太阳

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December 5, 2021

太阳(拉丁太阳系)是太阳系中心的一颗恒星。

一般说明

太阳是典型的G2光谱类主序星。它几乎是完美的球形,是由磁场编织而成的热等离子体。直径约130万公里,比地球大109倍,质量约2×1030公斤,比地球大约33万倍。太阳的能量来源是其核心的热核反应。地球和其他七颗行星围绕太阳旋转。此外,彗星、小行星、流星体、太空尘埃和其他小物体都围绕太阳旋转。太阳的质量是整个太阳系总质量的99.866%。太阳辐射支持地球上的生命(光合作用的初始阶段需要光子)并决定我们星球的气候。太阳由氢(约 73% 重量和约 92% 体积)、氦气(约 25% 重量和约 7% 体积)组成。和其他浓度较低(按重量计小于 2%)的元素 - 铁、镍、氧、氮、硅、硫、镁、碳、氖、钙和铬。太阳的平均密度为 1400 kg/m2。太阳的表面温度约为 6000 K。 太阳发出几乎是白光,但由于地球大气对光谱短波长部分的更强散射和吸收,我们星球表面附近的直射阳光获得了某种黄色调。如果天空晴朗,那么漫射光的蓝色色调由黄色的直射阳光组成,地球上物体的一般照明变为白色。太阳光谱包含电离和中性金属线,以及电离氢。我们的银河系中有超过 1000 亿颗恒星。在这种情况下,我们银河系中 85% 的恒星都是恒星,比太阳小(主要是红矮星)。像主序星中的所有恒星一样,太阳通过聚变产生能量。在太阳中,大部分能量是由氢合成氦气产生的。太阳与地球的距离约为 1.496 亿公里,大约等于一个天文单位,其视角直径与月球一样——略多于半度(31-32 分钟)。太阳距离银河系中心大约 26,000 光年,并围绕它运行大约 2.2 亿年。就像在月球上一样 - 略多于半度(31-32 分钟)。太阳距离银河系中心约 26,000 光年,并围绕它运行约 2.2 亿年。就像在月球上一样 - 略多于半度(31-32 分钟)。太阳距离银河系中心约 26,000 光年,并围绕它运行约 2.2 亿年。

太阳的特征和化学成分。

太阳是太阳系中最中心也是质量最大的天体。它的质量大约是地球质量的 333,000 倍,是所有其他行星质量总和的 750 倍。太阳是一种强大的能量来源,它不断地在电磁波频谱的所有部分——从 X 射线和紫外线到无线电波——发射。这种辐射强烈影响太阳系的所有天体:它加热它们,影响行星的大气层,为地球上的生命提供必要的光和热。

太阳的光谱等级。

同时,太阳是离我们最近的恒星,与所有其他恒星不同的是,您可以在其中观察圆盘,并借助望远镜研究圆盘上的小细节,大小可达数百公里。这是一颗典型的恒星,因此研究它有助于了解恒星的一般性质。根据恒星分类,太阳的光谱等级为 G2V。在通俗文学中,太阳经常被归类为黄矮星。

直径

由于地球轨道的椭圆度,太阳的视角直径略有变化。平均而言,它大约是 32' 或 1/107 弧度,即太阳的直径是 1/107 AU,或大约 1,400,000 公里。根据美国宇航局的最新观测,太阳的半径为 696,342 公里,误差为 65 公里。

化学成分

化学成分(按原子数)由太阳光谱分析确定:氢约 90%,氦 - 9.88%,其他元素 - 约 0.1%,特别是:100 万个氢原子占 851 个氧原子, 398个碳、123个氖、100个氮、47个铁、38个镁、35个硅、16个硫、4个氩、3个铝、2个镍、钠和钙原子,以及极少数其他元素。太阳的物质是高度电离的,即原子失去了它们的外部电子,并与它们一起成为电离气体的自由粒子 - 等离子体。

