科学家为什么能知道太阳的化学成分

科学家怎样才能知道距离我们十分遥远的那些恒星的大小、运行方式以及它们的化学成分呢？除了借助人造卫星、宇宙飞船和先进的天文观测仪器来了解认识宇宙外，还有一个途径，那就是靠分析、研究各个天体发射来的光线而获取有关信息。原来光线是地球和各天体间的联系桥梁。通过这个桥梁我们也可以知道太阳的各种物质的性质。因此，要想研究天体，就必须利用光谱分析方法来研究天体所发出的光线。光线是从太阳和各恒星里发射出来的物质表面形式。我们知道光只是一种以波的形式在太空中传播的电磁能。人眼所能见到的光线，波长范围很窄，大约04-07微米。凡是人眼能见到的颜色和色调都挤在这窄小的范围里。波长比04微米还短的光线紫外线等，人眼就看不见；波长长于07微米的红外线等等，人眼也看不见。太阳光看起来是白光，其实，白光是各种颜色的可见光线或各种波长的混合体。白光如果穿过透明的棱镜，它就被棱镜折射而离开原来的路线，其中所含的几种光线被棱镜所分开。假如棱镜后面放置一张白幕，幕上就会出现彩虹般的一条色带，即每一种颜色对应每一个波长的光谱带。光谱的出现是各种波长的光谱被棱镜折射的程度不同的结果。可见光中波长最长的红光要比其它可见光线折射得小些，波长最短的紫色光要比其它可见光线折射得大些。从红色到紫色其间每一种颜色都有固定的折射位置。那些固态和液态的灼热物体的光谱是一条连续光谱带。灼热气体的光谱带又不一样，它是一条间断的光谱带，组成它的是一些有着一定位置的独立线条。由于太阳里有很多灼热的气体，它的光谱既是连续的，同时又有许多暗线出现在连续光谱上。每一种气体都会吸收它自己独有的一些光线。科学家们将太阳的吸收光谱中暗线的波长测定出来，再把它们拿来和地球上各种化学元素及其化合物的灼热气体所释放出来的光线相比较，于是太阳所含有的元素就被查了出来。截止现在，在太阳里发现的元素共有64种。关于它们的百分比，科学家又利用光谱分析法将它们逐个查明。

太阳大气中有90多种化学元素其中氢的含量最多,约占太阳质量的71%,氦约占27%,其他元素约占2%其他元素中有钠、钙、铁、氧等等它的平均温度是6000度左右,可以说是一个温度很高的大气团,太阳上的高温使物质保持气体状态,同时也使气体原子失去大量的核外电子,这些电子不再受原子核的束缚,成为“自由电子”因此太阳上的气体处于等离子体状态

扩展资料

太阳结构：天文学家把太阳结构分为内部结构和大气结构两大部分。太阳的内部结构由内到外可分为核心、辐射层、对流层3个部分，大气结构由内到外可分为光球、色球、和日冕3层 。

太阳的中央为核心约位在0~025的太阳半径。密度约为水的158倍；温度约为15000000K在如此高温高密度的环境下，可发生核聚变反应。

太阳核心之外为太阳辐射层，约为在025~086太阳半径。其底部密度约为水的20倍，温度约为8000000k；其上部密度约为水的001倍，温度约为500000 k。

宇宙中的任何一个天体，只要它能够发出足够强度的光，能产生可以测量的光谱，人们就应该能够知道它的化学成分和含量。科学家们经过多年来对数以万计的夫琅和费线进行精细的“普查“，已经在太阳大气中发现了60多种化学元素。这些元素在地球上都能找到。

美国天文学家罗素于1929年经过仔细研究太阳光谱之后，证明了太阳上的确有大量的氢元素存在。于是他当时就断定氢占了太阳总体积的3/5。美国天文学家门泽尔也曾根据自己的研究做出大胆的估计，氢占太阳总体积的8176%，氦占18-17%，其他元素只占00701%。

太阳的主要成分是氢，氮也可以说是其主要成分。这两种元素之所以多，与太阳所进行的核聚变脱离不了关系。核聚变就是4个氢原子聚变成一个氦原子同时放出能量的过程。然而有些人提出，太阳中的元素构成并不是一成不变的，再过几十亿年，太阳上的氢就可能完全变成氮。到那时，核聚变就将不复存在。太阳将会以氦聚变的形式发光发热，而氮聚变所产生的元素为碳，它发出的光和热会比现在强很多倍。等到氨聚变完成，太阳也就快要灭亡了，而这个过程大致需要1O亿年的时间。

