太阳的结构是怎样的 人类探索太阳的历程

伤我心太深

　　解读太阳结构
　　核 太阳核从太阳中心延伸到太阳半径的大约20%～25%。其密度大约为水的150倍，温度接近1570万℃。与之相比，太阳表面温度只有大约5526℃。最近对SOHO任务探测数据的分析表明，太阳核的旋转速度快于它上面的辐射区。在太阳的大部分生命中，能量一直由太阳核内部的核聚变产生，这一过程把氢聚变为氦。太阳制造的能量中只有大约0.8%来自于碳氮氧循环，但随着太阳的衰老，这个比例应该会上升。


　　太阳核是太阳上通过聚变产生大量热能的唯一区域。99%的太阳能量产生自太阳半径的24%以内。到了半径的30%位置，聚变就几乎完全终止。随着太阳核能量向外传播到太阳的许多层面，太阳的其余部分被加热。最终，太阳核能量到达太阳光球层，以阳光或粒子动能的形式逃逸至太空。



  　　辐射层 从太阳核向外到太阳半径的大约70%位置，热辐射是主要的能量传播方式。随着与太阳核距离的增加，温度从大约700万℃降至200万℃。这个温度梯度不能驱动对流，这就解释了为什么能量在辐射层的传导是通过辐射而非热对流。氢离子和氦离子释放光子，光子穿行短距离后又被其他离子吸收。从太阳核顶部到辐射层顶部，密度从每立方厘米20克下降到0.25克。


　　差旋层 太阳的辐射层和对流层被一个过渡层——差旋层分开。在差旋层，辐射层的均一自旋与对流层的不均一自旋之间的强烈反差，造成这两层之间的一个大型剪切——一个水平层滑过另一个水平层。现在流行的假说是，差旋层内部的磁发电机制产生了太阳磁场。


　　对流层 太阳的对流层从太阳半径的70%延伸到太阳表面附近。在这一层，太阳等离子体不够致密，温度也不够，不足以通过辐射让内部热能向外传导。相反，正因为等离子体密度够低，所以能形成对流，让太阳能量往太阳表面移动。在差旋层被加热的物质吸收热量并膨胀，这些物质密度降低而向上升。其结果是，有序运动的物质团变成了一个个热电池，它们把绝大多数热量向外带至上方的光球层。一旦这些物质在光球层下方一点点的位置相对扩散和降温，其密度就增加，它们又下沉到对流层底部，再次从辐射层顶部吸收热量，对流循环继续。在光球层，温度降至5526℃，密度降到每立方厘米0.2克。对流层的热柱在太阳表面形成印记，即大小不等的“太阳米粒组织”。对流层的汹涌湍流支撑着太阳表面附近热柱的发电机效应。太阳热柱被称为贝纳胞，其形态为六角形棱镜。


　　光球层 指太阳的可见表面，在这一层下面的太阳部分均不可见。在光球层上面，可见的太阳光自由扩散到太空。透明度的变化是由于氢离子数量下降。氢离子很容易吸收可见光。相反，我们所见的可见光是在电子与氢原子反应产生氢离子时形成的。光球层的厚度为数千千米，透明度比地球空气低一点。因为光球层上层比下层温度低，所以太阳圆盘看上去中间比边缘亮。光球层密度很低。在对光球层光谱的初期研究中，科学家发现一些吸收线与地球上已知的任何化学元素都不匹配。1868年，洛克伊尔猜想这些吸收线是由一种新元素(他根据希腊太阳神赫利俄斯之名，把它命名为“氦”)造成的。25年后，氦在地球上被分离出来。


　　大气层 在一次全日食期间，当太阳圆盘被月球圆盘挡住时，太阳周围的大气层有一部分可见。太阳大气层由4个不同部分组成：色球层、过渡层、日冕和日光层(也称太阳风层)。太阳的温度最低层从光球层顶延伸到上方大约500千米，温度为大约3826℃。太阳的这一部分温度相对低，因而允许简单分子(例如一氧化碳和水分子)存在，通过吸收线可以探测到这些分子。
　　太阳低温区上方是厚度大约为2000千米的色球层，其主要光谱特征是发射和吸收线。之所以叫它色球层，是因为在太阳全食开始和结束时色球层都显示为彩色闪光。色球层温度随着高度增加而上升，在顶部可达1.973万℃。在色球层上部，氦变得部分离子化。


