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维基百科

太阳

位于太阳系中心的恒星

太阳是位于太阳系中心的恒星。它是一个近乎完美的热等离子体理想球体[18][19]，通过其核心的核聚变反应加热到白炽。太阳主要以可见光、紫外线和红外线的形式辐射能量，是地球上生命最重要的能量来源。

太阳☉
White glowing ball
在2019年使用太阳滤镜拍摄的真实色彩的太阳。
名称太阳、Sun、Sol /ˈsɒl/[1]、Sól、Helios /ˈhiːliəs/[2]
形容词Solar /ˈsoʊlər/[3]
观测数据
与地球的
平均距离		1 AU ≈ 1.496×108 km[4]
以光速8分19秒
视亮度 (V)−26.74[5]
绝对星等4.83[5]
恒星分类G2V[6]
金属量Z = 0.0122[7]
角直径31.6–32.7 弧分[8]
0.527–0.545 度
轨道特性
与银河系核心的平均距离≈26,660 光年
银河周期(2.25–2.50)×108 儒略年
速度≈251 km/s（绕银河系中心运行）
≈ 20 km/s（相对于恒星附近其他恒星的平均速度）
≈ 370 km/s[9]（相对于宇宙微波背景）
物理性质
赤道的半径695,700公里[10]，
696,342公里[11]，
109 × 地球半径[12]
赤道的周长4.379×106 km[12]
109 ×地球[12]
扁率9×10−6
表面积6.09×1012 km2[12]
12,000 ×地球[12]
体积1.41×1018 km3[12]
1,300,000 × 地球
质量1.9885×1030 kg[5]
332,950 地球[5]
平均密度1.408 g/cm3[5][12][13]
0.255 × 地球[5][12]
中心密度（建模）162.2 g/cm3[5]
12.4 ×地球
赤道的表面重力274 m/s2[5]
28 ×地球[12]
转动惯量系数（英语：Moment of inertia factor）0.070[5]（估计）
逃逸速度
（从表面）		617.7 km/s[12]
55 ×地球[12]
温度中心（建模）：1.57×107 K[5]
光球层（有效温度）：5,772 K[5]
日冕: ≈ 5×106 K
光度（Lsol）3.828×1026 W[5]
≈ 3.75×1028 lm
≈ 98 lm/W 有效的
色指数 (B-V)0.63
平均值辐射度 (Isol)2.009×107 W·m−2·sr−1
年龄≈46亿年（4.6×109 年）[14][15]
光球的组成（按质量）
自转特性
倾角7.25°[5]
（对黄道）
67.23°
（对银河平面）
赤经
北极[17]		286.13°
19 h 4 min 30 s
赤纬
北极		+63.87°
63° 52' N
对恒星的自转周期25.05日（赤道）
25.38日（纬度16°）
34.4日（极点）[5]
旋转速度
（在赤道）		1.997 km/s[12]
此条目页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页，请见“太阳 (消歧义)”。

太阳的半径大约是 695,000千米（432,000英里），或地球半径的109倍。它的质量大约是地球的330,000倍，约占太阳系总质量的99.86%[20]。太阳的质量大约四分之三由氢（〜73%）组成；其余的主要是氦（〜25%），包括氧、碳、氖和铁等重元素，其数量要少得多[21]。

太阳是一颗G型主序星（G2V）。它的光实际上是白色的，因此非正式地，并不完全准确地称为黄矮星。它大约形成于46亿年前[a][14][22]，来自大分子云区域内物质的引力坍缩。大部分物质聚集在中心，而其余的则扁平成一个轨道盘面，演化成为太阳系。中心质量变得如此炽热和密集，以至于它最终在其核心启动核聚变。人们认为几乎所有的恒星都是通过这个过程形成。

在太阳的核心，每秒钟将大约6亿吨氢聚变成氦，并在此过程中将400万吨物质转化为能量。这种能量可能需要10,000到170,000年才能逃离核心，是太阳的光和热的来源。当其核心的氢聚变减少到太阳不再处于流体静力平衡的点时，其核心将经历密度和温度的显著增加，同时其外层膨胀，最终将太阳转变为红巨星。据推算，太阳将变得足够大，可以吞噬水星和金星，并使地球无法居住。但这大约是五十亿年后的状况。在这之后，它将脱落其外层，裸露出核心，成为一种被称为白矮星的致密恒星。虽然不再通过核聚变产生能量，但仍会发光并散发出先前残余的热量。

自史前时代以来，太阳对地球的巨大影响就已得到认可。太阳被某些文化视为神。地球的自转及其围绕太阳的轨道是一些太阳历的基础。今天使用的主要日历是公历，它将基于16世纪观察到的太阳运动作为实际运动的标准来解释[23]。

词源

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中文

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“太”即“大”。阳，高、明也[24]。

欧洲语言

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英语单词“sun”是从古英语sunne发展而来的。其他日尔曼语族中也出现了同源词，包括希沃特里斯兰语（West Frisian，sinne）、荷兰语zon、低地德语Sünn、标准德语Sonne、巴伐利亚语（Bavarian，Sunna）、古诺斯语（Old Norse，Sunna）和哥德语（Gothict，sunnō）。所有这些词都源于原始日耳曼语 *sunnōn[25][26]。这最终与印欧语系家族其它分支中的"太阳"一词有关，尽管在大多数情况下会找到带有“l”的主格词干，而不是“n”中的属词干，例如在拉丁语sōl，古希腊语 ἥλιος （hēlios），Welsh haul和捷克语 slunce，以及（with *l > r）梵语स्वर （svár）和波斯语خور‎（xvar）。事实上，“l”-词干在原始日耳曼语中也幸存下来，如*sōwelan，它产生了哥特语sauil（与sunnō 一起）和古挪威语平淡无奇的sól（与诗歌sunna一起），并通过它产生了现代斯堪的纳维亚语言中的sun一词：瑞典语和丹麦语 solen，冰岛语 sólin等等[26]。

