太阳

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太阳 ☉
2013年拍摄的以可见光观察的太阳影像，并透过太阳滤镜使其图像变暗（包括太阳黑子和周边昏暗在内）
2010年拍摄的太阳紫外线（30.4纳米）假色影像
名称太阳（Sol /ˈsɒl/ ，Sól, Helios /ˈhiːliəs/）
又称日（Solar /ˈsoʊlər/）
观测数据
平均离地距离1 天文单位 ≈ 1.496×108 千米[1]
8 分19 秒（光速）
可视亮度 (V)−26.74[2]
绝对星等4.83[2]
恒星光谱G2V[3]
金属量Z = 0.0122[4]
角直径31.6–32.7角分[5]
≈ 0.5角度
轨道参数
平均距银河系中心距离≈ 2.7×1017 km
≈ 29,000 光年
银河年（2.25–2.50）×108 儒略年
速度≈ 220 千米/秒（围绕银河系中心的轨道）
≈ 20 千米/秒（围绕银河系中心的轨道）
≈ 370 千米/秒[6]（相对于宇宙微波背景）
物理参数
赤道半径695,700 千米[7]
696,342千米[8]
109 倍地球半径[9]
赤道圆周4.379×106 千米[9]
109 倍地球赤道圆周[9]
扁率9×10−6
表面积6.09×1012 km2[9]
12,000 倍地球表面积[9]
体积1.41×1018 km3[9]
1,300,000 倍地球体积
质量1.9885×1030 千克[2]
333,000 倍地球质量[2]
平均密度1.408 g/cm3[2][9][10]
0.255 倍地球平均密度[2][9]
中心密度 （理想值）162.2 g/cm3[2]
12.4 倍地球中心密度
赤道 表面重力274 m/s2[2]
28 倍地球赤道表面重力[9]
转动惯量系数0.070[2]（估算值）
逃逸速度（自表面）617.7 千米/秒[9]
55 倍第二宇宙速度[9]
温度中心（理想值）：1.57×107 开尔文[2]
光球层 （有效值）： 5,772 开尔文[2]
日冕： ≈ 5×106 开尔文
光度 (Lsol)3.828×1026 瓦特[2]
≈ 3.75×1028 流明
≈ 98 lm/W 光视效能
色指数 (B-V)0.63
平均辐射率 (Isol)2.009×107 W·m−2·sr−1
年龄≈ 46亿年 (4.6×109 年)
转动参数
倾斜角7.25°[2]
（到黄道）
67.23°
（到银河平面）
赤经（北极）[11]286.13°
19时4分30秒
赤纬（北极）+63.87°
63° 52' N
自转周期 （赤道）25.05天[2]
（16°纬度）25.38天[2]
25天9时7 分12秒[11]
（极点）34.4天[2]
旋转速度（赤道）7.189×103 千米/时[9]
光球构成（按质量计）
氢73.46%[12]
氦24.85%
氧0.77%
碳0.29%
铁0.16%
氖0.12%
氮0.09%
硅0.07%
镁0.05%
硫0.04%
  此条目的主题是太阳系内的恒星。关于与“太阳”标题相近或相同的条目，请见“太阳（消歧义）”。

太阳（又称日，英文：Sun），是太阳系中心的恒星，它几乎是热等离子体与磁场交织着的一个理想球体[13][14]。它的直径大约是1,392,000（1.392×106）公里，相当于地球直径的109.3倍；质量大约是2×1030千克（地球的333,000倍），约占太阳系总质量的100%[15]，同时也是27,173,913.04347826（约2697.3万）倍的月球质量。 从化学组成来看，太阳质量的大约四分之三是氢，剩下的几乎都是氦，包括氧、碳、氖、铁和其他的重元素质量少于2%[16]。

