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ｃｕｌａ）。
黑子的出现表示太阳上起了极大的风暴。它们很像我们地球上的飓风——只是大了许多倍而已。炽热的气体在太阳旋涡中向上飞腾，到达了比内部压力小得多的光球之后，这些气体就喷发出来，迅速冲出了表面。这样膨胀的结果就使得周围的温度稍微降低了一点，因此也减弱了这一区域的光辉——这就是太阳黑子。其实，菌状漩涡的平顶也还是极热极亮的。看起来稍微黯淡些只是因为跟周围平静的太阳表面相比温度要低了一些的缘故。
地上的包括飓风在内的所有旋涡由于地球的自转，在北半球逆时针方向旋转，在南半球却是顺时针旋转。太阳黑子与之类似，在太阳赤道北的太阳黑子与太阳赤道南的太阳黑子的旋转方向恰恰相反，因此可以看出太阳的自转。但太阳上风暴的情形比地球上风暴的情形更加复杂，因为随从的黑子常常跟领头的黑子有相反的旋转方向，更后出生的黑子的旋向则受之前已经存在的黑子群的影响，更为复杂。
太阳黑子的旋涡中心压力较低，因此附近的气体为其所吸引，在下降时也还是旋转着。这种情形在照片中可以看得很清楚。
二百年前，美国的海尔（Ｈａｌｅ）和法国的德朗德（Ｄｅｓｌａｎｄｒｅｓ）各自独立地发明了太阳单色光照相仪（ｓｐｅｃｔｒｏｈｅｌｉｏｇｒａｐｈ）。这是连接在望远镜上的一部分，利用它可以单独给某一特定的元素所发出的光照相，例如钙光或氢光。当利用这种仪器给太阳进行氢光摄影时，拍摄到的“谱斑”（ｆｌｏｃｃｕｌｉ）相片就从太阳黑子附近的形态分布显出了旋涡的存在。
为了消除大气层对太阳观测的不利的影响，２０世纪６０年代以来，空间探测器以及各种探测太阳的人造卫星陆续被发射升空，如太阳辐射监测卫星、轨道太阳观测站、国际日地探险者和太阳风年探测卫星等。这些携带了各类精密仪器的卫星对太阳进行了全方位、多角度的研究，其中包括黑子周期现象，并且获得了很多出色的成果。有了这些卫星的帮助，我们可以比较准确地预报太阳黑子和耀斑的爆发，从而避免磁暴对电子设备的损害。
日珥与色球
太阳另一个特别有趣的地方就是日珥。我们在研究这个太阳神秘而美丽的部分时曾经有一段很有趣的历史，不久说到日食时我们将要提到。日珥是从太阳各部分射出来的非常稀薄灼热的大团气体。它们是如此之大，竟使得地球投入其中只能如同一粒沙子投进烛焰一样。它们升起时的速度也非常可观，有时竟高达每秒钟数百千米。它们也同耀斑一样常常在黑子丛生的地带出没，但并不仅限于那些地区。太阳周围的眩目光焰（其实这是由我们地球大气层的折光效果所造成的）使它们绝不可能为肉眼所见，甚至用正规的天文望远镜也不能看见——除非碰到日全食，因为月球的干涉才消去那一层光焰。那时它们就连肉眼也能看见，仿佛是从黑暗的月亮的边上投射出来的火焰。
日珥有两种：一是爆发日珥，一是宁静日珥。第一种从太阳上升起时像巨大而翻滚的火浪；另一种却似乎静静地悬在上面，像空中的浮云一样。我们不能确定是什么东西支持着它们，但这大概是太阳光的一种排斥力。
光谱的分析告诉我们这些日珥是由氢、钙以及少量其他元素构成的。它们的红色是由于含有大量的氢元素。更进一步的研究又告诉我们，日珥与布满于光球上的薄气层有关。这薄气层就叫做“色球”（ｃｈｒｏｍｏｓｐｈｅｒｅ），因为它有和日珥一样的深红色——从这一点可以得知，同日珥一样，色球由和日珥基本类似的元素组成，其主要成分也是氢。
对于太阳最外层的附属品，应该注意的还有“日冕”。这是只在日全食时才看得见的环绕太阳的柔软的光辉，它从太阳展开的光线之长有时竟超过太阳直径。它是由极端稀薄的气体组成的。在日食一章中我们还会提到它。
太阳风
人们很早以前就发现彗星的尾巴总是背向太阳，于是猜想这大概是从太阳“吹”出来的某种物质造成的，直到１９５８年才通过人造卫星上的粒子探测器探测到了太阳上有微粒流射出。美国的帕克给它取名为“太阳风”。
太阳风是从太阳大气最外层的日冕向空间持续抛射出来的物质粒子流。这种微粒流是从日冕的冕洞中喷射出来的。
经过长期的观测，我们发现太阳风的主要成分是质子、电子和氦原子核。其中质子约占９１％，氦核约占８％，此外还含有微量的电离氧、铁等元素。其密度则随时变化。
太阳风有两种。一种是“宁静太阳风”，它是粒子持续不断地被辐射出来，速度较小，在飞到地球附近时，平均速度约为每秒４５０千米，粒子含量也比较少，每立方厘米含质子数为１～１０个。
