普通天文学/太阳

太阳是太阳系中心的恒星，地球、其他七个行星以及众多其他天体都围绕它旋转。它有时被称为太阳（因此得名“太阳系”）。太阳的平均直径为139.2万公里，是地球直径的109.1倍，是最大行星木星直径的9.7倍。太阳相对于遥远恒星的自转周期在赤道处为25.05个地球日，在两极处为34.3个地球日。

太阳结构和成分

太阳

太阳由极其炽热的气体物质组成。由于高温，这种物质处于一种称为等离子体的状态，其中电子已从其母核中剥离。太阳的成分大约是90%的氢和10%的氦，按原子核总数计算。从质量上看，太阳大约71%是氢，27%是氦。这种差异是由于氦核的质量大约是氢核（质子）的4倍。还混合有少量其他元素。

太阳由一系列层组成，可以将其视为从核心向外的同心“壳层”。

太阳的中心是它的核心，一个大约1500万开尔文（约2700万华氏度）的区域。核心是太阳能量来源的核聚变反应发生的地方。主要是氢聚变成氦。

核心外是辐射区，核心产生的能量通过这里向表面传播。然而，这种能量只能通过辐射向外传播一定距离，这限制了它的深度。这里的温度从大约700万到200万开尔文不等。据认为，其上方的界面区域是为太阳磁场提供动力的太阳发电机的来源。

辐射区和界面区域之外是对流区。该区域位于加热的辐射区和太阳较冷的外层之间。其结果是一系列称为对流的运动。热物质密度较小，向上升到表面；靠近表面的物质一旦冷却，密度就会变大，再次向下沉。通过此过程，热量逐渐向上输送到太阳表面。对流区的底部温度约为200万开尔文，而顶部的物质温度约为6000开尔文。

对流区之上是光球层，从我们的角度来看，它是太阳的视觉“表面”。这里的物质温度约为6000开尔文。由于下方对流的影响，多边形形状定义了对流单元的壁，称为米粒组织，出现在整个表面。

光球层之上是色球层，一个非常稀薄、炽热的层。这里的物质温度从光球层的6000开尔文上升到大约20000开尔文。色球层上方的过渡区的温度上升更为剧烈，高达100万开尔文。

最后，色球层和过渡区之外是日冕，一个极其稀薄（密度非常低）的气体，温度超过100万开尔文。人们认为，日冕主要是由太阳周期磁过程加热的。

太阳周期

磁力线的扭曲是由太阳自转的影响引起的。

太阳会经历与磁场形成和消亡相关的规则周期，每个周期为11年。这一过程影响着太阳表面的特征；正是通过观察这些特征，我们对太阳周期的了解才随着时间的推移而发展起来。

太阳的磁场是由太阳等离子体的运动自然产生的。由于这种等离子体由带电粒子组成，因此它的运动会产生电场。在产生电场的地方，会产生垂直于它们的磁场。

然而，太阳的自转不像地球的自转那样是刚性的，因为气体物质比地球的地壳要流动得多。赤道处的物质运动速度比两极处的物质运动速度快；这称为差动自转。此外，磁力线嵌入等离子体中，并倾向于随着它的运动而运动。结果，最初从极点到极点延伸的磁力线在中间变得更加拉伸，线的中心超过了极点锚定的末端。最终，这些线将绕太阳旋转多次。

由于磁力线不能相互交叉，因此当它们彼此靠近时，它们往往会向上突出，形成从太阳光球层突出的“环”。太阳耀斑就沿着这些环显示出来。这些线绕太阳旋转的次数越多，磁场就变得越“纠结”和越混乱。最终，磁场会变得非常混乱，以至于完全分解。当然，在此之后，新的磁场开始形成，循环再次开始。整个过程大约需要11年。

磁场的存在对太阳的光球层有影响。在讨论太阳结构和成分时，我们提到对流过程将热量从太阳内部区域带到光球层。这种对流往往发生在上升热物质和下降冷物质的相当局部的区域，称为对流单元。但是，如果存在磁环，它将扰乱这些对流单元之一，将冷物质困在太阳表面。虽然这些区域（约4500开尔文）与光球层（约6000开尔文）相比仅是较冷的，但总体效果是，它们在太阳“表面”上显得暗淡。因此，这些被称为太阳黑子。

太阳黑子的出现反映了磁场的循环。事实上，正是太阳黑子数量和位置的变化首次提供了磁场反转周期的证据。在磁周期开始时，当磁场新形成时，只会出现少数几个太阳黑子；这称为太阳活动极小期。出现的那些太阳黑子往往位于高太阳纬度——即靠近两极，远离太阳赤道。随着周期的继续，太阳黑子数量会逐渐增加，并倾向于更靠近太阳赤道。该周期的峰值称为太阳活动极大期。太阳黑子数量达到峰值后，它们将继续以较低的频率出现，并且仍然更靠近太阳赤道。随着该周期的结束，下一个周期的前几个太阳黑子将开始出现在高太阳纬度，依此类推。

