太陽家族
太陽係是以太陽為中心的天體係統。由五花八門、豐富多彩的天體組成，並形成一個“家族”似的係統——在這個家族中太陽是一位“至高無上”的家長，用她那巨大的“引力之手”指揮著它周圍的無數個大小不一的家族成員。咱們居住著的地球也是太陽係家族的一個普通成員，與其他8個大行星——水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星和冥王星，好像一母所生的九個子女，一同圍繞太陽母親運行。比九大行星小一輩的天體是衛星，它們像是行星的子女，圍繞各自的行星運行。與大行星同輩的小行星，算是大行星的小弟弟，形體雖小，但它們“人丁”興旺，被發現（正式編號）的已有3000多顆。還有為數眾多、形態奇特的彗星，它們也都是繞太陽運行的天體。
太陽係家族還有數量極多的流星體，它們有的像一座小山，有的像一顆砂粒。當它們闖入大氣時，便與大氣摩擦而燃燒，形成流星現象。有些大流星體來不及燒完撞到地麵成為隕星。
盡管太陽係內天體品種很多，有些品種數量很大。太陽質量占太陽係總質量的99.8％，它將太陽係裏的所有天體牢牢地控製在其周圍，使它們不離自己旋轉。同時，太陽又作為一顆普通恒星，帶領它們繞銀河係的中心運動。
如果把我們的太陽係比作一個家庭，那麼太陽就是一家之主了。
威嚴的“家長”
清晨，當你站在茫茫大海的岸邊或登上五嶽之首的泰山，眺望東方冉冉升起的一輪紅日時，一種蓬勃向上的激情會從心底油然而生。人們熱愛太陽，崇拜太陽，讚美太陽，把太陽看作是光明和生命的象征。
光芒萬丈的太陽是自己發光發熱的熾熱的氣體星球。它表麵的溫度約6000℃，中心溫度高達1500萬攝氏度。太陽的半徑是696000公裏，是地球半徑約109倍。它龐大的身軀裏可以容納130萬個地球。太陽的質量為1.989×1027噸，是地球質量的332000倍，是九大行星總質量的745倍。知道了太陽的體積和質量，你能不能知道太陽的密度呢？先想一想。太陽的平均密度是每立方厘米1.4克，約為地球密度的1／4。
太陽與我們地球的平均距離約1.5億公裏。這是一段多麼遙遠的空間距離啊！光的速度每秒約30萬公裏，從太陽上發出的光到達地球需要8分多鍾。這段距離在天文學家們的眼裏，認為並不遙遠，他們常常把這段距離當作測量太陽係內空間的一把尺子，給它一個名稱叫“天文單位’”。拿這把尺子去衡量水星與太陽的平均距離是0.387個天文單位。木星與太陽的距離是5.2個天文單位。你看，這是多麼大的一把尺子啊！正因為如此，我們從地球上看到的太陽才好似“圓盤”大小。它在天空中對我們的張角大約半度。然而，我們已充分感受到了太陽強烈的光芒和酷熱的照射。你可以靜靜地想一想，地球上的動物、植物和微生物，不都是靠太陽來維持生命嗎？埋在地下的煤、石油和水，不也是太陽能量的轉換產物嗎？地球大氣和海洋的活動現象不也是太陽能量的作用嗎？地球上除原子能以外，太陽是一切能量的總源泉。“萬物生長靠太陽”確有它深刻的內涵。
說到這裏，不知你有沒有想到這樣的問題：太陽慷慨無私，向我們免費提供如此巨大的能量，整個地球接收的太陽能有多少呢？太陽發射出的能量有多大呢？科學家們設想在地球大氣層外放一個測量太陽總輻射能量的儀器，使它垂直太陽的光束，這樣測得的輻射不受地球大氣影響，在每平方厘米的麵積上，每分鍾接收的太陽總輻射能量是1.97卡。這個數值叫太陽常數。這個能量足以使1立方厘米的水溫升高約2℃。如果將太陽常數乘上以日地平均距離作半徑的球麵麵積，這就得到太陽在每分鍾發出的總能量，這個能量約為每分鍾2.273×1028焦耳。如果再把這個熱輻射能換算成機械功率，約為3.68×1023千瓦。然而，太陽雖然作出如此驚人的奉獻，但是地球上僅接收到這些能量的22億分之一。可是，就是這微乎其微的能量，足以使地球上享受到溫暖和充足的陽光。太陽每年送給地球的能量約相當於100億億度電的能量。比全世界總發電量要大幾十萬倍，太陽能取之不盡，用之不竭，又無汙染。隨著科學技術的飛速發展，人類必將在利用太陽能方麵再創輝煌。
