太阳半径

简介

太阳的半径约为696300千米。我们在日地平均距离观看太阳时，太阳的半径张角大概为960角秒，换算成线尺度1角秒（arcsec）=725.3千米（Km）。太阳的半径也不是一成不变的，太阳本身存在一个收缩和膨胀的一个过程，所以我们笼统的指的太阳半径就只是取的平均值。

太阳是原始星云由于引力坍缩形成的，太阳形成后进入主序星阶段。图简要展示了太阳的演化过程，太阳从形成到目前约有46亿年历史。太阳进入主序星到红巨星阶段，半径和光度随时间的增长而变大。太阳不像岩石类行星那样有一个具体明确的边界。太阳半径是指从太阳球心到光球层外边界的距离。对于太阳模型，太阳半径是指波长λ=5000Å时光学深度τ_5000=1所对应的层次。2000多年前，我国古代《周髀算经》中记载了测量太阳直径的方法。这是世界上第一次测量太阳直径。19世纪末，Auwers测得太阳半径为959.63〃，这个值后来被IAU公布为标准太阳半径值。从19世纪系统性测量太阳半径开始，人们就用不同的仪器和方法对太阳半径究竟有多大和是否发生变化进行了研究。随着仪器精度的不断提高和测量数据的不断丰富，人们逐步发现了太阳半径变化的一些规律。太阳半径变化涉及到太阳内部构造、辐射机制和演化等重大太阳物理问题，同时，它对日地关系、大气物理、空间天气等许多科学问题的研究也有着重要的理论意义和实际意义。如果太阳半径变化，那它变化的规律是什么？变化的起因是什么？驱动它变化的物理机制又是什么？这些都有待深入研究。

测量历史方法

我国是世界上首个测量太阳直径的国家。《周髀算经》中测量太阳直径的方法是：“即取竹空径一寸。长八尺。捕影而视之。空正掩日。而日应空之孔。由此观之。率八十寸。而得径一寸。故以句为首。以髀为股。从髀至日下六万里。而髀无影。从此以上至日。则八万里。以率率之。八十里得径一里。十万里得径千二百五十里。故曰。日晷径。千二百五十里”。这段话的意思是：取一根八尺长，内径为一寸的空竹竿，用这根竹竿对准太阳。当太阳过子午线时量竿影长度，此时太阳圆面刚好充满竹竿内管。当影长正为六尺时，竹管的内径和竹竿长度的比例是一寸八尺，因而认为太阳直径是日地距离的八十分之一。这个值和太阳直径是日地平均距离的一百零八分之一，已经算比较接近的了。张衡在《灵宪》描述了太阳和月亮的角直径“悬象着明，莫大乎日月。其径当天周七百三十六分之一”。转换为现行的360度制，即29'.21''，这与近代天文测量所得的日和月的平均角直径值31'59''和31'.5''相比，误差仅有2'。在当时的科学技术水平及观测条件下，这个数值是相当精确的。

法国天文学家Picard在蒙德极小期比较准确地测量了太阳半径，为了表彰其对太阳半径研究的贡献，法国2010年发射的一颗测量太阳直径的卫星以其名字命名。系统测量太阳半径始于19世纪，1891年，Auwers测得太阳半径为959.63''这个值后来被公布为标准太阳半径值。测量太阳半径主要是通过几何原理，常用的测量方法有：

1、子午圈测量；

2、日食和水星凌日；

3、望远镜漂移扫描技术；

4、等高方法；

5、卫星角距离测量。

子午圈测量

通过记录太阳穿过子午圈的时间和测量天顶到太阳上边缘和下边缘的角度，这种方式是格林威治皇家天文台早期测量太阳半径的一项工作。该项工作从1836年一直持续到1953年。在1851年以前，通过听钟摆的声音来记录太阳穿过子午圈的时间。1854年后，这种用“眼睛和耳朵”观测的方法被chronograph方法所取代——这种方法可以自动地记录太阳穿过子午圈的时间；该方法的引入也导致了数据具有非连续性。1891年和1906年，望远镜的物镜两次抛光，这可能会影响到观测太阳半径的图像。1915年“impersonal micrometer”被安装到望远镜，这个装置会影响到水平太阳半径的测量。由于不同观测者测量带来的人为误差也会影响到测量值，在1861—1883年期间，有9个观测者；他们观测的垂直直径平均值误差范围达到4.8〃，水平直径误差范围达到2.2''。1915-1949年共有7名观测者，其中5人的测量结果没有明显的变化趋势，2人的结果存在比较大的、不稳定的个人误差；因此，7人测量的平均值是逐渐减小的，给出了一个虚假的太阳半径减小的趋势。此外，该方法受天气和观测条件的限制，比如“云层遮挡”、“不稳定性”、“定义不明确”、“糟糕的图像”、“定义极其不好”等因素。因此，子午圈测量不适合研究太阳半径的可能变化。

