太陽的壽命－

？服務||Yahoo!奇摩知識+ 教育學習如何做我要發問發表我要發問熱門：二代健保眼睛過勞死清宿便濃茶少喝 B型人格主題天涼泡湯趣用手機上知識+ 知識搜尋知識+ > > 天文加入追蹤轉寄朋友友善列印知識問題| 太陽的壽命發問者：~天上的一片雲~ ( 初學者 4 級) 發問時間：2004-12-11 20:35:00 解決時間：2004-12-17 11:00:03 解答贈點：5 ( 共有 0 人贊助 ) 回答：4 評論： 0 意見： 4 [ 檢舉 ] 網友正面評價 37% 共有 51 人評價太陽還能存活多久？當他死亡～會是...？ 2004-12-11 20:56:28 補充Ｔｏ：~~+_+大A哥╭★ 請不要將不必要的答案貼上來是太陽ㄉ壽命不是太陽ㄉ各項資料建議你：快點修改，否則你是不可能會成為最佳解答ㄉ！ 2004-12-11 20:58:43 補充請簡單扼要說明即可不要又是長篇大論我要ㄉ是〝太陽ㄉ壽命〞不是一大堆無用ㄉ資料對你、對我都不好請特別注意一下... 2004-12-11 20:59:47 補充請再加上〝太陽死亡是什麼情景〞的回答 2004-12-11 21:01:07 補充請再加上〝太陽死亡是什麼情景〞的回答最佳解答網友票選回答者：~~+_+大A哥╭★ ( 初學者 4 級 ) 回答時間：2004-12-11 20:41:52 [ 檢舉 ] 從天文學的角度來看，太陽只是一顆並不十分起眼的G2型主序星，與宇宙間繁如恆河之沙的其他恆星相比較，太陽的質量、發光能力、表面溫度與生命期太略全處於中間地帶，而年齡也恰處於中年，可算是一顆很典型的恆星。(有關太陽的重要數據，請參見附錄一 ) 太陽為最接近人類的恆星，當天文學家想測試由多門學科匯集而成的恆星結構與恆星演化理論時，太陽很自然地便成理論的試金石。現行的恆星理論對太陽的能源、結構、成份變化、總光度(發光能力)與表面溫度等，己有相當程度的了解與說明，但對太陽大氣的湍流、風暴與各種爆發現象，如物質的噴射、爆發性的γ射線、X射線、紫外線與無線輻射，尚未涉及。這些太陽活動是相當的壯觀的景象，而且大多在很短的時間內直接或間接的影響地球的大氣，氣象，地磁等等，深切的影響了人類的生活，甚至導至文明的興衰。這些太陽活動所伴隨的太陽能量輸出變化，僅是正常輸出量的萬分之幾，卻為人類深人了解太陽的性質提供了相當的線索，另天文學家己有相當的証據顯示，其他的恆星也有相似或甚至更為激烈的大氣活動。因此研究太陽不僅因為它與人類息息相關，更可以就近驗証恆星理論，補強觀測其他遙遠恆星所不足之處。太陽的結構回大綱太陽和任何的恆星一樣是個氣態的球體，並沒有界限分明的表面，但為了方便討論，天文學家把發出強烈白光，而光線無法穿透的球面做為太陽的表面，給了它一個特別的名稱叫光球層(photosphere)，並以光球層為分界，把太陽的結構分成內部結構與大氣結構兩大部份。內部結構：由內到外可分為核心、輻射層、對流層等三大部份。核心(core)：產生核熔合反應之處—太陽的能源。太陽核心約佔總質量50%，太陽半徑的10%，但為太陽99%的能量來源。太陽核心的壓力為地球大氣壓力的2.5*1011倍，溫度估計約為15,000,000度，是氫進行質子–質子熱核熔合的反應區。核心物質的密度為150 g/cm3，遠高於鐵的密度7g/cm3。一塊方糖大小的核心物質在地表的重量可達150克重。太陽的輸出總功率(或稱光度、發光能力或發光本領：Lsun)為3.826 * 1026 瓦，絕大部份是由核心核反應所供給。太陽的核心每秒約有六百三十萬噸的氫，經核熔合反應轉換成氦，這過程造成的質量損失是被轉換質量的0.72% (或每秒四百五十萬噸)。如假設只有太陽總質量的10%能參與核反應，太陽的壽命約為一百億年。太陽形成於五十億年前，所以大約可再維持五十億年。太陽核心的核反應我們所知各種質–能轉換過程，以熱核融合反應最有效率，咸信太陽是經由氫核融合來供應其巨大的能量輸出。氫核融合的主要過程有質子–質子鏈(proton-proton chain)與碳氮氧循環(CNO cycle)兩種，除反應的中間過程有差異外，此兩種氫核融合反應可簡單總結為： 4個氫→1個氦+能量+ 2個微中子而能量的形式通常為高能的γ射線與X射線光子。