宇宙的本質(第十一章太陽)

太阳位于太阳系的中心，它亦是地球上差不多所有生物的能量来源，难怪所有早期文明皆会以不同的方式膜拜太阳。在天文学上，太阳是最接近地球的恒星，亦是唯一可以让人类详细研究的恒星。虽然太阳对人类来说十分重要，但在无限的宇宙，太阳也只不过是一颗不起眼的普通恒星。

原子

在我们详细探讨太阳之前，先要了解一下原子﹐ 它们在恒星的能量产生和演化中都很重要。一颗典型的原子大小约为 10^-10 米，包括中心的 原子核 和围绕核心运行的 电子 ，差不多整个原子的质量皆集中在大小约为10^-14 米的原子核上( 到此为止，原子就好像一个小型太阳系) ，原子核由 质子 和 中子 组成，带正电质子的数目，决定了该原子的化学特性，例如它会否和其他原子结合成分子等。没有带电的中子则在化学反应上不会扮演什么重要角色。质子和中子的质量差不多相等。

最简单的原子为 氢原子 ，它的核心只有一颗质子，化学上记为 ¹H 。其他在天文学上重要的原子包括：核心由一颗中子及一颗质子组成的 ²H ( 上标的数字2 是质子和中子的数目总和) 、两颗质子和一颗中子组成的 ³He ( 氦-3 ) 和由中子及质子各两颗组成的 ⁴He ( 氦-4 ﹐ 请参阅上图 ) 。若以重量计算﹐ 太阳中七成是氢﹐ 其余主要是 ⁴He 。我们会看到氢是太阳中心核反应的原料﹐ 而氦则是核反应的产物﹐ 但应注意太阳中的氦大部分不是由太阳产生的﹐ 它们在太阳诞生时已经存在。

太阳的外部结构
太阳是一团靠自身重力束缚的云团，主要成分是氢。太阳核心的温度及压力异常大，足以产生 核聚变 ，释放出大量能量。下图显示了在可见光波段下的太阳，日面上有不少黑子。

鸣谢﹕ NOAO/NSF.

太阳的半径大约有700,000 公里﹐ 是地球的110 倍，质量则大约有2x10³⁰ 千克 ﹐ 约为地球的 3.3x10⁵ 倍。当我们望向太阳，看到是太阳的 光球层 ，这是太阳大气中非常薄的一层，厚度只有500 公里。我们可以看见光球层，原因是它的气体密度刚刚好，在它之下的气体密度太大，光线不能通过；在它之上的气体则足够稀薄，能让光球层发出的光线顺利通过。所以，光球层界定了肉眼可见的太阳「表面」，它的温度约为绝对温度6000 度。绝对温度是科学界最通用的温度单位，只要将它减去273 ，便可转化为摄氏度，例如绝对温度300 度，相等于摄氏27 度。绝对零度是低温的极限，没有任何物体可以更冷。

光球层之下的气体温度比光球层高，就好像沸腾的水，底层的气体会向上升，当这些炽热气体把能量释放后，便会变冷变暗，然后沉降回光球层之下，这种对流运动产生了称为 米粒组织 的太阳表面特征。通过望远镜，我们可以看到太阳表面上有很多比较暗区域围绕的光斑，每一个米粒约能维持二十分钟，大小则约为地球的十分之一。

鸣谢﹕ NASA.

在光球层之上，是一层约为二千公里厚的 色球层 。它的温度比光球层更高，很多时为10⁵ 度。有趣的是，它相对来说比光球层暗，所以通常只能在日全食时才能看见它。色球层并不是浑圆的，而是有很多称为针状体的细小突起，这些都可以在下图清楚看到。

鸣谢﹕ NASA.

日冕 是太阳大气的最外层，和色球层相类，亦是通常只能在日全食时才看得见。日冕密度非常低，但范围可延伸至达太阳半径十倍之远，温度更高达10⁶ 度。为什么日冕和色球层的温度可以比光球层更高，仍是天文学上一个未解之谜。

鸣谢﹕ 香港太空馆 , 叶赐权摄影.

日冕亦是 太阳风 的源头，太阳风主要是飞离太阳的质子和电子，当太阳风强劲的时候，在地球两极有可能看见 极光 。

太阳黑子及其他太阳活动
日珥 ( 如下图所示) 是被太阳磁场困着的表面气体爆发，很多时可以喷发至数个地球大小的高度。 耀斑 则是更猛烈的爆发，会放射出强烈的X 射线、紫外线、可见光及太阳风。日珥和耀斑都明显地和太阳的磁场有关﹐ 但形成的详细机制仍有待进一步研究。

鸣谢﹕ NOAO/NSF.


	版权所有 Carnegie Institution of Washington.

太阳黑子 是太阳的黑暗区域，温度只有约4000 度，由于相对来说它们比光球层其他地方「冷」，产生的光亦较少，所以看来较暗。它们的大小足以和地球匹敌，很多时黑子是整群出现的。

黑子生命短暂，只有少于数天至约三星期的寿命。太阳黑子的多寡变化有一个十一年的周期，在周期之始，黑子基本上出现在纬度较高的地方( 即离太阳赤道较远) ，接着太阳黑子数目会不断增多，并且会向赤道靠拢。假若我们以图显示黑子位置与时间的关系，便会得出著名的「蝴蝶图」。

鸣谢﹕ NASA.

