太阳上的元素含量是如何被科学家们研究和测量的

是通过吸收光谱知道的，当光被原子吸收后会形成特殊的暗线，而在地球上通过亮线，就可以知道太阳的组成了

通过吸收光谱知道的，科学家分析太阳光，然后根据光的吸收情况，确定出太阳中的主要组成元素。

实验，科学家是通过吸收光谱了解到的,光被原子通过太阳大气的某些波长吸收,形成一条特定的暗线。

通过仪器进行分析，制造出相同的模拟太阳模型，然后根据计算机进行模拟运算得到的！

现在人们对太阳质量的计算是比较精准的，他们依据的数学定理以及他们用科学的仪器观测到的。

做到对太阳的质量非常精确，那么最主要的原因，通过太阳的圆形的整体的宽度和长度，然后最后计算出整个太阳的质量，计算的非常精准。

“太阳元素”的发现

1842年7月8日，欧洲南部发生了一次日全食。当时，来自英国、法国、德国和俄国的许多天文学家聚集在南欧，观测这次难得的日全食。

当月球慢慢地遮住太阳，耀眼的日面变黑后，呈现出明亮的日轮。这时，人们发现，日轮的边缘喷射着非常壮丽的玫瑰色的光晕。同时人们还惊奇地发现，在日轮边缘有几团巨大的深红色的火焰。对此，人们提出了不少疑问：这是月亮上的火山还是太阳的光斑？或是由于眼睛疲劳而引起的幻觉？

1860年初，欧洲又发生了日全食。在观测中人们确认，日轮边缘这种“突出物”是太阳喷出的火舌。有的天文学家为这一现象照了像。有的天文学家甚至还把日轮边缘的突出物画了下来。突出物常出现在日轮边缘，好像太阳长了耳朵一样。为此，天文学家把它称为“日珥”。“珥”在汉语里的意思是女子的珠玉耳饰。

1868年8月18日，印度发生日全食，赶去观测的很多天文学家已装备了基尔霍夫发明的那种分光镜。当时，一位名叫詹逊的法国天文学家，决定借这次日全食的机会，用分光镜研究一下太阳上的突出物——日珥的光谱。与此同时，英国也组织了观测日全食的远征队，其中一名叫洛基尔的天文爱好者，也带着分光镜参加了这次观测。

在这次日全食时，詹逊成功地拍摄了太阳色球的光谱。凑巧的是，他把一个日珥的光谱也拍到了。结果，他发现在日珥的D1、D2钠线旁边，还有一条黄色的发射线。“它会不会是钠的另一条谱线——D3线呢？如果不是，那又是什么呢？”詹逊这样想。为了证实这条新发现的谱线是否确实存在，他决定做进一步的观测研究。可是这次日全食已经结束了。怎么才能够在没有日全食时再观测到这条谱线呢？第二天拂晓，詹逊登上了一座高高的塔顶，做好观测日出的准备。当太阳刚从地平线钻出来，詹逊就把分光镜的细缝对准了太阳的最边缘。他做得既小心，又很巧妙，进入分光细缝的只是太阳突出物的光线。结果，昨天他在日全食时所观测到的那条谱线又出现了。这时他才确信昨天的观测结果是真实的。詹逊高兴极了，他立即写了一封信，向法国科学院报告这一重要发现。由于当时交通不方便，信从印度到法国用了两个多月的时间。

有趣的是，设在巴黎的法国科学院在同一天收到了两封信，一封来自詹逊，另一封来自英国的天文爱好者洛基尔。两封信谈的是同一发现。洛基尔的信发自英国，他是在不知道詹逊的观测结果的情况下得出了同一发现的。1868年10月26日，在巴黎科学院会议上同时宣读了这两封信。科学家们对这一重要的发现很感兴趣。后来，为了纪念这一重要的历史发现，法国科学院铸造了金质奖章。奖章正面刻着詹逊和洛基尔的头像，下面写着：“1868年8月18日珥光谱分析”，背面是驾着四匹马战车的“阿波罗”太阳神像。

詹逊和洛基尔在日珥光谱中发现的那条橙黄色明线（D3）是从哪儿来的呢？或者说，这条黄线表示了什么呢？当时的化学家们所具有的物质表中，没有一种物质的光谱里有这样的黄线。1869年，洛基尔在实验中再次作了仔细的检查，发现这条明线确实与当时地球上已知的任何元素的谱线不相对应。因此他认为，这是属于地球上所没有的太阳物质产生的谱线。洛基尔把这种元素命名为“Helium”，原意为“太阳”。这就是后来人们常提到的“氦”。历史上有一段时间，把氦称为“太阳元素”。

