「天空中最亮的星」（上）

最新 07-11

天空中最亮的星

很久以前，出現了這樣一顆星——

它遊走於13星座之間，沒有一個星座能「俘獲」[0]住它，以至於一般星圖上都沒有它的蹤影；不管你在哪，只要是夜晚，它的高度角居然永遠保持負值！它的視星等可以達到約-26等，以至於沒有人敢直視它的光芒，甚至不敢把望遠鏡或照相機直接對準它！還記得青天會2016秋季招新的現場嗎？對，在百講架設的那個加了巴德膜的望遠鏡所要觀測的目標就是它。

它就是——（原諒小編詭異的畫風）

太陽

圖1 光溜溜的太陽（圖片來源：2016年10月地空學生會與青天會合辦太陽黑子[1]觀測活動中所攝）

太長不看版

1. 光譜是人們分析太陽以及遙遠恆星化學組成的利器。

2. 太陽的主要成分是氫元素和氦元素

3. 太陽發光的能量來源是核聚變

4. 太陽由內向外有核反應區、輻射區和對流區（界限並非十分嚴格）

5. 核反應產生的能量要經過十幾萬年才可以到達太陽表面

6. 太陽大氣層由內向外是光球層（存在「米粒」、「黑子」）、溫度最低層、色球層（反常高溫）、過渡區和日冕。還有向外拋射物質的太陽風，它使得彗星的彗尾永遠背離太陽。

7. 太陽年齡約為46億年。

8. 主流觀點認為，太陽由分子雲孕育而來，經過了原恆星、主序前星等階段，現在處於主序星階段，再過四十多億年，會成為紅巨星，然後經過氦閃，變成白矮星，同時形成美麗的行星狀星雲。

你可曾仔細看過彩虹

（此版本的《Over the Rainbow》由夏威夷歌手Israel Kamakawiwo Ole演繹。）

我們想獲取樹木森林的奧秘，可以摘取一片葉子做成標本；我們想一探浩瀚海洋的究竟，便造出了潛水艇深潛海底；我們想解開神秘月宮的面紗，就發射探測器去月球採集樣本，追上了嫦娥的步伐。我們了解事物的最直接的方式不過是拿在手裡品鑒鑽研，或許加之以儀器分析。然而要想研究太陽，卻遠非如此簡單。太陽距離我們大約有1.5億公里之遠，其表面溫度約有5500攝氏度之高。即使我們真的能到達那裡，也會被瞬間氣化。要想研究太陽，似乎無從下手……幸運的是，太陽給了我們一份慷慨的饋贈，而且源源不斷，那就是：陽光。

圖2 霓與虹（圖片來源：2016年6月張文軍攝于山西）

每當出現彩虹，人們總是不厭其煩地感嘆它的美麗，殊不知，這正是陽光被空氣中水滴或冰粒色散形成的「光譜」——我們了解太陽化學組成的極佳方式。要感謝牛頓（Isaac Newton, 1643-1727）、沃拉斯頓（William Hyde Wollaston, 1766-1828）、夫琅禾費（Joseph von Fraunhofer, 1787-1826）等人在光學方面做出的貢獻，才使得人們可以用各種透鏡和儀器獲取解析度更高的光譜圖像，並且在其中發現了若干條暗線（後來被稱為夫琅禾費線）——這些暗線正是我們認識太陽的「曙光」。

圖3 牛頓發現色散現象的實驗（繪畫作品，圖片來源：百度百科）

後來，隨著光譜學的發展——這要多虧兩位德國老兄，本生（Robert Bunsen, 1811-1899）和基爾霍夫（Gustav Kirchhoff, 1824-1887）——人們對太陽光譜的認識逐漸深入。他們二位進行合作，研究了地球上一些化學元素加熱後的發射光譜，證實了每種化學元素都有其獨特的光譜。基爾霍夫還指出，一種元素能發射什麼樣的光，就能吸收什麼樣的光。他敏銳地意識到，太陽光譜中的夫琅禾費線，正是太陽上化學元素的吸收光譜。隨著研究的深入，人們逐漸認識到，太陽是一個巨大的「氫氣球」（這個比喻僅僅用來說明氫元素在太陽中所佔的比重之大，太陽里的氫元素其實並不是以我們熟知的氫氣的形式存在的）。太陽的總質量里，氫佔了約70%，氫和氦共佔了約98%，其他所有元素（如氧、碳、鐵等）加起來也只佔了約2%。

