一、海尔为太阳物理学做出杰出贡献

16 09年，伽利略发明历史上第一具天文望远镜，成为天文学史上划时代的创举。这具望远镜的聚光能力约为肉眼的数十倍，很短时间里便取得了一系列突破性的天文发现。20世纪，海尔研制三台大型光学望远镜，完成了从经典的天文望远镜到现代大型望远镜的转变。5.08m口径的海尔望远镜的聚光能力超过伽利略望远镜10 000倍，独领风骚近半个世纪。天文望远镜的发展使我们能够观测更遥远、更暗弱的天体及天体现象。海尔在太阳光谱方面的研究成果也是杰出的，发明太阳单色照相仪和太阳塔，首次发现太阳黑子磁场、普遍磁场及黑子磁性转变的22年周期。海尔的这些贡献都是诺贝尔奖级别的，从1913年起，他多次被提名为诺贝尔物理学奖的候选人，却受到重重阻挠，反对之声很强烈，每次都落选。1923年的评审会上，坚持反对海尔入选的一位评委说得非常露骨：“天体物理发展太快，以致几乎覆盖了整个天文学，而诺贝尔奖并没有设天文学奖，因此天体物理也不应该获诺贝尔物理学奖。”

1.太阳单色光照相仪和太阳塔

海尔（图3-1）1868年生于美国芝加哥，从小喜爱天文，14岁时就拥有一台二手的克拉克光学望远镜，安装在自家的房顶上，观测恒星、太阳黑子和日食。1886年，他进入美国麻省理工学院主攻物理学。1890年毕业后，到芝加哥大学任教，很快就升为副教授、教授。1895—1905年任叶凯士天文台首任台长。1904年主持建成威尔逊山天文台并任首届台长。

早在大学期间，海尔就在父亲的资助下，自己动手建立了一个太阳光谱实验室，并且设计出太阳单色光照相仪，在学校出尽了风头，在天文界也引起很大的反响。当时的天文学家应用光学望远镜只能观测太阳的光球层，而太阳大气有三层，即光球、色球和日冕。在可见光波段，色球的亮度只有光球的万分之一，日冕的亮度只有光球的百万分之一，非常暗淡。由于地球大气散射太阳光，地球大气比色球要亮100倍，完全把色球和日冕发出的非常微弱的可见光给淹没了。只有在发生日全食时，月球把光球遮挡后才能看到色球和发生在色球上的日珥及日冕。平时则无法观测色球，这可难倒了天文学家。但是，年轻的海尔看到一个小孩用红色透明糖纸挡在眼前看妈妈，引发了灵感，小孩说：“妈妈变红了。”海尔也拿糖纸挡在眼前瞧起来，他想：为什么隔着红玻璃纸看到的事物颜色都是红的呢？那是因为红玻璃纸把其他色光滤掉了，只让红光通过。继而他想，太阳光是由多种颜色的光合成的，能不能利用一种设备，把其他光滤掉只让一种光通过呢？受这一事件启发，他通过多次实验制作出一种特殊镜头——滤光器。在此基础上，他发明了太阳单色光照相仪。

太阳色球中有一条非常强的红色谱线——氢元素的Hα谱线，波长为6562.8 Å。光球也发射这条谱线，但是非常弱。用Hα谱线去看光球和色球，那色球要比光球明亮得多。海尔发明的太阳单色光照相仪仅拍摄Hα谱线，因此在非日全食期间观测太阳，可以看到红红的太阳色球层和日珥，成为观测研究太阳色球最重要的设备。直到1933年李奥（Bernard Ferdinand Lyot）发明了双折射滤光器，将其安装在太阳望远镜光路之中，形成完整的太阳色球望远镜，太阳单色光照相仪才退出历史舞台。

世界各国对太阳的观测研究都很重视，发展很快，但都遇到一个共同的难题：望远镜的口径越造越大，观测所得的图像却仍然不够清晰和稳定。时任威尔逊山天文台台长的海尔着手解决这个难题。他认为可能是地面大气受温度变化的影响产生了扰动，导致观测图像变差。1904年，他用一架小型光学望远镜在离地面20m高处观测太阳，发现所得图像比在地面上的观测结果好很多，因此提出建造塔式太阳望远镜（简称太阳塔）。塔高至少20m，顶部安置观测太阳的定天镜（一面反射镜，由电动操控的镜架使之跟踪由于地球自转引起的太阳视运动），将太阳光垂直导入正下方的成像系统和观测仪器，避免了地面大气扰动的影响。

