太阳传一 可见边缘之外
2017年8月21日，一架美国航空航天局的湾流飞机飞过俄勒冈州海岸。机上的相机记录下日全食：月球的黑色圆面遮住了太阳最明亮的部分，周围却仍留着向外延伸的白色光芒。日常照片里轮廓分明的太阳，此时显出了更大的范围。那些长短不一的亮带属于日冕，是太阳稀薄而辽阔的外层大气。遮住日面以后，原先淹没在强光中的结构才进入了照片。
太阳有多大，因而需要先说明用什么界限来量。通常所说的半径，取的是明亮日面附近的边缘；日冕则远远越过这个界限。光球、色球、过渡区和日冕，描述着从可见表面向外逐步改变的环境。这些区域的物质密度、温度、电离状态以及运动方式在空间中变化，某些变化比较平缓，某些很陡。
日全食还能在合适的时刻显露日面边缘的红色薄层。色球由此得名，其中氢发出的特定红光是观测它的重要线索。隔着专用滤光系统，望远镜在平日也能够研究这层大气。向更外侧过渡，温度上升到日冕的百万开尔文量级，而发出大量可见光的光球，有效温度约为五千八百开尔文。太阳外层的温度并不简单地随着离中心更远而一路降低。
这里的温度，需要和物质有多稠密一起理解。日冕粒子的平均热运动能量很高，单位体积内的粒子却很少；光球温度较低，密度远比日冕大。高温本身不能决定一个区域在可见光里有多亮，也不能直接给出它储存了多少热能。不同辐射过程又在不同波段显现，因此紫外线或X射线中的太阳，与可见光里的日面常有很不一样的形状。
白光日冕的重要成分，来自日光被自由电子散射；在更高能的波段，稀薄的高温物质又能通过自己的辐射显现。把这些观测合在一起，才能从“太阳周围有光”走向温度、密度和结构的测量。图像中弯曲的环和向外伸展的亮带也显示，太阳大气里的物质并非均匀铺开。磁场影响带电粒子的运动，参与组织这些结构，外层的动力学远比同心圆示意图复杂。
外层大气为何能获得并维持这样的高温，涉及能量从下方进入大气并最终转化为热的过程。这个问题已经超出仅凭距日心远近排列温度的办法。可见圆面的外边仍有稀薄的大气，圆面以下则是越来越稠密的物质。沿着日冕向内，可见光直接穿出的机会逐渐减少，明亮的日面就形成在这段转变之中。
二 光球为什么成为表面
可见光照片中的太阳通常中央较亮，边缘较暗。这种临边昏暗在排除仪器和大气影响后仍然存在。观测日面中央时，视线较接近垂直方向，能够看到相对深一些的层；在边缘，视线斜穿大气，较短的向内距离就已经积累了同样多的遮挡，最后到达望远镜的光主要来自较高、较冷的部分。亮度差因此保存着光球附近温度随高度变化的信息。
光经过物质时，可能被吸收，也可能遭到散射。描述一条路径有多难穿透，天文学家使用光学厚度：它把沿途物质的密度、相互作用的强弱和路径长度合在一起。对于某一波长，从所在位置沿传播方向直到太阳大气之外，若这段剩余路径的光学厚度很大，光在途中发生相互作用的机会就很多；若它约为一或更小，光便有了相当机会直接逃离。太阳明亮的表面，正对应可见光完成这种转变的一段区域。
这个界限与岩石表面的性质不同。辐射能量在传播途中不断与物质交换，吸收使光子消失，发射则产生新的光子。最终到达望远镜的光子，可以在不同位置产生或完成最后一次散射。它们汇成的图像仍能具有清楚边缘，因为气体密度在有限的高度范围内迅速下降，逃逸条件也随之迅速改变。清楚的轮廓可以由透明程度的变化形成，不需要材料在同一高度突然终止。
不同波长的光，遇到同样物质时也不具有相同的穿透能力。有些波长容易被某种原子或离子吸收，形成的谱线便主要反映较高层的条件；邻近的连续谱可能来自更深处。选择波段，就能对太阳大气的不同高度取得信息。光球厚度的常用估计是数百千米量级，其范围随选取的波段和层界定义而有所不同。
光球的有效温度则是另一种概括。它把太阳单位表面积在单位时间内向外辐射、各波段合计的能量，与相同辐射能力的理想黑体联系起来，并不表示这一层每一点都处在同一个温度。日面不同位置、不同高度，温度都有差别；黑子和明亮结构还会产生局部变化。有效温度便于比较太阳与其他恒星的整体辐射能力，局部的温度差异则由更细致的观测揭示。
恒星结构的计算也需要一个外部界限。太阳的质量、半径和光度给出整体约束，光球附近的大气模型则帮助确定内部应当接到怎样的温度和压强条件。它们共同把看不见的深处与可以观测的日面连起来。光球因而兼具两种意义：在图像上，它是太阳最熟悉的面貌；在物理上，它是稠密内部与稀薄外部之间，辐射条件迅速改变的过渡地带。
三 组成太阳的等离子体
