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太阳位于太阳系的中心， 它亦是地球上差不多所有生物的能量来源， 难怪所有早期文明皆会以不同的方式膜拜太阳。在天文学上， 太阳是最接近地球的恒星， 亦是唯一可以让人类详细研究的恒星。虽然太阳对人类来说十分重要， 但在无限的宇宙， 太阳也只不过是一颗不起眼的普通恒星。
 原 子 在我们详细探讨太阳之前， 先要了解一下原子﹐ 它们在恒星的能量产生和演化中都很重要。一 颗 典 型 的 原 子 大 小 约 为 10-10 米 ， 包 括 中 心 的 原 子 核 和 围 绕 核 心 运 行 的 电 子 ， 差不多整个原子的质量皆集中在大小约为10-14 米的原子核上( 到此为止， 原子就好像一个小型太阳系) ， 原子核由 质 子 和 中 子 组成， 带正电质子的数目， 决定了该原子的化学特性， 例如它会否和其他原子结合成分子等。没有带电的中子则在化学反应上不会扮演什么重要角色。质子和中子的质量差不多相等。
最 简 单 的 原 子 为 氢 原 子 ， 它的核心只有一颗质子， 化学上记为 1H 。其他在天文学上重要的原子包括： 核心由一颗中子及一颗质子组成的 2H ( 上标的数字2 是质子和中子的数目总和) 、 两颗质子和一颗中子组成的 3He ( 氦-3 ) 和由中子及质子各两颗组成的 4He ( 氦-4 ﹐ 请 参 阅 上 图 ) 。若以重量计算﹐ 太阳中七成是氢﹐ 其余主要是 4He 。我们会看到氢是太阳中心核反应的原料﹐ 而氦则是核反应的产物﹐ 但应注意太阳中的氦大部分不是由太阳产生的﹐ 它们在太阳诞生时已经存在。 太 阳 的 外 部 结 构太阳是一团靠自身重力束缚的云团， 主要成分是氢。太阳核心的温度及压力异常大， 足以产生 核 聚 变 ， 释 放 出 大 量 能 量 。下图显示了在可见光波段下的太阳， 日面上有不少黑子。
太阳的半径大约有700,000 公里﹐ 是地球的110 倍， 质量则大约有2x1030 千 克 ﹐ 约 为 地 球 的 3.3x105 倍 。当我们望向太阳， 看到是太阳的 光 球 层 ， 这是太阳大气中非常薄的一层， 厚度只有500 公里。我们可以看见光球层， 原因是它的气体密度刚刚好， 在它之下的气体密度太大， 光线不能通过； 在它之上的气体则足够稀薄， 能让光球层发出的光线顺利通过。所以， 光球层界定了肉眼可见的太阳「 表面」 ， 它的温度约为绝对温度6000 度。绝对温度是科学界最通用的温度单位， 只要将它减去273 ， 便可转化为摄氏度， 例如绝对温度300 度， 相等于摄氏27 度。绝对零度是低温的极限， 没有任何物体可以更冷。
 光球层之下的气体温度比光球层高， 就好像沸腾的水， 底层的气体会向上升， 当这些炽热气体把能量释放后， 便会变冷变暗， 然后沉降回光球层之下， 这种对流运动产生了称为 米 粒 组 织 的 太 阳 表 面 特 征 。通过望远镜， 我们可以看到太阳表面上有很多比较暗区域围绕的光斑， 每一个米粒约能维持二十分钟， 大小则约为地球的十分之一。
在光球层之上， 是一层约为二千公里厚的 色 球 层 。它的温度比光球层更高， 很多时为105 度 。有趣的是， 它相对来说比光球层暗， 所以通常只能在日全食时才能看见它。色球层并不是浑圆的， 而是有很多称为针状体的细小突起， 这些都可以在下图清楚看到。
日 冕 是太阳大气的最外层， 和色球层相类， 亦是通常只能在日全食时才看得见。日冕密度非常低， 但范围可延伸至达太阳半径十倍之远， 温度更高达106 度 。为什么日冕和色球层的温度可以比光球层更高， 仍是天文学上一个未解之谜。
日 冕 亦 是 太 阳 风 的源头， 太阳风主要是飞离太阳的质子和电子， 当太阳风强劲的时候， 在地球两极有可能看见 极 光 。
太 阳 黑 子 及 其 他 太 阳 活 动日 珥 ( 如下图所示) 是被太阳磁场困着的表面气体爆发， 很多时可以喷发至数个地球大小的高度。 耀 斑 则是更猛烈的爆发， 会放射出强烈的X 射线、 紫外线、 可见光及太阳风。日珥和耀斑都明显地和太阳的磁场有关﹐ 但形成的详细机制仍有待进一步研究。
