物理狀態
雖然整個說來光球是明亮的,但各部分亮度卻很
不均勻.在非擾光球中布滿
米粒組織,估計總數達到400萬顆.在光球的活動區,有
太陽黑子,
光斑,偶爾還有
白光耀斑.它們的亮度,物理狀態和結構都相差懸殊.平均的非擾光球上每平方厘米每秒發出的輻射流量為6.3X10 爾格,由此可算出光球的
有效溫度為5500度
.這一輻射流量是各波段輻射強度的總和。光球的溫度隨高度而不同,在從內部向外,溫度逐漸降低.光球與
色球的交界處,溫度降到最低值,只有4000多度,但接著又逆升,在
日冕中竟高達上百萬度.光球的物質密度約為每立方厘米10克,氣體壓力大致等於10達因/厘米.
化學成分
通過太陽光譜線的證認,可以定性地知道
太陽上有哪些化學元素,但還應定量地測出太陽上各種元素的含量。
定量研究的經典方法是
生長曲線法.這條曲線表示某一元素的譜線的
等值寬度與產生該譜線起始躍遷能態的
原子數之間的關係.在已知生長曲線的情況下,只須由觀測的
譜線輪廓求出等值寬度,便可得到相應的原子數.由同一元素的若干條譜線求得一系列相應的原子數,從而求和得出該元素的原子總數.對一系列元素進行這樣的工作,便可測定太陽的化學成分。
有一種新的方法是光譜
綜合法.它的主要內容是採用包括化學含量在內的一系列物理參數,計算一定波長範圍內所有
譜線的輪廓,並與觀測進行對比,如果不盡符合,就調整化學含量或其它參數,直到比較符合為止。
下表列出了光球中各種元素的相對含量A的
常用對數。表中沒有列出氦的含量,因為光球光譜中沒有氦線。但通過色球和日珥的
光譜研究,得出氦和氫的含量比為63:1000。太陽大氣各層由於經常處於
運動狀態,化學成分應當基本一致。因此,這個數字也可代表光球的氦含量。
太陽光球的化學成分:
原子序數 | 元素 | lgA | 原子序數 | 元素 | lgA |
1 | H | 0.00 | 41 | Nb | -9.70 |
3 | Li | -11.40 | 42 | Mo | -10.10 |
4 | Be | -10.94 | 44 | Ru | -10.43 |
5 | B | -9.20 | 45 | Rh | -10.45 |
6 | C | -3.43 | 46 | Pd | -10.43 |
7 | N | -3.94 | 47 | Ag | -11.33 |
8 | O | -3.17 | 48 | Cd | -10.03 |
9 | F | -7.44 | 49 | In | -10.29 |
10 | Ne | -4.55 | 50 | Sn | -10.29 |
11 | Na | -5.76 | 51 | Sb | -11.25 |
12 | Mg | -4.46 | 55 | Cs | -10.21 |
13 | Al | -5.60 | 56 | Ba | -10.20 |
14 | Si | -4.45 | 57 | La | -10.19 |
15 | P | -6.57 | 58 | Ce | -10.36 |
16 | S | -4.79 | 59 | Pr | -10.37 |
17 | Cl | -6.35 | 60 | Nd | -10.18 |
18 | Ar | -5.27 | 62 | Sm | -10.34 |
19 | K | -6.95 | 63 | Eu | -11.51 |
20 | Ca | -5.67 | 64 | Gd | -10.88 |
21 | Sc | -8.93 | 66 | Dy | -10.89 |
22 | Ti | -7.26 | 68 | Er | -11.24 |
23 | V | -7.90 | 69 | Tm | -11.57 |
24 | Cr | -6.30 | 70 | Yb | -11.19 |
25 | Mn | -6.80 | 71 | Lu | -11.16 |
