Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 溫度梯度[编辑]

**溫度梯度**（英語：**Temperature Gradient**），是描述溫度在特定的區域環境內最迅速的變化會向何方向，以及是何種速率的物理量。溫度梯度是一維的數量，單位是度/每單位長度（在特定的溫度範圍內），SI單位是每米K（K/m）。

在大氣層的溫度梯度在大氣科學（氣象、氣候學及相關領域）中是很重要的

## 數學的敘述

假設溫度*T*是一個內含性質，即是在三度空間（通常稱為純量場）內的一個單值連續的和可微分的函數，也就是說，

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
此處*x*，*y*和*z*是座標系的位置標示，溫度梯度是向量，其定義如下：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
## 天氣和氣候的關聯

不同地區之間的空氣溫度差異對天氣預報與氣候至關重要。行星表面對太陽光的吸收增強了溫度梯度，其結果造成對流（雲形成的主要過程，經常與降水相關聯）。相似的，在全球和年度的基礎上，大氣（和海洋）的動力學可以被理解為試圖通過極地和赤道的溫度差異極大的冷空氣和暖空氣（包括水）在廣大的區域重新配置。

天氣圖是溫度梯度在水平方向上可以達到較高數值的地區，這些是具有相當明顯屬性氣團之間的邊界。

很明顯的，溫度梯度會隨著時間變化，一天之中或季節性的冷熱變或都會使溫度梯度產生變化。

## 逐日的經驗和環境問題

其它可以明確的感受到溫度梯度的場所包括在夏天有空調商店的入口（或出口），或山洞的入口，以及其他受到保護或空氣不流通的場所。

氣溫快速變化的場所（時間或空間）會導致不舒適的感覺，在極端的情況下，會產生冷或熱的壓力。

## 相關條目

* 梯度
* 絕熱下降率

## 參考資料

* Edward N. Lorenz (1967) *The nature and theory of the general circulation of atmosphere*, World Meteorological Organization, Publication No. 218, Geneva, Switzerland.
* M. I. Budyko (1978) *Climate and Life*, Academic Press, International Geophysics Series, Volume **18**, ISBN 0-12-139450-6.
* Robert G. Fleagle and Joost A. Businger (1980) *An Introduction to Atmospheric Physics*, Second Edition, Academic Press, International Geophysics Series, Volume **25**, ISBN 0-12-260355-9.
* David Miller (1981) *Energy at the Surface of the Earth: An Introduction to the Energetics of Ecosystems*, Academic Press, International Geophysics Series, Volume **29**.
* John M. Wallace and Peter V. Hobbs (2006) *Atmospheric Science: An Introductory Survey*, Second Edition, Academic Press, International Geophysics Series, ISBN 0-12-732951-X.

* IPCC Third Assessment Report（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 溫度直減率

**溫度直減率**（Lapse rate of temperature）或稱為**環境直減率**（**Environmental lapse rate**，**ELR**）是直減率（lapse rate）的一種，指的是對流層中溫度隨高度增加而降低的現象，通常乾空氣每上升100公尺減低0.98度，而濕空氣每上升100公尺減低0.65度。平均而言，夏季海拔高度每上升100米气温約降低0.6度，而冬季每上升100米約降低0.36度。
# 差旋層[编辑]

太陽的自轉，在外面的對流層顯示較差自轉，中心的輻射層的轉動幾乎是均勻一致。在這兩個區域之間的轉換區稱為**差旋層**。
**差旋層**是存在於質量超過0.3太陽質量恆星的輻射層和外面有著差異自轉的對流層之間的區域。該區域因為旋轉速率非常迅速的變換，導致具有非常大的切變。外面的對流層像是一般的流體，有著極區轉得較慢，赤道轉得較快的差異自轉。內部的輻射層可能是化石恆星磁場，表現出鋼體的性質。內部的旋轉速率大致等於中緯度的自轉速率，即慢速的極區和快速的赤道之間的旋轉速率。日震學的最近結果顯示，差旋層位於0.7太陽半徑之處（從核心測量，即在表面為1太陽半徑），厚度約為0.04太陽半徑。這意味著該區有著非常大的剪切輪廓，而這是形成大規模磁場的一種方式。

差旋層的幾何形狀和厚度被認為在恆星發電機的模型中起著重要作用，通過一個蜿蜒曲折的微弱極向場，創造一個更強大的螺旋場。最近，對較冷的恆星和核心沒有輻射層只有對流層的棕矮星進行的無線電觀測顯示，儘管沒有差旋層，它們仍保有強度如同太陽的大規模磁場，並表現出類似太陽的活動。這顯示僅有對流層可能也能有太陽發電機功能。

*差旋層*這個專門術語是愛德華·史派格和Jean-Paul Zahn在1992年的一篇論文中新創的，類比於海洋學的溫躍層。

太阳結構圖解* 米粒
* 太阳黑子
* 光球
* 色球
* 對流層
* 輻射層
* 差旋層
* 核心
* 日冕
* 閃焰
* 日珥
* 太阳风

## 參考資料

* Section 3.2 from Living Reviews in Solar Physics （页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 附加的參考資料

* Charbonneau, P., Christensen-Dalsgaard, J., Henning, R., Larsen, R.M., Schou, J., Thompson, M.J., Tomczyk, S., 1999a, “Helioseismic Constraints on the Structure of the Solar Tachocline”, *Astrophys. J.*, 527, 445-460, [2] （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
* Basu, S., Antia, H.M., Narasimha, D., 1994, “Helioseismic Measurement of the Extent of Overshoot Below the Solar Convection Zone”, *Mon. Not. R. Astron. Soc.*, 267, 209-224, [3] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Hughes, D.W., Rosner, R., Weiss, N.O. 2007 The Solar Tachocline, 382pp (Cambridge University Press).
# 超米粒組織

**超米粒組織**是太陽表面的一種特殊的對流胞模式。它是由哈特（A.B.Hart）[1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）使用都卜勒速度量測光球上的水平流動（流速約為300至500 m/s，是只有米粒組織十分之一的顆粒）在20世紀50年代發現的。稍後（20世紀60年代），雷頓（Leighton）、諾伊斯（Noyes）和西蒙（Simon）為超米粒組織建立了約30,000公里的典型尺寸和約24小時的壽命。

## 起源

長期以來，超米粒組織一直被解釋為一種特定的對流尺度參數，但其起源尚不明確。儘管太陽光球中存在米粒組織是一個有充分記錄的現象，但對於更高階米粒組織模式的真實性質甚至存在與否，仍有很多爭議。一些作者認為存在三種不同的組織規模：直徑為150–2,500公里的典型米粒組織，5,000–10,000公里的中型米粒組織，和超過20,000公里的超米粒組織。米粒組織通常被認為是對流胞形成分級結構的迹象：因此，超級米粒組織在其最上層會碎裂成更小的中型米粒組織，而中型米粒組織又會在其表面分裂成更小的米粒組織。太陽物質將在分離米粒組織的黑暗"通道"中向下流動，分隔在超米粒組織之間的是濃度最高的冷氣體，類似於較小的支流連接於河流。然而，應該強調的是，這張照片具有高度的推測性，根據未來的發現，可能會被證明是錯誤的。最近的研究顯示了一些證據，表明中型米粒組織是由平均程式引起的重影特徵。