黑子生命短暂， 只有少于数天至约三星期的寿命。太阳黑子的多寡变化有一个十一年的周期， 在周期之始， 黑子基本上出现在纬度较高的地方( 即离太阳赤道较远) ， 接着太阳黑子数目会不断增多， 并且会向赤道靠拢。假若我们以图显示黑子位置与时间的关系， 便会得出著名的「 蝴蝶图」 。
太 阳 的 内 部 结 构在探讨太阳内部结构之前， 有一个关于太阳的现象实在不可不提， 原来太阳的自转速度在不同地方是不同的， 简单来说， 赤道附近转得最快， 愈接近两极则转得愈慢，我们称之为 较 差 自 转 。我们相信太阳黑子和不少太阳的活动， 皆是由较差自转所造成的。对此有兴趣的读者可参考课本的讨论。 ( 你可知道如何证实较差自转？ )
看不到的太阳内部可以分为三个部分： 核 心 ( 热 核 反 应 发 生 处 ) 、 辐 射 层 ( 能量以辐射方式传播的区域) 和 对 流 层 ( 能 量 以 对 流 方 式 传 播 ) 。我 们 将 会 逐 一 介 绍 它 们 。
能 量 产 生 的 机 制 ： 太 阳 靠 甚 么 发 光 发 热 ？这个问题一直以来引起无数人的好奇和揣测。有人提出太阳的能源来自化学能、 重力能等等， 由于这些能源皆不可能维持太久， 终被科学界一一否定。真 正 的 答 案 是 一 种 称 为 p-p 链 ( 或 质 子 ─ 质 子 链 ) 的 核 聚 变 ， 这种机制包括一连串的核反应( 有兴趣的读者可参考课本较详细的讨论) ， 但总结果是四颗氢原子熔合为一颗氦原子， 过程中会以发放伽玛射线( 光子) 及其他粒子的形式释放出大量能量。 ( 注： 光子是组成光的粒子。 pp 链产生的其中一种粒子是中微子﹐ 它是零质量和不带电﹐ 我们会在 第 十 六 章 再 详 细 讨 论 。 )
核聚变要在非常极端的环境下才能发生， 到目前为止科学家仍无法在地球的实验室内稳定地制造出所需情况。首先核聚变需要极高的温度， 让氢原子核能有足够的能量克服原子核之间的电排斥力， 此外亦需要极高的密度去增加粒子碰撞的机会， 所以核聚变只能在温度高达107 绝对温度的太阳核心内发生。 能 量 传 播 ： 光子在太阳核心产生后， 如何走到太阳的表面呢？光子走了不足一厘米后， 便会被其他物质( 主要是电子和其他原子核) 吸收， 这些物质会把吸收的能量以多颗光子的形式释放出来， 这些随机向四方发射的光子会较原本的光子有更长的波长， 亦即能量亦较低。这 种 能 量 传 播 方 式 称 为 辐 射 传 播 ， 一颗在核心内产生的光子， 需要数千万年才能以数千颗低能量、主要是可见光的光子的形式到达太阳表面。 离核心越远， 气体温度越低﹐ 开始变得不透明﹐ 光子很容易被吸收， 辐射传播的效率因而很低， 因此在太阳外层， 对 流 取代了辐射成为传播能量至太阳表面更重要的方式。
稳 定 性 在一颗恒星形成初期， 引力是演化的主导力量， 令恒星不断收缩。随着恒星不断收缩， 核心气体的温度及密度亦不断上升， 直至燃点起热核反应， 所产生的能量会造成两种向外的压力， 对抗向内的万有引力。最后向内的引力和向外的压力会达致平衡， 让恒星可以长时间保持稳定( 由数百万至数百亿年不等) 。无庸多言， 就是因为太阳能长期稳定地发出光和热， 地球上的生物才能生生不息， 不断茁壮成长。
第一种向外压力是恒星物质所造成的 气 体 压 力 ， 温度越高、 物质越多， 气体压力便越大。第二种向外压力是光子所造成的 辐 射 压 力 ， 这种压力亦会随温度上升。 无论是哪一种压力， 力量都源自太阳核心所产生的能量， 一旦核心的核聚变停止， 恒星便会开始塌缩。 太 阳 观 测 注意： 在没有适当减光设备的情况下直接观看太阳， 可能会导致失明！
有两种安全的方法观测太阳：
紧记， 以下并不是观测太阳的安全方法：
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来自： LM0318 > 《21 遼寧(遼)》