英语中太阳（Sun）的主要形容词是"sunny"，表示阳光，在技术环境中，solar（/ˈsoʊlər/）[3]，源自拉丁语sol[27]，后者在solar day（太阳日）、solar eclipse （日食）和Solar System（太阳系，有时是Sol system）等术语中存在。来自希腊语helios的罕见形容词heliac（/ˈhiːliæk/）[28]。在英语中，希腊语和拉丁语单词Helios（/ˈhiːliəs/）和Sol (/ˈsɒl/)出现在诗歌中，作为太阳的化身[2][1]，而在科幻小说中，“Sol”可能被用作太阳的名称，已与其它的恒星区别。带有小写“s”的术语"sol"被行星天文学家用于另一颗其它行星（如火星）上的太阳日持续时间[29]。

英语 工作日名称 Sunday 源自古英语 Sunnandæg"sun's day"，日耳曼德语解释（英语：Interpretatio germanica）为拉丁短语迪斯sōlis，本身是古希腊语ἡμέρα ἡλίου的翻译（hēmerahēliou）“太阳之日”[30]。太阳的天文符号是一个带中心点的圆圈，☉ 。它用于"M"☉（太阳质量），"R"☉（太阳半径）和"L"☉（太阳光度）。

一般性质

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太阳是一颗G型主序星，约占太阳系质量的99.86%。太阳的绝对星等为+4.83，估计比银河系中约85%的恒星亮，其中大部分是红矮星[31][32]。太阳是第一星族星，或富含重元素的恒星[33]。太阳的形成可能是由附近一颗或多颗超新星的冲击波引发的[34]。这是由太阳系中高丰度的重元素提出的，如金和铀；相对于重元素贫乏的恒星，即所谓的第二星族星。重元素最有可能是由超新星期间的吸热核反应产生的，或者是由大质量的第二代恒星内的核嬗变通过中子吸收产生的[33]。

太阳是迄今为止地球天空中最明亮的天体，视星等为−26.74[35][36]。这比下一颗最亮的恒星，视星等为-1.46的天狼星亮约130亿倍。

1天文单位（大约150,000,000公里；93,000,000英里）被定义为太阳中心到地球中心的平均距离，尽管随着地球从1月3日左右的近日点移动到7月4日左右的远日点，距离会发生变化（约+/- 250万公里或155万英里）[37]。距离可以在147,098,074公里（近日点）和152,097,701公里（远日点）之间变化，极值可以从147,083,346公里到152,112,126公里[38]。光从离开太阳表面到地球表面的平均光程距离约为8分20秒[39]。这种阳光的能量几乎支持所有的生命[b]，在地球上通过光合作用[40]，并驱动气候和天气。

太阳没有明确的边界，但其密度随着光球上方高度的增加而呈指数级下降[41]。 为了量测的目的，太阳的半径被认为是从其中心到光球边缘的距离，光球是太阳的明显可见表面[42]。按照这个尺度，太阳是一个近乎完美的球体，扁率估计为百万分之九[43]，这意味着它的极径与赤道直径仅相差10千米（6.2英里）[44]。行星的潮汐效应很弱，对太阳的形状没有显著影响[45]。太阳在赤道的自转速度比在两极的自转速度快。这种差异自转是由热传输引起的对流运动和太阳自转引起的柯里奥利力造成的。在恒星定义的参考系中，赤道的自转周期约为25.6天，两极的自转周期约为33.5天。从地球绕太阳的公转来看，太阳在赤道的“视自转周期”约为28天[46]。从北极上方的有利位置看，太阳绕其自转轴逆时针旋转[47]。

组成

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参见：恒星分子

太阳主要由氢和氦这两种化学元素组成。在太阳生命的这个时候，它们在 太阳光球分别占质量的74.9%和23.8%[48]。所有较重的元素，在天文学中被称为“金属”，占不到质量2%，其中氧（约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖（0.2%）和铁（0.2%）最为丰富[49]。

在太阳研究中，更常见的是用dex表示每种元素的丰度，这是一个缩放的对数单位。A（e） = 12+log10（ne/nH），其中“e”是所讨论的元素，nH是10^12个氢原子。根据定义，氢的丰度为12，氦的丰度在大约10.3到10.5之间变化，这取决于太阳周期的相位[50]，碳是8.47，氖是8.29，氧是7.69[51]和铁是7.62。

太阳最初的化学成分是从形成它的星际介质中继承下来的。最初，它含有大约71.1%的氢、27.4%的氦和1.5%的重元素[48]。太阳中的氢和大部分氦在宇宙的前20分钟由太初核合成产生，而较重的元素在太阳形成之前是由前几代恒星产生，并在恒星生命的最后阶段和超新星等事件中扩散到星际介质中[52]。

自太阳形成以来，主要的聚变过程包括将氢聚变为氦。在过去的46亿年里，氦的数量及其在太阳内的位置逐渐发生了变化。在核心内，由于聚变，氦的比例从约24%增加到约60%，一些氦和重元素由于引力从光球层向太阳中心沉降。较重元素的比例保持不变。热量通过辐射而不是对流从太阳核心向外传递（见辐射层），因此聚变产物不会因热量向外抬起；它们留在核心[53]渐渐地，氦的内核已经开始形成，但无法聚变，这是因为现时太阳的核心不够热或密度不足以聚变氦。在现时的光球中，氦的含量减少，金属量仅为原恒星阶段（核心核聚变开始之前）的84%。未来，氦将继续在核心中积累，在大约50亿年后，这种逐渐积累最终将导致太阳离开主序带并成为红巨星[54]。

光球的化学成分通常被认为是原始太阳系成分的代表[55]。上述太阳重元素丰度通常是通过使用太阳光球的光谱学和量测从未被加热到融化温度的陨石中的丰度来量测的。这些陨石被认为保留了原恒星太阳的成分，因此不受重元素沉降的影响。这两种方法得到的结果通常很一致[21]。

结构和核聚变

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主条目：标准太阳模型
 
用假色进行对比的太阳结构图

核心

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主条目：太阳核心

太阳的太阳核心从中心延伸到太阳半径的20-25%左右[56]，其密度最高为 150 g/cm3[57][58]（约为水密度的150倍）和接近1,570万K的温度[58]。相比之下，太阳表面的温度大约为5800 K。最近对SOHO任务数据的分析表明，核心的自转速度比上面的辐射层更快[56]。在太阳生命的大部分时间里，能量都是通过质子-质子链在核心区域进行核聚变产生的；这个过程将氢转化为氦[59]。现时，太阳产生的能量只有0.8%来自另一系列被称为碳氮氧循环的聚变反应，并且随着太阳年龄的增长和亮度的提高，预期这一比例还会增加[60][61]。

