太阳的能量

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  人们通常认为太阳辐射只是可见光辐射的太阳能。其实,太阳提供能量的方式多种多样:包括各个波长的辐射、以及由离子和电子形成的“太阳风”。这些地球所接收到的不同形式的太阳能究竟是什么?它们如何产生?

  想到“太阳能”一般会想到光,即光子—全波长范围的电磁辐射的光的粒子,从伽马射线到可见光(参阅“黑体的热辐射”以及“天空的颜色”)。在相对高度激发的物质中,特别是恒星中,原子和离子会产生能量水平的变化,由此释放出光子,并在星际空间中循环往复。通常情况下,这种能量的流动以波长为0.4(紫色)至0.7(红色)微米(μm)之间的可见光显现,但是目之所及太过局限。我们其实应该这样谈论太阳能……

1. 光子沸腾源

环境百科全书-太阳能量-金星经过太阳时的照片
图1. 2004年6月8日金星凌日,黄色盘状物为照片中可见的太阳光球层。[来源:© Alandji Bourakissima]

  太阳表面光子逸出的圈层称为光球层,即“光子球层”,地球上肉眼可见(见图 1)。光球层是动态的表层,称作颗粒超级颗粒的热物质的大气泡以不同周期从中涌现,这些气泡上下翻滚,有着不同的生命周期—颗粒平均为18分钟,超级颗粒可达20小时,气泡上下翻滚的整个周期为5分钟:在此期间,生成和消失的气泡数量相等。

  这些测量结果是日震学的最早期成果之一,日震学属天体物理学的一个分支,已经成为近年来最富成效的学科之一,专注于解释所有的“本征模式”(例如,5分钟周期就构成了太阳的一个“本征模式”)。

2. 各种各样的辐射

  哪些辐射从光球层逃逸?辐射需要历经数百万年得以从恒星释放,期间无数次被吸收又重新释放,光谱也会因为碰撞而显著拓宽(参阅“天空的颜色”)。辐射的波长或能量有所不同,能量与波长互成反比,波长越长,能量越低。在太空气象及其对地球的影响一文中,我们给出了能量和波长之间的对应关系。

  大部分太阳辐射处于可见光的波长范围。其中蓝-绿光最为强烈,对应太阳可见光波段的中心波长,接近0.5微米(μm)。但是由于所有颜色共存,彼此混合形成了我们常见得非常明亮的黄色,几乎不随时间改变:光谱中的这一可见光部分所包含的能量十年内的变化不到0.1%。

  不过这种变化并非微不足道:可能是地球上区域性气候现象的起因。1550到1750年小冰期的冬季极其酷寒,法国的主要河流大面积结冰,变成了马拉车车队的运输线。巴黎十三区有以冰川街命名的街道,就是为了纪念这一事件[1](见“几个世纪以来太阳活动的变化和气候影响”)。

环境百科全书-太阳能量-辐射波段
图2. 图示为根据波长(λ)划分的不同的辐射波段。
(参阅“天空的颜色”)。请注意波长越长,能量越低。因此,伽马射线的能量比X射线的能量要高,而X射线的能量又比紫外线的能量要高,依此类推……

  太阳也会发出可见光以外的辐射。例如:微波频率上的波(长波无线电波),即收音机和电视使用的波段,由于能量很低,对人体皮肤的影响和电灯辐射差不多,不会干扰人类的日常生活。又如:人类需要防晒,否则会被晒黑(或灼伤),这是由于紫外线的作用(参阅“太阳光中的紫外线对细胞的影响”),因为紫外波长较短,光子的能量很高。太阳大部分辐射来自光球层外层,即日冕层

  紫外线只是能量辐射的一部分。太阳能够放射出能量更强的波:极远紫外线、X射线、伽马射线。无线电和紫外线波段释放的光子小于可见光波段,释放的能量仅占太阳辐射总能量的千万分之一(0.0000001%)多一点。图2展示出太阳辐射能在波长上的分布。

  可见光谱范围之外的辐射的主要特征在于其显著的周期性变化。起初,太阳辐射能很小,在之后大约5年半的时间里,辐射增强10倍,随后减弱回到初始状态。这一增强和衰弱的过程定义了一个“太阳周期”,也称施瓦布周期。此外还存在其他的太阳周期,时间跨度从几个小时到几百年。

  综合所有波段的能量,太阳辐射的总功率约为4×1026瓦(约2.6亿瓦每太阳表面平方米(W/ m2);1W = 1J/s = 1N·m/s)。在云层之上,地球只接收到其中的很小部分—1.743×1017瓦(或 1361W/ m2)(参阅“地球的大气层和气体层”)。最后一个数字在过去称为太阳常数,尽管事实上它并不像以前人们认为的那样恒定不变。今天,我们称其为太阳总辐照度

3. 太阳风之源

  我们肉眼可见的光球层辐射只是太阳辐射的一部分。更为重要的是:光球层上太阳物质释放而出,形成一种永久蒸发,形象地被称为“太阳风”。那么什么是“太阳风”呢?

