撰文 | 宋喬 楊書紅
當地時間2017年8月21日上午，一道巨大的陰影籠罩了北美大地。此時的月球正好運行到地球和太陽之間，把太陽的光芒遮住，形成了日食。在陰影的中心地帶，西起美國俄勒岡州，東到南卡羅來納州的廣大土地上，成千上萬的人目睹了日全食的壯麗景象。天空變暗了，彷彿黃昏突然降臨，金星、火星和軒轅十四在天空中閃亮。太陽變成一個黑色的圓盤，圓盤周圍散發出奇異的白色光芒，並有三條細長的光帶一直延伸到幾個太陽半徑遠的地方(圖1)。筆者有幸在俄勒岡州觀看這次日全食，感受到了美國人民對日全食的熱情，21日當天是工作日，有不少人專門請假去看日食，有人舉家開車奔赴全食帶觀看，還有人千里迢迢從阿拉斯加州趕來觀看。平時我們司空見慣的太陽，突然變成了大熱門。
圖1 2017年8月21日日全食照片
(羅森加滕拍攝於美國俄勒岡州馬德拉斯)，
黑色圓盤是被月球完全遮住的太陽光球，邊緣的紅色特徵屬於色球，最外面的白色光芒是日冕結構，注意左上角那個小白點，就是獅子座的一等星軒轅十四
日全食大戲的男主角太陽是離地球最近的一顆恆星，距離我們約1.5 億千米，半徑約70萬千米，是太陽系內最大的天體，被稱為我們的恆星。女主角月亮是地球的天然衛星，距離我們約38萬千米，半徑約為地球的四分之一，即1700千米左右。太陽和月亮的半徑相差約400倍，兩者相對地球距離也相差400倍左右，同時地球繞太陽公轉的軌道平面(黃道面)與月亮繞地球運行的軌道平面(白道面)之間的夾角只有5度左右。這一系列合適條件使得在某些特定時刻，月球可以不偏不倚地跑到地球和太陽之間，並剛好遮住太陽圓面，讓地球上特定地區的人們看到日全食。
對於某個地區的人們來說，日全食大戲並不常見。像我國這樣幅員遼闊的國家，可能也要二三十年才有一次，比如上一次日全食是2009 年7月在長江流域出現的，下一次要到2034年3月在西藏西南部才能看到，之後2035年9月的日全食將橫貫我國北方廣大地區，會更容易觀測到。即使在理想的情況下，落到地球表面上的月球本影直徑也只有幾百千米，這團陰影會以幾千千米每秒的速度從西向東掃過地球表面，位於地球上某個固定地點的人最多隻能看到7分半鐘的日全食，不少日全食只持續兩三分鐘，有人甚至專門乘坐飛機追逐月球的影子，只為多看幾眼日全食這一罕見的奇觀。
對普通人來說，日全食是一種壯觀的體驗；對天文學家而言，日全食是一次難得的觀測機會。為了觀測本次美國日全食，中國科學院雲南天文臺、北京大學、四川理工學院等多支中國團隊攜帶儀器跨越大洋，到美國俄勒岡州首府塞勒姆西邊的小鎮達拉斯安營紮寨。為了能在短短兩分鐘的全食階段取得更多更好的觀測數據，各團隊成員進行了周密細緻的準備工作，並在日全食期間協調指揮，最終保證了觀測的成功。雲南天文臺的第一代光纖陣列太陽光學望遠鏡、日冕綠線中等帶寬濾光成像望遠鏡、白光線偏振望遠鏡、北京大學的折射式大視場太陽成像望遠鏡、四川理工學院的折射式太陽半徑測量望遠鏡均獲得了可喜的觀測數據。
千百年來，太陽不僅為我們上演日全食奇景，還一直推動著物理學的發展，堪稱是一座無與倫比的巨型物理實驗室。古時候一些有識之士因為看到太陽上的黑點(太陽黑子)，認識到太陽並不是完美無缺的，將太陽從神話和宗教範疇，拉到了科學和物理的領域。到了近代和現代，這一進程大大加速了。
