普通天文學/太陽

太陽是太陽系中心的恆星，地球、其他七個行星以及眾多其他天體都圍繞它旋轉。它有時被稱為太陽（因此得名“太陽系”）。太陽的平均直徑為139.2萬公里，是地球直徑的109.1倍，是最大行星木星直徑的9.7倍。太陽相對於遙遠恆星的自轉週期在赤道處為25.05個地球日，在兩極處為34.3個地球日。

太陽結構和成分

太陽

太陽由極其熾熱的氣體物質組成。由於高溫，這種物質處於一種稱為等離子體的狀態，其中電子已從其母核中剝離。太陽的成分大約是90%的氫和10%的氦，按原子核總數計算。從質量上看，太陽大約71%是氫，27%是氦。這種差異是由於氦核的質量大約是氫核（質子）的4倍。還混合有少量其他元素。

太陽由一系列層組成，可以將其視為從核心向外的同心“殼層”。

太陽的中心是它的核心，一個大約1500萬開爾文（約2700萬華氏度）的區域。核心是太陽能量來源的核聚變反應發生的地方。主要是氫聚變成氦。

核心外是輻射區，核心產生的能量透過這裡向表面傳播。然而，這種能量只能透過輻射向外傳播一定距離，這限制了它的深度。這裡的溫度從大約700萬到200萬開爾文不等。據認為，其上方的介面區域是為太陽磁場提供動力的太陽發電機的來源。

輻射區和介面區域之外是對流區。該區域位於加熱的輻射區和太陽較冷的外層之間。其結果是一系列稱為對流的運動。熱物質密度較小，向上升到表面；靠近表面的物質一旦冷卻，密度就會變大，再次向下沉。透過此過程，熱量逐漸向上輸送到太陽表面。對流區的底部溫度約為200萬開爾文，而頂部的物質溫度約為6000開爾文。

對流區之上是光球層，從我們的角度來看，它是太陽的視覺“表面”。這裡的物質溫度約為6000開爾文。由於下方對流的影響，多邊形形狀定義了對流單元的壁，稱為米粒組織，出現在整個表面。

光球層之上是色球層，一個非常稀薄、熾熱的層。這裡的物質溫度從光球層的6000開爾文上升到大約20000開爾文。色球層上方的過渡區的溫度上升更為劇烈，高達100萬開爾文。

最後，色球層和過渡區之外是日冕，一個極其稀薄（密度非常低）的氣體，溫度超過100萬開爾文。人們認為，日冕主要是由太陽週期磁過程加熱的。

太陽週期

磁力線的扭曲是由太陽自轉的影響引起的。

太陽會經歷與磁場形成和消亡相關的規則週期，每個週期為11年。這一過程影響著太陽表面的特徵；正是透過觀察這些特徵，我們對太陽週期的瞭解才隨著時間的推移而發展起來。

太陽的磁場是由太陽等離子體的運動自然產生的。由於這種等離子體由帶電粒子組成，因此它的運動會產生電場。在產生電場的地方，會產生垂直於它們的磁場。

然而，太陽的自轉不像地球的自轉那樣是剛性的，因為氣體物質比地球的地殼要流動得多。赤道處的物質運動速度比兩極處的物質運動速度快；這稱為差動自轉。此外，磁力線嵌入等離子體中，並傾向於隨著它的運動而運動。結果，最初從極點到極點延伸的磁力線在中間變得更加拉伸，線的中心超過了極點錨定的末端。最終，這些線將繞太陽旋轉多次。

由於磁力線不能相互交叉，因此當它們彼此靠近時，它們往往會向上突出，形成從太陽光球層突出的“環”。太陽耀斑就沿著這些環顯示出來。這些線繞太陽旋轉的次數越多，磁場就變得越“糾結”和越混亂。最終，磁場會變得非常混亂，以至於完全分解。當然，在此之後，新的磁場開始形成，迴圈再次開始。整個過程大約需要11年。

磁場的存在對太陽的光球層有影響。在討論太陽結構和成分時，我們提到對流過程將熱量從太陽內部區域帶到光球層。這種對流往往發生在上升熱物質和下降冷物質的相當區域性的區域，稱為對流單元。但是，如果存在磁環，它將擾亂這些對流單元之一，將冷物質困在太陽表面。雖然這些區域（約4500開爾文）與光球層（約6000開爾文）相比僅是較冷的，但總體效果是，它們在太陽“表面”上顯得暗淡。因此，這些被稱為太陽黑子。

太陽黑子的出現反映了磁場的迴圈。事實上，正是太陽黑子數量和位置的變化首次提供了磁場反轉週期的證據。在磁週期開始時，當磁場新形成時，只會出現少數幾個太陽黑子；這稱為太陽活動極小期。出現的那些太陽黑子往往位於高太陽緯度——即靠近兩極，遠離太陽赤道。隨著週期的繼續，太陽黑子數量會逐漸增加，並傾向於更靠近太陽赤道。該週期的峰值稱為太陽活動極大期。太陽黑子數量達到峰值後，它們將繼續以較低的頻率出現，並且仍然更靠近太陽赤道。隨著該週期的結束，下一個週期的前幾個太陽黑子將開始出現在高太陽緯度，依此類推。

