现代天文学

当带电粒子的运动方向与磁力线不垂直 时，带电粒子则按螺旋状轨道运动。
电子在 均匀磁 场中运 动 初速度 方向和 磁场垂 直
罗仑兹力＝qvB
（4） 阿尔文波－－磁流体力学波
1942年阿尔文发现了磁流体力学波。 在等离子体和磁场冻结在一起的情况下， 磁力线存在着张力。弹拨乐器的弦线，在 外力的作用下，就发生振动，产生沿弦线 方向的横波传播。粘附着等离子体的磁力 线也像一根弦线一样，当在垂直磁力线方 向上受到扰动后，也会产生一种横波。
Leabharlann Baidu 恒星
恒星表面的温度在5000至10000K 之间，在这个温度范围内物质只能 部分电离。但是到了恒星的内部， 越向里去，温度越高，电离程度越 来越高，在恒星核心区的物质则是 100％地被电离。
星际气体
星际气体的温度比较低，但其体 周围的恒星辐射或高速星风作用也 会使其电离而成为等离子。
宇宙中几乎99％的物质都是等 离子体。
地球上看极光
在磁纬60°－70°的区域内，围绕地球 南北磁极的两个圆环状地带。地球的北磁 极在加拿大大境内。
地球的磁南北极与地理南北极之间大约 相距11°。高纬度地区出现极光现象较多。 磁纬越低的地区，只是偶而能见到极光。
极 光 椭 圆
极光椭圆
在地球磁场的作用下，从太阳来的高能 粒子不能沿磁极区的磁力线作螺式下降。 太阳风从太阳携带来的磁场和地球场相互 作用，放电过程是在以磁极为中心的圆形 区域的边界进行的。
等离子体在磁场中的运动
等离子体是流体要遵从流体力学的 规律。
等离子体在磁场中运动又要遵从电 动力学的规律。
仅用流体力学或电动力学都不能正 确解释它们在磁场中的运动的特征。
等离子体在磁场中作螺旋轨道运动
等离子体在磁场中的运动受到罗伦兹力 的作用。当带电粒运动方向与磁力线垂直， 罗伦兹力只改变粒子的运动方向，使它们作 匀速圆周运动。正离子的质量比电子的大得 多，因此其回旋半径大，距磁力线要远。
塞曼效应：19世纪末物理学家发现在 均匀磁场中，原子辐射产生的某一条 发射谱线要分裂为两条或三条，分裂 程度与磁场强弱有关。天文学家利用 塞曼效应设计出观测太阳和恒星磁场 的设备。太阳是唯一的一颗能给出表 面磁场分布的恒星。
塞曼效应
•电子从高能级跃 到低能级，发射 一定频率的谱线 •有磁场时，能级 分裂导致谱线分 裂 •分裂程度与磁场 强度成正比，因 此可以测磁场
（5）太阳活动规律及其解释
1，太阳黑子相对数变化的11年周期。 2，在11年活动周期中，黑子分布呈现蝴
观测到的谱线
5，太阳观测设备
北京天文台 怀柔 多通道 太阳
磁场望远镜 （世界首架）
北京天文台怀柔多通道太阳磁场望远镜 （口径为35厘米） • 通常采用光谱分析（塞曼效应）方法测 磁场，每次只能测日面上一条线上的磁场。
• 80年代后期，怀柔站研制成世界首架磁 场望远镜，一次可以测出一块面积上的磁场。 能得到纵向磁场及分析出横向磁场。
每个活动周开始黑子出现在高纬区 然后逐渐走向低纬区
黑子“ 蝴蝶”图
在11年活动周期中，黑子分布呈 现蝴蝶状从高纬到低纬的变化。每 只蝴蝶对应一个活动周。
黑子出现在南北纬度350之间。
黑子磁极性变化有22年周期
•日面上的偶极黑子群中，前导黑子总是 与后随黑子的极性相反。 • 在同一个活动周中，南半球的前导和后 随黑子的极性情况是一样的。 • 南半球和北半球的情况相反。 • 每一个太阳活动周期中，黑子群的磁极 性分布保持不变，但下一个周期的情况 则截然相反。
最本质的特征。在磁结构复杂的活动区， 还能观测到耀斑、射电爆发、日珥等。
日珥
Ì « Ñô
太 阳 的 紫 外 光 图 象
太阳射电 辐射图象
射电辐射 来自日冕
射电太阳 比光球大
X
太 阳 的
射 线 图 象
黑子群
太阳黑子
本影和 半影
双极黑子及其磁场分布示意图
太阳黑子相对数变化的11年周期
黑 子 出 现 蝴 蝶 图
实际上，在天文学的研究中，几 乎完全依靠等离子体的辐射来获取 信息。
（3） 阿尔文发现磁冻结现象