1802年，一個叫沃拉斯頓的英國化學家讓陽光穿過狹縫和三稜鏡照到白紙上，發現有很多黑色豎線散佈在七彩光帶上，他以為這是“顏色的分界線”。後來，德國物理學家夫琅和費仔細研究了這些黑線，還給它們一一做了編號，所以現在我們稱之為夫琅和費線。隨著光譜學的發展，人們發現不同的物質會有不同的發射和吸收譜線。通過與實驗室光譜進行對比，德國海德堡大學的基爾霍夫和本生終於揭開了太陽夫琅和費線的奧秘，發現了一種通過光譜確定物質化學成分的方法。有了這種方法，人類可以不必登陸採樣，就能夠通過恆星光譜分析遙遠恆星的化學成分，從而確定它們的類型、年齡並預測將來的演化。
1868年8月，法國天文學家簡森在印度觀測日食時，對日珥進行了光譜研究，發現了一條黃色譜線，這條譜線與當時已知的元素都對不上號。同年10月，英國天文學家洛克耶爾也在日珥光譜中觀測到了同樣的陌生譜線。當時的人們認為這條譜線代表了一種太陽上特有的元素，將其命名為Helium(來自希臘語，意思是太陽)，後來我們知道這種元素就是氦。現在，通過對夫琅和費線的研究，我們在太陽低層大氣中證認了67種元素，以及各種激發和電離態的原子。
1905年，愛因斯坦提出狹義相對論理論，隨後他又將狹義相對論推廣至非慣性系，提出了著名的等效原理，創立了廣義相對論。按照廣義相對論，光線會在引力作用下發生偏折，偏折的角度與產生引力場的物體的質量大小有關。在我們地球附近，質量最大的物體無疑是太陽，愛因斯坦在其1911年的論文中呼籲大家通過太陽附近恆星光線的偏折來驗證他的理論。我們都知道白天有太陽的時候就很難看見星星，晚上有星星的時候又看不到太陽，那麼什麼時候可以在太陽附近看到星星呢？在當時的技術條件下，觀測日全食是最好的選擇。
愛因斯坦的論文引起了一位英國天文學家的注意，這位天文家就是愛丁頓。1919年5 月，愛丁頓組織了兩支觀測隊，分別奔赴非洲和南美，以驗證日全食時星光的偏折。這次日全食觀測可謂天時地利人和，首先全食時間接近7分鐘，且太陽正好位於一個明亮的星團附近，這樣就有充足的時間和明亮的恆星進行更準確的觀測；其次，當時第一次世界大戰已經結束，英國日食遠征隊不用擔心德國潛艇的威脅了；最後，愛丁頓本人是和平主義者又是用英語宣講相對論的第一人，他不在乎相對論是一種看起來多麼古怪難懂的新理論，也不在乎提出者是來自敵國的科學家，而是對日全食觀測投入了極大的熱情。愛丁頓帶領日食遠征隊克服了長途旅行的勞累、惡劣環境的影響和糟糕天氣的干擾，終於完成了對星光偏折的驗證，愛因斯坦的廣義相對論取得了一次偉大的勝利。
在近百年後的今天，藉助大型天文望遠鏡和日冕儀等儀器，我們已經可以在白天觀測星星，可以用日冕儀擋板遮住太陽的光芒，不需要等到日全食再遠赴重洋進行星光偏折的驗證了。我們也在遙遠的宇宙深處，看到了由星系團等極大質量的天體的引力所形成的愛因斯坦環、愛因斯坦十字等神奇的景象；我們甚至探測到了由黑洞、中子星等緻密天體合併產生的引力波。2017年諾貝爾物理學獎授予了三名美國科學家韋斯、巴里什和索恩，以表彰他們在LIGO引力波探測器和引力波觀測方面做出的決定性貢獻。愛因斯坦的廣義相對論在茫茫宇宙中不斷得到新的驗證，同時也指引著我們去探索更廣闊的宇宙。
