太陽系

太陽是離我們最近的恒星，是我們太陽系名副其實(shí)的主宰，它帶領(lǐng)著我們在宇宙中不知疲倦的穿行，它賦予我們能量，給了我們生命，但也無時(shí)無刻給我們帶來潛在的威脅，正如《流浪地球》所說的那樣。今天我們就從一下幾個(gè)方面詳細(xì)盤一盤太陽：

• 太陽由什么組成的？
• 太陽持續(xù)核聚變需要哪些條件？
• 太陽核聚變過程是什么？
• 太陽目前為什么沒有坍縮或爆炸？
• 太陽內(nèi)部的構(gòu)造是怎樣的？
• 太陽的年齡怎樣計(jì)算的？
• 太陽的數(shù)據(jù)人類是通過什么觀測的？

太陽組成元素的發(fā)現(xiàn)

在太陽的發(fā)射光譜中，顯示出太陽光譜有許多條黑線。這些黑線是由于太陽中心發(fā)出的白光被太陽表面較冷的元素氣體所吸收，這些線叫做弗勞恩霍夫線，源自約瑟夫·馮·弗勞恩霍夫(巴伐利亞，1787-1826年)，他開發(fā)了分光鏡并發(fā)現(xiàn)了暗線。光譜暗線表示太陽表面存在的元素。(不同元素可以吸收不同頻率的光)

弗勞恩霍夫線?？梢姽庾V，從380納米到710納米。

元素吸收線的強(qiáng)度可以告訴我們有多少元素存在:表面上的元素越多，吸收越多，線越暗。這些測量顯示，太陽的大氣由72%的氫、26%的氦和天文學(xué)家所說的2%原子核中有兩個(gè)以上質(zhì)子的重元素組成。

太陽核聚變持續(xù)發(fā)生的條件

• 溫度因素

太陽從核聚變中獲得能量。在這個(gè)過程中，帶正電荷的原子核以足夠的動能相互碰撞，以克服它們之間的電斥力所產(chǎn)生的能壘。要做到這一點(diǎn)，粒子必須以非常高的速度運(yùn)動，只有當(dāng)溫度超過10?k時(shí)，任何時(shí)刻只有一小部分粒子才能達(dá)到這種速度。據(jù)估計(jì)，太陽核心的溫度在0.8到1.6×10? K之間。

晴天下午3點(diǎn)或4點(diǎn)左右指向東方的地平線附近的藍(lán)天光譜。

• 高密度

原子核非常小，只有當(dāng)?shù)入x子體的密度足夠高，足以達(dá)到足夠高的碰撞率時(shí)，聚變反應(yīng)才是連續(xù)的能量來源。太陽活動核心中的等離子體處于高壓狀態(tài)，密度是水的160倍，為1.6 ×105kg m-3。這足以維持反應(yīng)。

太陽聚變反應(yīng)的過程

• 質(zhì)子–質(zhì)子鏈反應(yīng)

在太陽中將氫轉(zhuǎn)化為氦的聚變過程是質(zhì)子-質(zhì)子鏈。這是大多數(shù)恒星產(chǎn)生能量的基本過程。它叫做“氫燃燒”，但不是普通的燃燒(氧化)。關(guān)鍵的反應(yīng)是最難發(fā)生的:兩個(gè)質(zhì)子碰撞并粘在一起足夠長的時(shí)間，使其中一個(gè)轉(zhuǎn)化為中子。它通過發(fā)射正電子和中微子來做到這一點(diǎn)。正電子很快與經(jīng)過的電子碰撞，并互相湮滅，形成一對光子。中微子在幾秒鐘內(nèi)逃逸，因?yàn)樗晃镔|(zhì)吸收的概率非常低。質(zhì)子中子對是氘，一種相當(dāng)穩(wěn)定的氫同位素。它持續(xù)的時(shí)間足夠長，可以發(fā)生進(jìn)一步的碰撞。

該過程描述如下。在兩個(gè)氘核合并的情況下。最終結(jié)果是4個(gè)質(zhì)子變成2個(gè)質(zhì)子和2個(gè)中子，2個(gè)新的正電子湮滅了2個(gè)電子。

• 最有可能的質(zhì)子-質(zhì)子反應(yīng)

這從主文本中描述的氘開始。接下來會發(fā)生什么取決于核心的精確條件。最有可能的是氘和另一個(gè)質(zhì)子碰撞形成氦-3。然后它與氦-4原子核發(fā)生碰撞，導(dǎo)致鈹-7的形成。這反過來又把一個(gè)質(zhì)子帶到硼-8。硼-8是不穩(wěn)定的，它會發(fā)射正電子和中微子來重新生成鈹，現(xiàn)在是鈹-8。