太阳的恒星光谱分类为G型主序星（G2V）。虽然它以肉眼来看是白色的，但因为在可见光的频谱中以黄绿色的部分最为强烈，从地球表面观看时，大气层的散射使天空成为蓝色，所以它呈现黄色，因而非正式地称之为“黄矮星”[17][18]。 光谱分类标示中的G2表示其表面温度大约是5778K（5505 °C），V则表示太阳像其他大多数的恒星一样，是一颗主序星，它的能量来自于氢聚变成氦的核聚变反应。太阳的核心每秒钟聚变6.2亿吨的氢。太阳一度被天文学家认为是一颗微小平凡的恒星，但因为银河系内大部分的恒星都是红矮星，现在认为太阳比85%的恒星都要明亮[19][20]。太阳的绝对星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的天体，视星等达到−26.74[21][22]。太阳高温的日冕持续的向太空中拓展，创造的太阳风延伸到100天文单位远的日球层顶。这个太阳风形成的“气泡”称为太阳圈，是太阳系中最大的连续结构[23][24]。

太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距离太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四[25]。 太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动[26]。

地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）[27]。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长[28]，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。人类对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。 现今，太阳自分子云诞生以来已经45亿岁了，太阳的核心压力与热度仍在增加中，而现有的燃料预计还可以燃烧至少60亿年之久。

结构

太阳是一颗G型主序星，占太阳系总质量的99.8632%。太阳的形状接近理想的球体，估计扁率只有900万分之一[29]，这意味着极直径和赤道直径的差别不到10公里。由于太阳是由等离子体组成，并不是固体，所以他的赤道转得比极区快。这种现象称作差异转，其原因是从太阳核心向外伸展的温度变化，引发的太阳物质的对流运动。这些物质携带着一部分从黄道北极看是逆时钟的太阳角动量，因而重新分配了角速度。实际的转动周期在赤道大约是25.6天，在极区是33.5天，但是因为地球在环绕太阳时，不断改变公转轨道的角度，使得太阳赤道自转的视运动大约是28天[30]。这种缓慢旋转作用的离心力在赤道的效应不及太阳引力的1,800万分之一，即使是行星产生的潮汐力也因为太微弱而对太阳的形状起不了作用。[31]

太阳是富金属星[note 1][32]。太阳的形成可能是一颗或多颗邻近的超新星爆炸产生激震波所致。[33]这个猜测是基于太阳系中高度的重元素含量。在太阳系中，重金属元素如金和铀的含量远高于被称为贫金属恒星的丰度。表面上看来这些元素只会由超新星产生的吸能核反应，或第二代恒星内部的核迁变而产生[32]。

太阳没有像固态行星一样明确的界线，并且它外面的气体密度是随着中心距离的增加呈指数下降[34]。然而太阳也有明确的结构划分。一般定义太阳的半径为从它的中心到光球边缘的距离。光球只是气体层的上层，因为太冷或太薄而辐射出大量可见光，并且因此成为肉眼最容易看见的表面[35]。

太阳的内部不能被直接观察到，对电磁辐射也是不透明的。但是，正如地球上通过研究地震波来揭露地球的内部结构，日震学也可借由在太阳内部的压力波（人耳听不见的次声波）来测量和明确太阳内部的结构[36]。太阳的深层内在构造也可以通过电脑建模等理论工具来研究。

太阳上出现的C-3级耀斑（在左上角的白色区域），一个太阳海啸（右上，波状的结构）和多个丝状的磁力线从恒星表面离开。

核心

主条目：太阳核心
太阳型恒星的横截面图

太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域[37]，核心内部的物质密度高达150 g/cm3[38][39]，大约是水密度的150倍，温度接近1,570万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快[37]。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦[40]，只有1.7%的氦是经由碳氮氧循环产生的。

核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量能量的区域，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。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去[41][42]。

太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）聚变成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克[42]。每次氢原子核聚变成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量[43]。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026 W）的能量[2]，这相当于每秒钟产生9.192×1010 百万吨TNT炸药爆炸的能量。

太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是276.5 W/m3[44]。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。[note 2]太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。

太阳核心的核聚变在负反馈下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平[45][46]。

核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间[47]。

在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。在核心产生的每一股γ射线在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味[48]。

辐射层

太阳内部辐射带与对流带的对比图

从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只能以热辐射将核心的炙热向外转移[49]。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流[39]。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离[49]。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方公分降至只有0.2公克/立方公分）[49]。

