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== 特徵 == [[File:Sun - August 1, 2010.jpg|thumb|left|太陽上出現的C-3級[[閃焰]](在左上角的白色區域),一個太陽海嘯(右上,波狀的結構)和多個絲狀的磁力線從恆星表面離開。]] [[File:Sun diagram.svg|thumb|right|太陽結構的圖解:<br /> 1. [[太陽核心|核心]]<br /> 2. [[輻射層]]<br /> 3. [[對流層]]<br /> 4. [[光球]]<br /> 5. [[色球]]<br /> 6. [[日冕]]<br /> 7. [[黑子]]<br /> 8. [[米粒]]<br /> 9. [[日珥]]]] 太陽是一顆[[G型主序星]],佔[[太陽系]]總質量的99.8632%。太阳的形状接近理想的球體,估計[[扁率]]只有900萬分之一<ref name="Godier"> {{Cite journal |last=Godier |first=S. |last2=Rozelot |first2=J.-P. |title=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface |url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |format=PDF|journal=Astronomy and Astrophysics |volume=355 |pages=365–374 |year=2000 |doi= |bibcode=2000A&A...355..365G |ref=harv }}</ref>,這意味著極直徑和赤道直徑的差别不到10公里。由於太陽是由[[電漿]]組成,並不是固體,所以他的赤道轉得比[[天體的軸|極區]]快。這種现象稱作[[太陽自轉|較差自轉]],其原因是從太阳核心向外伸展的溫度变化,引發的太陽物質的[[對流]]運動。這些物質攜帶著一部份從黃道北極看是逆時鐘的太陽[[角動量]],因而重新分配了角速度。實際的轉動周期在赤道大約是25.6天,在極區是33.5天,但是因為地球在環繞太陽時,不斷改變公转軌道的角度,使得太陽赤道自轉的視運動大約是28天<ref name=Phillips1995-78>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=78–79}}</ref>。這種緩慢旋轉作用的離心力在赤道的效應不及太陽引力的1,800萬分之一,即使是行星產生的潮汐力也因為太微弱而對太陽的形狀起不了作用<ref name=Schutz2003>{{Cite book|last=Schutz|first=Bernard F.|title=Gravity from the ground up|year=2003|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521455060|pages=98–99}}</ref>,但大質量的[[木星]]仍使[[核心]]偏離中心達一個太陽半徑。 太陽是[[金屬量#第一族恆星|富金屬星]]<ref group="note" name="metals">在[[天文學]]中,“重元素”(或“金屬”)是指除了氫和氦比以外的所有[[化學元素|元素]]</ref><ref name=zeilik />。太陽的形成可能是一顆或多顆鄰近的[[超新星]]激震波所致。<ref name="Falk"> {{Cite journal |last=Falk |first=S.W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S.H. |title=Are supernovae sources of presolar grains? |journal=Nature |volume=270 |issue=5639 |pages=700–701 |year=1977 |doi=10.1038/270700a0 |ref=harv }}</ref>这个猜测是基于[[太陽系]]中高度的[[重金屬|重元素]]含量。在太阳系中,重金属元素如[[金]]和[[鈾]]的含量远高於被稱為[[金屬量#第二星族星|貧金屬]]恆星高[[化學元素豐度|豐度]]。表面上看來這些元素只会由超新星產生的[[吸能]]核反應,或第二代恆星內部的[[核遷變]]而產生<ref name=zeilik />。 太陽沒有像固态行星一樣明確的界線,並且它外面的氣體密度是隨著中心距離的增加呈[[指數分布|指數]]下降<ref name=Zirker2002-11>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=Princeton University Press|isbn=9780691057811|page=11}}</ref>。然而太阳也有明確的結構划分。一般定义太陽的半徑为從它的中心到[[光球]]邊緣的距离。光球只是氣體层的上層,因為太冷或太薄而輻射出大量可见光,並且因此成為[[肉眼]]最容易看見的表面<ref name=Phillips1995-73>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|page=73}}</ref>。 