26 | Fe | -4.60 | 74 | W | -9.43 |
27 | Co | -7.50 | 76 | Os | -11.25 |
28 | Ni | -5.72 | 77 | Ir | -9.79 |
29 | Cu | -7.55 | 79 | Au | -11.68 |
30 | Zn | -7.58 | 80 | Hg | -9.00 |
31 | Ga | -9.16 | 81 | Tl | -11.80 |
32 | Ge | -8.68 | 82 | Pb | -10.13 |
37 | Rb | -9.37 | 83 | Bi | -11.20 |
38 | Sr | -9.18 | 90 | Th | -11.18 |
39 | Y | -10.38 | 92 | U | -11.40 |
結構模型
光球各處的溫度、
壓力、密度等物理參數都不相等,因而呈現出一定的結構。由於實際情況十分複雜,只能在一系列簡化假設下建立光球的結構模型。常用的假設是:
光球為平行平面層,即在同一水平層次,各種
物理參數都有相同的數值。換句話說,每個參數都只是高度的函式。
經過長期的研究,天文工作者已建立了不少光球結構的
模型,下表就是其中一種,它列出了溫度T、氣體壓力Pg 、電子壓力Pe、粒子數密度N、電子數密度Ne、物質密度ρ等參數隨連續光譜在5000埃處光學深度τ和幾何深度z的分布。
太陽光球的結構模型
Z [km] | τ | T | LgPg | LgPe | LgN | LgNe | lgρ |
320 | 0.005 | 4560 | 3.93 | -0.24 | 16.13 | 11.96 | -7.51 |
278 | 0.01 | 4640 | 4.10 | -0.07 | 16.29 | 12.12 | -7.35 |
235 | 0.02 | 4760 | 4.27 | 0.10 | 16.45 | 12.28 | -7.19 |
178 | 0.05 | 4950 | 4.49 | 0.35 | 16.66 | 12.52 | -6.98 |
136 | 0.1 | 5140 | 4.67 | 0.56 | 16.82 | 12.71 | -6.82 |
91 | 0.2 | 5410 | 4.83 | 0.81 | 16.96 | 12.94 | -6.68 |
36 | 0.5 | 5920 | 5.01 | 1.28 | 17.10 | 13.37 | -6.54 |
0 | 1.0 | 6430 | 5.13 | 1.76 | 17.18 | 13.81 | -6.46 |
-27 | 2 | 7120 | 5.18 | 2.32 | 17.19 | 14.33 | -6.45 |
-56 | 5 | 8100 | 5.26 | 2.99 | 17.21 | 14.94 | -6.43 |
-72 | 10 | 8650 | 5.30 | 3.38 | 17.22 | 15.30 | -6.42 |
-88 | 20 | 9200 | 5.32 | 3.64 | 17.22 | 15.54 | -6.42 |
臨邊昏暗
如不考慮活動區和米粒組織,容易看出光球上各部分的亮度是不同的:日面中心區最亮,越靠近邊緣越暗。這種現象被稱為
臨邊昏暗。通過對臨邊昏暗現象的
觀測,可以推導出光球的溫度分布。對日面上某一點 它的法線與觀測者視線方向的夾角為θ] 來說,出射
輻射的強度由輻射轉移方程的形式解給出,即:
I(θ,0)=∫S exp(-tsecθ)secθd t [ 1 ]
假定源函式S隨深度的分布由下式給出:
S=a+bt [ 2 ]
將[2]式代入[1]式,容易求得:
I(θ,0)= a+bcosθ [ 3 ]
由一定
頻率處的臨邊昏暗觀測定出係數a和b,並把它們代入[2]式便得到源
