太阳定义

太阳是太阳系的主要恒星。它是一个近乎完美的炽热等离子体球，由核聚变过程加热，在其中心发光。太阳是地球生命最重要的能源，主要以光、紫外线和红外辐射的形式发射能量。

太阳的半径约为地球的109倍，为695,000公里（432,000英里）。其质量约为地球的330,000倍，占整个太阳系的99.86%。太阳的质量约四分之三是氢（73%）；其余主要是氦（25%），以及少量的重元素，如氧、碳、氖和铁。

太阳是一颗主序星G型星（G2V）。因此，它常被错误地俗称为黄矮星（其光是白色的）。它在大约46亿年前，由于一个巨大分子云区域内物质的引力坍缩而形成。大部分物质聚集在中心，其余物质则形成扁平的太阳系。中心质量变得如此炽热和致密，以至于其核心开始核聚变。大多数恒星被认为是通过这种方式形成的。

每秒钟，太阳核心通过将6亿吨氢聚变成氦，将400万吨质量转化为能量。这些能量，需要10,000到170,000年的时间才能从太阳核心散发出来，产生来自太阳的光和热。当其核心氢聚变下降到不再处于静力平衡的水平时，太阳体的密度和温度将明显升高。随着其外层同时膨胀，太阳最终会变成一颗红巨星。五亿年后，当地球变得无法居住时，太阳将膨胀到吞没水星和金星的当前轨道。之后，它将失去外层，变成一颗白矮星，一颗致密的冷却恒星，不再通过聚变产生能量，但仍会因其先前的聚变而发光并散发热量。自古以来，人类就认识到太阳对地球的巨大影响。在某些文化中，太阳被尊为神。地球的自转和绕太阳的公转是许多太阳历的基础。今天使用最广泛的历法是格里高利历，该历法基于16世纪对太阳可见运动是自然现象的普遍理解。

物理特征

尽管太阳的半径是地球的109倍，但它距离地球215个天文单位 (R)。因此，它在天空中占据的角度非常小？仅为1/2度，与月亮大致相同。相比之下，距离地球最近的恒星比邻星，距离地球远250,000倍，这使得其实际亮度降低到该比例的平方，即620亿倍。太阳表面如此炽热，以至于固体和液体都无法存在；相反，太阳表面主要由气态原子和一些分子组成。因此，没有永久的表面。从地球上人类可见的大部分光线都起源于光球层；来自较低层的辐射被吸收并重新辐射，而来自较高层的发射每200公里（124英里）会迅速减少六倍。由于太阳距离地球很远，因此无法分辨出略带模糊的表面，但边缘（可见边缘）看起来很清晰。

太阳的质量是地球的330,000倍，是太阳系行星总质量的743倍。太阳的引力远远超过现有的行星和行星际引力事件。太阳巨大的质量在其自身引力作用下向内收缩；因此，为了防止恒星坍缩，中心的向外压力必须足够支撑其重量。太阳核心的密度约为地球核心密度的六倍，大约是水的100倍，但温度至少为15,000,000 K。因此，中心压力至少是地球核心3,500千帕压力的一万倍。在如此极端的温度下，原子核完全剥离电子，发生核反应，产生地球生命所需的能量。太阳的温度从核心的15,000,000 K降低到光球层的5,800 K，但在此之后会发生意想不到的反转；温度降低到最低4,000 K，然后开始在色球层上升，该层高约7,000公里，平均温度为8,000 K。在日全食期间，色球层呈现为粉红色环。日冕是围绕色球层并延伸到行星之外的、温度高达1,000,000 K的黑色光环。在距离太阳5R（近地距离）之外，日冕以每秒400公里（km/s）的速度向外膨胀；这种带电粒子流称为太阳风。

太阳是一个相对稳定的能源；其辐射输出，称为太阳常数，在地球上为每平方米1.366千瓦，变化小于0.1%。然而，这个稳定的恒星伴随着一个有趣的11年磁活动周期，表现为称为太阳黑子的瞬时强磁场区域。

太阳的演化

太阳已经燃烧了46亿年。在核心，燃烧最快的地方，大量的氢已被转化为氦。氦会留下，因为它比氢更容易吸收辐射。这会提高核心的温度和亮度。根据模型估计，太阳每十亿年会变亮10%。因此，它必须比行星形成时亮至少40%。这会导致地球温度升高，但化石记录中没有证据表明这一点。温室效应和云层很可能抵消了地球大气层中的恒温作用。幼年太阳可能质量更大、更亮，但它会因太阳风而失去早期质量。随着核心氢的消耗和核燃烧区域的扩大，太阳亮度的增加预计将持续下去。在四亿年后，潮汐摩擦将减缓地球的自转，直到它与月球的自转相等，每30天旋转一次，这至少对地球的未来很重要。

