二、太阳的基本结构

太阳是目前被天文学家研究得最细致，最深入的 一颗恒星 。我们平时看到的 太阳似乎十分平静，其实太阳上的 剧烈活动远远超过我们的 想象。

 

太阳结构示意图

根据太阳活动的 相对强弱，我们把太阳分为宁静太阳和活动太阳两大类。宁静太阳是一个理论上假定宁静的 球对称热气体球，其性质只随半径而变，而且在任一球层中都是均匀的 ，其目的 在于研究太阳的 总体结构和一般性质。在这种假定下，按照由里往外的 顺序，太阳是由核心、辐射区、对流层、光球层、色球层、日冕层构成。光球层之下称为太阳内部；光球层之上称为太阳大气。

1. 太阳的 内部

核反应区  从中心到0.25R_⊙（R_⊙：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 。根据目前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  0.25R_⊙～ 0.86R_⊙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  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。

[小实验]对流

取一定数量的 食用油，并放在锅里加热后，在沸腾的 油上放一些细铅粉，仔细观察是否会在一定的 温度下产生类似于太阳米粒组织的 对流花样。想一想其中的 科学道理。

太阳光球和太阳黑子

2. 太阳的 大气

光球层  对流层上面的 太阳大气，就是我们平时所见的 太阳圆盘，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 。

光球层上最显著的 现象就是太阳黑子，所谓太阳黑子，其实只是太阳光球层上的 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5800K。这些温度较低的 区域在明亮的 光球反衬下，就显得很黑。

除此之外，太阳光球层上还有以下一些现象：

（1）光斑，即在日面边缘背景亮度较小的 部分可以看到一些比周围亮的 斑点；

（2）临边昏暗，即日面亮度向边缘逐渐减小的 现象；

（3）米粒组织，即在比较好的 大气宁静条件下，通过高分辨率的 太阳望远镜仔细观测，可以看到光球表面的 亮度并不均匀，存在着均匀分布的 米粒状的 结构，称为米粒组织。这其实是对流层里对流现象在光球表面的 一种表现形式，它和太阳活动区关系 密切。

光球上的 米粒组织及示意图

太阳光谱

[小知识]太阳光谱

使用光谱仪来观测太阳，可以看到太阳光展现成了一条彩色的 光谱带，上面还叠加了许多暗线，这些暗线被称为“夫琅和费谱线”。研究表明，这些谱线其实是由各种化学元素造成的 。通过对这些谱线的 分析，得知太阳光球中存在着90多种化学元素。太阳光谱不仅可以研究太阳大气的 化学成分，还可以研究太阳的 自转速度、太阳的 磁场、太阳活动机制等，为我们提供许多重要的 天体物理信息。

 

太阳色球像，右方喷发物极为日珥。

色球层  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。

色球上经常出现一些暗的 “飘带”，称为暗条，当它转到日面边缘时，很像一只耳朵，人们俗称它为日珥；在太阳黑子的 正上方，有时出现一些局部亮区域，称为谱斑；当谱斑亮度突然增强时，就是通常人们所说的 太阳耀斑。太阳耀斑释放的 能量极其巨大，其巨大的 能量来自磁场。

用日冕仪将太阳光挡掉后看到的 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。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。