现代天文学

现代天文学与诺贝尔物理学奖第四章、太阳和磁流体力学1，太阳的基本情况2，太阳活动现象3，太阳对地球的影响4，光谱观测5，太阳观测设备6，阿尔文的太阳磁流体力学阿尔文瑞典天文学家太阳和宇宙磁流体力学获1970年诺贝尔奖（阿尔文波，磁冻结）阿尔文阿尔文1908年5月30日生于瑞典。在乌普沙拉大学毕业，1934年获得博士学位。当他还是博士研究生的时候，他就创立了一个关于宇宙辐射起源的理论。阿尔文善于提出新概念、新思想，从天文现象中发现新的物理规律，更善于把自己发展起来的理论用于解释复杂的天文现象。他是太阳和宇宙磁流体力学新学科的奠基人。瑞典天文学家阿尔文因为对宇宙磁流体动力学的建立和发展作出的卓越贡献而荣获1970年度诺贝尔物理学奖，这是对他近40年科学生涯最公正的评价。1，太阳的基本情况太阳的情况•太阳是距离我们最近的恒星•中等质量的壮年恒星•日地距离149597870千米•半径比地球大109倍•体积是地球的130万倍•质量为1.99×1030千克是地球的33万倍•太阳是气体球•平均密度为1.409克/厘米3太阳的结构•内核：热核反应，产能区•辐射层•对流层•光球：光亮的球层，温度6000K•色球：温度比光球高,656.28纳米红光很强•日冕：温度百万度射电辐射来自日冕光球黑子1991年7月11日日全食时的日冕日冕太阳结构模型太阳化学组成太阳有68种元素•氢78.4%•氦19.8％•氧0.8%•碳0.3%•氮、氖、镍各占0.2%•其余元素均在0.1%以下“太阳元素”的发现1868年8月18日，法国天文学家詹逊在印度观测日全食时，发现日珥的两条钠线旁边还有一条橙黄色明线（D3），不知是什么元素的谱线。在当时化学家所列的表格中，没有一种物质有这条黄线，不能和已知的地球上任何元素的谱线不相对应。于是把这种元素命名为氦，原意为“太阳”，曾称”太阳元素”。27年后，一位名叫雷姆塞的英国化学家终于在地球上也找到了氦。2，太阳活动现象太阳磁场•从纵的方向看，太阳各层大气里的磁场很不相同；•从横的方向看日面各部分磁场相差很大，既有大范围的大尺度磁场，也有直径不到几万千米的小尺度磁场。•太阳黑于磁场是最强的磁场。•太阳活动都与磁场有关，磁场是活动区最本质的特征。在磁结构复杂的活动区，还能观测到耀斑、射电爆发、日珥等。太阳日珥太阳的紫外光图象太阳射电辐射图象射电辐射来自日冕射电太阳比光球大太阳的X射线图象黑子群太阳黑子本影和半影双极黑子及其磁场分布示意图太阳黑子相对数变化的11年周期黑子出现蝴蝶图每个活动周开始黑子出现在高纬区然后逐渐走向低纬区黑子“蝴蝶”图在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每只蝴蝶对应一个活动周。黑子出现在南北纬度350之间。黑子磁极性变化有22年周期•日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是与后随黑子的极性相反。•在同一个活动周中，南半球的前导和后随黑子的极性情况是一样的。•南半球和北半球的情况相反。•每一个太阳活动周期中，黑子群的磁极性分布保持不变，但下一个周期的情况则截然相反。偶极黑子群中黑子磁场极性随太阳周期的变化日珥在色球层有时有一束束窜得很高的火柱就是日珥，是一种十分美丽壮观的太阳活动现象。日珥比光球暗得多，也只有在日全食时或者使用色球望远镜才能看到。日珥一般高约几万公里，大大超过了色球层的厚度，主要存在于日冕层当中。宁静日珥的形状可数月不变。爆发日珥则以每秒700多公里的速度喷发到日冕中去。耀斑在大的黑子群上面，比较容易发生的一种爆发现象。耀斑是太阳上最强烈活动现象。耀斑的最大特点是来势猛，能量大。在短短一、二十分钟内释放出的能量相当于地球上十万至百万次强火山爆发的能量总和。耀斑产生在日冕的低层。耀斑和黑子有着密切的关系。3，太阳对地球的影响太阳对地球的影响1，给地球带来的光明和温暖，是地球能源的提供者。2，耀斑对地球有巨大影响，耀斑产生强大的由高能粒子组成的太阳风，吹到地球附近，对地球产生影响：•对地球上的电讯有强烈的干扰；•对正在太空遨游的宇航员有致命的威胁；•在地球大气高层产生极光。