據現行太陽理論模型的推測，太陽的能源90%來自質子–質子鏈而碳氮氧循環貢獻其餘的10%。氫融合產生的能量，須歷經百萬年才能傳抵太陽表面，而微中子幾不與太陽內部任何物質起反應，以光速或近光速的速度，離開太陽核心向外傳播。輻射層(radiation zone)：能量以輻射的形式傳出。從核心向外到半徑75%的區域稱為輻射層，來自核心的γ射線與X射線光子，不斷與輻射層內的物質粒子相碰撞，被物質粒子吸收再輻射，最後主要以可見光的形式傳達太陽表面，然後才輻射到四面八方。在輻射區內，光子平均每走1公分就與物質粒子碰撞一次，由核心以"光"的形式向外傳遞的能量，大約需經過一百萬年的掙扎與反覆的改頭換面，才能扺達太陽表面。輻射區到核心的密度增加很快，半徑為太陽一半的球體內含有90%的太陽物質。對流層(convection zone)：靠近表面處，厚約15萬公里，以對流形式將能量傳出。輻射區的外圍溫度下降的很快，物質的透明度大為減低，再加上太陽表面的輻射損失，使得上下溫差很大，形成了以湍流為主的強烈對流層。對流層幾乎完全不透明，輻射層傳來的能量，在這一層以對流的方式由高熱氣團帶到表面，表面的較冷氣團則下沉，頗似沸騰狀態的一壺水。對流層厎部的溫度約為一百萬度。在對流層裡來自太陽內部的能量，有之部份轉化為氣流的動能，太陽光球層、色層與日冕的各種活動與噴流皆與對流層有密不可分的關係。日震學(Helioseiogy)：如何測知不可見的太陽內部？天文學家經由杜卜勒效應技術，發現日震的現象，其表面有振幅近10公里的上下震動，而振動的週期可由數分鐘到數小時不等。類似地質學家用地震波在地球內部反射與傳遞來推測地球的內部結構，日震學家利用日震現象來推研太陽的內部結構。日震的頻率或日震模式超過百萬種，經由日震學，太陽天文學者能推斷太陽內部的溫度、密度、壓力、組成、運動與轉動。標準太陽模型–電腦裡的太陽：太陽距地球只有8.3光分，就其表面特徵與日震現象，天文學家得以推測其內部結構。但對其他其他遙遠的恆星，天文學家又如何臆知它們的內部結構？要探討其他遙遠恆星的內部結構，天文學家訴諸理論模型的模擬。恆星理論模型中列入考慮的主要因素有：流體靜態平衡：模型中將恆星由內至外，分為若干同心球殼層，每一層所受的萬有引力與熱壓力都達成平衡。能量傳遞由熱到冷是以輻射、對流或傳導等三種方式進行。物質是連續的：恆星內部每一殼層的質量總和，應與恆星的質量相同。能量是連續的：流過一殼層頂端的能量，應等於此殼層底部流入的能量加上在此殼層產生的能量。另此恆星所輻射的能量為每一殼層所產生能量的總和。恆星模型建立後，再以大型或超級電腦依恆星模型做計算，來預測恆星的可能內部結構，與外部可測得的發光能力等物理量。當然恆星模型的預測，須與實際的觀測相吻合，否則必須調整恆星模型的參數，再進行計算與預測並與實驗數據比較，此種過程重覆進行，直到理論預測與實際觀測數據一致為止。在校準與微調恆星理論模型的過程中，太陽扮演了非常關鍵的角色。理論模型的計算的結果，必須與太陽的實際發光能力、表面溫度、與日震學有關太陽內部的資訊一致。現廣為天文學家所接受的太陽理論模型，常被稱為標準太陽模型(Standard Sar Model)。太陽的大氣層：光球層、色球層、日冕與太陽風組成太陽的大氣。光球層(photosphere)：約500公里厚，溫度約5800 K我們所看到的太陽表面即是光球層。仔細的觀測可看到尺度大小約為1500公里的米粒組織（granulation)，此一結構是由對流所造成的。另外可明顯地看到太陽黑子(sunspots)。光球物質相當不透明，做太陽觀測時，在太陽盤面中部視線與光球表面垂直，通過很短的距離就看到溫度較高的光球層底部，而在盤面邊緣，視線幾乎與光球表面平行，即使通過比較長的距離，也只能看到溫度較低的光球上層，這種太陽盤面中央較亮而邊緣較暗的現象稱為臨邊昏暗(limb darkening)。光球層光譜：地球所見的太陽光譜主要來自光球層。