密度和温度

太阳物质的平均密度 ρ ≈ 1400 kg/m2。该值接近水的密度,是地球表面附近空气密度的 1000 倍。在太阳的外层,密度要低数百万倍,而在中心 - 比平均值高 100 倍。考虑到中心密度和温度增加的计算表明,太阳中心的密度约为 1.5 × 105 kg / m³,压力约为 2 × 1018 Pa,温度约为 15,000,000 K。在这个核心温度下,氢原子(质子和氘核)具有非常高的速度(数百公里/秒)并且可以相互接近,尽管有静电排斥力的作用。一些碰撞会导致核反应,从氢中产生氦并释放大量能量,这些能量转化为热量。这些反应是太阳目前演化阶段的能量来源。结果,灯具中央部分的氦气量逐渐增加,而氢气 - 减少。在太阳内部产生的能量流被传输到外层并分布在越来越大的区域。结果,太阳等离子体的温度随着离中心的距离而降低。根据温度和由它决定的过程的性质,太阳可以分为 4 个部分:内部、中心部分(核心),压力和温度保证核反应的进程;它从中心延伸到半径约 1/3 的距离;辐射带(距离半径的 1/3 到 2/3 之间),由于电磁能量子的顺序吸收和辐射,能量向外传输;对流区 - 从“辐射”区的上部几乎到太阳的可见表面。在这里,随着接近灯具的可见表面,温度迅速下降,导致中性原子浓度增加,物质变得更加透明,辐射传递效率降低,热量主要通过混合(对流)传递,如沸腾从下方加热的容器中的液体;太阳大气,从对流区的后面开始,远远超出太阳的可见圆盘。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。在这里,随着接近灯具的可见表面,温度迅速下降,导致中性原子浓度增加,物质变得更加透明,辐射传递效率降低,热量主要通过混合(对流)传递,如沸腾从下方加热的容器中的液体;太阳大气,从对流区的后面开始,远远超出太阳的可见圆盘。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。在这里,随着接近灯具的可见表面,温度迅速下降,导致中性原子浓度增加,物质变得更加透明,辐射传递效率降低,热量主要通过混合(对流)传递,如沸腾从下方加热的容器中的液体;太阳大气,从对流区的后面开始,远远超出太阳的可见圆盘。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。物质变得更透明,辐射传递效率降低,热量主要通过混合物质(对流)传递,类似于在容器中煮沸液体,从下方加热;太阳大气,从对流区的后面开始,远远超出太阳的可见圆盘。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。物质变得更透明,辐射传递效率降低,热量主要通过混合物质(对流)传递,类似于在容器中煮沸液体,从下方加热;太阳大气,从对流区的后面开始,远远超出太阳的可见圆盘。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。它从对流区后面开始,远远超出太阳的可见盘面。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。它从对流区后面开始,远远超出太阳的可见盘面。大气的下层是光球层,这是一层薄薄的气体,我们将其视为太阳表面。大气的上层(色球层和日冕)由于非常稀疏而无法直接看到,它们可以在日全食期间或在特殊设备的帮助下观察到。

太阳活动和太阳周期

伽利略·伽利莱通过望远镜观察太阳黑子,注意到它们正沿着可见的太阳圆盘移动。在此基础上,他得出结论,太阳绕着自己的轴旋转。发光体自转角速度从赤道到两极递减,赤道上的点在25天内完成自转,而在两极附近太阳自转的恒星周期增加到30天。地球在其轨道上沿与太阳旋转的方向相同的方向运动。因此,相对于地球观测者而言,它的自转周期更大,太阳盘中心的光点将在27天后再次穿过太阳的中央子午线。

