二、太阳的基本结构

[ 录入者:linq | 时间:2010-01-02 22:01:17 | 作者:樊忠玉 | 来源:本站 | 浏览:29611次 ]

太阳是目前被天文学家研究得最细致,最深入的 一颗恒星 。我们平时看到的 太阳似乎十分平静,其实太阳上的 剧烈活动远远超过我们的 想象。

04太阳结构示意图.jpg 

太阳结构示意图

根据太阳活动的 相对强弱,我们把太阳分为宁静太阳和活动太阳两大类。宁静太阳是一个理论上假定宁静的 球对称热气体球,其性质只随半径而变,而且在任一球层中都是均匀的 ,其目的 在于研究太阳的 总体结构和一般性质。在这种假定下,按照由里往外的 顺序,太阳是由核心、辐射区、对流层、光球层、色球层、日冕层构成。光球层之下称为太阳内部;光球层之上称为太阳大气。


1. 太阳的 内部

核反应区  从中心到0.25R(R:太阳半径)是太阳发射巨大能量的 真正源头,也称为核反应区。在这里,太阳心处温度高达1500万度,压力相当于3000亿个大气压,随时都在进行着四个氢核聚变成一个氦核的 热核反应。根据原子核物理学和爱因斯坦的 质能转换关系 式E=mc2,每秒钟有质量为6亿吨的 氢经过热核聚变反应为5.96亿吨的 氦,并释放出相当于400万吨氢的 能量,正是这巨大的 能源带给了我们光和热,但这损失的 质量与太阳的 总质量相比,却是不值一提的 。根据目前对太阳内部氢含量的 估计,太阳至少还有50亿年的 正常寿命。

辐射区  0.25R0.86R太阳辐射区,它包含了各种电磁辐射和粒子流。辐射从内部向外部传递过程是多次被物质吸收而又再次发射的 过程。从核反应区到太阳表面的 行程中,能量依次以X射线、远紫外线、紫外线,最后是可见光的 形式向外辐射。太阳是一个取之难尽,用之不竭的 能量源泉。


对流层  对流层是辐射区的 外侧区域,其厚度约有十几万千米,由于这里的 温度、压力和密度梯度都很大,太阳气体呈对流的 不稳定状态。使物质的 径向对流运动强烈,热的 物质向外运动,冷的 物质沉入内部,太阳内部能量就是靠物质的 这种对流,由内部向外部传输。


[小实验]对流

取一定数量的 食用油,并放在锅里加热后,在沸腾的 油上放一些细铅粉,仔细观察是否会在一定的 温度下产生类似于太阳米粒组织的 对流花样。想一想其中的 科学道理。


05太阳光球.gif 太阳光球和太阳黑子

2. 太阳的 大气


光球层  对流层上面的 太阳大气,就是我们平时所见的 太阳圆盘,称为太阳光球。光球是一层不透明的 气体薄层,厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的 边界,几乎所有的 可见光都是从这一层发射出来的 。

光球层上最显著的 现象就是太阳黑子,所谓太阳黑子,其实只是太阳光球层上的 温度相对较低的 区域,其温度约为4500K,而光球其余部分的 温度约为5800K。这些温度较低的 区域在明亮的 光球反衬下,就显得很黑。


除此之外,太阳光球层上还有以下一些现象:


(1)光斑,即在日面边缘背景亮度较小的 部分可以看到一些比周围亮的 斑点;

(2)临边昏暗,即日面亮度向边缘逐渐减小的 现象;

(3)粒组织,即在比较好的 大气宁静条件下,通过高分辨率的 太阳望远镜仔细观测,可以看到光球表面的 亮度并不均匀,存在着均匀分布的 米粒状的 结构,称为米粒组织。这其实是对流层里对流现象在光球表面的 一种表现形式,它和太阳活动区关系 密切。

05米粒组织连示意.jpg 光球上的 米粒组织及示意图


05光谱类型图.JPG 太阳光谱


[小知识]太阳光谱

使用光谱仪来观测太阳,可以看到太阳光展现成了一条彩色的 光谱带,上面还叠加了许多暗线,这些暗线被称为“夫琅和费谱线”。研究表明,这些谱线其实是由各种化学元素造成的 。通过对这些谱线的 分析,得知太阳光球中存在着90多种化学元素。太阳光谱不仅可以研究太阳大气的 化学成分,还可以研究太阳的 自转速度、太阳的 磁场、太阳活动机制等,为我们提供许多重要的 天体物理信息。

 

06色球及日珥.jpg 太阳色球像,右方喷发物极为日珥。

色球层  色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的 温度分布从核心向外直到光球层,都是逐渐下降的 ,但到了色球层,却又反常上升,到色球顶部时已达几万

度。由于色球层发出的 可见光总量不及光球的 1%,因此人们平常看不到它。只有在发生日全食时,即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟,当光球所发射的 明亮光线被月影完全遮掩的 短暂时间内,在日面边缘呈现出狭窄的 玫瑰红色的 发光圈层,这就是色球层。平时,科学家们要通过单色光(波长为6563埃)色球望远镜才能观测到太阳色球层。


色球上经常出现一些暗的 “飘带,称为暗条,当它转到日面边缘时,很像一只耳朵,人们俗称它为日珥;在太阳黑子的 正上方,有时出现一些局部亮区域,称为谱斑;当谱斑亮度突然增强时,就是通常人们所说的 太阳耀斑。太阳耀斑释放的 能量极其巨大,其巨大的 能量来自磁场。


06日冕.jpg 用日冕仪将太阳光挡掉后看到的 日冕


日冕  是太阳大气的 最外层,它由高温、低密度的 等离子体所组成。亮度微弱,在白光中的 总亮度比太阳圆面亮度的 百分之一还低,约相当于满月的 亮度,因此只有在日全食时才能展现其光彩,平时观测则要使用专门的 日冕仪。日冕的 温度高达百万度,其大小和形状与太阳活动有关,在太阳活动极大年时,日冕接近圆形;在太阳宁静年则呈椭圆形。自古以来,观测日冕的 传统方法都是等待一次罕见的 日全食——在黑暗的 天空背景上,月面把明亮的 太阳光球面遮掩住,而在日面周围呈现出青白色的 光区,就是人们期待观测的 太阳最外层大气——日冕。

 

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