這也是不穩(wěn)定的，它會經(jīng)過裂變形成兩個(gè)氦-4原子核。

1p +1p →2H + e?+ v:(使用2個(gè)質(zhì)子)2H +1p →3He + γ:(使用1個(gè)質(zhì)子)3He +?He→?Be + γ?Be +1p →?B:(使用1個(gè)質(zhì)子)?B →?Be + e?+ v?Be →?He +?He

就像這個(gè)簡單的過程，四個(gè)質(zhì)子結(jié)合成一個(gè)氦原子核，生成兩個(gè)電子會快速湮滅。

自動平衡中的太陽

核聚變產(chǎn)生的壓力和重力相互平衡，且能自動調(diào)節(jié)。

太陽處于平衡狀態(tài)，平衡內(nèi)部氣體壓力和重力，任何變化都是自動校正的。如果聚變反應(yīng)由于某種原因變慢，核心會稍微冷卻，其粒子會產(chǎn)生較小的壓力。重力會導(dǎo)致一個(gè)小的坍塌，當(dāng)重力勢能變成隨機(jī)動能時(shí)，溫度會升高。反過來，核反應(yīng)產(chǎn)生能量的速率會增加，較熱等離子體的壓力也會增加，因此平衡會恢復(fù)。

太陽的內(nèi)部結(jié)構(gòu)

我們只能觀察到太陽的可見表面(它的光球?qū)?，必須通過計(jì)算機(jī)模型利用觀測和計(jì)算來推斷它的內(nèi)部結(jié)構(gòu)。實(shí)際上，在太陽表面可以觀察到太陽有三個(gè)主要區(qū)域:產(chǎn)生能量的核心、一個(gè)能量傳輸區(qū)和一個(gè)外層大氣。

太陽內(nèi)部構(gòu)造

核心是提供太陽能量的核聚變反應(yīng)的場所。這種能量首先以輻射的形式到達(dá)地表，然后在外層較冷的氣體中以對流的形式到達(dá)地表。

來自核心的高能光子首先向輻射層的氣體提供能量，使其變得更熱，但同時(shí)也失去了能量。在對流區(qū)，受熱的氣體膨脹并上升形成對流，就像熱爐子上鍋里的水一樣。

對流區(qū)域的溫度低到足以讓粒子結(jié)合重新形成氫和氦原子。光子仍然是能量的載體，但是能量可以通過對流比光子更快地傳輸。這是因?yàn)殡x開核心的光子通過激發(fā)或電離原子很容易被吸收，因此對流區(qū)是不透明的。

H-R圖上太陽恒星從開始到聚變結(jié)束的演化

太陽在光球?qū)又庥袃蓚€(gè)區(qū)域，只有在日食期間才能看到。光球旁邊是色球?qū)?/strong>一個(gè)非常薄的低密度區(qū)域。它被視為日食開始時(shí)亮粉色氫光的閃光。在日全食時(shí)，我們可以看到另一個(gè)發(fā)光氣體電暈區(qū)。它的溫度約為500000 K，除了氫之外，還會從氖、鈣、鐵和鎳等高度電離的原子發(fā)出明亮的線條。日冕的形狀表明其中包含磁場。

在日全食期間，在短暫的全食期間，可以用肉眼看到日冕

太陽核聚變會持續(xù)多久？讓我們算一下

太陽的核心由氦和氫組成，氦和氫的比例為60%對40%。太陽總氫質(zhì)量的大約10%在核心。這些是計(jì)算機(jī)估計(jì)的，因?yàn)椴豢赡軠y量太陽內(nèi)部不同水平的氫和氦的數(shù)量。當(dāng)核心中可用的氫轉(zhuǎn)化為氦時(shí)，質(zhì)子-質(zhì)子反應(yīng)將停止，我們所知的太陽將不復(fù)存在。

計(jì)算機(jī)模型估計(jì)，大約有1×102?kg的氫存在于核心中，用于轉(zhuǎn)化為氦。但是只有0.7%的氫的質(zhì)量可以通過聚變反應(yīng)轉(zhuǎn)化為輻射能量;剩下的仍然是氦。這意味著，實(shí)際上可用于維持太陽運(yùn)行的能量的質(zhì)量減少到7×102?kg。