核心是太阳中唯一通过核聚变产生大量热能的区域；99%的能量产生于太阳半径的24%以内，到了半径的30%，核聚变几乎完全停止。太阳的其余部分被这种能量加热，因为它通过许多连续的层向外转移，最终到达太阳光球层，在那里它通过辐射（光子）或平流（大质量粒子）逃逸到太空[62][63]。

 
质子-质子反应链的图解：由氢形成氘、氦-3和常规的氦-4。

质子-质子链在核心中每秒发生约9.2×1037次，每秒将约3.7×1038个质子转化为α粒子s（氦核）（在太阳中总共约8.9×1056个自由质子），或约6.2×1011 kg/s。然而，每个质子（平均）需要大约90亿年才能使用PP链相互聚变[62]。将四个自由的质子（氢原子核）聚变成单个α粒子（氦原子核）释放约0.71185%的聚变质量转换为能量[64]，因此，太阳以每秒426万公吨的质量-能量转换率释放能量（这需要6亿公吨的氢[65]），即384.6佑瓦特（3.846×1026 W）[5]，或每秒9.192×1010百万吨的TNT。太阳的大功率输出主要是由于其核心的巨大尺寸和密度（与地球和地球上的物体相比），每立方米只能产生相当小的功率。太阳内部的理论模型表明，核心中心的最大功率密度或能量产生约为276.5瓦特秒/立方米[66]，这与堆肥内部的功率密度大致相同[67]。

堆芯中的核聚变率处于自校正平衡：稍高的核聚变率会导致堆芯升温更多，膨胀会稍微抵消外层的重量，从而降低密度，从而降低核聚变率，并校正摄动；而稍低的速率将导致堆芯稍微冷却和收缩，从而增加密度并增加核聚变速率，并再次使其恢复到现时的速率[68][69]。

辐射层

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主条目：辐射层
 
这是不同恒星的内部结构图。太阳是在中间的恒星，有一个在内部的辐射层和一个在其外的对流层

辐射层是太阳最厚的一层，约占太阳半径的0.45。从核心外围到大约0.7太阳半径，热辐射是能量传递的主要手段[70]。随着与核心距离的增加，温度从大约700万K下降到200万K[58]。这个温度梯度小于绝热衰减率的值，因此不能驱动对流。这解释了为什么通过该区域的能量传递是通过辐射而不是热对流[58]。氢和氦的离子发射光子，这些光子在被其它离子重新吸收之前只传播很短的距离[70]。在0.25太阳半径和0.7太阳半径之间，即辐射区的顶部，密度下降了一百倍（从20克/厘米3到0.2克/厘米3）[70]。

差旋层

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主条目：差旋层

辐射层和对流层被一个过渡的差旋层分隔开。这是一个在均匀旋转的辐射层和对流层之间的差异旋转，两层在这种情况下的大剪应力（流体），导致连续的水平层相互滑动的效应[71]。现时，人们假设（参见太阳发电机），这一层中的磁发电机会产生太阳的磁场[58]。

对流层

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主条目：对流层

太阳的对流层从0.7太阳半径（500,000公里）延伸到接近表面附近。在这一层中，太阳等离子体的密度或温度不够高，无法通过辐射将内部的热能向外传递。相对的，等离子体的密度足够低，可以形成对流，并将太阳的能量向外移动到其表面。在差旋层加热的物质会吸收热量并膨胀，从而降低其密度并使其上升。因此，质量的有序运动发展成热细胞，将大部分热量向外输送到上方的太阳光球。一旦物质在光球表面下扩散和辐射冷却，其密度就会增加，并下沉到对流层的底部，在那里它再次从辐射区的顶部吸收热量，对流循环就会继续。在光球层，温度已降至5,700 K（350倍），密度仅为0.2 g/m3（约为海平面空气密度的1/10,000，对流区内层的百万分之一）[58]。

对流区的热柱在太阳表面形成印记，使其在最小尺度上具有被称为米粒组织的颗粒状外观，在较大尺度上具有超米粒组织的粒状外观。太阳外部的湍流对流维持着太阳内部近表面体积上“小规模”的发电机作用[58]。太阳的热柱是瑞利-贝纳德对流，形状大致为六边形棱镜 [72]。

光球

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主条目：光球
弥漫的等离子体 
井上建太阳望远镜（DKIST）拍摄的太阳表面高分辨率影像

太阳的可见表面，即光球，是太阳对可见光变得不透明的表层[73]。这一层产生的光子通过其上方透明的太阳大气层逃离太阳，成为太阳辐射，即阳光。不透明度的变化是由于H−离子的数量减少，这些离子很容易吸收可见光[73]。相对的，我们看到的可见光是电子与氢原子反应产生H−离子时产生的[74][75]。

光球层厚数十至数百公里，其不透明性略低于地球上的空气。由于光球的上部比下部更冷，太阳的影像在中心看起来比在太阳盘面的外缘或“边缘”更亮，这种现象被称为周边昏暗[73]。太阳光的光谱近似于黑体在5,777 K（5,504 °C；9,939 °F）辐射的光谱，中间穿插著来自光球上方一层稀薄的原子吸收线。光球层的粒子密度为〜1023m−3（约为海平面单位体积地球大气层粒子数的0.37%）。光球没有完全电离——电离程度约为3%，几乎所有的氢都以原子形式存在[76]。

在早期对光球光谱的研究中，发现了一些与当时地球上已知的任何化学元素都不能对应的吸收线。1868年，约瑟夫·诺曼·洛克耶假设这些吸收线是由一种新元素引起的，他以希腊太阳神Helios的名字将其称为“helium”。二十五年后，氦在地球上被分离出来[77]。

