太陽系

太陽是離我們最近的恒星，是我們太陽系名副其實的主宰，它帶領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方面詳細盤一盤太陽：

• 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？
• 太陽內部的構造是怎樣的？
• 太陽的年齡怎樣計算的？
• 太陽的數據人類是通過什么觀測的？

太陽組成元素的發(fā)現

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。可見光譜，從380納米到710納米。

元素吸收線的強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%的氦和天文學家所說的2%原子核中有兩個以上質子的重元素組成。

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生的能壘。要做到這一點，粒子必須以非常高的速度運動，只有當溫度超過10?k時，任何時刻只有一小部分粒子才能達到這種速度。據估計，太陽核心的溫度在0.8到1.6×10? K之間。

晴天下午3點或4點左右指向東方的地平線附近的藍天光譜。

• 高密度

原子核非常小，只有當等離子體的密度足夠高，足以達到足夠高的碰撞率時，聚變反應才是連續(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。

太陽聚變反應的過程

• 質子–質子鏈反應

在太陽中將氫轉化為氦的聚變過程是質子-質子鏈。這是大多數恒星產生能量的基本過程。它叫做“氫燃燒”，但不是普通的燃燒(氧化)。關鍵的反應是最難發(fā)生的:兩個質子碰撞并粘在一起足夠長的時間，使其中一個轉化為中子。它通過發(fā)射正電子和中微子來做到這一點。正電子很快與經過的電子碰撞，并互相湮滅，形成一對光子。中微子在幾秒鐘內逃逸，因為它被物質吸收的概率非常低。質子中子對是氘，一種相當穩(wěn)定的氫同位素。它持續(xù)的時間足夠長，可以發(fā)生進一步的碰撞。

該過程描述如下。在兩個氘核合并的情況下。最終結果是4個質子變成2個質子和2個中子，2個新的正電子湮滅了2個電子。

• 最有可能的質子-質子反應

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質子碰撞形成氦-3。然后它與氦-4原子核發(fā)生碰撞，導致鈹-7的形成。這反過來又把一個質子帶到硼-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，現在是鈹-8。

這也是不穩(wěn)定的，它會經過裂變形成兩個氦-4原子核。

1p +1p →2H + e?+ v:(使用2個質子)2H +1p →3He + γ:(使用1個質子)3He +?He→?Be + γ?Be +1p →?B:(使用1個質子)?B →?Be + e?+ v?Be →?He +?He

就像這個簡單的過程，四個質子結合成一個氦原子核，生成兩個電子會快速湮滅。

自動平衡中的太陽

核聚變產生的壓力和重力相互平衡，且能自動調節(jié)。

太陽處于平衡狀態(tài)，平衡內部氣體壓力和重力，任何變化都是自動校正的。如果聚變反應由于某種原因變慢，核心會稍微冷卻，其粒子會產生較小的壓力。重力會導致一個小的坍塌，當重力勢能變成隨機動能時，溫度會升高。反過來，核反應產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。

太陽的內部結構

我們只能觀察到太陽的可見表面(它的光球層)，必須通過計算機模型利用觀測和計算來推斷它的內部結構。實際上，在太陽表面可以觀察到太陽有三個主要區(qū)域:產生能量的核心、一個能量傳輸區(qū)和一個外層大氣。

太陽內部構造

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

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。這是因為離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束的演化

太陽在光球層之外有兩個區(qū)域，只有在日食期間才能看到。光球旁邊是色球層一個非常薄的低密度區(qū)域。它被視為日食開始時亮粉色氫光的閃光。在日全食時，我們可以看到另一個發(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%。太陽總氫質量的大約10%在核心。這些是計算機估計的，因為不可能測量太陽內部不同水平的氫和氦的數量。當核心中可用的氫轉化為氦時，質子-質子反應將停止，我們所知的太陽將不復存在。

計算機模型估計，大約有1×102?kg的氫存在于核心中，用于轉化為氦。但是只有0.7%的氫的質量可以通過聚變反應轉化為輻射能量;剩下的仍然是氦。這意味著，實際上可用于維持太陽運行的能量的質量減少到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。這相當于質量損失:

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

因此，粗略估計，太陽將在以下時間耗盡其核心氫:

(7 × 102?)/(1.33 × 101?)=≈5 × 10?年。

證據:現代天文學中的望遠鏡——關于天體的數據時怎樣被觀測到的

我們通過收集從太空到達我們的電磁波譜中的信息，獲得了關于太陽系和更廣闊的恒星、星云和星系宇宙性質的證據。直到最近，我們所有的望遠鏡都是基于地面的，所以這些信息已經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(但代價昂貴)地避免觀測問題。這類儀器中最強大的是1990年發(fā)射的哈勃太空望遠鏡，它大大增加了我們對恒星的知識和對整個宇宙的理解。

Q1、光學望遠鏡

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

• 衍射產生一個圓形圖案，而不是星星(或其他物體)的點圖像。
• 當大氣中的氣流導致到達探測器的圖像隨機運動時，“觀看”會丟失細節(jié)
• “紋理”結果，因為檢測設備對它能檢測到的對象的大小有一個較低的限制。這可能是由于感光板中光敏化學物質顆粒的大小，或者是像素電荷耦合檢測器的大小的影響。

Q2、射電望遠鏡

射電望遠鏡主要有兩種類型，碟形天線射電望遠鏡和線性天線陣列射電望遠鏡。

Q3、專業(yè)望遠鏡:伽馬射線、紫外線和紅外線

大氣吸收嚴重限制了使用紫外線、x光和紅外線進行觀測，因此氣球、高空飛行器、空間實驗室和衛(wèi)星被用來收集這些光譜區(qū)域的數據。

• x射線望遠鏡

曾被烏呼魯衛(wèi)星(1970年發(fā)射，第一個攜帶x光望遠鏡)、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，因為它們往往直接穿過材料或被材料吸收。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探測器。

• 伽馬射線望遠鏡

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

• 紫外線望遠鏡

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。紫外線被大氣強烈吸收，所以大多數研究使用衛(wèi)星望遠鏡。哈勃太空望遠鏡還包含一個紫外線儀器。