太阳物理四、太阳大气

1、四、太阳大气,太阳大气,范围：从对流层的顶部往外，我们能够“看见”，即用遥感手段能够直接探测到的部分； 空间尺度：从 1 Rsun 一直延伸到太阳系边缘，离开太阳大约100个天文单位（AU）的地方，1 AU 日地平均距离； 内容：光球，色球，日冕； 成份：电离气体，等离子体，磁场。,光球,色球,日冕,太阳大气,范围：从对流层的顶部往外，我们能够“看见”，即用遥感手段能够直接探测到的部分； 空间尺度：从 1 Rsun 一直延伸到太阳系边缘，离开太阳大约100个天文单位（AU）的地方，1 AU 日地平均距离； 内容：光球，色球，日冕； 成份：电离气体，等离子体，磁场。,光球,太阳大气,范围：从对流

2、层的顶部往外，我们能够“看见”，即用遥感手段能够直接探测到的部分； 空间尺度：从 1 Rsun 一直延伸到太阳系边缘，离开太阳大约100个天文单位（AU）的地方，1 AU 日地平均距离； 内容：光球，色球，日冕； 成份：电离气体（等离子体），磁场。,太阳大气：光球,从对流层的顶部往外，我们平时看到的最亮的部分，因此得名：photosphere； 太阳向外送出的90能量以上的能量都是从光球辐射出去的； 空间尺度：从 1 Rsun 向外延伸500公里； 温度：从 1 Rsun处的6000 K左右往上逐渐下降到与色球结合部（温度极小区）的 4600 K左右； 颜色：白色；,太阳大气：光球,物质成份：

3、低电离度等离子体（每立方厘米当中大约有1个自由电子，导电性与金属铜相近）； 密度：1017cm3。大约是地球大气在海平面附近的1； 观测特征：米粒组织，磁亮点，黑子； 米粒组织是对流层中形成的对流元胞顶部的可见部分。其中热的等离子体从太阳内部上浮到太阳表面（光球底部），将热量释放、冷却之后又沉入对流层内部，如此循环往返；,太阳大气：光球,磁亮点是米粒通道当中相对明亮的小尺度结构，随着米粒的出现、运动、演化、消失而运动和变化，其中可能会有强磁场； 它们是大口径空间望远镜（Hinode）和地面望远镜（SST、NST、NVST）研制成功之后获得的新发现； 尺寸：一、二百公里（12”）。最新的研究发现

4、有拉长的磁亮点存在（文章还未发表）； 寿命：一、二分钟。最新的研究发现亮点的亮度有振荡特性，其真正的寿命可能会长达 20分钟以上； 运动速度：一、二公里每秒。,链式亮点,孤立亮点,太阳大气：光球,太阳黑子是光球当中最为明显的特征，也是太阳活动是否频繁的主要标志。 黑子中等离子体的温度比周围环境的温度低，密度是一样的，所以看起来比周围要暗。 现存最早的古代对太阳的观测纪录可追溯到中国公元前364年的齐国的星表。 公元前140年前后成书的淮南子中记载的：“日中有踆乌”。踆乌就是三只脚的乌鸦。 汉书五行志中对公元前28年出现的黑子记载则更为详细：“河平元年，三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央。

5、”,太阳大气：光球,到明朝崇祯年间，一共有101次详细的黑子活动纪录，包括黑子的大小、位置、形状、及其变化等。 相应的观测和记录，欧洲人直到807年8月才有。当时以为是水星凌日；直到意大利天文学家伽里略1660年发明天文望远镜后，才确认黑子的确是发生在太阳上的现象。 美国著名天文学家海尔（G. E. Hale）对此称赞道：“中国古代观测天象，如此精勤，实属惊人。他们观测太阳黑子，比西方早约2000年，历史上记载不绝，并且都很正确可信。” 1908年，海尔通过测量黑子光谱线的Zeeman分裂，首次确定了黑子当中存在强磁场。,Hale et al. 1919, ApJ, 49,153,太阳大气：光

6、球,黑子当中强磁场的存在，那么黑子温度低于周围光球物质的温度还能够长时间存在的原因被找到了：磁场的压力补偿了由于温度降低而下降的气压，使得黑子与周围物质可以处于平衡状态。,这里，k是波尔兹曼常数，nphoto和Tphoto分别是光球物质的密度和温度，nspot和Tspot分别是黑子内物质的密度和温度，B是黑子内的磁场强度。,问题,已知光球温度Tphoto = 6000 K，密度nphoto = 1017cm3, 测量得到黑子内的磁场B = 1000高斯，黑子内外的密度相同，估计一下黑子内的温度Tspot是多少？,太阳大气：色球,光球以上大约2000公里厚的一层大气，于1869年观测日全食的时候