　　色球层上方是厚度约为200千米的过渡层，其温度从色球层顶部的大约1.973万℃陡增到日冕的接近1000万℃。这一温度增加受助于氦在过渡层的全面离子化，这显著降低了等离子体的辐射性降温。过渡层并非出现在一个可以明确界定的高度。相反，它在色球層周围形成针状体和丝状体等光圈特征。对光谱中超紫外部分敏感的仪器，很容易看见过渡层。




  　　日冕是太阳大气的又一层。日冕和太阳风的平均温度是大约100万～200万℃，但在最炙热区域是800万～2000万℃。日冕是太阳大气的延伸部分。太阳大气的体积超过被光球层包围的太阳部分。从太阳向外进入星际空间的一股等离子体流，就是太阳风。


　　日光层是太阳大气稀薄的最外层，这一层充满太阳风等离子体。日光层始于太阳风流动比阿尔芬波速度还快的位置，差不多是20倍太阳半径的地方。湍流和动力都不能影响下方的日冕形态，原因是信息传播只能以阿尔芬波的速度。太阳风通过日光层连续不断向外传播，形成螺旋状太阳磁场，远至距离太阳50天文单位的地方都受它影响。2004年12月，美国宇航局“旅行者1号”探测器经过被认为是日光层顶的一个激震前沿。2012年，“旅行者1号”记录到宇宙射线碰撞的明显增加和来自太阳风的低能粒子数量的急剧下降，这暗示“旅行者1号”已经脱离日光层顶，进入恒星际空间。


　　质子和中微子


　　太阳核聚变反应会释放耗能伽马射线质子，但这些质子通常只穿行几毫米距离就被辐射层的等离子体吸收。在随机方向会发生再发射，但通常都是低能量的。因为这一系列的发射和吸收事件，辐射要花很长时间才能到达太阳表面。据估计，光子穿行时间在1万～17万年之间。与之相比，中微子(占太阳产生的总能量的2%)只需2.3秒就能到达太阳表面。因为太阳的能量传输过程涉及光子与物质的热动力平衡，太阳的能量传输时间长达3000万年。如果太阳核的能量产生速度突然改变，那么经过3000万年，太阳就恢复稳定状态了。如此看来，太阳能量传输实在太慢。

  　　太阳核的聚变反应也释放中微子，但与光子不同，中微子很少与物质反应，所以中微子几乎能全部都立即逃离太阳。许多年来，太阳中微子数量的测量值都远低于理论预测值。这一矛盾随着中微子震荡的发现而在2001年获解决。原来，太阳释放的中微子数量的确符合理论预测值，但中微子探测器没能探测到2/3的中微子，这是因为到中微子被探测到时它们已经改变了特征。


　　太阳探索 艰难曲折


　　太阳是位于太阳系中心的一颗恒星。它是一个几乎完美的炙热等离子体球，其内部对流运动以发电机发电过程产生磁场。太阳是迄今为止地球生命最重要的能量来源。太阳直径约为地球的109倍，质量约为地球的33万倍，太阳质量占太阳系总质量的99.86%。太阳质量中大約73%为氢，大约25%为氦，另有少量重元素，包括氧、碳、氖和铁。


　　太阳是一颗G型主序星，这是由太阳的光谱类型确定的。太阳的正规分类是一颗黄矮星。大约46亿年前，太阳由一个大分子云区域内物质的引力坍缩而形成。这些物质中的大多数聚集在太阳中心，其余分布在一个绕中心运行的圆盘中，这个圆盘变成了太阳系中除太阳之外的天体。中心物质变得温度很高而密集，最终在核心引起核聚变。所有恒星被认为都是这样形成的。



  　　太阳差不多已进入中年，超过40亿年来它没有怎么改变过，而且也将在未来50亿年中保持相对稳定。当太阳核心的氢聚变减少到不足以维持流体静力学平衡时，太阳核心的密度和温度将显著增加，太阳外层将膨胀，变成红矮星。计算表明，太阳最终会变得足够大，以至于会吞没现在的水星和金星轨道，并且让地球变得不可居住。

　　太阳对地球的巨大影响自古以来就被认识到，有些文化把太阳视为神灵。地球的自转和围绕太阳的公转是太阳历的基础，而太阳历(公历)是今天使用最广的日历。


　　太阳探索历程


　　人类对太阳的最基本理解是，太阳是天空中的一个发光圆盘，它在地平线上的出现造成白天，它的消失则造成夜晚。在许多古文化例如古埃及文化、南美洲印加文化和墨西哥的阿兹特克文化中，太阳被视为神灵。在今天的印度教中，太阳依然被视为神灵。许多古代纪念碑的建立都考虑了太阳现象。例如，用巨石阵准确标记夏至或冬至。


