太阳的构造是什么？太阳每个区域的简介以及温度
我们几乎每天都会看到太阳，但是你对太阳有多了解呢？太阳的结构什么？太阳每个区域的简介？它们的温度是多少？今天就带大家简单的了解下。
核心
这是太阳产生能量的地方。
核心的温度约为 1500 万摄氏度。
这与等离子体的巨大压力和密度相结合，迫使氢核融合在一起，在此过程中产生氦并释放大量能量。
每秒钟，太阳都会以这种方式将 400 万吨物质转化为能量，从而开始缓慢的地表之旅。
辐射区
这是核心之上的层。
尽管没有核心那么密集，但等离子体在辐射区中仍然如此紧密地堆积，以至于无法发生对流。
相反，核心产生的能量通过等离子体缓慢扩散。
光子需要大约 17 万年才能穿过辐射区：光子以光速传播，但一次只能传播几毫米，然后被原子吸收，然后向任何方向重新发射。
在该区域的顶部，温度约为 200 万摄氏度。
在靠近太阳核心的底部，温度约为 700 万摄氏度。
对流层
这位于更深的辐射区和光球层之间。
对流带深度达 200,000 公里。
虽然顶层的温度与光球层的温度相同（在 4500 至 6000 摄氏度之间），但对流区的底部却达到了 200 万摄氏度。
区域底部的等离子体被快速加热。
这使得它有浮力，因此它迅速上升，形成湍流对流模式，就像一锅沸腾的水——只有 200,000 公里深，围绕着整个太阳。
转速表
这是对流区和辐射区之间的边界。
在转速线下方，太阳像一个固体一样旋转。
在它上面，太阳根据它的纬度以不同的速度旋转。
穿过速度层的旋转速度变化非常快，这导致剪切力被认为在产生导致太阳黑子的磁场中很重要。
光球层
这是太阳的可见“表面”。
几乎所有来自太阳的辐射都是从这个位于对流区上边界的数百公里厚的薄层发出的。
它是核心产生的能量最终可以在空间中自由移动的地方。
光球层的温度因地而异，但介于 4500 至 6000 摄氏度之间。
色球层
这是光球层上方的层，等离子体的密度在此急剧下降。
一般来说，色球层大约有 1000-2000 公里厚，温度从大约 4000 摄氏度上升到大约 25000 摄氏度。
色球层气体的尖峰（称为尖峰）可以达到10 0000 km的高度。
过渡区
这是一个薄的、不规则的层，将相对冷的色球层与更热的日冕分开。
在过渡带上，太阳等离子体的温度飙升至近一百万摄氏度。
虽然对流区和部分太阳光球层由能够移动强磁通量区域的流动主导，但过渡区和日冕由磁场主导，这迫使等离子体主要沿场线移动。
日冕层
这是太阳的外层大气，延伸到外太空数百万公里。
在日全食期间最容易看到它。
日冕中的等离子体非常热，超过一百万摄氏度，但非常稀薄。
它的密度通常仅为光球密度的万亿分之一。
太阳风起源于日冕。
突出
这些是大型结构，通常有数千公里的范围。
它们由纠缠不清的磁场线组成，使密集的太阳等离子体悬浮在太阳表面上方，并且通常采用从色球层向上拱起的环状形式。
它们可以持续数周甚至数月。
太阳耀斑
这是能量的突然释放。
当产生太阳黑子的磁场线迅速转变为更稳定的配置时，通常会产生耀斑。
这有点像拉伸的松紧带在弹回原位时断裂并释放其所有储存的能量。
太阳耀斑释放的能量强烈影响太阳风的行为。
太阳黑子
这些是光球层上的临时特征。
它们看起来像光球层较亮区域的暗斑，因为它们的温度大约低1000度，因此不会发出那么多光。
它们是由突破太阳光球层并冷却那里的气体的磁场引起的。
太阳黑子的范围可以从几十公里到超过 150,000 公里。
日冕物质抛射
这些是来自太阳日冕的数十亿吨等离子体和磁场的巨大爆发。
它们以每秒数百至数千公里的速度从太阳向外传播，如果被送入地球的轨道，会产生地磁风暴。