太阳
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太阳是距离地球最近的恒星，是太阳系的中心天体。太阳系质量的99.87%都集中在太阳。太阳系中的八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天體以及星际尘埃等，都围绕着太阳运行（公转）。
[编辑] 太阳的构成太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区、对流层和大气层。由于太阳外层气体的透明度极差，人类能够直接观测到的是太阳大气层，从内向外分为光球、色球和日冕3层。 [编辑] 物理特性以及其他特性太阳是一个主序星，光谱类型为G2V，G2表明它的溫度不高，只在5,500K左右，V代表是主序星，體積也不會太大。G2V恒星具有大约100亿年的主序星寿命，通过核子宇宙年代学测定，太阳年龄大约50亿年。 在太阳中心，密度为1.5×105kg/m3，核聚变将氢转变为氦。每秒钟有3.9×1045个原子参与核反应。产生的能量以光的形式从太阳表面散发出去。而地球只获得了太阳总辐射量的22亿分之一，為1367瓦/平方公尺(太陽常數)。 由于温度高，太阳上的所有物质都处于等离子态，由于太阳不是固体，因此太阳的赤道可以比高纬度地区旋转得更快。太阳不同纬度的自转差别造成了它的磁力线随时间扭曲，引起磁场回路（magnetic field loops）从太阳表面喷发，并引发形成太阳黑子和日珥。 日冕层密度为1011个原子/m3，光球层为1023个原子/m3。 一段时间以来，人们一直为太阳核反应产生的中微子数量仅仅是理论值的1/3而困惑，即所谓的太阳中微子问题。最近发现中微子具有质量，并且在从太阳到地球的过程中可能转变为难以检测到的中微子变种，测量值和理论值一致了。 观测太阳可以发现如下现象： 注意：请不要用眼睛直视太阳，否则极有可能会损伤视网膜并造成视力损伤。 [编辑] 结构太阳是一个近乎完美的球体，其扁率约为900万分之一，即是说其南北两极的直径仅比东西直径短10公里。在自转周期方面，由於太阳并非以固态形式存在，因此其两极和赤道的自转周期并不相同（赤道约为25天, 两极则约为35天），整体平均自转周期约为28天，其缓慢自转所产生的离心力，以赤道位置计算，还不到其自身重力的1,800万分之一。虽然太阳本身是太阳系的中心，大质量的木星使質心之偏离中心达一个太阳半径，但所有行星的总质量还不到太阳的百分之五，因此来自行星的潮汐力并不足以改变太阳的形状。 太阳不像类地行星般拥有固态表面，其气体密度从表面至中心会成指数增长。太阳的半径计法是以光球层的边缘为终点，其内部的高密度气体足以令可见光无法通过，而肉眼看见的是太阳的光球层，在0.7太阳半径范围内的气体占整个太阳总质量的大多数。 太阳的内部并不能直接观测，因高密度的气体阻隔了电磁辐射，但就像地震學能利用地震產生的震波能研究地球的內部，日震學這個學門，也能利用橫斷過太陽內部的波的壓力，來測量和描繪出太陽內部的構造。配合计算机模拟的辅助，人们便可一览太阳深处。 [编辑] 核心在太陽的中心，密度高達150,000 Kg/m3 (是地球上水的密度的150倍)，熱核反應 (核聚變) 將 氫 變成氦，釋放出的能量使太陽保持穩定的狀態。 每秒鐘大約有 8.9 ×1037 質子，也就是426公噸氫原子核經由質-能轉換變成氦原子核，每秒鐘釋放出383 ×1024 W 或相當於 9.15 ×1010 百萬噸的TNT 爆炸。核聚變的速率在自我修正下保持平衡：溫度只要略微上升，核心就會膨脹，增加抵擋外圍重量的力量，這會造成核聚變的擾動而修正反應速率；溫度略微下降，核心就會收縮一些，使核聚變的速率提高，使溫度能回復。 由中心至0.2太陽半徑的距離是核心的範圍，是太陽內唯一能進行核聚變釋放出能量的場所。太陽其餘的部份則被這些能量加熱，並將能量向外傳送，途中要經過許多相連的層次，才能到達表面的光球層，然後進入太空之中。 高能量的光子 (γ和X-射線)由核聚變從核心釋放出來後，要經過漫長的時間才能到達表面，緩慢的速度和不斷改變方向的路徑，還有反覆的吸收和再輻射，使到達外圍的光子能量都降低了。估計每個光子抵達表面的旅程平均需要花費5,000萬年的時間[1] ，最快的也要經歷17,000年[2] 。在穿過對流層到達旅程的終點，進入透明的表面光球層時，光子就以可見光的型態逃逸進入太空。每一個在核心的γ射線光子在進入太空前，都已經轉化成數百萬個可見光的光子。中微子也是在核心的核聚變時被釋放出來的，但是與光子不同的是他不會與其它的物質作用，因此幾乎是立刻就由太陽表面逃逸出來。