力並不趨近於零，而是趨近一個定值。由於這個定值遠大於星際物質的壓力，星際物質無法支持這個靜態解。帕克因此做出結論：在日冕之外的大氣並不是靜止的，而必定是不停的向外擴張。在這個假設下，帕克得到了新的穩態解[註3]。這個由日冕向外加速的電漿流後來被稱作太陽風。帕克的這個計算在1958年發表在天文物理期刊 (The Astrophysical Journal)，但過程並不順利。雖然說之前德國天文學家畢爾曼 (Ludwig Biermann) 經由觀察彗星的彗尾已經指出似乎有氣體從太陽流出，當時學界普遍認為太空是空的。帕克的論文被兩位審稿人拒絕。其中一位審稿人甚至要帕克在寫論文前先去圖書館做好功課。帕克向期刊的主編，同為芝加哥大學教授，後來得到諾貝爾物理獎的錢德拉西卡 (Subrahmanyan Chandrasekhar) 申訴。帕克指出，審稿人並沒有找到論文有任何錯誤。錢德拉西卡的想法我們不得而知，也許他想起了自己早年關於白矮星 (white dwarf) 質量上限的預測遭到愛丁頓爵士 (Sir Arthur Stanley Eddington) 強烈反對的往事。結果是，錢德拉西卡否決了審稿人的意見，刊登了這篇重要的論文。據說帕克在多年之後提到這件事曾說：『如果一篇論文很容易就發表了，就表示裡面什麼都沒說。』這是過來人的經驗之談，很適合送給青年學子們勵志。論文發表後不久，在1959年1月，蘇聯的太空船月球一號 (Luna 1) 首度直接測量到太陽風。三年後，美國的航海家二號 (Mariner 2) 也做出了類似的發現。
帕克的另一個重要貢獻是建立第一個磁重聯理論來解釋太陽耀斑 (solar flare)。要了解磁重聯，首先必須先介紹阿爾文的磁通量凍結定理 (magnetic flux frozen-in theorem)。由於電漿是很好的電導體，電漿裡的電流會經由洛倫茲力 (Lorentz force) 和磁場交互作用。因此，在流體的框架下，電漿是由磁流體力學 (magnetohydrodynamics, MHD) 來描述。現在我們想像一個隨著電漿移動的任意虛擬迴路。阿爾文在1942年證明，在假設電漿是完美導體（即電阻為零）的情況下，通過這個迴路的磁通量不隨時間變化。從這個磁通量凍結定理可以得到以下的推論：磁力線會隨著電漿流動而扭曲變形，但是拓撲 (topology) 是不變的；如果兩個無窮小的電漿元 (plasma element) 是由磁力線連結，它們永遠都會在同一個磁力線上[註4]。然而，真實世界的電漿不是完美導體，因此磁力線的拓撲是可以改變的。
圖三：磁重聯示意圖。
磁重聯很難在數學上嚴格地定義。大致上來說，是磁力線拓撲的變化伴隨著磁場能量轉化為電漿的動能及熱能的過程。電漿的動能與熱能再轉化為電磁輻射，就變成天文裡可觀測的現象。磁重聯通常發生在電流片（current sheet，是電流高強度聚集的片狀結構）。在電流片裡，電漿的電阻效應變得不可忽略；也就是說，完美導體不再是一個好的近似，因此磁力線的連結可以重組。一個簡單的磁重聯圖像如圖三。上圖顯示兩個相反方向的磁場彼此靠近（箭頭是磁力線方向），因此在中間形成一個電流片（黃色區域）。此時兩個紅色的電漿元由磁力線連結，綠色的電漿元也是如此。下圖顯示磁重聯發生以後。此時紅色的電漿元不再彼此連結，而是連結到綠色的電漿元。磁重聯發生之後，洛倫茲力把電流片裡的電漿向左右兩邊拉出，因此電流片上下的電漿就流進來填補。這就產生了磁重聯的入流和出流（藍色箭頭）。在這個過程中，磁場的能量被轉化為動能，而電阻造成的耗散轉化為熱能。磁重聯也被認為是產生太陽高能粒子 (solar energetic particles) 的重要機制。1956年8月，在瑞典首都斯德哥爾摩的國際天文學研討會上，史威 (Peter Sweet) 提出如圖三的過程可能是太陽耀斑的成因。帕克也在那場研討會。在回家的路上，帕克完成了對這個過程的數學分析，並得到了磁重聯速度正比於電阻的根號的經典結論。這個結果在史威之前發表在1957 年地球物理期刊 (Journal of Geophysical Research)，而史威的論文則是發表在1958年出版的會議紀錄。但帕克的論文題目「史威的傳導流體磁場融合機制」 (Sweet's mechanism for merging magnetic fields in conducting fluids) 開宗明義把發現這個機制的創見歸功於史威。這就是著名的史威-帕克磁重聯理論。由於日冕是極好的導體，在一般的情形下，史威-帕克磁重聯速度並不足以解釋太陽耀斑生成的速度。但作為第一個磁重聯理論，史威-帕克理論在今天仍具有舉足輕重的地位。許多當代的快速磁重聯理論都是由史威-帕克理論進一步發展而來。
