第一课 太阳系概况

绚丽源自寂寞悍

主要内容
·  【性质测量】
·  【太阳系天体】
·  【太阳系边界】
了解/理解

• 太阳系参数：如何确定？绝对尺度、大小、质量、密度、组成、自转、温度
  
• 太阳系组分清单：行星、碎片、尘埃
  
• 太阳系整体结构、边界与比例
  

谈到太阳系，人们就会想到八大行星、彗星、流星这些。但实际上，太阳系还包含着矮行星、行星卫星、无数的小天体以及布满星际空间的尘埃。
人类的太空探测器已经访问了太阳系中所有的行星和上百个小天体。而且，旅行者1号已经离开太阳系，进入了恒星际空间。天文学家们已经积累了关于太阳系的丰富全景。
【性质测量】
那么，我们都是怎样认知、描述太阳系的呢？我们需要哪些参数呢？
一个最容易想到的可能就是太阳系有多大，那么就需要知道太阳系内天体到太阳的距离，该如何测量呢？
我们知道开普勒第三定律给出了行星轨道周期和半长轴之间的关系，周期用年表示，半长轴则是地球到太阳的距离，AU。这个距离可以作为其它恒星到太阳距离的一个标准。日地的绝对距离该如何测呢？
测量距离最基本的几何方法是三角视差。可以利用金星凌日时，在地球南北的不同地点，观测金星在日面上的凌日线。算出地球南北两点的距离和两条凌日线关于地球的张角，即可算出地球到金星的距离，进而求出日地的绝对距离。
【首先，我们根据开普勒第三定律知道了我们与金星距离和金星与太阳距离的比值；然后根据地球南北两点的距离和这个比值，算出日面两条凌日线之间的距离；根据这个距离和其相对于日面直径的比例，就能算出日面直径的绝对大小；再测量太阳相对于我们的视直径，就能算出日地的绝对距离】
【从地球上正好相对的两个位置（距离约为13 000km）观测时，金星距离地球最近时的视差约为1′，该视差代表的距离为13 000 km ×57.3°/（1/60°），或约为45 000 000 km。】
也可以用雷达测量。
因此，各个行星到太阳、到地球的距离都得以测量。
*问题：如何确定太阳系的尺度?绝对尺度?
对于行星而言，我们最直观想要了解的比如有大小、质量、密度等等。
距离已知，可通过测量行星的张角计算行星的大小。例如水星距离远时，张开5角秒，离得近时张开13角秒；而金星最近时能张开64角秒。人眼的分辨率为半个角分，因此金星不再是一个点。
行星的质量该如何测量呢？
（1）若是有天然卫星，用牛顿引力理论和开普勒定律就可以计算。
（2）若没有卫星，可以通过测量它们的引力场对其它行星及邻近天体的影响来算质量。如水星、金星、月球、小行星谷神星的质量。
有了大小和质量，就能计算出平均密度。例如土星密度为700 kg/cm3，大家猜测土星里面是一个铁核，外面是气体；比如彗星平均密度为100 kg/cm3，约为水密度的十分之一，像雪球一样。
*问题：如何确定太阳系行星的大小?质量?密度?
*问题：如何确定行星内部的质量分布?

行星的自转周期该怎样测量呢？
（1）可以通过表面特征随行星自转的交替出现和消失进行判断，如火星。但对大多数行星而言，这很难做到，因为它们的表面特征难以看见，甚至可能根本不存在。水星的表面特征很难区分，金星的表面完全被云遮挡，木星、土星、天王星和海王星根本没有固体表面——随着我们往可见的云层下越看越深，它们的大气越来越厚并逐渐变成液态。
（2）谱线自转致宽（无法分辨自转方向）。
（3）雷达探测，如金星。
【如果可以达到分辨率很高，向金星不同区域发射一束雷达波，自转朝向我们的雷达回波会蓝移，自转远离我们的额雷达回波会红移，如下图】



来自《今日天文》

【如果雷达分辨率很低，无法分辨金星表面，则可以利用长时间观测来研究谱线展宽的变化。地球、金星、太阳处在同一条直线上时称为“conjunction”，金星表面相对地球实际的运动速度是自转和金星天平动（公转轨道运动）的叠加，如果自转方向与天平动方向相同，在交汇点处将测得谱线展宽的极大值(靠近和远离的部分的速度都极大)，反之则测得极小值。如下图。实测得到极小值，从而得出金星是反向自转。】