光球層的底部是濃密的電漿態物質，發射出與其表面溫度相當的熱輻射光譜，在可見光範圍內的強度最大，譜型與5800K的黑體輻射極為相近。但在遠紫外線區、X射線區、γ射線區及遠紅外線到無線電波段的輻射強度卻遠高於5800K黑體輻射體，而且變化莫測。這些超額輻射主要來自光球層外的稀薄太陽大氣的非熱輻射式輻射。經由精密的光譜儀分析太陽連續光譜上的吸收譜線，可辨認出太陽大氣中的主要化學組成，除氫以外尚有鐵、鎂、鋁、鈣、鈦、鉻、鎳、鈉…等五十七種元素。光球層的溫度不足以激發氦原子，使含量僅次於氫的氦元素，在光球層光譜中沒有譜線。色球層(chromosphere)：色球層沒有明顯的上邊界，太陽的邊緣氣體密度很低，使得此部份的發光強度，只有光球的萬分之一。在日全蝕中，當月面恰好把光球全部遮擋時，才能看到玫瑰色的色球層，而這也是色球層名稱之由來。色球層的溫度隨高度的增加而上昇，由光球層頂部的4200K升至數萬K的高溫。根據升溫的情況，大約可將色球層分成三部份：在厚度約為400公里的厎層，溫度由4200K升到5500K。然後在1200公里的中層，溫度緩慢上升到8000K。在最後約400公里厚的高層溫度急劇升至數萬度，且在不到5000公里的高度裡，過渡到日冕的百萬度以上之高溫。部份色球層的溫度，高於激發氦原子光譜的二萬度，故色球層光譜中，可見到光球層光譜所無的氦原子光譜。日冕(Corona)：厚約太陽半徑的1.3倍，溫度約100萬K。日全食中，當月面將色球遮掩後，可見到圍繞太陽四周有一片淡白色的暈，這就是日冕。日冕物質非常稀薄，其密度約為地球表面大氣的十億分之一，比實驗室能達到的高真空還要低，故只有在日全食時才能觀測到。日冕的溫度非常高，可達二百萬度以上，如此高的溫度，可能是經由儲存在太陽磁場中的能量加熱而成的，但確切的過程為何，乃待進一步的研究。日冕的輻射包含許多來源，有日冕中自由電子對光球輻射的直接散射，還有日冕的發射線。日冕發射線是物質在高溫下，高度電離的離子所產生的，例如，其中有失去13個電子的鐵離子之譜線。這些發射線是日冕輻射中紫外線及X射線的主要來源之一。此外電子子在磁場中運動產生的同步輻射和其他非熱輻射，也是日冕輻射的主要來源。太陽風(sar wind)：高速的離子氣體(氫離子或稱質子, 電子,....)被吹離太陽者被統稱為太陽風。日冕的溫度高達百萬度以上，因此日冕物質粒子的熱運動速度都非常快，脫離日冕而遠離太陽的高速離子即為太陽風。太陽風所造成的質量流失每年約有107 噸，但與太陽的總質量相較，仍微不足道。太陽風的傳播速度約為450公里/秒，太陽探測船–尤里西斯號(Ulysses)最近傳回來的數據顯示，由太陽極區來的太陽風之速度更可高達750公里/秒，而且極區太陽風的成份也略有不同。太陽風中的高能粒子如直接吹襲地球表面，對地球的生命與生態環境具有極毀滅性的影響。但地球有磁場與大氣的遮蔽，大部份的高能粒子被阻隔在地球之外，少部份在地球的極區進入地球的粒子與空氣分子相碰撞，使空氣分子游離並發出瑰麗的極光(northern lights = aurora borealis, southern lights = aurora australis)，在這過程中高能粒子損失了大部份的能量，也降低了其傷害性。地球磁場在太陽風的吹襲之下，形成了迎太陽風面被壓縮而背太陽風面被拉拽的磁層結構(magnetosphere)。我國古代對極光的可靠記載有294次，最早見于西元前950年，《古今圖書集成．曆象匯編．庶微典》：『周昭王末年，夜清，五色光貫紫微…』。記載中主要以各種顏色的"氣"來描述極光，如"赤氣"、"紫氣"等。西漢以前的古人將極光視為吉兆，常稱之為"神光"或"神氣"。而西漢以後漸將極光視為凶兆，認為極光是未來戰亂兵災或天災人禍的警示。太陽的活動回大綱太陽表面活動最顯著的是太陽黑子。我國先民早在春秋時期就有『日中有三足烏』的記載，而這『三足烏』指的是形似烏鴉的太陽黑子，也因此在古代太陽常被稱為『金烏』。研究太陽黑子活動的過程中，天文學家發現太陽大氣還有日珥、日閃、日冕凝聚等活動，而這些活動皆與太陽黑子活動有關。