一、太阳有多热

1、太阳的中心温度达到15000000摄氏度。

2、对流层是太阳内部的组成区域之一，对流层内部的温度约为1000000摄氏度。

3、光球层是太阳大气的最内一部分。光球层厚度只有500千米，平均温度约为6000摄氏度，呈气态，大部分太阳辐射是从这里发出的。

4、太阳黑子是在太阳光球层上发生的一种太阳活动，是太阳活动中最基本、最明显的活动现象。太阳黑子实际上是太阳表面一种炽热气体的巨大漩涡，温度大约为4500摄氏度。

5、日冕是太阳大气的最外层，厚度达到几百万千米以上，温度有1000000摄氏度。

二、太阳有多热

它的体积是地球的130多万倍，太阳系的中心天体。银河系的一颗普通恒星。与地球平均距离14960万千米，直径139万千米，从地球到太阳上去步行要走3500多年，就是坐飞机，也要坐20多年。平均密度1.409克/立方厘米，质量1.989*10^33克，表面温度5770℃，中心温度1500万℃。由里向外分别为太阳核反应区、太阳对流层、太阳大气层。其中心区不停地进行热核反应，所产生的能量以辐射方式向宇宙空间发射。其中二十二亿分之一的能量辐射到地球，成为地球上光和热的主要来源。恒星也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。

详解：

太阳（Sun）是一颗普通的恒星，目前在赫-罗图上度过了主序生涯的一半左右。它是一个质量为1989.1亿亿亿吨（约为地球质量的33万倍）、直径139.2万km（约为地球直径的109倍）的热气体（严格说是等离子体）球。其平均密度为水的1.4倍，但这一平均密度隐含着很宽的密度范围，从超高密的核心到稀薄的外层。

作为一颗恒星太阳，其总体外观性质是，视星等为-26.3，光度为383亿亿亿瓦，绝对视星等（Mv）为+4.83，绝对热星等（Mb）为4.8，他是一颗黄色G2型矮星，有效温度等于开氏5770℃。太阳与在轨道上绕它公转的地球的平均距离为149597870km(499.005光秒或1天文单位)。按质量计，它的物质构成是71%的氢、26%的氦和少量重元素。太阳圆面在天空的角直径为32角分，与从地球所见的月球的角直径很接近，是一个奇妙的巧合（太阳直径约为月球的400倍而离我们的距离恰是地月距离的400倍），使日食看起来特别壮观。由于太阳比其他恒星离我们近得多，其视星等达到-26.8，成为地球上看到最明亮的天体。太阳每25.4天自转一周（平均周期；赤道比高纬度自转得快），每2亿年绕银河系中心公转一周。太阳因自转而呈轻微扁平状，与完美球形相差0.001%，相当于赤道半径与极半径相差6km（地球这一差值为21km，月球为9km，木星9000km，土星5500km）。差异虽然很小，但测量这一扁平性却很重要，因为任何稍大一点的扁平程度（哪怕是0.005%）将改变太阳引力对水星轨道的影响，而使根据水星近日点进动对广义相对论所做的检验成为不可信。

太 到达地球大气上界的太阳辐射能量称为天文太阳辐射量。在地球位于日地平均距离处时，地球大气上界垂直于太阳光线的单位面积在单位时间内所受到的太阳辐射的全谱总能量，称为太阳常数。太阳常数的常用单位为瓦/米2。因观测方法和技术不同，得到的太阳常数值不同。世界气象组织 （WMO）1981年公布的太阳常数值是1368瓦/米2。地球大气上界的太阳辐射光谱的99%以上在波长 0.15~4.0微米之间。大约50%的太阳辐射能量在可见光谱区（波长0.4~0.76微米），7%在紫外光谱区（波长<0.4微米），43%在红外光谱区（波长>0.76微米），最大能量在波长 0.475微米处。由于太阳辐射波长较地面和大气辐射波长（约3~120微米）小得多，所以通常又称太阳辐射为短波辐射，称地面和大气辐射为

长波辐射。太阳活动和日地距离的变化等会引起地球大气上界太阳辐射能量的变化。

三、太阳究竟有多热

太阳中心的温度大约为2 7005°F( 1 500万开尔文)。

这一温度可以保证 恒星利用“质子-质子链”将氢转化为氦。不过，总的来说，太阳的温度在恒星 当中居于中游。

其他的恒星除了经历“质子-质子链”这一过程以外，还会经历 一些核聚变的过程，例如碳氮氧循环和3α反应。 太阳表面的温度为11000 °F ( 5 800开尔文)。

恒星表面温度的变化范围为 5 400〜5.4万°F(3 000〜3万开尔文)。对于一些特殊的恒星而言，它们的表面 温度会超出上述变化范围。

四、太阳有多热

我们的先辈并未过多地强调太阳的能量，这一点使许多人迷惑不解。对于前人来说，太阳作为一个光源的重要性远远大于作为热源的重要性。在神话传说中，太阳神驾着浑身发光的骏马拉着的同样光彩夺目的战车翱翔于天际，但有关太阳热量的描写却从未发现。更有甚者，曾经有人幻想做一次如登月一样的飞行，以期登上太阳的表面。即使在人们已能理解太阳光的本质之时，仍未对太阳的热性质产生应有的重视。

