小学生科学知识精选（在线免费阅读）

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太阳冕洞射出的微粒流

──“太阳风”

太阳风指的是从太阳大气最外层的日冕层，向空间持续抛射出来的物质粒子流。 　　很早以前，人们看到慧星的尾巴老是背着太阳，猜想这大概是从太阳“吹”出来的某种物质造成的。1958年，通过人造卫星上的粒子控测器，探测到了太阳上有微粒流发出。美国科学家帕克给它取名为“太阳风”。这种微粒流是从日冕的冕洞中喷射出来的。 　　太阳风有两种。一种持续不断地辐射出来，速度较小，在飞到地球附近时，平均速度约为每秒450千米；粒子含量也比较少，每立方厘米含质子数为1～10个。这种太阳风称为“持续太阳风”或被科学家们称作“宁静太阳风”。另一种是在太阳活动时辐射出来，速度比较大。在飞到地球附近时，速度可达每秒1000～2000千米；粒子含量也比较多，每立方厘米含质子数为几十个。这种太阳风称为“扰动太阳风”，也被称为“高速太阳风”。高速太阳风对地球的影响很大，当它抵达地球时，往往引起很大的磁暴与强烈的极光，同时也发生电离层骚扰。 　　太阳风的主要成分是氢粒子（质子和电子）和氦粒子（氦原子核与电子），其中质子约占91％，氦核约占8％。此外还含有微量的电离氧、铁等元素。太阳风密度处于随时变化之中。 太阳发生耀斑时太阳物质的喷射现象，它会在地球上引起磁暴和极光。

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太阳冕洞

1950年，瑞士天文学家瓦德迈尔从日冕仪观测的太阳图中，发现日冕中有些暗黑的区域，他把这种区域叫作“洞”。太阳上的这种现象，当时并未引起注意。1964年，有人给气球装上X射线观测仪，在高空拍摄太阳照片。这次所得的X光照片上，日冕也有暗黑的缺口。日冕暗黑部分的存在被证实了，天文学家把它定名为“冕洞”。1973年5月，美国发射了“天空实验室”航天站，从天空实验室的观测来看，小冕洞通常占日面总面积的1％至5％，而大的冕洞可占日面总面积的6％到10％。日面上同时观察到的所有冕洞的总和约占太阳总面积的20％，其中3/4是极区冕洞。冕洞在日面上能存在四五个月，极区冕洞甚至存在一年以上。 　　冕洞是日冕中密度比较低的区域。它的平均密度约为一般宁静区的1/3，而在冕洞的中心，密度甚至小到1/10。冕洞又是低温区，日冕的温度为150度～200万摄氏度，而冕洞的温度约为100万摄氏度。从密度和温度来看，冕洞的确是个黑暗的“洞”。冕洞的面积可以缓慢变大或缩小，但是它们在太阳表面上的位置变化不大，随着太阳自转，延伸型冕洞27天旋转一周。所以地球上的磁暴呈现出27天的周期。 光亮的环晕是日冕，红色部分为日珥。如此美丽的景致人的肉眼却看不到。

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太阳活动与地磁磁暴有关的发现







1851年，英国人爱德华·萨宾，根据加拿大多伦多地磁台1843年至1848年的地磁记录发现，在这期间磁暴发生的次数逐年增加，而太阳黑子数也会逐年增加，二者有相同的趋势。他因此指出，地磁的变化跟太阳黑子的变化一样，具有11年左右的周期性。1858年，A·布朗又发现磁暴经过27天后就重新出现一次，后来蒙德等人的研究也证实了这个规律性。27天正是太阳自转一周经过的时间。

英国科学家查普曼提出一种设想：从太阳上发出的带电微粒流，冲到地球附近时，在高空形成一个附加的电流环，从而扰乱了地磁声产生磁暴。按照这个设想，太阳上应当有一个区域在不断地发射粒子流，因为太阳在自转，这个区域也应该跟着太阳一起旋转。天文学家们从60多年前就开始在太阳表面上寻找这个不断喷射粒子流的区域。这个“神秘”的区域，与磁暴有密切的关系，因此人们称这个区域为“M”区。M是“神秘”（Mystery）与“磁暴”（Magneticstorm）两个词的第一个英文字母。直到1964年拍到了太阳的X光照片之后，科学家们才找到答案，神秘的M区就是冕洞。

