太阳系的动力——太阳(四)

本节中，不同于上两节过于专业领域性的描述，主要侧重于熟知的现象，在《太阳物理概论》的基础上，通过相关课程内容回顾整理的形式加深对日常现象的理解。

基于太阳内部的结构与演化模型，目前将此由内而外分为日核（0-0.25 Rs），辐射区（0.25-0.86 Rs），对流区（~10万公里）、光球层（~500公里）、色球层（~2000公里）、日冕层、太阳风。

其中，日核的中心是核反应区，体积不大，却占据了半个太阳的质量，提供了99%左右的能量，温度和压强都极高。辐射区代表的是以辐射为主的能量输送，主要包括电磁辐射和粒子流；而对流区则表示以对流为主的能量输送，此区域内温度梯度、压强梯度、密度梯度都比辐射区大。由于无法直接观测其内部结构，但是在太阳宁静度很好的时候，利用高速摄影拍摄的白光照片上能看到“米粒组织”，确实证明了其下对流区域的存在。因为这种米粒组织的形成就像是在实验室中对油槽从底部加热，并在其中加入铝粉后呈现多边形的类似结构一样，说明太阳表面的米粒组织应该是从太阳内部对流气团冲击光球层产生的团。Nordlund从理论上对此对流数据进行数值模拟，得到类似图案。

此外，对于太阳表面的定义，都是根据光球层给出的，对于光球层的准确定义是：当观测波长为5000埃（1埃=0.1纳米）时，光深为1所对应的位置，并规定此处的几何高度，则白光光球边缘对应的高度约为300公里。在光球层上，可以观测到许多比周围背景明显暗黑的区域，或独立、或集群，称为“太阳黑子”，这是最重要的太阳活动标志，在中国古代就有用“金乌”来指代的说法。另一种是在白光中对准黑子周围的精确测光，可以看到比背景略为明亮的浮云状小区域，称为“光斑”，其辐射实际超过了黑子所引起的“能量亏损”。但在这里要注意的是，黑子虽然是表现出比周围环境温度低，但是它所在区域的磁场可不弱，反而是强场区域。而在其模型构造中用“粗磁流管”（直径大于光子平均自由程，横向辐射只能加热管壁附近的管内物质，因此只在管壁附近形成环状热墙，它的温度甚至比高层光球温度更低，当磁流管在日面中心附近时，视向与管轴平行，将看到磁流管比周围光球暗）、“细磁流管”（直径~光子平均自由程，交换能量、加热物质，直径随深度的增加而减小，光深增加，自由程变小，辐射加热磁流管，磁流管内物质稀薄，观测深度更甚，温度较高）来分别解释太阳黑子和太阳光斑的出现。

色球层中，温度还是在继续上升。在日全食的时候，可以看到在日面周围有狭窄的玫瑰红色的发光圈层，它就是色球层。谱斑和日珥是色球层的活动现象。前者可以利用色球特征谱线，看出对应于下层黑子的位置，看到比周围明亮的大片区域。而后者是突出于色球平均高度之上的物质，当它处于日面中间时，也可以利用Hα进行观测，此时呈现带状暗结构，可能非常宁静，也可能迅速爆发。

而在色球到日冕的中间还可能存有色球-日冕过渡区，在这过渡区内，压强基本保持不变，密度下降。而在日冕层，密度进一步下降，但是温度却急剧抬升。这就存在很多悬而未决的科学前沿问题。在此层，耀斑和日冕物质抛射（CME）都是不容忽视的太阳活动。耀斑往往对应局部突发的大规模能量释放活动，只持续几分钟至几小时，但爆发的能量确有10^32ergs量级的能量，激发的辐射从γ波段到射电波段都有增强。而CME则是日冕大尺度磁场平衡遭到破坏的产物，表现为几分钟至几小时由太阳向外抛射的一团日冕物质，速度可达每秒几千公里。而这两种活动往往都会造成空间天气的巨大变化，甚至对地球通讯产生严重干扰。而对于日冕的分类主要可以有K冕（自由电子散射：连续谱+偏振）、F冕（行星际尘埃散射光子辐射：夫琅禾费光谱）和E冕（日冕等离子体本身的辐射：连续谱+发射线）。