## 相關條目

* 都卜勒圖

## 參考資料

* a SOHO/MDI Dopplergram showing supergranular speed pattern （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* NASA: The Sun Does The Wave （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Information at Nature.com （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Michel Rieutord and François Rincon, "The Sun’s Supergranulation", Living Rev. Solar Phys. 7, (2010), 2. online article （页面存档备份，存于互联网档案馆） (cited on June 15, 2010).
# 周邊昏暗[编辑]

周邊昏暗的太陽－以可見光觀察的太陽影像，因為密度向邊緣逐漸降低而在太陽盤面的外緣顯示出周邊昏暗的效應。
**周邊昏暗**（英語：limb darkening）是恆星因為密度由中心向邊緣逐漸降低而呈現出影像向邊緣的強度減少。周邊昏暗是兩種效應造成的結果：

* 恆星的密度由中心向外逐漸降低
* 恆星的溫度因為與中心距離的增加而逐漸降低。

周邊昏暗的理想狀況。半徑的最外緣是來自恆星向外輻射的光子不再被吸收的區域，*L* 是光深度為1單位的距離。由A處輻射出的高溫光子和由B處輻射出的低溫光子都正好在可以逃脫的距離上。
光深度的觀念是了解周邊昏暗的關鍵想法。光深度在光學上的1單位是由吸收氣體能逃逸出來的比率達到1/e光子數量的厚度。這是為何定義了恆星可見的邊緣之後，在光深度為1單位之處恆星就會變得不透明的原因。到達我們的輻射非常接近恆星釋放出的能量沿著視線方向朝向我們，直至光深度為1單位處點的總量。當我們觀察恆星的邊緣時，我們不能看見如同觀察中心一樣的光深度，因為當觀測邊緣時，視線是以傾斜的角度在恆星的氣體中行進。換言之，當我們觀察太陽時，1光深度單位對應的長度在移向邊緣時會逐漸增加。

第二個作用的事實是，恆星大氣的有效溫度（通常）是隨著相對於中心距離的增加而降低。來自氣體的輻射放射與溫度的增加又強列的關聯性，例如，對一個黑體而言，強度與溫度的四次方成正比（斯特凡-波茲曼定律）。因此當我們觀察一顆恆星時，輻射來自光深度最接近1單位的點。而相較於觀察恆星的邊緣，這一點在觀察恆星中心點時，越是深入溫度就越高，強度也就越大。

事實上，我們太陽內部的溫度並不是隨著距離的增加而均勻的衰減，來自譜線的證據顯示每個區域的光深度與溫度有關。在這種情況下我們能看見周邊昏暗的現象。

## 周邊昏暗的計算

幾何學上的周邊昏暗。恆星的中心點在*O*  ,半徑為*R* ，觀測者位於*P* 點，與中心的距離為*r* ；觀看表面的一個點*S* ，與中心連線的夾角為*θ* ，與恆星邊緣（或周邊）的夾角為Ω。
如右圖所示，沿著在大氣層之外的觀測者的點P，觀察方向為θ的強度只是角度ψ的函數，cos(ψ)的多項式是最接近與最方便的解。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
此處， *I*(ψ)是在P點看沿著視線與中心形成角度為ψ之處的強度，*I*(0)是中心點的強度。可以看出，當ψ=0時，單位為1，因此我們必可得到：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
例如，從朗伯輻射體（沒有周邊昏暗），我們可以得到得到,除了*a*0=1之外，所有的*a*k=0。另一個例子，在550奈米的太陽，周邊昏暗可以用*N*=2來表示，並且

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8
（參考Cox, 2000）。註－周邊昏暗方程式有時也會寫成：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
在此處的*N* 相較於*N+1* 是獨立的函數，並且其總和為1單位。

我們能利用下面的關係式將ψ轉換為θ：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12
此處的Ω是觀測者至恆星邊緣的角度。

上面的近似可以用於獲得中心強度平均強度比率的解析解。平均強度Im是在恆星盤面上包含立體角劃分的積分：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_14
此處，dω=sin(θ)dθdψ，是立體角的元素，在盤面上的積分為：0≤ψ≤2π和0≤θ≤Ω。雖然這個方程式可以分析來求解，但其仍是相當複雜的。當觀測者在很遙遠的距離上觀察天體時，上述的等式可以簡化為：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16
## 參考資料

* Billings, Donald E. A Guide to the Solar Corona. Academic Press, New York. 1966.
* Cox, Arthur N. (ed). Allen's Astrophysical Quantities 14th ed. Springer-Verlag, NY. 2000. ISBN 0-387-98746-0.  引文格式1维护：冗余文本 (link)
* Milne, E.A. Radiative equilibrium in the outer layers of a star. MNRAS. 1921, **81**: 361–375. Bibcode:1921MNRAS..81..361M .
* Minnaert, M. On the Continuous Spectrum of the Corona and its Polarisation. Zeitschrift für Astrophysik. 1930, **1**: 209. Bibcode:1930ZA......1..209M .
* Neckel, H. and Labs, D. Solar Limb Darkening 1986-1990. Solar Physics. 1994, **153**: 91–114. doi:10.1007/BF00712494 .
* van de Hulst, H. C. The electron density of the solar corona. Bull. Astron. Inst. Netherlands. 1950, **11** (410): 135. Bibcode:1950BAN....11..135V .
# 吸收光譜[编辑]

**吸收光譜**（英語：absorption spectrum）是材料在某一些頻率上對電磁輻射的吸收事件所呈現的比率。實際上，吸收光譜是與發射光譜相對的。

每一種化學元素都會在幾個對應於能階軌道的特定波長上產生吸收線，因此吸收譜線可以用來鑑定氣體或液體中所含的元素。這種方法也可以用在不可能直接去測量的恆星和其他的氣體上出現的現象。

哈伯太空望遠鏡觀測到的吸收光譜。
## 解釋

原子和分子在吸收特定的能量後會改變狀態。原子的狀態是由電子在原子軌道上的位置來決定。在某一個軌道上的電子在吸收一個能量相等於兩條軌道的能量差異的光子之後，可以被激發到能量較高的軌道上。

分子的狀態是由振動和轉動的模式來決定，振動和轉動的模式像原子的軌道也有一定的能量，也可以在吸收一個光子之後被激發。

在分子和原子的狀態，激發態都不能維持：經歷很短的一段隨機的時間，被激發的原子和分子就會回到原來能量較低的狀態。在原子，被激發的電子釋放出一個光子，回到能量較低的軌道；在分子，震動或轉動減緩，也會釋放出一個光子。

當這些衰減發生時，釋放出的光子無須以原來的方向前進，而是隨意的向各處散發，最普通的狀況是與原來的光子方向成45度角。這是用於氣體放在觀測者和光源之間的任何一種情況：觀測者將在光譜中看見一個波長與被吸收的能量一致的空隙，儘管對應於這些空隙的光子被再發射出來，但是再發射的光子是向著四面八方散射的，並且不太可能循著原來的路徑，因此觀測者看不見這些光子。這個空隙在光譜上會呈現黑色。

