地球大氣99%被重力緊緊抓握著,太陽大氣卻可向外伸展70萬公里

地球大氣99%被重力緊緊抓握著,太陽大氣卻可向外伸展70萬公里
Photo Credit: Luc Viatour@Wikimedia Commons CC BY-SA 3.0
我們想讓你知道的是

我站在那裡看著日食,感覺很驚奇,我跟隨著一長串天文學家的腳步,他們曾經做同樣的觀察。幾百年來,人類可以看見太陽大氣的機會,只有在日全食的時候。

唸給你聽
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文:葛琳(Lucie Green)

從食既到生光[1]

二○○九年七月二十二日,上午十一時二十六分四十秒,月球滑進對準的位置,恰好完全遮蓋了太陽。在這個時刻之前,每個人觀看太陽都是透過「日食眼鏡」,這類眼鏡是使用可以套在望遠鏡上的太陽濾鏡(比太陽眼鏡或甚至電銲面罩更暗)遮光。太陽實在很亮,即使月球遮住了太陽的一部分,直視太陽仍然可能對眼睛造成損傷。只有在月球完全遮住太陽的時候,直視太陽才安全。

於是,關鍵時刻已經來臨:我終於可以直接觀看,而不需要日食眼鏡了。我感覺周圍的氣溫明顯下降,因為沒有了太陽光直射的熱度。暗下來的天空變了顏色,呈現某種陌生的紫色調,四周的地平線上微微有光,看起來有點像日出的樣子(那些是位在月球陰影外的地球大氣所散射的陽光)。但我並不是很關心周遭的一切,只是仰望著太陽。就在那裡,圍繞著月球遮掩的太陽,有一團縹緲的光暈:太陽的大氣。

我覺得驚奇萬分,太陽的大氣層竟然延伸到那麼遠。相較之下,地球的大氣有九十九%被重力緊緊抓握著,留在距離地球表面五十五公里的高度以下,這段距離還不到地球半徑的一%。至於太陽的大氣,我們可以看到它發著光,向外伸展大約七十萬公里的距離,差不多等於太陽半徑。但是,太陽大氣實際的範圍,比你料想的更加寬廣,寬廣多了。

我看著太陽的大氣發出的光,比光球層暗淡了百萬倍,看起來像珍珠白色。在暫時變暗的天空,水星與金星突然現身。而且,就像愛丁頓,我也看見了為數不多的幾顆恆星。我站在那裡看著日食,感覺很驚奇,我跟隨著一長串天文學家的腳步,他們曾經做同樣的觀察。幾百年來,人類可以看見太陽大氣的機會,只有在日全食的時候。

但是,我能看見的那種虛無縹緲的光暈,只是太陽大氣的一部分,稱為「日冕」(corona,來自拉丁文的皇冠),因為它很像圍繞太陽的一頂冠冕。凝望著日冕,我完全明白它得名的理由:它看起來確實富麗堂皇。但是,我想看的另一層太陽大氣,並不像日冕那麼明顯,因為它仍然被月球遮住了一點。

哈雷觀察一七一五年日食的時候,曾經瞥見這一層。接近「生光」的時刻,隨著光球層開始重現,哈雷(使用六英尺長的望遠鏡)並沒有看到預期的明亮白光,反而瞧見一抹狹長新月形的深紅光芒,在月球邊緣映出弧形,驚鴻一瞥,不到幾秒鐘就消失了,光球層的光再次照亮白晝的天空。他剛才看見的究竟是什麼?

原來,哈雷看到的是太陽大氣的一層,這是光球層與日冕之間的跳板。它獨特的玫瑰色與光球層、日冕的白光形成明顯對比,因而得名「色球層」(chromosphere)。跨越光球層上方幾千公里,但只有在日全食過程中的「食既」與「生光」時刻,才可能以肉眼看見。月球夠大,足以遮蓋色球層,因此,要看到這部分,只有在月球不是完全對準的時候(但又要夠近,仍然可以擋住光球層的光)。

日食觀測顯示,色球層是一層不平整又有鋸齒狀的大氣。形狀很像刺蝟身上的尖刺,由許多垂直的長管構成,後來稱為「針狀體」(spicule),它們向上伸長約九千公里,這距離與地球的直徑相當,但相較於太陽的大小卻只是微小的一部分。熱電漿的噴流往上射出這些針狀體,針狀體存活不會超過十五分鐘左右,然後就會逐漸消失,有新的針狀體取而代之。然後還有色球層電漿的雲團,騰空而起,飛往高處,上升十五萬公里,進入上方的日冕,在「食既」時可以看見。維多利亞時代的日食觀測者形容這些是「紅山」,今天,我們稱之為「日珥」。