太阳上目前被探明的主要元素只有氢和氮，以后可能还会出现钠。然而即使产生了钠，那也只是熔融态的化合物的钠。因为在钠产生之前，氧类的非金属也是可能产生的。这样，它们就会和钠化合成各种化合物。当所有的元素都聚变为铁时，恒星就会坍塌。由于铁聚变的要求很高，如果太阳达不到一定条件，则会塌缩灭亡。这个过程进行下去，太阳中到底会包含什么元素，就无人能够推算得清楚了。总之，太阳上究竟会有多少种元素，目前还无人能探究明白。

先从太阳的成分说起，然后再讨论它是如何形成的。 首先，让我们谈谈太阳的化学成分和特征。 太阳的化学组成非常简单。 太阳质量的四分之三是氢，其他的元素都是氦，氧气，碳，氖，铁和其他重金属占不到在2％。

实际上，每个人都在观看太阳的光芒和热量，好像在燃烧一样，这是因为太阳的核心融化过程非常热，这也是将氢转化为氦气的过程。 这意味着随着时间的推移，太阳中的氢更少和氦更多。 太阳大约在46亿年前开始，核聚变过程将持续大约45至55亿年，届时它将耗尽氢和氦的供应。 但是在它耗尽氢和氦之前，太阳会变成一个红巨星，并最终从内部坍塌成为白矮星。 科学家发现，太阳内部的核聚变过程正在加速，太阳的输出也在增加。 目前，这意味着每1亿年亮度增加1％，在45亿年中亮度增加30％。

当太阳由于重力而坍塌时，在重力的作用下会形成恒星胚，恒星的整个结构逐渐形成恒星盘。恒星的胚胎将在引力的作用下收缩形成原恒星，而原恒星将继续吸引周围的物质。因为质量特别大，实际上意味着其自身的重力特别大。引力使恒星中心达到一定的温度和压力，达到核聚变反应的轨道点。在整个过程中，它主要围绕太阳旋转。

太阳占据了整个太阳系9986%。其他行星在重力的影响下逐渐形成，它们来自太阳地层的残余物。当太阳开始升起时，它进入主要序列的星龄。在主序恒星期，我们的太阳可以持续约100亿年，这是相对稳定的。构成太阳的主要成分是氢和氦。如果按质量计算，元素氢占太阳总质量的749％，元素氦占太阳总质量的238％。其余元素最多的是氧气，约为1％，而碳仅为03％。当然，它还包含少于2％的重元素金属元素。

实际上，直到上个世纪初放射学研究取得突破之前，人类才知道太阳的能源是核氢聚变。 今天的太阳将以每秒420万吨的氢进行核聚变反应，以产生光和热。 一秒钟内产生的能量可以被人类使用20万年，因此将出现诸如“戴森球”和“戴森环”之类的大型科幻设备。 但是，尽管核聚变反应释放的能量很大，但每秒消耗420万吨也意在限制太阳的寿命。 

确切地说，太阳的寿命大约为100亿年，而太阳将在大约50亿年内受到影响。 氢变成红色巨星，开始进行聚变。 当氦气融合结束时，在火星轨道附近散开的“巨大的红色太阳”最终将变成密集的白矮星。

太阳

太阳系的中心天体，离地球最近的恒星。太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区、对流层和大气层。我们直接观测到的是太阳大气层，从内向外分为光球、色球和日冕3层。核反应区半径约是太阳半径的1/4，其间进行的氢核聚变提供了太阳经久不衰的巨大辐射的能源。在辐射区内，通过光子的多次吸收、再发射过程把核反应区发射的高能γ射线变成低能的可见光和其他形式向外传送到对流层。对流层里物质的对流、湍流(及湍流产生的噪声)和大尺度的环流把太阳内部的能量传输到太阳表面，并通过光球辐射出去。日面许多现象，如米粒、超米粒、黑子等都产生于对流层。而外层大气里的一些剧烈活动(耀斑、冲浪、日珥的变化等)及太阳风等的动力也来自对流层。

太阳是一个发光的等离子体球。它的年龄约50亿年，现正处于“中年阶段”。太阳离地球的平均距离为149598×108千米。太阳主要的参数是：半径为696×105千米，质量为1989×1030千克；表面有效温度为5770K，中心温度约15×107K；平均密度1409×103千克/米3，中心密度约16×105千克

太阳是太阳系的中心天体,是太阳系里唯一的一颗恒星,也是离地球最近的一颗恒星。太阳位于银河系的对称平面附近，距离银河系的中心约33000光年，在银道面以北约26光年,它一方面绕着银心以每秒250公里的速度旋转，另一方面又相对于周围恒星以每秒197公里的速度朝着织女星附近方向运动。

太阳的直径为1392万千米，是地球的109倍；太阳的体积为141亿亿立方千米，是地球的130万倍；太阳的质量约为2000亿亿亿吨，是地球的33万倍。它集中了太阳系99865%的质量，是个绝对至高无上的“国王”。然而，在宇宙中，它还只是一颗质量中等的普通恒星。

