15.1: 太阳的结构和组成

学习目标

在本节结束时，您将能够：

• 解释太阳的构成与地球的构成有何不同
• 描述太阳的各个层次及其功能
• 解释在太阳大气层的不同部分会发生什么

像所有恒星一样，太阳是一个巨大的球，由极热的气体组成，主要是电离气体，在自身的力量下发光。 我们的意思确实是巨大的。 太阳的直径上可以并排容纳109个地球，并且它有足够的体积（占用足够的空间）来容纳大约130万个地球。

太阳没有固体表面或像地球这样的大陆，也没有坚固的核心（图\(\PageIndex{1}\)）。 但是，它确实有很多结构，可以作为一系列层次来讨论，这与洋葱没什么不同。 在本节中，我们将描述太阳广阔的内部和大气层发生的巨大变化，以及每天在其外层发生的动态和剧烈喷发。

图《\(\PageIndex{1}\)地球与太阳》。 在这里，地球被证明是随着太阳的一部分和从其表面喷出的巨大热气循环而缩放的。 插图显示了整个太阳，较小。

表中列出了太阳的一些基本特征\(\PageIndex{1}\)。 尽管你现在可能不熟悉该表中的某些术语，但随着你进一步阅读，你会逐渐了解它们。

太阳的桌子\(\PageIndex{1}\)特征

特点	如何找到	价值
平均距离	来自行星的雷达反射	1 AU（149,597,892 千米）
与地球的最大距离		1.521×10 ^8 km
与地球的最小距离		1.471×10 ^8 km
弥撒	地球轨道	333,400 个地球质量（1.99×10 ^30 千克）
平均角直径	直接测量	31'59".3
光圈直径	角度大小和距离	109.3 × 地球直径（1.39×10 ^6 km）
平均密度	质量/体积	1.41 g/cm ^3 (1400 kg/m ^3)
光圈的引力加速度（表面重力）	\(GM/R^2\)	27.9 × 地球表面重力 = 273 m/s ^2
太阳常数	仪器对所有波长的辐射都敏感	1370 w/m ^2
亮度	太阳常数 × 球面面积 1 AU 半径	3.8×10 ^26 W
光谱等级	频谱	G2V
有效温度	源自太阳的亮度和半径	5800 K
赤道处的旋转周期	太阳黑子和多普勒在太阳边缘拍摄的光谱中的偏移	24 天 16 小时
赤道到黄道的倾角	黑子的运动	7°10'.5

太阳大气层的构成

让我们先问一下太阳大气是由什么构成的。 正如《辐射与光谱》中所解释的那样，我们可以使用恒星的吸收线光谱来确定存在哪些元素。 事实证明，太阳含有与地球相同的元素，但比例不同。 大约 73% 的太阳质量是氢气，另外 25% 是氦气。 所有其他化学元素（包括我们自己体内认识和喜爱的元素，例如碳、氧和氮）仅占恒星的2％。 表中列出了太阳可见表面层中最丰富的10种气体\(\PageIndex{2}\)。 看看那张桌子，发现太阳外层的组成与我们居住的地壳有很大的不同。 （在我们星球的地壳中，三种最丰富的元素是氧、硅和铝。） 尽管不像我们的星球，但一般而言，太阳的构成在恒星中是相当典型的。

表：\(\PageIndex{2}\)太阳中元素的丰富

元素	按原子数计算的百分比	按质量计算的百分比
氢气	92.0	73.4
氦气	7.8	25.0
碳	0.02	0.20
氮气	0.008	0.09
氧气	0.06	0.80
霓虹灯	0.01	0.16
镁	0.003	0.06
硅	0.004	0.09
硫	0.002	0.05
铁	0.003	0.14

美国第一位获得天文学博士学位的女性塞西莉亚·佩恩-加波施金（Cecilia Payne-Gaposchkin）于1925年发表了一篇精彩的论文，首次证明了我们的太阳和恒星都有相似的成分，主要由氢气和氦组成（图\(\PageIndex{2}\)）。 但是，认为最简单的轻气——氢气和氦气——是恒星中最丰富的元素的想法太出乎意料了，令人震惊，以至于她认为自己对数据的分析一定是错误的。 当时，她写道：“恒星大气中这些元素的巨大丰富度几乎可以肯定不是真实的。” 即使是科学家有时也很难接受与所有人 “知道” 的正确观点不一致的新想法。