1907年威尔逊山天文台建成世界上第一座太阳塔。太阳塔高18m，成为现代太阳观测的开端。1908年，海尔用这座太阳塔观测发现了太阳黑子磁场，这可是个了不起的大发现，因为这是人类首次观测到地球之外的天体的磁场。为了进一步测量黑子磁场，需要更大的色散光谱仪，要求有更长的焦距，18m高的塔明显满足不了需要。海尔决定筹建第二座46m高的太阳塔（图3-2）。这座太阳塔于1908年动工，1910年完成，1912年5月终端设备配齐后投入观测，在1962年美国基特峰太阳塔建成以前，一直是全球焦距最长的太阳塔。

这座46m高的太阳塔结构很特别，由两个塔组成，一个套一个。内塔支持塔顶的光学设备，主要是观测太阳用的定天镜。外塔支撑顶上的圆包，因此有效地防止了风引起的光学设备的颤抖。终端设备放置在塔的底部，获得的太阳图像非常清晰和稳定。观测室中的太阳像成为天文学家手中随心所欲的实验物。利用观测室配备齐全的设备，如分光仪、照相机、磁象仪等，想测太阳的哪个物理特性就用哪个仪器，想测哪个局部就把探测器放在太阳像的对应部分。这座世界上唯一双塔结构的太阳塔，取得了一系列的重大成果，如发现太阳自转、超米粒组织、太阳黑子极性反转的22年周期等。海尔1923年退休以后，威尔逊山的太阳观测仍很活跃。

威尔逊山天文台建成两座太阳塔之后，在美国和世界多个国家掀起了建造太阳塔的热潮。最著名的是美国1962年建成的基特峰天文台太阳塔。塔高32m，地下部分更是庞大。塔顶放置一面208 cm口径的反射镜（定天镜），把太阳光反射到150m以外的152 cm口径的物镜成像。焦距很长，获得的太阳像的直径达到0.8m。我国先后建成3座塔式太阳望远镜。1979年南京大学首先建成第一座太阳塔，塔高21m，定天镜口径60 cm，成像镜口径43 cm，焦距21.7m。国家天文台怀柔太阳观测站的太阳塔建于1984年，主要设备是由5台望远镜组成的多通道太阳望远镜，主要观测太阳磁场、速度场和太阳爆发活动等，观测成果誉满全球。2015年，云南天文台抚仙湖一米新真空太阳望远镜建成。真空太阳望远镜优于老一代塔式太阳望远镜，把成像光学设备都放在真空筒中，没有了空气，当然也就没有了空气流动。这样就解决了内部气流对成像的不利影响，获得的太阳图像更加清晰和稳定。

2.海尔推动现代光学望远镜发展

除发明太阳单色光照相仪和太阳塔之外，海尔还推动了现代光学望远镜的发展。光学望远镜的性能主要由分辨率和极限星等决定。分辨率是指分辨观测对象细节的能力，由望远镜的口径和观测频率决定：口径越大，分辨率越高；频率越高，分辨率越高。极限星等是望远镜能看到最暗的恒星的星等，表示灵敏度的大小，主要由望远镜主镜的口径决定，口径越大，灵敏度越高。因此，大口径成为望远镜发展的一个主要目标。

在海尔之前的光学望远镜有三大类：折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。伽利略发明的望远镜属于折射望远镜。1668年牛顿发明了反射望远镜，改变了光学望远镜的发展方向。英国天文学家赫歇尔一生当中共磨制了数百架望远镜，在研制反射望远镜方面作出了重大贡献。1786年，他制造了一架当时世界上最大的、口径达1.2m的反射望远镜。在赫歇尔之后大约100年，英国天文学家罗斯伯爵（William Parsons，3rd Earl of Rosse），先后制成了4架反射望远镜，最大口径达1.84m，曾雄霸一时。直到19世纪中叶，折射望远镜才得到进一步的发展。美国的克拉克（Alvan Clark）和他的儿子们共同完成了口径47 cm和66 cm的折射望远镜。此后，小克拉克（Alvan Graham Clark）得到海尔的帮助，游说金融家叶凯士（Charles Tyson Yerkes）出资建造了叶凯士天文台和世界上最大的、口径101 cm的折射望远镜，堪称空前绝后。

