天文学导论课件北师大
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结果：R⊙ ＝6.955×105km,是地球半径的109 倍，体积是地球的130万倍。
太阳半径变化：曾得出太阳半径有周期76年、 最大振幅0.8″(约600公里或相对变化0.08%)的 振荡。
精确测定太阳半径是极为困难的，
4
• 太阳的质量 利用开普勒第三定律（修正的）：
3
T = 2π a 2 G(m1 + m2 )
太阳常数： 单位时间垂直射入地球大气外单位面积上
的能量。 地面测量归算出大气外的值为: 1.95cal/(cm2·min)。
7
• 近40年来，卫星测定太阳总辐照及其变化，以 太阳(总)辐照取代太阳常数。 太阳总辐照：太阳垂直照射在离它1AU处每平方 米面积上的总辐射流。 平均值:1365～1369W/m2
• 不同波段的太阳射电来自太阳大气的不同 高度：
米波射电主要来自日冕， 分米波射电主要来自色球-日冕过渡区， 厘米波主要来自低色球层，
毫米波主要来自光球。
31
• 太阳射电基本上可分为三种不同性质的成分： 宁静太阳射电、太阳缓变射电、太阳射电爆 发，它们分别来自于宁静太阳大气、某些局部 源和太阳耀斑等瞬变扰动。
49
恒星内部的流体静力学平衡
• 越往恒星内部，重力越强。 • 恒星的内部压强自外向内逐渐增强。 • 恒星的温度自外向内逐渐升高。 • 太阳核心的温度由此可以估计为1500万
度，足以维持H的热核聚变反应的进行。
50
（3） 比H更重的元素的燃烧
• He燃烧 (3α反应) T＞108 K 3 4He → 12C +γ
核子1 + 核子2质量 > 核子3质量 • 热核聚变反应要求粒子处于高温高密状
态
Sir Arthur S. Eddington (1882 - 1944)
42
热核反应原理
• Einstein质量-能量关系：E＝mc2 • 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z,
N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
• 研究表明太阳在约50亿年前到达主 序，现仍处于主序阶段。
54
太阳中微子问题
• 中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒 子，它几乎不与任何物质发生相互作用；
• 太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带 向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们 的身体 ；
• 目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生 于~105-107年前的太阳内部，而中微子则是在
15
太阳元素 的发现
• 1868年8月18日，法国天文学家詹逊观测 日全食时，发现日珥的一条橙黄色明线 （D3），不能和已知的地球上任何元素 的谱线相对应。命名为氦，曾称“ 太阳 元素”。
27年后，一位名叫雷姆塞的英国化学家终 于在地球上也找到了氦。
16
核心区 辐射区 对流区 光球 色球 过渡区 日冕
太长，使用不方便，而且配置大型光谱仪等终 端设备很困难。
24
• 1904年海耳（G.E.Hale）首先设计出太阳 望远镜，它由定天镜系统、成像系统、终 端系统三部分组成。
25
26
• 太阳望远镜的终端设备有几种，其中主要 的是大型光栅光谱仪。
• 光谱仪再加上其它设备可以进行多项观 测：
在照相镜焦面的选定波长光谱线处加出射狭 缝，让入射狭缝扫描太阳像，而出射狭缝后同 步摄下该波长的太阳单色像；
• 可能的能源： (1) 化学反应：2H + O → H2O + E τ ≤30 yr (2) 引力收缩(Kelvin and Helmholtz) ： 辐射→压力↘→收缩→温度↗→辐射 τ ~ (GM⊙2/R⊙L⊙) ~107 yr
Lord Kelvin (1824-190471)
热核聚变反应
• 核子1 + 核子2 à核子3 + 能量 • 质量亏损
8
9
• 太阳光度值： L⊙=3.845×1026瓦。
整个地球仅接受它的一小部分：
π R⊕2 4π r2
≈
1 2.2 ×109
约为1.75×1017瓦（是全世界总发电量的几十 万倍！）
10
• 由太阳光度可算出太阳表面的平均辐射强度 I⊙= L⊙/4πR⊙2 取黑体辐射近似： I⊙=σT 4 可算出太阳表面的有效温度为5777 K。
• Fe元素具有最大的结合能
43
结合能较小的原子核聚变成结合能较大的 原子核会释放能量
44
燃烧
4 1H → 4He +
e+
+
E
+
ν e
E ＝ (4mH － mHe)c2≈(4×1.67×10-24 － 6.644×10-24) × c2