宇宙中既有等离子体又有磁场，磁场 的变化就具有新的特点。阿尔文发现等 离子体在磁场中运动的一个新现象，那 就是磁冻结。
等离子体在磁场中运动必然带着磁力 线一起运动，相当于磁力线冻结在物质 里面了，或者说等离子体粘连在磁力线 上了。
偶极黑子群中黑子磁场极性随 太阳周期的变化
日珥
在色球层有时有一束束窜得很高的火柱 就是日珥，是一种十分美丽壮观的太阳活 动现象。
日珥比光球暗得多，也只有在日全食时 或者使用色球望远镜才能看到。
日珥一般高约几万公里，大大超过了色 球层的厚度，主要存在于日冕层当中。宁 静日珥的形状可数月不变。
爆发日珥则以每秒700多公里的速度喷 发到日冕中去。
到40年代才发现银河系存在磁 场的迹象。
到六十年代测出银河系磁场的 分布之后才最后证实阿尔文的假 设。
磁场在宇宙中普遍存在
• 地球的磁场强度很弱，只有0.5高斯。 • 太阳的平均磁场约为2高斯，太阳黑子区 域的磁场却高达几百至几千高斯。 • 有些恒星磁场很强，可达几千至几万高斯 • 白矮星的磁场达到105－107高斯。 • 宇宙中磁场最强要算中子星，达到了
能快速得到结果，因此可以研究磁场的变 化。
南 京 大 学 太 阳 塔
云南天文台太阳望远镜
北京天文台正在研制的太阳空间望远镜
6，阿尔文的磁流体力学
（1）阿尔文于1937年（29岁）首 先提出： “ 银河系的星际空间
到处都存在磁场”
在那时，人们并未观测到，也不 认为银河系到处都有磁场。这一假 设一直受到冷落。
阿尔文善于提出新概念、新思想，从天 文现象中发现新的物理规律，更善于把自 己发展起来的理论用于解释复杂的天文现 象。
他是太阳和宇宙磁流体力学新学科的奠 基人。
瑞典天文学家阿尔文因为对宇宙 磁流体动力学的建立和发展作出的 卓越贡献而荣获1970年度诺贝尔物 理学奖，这是对他近40年科学生涯 最公正的评价。
108－1014高斯。 • 银河系星际空间的磁场仅有微高斯量级。
（2）阿尔文首先提出 宇宙中普遍存在等离子体
核外电子变为自由电子的过程称为电 离。电离后的物质变为正离子和电子以 及未经电离的中性粒子所组成。
这种状态就是物质的第四态―― 等离子。
等离子体的形成
物体在高温条件下或受X射线、 射线 的照射后，原子核外的电子因获得足够 的能量摆脱原子核的束缚成为自由电子。 这种核外电子变为自由电子的过程称为 电离。电离后的物质变为正离子和自由 电子，总体上还是电中性的。
美丽的极光
• 极光是唯一能用肉眼看到的高层大气中 发生的物理现象
• 极光发生在地球两极高层大气中 • 来自太阳活动区带电粒子闯入地球高层
大气，和大气中的分子或原子碰撞而产 生的放电过程
• 由于地球磁场的作用，太阳高能粒子
到达地球时就向地球磁极靠拢，因此 在地球上高磁纬地区能看到极光
极光的形态变化万千，颜色绚 丽多彩。极光的每一次出现，都 好似大自然恩赐给人类的一幅美 丽画卷。凡是有幸亲眼目睹过极 光的人都会在他们的脑海里留下 终身难忘的印象。
耀斑
在大的黑子群上面，比较容易发生的一 种爆发现象。耀斑是太阳上最强烈活动现 象。
耀斑的最大特点是来势猛，能量大。在 短短一、二十分钟内释放出的能量相当于 地球上十万至百万次强火山爆发的能量总 和。
耀斑产生在日冕的低层。耀斑和黑子有 着密切的关系。
3，太阳对地球的影响
太阳对地球的影响
1，给地球带来的光明和温暖，是地球能源 的提供者。 2，耀斑对地球有巨大影响，耀斑产生强大 的由高能粒子组成的太阳风，吹到地球附 近，对地球产生影响： • 对地球上的电讯有强烈的干扰； • 对正在太空遨游的宇航员有致命的威胁； • 在地球大气高层产生极光。
极光发生在围绕磁极的一个近似椭圆形 的环状区域。人们称之为极光椭圆。
4，光谱观测
基尔霍夫光谱的三条定律
（1870年，德国物理学家基尔霍夫发现）
① 炽热的物体发出连续光谱； ② 低压稀薄炽热气体发出某些单独的明 亮谱线； ③ 较冷的气体在连续光源前面产生吸收 谱线。
1
2
3
给铁条加温
1. 温度低 2. 温度中等 3. 温度很高
发射线：在连续光谱上还有成千上 万条明亮的谱线。
电离
吸收线 发射线
