太阳大气

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  太阳大气汉语拼音:tɑiyɑnɡ dɑqi;英语:solar atmosphere),辐射可到达地球从而可直接观测到的太阳外层。太阳本质上是一团炽热的高温气体球。整个太阳球体可分为几个物理性质上有明显区别的球层,由里向外分别称为日核(产能区)、中层、对流层、光球色球日冕。其中日核、中层和对流层的辐射被它们上方的气层完全吸收,不能到达地球,因而看不到这些层次。关于它们的结构主要依靠理论推测。太阳上这三个看不见的里层,合称为太阳内部,或太阳本体。反之,光球、色球和日冕的辐射可到达地球,这些辐射中包含有这三个层次的丰富信息,因而可通过各种观测仪器对这些辐射进行测量和分析,从而探明它们的结构。这三个可直接观测到的太阳外层,合称为太阳大气。太阳大气的延伸极为广阔,但其总质量只有约6×1020千克,与太阳整体总质量约为2×1030千克相比,是微不足道的。

  用肉眼看到的明亮日轮就是太阳光球层,其厚度仅为500千米左右,但它发射出远比其他层次强大的辐射。实际上太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球发射的。通常所说的太阳表面就是指光球表面,太阳半径也是按光球定义的。光球底和顶的温度分别为6.6×103K和4.3×103K,密度分别为4×10-7克/厘米3和8×10-8克/厘米3

  色球位于光球上方。从色球底(光球顶)至约1,500千米高度处的色球比较均匀。更高层的色球实际上是由纤维状的针状体构成,颇似燃烧的草原,其高度可延伸至7,000多千米。色球的亮度仅为光球亮度的万分之一,即比白天的天空亮度暗,因此平时用肉眼看不到色球,必须用专门的太阳观测仪器(色球望远镜)或者在日全食期间暗黑的天空背景下,才能看到红色的色球层。色球的密度从底部10-8克/厘米3量级向外迅速下降至顶部的10-14克/厘米3量级,但其温度却从底部的几千度向外迅速上升至顶部的约一百万度。

  色球层之上就是日冕,它是太阳的最外层大气。日冕的亮度比色球更暗,平时也看不见,必须用特殊仪器(日冕仪)或在日全食时才能看见。日全食期间看到的日冕呈银白色。从最好的照片上可看到它可达到4~5个太阳半径的距离。但实际上它可延伸至超过日地距离。而且距日心5~6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀,形成所谓太阳风。太阳风就是动态日冕。日冕的温度高达百万度,但其密度却低于10-14克/厘米3,而且随日心距离增大而迅速下降。

  太阳的能源位于日核中,产生的辐射能由里向外传播,太阳的温度理应随日心距增大而下降。但太阳高层大气(色球和日冕)的温度反而比低层大气(光球)高得多,这种高层大气反常升温的原因迄今尚未彻底探明。倾向认为光球下面的对流层中产生的各种波(如声波和重力波等)传播到色球层后将在那里耗散,从而加热色球引起升温。尽管这些波的能量与来自下层的辐射能相比是很小的,但由于色球密度很低,这种附加波能的加热非常有效。至于日冕的加热,则可能与太阳磁场有关。处在磁场中的电离物质的运动将会激发磁流体力学波,如阿尔文波以及形成电流系统。磁流体力学波的传播和耗散及电流耗散,均可加热日冕使其升温。