7、被发现的。因其主要辐射集中在波长为6563的红光附近，因此而得名：chromosphere；,太阳大气：色球,光球以上大约2000公里厚的一层大气，于1869年观测日全食的时候被发现的。因其主要辐射集中在波长为6563的红光附近，因此而得名：chromosphere； 色球层中的物质结构是不均匀的，大致可分为低、中、高三层；,太阳大气：色球,光球以上大约2000公里厚的一层大气，于1869年观测日全食的时候被发现的。因其主要辐射集中在波长为6563的红光附近，因此而得名：chromosphere； 色球层中的物质结构是不均匀的，大致可分为低、中、高三层； 低色球层，厚约400公里，温度由光球顶

8、部的4600 K上升到5500 K； 中色球层，厚约1200公里，温度缓慢上升到8000 K； 高色球层，厚约400公里，温度急剧上升到几万度；,太阳大气：色球,光球以上大约2000公里厚的一层大气，于1869年观测日全食的时候被发现的。因其主要辐射集中在波长为6563的红光附近，因此而得名：chromosphere； 色球层中的物质结构是不均匀的，大致可分为低、中、高三层； 低色球层，厚约400公里，温度由光球顶部的4600 K上升到5500 K； 中色球层，厚约1200公里，温度缓慢上升到8000 K； 高色球层，厚约400公里，温度急剧上升到几万度； 温度增加，密度减小，电离度增加，各种

9、活动现象比起光球来也增加不少。,太阳大气：色球,各种活动现象： 太阳耀斑 (flare)：局部区域的突然剧烈增亮,太阳大气：色球,各种活动现象： 太阳耀斑 (flare)：局部区域的突然剧烈增亮 冲浪 (surge, jet)：沿着日冕磁场的中小尺度色球物质抛射,太阳大气：色球,各种活动现象： 太阳耀斑 (flare)：局部区域的突然剧烈增亮 冲浪 (surge, jet)：沿着日冕磁场的中小尺度色球物质抛射 针状物 (spicules)：色球向日冕的小规模物质喷射，几分钟的寿命，速度在20 to 30 km/s之间,太阳大气：色球,各种活动现象： 太阳耀斑 (flare)：局部区域的突然剧烈

10、增亮 冲浪 (surge, jet)：沿着日冕磁场的中小尺度色球物质抛射 针状物 (spicules)：色球向日冕的小规模物质喷射，几分钟的寿命，速度在20 to 30 km/s之间 由爆发日珥或CME引起的波动现象：Moreton波,太阳大气：色球,各种活动现象： 太阳耀斑 (flare)：局部区域的突然剧烈增亮 冲浪 (surge, jet)：沿着日冕磁场的中小尺度色球物质抛射 针状物 (spicules)：色球向日冕的小规模物质喷射，几分钟的寿命，速度在 20 to 30 km/s之间 由爆发日珥或CME引起的波动现象：Moreton波 其中耀斑是色球当中最耀眼的活动过程，在空间观测成为

11、可能之前，它是人类所知道的太阳系当中最剧烈的爆发现象。,问题,为什么色球当中的各种活动现象会比光球当中增加不少？ 色球当中最引人注目的现象是什么？ 想象一下色球层当中的磁场与光球中的磁场有何不同？为什么？,太阳大气：过渡区,色球与日冕之间一层非常薄的区域，只有二百公里左右；在这个区域当中，温度从几万度急剧地上升到几百万度！,太阳大气：过渡区,色球与日冕之间一层非常薄的区域，只有二百公里左右；在这个区域当中，温度从几万度急剧地上升到几百万度！ 辐射主要集中在紫外波段，在地面上无法观测到；,太阳大气：过渡区,一些物理量的重要跃变发生在这个区域当中： 以下，重力为主，重力分层；以上，动力学过程为主，

12、造成过渡区的位置无法明确确定；,太阳大气：过渡区,一些物理量的重要跃变发生在这个区域当中： 以下，重力为主，重力分层；以上，动力学过程为主，造成过渡区的位置无法明确确定； 以下，氦原子没有完全电离；以上，氦原子完全电离，这对温度平衡有着重要意义；,太阳大气：过渡区,一些物理量的重要跃变发生在这个区域当中： 以下，重力为主，重力分层；以上，动力学过程为主，造成过渡区的位置无法明确确定； 以下，氦原子没有完全电离；以上，氦原子完全电离，这对温度平衡有着重要意义； 以下，物质对一些特定的颜色不透明，在红外、可见光、近紫外波段的谱线多为吸收线；大多数形成在过渡区当中及以上高度的谱线为远紫外和X-射线波