在研究太陽的活動時，天文學家用不同的電磁波段來觀測太陽，原因與前數章中所敘述的理由一樣，因為不同波段下所觀測的太陽，告訴天文學家不同的資訊。太陽黑子(sunspots) 太陽黑子的主要性質：中心溫度較其他太陽表面低。中心的溫度約4000°K，與其他太陽表面對比較冷故呈黑色，但實際上單一黑子的照度與滿月相去不遠。黑子的大小不一，最大者可達地球直徑的兩倍。黑子常成群出現。多數太陽黑子成群結隊隨太陽自轉移過日面，每群黑子中通常有前導和後隨黑子之分。早在珈利略時代就己發現觀測黑子在日面的的運動，可以找出太陽的自轉週期。黑子持續約數日至數月不等。前導黑子和後隨黑子的磁極性相反，南、北日球黑子群的極性也恰好相反。黑子與太陽磁場的分佈有關。美國天文學家Hale 在1908 年，利用Zeemann 效應所造成的太陽鈣元素之光譜線分裂，來測量太陽表面的磁場。發現太陽黑子處的磁場約為太陽表面平均磁場的數百倍。太陽黑子週期約為11 年。如取過去世界各地所觀測黑子的平均數目，對年份作圖，即可看出太陽黑子的週期性變化。每一黑子週期長者可達13.3年，短的只有7.3年，而平均值是10.8 年，所以現在最常被引用的黑子週期為11 年。太陽的磁週期約為22年。如果在前一個太陽黑子週期中，北日球的前導黑子磁極性為N，則後隨黑子的磁極性必為S。而此時在南日球的前導黑子與後隨黑子的極性與北日球完全相反。而在下一個黑子週期中，北日球的前導黑子磁極性為S，後隨黑子的磁極性為N，南日球黑子群的極性也與前一週期相反。太陽磁週期為黑子週期的兩倍約為22年。太陽黑子的分佈–Maunder蝴蝶圖(Maunder butterfly diagram) 如以年份為橫軸，而以黑子出現的緯度為縱軸，畫出太陽黑子分佈圖，天文學家發現太陽黑子週期開始時，黑子主要出現在南、北緯約35°處，而在週期結束時，黑子通常出現在南、北緯約5°處。在同一週期中黑子的分佈形狀像一隻蝴蝶，稱為Maunder蝴蝶圖。太陽黑子的成因一般認為太陽黑子和其活動性，起源於熱對流與各部份的較差自轉，但完善的理論仍缺如。在1960年美國天文學家Babcock提出一個很簡單的模型，來解釋部份太陽黑子週期的特性。 Babcock理論：太陽赤道部分的轉速(自轉週期約25天)，較南北極部分的轉速(自轉週期約35天)快，由於旋轉速度的差異性，造成磁力線的糾結。太陽內部的擾流將此磁力線糾結部分浮出太陽表面而形成所謂的太陽黑子。磁力線的糾結，從高緯度開始，到了低緯度已是糾纏的太厲害，造成磁力線斷裂，磁場南北極互換，再開始另一次的太陽黑子週期。日珥(Prominences)：　月全蝕時可觀測到為巨大的扭曲磁場拖曳著游離的氣體所造成的變化情形可持續幾小時到幾週或幾個月。日閃(Flare)：太陽表面巨大的能量變化情形，在幾分鐘內達到最大，而在不到一小時內消教掉。可輻射出X-光，紫外線，可見光，高速的質子與電子。一巨大的日閃約可放出1025 J＝2*1015 噸TNT 炸藥。所輻射出的高速粒子是造成地球極光(Auroras)的主因。日閃活躍時，會造成地球通訊的干擾(對客機的乘客造成輻射傷害)。日冕活動：與太陽黑子有相同的週期日冕洞：南北極處磁場沒有成迴路，所有的粒子都由此處。參考資料 http://www.phy.ncku.edu.tw/~astrab/e_book/sun/sun.html 相關詞：太陽風暴,太陽磁暴,太陽的女子,太陽眼鏡,太陽劇團,三個太陽,太陽之歌,太陽馬戲團,太陽軌跡,太陽黑子 [ 快速連結 ] 其它回答( 3 ) | 意見( 4 ) | 評論( 0 ) 發表你的評價你的評價發表評價：正面普通負面評價內容：發表取消加入追蹤轉寄朋友友善列印馬上按讚加入 Yahoo! 奇摩知識+ 粉絲團一對一家教學超自在不背單字的戰勝多益字彙法實用教材包羅萬象！知識強者教會你不會做？來這裡找就通通會沒想到！竟然會有這些密技相關問答 [ 表演 ]太陽劇團都愛看太陽劇團嗎 [ 表演 ]有太陽劇團迷的要一起看嗎 [ 天文 ]影響太陽輻射強度的因素? 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