太 陽 幾乎佔有全太陽系總質量的98%. 需要109個地球才能填滿整個太陽的圓盤面. 太 陽 幾乎佔有全太陽系總質量的98%. 需要109個地球才能填滿整個太陽的圓盤面. 太陽核心的參數 :溫度高達15,000,000° C，壓力大小為 340,000,000,000倍海平面大氣壓力 ，該壓力足以激發核反應發生。

太 陽 Every second 700 million tons of hydrogen are converted into helium ashes. In the process 5 million tons of pure energy is released. Energy generated in the Sun's core takes a million years to reach its surface. The Sun appears to have been active for 4.6 billion years and has enough fuel to go on for another five billion years or so.

太陽的結構 太陽由內而外的結構是核心(Core)、輻射區(Radiation Zone)、對流區(Convection Zone)，接著是表層的光球層(Photosphere)與色球層(Chromosphere)，最後是向外伸展的太陽大氣層(日冕 , Corona)及向外噴射的太陽風(Solar Wind)。 太陽表層有各種不同結構，有到處廣泛分布的顆粒狀組織(Granulation)、針狀結構(Spicules)，以及局部磁場較強且溫度較低的太陽黑子(Sunspot)，另外還有磁場開放區域的日冕洞(Coronal Hole)會釋放出高速太陽風(High Speed Solar Wind)，至於太陽邊緣出現的突出結構稱為日珥(Prominence)。

太陽的表層結構 光球層(Photosphere) 色球層(Chromosphere) The Sun's outer visible layer is called the photosphere and has a temperature of 6,000°C (11,000°F). This layer has a mottled appearance due to the turbulent eruptions of energy at the surface. 色球層(Chromosphere) The chromosphere is above the photosphere. Solar energy passes through this region on its way out from the center of the Sun. Faculae(白斑) and flares arise in the chromosphere.

太陽表面的各種活動 顆粒狀組織(Granulation) 針狀結構(Spicules) 白斑(Faculae) 太陽黑子(Sunspot) 日珥(Prominance) 太陽閃焰、耀斑 (Solar flare) 日冕物質噴射 (Coronal mass ejection, CME 日冕洞(Coronal Hole)

顆粒狀組織(Granulation) 用5750A以及H-alpha(6563A)的光所攝得的太陽表面光球層結構，其中5750A的光所攝得的太陽看起來好似一個正在沸騰的水面。沸騰表面的一個個對流胞(Convection Cell)，就形成了所謂的顆粒狀組織(Granulations)。這些顆粒狀組織中央氣體由內部上升，是對流上升區，因此溫度高，亮度大，有時可造成白斑(Faculae)結構。 這些顆粒狀組織有大有小。由小到大可分為Granulations, Mesogranulations, Supergranulations等型。其大小由Granulations的直徑800-1,500公里，到Supergranulations的直徑20,000-54,000公里（比較地球的直徑還不到13,000公里）。不過通常Supergranulations這種超大型的顆粒狀組織，通常是發生在色球層區域。

針狀結構(Spicules) H-alpha光所攝得的太陽色球層照片中可看到許多像草一般的針狀結構(Spicules)結構。 沿著超大顆粒狀組織Supergranulations的網格磁場區(Network Fields)，一些磁力線如草一般伸入高空色球層中。電漿流(Plasma Jets)也隨著磁力線，以每秒20-30公里的速度，流入色球層中。

太陽黑子Sunspot 超大顆粒狀組織Supergranulation的邊界，是網狀的氣流下沈線。黑子則為氣流集中下沈點。黑子區的磁場比Supergranulation邊界處的磁場還強。黑子區的磁場強度約為2000-3000高斯，最高更可達4000高斯。至於黑子邊緣的半影區(Penumbra)磁場強度也有1000-1500高斯。 太陽黑子之所以「黑」，是因為該區氣體溫度較低之故，其溫度約4,000°C (7,000°F)。而巨大的磁壓與較低的氣體壓力相互平衡。於是構成了一個穩定的黑子結構。

太陽黑子的秘密：黑子是如何聚集的 來自SOHO上邁克爾遜多普勒成像議（MDI）的資料使科學家對這些太陽上的強活動區域有了更深的瞭解。 觀測清楚地顯示太陽表面有物質從黑子流出。 太陽黑子下面存在強磁場，它阻止能流從太陽的內部垂直湧出，進而使黑子冷卻並且使它比周圍的環境要暗。對這種對流運動的遏制就像是一種塞子，它阻止了太陽內部的能量抵達太陽表面。    位於“塞子”上的物質的溫度會變得比較低，並且會變得比較稠密，由新的觀測發現這個“塞子”會以每小時3000英里的速度向下降。這使得周圍的等離子和磁場朝向黑子的中心。聚集的磁場進一步冷卻，冷卻的等離子下沈帶動更多的等離子，由此形成了一個迴圈。只要磁場足夠強，冷卻效應會維持一個向內的物質流，並且保持其結構的穩定。表面的噴流被確定位於一個很薄的層內