日食和行星凌日

日食和行星凌日现象测量太阳半径的原理类似，都是利用月球、地球和行星公转运动原理进行测量。日食是月球运动到太阳和地球中间，三者正好处在同一条直线时，月球挡住太阳射向地球的光，月球身后的黑影正好落到地球上，这时发生日食现象。假定太阳、月球都是理想的球体，由于它们的距离己知，通过精确测定4次接触时刻，可以计算出太阳半径大小。太阳及月球边缘的相对距离，以每秒0.5〃的速率运动，接触时刻的测量精度如果能达到十分之一秒的量级，则太阳半径的测定精度就会高于0.1〃。利用日食现象测量太阳半径，运用最多的是贝利珠事件。贝利珠是发生日食期间，当月球遮掩太阳光球时，由于月球表面凹凸不平，日光仍可透过凹处发射出来，形成类似珍珠的明亮光点，因英国天文学家贝利于1836年首先观测而得名。通过测量贝利珠出现和消失的时间可以估算太阳半径的变化，并且精度能达到0.01〃。0.1〃在月面上的线长度约为190m，但在月面上，真实边缘与平均边缘的最大偏差可达±2〃，远大于190m。因此，测量太阳半径，需要精确知道月球边缘地形，精度要高于一般，这是难以实现的。但在食带界限附近来进行测量，情况能得到极大改善，因为：

•由于几何上的原因，月球光学天平动对接触时刻的影响，在月球极区比月球其他地区的影响要低得多；

•最近几十年来，长期的擦边月掩星的观测，使得对月球极区地形的改正有了很大的提高。

因此，当日全食或日环食时，在食带南、北界限附近来进行观测，可以为太阳半径变化的测定提供宝贵的资料。Dunham分析了1715,1776及1979年所发生的3次日食，发现从1976年到1979年，太阳半径几乎没有变化；但1715—1979年，半径减小了0.34‘’±0.2‘’。Parkinson等人在1980年系统研究了1715，1842，1851，1878，1900，1925和1966年的日食。1987年9月23日的日环食，上海天文台的两个观测队在环食带的南、北界限附近进行测量；他们把太阳半径改正数的测量值和之前4次日食作了比较，结果表明从1715到1987年，太阳半径有缩小的趋势。Adassuriya等人研究了2010年1月15日的日环食，结果显示半径改正数为0.26〃±0.18〃，和太阳活动周没有关联。Kilcik系统地总结了1715—2006年主要的日食观测太阳半径的改正数，见表。

水星凌日（和金星凌日）发生的原理与日食相似。水星或金星运行到太阳和地球之间，三者恰好在一条直线上时，水星或金星挡住部分日面，在地球上可以观察到太阳上有一个小黑斑在缓慢移动，这种现象称为水星或金星凌日。测量者通过记录水星或金星经过太阳圆面的时间，利用日地距离、水星到地球距离等参量可以计算出太阳半径。水星凌日大约每百年发生13次，通过水星凌日方法测量太阳直径有超过300年的历史。Morrison和Ward在1975年总结了过去250年里发生的30次水星凌日。过去测量太阳直径的历史中，主要是通过水星凌日现象测量的。水星凌日是一种精度很高的测量太阳半径的方法，根据地球和水星公转轨道，水星凌日现象发生在5月或者11月，并且在5月最长的持续时间（穿越太阳圆面）是8小时，在11月是6小时。如果记录水星刚接触太阳边缘的时间能精确到1s，那么获得的太阳半径的分辨率能达到0.1〃。但是，由于观测者分辨水星第一次接触太阳边缘的难度高，每次观测值的标准偏差能达到0.5〃~1〃。