幸好,只需要「食既」或「生光」時刻色球層短暫的閃光,就能捕捉色球層光譜的影像。照例,了解太陽不同部分的電漿,乃是透過研究電漿發射的光譜。乍看之下,色球層與光球層的光譜有一些相似之處,例如兩者都看得到很暗淡的彩虹連續色,但有兩個重要的差異。

第一,色球層發出的光,色彩的光譜暗淡多了。整道彩虹都在那裡,但顏色變暗了。第二,在色球層的光譜裡,沒有任何暗的夫朗和斐譜線。在光球層有著暗譜線的地方,色球層卻很奇怪地有著超明亮的譜線!我們將來自色球層的光分開成光譜的時候,宇宙條碼就反轉了:本來暗的地方變亮,亮的地方反而變暗了。那麼,為什麼色球層會產生看起來如此不同的光譜?

我們知道暗淡的夫朗和斐譜線之所以出現,是因為從光球層出來的光必須通過光球層中的電漿,在途中有些光子被偷走了。光球層中的電漿與氣體會隨著高度而變涼,而在相對較涼的氣體中,有些原子與離子就能吸收光子。被吸收的只有剛好能量符合,能讓電子跳到更高能階的光子。而光子的能量與頻率成正比。這就給了我們那些清晰的吸收(暗)譜線,截斷了原先連續的彩虹。

不過,重要的是,這些原子與離子吸收光子的時候,那一份能量並沒有被摧毀或轉為其他形式。當被激發的電子從更高能的軌域落回下方,就可能再發射出相同頻率的光子。但被這顆釋放的光子有可能朝任何方向飛,不見得會往外、往我們這裡發射。所以,雖然大多數頻率可以不受阻礙地從光球層流出去,但能夠被色球層中的原子與離子吸收的那些頻率,要離開就困難多了。更何況它們還經常發射到反方向,甚至被送回到光球層,在那裡又被負氫離子吸收,於是整個過程就又得重新開始。

那些很難脫離光球層的特定頻率,到了色球層,反而突然變成我們在日全食過程中看到最多的頻率!不過,這都來自一種光學錯覺,是對比之下造成的效果。

正常的夫朗和斐譜線其實並非全暗,某些頻率的光子容易被吸收,然後再發射,往隨機方向飛,幸好最終仍能夠脫離太陽。問題在於比較——因為隨機再發射的光子會和原本方向一致的機率很小,比起不易被吸收的那些頻率,它們看起來更暗,就像被過濾掉了。但我們在日食期間觀看色球層的時候,看到太陽大氣夠高的地方,色球層後方已經沒有光球層的背景強光干擾。而且,光球層被月球完全擋住時,我們是從側面、九十度夾角觀察色球層,那些容易向四面八方跑的譜線頻率,容易以較大的夾角離開色球層,因此我們站在側面,就看到它們反而更亮了[2]。

現在,我們可以開始解讀這些線譜能告訴我們關於色球層的什麼資訊。色球層光譜最明顯的譜線是H-α譜線。這條譜線位於光譜的紅色區段,這就是帶給色球層特徵的紅色。這是海爾在一九○八年選擇用來拍攝太陽的波長,讓他能在日全食以外的時間看到太陽黑子上方,位於色球層的電漿,而不要拾取整個光譜的光。正因如此,他使用的太陽攝譜儀才會那麼重要:濾除光球層的光,只留下暗淡的色球層。這種效果與我們在日食時看到的一樣,但範圍不是只有很邊緣的地方,而是跨越太陽的整個表面。

如果你只用H-α的光來看太陽,景象美得令人難以置信,那些漩流的日珥,維多利亞時代的人看到繞著太陽邊緣,其實橫亙綿長。日珥看起來是暗色的特徵,稱為「暗紋」(solar filament,又譯為絲狀體),而且可以隨著太陽自轉而追蹤它們的移動。這些暗紋其實是相對密度較高、溫度較低的色球層電漿雲團,懸浮在日冕中。用後見之明的眼光來看,維多利亞時代的人用來稱呼日珥的「紅山」,真是貼切得令人驚奇:日珥包含的質量相當於地球上的一座大山,達到一千億公斤。這極為龐大的結構,卻被某種看不見的力量高高舉起。重力竟然不能將這些電漿大山向內拉扯墜落。