## 相關條目

* 夫朗和斐譜線
* 光譜學
* 吸收光譜學
* 密度测定法
* 發射光譜
* X光吸收光谱
* 吸收 (光学)
* HITRAN

* 太陽吸收光譜（页面存档备份，存于互联网档案馆） （英文）
* 可見光吸收光譜模擬（页面存档备份，存于互联网档案馆）（英文）
# 约瑟夫·诺曼·洛克耶[编辑]

| 约瑟夫·诺曼·洛克耶 |
| --- |
|  |
| 出生 | 1836年5月17日  拉格比  |
| 逝世 | 1920年8月16日  （84歲） Salcombe Regis  |
| 墓地 | St Mary and St Peter Churchyard  |
| 职业 | 物理学家、天文学家、大學教師  |
| 雇主 | * 伦敦帝国学院
 |
| 配偶 | Winifred James、Thomazine Mary Browne  |
| 奖项 | 拉姆福德奖章、贝克奖  |

**约瑟夫·诺曼·洛克耶**爵士（英語：**Joseph Norman Lockyer**，1836年5月17日—1920年8月16日），英国科学家、天文学家，与法国科学家皮埃尔·让森一同发现了氦气。科学期刊《自然》创始人和首任编辑。月球洛克伊尔陨石坑以他的名字命名。

## 参考资料
# 恆星大氣層

拍攝於1999年發生在法國的日全食。
**恆星大氣層**是恆星的最外層區域，位置在核心、輻射層和對流層之上，依照獨特的特徵可以分為數層：

* 光球層是大氣層的最底層，也是我們能觀察到的大氣層中溫度最低的一層。來自恆星的光經由這一層從穿越更高的數層後，由恆星的表面逃逸入太空。太陽的光球層溫度為5700K到5,780 K范围，星斑是光球層上受到磁場擾亂而溫度較低的區域。

* 在光球層之上的是色球層，這一層開始時的溫度會下降，然後隨著高度上升逐漸增溫至光球層的10倍左右。

* 在色球層之上還有過渡區，在這裡溫度在約100公里的距離內迅速的增加至百萬K。

* 在這之上就是恆星大氣層的外圍部份，是由非常稀薄但極端高溫(百萬K)的電漿構成的星冕，過渡區和星冕是在主序帶上所有的恆星都有的外觀。但不是所有演化中的恆星都是如此，看起來只有一些巨星和極少數的超巨星才有星冕。在天體物理學中尚待待解決的問題是星冕是如何被加熱到如此高的溫度？答案可能在恆星的磁場上，但確切的機制依然還沒有被清楚了解。

以太陽為例，當日全食之際，太陽的光球層被遮蔽時，大氣層中的其他層次便被顯露出來。在這種情況下，色球層呈現出略帶粉紅色的圓弧，而日冕（太陽的星冕）像裝了一簇纓球的光暈。在食雙星同樣的現象可以讓巨星的色球層可見。

## 参阅

* 塞西莉亞·佩恩-加波施金 - 首先提出了当前接受的恒星大氣層组成的天文学家。

## 参考资料
# 過渡區

TRACE 19.5奈米波長的日冕影像，中央下方的黑暗區域是日珥。可以看見低層的過渡區，明亮的霧氣籠罩在太陽的表面，日珥本身則被明亮的光輪包圍著。巨大和明亮的結構是日冕的磁圈。
**過渡區**是太陽大氣層內介於色球和日冕中間的一區，只能在太空中使用紫外線望遠鏡看見。它的重要性在於一些未曾被說明，但在太陽大氣物理中是很重要的轉換：

* 在此之下，重力控制著太陽主要的形狀特徵，因此太陽能被水平的分層並描述特點（像是黑子）；在這之上，動力學的力量控制了太陽的主要特性，因此過渡區的高度不能分出層次很明確定義出來。
* 在此之下，多數的氦沒有被完全的游離，所以他能有效的放出能量；在這之上，氦被完全的游離，對溫度的平衡有深遠的影響（詳見下文）。
* 在此之下，物質是不透明的，顏色與譜線相關聯，所以在過渡區下形成的譜線主要是紅外線、可見光、近紫外線的吸收線；而在過渡區或其上的譜線，主要是遠紫外線（FUV）和X射線。這使得過渡區的輻射傳導變得非常複雜。
* 在此之下，氣體壓力和流體動力學控制了形狀和結構；在這之上，磁力控制了運動和形狀的結構，提升不同簡化的磁流體動力學。過渡區本身是很難研究的部分，因為他必須以極端複雜的那微-史托克方程式和馬克斯威方程來處理。

氦的游離是很重要的，因為它是形成日冕很關鍵的成分：當太陽的溫度較低時，氦只是部分被游離（也就是仍保留了兩個電子中的一個），物質經由黑體輻射和來曼連續流對氦的直接耦合，非常有效的被輻射冷卻。在這種情況下，支撐色球層頂的平衡溫度只有幾萬K。

只要有更多的熱量，氦就可以充分的被游離。在這個點上，與氦耦合的萊曼連續流被終止，並且不再能有效的輻射熱量。於是溫度迅速的躍升至數百萬度K－日冕的溫度。這種現項稱為*溫度激變*，並且是一種相變，類似於水沸騰成為蒸氣；事實上，太陽物理學家提到這種過程就以大家熟悉的水蒸發來比喻。同樣的，如果日冕的溫度只要被微量的降低，物質就會迅速的變冷，經由溫度激變下降數十萬K，並且被*凝聚*。過渡區被認為就在或就圍繞著溫度激變物質的周圍。

在TRACE太空船的FUV影像下可以看見過渡區，像一輪暗淡的光暈浮在黑暗的太陽（在FUV）和日冕表面之上。光輪也環繞在黑暗的日珥FUV影像周圍，那兒包含了被磁場暫時支撐住的凝聚物質。

* 解釋過渡區(和色球層)的動畫 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of Glamorgan).
* 解釋過渡區(和色球層)溫度的動畫 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of Glamorgan).
# 針狀體

針狀體，2004年6月
**針狀體**是從太陽的光球以每秒大約20公里向上，直徑500公里的動態噴射物，這是在羅馬梵蒂岡天文台的安傑洛·塞基神父在1877年發現的。整個色球層都佈滿了針狀體。

## 說明

針狀體的生命期在5至10分鐘，可以在太陽的邊緣看見瘦長的身影（如果在盤面看見，通常稱為「雜斑（mottles）」或「原纖維（fibrils）」）。它們通常和高磁性的區域聯繫在一起，物質的流量大約是太陽風的100倍。

## 普遍性

任何時間，在太陽的表面都有约300,000個針狀體圍繞著，一個典型的針狀體可以伸展到光球之上3,000至10,000公里的高度。

## 成因

Bart De Pontieu（洛克馬丁太陽和天文物理實驗室）、Robert Erdélyi和James P. Stewart（兩人都來自英國的谢菲尔德大学）在2004年提出了針狀體成因於太陽表面P-模式振盪的假說。在太陽表面以五分鐘週期振盪的聲波會造成表面每秒數百公尺的上下起伏（參見日震學）。被垂直掀動的磁流管可能聚集並引導物質上升進入大氣層內形成針狀體。但在太陽物理的論壇中對此仍然有所爭議。

## 論文

* De Pontieu, Bart; Erdélyi, Robert; James, Stewart P. Solar chromospheric spicules from the leakage of photospheric oscillations and flows. Nature. 2004-07, **430** (6999): 536–539  [2022-04-17]. Bibcode:2004Natur.430..536D. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/nature02749. （原始内容存档于2022-04-17） （英语）.
# 暈[编辑]

