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太陽的能量來自那裏？

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太陽的能量來自那裏？

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在太陽的中心，密度高達150,000 Kg/m3 (是地球上水的密度的150倍)，熱核反應 (核聚變) 將氫變成氦，釋放出的能量使太陽保持穩定的狀態。每秒鐘大約有 8.9 ×1037 質子，也就是426公噸氫原子核經由質-能轉換變成氦原子核，每秒鐘釋放出383 ×1024 焦耳或相當於 9.15 ×1010 百萬噸的TNT 爆炸的能量。核聚變的速率在自我修正下保持平衡：溫度只要略微上升，核心就會膨脹，增加抵擋外圍重量的力量，這會造成核聚變的擾動而修正反應速率；溫度略微下降，核心就會收縮一些，使核聚變的速率提高，使溫度能回復。由中心至0.2太陽半徑的距離是核心的範圍，是太陽內唯一能進行核聚變釋放出能量的場所。太陽其餘的部份則被這些能量加熱，並將能量向外傳送，途中要經過許多相連的層次，才能到達表面的光球層，然後進入太空之中高能量的光子 (γ和X-射線)由核聚變從核心釋放出來後，要經過漫長的時間才能到達表面，緩慢的速度和不斷改變方向的路徑，還有反覆的吸收和再輻射，使到達外圍的光子能量都降低了。估計每個光子抵達表面的旅程平均需要花費5,000萬年的時間[1] ，最快的也要經歷17,000年[2] 。在穿過對流層到達旅程的終點，進入透明的表面光球層時，光子就以可見光的型態逃逸進入太空。每一個在核心的γ射線光子在進入太空前，都已經轉化成數百萬個可見光的光子。微中子也是在核心的核聚變時被釋放出來的，但是與光子不同的是他不會與其它的物質作用，因此幾乎是立刻就由太陽表面逃逸出來。多年來，測量來自太陽的微中子數量都低於理論的數值，因而產生了太陽微中子的迷思，直到我們對微中子有了更多的認識，才以微中子震盪解開了這個謎題。在非常接近太陽中心的地區，溫度大約在15,000,000K，密度大約是150g/cc(大約十倍於金或鉛的密度)。當由中心向太陽表面移動時，溫度和密度同時都會降低。核心邊緣的溫度只有中心的一半，約為7,000,000K，同時密度也降至大約20g/cc(與黃金的密度近似)。由於核反應對溫度和密度非常敏感，核聚變在核心的邊緣幾乎完全停止。 2008-01-06 16:42:42 補充：太陽的光球光球是人類實際能夠看到的太陽的圓面，它的界限比較分明，太陽的半徑就是按照這個界限確定的。太陽光球的有效溫度大約是5780K，是太陽大氣的最內一部分，密度大約是2×10-4 公斤立方公尺-3，粒子數密度為1023/m3，大約是地球大氣層在海平面附近密度的1%；其他的恆星的光球可以更熱或更冷。 2008-01-06 16:43:03 補充：太陽光球的厚度只有500公里，由被稱為米粒組織的對流胞組成，每個由氣體組成的對流胞直徑大約1,000公里，熱的氣體由中心向上升，而變冷的氣體從它們之間狹窄的空隙下沉。每個米粒組織的生命期大約是8分鐘，造成一個連續煮沸的轉移模式。典型的米粒組織可以聚集成直徑達到30,000公里，生命期長達24小時的更大集團－超米粒組織。這些細節是在其他的恆星上觀察不到的。在光球之上，太陽還有幾層可以觀察到的大氣層：色球層位於光球和更熱且更稀薄的日冕之間，厚度可以達到10,000公里，通常要使用濾色片，像Hα濾鏡，才能觀察到。出現在光球表面上的其它現象還有太陽閃焰、太陽黑子和光斑。 2008-01-06 16:43:18 補充：光球是恆星向外輻射出光線的區域。他從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2或3。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，不會阻擋光線的區域。因為恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量，所以光球的實際溫度對應於光深度的位置，相當於波長為500納米光子總量的2/3。由於恆星沒有固體的表面，光球通常指的是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φω?¨- φωτο?/photos和σφαιρο?/sphairos ，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。

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