太阳现象是发生在太阳大气层内的自然现象。这些现象有多种形式，包括太阳风、太阳电波发射、闪焰，日冕巨量喷发[1]、日冕加热和太阳黑子。
这些现象被认为是由位于太阳质量中心附近的螺旋发电机产生的，它产生强磁场，以及位于表面附近的混沌发电机，它产生较小的磁场波动[2]。 所有太阳波动的总和称为太阳变化。太阳引力场内所有太阳变化的集体效应被称为太空天气。
自公元前8世纪以来，太阳活动和相关事件已被记录。纵观历史，观测技术和方法论不断进步，在20世纪，对天体物理学的兴趣激增。世界各地建造了许多新的天文台安装太阳望远镜。1931年发明了日冕仪，使日冕可以在白天进行研究。
太阳
太阳是位于太阳系中心的恒星。它几乎是完美的球形，由热等离子和磁场组成[3][4]。它的直径约为1,392,684千米（865,374英里）[5]，大约是地球的109倍，质量（1.989×1030公斤，大约是地球的330,000倍）占太阳系总质量的99.86%[6]。在化学上，太阳质量的四分之三由氢组成，而其余大部分是氦。其余的1.69%（相当于5,600倍的地球质量）由较重的元素组成，包括氧、碳、氖和铁等[7]。
太阳约在45.67亿[a][8]年前形成于大型分子云内一个区域的引力坍缩。大部分物质聚集在中心，而其余的则扁平化成一个轨道盘，成为稳定的太阳系。中心质量变得越来越热和密集，最终在其核心启动核聚变。
太阳是一颗基于光谱分类的G型主序星（G2V），因为它的可见光辐射在光谱的黄绿色部分最强烈，它被非正式地称为“黄矮星”。它实际上是白色的，但从地球表面看，由于蓝光的大气散射，它看起来是黄色的[9]。在光谱分类标签中，“G2”表示其表面温度，大约5778K（5,505 °C（9,941 °F）），和“V”表明太阳和大多数恒星一样，是一颗主序星，因此是通过将氢融合成氦来产生能量。在它的核心，太阳每秒融合约6亿2000万公吨氢气[10][11]。
尽管距离随着地球从1月的近日点移动到7月的远日点而变化，地球与太阳的平均距离约为1天文单位 (about 150,000,000千米；93,000,000英里)[12]。在这个平均距离上，光从太阳传播到地球大约需要8分19秒。在地球上，阳光的能量通过光合作用支持几乎所有生命[b][13]，并驱动地球的气候和天气[14]。直到19世纪，科学家们对太阳的物理成分和能量来源知之甚少。这种理解仍在发展中；太阳行为中的许多未解决问题仍然无法解释。
太阳周期
类型
日冕巨量喷发（CME）是太阳风和磁场在日冕上方升起的大规模爆发[15]。在太阳极大期附近，太阳每天大约产生三个CME，而太阳极小期大约每五天产生一个[16]。CMEs，与其它来源的太阳闪焰一起，可能会破坏无线电传输并损坏卫星和输电线路设施，导致潜在的大规模和长期停电[17][18]。
日冕巨量喷发通常与其它形式的太阳活动一起出现，最明显的是闪焰，但没有建立因果关系。大多数弱闪焰没有CME；最强大的CME都有闪焰伴随着。大多数喷发来自太阳表面的活跃区，例如与频繁闪焰相关的太阳黑子群。经常与日冕巨量喷发相关的其它形式太阳活动是喷发日珥、日冕变暗、日冕波和也称为太阳海啸莫尔顿波。
磁重联负责CME和闪焰。磁重联是当两个相反方向的磁场聚集在一起时磁力线重新排列的事件。这种重排伴随着储存在原始相反方向场中的能量的突然释放[19][20]。
当CME撞击地球的磁层时，它会暂时使地球的磁场变形，改变罗盘指针的方向并在地球本身中感应出较大的接地电流；这被称为磁暴，它是一种全球现象。CME撞击可以在地球的磁尾（磁层的午夜侧）中诱发磁重联；这会将质子和电子向下发射到地球大气层，在那里它们形成极光。
