太阳的光可以照射多远呢？

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通常按照正常的理论，如果任何物理物体在传播过程中没有障碍，它可以无限期地传播，事实上，阳光的方向太多了，也许从太阳诞生到现在，一直有一束光在传播，而这束光的年龄据计算为50亿年，每秒300000千米乘以50亿年的时间是它传播的距离。当然，它会继续传播。如果我们需要知道阳光的来源，那么46亿年前太阳就诞生在太阳星云中。

这些星云主要来自宇宙早期合成的氢和氦，一小部分来自上一代大质量恒星的超新星爆炸。太阳形成后，核心区一直在进行氢核聚变，从而产生大量能量，以伽马射线和中微子的形式辐射，尽管光的产生需要消耗能量，但是光的进步不需要能量，因为光子的静态质量为零，并且它们的传播不需要消耗能量。

光的传播也不需要介质，因为它们本质上是交替的电场和磁场。电磁场可以存在于空间中，不依赖于介质。因此，大部分阳光可以在宇宙中继续前进。自从 46亿年前太阳诞生以来，最早的太阳光已经以光速传播了 46亿光年。只有在遥远的传播之后，阳光的强度才会被极大地减弱，这很难与背景噪音区分开来。

此外，重力也以光速传播，因此太阳的重力可以起到 46亿光年的作用，因为如果在 46亿光年之外的星系上有先进的外星文明，它们将有能力收集极其微弱的阳光，所以这是非常可怕的，并且可以看到 46亿年前的太阳。因为来自太阳的光在 46亿年前到达那里，接受光可以看到太阳的过去。

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太阳的构造

我们可以简单地把太阳的整体构造分为两大区域，而这两个区域又分别由三部分构成。下文介绍太阳的六个部分，其中前三者是太阳的实质结构，而后三者则围绕着太阳大气展开，这两大区域有助于我们了解太阳的一些情况，这其中包括了太阳的大小、构造、以及寿命。

核心

太阳的中心是一片致密的区域，那里极高的压力和温度足以引起核聚变（氢原子核在高温高压下互相聚合成氦原子核），由此释放大量能量；而这一反应，也正是我们所看到的太阳光的来源。太阳核心大约占到太阳半径的25%，如前所述，这里的化学构成是氢与氦。

辐射层

这一层滤过了因太阳核心的核聚变产生的巨量伽玛射线。辐射层约占太阳半径的45%，依然是一个高压环境。在这里，能量不断随机反射，以“之”字型路径上升到对流层。这一通向对流层的旅程可能会持续100万年，在这期间能量不断重复着被吸收，再通过热辐射被释放，这就导致了最终进入对流层的是能量水平较低的粒子。

对流层

对流层是太阳物理结构的最外层，约占到太阳半径的30%。在对流层中，有巨大的炽热气体柱（热柱）涌向太阳的表面，就如同壶中的开水滚沸着涌向水面一般。热柱所到之处，也就是太阳表面上能量得以释放之处。太阳对流层中的温度约为350万华氏度（约195万摄氏度）。

图解太阳和一颗红巨星的结构图，显示了它们的对流区。这些是恒星外层的颗粒区。

光球层

这是首个人们能直接观测到的太阳结构，范围是从太阳的表面延伸至其上方250英里（400公里——译者注）。从这里放出的光能，也就是每当太阳升起时，我们所见到的黄光！光球层位于太阳大气层的最内部，这里的温度在6500-11000华氏度（约3600-6100摄氏度）之间。

太阳表面的太阳黑子和周围的详细视图。它们都位于光球层中。密集的细胞模式（与太阳黑子无关）是"米粒组织"；单独的细胞是"米粒"。

色球层

色球层距太阳表面250至1300英里（约400至2100公里）。这里温度变化剧烈，而且甚至要比位于色球层下方的光球层更炽热——尽管这听来难以置信。

日冕

日冕也许是太阳最神秘、最难得一见的结构了，这是因为，除非发生日全食，否则人们一般是观测不到它的（除非使用日冕仪）。日冕的温度远远高于其他太阳大气层结构，竟可达350万华氏度（约195万摄氏度）——这与对流层持平！

日冕的上升没有边界，它延伸到太阳表面数百万英里以外。关于日冕（包括它令人难以置信的高温）仍然有很多未解之谜，但人们对日冕的探索从未止步！

图解：日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕。

太阳的边界在哪里？

上文中我们介绍了太阳的各个部分。但行文至此，我们仍然无法解释“人类是如何知晓太阳的构成的？”“太阳有多大？”这两个问题。为了回答这两个问题，人们使用了两种不同的方法，分别为光谱法和角参数

光谱学

大约在100年前，我们还无法准确地确定太阳的构成，直到数十年前，我们才对测定结果完全确信。本质上讲，将太阳发出的光通过棱镜，太阳光会被分解成颜色与彩虹一样的彩色光带，每种颜色代表不同能量的光。然而，我们从棱镜中也会看到一些光线黯淡的“黑带”，这意味着此处的光被某种元素吸收掉了。每一种元素都有自己独特的光谱，由此推理，我们便可以得出太阳当中存在着哪些物质，以及它们的浓度如何。

多亏了核天体物理学的研究成果，我们得以了解太阳当中各原子浓度的变化速率，由此可以得知太阳剩余的燃料还有多少，进而可以推断出太阳还可以在空中燃烧多久。

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