發生在月蝕期間的月暈現象，其中可見半影月食階段的滿月與木星鄰近。預示着之後將會發生衝日現象。
2023年4月7日，聖周五當天馬來西亞標準時間上午11時29分巧遇罕見22度日暈。老人言：“日暈三更雨”。預示着隔天凌晨將會下傾盆大雨。
日暈
於南極所見的22度暈（環狀）、幻日（22度暈旁的光點）、幻日環（幻日與太陽中間的水平光弧）。
**暈（yùn）**，是由於懸浮在大氣中的冰晶把太陽光或月光折射或反射而形成的光學現象。暈通常呈環狀或弧狀，有如同彩虹般的紅、橙、黃、綠、藍、靛、紫七種顏色，所以又稱「**白虹**」。由太陽照射冰晶反射至人類眼睛稱為「**日暈**」，而月球照射冰晶反射至人類眼睛則稱為「**月暈**」。

大氣中的冰晶通常是由卷狀雲帶來，當太陽光射入冰晶時，則反射於人類眼睛，產生環狀或弧狀的卷圈，通常為內圈紅光，而外圈為紫光。日晕是一种罕见的大气光学现象，指太阳周围出现彩色或白色光环的现象。这通常是卷层云中冰晶对阳光进行折射或反射而形成的，多发于春夏季节。民间有“日晕三更雨，月晕午时风”的说法，意味着它预示着未来可能有降雨或天气转阴，并无超自然预示。

## 种类

暈可分為有「小暈」和「大暈」，「小暈」即22度暈，「大暈」即46度暈。小暈是以發光體為圓心，角半徑為22度的一種內圈呈淡紅色，外圈偶爾為紫色或白色的光環，光環內的天空明顯較光環外的暗。而大暈則是角半徑為46度的暈環，十分少見，一般比小暈暗。

主要的晕现象以及在天空的位置

高空中冰晶的形状
上图标出了常见的晕现象以及它们在天空出现的位置。

| 晕现象
 | 说明
 |
| --- | --- |
| (1) 22度晕
 | 最常见，是观察角度为22°的环，由大氣層中懸浮的大量六邊形冰晶反射陽光形成。
 |
| (2) 幻日
 | 常与22度晕一起出现，由水平方向的扁平状的冰晶形成。
 |
| (3) 光柱
 | 由水平方向的扁平状的冰晶形成。
 |
| (4) 幻日环
 | 比较罕见，光线在扁平状或柱状的冰晶中发射形成。
 |
| (5) 環天頂弧
 | 常与幻日一起出现，与幻日形成原理相同。
 |
| (6) 接触弧
 | 通常只能看到一部分，由水平悬浮的柱状冰晶形成。
 |
| (7) 46度晕
 | 非常罕见，当22°晕非常亮时，才可能出现。
 |
| (8) 幻日（下方）
 | 出现在地平线下.只有从山上朝下看，或者从飞机上才能看到。
 |
| 環地平弧/火彩虹
 | 只有在高于58°的位置才可以看到。
 |
| 120度幻日
 | 很少見的暈，常伴隨特別明亮的幻日出現。
 |
| 上珥
 | 与46°晕相比色彩更绚丽，像霓一样，内部是红色。
 |

### 光柱

旧金山的日柱。
**光柱**，或称**日柱**，是在日出或日落时出现的垂直升起的柱状现象，但它也可以出现在太阳之下，特别是在高海拔观察时。六边形的碟或柱状冰晶以及水滴是导致这个现象产生的原因。碟状冰晶的光柱通常在太阳与地平线间不大于6度和太阳低于地平线时产生；柱状冰晶则能在太阳高于地平线达20度时产生光柱。当冰晶在空气中沉浮时，会倾向于定位在同水平面上，日柱的宽度和可见度取决于冰晶的排列。

月亮、街灯等明亮光源都可产生光柱。地面光源产生的光柱可能比日柱或月柱要高。当观察者接近光源时，晶体取向对光柱形成的影响更小。

## 攝影上的暈

在攝影中，暈光多指不經意造成的光學效應，這是由於底片一開始曝光時的反射光線造成，或由此捲底片印出的圖像中環繞著發光源或反光源邊緣而成的光圈。現代攝影底片上會覆上「反暈光層」來防止此效應發生。

Holga照相機造成的暈光效果。
## 仿真软件

Halosim

HaloPoint

## 參考資料

* 全域觀天儀捕捉到的日暈現象 香港天文台 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 日暈 香港太空館
* 一九九八年三月五日的日暈 香港天文台
* 藝術與建築索引典—暈光

## 參考文獻

* Halo explanations and image galleries （页面存档备份，存于互联网档案馆） at Atmospheric Optics （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Meteoros AKM - Halo explanations and image galleries （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Halo reports of interesting halo observations around the World （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Southern Hemisphere Halo and other atmospheric phenomena
* Halo in Chisinau Moldova (photo and video) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Walter Tape & Jarmo Moilanen, *Atmospheric Halos and the Search for Angle x* (free e-book) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 极紫外辐射[编辑]

**极紫外辐射**（英語：Extreme ultraviolet radiation）又称**极紫外光**或**高能紫外线辐射**，簡稱**EUV**、**XUV**，是波长在124nm到10nm之间的电磁辐射，对应光子能量为10eV到124eV。自然界中，日冕会产生EUV。人工EUV可由等离子源和同步辐射源得到。主要用途包括光电子谱、对日EUV成像望远镜及光微影技術等。
EUV是最易被空气吸收的谱段，因此其传输环境需高度真空。

## EUV的产生

中性原子或固体无法发射EUV。产生EUV，首先要发生电离。只有被带多个正电荷的离子束缚的电子才能够发射EUV。例如，把+3碳离子继续剥除一个电子的过程需要65eV，其中的电子比普通价电子更受束缚。而带多电荷的正离子存在于热等离子体，或者，利用高次谐波强激光场可以临时产生自由电子和离子。强场中，电子在驱返回母核的时候被加速，结合将发射能量更高的光子，这个光子可能在EUV范围内。如果释放的光子能量足够大，它将接着电离用来产生高次谐波的媒质，使得产生高次谐波的媒质源被耗尽。另一方面，EUV的电场强度不够高，无法驱动电子，电子将逃逸。电子无法返回母核意味着无法产生更高次的谐波。而要进一步剥离电离后母核中的电子需要更大能量的光子。因此，产生EUV的过程与吸收电离的过程彼此竞争。
另外，在同步加速器中，沿轨道高速运动的电子也会辐射EUV。

## 物质中EUV的吸收

当EUV光子被吸收的时候，电离过程中产生光电子和二次电子，这与物质吸收X射线或电子束的过程类似。

物质对EUV的响应可以通过下面方程进行描述：

* **吸收**：EUV光子能量＝92eV＝电子束缚能＋光电子初始动能
* **在光电子的3倍平均自由程以内（1-2nm）**：光电子动能的减少＝电离势＋二次电子动能
* **在二次电子的3倍自由程以内（～30nm）**：

