太阳


太阳 （正體）

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太阳
太阳

⊙
观测数据
到地球的平均距离 149,597,870 千米
视星等 (V) -26.8m
绝对星等 4.8m
物理数据
直径 1,392,000公里
相对直径(dS/dE) 109.1
表面面积 6.09 × 1012 千米2
体积 1.41 × 1027 米3
质量 1.9891 × 1030

千克
相对于地球质量 333,400
密度 1411 千克/米3
相对于地球密度 0.26
相对于水的密度 1.409
表面重力加速度 274 米/秒2
相对表面重力加速度 27.9 倍
表面温度 5780 开
中心温度 约1500万 开
日冕层温度 5 × 106 开
发光度 (LS) 3.827 × 1026 J s-1
轨道数据
自转周期  
赤道处： 27天6小时36分钟
纬度30°： 28天4小时48分钟
纬度60°： 30天19小时12分钟
纬度75°： 31天19小时12分钟
绕银河系中心
公转周期		 2.2 × 108年
光球层成分
氢 73.46 %
氦 24.85 %
氧 0.77 %
碳 0.29 %
铁 0.16 %
氖 0.12 %
氮 0.09 %
硅 0.07 %
镁 0.05 %
硫 0.04 %

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、外海王星天体以及星际尘埃等，都围绕着太阳运行（公转）。

目录

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。

结构

太阳结构示意图

太阳在银河系里的恒星里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只比东西直径短10公里。在自转周期方面，由于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，大质量的木星使质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，但就像地震学能利用地震产生的震波能研究地球的内部，日震学这个学门，也能利用横断过太阳内部的波的压力，来测量和描绘出太阳内部的构造。配合计算机模拟的辅助，人们便可一览太阳深处。

核心

主条目：太阳核心

在太阳的中心，密度高达150,000 Kg/m3 (是地球上水的密度的150倍)，热核反应 (核聚变) 将 氢 变成氦，释放出的能量使太阳保持稳定的状态。 每秒钟大约有 3.4 ×1038 质子转换变成氦原子核(太阳中的自由质子约为 8.9 ×1056)，这个过程中大约426万吨质量经由质-能转换，释放出3.83 ×1026 焦耳 或相当于 9.15 ×1010百万吨TNT爆炸当量。核聚变的速率在自我修正下保持平衡：温度只要略微上升，核心就会膨胀，增加抵挡外围重量的力量，这会造成核聚变的扰动而修正反应速率；温度略微下降，核心就会收缩一些，使核聚变的速率提高，使温度能回复。

由中心至0.2太阳半径的距离是核心的范围，是太阳内唯一能进行核聚变释放出能量的场所。太阳其余的部份则被这些能量加热，并将能量向外传送，途中要经过许多相连的层次，才能到达表面的光球层，然后进入太空之中。

高能量的光子 (γ和X-射线)由核聚变从核心释放出来后，要经过漫长的时间才能到达表面，缓慢的速度和不断改变方向的路径，还有反覆的吸收和再辐射，使到达外围的光子能量都降低了。估计每个光子抵达表面的旅程平均需要花费5,000万年的时间[1] ，最快的也要经历17,000年[2] 。在穿过对流层到达旅程的终点，进入透明的表面光球层时，光子就以可见光的型态逃逸进入太空。每一个在核心的γ射线光子在进入太空前，都已经转化成数百万个可见光的光子。中微子也是在核心的核聚变时被释放出来的，但是与光子不同的是他不会与其它的物质作用，因此几乎是立刻就由太阳表面逃逸出来。多年来，测量来自太阳的中微子数量都低于理论的数值，因而产生了太阳中微子问题，直到我们对中微子有了更多的认识，才以中微子振荡解开了这个谜题。

在非常接近太阳中心的地区，温度大约在15,000,000K，密度大约是150g/cc(大约十倍于金或铅的密度)。当由中心向太阳表面移动时，温度和密度同时都会降低。核心边缘的温度只有中心的一半，约为7,000,000K，同时密度也降至大约20g/cc(与黄金的密度近似)。由于核反应对温度和密度非常敏感，核聚变在核心的边缘几乎完全停止。

辐射层

从 0.2至约 0.7 太阳半径，太阳的物质是热且黏稠的，虽然仍然能够将热辐射向外传输，但是在这个区域内没有热对流的运动，所以离中心距离越远的地方，温度就会越低。这种温度梯度低于绝下降率，所以不会造成物质的流动。热能的传输全靠氢和氦的辐射-离子发射的光子，但只能传递很短的距离就会被其他的离子再吸收。

