太阳：我们认识宇宙的第一道门槛——季海生

    2022年7月13日，紫金山天文台季海生研究员为天元太空探索暑期学校作题为《太阳：我们认识宇宙的第一道门槛》的报告。

    报告从日地距离的测量出发，由热核聚变作为太阳能量来源引出中微子的观测、分析了如何通过太阳光谱学研究太阳成分与内部结构、探讨了日冕加热问题的研究现状。

从测日地距离到诺贝尔奖

地球和太阳的距离有多远？

    关于日地距离的测量，科学家们提出过许多种方法，例如利用月相、正午日影、月全食等，但是受限于当时的观测技术，得到的日地距离与真实值相差很大。直到1716年，哈雷提出金星凌日的观测方法，天文学家利用该方法首次得到了日地距离较为精确的数值。

金星凌日法测量日地距离

    天文学家在知道日地距离之后，就能利用三角视差法测量位于太阳系外的恒星距离。日地距离不单是一个数字，也是人类在太空中的一把尺，打开了测量宇宙的大门，更是引出了太阳每时每刻都在释放巨大的能量。

太阳能量从何而来？

    为了解决太阳能量的来源问题，科学家提出了一系列的假设，从煤炭燃烧到物质引力塌缩，再到衰变元素放热。随着质能方程式的提出，核聚变成了最可能的太阳能量来源。汉斯·贝特（Hans Bethe）提出的“质子-质子链”让人类真正触及了太阳核心的秘密。汉斯·贝特的研究指出，在非常明亮的恒星中，最重要的核反应是“碳-氮循环”；而在太阳和相对较为暗淡的恒星中，核反应主要是“质子-质子链反应”。由于恒星核合成理论研究成果，他获得了1967年的诺贝尔物理学奖。

    克服两个氢原子核之间的静电斥力需要很大的能量，即使在太阳高温的核心中，两个氢原子核之间的聚变平均也还需要1010年才能完成。由于反应是如此的缓慢，太阳迄今仍能闪耀着，如果反应稍微快速些，太阳早就已经耗尽燃料了。

质子﹣质子链反应

中微子探测的人海战术

    核反应为我们带来了光明与能量，同时也带来了无数看不见摸不着的中微子。由于只参与引力相互作用与弱相互作用，中微子能几乎不受阻挡地从太阳核心到达地球表面。因此中微子为科学家们提供了窥探太阳内部信息的窗口。

    虽然中微子在1930年就由物理学家泡利提出，但第一个验证中微子存在的实验却在1956年才完成。中微子反应微弱，这意味着需要很大的探测器。同时，太过灵敏的探测器还必须屏蔽宇宙线的影响。因此，中微子探测器大多在地下，用厚重的岩层来屏蔽宇宙中各种高能粒子的影响。

    20世纪60年代，雷·戴维斯和约翰·巴卡尔在美国南达科他州的霍姆斯塔克金矿中进行了中微子探测实验，首次成功测量到了太阳产生的中微子。不过当时探测到的中微子数量只有根据标准太阳模型计算出来的三分之一，有三分之二的中微子不翼而飞。接下来的几十年里，科学家们不断重复实验，然而测量结果始终没有改变。这就是著名的太阳中微子丢失事件。

    科学家提出可以用中微子振荡来解释这个问题。太阳产生的是电中微子，但在电中微子从太阳核心飞出的过程中，会转变成其它两种中微子：缪中微子和陶中微子。随后日本的神冈与超级神冈实验第一次证实了中微子振荡现象的存在。最终，位于加拿大的萨德伯里中微子观测站利用重水作为介质探测了全部类型的中微子通量，最终发现电中微子通量与早期的实验相符，而中微子总通量与标准太阳模型理论相符。

萨德伯里中微子观测站

中微子的四次诺贝尔奖

    从中微子概念的提出以来，它便受到科学家们的广泛关注。对于中微子的研究共获得了四次诺贝尔奖。莱因斯和科万利用核反应堆实验首次测到中微子，并获得了1995年的诺贝尔物理学奖。莱德曼、施瓦茨和斯坦伯格因为发现了第二种中微子获得了1988年的诺贝尔物理学奖。戴维斯和小柴昌俊因为对太阳中微子和超新星中微子的研究，同时获得了2002年诺贝尔物理学奖。梶田隆章和麦克唐纳因发现中微子振荡现象获得了2015年的诺贝尔物理学奖。