1. 二次电子动能的减少＝电离势＋三次电子动能
2. Ｎ次电子将因电离与热运动减缓（声子产生）
3. 最终产生的高次电子动能～0eV => 将电子剥离能量＋热

有机物的电离势一般为7-9eV，金属的电离势为4-5eV。光电子接下来通过碰撞电离导致二次电子发射。有时，俄歇跃迁也会发生，吸收一个单个光子将发射两个电子。

严格地说，光电子，俄歇电子和二次电子都产生都伴随着正离子的产生，这些正离子被称为正电空穴（离子可以通过从附近的原子/分子中拉入其他电子而形成电中性）。自由电子与伴随的空穴整体是电中性的，电子-空穴对被称作激子。对于高能电子，电子-空穴间距较大，束缚能相应就较低。对于低能电子，电子-空穴间距小，激子本身会扩散到较远距离（>10nm）。激子本身是一个激发态，当电子与空穴结合后，激子就会消失，这时才会形成稳定的化学产物。

因为光子吸收深度超过电子逃逸深度，发射的电子速度最终减缓，能量以热的形式耗散。EUV波长的的辐射较长波长辐射更易被吸收，因为它所对应的光子能量超过所有物质的能隙。因此它们的热效率显著较高，它的介电物质的热烧蚀阈值也因此变低。

## 参考资料
# 太陽輻照度

**太阳輻照度**是指单位面积上接收到的来自太阳的電磁輻射功率。太阳輻照度的单位是瓦特每平方米（W/ m² ）。

辐照度可以在外层空间中测量，也可以在地球表面测量（经大气层吸收和散射后。 地球表面的太陽辐照度取决于测量面的倾斜角度、太阳在地平线上的高度以及大气条件。 太阳辐照度影响植物新陈代谢和动物行为。

## 參考文獻
# 天空漫射[编辑]

在藍天下採集的太陽光譜，清楚的顯現出夫琅和費線和大氣中的水吸收帶。
**天空漫射**（Diffuse sky radiation）是经由地球大氣層中的分子或懸浮粒子散射後抵達地球表面的太陽輻射。這些以光子為主的輻射經過多次散射、反射，其颜色会隨著「輻射入射角」（時間）及「最短路徑上的阻礙」（天候狀況、空氣污染程度）不同而变化，是天空颜色变化的主因。它也被稱為**天光**（skylight）、 **漫射天光**（diffuse skylight）、或**天空輻射**（sky radiation）。來自太陽的陽光大約有三分之二（根據在大氣層中的灰塵和煙霧含量，在太陽高懸時大約為有25%的入射輻射直接被散射）會在大氣層中被散射，最終成為彌散的天空輻射抵達地球表面。

瑞利散射和米氏散射的彈性過程是天空漫射在大氣層中的重要過程，在这两个过程中光線的波長不變，沒有被吸收，但從原有的路徑偏折。

## 概述

光在傳播中如果遭遇微小的粒子，就會產生散射。散射粒子越小，散射光的光谱就越短，而空氣中充滿了氧和氮的分子，它們的大小甚至比短波的波長還短，散射出來的光就都會在光譜中紫、藍、綠的範圍。

當一束平行的入射光線射到大氣層雲朵時，表面會把光線向著四面八方反射，所以入射線雖然互相平行，由於各點的法線方向不一致，造成反射光線向不同的方向無規則地反射。在白晝時，陽光經過比較薄的大氣層，散射的結果就呈現到處都是藍色的情景。而且因為大氣中到處都散射出藍色的光譜，所以我們無法依照肉眼的感覺判斷天有多高。但在黃昏或日出時分，因為陽光必須穿過比較厚的大氣層，其中蓝光波段的光已經在前面被散射殆盡了，只剩下紅、橙、黃等比較偏紅的顏色，所以天色看起來是橘紅色的。

不過並不是所有地方看到的夕陽都像藝術照片那樣的飽滿色彩，只有當大氣中有比分子稍大的粒子（例如鹽粒、小小水滴、灰塵、煙灰、細火山灰，越大的粒子越能散射紅光；但如果大太多散射就中止，而變成反射了，更大的粒子則造成吸收）時，光譜才會在紅色的範圍。所以許多絢爛的夕陽景色都是在海邊拍攝的，因為那裡充滿了會散射紅光的鹽粒。

## 顏色

清澈的藍天。
藍光和紅光在大氣層中被散射效率的比較。
陽光普照的天空是藍色的，因為空氣散射的短波長光比長波長的多。由於藍色的光是在可見光波長的短波端，因此它在大氣中的散射比紅光強烈。這樣的結果是人類的眼睛望向天空時，感受到的陽光顏色是藍色的這一部分 ，顏色類似於474至476奈米的單一藍色光與白光的混合，也就是未飽和的藍色光。

接近日出和日落時，我們看見的陽光幾乎都是以接近切線的角度抵達地球的表面，这时大部分的光线会发生折射。因为短波光的折射角大，所以大部分的短波光都被折射掉了，剩下的就只有大波长的光系了。因此日出和日落時，你能看見的紅光會強過其他任何顏色的光。

散射和吸收是輻射在大氣層中衰減的主要原因。散射的效率是隨著粒子的直徑和波長的比率而改變的函數。當直径比波长在1:10的比率時，瑞利散射發生散射效率的係數是波長的四次方。在直径比波长比率較大時，散射效率的變化需要比較複雜的形式來描述，對球型的粒子，適用米氏理論，它的比率約為10，幾何光學開始適用。

## 中性點

沿著通過太陽的地平經圈有三個點（稱為中性點），常用來檢測天空漫射的零偏極化。

* **阿拉戈點**：以它的發現者的名字命名，通常位於反日點之上20°，但當空氣混濁時它的高度會提高。這種性質使得阿拉戈點的距離成為測量大氣濁度的一個有用工具。
* **巴比內點**：巴比內在1840年發現的，它在太陽上方大約15°至20°，因此受到太陽眩目光輝的影響，很難觀測這個點。
* **布魯斯特點**：布魯斯特在1840年發現的，它在太陽下方大約15°至20°，因此同樣受到太陽眩目光輝的影響，很難觀測這個點。

## 多雲的陰暗天空

基本上，在陰霾的天氣下沒有直射的陽光，所以天空中所有的光都是天空漫射的輻射。因為雲滴的顆粒都比光的波長還大，對所有顏色的光都一樣的散射，所以光通量與波長完全無關，方式與磨砂玻璃相似。陽光透過的強度減弱程度從相對較薄雲層的六分之一，到極端最厚的烏雲只透過直射量的千分之一。

### 雲朵顏色

不下雨的雲主要由雲滴（小水滴）所組成，雲滴比分子大許多，大致為20微米大小的雲滴可以散射出各種光譜，但因為雲是一團紊亂的對流體，雲滴的分佈也是非常雜亂的，向四面八方散射的各種顏色的光，加在一起就成了白色。而再大一點的雲滴或水滴已經足夠構成反射的條件，白色的陽光被反射出去後當然是白色的。