≈4×10-5 erg
燃烧效率η≈0.7%
45
(1) 质子－质子链 (proton-proton chain)
47
质子-质子链与碳氮氧循环核反应率的比较
T17 T4
48
恒星如何维持稳定的核燃烧？
• 恒星内部的核反应速率对 温度十分敏感， ε∝T4 (PP), T17 (CNO)
• 恒星是稳定的气体球，其 内部任意一点必须维持流 体静力学平衡。 （向内的）重力 ó（向 外的）压力差 T ↑→ε ↑→ P ↑→R↑ →T↓
8×106 K ＜ T ＜ 2×107 K, For stars with M ＜ 1.1M⊙ ppI: ① 1H + 1H → 2H + e+ + νe
② 2H + 1H → 3He + γ ③ 3He + 3He → 4He + 2 1H
46
(2) 碳氮氧循环 (CNO cycle)
T＞2×107 K, M＞1.1M⊙ ① 12C + 1H → 13N +γ ② 13N → 13C + e+ +νe ③ 13C + 1H → 14N +γ ④ 14N + 1H → 15O +γ ⑤ 15O → 15N + e+ +νe ⑥ 15N + 1H → 12C + 4He
例如：法国Nancay射电日象仪，美国Owens Valley太阳 阵和Clark Lake射电日象仪，我国的高时间分辨率射电望 远镜等
在太阳射电源的（空间、时间和频谱）结构、偏 振、位置、尺度、运动等特性上取得丰富的资料。 地面观测波段从2毫米到40米，高空和地外观测又 扩展到千米波段。
30
• 太阳射电角径随波长而增加，表明太阳射 电来自太阳大气。
① 4He + 4He ↔ 8Be ② 8Be + 4He → 12C +γ
51
碳燃烧 ( M＞3M⊙) 12C + 12C → 24Mg +γ
→ 23Na + p → 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
T
硅燃烧 28Si + 28Si → 56Ni +γ 56Ni → 56Fe + 2e+ + 2νe
57
Spectrum of Solar Neutrinos
Water
58
太阳中微子的探测
• 原理 (1)中微子与C2Cl4相互作用 37Cl +νe → 37Ar + e (2) 37Ar俘获内壳层电子 37Ar + e →37Cl +ν (3) 37Cl退激发释放光子
19
• 色球：位于光球上方，厚度约2,000 - 3000 km，是稀薄和透明的气态物质，光度较低，产 生发射线，可在日全食时观测到。
20
日冕：太阳大气的最外层，温度 106 – 107 K，非常稀薄的电离气体，范围不定
21
日冕的高能辐射
紫外
X射线
22
23
2. 太阳的观测
1）光学观测 太阳是有视面的强辐射天体 →观测太阳的细节 →望远镜呈出大而足够亮的太阳像 →物镜的口径较大，而焦距应越长越好；但焦距
氧燃烧 12O + 12O → 32S +γ
→ 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n → 24Mg + 2 4He
52
当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应吸热而不是
放热，恒星内部的热核反应由此停止，形成洋葱状的
结构。
53
• 一般认为：太阳内部能源的约98%产 生于质子—质子循环，约2%来自 碳—氮—氧循环。
Biblioteka Baidu11
• 太阳的自转 17世纪初，伽利略观测到黑子在日面的位置逐 日变化，发现了太阳自转。 1853年卡林顿(R.C.Carrington)系统地观测黑 子时，发现日面不同纬度的自转角速度不同， 即 ‘较差自转’。
12
13
太阳的基本数据
质量 半径 角直径 密度 转动周期 温度 光度 年龄
1.99×1030 kg = 332,000 M⊕ 6.96×105 km = 109 R⊕ 32.5′ 151.3 – 1.4 – 10-7 gcm-3 25.7 [e] – 35 [p] days 1.5×107 – 5777 – 107 K
35
36
• 太阳磁场测量： 太阳活动现象跟磁场有密切关系，因而太阳磁
场测量很重要。大多数磁场测量方法依据的是 塞曼效应。
∆λH = 4.67 ×10−5 gH λ02
其中，H 是以高斯为单位的磁场强度,g是朗 德因子，波长以厘米为单位
37
3. 太阳的内部结构与能源
• 只能观测到太阳表面，但其通常取决于 内部的结构和状态；
T行2 (m + m行 )G = 4π 2a行3
T卫2 (m行 + m卫 )G = 4π 2a卫3
m + m行 m行 + m卫
=
a行 a卫
3
T卫 T行
2
5
• 结果： 太阳质量M⊙ =1.989×1030千克 为地球质量的33万多倍。
• 太阳的平均密度：1.409克/厘米3
6
• 太阳的光度 太阳在各波段的总辐射流(总功率).
