太阳系的中心天体之太阳

太阳是太阳天体位于太阳系的中心的恒星，太阳系中的中心之太八大行星
、小行星 、太阳天体流星
、中心之太彗星、太阳天体外海王星天体以及星际尘埃等，中心之太都围绕着太阳公转  ，太阳天体而太阳则围绕着银河系的中心之太中心公转
。在恒星中，太阳天体它的中心之太大小
、能量输出、太阳天体年龄和成分都非常平均。中心之太 但作为太阳系的太阳天体一员 ，太阳主宰着它周围的中心之太一切。 太阳的太阳天体光和热支持着地球上几乎所有的生命，并驱动着地球的天气和气候 。SOHO 航天器在紫外光下拍摄的太阳太阳是迄今为止太阳系中最大的天体 ，占有太阳系总体质量的99.86%
。赤道直径为 864,000 英里（1,391,000 公里） 。 它比地球大 109 倍，几乎是木星直径的十倍，质量是地球的近 333,000 倍。神话与文化几乎在每个文明中，太阳都是虔诚的对象。 对于那些拥有活跃的天空观察遗产的人，例如古埃及人 、苏美尔人、巴比伦人、希腊人和许多其他人，太阳一直被视为男性或男性。 它与神圣的统一有关，也与光照、洞察力、逻各斯和胜利有关。

在东方 ，像印度这样的文明有着非常古老的观察天象的传统，将他们的主要宗教思想投射到太阳上。 作为每个生物体内的生命能量或普拉纳，太阳是 shakti 的展示，意思是神圣的力量或授权 。 太阳与伟大的造物主和毁灭者湿婆神联系在一起，因为它始终如一地在天空中出现和消失。