  太阳内部的最外层,即“对流区”,处于不停沸腾之中。由于距离太阳中心太远,所受引力无法压实自身,密度也不足以引发核反应,因此十分不稳定。然而,对流区的组成物质是电离的,即不是由原子而是由离子(带电粒子)和电子组成。离子之间协同运动,而电子,流动、轻盈,能够到达各处以确保整体的电中性。这种物质状态是自然界中继气态、液态和固态的第四种状态,称为“等离子体”。等离子体与普通物质的区别在于前者对电磁场极为敏感,而且本身的运动也会产生电磁场(通过发电机效应dynamo effect))。对流区的基层叫做差旋层,是对流区的等离子运动与更内部的区域相互摩擦的边界层,在此等离子体更为紧密,不受太阳内部辐射区的运动的影响。差旋层是太阳磁场的来源。

环境百科全书-太阳能量-太阳耀斑的照片
图3. 在波长304nm处拍摄的太阳耀斑的照片。在此波长下,太阳表面动态变化比在可见光范围内更易观察到,经平滑处理后可以得到图1的太阳外观图;图中的明暗代表着温度的高低。[来源:SOHO/EIT,ESA-NASA]
  大家都知道沸腾的水面上会喷溅出小水滴来,太阳表面也是如此。但是,由于太阳本身的自然属性,喷溅的原因与沸水的喷溅有所不同,最显著的区别在于激发出的磁场。此外,喷溅物质本身呈电离状态,能够非常稳定有效地承载磁场,以致磁场被形容为“冻结在粒子中”。人们由于研究兴趣的不同称其为“太阳风”或“星际磁场”。

  做出上述描述的观测者站在与太阳同步运动的角度。对于恒星外的观察者,粒子运动还需考虑太阳的自转(平均为27个地球日)。效果类似于花园灌溉水壶在旋转中喷出的水流:喷壶上的蚂蚁看到水呈直线喷出(放射状的),而园丁看到的水流则呈螺旋状。从地球看向太阳,星际磁场并不直接来自太阳内部,而来自其边缘,在太空环境中形成优雅的曲线。从地球上测得太阳风的平均速度为370千米/秒,浓度为每立方米500万个粒子,真是太空旷了!

  1995至2009年,欧洲航天局(ESA)制造的一颗名为“尤利西斯”的卫星绕太阳两极旋转。通过它在略大于日地距离的位置进行观测,发现了两种太阳风状态。在日球纬度南北纬20°之间,太阳风的平均速度较慢,为370千米每秒(km/s),而且变化很大;在不到10°的纬度跨度里速度增长很快,达到750km/s,此处太阳风速度很快,受阻很小;再往高纬,速度增加减缓,80°左右的纬度处速度约为800km/s。而5年半后,我们观察到太阳周围的“慢”、“快”两种状态的太阳风紧密交织。“慢”的太阳状态为“平静期”,“快”为“活跃期”。经过10到13年恢复到初始状态,这一周期称作“太阳周期”,或前文提到的“施瓦布周期”。

  正如我们所见,太阳活动形式多样,其中一些在本文中没有提及(如太阳耀斑、日冕物质抛射、日冕洞、太阳黑子……),这些现象都展示了太阳向地球传递能量的过程。所有太阳活动均与太阳的磁场变化有关,这是直到21世纪初才被充分认识的事实。

  平均而言,太阳风致使太阳每天损失1014千克,仅比核心核反应辐射损失质量的四分之一略少。太阳总质量为2×1030千克,通过太阳风彻底消耗太阳需要超过5000亿个世纪,这个数字远远超过太阳50亿年的寿命。因此,太阳风所损失的质量对太阳而言完全可以忽略不计。


参考资料及说明

[1] Lilensten,T. Dudok de Wit, K. Matthes, Earth’s climate response to a changing Sun, ISBN 978-2-7598-1849-5,DOI:10.1051/978-2-7598-1733-7,EDPS Ed.2015


环境百科全书由环境和能源百科全书协会出版 (www.a3e.fr),该协会与格勒诺布尔阿尔卑斯大学和格勒诺布尔INP有合同关系,并由法国科学院赞助。

引用这篇文章: LILENSTEN Jean (2024年3月7日), 太阳的能量, 环境百科全书,咨询于 2024年7月22日 [在线ISSN 2555-0950]网址: https://www.encyclopedie-environnement.org/zh/air-zh/solar-energies/.

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