我們的太陽 講題大綱： 太陽小檔案 太陽的內部結構 (核心 + 太陽的能源、輻射層、對流層)

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1 我們的太陽 講題大綱： 太陽小檔案 太陽的內部結構 (核心 + 太陽的能源、輻射層、對流層)
太陽是我們太陽系最重要的天體，它的質量是太陽系其他天體質量總和的一千倍，也就是說佔全部質量的99.99%。太陽也是地球生命的依靠，如果沒有太陽的能量，地球上的生命將不存在。因為太陽的各種活動和行為，都會深切影響地球。所以在這個講題裡，我們試著來了解太陽的基本 性質、太陽的靜態結構，太陽的表面活動、日地關係。同時，我們也要介紹太陽的微中子問題。我們要 了解太陽，除了它對地球生命的重要性外，在宇宙中的恆星之中，太陽在質量、大小、與表面溫度上都是中等的恆星，研究太陽有助於了解其他恆星的行為。 講題大綱： 太陽小檔案 太陽的內部結構 (核心 + 太陽的能源、輻射層、對流層) 太陽的大氣結構 (光球層、色球層、日冕層、太陽風層) 太陽的表面活動 (太陽黑子、日珥、日冕物質拋射 ) 日地關係 太陽的微中子問題 SOHO

2 太陽的靜態結構與表面活動 環狀日珥

3 太陽小檔案 化學組成 (質量百分比) 氫 (73%)、氦 (25%)、金屬 (2%) 化學組成 (原子數目)
化學組成 (質量百分比) 氫 (73%)、氦 (25%)、金屬 (2%) 化學組成 (原子數目) 氫 (92.1%)、氦 (7.9%)、金屬 (0.1%) 地球平均距離 (AU) 1.00 (1.496 * 108km) 視張角 (度 ) 0.53 軌道傾角 (度 ) 0.773 自轉週期 (小時) 25 ~35 半徑 (R地球 ) 109.1 (6.96 * 105km) 質量 (kg) 1.989 * 1030 (332,946 M地球) 核心密度 (g/cm3) 151.3 平均密度 (g/cm3) 1.409 核心溫度 (K) 15,557,000 光球層溫度 (K) 5,780 日冕溫度 (K) 2,000, ,000,000 核心壓力 (bars) 2.334 * 1011 光球層壓力 (bars) 0,0001 脫離速度 (km/s) 617.7 光度 (J/s；瓦) 3.826 * 1026 光譜分類 G2 V 視星等 絕對星等 4.83

4 太陽的內部結構 核心、輻射層、對流層、太陽的能源

5 光球層(Photosphere) - 太陽的“表面”
Freedman

6 太陽的核心 核心 範圍：小於 25% R⊙ 溫度：15,000,000 - 7,000,000度 密度：150 - 20 g/cm3
耗氫速率：630,000,000 噸/秒 質量損耗速率：4,500,000 噸/秒 (0.72%) 產能功率：3.826 * 1026 瓦 太陽的壽命：~ 100 億年 Freedman

7 質子-質子鍊 (proton-proton chain) > 98%
Seeds

8 碳氮氧循環 (CNO cycle) < 2%
Seeds

9 輻射層 (radiative zone) 範圍：25% - 70% R⊙ 溫度：7,000,000 - 2,000,000度
密度： g/cm3 能量傳遞方式：輻射 光子平均傳遞距離：< 0.3 mm 傳遞時間： 萬年 輻射層 光子的傳遞 Freedman

10 對流層 (convective zone) 範圍： > 70% R⊙ 溫度：2,000,000 - 5,800度
密度： g/cm3 能量傳遞方式：對流 傳遞時間：數天 對流層 Freedman

11 如何得知太陽內部結構為何？ 米粒組織 (對流胞的頂部) Freedman 動畫

12 如何得知太陽內部結構為何？ SOHO Velocity (km/s) Freedman 日震學

13 用日震探測太陽內部 動畫

14 如何得知太陽內部結構為何？ 電腦模擬計算 Seeds

15 太陽的理論模型 Theoretical solar interiors
Freedman

16 光球層(photosphere)、色球層(chromosphere)、日冕層(corona)、太陽風層(solar wind)
太陽的大氣結構 光球層(photosphere)、色球層(chromosphere)、日冕層(corona)、太陽風層(solar wind)