折射望远镜和反射望远镜都有自己各自的优缺点。折射望远镜视场大，每次可以观测较大范围的天区，但成像质量比较差。反射望远镜的清晰度高但视场小，每次只能看见几平方角分的天区。1930年，伯恩哈德·施密特（Bernhard Schmidt）研制出折反射望远镜，把两者的优点集于一身，使望远镜视场大、清晰度高。施密特望远镜成为非常理想的巡天望远镜。但是，施密特望远镜的口径很难做得很大。

海尔在帮助小克拉克完成口径101 cm的折射望远镜的建造后，把精力放在研制现代化的大型光学望远镜上，连续制造了口径1.53m、2.54m和5.08m三架大型反射望远镜，对光学望远镜的发展做出了重大的贡献。1897年海尔开始酝酿研制大型光学望远镜的计划，他决定在海拔1800m的威尔逊山建立天文台，自费花了25 000美元从巴黎买回一块直径1.53m的玻璃镜胚。1903年，1.53m的反射望远镜开始建造，经过五六年的努力，于1908年12月完成。在当时，只有罗斯伯爵的1.84m光学望远镜比它大，但是海尔的1.53m望远镜的性能远远超过了罗斯伯爵的望远镜。这不仅因为物镜由原来的金属材料改为玻璃材料镀银或镀铝——既避免了金属镜生锈的缺点，又提高了镜面的反射率，更重要的是因为望远镜整体的现代化程度使其操作起来非常方便灵活。反观罗斯伯爵的望远镜，只能在子午线方向附近移动，运转十分笨拙，而且还是金属镜面。海尔的1.53m望远镜连接上照相机可以拍摄到暗至20等的恒星。1915年美国天文学家亚当斯用它连接上光谱仪拍到了天狼星A那颗暗弱小伴星的光谱，这是人类首次拍到白矮星的光谱，为揭示白矮星身世的秘密提供了有力的观测依据。

1.53m口径反射望远镜的成功令海尔十分高兴，但并没有使他满足，他心里还有更大的追求目标，他要建造更大的望远镜。这时，洛杉矶一个名叫胡克（John D. Hooker）的富商愿意捐钱造一架史无前例的大望远镜，海尔欣然接受，决定造一架口径2.54m的反射望远镜。

然而，要得到一块口径2.54m的玻璃镜胚可不是一件容易办到的事情，许多玻璃厂家都没有胆量接这个活儿。最后，海尔不得不找到之前为他提供1.53m镜胚的法国玻璃厂。1908年，2.54m的玻璃镜胚运到了帕萨迪纳。海尔对这块大玻璃不甚满意，因为那上面有许多小气泡。他请玻璃厂又做了几块，每块都不是完美无缺的，而且情况似乎更糟糕。最后，海尔决定还是用第一块镜胚试一试。于是，他开始给镜胚抛光，抛光后发现小气泡并无大碍。

1918年年底，这架以胡克的名字命名的反射望远镜（图3-3）终于骄傲地矗立在威尔逊山天文台。它成为名副其实的世界冠军。尽管这个庞然大物的总重量达90 t（吨），但操作起来方便自如，而且能以很高的精度跟踪恒星，观测能力大大超过了以前所有的望远镜。天文学家使用它得到了许多重要发现，其中有两项里程碑式的贡献——沙普利发现银河中心在人马座和哈勃发现河外星系。

海尔研制、建造的光学望远镜，一个比一个大，一个比一个好。但是，他并未因此而满足，他还想建造口径更大、自动化程度更高的光学望远镜。具体来说，海尔要建造一台口径5.08m的光学望远镜，它的分辨率比2.54m望远镜要提高1倍，而灵敏度则要提高4倍。其中有两个难点：一是要弄到足够的钱，二是要有更精密的制造技术和自动化程度更高的控制系统。