图\(\PageIndex{2}\) Cecilia Payne-Gaposchkin（1900—1979）。 她在1925年的博士论文为理解太阳和恒星的组成奠定了基础。 然而，作为一名女性，她直到1938年才在哈佛获得正式任命，直到1956年才被任命为教授。

在佩恩·加波施金（Payne-Gaposchkin）创作之前，所有人都认为太阳和恒星的组成与地球的构成非常相似。 在她发表论文三年后，其他研究毫无疑问地证明了太阳中大量的氢气和氦气确实是真实的。 （而且，正如我们将看到的那样，太阳和恒星的构成比构成我们星球特征的较重元素的奇怪浓度更为典型。）

在太阳中发现的大多数元素都是原子的形式，还有少量分子，全部以气体的形式存在：太阳太热了，任何物质都无法作为液体或固体存活。 实际上，太阳非常热，以至于其中的许多原子都被电离了，也就是说，剥夺了它们的一个或多个电子。 从原子中去除电子意味着太阳中有大量的自由电子和带正电荷的离子，这使其成为一个带电的环境，与你正在阅读本文的中性环境截然不同。 （科学家称这种热电离气体为等离子体。）

十九世纪，科学家们在太阳外层大气中观测到了一条530.3纳米的光谱线，称为日冕（我们稍后将讨论这个层）。 这条线以前从未见过，因此人们认为这条线是在日冕中发现的一种新元素的结果，该元素很快被命名为日冕。 直到 60 年后，天文学家才发现这种发射实际上是由高度电离的铁所致，其中 13 个电子被剥离了。 这是我们第一次发现太阳大气层温度超过一百万度的原因。

可见表面之下的太阳层

该图\(\PageIndex{3}\)显示了如果我们能看到太阳从中心到外部大气的所有部分，它会是什么样子；当你继续阅读时，图中的术语会为你所熟悉。

人物太阳的\(\PageIndex{3}\)各个部分。 这幅插图显示了太阳的不同部分，从产生能量的热核开始，能量通过向外传输能量的区域，首先通过辐射，然后通过对流，然后通过太阳大气传出。 大气部分也被标记为光圈、染色圈和日冕。 图中显示了大气中的一些典型特征，例如日冕洞和突出物。

太阳的各层彼此不同，每个层都在产生太阳最终发出的能量方面发挥作用。 我们将从核心开始，然后逐层逐步走出去。 太阳的核心非常密集，是其所有能量的来源。 在核心内部，核能正在被释放（我们将在《太阳：核强国》中讨论的方式）。 核心大约是太阳内部大小的20％，据认为其温度约为1500万K，使其成为太阳最热的部分。

核心上方是一个被称为辐射区的区域，该区域以在辐射区上传输能量的主要方式命名。 该区域从到太阳表面距离的约25％开始，一直延伸到地表的70％左右。 核心中产生的光通过辐射区的传输速度非常缓慢，因为该区域物质的高密度意味着光子如果不遇到粒子就无法传播得太远，从而导致它改变方向并损失一些能量。

对流区是太阳内部的最外层。 它是一个深约200,000千米的厚层，它通过巨大的对流细胞将能量从辐射区的边缘输送到地表，类似于一锅沸腾的燕麦片。 对流区底部的等离子体非常热，它会冒泡到表面，然后将热量输送到太空。 等离子体冷却后，它会沉回对流区的底部。

现在，我们已经简要概述了整个太阳的结构，在本节中，我们将踏上穿越太阳可见层的旅程，首先是光圈，即可见表面。

太阳光圈

地球的空气通常是透明的。 但是在许多城市的烟雾弥漫的日子里，它可能会变得不透明，这使我们无法在某个点上看透它。 太阳中也会发生类似的情况。 它的外部大气层是透明的，使我们能够在很短的距离内观察。 但是，当我们试图透过大气层更深入地观察太阳时，我们的视线被挡住了。 光圈是太阳变得不透明的层，它标志着我们看不见的边界（图\(\PageIndex{4}\)）。

图 S\(\PageIndex{4}\) olar Photosphere 加上太阳黑子 这张照片显示的是照相圈——太阳的可见表面。 还显示了一组黑子的放大图像；显示了地球的大小以供比较。 太阳黑子之所以看起来更暗，是因为它们比周围环境凉爽。 大型黑子中心的典型温度约为3800 K，而光圈的温度约为5800 K（来源：NASA/SDO对工作的修改）

正如我们所看到的，来自光圈的能量最初是在太阳深处产生的（详情请见《太阳：核电站》）。 这种能量以光子的形式出现，光子缓慢地向太阳表面移动。 在太阳之外，我们只能观察那些发射到太阳光圈的光子，那里的原子密度足够低，光子最终可以在不与另一个原子或离子碰撞的情况下逃离太阳。