太阳活动

由在太阳上产生强大磁场而引起的一系列现象称为太阳活动。这些场以太阳黑子的形式出现在光球层中,并引发诸如:太阳耀斑、加速粒子通量的产生、不同范围内来自太阳的电磁辐射水平的变化、日冕物质排放、太阳风扰动、银河宇宙射线的变化通量(福布什效应)等。太阳活动还与地磁活动(特别是磁暴)的变化有关,这是到达地球的行星际环境扰动的结果,反过来又是由于太阳的活动现象。太阳活动水平最常见的指标之一是沃尔夫数,它与太阳可见半球的太阳黑子数量有关。太阳活动的总水平以大约11年的特征周期变化(所谓的“太阳活动周期”或“十一年周期”)。这个时期是不准确的,在 20 世纪接近 10 年,过去 300 年从大约 7 年变成了 17 年。从有条件选择的第一个周期开始,太阳活动的周期被赋予连续的数字,其中最大值为 1761。 2000 年,观测到了太阳活动第 23 周期的最大值。更长的太阳活动也有变化。因此,在十七世纪下半叶,太阳活动,特别是其 11 年周期明显减弱(至少是蒙德)。在欧洲的这个时代,年平均气温下降(所谓的小冰河时代),可能是由于太阳活动对地球气候的影响。还有一种观点认为,全球变暖在一定程度上是由二十世纪下半叶太阳活动水平上升造成的。然而,这种影响的机制仍不清楚。观测史上最大的一组太阳黑子是在 1947 年 4 月在太阳南半球观测到的。它的最大长度为 300,000 公里,最大宽度 - 145,000 公里。这组斑点在晚上肉眼清晰可见。根据普尔科沃天文台的目录,这个群体(1947年第87号)于1947年3月31日至4月14日穿过太阳的可见半球,其最大面积为6761 mchp(百万分之一太阳半球),大约是地球表面积的 36 倍,也是该组中最大点的最大面积 - 5055 mchp;群内点数达到172个。

太阳就像一颗变星

由于太阳的磁活动会发生周期性变化,并且随着它的光度变化(参见太阳周期),它可以被视为一颗变星。在活动最大的年份,太阳比活动最少的年份更亮。太阳常数变化幅度达到0.1%(绝对值为1 W/m²,而太阳常数平均值为1361.5 W/m²)。此外,一些研究人员将太阳称为一类不活动的变星,例如 BY Dragon。这些恒星的表面布满了大斑点(占总面积的 30%),并且由于这些恒星的自转,从地球上可以观察到它们的亮度变化。在太阳中,这种可变性非常微弱。

太阳作为恒星的演化

太阳是第三代(族群I)的恒星,金属含量很高,也就是说,它是由富含重元素的物质形成的,这些重元素在第一代和第二代(族群)恒星的内部形成分别为 III 和 II)。使用恒星演化的计算机模型估计太阳的当前年龄(更准确地说,它在主序中存在的时间)大约为 45.7 亿年。太阳被认为是在大约 45.9 亿年前形成的,当时分子氢云被引力压缩导致 T 型恒星的形成。像太阳这样的质量恒星必须在主序带中存在大约 100 亿年。因此,太阳现在正处于其进化路径的中间。在现阶段,氢转化为氦的热核反应发生在太阳核中。每秒约有 400 万吨物质转化为辐射能,从而产生太阳辐射和太阳中微子的流动。按照现代观念,4-50亿年后它会变成红巨星。当原子核中的氢燃料燃烧殆尽时,它的外壳会膨胀,原子核会收缩并升温。大约78亿年后,当原子核内的温度达到1亿K左右时,就会开始由氦气合成碳的热核反应。在演化的这个阶段,太阳内部的温度不稳定性会导致它失去质量并脱落外壳。那时太阳的外层将到达地球的现代轨道。研究表明,即使在太阳失去质量会导致地球移动到离太阳更远的轨道之前,因此,将避免太阳等离子体外层的吸收。尽管如此,地球上所有的水都将变成气态,大部分大气将消散到外太空。在此期间太阳光度的增加将使得在接下来的 500 至 7 亿年地球表面将变得太热,以至于生命无法以现代形式存在于其上。太阳经过红巨星的阶段后,热脉动会导致它的外壳被撕掉,形成行星状星云。在这个星云的中心将是一颗由非常热的核心形成的白矮星,它将在数十亿年的时间里逐渐冷却和消退。这种生命周期被认为是低质量和中等质量恒星的典型特征。太阳的质量还不够它的进化以超新星爆炸和黑洞的形成而告终。