地球上真的没有氦吗？在日珥D3线发现后的27年，一位名叫雷姆塞的英国化学家终于在地球上也找到了氦。当时，他正在分析一种叫钇铀矿的矿石，发现它与硫酸作用时可放出一种气体。雷姆塞很想知道这是什么气体，就委托一位物理工作者用分光镜观察，结果发现，它在黄区发出的一条明亮的谱线，正是1868年日全食观测时发现的D3线。就这样，以往认为高不可攀的“太阳元素”，总算在地球上也找到了。

科学家的研究表明，不仅仅是太阳，任何一个天体，只要它发出的光有足够的强度，能产生可以测量的光谱，人们就能够知道它的化学成分和含量。

1929年，美国天文学家罗素（1877—1957），在仔细地研究了太阳光谱之后，证明太阳上氢的含量多得惊人。他断定氢占了太阳总体积的五分之三。美国天文学家门泽尔曾估计，太阳总体积的81.76％是氢，18.17％是氦，其他元素只占0.07％。

人们经过多年来对数以万计的夫琅和费线进行精细的“普查”，已经在太阳大气中发现了60多种化学元素。这些元素在地球上都能找到。

“化验”太阳

看了这个题目，少年朋友一定会感到奇怪，太阳离我们那么遥远，怎么进行化验呢？我说的可不是“天方夜谭”，早在1859年，就有科学家对太阳“化验”过了。

1859年的一天夜里，本生和基尔霍夫在实验室窗前向外眺望，发现16千米外的曼海姆城发生了大火灾。两位科学家好奇地用分光镜观察这片火光，竟在大火的光谱中找到了钡和锶的光谱线。由此，本生突然想到，既然可以用分光镜分析曼海姆城的火光，为什么不能用它“化验”太阳呢？

他们首先遇到的就是30多年前夫琅和费留下的太阳光谱中的暗线之谜。基尔霍夫对暗线中的D线最感兴趣，因为那是太阳光谱里最明显的暗线之一。1859年10月，基尔霍夫用自己的试验证明了D线是在钠的光谱位置上。实验是怎样进行的呢？他首先用分光镜看太阳的光谱，记下了D线的位置，然后遮住阳光，点燃了本生灯，在灯上燃起钠盐。果然，钠的粗亮的黄线正好出现在D线的位置上。

在进一步的实验中，基尔霍夫注意到，一团较冷的物质蒸气所吸收的波长，恰恰等于这种物质炽热发光时所发射的波长，也就是“吸收光谱”。例如冷的钠蒸气吸收的暗线与炽热的钠蒸气发出的亮线位置丝毫不差。所以吸收光谱的暗线与发射光谱的亮线一样，都可以作为鉴别元素的标志。基尔霍夫由此证明了太阳上存在着钠。

夫琅和费“暗线之谜”终于被解开。原来是太阳表面发出的白光，能产生连续光谱。当白光通过太阳外围的大气时，太阳外围大气中的某些元素，会把连续光谱中相应的谱线吸收掉。正是由于这个原因，当初夫琅和费接收的太阳光谱中才出现了暗黑的谱线。

在解开夫琅和费“暗线之谜”以后，基尔霍夫和本生又用铁作了实验。铁的光谱有60多条亮线，而在太阳光谱中60多条亮线的位置上，正好有60多条夫琅和费暗线。由此说明太阳上有铁。不久，基尔霍夫用同样的方法，又证明了太阳光谱中H和K这两条暗线是由钙产生的，说明太阳大气里存在着钙。

两位科学家竟然在离太阳1.5亿千米之遥的地球上，测出了太阳的化学成分！真是了不起的成就。1862年，瑞典的化学家昂格斯特罗姆又证明了太阳上存在着氢元素。从那以后，天文学家们开始以光谱分析作为一种强有力的天文研究手段，“化验”太阳的工作不断地取得新的成果。

太阳上目前基本只有氢和氦。
太阳之所以发热是因为氢的核聚变，聚变为氦。据说还有几十亿年，太阳上的氢就会完全变成氦。到那时，太阳将会以氦聚变的形式继续发光发热（氦聚变为碳），发出的光和热会比现在强N倍。等到氦聚变完（大约10亿年），太阳就快要灭亡了（以碳聚变的形式发光发热）。反正现在太阳上只有氦和氢，以后会不会有钠就不知道了，因为可能它会经过核聚变，产生钠也是可能的。即使产生了钠，那也是肯定是熔融态的化合物的钠，因为在钠产生之前，氧一类的非金属是会产生的。那么，它们肯定会跟钠化合成各种化合物。还有，当聚变进行到铁（所有元素都聚变成铁），恒星将会坍塌，因为铁聚变要求很高，如果太阳达不到条件，则会塌缩灭亡。后面的太复杂了，也没必要知道，就这样吧！（反正人类得要在氦聚变完之前，找到新的住所，因为碳的聚变能量太大，导致地球上根本无法生存。不过人类还有几十亿年的时间去寻找新的去处。反正我们也不用担心了，活不到那时候……）

太阳主要成分是氢, 也有氦. 因为太阳所进行的核聚变就是4个氢原子聚变成一个氦原子同时放出能量的过程. 钠元素是11号的元素了, 之会在太阳生命史后期氢燃料耗尽后逐步产生. 如果恒星上存在钠的话, 会是离子型态, 就是熔融态. 因为温度太高了.