太阳的发展应该遵循与其他大多数恒星相同的轨迹。当核心氢耗尽时，核燃烧将发生在耗尽核心周围的一个膨胀的壳层中。太阳将继续变得更亮，当燃烧到达表面时，太阳将进入红巨星阶段，形成一个巨大的壳层，可能会到达金星甚至地球。幸运的是，与已经达到这一阶段的更大质量的恒星不同，太阳需要数十亿年的时间。

太阳大气层

光球层

虽然太阳表面没有火焰，但由于下方的对流，光球层会沸腾和翻滚。被下方层捕获的光子最终会从下方逸出。这会导致温度和密度显著降低。可见表面附近的温度约为5,800 K，但在光球层以上约500公里处，温度会降至约4,000 K。每150公里，密度（约107克/立方厘米（g/cm3））会下降2.7倍。根据大多数定义，太阳大气层是真空；每平方厘米以上的总密度约为1克，这大约是地球大气层中相同质量的1,000倍。地球大气层是可以透过看到的，但太阳大气层不行，因为前者很浅，分子只吸收可见范围外的能量。相比之下，太阳炽热的光球层包含一种称为负氢（H-）的离子，它是一个带有两个电子的氢核。在大部分光谱范围内，H-离子会强烈吸收光。

光球层是可以用普通光看到的太阳区域。其图像显示了两个显著特征：边缘变暗（向外区域变暗）和晶粒化（细米粒状结构）。变暗仅仅是由于温度下降引起的；当一个人盯着太阳边缘时，会看到来自更高、更冷、更远的来源的光。晶粒是输送下方能量的对流单元。每个单元约1,500公里宽。晶粒的寿命约为25分钟，在此期间，炽热的气体以约300米/秒的速度向上流动。然后它们通过消失或爆裂成一圈晶粒而分解。晶粒遍布整个太阳。爆炸模式被认为是通过一种称为去晶粒化的过程形成周围的晶粒。然而，还需要确定是否存在这样的模式。一个向外速度流的网络，跨度超过30,000公里，很可能与较大的对流区而不是构成更大、更明显的超晶粒结构的相对较小的晶粒相连。该流将表面磁场集中到超晶粒单元的边界，创建了一个磁场分量的网络。

在光球层磁场延伸的大气中的导电气体中，超晶粒结构占主导地位。尽管它仍然下降，但平均表面区域以上的温度不像网络边缘那样快速下降。在以略微被表面上方吸收的波长拍摄的太阳照片中，网络边缘是明亮的。在紫外光下，这种情况很常见。

太阳的研究

夫琅和费首次检验了太阳光谱，发现了所有颜色中的发射以及在特定波长处的一些暗线。他给这些线标上了字母，其中一些至今仍为人所知，如钠D线、G带和电离钙K线。然而，德国科学家古斯塔夫·R·基尔霍夫揭示了这些线的含义，他指出，黑线是在较冷的顶层形成的，吸收了下方层发出的光。通过将这些线与实验室数据进行比较，我们可以识别出负责的元素及其电离和激发状态。

检测到的光谱线预计在6,000 K时非常普遍，因为每个粒子的热能约为0.5伏特。在这个温度下，最丰富的元素氢和氦很难被激发，但像铁、钠和钙这样的原子含有许多容易被激发的谱线。当英国出生的研究生塞西莉亚·佩恩于1925年在马萨诸塞州剑桥的哈佛大学天文台发现巨量的氢和氦时，她的前辈说服她忽略了这一发现；直到后来真相才被揭露。可见光谱中最亮的线是电离钙的H线和K线（夫琅和费的字母）。这是因为钙很容易被电离，这些线表明了在离子吸收基态或最低能量状态的能量时的跃迁。由于光球层和更高层缺乏激发，原子仅被下方照亮，电子倾向于落到基态。由于大多数钠被电离且不吸收辐射，因此钠D线的强度弱于Ca K线。

谱线的强度取决于特定元素的丰度和电离状态以及谱线所涉及的原子能级的激发。通过逆向推算，可以计算出太阳中大多数元素的丰度。这种丰度在宇宙中以惊人的规律性出现；它们可以在类星体、陨石和新兴恒星中找到。按原子数计算，太阳约90%是氢，9.9%是氦。其余原子是较重的元素，即碳、氮、氧、镁、硅和铁，仅占总数的0.1%。