海尔找到著名的石油大王洛克菲勒（John Davison Rockefeller）。由于海尔已经名声远扬，他的筹款工作马到成功，于1928年获得600万美金的资助，顺利地解决了筹建天文台和研制望远镜的经费问题。在20世纪30年代初期，由于洛杉矶的城市发展，威尔逊山的观测条件受到很大影响。海尔选择威尔逊山东南100多千米的帕洛马山为新的台址。至于5.08m望远镜的建造则是一项空前浩大的工程，遇到的技术难题很多。首先要解决5.08m口径的主镜的建造，经过细致的调查研究，海尔决定选用几年前纽约州康宁玻璃厂研制成功的一个新品种——派勒克斯玻璃，这种玻璃对热胀冷缩的抵抗能力比普通玻璃强3倍。为了进一步降低温度的影响和减轻镜片的重量，海尔将镜胚的形状进行了重大改革。镜胚一改以往整块玻璃的常态，而变成背后是纵横交错条纹的肋材。康宁玻璃厂经过多次试验之后，于1934年3月24日成功浇注了一块口径5.08m、重59 t的圆盘形玻璃镜胚，同年12月2日又浇注了同样的一块镜胚。为了尽量减少镜胚中的气泡，在冷却时对温度进行控制，使它缓慢冷却，冷却过程整整用了10个月的时间。这个史无前例的巨型镜胚安全抵达帕萨迪纳后，接着就是长时间的研磨和抛光，其间要把平面磨成曲面，中间要凹下去10 cm。59 t的镜胚研磨成型后只剩下14.5 t，可见工作量的巨大。其他配套工作非常多，同样也非常重要，如巨大的圆顶建筑、合适的镜筒、配套的辅助光学设备以及自动跟踪系统等等，都不是轻而易举就能完成的。1948年年初，这架5.08m的反射望远镜终于在帕洛马山上立起来了，镜筒长17m、重140 t，有六七层楼那么高。整个装置可动部分的总重量达500多吨。由于采用最新的技术，这样一个庞然大物竟然能够运转自如，不仅能够快速地对准观测的天体或天区，而且还能够精准地跟踪进行几个小时的观测。特别大的反射镜自身带来一个严重的问题，镜片将会因本身的重量而有轻微的下垂，改变表面形状的精确度，而且在望远镜转到不同的位置时，表面的变化情况不同。计算表明，镜片的精确度时时处处都维持在25 nm以内。5.08m单镜片达到了这个技术指标，几乎达到极限了。之后，很长的一段时间里没有更大型的光学望远镜问世，主要就是这个原因。

5.08m光学望远镜能拍摄到暗至23等的暗弱天体，能对远至几亿光年的遥远星系进行光谱测量。1948年6月3日，人们在巨镜下面举行了隆重的落成典礼。一位天文学家通过望远镜观看了星空以后兴奋地说：“我一生从未见过这么多星星，它们就像撒在鱼池上的花粉一样多。”人们亲切地称这架大望远镜为海尔的大眼睛。然而这时海尔已经长眠地下，离开人们整整十年了。为了纪念海尔的贡献，这台巨大的光学望远镜被正式命名为海尔望远镜（图3-4）。

自天文望远镜诞生以来，天文学家和望远镜制造专家们就一直没有停止对望远镜更高的追求。海尔望远镜达到了极致，在落成之后几乎半个世纪的时间里成为最好、贡献最大的望远镜。虽然苏联建成了6m口径的光学望远镜，但是它的观测品质远不及海尔望远镜。1969年，威尔逊山天文台和帕洛马山天文台合并，改名为海尔天文台，以纪念这位将自己毕生精力毫无保留地献给了光学望远镜研制和天文学事业的伟大科学家。

1993年，凯克10m光学望远镜建成，望远镜制造技术又开始了新的跃进，多镜片拼接和自适应光学成为新的技术亮点。到21世纪初，10余台口径8m以上的大型望远镜陆续建成。当今又在向口径30m以上的光学望远镜进军。

3.海尔对太阳物理的研究

观测设备的创新与更新换代必然推动天文研究的进步。海尔依靠当时最先进的光学望远镜，对太阳进行深入研究，做出了一系列杰出成果，加深了人们对太阳的认识。

1）太阳黑子及其磁场

太阳看上去很平静，但实际上它处在不断骚乱的状态之中，时常发生诸如黑子、日珥、耀斑、日冕物质抛射等活动现象。太阳黑子最常见，但不同年份情况很不一样，具有大约11年的变化周期。极大年份，日面上的黑子很多；极小年份，黑子很少。黑子看上去是黑的，实际上并不真是黑的，它们也是炽热明亮的气体，只是温度比5800 K的光球要低1500 K左右，显得暗黑了。