利用光谱分析，科学家得知太阳黑子的磁场相当强，比太阳平均磁场强上千倍。黑子经常成双成对出现，每对皆由极性相反的黑子组成，若一个为磁北，另一个必为磁南，由此我们估计每对黑子皆由磁力线所连系，强大的磁场牵制着光球层上的气体，并阻止了下层较炽热的气体上升至黑子范围，结果黑子比太阳表面其他地方温度较低。最后值得一提的是，黑子的数目和地球的气候有微妙的关系，研究显示在地球上一次冰河期时，太阳黑子的数目异常地少。

太阳的内部结构
在探讨太阳内部结构之前，有一个关于太阳的现象实在不可不提，原来太阳的自转速度在不同地方是不同的，简单来说，赤道附近转得最快，愈接近两极则转得愈慢，我们称之为 较差自转 。我们相信太阳黑子和不少太阳的活动，皆是由较差自转所造成的。对此有兴趣的读者可参考课本的讨论。 ( 你可知道如何证实较差自转？ )

看不到的太阳内部可以分为三个部分： 核心 ( 热核反应发生处 ) 、 辐射层 ( 能量以辐射方式传播的区域) 和 对流层 ( 能量以对流方式传播 ) 。我们将会逐一介绍它们。

能量产生的机制 ：太阳靠甚么发光发热？这个问题一直以来引起无数人的好奇和揣测。有人提出太阳的能源来自化学能、重力能等等，由于这些能源皆不可能维持太久，终被科学界一一否定。真正的答案是一种称为 p-p 链 ( 或 质子 ─ 质子链 ) 的 核聚变 ，这种机制包括一连串的核反应( 有兴趣的读者可参考课本较详细的讨论) ，但总结果是四颗氢原子熔合为一颗氦原子，过程中会以发放伽玛射线( 光子) 及其他粒子的形式释放出大量能量。 ( 注：光子是组成光的粒子。 pp 链产生的其中一种粒子是中微子﹐ 它是零质量和不带电﹐ 我们会在第十六章再详细讨论。 )

4 ¹H -> ⁴He + 光子 + 其他粒子

核聚变要在非常极端的环境下才能发生，到目前为止科学家仍无法在地球的实验室内稳定地制造出所需情况。首先核聚变需要极高的温度，让氢原子核能有足够的能量克服原子核之间的电排斥力，此外亦需要极高的密度去增加粒子碰撞的机会，所以核聚变只能在温度高达10⁷ 绝对温度的太阳核心内发生。

能量传播 ：光子在太阳核心产生后，如何走到太阳的表面呢？光子走了不足一厘米后，便会被其他物质( 主要是电子和其他原子核) 吸收，这些物质会把吸收的能量以多颗光子的形式释放出来，这些随机向四方发射的光子会较原本的光子有更长的波长，亦即能量亦较低。这种能量传播方式称为 辐射传播 ，一颗在核心内产生的光子，需要数千万年才能以数千颗低能量、主要是可见光的光子的形式到达太阳表面。

离核心越远，气体温度越低﹐ 开始变得不透明﹐ 光子很容易被吸收，辐射传播的效率因而很低，因此在太阳外层， 对流 取代了辐射成为传播能量至太阳表面更重要的方式。

稳定性

在一颗恒星形成初期，引力是演化的主导力量，令恒星不断收缩。随着恒星不断收缩，核心气体的温度及密度亦不断上升，直至燃点起热核反应，所产生的能量会造成两种向外的压力，对抗向内的万有引力。最后向内的引力和向外的压力会达致平衡，让恒星可以长时间保持稳定( 由数百万至数百亿年不等) 。无庸多言，就是因为太阳能长期稳定地发出光和热，地球上的生物才能生生不息，不断茁壮成长。

第一种向外压力是恒星物质所造成的 气体压力 ，温度越高、物质越多，气体压力便越大。第二种向外压力是光子所造成的 辐射压力 ，这种压力亦会随温度上升。

无论是哪一种压力，力量都源自太阳核心所产生的能量，一旦核心的核聚变停止，恒星便会开始塌缩。

太阳观测

注意：在没有适当减光设备的情况下直接观看太阳，可能会导致失明！

有两种安全的方法观测太阳：

投影法：我们可以利用望远镜把太阳的影像投影在荧幕上，然后观看荧幕上的影像。
太阳滤镜：另一个方法是在望远镜上安装特别设计的太阳滤镜，以减低太阳的光度。一般来说， 镜前 减光比镜后减光安全。

紧记，以下并不是观测太阳的安全方法：

以肉眼直接观看太阳；
透过太阳眼镜、完全曝光底片( 俗称盲片) 、熏黑的玻璃或摆放在目镜上的小型太阳滤镜观看太阳；
观看太阳在水中或墨水中的倒影。

小心驶得万年船，只要你不肯定方法是否安全，就绝不要冒险尝试！

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