闪焰是在太阳表面或太阳边缘上观察到的突然的亮度闪光，它被解释为能量释放高达6×1025焦耳（大约是每秒太阳总能量输出的六分之一，或1,600亿兆吨TNT当量，超过舒梅克-李维九号彗星与木星撞击时释放能量的25,000倍）。随后可能出现日冕巨量喷发[22]。闪焰将电子、离子和原子云通过日冕巨量喷发发射到太空中。这些云通常在事件发生后一两天到达地球[23]。其它恒星的类似现象被称为恒星闪焰。
太阳闪焰强烈影响地球附近的太空天气。它们可以在太阳风中产生高能粒子流，称为太阳质子事件。这些粒子可以以磁暴的形式撞击地球磁层，并对太空船和太空人造成辐射危害
辐照度是太阳以电磁辐射的形式在每单位面积产生的功率。辐照度可以在太空中量测，也可以在大气吸收和散射后在地球表面量测。太阳总辐照度（TSI）是指垂直于入射到地球高层大气的光线在每单位面积的太阳辐射功率。太阳常数是距离一天文单位（AU）处平均TSI的常规量测。
日照是与太阳的距离、太阳周期和交叉周期变化的函数[24]。地球上的辐照度在直接面向（垂直于）太阳的点上最强烈。
太阳质子事件（SPE）或“质子风暴”发生在太阳发出的粒子（主要是质子）在闪焰期间在太阳附近或通过CME冲击，在行星际空间中加速时。这些事件可以包括其它原子核，如氦离子和HZE离子。这些粒子会引起多种影响。它们可以穿透地球磁场并在电离层中引起电离。这种效应类似于极光事件，只是涉及质子而不是电子。高能质子对太空船和太空人具有重大的辐射危害[25]。高能质子可以在主要闪焰高峰的30分钟内到达地球。
日珥是从太阳表面向外延伸的大且明亮的气态特征，通常呈环的形状。日珥锚定在光球中的太阳表面，并向外延伸到日冕中。虽然日冕由不发出太多可见光的高温等离子组成，但日珥包含更冷的等离子，其成分与色球相似。
日珥等离子通常比冠状等离子冷一百倍，密度大一百倍。 日珥在大约地球一天的时间尺度上形成，并可能持续数周或数月。有些日珥拆开并形成 CME。
一个典型的日珥可以延伸数千公里；有记录以来最大的估计超过800,000千米（500,000英里）长[26]：大致是太阳半径。
当观察到一个日珥的背景是太阳表面而不是太空时，它看起来比背景更暗。这种日珥被称为暗条[26]。这可能只是色球暗条，也可能是日珥的投影。一些日珥是如此强大，以至于它们以600km/s到超过1000km/s的速度喷发物质。其它日珥在太阳黑子上形成巨大的环形或拱形发光气体柱，可以达到数十万公里的高度[27]。
太阳黑子是太阳辐射“表面”（光球）上相对黑暗的区域，强烈的磁活动抑制对流使光球的这一部分温度较低。光斑是在太阳黑子群周围形成的稍微明亮区域，因为受磁活动抑制的能量从这儿流向光球层，提高了辐射“表面”的温度，使亮度增加。科学家在17世纪开始推测太阳黑子和太阳光度之间的可能关系[28][29]。由太阳黑子引起的光度降低（通常为< - 0.3%）和活跃区域相关的光斑以及磁活跃的“明亮网络”引起的增加（通常< + 0.05%）相关[30]。
因为光斑比太阳黑子更大，持续时间更长，在太阳磁场活动增强期间的净效应是增加太阳辐射输出。相对的，太阳磁场活动较低和太阳黑子较少的时期（例如蒙德极小期）可能与辐照度较低的时间相关[31]。
太阳黑子活动已经使用沃夫数测量了大约300年。该指数（也称为苏黎世数）使用太阳黑子的数量和太阳黑子群的数量来加权测量变化。2003年的一项研究发现，自1940年代以来，太阳黑子的活动比之前的1,150年更频繁[32]。
太阳黑子通常以相反的磁极性成对出现[33]。详细的观测揭示了每年最小值和最大值以及相对位置的模式。这种纬度变化遵循史波勒定律：随着每个周期的进行，黑子的纬度逐渐下降，从30-45°下降到太阳极大期之后的7°左右。
