[理学]太阳.ppt

4.2色球层:位于光球之上，厚度约2000～10 000km。从2000km往上实际上是由一种细长的炽热物质（称为针状体）构成的，因此色球层很像燃烧的草原。色球的亮度只有光球的万分之一，只有在日全食时，观测者才能用肉眼看到太阳视圆面周围的这一层玫瑰色的光辉，平时观测要用专门的仪器（所谓色球望远镜）才能看到。人们习惯于天体外层温度低于其内层温度，但在太阳这里却不同，在厚约2000km的色球层内，温度从光球顶部的4600K增加到色球顶部的几万度。由于磁场的不稳定性，色球经常产生激烈的耀斑爆发，以及与耀斑共生的日珥等，色球层随高度增加，密度急剧下降。 ??4.3日冕 ????太阳大气的最外层称为日冕。日冕是极端稀薄的气体层，日冕的亮度比色球更暗，平时也看不见，必须用特殊仪器（称为日冕仪）或者在日全食时才能看见。日全食时看到的日冕呈银白色。从最好的日冕照片上能够看到它可以延伸到大约4～5个太阳半径的距离。但是实际上它可以延伸到超过日地距离，它主要是由高度电离的离子和高速的自由电子组成，日冕物质（基本上是质子、α粒子和电子组成的气体流）是以很高的速度向外膨胀，形成所谓的太阳风。换句话说，太阳风就是动态日冕，它的运动温度在100万K以上。 ????据观测表明，日冕不是静态平衡的。在地球附近，太阳风速度约为450千米 / 秒，平均密度约为5个粒子/ 厘米3，温度为5×104～5×105?K，磁场为6×10-9高斯，其方向十分接近太阳的径向，太阳风经过地球区域以后，继续向外传播，一直到太阳系外面很远的地方，并与恒星风互相混合。 2009年7月22日全日冕合成图（湖北宜昌） * 第四章 太阳 4.1 太阳的基本参数及天体基本参数测量方法 （1）日地平均距离：地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是在不断变化的。我们所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一天文单位。天文单位有如一把量天巨尺，一般用于量度太阳系内的距离。1976年国际天文学联合会把天文单位的数值定为11011?m，近似1.496亿km。 附1：天体距离的测量 人类很早就知道月球是距离我们最近的自然天体，古代的天文学家们就用多种办法尝试测量它的远近。但由于没有足够精密的仪器或方法不够科学，未能得出令人满意的数据。直到18世纪，人们才用三角视差法测定了它的距离。 ????视差是观测者在两个不同的位置看同一个天体的方向之差。视差可以用基线在天体初的张角来表示。当基线一定时，天体越远视差越小，天体越近视差越大。视差与天体距离之间存在着简单的三角关系，测定视差可以确定天体的距离。天体视差的测量是确定天体距离的最基本方法，称为三角视差法。 ?测定月球距离的原理很简单，即以地球（E）半径为基线，当月球(M)位于地平时，地球半径对月球中心的张角达到最大值的角ρ0 ，叫做月球的地平视差。只要知道了地平视差，月球的距离便不难算出。在以地心和月心连线D为斜边， 地球半径R为ρ0角所对的直角边的直角三角形中，根据其正弦公式即可求出月球距离： A1. 月地距离的测量 但是， 我们无法去地球半径的另一端，即地心去观测月球。实际上，要是在地球的同一子午线上，在相距足够远的两点，当月球在上中天时刻，同时观测月球的地平高度（或天顶距），即可测定月球距离。世界上第一次测定地月距离，是1715年至1753年，法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德，他们选定基本上位于同一子午线的柏林A和非洲南端的好望角B，在相距遥远的两地，当月球经过上中天时，测定月球的天顶距Z1 和Z2。而A、B 两地的地理纬度φ1和φ2是已知的，两地的纬度差可以求出，这个数值也正好是∠AOB，由此推出AB两点直线距离。这样便可用解三角的办法求得地月距离, 所下图所示示。 ????拉卡伊和拉朗德计算的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球的60倍，这与现代测定的数值很接近。 不过，通常是根据上述办法所测得的天顶距经过归算（不作具体推算）先求出月球的地平视差： 再算出月球的距离。最初测算的月球地平视差之57′02，地月距离为384 400km，与今值384401km非常接近 。 在柏林(A)和好望角(B)同时观测月球 ?雷达技术诞生后，又用雷达测定月球距离其方法是根据从地球发往月球脉冲信号的时刻t1和 返回时刻t2，求出月地距离，即：??? 激光技术问世后，人们用激光雷达代替无线电雷达。由于激光的方向性好，光束集中，单色性强，故观测精度比雷达高。1969年美国登月时，把供激光测距用的反射器组件安放在月球上，可确保反射光束沿原方向返回。使测月精度达到厘米级。 思考题：假设月球半径已经，且月球为规则的圆形。在有一枚硬币的情况下，用什么方法可以测量地月距离？ A2. 日地距离的测量 测定太阳的距离