太阳是一个炽热的气体星球，没有固体的星体或核心。太阳从中心到边缘可分为核反应区、辐射区、对流区和大气层。其能量的99%是由中心的核反应区的热核反应产生的。太阳中心的密度和温度极高。太阳大气的主要成分是氢（质量约占71%）与氦（质量约占27%）。太阳的大气层从内到外可分为光球、色球和日冕三层。

太阳的内部结构

太阳的内部主要可以分为三层,核心区,辐射区和对流区

太阳的能量来源于其核心部分。太阳的核心温度高达1500万摄氏度，压力相当于2500亿个大气压。核心区的气体被极度压缩至水密度的150倍。在这里发生着核聚变，每秒钟有七亿吨的氢被转化成氦。在这过程中，约有五百万吨的净能量被释放（大概相当于38600亿亿兆焦耳，386后面26个0）。聚变产生的能量通过对流和辐射过程向外传送。核心产生的能量需要通过几百万年才能到达表面。

辐射区包在核心区外面

这一层的气体也处在高温高压状态下(但低于核心区),粒子间的频繁碰撞,使得在核心区产生的能量经过很久(几百万年)才能穿过这一层到达对流区

辐射区的外面是对流区

能量在对流区的传递要比辐射区快的多这一层中的大量气体以对流的方式向外输送能量(有点像烧开水,被加热的部分向上升,冷却了的部分向下降)对流产生的气泡一样的结构就是我们在太阳大气的光球层中看到的"米粒组织"。

太阳是自己发光发热的炽热的气体星球。它表面的温度约6000摄氏度，中心温度高达1500万摄氏度。太阳的半径约为696000公里，约是地球半径的109倍。它的质量为1989×1027吨，约是地球的332000倍。太阳的平均密度为14克每立方厘米，约为地球密度的1／4。太阳与我们地球的平均距离约15亿公里。

太阳是银河系中的一颗普通恒星，位于银道面之北的猎户座旋臂上，距银心约23光年，它以每秒250公里的速度绕银心转动，公转一周约需25亿年。太阳也在自转，其周期在日面赤道带约25天；两极区约为35天。

通过对太阳光谱的分析，得知太阳的化学成分与地球几乎相同，只是比例有所差异。太阳上最丰富的元素是氢，其次是氦，还有碳、氮、氧和各种金属。

太阳的结构

太阳的结构从里向外主要分为：中心为热核反应区，核心之外是辐射层，辐射层外为对流层，对流层之外是太阳大气层。

从核物理学理论推知，太阳中心是热核反应区。太阳中心区占整个太阳半径的1／4，约为整个太阳质量的一半以上。这表明太阳中心区的物质密度非常高。每立方厘米可达160克。太阳在自身强大重力吸引下，太阳中心区处于高密度、高温和高压状态。是太阳巨大能量的发祥地。

太阳中心区产生的能量的传递主要靠辐射形式。太阳中心区之外就是辐射层，辐射层的范围是从热核中心区顶部的025个太阳半径向外到086个太阳半径，这里的温度、密度和压力都是从内向外递减。从体积来说，辐射层占整个太阳体积的绝大部分。

太阳内部能量向外传播除辐射，还有对流过程。即从太阳086个太阳半径向外到达太阳大气层的底部，这一区间叫对流层。这一层气体性质变化很大，很不稳定，形成明显的上下对流运动。这是太阳内部结构的最外层。太阳对流层外是太阳大气层。太阳大气层从里向外又可分光球、色球和日冕。我们看到耀眼的太阳，就是太阳大气层中光球发出的强烈的可见光。光球层位于对流层之外，属太阳大气层中的最低层或最里层，光球层的厚度约500公里，与约70万公里的太阳半径相比，好似人的皮肤和肌肉之比。我们说太阳表现的平均温度约6000摄氏度，指的就是这一层。光球之外便是色球。平时由于地球大气把强烈的光球可见散射开，色球便被淹没在蓝天之中。只有在日全食的时候才有机会直接饱览色球红艳的姿容。太阳色球是充满磁场的等离子体层，厚约2500公里。其温度从里向外增加，与光球顶衔接的部分约4500摄氏度，到外层达几万摄氏度。密度则随高度增加而减低。整个色球层的结构不均匀，由于磁场的不稳定性，太阳高层大气经常产生爆发活动，产生耀斑现象。

日冕是太阳大气的最外层。日冕中的物质也是等离子体，它的密度比色球层更低，而它的温度反比色球层高，可达上百万摄氏度。日全食时在日面周围看到放射状的非常明亮的银白色光芒即是日冕。