要使人眼看到太阳黑子，它的直径必须约为50,000公里，覆盖2,000,000,000平方千米（770,000,000平方英里）或可见太阳球面区域的7亿分之一。在最近的周期中，从地球上可以用肉眼直接看到的太阳黑子或致密太阳黑子群，大约已经有100群[c][34]。
太阳黑子在移动时会扩张和收缩，当它们第一次出现时可以以每秒几百米的速度行进。
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史波勒定律指出，在11年的太阳黑子周期开始时，这些黑子首先出现在高纬度地区，后来出现的黑子纬度逐渐降低。 -
《每日邮报》的一篇报导将编号为AR 1302的太阳黑子群描述为释放巨大闪焰的“庞然大物”。 -
太阳表面的细节。德国慕尼黑的Großhadern天文台使用4英寸折射镜，安装黄色玻璃滤光片和箔滤光片ND 4拍摄。 -
2006年12月13日的一个太阳黑子群的细节。
太阳风是从太阳的高层大气层释放的等离子流。它主要由电子和质子组成，能量通常在1.5到10keV之间。粒子流的密度、温度和速度随时间和太阳经度而变化。这些粒子因为它们的能量很高，可以逃脱太阳的引力，。
太阳风分为慢速太阳风和快速太阳风。慢速太阳风的速度约为400千米每秒（250英里每秒），温度为2×105K，是和日冕非常匹配的组合物。快速太阳风的典型速度为750公里/秒，温度为8×105K，组成几乎与光球相匹配[35][36]。慢速太阳风的密度是快速太阳风的两倍，强度也更可变。 慢速太阳风的结构较为复杂，具有湍流区域和大尺度组织[37][38]。
快速和慢速太阳风都可以被行星际间被称为CME或ICME的大型快速移动等离子爆发所打断。它们在太阳圈的薄等离子中引起冲击波，产生电磁波和加速粒子（主要是质子和电子）以形成CME之前的游离辐射阵雨。
影响
太空天气是太阳系内，包括太阳风的环境条件。它的研究，特别是在地球周围，包括从磁层到电离层和热层的条件。太空天气不同于对流层和平流层的地面天气。该名词直到1990年代才使用。在此之前，这种现象被认为是物理学或高层大气物理学的一部分。
太阳风暴是由太阳上的干扰引起的，最常见的是与来自活跃太阳黑子区域与闪焰CME相关的日冕云，或者少数来自冕洞。太阳可以产生强烈的地磁和质子风暴，能够引起停电，或通信中断（包括GPS系统）以及卫星和其他星际载具技术的暂时/永久停用。太阳风暴可能对高纬度、高空航空和载人空飞行造成危害[39]。磁暴引起极光[40]。
极光是天空中自然显示的光，特别是在高纬度（北极和南极）地区，以围绕磁极点的大圆圈的形式出现。它是由太阳风和磁层中的带电粒子与高空大气（热层）中的粒子碰撞引起的。
大多数极光发生在称为“极光区”的带中[43][44]，其纬度宽通常为3°至6°，在所有经度与磁极相距纬度10°至20°处观测到，但通常在春季和秋季分点前后最为明显。带电粒子和太阳风被地球的磁层引导到大气层中；磁暴将极光带扩大到低纬度地区。
极光与太阳风有关。地球的磁场捕获了带电粒子，这些粒子沿着磁力线向两极移动，在那里它们被加速朝向地球的磁极移动。这些粒子和大气之间的碰撞以极光的形式释放能量，极光出现在两磁极周围的大圆圈中。在太阳周期的强烈阶段，当日冕巨量喷发增加太阳风的强度时，极光更加频繁和明亮[45]。
突发电离层扰动（SID）是由太阳闪焰引起的电离层D区中异常高的电离/等离子密度。SID导致无线电波吸收的突然新增，在上中频（MF）和下高频（HF）范围内最为严重，因此经常中断或干扰电信的系统[46]。