比方说，假设你正在参加一场大型校园集会，并在活动中心附近找到了一个黄金地段。 你的朋友迟到了，用你的手机给你打电话，要求你在人群边缘加入她的行列。 你认为友谊比黄金地段更有价值，所以你在密集的人群中努力与她见面。 你只能移动很短的距离，然后碰到某人，改变方向，然后再试一次，慢慢进入人群的外边缘。 在此期间，你的努力对你处于边缘的等候朋友是看不见的。 你的朋友在你非常靠近边缘之前看不见你，因为路上有所有的尸体。 因此，穿过太阳的光子也会不断碰撞到原子，改变方向，缓慢地向外移动，只有当它们到达太阳大气层时才可见，那里的原子的密度太低而无法阻挡其向外前进。

天文学家发现，在刚刚超过400千米的距离内，太阳大气层从几乎完全透明变为几乎完全不透明；我们称之为光圈，这个词来自希腊语，意为 “光球”。 当天文学家谈到太阳的 “直径” 时，他们指的是被光圈环绕的区域的大小。

只有从远处看，光圈才看起来很清晰。 如果你落入太阳，你不会感觉到任何表面，而只会感觉到周围气体的密度在逐渐增加。 这与跳伞时从云层中坠落差不多。 从远处看，云看起来好像有锋利的表面，但是当你掉入云层时，你感觉不到表面。 （但是，这两种情景之间的一大区别是温度。 太阳太热了，在你到达光圈之前很久你就会被蒸发。 在地球大气层跳伞要安全得多。）

我们可能会注意到，与你正在阅读这篇文章的房间里的空气相比，太阳的大气层并不是一个非常密集的层。 在光圈中的一个典型点，压力低于地球海平面压力的10％，密度约为地球海平面大气密度的万分之一。

用望远镜观测表明，光圈呈斑驳的外观，类似于洒在深色桌布或一锅沸腾的燕麦片上的米粒。 光圈的这种结构称为颗粒（见图\(\PageIndex{5}\)）。 颗粒通常直径为 700 到 1000 千米（大约相当于德克萨斯州的宽度），显示为明亮区域，周围环绕着狭窄、较暗（较冷）的区域。 单颗粒的寿命仅为 5 到 10 分钟。 更大的是超级颗粒，其横跨约35,000千米（大约相当于两个地球的大小），持续约24小时。

图：\(\PageIndex{5}\)造粒模式。 在这张从日本日出航天器拍摄的戏剧性图像（左）上，对流细胞的表面标记形成了颗粒状图案。 当你加热味增汤时，你可以看到同样的图案。 右图显示了2003年8月22日用瑞典太阳望远镜看到的太阳表面形状不规则的黑子和颗粒。

可以通过检查颗粒正上方的气体光谱中的多普勒偏移来研究颗粒的运动（参见《多普勒效应》）。 明亮的颗粒是较热的气体柱从光圈下方以每秒 2 到 3 千米的速度升起。 当这种上升的气体到达光圈时，它会扩散、冷却并再次沉入颗粒之间的较暗区域。 测量结果表明，颗粒的中心比晶间区域高 50 到 100 K。

在这段来自瑞典太阳物理研究所的 30 秒延时视频中，观看颗粒化的 “沸腾” 动作。

染色圈

太阳的外部气体远远超出了光圈（图\(\PageIndex{6}\)）。 由于它们对大多数可见的辐射是透明的，并且只发射少量的光，因此很难观察到这些外层。 太阳大气层中位于光圈正上方的区域称为染色圈。 直到本世纪，只有在日全食期间光圈被月球掩盖时，染色圈才可见（参见关于地球、月球和天空的章节）。 在十七世纪，几位观察者将他们看来在太阳光圈被遮盖后的短暂时刻内，月球边缘出现了一条狭窄的红色 “条纹” 或 “边缘”。 这个红色条纹被命名为 chromos phere，来自希腊语，意为 “彩色球体”。

弄清楚\(\PageIndex{6}\)太阳的大气层。 合成图像显示了太阳大气的三个组成部分：在普通光下拍摄的光圈或太阳表面；在氢的强红色光谱线（H-alpha）下拍摄的染色圈；以及用X射线看到的日冕。