整体结构
17
太阳的大气
• 光球 – 可见光辐射区,厚 度约100-500km – 半径约700,000 km – 温度约6000 K – 利用吸收线光谱确 定化学元素
18
光球的临边昏暗现象
• 可见光、近紫外和红外波段：光球园面呈现中 间比边缘更明亮的临边昏暗现象；
• 其它波段（如射电，X射线等）：临边增亮。 • 原因？
当时产生的 ；
• 太阳核心区的研究可直接由中微子探测得到。
55
光子在太阳内部的无规行走(random walk)
56
太阳中微子的产生
1H + 1H à 2H + e+ + νe 1H + 1H + e－ à 2H + νe 2H + 1H à 3He + γ 3He + 3He à H + H + 4He 3He + 4He à 7Be + γ 7Be + e+ à 7Li + νe 7Li + 1H à 4He + 4He 7Be + 1H à 8B + γ 8B à 8Be* + e+ + νe 8Be* à 4He + 4He
根据磁场中谱线分裂的“塞曼效应”，加偏振 装置而成为测量磁场的‘磁象仪’
27
• 太阳光谱 太阳的连续光谱
28
• 太阳的吸收光谱
29
2）射电观测 1942年英国防空雷达发现波长4～6米的强烈电波
干扰，研究确定它来自太阳的射电 近年先后建立一些空间分辨率、时间分辨率和频
谱分辨率更高、威力更大的射电望远镜仪器设备
3.8×1033 ergs-1
～5×109 年
14
太阳的化学组成
元素 Hydrogen Helium Oxygen Carbon Nitrogen Iron Silicon Magnesium Neon
质量丰度 73.5% 24.8% 0.788% 0.326% 0.118% 0.162% 0.09% 0.06% 0.16%
第六章：离我们最近的恒星—太阳
1. 太阳的概况 2. 太阳的观测 3. 太阳的内部结构与能源 4. 太阳活动 5. 太阳和其他恒星的关系及日地关系 6. 太阳系起源与演化
1
1. 太阳的概况
2
• 不同辐射波段的太阳
光学
紫外
X射线
射电
3
• 太阳的大小 已知日地距离a ，测定太阳圆面的视角半径
ρ，可得： R⊙ ＝ a sin ρ
• 建立了太阳的分层模型
38
太阳的分层模型
• 内核：热核反应，产能区 • 辐射层 • 对流层 • 光球：光亮的球层，温度约6000K • 色球：温度比光球高, 656.28纳米红光很强 • 日冕：温度百万度，射电辐射来自日冕
39
40
太阳的能源
1. 太阳的能源 L⊙≈3.8×1033 ergs-1, τ⊙≈5×109 yr
32
33
3）空间探测 用火箭、高空气球、人造卫星和航天
器进行太阳的远紫外、X射线、γ射线、 红外波段观测及粒子探测。
• Yohkoh（日辉）卫星（ X射线） • SOHO（太阳和日球观测台）（紫外和极紫外）
34
• 太阳的电磁辐射谱
太阳电磁辐射能量的绝大部分集中在 可见光波段且变化很小；
其它波段的辐射能量所占比率不大， 但却随太阳活动而有很大变化，尤其是 远紫外、X射线和γ射线辐射的光子能量 大而对行星际空间环境及地球等行星的 有重要影响。
太阳半径变化：曾得出太阳半径有周期76年、 最大振幅0.8″(约600公里或相对变化0.08%)的 振荡。
精确测定太阳半径是极为困难的，
4
• 太阳的质量 利用开普勒第三定律（修正的）：
3
T = 2π a 2 G(m1 + m2 )
太阳常数： 单位时间垂直射入地球大气外单位面积上
的能量。 地面测量归算出大气外的值为: 1.95cal/(cm2·min)。
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• 近40年来，卫星测定太阳总辐照及其变化，以 太阳(总)辐照取代太阳常数。 太阳总辐照：太阳垂直照射在离它1AU处每平方 米面积上的总辐射流。 平均值:1365～1369W/m2
• 不同波段的太阳射电来自太阳大气的不同 高度：
米波射电主要来自日冕， 分米波射电主要来自色球-日冕过渡区， 厘米波主要来自低色球层，
毫米波主要来自光球。
31