  　　古埃及人刻画的神灵“拉”，在一些小神伴随下坐着太阳船在天空中驰过。对古希腊人来说，“拉”就是赫利俄斯，他坐的是火马拉的车。在罗马帝国晚期，太阳诞生日是冬至日之后不久的一个节日，它有可能是圣诞节的前身。从地球上看去，相对于天空中那些静止的星，太阳看上去每年沿着黄道面上的黄道转一圈，因此古希腊天文学家把太阳归类为7颗行星之一。用7颗行星的名字来命名一周当中的7天，可追溯到罗马帝国时期。

　　到了公元前1000年初，巴比伦天文学家观察到太阳沿黄道的运动并不规则，但他们并不知道原因。现在已经清楚，这是由于地球在一个椭圆轨道中环绕太阳，在近日点地球运行较快，而在远日点地球运动较慢。


　　最先对太阳给出科学或哲学解释的人之一，是古希腊哲学家阿那克萨哥拉。他认为，太阳并不是赫利俄斯的马车，而是一颗燃烧的巨大金属球，它比伯罗奔尼撒半岛还大，月球则会反射太阳的光芒。由于传播这一“邪说”，他被当局关押和判处死刑。幸亏古雅典政治家伯利克里出面干预，他后来才被释放。公元前3世纪，古希腊天文学家埃拉托色尼估计了地球与太阳之间距离，换算为今天所说的0.99～1.02天文单位，可以说已经很准确，很了不起。



  　　行星绕着太阳转的理论，最先是由古希腊人阿利斯塔克在公元前3世纪提出的。16世纪，哥白尼发展出了日心说的详尽数学模型。汉朝时期，中国天文学家观测并记录了太阳黑子。12世纪，西方人对太阳黑子进行了描述。17世纪初，望远镜发明，伽利略等科学家对太阳黑子进行了详细观测。伽利略认为，太阳黑子出现在太阳表面，而不是地球和太阳之间的物体。


　　古阿拉伯人在对太阳的科学观测方面也颇有建树。从对1032年一次金星凌日(金星从太阳正面经过)事件的观测中，波斯天文学家阿维森纳断言金星比太阳距离地球更近。1672年，意大利天文学家卡西尼等人确定了地球与火星之间的距离，从而准确算出了地球与太阳之间的距离。


　　1666年，英国科学巨匠牛顿用棱镜观察太阳光，发现太阳光是由多种颜色的光组成的。1800年，英国天文学家赫歇尔发现了太阳光谱中的红外辐射。19世纪，对太阳的光谱学研究方兴未艾。在现代科学时期之初，太阳能量的来源是一大奥秘。英国科学家开尔文提出，太阳是一个逐渐冷却的液态天体，向外辐射内部储存的热量。开尔文和德国科学家亥姆霍兹接着提出了一种引力压缩机制，解释太阳的能量输出，但由此估计的太阳年龄仅为2000万年，这与当时一些地质学发现所暗示的太阳年龄——至少3亿年相比过小。1890年，英国科学家洛克伊尔在太阳光谱中发现了氦，并且提出了有关太阳形成和演化的陨星假说。


　　1904年，英国科学家罗斯福德提出太阳的能量输出可能由一种内部热量源维持，而放射性衰减正是这个源头。然而，真正为确立太阳能量输出源头提供重要线索的人是科学巨擘爱因斯坦。英国的爱丁顿爵士1920年提出，太阳核心的压力和温度可能会产生一种核聚变反应，它把氢(质子)聚变成氦核，通过质量改变产生能量。1925年，科学家运用离子化理论证实了太阳上有大量氢。20世纪30年代，聚变理论框架由德国科学家贝特与一位印度科学家提出。贝特算出了驱动太阳的两大主要产能核反应细节。1957年，多位美国科学家证明，宇宙中大多数元素是由恒星内部的核反应合成的，其中一些恒星与太阳类似。


　　太阳探测任务


　　首批设计用于观测太阳的人造卫星，是美国宇航局在1959～1968年之间发射的“先锋”5、6、7、8、9号。它们在地球轨道中环绕太阳，对太阳风和太阳磁场进行了首批详细测量。“先锋9号”的运作期尤其长，直到1983年5月它依然在传输数据。