差旋层

辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和差异自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件[50]。在上面的对流带发现的流体运动，然而从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶端平静的特征相匹配。目前这还是一个假说（参见太阳发电机），在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场[39]。

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，再从辐射层的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是地球海平面空气密度的六千分之一）[39]。

在对流层形成的热柱对太阳表面非常重要，像是米粒组织和超米粒组织。在对流层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[39]。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜[51]。

光球

太阳的有效温度或黑体温度（5777K）是一个相同大小的黑体，在产生完全辐射的功率时所对应的温度。
主条目：光球

太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明[52]，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的H−离子数量减少[52]。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的[53][54]。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗[52]。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）[49]。

在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为“氦”，而在25年之后才在地球上分离出氦元素[55]。

大气层

参见：日冕和冕圈
日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕。

太阳光球以上的部分统称为太阳大气层[52]，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[52]。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[52]，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[56]。

温度极小区

太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4100 K[52]。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线[57]。

色球

在温度极小区之上是一层大约2000 公里厚，主导著谱线的吸收和发射[52]。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色[49]。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20000 K [52]。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离[58]。

过渡区

这张影像是使用日出卫星的光学望远镜在2007年1月12日拍摄的，显示出因为磁场极性的不同自然的等离子体连接成纤维的区域。

在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约20,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度[59]。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却[58]。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动[49]。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪器就很容易观察到[60]。

日冕

主条目：日冕

日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系[61]。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在1015–1016米−3[58][note 3]，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K[59]。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联[59][61]。

太阳圈

主条目：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[62]。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[61]，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，航海家1号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[63]。

磁场

参见：恒星磁场
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[64]。

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年太阳极大期时反转它的方向[65]。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[66]。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[67]。

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[68][69]。

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[61]。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[61]。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线结构，称为派克螺旋[61]。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0.1 nT。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[70]。

化学构造

组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%[71]。所有的重元素，在天文学中称为金属，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖（0.2%）、和铁（0.2%）[72]。

太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的[73]。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当[74]。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[71]。

在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60%是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流（参见之前的结构），没有核聚变的产物从核心上升进入光球[75]。

前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的[16]。

个别电离的铁族元素

在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度[76][77]。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难[76]。

基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量[78]，并且在1976年改进了振子强度的计算[79]。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度[76]。

太阳和行星的质量分化的关系

许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化[80]，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性[81]。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成[82]。

在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系[82]。

太阳周期

主条目：太阳黑子和太阳周期表

太阳黑子和太阳黑子周期

在过去30年测量的太阳周期变化。

当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活能层是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径[83]。

在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以平均约11年的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导[84]。

在过去大约250年观测的太阳黑子数量，显示出大约11年的太阳周期。

因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响[85]。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度[86]。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合[87]。

可能的长周期

最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释[88][89]。

生命周期

太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成[90]。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年[91]。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合[92][93]。太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年[94]。

太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗重力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段[32]。

太阳的生命循环；未依照大小的比例绘制。

地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，其半径大约会是现在的200倍，表面可能将膨胀至地球现在的轨道——1 AU（1.5×1011米）[95]。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉[95]。但即使地球能逃脱被太阳焚毁的命运，此时的地球也不过是一颗烧焦的石头，大部分的气体早已逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝[95][96]。

继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型[97][98]。

阳光

主条目：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1368 W/m²（瓦每平方米）[99]。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1000 W/m²[100]。

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；有时也会使用聚光太阳能热发电（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[101]。

在银河系中的位置和运动

太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500－8,500秒差距（25,000－28,000光年）的假设距离[102][103][104][105]，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡[106]。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年[107]。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。 太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。

太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为撞击事件增加了[108]。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年）[109]，所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒[110]。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位[111]。

