太阳

公转

太阳绕银河系中心公转，绕银河系中心公转周期约2.5×10⁸年。银河系中心可能有巨大黑洞，但它周围布满了恒星，所以看上去象“银盘”。这些恒星都绕“银核”公转。与地球公转不同，这些恒星公转每绕一周离“银核”会更近。

自转

主词条：太阳自转

太阳和其它天体一样，也在围绕自己的轴心自西向东自转，但观测和研究表明，太阳表面不同的纬度处，自转速度不一样。在赤道处，太阳自转一周需要25.4天，而在纬度40处需要27.2天，到了两极地区，自转一周则需要35天左右。这种自转方式被称为“较差自转”。 [4]  [6] 

磁场

主词条：太阳磁场

太阳圈电流片延伸到太阳系外，结果是来自太阳的旋转磁场影响到星际物质中的等离子体。

太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色，太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥（参见磁重联）。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。

太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极（在光球）随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1nT。然而依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场是这个数值的100倍，大约是5nT。

内部

核反应区

主词条：核反应区

从中心到0.25太阳半径是太阳发射巨大能量的真正源头，也称为核反应区。在这里，太阳核心处温度高达1500万度，压力相当于3000亿个大气压，随时都在进行着四个氢核聚变成一个氦核的热核反应。根据原子核物理学和爱因斯坦的质能转换关系式E=mc²，每秒钟有质量为6亿吨的氢经过热核聚变反应为5.96亿吨的氦，并释放出相当于400万吨氢的能量，正是这巨大的能源带给了我们光和热，但这损失的质量与太阳的总质量相比，却是不值一提的。根据对太阳内部氢含量的估计，太阳至少还有50亿年的正常寿命。

辐射区

主词条：辐射区

0.25太阳半径～0.86太阳半径是太阳辐射区，它包含了各种电磁辐射和粒子流。辐射从内部向外部传递过程是多次被物质吸收而又再次发射的过程。从核反应区到太阳表面的行程中，能量依次以X射线、远紫外线、紫外线，最后是可见光的形式向外辐射。太阳是一个取之难尽，用之不竭的能量源泉。

对流层

主词条：太阳对流层

对流层是辐射区的外侧区域，其厚度约有十几万千米，由于这里的温度、压力和密度梯度都很大，太阳气体呈对流的不稳定状态。使物质的径向对流运动强烈，热的物质向外运动，冷的物质沉入内部，太阳内部能量就是靠物质的这种对流，由内部向外部传输。 [4] 

大气层

太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈，太阳圈可能是太阳大气层最稀薄的外缘并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。

光球

主词条：光球

对流层上面的太阳大气，称为太阳光球。光球是一层不透明的气体薄层，厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的边界，几乎所有的可见光都是从这一层发射出来的。 [4] 

色球

主词条：色球

色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的，但到了色球层，却又反常上升，到色球顶部时已达几万度。由于色球层发出的可见光总量不及光球的1%，因此人们平常看不到它。只有在发生日全食时，即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟，当光球所发射的明亮光线被月影完全遮掩的短暂时间内，在日面边缘呈现出狭窄的玫瑰红色的发光圈层，这就是色球层。平时，科学家们要通过单色光（波长为6563埃）色球望远镜才能观测到太阳色球层。 [4] 

日冕

主词条：日冕

太阳大气(2张)

日冕是太阳大气的最外层，由高温、低密度的等离子体所组成。亮度微弱，在白光中的总亮度比太阳圆面亮度的百分之一还低，约相当于满月的亮度，因此只有在日全食时才能展现其光彩，平时观测则要使用专门的日冕仪。日冕的温度高达百万度，其大小和形状与太阳活动有关，在太阳活动极大年时，日冕接近圆形；在太阳宁静年则呈椭圆形。自古以来，观测日冕的传统方法都是等待一次罕见的日全食——在黑暗的天空背景上，月面把明亮的太阳光球面遮掩住，而在日面周围呈现出青白色的光区，就是人们期待观测的太阳最外层大气——日冕。 [4] 

太阳圈

2010年10月在不同黑子上方看见的日冕构造

主词条：太阳圈

太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置-流体的速度超过阿耳芬波。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的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。

在2004年12月，旅行者1号探测器已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。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。

太阳光

主词条：太阳光

阳光是地球能量的主要来源。太阳常数是在距离太阳1天文单位的位置（也就是在或接近地球），直接暴露在阳光下的每单位面积接收到的能量，其值约相当于1,368W/m3（瓦每平方米）。经过大气层的吸收后，抵达地球表面的阳光已经衰减——在大气清澈且太阳接近天顶的条件下也只有约1,000W/m3。

