□ 问 天

谈太阳的三个科学难题

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太阳是一颗恒星，恒星是构成星系的基本单元，恒星的光芒照亮了星系和整个宇宙。太阳距离地球约1.5亿千米，它的光线经过500秒就可以到达地球，在浩瀚的宇宙中，这是非常近的距离。因此，在所有恒星中，天文学家对太阳观测和研究得最深入。作为一个标本，这颗年龄约50亿年的普通恒星包含了恒星的共同特性，当然它也有自己的独特之处。面对太阳，科学家遇到了一个个难题，而对这些疑难问题的研究，使得天文学家更加认识了太阳，也有助于更好地认识其他恒星、银河系乃至整个宇宙。

太阳中微子亏缺之谜

天文学家认为，恒星发出的光和热来源于它的中心区域，那里进行着释放能量的原子核聚变反应，太阳也不例外。目前，在太阳中心的核反应区域，不停地进行着氢原子核聚变为氦原子核的热核聚变反应。科学家指出，在太阳的核反应过程中，除了产生能量外，还会产生大量中微子。

中微子是一种微观粒子，它不带电荷，静止质量几乎为零，在宇宙中以接近光的速度传播，而且它的穿透本领非常强。因此，中微子能够从太阳核心区穿越太阳外层，经过日地空间来到地球。如果我们想方设法检测这些微小粒子，那么就可以得到太阳内部的相关信息，进而检验科学家提出的太阳内部结构及核反应理论是否正确。

图1 太阳内部结构示意图

图2 美国天文学家小雷蒙德•戴维斯

图3 美国科学家小雷蒙德•戴维斯等人，在南达科他州霍姆斯特克设计并建造的中微子探测器。

图4 在日本岐阜县神冈町建立的“超级神冈”地下探测装置

图5 日本科学家小柴昌俊

1967年，美国科学家小雷蒙德•戴维斯等人，在南达科他州霍姆斯特克设计并建造了中微子探测器。他们利用一个深度达1600米的废弃金矿，在其中安装了一个装置，内装3.8×105升四氯化碳液体，用来探测来到这里的中微子。之所以将探测装置放置在如此深的地下，是为了屏蔽宇宙线中其他粒子的干扰，中微子具有很强的穿透能力，而其他粒子则没有。四氯化碳中的氯原子可以跟中微子作用，生成容易探测的放射性氩原子。1978年，他们的实验结果显示，探测到的太阳中微子的流量仅为理论预期值的三分之一。这一结果在世界范围内引起了轰动，这就是持续三十多年的“太阳中微子失踪之谜”，或者说“太阳中微子亏缺之谜”。由于天文学家不愿放弃在多方面非常成功的太阳内部结构模型以及核反应理论，因此，这个问题成了科学上的悬案。

1987年，日本科学家小柴昌俊等人在日本岐阜县神冈町建立了“超级神冈”地下探测装置，该装置于1996年扩建。他们在位于地面以下1000米深的废弃锌矿矿井中，放置了一个装满5×107千克纯净水的容器。当中微子穿过水时，会以极小的概率击中水分子，此时可以产生闪光，科学家们安装了10000多只光电倍增管测量这种闪光。

1998年，日本科学家宣布发现了中微子的“振荡”。实际上，中微子有三种类型，包括电子中微子、μ子中微子和τ子中微子。所谓的中微子振荡是指中微子在传播过程中不同类型之间可以相互转换。因此，天文学家认为，太阳内部核反应产生的是电子中微子，在从太阳来到地球的过程中，有2/3的电子中微子转化成了其他两类中微子，但是，当时地球上的探测器不能探测到其他两种中微子。从而出现了“太阳中微子失踪”之谜。

2001年，美国和加拿大科学家合作在加拿大萨德伯里建立了一个装备新型探测器的中微子观测站，容器内装备106千克重水，可以有效地探测另外两类中微子，并与电子中微子区别开来。经过两年的探测，得出了可信的结论，他们确定太阳内部核反应理论预期的中微子数目是正确的。这一结果解决了“太阳中微子亏缺”之谜。在“太阳中微子亏缺”这一难题的研究过程中，美国科学家小雷蒙德•戴维斯和日本科学家小柴昌俊做出了突出的贡献，因此，他们共同获得了2002年诺贝尔物理学奖。

太阳日冕温度奇高的谜团

我们平时看见的太阳，是太阳光球层。即使利用天文望远镜，我们也看不到太阳光球层以内的太阳部分，这些不可观测的区域被称为太阳内部，它由里向外依次是核反应区、辐射区和对流区。在太阳光球层的外面，依次是色球层和日冕层，这两个层次与太阳光球一起构成太阳的外层大气。平时，色球层和日冕层不能被人眼直接看见，因为，与太阳光球层比较，它们的光辐射非常微弱，日冕层的可见光辐射只有光球层的约百万分之一。如果发生日全食，明亮的光球被遮挡，此时，人们可以观测到泛着红光的色球和范围更大的白雾般的日冕。现在，天文学家研制了日冕仪，通过这种望远镜，他们可以随时观测日冕的变化。