太陽的“內髒”
太陽內部結構可以分三層：太陽中心為熱核反應區；核心之外是輻射層；輻射區之外為對流層；對流層之外是太陽大氣層，太陽大氣層從裏向外分為光球、色球和日冕。
（1）熱核反應的中心區
太陽中心是熱核反應區。它的範圍約占整個太陽半徑的1／4，約為整個太陽體積的1／64。然而它所包含的太陽質量加足足占整個太陽質量的一半以上。這表明太陽中心區的物質密度大得驚人，每立方厘米可達160克。水的密度為每立方厘米1.4克。太陽在自身強大重力吸引下。太陽中心區處於高密度、高溫和高壓狀態。核物理學理論指出，在這種條件下是物質的熱核反應。太陽能量的99％都是從這裏產生。關於太陽能的產生方式，我們在下麵還有專門介紹。因此，人陽中心區是太陽的熱核反應區，是太陽巨大能量的發祥地、是太陽充滿活力的心髒。
（2）輻射層
太陽中心產生的能量要不停地向外傳輸出去，這樣它才能維持自身結構的平衡。太陽中心產生的能量是如何傳播到外層空間去的呢？我們知道，熱的傳播方式有傳導、對流和輻射三種方式。生活中使用的保溫瓶的製造原理是斷絕這三種熱的傳播，保持瓶內外的熱量不能交換傳遞。太陽中心產生的能量要不斷地傳遞出去，主要是靠輻射形式。太陽中心區之外就是輻射層。輻射層的溫度、密度和壓力都是從內向外遞減。輻射層的範圍是從熱核中心區頂部的0.25個太陽半徑向外到0.86個太陽半徑處。從體積上說，輻射層占整個太陽體積絕大部分。從太陽內部傳出能量，主要是通過輻射形式，但是這不是唯一的途徑，還有對流的過程。對流現象主要發生在輻射層之外，即從0.86個太陽半徑向外處，到達太陽大氣的底部，這一區間叫對流層。這一層氣體性質變化很大，溫度、密度和壓力都比輻射層減少，變化很不穩定，形成明顯的上下對流運動。這是太陽內部結構的最外層，起著輸通內部、主導外部的重要作用。
說到這裏，我們談的太陽內部結構是理論上的推導。但是這個模式是否科學？是否可靠？這個模式是科學的，不是隨意臆造的。是以現代核物理學理論作為基礎，是經得起檢驗的。理論的認識雖然抽象，但它的認識比直觀感覺更深刻。當然，理論認識又必須由實際觀測來檢驗。天文學從某種意義上說，它的試驗手段就是觀測。
（3）光球
我們看到耀眼的太陽就是太陽大氣層中的光球發出的強烈的可見光。光球層位於對流層之外，屬於太陽大氣層中的最低層或最裏層。若把整個太陽大氣層比作一座樓房，那麼光球層就是第一層樓。光球發出的光子向外傳播的阻力很小，所以可見光很強，因此而得名光球。我們說太陽表麵平均溫度是6000℃，指的就是這一層。太陽光球層是太陽上溫度最低的一層，從光球層向裏，溫度逐漸增加；到太陽中心達1500萬度。從光球向外，大氣層的溫度又逐漸升高到百萬度。這一層的厚度約500公裏。這與約70萬公裏的太陽半徑相比，好似人的皮膚和肌肉之比。但是，不可小看太陽這層“皮膚”，我們接收到的太陽能量基本上是從光球發出的；我們進行一係列的白光觀測，是觀測光球層的活動，得到的太陽光譜，也是光球層的光譜。