核心外缘的密度约为20g/cc，至辐射层顶的密度则只有0.2g/cc，远小于地球上水的密度，在相同的距离中温度亦从7,000,000K降至2,000,000K。

对流层

构造图

从0.7太阳半径至可见的太阳表面是对流层。此处的太阳物质不再是高热与黏滞的，电子也开始被原子核束缚住，所以热能由内向外的传递不再依靠辐射，而是经由热对流产生热柱，让热的物质将能量携带至太阳的表面。一旦表面温度下降，这些物质便会往下沉降，再回到对流层内，甚至会回到最深处，从辐射层的顶端再接收热能。在辐射层顶与对流层底之间，被认为还存在着对流超越区(Convective overshoot)，由一些骚乱的湍流将能量由辐射层顶带进对流层底。

这几年来，在更多的细节被发现后，这个薄层变得非常引人注意。现在这一层也被认为是产生太阳磁场的磁发电机，流体在横越这一层时流动速度的改变，能够扩展磁力线的力量并且增强磁场，同时在经过这一层之后，化学成分好像也突然改变了。

在对流层的热柱会在太阳的表面形成一种特征，也就是在观测时看见的米粒组织和超米粒组织。在对流层内，由内部向外的小湍流，在向表面升起时，就像一部部 "小规模"的发电机，在太阳表面各处引发小区域的磁南极和磁北极。

在对流层底部的温度大约是2,000,000K，这已经冷得足够让较重的离子(如碳、氮、氧、钙和铁)能捕捉住一些电子，使得物质变得更不透明，因此辐射线变得更难以穿透。伴随着辐射被阻挡的热能，最后终将使流体被加热然后沸腾，或说是产生对流。对流运动能迅速的将热量带至表面，同时流体在上升的过程中膨胀和冷却，到达可见的表面时，温度已经降至6,000K，密度则仅仅只有0.0000002g/cc（大约是海平面空气密度的万分之一）。

光球

主条目：光球

光球是太阳可以被肉眼看见的表面，厚度约为500公里，粒子数密度为1023m-3，大约是海平面附近地球大气层密度的1%。光球以下的太阳对可见光是不透明的，阳光从光球向外传播进太空之中，并将能量也带离了太阳。透明度的变化归因于密度与温度的降低，使会吸收可见光的氢离子（H−）减少。相反的，我们看见的可见光来自电子和氢原子（H）作用产生氢离子（H−）的反应。阳光的光谱与来自6000K（10,340 °F / 5,727 °C）的黑体非常相似，只是多了一些在光球层之上，薄薄的气体层中的原子造成的吸收线。光球层中粒子的

在早期，研究太阳的光学光谱时，有些谱线和地球上已知的化学元素不能吻合。在1868年，Norman Lockyer假设这些吸收线来自未知的新元素，并依据希腊神话中的太阳神(Helios)命名为氦(Helium)。而直到25年后，才在地球上分离出氦元素。[3]

大气层

太阳在光球之上的部份总称为大气层，可以透过各种不同的电磁频谱，从无线电经过可见光到γ射线来观察。太阳的大气层可以区分为五个部份，最底部是温度最低的色球，往上是很薄的过渡区，然后是日冕，最外面是太阳圈(heliosphere)。太阳圈是太阳大气的最外层，密度非常稀薄，并且至少越过冥王星的轨道，在与星际物质遭遇的边界处称为日鞘(heliopause)，并形成激波前缘。色球、过渡区和日冕，温度越来越高，确实的原因还不清楚，但一般认为是原本被磁场束缚的能量在日冕中被释放出来的原因。

色球

主条目：色球

太阳上温度最低的地区在光球之上约500公里处，温度只有4,000K，在这种温度下简单的分子，如一氧化碳和水都能够存在，从吸收光谱中能够检测到它们的谱线。在温度最低的区域之上就是厚度约2,000公里的色球，这个名词源自希腊文的字根chroma，意思就是彩色。因为在日全食开始和结束之际，透过这一区的光谱会出现彩色的发射线。色球的温度会随着高度的上升而增加，在顶端的温度可以达到100,000K。色球的粒子数密度为1017m-3。