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Photo Credit: CWitte@Wikimedia Commons Public Domain
透過望遠鏡,使用Hα濾鏡觀察的太陽。
新元素

色球層光譜顯示的不只是反轉的夫朗和斐譜線:還有額外的譜線——在正常的太陽光譜看不到的其他波長。十九世紀新發現的一條光譜線,位於可見光譜的黃色區,看起來不像夫朗和斐譜線,也不符合實驗室研究過的任何一種氣體,科學家不明白是什麼元素造成這條新譜線。

日冕也發生了同樣的情況。利用光譜學的方法,研究日冕發出的暗淡光線,過沒多久,就觀察到了另一條明亮的發射譜線,是以前不曾在實驗室看過的譜線。到了十九世紀末,又發現了三條不明的日冕發射譜線:波長五百零三.二九奈米的綠色譜線、五百六十九.四五奈米的黃色譜線,以及六百三十七.四五奈米的紅色譜線。

由於這些都是使用地球上的元素分析從沒看過的譜線,因此只有一個結論:太陽上一定有新元素!經過十九世紀,已經有三十種新元素被發現了,所以這樣的解釋似乎很有道理。在色球層發現的謎樣新元素,以古希臘太陽神赫利奧斯 (Helios)命名為「helium」,也就是「氦」。而位於日冕的新元素就叫做「coronium」,或「冕素」[3]。你一定會注意到,其中一個元素聽起來比較熟悉……

氦氣球在我們的現代世界很普遍,我們很難想像一個完全不知有氦的世界。但大半個十九世紀就是如此,人類毫不知情氦的存在。來自太陽的氦譜線有兩位獨立的發現者,法國天文學家讓森(Pierre Janssen, 1824-1907),以及英國科學家、天文學家洛克耶(Norman Lockyer, 1836-1920),都在一八六八年發現了這條譜線。兩人對天文學與光譜學都很內行,而且各自發展出不同的方法來研究色球層的光。

讓森也是早期的日食追逐者。看過一八六八年的日食之後,繼續不遠千里去看一八七○年、一八七五年、一八八三年、一九○五年的日食。日食讓他跑遍世界各地。為了趕往阿爾及利亞觀看一八七○年的日食,他必須設法離開家鄉法國巴黎,當時普法戰爭打得正烈,敵軍包圍了巴黎。他逃離的方法竟然是熱氣球(假如他手邊有一些氦就幫得上忙了)。

洛克耶後來的研究與英國的科學界密切相關,他開創了光譜學與天文學領域的發展,成為世界上第一位「天文物理學」教授,任教於當時的英國皇家科學院,也就是現在的倫敦帝國學院[4]。正是洛克耶提出「氦」(helium)的命名,而且,在其後的三十年,除了太陽,還不曾在別的地方發現這種元素。

直到一八九五年,科學家終於在地球上發現了氦,地點就在我們倫敦大學學院。這一項使用放射性鈾礦石進行的實驗,證明了這種構成太陽的物質,地球上也存在。實驗的執行者是拉姆齊(William Ramsay, 1852-1916),當年的化學系主任,也是當時最知名的科學家之一。拉姆齊與多位科學家合作,發現並分離出了今天統稱為「惰性氣體」的一整族新元素(氦、氖、氬、氪、氙、氡)。他在一九○二年受封爵士,一九○四年獲得諾貝爾化學獎。

今天,我們倫敦大學學院仍然有拉姆齊當年發現氦氣使用的原始樣本,在儲藏室放了幾十年,才得以重見天日。從這項發現,以及塞西莉亞.佩恩-加波施金的研究成果,我們今天知道,氦占了太陽質量的大約四分之一,而且其實是宇宙中第二豐富的元素,在「大霹靂」之後與氫一起形成。那麼,既然是宇宙中第二豐富的元素,為什麼這樣難找,還要先發現太陽有氦,後來才在我們自家門口發現呢?