大气层

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主条目：恒星大气层

太阳的大气层由四部分组成：光球（正常情况下可见）、色球、过渡区、日冕和太阳圈。在日全食期间，光球被阻挡，使得日冕可见[78]。

温度极小区

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太阳最冷的一层是温度最低的区域，延伸到光球上方约500 km，温度约为4,100 K[73]。太阳的这一部分足够冷，可以通过吸收光谱检测到一氧化碳和水等简单分子的存在[79]。色球、过渡区和日冕比太阳表面热得多[73]。原因尚不清楚，但有证据表明阿尔文波可能有足够的能量来加热日冕[80]。

 
日出号的太阳光学望远镜拍摄的太阳过渡区。

色球

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在最低温度层之上是厚约2,000 km厚，由发射线和吸收线的光谱主导的一层[73]。它称为“色球”，来自希腊语词根“chroma”，意思是颜色，因为色球在日全食开始和结束时都是可见的彩色闪光[70]。色球的温度随着海拔高度的升高而逐渐升高，顶部附近的最高温可达20,000 K[73]。在色球的上部，部分的氦被电离[81]。

过渡区

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在色球上方，有一个薄的（约为200 km）过渡区，温度从色球上部附近的20,000 K迅速上升到接近1000000 K的日冕温度[82]。氦在过渡区的完全电离促进了温度的升高，这显著减少了等离子体的辐射冷却[81]。过渡区的出现没有明确定义的海拔高度。相对的，它在的针状体和丝状体等色球特征周围形成一种晕（nimbus），并恒定处于混沌运动中[70]。过渡区从地球表面不容易看到，但通过对光谱的极紫外部分敏感的仪器，可以很容易地从太空观察到[83]。

日冕

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在日全食时，在短暂的全食期间可以用肉眼看到日冕

日冕是太阳大气层的下一层。在太阳表面附近的低日冕，其粒子密度约为1015m−3至1016m−3[81]。日冕和太阳风的平均温度约为1,000,000–2,000,000 K；然而，在最热的地区，温度为8,000,000–20,000,000 K[82]。尽管现时还没有完整的理论来解释日冕的温度，但已知至少有一部分热量来自磁重联[82][84]。

日冕是太阳的延伸大气层，其体积远大于太阳光球所包围的体积。从太阳向外进入行星际空间的等离子体流是太阳风[84]。

太阳圈

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太阳圈是太阳最外层的稀薄大气层，充满了太阳风等离子体。太阳的最外层被定义为从太阳风的流动变得“超级阿尔文波”的距离开始，也就是说，在这个距离处，流动变得比阿尔文波的速度更快[85]，这个距离在大约20个太阳半径（0.1AU）处。太阳圈中的湍流和动力不会影响日冕的形状，因为信息只能以阿尔文波的速度传播。太阳风在太阳圈持续地向外行进[86][87]，将太阳磁场形成为派克螺旋形状[84]，直到它冲击到超过50 AU远的太阳圈顶。在2004年12月，航海家1号探测器穿过了一个被认为是太阳圈顶一部分的冲击锋[88]。在2012末，航海家1号记录到宇宙射线碰撞的显著增加，和来自太阳风的低能量粒子的急剧下降，这表明探测器已经穿过日球层顶并进入星际介质[89]。事实上，在2012年8月25日，距离太阳约122个天文单位的位置上已经做到了这一点[90]。由于太阳的运动，太阳圈有一个日球尾，在它后面伸展[91]。

2021年4月28日，美国国家航空航天局的派克太阳探测器在第八次飞越太阳时，在18.8太阳半径处遇到了特定的磁场和粒子条件，这表明它穿透了阿尔文表面（英语：Alfvén surface），这是将日冕与太阳风分隔开的边界，定义为日冕等离子体的阿尔文速度和大规模太阳风速相等[92][93]。探测器用FIELDS和SWEAP仪器量测了太阳风等离子体环境[94]。美国国家航空航天局将这一事件描述为“触及太阳”[92]。在飞越过程中，派克太阳探测器多次进出日冕。这证明了阿尔文临界表面的形状不是光滑的球，而是有褶皱表面的波峰和波谷[92]。

阳光和中微子

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主条目：阳光和太阳辐照度
 
通过薄雾看到的太阳

太阳发出的光跨越可见光谱，因此当从太空观察或当太阳在高空时，它的颜色是白色，CIE颜色空间指数接近（0.3，0.3）。从太空观察时，各波长的太阳辐射在光谱的绿色部分达到峰值[95][96]。当太阳在天空中的高度非常低时，大气散射会使太阳呈现黄色、红色、橙色或洋红色，在极少数情况下甚至会使太阳呈绿色或蓝色。尽管它是典型的白色（白色的阳光、白色的环境光、月球的白色照明等），但一些文化在心理上认为太阳是黄色的，有些甚至是红色的； 造成这种情况的原因是文化上的，确切的原因是争论的主题[97]。 太阳是一颗G2V恒星，“G2”表示其表面温度约为5,778 K（5,505 °C；9,941 °F），“V”表示它和大多数恒星一样是一颗主序恒星[62][98]。

太阳常数是直接暴露于太阳的阳光下的单位面积上沉积的能量。距离太阳一个天文单位（AU）的距离（即在地球上或附近），太阳常数大约等于1,368W/m2（瓦特/平方米）[99]。地球表面的阳光功率是被大气层衰减的，因此当太阳接近天顶时，在晴朗的条件下到达地球表面的衰减较小（接近1,000|u=W/m2）[100]。地球大气层顶部的阳光（按总能量计算）由大约50%的红外光、40%的可见光和10%的紫外光组成[101]。大气层尤其能过滤掉70%以上的太阳紫外线，尤其是在较短波长下[102]。 太阳紫外线辐射使地球白天的高层大气电离，产生导电的电离层[103]。

来自太阳的紫外线具有防腐特性，可用于消毒工具和水。它也会导致晒伤，并具有其他生物效应，如产生维他命D和晒黑。它也是皮肤癌的主要原因。紫外线被地球的臭氧层强烈衰减，因此紫外线的数量随着纬度的变化而变化很大，并在一定程度上导致了许多生物适应，包括地球不同地区人类肤色的变化[104]。