光谱观测开启了天体物理的大门

    牛顿的棱镜实验发现太阳光能够分解成从红光到紫光的各个颜色的光谱，这是人类对光谱最早的研究，是光谱的雏形。通过光谱的研究，能够得到原子、分子等的能级结构、电子组态、化学键性质等多方面物质结构的特性。太阳光谱中所包含的谱线特性隐含了太阳大气层内物理和化学结构等信息，是研究太阳大气的重要工具。

日食闪光谱

    日全食发生时，能够在太阳边缘观测到强烈的发射线，即闪耀光谱。太阳的可见光基本来自光球层的辐射，色球和日冕的亮度在可见光范围是微不足道的。因此，在平常的观测中没法看到太阳的最外层大气。在日全食发生时，光球层的干扰光变弱，才能够看到太阳最外层大气。因此日全食是观测日冕的最佳时机。

日全食现象

    在日全食期间观测太阳，产生了很多重要的发现。通过太阳谱线，发现了氦元素的存在。法国天文学家皮埃尔·让森在一次日全食事件中，看到了一条曾经从未发现的黄色光谱线，起初他认为这是钠元素的光谱线，但是又有所不同。日食结束后，他仍然在太阳光谱中观测到了这条神秘的黄线。随后，英国天文学家约瑟夫·诺曼·洛克耶通过太阳光透过伦敦浓雾时，观测到了这条谱线。他认为这是一种新的元素，并将该元素命名为Helium。

亮黄色的氦元素谱线

    日冕绿线530.3纳米，是太阳日冕最为显著的发射线。日冕绿线是一条禁线，需要铁原子失去13个电子才能产生。该谱线的形成需要大量能量，表明日冕的温度很高。

日冕加热

    太阳的外层大气具有反常的温度分布，太阳日冕的温度远高于光球层。长期以来，日冕加热问题一直困扰着太阳物理学家。为了解决这个问题，磁能、阿尔芬波、纳耀斑、湍流、离子回旋波或者磁重联等各种假说接踵而至。然而，合理的解释至今还没有得到。光谱分析，为这个难题的解决提供了可能的方法。

    中国太阳物理研究人员和美国同行合作，利用大口径太阳望远镜和我国自行研制的10830Å窄带滤光器，首次得到了太阳在该波段的高分辨率图像，发现了超精细(～100公里)的磁流管结构，这些结构扎根在米粒之间，被认证为高温物质和能量外流的通道。该研究成果解释了加热日冕的能量究竟来自光球的何处。其可能物理过程是：光球米粒不断的对流运动，通过挤压形成米粒间小尺度强磁场，小尺度强磁场中的活动产生了高温物质和能量的外流。这一发现将“日冕加热问题”的解决往前推动了一大步。

太阳局部的10830Å观测

    报告最后介绍了黑子观测与空间天气以及恒星活动。太阳上并不平静，充满了太阳黑子以及活动区。太阳活动让我们理解了宇宙中磁场能量释放的过程。太阳活动会给人类的生活带来极大的影响。恒星中普遍存在类似太阳的活动。

主讲人介绍

季海生，紫金山天文台“太阳活动的多波段观测研究团组”首席研究员、博士生导师。美国新泽西理工大学大熊湖天文台客座研究教授。1987年本科毕业于南京大学天文系，中国科学院博士。

主要致力于利用观测和模拟研究太阳活动、发展新的观测手段和在我国西部寻找优良的太阳观测台址。利用自身的地面观测并联合空间观测在太阳物理领域取得了一些获国际同行广泛认可的进展，其中包括：

• 观测并命名了“失败的暗条爆(2003)”;

• 观测并命名了“扭缠耀斑环的塌缩(2004，2006)”;

• 得到太阳在1083纳米波段的新面孔，并由此发现加热日冕能量超精细源区(2012)等。

主持国家基金委多项研究项目，发表了多篇同行评议论文，获2012年度中国十大天文进展。热心中小学科普教育。