由於它們是由磁力線形成的，因此太陽黑子成對出現；出現在形成它們的磁環兩端的底部。同樣，太陽黑子彼此之間將具有相反的磁極性。在一個週期內可以觀察到每對太陽黑子的極性存在明顯的模式。為方便起見，我們將看起來更靠近太陽旋轉方向的斑點稱為“前導”斑點，將其夥伴稱為“後隨”斑點。

北半球的太陽黑子對將與南半球的太陽黑子對具有相反的極性。也就是說，如果北半球的前導斑點極化為一種方式（稱為+），後隨斑點極化為另一種方式（-），那麼在南半球，前導斑點將為（-），後隨斑點為（+）。在給定半球中的太陽黑子對在太陽週期內往往都以相同的極性出現。然而，在週期結束時，極性將“翻轉”：該半球中的新太陽黑子將具有與上一個週期相反的極性。

下表顯示了四個11年週期的太陽黑子模式，用於（前導和後隨）太陽黑子對。

週期	N.對極性	S.對極性
1	+ -	- +
2	- +	+ -
3	+ -	- +
4	- +	+ -

太陽黑子活動與地球極光之間的聯絡

地球上的極光。

極光是大陽活動對地球大氣層可見的影響。它是由太陽風（一種來自太陽的帶電粒子連續流——電子和質子的流）與地球高層大氣中 50 英里以上高度的氣體相互作用產生的。 當這些帶電粒子到達地球磁場時，它們會被困在其中。許多這些粒子來回彈跳，並向地球磁極移動。當帶電粒子撞擊大氣中的原子和分子時，大氣原子會變得激發或電離，從而發出光子。這些光子導致了發光的極光。 北半球看到的極光稱為北極光或北極光，而南半球看到的極光稱為南極光。

太陽風與地球高層大氣的碰撞產生放電，這些放電使氧和氮原子充滿能量，隨後釋放出各種顏色的光。極光大多呈現綠色和紅色，因為這是原子氧發出的。同樣，分子氮和氮離子會產生暗紅色和非常高的藍/紫色極光。而氮離子會產生藍色和綠色的極光，中性氮會產生帶有波紋邊緣的紅色和紫色極光。 大多數極光發生在距離地球約 60 至 620 英里的高度。有些極光在天空延伸數千英里或公里。 在 150 英里以上會出現瀰漫的紅色極光。具有粉紅色邊緣的極光的高度約為 50 至 60 英里。

極光。

極光活動主要發生在圍繞地磁極的極光帶中，位於地磁緯度 65 度到 70 度之間。極光帶是一個環形區域，圍繞地球的任一磁極，半徑約為 2500 公里。在極點附近幾乎從未見過極光。在一天中的任何時間，極光的分佈都略有不同。它的中心偏離磁極 3-5 度，位於磁極的夜側。因此，在主要的地磁風暴期間，極光弧在午夜附近最遠地到達赤道方向。極光帶會遷移到靠近赤道的緯度 45 到 50 度處。 在春季和秋季的高緯度地區，極光活動達到最大值，因為此時地球位於太陽赤道的最北端或最南端，因此地球攔截來自太陽黑子附近發出的太陽風增強的機會更大。

極光高度隨緯度的變化：

h’χ – h’ο = H logn sec χ。

其中 χ = 地磁傾角

h’ο = 對應於 χ = 0 的發光最大高度

H = (kT)/mg

K= 玻爾茲曼常數

T= 絕對溫度

m = 氣體質量

g = 重力加速度

極光在11 年太陽黑子週期的峰值階段最為強烈。極光活動在太陽黑子週期的最大值附近以及隨後的幾年裡也達到峰值。太陽表面最劇烈的爆發稱為太陽耀斑，起源於可見太陽黑子群周圍的磁活動區域。 太陽耀斑釋放電子和質子，增加了與地球大氣相互作用的太陽粒子的數量，從而產生極其明亮的極光。地球磁場的急劇變化稱為磁暴，也是太陽黑子的結果。

地球磁場。

地球周圍環繞著一個磁場，稱為磁層，它形成了太陽風的屏障。太陽風壓力強烈壓縮太陽側的磁層，並在相反側將其拉伸成一條極長的尾巴。由於太陽風的帶電粒子無法穿過地球的磁力線，因此繞過它流動。這在地球上游的空間中形成了一個駐波，稱為弓形激波。太陽風的電子擴散到磁尾並形成一個稱為等離子體片的儲層。磁層和太陽風形成了一個巨大的電動力學，其中流動著巨大而複雜的電流。這些電流的一個組成部分是由等離子體片中的電子攜帶的，這些電子沿著磁力線以螺旋路徑從 300 公里下降到 100 公里。然後這些粒子與大氣氣體碰撞，使其發光，我們稱之為極光。