人们早就知道白天比黑夜暖和，夏天比冬天暖和，太阳直晒地比阴凉地暖和，在此前提下，人们只知道太阳具有热量，而根本没有打算知道太阳到底有多热。我们仅仅能在1.5 亿公里之外通过对太阳光的感受判断它是一个巨大的火球。幸运的是，我们无须制作一支特殊的温度计，再将其直接探入太阳表面以测出它的温度。因为我们已经发现太阳所发出的光线的多少和强弱均决定于它本身的温度。

1879 年，奥地利物理学家史蒂芬·斯塔梵指出当某物体温度发生变化时，该物体所产生射线的总量按其绝对温度变化的四次方变化（绝对温度是一种温度的表征形式，绝对零度等于-273℃）。也就是说，如果物体的绝对温度升至原来的两倍，那么这个物体产生的射线总量将升至原来的16 倍，而它的绝对温度升至3 倍，其产生射线总量提高81 倍，以此类推。

1893 年，德国物理学家威赫姆·韦恩指出，任何发热的物体所产生的射线都含有一定的光谱范围，当物体温度升高时光谱范围依次由红色到紫色错动，太阳光谱线的位置处于黄区，由此得知，太阳表面温度约为6000℃。而6000℃只能表明太阳表面的温度，根据我们对地球的了解，我们有理由相信，任何一个星球内部的温度都高于其表面的温度。对于太阳，

这一法则同样有效。既然太阳的表面温度就已经与地心温度相差无几，同时由于太阳巨大的质量而对其内部产生的压力远远大于地球内部的压力，我们就更有理由认为太阳内部的温度比木星内部5 万℃的高温还要高。那么，太阳内部到底有多热呢？

英国天文学家阿瑟·斯坦莱·爱迪生于本世纪20 年代找到了上述问题的答案。他首先将大阳假设为一个巨大的高温气球。在重力的作用下，太阳上各种物质将产生向其内部运动的趋势。如果气体含量过小，这个气球会因为重力作用而急剧收缩，而事实上，时至今日，太阳并未收缩。因此，爱迪生认为太阳本身存在某种使其保持坚固结构并能有效阻止其收缩的强大力量。

爱迪生（或其他任何一个人）会想到这些现象是热现象耍的把戏。通过在地球上的实验，我们得出结论：当温度升高时，气体体积膨胀。因此，爱迪生认为太阳时刻处于一种平衡状态，其内部蕴含的热量使其产生扩张的趋势，而同时在重力的作用下又使其产生收缩的趋势，在这种平衡的作用下，太阳将年复一年地存在下去。

爱迪生根据对太阳重力的计算，大致求出了太阳本身在保持平衡状态下所必须具备的热量。使他大为吃惊的是，太阳内部的温度竟会达到百万数量级。如今较权威的数据是1500 万℃。

五、太阳有多热

它的体积是地球的130多万倍，太阳系的中心天体。银河系的一颗普通恒星。与地球平均距离14960万千米，直径139万千米，从地球到太阳上去步行要走3500多年，就是坐飞机，也要坐20多年。平均密度1.409克/立方厘米，质量1.989*10^33克，表面温度5770℃，中心温度1500万℃。由里向外分别为太阳核反应区、太阳对流层、太阳大气层。其中心区不停地进行热核反应，所产生的能量以辐射方式向宇宙空间发射。其中二十二亿分之一的能量辐射到地球，成为地球上光和热的主要来源。恒星也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。

详解：

太阳（Sun）是一颗普通的恒星，目前在赫-罗图上度过了主序生涯的一半左右。它是一个质量为1989.1亿亿亿吨（约为地球质量的33万倍）、直径139.2万km（约为地球直径的109倍）的热气体（严格说是等离子体）球。其平均密度为水的1.4倍，但这一平均密度隐含着很宽的密度范围，从超高密的核心到稀薄的外层。

作为一颗恒星太阳，其总体外观性质是，视星等为-26.3，光度为383亿亿亿瓦，绝对视星等（Mv）为+4.83，绝对热星等（Mb）为4.8，他是一颗黄色G2型矮星，有效温度等于开氏5770℃。太阳与在轨道上绕它公转的地球的平均距离为149597870km(499.005光秒或1天文单位)。按质量计，它的物质构成是71%的氢、26%的氦和少量重元素。太阳圆面在天空的角直径为32角分，与从地球所见的月球的角直径很接近，是一个奇妙的巧合（太阳直径约为月球的400倍而离我们的距离恰是地月距离的400倍），使日食看起来特别壮观。由于太阳比其他恒星离我们近得多，其视星等达到-26.8，成为地球上看到最明亮的天体。太阳每25.4天自转一周（平均周期；赤道比高纬度自转得快），每2亿年绕银河系中心公转一周。太阳因自转而呈轻微扁平状，与完美球形相差0.001%，相当于赤道半径与极半径相差6km（地球这一差值为21km，月球为9km，木星9000km，土星5500km）。差异虽然很小，但测量这一扁平性却很重要，因为任何稍大一点的扁平程度（哪怕是0.005%）将改变太阳引力对水星轨道的影响，而使根据水星近日点进动对广义相对论所做的检验成为不可信。