地磁感应电流是地面太空天气的一种表现形式，它影响长导体系统的正常运行。在太空天气事件期间，磁层和电离层中的电流会发生巨大变化，这也体现在地球磁场中。地球导体中的这些变化感应电流（GIC）。 输电网和埋地筦道是此类导体系统的常见示例。GIC会导致管线钢的腐蚀新增和高压电力变压器损坏等问题。
碳-14（放射性碳：14C）与太阳活动有关。 碳-14是宇宙射线轰击大气氮时在高层大气中产生的（14N），诱导氮经历β衰变，从而转化为原子量为14而不是更常见的12的不寻常碳同位素。由于银河宇宙射线被太阳风中磁场向外扫过，部分排除在太阳系之外，增加的太阳活动减少了14C的产生[47]。
大气的 14C在太阳极大值期间浓度较低，而在太阳最小值期间浓度较高。通过测量木材中捕获的14C并计算树木年轮，可以测量和确定相对于最近木材年代的放射性碳的产生。对过去10,000年的重建表明，14C的产量在7,000年前的全新世中期要高得多，直到1,000年前才下降。除了太阳活动的变化外，碳-14产生的长期趋势还受到地球地磁场的变化和生物圈内碳循环变化的影响（特别是那些与冰河时代之间植被范围变化有关的变化）[来源请求]。
虽然太阳活动一直是地质时期气候变化的主要驱动力，但它在二十世纪开始的变暖中的作用似乎并不重要[48]。
观察历史
自巴比伦人时代以来，太阳活动和相关事件就被定期记录下来。早期的记录描述了日食、日冕和太阳黑子。
17世纪初，望远镜发明后不久，天文学家就开始观测太阳。1610年，托马斯·哈里奥特是第一个观测到太阳黑子的人。观测者证实了蒙德极小期期间太阳黑子和极光的频率较低[49]。
太阳光谱法始于1817年[50]。鲁道夫·沃夫收集了在1755-1766期间的太阳黑子观测结果。他建立了一个太阳黑子相对数公式（沃夫或苏黎世太阳黑子数）成为测量的标准。1852年左右，萨宾（Sabine）、沃夫、戈蒂埃（Gautier）冯·拉蒙特（von Lamont）独立发现了太阳周期和地磁活动之间的联系[50]。
在1845年4月2日，阿尔芒·斐索和里昂·傅科首度拍摄太阳。摄影有助于研究日珥、米粒组织、光谱学和日食。 摄影协助研究日珥、颗粒、光谱学和日食[50]。
1859年9月1日，理查·C·卡灵顿（Richard C. Carrington）和R·霍奇森（R. Hodgson）分别观测到太阳闪焰[50]。卡灵顿和古斯塔夫·史波勒发现太阳表现出差异自转，显示外层一定是流体[50]。
在1907–08年间，乔治·海耳揭示了太阳的磁周期和太阳黑子的磁性。海耳和他的同事后来推导出了描述其磁场的海耳定律[50]。
伯纳德·利奥特（Bernard Lyot）在1931年发明的日冕仪允许在日光下研究日冕[50]。
直到1990年代，太阳是唯一一颗表面被解析的恒星[51]。其它主要成就包括了解[52]：
- X射线发射回路（例如：阳光号卫星）
- 日冕和太阳风（例如：SoHO)
- 太阳亮度随活动水准的变化，并在其它太阳型恒星中验证这种效应（例如： 有源腔辐射计辐射监测卫星）
- 像太阳这样的恒星可见表面磁场的强烈太阳针状体状态（例如：日出号卫星）
- 在导电区底部存在0.5×105至1×105高斯的磁场，从方位通量束上升的动力学推断出来，大概是某种原纤维形式。
- 来自太阳核心的低水准电微中子发射[52]。
在二十世纪后期，卫星开始观测太阳，提供了许多见解。例如，通过太阳极大期任务卫星（1980年发射）的ACRIM1实验对太阳总辐照度（TSI）的卫星测量，证实了磁活跃区域对太阳光度的调制[30]。
相关条目
注解
参考资料
进阶读物
外部链接
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