太阳的目视观测与拍照

第一节　太阳的目视观测与拍照

一、太阳的基本资料

太阳是地球生命之源，它是银河系内1000亿颗恒星中的一颗，分类为一种黄矮星。太阳的视星等为-26.5，太阳是一颗自己能发光发热的气体星球。人们看到的太阳表面叫“光球”，光球以上的部分是“色球”，色球的外围叫“日冕”。这三层合起来构成了太阳的大气层。太阳直径约为140万千米，是地球直径的109倍。太阳的体积大约是地球体积的130万倍。整个太阳系质量的99％以上都集中在太阳身上。太阳没有固定的表层，不会像地球那样整体自转。太阳赤道部分的自转周期最短，约25日；纬度40°处约27日；75°处约为33日；两极处是37日。一般以日面纬度17°处的自转周期为“太阳自转恒星周期”，它是25.38日。太阳的平均密度为1.4克/厘米³，比水稍重一些。太阳里外的密度是不一样的。它的外壳大部分为气体，密度很小，但越往里面，物质越稠密，密度越大，核心的密度可能为160克/厘米³，比钢的密度还要大出约20倍。太阳的总质量约为2000亿亿亿吨，是地球质量的33万倍。

太阳是我们唯一能观测到表面细节的恒星。我们直接观测到的是太阳的大气层，它从里向外分为光球、色球和日冕三层。虽然就总体而言，太阳是一个稳定、平衡、发光的气体球，但它的大气层却处于局部的激烈运动之中。最明显的例子是标志太阳活动区的生长和衰变的黑子群的出没，日珥的变化，耀斑的爆发，等等。正是由于这些激烈的运动，太阳的表面结构必然是不均匀的。此外，我们还看到不断运动和变化着的米粒组织、谱斑、色球网络、针状物（日芒）、喷焰、冲浪等。太阳周围的空间也充满从太阳中喷射出来的剧烈运动着的气体和磁场，其影响范围一直延伸到太阳系的边缘。

造成太阳辐射和活动的动力来自太阳内部。太阳中心的气体必然承受整个太阳的自引力所造成的压力。由于太阳质量很大，中心压强极高，处于太阳中心的气体必然具有极高的温度（约1400万℃）。在这里，富含氢元素的太阳气体通过核聚变反应，释放出巨大的能量来维持太阳的平衡。根据目前对太阳内部氢含量的估计，这种状态还能维持约50亿年。

图9.1.1　太阳大气活动规模与地球的比较

太阳的质量巨大，致使其组成物质受到重力的强烈压缩。在太阳内核，受压缩的气体达到了发生核聚变反应的温度。太阳内部的主要产能核反应是质子—质子链式反应。在强烈的高温和高压条件下，质子（氢核）相互碰撞并两两合并而形成1个稳定的氦核。1个氦核的质量比原来两个质子的质量略小，多余的质量就作为能量释放出来。能量首先以一种射线方式释放，但这种射线在冲出光球之前，要经历太阳内部众多的相互作用。经过几十万年，退化了的射线能才主要以可见光和热溢出太阳表面。太阳每时每刻都在稳定地向宇宙空间发射出巨大的能量，这些能量主要以辐射形式来到地球，成为地球上光和热的主要来源。太阳核心区域不停地发生着氢核聚变成为氦核的热核反应，每秒钟烧掉的氢核达6亿多吨，在聚变为氦时，实际消耗的氢核约500万吨。即便如此，对于太阳的总质量而言，这还是一个可以忽略不计的小数。太阳的巨大能量就是这样产生的。

有天文学家观测得出结论，太阳每天缩小45米，每100年将缩小其直径的1/850。这个结论引发了争议。1987年，上海天文台和美国海军天文台通过观测、计算，得出的结论为：在过去270多年间，太阳直径缩小了820千米，即每天缩小约8米。另有科学家也提出相反证据认为，现在的太阳直径比过去还要大。太阳究竟是胀还是缩，终无定论。