太 到达地球大气上界的太阳辐射能量称为天文太阳辐射量。在地球位于日地平均距离处时，地球大气上界垂直于太阳光线的单位面积在单位时间内所受到的太阳辐射的全谱总能量，称为太阳常数。太阳常数的常用单位为瓦/米2。因观测方法和技术不同，得到的太阳常数值不同。世界气象组织 （WMO）1981年公布的太阳常数值是1368瓦/米2。地球大气上界的太阳辐射光谱的99%以上在波长 0.15~4.0微米之间。大约50%的太阳辐射能量在可见光谱区（波长0.4~0.76微米），7%在紫外光谱区（波长0.76微米），最大能量在波长 0.475微米处。由于太阳辐射波长较地面和大气辐射波长（约3~120微米）小得多，所以通常又称太阳辐射为短波辐射，称地面和大气辐射为

长波辐射。太阳活动和日地距离的变化等会引起地球大气上界太阳辐射能量的变化。

六、太阳有多热

太阳有多热？

我们的先辈并未过多地强调太阳的能量，这一点使许多人迷惑不解。对于前人来说，太阳作为一个光源的重要性远远大于作为热源的重要性。在神话传说中，太阳神驾着浑身发光的骏马拉着的同样光彩夺目的战车翱翔于天际，但有关太阳热量的描写却从未发现。更有甚者，曾经有人幻想做一次如登月一样的飞行，以期登上太阳的表面。即使在人们已能理解太阳光的本质之时，仍未对太阳的热性质产生应有的重视。

人们早就知道白天比黑夜暖和，夏天比冬天暖和，太阳直晒地比阴凉地暖和，在此前提下，人们只知道太阳具有热量，而根本没有打算知道太阳到底有多热。我们仅仅能在1.5亿公里之外通过对太阳光的感受判断它是一个巨大的火球。幸运的是，我们无须制作一支特殊的温度计，再将其直接探入太阳表面以测出它的温度。因为我们已经发现太阳所发出的光线的多少和强弱均决定于它本身的温度。

1879年，奥地利物理学家史蒂芬·斯塔梵指出当某物体温度发生变化时，该物体所产生射线的总量按其绝对温度变化的四次方变化（绝对温度是一种温度的表征形式，绝对零度等于-273℃）。也就是说，如果物体的绝对温度升至原来的两倍，那么这个物体产生的射线总量将升至原来的16倍，而它的绝对温度升至3倍，其产生射线总量提高81倍，以此类推。

1893年，德国物理学家威赫姆·韦恩指出，任何发热的物体所产生的射线都含有一定的光谱范围，当物体温度升高时光谱范围依次由红色到紫色错动，太阳光谱线的位置处于黄区，由此得知，太阳表面温度约为6000℃。

而6000℃只能表明太阳表面的温度，根据我们对地球的了解，我们有理由相信，任何一个星球内部的温度都高于其表面的温度。对于太阳，这一法则同样有效。既然太阳的表面温度就已经与地心温度相差无几，同时由于太阳巨大的质量而对其内部产生的压力远远大于地球内部的压力，我们就更有理由认为太阳内部的温度比木星内部5万℃的高温还要高。那么，太阳内部到底有多热呢？

英国天文学家阿瑟·斯坦莱·爱迪生于本世纪20年代找到了上述问题的答案。他首先将大阳假设为一个巨大的高温气球。在重力的作用下，太阳上各种物质将产生向其内部运动的趋势。如果气体含量过小，这个气球会因为重力作用而急剧收缩，而事实上，时至今日，太阳并未收缩。因此，爱迪生认为太阳本身存在某种使其保持坚固结构并能有效阻止其收缩的强大力量。

爱迪生（或其他任何一个人）会想到这些现象是热现象耍的把戏。通过在地球上的实验，我们得出结论：当温度升高时，气体体积膨胀。因此，爱迪生认为太阳时刻处于一种平衡状态，其内部蕴含的热量使其产生扩张的趋势，而同时在重力的作用下又使其产生收缩的趋势，在这种平衡的作用下，太阳将年复一年地存在下去。

爱迪生根据对太阳重力的计算，大致求出了太阳本身在保持平衡状态下所必须具备的热量。使他大为吃惊的是，太阳内部的温度竟会达到百万数量级。如今较权威的数据是1500万℃。