太 阳 基 本 数 据.ppt

1、太阳。SOHO拍摄,太 阳 基 本 数 据,太阳的结构 太阳是太阳系的中心天体,是太阳系里唯一的一颗恒星,也是离地球最近的一颗恒星。太阳是一颗中等质量的充满活力的壮年星，它处于银河系内，位于距银心约10千秒差距的悬臂内，银道面以北约8秒差距处。太阳的直径为139.2万千米，是地球的109倍。太阳的体积为141亿亿立方千米，是地球的130万倍。太阳的质量近2000亿亿亿吨，是地球的33万倍，它集中了太阳系99.865%的质量，是个绝对至高无上的“国王”。太阳是个炽热的气体星球，没有固体的星体或核心。太阳从中心到边缘可分为核反应区、辐射区、对流区和大气层。太阳能量的99%是由中心的核反应区的热核反

2、应产生的。太阳中心的密度和温度极高，它发生着由氢聚变为氦的热核反应，而该反应足以维持100亿年,因此太阳目前正处于中年期。太阳大气的主要成分是氢（质量约占71%）与氦（质量约占27%）。,太阳内部结构示意图,太阳和地球一样，也有大气层。太阳大气层从内到外可分为光球、色球和日冕三层。光球层厚约5000千米，我们所见到太阳的可见光，几乎全是由光球发出的。光球表面有颗粒状结构-“米粒组织”。光球上亮的区域叫光斑，暗的黑斑叫太阳黑子，太阳黑子的活动具有平均11.2年的周期。从光球表面到2000千米高度为色球层，它得在日全食时或用色球望远镜才能观测到，在色球层有谱斑、暗条和日珥，还时常发生剧烈的耀斑活动

3、。色球层之外为日冕层，它温度极高，延伸到数倍太阳半径处，用空间望远镜可观察到X射线耀斑。日冕上有冕洞，而冕洞是太阳风的风源。日冕也得在日全食时或用日冕仪才可观测到。当太阳上有强烈爆发时，太阳风携带着的强大等离子流可能到达地球极区。这时，在地球两极则可看见瑰丽无比的极光。,太 阳 光 球 及 其 活 动 光球就是我们实际看到的太阳圆面，它有一个比较清楚的圆周界线。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一。光球厚达500千米，极不透明。光球上密密麻麻地分布着极不稳定的斑斑点点，被称为“米粒组织”。米粒组织可能是光球下面气体对流产生的现象。另外，还有超米粒组织，其直径与寿命要大的多。在光球还

4、分布着太阳黑子和光斑，偶尔还会出现白光耀斑。这些活动现象有着相差悬殊的亮度、物理状态和结构。,太阳光球上的米粒组织,所谓太阳黑子是光球层上的黑暗区域，它的温度大约为4500K， 而光球其余部分的温度约为6000K。 在明亮的光球反衬下，就显得很黑。,89年3月5-18日的太阳表面一群黑子,面积约70个地球.10日黑子群爆发大耀斑,放出带电粒子和辐射,使地面多处无线电通讯中断,活动太阳的磁场,发展完全的黑子是由较暗的核（本影）和围绕它的较亮部分（半影）构成的，形状像一个浅碟。太阳黑子是太阳活动的最明显标志之一。太阳黑子的突出特点是具有强大的磁场，范围从小太阳黑子的500高斯到大太阳黑子的4000

5、高斯不等。黑子最多的年份称太阳活动极大年，最少的年份称太阳活动极小年。太阳黑子的平均活动周期是112年。光球上还有一些比周围更明亮的区域，叫光斑。它与黑子常常相伴而生。,太阳活动是有周期性变化的。太阳周期是指大约十一年周期性的太阳黑子数量增加和减少。每一周期是从太阳活动最低潮时算起。太阳周期的排序开始于十八世纪，而现在我们正处于第二十三周期。,黑 子 生 命 短 暂 ， 只 有 少 于 数 天 至 约 三 星 期 的 寿 命 。 太 阳 黑 子 的 多 寡 变 化 有 一 个 十 一 年 的 周 期 ， 在 周 期 之 始 ， 黑 子 基 本 上 出 现 在 纬 度 较 高 的 地 方 ( 即

