撰文 | 宋乔 杨书红

　　当地时间2017年8月21日上午，一道巨大的阴影笼罩了北美大地。此时的月球正好运行到地球和太阳之间，把太阳的光芒遮住，形成了日食。在阴影的中心地带，西起美国俄勒冈州，东到南卡罗来纳州的广大土地上，成千上万的人目睹了日全食的壮丽景象。天空变暗了，仿佛黄昏突然降临，金星、火星和轩辕十四在天空中闪亮。太阳变成一个黑色的圆盘，圆盘周围散发出奇异的白色光芒，并有三条细长的光带一直延伸到几个太阳半径远的地方(图1)。笔者有幸在俄勒冈州观看这次日全食，感受到了美国人民对日全食的热情，21日当天是工作日，有不少人专门请假去看日食，有人举家开车奔赴全食带观看，还有人千里迢迢从阿拉斯加州赶来观看。平时我们司空见惯的太阳，突然变成了大热门。

图1 2017年8月21日日全食照片(罗森加滕拍摄于美国俄勒冈州马德拉斯)，

　　黑色圆盘是被月球完全遮住的太阳光球，边缘的红色特征属于色球，最外面的白色光芒是日冕结构，注意左上角那个小白点，就是狮子座的一等星轩辕十四

　　日全食大戏的男主角太阳是离地球最近的一颗恒星，距离我们约1.5 亿千米，半径约70万千米，是太阳系内最大的天体，被称为我们的恒星。女主角月亮是地球的天然卫星，距离我们约38万千米，半径约为地球的四分之一，即1700千米左右。太阳和月亮的半径相差约400倍，两者相对地球距离也相差400倍左右，同时地球绕太阳公转的轨道平面(黄道面)与月亮绕地球运行的轨道平面(白道面)之间的夹角只有5度左右。这一系列合适条件使得在某些特定时刻，月球可以不偏不倚地跑到地球和太阳之间，并刚好遮住太阳圆面，让地球上特定地区的人们看到日全食。

　　对于某个地区的人们来说，日全食大戏并不常见。像我国这样幅员辽阔的国家，可能也要二三十年才有一次，比如上一次日全食是2009 年7月在长江流域出现的，下一次要到2034年3月在西藏西南部才能看到，之后2035年9月的日全食将横贯我国北方广大地区，会更容易观测到。即使在理想的情况下，落到地球表面上的月球本影直径也只有几百千米，这团阴影会以几千千米每秒的速度从西向东扫过地球表面，位于地球上某个固定地点的人最多只能看到7分半钟的日全食，不少日全食只持续两三分钟，有人甚至专门乘坐飞机追逐月球的影子，只为多看几眼日全食这一罕见的奇观。

　　对普通人来说，日全食是一种壮观的体验；对天文学家而言，日全食是一次难得的观测机会。为了观测本次美国日全食，中国科学院云南天文台、北京大学、四川理工学院等多支中国团队携带仪器跨越大洋，到美国俄勒冈州首府塞勒姆西边的小镇达拉斯安营扎寨。为了能在短短两分钟的全食阶段取得更多更好的观测数据，各团队成员进行了周密细致的准备工作，并在日全食期间协调指挥，最终保证了观测的成功。云南天文台的第一代光纤阵列太阳光学望远镜、日冕绿线中等带宽滤光成像望远镜、白光线偏振望远镜、北京大学的折射式大视场太阳成像望远镜、四川理工学院的折射式太阳半径测量望远镜均获得了可喜的观测数据。

　　千百年来，太阳不仅为我们上演日全食奇景，还一直推动着物理学的发展，堪称是一座无与伦比的巨型物理实验室。古时候一些有识之士因为看到太阳上的黑点(太阳黑子)，认识到太阳并不是完美无缺的，将太阳从神话和宗教范畴，拉到了科学和物理的领域。到了近代和现代，这一进程大大加速了。

　　1802年，一个叫沃拉斯顿的英国化学家让阳光穿过狭缝和三棱镜照到白纸上，发现有很多黑色竖线散布在七彩光带上，他以为这是“颜色的分界线”。后来，德国物理学家夫琅和费仔细研究了这些黑线，还给它们一一做了编号，所以现在我们称之为夫琅和费线。随着光谱学的发展，人们发现不同的物质会有不同的发射和吸收谱线。通过与实验室光谱进行对比，德国海德堡大学的基尔霍夫和本生终于揭开了太阳夫琅和费线的奥秘，发现了一种通过光谱确定物质化学成分的方法。有了这种方法，人类可以不必登陆采样，就能够通过恒星光谱分析遥远恒星的化学成分，从而确定它们的类型、年龄并预测将来的演化。