结构

太阳的内部结构。

太阳内部(光球层下方)有以下结构层: 太阳核心 - 发生热核反应的内部,从辐射转移区的中心延伸至 17.3 万公里,其中能量从中心转移部分到上层,从核心到中心49.4万公里。对流区,其中热能的传递主要通过对流(即热气体的运动)进行,并延伸到太阳的可见表面。

太阳能核心

太阳中心半径约 150-17.5 万公里(即太阳半径的 20-25%)发生热核反应的部分称为太阳核心。原子核中物质的密度约为 150,000 kg / m³(水的密度是水的 150 倍,是地球上密度最大的金属 - 锇的密度的 6.6 倍),原子核中心的温度 - 超过1400 万 K。在原子核中发生热核反应,其结果是由四个质子形成氦 4 核。结果,每秒有 426 万吨物质转化为辐射,但与太阳的质量 - 2 × 1027 吨相比,这个值微不足道。原子核不同区域释放的能量取决于它们与太阳中心的距离。在中心,根据理论估计,它达到了 276.5 W/m³,这比熟睡的人的比热低一个数量级。整个太阳的比热少两个数量级。由于释放出如此小的比能量,支持热核反应的“燃料”(氢)储备足以维持数十亿年。原子核是太阳上唯一释放能量的地方,恒星的另一部分被这种能量加热。原子核的所有能量依次穿过各层,到达光球层,从那里以太阳光的形式发射出去。 SOHO 任务进行的数据分析表明,在原子核中,太阳绕轴自转的速度远高于在表面上的速度。恒星的另一部分被这种能量加热。原子核的所有能量依次穿过各层,到达光球层,从那里以太阳光的形式发射出去。 SOHO 任务进行的数据分析表明,在原子核中,太阳绕轴自转的速度远高于在表面上的速度。恒星的另一部分被这种能量加热。原子核的所有能量依次穿过各层,到达光球层,从那里以太阳光的形式发射出去。 SOHO 任务进行的数据分析表明,在原子核中,太阳绕轴自转的速度远高于在表面上的速度。

辐射转移区

在原子核上方,距离太阳半径约 0.2-0.25 到 0.7 的距离处,是一个辐射转移区。在该区域,能量转移主要通过光子的发射和吸收发生。等离子体层发射的每个特定光子的方向并不取决于等离子体吸收了哪些光子,因此它可以到达辐射区的上层,也可以返回中心。正因为如此,反复过度曝光的光子(最初在原子核中形成)到达对流区的时间可以用数百万年来衡量。这个时期平均为17万年。该区域的温度变化从表面的 200 万 K 到深度的 700 万 K。物质的密度从 0.2 g/cm³(表面)到 20 g/cm³(深度)不等。该区没有宏观对流运动,说明其温度梯度大于径向平衡梯度。相比之下,在红矮星中,对流区几乎覆盖了整颗恒星。

太阳的对流区。

靠近太阳表面,物质的温度和密度不足以通过再辐射进行能量的完全转移。等离子体发生涡旋混合,向表面(光球)的能量转移主要通过物质的运动进行。在表面冷却,光球物质深入对流区,下部物质从辐射传递区加热并上升,这两个过程都以显着的速度进行。这种能量转移的方法称为对流,太阳的地下层大约有 200,000 公里厚,它发生在那里——对流区。当你接近地表时,温度下降到平均 5800 K,气体的密度比地表空气的密度小 1000 倍。根据现代数据,对流区在太阳过程物理学中的作用非常大,因为太阳物质的各种运动就是在其中发生的。对流区中的热量导致表面上的颗粒(基本上是热量的顶点)和超颗粒化。流速平均为1-2公里/秒,其最大值达到6公里/秒。颗粒的寿命为10-15分钟,可与气体绕过颗粒的时间相比较。因此,对流区中的热气流的条件与导致贝纳德细胞出现的条件截然不同。该区域的运动会引起磁发电机的作用,从而产生具有复杂结构的磁场。流速平均为1-2公里/秒,其最大值达到6公里/秒。颗粒的寿命为10-15分钟,可与气体绕过颗粒的时间相比较。因此,对流区中的热气流的条件与导致贝纳德细胞出现的条件截然不同。该区域的运动会引起磁发电机的作用,从而产生具有复杂结构的磁场。流速平均为1-2公里/秒,其最大值达到6公里/秒。颗粒的寿命为10-15分钟,可与气体绕过颗粒的时间相比较。因此,对流区中的热气流的条件与导致贝纳德细胞出现的条件截然不同。该区域的运动会引起磁发电机的作用,从而产生具有复杂结构的磁场。