6、 离 太 阳 赤 道 较 远 ) ， 接 着 太 阳 黑 子 数 目 会 不 断 增 多 ， 并 且 会 向 赤 道 靠 拢 。 假 若 我 们 以 图 显 示 黑 子 位 置 与 时 间 的 关 系 ， 便 会 得 出 着 名 的 蝴 蝶 图 。 利 用 光 谱 分 析 ， 科 学 家 得 知 太 阳 黑 子 的 磁 场 相 当 强 ， 比 太 阳 平 均 磁 场 强 上 千 倍 。 黑 子 经 常 成 双 成 对 出 现 ， 每 对 皆 由 极 性 相 反 的 黑 子 组 成 ， 若 一 个 为 磁 北 ， 另 一 个 必 为 磁 南 ， 由 此 我 们 估 计 每 对 黑 子 皆 由 磁

7、 力 线 所 连 系 ， 强 大 的 磁 场 牵 制 着 光 球 层 上 的 气 体 ， 并 阻 止 了 下 层 较 炽 热 的 气 体 上 升 至 黑 子 范 围 ， 结 果 黑 子 比 太 阳 表 面 其 他 地 方 温 度 较 低 。 最 后 值 得 一 提 的 是 ， 黑 子 的 数 目 和 地 球 的 气 候 有 微 妙 的 关 系 ， 研 究 显 示 在 地 球 上 一 次 冰 河 期 时 ， 太 阳 黑 子 的 数 目 异 常 地 少 。,Maunder蝴蝶圖,太阳黑子,太阳黑子的本影和半影,太阳黑子区域的耀斑,太 阳 色 球 及 其 活 动 光球的上界同色球相接，在日全食时能看

8、到。色球层厚约8000千米。太阳具有反常增温现象，从光球顶部到色球顶部再到日冕区，温度不断陡升。色球层有出现在日轮边缘的针状物，它们不断产生与消失，寿命一般只有10分钟。色球上经常出现一些暗的“飘带”，我们称它为暗条 。当它转到日面边缘时，有时象一只耳朵，有时好象腾起的火焰，人们俗称它为日珥。日珥的形态千变万化，可分为宁静日珥、活动日珥和爆发日珥。,太阳的巨大喷发,太阳的物质抛射形成环形突出,软X射线波段的太阳,太阳色球层有些局部亮区域，我们称它为谱斑。它处于太阳黑子的正上方。有时谱斑亮度会突然增强，这就是我们通常说的耀斑。耀斑释放的能量极其巨大。其巨大的能量来自磁场。,太阳的耀斑,磁回旋(紫

9、外),太阳日珥的爆发,太阳的日珥和日冕。摄于日全食时。,日 冕 与 太 阳 风 太阳最外层的大气称为日冕。日冕延伸的范围达到太阳直径的几倍到几十倍。在太阳活动极大年，日冕接近圆形；在太阳宁静年则呈椭圆形。 日冕中有大片不规则的暗黑区域，叫冕洞。冕洞是日冕中气体密度较低的区域。冕洞分为三种：极区冕洞，孤立冕洞，延伸冕洞。太阳能以太阳风-物质粒子流的形式失去物质。冕洞是高速太阳风的重要源泉。 日冕物质抛射是发生在日冕的非常宏观庞大的物质和磁场结构，它是大尺度致密等离子体的突然爆发现象。对地球影响最大的莫过于它。当太阳上有强烈爆发和日冕物质抛射时，太阳风携带着的强大等离子流可能到达地球极区。这时，地

10、球两极就出现极光。极光的形态千变万化。太阳系内某些具有磁场的行星上也有极光。发生在日冕的耀斑叫X射线耀斑，它的波长只有18埃或更短。它直接引起地球电离层骚扰，从而影响地球短波通讯。,紫外日冕,紫外波段的日冕,外层日冕的伪彩色照片,“1970年3月7日日全食日冕”太阳活动极大年的日冕,太阳宁静年的日冕,太阳日冕。SOHO探测器拍摄,太阳日冕。摄于1991年7月11日日全食时。,太阳释放巨大能量。其中部份能量以带电荷粒子形式高速传送开去，这便是太阳风。它的移动速度达到每秒数百公里。虽然地球上的磁场能将环绕地球的带电荷粒子困于其辐射带（ Van Allen belts ），一般能有效阻挡太阳风，但在