此上最重要的就是太阳风，它是太阳上层大气射出的超高速粒子流，主要成分是：质子、电子、氦离子等，根据速度的高低和产生源的特征主要可以分为：高速流和低速流。

观测结果表明，任何太阳活动的指标变化都有规律性变化。其中以太阳黑子为例，自其有记录以来，其周期从几分钟到几百年都有表现。最重要的几个周期，包括太阳自转周期、太阳平均活动周期、太阳磁活动周期等。这也反映出太阳活动的变化性，而对于太阳活动的变化性，通常用一个周期（约9-14年不等）来表示，记为“太阳活动周”（Solar Cycle）。目前正处于“宁静”（说明日面相对黑子数较低、太阳活动相对不剧烈）的第25个太阳活动周前奏。对于黑子在日面上的观测特征，可以画出“蝴蝶图”，x轴表示时间，y轴表示黑子群的位置，发现其平均纬度随太阳活动周而变化，在±30°左右出现，于太阳活动极大年附近到达±15°，再往低纬移动，直至在太阳活动周的末端在高低纬同时出现。而对太阳的速度场特征刻画发现，太阳存在纬向较差自转、子午环流和径向较差自转。

从而，太阳有着其规律的收缩和膨胀，体现为“振动”，由此可以给出太阳振动的物理模型，主要包括以下四个方程。

1. 连续性方程：；

2. 运动方程：；

3. 物态方程：，其中，，；

4. 引力势方程：。

由此进行线性微扰（）进行求解扰动方程，结合边界条件计算求解本征值和本征函数，其中本征值就是对应本征频率，本征函数对应太阳振动，其由太阳引力场决定的势垒所允许的本征值。则主要可以得到两种形式的波模：p模（纵波，恢复力主要是压力，又称声波型振动；特点是压强扰动和密度扰动较大，径向位移分量很大）和g模（横波，恢复力主要是引力；特点是压强扰动和密度扰动较小，径向位移分量很小）。

而在研究中，除了太阳振动的模型外，通常对于太阳磁场的研究也不可忽视，其磁活动和磁分布也是反应出太阳本身振动的特征以及等离子体特性的重要依据。通常，对太阳内部磁场的形式变化研究，包含太阳发电机理论等。其中，本节将后续引出发电机理论，但此前，需要厘清磁感应方程和线性无力场。

• 磁感应方程：作为等离子体中重要的方程之一，是磁冻结和磁耗散的重要依据。

  由广义欧姆定理知：

  结合，有，对其左右两边均取旋度，再结合及，即可得到

  ，其中为磁扩散系数，即等式右边两项分别为磁冻结项和磁耗散项。引入磁雷诺数，其量纲分析结果可以看出即为VL/η的比值。所以当R<<1时，磁场在扩散中衰减；当R>>1时，此时磁导率接近无穷，磁场将被限制在导体中，因此被“冻结”。
  

• 线性无力场：此时电流和磁场平行，没有洛伦兹力的产生，主要运用在日冕磁场外推。

  在无力场中，。

  所以，当时，代表其无电流场，而知势场的拉普拉斯方程有：；而当时，代表其存在电流，此时的光球层下方（z<0）基本属于磁冻结区域，而光球上方（z>0）满足。

因此，对于太阳磁场的发电机理论主要基于磁感应方程的平均场理论（也可以看成线性微扰），即，代入原始方程后，有：

1. ；

2. 。

其中，。假设湍流变化时间为，流体各向异性且不可压缩，则有：

，代表湍流体的螺度运动，，而有表示耗散，包括分子耗散和湍流耗散。则两个分量方程可以进一步转化为：

。

考虑磁场的轴对称形式，则有

• ；

• 。

从而转化到直角坐标系空间后，又重新推得如下两个方程：

1. ；

2. 。

则在1式中的表示环向场转化为极向场；而2式中的则代表极向场拉成环向场，而表示太阳自转角速度分布，也是表示极向场拉成环向场。当时，此时为发电机模型，这依赖于湍流、磁场、动力学螺度和扩散率，可以较为成功地解释太阳活动周期中表征环向场的太阳黑子朝赤道的迁移；也可以计算效应和磁扩散的平均场机制。

由此，是不是对太阳系的动力——太阳或多或少有了新的认识或启发。但是术业有专攻，这里面的细节或多或少还是有待于研究，一方面作为恒星框架重要的跳板，另一方面也是系外生命探索重要的指示器，从古至今它还是太阳，但是我们对它却有了不同寻常的认识和深入其里的理解，但仍然存有诸多未解之谜等待科学的解答。