称为光球的太阳表层，是太阳大气最下面的一层。光球上经常出现一些旋涡状的气流，像是一个盘子，中间凹进去几百千米。这些旋涡状气流很像大小不等、形状很不规则的黑窟窿，这就是“太阳黑子”。黑子本身并不是黑色的，它的温度一般有四五千摄氏度，但是比起光球来，它的温度要低一两千摄氏度。在四周更加明亮的光球衬托下，它好像没有什么亮光了。其实如果太阳表面全部都是黑子，也还是相当亮的。黑子特别黑的中间和不太黑的四周这两部分，叫黑子的本影和伴影。伴影是由许多纤维状纹理组成的，这些纹理是由磁力线造成的。纤维纹理的宽度约300千米，寿命只有1小时左右。从本影出来的一条条纤维像旋涡一样形成旋涡形结构。旋涡形态只是黑子群发展到一定阶段才有的。当大黑子群具有此种结构时，就预示着太阳上将发生剧烈的变化。

黑子不断产生，越来越多，活动加剧。在黑子数达到极大的那一年，称为“太阳活动峰年”。随后，黑子活动逐渐减弱，数量越来越少，到数量极小的那一年，称为“太阳活动谷年”。从谷年到峰年一般为4年，峰年再到谷年一般要经过7年。这就是黑子活动的周期。太阳的黑子活动最先出现在太阳的高纬度区域，然后向低纬度方向移动，移动到太阳赤道附近时结束。一般黑子都分布在纬度8°～40°之间，绝大部分集中在10°～25°区域中。国际上规定，太阳黑子从1755年算起为第一周。

1859年，两位英国天文学家在观测太阳黑子时，看到了一大片明亮的闪光。这片光掠过黑子群，亮度缓慢减弱，直至消失。当天和第二天，许多高纬度地区的人们看到了非常明亮的极光。这一事件使科学家们感到十分震惊。这就是太阳上最为强烈的活动现象——耀斑。由于这次耀斑特别强大，在白光中也可以见到，所以又叫“白光耀斑”。白光耀斑是极罕见的，它仅仅在太阳活动高峰时才有可能出现。

耀斑一般只存在几分钟，个别耀斑能长达几小时。在耀斑出现时要释放大量的能量。一个特大耀斑释放的总能量，相当于上百亿颗百万吨级氢弹爆炸的总能量。耀斑是先在日冕低层开始爆发的，后来下降传到色球层。用色球望远镜观测到的是后来的耀斑，称为次级耀斑。大耀斑的面积不超过太阳半球面积的1/100。

耀斑按面积分为4个等级，4级最强，小于1级的叫做亚耀斑。耀斑的显著特征是辐射的品种多。不仅有可见光，还有射电波、紫外线、红外线、X射线和伽马射线等。它在喷出大量高能粒子流的同时，伴有物质的活动、喷射、冲击波，等等。

耀斑辐射的种种物质并不是同时到达地球的。其中光与射电波走得最快，30万千米/秒，由太阳射到地球只需8分钟多一点。而太阳的粒子流走得就慢了。耀斑向外辐射出的大量紫外线、X射线等，到达地球之后，就会严重干扰电离层对电波的吸收和反射作用，使部分或全部短波无线电波被吸收掉。这种情况一般在大耀斑出现15～20分钟后开始，持续时间从几小时到几天。

在发生日全食时，人们可以看到遮挡住的太阳外围有一圈银白色的光芒，像帽子似的扣在太阳上，这就是日冕。日冕是太阳最外层大气。接近太阳表面的部分叫内冕，它的厚度约有1个半太阳直径那么大（约200万千米），再往外的日冕叫外冕，它向外延伸到很广的宇宙空间。日冕中的物质非常稀薄，内冕密度低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时呈圆形，有时呈扁圆形。它的结构很精细，可以观测到在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则呈现一些纤细的羽毛状。日冕的温度非常高，可达200万℃。

在日冕中有某些黑色区域，称为“冕洞”，这些冕洞可存在四五个月甚至一年以上。那里的温度、密度都要低一些。冕洞在太阳表面上的位置变化不大，随着太阳27天自转一周。因为地球上的磁暴呈现出27天的周期，所以被认为二者有密切关系。

在日全食时还可以看到一种最为壮观的景象就是日珥。这种时候，我们可以看到太阳的周围镶着一个红色的环圈，上面跳动着鲜红的火舌，这种火舌状物体就叫“日珥”。日珥有很多种，有些似乎不动，叫“宁静日珥”，而活动日珥则老是不停地变化着。它们从太阳表面喷出来，沿着弧形路线，又慢慢地落回到太阳表面。但有的日珥喷得非常猛烈，又快又高，喷出的物质没有落回日面，而是抛入宇宙空间，高度可达几十万千米。有的甚至高达150万千米。