日食期间的观测表明，染色圈的厚度约为2000至3000千米，其光谱由明亮的发射线组成，这表明该层由以离散波长发射光的热气组成。 染色圈的红色来自其光谱中可见部分中最强的发射线之一，即由氢气引起的亮红色线，正如我们已经看到的那样，氢气是主导太阳构成的元素。

1868 年，对染色圈光谱的观测显示，一条黄色的发射线与地球上任何先前已知的元素都不对应。 科学家们很快意识到他们发现了一种新元素，并将其命名为氦气（以 helios 命名，希腊语中的 “太阳” 一词）。 直到1895年，氦才在我们的星球上被发现。 如今，学生们可能对它最熟悉，因为它是用来给气球充气的轻气，尽管事实证明它是宇宙中第二丰富的元素。

染色圈的温度约为 10,000 K。这意味着染色圈比光圈更热，这似乎令人惊讶。 在我们熟悉的所有情况下，温度会随着人们离开热源而下降，并且染色圈比光圈离太阳中心更远。

过渡地区

温度的升高不会随着染色圈而停止。 它上方是太阳大气中的一个区域，那里的温度从10,000 K（典型的染色圈）变化到近一百万度。 太阳大气中最热的部分，温度为一百万度或更高，被称为日冕。 恰如其分的是，太阳中温度迅速上升的部分称为过渡区域。 它可能只有几十公里厚。 图中\(\PageIndex{7}\)总结了太阳大气的温度是如何从光圈向外变化的。

图表太阳大气中的\(\PageIndex{7}\)温度。 在这张图中，显示温度向上增加，光圈上方的高度向右增加。 请注意，在染色圈和日冕之间的过渡区域中，温度在很短的距离内迅速升高。

2013年，美国宇航局推出了界面区域成像光谱仪（IRIS），以研究过渡区域，以更好地了解温度急剧上升是如何以及为什么发生的。 IRIS是第一个能够获得在如此宽的温度范围内产生的不同特征的高空间分辨率图像并观察它们如何随着时间和位置而变化的太空任务（图\(\PageIndex{8}\)）。

图过渡区域的\(\PageIndex{8}\)部分。 这张照片显示了一条巨大的相对凉爽的气体穿过高温日冕的下半部分。 这种色带（技术术语是灯丝）由许多单独的线组成。 这根灯丝的延时影片显示，它在穿过日冕时会逐渐变热。 科学家们研究这样的事件，试图了解是什么使染色圈和日冕加热到高温。 太阳边缘的 “胡须” 是尖刺，气体射流从太阳表面向上射出物质，并在短短几分钟后消失。 这张单张图片暗示了构建太阳大气中所有不同结构和加热机制的模型是多么复杂。

图中的图形\(\PageIndex{3}\)和红色图表\(\PageIndex{7}\)使太阳看起来很像洋葱，有光滑的球形外壳，每个壳的温度都不同。 很长一段时间以来，天文学家的确是这样看待太阳的。 但是，我们现在知道，尽管这种层的概念（光圈、染色圈、过渡区域、日冕）很好地描述了大局，但太阳的大气层确实更加复杂，炎热和凉爽的区域混合在一起。 例如，现在已经发现温度低于 4000 K 的一氧化碳气体云与染色圈中高得多的气体位于光圈上方相同的高度。

Corona

太阳大气层的最外层被称为日冕。 与染色圈一样，日冕最早是在全食期间观察到的（图\(\PageIndex{9}\)）。 与染色圈不同，日冕已经为人所知了好几个世纪：罗马历史学家普鲁塔克提到了日冕，开普勒对此进行了一些详细的讨论。

日冕在光圈上方延伸数百万公里，发出的光量约为满月的一半。 我们在日食发生之前看不到这种光的原因是光圈的压倒性光彩。 正如明亮的城市灯光使人们难以看到微弱的星光一样，来自光圈的强光也掩盖了来自日冕的微弱光线。 虽然从地球上看到日冕的最佳时间是在日全食期间，但从轨道航天器上可以很容易地观测到日冕。 它更亮的部分现在可以用一种特殊的仪器——日冕图——拍摄，该仪器使用掩星盘（一块圆形材料，因此它就在太阳面前）从图像中去除太阳的眩光。

图\(\PageIndex{9}\) Coronagraph。 这张太阳的照片拍摄于 2016 年 3 月 2 日。 中间较大的黑圈是阻挡太阳眩光的圆盘，使我们能够看到日冕。 如果在这张照片中可见太阳，则较小的内圈是太阳所在的位置。