太阳的气氛。

太阳大气可以分为几层。

光球

大气最深的一层,200-300 公里厚,被称为光球(光球)。它发射出几乎所有在光谱可见部分观察到的能量,它形成了太阳的可见表面。其厚度对应于约 2/3 的光学厚度。随着温度接近光球外缘,从 6600 K 降低到 4400 K,光球外层由于辐射到行星际空间而冷却。在光球层的照片中,明亮的“颗粒”形式的薄结构清晰可见——颗粒大小约 1000 公里,被狭窄的黑暗空间隔开。这种结构称为粒化。它是在位于大气层下的太阳对流区中发生的气体运动的结果。整个光球的有效温度为 5778 K。可以根据斯特凡-玻尔兹曼定律计算得出,绝对黑体的辐射功率与体温的四度成正比。这种条件下的氢几乎完全处于中性状态。光球形成了太阳的可见表面,它决定了太阳的大小、与太阳表面的距离等。由于光球中的气体非常稀薄,它的速度远小于太阳自转的速度。固体。在这种情况下,赤道和极地地区的气体移动不均匀——在赤道,它在 24 天内自转,在两极——30 天。在几乎完全在光球层中形成的太阳可见辐射光谱中,外层温度的降低对应于暗吸收线。他们被称为弗劳恩霍夫 (Fraunhofer) 以纪念德国眼镜商 J.Fraunhofer (1787-1826),他在 1814 年首次绘制了数百条这样的线。出于同样的原因(降低太阳中心的温度),靠近边缘的太阳盘看起来更暗。有时在光球的某些部分,颗粒之间的暗间隙增加,形成小圆孔,其中一些发展成大的黑点,周围环绕着由细长的、径向拉长的光球颗粒组成的半影。

太阳的色层和日冕。

在光球层的最高层,温度约为 4,000 K。在这个温度和密度为 10–3–10–4 kg / m³ 时,氢几乎变成中性。只有大约 0.01% 的原子(主要是金属)被电离。然而,大气中的温度越高,随之电离,又开始上升,先是缓慢上升,然后是非常迅速。太阳大气中温度升高,氢、氦等元素相继电离的部分称为色球层,其温度为数万开尔文。以闪亮的粉红色边框的形式,在日全食的罕见时刻,在月球暗盘周围可以看到色球层。在色球层之上,太阳气体的温度为 106 - 2 × 106 K,然后对于太阳的许多半径几乎没有变化。这种稀薄而炽热的外壳被称为日冕。在日食的完整阶段可以观察到珍珠般的光芒,是非常美丽的景象。 “蒸发”到行星际空间,日冕气体形成一股热的稀薄等离子体流,不断从太阳流出,被称为太阳风。万公里的太空,从而形成太阳风。日冕的平均温度为 1 到 200 万 K,在某些地区最高可达 2000 万 K。该层的极端强烈加热显然是由磁重联效应和冲击波的影响引起的。日冕的形状因太阳活动周期的阶段而异:在活动最大的时期,它呈圆形,在最小的时候——沿太阳赤道拉长。由于电晕温度非常高,它会发出紫外线和 X 射线范围内的强烈辐射。这种辐射被地球大气层吸收,但最近在航天器的帮助下研究它成为可能。电晕不同部位的辐射是不均匀的。有热的活跃区和安静区,以及温度相对较低的 600,000 K 的日冕洞,磁力线由此进入太空。这种(“开放”)磁性配置允许粒子离开太阳,因此太阳风主要从日冕孔发出。日冕的可见光谱由三种不同的成分组成,分别称为 L、K 和 F 成分(或分别称为 L 电晕、K 电晕和 F 电晕;L 成分的另一个名称 - E 电晕。K -component-continuous 发射 L 分量在其背景下可见,距离太阳可见边缘 9-10 '。从约 3' 的高度开始(太阳的角直径约为 30 ') ) 及以上,弗劳恩霍夫光谱是可见的,光球光谱也是可见的。它是日冕的 F 分量。在 20' 的高度,F 分量在日冕光谱中占主导地位。9-10' 的高度被认为是分隔内日冕和外日冕的边界。意味着,例如,在常见的太阳图像中,波长为 17.1 nm (171 Å)、19.3 nm (193 Å)、19.5 nm (195 Å) ,只有太阳日冕及其元素是可见的,而色球层和光球层是不可见的。两个日冕洞几乎总是出现在太阳的南北两极,其他的只是暂时出现在其可见表面,几乎不发射X射线。色球层和日冕最好从卫星和轨道空间站的紫外线和 X 射线中观察到。

