)太阳探秘
太阳探秘太阳每天温暖我们的星球，提供让我们能够看见东西的光，是地球上的生命所不可或缺的要素。
太阳是一颗恒星，和我们在晚上看到的其他恒星一样。差别在于距离——我们看到的其他恒星距离我们都有很多光年之远，而太阳距我们只有八光分之遥（近了成千上万倍）。
根据温度和波长或辐射光谱，太阳被正式归为G2类恒星。作为一颗“中等水平”的恒星，它只不过是数十亿颗围绕银河系中心旋转的恒星中的普通一员。
太阳是一颗恒星，和我们在晚上看到的其他恒星一样。差别在于距离——我们看到的其他恒星距离我们都有很多光年之远，而太阳距我们只有八光分之遥（近了成千上万倍）。
根据温度和波长或辐射光谱，太阳被正式归为G2类恒星。作为一颗“中等水平”的恒星，它只不过是数十亿颗围绕银河系中心旋转的恒星中的普通一员。
太阳已经“燃烧”了超过45亿年，并且还会继续燃烧数十亿年。它是一个巨大的、主要由氢和氦组成的气团。它是如此庞大，所以有足够强的引力将组成它的氢和氦聚拢到一起（并将所有围绕太阳旋转的行星保持在轨道上）。
然而，太阳不是像木头那样“燃烧”的。正如您将在下文了解的那样，其实太阳是一个巨大的核反应堆……
太阳是由气体组成的，不像地球具有固体表面。但是，它仍然具有清晰的结构。
太阳探秘核心
辐射区
对流区
太阳表面以上即为大气层，由三部分组成。
光球层
色球层
日冕——从色球层向外延伸数百万公里的极热的太阳最外层
我们将会看到，太阳的所有主要特点都可以用产生能量的核反应、气体运动造成的磁场以及强大的引力加以解释。
核心
核心从太阳的中心开始，向外延伸到太阳半径的25%。在这里，引力将所有的质量向内挤压，产生极强的压力。这种压力足以迫使氢原子结合在一起发生核聚变反应。通过下面的步骤，两个氢原子聚合在一起生成氦-4并释放能量：
（1）个质子结合生成一个氘（带一个中子的氢原子）、一个正电子（与电子相似，但带正电）和一个中微子。
（2）个质子和一个氘原子结合生成一个氦-3原子（两个质子和一个中子）并释放出伽马射线。
（3）两个氦-3原子反应生成一个氦-4原子（两个质子和两个中子）和两个质子。
这些反应释放出太阳总能量的85%。其余15%的能量来源于下面的反应：
（1）个氦-3和一个氦-4聚合生成一个铍-7（四个质子三个中子）并释放伽马射线。
（2）个铍-7捕获一个电子变成锂-7（三个质子四个中子）并释放一个中微子。
（3）个锂-7和一个质子结合生成两个氦-4原子。
反应生成的氦-4原子的质量要比反应开始的那些氢原子的质量少。减少的质量按照爱因斯坦的相对论 （E=mc2）被转化为能量。能量以各种光的形式辐射出来（紫外线、X射线、可见光、红外线、微波和无线电波）。太阳还发射高能粒子（中微子、质子），它们组成了太阳风。太阳的这些能量波及地球，使地球温暖起来，带动天气的变化，并为生命提供能量。大部分的辐射和太阳风并不会伤害到我们，因为地球的大气层在保护着我们。我们可以使用SOHO卫星上的特殊望远镜观察太阳发出的各种波长的光并拍摄照片供科学家研究。
太阳探秘辐射区
辐射区从核心边缘开始，再向外延伸太阳半径的55%。在这个区域中，光子将核心产生的能量向外传送。一个光子产生以后，它前进约1微米（百万分之一米）即被一个气体分子吸收。气体分子吸收光子后被加热，随即放出一个波长相同的光子。被重新释放的光子又前进一微米，再被另一个气体分子吸收，如此循环不已。每次光子和气体分子的相互作用都需要一定的时间。在这一区域中，每个光子在到达表面以前大约要经过1025次的吸收和重新发射，所以一个光子从它在核心产生到将它送至太阳表面，这其中的时间延迟是相当可观的。
对流区
对流区占太阳半径的最后30%，其中充满着将能量携带到太阳表面的涌流。这些涌流是由相对较热气体的上升和相对较冷气体的下降形成的，很像是您将许多反光的小片投入一锅即将煮沸的水中后看到的样子。对流将光子携带到表面的速度要快于在核心和辐射区发生的辐射传递。由于在辐射区和对流区光子要与气体分子发生这么大量的相互作用，一个光子要用大约十万至二十万年才能到达太阳表面！