• 太阳射电基本上可分为三种不同性质的成分： 宁静太阳射电、太阳缓变射电、太阳射电爆 发，它们分别来自于宁静太阳大气、某些局部 源和太阳耀斑等瞬变扰动。
49
恒星内部的流体静力学平衡
• 越往恒星内部，重力越强。 • 恒星的内部压强自外向内逐渐增强。 • 恒星的温度自外向内逐渐升高。 • 太阳核心的温度由此可以估计为1500万
度，足以维持H的热核聚变反应的进行。
50
（3） 比H更重的元素的燃烧
• He燃烧 (3α反应) T＞108 K 3 4He → 12C +γ
核子1 + 核子2质量 > 核子3质量 • 热核聚变反应要求粒子处于高温高密状
态
Sir Arthur S. Eddington (1882 - 1944)
42
热核反应原理
• Einstein质量-能量关系：E＝mc2 • 原子核结合能：Q＝[( Zmp＋Nmn )－m (Z,
N)] c2 /A
Z—核电荷数（原子序数），N —中子数 A＝Z＋N 原子量
• 研究表明太阳在约50亿年前到达主 序，现仍处于主序阶段。
54
太阳中微子问题
• 中微子是一种不带电、质量极小的亚原子粒 子，它几乎不与任何物质发生相互作用；
• 太阳内部H核聚变释放能量的5%被中微子携带 向外传输，每秒大约有1015个中微子穿过我们 的身体 ；
• 目前接收到的太阳的辐射（光子）实际上产生 于~105-107年前的太阳内部，而中微子则是在
15
太阳元素 的发现
• 1868年8月18日，法国天文学家詹逊观测 日全食时，发现日珥的一条橙黄色明线 （D3），不能和已知的地球上任何元素 的谱线相对应。命名为氦，曾称“ 太阳 元素”。
27年后，一位名叫雷姆塞的英国化学家终 于在地球上也找到了氦。
16
核心区 辐射区 对流区 光球 色球 过渡区 日冕
太长，使用不方便，而且配置大型光谱仪等终 端设备很困难。
24
• 1904年海耳（G.E.Hale）首先设计出太阳 望远镜，它由定天镜系统、成像系统、终 端系统三部分组成。
25
26
• 太阳望远镜的终端设备有几种，其中主要 的是大型光栅光谱仪。
• 光谱仪再加上其它设备可以进行多项观 测：
在照相镜焦面的选定波长光谱线处加出射狭 缝，让入射狭缝扫描太阳像，而出射狭缝后同 步摄下该波长的太阳单色像；
• 可能的能源： (1) 化学反应：2H + O → H2O + E τ ≤30 yr (2) 引力收缩(Kelvin and Helmholtz) ： 辐射→压力↘→收缩→温度↗→辐射 τ ~ (GM⊙2/R⊙L⊙) ~107 yr
Lord Kelvin (1824-190471)
热核聚变反应
• 核子1 + 核子2 à核子3 + 能量 • 质量亏损
8
9
• 太阳光度值： L⊙=3.845×1026瓦。
整个地球仅接受它的一小部分：
π R⊕2 4π r2
≈
1 2.2 ×109
约为1.75×1017瓦（是全世界总发电量的几十 万倍！）
10
• 由太阳光度可算出太阳表面的平均辐射强度 I⊙= L⊙/4πR⊙2 取黑体辐射近似： I⊙=σT 4 可算出太阳表面的有效温度为5777 K。
• Fe元素具有最大的结合能
43
结合能较小的原子核聚变成结合能较大的 原子核会释放能量
44
燃烧
4 1H → 4He +
e+
+
E
+
ν e
E ＝ (4mH － mHe)c2≈(4×1.67×10-24 － 6.644×10-24) × c2
≈4×10-5 erg
燃烧效率η≈0.7%
45
(1) 质子－质子链 (proton-proton chain)
47
质子-质子链与碳氮氧循环核反应率的比较
T17 T4
48
恒星如何维持稳定的核燃烧？
• 恒星内部的核反应速率对 温度十分敏感， ε∝T4 (PP), T17 (CNO)
• 恒星是稳定的气体球，其 内部任意一点必须维持流 体静力学平衡。 （向内的）重力 ó（向 外的）压力差 T ↑→ε ↑→ P ↑→R↑ →T↓
8×106 K ＜ T ＜ 2×107 K, For stars with M ＜ 1.1M⊙ ppI: ① 1H + 1H → 2H + e+ + νe