而較厚的雲朵卻是灰白色是因為當陽光射入雲裡面時，如果雲裡面都是比較細小的雲滴或雨滴的話，就會產生散射或反射，使穿透的陽光減少，所以越到雲的底部，光線越弱。據了解，只要雲層厚度超過一千公尺，就幾乎沒有光線可以穿透了。發展比較旺盛的雲，裡面的水滴比較大，這時水滴扮演的是反射及吸收陽光的角色，光線的穿透力就更弱，相对周围就会形成阴影区，所以會下雨的雲都是烏黑的，而且雲越黑表示對流越強，雲裡面的水滴越多、越大。發展強盛的雲，通常其上層一定有許多冰晶，光在冰晶中的穿透力比在水滴中還弱許多。

## 相關條目

* Aerial perspective
* Cyanometer
* 日光（Daylight）
* 夜間氣輝
* 廷得耳效應（Tyndall effect）
* 瑞利散射
* Rayleigh Sky Model

## 參考資料

## 進階讀物

* Pesic, Peter. Sky in a Bottle. The MIT Press. 2005. ISBN 978-0-262-16234-0.  含有內容需登入查看的頁面 (link)

* Dr. C. V. Raman lecture: Why is the sky blue?（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Why is the sky blue?
* Blue Sky and Rayleigh Scattering（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Atmospheric Optics (.pdf), Dr. Craig Bohren（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 綠閃光[编辑]

綠閃光在舊金山日沒時的發展
加利福尼亞州聖塔克魯茲的綠閃光
綠閃光的過程
在加利福尼亞州舊金山觀察到模擬海市蜃樓的綠閃光
**綠閃光**，也称为**绿闪**或**綠光**（英語：Green flash）是在日沒或日出时，出現的一种肉眼可见但极其短暫的光學現象。绿光发生时在太陽的上緣或是日沒點的上方，可以看見1至2秒绿色光斑。綠閃光是一種真實存在的現象，有許多不同的成因。

綠閃光可以在各種不同的高度上看見（包括在飛機上），它們通常要在視野無障礙的地點，像是在海洋上，但是在雲端之上或高山頂也可以看見。在月球和明亮的行星，包括木星和金星，也可以看見綠閃光。

綠閃光是由光線在大氣層內折射造成的（如同三稜鏡的作用）：光線在密度較高的低層移動的速度比在稀薄的高層要慢，因此陽光在大氣層內的路徑是略微彎曲的，而彎曲的方向與地球的曲率方向是相同的。高頻率的光（藍色和綠色）的路徑比頻率低的光（紅色和橙色）更為彎曲，所以藍綠色的光在日沒之後太陽的紅光和橙光受阻於地球彎曲的表面時，依然能在太陽的上緣被看見。

綠閃光是被強化的海市蜃樓，因為大氣層的密度逐漸增加，使折射的作用增強。在乾淨的空氣下，當更多的夕陽能不被散射的抵達觀測者的眼中時，綠閃光能看得更清楚。我們也可能看見藍閃光，但通常藍光很容易被散射，只剩餘下綠光能被看見。

太陽盤面頂端略為放大的綠色邊緣，在極為晴朗的日沒時刻可以被看見。但是閃光或光束的效應需要強大的大氣層分層與才能將綠色的部分放大和持續1至2秒鐘的時間。

## 綠閃光的類型

綠閃光是一種真實的光學現象家族，下面只列出了其中的一些：

| 類型 | 特徵 | 形成條件 | 最佳觀賞地點
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 下蜃景閃光 | 焦耳的「最後一撇」，底端扁平的卵形，持續1至2秒。 | 大氣層的溫度遞減明顯。 | 接近海平面
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| 仿蜃景閃光 | 太陽邊緣的上部呈現尖形，缺口似乎被掐掉薄薄的一層，持續1或2秒。 | 在眼界高度下的大氣低層出現逆溫層，表面比空氣冷。 | 眼界越高，越容易看見；當眼界正好在逆溫層之上時，綠閃光看得最明顯。
 |
| 次-導閃光 | 太陽的形狀像巨大的沙漏上部，轉成綠色可以長達15秒。 | 強烈逆溫現象的下方。 | 正好在一個狹窄的高度間隔下方有大氣波導（可以出現在任何的高度）。
 |
| 綠光 | 綠色光束在日沒後立即出現或是射出，通常只有幾度長，和持續幾秒鐘。 | 配合霧氣濃厚的空氣，綠閃光的作用如同光源。 | 海平面
 |

被觀察到的綠閃光，大部分是下蜃景或仿蜃景，其他類型在報告中所佔的比率不到1%。有些類型沒有列在上表內，像是稀有的雲頂綠閃光（當太陽沉沒在多霧的海岸或遙遠的積雲上），其成因未知。

### 藍閃光

極為偶然的，當藍光充足的時候，可以看見"藍閃光"。但別將這個名詞與核反應在臨界事故下見到的藍色輝光一詞混淆在一起。

### 綠邊緣

太陽在金門大橋後西沒，上緣呈現綠色，下緣呈現紅色
太陽日沒時的綠邊緣和綠閃光
當一個天體在升起或下沉時，它發出的光線在通過大氣層時，一如穿過三稜鏡一樣，會被分離成不同的顏色。在天體上層邊緣的顏色可以從藍色、綠色到紫色，這取決於污染物濃度的下降，因為它們散布在大氣層的體積和數量日益增加，天體下緣的顏色幾乎都是紅色的
綠色的邊緣非常薄，因此很難或不可能用裸眼看見。在一般的情況下，當天體的位置很低而在接近地平線附近時，因為大氣層的紅化，天體綠色的邊緣會變得非常暗淡，但有時條件符合時，可以在地平線附近的天體上緣看見綠閃光。在下面所引用的敘述，可能是被觀測到時間最長久的綠閃光。它是在1934年被在南極的小美國探測基地的成員，理查·伊芙琳·伯德在小美國觀測到的。綠色的邊緣一度變成綠閃光，然後在日沒時又再變化一次。下面的圖像是從理查·伊芙琳·伯德在小美國觀測基地看到的可能現象的圖解

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| “
 | 見到了半個小時。當目光轉向南方，在表面出現了一個高峰，他們看到了一個很小但燦爛的綠色斑點，掛在位於地平天際線的太陽上緣最後一束陽光之上。它明顯的持續了一段長度的時間，至少有幾秒鐘，然後在消失不久之後又再度出現。雖然，它在地平線上依然會被短暫的打斷，但總共持續了35分鐘。當它消失的瞬間，似乎有個小小的噴出物被關閉，不同的天色造成表面被隔開。即使頭只向上移動幾英吋，它都會從消失又再次出現，最終還是從視野中消失了，它似乎可以如同天線的延伸，從第一次出現的地方重複的向上攀爬。
 | ”
 |

那裡一定有著海市蜃樓，才能使得探險著觀著到綠色的邊緣長達35分鐘。

每天的日沒太陽都有綠色的邊緣，但過於淺薄，裸眼無法觀測。能觀測綠色邊緣的最佳時間大約在日沒前約10分鐘。使用任何可以放大的工具，如雙筒望遠鏡或望遠鏡，都可以提早開始觀測（當然，要將影像投影到屏幕上才可以安全的進行觀測）。當太陽接近地平線時，因為大氣層的紅化作用，綠色的邊緣會變得暗淡。根據上述總括來說，在每天的日沒都可以看見太陽的邊緣呈現綠色，但綠閃光是非常罕見的，因為它是一種海市蜃樓的現象。

## 參考資料

* 綠閃光頁 （页面存档备份，存于互联网档案馆），Andrew T. Young's page with comprehensive explanations and simulations.
* 綠閃光 - 大氣光學（页面存档备份，存于互联网档案馆），說明和影像圖集，Les Cowley's Atmospheric Optics site.
* 綠閃光(英文解說) （页面存档备份，存于互联网档案馆） 來自每日一天文圖，NASA.
* 綠閃光(中文解說) 來自每日一天文圖，NASA
* Rare Green Flashes Captured From the Moon （页面存档备份，存于互联网档案馆） by Nancy Atkinson, April 29, 2011.