另一种太阳风是“扰动太阳风”，它是在太阳活动剧烈时辐射出来，速度比较大。在飞到地球附近时，速度可达每秒２ ０００千米，粒子含量也比较多，每立方厘米含质子数约为几十个。它对地球的影响很大，当它抵达地球时，往往引起很大的磁暴与强烈的极光，同时骚扰电离层，极大地干扰了靠电离层反射传播的短波通信。
太阳的结构（1）
现在我们再回顾一下我们所知所见的太阳究竟是什么样子的。
首先是那球体的广大的内部，那是我们当然永远见不到的。
我们肉眼所见的太阳表面是光球——虽然这不是真正的表面，只是球体光度最大的部分。这气层上有一些斑驳的黑子，也会经常产生耀斑。
在光球的顶上又有一层气体叫做色球，这用分光仪在任何时候都看得见，可是直接看却只有在日全食的时候才可以。
从红色的色球喷发出同样红的火焰叫做日珥。
包围全部的是日冕。
以上是我们所见的太阳。我们知不知道太阳究竟是什么呢？首先，它究竟是固体呢，液体呢，还是气体呢，或者是别的什么形态？
看得见的表面不是固体已由它的自转的性质表明了。我们已知道它的表面上的各部分自转周期是不相同的。而且，它的极高的温度也不能让它是固体或者液体的。许多年来大家都相信太阳内部一定是一大团等离子体——一种具有很多奇妙性质的物质状态——但被太阳巨大的引力压成非常致密的状态——事实上按照物理理论，我们认为理想气体的状态方程仍然适用于太阳内部，所以我们也可以将其看作是气体。
人人都会承认太阳一定是极热的。它能在１．４亿多千米外让我们感受到炎炎夏日的威力，本身当然更是要热极了。这从适当的测算看来也是真的——作为太阳辐射直接来源的光球已有６ ０００℃以上的高温了。
不同方法对太阳表面温度所作的测量都可以得到相同的结果。这些方法都遵循同一个途径——辐射体温度与辐射功率之间是有确定的关系的。譬如说，辐射与温度的４次方成比例。这就是所谓斯特藩定律（Ｓｔｅｆａｎ＇ｓ ｌａｗ）。这定律告诉我们，如果辐射体的温度加倍，它的辐射出的热量就要增大１６倍。
假设用一个平底盆盛１厘米深的冷水，让太阳光直射下去。１分钟后，如果没有空气的影响而水又没有热量损失的话，温度计就会读出水的温度约增高了２℃。
因此，假如有一层１厘米厚的冷水组成的球形的壳，半径恰等于地球对太阳的距离，恰好将太阳围在正中，在１分钟后就会增加上述的温度。既然这一壳层已经将太阳完全包住，那么我们就已经在１分钟内捉住了太阳的全部辐射了。
由这种测算得出从太阳表面的每平方米中都不息地流出８．４万马力的能量来。再依据辐射定律，我们又可以由此推算出太阳的温度来。实际上我们不用水盆和普通温度计，却是用一种很精巧的仪器——“太阳热量计”（ｐｙｒｈｅｌｉｏｍｅｔｅｒ）。用这种仪器的观测已在史密森天体物理学天文台（Ｓｍｉｔｈｓｏｎｉａｎ Ａｓｔｒｏｐｈｙｓｉｃａｌ Ｏｂｓｅｒｖａｔｏｒｙ）的各个分部进行了许多年了。
因为我们不能看见光球以下的太阳内部，所以要得到一个关于太阳内部情况的明确概念就非常困难。但我们完全可以假定越深处的压力与温度越高。早在１８７０年美国物理学家莱恩（Ｌａｎｅ）就已经计算过太阳内部的温度，他假定里面各处都在一种平衡的状态中。太阳内部每一点上物质的全部重量都完全被下面热气体的膨胀力所支持。问题便是算出内部要热到什么程度才可以使太阳不致被自己的重量压碎。
太阳的结构（2）
２０世纪３０年代，关于太阳及星辰内部的理论成了英国的爱丁顿（Ｅｄｄｉｎｇｔｏｎ）、詹姆斯（Ｊｅａｎｓ）、米尔恩（Ｍｉｌｎｅ）等人研究的热点。爱丁顿计算出太阳中心的密度约为水的５０倍，而温度约为３ ０００万℃至４ ０００万℃。米尔恩推算出来的中心密度与温度比此数目还要大得多。按目前的太阳模型推算，太阳内核的气体被极度压缩，其中心密度是水的１５０倍，而温度约为１ ５６０万℃！
太阳的热源（1）
太阳从它表面上每１平方米倾注出８．４万马力的能量。既然知道太阳直径是１４０万千米，我们就很容易算出它的表面有多少平方米了。这巨大的数目再乘以８．４万，就可得到以马力表示的太阳不停散发的全部能量的巨大数目了。当我们想到照地质学家和生物学家的说法，太阳已用与现在同样的强度照耀了５ ０００万年的时候，我们就遇上一个重要而且困难的问题了。
这种辐射能量