太阳的磁场。

由于太阳能等离子体具有高导电性,它可以产生电流,从而产生磁场。在太阳光球中观察到的磁场根据其规模分为两种类型。具有与太阳大小相当的特征尺寸的大规模(一般或全球)磁场在光球层的平均强度约为几高斯。在太阳活动周期的最小值处,它具有近似偶极子结构,太阳两极的场强最大。然后,当您接近太阳活动的最大周期时,两极的场强逐渐减小,并且在最大周期一两年后为零(所谓的“太阳磁场的复极化”)。在这个阶段,太阳的总磁场并没有完全消失,但它的结构不是偶极子,和四极性质。之后,太阳偶极子的强度再次增加,但它已经有了不同的极性。因此,考虑到极性变化,太阳总磁场变化的完整周期等于太阳活动 11 年周期持续时间的两倍——大约 22 年(“黑尔定律”)。太阳的中小尺度(局部)场强得多,规律性也差得多。在太阳周期最大的太阳黑子组中观察到最强的磁场(高达几千高斯)。一个典型的情况是,当群西部分的光点,特别是最大的光点(所谓的“组长”)的磁场与太阳对应极的总磁场的极性重合时。 (“p-极性”),在东尾“)部分 - 相反(“f-极性”)。所以,斑点的磁场通常具有双极或多极结构。在光球层中,还观察到磁场的单极区域,与太阳黑子群不同,它们更靠近两极,磁场强度低得多(几个高斯),但面积和寿命更大(最多几圈)太阳的)。按照现代观念,太阳磁场是通过水磁对流发电机的机理在对流带下部产生,然后在磁浮力的作用下上升到光球层中的。同样的机制解释了太阳磁场 22 年的周期性。还有一些迹象表明存在初级(即与太阳一起形成的)或至少是磁场,它在对流区底部下方存在了很长时间——在辐射区和太阳的核心。

太阳的运动和位置。

太阳的轨道速度为 217 公里/秒 - 因此,它在 1400 个地球年中克服一光年,在 8 个地球日内克服一个天文单位。太阳目前位于我们银河系猎户座臂的内边缘,在英仙座臂和人马座臂之间,在所谓的本地星际云中,这是一个位于本地气泡中的高密度区域,一个分散的高密度区域-温度星际气体。在目前已知的 50 颗最近的恒星中(在 17 光年内),太阳是第四亮的恒星(其绝对星等为 + 4.83m)。由于银河旋臂的扰动和不均匀的质量分布,太阳围绕银河系的轨道近似为椭圆形。此外,太阳在轨道上相对于银河系平面上下摆动约 2.7 次。有假设太阳穿过更高密度的旋臂区域与地球上的大规模灭绝相吻合,这可能是由于与宇宙物体的碰撞。