太陽的內部不能被直接觀察到,對[[電磁輻射]]也是不透明的。但是,正如地球上通过研究地震波來揭露地球的內部結構,[[日震|日震學]]中也可借由在太陽內部的壓力波(人耳聽不見的[[次聲波]])来測量和明确太阳內部的結構<ref name=Phillips1995-58>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=58–67}}</ref>。太陽的深層内在构造也可以通过[[計算機模擬|電腦建模]]等理論工具来研究。 === 核心 === {{Main|太陽核心}} [[File:Sun parts big.jpg|thumb|left|300px|太陽型恆星的橫截面圖([[NASA]])。]] 太陽的[[太陽核心|核心]]是指距离太陽的中心不超过太陽半徑的五分之一或四分之一的區域<ref name="Garcia2007"> {{Cite journal |last=García |first=R. |coauthors=et al. |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |journal=Science |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593 |year=2007 |pmid=17478682 |doi=10.1126/science.1140598 |ref=harv |bibcode=2007Sci...316.1591G }}</ref>,核心内部的物质密度高達{{val|150|u=克/立方公分}}<ref name="Basu"> {{Cite journal |author=[[Basu et al.]] |title=Fresh insights on the structure of the solar core |bibcode=2009ApJ...699.1403B |issue=699 |year=2009 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403 |journal=The Astrophysical Journal |volume=699 |pages=1403 |last2=Chaplin |first2=William J. |last3=Elsworth |first3=Yvonne |last4=New |first4=Roger |last5=Serenelli |first5=Aldo M. |ref=harv }}</ref><ref name=NASA1>{{Cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |date=2007-01-18 |accessdate=2009-07-11}}</ref>,大約是水密度的150倍,溫度接近1,360萬[[熱力學溫標|K]]。相較之下,太陽表面的溫度大約只有5,800K。根据[[太陽和太陽風層探測器]]任務最近的資料分析,太阳核心的自轉速率比輻射帶等其它區域要快<ref name="Garcia2007"/>。太陽形成后的大部分的時間裡,[[核融合]]的能量是經过一系列被称为[[質子-質子鏈反應]]的过程产生的;這個過程將[[氫]]變成[[氦]]<ref>{{Cite journal|last=Broggini|first=Carlo|date=26–28 June 2003|pages=21|journal=Physics in Collision|title=Nuclear Processes at Solar Energy|bibcode=2003phco.conf...21B|arxiv=astro-ph/0308537|ref=harv}}</ref>,只有少於2%的氦是經由[[碳氮氧循環]]產生的。 核心是太陽內唯一能經由核融合產生大量熱能的區域,99%的能量產生在太陽半徑的24%以內,而在30%半徑處,融合反應幾乎完全停止。太阳的外层只是被從核心传出的能量加熱。在核心經由核融合產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<ref name=Zirker2002-15>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=Princeton University Press|isbn=9780691057811|pages=15–34}}</ref><ref name=Phillips1995-47>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=47–53}}</ref>。 太陽核心每秒大約進行着{{val|9.2|e=37}}次[[質子-質子鏈反應]]。這個反應是將4個自由的[[質子]](氫原子核)融合成氦原子核([[α粒子]]),每秒大約有3.7{{e|38}}個質子成為[[α粒子]](太陽擁有的自由質子大約有8.9{{e|56}}個),相当于大約每秒6.2{{e|11}}千克<ref name=Phillips1995-47/>。每次氢原子核聚合成氦時,大約會有0.7%的質量转化成能量<ref>p. 102, ''The physical universe: an introduction to astronomy'', Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.