現代天文學的主要核心——天體物理——是將宇宙和其中的天體作為物理對象來研究的一門學科。受目前觀測技術的限制，即使是使用最好的天文望遠鏡觀測鄰近的明亮恆星，也難以對其表面特徵進行詳細分析。太陽作為一顆典型的、目前唯一可以詳細研究的恆星，其重要性不言而喻，可以說正是對太陽這座恆星級實驗室的研究，奠定了我們對其他恆星理解的基礎。
太陽如圖2所示從內到外分為日核、輻射區、對流區、光球、色球、過渡區和日冕等層次。最內層的日核只佔據太陽體積的1.56%，但是日核中進行的核聚變反應卻是太陽發光發熱的能量源頭。值得一提的是，日核中的核聚變反應是非常溫和的，因為日核的溫度和密度還不夠高，所以需要藉助量子隧穿效應核聚變反應才可以發生，也就是說在一定時間內只有很小一部分比例的氫聚變成了氦。計算表明，單位時間單位體積的日核物質聚變產生的能量可能跟新鮮肥料堆差不多。因此太陽巨大的能量輸出主要依賴於它巨大的體積，每秒日核裡面都有6億噸氫原子發生聚變，放出大量的高能γ光子和中微子。
圖2 太陽結構和耀斑等活動現象的示意圖
看到這裡可能有人要問，為什麼太陽核聚變反應產生的是高能的γ光子，但是我們測量太陽光譜得到卻是以可見光等較低能量的光子為主呢？這就要感謝輻射區了。在輻射區中，日核產生的高能光子不斷地被高溫物質吸收和發射，光子的能量逐漸降低，頻率變低，波長變長。同時光子的運動路徑也隨之不斷改變，穿越輻射區的路途變得格外曲折。好在輻射區溫度和密度都是從內向外不斷降低的，所以只要給四處亂轉的光子足夠長的時間，比如幾十萬年，它們最終還是可以穿越輻射區的。從輻射區往外是對流區，這裡和輻射區一樣，對光子來說也是不透明的，也就是說這一層的光子無法直接到達地球。與輻射區靠光子傳遞能量不同，對流區的溫度梯度足夠大，導致物質發生對流，它們像煮沸的水一樣不斷翻騰，將能量送到太陽表面。太陽表面的意思是說，從這裡發出的光子終於可以向外傳播併到達我們的眼睛了，所以我們叫它光球。太陽半徑、表面溫度等許多參數都是從光球層得到的。光球以下的部分叫作太陽內部，太陽內部溫度、密度等參數的分佈可以通過模型計算出來。目前通用的模型叫作標準太陽模型，該模型的計算結果與觀測吻合的不錯，我們關於太陽內部如何分層的知識就是來自標準太陽模型。像我們地球內部有地震一樣，太陽內部也有震動。通過對太陽表面多普勒速度分佈進行精確測量，我們可以計算太陽內部的狀態，這就是日震學的基本原理。通過日震學的幫助，我們可以對標準太陽模型的參數進行修正，使其更精確地反映太陽內部的物理狀態。
標準太陽模型也遇到過挑戰，在解決挑戰的過程中又產生了一次諾貝爾獎。前面說到日核的聚變反應產生光子和中微子，與四處亂撞的光子不同，中微子幾乎不和其他物質發生相互作用，所以有人叫它“害羞的粒子”。太陽從核心到表面70萬千米的路程，中微子只要2秒多點兒就能跑完。科學家在地下建造巨大的儀器，以探測來自太陽的中微子，結果發現探測到的中微子數量和標準太陽模型預計的不一致，有約三分之二的中微子不見了。雖然一開始標準太陽模型的正確性受到了懷疑，但最後結果表明其實是當時對中微子性質的認識還不夠深入。梶田隆章和麥克唐納因為“發現了中微子振盪，在粒子物理領域開闢了新的疆土”而獲得了2015年的諾貝爾物理學獎，這也是中微子相關研究第四次獲得諾貝爾獎。