太阳神般的联想也被基督教传统采用：礼拜日——星期日——以它的名字命名 。观察太阳太阳显示出可以在小型望远镜中看到的可观测特征。 但是 ，如果没有使用适当的太阳观测设备 ，切勿通过望远镜观察太阳。 结果很可能是永久失明！ 观察太阳的最佳方式是将其图像从目镜投射到平面屏幕上 ，或者将专门为太阳观察设计的聚脂薄膜过滤器放在望远镜管的前面
。太阳黑子这些方法中的任何一种都会显示太阳黑子 。 太阳黑子是太阳表面随太阳旋转的黑暗区域 。 它们可用于追踪太阳的自转周期：赤道为 25.38 天，两极附近更慢（太阳不是刚性球体）
。 太阳黑子是黑色的，因为它们比周围区域要冷 。有史以来最好的太阳黑子景观在太阳圆盘的边缘，我们经常可以看到从表面流出的羽状气体 。 这些被称为日珥，有时在日食期间肉眼可见。1999 年日全食期间看到的日珥和日冕日食月球周期性地从太阳和地球之间经过。 当月球的影子穿过地球时，这会导致日食。 月食并不是每个月都会发生，因为月球的轨道平面略微倾斜于地球； 通常月亮刚好经过太阳的“上方”或“下方”。为什么我们每个月都看不到日食最常见的日食类型是日偏食 ，即月亮部分遮住太阳。 月亮完全遮住太阳的日全食是一种更为罕见的事件。 因为日全食的路径非常狭窄，如果你在地球上的一个地方待了一辈子，你很可能看不到 。 日全食通常持续约两分钟，这是一次令人惊叹的体验 ，人们将前往全球各地观看。 天空变得足够黑暗 ，可以看到明亮的恒星和行星 ，并且可以看到太阳暗得多的日冕。日全食还有另一种日食。 由于月球与地球之间的距离不同 ，因此月球的表观大小也不同。 如果月球距离太远（因此显得太小）而无法覆盖整个太阳
，我们就会看到日环食。 在日环食路径上的观众将在月食中期看到一个太阳环 。日环食由于它们的潮汐相互作用，月球和地球正在慢慢地远离彼此。 由于一个惊人的天文巧合，我们生活在一个月球看起来与太阳的角大小几乎完全相同的时代 。 数百万年后，将不会再出现日全食
，因为月球距离地球太远
，无法遮挡地球天空中的太阳
。组成和结构太阳是一个巨大的气体球，主要由氢 (92.1%) 和氦 (7.8%) 组成。 它的温度和密度随距离表面的深度变化很大。 虽然太阳的平均密度低于地球，但太阳核心的密度是地球的 25 倍 。 太阳的表面温度约为 10,000°F (5500°C)； 但在其核心 ，温度达到 2700 万华氏度（1500 万摄氏度）。太阳的质量由引力聚集在一起，引力在其核心产生巨大的压力和温度。 在那里，它们足以维持将氢原子转化为氦的热核聚变反应。 这种反应产生的能量为太阳提供动力
，并产生我们在地球上接收到的基本上所有的热和光。太阳核心产生的能量在到达表面之前会被太阳原子吸收并重新发射无数次。 单个光能光子需要 10,000 到 170,000 年才能逃离太阳 。 离开核心后，它首先会穿过辐射区 。 在这里 ，太阳能材料足够致密
，可以通过热辐射向外传递核心的强烈热量。当温度降至 200 万摄氏度（350 万华氏度）以下时，太阳能材料的密度不足以通过辐射传递能量
，因此会发生对流或“沸腾” 。 在对流区 ，热物质柱上升到太阳表面； 一旦材料在表面冷却下来，它就会向下冲回对流区底部，从辐射区顶部接收更多的热量
。太阳的内部结构太阳的可见表面，即光球层，是一个 300 英里（500 公里）厚的区域，大部分太阳辐射从该区域向外逸出 。 我们在地球上观察到的阳光在离开光球层后大约八分钟到达我们这里。 光球层上方是2000-3000公里厚的色球层
，因其颜色偏红而得名（chromos意为“颜色”） 。 色球层只有在日全食期间才能轻易看到，它的红色来自氢原子发出的“H-alpha”光。在光球层和色球层上方是脆弱的日冕。 日冕发出的可见光通常太微弱，无法在较亮的光球层中看到，但在日全食期间——当月亮覆盖光球层时——日冕形成一个美丽的白色光晕 。 在日冕中 ，温度随着高度的增加而升高 ，最高可达 350 万华氏度（200 万度）。 50 多年来 ，日冕加热的来源一直是一个科学谜团。起源与演变大约46 亿年前 ，猎户座 M 42 星云或人马座 M 16 星云内巨大分子云发生坍塌， 当坍缩云中心的温度和压力足以维持核聚变时
，太阳诞生了
，星云中剩余的氢、氦和其他轻元素被吹入星际空间；较重的物质，仅是星云中的微量元素 ，如氧
、碳、硅和铁等形成粒子 ，随着时间的推移相互吸积，最终成为行星。 远离太阳的行星能够保留一些来自原太阳星云的氢和氦 ，并成为“气态巨行星”木星
、土星 、天王星和海王星。 离太阳越近，温度越高，形成了小型 、多岩石的“类地”行星水星 、金星 、地球和火星 。太阳 、水星
 、金星
、地球 、火星、木星、土星、天王星和海王星按比例缩放今天 ，太阳是一颗 G2 V 型主序星； 这意味着在其核心将氢转化为氦的聚变反应是稳定的。 太阳含有足够的氢燃料 ，足以作为主序星继续存在五六十亿年。当太阳核心中的氢被消耗时，核心会收缩并升温。 当核心温度达到约1亿摄氏度时，氦聚变就会开始； 这会产生碳。 太阳的外层会膨胀和冷却，太阳会变成一颗红巨星 。作为一颗红巨星 ，太阳的最大半径将是其当前值的 250 倍。 这比地球目前的轨道还要大 。 即使地球逃脱了被太阳吞没的命运
，我们的海洋也会被蒸发掉，我们的大气层也会逃逸到太空中 。太阳的演化路径在红巨星阶段之后，强烈的热脉动将导致太阳喷射出其外层，形成行星状星云
。 在外层被吹入太空后，剩下的是炽热的核心
，它会在数十亿年的时间里慢慢冷却并褪色成为一颗白矮星。 这种演化路径是典型的中等质量恒星，如我们的太阳 。

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