太阳系

太阳是离我们最近的恒星，是我们太阳系名副其实的主宰，它带领着我们在宇宙中不知疲倦的穿行，它赋予我们能量，给了我们生命，但也无时无刻给我们带来潜在的威胁，正如《流浪地球》所说的那样。今天我们就从一下几个方面详细盘一盘太阳：

• 太阳由什么组成的？
• 太阳持续核聚变需要哪些条件？
• 太阳核聚变过程是什么？
• 太阳目前为什么没有坍缩或爆炸？
• 太阳内部的构造是怎样的？
• 太阳的年龄怎样计算的？
• 太阳的数据人类是通过什么观测的？

太阳组成元素的发现

在太阳的发射光谱中，显示出太阳光谱有许多条黑线。这些黑线是由于太阳中心发出的白光被太阳表面较冷的元素气体所吸收，这些线叫做弗劳恩霍夫线，源自约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫(巴伐利亚，1787-1826年)，他开发了分光镜并发现了暗线。光谱暗线表示太阳表面存在的元素。(不同元素可以吸收不同频率的光)

弗劳恩霍夫线。可见光谱，从380纳米到710纳米。

元素吸收线的强度可以告诉我们有多少元素存在:表面上的元素越多，吸收越多，线越暗。这些测量显示，太阳的大气由72%的氢、26%的氦和天文学家所说的2%原子核中有两个以上质子的重元素组成。

太阳核聚变持续发生的条件

• 温度因素

太阳从核聚变中获得能量。在这个过程中，带正电荷的原子核以足够的动能相互碰撞，以克服它们之间的电斥力所产生的能垒。要做到这一点，粒子必须以非常高的速度运动，只有当温度超过10⁷k时，任何时刻只有一小部分粒子才能达到这种速度。据估计，太阳核心的温度在0.8到1.6×10⁷ K之间。

晴天下午3点或4点左右指向东方的地平线附近的蓝天光谱。

• 高密度

原子核非常小，只有当等离子体的密度足够高，足以达到足够高的碰撞率时，聚变反应才是连续的能量来源。太阳活动核心中的等离子体处于高压状态，密度是水的160倍，为1.6 ×105kg m-3。这足以维持反应。

太阳聚变反应的过程

• 质子–质子链反应

在太阳中将氢转化为氦的聚变过程是质子-质子链。这是大多数恒星产生能量的基本过程。它叫做“氢燃烧”，但不是普通的燃烧(氧化)。关键的反应是最难发生的:两个质子碰撞并粘在一起足够长的时间，使其中一个转化为中子。它通过发射正电子和中微子来做到这一点。正电子很快与经过的电子碰撞，并互相湮灭，形成一对光子。中微子在几秒钟内逃逸，因为它被物质吸收的概率非常低。质子中子对是氘，一种相当稳定的氢同位素。它持续的时间足够长，可以发生进一步的碰撞。

该过程描述如下。在两个氘核合并的情况下。最终结果是4个质子变成2个质子和2个中子，2个新的正电子湮灭了2个电子。

• 最有可能的质子-质子反应

这从主文本中描述的氘开始。接下来会发生什么取决于核心的精确条件。最有可能的是氘和另一个质子碰撞形成氦-3。然后它与氦-4原子核发生碰撞，导致铍-7的形成。这反过来又把一个质子带到硼-8。硼-8是不稳定的，它会发射正电子和中微子来重新生成铍，现在是铍-8。

这也是不稳定的，它会经过裂变形成两个氦-4原子核。

¹p +¹p →²H + e⁺+ v:(使用2个质子)²H +¹p →³He + γ:(使用1个质子)³He +⁴He→⁷Be + γ⁷Be +¹p →⁸B:(使用1个质子)⁸B →⁸Be + e⁺+ v⁸Be →⁴He +⁴He

就像这个简单的过程，四个质子结合成一个氦原子核，生成两个电子会快速湮灭。

自动平衡中的太阳

核聚变产生的压力和重力相互平衡，且能自动调节。

太阳处于平衡状态，平衡内部气体压力和重力，任何变化都是自动校正的。如果聚变反应由于某种原因变慢，核心会稍微冷却，其粒子会产生较小的压力。重力会导致一个小的坍塌，当重力势能变成随机动能时，温度会升高。反过来，核反应产生能量的速率会增加，较热等离子体的压力也会增加，因此平衡会恢复。

太阳的内部结构

我们只能观察到太阳的可见表面(它的光球层)，必须通过计算机模型利用观测和计算来推断它的内部结构。实际上，在太阳表面可以观察到太阳有三个主要区域:产生能量的核心、一个能量传输区和一个外层大气。