150 million kilometers from Sun to Earth 
中微子和光子一旦离开太阳表面，就会以光速的速度传播。

核心的核聚变反应最初释放的高能伽马射线光子，通常只传播几毫米，几乎立即被辐射区的太阳等离子体吸收。再发射发生在一个随机的方向上，且通常能量略低。通过这种发射和吸收序列，辐射到达太阳表面需要很长时间。据估计，光子旅行的时间在10,000到170,000年之间[105]。相比之下，中微子只需2.3秒就可以到达表面，它约占太阳总能量的2%。由于太阳中的能量传输是一个涉及光子与物质处于热力学平衡的过程，因此太阳中能量传输的时间尺度更长，约为3,000,000年。如果太阳核心的能量产生率突然发生变化，这是太阳恢复稳定状态所需的时间[106]。

中微子也通过核心的核聚变反应释放，但与光子不同，它们很少与物质发生相互作用，因此几乎所有中微子都能立即逃离太阳。多年来，对太阳产生的中微子数量的量测是比理论预测的要低，只有三分之一的量。2001年，通过发现中微子振荡的影响，这种差异得到了解决：太阳发射的中微子数量与理论预测的数量相同，但中微子探测器却缺少2⁄3，因为中微子在被探测到时已经改变了味道[107]。

磁活动

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太阳表面有一个变化的恒星磁场。它的极场是1—2高斯（0.0001—0.0002特斯拉），而在太阳上被称为太阳黑子的特征中，极场通常是3,000高斯（0.3特斯拉），在日珥中则是10—100高斯（0.001—0.01特斯拉）[5]。磁场随时间和位置的变化而变化。准周期的11年太阳周期是太阳黑子数量和大小增减的最显著变化[108][109][110]。

太阳磁场远远超出了太阳本身。导电的太阳风等离子体将太阳磁场带入太空，形成所谓的行星际磁场[84]。在一种被称为理想磁流体动力学的近似中，等离子体粒子只沿着磁力线移动。结果是，向外流动的太阳风将行星际磁场向外拉伸，迫使其形成大致径向的结构。对于在太阳磁赤道两侧具有相反半球极性的简单偶极太阳磁场，在太阳风中形成薄的电流片[84]。

在很远的距离上，太阳的自转将偶极磁场和相应的电流片扭曲成一种被称为派克螺旋的阿基米德螺线结构[84]。行星际磁场比太阳磁场的偶极分量强得多。太阳50–400μT的偶极磁场（在光球）随着距离的倒数而减小，导致地球距离处的预测磁场为0.1 nT。然而，根据太空船的观测，地球所在位置的行星际场约为5 nT，大了约一百倍[111]。这种差异是由于太阳周围等离子体中的电流产生磁场造成的。

太阳黑子

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主条目：太阳黑子
 
业余太阳望远镜使用Hα滤镜拍摄的太阳黑子缩时摄影

太阳黑子是太阳光球上的暗斑，对应于磁场的强度。在磁场中，热量从太阳内部到表面的对流传输受到抑制。结果是，太阳黑子比周围的光球略冷，所以看起来很暗。在典型的太阳极小期，几乎看不到太阳黑子，偶尔根本完全看不到；能看见的那些，都出现在太阳高纬度地区。随着太阳周期向极大期发展，太阳黑子往往在靠近太阳赤道的地方形成；这一现象被称为史波勒定律。最大的太阳黑子直径可达数万公里[112]。

11年的太阳黑子周期是22年巴布科–雷顿发电机周期的一半，这对应于环形和极向（英语：Toroidal and poloidal coordinates）太阳磁场之间的振荡能量交换。在太阳极大期时，外部极向偶极磁场接近其发电机周期最小强度，但通过差旋层内的差异自转产生的内部环形四极场接近其最大强度。在发电机周期的这一点上，对流区内的浮力上升流迫使环形磁场通过光球层出现，产生了成对的太阳黑子，大致排列在东西方向，并具有相反磁极的足迹。太阳黑子对的磁极在每个太阳周期交替出现，这一现象由海尔定律（英语：Hale's law）描述[113][114]。

在太阳周期的衰退阶段，能量从内部环形磁场转移到外部极向磁场，太阳黑子的数量和大小都会减少。在太阳极小期时，环形场相应地处于最小强度，太阳黑子相对罕见，而极向场处于最大强度。随着下一个11年太阳黑子周期的上升，差异自转将磁能从极向场转移回环形场，但其极性与前一个周期相反。这一过程持续进行，在理想化、简化的场景中，每个11年的太阳黑子周期都对应着太阳大尺度磁场的整体极性的变化[115][116]。

太阳活动

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主条目：太阳周期、太阳黑子和太阳周期表
 
迄2005年以来，对前30年太阳周期变化的量测。

太阳的磁场导致许多效应，这些效应统称为太阳活动。太阳耀斑和日冕巨量喷发往往发生在太阳黑子群中。缓慢变化的高速太阳风从光球表面的冕洞发射出来。日冕巨量喷发和太阳风的高速流都将等离子体和行星际磁场向外带入太阳系[117]。太阳活动对地球的影响包括中高纬度的极光以及无线电通信和电力的中断。太阳活动被认为在太阳系的形成与演化中发挥了重要作用。

一些科学家认为，太阳黑子数量的长期长期变化与太阳辐照度的长期变化有关[118]，这反过来可能会影响地球的长期气候[119]。太阳周期影响太空天气，包括地球周围的条件。例如，在17世纪，太阳周期似乎已经完全停止了几十年；在被称为蒙德极小期的时期，几乎没有观测到太阳黑子。这正好与小冰期的时代相吻合，当时欧洲经历了异常寒冷的气温[120]。早期的扩展极小值是通过对树环的分析发现的，似乎与低于平均水准的全球气温相吻合[121]。

2019年12月，观测到一种新型的太阳磁爆炸，称为强制磁重联。此前，在一个被称为自发磁重联的过程中，人们观察到太阳磁力线爆炸性地发散，然后瞬间再次会聚。强制磁重联也是类似的，但它是由日冕中的爆炸触发[122]。

 
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

可能的长周期

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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[123][124]。