太陽光譜是連續光譜。這是1666年年僅24歲的牛頓最早發現的。他用三棱鏡將日光分解為七色光帶，並對七種彩色的光帶給予正確的解釋。他認為這是白光中各色光線通過玻璃時產生不同的折射形成的。這一發現成為光譜學的分析基礎，也開辟了研究太陽的新途徑。研究太陽連續光譜的主要目的是測量連續光譜的能量分布和上麵介紹過的太陽常數。同時，在太陽連續光譜背景上又出現許多暗線，已知有數萬條暗線。這些暗線是怎麼產生的呢？它們說明了什麼呢？我們知道，從太陽光球輻射出的光要經過太陽大氣層和行星際空間才能到達地球。天文學家們對這數萬條暗線要一一進行證認，分析出哪些是來自太陽，哪些是存在於行星際空間，哪些是屬於地球大氣層。從太陽來說，太陽大氣可能吸收某些特定能量的光子，從而被激發和電離，使得太陽光譜出現對應的吸收線，即暗線。天文學家們從這些吸收線中了解太陽光球層的許多信息。如溫度、密度、壓力、化學成分，磁場和速度場等。現在已知太陽上有94種穩定和放射性化學元素，在這些元素中氫的含量最高。
光球層中的氣體電離程度不高，主要是中性原子。光球層以內的氣體幾乎是不透明的，光球層以外的氣體則幾乎是透明的。我們對光球層的了解遠比對其他層了解得更具體、更詳細。
臨邊昏暗。太陽光球的萬丈光芒雖然給人留下了極深刻的印象，但是，如果通過天文望遠鏡給太陽光球照相，就會發現日麵中心最亮，越往日麵邊緣越暗。這是什麼緣故呢？首先，這不是照相技術的問題，也不是感光材料的毛病，更不是光球自身有什麼“缺憾”，而是觀測者看到光球整體的投影現象。我們看到日麵中央的光和熱是來自光球最深層，這裏的溫度高、輻射強。相反，日麵邊緣的光和熱是反應光球層的輻射，這裏溫度低，輻射能量也少，所以顯得比中央要暗些。日麵的這種現象叫臨邊昏暗。這是我們通過天文望遠鏡觀測太陽光球時的一大特征。
太陽黑子。通過天文望遠鏡觀測太陽光球的時候，在光球上經常可以看到許多黑色的斑點，叫太陽黑子。當太陽上出現大黑子群時，在太陽位於東西方地平附近，有時用眼睛也能直接看到。太陽黑子在日麵上的大小多少、位置和形態等，每日都不一樣。黑子是光球層活動的重要標誌。我國古代有世界上最早的黑子紀事。據不完全統計，我國古代史書中有100多次太陽黑子記載。其中在《漢書·五行誌》中載有：漢成帝河平元年，“三月己未，日出黃，有黑氣，大如錢，居日中央”。這是指公元前28年5月10日見到的大黑子群。我們祖先用不足20個漢字記載了黑子出現的年、月、日和時刻，天氣狀況、黑子的形態和在日麵上的位置，真是非常珍貴的科學史料。美國著名太陽物理學家海耳在著作中稱讚中國古代關於太陽黑子的記載，他說：“中國古人測天之精勤，至可驚人，黑子之觀測，遠在西方人之前約2000年。曆史記載不絕，且相傳頗確，自可徵信。獨怪歐西學者，在此長期中，何以竟無一人注意及之。直至十七世紀應用天文望遠鏡之後，方得發見，不亦奇哉。”古代的太陽黑子記錄對我們今日研究太陽活動規律和日地關係有重要的現實意義。
那麼，太陽黑子是怎樣形成的呢？前麵已經介紹，光球的高溫氣體處於劇烈的運動之中。太陽黑子是光球上物質劇烈運動形成局部強磁場的區域。黑子表麵的溫度在4500℃左右，大多數黑子是成群出現的，成雙出現的較多，靠日麵西邊的叫前導黑子，在東邊的叫後隨黑子。地球不停地從西往東自轉著，那麼太陽有沒有自轉呢？太陽有自轉，自轉運動的方向也是由西往東。我們觀測太陽黑子時就會發現、日麵上的黑子每天都有規律地從東向西移動大約13度，它們好像列隊齊步走一樣。這是為什麼呢？這是黑子在日麵上移動嗎？不是，這是太陽自轉造成的。既然太陽和地球都有自轉運動，那麼太陽和地球自轉的形態完全一樣嗎？前麵已經講過，太陽是一個熾熱的氣體星球、地球是固態的球。太陽這個氣體星球，在自轉的過程中，日麵上不同的緯度自轉的快慢是不一樣的。太陽赤道區域自轉一周約27個地球日，兩極區自轉一周約31個地球日。地球自轉時就不會出現這種情況。