太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行[112]。

理论上的问题

太阳中微子问题

主条目：太阳中微子问题

多年以来从地球上检测到的太阳电中微子数量只有标准模型预测的1⁄3到1⁄2，这种异常的结果被称为太阳中微子问题。要解决这个问题，理论上曾试图降低太阳内部的温度，以解释中微子流量的减少，或是提出电中微子可以振荡－也就是，在他们从太阳到地球的旅途中间转变成为无法侦测到的τ中微子和μ中微子[113]。在1980年代建造了一些中微子观测台，包括萨德伯里中微子天文台和神冈探测器，并尽可能的准确的测量中微子通量[114]。从这些观测的结果最终导致发现中微子有很小的静止质量和确实会振荡[48][115]。此外，萨德伯里中微子天文台在2001年有能力直接检测出所有的三种中微子，并且发现太阳的总中微子辐射量与标准模型符合，而依据的依然只是从地球上看到，只占总数三分之一的电中微子的能量[114][116]。这个比例是由米希耶夫-斯米尔诺夫-沃夫安史坦效应（也称为物值效应）预测的，它描述中微子在物质间的振荡，而现在被重视成为这个问题的解答[114]。

日冕高温问题

主条目：日冕

已知可见光的太阳表面（光球）只有大约6,000K的温度，但是在其上的日冕温度却升高至1,000,000－2,000,000K[59]。日冕的高温显示它除了直接从光球传导的热之外，还有其他的热能来源[61]。

人们认为加热日冕的能量来自光球下方对流带的湍流，并且提出两个加热日冕的主要机制[59]。第一个是波加热，来自于声音、重力或磁流体坡在对流带产生湍流[59]，这些波向上旅行并且在日冕中消散，将它们的能量以热的形式储存在包围在四周的气体内[117]。另一种是磁化热，在光球的运动中磁能不断的被建立，并且经由磁重联的形式释放能量，规模较大的是耀斑还有无数规模较小但相似的事件－毫微耀斑（Nanoflares）[118]。

目前，还不清楚波是否有效的加热机制，但除了阿耳芬波之外，已经发现其它的波在抵达日冕前都已经被驱散或折射[119]。另一方面，阿耳芬波在日冕中不容易消散，因此目前的研究已经聚焦和转移到耀斑的加热机制[59]。

年轻太阳黯淡问题

主条目：年轻太阳黯淡佯谬

理论模型认为太阳在38至25亿年前的古代时期，亮度只有现在的75%。这样微弱的恒星不足以使地球表面的水维持液态，因此生命应该还没有发展出来。然而，在地质上的纪录表明当时的地球在其历史上有相当稳定的温度，并且年轻的地球和现在一样的温暖。科学家们的共识是年轻的地球大气包含的温室气体（像是二氧化碳、甲烷和/或氨）的量比现在要多，而被困住的热量足以弥补抵达地球太阳能的不足[120]。

现在的异常

太阳目前有一些行为出现了异常[121][122]：

  • 这是一次非比寻常的极小期，自2008年5月起，有比以往长的一段时间，太阳表面一尘不染，看不见任何一颗黑子的出现。
  • 它比平常暗了一些；与上一次的极小期比较，在可见光波长的输出少了0.02%，在远紫外线波长上少了6% [123]。
  • 在过去的20年，太阳风的速度下降了3%，温度下降13%，密度也减少了20% [124]。
  • 与22年前的极小期比较，它的磁场强度只有当时的一半，结果是造成充满整个太阳系的太阳圈收缩，因此撞击到地球和它的大气层的宇宙射线的程度增加。

观测的历史

人类对太阳的观测可以追溯到公元前2000年，在中国古代的典籍《尚书》中记载了发生在夏代的一次日食。中国古代汉字中用⊙代表太阳，表明中国很早以前就已看到了太阳黑子。《汉书·五行志》中记载了人类最早的黑子记录：“日出黄，有黑气大如钱，居日中央。”公元前400年，希腊人曾经看到过太阳黑子，但在欧洲被遗忘，直到1605年伽利略通过望远镜重新发现了它。