观察太阳。

1905年,乔治·埃勒里·黑尔(George Ellery Hale)在威尔逊山天文台的一个小型天文台安装了第一台太阳望远镜,并开始寻找伽利略发现的太阳黑子起源问题的答案。George Hale 发现太阳黑子是由磁场引起的,因为它降低了表面温度。今天,许多地面天文台不断地观测到太阳。然而,关于离我们最近的恒星的性质和活动的最详细和最有价值的信息只能在轨道望远镜的帮助下获得,如 SOHO、太阳动力学天文台等。

太阳空间研究。

许多范围内的地球大气层都阻止了来自太空的电磁辐射的通过。此外,即使在大气几乎透明的光谱可见部分,图像也可能因振荡而失真。因此,如果你想得到一个非常清晰的太阳图像,研究它的紫外线或X射线辐射,精确测量太阳表,可以通过气球、火箭、卫星和空间站进行观测。

历史

事实上,1957 年,地球的第二颗人造卫星 Sputnik-2 对太阳进行了首次大气层外观测。在 1 到 120 埃的几个范围内进行观察,这些范围使用有机和金属过滤器进行分离。1959年,Luna-1和Luna-2航天器上的一项实验利用离子阱探测到太阳风。美国宇航局的先锋系列卫星是第一个设计用于研究太阳和研究太阳风的航天器,编号为5-9,分别为于 1960 年至 1968 年间推出。这些卫星围绕地球轨道附近的太阳旋转,并对太阳风参数进行详细测量。先锋 9 号工作了很长时间,直到 1983 年 5 月才传输数据。

现代性

太阳动力学天文台旨在通过同时在多个波长的小时间和空间尺度上研究太阳大气来研究太阳对地球和近地空间的影响。太阳地球关系天文台 (STEREO) 任务是在2006 年 10 月。两艘类似的航天器被发射到环绕太阳的轨道上——一个在我们星球的后面,另一个在我们星球的前面,这样可以获得发光体的立体图像并进行 3D 研究,例如太阳的日冕发射。日之出 - 日本卫星于 2006 年推出,研究太阳磁场的动力学,以及光度、太阳风等的变化。 2019 年 8 月 4 日,第一个探测器将发射,这将接近接近太阳的记录。帕克太阳探测器是 NASA 的一项开发成果,并且已经获得了其在太空逗留期间最重要的元素——可承受高达 1400°C 的重型防护罩。在距离太阳 640 万公里的地方,这个隔热罩将吸收所有热量,让设备的其余部分正常工作。防护结构的重量为80公斤。盾牌由两层碳复合材料和一层厚泡沫组成。这次太阳之旅的目的是研究影响地球轨道上电网和卫星运行的太阳风现象。这次太阳之旅的目的是研究影响地球轨道上电网和卫星运行的太阳风现象。这次太阳之旅的目的是研究影响地球轨道上电网和卫星运行的太阳风现象。

对观察的影响

一年中发生的路径,即太阳每天同一时间在天空中的位置,称为 analemma。它类似于拉长的图 8 并沿南北轴拉长。很少能在日落或日出时观察到称为绿光的光学效应。它是由太阳仍在地平线上时发出的光引起的。这种光在地球大气层中(通常是由于逆温)向观察者折射。较短波长的光(紫色、蓝色、绿色)比长度较长的光(黄色、橙色、红色)偏离更多,但由于瑞利散射,紫色和蓝色散射更多,使绿色在光线中占主导地位。

