太陽在哪裡?是什麼?

太陽不像類地行星般擁有固態表面，其氣體密度從表面至中心會成指數增長。太陽的半徑計法是以光球層的邊緣為終點，其內部的高密度氣體足以令可見光無法通過，而肉眼看見的是太陽的光球層，在0.7太陽半徑範圍內的氣體占整個太陽總質量的大多數。
太陽的內部並不能直接觀測，因高密度的氣體阻隔了電磁輻射，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。配合電腦模擬的輔助，人們便可一覽太陽深處。
[編輯] 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。微中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，測量來自太陽的微中子數量都低於理論的數值，因而產生了太陽微中子的迷思，直到我們對微中子有了更多的認識，才以微中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。
[編輯] 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。
[編輯] 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）。
[編輯] 光球
光球是太陽可以被肉眼看見的表面，厚度約為500公里，粒子數密度為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]
[編輯] 大氣層
當 日全食之際，太陽的大氣層才能清楚的看見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。
編輯] 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，從吸收光譜中能夠檢測到它們的譜線。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。色球的粒子數密度為1017m-3。
[編輯] 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。
[編輯] 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，粒子數密度是1014/m3-1016/m3，延伸到地球軌道附近的日冕密度為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。日冕的溫度雖然很高，但密度很低，因此所含的熱量很少。
[編輯] 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。
[編輯] 太陽伴星
有不少天文學家認為，太陽有一顆不大的伴星，並把它命名為「復仇女神星」。但這顆伴星的存在與否仍存在爭議。
[編輯] 人類觀測太陽的歷史
人類對太陽的觀測可以追溯到公元前2000年，在中國古代的典籍《尚書》中記載了發生在夏代的一次日食。中國古代漢字中用⊙代表太陽，表明中國很早以前就已看到了太陽黑子。《漢書·五行志》中記載了人類最早的黑子記錄：「日出黃，有黑氣大如錢，居日中央。」公元前400年，希臘人曾經看到過太陽黑子，但在歐洲被遺忘，直到1605年伽利略通過望遠鏡重新發現了它。
1239年，俄羅斯的編年史中曾提到過日珥，稱其為「火舌」，1842年在一次日食中重新發現了日珥。1843年，Schwabe發現了太陽活動的11年周期，1851年在一次日食中拍攝到了第一張日冕的照片。1859年人們發現了太陽閃焰。

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太陽在哪裡?
宇宙的組成＞ 超星系團(我們的叫本超星系團) ＞星系團(我們的叫本星系團) ＞星系(我們的叫銀河系) ＞恒星系(我們的叫太陽系) ＞恆星（我們的叫太陽）>行星(我們的叫地球) ＞衛星(我們的叫月球)
太陽是什麼?
太陽是恒星，參考資料如下：
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html
太 陽 位 於 太 陽 系 的 中 心 ， 它 亦 是 地 球 上 差 不 多 所 有 生 物 的 能 量 來 源 ， 難 怪 所 有 早 期 文 明 皆 會 以 不 同 的 方 式 膜 拜 太 陽 。 在 天 文 學 上 ， 太 陽 是 最 接 近 地 球 的 恆 星 ， 亦 是 唯 一 可 以 讓 人 類 詳 細 研 究 的 恆 星 。 雖 然 太 陽 對 人 類 來 說 十 分 重 要 ， 但 在 無 限 的 宇 宙 ， 太 陽 也 只 不 過 是 一 顆 不 起 眼 的 普 通 恆 星 。

圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/imgs/gifs/dot.gif
太 陽 的 外 部 結 構
太 陽 是 一 團 靠 自 身 重 力 束 縳 的 雲 團 ， 主 要 成 分 是 氫 。 太 陽 核 心 的 溫 度 及 壓 力 異 常 大 ， 足 以 產 生 核 聚 變 ， 釋 放 出 大 量 能 量 。 下 圖 顯 示 了 在 可 見 光 波 段 下 的 太 陽 ， 日 面 上 有 不 少 黑 子 。





圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch11/imgs/5008b.jpg


鳴 謝﹕ NOAO/NSF.
太 陽 的 半 徑 大 約 有 700,000 公 里 ﹐ 是 地 球 的 110 倍 ， 質 量 則 大 約 有 2x1030 千 克 ﹐ 約 為 地 球 的 3.3x105 倍 。 當 我 們 望 向 太 陽 ， 看 到 是 太 陽 的 光 球 層 ， 這 是 太 陽 大 氣 中 非 常 薄 的 一 層 ， 厚 度 只 有 500 公 里 。 我 們 可 以 看 見 光 球 層 ， 原 因 是 它 的 氣 體 密 度 剛 剛 好 ， 在 它 之 下 的 氣 體 密 度 太 大 ， 光 線 不 能 通 過 ； 在 它 之 上 的 氣 體 則 足 夠 稀 薄 ， 能 讓 光 球 層 發 出 的 光 線 順 利 通 過 。 所 以 ， 光 球 層 界 定 了 肉 眼 可 見 的 太 陽 「 表 面 」 ， 它 的 溫 度 約 為 絕 對 溫 度 6000 度 。 絕 對 溫 度 是 科 學 界 最 通 用 的 溫 度 單 位 ， 只 要 將 它 減 去 273 ， 便 可 轉 化 為 攝 氏 度 ， 例 如 絕 對 溫 度 300 度 ， 相 等 於 攝 氏 27 度 。 絕 對 零 度 是 低 溫 的 極 限 ， 沒 有 任 何 物 體 可 以 更 冷 。

圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch11/imgs/surface_temp.gif

在 光 球 層 之 上 ， 是 一 層 約 為 二 千 公 里 厚 的 色 球 層 。 它 的 溫 度 比 光 球 層 更 高 ， 很 多 時 為 105 度 。
日 冕 是 太 陽 大 氣 的 最 外 層 ， 和 色 球 層 相 類 ， 亦 是 通 常 只 能 在 日 全 食 時 才 看 得 見 。 日 冕 密 度 非 常 低 ， 但 範 圍 可 延 伸 至 達 太 陽 半 徑 十 倍 之 遠 ， 溫 度 更 高 達 106 度 。 為 甚 麼 日 冕 和 色 球 層 的 溫 度 可 以 比 光 球 層 更 高 ， 仍 是 天 文 學 上 一 個 未 解 之 謎 。 日 冕 亦 是 太 陽 風 的 源 頭 ， 太 陽 風 主 要 是 飛 離 太 陽 的 質 子 和 電 子 ， 當 太 陽 風 強 勁 的 時 候 ， 在 地 球 兩 極 有 可 能 看 見 極 光 。

圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/imgs/gifs/dot.gif
太 陽 的 內 部 結 構
在 探 討 太 陽 內 部 結 構 之 前 ， 有 一 個 關 於 太 陽 的 現 象 實 在 不 可 不 提 ， 原 來 太 陽 的 自 轉 速 度 在 不 同 地 方 是 不 同 的 ， 簡 單 來 說 ， 赤 道 附 近 轉 得 最 快 ， 愈 接 近 兩 極 則 轉 得 愈 慢 ， 我 們 稱 之 為 較 差 自 轉 。 我 們 相 信 太 陽 黑 子 和 不 少 太 陽 的 活 動 ， 皆 是 由 較 差 自 轉 所 造 成 的 。 對 此 有 興 趣 的 讀 者 可 參 考 課 本 的 討 論 。 ( 你 可 知 道 如 何 證 實 較 差 自 轉 ？ )


圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch11/imgs/rotation.gif

看 不 到 的 太 陽 內 部 可 以 分 為 三 個 部 分 ： 核 心 ( 熱 核 反 應 發 生 處 ) 、 輻 射 層 ( 能 量 以 輻 射 方 式 傳 播 的 區 域 ) 和 對 流 層 ( 能 量 以 對 流 方 式 傳 播 ) 。 我 們 將 會 逐 一 介 紹 它 們 。

圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch11/imgs/inter_sun.gif






圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/imgs/gifs/dot.gif
穩 定 性
在 一 顆 恆 星 形 成 初 期 ， 引 力 是 演 化 的 主 導 力 量 ， 令 恆 星 不 斷 收 縮 。 隨 著 恆 星 不 斷 收 縮 ， 核 心 氣 體 的 溫 度 及 密 度 亦 不 斷 上 升 ， 直 至 燃 點 起 熱 核 反 應 ， 所 產 生 的 能 量 會 造 成 兩 種 向 外 的 壓 力 ， 對 抗 向 內 的 萬 有 引 力 。 最 後 向 內 的 引 力 和 向 外 的 壓 力 會 達 致 平 衡 ， 讓 恆 星 可 以 長 時 間 保 持 穩 定 ( 由 數 百 萬 至 數 百 億 年 不 等 ) 。 無 庸 多 言 ， 就 是 因 為 太 陽 能 長 期 穩 定 地 發 出 光 和 熱 ， 地 球 上 的 生 物 才 能 生 生 不 息 ， 不 斷 茁 壯 成 長 。

圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch11/imgs/stable_star.jpg

第 一 種 向 外 壓 力 是 恆 星 物 質 所 造 成 的 氣 體 壓 力 ， 溫 度 越 高 、 物 質 越 多 ， 氣 體 壓 力 便 越 大 。 第 二 種 向 外 壓 力 是 光 子 所 造 成 的 輻 射 壓 力 ， 這 種 壓 力 亦 會 隨 溫 度 上 升 。無 論 是 哪 一 種 壓 力 ， 力 量 都 源 自 太 陽 核 心 所 產 生 的 能 量 ， 一 旦 核 心 的 核 聚 變 停 止 ， 恆 星 便 會 開 始 塌 縮 。