太阳风是指从太阳大气最外层的日冕，向空间持续抛射出来的物质粒子流。彗星的尾巴就是被太阳风“吹”出来的。太阳风有两种，一种持续不断，速度较小，接近地球时为450千米/秒，粒子含量为每立方厘米1至10个质子，称为“宁静太阳风”。另一种在太阳活动时辐射出来，速度达每秒一两千千米，粒子含量几十个，称“高速太阳风”。这种风抵达地球时会带来磁暴与极光。太阳风的主要成分是氢粒子（质子和电子）和氦粒子（氦原子核与电子），其中质子约占91％，氦核约占8％。此外还有一些元素。

太阳及其行星是约50亿年前由星际物质云在自引力作用下逐渐收缩形成的。有人认为，由于太阳比许多其他恒星包含更多的重元素（例如铁），可以推知太阳是第二代恒星，即形成太阳的气体云中包含着其他恒星经过核燃烧后散发到空间中的余烬。目前太阳的状况已经维持了50亿年左右。在它的氢燃料耗尽之后，将由氦和其他较重元素的核反应维持其能源。在此过程中，它将从其目前的黄矮星逐渐膨胀转变为红巨星，然后再转变成为红超巨星。届时，水星、金星以及我们的地球都将融没在红巨星体内。在所有的核能源都用完之后，太阳内部将没有能源来抵制引力坍缩，这就会使它的半径大大缩小，密度大大增加，从而成为一颗白矮星。等它不能再收缩的时候，就再也没有能量可释放，它的生命也就终止，成为一个冷“黑矮星”。它的寿命估计可达100亿年。太阳的演化是质量同太阳质量相当的恒星的典型演化过程。

太阳是一个炽热发光的气体球，从中心到边缘可分为热核反应区、辐射区、对流区和大气层。太阳大气层从内到外可分为光球层、色球层和日冕。平时我们看到的光芒四射的日轮是太阳的光球层，在日食时还可看到光球层之上美丽的色球和银白色的日冕。太阳大气十分活跃，经常发生黑子群、耀斑爆发等活动。2000年是第23周的太阳活动峰年，正是观测太阳的大好时机。

二、太阳光球的目视观测与白光照相

光辉灿烂的太阳视面是太阳大气的光球层，它厚约500千米，太阳可见光几乎全部是由光球发出的，因此观测太阳大都首先从光球开始。

1.太阳光球的减光目视观测

在大气宁静度比较好的条件下，可用望远镜观测太阳光球，但一定要注意减光，如戴墨镜或在镜头前加墨色滤光片，千万不能直接去看太阳，以免伤害眼睛。

目视观测太阳光球一般不直接观察焦面像，而是观察投影像，通过调节目镜与物镜焦点的距离，可以在投影板上得到放大了的太阳像（图9.1.2）。在太阳活动的峰年期，可以看到太阳光球上有不少的暗斑，即太阳黑子。在太阳光球的边缘可看到温度高于光球的明亮的斑点，称为光斑。如果用大望远镜还可以看到光球上有一些像米粒似的粒状气团（尺度为1000千米量级），叫米粒组织，大的叫超米粒组织（图9.1.3）。

图9.1.2　观测太阳的投影像

图9.1.3　太阳的内部结构和太阳活动

2.太阳光球的白光照相

拍摄太阳的白光像多采用投影像，此时也要注意在光路中附加中性滤光片，或者在物镜前加一个光栏来减光，光栏的孔径不超过物镜口径的3/10。

观测太阳的光球像，一般可用望远镜附加日月照相机，也可用望远镜直接在焦平面接一底片盒。照相机与望远镜之间要制作一个接口，以便接底片盒。

由于太阳像很亮，所以要选择感光度低、颗粒细的高分辨的底片，如感光度ISO100的胶卷或专用的低灵敏感光底片。

露光时间一般选在11200～112500秒之间，具体时间要根据望远镜的口径及底片和拍摄方式由试测而定。

如果要测量黑子的坐标（日面经度、纬度），就要在照片上拍上东西线的标记。可以在底片盒前装一十字丝，依据黑子移动的方向，校准东西向。

底片冲洗晾干后存放袋内并记录：观测日期，日轴方位角、观测当天太阳视面中心黄经和黄纬（可查天文年历）及观测时刻（世界时）。在日像的边缘查看有无光斑，若有，记下个数及其面积（光斑面积的量度方法同黑子）。

图9.1.4　太阳光球的白光像，可见太阳黑子