在海尔发明太阳单色光照相仪后，人们对太阳的观测不再局限于日食期间。海尔使用斯诺太阳望远镜对太阳进行跟踪观测，发现太阳黑子实际上是处于光球上由米粒组织构成的气态大漩涡中心。根据罗兰（Henry Augustus Rowland）1876年关于快速旋转的带电橡胶环产生磁场的实验，海尔推测黑子上也存在磁场。1896年，荷兰物理学家塞曼（Pieter Zeeman）在实验中发现，原子的光谱线在外加磁场中出现分裂，一条谱线会分裂成几条偏振化的谱线，这种现象称为塞曼效应，成为检验黑子磁场最好的方式。海尔经过观测于1907年发现太阳黑子磁场的存在，次年发表论文《关于太阳黑子中可能存在的磁场》（On the Probable Existence of a Magnetic Field in Sun-spots），证明太阳黑子上存在一个强度大约为2600 G的磁场。这是人类第一次把黑子与磁场联系起来，开启了对太阳磁物理性质的研究。

之后，海尔持续观测太阳，发现黑子一般是成群出现。一个黑子群中有两个主要黑子（图3-5），它们的磁极性是相反的。如果前导黑子是N极的，则后随黑子就是S极的，称为双极黑子群。对于整个半球（如北半球）出现的双极黑子，一前一后的极性都是如此。而在另一半球（南半球）情况则与此相反，前导黑子是S极的，后随黑子是N极的。在约为11年的太阳活动周期期间都保持这种状况。但是，到下一个活动周期开始，上述磁极性分布便全部颠倒过来。因此，每隔22年黑子磁场的极性分布经历一个循环，称为一个磁周，也称为海尔周期。

2）太阳普遍磁场

1892年，德裔英国物理学家舒斯特（Arthur Schuster）提出，一个快速旋转的球体会产生磁场，并猜想地球和太阳都存在普遍磁场。天文学家对耀斑、日冕的观测研究也都支持太阳本身就是一个磁体的猜想，但是缺乏直接观测的证明。海尔应用18m太阳塔观测发现太阳黑子磁场以后，接着就着手观测太阳的整体磁场，没有成功。这是因为太阳的普遍磁场比较弱，由磁场导致的谱线分裂太小，测量不出来。1912年，威尔逊山天文台建造了第二座46m高的太阳塔，焦距更长，光谱仪色散更大，能够拉大谱线的分裂。经过观测，海尔于1913年发表论文，证明太阳是一个磁体，估算在磁极附近磁感应强度为50 G。

随着天文观测技术的进步，现在天文学家可以很方便地测量太阳像上每一处的磁场，获得太阳的磁场分布。太阳磁场可以分为活动区局部磁场、普遍磁场和整体磁场三种情况。太阳是可以对其表面磁场的分布进行观测的唯一恒星，其他恒星只能估计整体磁感应强度。

太阳普遍磁场是指除活动区以外的区域的磁场，也就是宁静区的磁场。由于局部活动区磁场的干扰，太阳普遍磁场只是在两极区域比较显著，而不像地球磁场那样完整。太阳极区的磁感应强度只有1—2 G。太阳普遍磁场的强度经常变化，甚至极性会突然转换。宁静区的磁感应强度并不均匀一致，特别是发现了不少面积小、磁感应强度达几千高斯的磁结点。

把太阳当作一个整体进行测量可以获得日面各处平均下来的整体磁场。这种磁场的强度和极性呈现出有规则的变化。大致来说，在每个太阳自转周（约27天）内极性变化两次。这是由于日面上有东西对峙的极性相反的大片磁区，随着太阳由东向西自转，可以交替地观察到南极和北极的整体磁场。

太阳普遍磁场的来源是一个尚未解决的难题。目前比较受认可的有两种理论。一种认为现有的磁性是几十亿年前太阳形成时遗留下来的。因为理论计算表明，太阳普遍磁场的自然衰减期长达100亿年，磁性长期留存是可能的。另一种则认为太阳磁场是由太阳上等离子体（带电离子组成的流体）运动造成的。

4.现代太阳物理的发展

海尔开启了对太阳物理性质的研究，而现代天文学家使用地面望远镜及空间太阳探测器，深入研究太阳的内部结构和太阳活动。

1）太阳的结构和辐射

太阳的视直径约为0.5°，半径为696 000 km，分为6层，里3层，外3层，如图36所示。中心部分称为日核，半径约为0.25 R _☉ （太阳半径），大部分质量都集中在这里，温度特别高，可达1500万开，是太阳的产能区。日核外面的一层称为辐射区，日核产生的能量通过这一区域，以辐射的形式向外传出，它的范围从0.25 R _☉ 到0.86 R _☉ 。辐射区外的一层称为对流层，处于剧烈的上下对流状态，它的厚度为10万千米左右。对流层外是光球，是我们平时所看见的明亮的太阳圆面，光球厚度约500 km。光球之外是红色的色球，厚度大约2000 km。最外面为日冕，分为内冕和外冕，内冕厚约0.3 R _☉ ，外冕则达到几个太阳半径甚至更远。