由于它们是由磁力线形成的，因此太阳黑子成对出现；出现在形成它们的磁环两端的底部。同样，太阳黑子彼此之间将具有相反的磁极性。在一个周期内可以观察到每对太阳黑子的极性存在明显的模式。为方便起见，我们将看起来更靠近太阳旋转方向的斑点称为“前导”斑点，将其伙伴称为“后随”斑点。

北半球的太阳黑子对将与南半球的太阳黑子对具有相反的极性。也就是说，如果北半球的前导斑点极化为一种方式（称为+），后随斑点极化为另一种方式（-），那么在南半球，前导斑点将为（-），后随斑点为（+）。在给定半球中的太阳黑子对在太阳周期内往往都以相同的极性出现。然而，在周期结束时，极性将“翻转”：该半球中的新太阳黑子将具有与上一个周期相反的极性。

下表显示了四个11年周期的太阳黑子模式，用于（前导和后随）太阳黑子对。

周期	N.对极性	S.对极性
1	+ -	- +
2	- +	+ -
3	+ -	- +
4	- +	+ -

太阳黑子活动与地球极光之间的联系

地球上的极光。

极光是大阳活动对地球大气层可见的影响。它是由太阳风（一种来自太阳的带电粒子连续流——电子和质子的流）与地球高层大气中 50 英里以上高度的气体相互作用产生的。 当这些带电粒子到达地球磁场时，它们会被困在其中。许多这些粒子来回弹跳，并向地球磁极移动。当带电粒子撞击大气中的原子和分子时，大气原子会变得激发或电离，从而发出光子。这些光子导致了发光的极光。 北半球看到的极光称为北极光或北极光，而南半球看到的极光称为南极光。

太阳风与地球高层大气的碰撞产生放电，这些放电使氧和氮原子充满能量，随后释放出各种颜色的光。极光大多呈现绿色和红色，因为这是原子氧发出的。同样，分子氮和氮离子会产生暗红色和非常高的蓝/紫色极光。而氮离子会产生蓝色和绿色的极光，中性氮会产生带有波纹边缘的红色和紫色极光。 大多数极光发生在距离地球约 60 至 620 英里的高度。有些极光在天空延伸数千英里或公里。 在 150 英里以上会出现弥漫的红色极光。具有粉红色边缘的极光的高度约为 50 至 60 英里。

极光。

极光活动主要发生在围绕地磁极的极光带中，位于地磁纬度 65 度到 70 度之间。极光带是一个环形区域，围绕地球的任一磁极，半径约为 2500 公里。在极点附近几乎从未见过极光。在一天中的任何时间，极光的分布都略有不同。它的中心偏离磁极 3-5 度，位于磁极的夜侧。因此，在主要的地磁风暴期间，极光弧在午夜附近最远地到达赤道方向。极光带会迁移到靠近赤道的纬度 45 到 50 度处。 在春季和秋季的高纬度地区，极光活动达到最大值，因为此时地球位于太阳赤道的最北端或最南端，因此地球拦截来自太阳黑子附近发出的太阳风增强的机会更大。

极光高度随纬度的变化：

h’χ – h’ο = H logn sec χ。

其中 χ = 地磁倾角

h’ο = 对应于 χ = 0 的发光最大高度

H = (kT)/mg

K= 玻尔兹曼常数

T= 绝对温度

m = 气体质量

g = 重力加速度

极光在11 年太阳黑子周期的峰值阶段最为强烈。极光活动在太阳黑子周期的最大值附近以及随后的几年里也达到峰值。太阳表面最剧烈的爆发称为太阳耀斑，起源于可见太阳黑子群周围的磁活动区域。 太阳耀斑释放电子和质子，增加了与地球大气相互作用的太阳粒子的数量，从而产生极其明亮的极光。地球磁场的急剧变化称为磁暴，也是太阳黑子的结果。

地球磁场。

地球周围环绕着一个磁场，称为磁层，它形成了太阳风的屏障。太阳风压力强烈压缩太阳侧的磁层，并在相反侧将其拉伸成一条极长的尾巴。由于太阳风的带电粒子无法穿过地球的磁力线，因此绕过它流动。这在地球上游的空间中形成了一个驻波，称为弓形激波。太阳风的电子扩散到磁尾并形成一个称为等离子体片的储层。磁层和太阳风形成了一个巨大的电动力学，其中流动着巨大而复杂的电流。这些电流的一个组成部分是由等离子体片中的电子携带的，这些电子沿着磁力线以螺旋路径从 300 公里下降到 100 公里。然后这些粒子与大气气体碰撞，使其发光，我们称之为极光。