根據解釋太陽系形成的太陽星雲模型,地球本來應該有相當比例的氦,但那個原始的存量早就不見了。這種情況,和氦被用在派對氣球的原因完全相同,都是由於氦原子的質量很小:氣體粒子太輕,因此移動得也太快了,地球的重力根本不能緊抓著這些粒子。於是,就像很多不慎釋放的派對氣球,地球早期的氦也是那樣飄上去,飛走進入太空。我們現有的存量,都是「新」氦,形成於岩石內部,來自某些元素緩慢的放射性衰變過程。你看到的氣球使用的氦,其實都是開採出來的產物[5]。

太陽保留著原始的氦,但很難「看見」,這也是因為原子的體積很小。氦要在太陽上顯現出來,就必須吸收一個光子,促成一條吸收譜線,或者發射一個光子,促成一條發射譜線。但是,由於氦原子很小,原子核就會緊緊抓著兩個電子,意味著很難產生吸收譜線。太陽發出來的輻射,其實很不容易有足夠的能量激發氦原子。結果就是,光球層光譜缺乏我們看得到的氦吸收譜線。

氦原子若要發射光子,就必須有一顆電子被提升到更高的能階,也許透過與某一顆自由電子相撞而獲得能量。這顆被「激發」的電子掉回原來的能階時,就會釋放出剛才獲得的能量,發射特定波長的光子,促成一條發射譜線。只有一個問題:電漿需要達到大約克氏二萬度,自由電子才會動得夠快,擁有足夠的動能來做到這一點。在光球層,電漿就是不夠熱,無法激發氦原子使它發光。然而,我們卻看見色球層的電漿發射出氦的譜線,這透露一個重要線索:色球層的電漿一定比光球層的電漿更熱!

觀測到色球層含有氦,不僅意味著發現一種全新的元素,也證明了從光球層往上,高度增加、更遠離太陽中心的能源,電漿的溫度卻沒有繼續降低,反而開始升高。這完全違反了直覺。來到這一層之前,電漿的溫度一直在下降,距離核心愈遠就降得愈低,因為能量一直透過光球層的輻射逸失。現在,情況逆轉了。必然有另一種能源,正在對色球層加熱。我們稍後再回來討論這一點。

「冕素」的境遇差得多了,很遺憾,一直未能打進派對氣球。主要是因為這種「新元素」根本不存在。十九世紀的偉大發明之一是元素週期表,可將所有的元素分門別類。元素週期表如此強大,其中的缺口甚至可能用來預測尚未發現的元素。既然還有幾個缺口,科學家競相尋找冕素來填補其中一格。

然而,到了十九世紀末,元素週期表逐漸填滿,可能留給冕素的空格愈來愈少。情況愈來愈明顯,日冕產生的新譜線,原因可能不是尚未發現的元素。在首次發現冕素的七十四年後,我們才發現這東西根本不存在——它被「反發現」了。原來,「冕素」其實是偽裝的鐵與鈣。

綠色冕素譜線的產生,來自失去十三個電子的鐵離子(Fe XIV)[6]發射的光子。黃色譜線的形成,來自失去十四個電子的鈣離子(Ca XV)發射的光子,而紅色譜線則來自失去九個電子的鐵(Fe X)。這些粒子都失去了數目相當可觀的電子。

這些譜線很難識別,是因為它們在地球上很難產生——實驗室中用於分析發射譜線的熾熱氣體,所處的環境和日冕裡的電漿差異實在太大了。日冕的密度只有水的一百兆分之一,或是你周圍空氣的一千億分之一,那麼稀薄的氣體不可能輕易在實驗室裡重現。這就意味著,即使是同樣的離子,在實驗室裡與在太陽上可能表現得很不一樣。反過來看,這說明了為什麼太陽本身就是極為奇妙的實驗室——我們可以研究各種在地球上根本不可能重現的環境。

在實驗室改變離子具有的能量,控制因素主要在它於與電子發生多少碰撞——常態之下,氣體總是有足夠的密度,因此碰撞很容易發生。但在極低密度的日冕中,碰撞的頻率很低。假如電子與離子之間偶然發生碰撞,也要經過很長的時間,才會發生下一次的碰撞。在這段漫長的等待時間裡,離子可能自發發射出光子,釋放先前獲得的能量。光子確切的波長取決於離子種類,以及含有多少能量,其中可能包括綠、黃、紅等發射譜線。由於這些發射譜線在地球實驗室條件下出現的可能性非常非常低,因而得名「禁線」(forbidden lines)。其實,這些譜線並非真的不可能產生,只是極為稀有,需要宇宙中一些極端環境齊聚才得以發生。

這解釋了「冕素」,卻又產生一個新謎團。因為,若有那麼多顆電子從鐵原子與鈣原子中撞了出來,電漿溫度必定非常高。若說,發現色球層的電漿溫度竟然達到克氏幾萬度已經讓科學家很驚訝了,那麼,日冕即將帶來震撼。鐵與鈣若要產生冕素譜線,日冕的電漿必須超過一百萬度。那就比光球層熱了好幾百倍。