11、猛烈太阳风情况下它可能受影响而变形，导致地磁暴的出现。,太阳。这四幅太阳像是在不同元素谱线及不同波段上拍摄的，其中(a)铁IX/X, 17.1nm (b)铁XII,19.5nm (c)铁XV,28.4nm (d)氦II/硅XI,30.4nm。SOHO摄于1998年10月27日。,太阳。这是幅波长19.5nm铁XII的太阳像，图中几个明亮的区域是太阳的活动区，几个暗黑的区域是冕洞，而周围的一圈是日冕。SOHO拍摄。,从阳光号发射不久(1991年11月)到1995年末的太阳X射线图像。图中太阳活动由盛至衰十分明显。阳光号探测器拍摄。,Stellar Spectrum,Measuring Star

12、Colours,Stars have different colours ! Colours depend on surface temperature Hot stars appear to be blue Cooler stars appear to be red Measure colours by filters,Prism,Prisms disperse light into its component colors,Two opposing views,Light consists of particles Newton (c.1670) Light as waves Christ

13、iaan Huygens (1678) Seemingly a either or situation Particles cannot behave like waves Waves cannot behave like particles,The wave picture gets a boost,1801 Thomas Young Double-slit experiment Include graphic Demonstrates wave nature of light, rejects particle picture,A slight problem,In what medium

14、 do light waves travel ? Concept of ether (check spelling !) Concept of fields An unexpected solution : Complete theory of electricity and magnetism by James Clerk Maxwell (c.1860) allows for electro-magnetic waves to travel in vacuum with speed of light,Measuring Waves,Waves are described by two nu

15、mbers: Wavelength (): Distance between wave crests. Frequency (f): Number of wave crests passing per second. The wave speed, c, is the product of these: c = f,Frequency (f) (# waves/second),Examples of Waves,Ocean waves: = 100 m, f = 0.1/second; wave speed: c = 10 m/second (36 km/hr) Speed depends o

16、n water depth, salinity, etc. Sound waves (A 440): = 0.73 m, f = 440/second; wave speed: c = 320 m/second (1150 km/hr) For sound, “frequency” = “pitch”.,Light as electromagnetic waves,Can treat light as an Electromagnetic Wave Fluctuation(波动) in the intensity of electric and magnetic fields. Travels

17、 through a vacuum at the speed of light. Doesnt need a medium to “wave” in. Speed of light is a constant for all light waves: c = 300,000 km/sec Independent of wavelength or frequency.,Electromagnetic Wave,Visible Light Waves,Wavelengths: 400 700 nanometers (nm) 1 nm = 10-9 meters Frequencies: 7.510

18、144.31014 waves/second Visible Spectrum: Red Orange Yellow Green Blue Indigo Violet 700 nm - 550 nm - 400 nm R O Y G. B I V,电磁辐射是以变化的电磁场传递能量、具有特定波长和强度的波（波动性）。 波长范围：0.01 30 m 1 ngstrom = 10-10 m (波长)(频率) = 光速c = 31010 cms-1,根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和g射线等波段，可见光又可分解为七色光。,The Electromagnetic Spec

19、trum,光谱(电磁波谱),A spectrum is the distribution of photon energies coming from a light source: How many photons of each energy are emitted by the light source? Spectra are observed by passing light through a spectrograph(摄谱仪): Breaks the light into its component wavelengths and spreads them apart (disp

20、ersion). Uses either prisms or diffraction gratings(衍射光栅).,太阳光谱,M17中恒星形成区的热气体辐射谱,Kirchoffs Laws 1) A hot solid or hot, dense gas produces a continuous spectrum. 2) A hot, low-density gas produces an emission-line spectrum.(吸收谱线,夫琅禾费) 3) A continuous spectrum source viewed through a cool, low-density

21、 gas produces an absorption-line spectrum.,Continuum Source,黑体辐射 (blackbody radiation),黑体 (blackbody) 能吸收所有的外来辐射（无反射）并全部再辐射的理想天体。 Absorbs at all wavelengths. As it absorbs light, it heats up. Characterized by its Temperature. 黑体辐射 (blackbody radiation) 具有特定温度的黑体的热辐射。 大部分正常恒星的辐射可以近似地用黑体辐射来表示。 Emits a

22、t all wavelengths (continuous spectrum) Energy emitted depends on the Temperature. Peak wavelength also depends on Temperature.,Planck定律 温度为T的黑体在单位面积、单位时间、单位频率内、向单位立体角发射的能量为,不同温度黑体的辐射谱,Wien定律 黑体辐射最强处的波长lpeak与温度之间的关系为 lpeakT0.29 (cm K) 高温黑体主要辐射短波，低温黑体主要辐射长波。,In Words: “Hotter objects are BLUER” “Cool

