太阳和日地空间

第三章太阳与恒星世界1§3-1太阳和太阳大气21.太阳的概况3不同辐射波段的太阳光学紫外X射线射电4太阳的基本数据质量 1.99×1030kg=332,000M⊕半径 6.96×105km=109R⊕角直径 32.5′密度 150–1.4–10-7gcm-3转动周期 25.4[e]–34.4[p]days温度 1.5×107–5800–107K光度 3.8×1033ergs-15太阳常数f：单位时间垂直射入地球大气外单位面积上的能量。f=1.36×106ergs-1cm-26太阳的化学组成元素质量丰度Hydrogen73.5%Helium24.8%Oxygen0.788%Carbon0.326%Nitrogen0.118%Iron0.162%Silicon0.09%Magnesium0.06%Neon0.16%7“太阳元素”的发现1868年8月18日，法国天文学家詹逊观测日全食时，发现日珥的一条橙黄色明线（D3），不能和已知的地球上任何元素的谱线相对应。命名为氦，曾称“太阳元素”。

27年后，一位名叫雷姆塞的英国化学家终于在地球上也找到了氦。8整体结构核心区 辐射区对流区光球色球过渡区日冕9太阳的大气光球可见光辐射区,厚度约100-500km半径约700,000km温度约6000K利用吸收线光谱确定了68种化学元素10光球的临边昏暗现象可见光-----近紫外光：光球园面呈现中间比边缘更明亮的临边昏暗现象；其它波段（如射电，X射线等）：临边增亮。原因？11色球：位于光球上方，厚度约2,000-3000km，是稀薄和透明的气态物质，光度较低，产生发射线，可在日全食时观测到。12日冕：太阳大气的最外层，温度106–107K，非常稀薄的电离气体，范围不定

常伴有日冕物质抛射（CMEs）

132.太阳的内部结构与能源只能观测到太阳表面，但其通常取决于内部的结构和状态；建立了太阳的分层模型14太阳的分层模型内核：热核反应，产能区辐射层对流层光球：光亮的球层，温度6000K色球：温度比光球高,656.28纳米红光很强日冕：温度百万度，射电辐射来自日冕15太阳结构模型16太阳的能源太阳的能源：L⊙≈3.8×1033ergs-1,τ⊙≈5×109yr热核聚变反应：核子1+核子2

核子3+能量质量亏损 核子1+核子2质量>核子3质量热核聚变反应要求粒子处于高温高密状态17当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应吸热而不是放热，恒星内部的热核反应由此停止18一般认为：太阳内部能源的约98%产生于质子----质子循环，约2%来自碳---氮---氧循环。研究表明太阳在约50亿年前到达主序，现任处于主序阶段。19太阳中微子问题中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒子，它几乎不与任何物质发生相互作用；太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们的身体；目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生于~105-107年前的太阳内部，而中微子则是在当时产生的；太阳核心区的研究可直接由中微子探测得到。20太阳中微子的探测原理:中微子与C2Cl4相互作用,释放光子.21太阳中微子失踪案实际测量到的太阳中微子数目只有理论计算值的约1/3可能的原因：太阳内部结构与成分与太阳标准模型差异中微子物理——中微子振荡

挑战宇宙间的短缺质量。223.太阳的对流层和磁场近年来对太阳的对流层研究的越来越多；对流层内从内到外温度，压力，及密度变化很大，物质的上下径向对流运动十分强烈，而且不均匀，内部的巨大能量由此大部分通过机械的对流传输送到光球底层并辐射出去。由于太阳存在较差自转，使对流层内存在大尺度的环流。不能直接观测到，但与太阳外层大气的一些活动现象有关。23太阳内部的辐射与对流区区域R/R(0)T(K)ρ(g/cm3)能量传输核心区0.0-0.25~15,000,000-8,000,000~160-10辐射辐射区0.25-0.85~8,000,000-500,000~10-0.01辐射对流区0.85-1.0~500,000-10,000<0.01对流24太阳的磁场太阳磁场的形成——发电机理论太阳各层大气里的磁场很不相同,日面各部分磁场相差很大,几高斯～几千高斯;太阳黑子磁场是最强的磁场太阳活动大都与磁场有关磁场是活动区最本质的特征25§3-2太阳的活动和日地关系一、宁静太阳活动光球现象：米粒组织超米粒26米粒组织：光球上的明亮斑点平均直径约1000km寿命约5-10分钟米粒比光球温度高300-400K由光球下面的气体对流造成27日震学(Helioseismology)太阳的内部扰动产生压力波（声波）在太阳表面，声波表现为表面物质的上下振荡（幅度几千米，周期5-10分钟，观测米粒组织时发现）太阳振荡造成谱线位移利用太阳表面的振荡可以研究太阳的内部结构28超米粒1954年测得；宁静太阳表面上，数目约保持在2500个左右；直径2万----6万公里寿命一般20----40小时，平均24小时。29本质差别：米粒:深度约400千米的光球层内；反映亮度差别，温度分布不均匀；无磁场结构。超米粒：光球之下7000----10000千米的对流层；光球速度场不均匀的表现；边缘比太阳普通磁场强百倍。30色球现象单色光观测色球：针状物：细小“火舌”色球网络冲浪：物质抛射31日冕现象冕洞：暗区凝聚区：亮区冕流：黑子多时短，黑子少时长极羽：在太阳两极，象羽毛；太阳活动极小时更明显32二、太阳活动黑子；谱斑；日珥，日冕活动，耀斑等；331）太阳黑子光球上不规则的黑色区域，大小约10,000千米，温度约4000–4500K通常成群出现

