太陽的直徑係幾多???
要KM
太陽的直徑係幾多???(超急，20分)
2007-09-08 10:39 pm
回答 (2)
2007-09-08 10:54 pm
太陽直徑 1,392,000 km
太陽是距離地球最近的恆星，是太陽系的中心天體。太陽系質量的99.87%都集中在太陽。太陽系中的八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天體以及星際塵埃等，都圍繞著太陽運行（公轉）。
太陽的構成
太陽從中心向外可分為核反應區、輻射區、對流層和大氣層。由於太陽外層氣體的透明度極差，人類能夠直接觀測到的是太陽大氣層，從內向外分為光球、色球和日冕3層。
結構
太陽在銀河系裡的恆星是一個近乎完美的球體，其扁率約為900萬分之一，即是說其南北兩極的直徑值比東西直徑短10公里。在自轉周期方面，由於太陽並非以固態形式存在，因此其兩極和赤道的自轉周期並不相同（赤道約為25天, 兩極則約為35天），整體平均自轉周期約為28天，其緩慢自轉所產生的離心力，以赤道位置計算，還不到其自身重力的1,800萬分之一。雖然太陽本身是太陽系的中心，大質量的木星使質心之偏離中心達一個太陽半徑，但所有行星的總質量還不到太陽的百分之五，因此來自行星的潮汐力並不足以改變太陽的形狀。
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辭的邊緣為終點，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。
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。
光球
主條目：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]
大氣層
圖片參考：http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4d/Solar_eclips_1999_4.jpg/200px-Solar_eclips_1999_4.jpg
圖片參考：http://zh.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png
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。
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。
太陽是距離地球最近的恆星，是太陽系的中心天體。太陽系質量的99.87%都集中在太陽。太陽系中的八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天體以及星際塵埃等，都圍繞著太陽運行（公轉）。
太陽的構成
太陽從中心向外可分為核反應區、輻射區、對流層和大氣層。由於太陽外層氣體的透明度極差，人類能夠直接觀測到的是太陽大氣層，從內向外分為光球、色球和日冕3層。
結構
太陽在銀河系裡的恆星是一個近乎完美的球體，其扁率約為900萬分之一，即是說其南北兩極的直徑值比東西直徑短10公里。在自轉周期方面，由於太陽並非以固態形式存在，因此其兩極和赤道的自轉周期並不相同（赤道約為25天, 兩極則約為35天），整體平均自轉周期約為28天，其緩慢自轉所產生的離心力，以赤道位置計算，還不到其自身重力的1,800萬分之一。雖然太陽本身是太陽系的中心，大質量的木星使質心之偏離中心達一個太陽半徑，但所有行星的總質量還不到太陽的百分之五，因此來自行星的潮汐力並不足以改變太陽的形狀。
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辭的邊緣為終點，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。
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。
光球
主條目：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]
大氣層
圖片參考：http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4d/Solar_eclips_1999_4.jpg/200px-Solar_eclips_1999_4.jpg
圖片參考：http://zh.wikipedia.org/skins-1.5/common/images/magnify-clip.png
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。
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。
2007-09-08 10:43 pm
直徑 1,392,000 km
收錄日期: 2021-04-22 23:20:01
原文連結 [永久失效]:
https://hk.answers.yahoo.com/question/index?qid=20070908000051KK02441