太阳的基本结构

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1、太阳的基本结构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。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

2、大能量的真正源头, o o也称为核反应区。在这里,太阳核心处温度高达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0.25R.0.86R.是太阳辐射区，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

3、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。

4、光球和太阳黑子太阳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

5、逐渐减小的 现象；（3）米粒组织，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。上畀熱轨沅意图光球上的 米粒组织及示4600 4700 4800 4900 5000 5100 5200 530054(HpHg Fe5400550056005700580059006000610C. | -NaHe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

6、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。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

7、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。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。