有许多种天然的合成过程可以利用太阳能-光合作用是植物以化学的方式从阳光中撷取能量（氧的释出和碳化合物的减少），直接加热或使用太阳电池转换成电的仪器被使用在太阳能发电的设备上，或进行其他的工作；有时也会使用集光式太阳能（也就是凝聚阳光）。储存在原油和其它化石燃料中的能量是来自遥远的过去经由光合作用转换的太阳能。

对流层

主词条：太阳对流层

太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球）产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量在可见的太阳表面，温度已经降至5700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。

在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流因此往往像六角型的棱镜。 [7] 

能量

太阳热核反应

作为一颗恒星，太阳，其总体外观性质是，光度为383亿亿亿瓦，绝对星等为4.8。是一颗黄色G2型矮星，有效温度等于开氏5800度。太阳与在轨道上绕它公转的地球的平均距离为149597870千米（499.005光秒或1天文单位）。按质量计，它的物质构成是71%的氢、26%的氦和少量较重元素。它们都是通过核聚变来释放能量的，根据理论太阳最后核聚变反应产生的物质是铁和铜等金属。

观测

2011年4月美国宇航局拍摄的照片(2张)

日地平均的距离（1天文单位）：1.49597870×10¹¹米（1亿5千万公里）

日地最远的距离：1.5210×10¹¹米

日地最近的距离：1.4710×10¹¹米

远日点与近日点距离相差500万千米

视星等：-26.74等

绝对星等：4.83等

热星等：-26.82等

绝对热星等：4.75等 [8] 

物理

太阳辐射的峰值波长（500纳米）介于光谱中蓝光和绿光的过渡区域。恒星的温度与其辐射中占主要地位的波长有密切关系。就太阳来说，其表面的温度大约在5800K。然而，由于人的眼睛对峰值波长周围的其它颜色更敏感，所以太阳看起来呈现出黄色或是红色。 [10] 

温度

核心

核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量能量的区域，温度高达1570万K。99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，核聚变反应几乎完全停止。

光球层

光球层上最显著的现象就是太阳黑子，所谓太阳黑子，只指太阳光球层上的温度相对较低的区域，其温度约为4500K，而光球其余部分的温度约为5777K。

色球层

色球厚度约2000千米，太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的 ，但到了色球层，却又反常上升，到接近顶端的温度大约在20000K。

日冕

日冕是太阳大气的最外层，它由高温、低密度的等离子体所组成，日冕的温度高达百万度。 [4] 

黑子

主词条：太阳黑子

太阳黑子

4000年前古时候祖先肉眼都看到了像3条腿的乌鸦的黑子，通过一般的光学望远镜观测太阳，观测到的是光球层的活动。在光球上常常可以看到很多黑色斑点，它们叫做“太阳黑子”。太阳黑子在日面上的大小、多少、位置和形态等，每天都不同。太阳黑子是光球层物质剧烈运动而形成的局部强磁场区域，也是光球层活动的重要标志。长期观测太阳黑子就会发现，有的年份黑子多，有的年份黑子少，有时甚至几天，几十天日面上都没有黑子。天文学家们早就注意到，太阳黑子从最多或最少的年份到下一次最多或最少的年份，大约相隔11年。也就是说，太阳黑子有平均11年的活动周期，这也是整个太阳的活动周期。天文学家把太阳黑子最多的年份称之为“太阳活动峰年”，把太阳黑子最少的年份称之为“太阳活动谷年”。

经过数世纪的研究，人类对太阳黑子的研究已经有了一定的成果。

分为以下几点：

1.太阳黑子是太阳表面温度相对较低而显得黑的区域。

2.黑子会对地球的磁场和电离层产生干扰，指南针不能正确指示方向，动物迷路，无线电通讯受到严重影响或中断，直接危害飞机、轮船、人造卫星等通讯系统安全。

太阳黑子活动的高峰期，太阳会发射大量的高能粒子流与X射线，引起地球磁暴现象，导致气候异常，地球上微生物因此大量繁殖，这就为流行疾病提供了温床。

同时，太阳黑子的活动，还会引起生物体物质出现电离现象，引起感冒病毒中遗传因子变异，或者发生突变性的遗传，产生强感染力的亚型流感病毒，形成流行性感冒，或者导致人体的生理发生其他复杂的生化反应，影响健康。

