從微觀的核融合反應到宏觀的電磁活動，太陽每一秒都在將氫元素轉化為巨大的能量，並以光和熱的形式跨越一億五千萬公里的真空，精準地滋養著地球的生態系統。了解太陽，不僅是在探索天文物理，更是在解讀人類生命的起源與未來，以及面對未來科技的發展如何運用。

1. 太陽內部結構
   由內到外依序為核心、輻射層、對流層。
   核心 (core)：此處為太陽的最中心，溫度高達1500萬度，壓力極大，核心是太陽能量的發源地，透過核融合 (p-p chain)反應釋放出巨大的能量。
   輻射層 (Radiative zone)：此層會將核融合產生的能量以電磁輻射的形式向外傳遞，因為此層的電漿濃度極高，電磁波中的光子會不斷與電漿碰撞，因此在此層的光子需要耗時的非常久才能離開這一層。
   對流層 (Convective zone)：此處為分層的最外層，因為溫度下降，所以輻射能量的效率會降低，能量會改以對流的方式傳遞，內部的高溫電漿會流到外部，釋放熱量冷卻後再流回內部，形成不斷循環的對流胞 (Convection cells)。

2. 太陽大氣層
   由內到外依序為光球層、色球層、日冕。
   光球層 (Photosphere)：此層為我們平時肉眼或望眼鏡所看到的「太陽表面」，厚度約數百公里，溫度約為攝氏5500度，也因為在此溫度的電磁波輻射主要頻段為可見光 (Blackbody thorem)，所以這就是我們能看到「太陽表面」的原因。此處也是太陽黑子存在的區域，我們可以透過太陽黑子的活動來判斷太陽各種不同的狀態。
   色球層 (Chromosphere)：此處位於光球層之上，厚度約數千公里，此層有個反直覺的現象是：隨著高度越高，溫度也會跟著變高，主要的原因是因為在此處會發生磁重聯 (Magnetic recombunation)，磁力線重新結合的過程中就會釋放能量，這個能量就會用來加熱，提高此層的溫度。另外，因為光球層太，所以這層不易觀察，我們必須要在日全食的時候才觀察的到色球層，色球層會以紅色光環的形式呈現。
   日冕 (Corona)：此處為太陽大氣的最外層，分布非常稀薄，但可向外延伸數百萬公里，在此處的溫度極高，可達攝氏300萬度，此處是太陽風及日冕拋射物質 (CME)  的發源地，在此處的電漿因為已距太陽本體非常遠，太陽本身的重力束縛不住，導致電漿逃逸而形成太陽風，而 CME 形成的原因則是磁重聯產生的磁能加速電漿，使整團電漿被噴出。

3. 太陽黑子 (Sunspots)
   太陽黑子為光球層上的黑色斑塊，主要可以分成「本影」(Umbra) 和「半影」(Penumbra)。本影為黑子中心最黑的區域，此處為黑子中磁場最強的區域，半影為環繞在本影外圍，顏色較淺，呈絲狀或纖維狀，磁場較本影弱。黑子的生成呈現週期性，我們可以用蒙德蝴蝶圖 (Maunder Butterfly Diagram) 和史波勒定律 (Spörer's law)來描述黑子的週期變化。

蝴蝶圖：
X 軸 ： 年份 (Time)，與黑子相對數圖的時間軸相對應。

Y 軸 ： 太陽緯度 (Solar Latitude)，通常從南緯 90 度到北緯 90 度。

圖表特徵： 將每次觀測到的黑子位置標記上去，經過長期累積，圖形會呈現出一連串宛如蝴蝶展翅的圖案。

史波勒定律 (Spörer's law)： 在每一個新的 11 年週期開始時，黑子通常會先出現在太陽的中緯度地區（約南北緯 30 度）。隨著週期推進至極大期再到極小期，新生成的黑子會逐漸向太陽赤道遷移。當舊週期的黑子在赤道附近消散時，新週期的黑子又會再次從中緯度冒出來，形成下一個「蝴蝶翅膀」。 

資料來源:維基百科

圖源： Wikimedia Commons - Sun diagrams  NASA SDO 官方資料庫  SOHO 官方網站