生命阶段

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主条目：太阳系的形成与演化和恒星演化
 
类似太阳的恒星演化概述

今天的太阳大约已经度过了它生命中最稳定部分的一半，40多亿年来，它没有发生巨大变化[a]，在未来50多亿年内将保持相当稳定。然而，在其核心的氢聚变停止后，太阳将在内部和外部都发生巨大变化。它的质量比在5秒差距内其它75颗恒星中的71颗巨大[125]，或是在前5%内。

形成

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更多信息：太阳系的形成与演化

太阳大约于46亿年前，由一个主要由氢和氦组成的巨大分子云的一部分坍塌而形成；这个分子云可能还孕育了许多其它恒星[126]。这个年龄是使用恒星演化的电脑模型和核宇宙编年学估计的[14]。这一结果与最古老的太阳系物质的辐射定年一致，即45.67亿年前[127][128]。对古代陨石的研究揭示了稳定的短半衰期同位素子核的痕迹，如铁-60，这些子核只在爆炸的短寿命恒星中形成。这表明在太阳形成的位置附近一定发生过一颗或多颗超新星的爆炸。来自附近超新星的冲击波会通过压缩分子云中的物质并导致某些区域在自身引力下坍塌，从而触发太阳的形成[129]。当分子云的一个碎片坍塌时，由于角动量守恒，它也开始旋转，并随着压力的增加而升温[130]。大部分质量集中在中心，而其余的则扁平成一个圆盘，成为行星和太阳系的其它天体[131][132]。因为它从周围的圆盘中积累了更多的物质，云层核心的重力和压力产生了大量热量，最终引发了核聚变[133]。

恒星HD 162826和HD 186302与太阳有相似之处，因此被假设为形成于同一分子云中的恒星兄弟[134][135]。

主序带

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类太阳恒星的演化。显示一颗太阳质量恒星在赫-罗图上，从离开主序带到后渐近巨星分支阶段的轨迹。

太阳正处于主序阶段的一半，在此期间，其核心的核聚变反应将氢聚变为氦。每秒钟，超过400万吨的物质在太阳核心内转化为能量，产生中微子和太阳辐射。按照这个速度，到目前为止，太阳已经将大约100倍地球质量转化为能量，约占太阳总质量的0.03%。在太阳成为红巨星阶段之前，太阳做为主序星总共将花费大约100亿至110亿年的时间[136]。根据2022年欧洲空间局的盖亚观测任务，在80亿年大关时，太阳将处于最热点[137]。

太阳的核心逐渐变得更热，表面越来越热，半径越来越大，在主序列上的时间里也越来越亮：自其主序生命开始以来，它的半径扩大了15%，表面温度从5,620 K（5,350 °C；9,660 °F）上升到5,772 K（5,499 °C；9,930 °F）[138]，导致光度从0.677太阳光度上升到现在的1.0太阳光度，增加了48%。这是因为核心中的氦原子的平均分子量高于熔化的氢原子，从而导致较低的热压力。因此，核心正在收缩，使太阳的外层向中心靠近，释放出引力势能。根据维里定理，释放的引力能有一半用于加热，这导致核聚变发生的速率逐渐增加，从而亮度增加。随着核芯逐渐变密，这个过程也加快了[139]。现时，它的亮度每1亿年新增约1%。从现在起，至少需要10亿年的时间才能耗尽地球上的液态水[140]。在那之后，地球将不再能够支持复杂的多细胞生命，地球上仅存的多细胞生物最后将遭受彻底灭绝[141]。

核芯氢气耗尽后

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当前太阳的大小（现在在主序列中）与未来红巨星阶段的估计大小相比

太阳没有足够的质量爆炸成为超新星。相对的，当它在大约50亿年后耗尽核心中的氢时，核心的氢聚变将停止，并且没有什么可以阻止核心收缩。引力势能的释放将导致太阳的光度增加，结束主序带阶段，并导致太阳在未来十亿年内膨胀：首先变成次巨星，然后变成红巨星[139][142][143]。引力收缩引起的加热也将导致核心外的壳层中的氢聚变。那里保留着未聚变的氢，有助于增加光度，最终将达到目前亮度的1000倍以上[139]。当太阳进入其红巨星分支（RGB）阶段时，它将吞没水星和金星（可能），达到大约 0.75 AU（110 × 106 km；70 × 106 mi）[143][144]。太阳将在RGB中度过大约十亿年，并失去大约三分之一的质量[143]。

在红巨星分支之后，太阳还剩下大约12,000万年的活跃生命，但发生了很多事情。首先，核心（充满简并氦）在氦闪中猛烈点燃；据估计，6%的核心 - 本身是太阳质量的40% - 将通过3氦过程在几分钟内转化为碳[145]。然后太阳缩小到目前大小的1/10左右，光度的50倍，而温度比现在低一点。然后它将到达红群聚或水平分支，但太阳金属量的恒星不会沿着水平分支向蓝色演变。相反的，因为它继续在核心中与氦反应，它只是在大约1亿年内适度变得更大，更明亮[143]。

当氦耗尽时，太阳将重复核心中的氢耗尽时所遵循的膨胀。然而，这一次，这一切都发生得更快，太阳变得更大更亮，如果之前没有吞噬金星，这时也会被席卷金星。这是渐近巨星分支阶段，太阳交替聚变壳层中的氢或更深壳中的氦。在早期渐近巨星分支上大约2,000万年后，太阳变得越来越不稳定，质量迅速损失，每10万年左右会有几百年因为热脉冲导致大小和光度增加。热脉冲每次都变得更大，后来的脉冲将光度推到目前水准的5,000倍，半径超过1 AU（150 × 106 km；93 × 106 mi）[146]。

根据2008年的模型，由于太阳成为红巨星的质量损失，地球的轨道最多会从最初的扩大1.5 AU（220 × 106 km；140 × 106 mi）。然而，由于潮汐力（最终从较低的色球拖拽），地球的轨道稍后将开始缩小，因此在红巨星分支的尖端阶段，在水星和金星分别遭受了同样的命运的3.8和100万年后被太阳吞没。模型因质量损失的速度和时间而异。在红巨星分支上具有较高质量损失的模型，在渐近巨星分支的顶端产生质量更小，亮度较低的恒星，可能光度只有2,000倍，半径不到200倍[143]。对太阳来说，在它完全失去外壳并开始形成行星状星云之前，预测有四个热脉冲。到这个阶段结束时 - 持续大约50万年 - 太阳将只有目前质量的一半左右。