② 2H + 1H → 3He + γ ③ 3He + 3He → 4He + 2 1H
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(2) 碳氮氧循环 (CNO cycle)
T＞2×107 K, M＞1.1M⊙ ① 12C + 1H → 13N +γ ② 13N → 13C + e+ +νe ③ 13C + 1H → 14N +γ ④ 14N + 1H → 15O +γ ⑤ 15O → 15N + e+ +νe ⑥ 15N + 1H → 12C + 4He
例如：法国Nancay射电日象仪，美国Owens Valley太阳 阵和Clark Lake射电日象仪，我国的高时间分辨率射电望 远镜等
在太阳射电源的（空间、时间和频谱）结构、偏 振、位置、尺度、运动等特性上取得丰富的资料。 地面观测波段从2毫米到40米，高空和地外观测又 扩展到千米波段。
30
• 太阳射电角径随波长而增加，表明太阳射 电来自太阳大气。
① 4He + 4He ↔ 8Be ② 8Be + 4He → 12C +γ
51
碳燃烧 ( M＞3M⊙) 12C + 12C → 24Mg +γ
→ 23Na + p → 20Ne + 4He → 23Mg + n → 16O + 2 4He
T
硅燃烧 28Si + 28Si → 56Ni +γ 56Ni → 56Fe + 2e+ + 2νe
57
Spectrum of Solar Neutrinos
Water
58
太阳中微子的探测
• 原理 (1)中微子与C2Cl4相互作用 37Cl +νe → 37Ar + e (2) 37Ar俘获内壳层电子 37Ar + e →37Cl +ν (3) 37Cl退激发释放光子
19
• 色球：位于光球上方，厚度约2,000 - 3000 km，是稀薄和透明的气态物质，光度较低，产 生发射线，可在日全食时观测到。
20
日冕：太阳大气的最外层，温度 106 – 107 K，非常稀薄的电离气体，范围不定
21
日冕的高能辐射
紫外
X射线
22
23
2. 太阳的观测
1）光学观测 太阳是有视面的强辐射天体 →观测太阳的细节 →望远镜呈出大而足够亮的太阳像 →物镜的口径较大，而焦距应越长越好；但焦距
氧燃烧 12O + 12O → 32S +γ
→ 31P + p → 28Si + 4He → 31S + n → 24Mg + 2 4He
52
当恒星内部形成Fe后，由于Fe的聚变反应吸热而不是
放热，恒星内部的热核反应由此停止，形成洋葱状的
结构。
53
• 一般认为：太阳内部能源的约98%产 生于质子—质子循环，约2%来自 碳—氮—氧循环。
Biblioteka Baidu11
• 太阳的自转 17世纪初，伽利略观测到黑子在日面的位置逐 日变化，发现了太阳自转。 1853年卡林顿(R.C.Carrington)系统地观测黑 子时，发现日面不同纬度的自转角速度不同， 即 ‘较差自转’。
12
13
太阳的基本数据
质量 半径 角直径 密度 转动周期 温度 光度 年龄
1.99×1030 kg = 332,000 M⊕ 6.96×105 km = 109 R⊕ 32.5′ 151.3 – 1.4 – 10-7 gcm-3 25.7 [e] – 35 [p] days 1.5×107 – 5777 – 107 K
35
36
• 太阳磁场测量： 太阳活动现象跟磁场有密切关系，因而太阳磁
场测量很重要。大多数磁场测量方法依据的是 塞曼效应。
∆λH = 4.67 ×10−5 gH λ02
其中，H 是以高斯为单位的磁场强度,g是朗 德因子，波长以厘米为单位
37
3. 太阳的内部结构与能源
• 只能观测到太阳表面，但其通常取决于 内部的结构和状态；
T行2 (m + m行 )G = 4π 2a行3
T卫2 (m行 + m卫 )G = 4π 2a卫3
m + m行 m行 + m卫
=
a行 a卫
3
T卫 T行
2
5
• 结果： 太阳质量M⊙ =1.989×1030千克 为地球质量的33万多倍。
• 太阳的平均密度：1.409克/厘米3
6
• 太阳的光度 太阳在各波段的总辐射流(总功率).