34黑子的结构与形态：本影和半影组成；高分辨率观测表明，有精细结构。黑子在日面上的分布存在明显规律：a.纬度分布的不均匀性b.东西的不对称性35a.纬度分布的不均匀性

19世纪，研究表明，几乎所有的黑子都分布在±8度---±45度的纬度范围内。36黑子出现蝴蝶图：每个活动周开始黑子出现在高纬区，然后逐渐走向低纬区

37黑子“蝴蝶”图在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每只蝴蝶对应一个活动周。38b.东西的不对称性

1907年英国天文学家蒙德发现：黑子在日面东西边缘的数目不一样：

日面东半边的黑子总比西半边的更多，同时从日面东边缘转出的黑子也比在西边缘消失的多。一般解释：仅为视觉或光学现象。39黑子群（及其分类）多数成群；一般每个黑子群中有两个主要黑子：前导黑子和后随黑子，两者磁极性通常相反。黑子有许多不同分类法：苏黎世分类法；磁分类法；等等。40黑子相对数：太阳活动强弱的标志。长期计数的统计方法。1849年苏黎世天文台沃尔夫提出：R=K(10g+f)g是日面上黑子群数,f为单个黑子数，k是与观测条件和观测者有关的量（沃尔夫定自己的K=1）。黑子总面积A：把所有黑子归算到日面中心后相加。41太阳黑子的变化黑子的持续时间为几小时到几个月利用黑子在日面的运动可以确定太阳的较差转动42太阳黑子的周期准周期，从黑子的极小年份算起。43太阳黑子相对数变化的11年周期

44黑子磁极性变化有22年周期日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是与后随黑子的极性相反。在同一个活动周中，南半球的前导和后随黑子的极性情况是一样的。南半球和北半球的情况相反。每一个太阳活动周期中，黑子群的磁极性分布保持不变，但下一个周期的情况则截然相反。45黑子的光谱不管黑子大小，大致相同；与光球光谱有很多类似之处，但由于其温度较低又有很强的磁场，又存在很多差异与不同。46太阳黑子与磁场472）日珥突出日面的物质抛射，色球层的活动现象，美丽壮观。日珥比光球暗得多，也只有在日全食时或者使用色球望远镜才能看到。日珥一般高约几万公里，大大超过了色球层的厚度，进入日冕层，来自色球/日冕的冷气体云。爆发日珥以每秒700多公里的速度喷发到日冕中去。与黑子有密切联系，运动与磁场有关。从形态上分：宁静日珥，活动日珥和爆发日珥；实际分类很复杂。48493)光斑与谱斑色球上大块增亮区域。比光球亮10%左右；两者实质一样，光斑向上延伸就为谱斑；与黑子关系密切，有磁场。504）耀斑耀斑产生在色球和日冕的过渡区；电磁能与离子的快速释放过程，是太阳上最强烈活动现象。来势猛，能量大。在短短一、二十分钟内释放出的能量相当于地球上十万至百万次强火山爆发的能量和。从射电到

射线都有辐射，也称色球爆发。耀斑通常与黑子活动有关。5152三、太阳和其他恒星的关系及和我们的关系恒星的代表，恒星实验室。日地关系：太阳黑子；耀斑，太阳质子流；等等53太阳对地球的影响1，地球能源的提供者；2，耀斑对地球有巨大影响，耀斑产生强大的由高能粒子组成的太阳风，吹到地球附近，对地球产生影响：对地球上的电讯有强烈的干扰；对航天器和宇航员有致命的威胁；在地球大气高层产生极光，引起地球磁暴。54太阳风太阳释放的快速带电粒子流；太阳风源于日冕的高温；质量损失率~1012gs-1太阳风主要通过冕洞向外流失。5556太阳风与极光57地球上看极光

在磁纬60°－70°的区域内，围绕地球南北磁极的两个圆环状地带。地球的北磁极在加拿大大境内。地球的磁南北极与地理南北极之间大约相距11°。高纬度地区出现极光现象较多。磁纬越低的地区，只是偶而能见到极光。58美丽的极光：来自太阳的带电粒子闯入地球高层大气，和大气中的分子或原子碰撞而产生的放电过程，是唯一能用肉眼看到的高层大气中发生的物理现象；由于地球磁场的作用，太阳高能粒子到达地球时就向地球磁极靠拢，因此在地球上高磁纬地区能看到极光。596061附：太阳系起源与演化几十种太阳系起源的学说可分为两类:一类认为太阳系是由同一块星云物质凝聚而成的------星云说;另一类则认为太阳系是一次突然的灾变中产生的----灾变说。

20世纪