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太阳黑子并不黑

称为光球的太阳表层，是太阳大气最下面的一层。光球上经常出现一些漩涡状的气流，像是一个浅盘，它的中间凹进去好几百千米。这些漩涡状气流很像大小不等的、形状很不规则的黑窟窿，这就是天文学家所说的“太阳黑子”。黑子本身并不是黑色的，它的温度一般也有四五千摄氏度，但是比起光球来，它的温度要低1000摄氏度～2000摄氏度。在更加明亮的光球衬托下，它就成为看起来像是没有什么亮光的、暗黑的黑子了。假设光球上百分之百地覆盖着黑子，太阳仍旧会是相当亮的，只是比现在看到的稍微暗一些罢了。黑子特别黑的中间和不太黑的四周这两部分，是黑子的本影和伴影。伴影是由许多纤维状纹理组成的，这些纹理是磁力线造成的。纤维的宽度约为300千米，寿命只有1小时左右。伴影的纤维还具有漩涡形的结构。从本影出来的一条条纤维像漩涡一样。漩涡形态只是黑子群发展到一定阶段时才有的，就预示着太阳上将发生剧烈的变化。 　　1991年6月11日观测到的巨大黑子群。在黑子群处的火焰尤其激烈，作为亮点也被观测到了（箭头记号部分）。不十分黑的纹理部分即伴影。

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太阳的米粒组织

天气晴好的时刻，通过天文望远镜可以拍下非常清晰的太阳图片。在这些图上密密麻麻布满了一种点状结构，很像一颗又一颗的米粒，因此被天文学家称为“米粒组织”。这种米粒组织的直径从300千米到1000千米不等，每颗米粒出现的寿命很短，平均约为七八分钟，长的可达15分钟。米粒变化很快，有的刚刚产生，有的突然消逝。米粒中的明亮区域是从太阳内部上升的炽热气体，暗黑区域是返回内部的稍冷物质。从物理角度来看，热的传递有三种方式，一是传导，二是辐射，三是对流。 　　太阳中心温度约1500万度，外边温度约6000度，单靠传导，辐射不能很快把热能传递出来，因而有对流现象。近年来，发现太阳面上还有比米粒大得多的超米粒，直径可达30000千米或更大些，通常太阳面上有2000多个。太阳面上的米粒与超米粒组织证实了理论上的推测：太阳内部有一层对流层。米粒是对流层顶部的现象。但是，大、小米粒的运动状态不同，它们产生太阳内部的不同深处。产生米粒的物质叫作“对流胞”。 引人注目的太阳上的“米粒组织”

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太阳不在银河系中心

1917年，美国天文学家沙普利用威尔逊山天文台的2.5米反射望远镜研究当时已知的100个球状星团，通过观测其中的造父变星来确定这些球状星团的距离。他发现其中有1/3位于人马座内，其余的则基本上位于以人马座为中心的半个天球上。他认为球状星团分布的这种表面上的不对称性，正是由于太阳不在银河系中心所造成的。1927年，荷兰天文学家奥尔特定量地测出了银河系的较差自转，进一步证明太阳确实不在银河系中心。 　　太阳究竟是在银河系的什么地方？或者说，太阳离银心到底有多远？这个所谓的“银心距”，对于银河系来说，是个基本的和重要的参数。自1918年以后的70来年间，一直有人根据球状星团的空间分布等方式进行探讨。许多人设法运用不同的方式研究。科学家们得出的数值不相同，最小为22800光年，最大为27700光年。1989年得出的结果是24400光年，上下可能各有3000光年的误差。照这样说来，太阳和太阳系天体都在银河系中比较靠近边缘的地方。 　　如果能在太阳系以外另一个空间观察，我们的银河系就会这样展现它的漩涡结构。银河系的中心也就是银河系的自转轴与银道面的交叉点，是在人马座方向。2000年时在赤经17度45.6分，赤纬-29度，这一“点”在人马座伽马星西北不远，靠近蛇夫和天蝎两星座。     哈洛·沙普利于1914年至1917年间，首先测量了银河系的大小和形状并指导编订《沙普利—艾姆斯星系表》。     简·奥尔特证实了银河系是个漩涡星系，而且各旋臂越缠越紧。他还发现在银河系中心，气体云向外移动。