太阳的能量

地球上除原子能和火山、地震以外，太阳能是一切能量的总源泉。那么，整个地球接收的有多少呢？太阳发射出大的能量呢？科学家们设想在地球大气层外放一个测量太阳总辐射能量的仪器，在每平方厘米的面积上，每分钟接收的太阳总辐射能量为824焦。这个数值叫太阳常数。如果将太阳常数乘上以日地平均距离作半径的球面面积，这就得到太阳在每分钟发出的总能量，这个能量约为每分钟2273×1028焦。而地球上仅接收到这些能量的22亿分之一。太阳每年送给地球的能量相当于100亿亿度电的能量。太阳能取之不尽，用之不竭，又无污染，是最理想的能源。

太阳黑子

通过一般光学望远镜观测太阳，观测到的是光球层（太阳大气层的最里层）的活动。在光球上经常可以看到许多黑色斑点，叫太阳黑子。太阳黑子在日面上的大小、多少、位置和形态等，每日都不一样。太阳黑子是光球层物质剧烈运动形成的局部强磁场区域，是光球层活动的重要标志。长期观测太阳黑子就会发现，有的年份黑子多，有的年份黑子少，有时甚至几天，几十天日面上都没有黑子。天文学家们早已注意到，太阳黑子从最多（或最少）的年份到下一次最多（或最少）的年份，大约相隔11年。也就是说，太阳黑子有平均11的活动周期，这也是整个太阳的活动周期。天文学家把太阳黑了最多的年份称为“太阳活动峰年”，把太阳黑子最少的年份称为“太阳活动宁静年”。

太阳耀斑

太阳耀斑是一种最剧烈的太阳活动。一般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆发”。其主要观测特征是，日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀，其寿命仅在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速，下降较慢。特别是在太阳活动峰年，耀斑出现频繁且强度变强。

别看它只是一个亮点，一旦出现，简直是一次惊天动地的大爆发。这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量，或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发，在一二十分钟内可释放10～25焦耳的巨大能量，

除了日面局部突然增亮的现象外，耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多，除可见光外，有紫外线、X射线和伽玛射线，有红外线和射电辐射，还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。

耀斑对地球空间环境造成很大影响。太阳色球层中一声爆炸，地球大气层即刻出现缭绕余音。耀斑爆发时，发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时，将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全。当耀斑辐射来到地球附近时，与大气分子发生剧烈碰撞，破坏电离层，使它失去反射无线电电波的功能。无线电通信尤其是短波通信，以及电视台、电台广播，会受到干扰甚至中断。耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用，产生极光，并干扰地球磁场而引起磁暴。

此外，耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响。正因为如此，人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增，正在努力揭开耀斑迷宫的奥秘。

传说，第二次世界大战时，有一天，德国前线战事吃紧，后方德军司令部报务员布鲁克正在繁忙地操纵无线电台，传达命令。突然，耳机里的声音没有了。他检查机器，电台完整无损；拨动旋钮，改变频率，仍然无济于事。结果，前线推动联系，像群龙无首似的陷入一片混乱，战役以失败而告终。布鲁克因此受到军事法庭判处死刑。他仰天呼喊“冤枉！冤枉！” 后来查清，这次无线电中断，“罪魁祸首”是耀斑。布鲁克的死，实在冤枉。他的死，在于人们当时对耀斑还不了解。

光斑（谱斑）

太阳光球层上比周围更明亮的斑状组织。用天文望远镜对它观测时，常常可以发现：在光球层的表面有的明亮有的深暗。这种明暗斑点是由于这里的温度高低不同而形成的，比较深暗的斑点叫做“太阳黑子”，比较明亮的斑点叫做“光斑”。光斑常在太阳表面的边缘“表演”，却很少在太阳表面的中心区露面。因为太阳表面中心区的辐射属于光球层的较深气层，而边缘的光主要来源光球层较高部位，所以，光斑比太阳表面高些，可以算得上是光球层上的“高原”。

光斑也是太阳上一种强烈风暴，天文学家把它戏称为“高原风暴”。不过，与乌云翻滚，大雨滂沱，狂风卷地百草折的地面风暴相比，“高原风暴”的性格要温和得多。光斑的亮度只比宁静光球层略强一些，一般只大10%；温度比宁静光球层高300℃。许多光斑与太阳黑子还结下不解之缘，常常环绕在太阳黑子周围“表演”。少部分光斑与太阳黑子无关，活跃在70°高纬区域，面积比较小，光斑平均寿命约为15天，较大的光斑寿命可达三个月。

光斑不仅出现在光球层上，色球层上也有它活动的场所。当它在色球层上“表演”时，活动的位置与在光球层上露面时大致吻合。不过，出现在色球层上的不叫“光斑”，而叫“谱斑”。实际上，光斑与谱斑是同一个整体，只是因为它们的“住所”高度不同而已，这就好比是一幢楼房，光斑住在楼下，谱斑住在楼上。