函式隨深度的分布。進一步說,源函式主要是溫度的函式。例如在局部熱動平衡的假設條件下,源函式為普朗克函式,把它與[2]式聯立起來,就可以求得溫度隨深度的分布。
連續光譜
就可見光以及一部分紫外和紅外波段來說,太陽光譜基本上是光球的光譜。它是一條明亮的連續光譜,上面迭加著大量的吸收線“即夫朗和費線”。連續光譜和吸收線都在光球中形成,但是一些強線 “如氫的Ha和鈣的H、” 的中心部分是在色球中形成的。這是因為那裡的吸收係數很大,光球輻射不能直接射出。至於1700埃以下的紫外、遠紫外、
X射線以及遠紅外區和
射電波段的輻射,則是由色球和日冕產生的。
太陽連續光譜主要是由
負氫離子產生的。在自由電子被
氫原子吸附時,釋放出多餘的能量,這種能量的釋放是連續的,因此產生連續光譜。連續光譜的能量在光球中主要靠輻射過程傳播。
夫朗和費線
太陽光譜中的夫朗和費線非常多,在2935埃到13495埃的範圍內共有26000多條。它們是由各種元素的原子的吸收或散射引起的。吸收線含有太陽大氣“主要是光球” 的溫度、密度、壓力、化學成分、
磁場、速度場等信息。吸收線都是原子在吸收光球輻射後由下能態向上能態躍遷產生的。
平均密度
光球的氣體平均密度只有水的幾億分之一。光球氣體這么稀薄,應該是非常透明的了,實際上卻不然。雖然幾厘米的一薄層
氣體,宛如一片輕紗那樣透明,但幾百千米厚的氣體就像成千上萬層輕紗重疊在一起,其效果就像一道牆壁,變成不透明的了。因此,人們難以看到光球層幾百千米深度以內的太陽輻射。
如果把
天文望遠鏡對準太陽(千萬注意,絕對不能直接用眼睛看!那會灼傷眼睛,可能導致失明!),將太陽在望遠鏡中的像用濾光片減弱光亮後,就可以看到光球表面了。這時,太陽圓面的中間部分要比邊上亮一些。這就是所謂太陽“臨邊昏暗”現象。這是因為我們看到的太陽圓面中間部分發出來的光,是從太陽較深處發射出來的,而太陽圓面邊緣發射來的光則是從太陽較淺、溫度較低的大氣層中發出的。從這一現象的觀測,還可以推導出光球的溫度分布。光球上層的溫度只有4500多攝氏度,越往下,溫度就越高,到光球底層,約達到6000多攝氏度。
光球上密密麻麻地布滿著顆粒狀的“米粒組織”。如果用高速
攝影機為這些米粒拍攝一部影片,在銀幕上可以看到它們的種種“舞姿”。它們變化很快,幾分鐘以後,就被新的“米粒”取代了,就像上下翻滾的大米粥,非常壯觀!你能想像出這些“米粒”有多大嗎?大的“米粒”長約1400多千米,小的也有300多千米。天文學家估計日面上的米粒總數約有幾百萬個。
米粒組織比周圍要亮些,其溫度比周圍大約要高200~300℃,並且以每秒0.5千米的速度向上運動。有人認為米粒在日面上有不規則移動,速度約每秒4千米左右。米粒的迅速移動說明米粒組織是從光球層下面升起來的
氣流,表明了光球實際上是其下面的、沸騰的太陽對流層的頂部。
活動
光球就是實際看到的太陽圓面,它有一個比較清楚的
圓周界線。光球的表面是氣態的,其平均密度只有水的幾億分之一。光球厚達500千米,極不透明。光球上密密麻麻地分布著極不穩定的斑斑點點,被稱為“米粒組織”。米粒組織可能是光球下面氣體對流產生的現象。另外,還有超米粒組織,其直徑與壽命要大的多。在光球還分布著太陽黑子和
光斑,偶爾還會出現白光耀斑。這些活動現象有著相差懸殊的亮度、物理狀態和結構。
所謂太陽黑子是光球層上的黑暗區域,它的溫度大約為4500K, 而光球其餘部分的溫度約為6000K。在明亮的光球反襯下,就顯得很黑。
發展完全的黑子是由較暗的核(本影)和圍繞它的較亮部分(半影)構成的,形狀像一個淺碟。太陽黑子是太陽活動的最明顯標誌之一。太陽黑子的突出特點是具有強大的
磁場,範圍從小太陽黑子的500高斯到大太陽黑子的4000高斯不等。黑子最多的年份稱太陽活動極大年,最少的年份稱
太陽活動極小年。太陽黑子的平均活動周期是11.2年。光球上還有一些比周圍更明亮的區域,叫
光斑。它與黑子常常相伴。