　　1868年8月，法国天文学家简森在印度观测日食时，对日珥进行了光谱研究，发现了一条黄色谱线，这条谱线与当时已知的元素都对不上号。同年10月，英国天文学家洛克耶尔也在日珥光谱中观测到了同样的陌生谱线。当时的人们认为这条谱线代表了一种太阳上特有的元素，将其命名为Helium(来自希腊语，意思是太阳)，后来我们知道这种元素就是氦。现在，通过对夫琅和费线的研究，我们在太阳低层大气中证认了67种元素，以及各种激发和电离态的原子。

　　1905年，爱因斯坦提出狭义相对论理论，随后他又将狭义相对论推广至非惯性系，提出了著名的等效原理，创立了广义相对论。按照广义相对论，光线会在引力作用下发生偏折，偏折的角度与产生引力场的物体的质量大小有关。在我们地球附近，质量最大的物体无疑是太阳，爱因斯坦在其1911年的论文中呼吁大家通过太阳附近恒星光线的偏折来验证他的理论。我们都知道白天有太阳的时候就很难看见星星，晚上有星星的时候又看不到太阳，那么什么时候可以在太阳附近看到星星呢？在当时的技术条件下，观测日全食是最好的选择。

　　爱因斯坦的论文引起了一位英国天文学家的注意，这位天文家就是爱丁顿。1919年5 月，爱丁顿组织了两支观测队，分别奔赴非洲和南美，以验证日全食时星光的偏折。这次日全食观测可谓天时地利人和，首先全食时间接近7分钟，且太阳正好位于一个明亮的星团附近，这样就有充足的时间和明亮的恒星进行更准确的观测；其次，当时第一次世界大战已经结束，英国日食远征队不用担心德国潜艇的威胁了；最后，爱丁顿本人是和平主义者又是用英语宣讲相对论的第一人，他不在乎相对论是一种看起来多么古怪难懂的新理论，也不在乎提出者是来自敌国的科学家，而是对日全食观测投入了极大的热情。爱丁顿带领日食远征队克服了长途旅行的劳累、恶劣环境的影响和糟糕天气的干扰，终于完成了对星光偏折的验证，爱因斯坦的广义相对论取得了一次伟大的胜利。

　　在近百年后的今天，借助大型天文望远镜和日冕仪等仪器，我们已经可以在白天观测星星，可以用日冕仪挡板遮住太阳的光芒，不需要等到日全食再远赴重洋进行星光偏折的验证了。我们也在遥远的宇宙深处，看到了由星系团等极大质量的天体的引力所形成的爱因斯坦环、爱因斯坦十字等神奇的景象；我们甚至探测到了由黑洞、中子星等致密天体合并产生的引力波。2017年诺贝尔物理学奖授予了三名美国科学家韦斯、巴里什和索恩，以表彰他们在LIGO引力波探测器和引力波观测方面做出的决定性贡献。爱因斯坦的广义相对论在茫茫宇宙中不断得到新的验证，同时也指引着我们去探索更广阔的宇宙。

　　现代天文学的主要核心——天体物理——是将宇宙和其中的天体作为物理对象来研究的一门学科。受目前观测技术的限制，即使是使用最好的天文望远镜观测邻近的明亮恒星，也难以对其表面特征进行详细分析。太阳作为一颗典型的、目前唯一可以详细研究的恒星，其重要性不言而喻，可以说正是对太阳这座恒星级实验室的研究，奠定了我们对其他恒星理解的基础。

　　太阳如图2所示从内到外分为日核、辐射区、对流区、光球、色球、过渡区和日冕等层次。最内层的日核只占据太阳体积的1.56%，但是日核中进行的核聚变反应却是太阳发光发热的能量源头。值得一提的是，日核中的核聚变反应是非常温和的，因为日核的温度和密度还不够高，所以需要借助量子隧穿效应核聚变反应才可以发生，也就是说在一定时间内只有很小一部分比例的氢聚变成了氦。计算表明，单位时间单位体积的日核物质聚变产生的能量可能跟新鲜肥料堆差不多。因此太阳巨大的能量输出主要依赖于它巨大的体积，每秒日核里面都有6亿吨氢原子发生聚变，放出大量的高能γ光子和中微子。