太阳是一个全波段天体，在射电、红外、可见光、紫外、X射线和γ射线波段都有很强的辐射。

太阳光球的温度约5800 K，这个温度的物质只能部分电离。但是太阳色球的温度比光球高很多，越往外越高，达到几万开，日冕的温度更高，达到几百万开。在太阳内部，越向里去，温度越高，电离程度也越高，太阳核心区的温度达到1500万开，物质被100％电离。等离子体虽然总体上是电中性的，但太阳中的等离子体在不停地运动中，就能产生电流。黑子、日珥、耀斑、日冕物质抛射这些激烈的活动现象中都有大规模的等离子体运动，所产生的电流比较大，分布比较复杂。有电流就会产生磁场。太阳不仅有电磁波的辐射，还有高能粒子的发射，也就是我们观测到的太阳风。太阳的磁场也被太阳风裹挟延伸到行星际空间。这不仅对地球有巨大的影响，也控制了行星际的空间环境。

2）太阳活动

太阳耀斑（图3-7）是太阳局部区域最剧烈的爆发现象，特点是来势猛、能量大，发生很突然，消失又很快，一般只存在几分钟、十几分钟，极个别的能持续几个小时。在短短一二十分钟内耀斑释放出的能量达到10 ³⁰ —10 ³³ erg，这个能量可能是来自磁场的湮灭。磁场具有能量，其值与磁感应强度的平方成正比。在太阳大气中常常观测到大尺度的反向磁场结构，它们之间很窄的一个区域由于磁场反向导致磁场湮灭，磁场变得很弱，甚至消失，但电流很强，这个区域称为电流片。电流片中的磁场消失，磁能转变为等离子体的内能和动能。在活动区内一个强度为几百高斯的磁场一旦湮灭，它所蕴藏的磁能便全部释放出来，足够供给一次大耀斑爆发所释放的能量。耀斑爆发释放的能量相对集中在波长较短的紫外波段和X射线波段，以及发射的高能粒子。

日珥（图3-8）是太阳色球层上一种经常性的活动现象。日珥一般高约几万千米，大大超过了色球层的厚度，延伸到日冕当中。宁静日珥变化比较缓慢，一般能够在日面存在几天时间，甚至存在数月之久。活动日珥像喷泉一样，从太阳表面喷出很高，又沿着弧形轨迹慢慢地落回到太阳表面。爆发日珥则是更激烈的过程，以大于1000 km/s的高速将等离子体物质喷发到日冕中，被喷射的物质速度很快，将克服太阳引力的束缚进入行星际空间。日珥的温度约为10 000 K，它却能长期存在于温度高达一两百万开的日冕中，既不迅速瓦解，也不下坠到太阳表面，这主要是靠磁力线的隔热和支撑作用。宁静日珥的磁感应强度约为10 G，磁力线基本上与太阳表面平行。活动日珥的磁场强一些，可达200 G，磁场结构较为复杂。

日冕也会发生非常剧烈的活动现象。日冕非常稀薄但温度非常高，达到数百万开，是完全电离的等离子体。日冕中有许许多多零星的磁场，磁回路之间的相互作用释放能量，把日冕加热。日冕的辐射在光学波段很弱，但在X射线波段却很强。在X射线或远紫外线波段的日冕照片上可以观察到日冕中存在大片不规则的暗黑区域，被称为冕洞。其特点是等离子体密度只是其他宁静区域的1/10至1/3，温度也比宁静区域低一些。

冕洞比较稳定，但并非永久存在。两极冕洞面积的总和是相当稳定的，单个冕洞都比较大，寿命也比较长，可达一年以上。非极区冕洞面积比较小，寿命也短些。冕洞仅存在于大的单极磁区域中，但并不是每一个单极磁区都能产生冕洞。冕洞中的磁场是不均匀的。各孤立冕洞的磁感应强度不等，从零点几高斯到十几高斯，冕洞与无冕洞区的磁感应强度差不多。

冕洞偶尔会发生极为壮观的物质抛射事件。在一两个小时内从冕洞中喷射出几十亿吨等离子体物质，速度达到400 km/s，冕洞成为高速太阳风的出风口。图3-9是卫星观测到的一次日冕物质抛射事件，非常壮观。