过渡区

主条目：过渡区

在色球之上是过渡区，温度从100,000K快速的增加到与日冕相同的1,000,000K的高温。温度的增加使得过渡区中的氦发生相变，完全被游离。过渡区没有明确的高度界线，无疑的，这在色球上造成了一种被称为针状体( spicule)和色球暗条( filament)，持续却混乱的运动好似光轮运转不止。从地球上很难观察到过渡区，但是在太空中使用对电磁频谱的远紫外线灵敏的仪器，就可以观察到了。

日冕

主条目：日冕

日冕太阳大气层向外延伸的部分，和太阳风一起充满了整个太阳系和日球的空间。在最接近太阳处的日冕底部，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。日冕的温度有数百万K，目前还没有理论可以完整的说明日冕的高温，但可以确定有一部分是来自磁场重连。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。

太阳圈

主条目：太阳圈

从20 个太阳半径(0.1天文单位)往外一直到最外围都是太阳圈的范围。他的内侧边界是太阳风的速度超过阿耳芬波的位置，因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋状的派克螺旋(Parker spirl)，直到50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘的激波前缘，两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。[4]

生命周期

目前太阳所处的主序星阶段，通过对恒星演化及宇宙年代学模型的计算机模拟，已经历了大约45.7亿年。

据研究，45.9亿年前一团氢分子云的迅速坍缩形成了一颗第三代第一星族的金牛T星，即太阳。这颗新生的恒星沿着距银河系中心260,000光年的近乎圆形轨道运行。

太阳在其主序星阶段已经到了中年期，在这个阶段它核心内部发生的恒星核合成反应将氢聚变为氦。在太阳的核心，每秒能将超过400万吨物质转化为能量，生成中微子和太阳幅射。以这个速度，太阳至今已经将大约100个地球质量的物质转化成了能量。太阳作为主序星的时间大约持续100亿年。

太阳的质量不足以爆发为超新星。在50~60亿年后，太阳将转变成红巨星，当其核心的氢耗尽导致核心收缩及温度升高时，太阳外层将会膨胀。当其核心温度升高到 100,000,000 K时，将发生氦的聚变而产生碳，从而进入渐近巨星分支。

地球的最终命运还不清楚。太阳变成红巨星时，其半径可超过1天文单位，超出地球目前的轨道，是当前太阳半径的260倍。然而，届时作为渐近巨星分支恒星，太阳将会由于恒星风而失去当前质量的约30%，因而行星轨道将会外推。仅就此而言，地球也许会幸免被太阳吞噬。然而，新的研究认为地球还是会因为潮汐作用的影响而被太阳吞掉。即使地球能逃脱被太阳熔融的命运，地球上的水将被蒸发而大气层也会散逸。实际上，即使太阳还是主序星时，它也会逐步变得更亮，表面温度缓慢上升。太阳温度的上升将在9亿年后导致地球表面温度升高，造成目前我们所知的生命无法生存。其后再过10亿年，地球表面的水将完全消失。

红巨星阶段之后，由热产生的强烈脉动会抛掉太阳的外壳，形成行星状星云。失去外壳后剩下的只有极为炽热的恒星核，它将会成为白矮星，在漫长的时间中慢慢冷却和暗淡下去。这就是中低质量恒星的典型演化过程。

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。

人类文化中的太阳

西雅图的至日点游行

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，人类对恒星的了解大部分都来自于太阳。

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。

太阳与神话

请参阅


《太阳报》（The Sun）是以太阳命名的报纸。香港、马来西亚、欧、美、澳大利亚都有，但彼此无关联。

参考资料

  • Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde. Springer, Berlin - Heidelberg - New York 1996. ISBN 3-540-59437 （德文）
  • Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben. DVA, Stuttgart 1990. ISBN 3-421-02755-2 （德文）
  • Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990. ISBN 3-411-14172-7 （德文）
  • Sackmann, I. et al., 1993, Astrophysical Journal, 418, 457 ADS ISSN 0004-637x （英文）
  • C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. in: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004,10 (Okt.), S.52–59. ISSN 0170-2971 （德文）
  • Wolfgang Mattig: Die Sonne. C.H.Beck, München 1995. ISBN 3-406-39001-3 （德文）
  • Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. in: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002,103, 67 (online - pdf). ISSN 0721-0094 （德文）
  • Michael Stix: The Sun - An Introduction. Springer, New York 2004. ISBN 3-540-20741-4 （英文）
  • Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae. （德文）

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