太阳内部构造

核心是提供太阳能量的核聚变反应的场所。这种能量首先以辐射的形式到达地表，然后在外层较冷的气体中以对流的形式到达地表。

来自核心的高能光子首先向辐射层的气体提供能量，使其变得更热，但同时也失去了能量。在对流区，受热的气体膨胀并上升形成对流，就像热炉子上锅里的水一样。

对流区域的温度低到足以让粒子结合重新形成氢和氦原子。光子仍然是能量的载体，但是能量可以通过对流比光子更快地传输。这是因为离开核心的光子通过激发或电离原子很容易被吸收，因此对流区是不透明的。

H-R图上太阳恒星从开始到聚变结束的演化

太阳在光球层之外有两个区域，只有在日食期间才能看到。光球旁边是色球层一个非常薄的低密度区域。它被视为日食开始时亮粉色氢光的闪光。在日全食时，我们可以看到另一个发光气体电晕区。它的温度约为500000 K，除了氢之外，还会从氖、钙、铁和镍等高度电离的原子发出明亮的线条。日冕的形状表明其中包含磁场。

在日全食期间，在短暂的全食期间，可以用肉眼看到日冕

太阳核聚变会持续多久？让我们算一下

太阳的核心由氦和氢组成，氦和氢的比例为60%对40%。太阳总氢质量的大约10%在核心。这些是计算机估计的，因为不可能测量太阳内部不同水平的氢和氦的数量。当核心中可用的氢转化为氦时，质子-质子反应将停止，我们所知的太阳将不复存在。

计算机模型估计，大约有1×10²⁹kg的氢存在于核心中，用于转化为氦。但是只有0.7%的氢的质量可以通过聚变反应转化为辐射能量;剩下的仍然是氦。这意味着，实际上可用于维持太阳运行的能量的质量减少到7×10²⁶kg。

我们知道太阳每年以3.9×10²⁶W或1.2×10³⁴J的速度释放能量。这相当于质量损失:

Δm = E / c² = 1.2××10³⁴/9×10¹⁶ = 1.33×10¹⁷公斤/年。

因此，粗略估计，太阳将在以下时间耗尽其核心氢:

(7 × 10²⁶)/(1.33 × 10¹⁷)=≈5 × 10⁹年。

证据:现代天文学中的望远镜——关于天体的数据时怎样被观测到的

我们通过收集从太空到达我们的电磁波谱中的信息，获得了关于太阳系和更广阔的恒星、星云和星系宇宙性质的证据。直到最近，我们所有的望远镜都是基于地面的，所以这些信息已经被地球大气层过滤掉了。大气只对光谱的某些部分透明，吸收几乎所有的红外线，以及x光和紫外线辐射。它也给频谱的其他部分增添了被称为“噪声”的无用信号。

空间望远镜

通过使用地球卫星作为能够探测所有频率辐射的仪器的平台，可以最好地(但代价昂贵)地避免观测问题。这类仪器中最强大的是1990年发射的哈勃太空望远镜，它大大增加了我们对恒星的知识和对整个宇宙的理解。

Q1、光学望远镜

简单的牛顿反射器是最常用的光学望远镜。图像是在摄影底片上形成的，或者(现在更常见的)是由电子探测器形成的，形成的图像很不完美。主要有三个问题:

• 衍射产生一个圆形图案，而不是星星(或其他物体)的点图像。
• 当大气中的气流导致到达探测器的图像随机运动时，“观看”会丢失细节
• “纹理”结果，因为检测设备对它能检测到的对象的大小有一个较低的限制。这可能是由于感光板中光敏化学物质颗粒的大小，或者是像素电荷耦合检测器的大小的影响。

Q2、射电望远镜

射电望远镜主要有两种类型，碟形天线射电望远镜和线性天线阵列射电望远镜。

Q3、专业望远镜:伽马射线、紫外线和红外线

大气吸收严重限制了使用紫外线、x光和红外线进行观测，因此气球、高空飞行器、空间实验室和卫星被用来收集这些光谱区域的数据。

• x射线望远镜

曾被乌呼鲁卫星(1970年发射，第一个携带x光望远镜)、1990年的ROSAT卫星和其他几颗卫星所携带携带。x光很难聚焦，因为它们往往直接穿过材料或被材料吸收。普通的镜面反射器和透镜一样无用。相反，它们通过一组略微倾斜的圆柱面聚焦到探测器上，这些圆柱面以掠入射的角度到达探测器。

• 伽马射线望远镜

伽马射线比x光更具穿透力，能到达地面。亚利桑那州惠普尔天文台有一个直径为10米的伽马射线望远镜，美国宇航局在1991年使用航天飞机发射了伽马射线天文台。

• 紫外线望远镜

炽热的恒星——表面温度超过10000 K的恒星——释放出的大部分能量是紫外线。这个区域提供了最有用的光谱线，用于研究非常热的恒星和正在形成新恒星的空间区域的组成。紫外线被大气强烈吸收，所以大多数研究使用卫星望远镜。哈勃太空望远镜还包含一个紫外线仪器。