渐近巨分支的后期演化甚至更快。随着温度的升高，光度保持大致恒定，当暴露的核心到达30,000 K（29,700 °C；53,500 °F）时，太阳质量的一半被电离成行星状星云，好像它处于一种蓝循环。最后的裸核，一颗白矮星，温度将超过100,000 K（100,000 °C；180,000 °F），估计包含太阳目前质量的54.05%[143]。行星状星云将在大约1万年后消散，但白矮星将存活数万亿年，然后逐渐消失为假设的黑矮星[147][148]。

运动和位置

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太阳系

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主条目：太阳系
see caption 
太阳系，太阳和行星的大小依比例呈现。类地行星在右边，气态和冰巨行星在左边
 
太阳、地球和月球运动的方向

太阳有八颗已知的行星围绕它运行。这包括四颗类地行星（水星、金星，地球和火星），两颗气态巨行星（木星和土星）和两颗冰巨行星（天王星和海王星）。太阳系还有九颗通常被认为是矮行星的天体和更多的候选者，一个主小行星带，许多彗星，以及大量位于海王星轨道之外的冰体。其中六颗行星和许多较小的天体也有自己的天然卫星：特别是木星，土星和天王星的卫星系统在某些方面类似于太阳系统的微型版本[149]。

太阳系中的运动

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太阳系的质心相对于太阳的视运动：实际上是太阳在运动。

太阳被行星的引力所移动。太阳的中心总是在太阳系质心的2.2太阳半径内。太阳的这种运动主要是由于木星、土星、天王星和海王星。在几十年的某些时期，运动是相当有规律的，形成三叶形（英语：Trefoil）模式，而在这些时期之间，它看起来更混乱[150]。179年后（木星和土星的会合周期的九倍），这种模式或多或少地重复，但旋转了约24°[151]。包括地球在内的内行星的轨道同样被相同的引力所取代，因此太阳的运动对地球和太阳的相对位置或太阳在地球上的辐照度作为时间的函数几乎没有影响[152]。

邻域天体

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太阳圈之外是星际介质，由各种气体云组成。太阳系目前穿过本地星际云，这里显示的是邻近的云和两颗最近的独立可见恒星

太阳系被本地星际云包围，尽管目前尚不清楚它是否嵌入本地星际云中，或者它是否位于云的边缘之外[153][154]。在距离太阳300光年以内的区域内也存在多个其他星际云，称为本地泡[154]。后一个特征是星际介质中大约300光年的沙漏状空腔或超级气泡。气泡中充满了高温等离子体，这表明它可能是最近几次超新星的产物[155]。

本地泡是一个小的超级气泡，与邻近的更宽的拉德克利夫波和“分裂”线性结构（以前称为古尔德带）相比，每个长度都有数千光年[156]。所有这些结构都是猎户臂的一部分，它包含了银河系中肉眼可见的大部分恒星。局部邻域中所有物质的密度为0.097±0.013 M☉·pc−3[157]。

在距离太阳十光年以内的恒星相对较少，最近的是三合星系统南门二，距离地球约4.2光年，可能位于本地气泡的G云中[158]。南门二A和B是一对紧密结合的类太阳恒星，而离地球最近的恒星红矮星比邻星，以0.2光年的距离绕着这对恒星运行。2016年，一颗潜在的适居系外行星被发现绕着比邻星运行，称为比邻星b，这是被确认离太阳最近的系外行星[159]。

已知距离太阳最近的核聚变体是红矮星巴纳德星（5.9光年），沃夫359（7.8光年）和拉兰德21185（8.3 光年）[160]。最近的棕矮星属于双星卢曼16系统（6.6光年），而已知最接近的星际或自由漂浮的行星质量天体，质量小于10木星质量的次棕矮星WISE 0855–0714（7.4光年）[161]。

在8.6光年外的天狼星，是地球夜空中最亮的恒星，质量大约是太阳的两倍，有离地球最近的白矮星天狼星B绕行着。十光年以内的其它恒星还有联星系统的红矮星鲁坦726-8（8.7光年）和孤独的红矮星罗斯154（9.7光年）[162][163]。离太阳系最近的类太阳恒星是11.9光年的天仓五（鲸鱼座τ）。它的质量大约是太阳的80%，但光度只有太阳的一半左右[164]。

最近和肉眼直接可见的恒星群是距离大约80光年的大熊座移动星群，它位于本地泡内，以及一样肉眼可见，位于其边缘的毕宿星团。最近的恒星形成区是南冕座分子云（英语：Corona Australis#Corona Australis Molecular Cloud）、蛇夫座ρ星云复合体和位于本地泡沫之外，是拉德克利夫波一部分的金牛座分子云[165]。

在银河系的轨道

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太阳绕着银河系的中心运行，目前正朝着天鹅座座的方向移动。星系中恒星运动的简单模型给出了银道坐标系X、Y和Z作为：

 
 
 

其中U、V和W是相对于本地静止标准、A和B是欧特常数（英语：Oort constants）， 是本地静止标准的星系旋转角速度， 是“环心频率”，ν 是垂直振荡频率[166]。对于太阳，U、V和W的现值估计为 </math> km/s，其它常量的估计值为 A = 15.5 km/s/kpc， B = −12.2 km/s/kpc， κ = 37 km/s/kpc，和ν=74 km/s/kpc。我们采取X(0)和Y(0)为零和Z(0)估计为17秒差距[167][168]。这个模型意味着太阳围绕着一个点循环，而这个点本身就围绕着银河系。太阳围绕该点的环流周期为 。使用秒差距等于1 km/s乘以0.978 百万年的等效性，它得出1.66亿年，比点绕星系所需的时间短。在(X，Y)坐标，描述了太阳围绕该点的椭圆，其长度在 Y 方向为

 

以及其宽度在X方向为

 