能级和谱线 发射线、吸收线和电离
黑体
星云气体
吸收线
连续谱
发射线
连续光谱和发射线
连续光谱和吸收线
太阳光谱研究
太阳光谱（连续谱、发射线和吸收 线）可给出太阳大气的结构、物理状 态、化学成分以及太阳活动的性质等。
测量天体磁场的方法
红色
黄色
白色
太阳光经过棱镜后被分为七色光 波长从400nm---700nm(毫微米）
黑体辐射谱
12000K 蓝色 6000K 黄色 3000K 红色
太阳的 观测曲 线和
5800K 的黑体 辐射谱 的比较
吸收线和发射线
吸收线：在太阳连续光谱的上面有 许许多多的粗细不等、分布不均的暗 黑线，共有2万多条。
红光很强
•日冕：温度 百万度 射电辐射来自日冕
光 球
黑子
日 冕
1991年7月11日日全食时的日冕
太 阳 结 构 模 型
太阳化学组成
太阳有68种元素
•氢
78.4%
•氦
19.8％
•氧
0.8%
•碳
0.3%
• 氮、氖、镍各占0.2%
• 其余元素均在0.1%以下
“ 太阳元素”的发现
1868年8月18日，法国天文学家詹逊在 印度观测日全食时，发现日珥的两条钠 线旁边还有一条橙黄色明线（D3），不知 是什么元素的谱线。在当时化学家所列的 表格中，没有一种物质有这条黄线，不能 和已知的地球上任何元素的谱线不相对应。 于是把这种元素命名为氦，原意为 “ 太阳”，曾称”太阳元素”。
1，太阳的基本情况
太阳的情况
• 太阳是距离我们最近的恒星 • 中等质量的壮年恒星 • 日地距离149597870千米 • 半径比地球大109倍 • 体积是地球的130万倍 • 质量为1.99×1030千克
是地球的33万倍 • 太阳是气体球 • 平均密度为1.409克/厘米3
太阳的结构
•内核：热核反应，产能区 •辐射层 •对流层 •光球：光亮的球层， 温度6000K •色球：温度比光球高, 656.28纳米
这种状态就是物质的第四态――等离 子体。
生活中见到的日光灯或霓虹 灯，就是用人工方法在真空玻 璃管中制造的低温等离子体。
太阳是高温等离子体球
对于电离气体无论是部分电离还是完 全电离的气体，虽然在某些方面跟中性 气体有相似之处，如描述气体的宏观物 理量——密度、温度、压力等对电离气 体同样适用，但是，它的主要性质却发 生了本质的变化，即电离气体的行为主 要受电磁力的支配。
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。
2，太阳活动现象
太阳磁场
• 从纵的方向看，太阳各层大气里的磁场 很不相同；
• 从横的方向看日面各部分磁场相差很大， 既有大范围的大尺度磁场，也有直径不 到几万千米的小尺度磁场。
• 太阳黑于磁场是最强的磁场。 • 太阳活动都与磁场有关，磁场是活动区
现代天文学
与诺贝尔物理学奖
第四章、太阳和磁流体力学
1，太阳的基本情况 2，太阳活动现象 3，太阳对地球的影响 4，光谱观测 5，太阳观测设备 6，阿尔文的太阳磁流体力学
阿尔文
瑞典天文学家
太阳和宇宙 磁流体力学 获1970年 诺贝尔奖 （阿尔文波， 磁冻结）
阿尔文
阿尔文1908年5月30日生于瑞典。在乌 普沙拉大学毕业，1934年获得博士学位。 当他还是博士研究生的时候，他就创立了 一个关于宇宙辐射起源的理论。
磁场冻结的条件
－－ 磁场扩散非常慢 在天体物理的研究对象中，如太阳黑子、 太阳及银河系等几何尺度非常大，总满足 磁场扩散非常慢的条件，因此天体物理研 究中的等离子体基本上是和磁场冻结在一 起的。 等离子体要运动必然带着磁力线一起运 动。
磁 场 的 罗 仑 兹 力
电子射线管的阴极射出电子束
在磁场中的偏转
阿尔文波速度公式
阿尔文波的速度仅是磁场强度（B）
和密度（ρ ）的函数。磁场越强，密度 越小，速度越大。
vA
B2
4
无人相信阿尔文波
流体力学理论认为一般的理想流体中 是没有横波的。阿尔文提出后，学术界 无人相信。
实验证实
阿尔文用水银作实验，磁场是1000高 斯，结果得到了速度约为75厘米/秒的 阿尔文波。确认阿尔文波存在，并与理 论估计的一致。