17 光球層(Photosphere) - 太陽的“表面”
範圍：厚度約 100公里 溫度：5,800 度 密度：極稀薄 視線 Freedman 盤面邊緣較暗的現象稱為臨邊昏暗 厚度約600公里，溫度有5800K，太陽靜態結構中數低溫的一層，主要光譜為吸收譜。

18 ~ 4300 K, 30% flux form normal surface)
太陽黑子 (sunspots) 本影 (umbra) ~ 4300 K, 30% flux form normal surface) 太陽黑子為光球層的主要特徵之一 Freedman 黑子群 太陽黑子 半影 (penumbra)

19 太陽黑子與太陽自轉 太陽黑子可存在數天到數十天，因此可以作為決定太陽自轉週期的指標。 Freedman 動畫

20 太陽黑子的成因 無磁場 強磁場 能階 譜線 Zeeman效應 Freedman

21 光球層的耀斑 (faculae) 明亮、小型的強磁場區，在盤面邊緣較容易分辨。在極大期時，躍斑的數量非常多，反而使太陽極大期的光度比極小期時增加0.1%。 耀斑

22 光球層的米粒組織 (granulations)
Swedish 1-m Solar Telescope, resolution = 200 km

23 超米粒組織 (super granulations)

24 色球層(chromosphere) 範圍：光球層上到大約一個地球厚度的區域 溫度：5,800 - 20,000度 密度：極稀薄
顏色：氫原子的H-alpha線 (6563埃，紅光) 主要光譜為發射譜 Freedman 地球

25 色球層的針狀體 (spicules) Freedman

26 日冕層 (the solar corona) 溫度：>1,000,000度 特色：氫、氦完全游離不再發出輻射，所以不可見。
主要的輻射來自高度游離的鐵、鈣等重元素所發出的紫外及X射線輻射。 Freedman TRACE

27 太陽風層 (solar wind) 範圍：曰冕層外的太陽系空間 來源：一般太陽風、日閃和日冕物質拋射。

28 太陽的表面活動 太陽黑子(sunspots)：黑子群、黑子數量週期、芒得蝴蝶圖、磁週期 色球層的譜斑和日珥 日冕物質拋射

29 太陽黑子 黑子的發現： 東方~5000年前，西方1610年 - 伽利略 連續性的觀測與記錄：
1749年起 (Zurich Observatory，蘇黎世天文台)。蘇黎世黑子相對數定義為 Z = k (f + 10g)， g是黑子群的數目， f是單個黑子的總數。 k是觀測者的估計效率，或觀測數據的品質而定出的常數，通常k在1附近。 蘇黎世黑子相對數亦稱為沃爾夫數 (Wolf number)，或為黑子相對數 (relative number)。 Swedish Solar Telescope

30 1 5 10 15 20 23 太陽黑子的週期 黑子數量變化的週期介於 年之間，平均為10.8年，故稱為11年週期 (1840年 Schwabe)。 Solar maximum (2000) Solar minimum (1996) Freedman

31 太陽的磁週期 如果在前一個太陽黑子週期中，北日球的前導黑子磁極性為N，則後隨黑子的磁極性必為S。此時在南日球的前導黑子與後隨黑子的極性與北日球完全相反。 在下一個黑子週期中，北日球的前導黑子磁極性為S，後隨黑子的磁極性為N，南日球黑子群的極性也與前一週期相反。太陽磁週期為黑子週期的兩倍約為22年。

32 芒得蝴蝶圖 (Maunder's Butterfly diagram)
如以年份為橫軸，黑子出現的緯度為縱軸，畫出太陽黑子分佈圖，芒得發現太陽黑子週期開始時，黑子主要出現在南、北緯約35°處，而在週期結束時，黑子通常出現在南、北緯約5°處。