太阳表面以上即为大气层，由三部分组成，
光球层
色球层
日冕——从色球层向外延伸数百万公里的极热的太阳最外层
我们将会看到，太阳的所有主要特点都可以用产生能量的核反应、气体运动造成的磁场以及强大的引力加以解释。
光球层
光球层是太阳大气的最底层，也是从地球上可以看到的太阳区域。它的厚度为300-400公里，平均温度为5,500摄氏度。它的外表呈泡状或颗粒状，很像一锅将要煮开的水的表面。光球层上鼓起的小块就是下面那些对流区间的上表面，每个颗粒的宽度可达1,000公里。在光球层中温度随高度的增加而下降，气体由于温度的降低发出的光能也随之减少。因此，光球层的外边缘看起来比较暗淡。这种称为临边昏暗的效应使太阳表面具有一个看起来十分清晰、硬质的外缘。
色球层
色球层位于光球层之上，厚度约为2,000公里。色球层的温度自下而上，从4,200摄氏度升至约9,700摄氏度。人们认为下面光球层中的对流起到了加热色球层的作用。光球层中气体翻滚造成的冲击波加热了周围的气体，这些炽热的气体形成数百万只细长的称为针状体的气针直刺向色球层。每只针状体都飞升至光球层以上大约5,000公里的高度，但是只能保持短短几分钟。针状体也可能顺着太阳的磁力线排列，而这些磁力线是由太阳内部气体运动所产生的。
日冕
日冕是太阳的最外层，它从光球层向外延展数百万公里。通过在日食期间拍摄太阳的 X 射线照片是观察日冕的最佳方法。日冕的平均温度是2百万摄氏度。尽管还没有人确切地知道为什么日冕的温度会这么高，但人们认为原因在于太阳的磁场活动。日冕上有明亮（热）的区域也有被称为冕洞的阴暗区域。冕洞的温度较低，它们被认为是太阳风粒子逃逸的地方。
从望远镜照片上我们可以看到太阳的一些有意思的特征，而且它们能对地球产生影响。现在让我们来看一看太阳黑子、日珥、太阳耀斑和磁暴。
太阳黑子
光球层上出现的阴暗、温度较低的区域称为太阳黑子。太阳黑子总是成对出现，它们实际是突破太阳表面的强磁场（比地球磁场强大约5,000倍）。磁力线从一个太阳黑子中穿出，又从另一个太阳黑子中重新穿入。磁场是由太阳内部气体的运动产生的。太阳黑子活动是每11年为一周的太阳活动周期的一部分，每个周期中都有活动的高峰和低谷。
太阳探秘这种11年周期产生的原因目前还不甚清楚，但人们提出了两种假设： 太阳不均匀的转动导致其内部磁力线扭曲和弯折。被扭曲的磁力线穿透表面形成太阳黑子队。最后，磁力线断开，太阳黑子活动减弱。然后循环重新开始。
大股气流在高纬度围绕太阳中心旋转并开始向赤道移动。当它们互相缠卷在一起时就形成了黑子。当它们到达赤道以后即分裂消失，太阳黑子随之减少。
日珥
有时候，色球层会升起气体云团，并固定在太阳黑子对之间磁力线的方向上。这些呈弓形的气云称为日珥。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。
太阳耀斑
太阳探秘
有时在复杂的太阳黑子群中会突发猛烈的爆炸，这种现象称为太阳耀斑。人们认为，太阳耀斑是由太阳磁场集中地区的磁场突变导致的。伴随太阳耀斑的产生太阳将抛射出气体和电子并辐射可见光、紫外线和X射线。这些辐射和粒子到达地球磁场后在两极和磁场发生作用，产生极光（北极光、南极光），太阳耀斑还可以扰乱通讯、卫星、导航系统甚至输电网。耀斑发出的射线和粒子会将地球大气层电离，阻断了卫星和地面站或者地面站之间无线电波的传输。大气中被电离的粒子可以使输电线中产生感应电流并导致电涌。这些电涌可能会使输电网超载，进而造成停电。
[1] 上海网 ttp://www.astron.sh.cn/sun/sun.html
[2] 星星天堂 ttp://www.starparadise.net/solar/html/solar_system/sun/sun.htm