太陽黑子數目逐年的變化情形。在十七世紀中，曾經有一段很長的時期， 黑子數目一直很少。這就是所謂的Maunder Minimum時期。

太陽黑子的形成與周期

日珥(Prominences)、暗紋(Filaments) 日珥是太陽的磁力線浮在光球層上方，電漿沿著磁力線運動，被束縛在此磁場結構中，形成低溫高密度的電漿結構。因此在黑暗的星空襯托下，日珥(Prominence)是一個光亮的結構。而相對光亮的光球層而言，日珥中低溫高密度的電漿結構，會遮住來自光球層的H-alpha光，而呈現黑色的暗紋(Filaments)結構。

用H-alpha光所拍攝到的日珥(Prominences)結構 用H-alpha光所拍攝到的暗紋(Filaments)結構

A magnetic filament erupts on April 19th 2010 observed by Solar Dynamics Observatory (SDO)

Large, eruptive prominence in He II at 304Å, with an image of the Earth added for size comparison. This prominence from 24 July 1999 is particularly large and looping, extending over 35 Earths out from the Sun.

太陽閃焰、耀斑 (solar flare) 閃焰是太陽表面一種光度突然迅速增強的變化，經由太陽大氣層所建立之磁能的瞬間釋放所產生。其輻射放射涵蓋整個電磁波光譜，從無線電波、可見光、X射線直至加瑪射線(gamma rays)，釋放的能量約為百萬個億萬噸級氫彈同時爆炸的大小。最早的觀測紀錄見於1859年9月1日，分別由Richard C. Carrington與Richard Hodgson在觀測太陽黑子時看到白光的閃焰。 當磁能被釋放時，太陽大氣層裡的粒子包含電子、質子與重原子核皆被加速與加熱，閃焰釋放能量的典型量級是1027爾格/秒，大閃焰可高達1032爾格/秒。能量超過千萬次火山爆發所釋放的總能量，但仍低於太陽每秒總釋放能量的十分之一。 閃焰發生通常分為三個階段，最先是前兆(precursor)階段，磁能的釋放剛被觸發，這時可偵測到軟X射線，接著是(impulsive) 脈衝式階段，質子與電子被加速到1MeV，同時射出無線電波、硬X射線與加瑪射線；最後逐步減弱進入第三階段(decay)，此時可測得軟X射線。整個過程短則數秒，長可至一小時。

取自 http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/images/fd-close.gif

取自 http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/images/diagrams.gif

日冕物質噴射 (Coronal mass ejection, CME) 在發生太陽閃焰(Solar Flare)現象之同時、或之前、或之後，常常也伴隨著激震波(Shock Wave)的形成。這種激震波是由日冕物質噴發(CME)所造成的。日冕物質噴發(CME)與太陽閃焰(Solar Flare)是日珥結構崩潰時所同時發生的兩個獨立事件。 STEREO觀測的日冕物質噴發如果方向對著地球衝來，會在地面上造成強大的磁暴與副磁暴現象。

日冕洞(Coronal Hole) 日冕洞(Coronal Hole)處的磁力線看起來就是開放的磁力線區(Open Magnetic Field Line)。而光亮日冕(Corona)處所對應的磁力線就是封閉的磁力線(Closed Magnetic Field Line)。由於開放磁力線區的電漿會流失於廣大的行星際空間中(Interplanetary Space)，因此電漿密度低，散射的光少，故光度暗淡，形成日冕洞。 一般說來，日冕洞區的平均磁場強度約為１高斯，而發光日冕區（黑子區除外）的平均磁場強度約為數百高斯。其中來自日冕洞(Coronal Hole)的磁力線將延伸到行星際空間(Interplanetary Space)，而來自發光日冕區(Corona)的磁力線則在延伸到數個太陽半徑處就轉回太陽表面。 日冕洞的平均壽命是6個太陽自轉週期，長者可達10個週期或更久。

日冕洞(Coronal Hole) 根據Skylab長期的觀測結果，科學家得到以下的結論： (1) 單磁極性區(Unipolar Region)。 (2) 所涵蓋的區域中，不同緯度的電漿，並無差動自轉的(Differential Rotation)現象。 (3) 磁力管線截面積快速向外增加，沿著磁力線運動的電漿，因此獲得加速。因此日冕洞區是快速太陽風的來源處。反之，光亮日冕區則為慢速太陽風的來源處。

太空實驗室(Skylab)人造衛星，用軟Ｘ光望遠鏡所拍攝到的日冕(Corona) 與日冕洞(Coronal Hole)的分布情形。

磁力線重連(Magnetic Reconnection, or Magnetic Merging) 磁力線重聯的情形，發生在兩條反平行的磁力線相互靠近碰撞的結果。當兩條反平行的磁力線相互靠近時，表示兩者之間的電流片密度逐漸增大。由於電流片上的電流方向相同，因此同向電流相吸的結果，造成電流片上的電流密度不再均勻，終於導致電流不穩定發生，最後造成磁力線的重聯。 磁力線重聯所導致的日珥結構的崩潰，其後序發展為：一方面向上（向外）拉出去的磁力線，會將原來附著在日珥磁力線上的高密度低溫電漿，一快兒拋入行星際空間中，造成日冕物質噴發(Coronal Mass Ejection, CME)，進一步造成行星際的磁雲(Magnetic Cloud)與激震波(Shock Wave)的形成。另一方面，而順著下段磁力線向下彈打下來的的電漿流則會在太陽的光球層上造成太陽閃焰(Solar Flare)等現象。