</ref>。因此,太陽的質能轉換速率為每秒鐘426萬噸(质量转变为輻射能的形式离开,参考[[質能等效性]]),釋放出384.6 [[佑]][[瓦特]]({{val|3.846|e=26|u=W}})的能量<ref name=nssdc />,这相当于每秒鐘产生919.2{{e|10}} [[爆炸當量|萬噸]][[三硝基甲苯|TNT]]炸药爆炸的能量。 太阳核心的核融合功率隨着与太阳中心的距離增大而减小,理論模型估計,在太陽的中心,核聚变的功率密度大約是76.5瓦/每立方米<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun]</ref>。是成年人平均單位體積消耗功率的1/10倍。<ref group=note>一個體重50公斤的成人,體積大約是0.05立方米,在太陽中心相當於13.8瓦的能量容量。在沒有壓力的情況下,一個人每天吸收和消耗的能量平均大約是285千卡,這只是大約10%的需求量。</ref>太陽的巨大功率輸出不是由於其能量输出密度高,而是因為它規模巨大。 太阳核心的核融合是在自我修正下达到平衡:速率只要略微提升,就會造成核心的溫度上升,压强增大,更能抵抗外围物质的压力,因此核心会[[熱膨脹|膨脹]],从而降低核聚变速率,修正之前核融合速率增加所造成的扰动;而如果反應速率稍微下降,就会導致溫度略微下降,压强降低,从而核心會收縮,使核融合的速率又再提高,回復到它之前的水平<ref>{{Cite journal|last1=Haubold |first1=H.J.|last2=Mathai|first2=A.M.|date= May 18, 1994|pages=102|volume=320|journal=Basic space science. AIP Conference Proceedings |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment|doi=10.1063/1.47009|arxiv=astro-ph/9405040|bibcode=1995AIPC..320..102H|ref=harv}}</ref><ref>{{Cite web|last=Myers|first=Steven T.|title=Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium|date=1999-02-18|accessdate=15 July 2009|url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>。 核融合产生的γ射線(高能量的[[光子]]流)從太阳核心釋放出來後,只要經過幾微米就會被太陽中的電漿吸收,然後再以較低的能量隨機地輻射向各个方向。因此,在不斷反覆的吸收和再輻射中,光子流要經過漫長的時間才能到達太阳表面。估計每個光子抵達太阳表面需要10,000年至170,000年的時間<ref name="NASA"> {{Cite journal |author=[[NASA]] |title=Ancient Sunlight |url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php |work=Technology Through Time |issue=50 |year=2007 |accessdate=2009-06-24 |ref=harv }}</ref>。 在穿過對流帶,進入透明的[[光球]]表面時,[[光子]]就以[[可見光]]的型態散逸。每一股γ射線在核心產生的在逃逸入太空之前,都已經轉化成數百萬個可見光频率的光子。核心的核聚變時也釋放出[[中微子]],但是與光子不同的是它很難與其它的物質交互作用,因此幾乎是立刻就从太陽表面逃逸出去。多年來,測量到來自太陽的中微子數量都只有理論數值的三分之一,因而產生了[[太陽微中子問題]]。這個差異直到2001年發現[[微中子振盪]]才獲得解決:太陽發出的微中子數量一如理論的預測,但是微中子探測器偵測到的少了{{frac|2|3}},這是因為在被偵測時微中子改變了它們的[[味 (粒子物理學)|味]]<ref name="Schlattl"> {{Cite journal |last=Schlattl |first=H. |title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem |journal=Physical Review D |volume=64 |issue=1 |page=013009 |year=2001 |doi=10.1103/PhysRevD.64.013009 |ref=harv }}</ref>。 === 輻射帶 === [[File:太陽内部の放射層と対流層.PNG|right|thumb|太陽內部輻射帶與對流帶的對比圖]] 從大約0.25至0.7太陽半徑处,太陽物質是熱且稠密的,只以[[熱輻射]]就將將核心的炙熱充分的向外轉移<ref name="autogenerated1"/>。在這個區域內沒有熱[[對流]];同時隨著與中心距離的增加,溫度也從7,000,000K降至2,000,000K,這種[[溫度梯度]]小於[[絕熱下降率]],因此不會造成對流<ref name=NASA1/>。