日冕层位于太阳的最外面，底部在太阳光球之上2000多千米，它可以延伸到距离太阳表面数百万千米的地方，没有严格的外部边缘。20世纪40年代，瑞典天文学家本特•埃德朗（Bengt Edlen）通过光谱观测，发现日冕层的温度高达约100万度，远远高过光球层的温度5500℃，前者是后者的约200倍。这一离奇的观测结果出乎天文学家的预料，而且有悖于热力学定律。一段时间内，人们对这一结果半信半疑、无法接受。

按照当时人们对太阳的认识，太阳的中心是发生热核聚变反应的地方，太阳的所有光和热都来自这里。太阳中心释放的热量通过太阳辐射层和对流层传播到光球，然后再向外传播到色球层和日冕层。这样一来日冕层的温度一定比光球层的温度低，而不是相反。那么为什么出现日冕温度反常高的奇怪现象呢？太阳物理学家猜测，一定是某种未知物理过程给日冕带来了格外的热量，使得这里的温度升高，而且这里的物质粒子都处于电离状态，也就是日冕物质由带正电荷的正离子和带负电荷的电子构成，日冕中几乎没有中性粒子。

图6 日全食时，拍摄的太阳色球和日冕

图7 太阳大气中的太阳活动区，太阳活动区的能量释放，是日冕加热的原因之一

图8 美国国家航空航天局的“界面层成像摄谱仪”卫星（IRIS，interface region imaging spectrograph）的艺术概念图

图9 在日面边缘的耀斑和磁力线

通常情况下，对流、传导和辐射是传播能量的三种方式。与光球相比，日冕物质的密度非常小，通常的三种热量传播途径不足以加热日冕到如此的高温。根据太阳大气的物理状况，以及太阳大气中的太阳活动现象，天文学家提出了一些导致日冕加热的可能原因，归纳起来，大致分为磁流体波加热、太阳耀斑加热和针状体喷流加热，共三种形式。

观测到日冕具有很高的温度后不久，就有天文学家提出，磁流体波可能是加热日冕的途径之一。在相当长的时间内，受到观测设备的限制，天文学家不能观测到太阳大气中的波动现象。直到20世纪90年代，随着空间太阳望远镜投入使用，人们才观测到了太阳大气中的磁流体波。但是，对于磁流体波加热日冕的具体机制，天文学家并不清楚。最近，来自日本、美国和欧洲的多名天文学家联合研究，使用来源于日本宇宙空间开发机构的“日出”卫星（Solar—B）和美国国家航空航天局的“界面层成像摄谱仪”卫星（IRIS，i nterface region im aging spectrograph）的观测数据，他们发现了磁流体波共振吸收的直接证据，并发现这一过程使得日冕中的日珥温度升高。这一研究证实了磁流体波可以加热日冕。

太阳耀斑也是加热日冕的途径之一，因为，在太阳耀斑爆发过程中，太阳磁场能量可以通过磁重联转化为热能，来加热日冕。除了巨大的耀斑之外，太阳大气中还有许多微耀斑，它们也是导致日冕高温的因素。另外，近些年的观测发现，在太阳表面之上，有一些被称为新型针状体的结构（Spicular-Ⅱ)，它们可以向日冕中输送一些高温的带电粒子，也是导致日冕温度升高的原因之一。

神秘的太阳活动周期

自古以来，太阳每天从东方升起，穿过高高的天空，在西方落下，它给地球带来光明和温暖。在人们的心目中，这颗恒星和蔼可亲、宁静安详。可是，自从1609年伽利略制造出首架天文望远镜以来，天文学家在太阳上逐渐发现了许多不断变化甚至爆发性的结构。尤其是空间太阳望远镜的多波段观测显示，太阳并不是一颗平静的恒星，在它的外层大气中有各种各样的活动现象。

太阳光球层不时会出现一些黑色的斑点，它们或大或小、或多或少。有时单个独立存在，有时许多个聚成一群，它们是太阳黑子。太阳色球望远镜是专门用来观测色球层的，通过它可以发现色球层的局部区域有时会突然增亮，然后慢慢恢复正常，这就是太阳耀斑。实际上，太阳耀斑爆发时，除了可见光波段以外，其他波段辐射也会迅速增强，还会发射高能带电粒子。太阳耀斑是太阳大气中的磁场能量释放过程。在色球望远镜中，还可以看到太阳边缘有不断变化的活动日珥，有时日珥也会突然爆发。20世纪70年代，天文学家利用空间望远镜发现了日冕物质抛射现象，它会将大量日冕物质剧烈地抛离太阳，进入周围的行星际空间。由此可知，太阳是一颗有多种活动现象的恒星。