早期的了解和语源

这个在丹麦国家博物馆中展出的雕塑可能是前1350年的作品。这个由一匹马拉着的雷鸣太阳战车雕塑，相信在阐明北欧青铜时代的神话中占有很重要的地位。

《说文解字》：日，实也，大易之精不亏，从○一象形。凡日之属皆从日。日古文象形。

人类对太阳的最基本了解是在天空上发光的一个圆盘，当它在地平线上时创造了白天，消失时就造成夜晚。在许多古文化和史前文化中，太阳被认为是太阳神或其他超自然的现象。像是南美的印加和阿兹特克（现在的墨西哥）都有崇拜太阳的中心文化；许多古迹的修筑都与太阳现象有关，例如巨石准确的标示出冬至或夏至至点的方向（一些知名的石柱群诸如埃及纳布塔普拉雅、马耳他姆那拉和英国巨石阵）；纽格莱奇墓，一个史前人类在爱尔兰的建筑物，目的是在检测冬至；在墨西哥奇琴伊察的艾尔堡金字塔设计成在春分和秋分的影子像蛇在爬金字塔的样子。 在罗马帝国晚期太阳的生日是在冬至之后的一个庆典假日，称为无敌太阳，有可能就是圣诞节的前身。作为一颗恒星，从地球上看到太阳每年沿着黄道带上的黄道绕行一圈，所以希腊天文学家认为它也是七颗行星之一；在一些语言中还用来命名一周七天中的一天[125][126][127]。

科学认识的发展

伽利略在1609年发现太阳黑子后，人类便持续关注着太阳。

在公元前1,000年，巴比伦天文学家观察到太阳沿着黄道的运动是不均匀的，虽然他们不了解为何会如此。而今天我们知道是因为地球以椭圆轨道绕着太阳运行，使得地球在接近近日点的速度较快，而在远日点时速度较慢[128]。 第一位尝试以科学或哲学解释太阳的人是希腊哲学家阿那克萨哥拉，他推断太阳是一个巨大的金属火球，比在伯罗奔尼撒的赫利俄斯战车还要大，同时月球是反射太阳的光[129]。他因为传授这种异端被判决死刑而遭到囚禁，后来因为伯里克利介入调解而获释。埃拉托斯特尼在公元前3世纪估计地球和太阳之间的距离大约是“400和80,000斯达地”[note 4]，其中的翻译是含糊不清的，暗示是4,080,000斯达地（755,000公里）或是804,000,000斯达地（148至153百万公里，或0.99至1.02天文单位）；后面的数值与今天所用的误差只有几个百分点。在公元前一世纪，托勒密估计这个距离是地球半径的1,210倍，大约是771万公里（0.0515 AU）[130]。

古希腊的阿里斯塔克斯在公元前3世纪最早提出行星是以太阳为中心环绕着运转的理论，稍后得到塞琉西亚的塞琉古的认同（参见日心说）。这在很大程度上仍是哲学上的预测，到了16世纪才由哥白尼发展出数学模型的日心系统。在17世纪初期，望远镜的发明使得托马斯·哈里奥特、伽利略和其它的天文学家能够详细的观察太阳黑子。伽利略做出一些已知是最早观测太阳黑子的报告，并提出它们是在太阳的表面，而不是通过地球和太阳之间的小天体[131]。汉朝（公元前206至公元220年）的中国天文学家也对黑子持续观测和记录了数个世纪。伊斯兰的伊本·鲁世德也提供了12世纪的黑子描述[132]。

阿拉伯天文学的贡献包括巴塔尼发现太阳离心率的方向变化[133]，和伊本·尤努斯（Ibn Yunus）多年来使用大的星盘观察超过10,000次的太阳位置[134]。伊本·西那在1032年第一次观测到金星凌日，他推论出金星比地球更靠近太阳[135]，而伊本·巴哲则是在12世纪曾记录观测到两颗行星凌日[136]。

1239年，俄罗斯的编年史中曾提到过日珥，称其为“火舌”，1842年在一次日食中重新发现了日珥。1843年，Schwabe发现了太阳活动的11年周期，1851年在一次日食中拍摄到了第一张日冕的照片。1859年人们发现了太阳耀斑。

在1672年，乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼和让·里歇尔确定了火星的距离，因此可以计算出太阳的距离。艾萨克·牛顿使用三棱镜观察太阳光，显示出阳光是由各种不同的颜色组合而成[137]，而威廉·赫歇尔在1800年发现在超越太阳光谱的红色部分之外，还有红外线的辐射[138]。19世纪的光谱学使太阳研究有所进展。1824年，夫朗和斐首度发现光谱中的吸收线，最强的几条吸收线迄今仍被称为夫朗和斐线；将太阳光谱展开，可以发现更大量的吸收线，造成更多的颜色消失不见。1868年又在太阳光谱中发现了一种新的元素，取名为氦（helium，意为太阳神）；次年又发现了新的谱线，认为是另外一种元素，定名为coronium，后来证明这只是普通元素的高电离态谱线。