13、段的发射线；该区域辐射转移非常复杂；,太阳大气：过渡区,一些物理量的重要跃变发生在这个区域当中： 以下，重力为主，重力分层；以上，动力学过程为主，造成过渡区的位置无法明确确定； 以下，氦原子没有完全电离；以上，氦原子完全电离，这对温度平衡有着重要意义； 以下，物质对一些特定的颜色不透明，在红外、可见光、近紫外波段的谱线多为吸收线；大多数形成在过渡区当中及以上高度的谱线为远紫外和X-射线波段的发射线；该区域辐射转移非常复杂； 以下，气压和流体动力学过程主导等离子体结构和运动；以上，磁场主导；上下两个区域中的物质结构和状态都容易研究，唯独过渡区无法深入研究。,太阳大气：过渡区,为了深入研究过渡区的

14、物理性质和物质结构，美国人于1998年4月2日专门发射了一颗重点研究过渡区的太阳观测卫星：Transition Region and Coronal Explorer，但是从其科学产出来看，更多的研究是针对日冕（corona）的，用这颗卫星获得的资料来研究过渡区的工作屈指可数。这也从另一个方面表明了研究过渡区是很困难的。,问题,大家下去想一想过渡区的特点。想办法查找一些资料，试图理解一下为什么过渡区会有这样的特点。,太阳大气：日冕,太阳大气的最外层，从过渡区顶部一直延伸至行星际空间，没有明确的外边界。,日冕,太阳大气：日冕,太阳大气的最外层，从过渡区顶部一直延伸至行星际空间，没有明确的外边界；

15、 温度在一百万度以上，由完全电离的气体组成； 密度在1010cm3以下，白光连续谱的亮度为太阳中心光球亮度的十万分之一以下，不借助特别的设备的话，只有在日全食的时候才能被看到；,太阳大气：日冕,太阳大气的最外层，从过渡区顶部一直延伸至行星际空间，没有明确的外边界； 温度在一百万度以上，由完全电离的气体组成； 密度在1010cm3以下，白光连续谱的亮度为太阳中心光球亮度的十万分之一以下，不借助特别的设备的话，只有在日全食的时候才能被看到； 1868年，法国天文学家皮埃尔J. C.詹森观测到了当时还不为人所知的氦元素的光谱线，在希纳语当中，“氦”就是太阳中的元素的意思；1895 年，苏格兰化学家威

16、廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。“氦”是已知的唯一一种首先在地球以外的天体上被发现的元素。,太阳大气：日冕,日冕中的磁场强度在几个到10个高斯（Gauss）之间； 由于日冕当中的等离子体很稀薄，磁场控制了日冕的物质分布和结构；,太阳大气：日冕,日冕中的磁场强度在几个到10个高斯（Gauss）之间； 由于日冕当中的等离子体很稀薄，磁场控制了日冕的物质分布和结构，其延展性和连续性使得这些结构往往都很复杂；,太阳大气：日冕,日冕中的磁场强度在几个到10个高斯（Gauss）之间； 由于日冕当中的等离子体很稀薄，磁场控制了日冕的物质分布和结构，其延展性和连续性使得这些结构往往都很复杂； 重要观测特

17、征：冕羽 (coronal plume)，盔状冕流 (helmet streamer)，冕洞 (coronal hole)，日珥 (prominence)，暗条(filament)；,171 单色象,冕羽,盔状冕流,日全食照片,软X-射线照片,冕洞,日珥,暗条,太阳大气：日冕,日冕中的磁场强度在几个到10个高斯（Gauss）之间； 由于日冕当中的等离子体很稀薄，磁场控制了日冕的物质分布和结构，其延展性和连续性使得这些结构往往都很复杂； 重要观测特征：冕羽 (coronal plume)，盔状冕流 (helmet streamer)，冕洞 (coronal hole)，日珥 (prominenc

18、e)，暗条(filament)； 日珥与暗条是悬浮在日冕中的同一种结构在观测角度不同时获得的表象，前者是在日面边缘之外观测到的，后者是在日面上观测到的；,暗条,日珥,暗条,日珥,太阳大气：日冕,日冕中的磁场强度在几个到10个高斯（Gauss）之间； 由于日冕当中的等离子体很稀薄，磁场控制了日冕的物质分布和结构，其延展性和连续性使得这些结构往往都很复杂； 重要观测特征：冕羽 (coronal plume)，盔状冕流 (helmet streamer)，冕洞 (coronal hole)，日珥 (prominence)，暗条(filament)； 日珥与暗条是悬浮在日冕中的同一种结构在观测角度不同时获得的表象，前者是在日面边缘之外观测到