  　　20世纪70年代，两艘“赫利俄斯”(太阳神)飞行器和“天空实验室”空间站上的“阿波罗号望远镜”，为科学家提供了有关太阳风和日冕的新数据。“赫利俄斯”1、2号是美国和德国合作项目，飞行器在水星轨道中的近日点观测太阳风。“天空实验室”由美国宇航局在1973年发射，其上包括一个太阳观测舱——“阿波罗号望远镜”，由住在这一空间站上的宇航员操控。“天空实验室”对太阳过渡层和来自日冕的紫外发射进行了持续观测，取得了一系列发现，其中包括日冕物质抛射和冕洞。现在知道，冕洞与太阳风密切相关。


　　1980年，美国宇航局发射“太阳峰年”卫星。这艘飞行器的设计目的，是在一次太阳活动和太阳亮度高峰期间观测来自于太阳耀斑的伽马射线、X射线和紫外辐射。然而，就在发射前几个月，一个电器故障导致“太阳峰年”进入待机状态，这让它在接下来的3年中不工作。1984年，“挑战者号”航天飞机在一次任务中回收了这颗卫星，在修复它的故障后，重新把它送回轨道。在拍摄了日冕的上万幅图像后，“太阳峰年”于1989年重入地球大气层。


　　日本1991年发射“阳光号”人造卫星，在X线波长观测太阳耀斑。它获得的数据让科学家辨识了多种不同的耀斑，并且发现远离太阳峰活动区域的日冕比科学家之前预计的要活跃得多。“阳光号”观测了一个完整的太阳周期，但2001年的一次日环食导致它失去对太阳的对准，进入待机模式。2005年，“阳光号”在重入大气层时被毁。


　　迄今为止，最重要的太阳观测任务之一是“太阳及日球层天文台”(简称SOHO)。SOHO由欧洲空间局和美国宇航局联合建造，在1995年12月2日发射升空。它的原定任务期为两年，但2009年10月美欧双方同意把它的任务期延长到2012年。正由于SOHO的贡献很大，它的后续任务——“太阳动力学天文台”(简称SDO)于2010年1月发射。在地球和太阳之间的拉格朗日点(两者的引力在这里相等)，SOHO自升空以来在许多波长持续观测太阳。除了直接观测太阳之外，SOHO还协助发现了1000多颗彗星，其中多数是经过太阳的微型掠日彗星。


　　所有这些飞行器都是从黄道面观测太阳，因此只能观测太阳赤道地区的细节。美国宇航局1990年发射的“尤利西斯号”探测器，旨在观测太阳两级地区。它首先飞到木星，被木星引力弹射到一個轨道，这个轨道能把它带到黄道面以上很高的地方。“尤利西斯号”进入指定轨道后，立即开始观测太阳高纬度地区的太阳风和磁场强度，发现高纬度地区太阳风的移动速度大约为每秒750千米，比预计值低。它还发现，大型磁波从太阳高纬度地区浮现，散射星系际宇宙射线。



  　　通过光谱学研究，科学家已经很清楚太阳光球层的元素丰度，但他们对太阳内部组成了解不多。美国宇航局设想了一项太阳风取样任务——“起源号”，希望能让科学家直接测量太阳物质组成。不过，该任务至今依然是未知数。2006年10月，美国宇航局发射“日地关系天文台”：两艘相同的飞行器被发射进地球轨道，其中一艘在地球前面，另一艘在地球后面，能拍摄太阳和太阳现象(例如日冕物质抛射)的立体照片。


　　印度太空研究组织计划在2017～2018年发射100千克重的“阿迪提亚”卫星，它的主要仪器是一台用于研究日冕动力学的日冕仪。


　　触摸太阳




  　　美国宇航局的下一艘太阳探测器将最近距离探测太阳，科学家将此形容为——


　　美国宇航局的下一次太阳探测任务——“帕克太阳探测”，将是有史以来最接近太阳的探测任务。美国宇航局2017年5月31日宣布，原名“太阳探测附加”的任务已改名为“帕克太阳探测”任务(以下简称帕克任务)，以此对美国芝加哥大学天体物理学家尤金·帕克表示敬意。


　　早在1958年，帕克就预测了太阳风(太阳风是源自太阳大气层的带电粒子流，这些粒子以每小时好几百万千米的速度喷发，一路流到冥王星轨道外很远的地方)的存在。在1958年发表的一篇论文中，帕克描述了太阳怎样以高速物质、磁性和等离子体的形式喷发能量。从那以后，实际观测证实了帕克在这篇论文中的描述，帕克的这一论文由此奠定了恒星与其行星系统之间关系的基石。美国宇航局已经采用了大约20个人名来命名其太空探测任务，其中最有名的也许是“哈勃太空望远镜”。但现年89岁的帕克是被以此方式致敬的首位在世科学家。