图2 太阳结构和耀斑等活动现象的示意图

　　看到这里可能有人要问，为什么太阳核聚变反应产生的是高能的γ光子，但是我们测量太阳光谱得到却是以可见光等较低能量的光子为主呢？这就要感谢辐射区了。在辐射区中，日核产生的高能光子不断地被高温物质吸收和发射，光子的能量逐渐降低，频率变低，波长变长。同时光子的运动路径也随之不断改变，穿越辐射区的路途变得格外曲折。好在辐射区温度和密度都是从内向外不断降低的，所以只要给四处乱转的光子足够长的时间，比如几十万年，它们最终还是可以穿越辐射区的。从辐射区往外是对流区，这里和辐射区一样，对光子来说也是不透明的，也就是说这一层的光子无法直接到达地球。与辐射区靠光子传递能量不同，对流区的温度梯度足够大，导致物质发生对流，它们像煮沸的水一样不断翻腾，将能量送到太阳表面。太阳表面的意思是说，从这里发出的光子终于可以向外传播并到达我们的眼睛了，所以我们叫它光球。太阳半径、表面温度等许多参数都是从光球层得到的。光球以下的部分叫作太阳内部，太阳内部温度、密度等参数的分布可以通过模型计算出来。目前通用的模型叫作标准太阳模型，该模型的计算结果与观测吻合的不错，我们关于太阳内部如何分层的知识就是来自标准太阳模型。像我们地球内部有地震一样，太阳内部也有震动。通过对太阳表面多普勒速度分布进行精确测量，我们可以计算太阳内部的状态，这就是日震学的基本原理。通过日震学的帮助，我们可以对标准太阳模型的参数进行修正，使其更精确地反映太阳内部的物理状态。

　　标准太阳模型也遇到过挑战，在解决挑战的过程中又产生了一次诺贝尔奖。前面说到日核的聚变反应产生光子和中微子，与四处乱撞的光子不同，中微子几乎不和其他物质发生相互作用，所以有人叫它“害羞的粒子”。太阳从核心到表面70万千米的路程，中微子只要2秒多点儿就能跑完。科学家在地下建造巨大的仪器，以探测来自太阳的中微子，结果发现探测到的中微子数量和标准太阳模型预计的不一致，有约三分之二的中微子不见了。虽然一开始标准太阳模型的正确性受到了怀疑，但最后结果表明其实是当时对中微子性质的认识还不够深入。梶田隆章和麦克唐纳因为“发现了中微子振荡，在粒子物理领域开辟了新的疆土”而获得了2015年的诺贝尔物理学奖，这也是中微子相关研究第四次获得诺贝尔奖。

　　相比中微子，我们人类更熟悉电磁辐射，连我们的眼睛都进化成能很好的接收太阳电磁辐射中最主要的部分，并把这部分称为可见光。17 世纪初，当第一架望远镜指向天空，观测的也是可见光，所以目前为止我们对太阳实验室的可以看到的外层部分——太阳大气的了解要更为详细。太阳大气中时时刻刻都在进行着等离子体物理实验，其中一个重要的参数是磁场。在光球、色球、过渡区和日冕等各个层次上都有多种多样的、与磁场相关的活动现象存在，其中最广为人知的就是太阳黑子。

　　古人很早就注意到太阳明亮圆盘上有黑色斑点存在。《汉书·五行志》中记载：“河平元年……三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央”，这里的“黑气大如钱”指的就是太阳黑子。黑子等活动特征聚集的区域被称为太阳活动区。太阳大气的不同层次因其温度、密度等物理参数的差异，常常需要在不同波段进行观测（如图3所示）。太阳活动区的外貌根据所使用的观测波段和角度的不同会有较大变化，就好比在可见光、红外、X射线波段会拍出不同的人体照片一样。日面上的活动区在光球上常常表现为由光斑围绕的黑子群，其大小约为一万到十万千米的量级，相当于一个甚至几十个地球直径大小，面积约占太阳表面的1%~2%，寿命从几天到几个月不等。在色球上，活动区常常表现为日面上的谱斑和活动区暗条，以及日面边缘Hα波段的明亮日珥。在日冕中，活动区的尺度往往较大，表现为极紫外波段的冕环、日冕凝聚物和X射线增强区。