多年來，測量來自太陽的中微子數量都低於理論的數值，因而產生了太陽中微子的迷思，直到我們對中微子有了更多的認識，才以中微子震盪解開了這個謎題。 在非常接近太陽中心的地區，溫度大約在15,000,000K，密度大約是150g/cc(大約十倍於金或鉛的密度)。當由中心向太陽表面移動時，溫度和密度同時都會降低。核心邊緣的溫度只有中心的一半，約為7,000,000K，同時密度也降至大約20g/cc(與黃金的密度近似)。由於核反應對溫度和密度非常敏感，核聚變在核心的邊緣幾乎完全停止。 [编辑] 輻射層從 0.2至約 0.7 太陽半徑，太陽的物質是熱且黏稠的，雖然仍然能夠將熱輻射向外傳輸，但是在這個區域內沒有熱對流的運動，所以離中心距離越遠的地方，溫度就會越低。這種溫度梯度低於絕下降率，所以不會造成物質的流動。熱能的傳輸全靠氫和氦的輻射-離子發射的光子，但只能傳遞很短的距離就會被其他的離子再吸收。 核心外緣的密度約為20g/cc，至輻射層頂的密度則只有0.2g/cc，遠小於地球上水的密度，在相同的距離中溫度亦從7,000,000K降至2,000,000K。 [编辑] 對流層從0.7太陽半徑至可見的太陽表面是對流層。此處的太陽物質不再是高熱與黏滯的，電子也開始被原子核束縛住，所以熱能由內向外的傳遞不再依靠輻射，而是經由熱對流產生熱柱，讓熱的物質將能量攜帶至太陽的表面。一旦表面溫度下降，這些物質便會往下沉降，再回到對流層內，甚至會回到最深處，從輻射層的頂端再接收熱能。在輻射層頂與對流層底之間，被認為還存在著對流超越區(Convective overshoot)，由一些騷亂的湍流將能量由輻射層頂帶進對流層底。 這幾年來，在更多的細節被發現後，這個薄層變得非常引人注意。現在這一層也被認為是產生太陽磁場的磁發電機，流體在橫越這一層時流動速度的改變，能夠擴展磁力線的力量並且增強磁場，同時在經過這一層之後，化學成分好像也突然改變了。 在對流層的熱柱會在太陽的表面形成一種特徵，也就是在觀測時看見的米粒組織和超米粒組織。在對流層內，由內部向外的小湍流，在向表面升起時，就像一部部 "小規模"的發電機，在太陽表面各處引發小區域的磁南極和磁北極。 在對流層底部的溫度大約是2,000,000K，這已經冷得足夠讓較重的離子(如碳、氮、氧、鈣和鐵)能捕捉住一些電子，使得物質變得更不透明，因此輻射線變得更難以穿透。伴隨著輻射被阻擋的熱能，最後終將使流體被加熱然後沸騰，或說是產生對流。對流運動能迅速的將熱量帶至表面，同時流體在上昇的過程中膨脹和冷卻，到達可見的表面時，溫度已經降至6,000K，密度則僅僅只有0.0000002g/cc（大約是海平面空氣密度的萬分之一）。 [编辑] 光球光球是太陽可以被肉眼看見的表面，厚度约为500公里，粒子数密度为1023m-3，大約是海平面附近地球大氣層密度的1%。光球以下的太陽對可見光是不透明的，陽光從光球向外傳播進太空之中，並將能量也帶離了太陽。透明度的變化歸因於密度與溫度的降低，使會吸收可見光的氫離子（H−）減少。相反的，我們看見的可見光來自電子和氫原子（H）作用產生氫離子（H−）的反應。陽光的光譜與來自6000K（10,340 °F / 5,727 °C）的黑體非常相似，只是多了一些在光球層之上，薄薄的氣體層中的原子造成的吸收線。光球層中粒子的 在早期，研究太陽的光學光譜時，有些譜線和地球上已知的化學元素不能吻合。在1868年，Norman Lockyer假設這些吸收線來自未知的新元素，並依據希臘神話中的太陽神(Helios)命名為氦(Helium)。而直到25年後，才在地球上分離出氦元素。[3] [编辑] 大氣層
太陽在光球之上的部份總稱為大氣層，可以透過各種不同的電磁頻譜，從無線電經過可見光到γ射線來觀察。太陽的大氣層可以區分為五個部份，最底部是溫度最低的色球，往上是很薄的過渡區，然後是日冕，最外面是太陽圈(heliosphere)。太陽圈是太陽大氣的最外層，密度非常稀薄，並且至少越過冥王星的軌道，在與星際物質遭遇的邊界處稱為日鞘(heliopause)，並形成激波前緣。色球、過渡區和日冕，溫度越來越高，確實的原因還不清楚，但一般認為是原本被磁場束縛的能量在日冕中被釋放出來的原因。 [编辑] 色球太陽上溫度最低的地區在光球之上約500公里處，溫度只有4,000K，在這種溫度下簡單的分子，如一氧化碳和水都能夠存在，從吸收光譜中能夠检测到它們的譜線。在溫度最低的區域之上就是厚度約2,000公里的色球，這個名詞源自希臘文的字根chroma，意思就是彩色。因為在日全食開始和結束之際，透過這一區的光譜會出現彩色的發射線。色球的溫度會隨著高度的上昇而增加，在頂端的溫度可以達到100,000K。色球的粒子数密度为1017m-3。 [编辑] 過渡區在色球之上是過渡區，溫度從100,000K快速的增加到與日冕相同的1,000,000K的高溫。溫度的增加使得過渡區中的氦發生相變，完全被游離。過渡區沒有明確的高度界線，無疑的，這在色球上造成了一種被稱為針狀體( spicule)和色球暗條( filament)，持續卻混亂的運動好似光輪運轉不止。從地球上很難觀察到過渡區，但是在太空中使用對電磁頻譜的遠紫外線靈敏的儀器，就可以觀察到了。 [编辑] 日冕日冕太陽大氣層向外延伸的部分，和太陽風一起充滿了整個太陽系和日球的空間。在最接近太陽處的日冕底部，粒子数密度是1014/m3-1016/m3，延伸到地球轨道附近的日冕密度为1017/m3。日冕的溫度有數百萬K，目前還沒有理論可以完整的說明日冕的高溫，但可以確定有一部分是來自磁場重連。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。 [编辑] 太陽圈從20 個太陽半徑(0.1天文單位)往外一直到最外圍都是太陽圈的範圍。他的內側邊界是太陽風的速度超過阿耳芬波的位置，因為訊息只能以阿耳芬波的速度傳遞，所以在這個界限之外的湍流和動力學的力量不再能影響到內部的日冕形狀。太陽風源源不斷的進入太陽圈之中並向外吹拂，使得太陽的磁場形成螺旋狀的派克螺旋(Parker spirl)，直到50天文單位之外撞擊到日鞘為止。在2004年12月，航海家1號已穿越過被認為是日鞘的激波前緣，兩艘航海家太空船在穿越邊界時都偵測與記錄到能量超過一般微粒的高能粒子。[4] 地球和太陽的粗略比較，地球直徑12,756公里，太陽直徑為138萬公里。 [编辑] 太阳伴星有不少天文学家认为，太阳有一颗不大的伴星，并把它命名为“复仇女神星”。但这颗伴星的存在与否仍存在争议。 [编辑] 人类观测太阳的历史人类对太阳的观测可以追溯到公元前2000年，在中国古代的典籍《尚书》中记载了发生在夏代的一次日食。中国古代汉字中用⊙代表太阳，表明中国很早以前就已看到了太阳黑子。《汉书·五行志》中记载了人类最早的黑子记录：“日出黄，有黑气大如钱，居日中央。”公元前400年，希腊人曾经看到过太阳黑子，但在欧洲被遗忘，直到1605年伽利略通过望远镜重新发现了它。 1239年，俄罗斯的编年史中曾提到过日珥，称其为“火舌”，1842年在一次日食中重新发现了日珥。1843年，Schwabe发现了太阳活动的11年周期，1851年在一次日食中拍摄到了第一张日冕的照片。1859年人们发现了太阳耀斑。 英国物理学家牛顿使用三棱镜将太阳光分解为光谱，发现太阳光是由七种颜色的光混合而成的。英国天文学家威廉·赫歇尔在太阳光中发现了红外线。1824年，夫朗和费发现了太阳光谱中的谱线，1868年又在太阳光谱中发现了一种新的元素，取名为氦（helium，意为太阳神），次年又发现了新的谱线，认为是另外一种元素，定名为coronium，后证明这只是普通元素的高电离态谱线。 1908年，美国天文学家海耳发现黑子具有很强的磁场。1930年发明了日冕仪，使得随时观测日冕成为可能。1938年，汉斯·贝特提出了恒星内部质子-质子反应和碳氮氧循环两种核反应过程，阐明了太阳的能源机制。 20世纪70年代以来，空间天文的迅速发展大大促进了太阳的研究。1971年，OSO-7卫星观测到了日冕物质抛射，1975年Deubner奠定了日震学的基础。美国的天空实验室搭载的X射线望远镜观测了太阳的X射线辐射。1980年代SMM卫星首次在硬X射线波段对耀斑进行了成像。1990年，美国发射了尤里西斯号探测器观测太阳的极区。其他太阳观测卫星还有美国1995年发射的SOHO卫星、1998年发射的TRACE卫星、2002年发射的RHESSI卫星、2006年发射的STEREO卫星，日本1991年发射的阳光卫星（Solar-A）、2006年发射的日出卫星（Solar-B）等。 太陽的直徑： 直徑 1,392,000 km。 [编辑] 太阳与神话[编辑] 太阳的重要性太阳对人类而言至关重要。地球大气的循环，昼夜与四季的轮替，地球冷暖的变化都是太阳作用的结果。对于天文学家来说，太阳是唯一能够观测到表面细节的恒星。通过对太阳的研究，人类可以推断宇宙中其他恒星的特性，实际上，太阳是我们唯一能看到表面细节的恒星，人类对恒星的了解大部分都来自于太阳。 [编辑] 请参阅《太陽報》（The Sun）是以太陽命名的報紙。香港、馬來西亞、歐、美、澳洲都有，但彼此無關聯。 [编辑] 參考資料
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直徑 1,392,000 kmcu:Слъньцеpdc:Sunn | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
