太阳的基本结构是怎样的

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  太阳是目前被天文学家研究得最细致,最深入的一颗恒星 。我们平时看到的太阳似乎十分平静,其实太阳上的 剧烈活动远远超过我们的想象。那么太阳的构造是怎样的呢?让小编来告诉你吧!

  太阳的内部

  核反应区 从中心到0.25R⊙(R⊙:太阳半径)是太阳发射巨大能量的真正源头,也称为核反应区。在这里,太阳核心处温度高达1500万度,压力相当于3000亿个大气压,随时都在进行着四个氢核聚变成一个氦核的 热核反应。根据原子核物理学和爱因斯坦的 质能转换关系式E=mc2,每秒钟有质量为6亿吨的 氢经过热核聚变反应为5.96亿吨的 氦,并释放出相当于400万吨氢的 能量,正是这巨大的能源带给了我们光和热,但这损失的 质量与太阳的 总质量相比,却是不值一提的 。根据目前对太阳内部氢含量的 估计,太阳至少还有50亿年的正常寿命。

  辐射区 0.25R⊙~ 0.86R⊙是太阳辐射区,它包含了各种电磁辐射和粒子流。辐射从内部向外部传递过程是多次被物质吸收而又再次发射的 过程。从核反应区到太阳表面的行程中,能量依次以X射线、远紫外线、紫外线,最后是可见光的形式向外辐射。太阳是一个取之难尽,用之不竭的 能量源泉。

  对流层 对流层是辐射区的外侧区域,其厚度约有十几万千米,由于这里的 温度、压力和密度梯度都很大,太阳气体呈对流的不稳定状态。使物质的径向对流运动强烈,热的 物质向外运动,冷的物质沉入内部,太阳内部能量就是靠物质的 这种对流,由内部向外部传输。

  太阳的大气

  光球层 对流层上面的太阳大气,就是我们平时所见的太阳圆盘,称为太阳光球。光球是一层不透明的 气体薄层,厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的边界,几乎所有的 可见光都是从这一层发射出来的 。

  光球层上最显著的现象就是太阳黑子,所谓太阳黑子,其实只是太阳光球层上的温度相对较低的 区域,其温度约为4500K,而光球其余部分的温度约为5800K。这些温度较低的 区域在明亮的光球反衬下,就显得很黑。

  除此之外,太阳光球层上还有以下一些现象:

  (1)光斑,即在日面边缘背景亮度较小的 部分可以看到一些比周围亮的 斑点;

  (2)临边昏暗,即日面亮度向边缘逐渐减小的 现象;

  (3)米粒组织,即在比较好的 大气宁静条件下,通过高分辨率的太阳望远镜仔细观测,可以看到光球表面的亮度并不均匀,存在着均匀分布的 米粒状的结构,称为米粒组织。这其实是对流层里对流现象在光球表面的一种表现形式,它和太阳活动区关系密切。

  太阳的色球层

  色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的温度分布从核心向外直到光球层,都是逐渐下降的 ,但到了色球层,却又反常上升,到色球顶部时已达几万

  度。由于色球层发出的可见光总量不及光球的1%,因此人们平常看不到它。只有在发生日全食时,即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟,当光球所发射的 明亮光线被月影完全遮掩的短暂时间内,在日面边缘呈现出狭窄的玫瑰红色的 发光圈层,这就是色球层。平时,科学家们要通过单色光(波长为6563埃)色球望远镜才能观测到太阳色球层。

  色球上经常出现一些暗的 “飘带”,称为暗条,当它转到日面边缘时,很像一只耳朵,人们俗称它为日珥;在太阳黑子的正上方,有时出现一些局部亮区域,称为谱斑;当谱斑亮度突然增强时,就是通常人们所说的太阳耀斑。太阳耀斑释放的 能量极其巨大,其巨大的能量来自磁场。

  太阳的日冕

  日冕是太阳大气的最外层,它由高温、低密度的等离子体所组成。亮度微弱,在白光中的总亮度比太阳圆面亮度的百分之一还低,约相当于满月的 亮度,因此只有在日全食时才能展现其光彩,平时观测则要使用专门的日冕仪。日冕的 温度高达百万度,其大小和形状与太阳活动有关,在太阳活动极大年时,日冕接近圆形;在太阳宁静年则呈椭圆形。自古以来,观测日冕的传统方法都是等待一次罕见的日全食——在黑暗的 天空背景上,月面把明亮的 太阳光球面遮掩住,而在日面周围呈现出青白色的光区,就是人们期待观测的太阳最外层大气——日冕。

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