  　　“帕克号太阳探测器”(以下简称帕克号)的前身是20世纪90年代设想的“太阳轨道器”，这两者的设计与目标几乎同出一辙。“太阳轨道器”任务是美国宇航局“外行星/太阳轨道器”(简称OPSP)方案的核心部分之一。该方案的前3项任务计划分别是“太阳轨道器”“冥王星快车”(冥王星和柯伊伯带勘测任务)及“欧罗巴轨道器”(聚焦木卫二即欧罗巴的天体生物学任务)。但随着欧克飞被任命为美国宇航局局长，整个OPSP方案都因为2003年的美国预算问题而被取消。这一取消还造成“新地平线号”任务也被取消，该任务原本是作为“冥王星快车”的替代任务。经过繁琐冗长的政治纷争，“新地平线号”终于获得经费，在2006年发射。21世纪10年代初，“太阳探测附加”任务终于获准。在此之前，美国约翰·霍普金斯大学“应用物理实验室”于2008年5月1日宣布，它将设计、建造太阳探测器，并计划于2015年发射。最终，发射时间被推后到2018年。


　　帕克任务最初开始构想实际上是在1958年，即美国宇航局成立那一年。但直到今天，才具备了发射探测器近距离观测太阳的技术条件。早期的“太阳探测器”任务设想是，使用木星引力援助机动，抵消探测器从地球发射而来的轨道速度，以便把探测器投送到靠近太阳的轨道。帕克任务的设计简化了这一轨道，改为使用在金星的重复引力援助，逐渐降低探测器轨道近日点距离，最终让探测器距离太阳约8.5个太阳半径，即不到600万千米。


　　帕克任务投资高达15亿美元。2018年7月或8月(从7月31日起，有一个为期20天的发射窗口)，在美国佛罗里达州肯尼迪航天中心，帕克号将由“德尔塔四型”重型火箭发射升空。在之后7年里，帕克号将24次飞近太阳，其中多次将飞到距离太阳表面不到600万千米的地方。科学家说，从太空意义上说，这已算是“触摸”太阳。这样的距离比水星还靠近太阳得多。




  　　帕克号飞近太阳当中的7次，将比有史以来的其他任何探测器都更接近太阳表面。在此之前，飞得最靠近太阳的飞行器是美国和德国合作的“赫利俄斯2号”。1976年，它从距离太阳4343万千米的地方飞过。帕克说，帕克号将进入此前从未被探索过的区域，能让我们更详尽测量太阳风发源地的内部情况，这无疑将带来一些惊喜，因为太阳总是带给我们惊喜。


　　还值得一提的是，当帕克号近距离环绕太阳时，它的速度将达到每秒200千米，这将是人造物体达到的最大速度，也是目前这一速度的保持者——“赫利俄斯2号”的速度的差不多3倍。按照这一速度，从美国首都华盛顿到美国费城只需1秒钟。


　　在接近太阳表面的区域内，环境条件自然是非常极端的：在距离太阳最近时，3米宽的帕克号预计将耐受1370℃的高温，以及比地球上的强度高520倍的太阳辐射。帕克任务的一个重要设计，是运用一面太阳阴影盾(防热罩)，让帕克号能在太阳附近的严苛环境中存活下来。防热罩位于帕克号正前方，由强化碳-碳复合材料制成。帕克号的飞行器和科学仪器都位于防热罩背后的阴影中，太阳光完全照不到它们。因为帕克号的轨道是很扁的椭圆，有时候帕克号距离太阳很近，有时候帕克号又回到金星轨道位置，所以防热罩不仅必须耐受超高温，而且必须忍受很大的温差而不至于开裂。


　　帕克号由先进复合材料制成的防热罩覆盖。厚度为11.4厘米的防热罩，将确保帕克号搭载的4部科学仪器在与室温相仿的条件下运作。帕克号的主要动力由太阳能双电池板提供。主要电池板用于驱动帕克号在距离太阳0.25天文单位(太阳与地球之间的平均距离为1天文单位)以外的飞行。在帕克号接近太阳时，这面电池板缩回在防热罩的阴影中，小得多的次级电池板驱动帕克号在接近太阳过程中的飞行。次级电池板通过液压冷却，维持操作所需的低温。