我們知道太陽每年以3.9×102?W或1.2×103?J的速度釋放能量。這相當(dāng)于質(zhì)量損失:

Δm = E / c2 = 1.2××103?/9×101? = 1.33×101?公斤/年。

因此，粗略估計(jì)，太陽將在以下時(shí)間耗盡其核心氫:

(7 × 102?)/(1.33 × 101?)=≈5 × 10?年。

證據(jù):現(xiàn)代天文學(xué)中的望遠(yuǎn)鏡——關(guān)于天體的數(shù)據(jù)時(shí)怎樣被觀測到的

我們通過收集從太空到達(dá)我們的電磁波譜中的信息，獲得了關(guān)于太陽系和更廣闊的恒星、星云和星系宇宙性質(zhì)的證據(jù)。直到最近，我們所有的望遠(yuǎn)鏡都是基于地面的，所以這些信息已經(jīng)被地球大氣層過濾掉了。大氣只對光譜的某些部分透明，吸收幾乎所有的紅外線，以及x光和紫外線輻射。它也給頻譜的其他部分增添了被稱為“噪聲”的無用信號。

空間望遠(yuǎn)鏡

通過使用地球衛(wèi)星作為能夠探測所有頻率輻射的儀器的平臺，可以最好地(但代價(jià)昂貴)地避免觀測問題。這類儀器中最強(qiáng)大的是1990年發(fā)射的哈勃太空望遠(yuǎn)鏡，它大大增加了我們對恒星的知識和對整個(gè)宇宙的理解。

Q1、光學(xué)望遠(yuǎn)鏡

簡單的牛頓反射器是最常用的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。圖像是在攝影底片上形成的，或者(現(xiàn)在更常見的)是由電子探測器形成的，形成的圖像很不完美。主要有三個(gè)問題:

• 衍射產(chǎn)生一個(gè)圓形圖案，而不是星星(或其他物體)的點(diǎn)圖像。
• 當(dāng)大氣中的氣流導(dǎo)致到達(dá)探測器的圖像隨機(jī)運(yùn)動時(shí)，“觀看”會丟失細(xì)節(jié)
• “紋理”結(jié)果，因?yàn)闄z測設(shè)備對它能檢測到的對象的大小有一個(gè)較低的限制。這可能是由于感光板中光敏化學(xué)物質(zhì)顆粒的大小，或者是像素電荷耦合檢測器的大小的影響。

Q2、射電望遠(yuǎn)鏡

射電望遠(yuǎn)鏡主要有兩種類型，碟形天線射電望遠(yuǎn)鏡和線性天線陣列射電望遠(yuǎn)鏡。

Q3、專業(yè)望遠(yuǎn)鏡:伽馬射線、紫外線和紅外線

大氣吸收嚴(yán)重限制了使用紫外線、x光和紅外線進(jìn)行觀測，因此氣球、高空飛行器、空間實(shí)驗(yàn)室和衛(wèi)星被用來收集這些光譜區(qū)域的數(shù)據(jù)。

• x射線望遠(yuǎn)鏡

曾被烏呼魯衛(wèi)星(1970年發(fā)射，第一個(gè)攜帶x光望遠(yuǎn)鏡)、1990年的ROSAT衛(wèi)星和其他幾顆衛(wèi)星所攜帶攜帶。x光很難聚焦，因?yàn)樗鼈兺苯哟┻^材料或被材料吸收。普通的鏡面反射器和透鏡一樣無用。相反，它們通過一組略微傾斜的圓柱面聚焦到探測器上，這些圓柱面以掠入射的角度到達(dá)探測器。

• 伽馬射線望遠(yuǎn)鏡

伽馬射線比x光更具穿透力，能到達(dá)地面。亞利桑那州惠普爾天文臺有一個(gè)直徑為10米的伽馬射線望遠(yuǎn)鏡，美國宇航局在1991年使用航天飛機(jī)發(fā)射了伽馬射線天文臺。

• 紫外線望遠(yuǎn)鏡

熾熱的恒星——表面溫度超過10000 K的恒星——釋放出的大部分能量是紫外線。這個(gè)區(qū)域提供了最有用的光譜線，用于研究非常熱的恒星和正在形成新恒星的空間區(qū)域的組成。紫外線被大氣強(qiáng)烈吸收，所以大多數(shù)研究使用衛(wèi)星望遠(yuǎn)鏡。哈勃太空望遠(yuǎn)鏡還包含一個(gè)紫外線儀器。