美丽的极光•极光是唯一能用肉眼看到的高层大气中发生的物理现象•极光发生在地球两极高层大气中•来自太阳活动区带电粒子闯入地球高层大气，和大气中的分子或原子碰撞而产生的放电过程•由于地球磁场的作用，太阳高能粒子到达地球时就向地球磁极靠拢，因此在地球上高磁纬地区能看到极光极光的形态变化万千，颜色绚丽多彩。极光的每一次出现，都好似大自然恩赐给人类的一幅美丽画卷。凡是有幸亲眼目睹过极光的人都会在他们的脑海里留下终身难忘的印象。地球上看极光在磁纬60°－70°的区域内，围绕地球南北磁极的两个圆环状地带。地球的北磁极在加拿大大境内。地球的磁南北极与地理南北极之间大约相距11°。高纬度地区出现极光现象较多。磁纬越低的地区，只是偶而能见到极光。极光椭圆极光椭圆在地球磁场的作用下，从太阳来的高能粒子不能沿磁极区的磁力线作螺式下降。太阳风从太阳携带来的磁场和地球场相互作用，放电过程是在以磁极为中心的圆形区域的边界进行的。极光发生在围绕磁极的一个近似椭圆形的环状区域。人们称之为极光椭圆。4，光谱观测基尔霍夫光谱的三条定律（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）①炽热的物体发出连续光谱；②低压稀薄炽热气体发出某些单独的明亮谱线；③较冷的气体在连续光源前面产生吸收谱线。给铁条加温1.温度低2.温度中等3.温度很高红色黄色白色123太阳光经过棱镜后被分为七色光波长从400nm---700nm(毫微米）黑体辐射谱12000K蓝色6000K黄色3000K红色太阳的观测曲线和5800K的黑体辐射谱的比较吸收线和发射线吸收线：在太阳连续光谱的上面有许许多多的粗细不等、分布不均的暗黑线，共有2万多条。发射线：在连续光谱上还有成千上万条明亮的谱线。电离吸收线发射线能级和谱线发射线、吸收线和电离连续谱发射线吸收线黑体星云气体连续光谱和发射线连续光谱和吸收线太阳光谱研究太阳光谱（连续谱、发射线和吸收线）可给出太阳大气的结构、物理状态、化学成分以及太阳活动的性质等。测量天体磁场的方法塞曼效应：19世纪末物理学家发现在均匀磁场中，原子辐射产生的某一条发射谱线要分裂为两条或三条，分裂程度与磁场强弱有关。天文学家利用塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场的设备。太阳是唯一的一颗能给出表面磁场分布的恒星。观测到的谱线塞曼效应•电子从高能级跃到低能级，发射一定频率的谱线•有磁场时，能级分裂导致谱线分裂•分裂程度与磁场强度成正比，因此可以测磁场5，太阳观测设备北京天文台怀柔多通道太阳磁场望远镜（世界首架）北京天文台怀柔多通道太阳磁场望远镜（口径为35厘米）•通常采用光谱分析（塞曼效应）方法测磁场，每次只能测日面上一条线上的磁场。•80年代后期，怀柔站研制成世界首架磁场望远镜，一次可以测出一块面积上的磁场。能得到纵向磁场及分析出横向磁场。能快速得到结果，因此可以研究磁场的变化。南京大学太阳塔云南天文台太阳望远镜北京天文台正在研制的太阳空间望远镜6，阿尔文的磁流体力学（1）阿尔文于1937年（29岁）首先提出：“银河系的星际空间到处都存在磁场”在那时，人们并未观测到，也不认为银河系到处都有磁场。这一假设一直受到冷落。到40年代才发现银河系存在磁场的迹象。到六十年代测出银河系磁场的分布之后才最后证实阿尔文的假设。磁场在宇宙中普遍存在•地球的磁场强度很弱，只有0.5高斯。•太阳的平均磁场约为2高斯，太阳黑子区域的磁场却高达几百至几千高斯。•有些恒星磁场很强，可达几千至几万高斯•白矮星的磁场达到105－107高斯。•宇宙中磁场最强要算中子星，达到了108－1014高斯。•银河系星际空间的磁场仅有微高斯量级。（2）阿尔文首先提出宇宙中普遍存在等离子体核外电子变为自由电子的过程称为电离。电离后的物质变为正离子和电子以及未经电离的中性粒子所组成。这种状态就是物质的第四态――等离子。等离子体的形成物体在高温条件下或受X射线、射线的照射后，原子核外的电子因获得足够的能量摆脱原子核的束缚成为自由电子。