相比中微子，我們人類更熟悉電磁輻射，連我們的眼睛都進化成能很好的接收太陽電磁輻射中最主要的部分，並把這部分稱為可見光。17 世紀初，當第一架望遠鏡指向天空，觀測的也是可見光，所以目前為止我們對太陽實驗室的可以看到的外層部分——太陽大氣的瞭解要更為詳細。太陽大氣中時時刻刻都在進行著等離子體物理實驗，其中一個重要的參數是磁場。在光球、色球、過渡區和日冕等各個層次上都有多種多樣的、與磁場相關的活動現象存在，其中最廣為人知的就是太陽黑子。
古人很早就注意到太陽明亮圓盤上有黑色斑點存在。《漢書·五行志》中記載：“河平元年……三月乙未，日出黃，有黑氣大如錢，居日中央”，這裡的“黑氣大如錢”指的就是太陽黑子。黑子等活動特徵聚集的區域被稱為太陽活動區。太陽大氣的不同層次因其溫度、密度等物理參數的差異，常常需要在不同波段進行觀測（如圖3所示）。太陽活動區的外貌根據所使用的觀測波段和角度的不同會有較大變化，就好比在可見光、紅外、X射線波段會拍出不同的人體照片一樣。日面上的活動區在光球上常常表現為由光斑圍繞的黑子群，其大小約為一萬到十萬千米的量級，相當於一個甚至幾十個地球直徑大小，面積約佔太陽表面的1%~2%，壽命從幾天到幾個月不等。在色球上，活動區常常表現為日面上的譜斑和活動區暗條，以及日面邊緣Hα波段的明亮日珥。在日冕中，活動區的尺度往往較大，表現為極紫外波段的冕環、日冕凝聚物和X射線增強區。
圖3 太陽動力學天文臺（SDO）衛星拍攝的
太陽活動區在不同波段的圖像，
右下角的黑白圖為縱向磁圖，
該圖視場範圍約20萬千米
太陽活動區是強磁場聚集的地方，單個活動區的磁通量一般為10^19~5×10^22麥克斯韋。當大量磁通量從光球下不斷浮現出來，一個活動區就誕生了。活動區在時間和空間上的分佈是由太陽磁場整體變化確定的。活動區和黑子的數目都有一個大致為11年的週期，稱為太陽活動周（圖4）。活動區和黑子數目在活動周峰年較多，可見日面上經常同時存在多個活動區；到了活動周谷年的時候，有時會連續很多天日面上一個黑子都沒有。我們現在處於第24個太陽活動周的尾巴上，有時候連續幾天都看不到黑子的蹤影，但這並不等於平靜無事，比如2017年9月份的時候，太陽突然爆發了一次十二年來最大的耀斑，給很多研究人員帶來了驚喜。
圖4 第23太陽活動周太陽活動的變化
暗條和日珥是太陽大氣中另外一種常見特徵，它們其實是同一種東西。在Hα等色球溫度的波段上它們通常呈現為比日面背景更暗的條帶狀結構，被稱為暗條；當其位於日面邊緣時，通常表現為比天空背景更亮的突出狀結構，所以叫作日珥。暗條或日珥一般位於日冕高度上，但在日冕波段的圖像上卻不能被觀測到或者呈現為吸收特徵，這表明它們比其周圍日冕物質溫度更低、密度更大。日珥最初是日全食時在太陽邊緣被發現的，但直到1860年日全食時通過照相術的幫助，人們才確認日珥是太陽上的特徵，而不是來自地球大氣的影響。隨著日冕儀、單色光照相儀等觀測儀器的發明，以及望遠鏡空間分辨率的提高，在非日全食時也能觀測到日珥和暗條。觀測表明，暗條或日珥也是由磁場主導的，它們通常位於光球磁反轉線上方，是高溫稀薄的日冕中的較冷較緻密的等離子團，主要由氫和氦構成，通常具有較低的電離態。暗條或日珥本身並不是均勻的，存在大量精細的、快速變化的亞角秒尺度的精細結構（圖5）。當暗條或日珥爆發時，可能伴隨有日冕物質拋射和耀斑等爆發事件。