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恒星的主要特征

一般认为，由炽热的气体组成的、自身会发光发热的球状或类球状天体称为恒星。恒星是天体中的主体。太阳就是一颗恒星，除了月亮和行星，我们在夜晚所见的众星都是恒星。恒星并非恒定不动，只是因为距离我们实在太遥远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此，古代人把它们叫作恒星。 　　宇宙中恒星的数目巨大，仅银河系中估计就有3000亿颗。在整个天空中，人们能直接看到的恒星约6500颗，如果用天文望远镜看，多的难以计数。 　　恒星的主要特征为： 　　恒星的大小相差悬殊  太阳是一颗普通的恒星，它在恒星中只是中等大小而已，有比太阳直径大数百倍甚至一二千倍的恒星，如御夫座ε双星中较暗的一颗，其直径是太阳直径的2000倍。也有直径仅为太阳的几十分之一甚至更小的恒星，如白矮星的直径约是太阳直径的百分之一。 　　恒星的演化和结构都取决于它的质量  根据测量发现，大多数恒星的质量集中在0.1—10个太阳质量之间。质量再大的恒星就很不稳定，难以存在，如果质量过小，引力收缩产生的中心温度和压力不够，核聚变反应就难以持续，即不能成为具有恒星性质的天体。恒星的质量是变化的，随着热核反应的进行，质量不断转变成能量辐射出去，有些恒星还因为大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。 　　恒星的密度差别很大  恒星的密度是指平均密度（恒星总质量与总体积的比值）。由于恒星的大小差别很大，所以密度差别也较大。太阳的平均密度是水的1.409倍，主序星的平均密度是太阳的10倍到1/10左右，红超巨星的平均密度比水小100万倍，而中子星的密度高达水的万亿倍至百万亿倍。 　　恒星的颜色与光谱  当夜晚我们仰望星空时，如仔细观察可以看到恒星颜色有所不同，有的发红，有的发蓝，有的看起来是黄的或白的，颜色的不同是因为恒星的光谱不同。恒星光谱显示的是恒星表面和大气的情况，同时也和内部结构有关。通过恒星光谱可以确定恒星的化学组成、温度、大小、质量、密度、距离、运动方向和自转等许多信息，被称为“无声的语言”。一般情况下，蓝色恒星的表面温度在10000K以上。黄色恒星的表面温度在6000K到5000K，如太阳。红色恒星的表面温度更低。 　　恒星的分类  恒星的分类方法很多，依据恒星之间的关系可分为：单星、双星、星团等。单星是孤独存在的恒星，近旁没有因引力作用而与之相互绕转的天体。像太阳就是一颗单星，离太阳最近的恒星是关人马座的比邻星，它们之间相距4.3光年，已缺乏引力联系，不可能相互绕转。双星中研究较多的是物理双星，其两颗子星在空间彼此靠得很近，在相互引力作用下，绕公共重心旋转，其中较亮的子星称为主星，亮度较小的称为伴星。天狼星、北斗一、参宿一、参宿三、参宿七等都是双星。由成团的恒星组成的，被各成员的引力束缚在一起的恒星群称为星团。星团成员彼此间存在相对运动，同时星团的整体也存在着空间运动。像最早被发现的昴星团中，恒星的数目从十几个到几万个不等。 昴星团 　　丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素根据恒星的光谱和光度的关系创建了赫-罗图，该图用纵坐标表示绝对星等，用横坐标反映光谱类型或表面温度。从图中可以看出，恒星的分布是有规律的，大部分恒星分布在左上到右下的对角线上，叫主序星。其它还有红巨星、超巨星、白矮星等类型。不同类型的星表示它们有不同的光度。赫-罗图不仅显示了各种恒星的特点，同时也反映了恒星的演化过程，因此，成为研究恒星的重要手段之一。 赫-罗图