能量的傳輸依賴[[輻射]]——氫和氦的[[離子]]發射的[[光子]],但每個光子被其它的離子再吸收之前,只能傳遞很短的距離<ref name="autogenerated1"/>。從輻射帶的底部至頂端的密度下降達到百倍(從20公克/立方公分降至只有0.2公克/立方公分)<ref name="autogenerated1"/>。 輻射帶和對流帶之間形成的一個過渡層叫[[差旋層]](tachocline)。它是均勻旋轉的輻射帶和較差自轉的對流帶之間有着急遽轉變工作狀態的區域,結果造成巨大的切變——當接連的平面層滑過另一個時的條件<ref>{{Cite book| url = http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193|isbn = 9780849333552|pages = 193–235|chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo|author = ed. by Andrew M. Soward...|year = 2005|publisher = CRC Press|location = Boca Raton|title = Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002}}</ref>。在上面的對流帶發現的流體運動,從這一層的頂端至底部慢慢的消失,與輻射带頂段平靜的特徵相匹配。目前這還是一個假說(參見[[太陽發電機]]),在這一層內的磁發電機產生太陽的[[磁場]]<ref name=NASA1/>。 === 對流帶 === 太陽的外層,從它的表面向下至大約200,000公里(或是70%的太陽半徑),太陽的電漿已經不夠稠密或不夠熱,不再能經由傳導作用有效的將內部的熱向外傳送;換言之,它已經不夠透明了。結果是,當[[熱|熱柱]]攜帶熱物質前往表面(光球),產生了熱對流。一旦這些物質在表面變冷,它會向下切入對流帶的底部,再從輻射帶的頂部獲得更多的熱量。在可見的太陽表面,溫度已經降至5,700K,而且密度也只有0.2公克/立方米(大約是海平面密度的六千分之一)<ref name=NASA1/>。 在對流帶的熱柱形成在太陽表面上非常重要的,像是[[米粒組織]]和[[超米粒組織]]。在對流帶的湍流會在太陽內部的外圍部分造成“小尺度”的發電機,這會在太陽表面的各處產生磁南極和磁北極<ref name=NASA1/>。太陽的熱柱是[[貝納得穴流]],因此往往像六角型的稜鏡<ref> {{Cite book |last=Mullan |first=D.J |editor=Page, D., Hirsch, J.G. |chapter=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona |title=From the Sun to the Great Attractor |url=http://books.google.com/?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22 |page=22 |publisher=Springer |year=2000 |isbn=9783540410645 }}</ref>。 === 光球 === [[File:EffectiveTemperature 300dpi e.png|thumb|太陽的[[有效溫度]]或[[黑體]]溫度(5777K)是一個相同大小的黑體,在產生完全輻射的功率時所對應的溫度。]] {{Main|光球}} 太陽可見的表面,光球,在這一層下面的太陽對可見光是[[不透明]]<ref name=Abhyankar1977/>,在光球之上可見光可以自由的傳播到太空之中,而它的能量可以完全從太陽帶走。透明度的變化是因為會吸收可見光的[[氫離子|H<sup>−</sup>離子]]數量減少<ref name=Abhyankar1977/>。相反的,我們看見的可見光是電子與氫再作用產生H<sup>−</sup>離子時產生的<ref name="Gibson"> {{Cite book |last=Gibson |first=E.G. |title=The Quiet Sun |publisher=NASA |year=1973 |isbn= |id= }}</ref><ref name="Shu"> {{Cite book |last=Shu |first=F.H. |title=The Physics of Astrophysics |publisher=University Science Books |volume=1 |year=1991 |isbn=0935702644 }}</ref>。 光球的厚度只有數十至數百公里的厚度,只是略比球的[[空氣]]不透明了些。因為光球上半部分的溫度比下半部的低,因此太陽盤面的影像會呈現中央比周圍的邊緣或''周邊''明亮的現像,這一種現象稱為[[周邊昏暗]]<ref name=Abhyankar1977/>。陽光有著近似於[[黑體]]的光譜,穿插著數千條來自光球之上稀薄的原子[[譜線|吸收線]],指示其溫度大約是6,000[[熱力學溫標|K]]。