假设和理论问题

发生在太阳核中的核反应导致大量电子中微子的形成。与此同时,自 1960 年代后期以来一直在地球上进行的中微子通量测量表明,登记的太阳电子中微子数量比描述太阳过程的标准太阳模型少约两到三倍。这种实验与理论之间的差异被称为“太阳中微子问题”,30多年来一直是太阳物理学的谜团之一。由于中微子与物质的相互作用非常微弱,并且创建了可以准确测量中微子通量的中微子探测器,甚至与来自太阳的能量一样大——这是一项技术上复杂且昂贵的任务(参见中微子),因此问题变得复杂。天文学)。解决太阳中微子问题主要有两种方法。首先,可以修改太阳模型,以降低其核中预期的热核活动(从而降低温度),从而降低太阳发射的中微子通量。其次,可以假设太阳核发射的部分电子中微子在移动到地球时被转换为传统探测器未记录的其他代中微子(μ 子和 tau 中微子)。今天很明显,第二种方式最有可能是正确的。为了将一种类型的中微子转化为另一种类型——即所谓的中微子振荡——中微子必须具有非零质量。最近确定情况确实如此。 2001年,萨德伯里中微子天文台直接记录了三代太阳中微子,并证明他们的全部通量与标准太阳模型一致。此外,只有大约三分之一到达地球的中微子被证明是电子的。这个数字与涉及在真空(实际上是“中微子振荡”)和太阳物质(“Mikheev-Smirnov-Wolfenstein 效应”)中将电子中微子转换为另一代中微子的理论是一致的。至此,太阳中微子的问题显然得到了解决。

世界文化中的太阳

宗教和神话中的太阳

纵观人类文明史,在许多文化中,太阳一直是崇拜的对象。太阳崇拜存在于古埃及,那里的太阳神是拉。希腊人有太阳神赫利俄斯(Helios),据传说,他每天都乘坐战车在天空中翱翔。在斯拉夫神话中,有两个太阳神——荷鲁斯(实际上是拟人化的太阳)和达日博格。斯拉夫人和其他民族的一年一度的节日和仪式周期与一年一度的太阳周期密切相关,其关键时刻(至日)由 Kolyada(燕麦片)和 Kupala 等人物拟人化。在大多数民族中,太阳神是男性(例如,在英语中,人称代词“he”用于指代太阳),但在北欧神话中,太阳(Sul)是女性神。在东亚,特别是在 B '越南 太阳由符号日(汉语拼音 rì)表示,尽管还有另一个符号 -)(太阳)。在这些特定的越南语单词中,nhật 和 thái dương 表示在东亚,月亮和太阳被认为是两个对立面——阴和阳。古代越南人和中国人都认为它们是两种主要的自然力量,月亮与阴有关,太阳与阳有关。

世界语言中的太阳

在许多印欧语言中,太阳由一个词根为 sol 的词表示。因此,sol 这个词在拉丁语和现代葡萄牙语、西班牙语、冰岛语、丹麦语、挪威语、瑞典语、加泰罗尼亚语和加利西亚语中的意思是“太阳”。在英语中,Sol 一词有时也用来表示太阳(主要是在科学背景下),但这个词的主要含义是罗马神的名字。在波斯语中,sol 的意思是“阳光明媚的一年”。古俄语单词 solntse、现代乌克兰语 sun 以及许多其他斯拉夫语言中的相应单词都来自同一个词根。为纪念太阳被命名为秘鲁国家的货币(新盐),以前称为inti(印加人所谓的太阳神,在他们的天文学和神话中发挥了关键作用),从克丘亚语翻译过来的意思太阳。

画中的太阳

太阳和阳光

有趣的事实

太阳占整个太阳系质量的 99.87%。太阳的平均密度仅为 1.4 g/cm³,即等于死海水的密度。太阳每秒释放的能量是人类历史上产生的能量的 100,000 倍。太阳的特定(每单位质量)能量消耗仅为 2 × 10-4 W/kg,即与一堆腐烂的叶子大致相同。 1947 年 4 月 8 日,太阳南半球表面记录到整个观测期内最大的太阳黑子聚集。它的长度为 300,000 公里,宽度为 145,000 公里。它大约是地球表面积的 36 倍,在日落时用肉眼很容易看到。太阳黑子的数量和太阳辐射的强度相互关联。有趣的是,太阳能通常会高出百分之零点几,当太阳黑子数量最多时。

太阳质量 太阳半径 太阳核心 太阳风 太阳风暴列表 Analema 太阳能 太阳能

笔记

链接和来源

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