我想你想问得是在太阳内部那么高的温度下，钠的存在形式
太阳的中心温度高的不可思议，上亿度，这种温度下，钠这种元素是不能存在的，这种情况下钠会成为一些原子的碎片片，以最基本的氢元素的形式存在

我觉的应该是以游离的原子的状态存在！因为钠是原子晶体！温度高的话钠原子就会克服原子之间的引力变成游离的钠原子！

当天文学家凝视太空深处时，他们带着不安，因为他们不知道宇宙到底是由什么组成的。也不知道暗物质的真实性质。星星的本质也是如此，它们点缀着天空，遍布着整个宇宙。令人惊讶的是，没有人知道这些恒星的确切化学成分，它们有多少碳、氮和氧原子。

这些数字是至关重要的，因为它们影响着恒星的生存和死亡、行星的形成，甚至影响着其他星球上生命的形成。

20年前，天文学家对他们一直在研究的数据充满了信心。现在，又信心不足了。问题不在于宇宙遥远的角落，而在于离地球更近的地方。科学家们并不知道太阳的确切组成。因此，他们也不知道其他恒星的确切组成元素。

“太阳是一个基本的尺度，”德国天体物理学家马丁·阿斯普朗德说。“当我们确定宇宙中任何一颗恒星、一个星系或气体云中某种元素的丰度时，我们会用太阳作为参考点。”

太阳的质量占太阳系总质量的99.86%。太阳在银河系中的位置也使它很好地代表了整个星系。更重要的是，宇宙中的大多数恒星居住在像银河系这样的巨大星系中，这使得太阳成为整个宇宙的试金石。此外，太阳非常明亮，天文学家可以非常精确地研究它发出的光的细节。这将使他们能够确定太阳化学元素的确切丰度。

近一个世纪以来，天文学家通过观察恒星的化学成分是否与太阳匹配来判断恒星是否正常。我们附近的大多数恒星都是这样。

这就是为什么阿斯普伦德和他的同事在2009年《天文学和天体物理学年度评论》上发表的关于太阳化学成分的文章获得了4000多次学术引用，天文学家经常将恒星和星系与太阳进行比较。

但阿斯普朗德的研究是有争议的。他和他的同事使用新的模型来分析阳光，发现太阳中最常见的重元素（包括碳和氧）的含量比以前的计算要低得多。天文学家称大多数比氦重的元素为“重元素”。因此，其他恒星，乃至整个宇宙中，重元素的数量比之前认为的要少得多。

氧是宇宙中最丰富的重元素，俄亥俄州立大学的天文学家皮森诺特说。他一直对普朗德的数据持批评态度，因为这些数据会与对太阳内部的观测结果产生冲突。如果普朗的结论是正确的，那就意味着在宇宙周期中氧气减少了40%，因为我们所有的测量结果都是基于我们对太阳的假设。

这场争论已经持续了20年；双方都没有向对方让步。普朗德计算出的氧和其他重元素含量不仅造成了不确定性，还带来了麻烦。幸运的是，当前和未来的各种实验可能最终解决这个问题。

尽管存在争议，但每个人都同意基本观点：太阳主要由氢和氦组成。它通过将氢转化为氦的核反应在其中心产生能量。但由于普朗德的工作，下一个最丰富的元素的数量仍存在争议。

氧非常重要，它占宇宙中所有重原子数量的一半。这些原子中的大多数起源于比太阳质量大得多的恒星。在它们明亮而短暂的生命后期，这些恒星将4个氦核融合在一起生成氧。恒星最终会爆炸，释放出生命的元素。仅仅一颗超新星就能释放出超过太阳质量的氧。如果太阳和整个宇宙的含氧量像普朗德认为的那样低，那么这些巨大的产氧恒星的含氧量要比人们想象的少得多。

氧在很多方面都是至关重要的。显而易见的是我们需要氧气来呼吸。不太明显的是在我们脚下的岩石中，超过一半的原子是氧气。这种元素在太阳系所有行星的形成过程中发挥了重要作用。

氧的重要作用不止于此。毕竟，每个水分子中都有一个氧原子。水是生命的必需品。所以没有氧，就没有水，没有生命。

尽管影响深远，但围绕太阳富含氧气和其他重元素的争论是偶然开始的。在20世纪90年代末，阿斯普朗想要研究那些只有少量重元素的古老恒星。不过，他认为首先最好查明太阳的构成。