在现代科学时代的初期，太阳能量的来源是个巨大的谜。凯尔文爵士提出太阳是一个正在冷却的液体球，辐射出储藏在内部的热[139]。凯尔文和赫尔曼·冯·亥姆霍兹然后提出重力收缩机制来解释能量的输出。很不幸的，由此产生的年龄估计只有2,000万岁，远短于当时以地质上的发现所估计出至少3亿年的时间跨度[139]。在1890年，约瑟夫·洛克尔在太阳光谱中发现氦，提出太阳形成和演化的陨石说[140]。

直到1904年解决的方案才被提出，卢瑟福提出太阳的输出可以由内部的热源提供，并提出放射性衰变是这个来源[141]。不过，阿尔伯特·爱因斯坦提出的质能等价关系E = mc2为太阳的能量来源提供了线索[142]。

1908年，美国天文学家乔治·海尔发现黑子具有很强的磁场。1930年发明了日冕仪，使得随时观测日冕成为可能。

在1920年，亚瑟·爱丁顿爵士提出在太阳核心的温度和压力导致核聚变将氢（质子）合并成氦核，从质量净变动的结果产生了能量[143]。塞西莉亚·佩恩-加波施金在1925年证实氢在太阳中占的优势，核聚变的理论概念也在1930年代由天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡和汉斯·贝特发展出来。汉斯·贝特仔细的计算了两种太阳能量主要来源的核反应，在1938年提出了恒星内部质子-质子链反应和碳氮氧循环两种核反应过程，阐明了太阳的能源机制。[144][145]。

最后，玛格丽特·伯比奇在1957年发表了名为“在恒星内部的元素合成”的论文[146]，这篇论文令人信服的论证出，在宇宙中绝大部分恒星内部的元素合成，都像我们的太阳一样。

1975年Deubner奠定了日震学的基础。[来源请求]

太阳太空任务

日地关系卫星B的紫外线成像照相机在校准过程中捕捉到的月球凌日[147]。

最早被设计来观察太阳的卫星是NASA在1959年至1968年发射的先锋5、6、7、8、和9号。这些探测器在与地球相似的距离上环绕着太阳，并且首度做出太阳风和太阳磁场的详细测量。先锋9号运转的时间特别长，直到1983年5月还在传送资料[148][149]。

在1970年代，两艘太阳神太空船和天空实验室的阿波罗望远镜架台为科学家提供了大量的太阳风和日冕的资料。太阳神1号和2号太空船是美国和德国合作，在水星近日点内侧的轨道上研究太阳风[150]，天空实验室是NASA在1973年发射的太空站，包括一个由驻站的太空人操作，称为阿波罗望远镜架台的太阳天文台[60]。天空实验室首度从太阳日冕的紫外线辐射中分辨出太阳的过渡区[60]。它的发现还包括首度观测到日冕物质抛射，然后被称为日冕瞬变，和现在已经知道与太阳风关系密切的冕洞[150]。

在1980年，NASA发射了SMM，这艘太空船设计在太阳最活跃的期间和太阳发光率，以γ射线、X射线和紫外线观察来自太阳耀斑的辐射。不过，就在发射之后几个月，因为内部的电子零件故障，造成探测器进入待机模式，之后的三年它都处在这种待命的状态。在1984年，挑战者号航天飞机在STS-41-C的任务中取回这颗卫星，修复了电子零件后再送回轨道。之后，太阳极限任务在1989年6月重返地球的大气层之前，获得了成千上万的影像[151]。

日本在1991年发射的阳光卫星在X射线的波长观测太阳耀斑，任务中获得的资料让科学家可以分辨不同类型的耀斑，并验证了在离开活动高峰期的日冕有着比过去所假设的更多活动和动态。阳光卫星观测了整个的太阳周期，但是在2001年的一次日全食使它不能锁定太阳而进入了待机模式。它在2005年以重返大气层的方法销毁[152]。