長期觀測太陽黑子就會發現，有的年份黑子多，有的年份黑子少，有的甚至幾天、幾十天日麵上連一個小黑子也找不到。可以說日麵上幹幹淨淨。我國對太陽黑子的聯合觀測，從60年代到70年代，連續每日定時觀測太陽黑子14年之久，對黑子這種“戲劇”性的變化深有體會、這種變化的原因是什麼呢？天文學家們早已統計得很清楚。太陽黑子從最多（或最少）的年份到下一次最多（或最少）的年份，大約相隔11年。也就是說，太陽黑子有平均11年的活動周期。黑子是光球上的一種活動現象。這11年的活動周期正是整個太陽的活動周期。從而使我們步入到認識太陽的物理本質。天文學家們把太陽黑子最多的年份，也就是太陽活動最劇烈的年份定名為“太陽活動峰年”。而把太陽黑子最少的年份，也就是太陽活動最平靜的年份定為“太陽活動寧靜年”。
米粒組織。當用天文望遠鏡觀測黑子時，常常會發現日麵上有許許多多似隱似現的米粒狀的組織。它們不像黑子那麼明顯，但是數目多得驚人，幾乎是覆蓋整個日麵，是觀測黑子時的“副產品”。特別是在地球大氣透明度好的情況下，米粒組織更清晰可辨。米粒組織是如何產生的呢？我們知道，光球底部的溫度很高，上部溫度低，而且低很多。光球上下溫差大，極容易產生上下對流。這種對流形式便把太陽內部的熱量傳遞到太陽表麵。類似我們燒開水時，壺底部的水被加熱後，通過上下對流將熱傳到水的上部。米粒組織正是這種熾熱的氣浪迅速上升和冷的部分下沉的運動。米粒組織的形態很不規則。每個米粒組織直徑一般在1000公裏左右。這是多麼大的沸騰氣流啊！它們的溫度比光球溫度要高一點。每個米粒組織存在的壽命約為幾分鍾到十幾分鍾。
光斑。通過天文望遠鏡觀測黑子時，經常會發現在日麵邊緣的黑子群周圍伴生著比光球還要明亮的呈纖維狀結構的光斑。它們大約比光球的亮度要高出10％。光譜觀測表明，光斑的溫度比光球溫度平均高約100℃。它們和黑子形成鮮明的亮度對比。光斑和米粒組織絕然不一樣。光斑出現的數量遠比米粒組織少，比米粒組織亮。存在的時間一般在幾天到十幾天。那麼，光斑是怎樣形成的呢？它們很可能是光球層頂部的熾熱氣團。光斑一般長約50000公裏，寬約5000～10000公裏。
（4）色球
如果把太陽大氣層比作一座樓房，那麼色球就是光球之上的二樓，也就是太陽大氣中的第二層。平時由於地球大氣把強烈的光球的光散射開，色球被淹沒在藍天之中，我們是看不到這一層的。隻有在日全食的時候，才有機會直接飽覽它的姿彩。當然，天文工作者每天可以通過色球望遠鏡觀測這一層。我國古代記錄的日全食特征時，載有“三焰食日”。“三焰”就指日全食的時候，在日麵周圍看到三個紅色的“火焰”狀的現象。這紅色的火焰就是色球層的噴發物，叫日珥。古人還以為就是這三個火焰把太陽吃掉了，從而發生日全食。直到18世紀，歐洲的天文學家還在探討日全食見到太陽周圍薄薄一層玫瑰色的光輝到底是何物。因為隻有當月亮把日麵全遮住時才能見到它。有人認為它可能是月亮上的大氣層，有人認為可能是太陽上的大氣層，還有人認為可能是一種特殊現象等。1842年7月8日，在歐洲發生日全食，天文學家們事先就決定把觀測的注意力都放在這紅色的光輝上，企圖找出合理的解釋。但是，在短短的幾分鍾內隻是觀察到了這種曇花一現式的天象，沒能給予正確的科學解釋。1851年7月28日，在歐洲又發生一次日全食。天文學家們經過仔細的觀測研究，確認這紅色光芒不是月亮上的現象，而是來自太陽。經曆10年得出這個結論是多麼艱辛，又是多大的進步啊。1860年7月18日，在歐洲再一次發生日全食時，照相術已經發明，天文學家們使用這種新技術觀測日全食，其結果確鑿地證明這紅色的光輝是太陽外層大氣。這個結論為探索太陽物理結構鋪平了道路，從而誕生了太陽物理學。自從1892年，美國著名的太陽物理學家海耳發明太陽單色光相技術和1933年法國傑出的天文學家李約發明雙折射濾光器後，科學家們成功地製造出色球望遠鏡，天文工作者隨時可觀測太陽色球的活動。