註釋

[1] 原文標題「全食」(totality)是指月球完全遮住太陽的這段時間,中文有更精確的名詞描述日食的階段,所以是從「食既」到「生光」之間的過程。顧名思義,「食既」指陰影掩蓋之下最後一絲光線消失,「生光」則是太陽又開始漸露微光的瞬間。

[2] 夫朗和斐譜線被吸收再隨機發射,相當於一種散射過程。光球層與色球層光譜的區別,與地球的天空呈藍色,但清晨與黃昏又偏紅的原理非常類似——癥結在於觀看「角度」不同。藍光在大氣層中的散射角度大,紅色光的散射角度小。黃昏時,大氣層和太陽光源接近平行,我們看到較多小角度散射的紅光。正午大氣層垂直於太陽光源,我們看到較多大角度散射的藍光。

[3] 晚清傳教士在上海成立「益智書會」,希望統一西方新科學名詞的中文譯名。他們曾發明自創漢字「氜」(取字義)代表我們今日的「氦」(取諧音),另外也替「冕素」造了一個字,寫成「上气下免」——現代電腦系統不收錄這個字。

[4] 洛克耶於一八六九年創辦了《自然》(Nature)期刊,後來成為聲譽卓著的第一流科學期刊。洛克耶追逐日食的熱情也不遜於讓森,他曾經八次帶隊到世界各地觀察日食。

[5] 氦主要是開採天然氣的副產品,可透過液化天然氣的流程加以分離。最輕的分子由高層大氣脫離行星的過程稱作「大氣逃逸」(atmospheric escape)。氣體分子的「方均根速率」與質量的平方根成反比,和溫度的平方根成正比。因此當在大氣層頂部受陽光加熱時,很大一部分的氫氣與氦氣分子的速率能超過地球重力場的「逃逸速率」,更重的分子卻只能有少部分達到足夠的速率。因此輕者比重者率先耗竭,概念上與化學中的分餾相似。

[6] 中性原子產生的譜線用羅馬數字Ⅰ標誌,而失去一個電子的譜線標為Ⅱ,以此類推,故羅馬數字編號等於失去電子數加一。

相關書摘 ▶太陽是一團對流中的氣體,一個規模龐大、翻滾沸騰的宇宙烹調鍋

書籍介紹

本文摘錄自《太陽科學:一千五百萬度的探索之旅》,貓頭鷹出版
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作者:葛琳(Lucie Green)
譯者:吳鴻

老祖先看待太陽的眼光是直覺、詩意且天真的。但近代物理的突飛猛進,解答了天文學家長久以來觀測到的現象,往日的困惑疑難也漸露曙光。我們對太陽這顆「單純的大火球」也徹底改觀,變得科學且精準,原來太陽深具「內涵」更兼具神祕之美。本書《太陽科學:一千五百萬度的探索之旅》作者葛琳,就是致力運用先進的太空科技(和一些匠心獨運的老科技)來一層層揭開太陽之謎的一名天文物理學家。或是如他們比較愛自稱的:太陽科學家。

集結整個科學界之力,我們如今明白了太陽核心如何進行核融合(這人類夢寐以求、試圖在地球上模倣的潔淨能源),但在那兒產生的光子卻命運坎坷,要在煉獄一般的稠密內部,歷經十七萬年的隨機衝撞才能逃脫;太陽的磁場更是最嘆為觀止的研究題材,強大、多變又複雜。神出鬼沒的太陽黑子、擾亂彗星尾巴的太陽風,甚至太陽系中最大的爆炸:太陽閃焰與日冕物質拋射,磁場都是幕後的元兇。就在人類越來越理解太陽的過程中,太陽仍不時發出突襲的怪招,更加令人迷惑卻也感到無比新奇。

雖然在充滿奇觀的廣袤宇宙中,客觀上太陽是顆各項條件中庸的恆星。但值得強調的是,也正是因為如此,複雜的生命現象、以至於能理解太陽自身的高等智慧才得以在地球上出現。人類的無盡好奇心,終究讓太陽獨一無二了起來!圍繞太陽科學,本書精心帶領讀者循序漸進、激盪腦力,一覽這顆恆星的美麗與狂野、浩瀚與簡潔。

太陽科學
Photo Credit: 貓頭鷹出版

責任編輯:潘柏翰
核稿編輯:翁世航

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