圖4 可見光範圍內的太陽光譜和夫琅禾費線（圖片來源：互動百科）

光譜學是個好東西，不論是對於太陽還是宇宙中的遙遠星辰，光譜學都是研究它們組成的一大利器。不過需要指出的是，我們今天測量太陽化學組成，還使用了一些其他的手段（比如日震學），這使得我們的測量更加精密了。

「見光」思源——你看到了古老的光

光是太陽給予我們的慷慨的饋贈，指引我們了解太陽的化學組成。那麼太陽為什麼會發光呢？——這是一個古老的問題。歷史上，最早有最直接的假設——即太陽是一個「大煤球」。物理學家邁耶（Julius von Mayer, 1814-1878）和沃特斯頓（John Waterston, 1811-1883）曾對這種假說進行了分析，表明若事實真的如此，即使有充足的氧氣，太陽也遠沒有現在「燒」得這樣亮，況且也只能燒上最多兩萬年（化院的同學可以算一下~）。隨後他們分別提出了「隕星說」和「引力說」。邁耶認為太陽持續發光是由於不斷有隕星落到太陽上提供了能量；沃特斯頓則認為太陽在引力作用下收縮產生的熱量使它發光。然而地球上並沒有觀測到大量的隕星（萬一要是有，可以說是有很大麻煩了），難以解釋為什麼太陽會遭受那麼多隕星的撞擊（它也太慘點了吧）。

圖5 隕星撞地球藝術想像圖（圖片來源：花瓣網）

後來有人提出太陽是通過引力坍縮來提供能量的，不過亥姆霍茲（Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz, 1821-1894）和湯姆遜（William Thomson, 1824-1907，即後來的開爾文勛爵，提出「兩朵烏雲」的那位。註：歷史上有3位比較有名的「湯姆遜」，都是物理學家，可不要搞混了呀）的研究表明，通過引力坍縮來提供能量，太陽的壽命也不過在千萬年之間——這遠遠小於後來利用放射性元素估算的地球年齡，因此也不太站得住腳。最後人們發現，太陽發光的能量來源是核聚變，根據這一理論，太陽的壽命可達百億年以上。

圖6 太陽結構（圖片來源：360百科）

不過對於光而言太陽的密度實在是太大了，光子（量子理論指出，電磁波的發射和吸收只能以某個最小單元的整數倍進行，稱為「光子」）要想通過太陽各層傳播出來，可謂是有重山疊嶂的阻擋——這主要是由於它和太陽中的原子發生電磁相互作用。光子向外傳輸，歸根結底是能量向外傳輸的過程。能量傳輸通常有三種方式：傳導、對流和輻射。其中傳導在氣態物質中的作用微乎其微，對於太陽也不例外（太陽內部其實是「等離子體」）。在剩下兩種解釋的選擇中，卻並非那麼簡單。太陽內部由內到外大概可以分為三層——核反應區、輻射區和對流區。由太陽核心區核反應所產生的光子能量通常比較大（電磁波頻率比較高），屬於伽馬射線。然而那裡存在的大量帶電粒子和它們發生作用，使得它們通常運動不到1毫米的距離後就會被吸收。帶電粒子吸收光子後，又會隨機地向某個方向發射出一個或多個光子。太陽的密度分布是內部密度高，外部密度低。因此恰好向外輻射的光子受到的阻礙就會相對小，從而所有光子有一個向外輻射的總的趨勢。而且隨著光子向外傳播，它們的能量也在不斷降低。直到衝出太陽大氣層，照向我們的時候，就是可見光了。光子們穿過厚度約32萬公里輻射區大約需要17萬年的時間（光速並沒有變慢，只是傳播路徑過於曲折了）。到達對流區後，由於對流區的密度較低、溫度也較低（只是相對於太陽內部，實際上溫度還是相當高的），對流的傳導方式佔據了主導（這裡指的是內能以對流的方式傳輸，「光子以對流的方式傳輸」是一種很不嚴謹的說法）。在這個區域，能量以氣體內能的形式向外傳播，只需要十幾天時間就可以走過約20萬公里厚的對流區。可以說，諸位看到的陽光，都是「古老」的光[2]。

圖7 太陽表面的米粒組織（圖片來源：百度百科）

至於對流區的對流方式，根據計算，則是一種迄今未被完全理解的現象——湍流。不過，與深處太陽內部的輻射區不同，對流區一直延伸到太陽表面。人們可以通過太陽表面的種種現象窺探其特徵。這其中包括天文學家赫歇爾（William Herschel, 1738-1822）於1801年在太陽大氣層底部的光球層中觀測到的形如米粒的斑點（後來就取名叫「米粒組織」，科學家起名字的想像力還真是匱乏哈~）。