整体结构
17
太阳的大气
• 光球 – 可见光辐射区,厚 度约100-500km – 半径约700,000 km – 温度约6000 K – 利用吸收线光谱确 定化学元素
18
光球的临边昏暗现象
• 可见光、近紫外和红外波段：光球园面呈现中 间比边缘更明亮的临边昏暗现象；
• 其它波段（如射电，X射线等）：临边增亮。 • 原因？
当时产生的 ；
• 太阳核心区的研究可直接由中微子探测得到。
55
光子在太阳内部的无规行走(random walk)
56
太阳中微子的产生
1H + 1H à 2H + e+ + νe 1H + 1H + e－ à 2H + νe 2H + 1H à 3He + γ 3He + 3He à H + H + 4He 3He + 4He à 7Be + γ 7Be + e+ à 7Li + νe 7Li + 1H à 4He + 4He 7Be + 1H à 8B + γ 8B à 8Be* + e+ + νe 8Be* à 4He + 4He
根据磁场中谱线分裂的“塞曼效应”，加偏振 装置而成为测量磁场的‘磁象仪’
27
• 太阳光谱 太阳的连续光谱
28
• 太阳的吸收光谱
29
2）射电观测 1942年英国防空雷达发现波长4～6米的强烈电波
干扰，研究确定它来自太阳的射电 近年先后建立一些空间分辨率、时间分辨率和频
谱分辨率更高、威力更大的射电望远镜仪器设备
3.8×1033 ergs-1
～5×109 年
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太阳的化学组成
元素 Hydrogen Helium Oxygen Carbon Nitrogen Iron Silicon Magnesium Neon
质量丰度 73.5% 24.8% 0.788% 0.326% 0.118% 0.162% 0.09% 0.06% 0.16%
第六章：离我们最近的恒星—太阳
1. 太阳的概况 2. 太阳的观测 3. 太阳的内部结构与能源 4. 太阳活动 5. 太阳和其他恒星的关系及日地关系 6. 太阳系起源与演化
1
1. 太阳的概况
2
• 不同辐射波段的太阳
光学
紫外
X射线
射电
3
• 太阳的大小 已知日地距离a ，测定太阳圆面的视角半径
ρ，可得： R⊙ ＝ a sin ρ
• 建立了太阳的分层模型
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太阳的分层模型
• 内核：热核反应，产能区 • 辐射层 • 对流层 • 光球：光亮的球层，温度约6000K • 色球：温度比光球高, 656.28纳米红光很强 • 日冕：温度百万度，射电辐射来自日冕
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太阳的能源
1. 太阳的能源 L⊙≈3.8×1033 ergs-1, τ⊙≈5×109 yr
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3）空间探测 用火箭、高空气球、人造卫星和航天
器进行太阳的远紫外、X射线、γ射线、 红外波段观测及粒子探测。
• Yohkoh（日辉）卫星（ X射线） • SOHO（太阳和日球观测台）（紫外和极紫外）
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• 太阳的电磁辐射谱
太阳电磁辐射能量的绝大部分集中在 可见光波段且变化很小；
其它波段的辐射能量所占比率不大， 但却随太阳活动而有很大变化，尤其是 远紫外、X射线和γ射线辐射的光子能量 大而对行星际空间环境及地球等行星的 有重要影响。