对其光谱的研究表明，日冕的密度非常低。 在日冕的底部，每立方厘米只有大约10 ⁹ 个原子，而在地球大气层的上层光圈中每立方厘米大约有10 ¹⁶ 个原子，在海平面上每立方厘米大约有10 ¹⁹ 个分子。 日冕在更高的高度会迅速变薄，按照地球实验室的标准，它相当于高真空。 日冕一直延伸到太空——远远超过地球，从技术上讲，在我们的星球上，我们生活在太阳的大气层中。

《太阳风》

关于太阳大气层的最引人注目的发现之一是它产生了我们称之为太阳风的带电粒子流（主要是质子和电子）。 这些粒子以大约每秒 400 千米（每小时将近 100 万英里）的速度从太阳向外流入太阳系！ 太阳风之所以存在，是因为日冕中的气体非常热，移动速度如此之快，以至于它们无法被太阳重力阻挡。 （这种风实际上是通过其对彗星带电尾巴的影响而发现的；从某种意义上说，我们可以看到彗星尾巴在太阳微风中吹来，就像机场的风袜或敞开的窗户里的窗帘在地球上飘动一样。）

尽管太阳风物质非常非常稀有（即极低的密度），但太阳的表面积很大。 天文学家估计，在这场风中，太阳每秒损失约1—200万吨物质。 尽管这听起来很多，但与太阳的巨大质量相比，它微不足道，以至于我们在研究太阳时可以忽略不计。

太阳风是从太阳的哪个地方产生的？ 在可见的照片中，日冕看起来相当均匀和光滑。 但是，X 射线和极紫外线照片显示，日冕有环、羽流以及明暗区域。 日冕中相对凉爽和安静的大片暗区被称为日冕洞（图\(\PageIndex{10}\)）。 在这些区域，磁场线延伸到远离太阳的太空中，而不是循环回地表。 太阳风主要来自日冕洞，那里的气体可以在不受磁场阻碍的情况下从太阳流入太空。 另一方面，高温日冕气体主要存在于磁场捕获和集中的地方。

图：\(\PageIndex{10}\)冠状洞。 在这张 Solar Dynamics Observer 航天器图像上，在太阳南极附近可见的暗区是一个日冕洞。

在地球表面，我们的大气层和地球磁场（将地球视为行星）在某种程度上保护我们免受太阳风的侵害。 但是，磁场线在北磁极和南磁极进入地球。 在这里，由太阳风加速的带电粒子可以跟随磁场向下进入我们的大气层。 当粒子撞击空气分子时，它们会使它们发光，产生美丽的光幕，称为极光或北极光和南极光（图\(\PageIndex{11}\)）。

图\(\PageIndex{11}\) Aurora。 天空中五颜六色的光芒是由太阳风中的带电粒子与地球磁场相互作用产生的。 这里拍摄的令人惊叹的展览于 2013 年在冰岛 Jokulsarlon 湖上空发生。

这段NASA视频解释并演示了极光的本质及其与地球磁场的关系。

关键概念和摘要

太阳，我们的恒星，在可见表面之下有几层：核心、辐射区和对流区。 反过来，它们被构成太阳大气的许多层所包围。 为了增加与太阳中心的距离，它们是光圈，温度从4500 K到大约6800 K不等；染色圈，典型温度为104 K；过渡区域，一个可能只有几千米厚的区域，那里的温度迅速升高从 104 K 到 106 K；还有温度为几百万K的日冕。太阳表面散布着上升流对流电流，这些电流被视为炎热而明亮的颗粒。 太阳风粒子通过日冕洞流入太阳系。 当这些粒子到达地球附近时，它们会产生极光，极光在地球磁极附近最强。 氢气和氦气共同构成了太阳质量的98％，与地球的组成相比，太阳的构成更能代表整个宇宙的特征。

词汇表

极光

电离层中的原子和离子辐射的光，由来自太阳的带电粒子激发，主要见于磁极区

染色圈

太阳大气中位于光圈层正上方的部分

日冕

（指太阳）太阳的外部（热）大气层

冠状洞

太阳外层大气中的这个区域看起来更暗，因为那里的热气较少

造粒

太阳光圈的稻粒状结构；颗粒化是由气体的上升流产生的，这些气体比向下流入太阳的周边区域稍热，因此更亮

光圈

太阳（或恒星）大气层中连续辐射逸出到太空的区域

等离子

一种热的电离气体

太阳风

一股热的、带电的粒子流离开太阳

过渡区域

太阳大气层中温度从染色圈特有的相对较低的温度迅速升高到日冕的高温