## 相關條目

* 天體的海市蜃樓
# 有效溫度[编辑]

**有效溫度**指的是和某物體（恆星，行星等）發出等量電磁輻射的黑體的溫度。常在一個物體的發射率曲線未知時使用。

## 恆星

有效溫度是恆星依據斯特凡-波茲曼定律 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ，對應於每單位表面積（ WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ）輻射出相同亮度的黑體所呈現的溫度。要注意恆星的總（熱）光度是 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ，此處 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 是恆星的半徑。恆星半徑很明顯是由定義得到，而非直接觀測到的。更嚴謹的說，有效溫度是由羅斯蘭德的光深度所定義的半徑處的溫度。有效溫度和總光度是將恆星置入赫羅圖所必需要的兩個基本物理量，而有效溫度和總光度實際上取決於恆星的化學成分。

太陽的有效溫度是5780K。實際上，恆星的溫度從核心向大氣層遞減，太陽的核心溫度—－太陽中心進行核聚變區域的溫度－大約是15,000,000K。

恆星的色指數顯示從非常低溫－—以恆星的標準而言——的恆星輻射是以紅外線為主的紅色M型恆星到輻射出大量紫外線的藍色高溫恆星，有效溫度能顯示出每顆恆星的單位面積輻射出來的熱能。從最高溫的到最低溫的表面依序是O、B、A、F、G、K、和M，也就是恆星分類。

一顆紅色的恆星可能是微小的紅矮星，表面積小並只能發出微弱的能量，或是膨脹的巨星甚至是超巨星，像是心宿二（心大星）或參宿四，雖然兩者的單位面積輻射的能量都很低，但因為有巨大的表面積而能放出巨大的能量。光譜類型在中間的恆星，像是大小適中的太陽或是巨星的五車二，單位面積雖然能輻射出比紅矮星或膨脹的超巨星多的能量，但是仍然比白色或藍色的織女星或參宿七要少。

## 行星

行星的有效溫度可以經由計算吸收的能量和以黑體輻射能量所對應的溫度T。

在這種情況下，變數是恆星的距離D和光度L。

假設恆星的輻射是各向同性而且行星的距離夠遠，行星所吸收的能量與行星圓盤的半徑r，在恆星延伸到距離為D的半徑上所能攔截到的能量。我們也允許行星反射一些入射的能量，並將之合併為一個稱為反照率的參數。反照率為1意味著所有的輻射都被反射掉，反照率為0則表示全部都被吸收。吸收的能力被表示如下式：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8

接下來，我們要假設整個行星有著相同的溫度T，並且行星的輻射是黑體輻射。行星輻射能量的型式可以表示為：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10

這兩個方程式是相等的，經過重新整理之後，可以得到有效溫度的表示為：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12

注意，在最後的方程式中，行星的半徑已經不存在了。

木星的有效溫度是112K，飛馬座51b是1258K。但實際的溫度與反照率、大氣層和內熱有關，從光譜分析得到HD 209458 b的實際溫度是1130K，而黑體的溫度是1359K。木星的內熱則使實際的溫度上升了40至152K。

* Effective temperature scale for solar type stars （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Surface Temperature of Planets

## 註釋
# 太陽常數

在大氣層頂的太陽光譜，橫軸是波長
**太陽常數**是太陽電磁輻射的通量，也就是距離太陽一天文單位處（約為地球離日平均距離），單位面積受到垂直入射的平均太陽輻射強度。由人造衛星測出在太陽極小期約為1.361 kW/m²，在太陽極大期約為1.362 kW/m²，差了0.1%。太陽常數包括所有形式的太陽輻射，不是只有可見光。太陽常數並不是科學技術數據委員會頒布的真正不變的物理常數，而只是一個變動值的平均，在過去400年間變動小於0.2%。

## 計算

先由位於地球大氣層頂端的人造衛星測量太陽輻射的強度，再利用平方反比定律將距離調整為一天文單位以得出太陽常數。測得平均值約為1.3608±0.0005 kW/m²，也就是每分鐘81.65 kJ/m²，或是每分鐘1.951蘭利。

太陽輻射輸出幾乎是常數，其變動值很小。在人造衛星出現之前很難精確偵測（在1954年為±2%），現今測量值約在0.1%範圍波動（過去三次太陽黑子十一年週期的平均），可參見太陽週期。

## 歷史

1838年，法国物理学家Claude Pouillet，利用自製的簡陋直射太陽輻射計，第一次试图直接测定太阳常数，得到數值1.228 kW/m²，與現代估計相符。

1875年，法国物理学家Jules Violle接續了Pouillet的工作，根據他在法國勃朗峰的測量得出了較大的測量值 1.7 kW/m²。

1884年，塞繆爾·彭爾龐特·蘭利在加州的惠特尼山嘗試測量太陽常數，並經由在不同的日子與時刻進行測量，以試圖校正地球大氣層吸收的影響。但他最後得到的數值2.903 kW/m²明顯過大。

在1902年至1957年間，查理斯·艾博特和其他人在幾個高海拔地區測量出介於1.322 kW/m²及1.465 kW/m²的數值。艾博特證明蘭利所使用的其中一個校正項是錯誤的。艾博特的結果約在1.318 kW/m²及1.548 kW/m²間波動，這波動來自於太陽本身而非地球的大氣。

在1954年，太陽常數估計為2.00 cal/min/sq cm ± 2%。現行數值低了約2.5%。

## 與其它測量值的關係

### 太陽輻射

地球大氣頂端接受到的太陽輻射會因為地日距離的不同，而在一年裡上下變動約6.9%（從二月上旬的1.412 kW/m²到七月上旬的1.321 kW/m²），但逐日變動通常小於0.1%。全地球（地球截面積約為127,400,000 km²）接受到的能量為1.730×1017 W±3.5%。太陽常數會在長時間內變動（參見太陽週期），但在一年內其變動比大氣頂端受到的太陽輻射小得多。這是因為太陽常數是在一天文單位處測量，但是地球受到的太陽輻射會受到地球軌道離心率的影響。地日距離以一年為單位變化，在近日點時約為147.1·106公里，在遠日點時約為152.1·106公里。

地球受到的總輻射還取決定地球的截面積（π·RE²），隨著地球轉動，地球受到的能量會散布在全地球表面（4·π·RE²）。若將未受到太陽照射的那一半也納入考量的話，平均而言地表受到的能量是太陽常數提供的四分之一（約為340 W/m²）。真正到達地表的能量還會受到大氣吸收的影響，一般而言地表受到的太陽輻射會隨著天氣狀況、緯度及時刻而變。

### 視星等

太陽常數包括所有形式的太陽電磁輻射，不是只有可見光的範圍（參見電磁頻譜），太陽的視星等為-26.8等和太陽常數有正相關。太陽常數和太陽的星等是描述太陽亮度的兩種方法，但是視星等只與太陽的可見光輸出有關。