图3 太阳动力学天文台（SDO）卫星拍摄的太阳活动区在不同波段的图像，右下角的黑白图为纵向磁图，该图视场范围约20万千米

　　太阳活动区是强磁场聚集的地方，单个活动区的磁通量一般为10^19~5×10^22麦克斯韦。当大量磁通量从光球下不断浮现出来，一个活动区就诞生了。活动区在时间和空间上的分布是由太阳磁场整体变化确定的。活动区和黑子的数目都有一个大致为11年的周期，称为太阳活动周（图4）。活动区和黑子数目在活动周峰年较多，可见日面上经常同时存在多个活动区；到了活动周谷年的时候，有时会连续很多天日面上一个黑子都没有。我们现在处于第24个太阳活动周的尾巴上，有时候连续几天都看不到黑子的踪影，但这并不等于平静无事，比如2017年9月份的时候，太阳突然爆发了一次十二年来最大的耀斑，给很多研究人员带来了惊喜。

图4 第23太阳活动周太阳活动的变化

　　暗条和日珥是太阳大气中另外一种常见特征，它们其实是同一种东西。在Hα等色球温度的波段上它们通常呈现为比日面背景更暗的条带状结构，被称为暗条；当其位于日面边缘时，通常表现为比天空背景更亮的突出状结构，所以叫作日珥。暗条或日珥一般位于日冕高度上，但在日冕波段的图像上却不能被观测到或者呈现为吸收特征，这表明它们比其周围日冕物质温度更低、密度更大。日珥最初是日全食时在太阳边缘被发现的，但直到1860年日全食时通过照相术的帮助，人们才确认日珥是太阳上的特征，而不是来自地球大气的影响。随着日冕仪、单色光照相仪等观测仪器的发明，以及望远镜空间分辨率的提高，在非日全食时也能观测到日珥和暗条。观测表明，暗条或日珥也是由磁场主导的，它们通常位于光球磁反转线上方，是高温稀薄的日冕中的较冷较致密的等离子团，主要由氢和氦构成，通常具有较低的电离态。暗条或日珥本身并不是均匀的，存在大量精细的、快速变化的亚角秒尺度的精细结构（图5）。当暗条或日珥爆发时，可能伴随有日冕物质抛射和耀斑等爆发事件。

图5 瑞典1米太阳望远镜（SST）观测的暗条细节结构，右下角是该暗条与地球大小的比较

　　1895 年，卡林顿和霍奇森分别在白光太阳像上发现一个大活动区局部突然变亮，这是一次太阳白光耀斑，这次极为剧烈的爆发事件被称为卡林顿事件。耀斑(Flare)的“耀”字说的是它的猛烈。炎炎夏日让我们体会到阳光的威力，而耀斑除了可见光(白光)和射电波之外，还有大量的X射线、极紫外等高能光子，其猛烈程度可想而知。20世纪后期，因为人们在Hα波段观测到了分离的耀斑双带和膨胀的耀斑后环，耀斑开始被认为是一种色球现象，随后的X射线和射电观测表明耀斑的一系列重要过程都是发生在日冕中的。一般认为耀斑的能量来自于磁场，当扭缠的磁力线发生重联时，巨大的能量就被释放出来。耀斑有时候会伴随有日冕物质抛射现象（图6）。

图6 SOHO卫星拍摄的一次壮观的日冕物质抛射

　　日冕物质抛射(CME)是太阳大气中常见的大尺度爆发现象，可在短时间内将大量物质和磁场抛向行星际空间。虽然早年人们在观测日全食的时候就偶然看到过CME的踪迹，但是CME被真正认识和了解，还是在20世纪后半叶日冕仪和空间观测出现之后。在白光日冕仪的图像上，CME由于投影效应等原因展现出多样的形态，如泡状、环状、晕状和扇形等。当它们朝向地球方向时，往往会产生较大的对地效应。CME投影速度从20千米每秒到2000千米每秒都有分布，有的甚至高达3500千米每秒。观测数据表明，CME物质外流带来的密度增大一直持续到7个太阳半径处，CME平均质量约为1.6×10^12千克。通过质量和速度估计可得，一个典型的CME具有约10^22~10^27焦耳的动能和势能，与耀斑事件的能量相当。

　　冕洞也是太阳大气中的常见特征，它们是日冕中低温低密的区域，在X射线和紫外等波段太阳图像上的通常表现为块状暗区。冕洞的数目、大小以及其在太阳上的位置都会随太阳活动周而变化。与太阳上其他特征的较差自转不同，冕洞常常表现为刚体自转。冕洞磁场由单一极性主导，但其中仍有双极成分存在。冕洞内较低的等离子体密度和开放的磁场构型，使得离子和电子可以无碰撞地沿着开放磁力线向行星际空间运动，形成高速太阳风。由于太阳自转造成的重现性冕洞高速流，常常带来周期性的小甚至中等强度的地磁暴，可以把太阳活动的影响一直延伸到地球表面。