这种核外电子变为自由电子的过程称为电离。电离后的物质变为正离子和自由电子，总体上还是电中性的。这种状态就是物质的第四态――等离子体。生活中见到的日光灯或霓虹灯，就是用人工方法在真空玻璃管中制造的低温等离子体。太阳是高温等离子体球对于电离气体无论是部分电离还是完全电离的气体，虽然在某些方面跟中性气体有相似之处，如描述气体的宏观物理量——密度、温度、压力等对电离气体同样适用，但是，它的主要性质却发生了本质的变化，即电离气体的行为主要受电磁力的支配。恒星恒星表面的温度在5000至10000K之间，在这个温度范围内物质只能部分电离。但是到了恒星的内部，越向里去，温度越高，电离程度越来越高，在恒星核心区的物质则是100％地被电离。星际气体星际气体的温度比较低，但其体周围的恒星辐射或高速星风作用也会使其电离而成为等离子。宇宙中几乎99％的物质都是等离子体。实际上，在天文学的研究中，几乎完全依靠等离子体的辐射来获取信息。（3）阿尔文发现磁冻结现象宇宙中既有等离子体又有磁场，磁场的变化就具有新的特点。阿尔文发现等离子体在磁场中运动的一个新现象，那就是磁冻结。等离子体在磁场中运动必然带着磁力线一起运动，相当于磁力线冻结在物质里面了，或者说等离子体粘连在磁力线上了。磁场冻结的条件－－磁场扩散非常慢在天体物理的研究对象中，如太阳黑子、太阳及银河系等几何尺度非常大，总满足磁场扩散非常慢的条件，因此天体物理研究中的等离子体基本上是和磁场冻结在一起的。等离子体要运动必然带着磁力线一起运动。磁场的罗仑兹力电子射线管的阴极射出电子束在磁场中的偏转等离子体在磁场中的运动等离子体是流体要遵从流体力学的规律。等离子体在磁场中运动又要遵从电动力学的规律。仅用流体力学或电动力学都不能正确解释它们在磁场中的运动的特征。等离子体在磁场中作螺旋轨道运动等离子体在磁场中的运动受到罗伦兹力的作用。当带电粒运动方向与磁力线垂直，罗伦兹力只改变粒子的运动方向，使它们作匀速圆周运动。正离子的质量比电子的大得多，因此其回旋半径大，距磁力线要远。当带电粒子的运动方向与磁力线不垂直时，带电粒子则按螺旋状轨道运动。罗仑兹力＝qvB电子在均匀磁场中运动初速度方向和磁场垂直（4）阿尔文波－－磁流体力学波1942年阿尔文发现了磁流体力学波。在等离子体和磁场冻结在一起的情况下，磁力线存在着张力。弹拨乐器的弦线，在外力的作用下，就发生振动，产生沿弦线方向的横波传播。粘附着等离子体的磁力线也像一根弦线一样，当在垂直磁力线方向上受到扰动后，也会产生一种横波。阿尔文波速度公式阿尔文波的速度仅是磁场强度（B）和密度（ρ）的函数。磁场越强，密度越小，速度越大。42BvA无人相信阿尔文波流体力学理论认为一般的理想流体中是没有横波的。阿尔文提出后，学术界无人相信。实验证实阿尔文用水银作实验，磁场是1000高斯，结果得到了速度约为75厘米/秒的阿尔文波。确认阿尔文波存在，并与理论估计的一致。（5）太阳活动规律及其解释1，太阳黑子相对数变化的11年周期。2，在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每只蝴蝶对应一个活动周。3，日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是与后随黑子的极性相反。4，太阳磁极性变化有22年周期。太阳黑子理论1942年，阿尔文就用阿尔文波来解释太阳黑子的形成和它们的11年周期性变化，逐渐发展成为系统的太阳黑子理论。太阳黑子中的对流过程可以激发出阿尔文波，由于阿尔文波沿磁场传播把能量带走，导致黑子内部温度下降，从而解释黑子的温度比较低的观测事实。太阳活动周的理论解释图（a）太阳普遍磁场在太阳的相对浅层内有南北方向的磁场，磁力线在光球之下；磁力线在太阳一个极区穿出，从另一个极区穿入（图a）条形磁铁的磁力线分布情况磁铁外部的磁力线都是从磁铁的N极出来，进入S极的。图（b）磁冻结和较差自转物质和磁力线彼此“冻结”在一起，物质运动也要把磁力线带着一起运动。（图b）较差自转使磁力线缠绕，使磁场增强，局部扰动也使磁场增强，出现局部强磁场区。太阳的较差自转太