光球的粒子密度大約是10<sup>23</sup>米<sup>−3</sup>(大約是地球大氣層在海平面粒子密度的0.37%,但是光球中的粒子是電子和質子,所以空氣的平均質量只是58倍)<ref name="autogenerated1">{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |title=Nasa – Sun |publisher=Nasa.gov |date=2007-11-29 |accessdate=2009-07-11}}</ref>。 在研究光球[[可見光譜]]的早期,發現有些吸收譜線不能符合地球上任何已知的[[化學元素]]。在1868年,[[諾曼·洛克]]假設這些吸收譜線是一種新元素造成的,他以希臘的[[太陽神]]為依據,將之命名為''[[氦]]'',而在25年之後才在地球上分離出氦元素<ref name="Lockyer"> {{Cite web |last=Parnel |first=C. |title=Discovery of Helium |url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html |publisher=University of St Andrews |accessdate=2006-03-22 }}</ref>。 === 大氣層 === {{See also|日冕|冕圈}} [[File:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|right|[[日食|日全食]],於短暫的全食階段可以用肉眼看見太陽的[[日冕]]。]] 太陽光球以上的部分統稱為''太陽大氣層''<ref name=Abhyankar1977/>,跨過整個[[電磁頻譜]],從無線電、可見光到[[伽瑪射線]],都可以觀察它們,分為5個主要的部分:''溫度極小區''、[[色球]]、[[過渡區]]、[[日冕]]、和[[太陽圈]]<ref name=Abhyankar1977/>。太陽圈,可能是太陽大氣層最稀薄的外緣,並且延伸到[[冥王星]]軌道之外與[[星際物質]]交界,交界處稱為[[日鞘]],並且在那兒形成剪切的[[終端震波|激波前緣]]。色球、過渡區、和日冕的溫度都比太陽表面高<ref name=Abhyankar1977/>,原因還沒有獲得證實,但證據指向[[阿爾文波]]可能攜帶了足夠的能量將日冕加熱<ref> {{Cite journal |last=De Pontieu |first=B. |coauthors=et al. |title=Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind |journal=Science |volume=318 |issue=5856 |pages=1574–77 |year=2007 |doi=10.1126/science.1151747 |pmid=18063784 |ref=harv }}</ref>。 ==== 溫度極小區 ==== 太陽上溫度最低的地區稱為溫度極小區,大約在光球上方{{val|500|u=公里}},溫度大約是{{val|4100|ul=K}}<ref name=Abhyankar1977>{{Cite journal|last=Abhyankar|first=K.D.|title=A Survey of the Solar Atmospheric Models|year=1977|journal=Bull. Astr. Soc. India|volume=5|bibcode=1977BASI....5...40A|pages=40–44|url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510|ref=harv}}</ref>。這一部分的溫度低到可以維持簡單的分子,像是[[一氧化碳]]和水,並且可以從檢出它們的吸收譜線<ref name=Solanki1994>{{Cite journal|last=Solanki|first=S.K.|coauthors=, W. and Ayres, T.|title=New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere |year=1994|journal=Science|pmid=17748350|volume=263|issue=5143|pages=64–66|doi=10.1126/science.263.5143.64|ref=harv}}</ref>。 ==== 色球 ==== 在溫度極小區之上是一層大約{{val|2000|ul=公里}}厚,主導著譜線的吸收和發射<ref name=Abhyankar1977/>。因為在[[日食|日全食]]的開始和結束時可以看見彩色的閃光,因此稱為''色球'',名字來自希臘的字根''chroma'',意思就是顏色<ref name="autogenerated1"/>。色球層的溫度隨著高度從底部逐步向上提升,接近頂端的溫度大約在{{val|20000|ul=K}} <ref name=Abhyankar1977/>。在色球的上層部分,[[氦]]開始被部分的[[電離]]<ref name=Hansteen1997>{{Cite journal|last=Hansteen|first=V.H.|coauthors=Leer, E.