图7 SDO卫星观测到的一个位于太阳北极附近的巨大冕洞，白色是计算得到的日冕磁力线

　　从古代起人类就知道太阳对地球的巨大影响。古埃及、玛雅、华夏等很多文明都有关于太阳的神话传说，神话传说的背后是太阳每秒抛洒出来的庞大能量。到了现代，人类更是发现太阳这个实验室不仅带给我们物理知识，还会影响我们的科技和生活，甚至地球本身就在这个实验室中，每时每刻都感受着太阳风的吹拂。当太阳活动剧烈的时候，耀斑和日冕物质抛射还会让我们感受到太阳风暴的威力。太阳风暴是很有层次感的立体攻势，通常包含三波攻击，会引发不同的空间天气事件。

　　第一波攻击相当于现代战争中的激光武器，因为它们是电磁辐射，也就是光。光从太阳到地球只需八分多钟，正所谓迅雷不及掩耳之势。太阳风暴中的光主要来自太阳耀斑，虽然耀斑产生的高能光子没法穿透地球厚厚的大气层辐射到地面，但却可以改变地球电离层的性质。因此依赖电离层反射传播的无线电信号会受到影响，比如造成无线电通信、广播中断、GPS 信号误差增大等。对于依赖无线电通信尤其是高频通信的人们，比如茫茫大海中渔船上的渔民、从中国飞越极区去北美的客机上的乘客等来说，这可不是一个好消息。

　　第二波攻击是高能粒子，相当于空袭打击，主要包括两种机型——“轻型战斗机”电子和“重型轰炸机”质子。它们的速度可达光速的几分之一，通常在几十分钟到数小时后就会飞到地球上空，在轨运行的人造卫星和空间站首当其冲。这些带电的高能粒子可以穿透卫星表面，对卫星造成暂时甚至永久的损害，也可能会对航天员的健康造成威胁。

　　第三波攻击是姗姗来迟的登陆部队，它们是等离子体。等离子体由自由的带电粒子组成，很容易和磁场搅到一块，形成磁化等离子体，就好像运载着装甲车的登陆舰队。磁化等离子体首先攻击的滩头阵地是地球的磁层，一旦顺利抢滩登陆，会对地磁场造成扰动，可能引发地磁暴事件，会对导航定位、地质勘探等造成影响，还会让信鸽等依赖磁场定位的动物迷失方向。

　　正如战争中侦查和情报工作非常重要一样，要想有效应对空间天气事件，就要对空间天气进行监测和预报，各国为此都投入了可观的资源。美国在其国家海洋和大气管理局(NOAA)里设置了空间天气预报中心(SWPC)，2015年发射的DSCOVR卫星在日地之间的第一拉格朗日点担当太阳风监测前哨，2018年即将发射的帕克太阳探测器可靠近到8.5个太阳半径的地方去“触摸太阳”。我国在这方面起步稍晚，正在奋起直追，中国气象局建立了专门的空间天气监测预警中心，最新的风云四号气象卫星上搭载了高能粒子探测器、三轴磁通门磁强计、卫星辐照计量仪与充电电位测量仪等空间天气监测仪器。一旦发现太阳风暴的苗头，不论是在太空作业的宇航员，还是飞越极区的客机，都可以采取有效措施，减少太阳风暴带来的危害。

　　对于太阳这个巨大的实验室，尽管我们已经研究了几千年，有大量的地面望远镜和人造卫星专门盯着看，我们对它仍有很多不了解的地方。比如我们对于辐射区和对流区之间的差旋层、色球和日冕之间的过渡区等区域的性质还知之甚少；此外，日冕温度为何越往外越高，太阳上的锂元素含量为何比陨石中的低很多等问题也尚未解决。当我们把目光放得更远，在广袤的时间和空间中，地球并不是一个永恒的安乐窝。即使我们避开了小行星撞击、核战争等可能的天灾人祸，50亿年后太阳这个实验室也会有终结的那一天。对太阳的研究将有助于我们开启行星际甚至星际旅行的大门，当科幻小说中的描写在未来实现，我们也许会像现在看天气预报一样关注空间天气变化，准备好防护措施，飞向另一颗星球。

　　（本文选自《现代物理知识》2018年第2期 时光摘编）