圖5 瑞典1米太陽望遠鏡（SST）觀測的
暗條細節結構，右下角是
該暗條與地球大小的比較
1895 年，卡林頓和霍奇森分別在白光太陽像上發現一個大活動區局部突然變亮，這是一次太陽白光耀斑，這次極為劇烈的爆發事件被稱為卡林頓事件。耀斑(Flare)的“耀”字說的是它的猛烈。炎炎夏日讓我們體會到陽光的威力，而耀斑除了可見光(白光)和射電波之外，還有大量的X射線、極紫外等高能光子，其猛烈程度可想而知。20世紀後期，因為人們在Hα波段觀測到了分離的耀斑雙帶和膨脹的耀斑後環，耀斑開始被認為是一種色球現象，隨後的X射線和射電觀測表明耀斑的一系列重要過程都是發生在日冕中的。一般認為耀斑的能量來自於磁場，當扭纏的磁力線發生重聯時，巨大的能量就被釋放出來。耀斑有時候會伴隨有日冕物質拋射現象（圖6）。
圖6 SOHO衛星拍攝的一次壯觀的日冕物質拋射
日冕物質拋射(CME)是太陽大氣中常見的大尺度爆發現象，可在短時間內將大量物質和磁場拋向行星際空間。雖然早年人們在觀測日全食的時候就偶然看到過CME的蹤跡，但是CME被真正認識和了解，還是在20世紀後半葉日冕儀和空間觀測出現之後。在白光日冕儀的圖像上，CME由於投影效應等原因展現出多樣的形態，如泡狀、環狀、暈狀和扇形等。當它們朝向地球方向時，往往會產生較大的對地效應。CME投影速度從20千米每秒到2000千米每秒都有分佈，有的甚至高達3500千米每秒。觀測數據表明，CME物質外流帶來的密度增大一直持續到7個太陽半徑處，CME平均質量約為1.6×10^12千克。通過質量和速度估計可得，一個典型的CME具有約10^22~10^27焦耳的動能和勢能，與耀斑事件的能量相當。
冕洞也是太陽大氣中的常見特徵，它們是日冕中低溫低密的區域，在X射線和紫外等波段太陽圖像上的通常表現為塊狀暗區。冕洞的數目、大小以及其在太陽上的位置都會隨太陽活動周而變化。與太陽上其他特徵的較差自轉不同，冕洞常常表現為剛體自轉。冕洞磁場由單一極性主導，但其中仍有雙極成分存在。冕洞內較低的等離子體密度和開放的磁場構型，使得離子和電子可以無碰撞地沿著開放磁力線向行星際空間運動，形成高速太陽風。由於太陽自轉造成的重現性冕洞高速流，常常帶來週期性的小甚至中等強度的地磁暴，可以把太陽活動的影響一直延伸到地球表面。
圖7 SDO衛星觀測到的一個
位於太陽北極附近的巨大冕洞，
白色是計算得到的日冕磁力線
從古代起人類就知道太陽對地球的巨大影響。古埃及、瑪雅、華夏等很多文明都有關於太陽的神話傳說，神話傳說的背後是太陽每秒拋灑出來的龐大能量。到了現代，人類更是發現太陽這個實驗室不僅帶給我們物理知識，還會影響我們的科技和生活，甚至地球本身就在這個實驗室中，每時每刻都感受著太陽風的吹拂。當太陽活動劇烈的時候，耀斑和日冕物質拋射還會讓我們感受到太陽風暴的威力。太陽風暴是很有層次感的立體攻勢，通常包含三波攻擊，會引發不同的空間天氣事件。