来自Carpenter（1966）

行星的惯量矩 \alpha=\frac{I}{MR^2}显示了行星内部质量分布的情况，因而也是研究行星内部结构的重要参数。行星的惯量矩可以通过行星对外界力矩的响应来测量。例如地球自转轴因太阳和月球的引力作用而进动，由此可以分析计算地球的惯量矩。
行星的温度呢？
假定吸收的太阳辐射全部转化为黑体辐射释放，可以通过斯蒂芬-玻尔兹曼定律算出行星温度。但实际还存在行星内部产热、大气的温室效应、行星反射率、旋转等因素的影响。例如，假设行星吸收的太阳辐射等于黑体辐射，可计算金星的表面温度为326 K，但实测为740 K，差别非常大。
行星光谱不是一个纯黑体谱，还有自身的吸收。可以通过分离反射的太阳光得到行星自身的表面特征。例如月食时观测月亮，得到的是反射太阳的光谱+地球大气的透射光谱，平时观测月亮得到反射太阳的光谱，两者相减得到地球的光谱。
*问题：如何估算太阳系某天体的温度?如何测量?
行星的磁场？
行星磁场作用很大，可以有效保护生命免受太阳风的影响。
通过观测极光，我们可以明显知道磁场的存在，例如土星。
【极光：大气分子与带电粒子碰撞时被激发，然后回落到基态并发出可见光。】
可以通过探测器携带磁场测量仪，对行星进行磁场测量。例如旅行者号就带着磁场测量仪。不仅可以测磁场大小，还可以测矢量方向等。
太阳系主要天体的轨道特征：
（1）除了水星，行星轨道几乎是圆形的；
（2）几乎在同一平面上；
（3）公转方向都是逆时针的；
（4）逐渐远离太阳时，相邻行星轨道之间的距离逐渐增加；
（5）整个太阳系在100 AU的尺度内是非常扁平的。
【太阳系天体】
上述一系列的参数可以把太阳系行星大致分为两类：类地行星和类木行星。
水星、金星、火星跟地球差不多。都是内圈的行星，平均密度差不多，都是岩石和铁。而木星外面的行星普遍较大，密度低。


*问题：什么是类地行星?类木行星?它们的区别都有哪些?


除了八大行星，太阳系内还包含数十万个小行星。它们主要位于木星和火星之间的小行星带。这里面能够测量轨道的大约25万个。
【IAU2006定义行星为：1）它围绕太阳公转；2）它的质量足够大，通过自身的重力使自己的形状大致成球形；3）它已经清除了其轨道附近的其他碎片。因此，冥王星被降级为矮行星。】
对于小天体而言，如何测量它们的大小和形状呢？可以通过掩星法测量小行星的尺寸，李哟哦那个光变曲线推知小行星形状，通过飞掠、环绕、就位探测获得小天体形貌信息等。
*问题：如何测量小天体的大小和形状?
*问题：太阳系天体的谱线中都带有哪些信息?


除了小行星外，在太阳系外围，我们还发现了柯伊伯带，一般认为是短周期彗星（周期<200年）的起源地；再往外还有奥尔特云，一般认为是长周期彗星（周期>200年）的起源地。
还有我们经常在凌晨或傍晚能够看到黄道光：黄道光沿黄道呈三角锥形，愈接近地平线，则愈扩展也愈明亮。在中纬度地方，通常在春季日没后西方或秋季日出前的东方地平线附近较容易见到。这是尘埃散射的太阳光。那么尘埃为什么会位于这个区域呢？太阳光被环绕太阳的尘埃颗粒吸收，造成尘埃切向动量损失，环绕速度减慢，螺旋式坠向太阳。这称为PR效应。
最后还有太阳风粒子。当我们观测太阳时，会发现日冕物质抛射。带电粒子被往外抛射，以上千公里每秒的速度到达地球然后与地球磁层相互作用，会产生极光。
当我们用x射线观测行星的卫星时，会发现有明亮的x射线辐射。这是由于太阳风的高能带电离子与卫星的中性原子碰撞时会俘获电子进入激发态，当它向低能态跃迁的时候就会发出x射线。这称为电荷交换，是太阳系天体产生x射线的重要机制。另外，彗星的x射线也来自太阳风中高度电离离子与彗星中性原子之间的电荷交换碰撞。这能用来测量彗星的气体流失率。
*问题：黄道光是由黄道尘埃散射太阳光形成的，黄道尘埃是如何产生的?如何演化的?为什么这些尘埃最后会掉进太阳?
*问题：太阳风粒子的成分是什么?速度大致是多少?从太阳到地球大致多长时间? 太阳风和彗星相遇为什么会产生 X 射线?
【太阳系边界】
回到太阳系的边界问题。
太阳的表面的逃逸速度约600公里每秒，太阳风粒子速度能到1000公里每秒，这说明它们最终会逃逃脱太阳的束缚，进入恒星际空间。
当太阳风与恒星际空间的星际介质作用，会产生激波。太阳风压缩、加热星际介质，导致其密度、温度以及磁场的变化。旅行者号曾在120倍日地距离处探测到密度的增大，也就是太阳系的边界。
*问题：在太阳系的边界上，高速太阳风碰到低速恒星际物质，会发生什么改变?如何测量?