33 芒得極小期（The Maunder Minimum)
太陽黑子數量和地球氣候？ 芒得極小期 芒得極小期（The Maunder Minimum) 年之間，黑子的數量極少，是否和地球的小冰河期有關，到目前為止還沒有定論。

34 太陽黑子的形成理論 Freedman Babcock 理論 太陽的差速自轉，使太陽的磁力線糾結，浮出太陽表面的部份就形成高磁場區，阻礙下層電漿物質上昇，形成較低溫的太陽黑子。可定性地解釋黑子為何通常成對、出現的緯度和22年的磁週期。

35 色球層的日珥 日珥 Solar prominence 受磁場推送漂浮在日盤邊緣的較低溫色球層物質，相當於盤面上的絲狀物。 動畫 SOHO
an erupting prominences in EIT 304(Jan. 8, 2000) 動畫 SOHO

36 色球層的譜斑和絲狀物 絲狀物與譜斑 filaments and plages 在H-alpha波段所見到的兩種色球層結構。
在外觀上暗條為暗黑色絲狀物，它們是受磁場推送漂浮在太陽表面的較低溫色球層物質，相當於日盤邊緣的日珥。 明亮、白色的譜斑是環繞在黑子周圍的結構。

37 日冕物質拋射 (corona mass ejections)
發生在日冕層的物質爆發、拋射事件。通常緊隨在日閃和日珥爆發事件之後，不過，也可能發生在沒有發生上述爆發事件之處。日冕物質拋射事件發生的頻率，會隨著太陽的活躍程度而異，太陽愈活躍 (黑子數量愈多)，愈常發生日冕物質拋射 (coronal mass ejections, CMEs)。極小期時，每週約觀測到一次CME。在極大期時，每天約觀測到2-3次CME。

38 日冕物質拋射動畫 SOHO ~04.06 動畫 動畫

39 千變萬化的太陽 不同波段太陽 動畫 SOHO

40 日地關係 除了影響地球的氣候外，太陽對地球環境還有什麼其他影響？ SOHO

41 極光活動 Wade Clark 極光 極光是太陽風粒子和極圈空氣分子互撞的結果。空氣分子受撞擊激發後，會發出各種波長的光，在可見光的部份，氧分子發出綠光而氮分子發出紅光。 Jimmy Westlake

42 極光的成因 Young 極光電影(片段)

43 對通訊及電力系統的影響

44 對人造衛星及太空探險的影響 人造衛星：高能太陽風粒子會毀損人造衛星的儀器。造成地球大氣膨脹，讓衛星提前墜毀。
太空人：高危險的高輻射環境，容易致病與發生各種病變。 Date Satellite Event 23 Sep 2002 Nozomi Contact with spacecraft re-established after earlier knock-out caused by Coronal Mass Ejection 21 Apr 2002 Genesis Star tracker blinded 4 times during solar storm (high energy protons) Hit by solar storm, loss of most communications, one instrument damaged 15 July 2000 ASCA (Astro-D) Satellite started spinning during high solar activity. Safe mode. Declared total loss later April 1997 Tempo 2 Solar flare zapped three transponders 20 Jan 1994 Anik E2 Loss of control in magnetic storm. On-board stabilisation destroyed Anik E1 Loss of control in magnetic storm for seven hours 1993 Olympus Hit by Perseids meteor shower; total loss

45 太陽的微中子問題 Seeds

46 微中子“望遠鏡”/偵測器 Homestake Solar Neutrino Experiment, C2Cl4, 1.5 km under
Sudbury Neutrino Observatory, 2H2O, 2 km under Homestake Solar Neutrino Experiment, C2Cl4, 1.5 km under

47 Solar neutrino energy spectrum
Bahcall

48 Four solar neutrino problems

49 Are the experiments wrong? Is the solar standard model wrong?
What could be wrong? Are the experiments wrong? Is the solar standard model wrong? Are the neutrinos oscillating? 3-family of neutrinos

50 The possible final answer
The neutrinos have a tiny mass, and they are oscillating!