|title=The role of helium in the outer solar atmosphere|year=1997|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=498–509|doi=10.1086/304111|bibcode=1997ApJ...482..498H|ref=harv}}</ref>。 ==== 過渡區 ==== [[File:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|left|350px|這張影像是使用[[日出衛星]]的光學望遠鏡在2007年1月12日拍攝的,顯示出因為磁場極性的不同自然的電漿連接成纖維的區域。]] 在色球之上,是一層薄至大約只有200公里的[[過渡區]],溫度從色球頂端大約200,000[[熱力學溫標|K]]上升至接階近1,000,000[[熱力學溫標|K]]的日冕溫度<ref name=Erdelyi2007/>。溫度的上升使氦在過渡區很容易就被完全的電離,這可以大量減少電漿的輻射冷卻<ref name=Hansteen1997/>。過渡區沒有明確的出現高度,它形成一種環繞著色球的[[暈|光輪]],外型很像[[針狀體]]和[[日珥|暗條]],並處於持續不斷的渾沌運動<ref name="autogenerated1"/>。從地球表面很難看到過渡區,但在太空中使用對[[電磁頻譜]]的[[紫外線|超紫外線]]靈敏的儀氣很容易觀察到<ref name=Dwivedi2006>{{Cite journal|last=Dwivedi|first=Bhola N.|title=Our ultraviolet Sun|year=2006|journal=Current Science|volume=91|issue=5|pages=587–595 |url=http://www.ias.ac.in/currsci/sep102006/587.pdf|format=pdf|ref=harv}}</ref>。 ==== 日冕 ==== {{main|日冕}} [[日冕]]是太陽向外擴展的大氣層,它的體積比太陽本身大了許多。不斷擴展的日冕在太空中形成[[太陽風]],充滿了整個的[[太陽系]]<ref name=Russell2001/>。日冕的低層非常靠近太陽的表面,粒子的密度環繞在10<sup>15</sup>–10<sup>16</sup>米<sup>−3</sup><ref name=Hansteen1997/>{{#tag:ref|地球的大氣層在靠近海平面的粒子密度大約是2{{e|25}} m<sup>−3</sup>。|group=note}},日冕和太陽風的平均溫度大約是1,000,000–2,000,000 K;而在最高溫度的區域是8,000,000–20,000,000 K<ref name=Erdelyi2007/>。日冕的温度虽然很高,但密度很低,因此所含的热量很少。雖然還沒有完整的理論可以說明日冕的溫度,但至少已經知道有一部分熱是來自[[磁重聯]]<ref name=Erdelyi2007/><ref name=Russell2001>{{Cite book|last=Russell|first=C.T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|year=2001|publisher=American Geophysical Union|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.|isbn=978-0875909844|pages=73–88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=pdf}}</ref>。 ==== 太陽圈 ==== {{main|太陽圈}} [[太陽圈]],從大約20太陽半徑(0.1天文單位)到太陽系的邊緣,這一大片環繞著太陽的空間充滿了伴隨太陽風離開太陽的電漿。他的內側邊界是太陽風成為''超阿耳芬波''的那層位置-流體的速度超過[[阿耳芬波]]<ref> {{Cite book |first=Emslie |last=A.G |first2=Miller |last2=J.A. |chapter=Particle Acceleration |chapterurl=http://books.google.de/books?id=W_oZYFplXX0C&pg=PA275 |editor=Dwivedi, B.N. |title=Dynamic Sun |page=275 |publisher=Cambridge University Press |year=2003 |isbn=9780521810579 }}</ref>。因為訊息只能以阿耳芬波的速度傳遞,所以在這個界限之外的湍流和動力學的力量不再能影響到內部的日冕形狀。太陽風源源不斷的進入太陽圈之中並向外吹拂,使得太陽的磁場形成[[派克螺旋|螺旋]]的形狀<ref name=Russell2001/>,直到在距離太陽超過50天文單位之外撞擊到[[日鞘]]為止。在2004年12月,[[航海家1號]]已穿越過被認為是[[日鞘]]部分的[[終端震波|激波前緣]]。