　　帕克任务将让科学家更好地了解太阳系的基本过程，以及推测宇宙中其他几千亿个恒星系统的情况。帕克指出，太阳本身就是宇宙中的一大奥秘，而且它是我们唯一能仔细观测的一颗恒星，并且恒星是非常复杂的天体。科学家希望能破解有关太阳的一些基本奥秘。事实上，了解太阳怎样创制和维持自己的大气层，对于了解其他恒星怎样维持它们的大气层、这些大气层怎样影響周围行星以及这些行星上的潜在可居住性来说，无疑是重要的一步。


　　帕克号将执行一系列科学任务，例如测量太阳的电场和磁场、拍摄太阳结构和研究太阳风。如果一切顺利，帕克号的观测将有助于科学家破解两个长期以来的奥秘：太阳风是怎样被加速的?太阳最外层大气——所谓的“日冕”(日冕是包裹太阳的等离子体。其他恒星也被这样的“冕”包裹)的温度，为什么比太阳表面的温度高得多?日冕温度高达170万℃，而太阳表面温度只有5526℃。有科学家说，这好比“水往山上流”。也有科学家说，这好比“把一只装着水的壶放到一块冰上，然后水开始沸腾”。言下之意：这根本就不该发生，却为什么实际上发生了?

  　　要想回答這两大问题，只有通过前往太阳风的诞生地附近，近距离观测太阳。而这些问题的答案，并非只具有科学研究意义。太阳风听起来蛮诗意的，但它绝非微风怡人。有时候，太阳喷射强烈的等离子体流，即日冕物质爆发。如果这些带电粒子与地球大气层的磁场相互作用，其在地球上形成的电流就可能让电网的变压器过载，还会损伤汽油和天然气管道。此外，太阳风暴会扰乱通信及全球定位卫星，还可能以辐射威胁太空中的宇航员。2006年，一次强烈太阳爆发迫使国际空间站上的宇航员躲进气闸舱和其他重点防护区域。现代太空探索需要把宇航员、人造卫星和飞行器送到太阳系中更远的地方，这让太空天气预测(包括预测太阳爆发的概率)变得越发重要。


　　美国国家科学院最近的一项研究估计，如果不得到预警，一场巨型太阳事件仅对美国就可能致损2万亿美元，整个美国东海岸地区可能停电1年。美国宇航局因此表示，为了破解日冕奥秘，也为了保护人类文明免遭太空天气事件威胁，该局决定发射帕克号去“触摸太阳”。帕克号将专门携带的一个芯片上，装载着尤金·帕克的多幅照片，以及他在1958年发表的那篇具有里程碑意义的太阳风论文。帕克号上还将安装一面有着特殊意义的牌匾，美国宇航局已经邀请帕克本人撰写牌匾上的铭文内容。


　　为了接近太阳，帕克号将环绕金星7圈，以确保自己能进入离太阳尽可能近的轨道。只有飞得离太阳足够近，才能实地观测到太阳风从亚音速加速至超音速的情况，才能飞到高能太阳粒子的诞生地。帕克号在发射时的自身重量为685千克，长度为3米，最大直径2.3米，形状为六角形。它从地球到太阳的旅途长达1.496亿千米。为确保这趟漫长旅程顺利，需要使用一系列太阳能电池板。帕克号搭载四部主要的科学仪器，分别是：场实验仪，用于测量电场、磁场和波;集成科学调查装置，用于观测高能电子、质子和重离子;宽视场相机，用于为太阳拍照;太阳风电子和质子调查仪，用于为太阳风中的粒子计数。


　　日冕加热之谜


　　太阳光球层(太阳表面)的温度大约为5526℃，而光球层上方的日冕温度高达100万～200万℃。日冕的极高温说明，日冕不是由光球层的直接热传导来加热的。
　　科学家推测，加热日冕所需的能量是由光球层下面对流区的湍流运动提供的。科学家提出了两种主要机制来解释日冕加热。第一种机制是波加热，即对流区中的湍流产生声波、引力波或磁流体动力波。这些波向上运动，在日冕中耗散，以热量形式把能量沉积在周围物质中。第二种机制是磁加热，即通过光球层运动持续累积磁能，并且以大型太阳耀斑及大量类似但小规模事件——纳耀斑的形式释放磁能。


　　目前不清楚波是否是一种有效的加热机制。除了阿尔芬波(沿磁力线运动的横向电磁波)之外，所有波都被发现在到达日冕之前就会耗散或折射。另外，阿尔芬波在日冕中不容易耗散。因此，对日冕加热之谜的现行研究都聚焦于耀斑加热机制。但实际情况是否如此，有待帕克任务证实。