23、er objects are REDDER”,Relates peak wavelength and Temperature:,Wiens Law,Example: Radiation from various objects with different temperature,Cluster,Sun,Young star,Gas cloud,同一天体的不同波段的辐射来自不同（温度）的区域和物理过程。,Example 1: The Sun,光学,紫外,X射线,射电,Example 2: The Spiral Galaxy M81,光学 中红外 远红外,X射线 紫外 射电,Energy emi

24、tted per second per area by a blackbody with Temperature (T):,Stefan-Boltzmann Law,is Boltzmanns constant (a number). In Words: “Hotter objects are Brighter at All Wavelengths”,Examples I,Heat a piece of iron from 300K to 600K Temperature increases by 2 Brightness increases by 24 = 16 Peak wavelengt

25、h shifts towards the blue by 2 from 10m in the mid-Infrared to 5m in the near-Infrared. Hotter objects get brighter at all wavelengths and get bluer in color.,Examples II,Person: Body Temperature = 310 K Peak wavelength = 9400 nm (infrared) Typical adult emits about 100 Watts of infrared light. Sun:

26、 surface temperature = 5770 K Peak wavelength = 503 nm (visible light) Emits about 3.81026 Watts of mostly visible light, infrared and ultraviolet.,Infrared Camera ImageWavelength 2200nm (2.2 microns),Emission-Line Spectra,A hot, low-density gas emits a non-continuous emission-line spectrum. Emits o

27、nly at particular wavelengths, giving the appearance of bright, discrete “emission lines”. Darkness in between the emission lines.,19th century chemists noticed that each element, heated into an incandescent gas in a flame, emitted unique emission lines. Mapped out the emission-line spectra of known

28、 atoms and molecules. Used this as a tool to identify the composition of unknown compounds. They did not, however, understand how it worked.,Hydrogen,Helium,Oxygen,Neon,Iron,Light from a continuous spectrum through a vessel containing a cooler gas shows: A continuous spectrum from the lamp crossed b

29、y of dark “absorption lines” at particular wavelengths. The wavelengths of the absorption lines exactly correspond to the wavelengths of emission lines seen when the gas is hot! Light is being absorbed by atoms in the gas.,Absorption-Line Spectrum,Continuum Source,The Solar Spectrum,Why does it work

30、?,Why does each element have a characteristic line spectrum? Answer: It reflects the detailed structure of the atom. Depends on the number and arrangement of electrons in orbit around the nucleus. Discovering why unlocked the secrets of the atom.,Simple Atoms (Schematic),4He,Looking inside the Atom,

31、Electrons cannot orbit just anywhere around a nucleus: Can only orbit in discrete orbitals. Each orbital corresponds to a particular (特定的) energy of the orbiting electron. If an electron does not have exactly the right energy, it cannot be in an orbital (all or nothing). Details are dictated(论证) by

32、quantum mechanics.,Hydrogen: The Simplest Atom,An atom of Hydrogen (1H) consists of: A single proton in the nucleus. A single electron orbiting the nucleus. First orbital: Ground State (n=1) (基态) Lowest energy orbital the electron can reside in. Higher orbitals: Excited States (n=2,3,.) Higher orbit

33、s around the nucleus. (激发态) Come at specific, exact (精确对应的)energies.,Energy Level(能级) Diagram of 1H,Continuum,n=1,n=3,n=6,Emission & Absorption Lines,Emission Lines: When an electron jumps from a higher to a lower energy orbital, a single photon is emitted with exactly the energy difference between

34、orbitals. No more, no less.,Larger Jump = More Energy = Bluer Wavelength,氢原子光谱,Emission & Absorption Lines,Emission Lines: When an electron jumps from a higher to a lower energy orbital, a single photon is emitted with exactly the energy difference between orbitals. No more, no less. Absorption Line

35、s: When an electron absorbs a photon with exactly the energy needed to jump from a lower to a higher orbital. No more, no less.,当电子从高能态跃迁到低能态时，原子释放光子，产生发射线；反之产生吸收线。 吸收或发射的光子能量为 hvEn2 - En1,吸收线的产生过程,The Importance of Spectroscopy,From the emission or absorption lines in an objects spectrum, we can learn: Which elements are present, and in what proportions (比例). Which el