第一波攻擊相當於現代戰爭中的激光武器，因為它們是電磁輻射，也就是光。光從太陽到地球只需八分多鐘，正所謂迅雷不及掩耳之勢。太陽風暴中的光主要來自太陽耀斑，雖然耀斑產生的高能光子沒法穿透地球厚厚的大氣層輻射到地面，但卻可以改變地球電離層的性質。因此依賴電離層反射傳播的無線電信號會受到影響，比如造成無線電通信、廣播中斷、GPS 信號誤差增大等。對於依賴無線電通信尤其是高頻通信的人們，比如茫茫大海中漁船上的漁民、從中國飛越極區去北美的客機上的乘客等來說，這可不是一個好消息。
第二波攻擊是高能粒子，相當於空襲打擊，主要包括兩種機型——“輕型戰鬥機”電子和“重型轟炸機”質子。它們的速度可達光速的幾分之一，通常在幾十分鐘到數小時後就會飛到地球上空，在軌運行的人造衛星和空間站首當其衝。這些帶電的高能粒子可以穿透衛星表面，對衛星造成暫時甚至永久的損害，也可能會對航天員的健康造成威脅。
第三波攻擊是姍姍來遲的登陸部隊，它們是等離子體。等離子體由自由的帶電粒子組成，很容易和磁場攪到一塊，形成磁化等離子體，就好像運載著裝甲車的登陸艦隊。磁化等離子體首先攻擊的灘頭陣地是地球的磁層，一旦順利搶灘登陸，會對地磁場造成擾動，可能引發地磁暴事件，會對導航定位、地質勘探等造成影響，還會讓信鴿等依賴磁場定位的動物迷失方向。
正如戰爭中偵查和情報工作非常重要一樣，要想有效應對空間天氣事件，就要對空間天氣進行監測和預報，各國為此都投入了可觀的資源。美國在其國家海洋和大氣管理局(NOAA)裡設置了空間天氣預報中心(SWPC)，2015年發射的DSCOVR衛星在日地之間的第一拉格朗日點擔當太陽風監測前哨，2018年即將發射的帕克太陽探測器可靠近到8.5個太陽半徑的地方去“觸摸太陽”。我國在這方面起步稍晚，正在奮起直追，中國氣象局建立了專門的空間天氣監測預警中心，最新的風雲四號氣象衛星上搭載了高能粒子探測器、三軸磁通門磁強計、衛星輻照計量儀與充電電位測量儀等空間天氣監測儀器。一旦發現太陽風暴的苗頭，不論是在太空作業的宇航員，還是飛越極區的客機，都可以採取有效措施，減少太陽風暴帶來的危害。
對於太陽這個巨大的實驗室，儘管我們已經研究了幾千年，有大量的地面望遠鏡和人造衛星專門盯著看，我們對它仍有很多不瞭解的地方。比如我們對於輻射區和對流區之間的差旋層、色球和日冕之間的過渡區等區域的性質還知之甚少；此外，日冕溫度為何越往外越高，太陽上的鋰元素含量為何比隕石中的低很多等問題也尚未解決。當我們把目光放得更遠，在廣袤的時間和空間中，地球並不是一個永恆的安樂窩。即使我們避開了小行星撞擊、核戰爭等可能的天災人禍，50億年後太陽這個實驗室也會有終結的那一天。對太陽的研究將有助於我們開啟行星際甚至星際旅行的大門，當科幻小說中的描寫在未來實現，我們也許會像現在看天氣預報一樣關注空間天氣變化，準備好防護措施，飛向另一顆星球。
本文選自《現代物理知識》2018年第2 期 時光摘編
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