最重要的太阳任务之一是1995年12月2日由欧洲空间局和美国国家航空航天局共同建造和发射的太阳和太阳风层探测器（SOHO）[60]。原本只是一个为期两年的任务，但在2009年批准将计划延长至2012年[153]。它证明了对2010年2月发射的太阳动力学天文台非常有用[154]，SOHO位于地球和太阳之间的拉格朗日点（两著引力的平衡点），SOHO自发射以来，在许多波段上提供了太阳的常规观测图[60]。除了直接观测太阳，SOHO还促成了大量彗星的发现，它们绝大多数都是暗淡的，在经过太阳时会被焚毁的掠日彗星[155]。

所有的这些卫星都是在黄道平面上观测太阳，所以只能看清楚太阳在赤道附近的地区。研究太阳极区的尤里西斯号探测器在1990年发射，它先航向木星，经由这颗行星的弹射进入脱离黄道平面的轨道。无心插柳的，使它成为观察1994年舒梅克－李维九号彗星撞木星的最佳人选。一旦尤里西斯进入预定的轨道后，它开始观察高纬度上的太阳风和磁场强度，发现高纬度的太阳风以低于预测的705公里/秒的速度运动，还有大量的磁波从高纬度发射出来，散射了来自银河系的宇宙射线[156]。

从光谱的研究已经熟知光球的元素丰度，但对于太阳内部的成分所知仍很贫乏。将太阳风样本带回的起源号被设计来让天文学家直接测量太阳物质的成分。起源号在2004年返回地球，但是因为它的一个降落伞在重返大气层时未能张开，使它在着陆时坠毁。尽管受到严重的破换，一些可用的样本还是被从太空船的样本返回模组舱带回并且正在进行研究与分析[157]。

日地关系天文台（STEREO）任务在2006年10月发射，两艘相同的太空船分别被送进在地球轨道前方和后方并逐渐远离地球的位置上，这使得太阳和太阳现象的影像，如日冕物质抛射可以立体成像[158][159]。

其他太阳观测卫星还有美国1998年发射的TRACE卫星、2002年发射的RHESSI卫星、2006年发射的STEREO卫星，日本在2006年发射的日出卫星（Solar-B）等。

观测和成效

太阳非常明亮，以裸眼直视太阳在短时间内就会很不舒服，但对于没有完全睁开的眼睛还不致于立即造成危害[160][161]。直接看太阳会造成视觉上的光幻视和暂时部分失明，只要4毫瓦的阳光对视网膜稍有加热就可能造成破坏，使眼睛对光度不能做出正确的回应[162][163]。暴露在紫外线下会使眼睛的水晶体逐渐变黄，并且被认为还会形成白内障，但是这取决于是否经常曝露在太阳的紫外线下，而不是是否直接目视太阳[164]。尽管已经知道暴露在紫外线的环境下，会加速眼睛白内障的形成，当日食发生的时候还是有许多不当注视太阳所引发的日食目盲或视网膜灼伤。长时间用肉眼直接看太阳会受到紫外线的诱导，大约100秒钟视网膜就会灼伤产生病变，特别是在来自太阳的紫外线强度较高和被聚焦的情况下[165][166]；对孩童的眼睛和新植入的水晶体情况会更为恶化（它们比成熟的眼睛承受了更多的紫外线）、以及太阳的角度接近地平、和在高纬度的地区观测太阳。

通过将光线集中的光学仪器，像是双筒望远镜观察太阳，若没有用滤镜将光线做实质上的减弱和遮挡紫外线是很危险的。柔光的ND滤镜可能不会滤除紫外线，所以依然是危险的。用来观测太阳的衰减滤镜必须使用专门设计的：紫外线或红外线会穿透一些临时凑合的滤镜，在高亮度时一样还是会伤害到眼睛[167]。 没有滤镜的双筒望远镜可能会导入超500倍以上的能量，用肉眼看几乎立即杀死视网膜的细胞，对视网膜造成伤害。在正午的阳光下，透过没有滤镜的双筒望远镜看太阳，即使只是短暂的一瞥，都可能导致永久的失明[168]。