1 9世纪前期，许多天文学家认为，在水星内侧还有大行星存在，并将它命名为祝融星，并用望远镜寻找这颗行星。德国天文学家兼药剂师施瓦贝（Sam uel Heinrich Schwabe）也加入到搜寻祝融星的行列中来。施瓦贝认为，这颗行星距离太阳很近，直接观测并不容易发现它，而当它围绕太阳转动，走到太阳前面时，会成为在太阳表面移动的小黑点。因此，他从1926年开始坚持观测太阳，每天记录太阳表面的黑子，直到1843年他也未能发现祝融星的踪迹。但是，施瓦贝整理观测到的太阳黑子资料，发现太阳黑子数目存在周期为大约10年的变化。

图10 太阳表面的太阳黑子

图11 连续多年的太阳观测，可以看出太阳活动的周期性变化

图12 太阳黑子周期变化的示意图

图13 太阳耀斑在色球层的表现

继施瓦贝之后，瑞士天文学家沃尔夫（Rudolf W olf）搜集了更多的太阳黑子观测资料，包括17世纪初期天文望远镜出现后零散的黑子观测记录，通过整理分析这些资料，他发现太阳黑子数确实存在11年左右的周期性变化，并将1755~1766年规定为第一个太阳活动周，现在太阳处于第24活动周。实际上太阳耀斑和日冕物质抛射等活动现象的数目也存在变化，如同黑子数一样，具有约11年的周期。

图14 发现太阳活动周期的德国天文学家史瓦贝

太阳耀斑是太阳磁场能量的释放过程，日冕物质抛射也是由于日冕磁场的变化引起的，而太阳黑子区域就是强磁场区，因此，太阳活动周期实际上是太阳磁场变化的周期。观测太阳黑子特性的变化，可以发现太阳活动周期的许多特征。通常情况下，太阳黑子都是成对出现，两个黑子一前一后大致沿同一纬度东西方向排列。假如在太阳北半球，双极黑子（两个几乎同时出现的一对黑子）中东边黑子的磁场极性为N极，那么西边黑子的磁场极性则是S极，北半球所有双极黑子的磁场极性分布几乎都是如此。而在南半球，双极黑子的磁场极性分布与北半球则恰恰相反。而当下一个太阳活动周期到来后，双极黑子的磁场极性分布与上个活动周刚好相反。天文学家通过观测还发现，在同一个太阳活动周中，初期太阳黑子出现在中纬度，随着活动周的发展，黑子出现的纬度位置越来越靠近赤道。这些表现说明太阳活动周期具有深刻的物理内涵，一定是太阳内部的特定物理性质决定了太阳活动周的变化。

那么，究竟是怎样的太阳内部物理性质决定了太阳活动周的变化呢？也就是说，太阳活动周的根源是什么？长期以来，这个问题一直困扰着天文学家。20世纪60年代，美国天文学家巴布科克（Babcock）提出了一个解释太阳活动周的经验性模型，该模型包括两大要素，其一是太阳磁场的偶极模型，其二是太阳物质的较差自转，所谓较差自转就是不同纬度太阳物质的自转速度不同。这两个因素互相作用导致了太阳活动周的产生。该模型可以大致定性地解释太阳活动周的产生，但是非常不严谨。之后天文学家雷顿（Leighton）在巴布科克模型的基础上，对部分环节做定量分析，使得这一理论得到发展。天文学家认为，太阳活动周的物理机制是太阳等离子体自身运动感应的磁场所表现的周期性现象，这是自激发电机的原理。因此，这些理论被称为太阳活动周的“发电机理论”。现在更多的科学家是从磁流体动力学理论出发去寻找太阳周期的机制，201 5年，有天文学家提出了双发电机原理，也就是结合发电机在对流层和太阳表面的两种效应，来解释太阳活动周的秘密，取得了较好的效果。

结语

太阳作为距离地球最近的恒星，天文学家对它是格外关注，在天文学中，太阳物理学也成为一个相对独立的学科分支。目前，“太阳中微子亏缺问题”已经得到圆满解决，这个问题不仅确定了太阳模型和太阳内部核反应理论的正确性，也对粒子物理研究有巨大促进作用。现在，人们对“日冕高温之谜”的研究也较为深入，利用更多空间天文望远镜的观测资料，相信不久科学家就会彻底解决这一难题。对“太阳活动周期起源之谜”这个难题，天文学家还有比较多的困惑，这需要观测和理论的共同深入，才能完全揭开它的神秘面纱。

（责任编辑 张长喜）