兩艘航海家太空船在穿越邊界時都偵測與記錄到能量超過一般微粒的高能粒子<ref> {{cite press |url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 |title=The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass |year=2005 |publisher=European Space Agency |accessdate=2006-03-22 }}</ref>。 === 磁場 === {{See also|恆星磁場}} [[File:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|right| [[太陽圈電流片]]延伸到太陽系外,結果是來自太陽的旋轉磁場影響到[[星際物質]]中的[[電漿]]<ref> {{Cite web |url=http://wso.stanford.edu/#MeanField |title=The Mean Magnetic Field of the Sun |publisher=Wilcox Solar Observatory |year=2006 |accessdate=2007-08-01 }}</ref>。]] 太陽是磁力活躍的恆星,它支撐一個強大、年復一年在變化的[[磁場]],並且大約每11年環繞著太陽極大期反轉它的方向<ref name=Zirker2002-119>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=Princeton University Press|isbn=9780691057811|pages=119–120}}</ref>。太陽磁場會導致很多影響,稱為[[太陽活動]],包括在太陽表面的[[太陽黑子]]、[[太陽閃焰]]、和攜帶著物質穿越太陽系且不斷變化的[[太陽風]]<ref name=Zirker2002>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=Princeton University Press|isbn=9780691057811|pages=120–127}}</ref>。太陽活動對地球的影響包括在高緯度的[[極光]],和擾亂無線電通訊和[[電力]]。太陽活動被認為在[[太陽系的形成和演化]]扮演了很重要的角色<ref name=Phillips1995>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=14–15, 34–38}}</ref>。 太陽因為高溫的緣故,所有的物質都是[[氣體]]和[[電漿]],這使得太陽的轉速可能在赤道(大約25天)較快,而不是高緯度(在兩極約為35天)。太陽因緯度不同的[[太陽自轉|較差自轉]]造成它的[[磁場]]線隨著時間而糾纏在一起,造成[[冕圈|磁場圈]],從太陽表面噴發出來,並觸發太陽形成系距性的[[太陽黑子]]和[[日珥]](參見[[磁重聯]])。隨著太陽每11年反轉它本身的磁場,這種糾纏創造了[[太陽發電機]]和11年的太陽磁場活動[[太陽週期]]<ref>{{Cite news|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |title= Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field |date= 2001-02-16|accessdate=2009-07-11|work=CNN}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |publisher=Science.nasa.gov |date=2001-02-15 |accessdate=2009-07-11}}</ref>。 太陽磁場朝太陽本體外更遠處延伸,磁化的太陽風電漿攜帶著太陽的磁場進入太空,形成所謂的[[行星際磁場]]<ref name=Russell2001/>。由於電漿只能沿著磁場線移動,離開太陽的行星際磁場起初是沿著徑向伸展的。因位在太陽赤道上方和下方離開太陽的磁場具有不同的極性,因此在太陽的赤道平面存在著一層薄薄的電流層,稱為[[太陽圈電流片]]<ref name=Russell2001/>。太陽的自轉使得遠距離的磁場和電流片旋轉成像是[[阿基米德螺旋]]結構,稱為[[派克螺旋]]<ref name=Russell2001/>。行星際磁場的強度遠比太陽的偶極性磁場強大。太陽50-400[[泰斯勒|μT]]的磁偶極(在光球)隨著距離的三次方衰減,在地球的距離上只有0.1 nT。然而,依據太空船的觀測,在地球附近的行星際磁場視這個數值的100倍,大約是5nT<ref name=Wang2003>{{Cite journal|last=Wang|first=Y.-M.|coauthors=Sheeley, N.R.|title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum|year=2003|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=2|pages=1248–56|doi=10.1086/375449|bibcode=2003ApJ...591.1248W|ref=harv}}</ref>。
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