这个椭圆的长度与宽度之比，对于我们附近的所有恒星都是一样的，是  移动点目前位于

 
 

采取太阳在Z方向的震荡

 

在银河系平面上方和下方相同的距离，周期为 或8,300万年，每个轨道约2.7次[169]。虽然 是2.22亿年，但 在太阳环流时的值是

 

（参见欧特常数（英语：Oort constants）），对应于2.35亿年，这是该点绕银河系一次所需的时间。其它具有相同值 的恒星必须花相同的时间围绕银河系，因此太阳附近的恒星一般保持相同的距离。

太阳围绕银河系的轨道由于银河系中不均匀的质量分布，例如银河系螺旋臂内和之间的质量分布，而受到干扰。有人认为，太阳通过更高密度的螺旋臂通常与地球上的大规模灭绝相吻合，也许是由于撞击事件的增加[170]。太阳系大约需要2.25〜2.5亿年才能完成一次穿越银河系的轨道（“银河年”）[171]，因此，一般认为在太阳的一生中已经完成了20〜25次轨道。太阳系围绕银河系中心的轨道速度约为251公里/秒（156英里/秒）[172]。按照这个速度，太阳系需要大约1,190年的时间才能行进1光年，或者需要7天才能行进1 AU[173]。

银河系相对于宇宙微波背景辐射（CMB）向星座长蛇座的方向移动的速度为550 km/s，太阳相对于CMB的最终速度约为370 km/s，方向为方向为巨爵座或狮子座[174]。

银河系位置

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主条目：太阳系 § 银河的范围
 
显示太阳位置的银河系插图。显示的径向坐标（辐射线）以太阳的位置为中心（标记）

太阳位于银河系的猎户臂内缘附近，在本地星际云或古尔德带中，距离银河系中心的距离为7.5—8.5千秒差距（24—28千光年）[175][176] [177][178][179][180]。 太阳包含在本地泡中，这是一个稀薄的热气体空间，可能由超新星遗迹杰敏卡[181]，或昴宿星团移动群B1中的多颗超新星产生[182]。本地臂和外侧的下一个臂，英仙臂，之间的距离大约是6,500光年[183]。太阳，以及太阳系，被发现在科学家所谓的银河系宜居带（英语：Galactic habitable zone）。“太阳之道的向点”，或太阳向点，是太阳相对于附近其它恒星行进的方向。这个运动是朝向星座武仙座中靠近恒星织女星的一个点。距离太阳100秒差距（326光年）的恒星，相对于太阳的速度可以近似地通过麦克斯韦-玻尔兹曼分布（特别是对于较低的速度）或对数正态分布（特别是对于较高的速度）来建模，但高速恒星（大于300km/s）比任何一个分布所预测的都要多。这些恒星相对于太阳的平均速度（不是平均速率）（或太阳相对于它们的平均速度）约为20km/s[184]。

在太阳的32.6 ly中，截至2000年，在227个系统中有315颗已知恒星，包括163颗单颗恒星。据估计，这一范围内还有130个系统尚未确定。如果扩大到81.5 ly，则可能有多达7,500颗星，其中大约2,600颗已知。该体积中的次恒星天体的数量预估将与恒星的数量相当[185]。在距离地球17光年以内的50颗近恒星系统（最接近的是红矮星毗邻星，大约4.2光年），太阳的质量排名第四[186]。

近恒星盖亚星表，在100秒差距内，包含331,312颗恒星，并被认为包括至少92%的恒星分类为M9或“更早”（即更热）的恒星[184]。

理论上的问题

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太阳中微子问题

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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[187]。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[188]。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[107][189]。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[188][190]。这个比例是由MSW效应（英语：Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect）（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[188]。

日冕高温问题

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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[82]。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[84]。

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[82]。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[82]，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[191]。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）[192]。

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[193]。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[82]。

年轻太阳黯淡问题

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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[194]。

现在的异常

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太阳目前有一些行为出现了异常[195][196]：

  • 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%[197]。
  • 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%[198]。
  • 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

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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

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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（英语：Nabta Playa#Astronomical observation）、马耳他姆那拉（英语：Mnajdra）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[199][200][201]。

科学认识的发展

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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[202]。 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[203]。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 1]，其中的翻译是含糊不清的，暗示是4,080,000斯达地（英语：Stadiametric rangefinding）（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）[204]。

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[205]。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[206]。

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[207]，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[208]。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[209]，而伊本·巴哲则是在12世纪曾记录观测到两颗行星凌日[210]。

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（英语：Jean Richer）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[211]，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[212]。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[213]。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[213]。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[214]。

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[215]。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[216]。

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[217]。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。[218][219]。

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[220]，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

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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[221]

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[222][223]。

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[224]，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[83]。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[83]。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[224]。

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[225]。

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[226]。

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）[83]。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[227]。它证明了对2010年2月发射的太阳动力学天文台非常有用[228]，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[83]。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[229]。

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[230]。

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[231]。

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[232][233]。

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

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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[234][235]。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[236][237]。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[238]。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[239][240]；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[241]。 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，通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[242]。

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[243]。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[244]，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[245]。 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[246]。

来自太阳的紫外线具有防腐的性质，可以做为水和工具的消毒。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[247]。

术语

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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）[248]。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”[249][250]。“Sol”是太阳在许多欧洲语系中的现代用语[251]。

“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[252]。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[253]。

太阳伴星

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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

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西雅图的至日点游行

重要性

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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。

神话

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主条目：太阳神
 
金沙遗址出土太阳神鸟金箔，被认为与“金乌负日”的传说有关

文学

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  • 唐代李白有诗云：“日照香炉生紫烟，遥看瀑布挂前川。”

参见

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注解

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  1. ^ 1.0 1.1 ，本文中的所有数位都是短刻度，billion这个词表示109，或 1,000,000,000
  2. ^ ，海底热液群落生活在海底深处，无法获得阳光。细菌通过化能合成将含硫化合物作为能源。
  1. ^ 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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延伸阅读

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维基文库中的相关文本：  《钦定古今图书集成·历象汇编·乾象典·日部》，出自陈梦雷《古今图书集成》

外部链接

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维基共享资源上的相关多媒体资源：分类:太阳
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