水星凌日测量太阳半径的研究，结论没有得到统一的认识。Shapiro认为太阳半径缩小。Shapiro等人认为太阳半径变化100年不超过0.1‘’，半径的变化具有一个80年的周期。Sveshnikov发现太阳半径变化具有80年和11年变化周期。Emilio等人用对2003年5月7日和2006年11月8日的水星凌日测量了太阳半径，这是水星凌日测量太阳半径历史上第一次从太空高精度测量，他们的测量值为960.12〃±0.09〃。通过水星和金星凌日现象测量太阳半径记录的历史较长，但是受观测时间的限制，无法进行频繁的测量，所得数据是零星的。

望远镜漂移扫描技术

望远镜漂移扫描技术，也称为时间延迟积分读出技术。利用CCD电荷逐步转移的原理，通过时序电路控制电荷沿列方向并行转移的速度（由垂直时钟实现）和沿行方向串行读取数据的速度（由水平时钟实现，使得并行转移的速度和目标漂移速度的大小相匹配；在电荷累积的同时实现电荷跟踪的目的，由于CCD光敏面上的目标像和CCD的电子图像之间没有相对运动，这样就使得在CCD光敏面上所成的像跟随目标一起漂移，从而可得到运动天体良好的圆星像。Wittman等人将该技术运用于测量太阳半径。Wittman等人在1990年7月到10月测量太阳半径1122次（其中在Izana测量472次，在Locarno测量650次），测得平均太阳半径R=960.56‘’±0.03。他们的研究表明太阳半径变化的振幅不会超过0.3‘’。

等高方法

法国天文台的Laclare从1976年开始用等高仪对太阳半径进行了测量。徐家岩等人概括其测量原理：在同一等高圈上分别观测太阳上边缘和下边缘过该等高圈的时刻。为提高观测精度，应在太阳的每个边缘过等高圈前后上边缘和下边缘进行多次记录，并把这些记录都归算到其边缘与等高圈相切的时刻，再取它们的平均值。虽然太阳的视圆面很大，但由于测量的是太阳的上、下边缘过同一等高圈的时刻，所以大气折射改正是对同一天顶距进行的，故大气折射系数误差的影响是较小的，可忽略。在此基础上，徐家岩等人提出用光电等高仪测量太阳半径的两种方案（单像方案和双像方案，并进行了模拟计算，结果表明两种方案都能优于0.1的精度。法国Calern天文台测量的太阳半径数据在测量太阳半径历史上是最长的，有相对比较连续的一组数据年（1976-2006年），这组数据被广泛用于太阳半径周期性分析（Golbasi等人主要总结了漂移扫描方法和等高方法测量太阳半径的结果）。

卫星角距离测量

目前主要有两颗卫星在测量太阳半径，它们是SOHO/MDI和Picard卫星。卫星观测的优点是避免了大气扰动和季节性因素的影响，因此观测值更加精确，连续性更好。MDI利用太阳理论模型，通过观测太阳模振荡，得到日震半径。测量的数据具有高稳定性、低噪声的特点，MDI测量的日震半径对应于光球层以下5000~10000km的高度范围，不同于太阳球心到光球层表面测量的太阳半径，两者不能直接进行比较。Schou分析了MDI观测的f模频率，指出用MDI观测的太阳日震半径为R=(695.68±0.03)Mm，这个值比太阳半径标准值R=(695.99±.0.07)Mm（百万米）小了近300km。Emilio等人将傅里叶平滑过的黑子数，CERGA天文台的地面望远镜观测的太阳半径和用SOHO/MDI观测的太阳半径做了对比，发现增加MDI观测的太阳半径的振幅远小于CERGA天文台地面望远镜观测的太阳半径。Sofia等人指出光球层半径变化远大于光球层以下的太阳半径变化。Kuhn等人研究MDI太阳半径数据得出，太阳半径的年变化不会超过15mas/a。同样，Bush等人研究表明日震半径变化不超过1.2mas/a。Emilio等人用MDI测得太阳半径959.28”+/- 0.15”；这个值比地面望远镜测得的值略微偏小，但和Schou测量的值吻合得很好。Picard卫星于2010年6月15日发射，其主要目标是为了更精确地同步测量太阳辐照度、太阳半径和太阳边缘轮廓，并且通过日震方法研究太阳内部情况。Picard卫星里面的太阳直径和表面成像仪每分钟测量一次太阳直径，其精度能达到几个千分之一角秒。我们也期待Picard卫星测量的数据能精确地给出太阳半径变化的特征。

参考资料