因此，太阳黑子量达到高峰期时，人类要及早预防流行性疾病。

有趣的是，一位瑞士天文学家发现，太阳黑子多的时候，气候干燥，农业丰收，黑子少的时候，暴雨成灾。地震工作者发现，太阳黑子数目增多的时候，地球上的地震也多。植物学家发现，植物的生长也随着太阳黑子的出现而呈现11年周期的变化，黑子多长得快，黑子少长得慢。 [11] 

耀斑

主词条：太阳耀斑

2011年2月17日太阳爆发近四年最强耀斑(7张)

太阳耀斑是一种剧烈的太阳活动，是太阳能量高度集中释放的过程。一般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆发”。其主要观测特征是，日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀，其寿命仅在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速，下降较慢。特别是在太阳活动峰年，耀斑出现频繁且强度变强。

别看它只是一个亮点，一旦出现，简直是一次惊天动地的大爆发。这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量，或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发，在一二十分钟内可释放10的25次幂焦耳的巨大能量。

除了日面局部突然增亮的现象外，耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多，除可见光外，有紫外线、X射线和伽玛射线，有红外线和射电辐射，还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。

光斑

主词条：光斑

太阳光球层上比周围更明亮的斑状组织。用天文望远镜对它观测时，常常可以发现：在光球层的表面有的明亮有的深暗。这种明暗斑点是由于这里的温度高低不同而形成的，比较深暗的斑点叫做“太阳黑子”，比较明亮的斑点叫做“光斑”。光斑常在太阳表面的边缘“表演”，却很少在太阳表面的中心区露面。因为太阳表面中心区的辐射属于光球层的较深气层，而边缘的光主要来源光球层较高部位，所以，光斑比太阳表面高些，可以算得上是光球层上的“高原”。

光斑也是太阳上一种强烈风暴，天文学家把它戏称为“高原风暴”。不过，与乌云翻滚，大雨滂沱，狂风卷地百草折的地面风暴相比，“高原风暴”的性格要温和得多。光斑的亮度只比宁静光球层略强一些，一般只大10%；温度比宁静光球层高300℃。许多光斑与太阳黑子还结下不解之缘，常常环绕在太阳黑子周围“表演”。少部分光斑与太阳黑子无关，活跃在70°高纬区域，面积比较小，光斑平均寿命约为15天，较大的光斑寿命可达三个月。光斑不仅出现在光球层上，色球层上也有它活动的场所。当它在色球层上“表演”时，活动的位置与在光球层上露面时大致吻合。不过，出现在色球层上的不叫“光斑”，而叫“谱斑”。实际上，光斑与谱斑是同一个整体，只是因为它们的“住所”高度不同而已，这就好比是一幢楼房，光斑住在楼下，谱斑住在楼上。

米粒组织

主词条：米粒组织

米粒组织

米粒组织是太阳光球层上的一种日面结构。呈多角形小颗粒形状，得用天文望远镜才能观测到。米粒组织的温度比米粒间区域的温度约高300℃，因此，显得比较明亮易见。虽说它们是小颗粒，实际的直径也有1000公里～2000公里。

明亮的米粒组织很可能是从对流层上升到光球的热气团，不随时间变化且均匀分布，且呈现激烈的起伏运动。米粒组织上升到一定的高度时很快就会变冷，并马上沿着上升热气流之间的空隙处下降；寿命也非常短暂来去匆匆，从产生到消失，几乎比地球大气层中的云消烟散还要快平均寿命只有几分钟，此外，发现的超米粒组织，其尺度达3万公里左右，寿命约为20小时。 [14] 

太阳风

主词条：太阳风

2012年将出现太阳风暴

太阳风是一种连续存在，来自太阳并以200-800km/s的速度运动的等离子体流这种物质虽然与地球上的空气不同，不是由气体的分子组成，而是由更简单的比原子还小一个层次的基本粒子——质子和电子等组成，但它们流动时所产生的效应与空气流动十分相似，所以称它为太阳风。

当然，太阳风的密度与地球上的风的密度相比，是非常非常稀薄而微不足道的，一般情况下，在地球附近的行星际空间中，每立方厘米有几个到几十个粒子。而地球上风的密度则为每立方厘米有2687亿亿个分子。太阳风虽然十分稀薄，但它刮起来的猛烈劲却远远胜过地球上的风。在地球上，12级台风的风速是每秒32.5米以上而太阳风的风速，在地球附近却经常保持在每秒350～450千米，是地球风速的上万倍，最猛烈时可达每秒800千米以上。