圖四： NASA 的 TRACE 衛星拍攝的冕環。
前面我們提到，日冕的溫度高達百萬度以上，但光球卻只有約6000度。這個違反熱力學常識的現象迄今仍是太陽物理中未解之謎。太陽的能量是由中心的核融合反應產生，再經由輻射與對流向外傳播。熱力學告訴我們，能量是由高溫向低溫傳播。因此太陽的溫度從中心向外遞減。但這個趨勢在光球以外卻反了過來。從極紫外光 (extreme ultraviolet) 的波段觀測，我們常可看到如圖四中冕環 (coronal loop) 的結構，是日冕中較高溫的區域。由於電漿的熱傳導主要是沿著磁場方向，因此冕環可被視為是磁力線的體現。我們可據此推知，磁場在日冕加熱中必然扮演關鍵的角色。
圖五：帕克的日冕加熱模型（取自帕克1972年發表的論文）
帕克對日冕加熱的思考可說是物理學家簡化問題的典範。他把冕環簡化為圖五的模型。這裡左右兩邊的平面代表太陽的表面。磁力線穿過兩個平面中間的日冕區從一邊到另一邊。由於太陽表面的大氣因溫度梯度產生的不穩定性而造成對流，磁力線在太陽表面的足點 (footpoint) 會被隨機地拖曳，導致日冕裡的磁力線變成辮子（或意大利麵）的型態。帕克論證說，即便太陽表面的對流是光滑的，日冕裡的磁場會被極度的剪切而產生電流片，導致磁重聯或電阻耗散。這個發表於1972年的理論影響深遠，至今爭議不斷。這個被學界稱作「帕克問題」 (Parker problem) 的爭議點在於，帕克認為在電漿是完美導體的假設下，日冕的磁場會變得不連續；也就是說，電流密度在一些「奇異面」上變成無窮大。帕克認為這些奇異面在日冕裡到處存在，形成的「奈米耀斑」(nanoflare) 是日冕加熱的由來。科學家對帕克的模型進行了大量的電腦模擬，證實高強度的電流片與耗散可以由這個機制產生。但對於帕克問題，讓所有人信服的數學證明（或反證）迄今尚未出現，有待科學家們繼續努力。圖六：帕克太陽探測器的儀器（圖片來源： NASA/Johns Hopkins APL/Margaret Brown）
介紹完帕克的重要貢獻，現在我們回過頭來講帕克太陽探測器 (PSP)。科學家們在1950年代就已經提出近距離探測太陽的想法。但由於耗資過巨與技術的困難，直到現在才能付諸實現。這個任務的主要目標是：(1) 追蹤日冕加熱與太陽風加速的能量流動；(2) 確定在太陽風源頭電漿和磁場的動力學與結構；(3) 探索加速與輸運高能粒子的機制。為了實現這些目標，PSP上裝置了四組主要的儀器：
FIELDS–用原位 (in situ) 和遙感 (remote sensing) 的方式測量電場、磁場。
IS⊙IS（Integrated Science Investigation of the Sun，讀作"ee-sis"）–偵測電子、質子、重離子的高能粒子。IS⊙IS有EPI-Lo和EPI-Hi (EPI＝Energetic Particle Instrument) 這兩組儀器來收集不同能量範圍的粒子。
SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons)–測量氫離子、氦離子、電子的密度、溫度、與速度分佈。
WISPR (Wide-field Imager for Solar Probe)–用兩架光學望遠鏡來拍攝PSP即將進入的日冕和內太陽圈 (inner heliosphere) 區域的影像。
由於在近日點的太陽輻射強度高達每平方公尺650千瓦，是在地球軌道的475倍，PSP設有太陽盾來保護太空船的系統與儀器免於太陽輻射的損害。 太陽盾由強化碳複合材料製造， 厚11.4公分。太陽盾可以在面向太陽的一邊高達攝氏1400度的情況下，在另一邊仍維持30度的低溫。
PSP的儀器取得的數據會經由高增益天線 (High Gain Antenna) 傳輸回地球。這次任務，NASA特別開放大眾參與把他們的名字和帕克一起寫在天上。在高增益天線下有一塊裝有記憶卡的匾牌。記憶卡裡存有110多萬人的姓名，帕克的照片，以及他在1958年預測太陽風的論文電子檔。