为此，他和他的同事开发了新的模型来解释太阳光谱，即我们的恒星发出的光。不同元素的原子吸收不同波长的光，产生所谓的光谱线。太阳表面上某种特定元素的原子越多，原子吸收的光就越多，光谱线也就越强。因此，光谱线可以揭示一种元素相对于氢的丰度，氢是太阳的主要成分。

因为是太阳定下了标准，科学家们就可以在一束阳光中看到整个宇宙，通过分析太阳光谱，他们可以确定整个宇宙中氢、碳、氮和氧的比例。新模型比以前的模型复杂得多，避免了简化和近似。在他的模型中，宇宙中最丰富的四种重元素都遭受了重大的质疑。与20年前发表的数字相比，新模型得出的数值要低得多。新的模型大大降低了太阳和宇宙中氧含量的估计。生命的另一个先决条件——碳的含量下降了26%，而氖和氮的含量分别下降了31%和40%。

根据所有的计算，这四种元素占了宇宙中所有重原子的绝大多数。如果阿斯普朗德是对的，那么宇宙中存在的黑洞要比任何人想象的要少得多。这给太阳内部的模型带来了巨大的麻烦。

像氧这样的重元素改变了太阳的内部，因为它们吸收了从太阳核心到太阳表面的辐射。借助古老的太阳丰度，天文学家们认为，借助一种被称为日震学的技术，他们已经弄清楚了太阳的内部。正如我们的世界会发生地震一样，太阳内部也会随着声波发生振动。正如地震学家利用地震来推断地球内部的结构一样，通过太阳产生的震动也揭示了它的内部结构。

例如，在太阳内部的大部分地方，辐射从一个原子反射到另一个原子，慢慢地将热量从核心向外传递。然而，在太阳的最外层，物质温度较低，也更不透明，这主要是因为像氧这样的重元素会吸收光子。这种不透明意味着光子无法将热量输送到那里。取而代之的是一种被称为对流的过程——热气体上升到太阳表面，辐射热量，然后冷却并下沉。当你烧开一壶水时，你会看到类似的情况。

日震学确定了太阳辐射内部和对流表层之间边界的位置。因此，我们知道这个边界正好在太阳半径的71.3%处。但是，如果太阳实际上含的氧、碳、氖和氮更少，那么太阳的内部就不那么不透明了，这就使得辐射能把热量从太阳中心带到更远的地方，这与日震学的观测结果相矛盾。要么我们不了解太阳，要么新的太阳丰度是错误的。

不过，新模型要优于早期的模型，他们对太阳丰度的重新判定应该是有效的。首先，普朗德的模型考虑了对流，这是早期的研究忽略的。他的团队还认识到，一条被认为是由氧气产生的红色光谱线，实际上是氧和镍的混合物，除去镍的作用，氧的丰度就降低了。

大部分问题来自于氧原子本身。虽然氧很常见，但它在阳光中产生的光谱线很少，而所有这些光谱线都很难分析，所以这种元素几乎没有留下多少线索来说明它的含量。相比之下，每个人都同意太阳的铁丰度。这是因为铁会产生大量的谱线，这些谱线可以被分析。

幸运的是，新的数据很快就会出炉。在实验室里，物理学家可以通过将不同元素置于太阳内部的高温下，来测量它们的丰度。近年来，科学家们已经将这些实验的温度提高到更高的水平。

2021年，桑迪亚国家实验室的实验物理学家吉姆·贝利和他的同事报告称，铁在太阳下的不透明度确实比预期的要高。“我们的结果让天文学界非常高兴，”他说，“因为这意味着他们至少有希望将他们认为的最佳丰度估计与标准太阳模型和日震学相一致。”

现在贝利已经将他的注意力转向氧，并期望在三年内得到第一个结果。如果证明氧比目前计算的更加不透明，那么太阳就不需要那么多的元素来维持辐射对流边界的观测位置。这将消除新的太阳丰度与日震学之间的差异。

与此同时，阿斯普朗德和品森诺特都指出了另一个有希望的解决方案。当太阳的核心产生能量时，它会释放出中微子，这是一种幽灵般的粒子，它们会在大约八分钟后飞散并到达地球。对这些中微子正在进行的研究将提供一种估算元素丰度的新方法。这是因为某些中微子是在碳、氮和氧作为催化剂将氢转化为氦的过程中产生的。

曾几何时，天文学家们就宇宙铁的丰度争论不休，太阳光谱给出的水平与陨石给出的不同。在很长一段时间里，这一直是个谜。当天文学家使用最新测量的铁原子参数并修正了他们对太阳铁丰度的计算，证明了流星结果的正确性时，争论结束了。我们希望正在进行的不透明和中微子实验能够解决这一争议。