太阳风从太阳大气最外层的日冕，向空间持续抛射出来的物质粒子流。这种粒子流是从冕洞中喷射出来的，其主要成分是氢粒子和氦粒子。太阳风有两种：一种持续不断地辐射出来，速度较小，粒子含量也较少，被称为“持续太阳风”；另一种是在太阳活动时辐射出来，速度较大，粒子含量也较多，这种太阳风被称为“扰动太阳风”。扰动太阳风对地球的影响很大，当它抵达地球时，往往引起很大的磁暴与强烈的极光，同时也产生电离层骚扰。 [15] 

冕洞

主词条：冕洞

冕洞现象

冕洞的分布区域可达太阳表面多数地区，尤其是在太阳的两极地区，科学家已经发现冕洞内部存在磁场线的闭合和开放，如果磁场线突然打开或者闭合，那么太阳表面就会出现较大范围的冕洞覆盖现象，其分布区域远大于两极地区，冕洞形成时可携带大量的炙热等离子体，磁场线开放的区域可以看到冕洞的一些细节上变化，比如冕洞周围出现类似浪花状的结构等。

事实上，冕洞分布在日冕物质中密度较低的空间，而且温度极高，可达到数百万度。

太阳动力学天文台目前正在监视太阳表面的异常变化，太阳正处于为期11年的活动周期高峰时段，未来我们还将看到强烈的太阳耀斑以及日冕物质抛射等现象。

这些太阳活动的背后都有磁场因素的介入，对太阳活动的判断似乎较为困难。科学家还发现如果冕洞发生的区域分布在太阳表面的高纬度地区，那么可形成速度较快的太阳风。 [16] 

太阳的未来

类似太阳质量大小的恒星爆炸形成的星云

太阳上绝大多数的氢正逐渐燃烧转变为氦，可以说太阳正处于最稳定的主序星阶段。对太阳这样质量的恒星而言，主序星阶段约可持续110亿年。恒星由于放出光而慢慢地在收缩，而在收缩过程中，中心部分的密度就会增加，压力也会升高，使得氢会燃烧得更厉害，这样一来温度就会升高，太阳的亮度也会逐渐增强。太阳自从45亿年前进入主序星阶段到如今，太阳光的亮度增强了30%，预计今后还会继续增强，使地球温度不断升高。

太阳变成红巨星时的大小

65亿年后，当太阳的主序星阶段结束时，预计太阳光的亮度将是如今的2.2倍，而地球的平均温度要比如今高60℃左右。届时就算地球上仍有海水，恐怕也快被蒸发光了。若仅从平均温度来看，火星反而会是最适宜人类居住的星球。在主序星阶段，因恒星自身引力而造成收缩的这股向内的力和因燃烧而引起的向外的力会互相牵制而达到平衡。但在65亿年后，太阳中心部分的氢会燃尽，最后只剩下其周围的球壳状部分有氢燃烧。在球壳内不再燃烧的区域，由于抵消引力的向外的力减弱而开始急速收缩，此时太阳会越来越亮，球壳外侧部分因受到影响而导致温度升高并开始膨胀，这便是另一个阶段--红巨星阶段的开始。红巨星阶段会持续数亿年，其间太阳的亮度会达到如今的2000倍，木星和土星周围的温度也会升高，木星的冰卫星以及作为土星特征的环都会被蒸发得无影无踪，最后，太阳的外层部分甚至会膨胀到如今的地球轨道附近。

另一方面，从外层部分会不断放出气体，最终太阳的质量会减至主序星阶段的60%。因太阳引力减弱之故，行星开始远离太阳。当太阳质量减至原来的60%时，行星和太阳的距离要比现在扩大70%。这样一来，虽然水星和金星被吞没的可能性极大，但地球在太阳外层部分到达之前应该会拉大距离而存活下来，火星和木星型行星（木星，土星，天王星，海王星）也会存活下来。

像太阳这般质量的星球，在其密度已变得非常高的中心部分只会收缩到一定程度，也就是温度只会升高到某种程度，中心部分的火会渐渐消失。太阳逐渐失去光芒，膨胀的外层部分将收缩，冷却成致密的白矮星。通过红巨星时代考验而存留下来的行星将会继续围绕太阳运行，所有一切都将被冻结，最后太阳系迎接的将会是寂静状态的结束。

若太阳这种恒星变为白矮星，每秒自转一周。密度至少为1.41×10¹¹kg/m³。