### 太陽總輻射

從太陽看地球的角直徑只有1/11,000弧，所以從太陽看地球的立體角只有1/175,000,000 球面度。因此，太陽輻射出的能量是地球獲得的22億倍，也就是大約 3.826×1026瓦特。

## 過去太陽輻射的變化

從太空觀測太陽輻射始於1978年，這些觀測表明太陽常數不是常數，會隨著太陽黑子的11年週期而變。如欲追溯更遠的過去，我們必須仰賴其它的數據來重建太陽輻射的強度，像是太陽黑子可追溯400年，而宇宙輻射核種可追溯10,000年。重建結果表明太陽輻射會依不同週期而變動，包含：11年(Schwabe)、88年(Gleisberg cycle)、208年(DeVries cycle)及1,000年(Eddy cycle)。

## 大氣環境造成的變化

太陽能量最多約75%的可到達地表，即使在無雲的天氣，大氣也會反射及吸收太陽輻射。

## 相關條目

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| * 太阳光
* 太阳风
* 輻照度
* 太陽週期表
* 太阳活动
 | * 太阳系的形成与演化
* 太陽生命週期
* 恆星演化
* 與太陽有關的條目
* 地球能量收支
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# 消毒[编辑]

消毒地板的情況
**消毒**（英語：disinfection）是利用化學品或其他方法消滅大部份微生物，使常見的致病細菌數目減少到安全的水平。然而，與滅菌（sterilization）相比，部份细菌、孢子、病毒、結核桿菌及真菌等都可能沒有消滅。

消毒劑通常用於日常生活所接觸的事物，如地板、餐具，在醫療上則只可用於一些體外的工具（如醫療溫度計）。

消毒的方式一般可使用酒精、甲醛、氨水、漂白水、环氧乙烷、碘液等常用消毒剂进行喷洒擦拭乃至清洗，甚至简单的沸水浸洗和蒸煮，也有使用紫外光照射進行消毒等。

## 消毒與外科手術

消毒方法對外科手術而言十分重要，可大幅減低外科手術的死亡率，但消毒方法在取得醫學界廣泛认同、推广的过程當中，卻遇上前所未有的困难。

儘管十九世紀被人稱為「科學大發現」的世紀，但直到十九世紀中葉，醫學界對傳染病學依然毫無認識，許多醫生都沒有意識到消毒的必要性，而當時一個外科醫生為病人進行手術期間，穿着滿是血污的手術衣，竟然不是被視為不衛生，反而讓人覺得該醫生擁有豐富的外科手術經驗。

推行消毒方法的先驅，匈牙利醫生伊格納茲·塞麥爾維斯
匈牙利裔產科醫生伊格納茲·塞麥爾維斯一般被視為推行消毒方法的先驅，他在維也納總醫院工作期間，要求醫生在接生前必須用漂白粉仔細洗手，最後效果顯著，醫院內產褥熱的個案急劇減少。

不過當時「自然發生說」在醫學界十分盛行，認為有機物的腐壞是自然發生，污水能生蚊虫，垃圾能生虫蚁，粪便能生蛆蝇；中国古代也有「腐草生萤」的说法，从亚里士多德到牛顿的许多权威哲学家和科学家都深信不疑，當時醫學界仍未廣泛接受傳染病是由微生物導致的理論。另一方面，塞麥爾維斯是個文筆不佳，不善言詞、不喜與人交際的人，甚至連匈牙利母語都說得不流利，也未積極地把觀察結果發表於醫學期刊，亦缺乏一套標準程序的實驗手段，以證明自己的消毒理論。因此醫學界仍是依然故我，不願接受塞麥爾維斯手術前「洗手」的建議。

外科消毒方法推廣之父，英國醫生約瑟夫·李斯特
真正將消毒方法發揚光大的，是英國外科醫生約瑟夫·李斯特。當法国著名微生物学家巴斯德在1864年4月7日，透过鹅颈烧瓶实验（swan neck duct experiment）证实生物只能由繁殖而来，不能自然发生時，為李斯特的設想提供了理論上的依據。

因此在公元1865年，李斯特在格拉斯哥大學作為醫學外科教授的時候，他首先提出缺乏消毒是外科手術後發生感染的主要原因。當年8月12日，他為一位斷腿病人實施手術，選用石炭酸作為消毒劑，並實行了一系列的改進措施，包括：醫生應穿白大褂、手術器具要高溫處理、手術前醫生和護士必須洗手、病人的傷口要在消毒後綁上繃帶等等，這位病人很快痊癒。公元1867年，他又將消毒手段應用到輸血和輸液中，降低了病人患上敗血症的機會。

公元1890年發明橡皮外科手套的美國醫生豪斯泰德
公元1867年，李斯特在英國醫學期刊《柳叶刀》上正式公布了自己创造的外科消毒法，不過英国医学界对李斯特消毒法的态度同样冷淡，甚至有不少医生撰文對他进行批驳和攻击。公元1877年，李斯特返回伦敦，擔任倫敦國王學院醫院外科教授，又受到修女们的激烈围攻。修女们的观念是，人的生死是由上帝主宰。李斯特和他大力推廣的消毒方法，其實是違反上帝旨意，离经叛道的「恶魔」。这些保守落后的观念，使消毒方法这一创举长期未能大幅推广。直到19世纪90年代，歐洲的外科医生们还常稱：「快关门，别让李斯特的微生物进来！」李斯特對此不作答辩，並继续改进自己的方法。

公元1886年發明蒸汽消毒手术器械和敷料的德國醫生伯格曼
在德国，「李斯特外科消毒法」在《柳叶刀》上公布后不久，就被几位外科医生试用。公元1868年，当巴蒂尔本，1819年至1895年）醫生主持柏林医院外科工作的时候，他曾因化脓和感染引致的死亡率太高，产生过关闭外科病房的念头。当他得知李斯特外科消毒法后，就派助手舒尔茨（Wilhelm Schultze）到伦敦进行实地考察和学习；回国后，在柏林医学会会议上向德国外科学界的知名人士作了详细的介绍，称颂李斯特消毒法，促使消毒方法在德国推广。

公元1870年，普法战争爆发，由於德軍对李斯特消毒法仍然缺乏经验，大部分战地医院缺乏石炭酸，创伤死亡率仍高达25％，截肢死亡率达一半；但也有一二个战地医院严格施行李斯特消毒法，创伤和截肢死亡率都大大低于其它战地医院。

李斯特外科消毒法在实践中不断完善。公元1886年，德国恩斯特·冯·贝格曼，1836年至1907年）首先采用了热蒸汽消毒手术器械和敷料。另一方面，美国威廉·史都華·豪斯泰德（1852年至1922年）於公元1890年发明了橡皮外科手套，从而消除了外科手术中最重要的感染源頭。原先李斯特使用的石炭酸对人体有刺激、腐蚀的作用，而且毒性頗大，並不是理想的消毒劑，因此也被75%酒精取代，這一系列改進最終形成现代消毒法。外科手術從此成為了一種有效、安全的治療手段。

* 殺菌
* 伊格納茲·塞麥爾維斯
* 約瑟夫·李斯特
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