到截稿日期為止，PSP 已經通過近日點五次。最近的一次是2020年6月9日，距離太陽1870萬公里，速度每秒109 公里。PSP的數據經分析後已經發表了一系列的重要發現。以前一般認為，太陽風裡的磁場方向大致維持不變，而強度隨著與太陽的距離逐漸減弱。但PSP發現，太陽風裡的磁場會在很短的時間裡瞬間反向。這個被稱為「反轉」 (switchback) 現象的成因目前仍眾說紛紜。但可以確定的是，這個現象在離太陽較遠處所做的觀測中從來不曾出現過。另一個意外的發現是，在35個太陽半徑以外的電漿沿著太陽自轉的方向仍有顯著的切向速度，而傳統上一般認為在這個區域的電漿主要應是沿徑向流動。此外，雖然說現在是太陽低活動的時段，以致於在地球軌道幾乎觀測不到太陽高能粒子的事件，但PSP仍然觀測到許多不同強度的高能粒子事件。這些較低強度的事件和過去觀察到的高強度事件有高度相似性。這顯示這些不同尺度的事件很可能是由相同的機制來驅動。這對我們進一步了解日冕加熱提供了極有用的訊息。依照NASA的傳統，PSP的數據對外公開供大眾分析研究。有興趣的讀者不妨看看，也許會有意想不到的發現喔。
圖七：PSP的WISPER在2020年7月5日拍攝到剛通過近日點不久的NEOWISE 彗星。圖中可看到兩個彗尾。上方筆直較暗的是離子尾 (ion tail)，指向太陽風的方向。下方微彎的是塵埃尾 (dust tail)（圖片來源：NASA/Johns Hopkins APL/Naval Research Lab/Parker Solar Probe/Brendan Gallagher）
太陽發電機這個名詞也許會引起誤解。太陽發電機是用來解釋太陽磁場的起源和活動。由於磁場是由電流產生，要解釋太陽磁場就必須解釋太陽裡電流的起源。這就是使用「發電機」這個術語的原因。大多數的天體，從行星、恆星、到星系，都帶有磁場。因此「發電機」理論也可以應用在其他系統。作為一個氣態的星體，太陽嚴格說來是沒有表面的。這裡我們採用了一個方便的說法。
靜態解與穩態解的差別在於，靜態解的流體速度為零且不隨時間演化，而穩態解只要求不隨時間演化。靜態解是穩態解的特例。
雖說這個定理歸功於阿爾文，他本人對於這個定理廣泛地被誤用很有意見。他多次剴切指出，經由這個定理大談磁力線的速度是沒有意義的。
參考資料與延伸閱讀：
維基百科中英文相關條目。
Choudhuri, A. R., The Physics of Fluids and Plasmas (Cambridge University Press, 1998).
Peter, H. & Dwivedi, B. N., Discovery of the Sun's million-degree hot corona. Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 1 (2014).
Russell, A. J. B., Commentary: Discovery of the Sun's million-degree hot corona, Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 5 (2018).
Parker, E. N., Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields, Astrophysical Journal, 128, 664-676 (1958).
Parker, E. N. Sweet's mechanism for merging magnetic fields in conducting fluids, Journal of Geophysical Research, 62, 509-520 (1957).
Sweet, P. A. “The neutral point theory of solar flares”, in Electromagnetic Phenomena in Cosmical physics (Cambridge University Press, 1958), pp. 123-134.
Parker, E. N., Topological dissipation and the small-scale fields in turbulent gases, Astrophysical Journal, 174, 499-510 (1972).
Parker, E. N., Exploring the innermost solar atmosphere, Nature Astronomy, 4, pp. 19-20 (2019).
Parker Solar Probe Press Kit (http://parkersolarprobe.jhuapl.edu/Th ... ocs/SolarProbe_PK_WEB.pdf)
作者：黃一民 博士
普林斯頓大學 天文物理科學系