因为眼睛的瞳孔不能适应异常高的光度对比，观看日偏食是很危险的：瞳孔是依据进入视场的总光亮，而不是依据最明亮的光来扩张。当日偏食的时候，因为月球行经太阳前方遮蔽了部分的阳光，但是光球未被遮蔽的部分依然有着与平常的白天相同的表面亮度。在完全黑暗的环境下，瞳孔可以从2mm扩张至6mm，每个暴露在太阳影像下的视网膜细胞会接收到十倍于观看未被遮住的太阳光量。这会损坏或杀死这些细胞，导致观看者出现小但永久的盲点[169]。对没有经验的观测者和孩童，这种危害是不知不觉的，因为不会感觉到痛：它不是立即可以察觉自己的视野被摧毁。

阳光会因为瑞利散射和米氏散射而减弱，特别是当日出和日落时经过漫长的地球大气层时[170]，使得阳光有时会很柔和，可以舒服的用肉眼或安全的光学仪器观看（只要没有阳光会突然穿透云层的风险）。烟雾、大气的粉尘、和高湿度都有助于大气衰减阳光[171]。 一种罕见的光学现象会在日出之前或日落之后短暂的出现，就是所知的绿闪光。这种闪光是太阳正好在地平线下被弯曲（通常是通过逆温层）朝向观测者造成的。短波长的光（紫色、蓝色和绿色）被偏折的比长波长的多（黄色、橙色、红色），但是紫色和蓝色被散色的较多，留下的绿色就较容易被看见[172]。

来自太阳的紫外线具有防腐的性质，可以作为水和工具的消毒。它也会使皮肤晒伤，和其他医疗的效应，例如维生素D的生成。地球的臭氧层会使紫外线减弱，所以紫外线的强度会随着高度的增加而加强，并且有许多生物已经产生适应的能力，包括在全球不同地区的人种有着不同的肤色变化[173]。

术语

如同其它的自然现象，太阳在整个的人类历史上受到许多文化的崇拜，并且是星期日这个词的来源。依据国际天文联合会，它在英语中的正式名称是“Sun”（作为专有名词，第一个字母要大写）[174]。拉丁文的名称是“Sol”（发音： /ˈsɒl/），太阳神有着相同的名称，这是众所周知但在英文中却不常用到；相关的形容词是“solar”[175][176]。“Sol”是太阳在许多欧洲语系中的现代用语[177]。

“Sol”这个名词也被行星天文学家使用来表示其它行星，像是火星上的太阳日[178]。地球的平均太阳日大约是24小时，火星上的“太阳日”是24小时39分又35.244秒[179]。

太阳伴星

有不少天文学家认为，太阳有一颗不大的伴星，并把它命名为“复仇女神星”。但这颗伴星的存在与否仍存在争议。

人类文化中的太阳

西雅图的至日点游行

太阳的重要性

太阳对人类而言至关重要。地球大气的循环，昼夜与四季的轮替，地球冷暖的变化都是太阳作用的结果。对于天文学家来说，太阳是唯一能够观测到表面细节的恒星。通过对太阳的研究，人类可以推断宇宙中其他恒星的特性，人类对恒星的了解大部分都来自于太阳。

太阳与神话

文学

  • 唐朝李白有诗云：“日照香炉生紫烟，遥看瀑布挂前川。”

参见

注解

  1. ↑ 。在天文学中，“重元素”（或“金属”）是指除了氢和氦比以外的所有元素
  2. ↑ 一个体重50公斤的成人，体积大约是0.05立方米，在太阳中心相当于13.8瓦的能量容量。在没有压力的情况下，一个人每天吸收和消耗的能量平均大约是285千卡，这只是大约10%的需求量。
  3. ↑ 地球的大气层在靠近海平面的粒子密度大约是2×1025 m−3。
  4. ↑ 斯达地是古希腊、罗马的长度单位，约＝600希腊尺，合607英尺；赛跑场的跑道以这个长度为准。

参看

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参考资料

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