太阳向内没有可以掀开的外壳，首先遇到的是物质状态的改变。在较冷环境里，原子核周围的电子能够保持束缚；温度升高，碰撞和辐射能够把电子带走，留下带正电的离子以及可以自由运动的电子。含有这些自由带电粒子、能够表现出集体电磁行为的物质，称为等离子体。太阳大部分内部需要用这样的物态来描述。
电离并不是在某个温度突然完成的开关。氢原子只有一个电子，氦有两个，较重元素还有更多；带走不同电子需要不同能量。局地温度、密度和辐射环境都会影响电离比例。光球中仍有大量中性原子，向太阳深处，氢和氦逐渐高度电离；稀薄日冕又因温度很高而出现重元素的高电离态。同是等离子体，不同区域仍有很不相同的成分和响应。
自由电子的出现，使物质参与压强和吸收辐射的方式都发生变化。即使总质量一样，原子保持中性与电子、原子核分别运动时，可独立贡献热运动的粒子数也不同。计算太阳内部的压强，既需要知道每单位体积有多少质量，也要知道温度和粒子的组成。把这些量联系起来的关系称为状态方程，它是将核与电子的微观性质带入整颗恒星计算的一座桥梁。
在大部分太阳内部，以高温气体为基础的近似能够说明许多现象：温度升高，粒子运动更激烈；相同温度下粒子更拥挤，压强通常也更高。然而精细计算还要考虑粒子之间的电作用、部分电离以及其他修正。太阳核心很稠密，粒子也不是互不影响的小点。精确的太阳振动测量能够分辨模型之间的微小差异，使原本只占较小比例的效应也有机会得到检验。
带电粒子受到电磁场的作用，但太阳并不是一颗整体带着巨大净电荷的球。在远大于微观尺度的范围内，正负电荷通常近乎平衡；局部电荷和电流却足以产生重要作用。运动中的等离子体可以影响磁场，磁场也能改变物质的运动方向。在太阳大气中，这种联系尤其醒目。电磁作用能够组织大范围运动，弯曲的物质结构便留下了这种联系的痕迹。
等离子体还能传递压力扰动。一小片物质受到压缩以后，压强变化会推动邻近物质，扰动由此向外传播，形成声波。这种可压缩的流体既能振荡，也能发生大规模流动。太阳表面的明暗纹理，就与物质不断升降时的冷却和加热有关。
四 对流区里的运动
2020年1月，美国国家太阳天文台公布了井上建太阳望远镜的首批图像。图中日面布满相邻的明暗单元：亮区向外展开，暗色细道在它们之间交织。望远镜使用接近红外的波段记录细节，能够分辨约三十千米尺度的结构。这些单元属于太阳表面的米粒组织，是气体运动留下的纹理。放大后的光球，显出了远看时被平均掉的起伏。
米粒亮处通常对应较热的物质上升，周围暗道则与较冷物质下沉有关。气体从内部带来的能量在表面附近能够较有效地通过辐射离开，冷却改变了它的密度，运动也随之改变。这里同时存在向上、向下以及横向的流动，形状不断生成、破碎和重组。照片把其中一个时刻固定下来，连续观测才显示出它们是一种流体过程。
浮力的作用并不只取决于气体是否“热”。对成分近乎均匀的太阳包层，可以先忽略一小团物质与周围交换热量的影响。它被向上推了一段距离后，迅速适应当地较低的压强，随之膨胀、降温。接下来能否继续上升，要比较它与新位置周围物质的密度。如果它仍然较轻，浮力会让运动继续；如果它变得较重，运动就倾向于被拉回。决定结果的，是上升物质自身的变化与周围温度、密度随高度的变化之间的关系。
只靠辐射输送给定的能量，需要内外之间有相应的温度差。若周围温度随高度下降得比上升物团因膨胀而降温还快，物团到达较高处时便仍比周围热、密度较小，浮力会继续推动它上升。对流由此成为重要的输能方式。物质本身移动，把较深处的能量带向外侧，再由其他物质补充它离开的空间。太阳外层的电离状态和不透明度随温度改变，影响辐射输能的难易，也影响气体在升降时怎样变化。这些条件共同决定对流出现在哪里。
日震学把太阳对流包层底部约束在距日心约百分之七十一太阳半径的位置。换成从表面向下的深度，约是二十万千米。这个区域占太阳半径的外侧不到三分之一，体积却很大；由于密度向外迅速下降，所含质量只占太阳总质量的一小部分。半径比例、体积比例和质量比例，由此呈现出很大的差别。
深处的压强、密度与表面相差很远，流动具有多种大小和时长，还受到自转与磁场影响；表面米粒只是这种多尺度运动在光球附近的表现。对流区的整体存在已经有坚实证据，它内部怎样在不同尺度上分配运动和能量，仍需要观测与数值模拟共同研究。
强烈运动也会混合物质，因此对流包层的成分比太阳深处更趋于均匀。不过它的底部并不通到核心，那里生成的氦不会由这些表层流动源源不断地带上来。太阳光谱给出的表面丰度，因而不能直接替代日心的成分。越过对流区底部以后，物质仍然很热，能量继续向外传输，主导的输运方式却发生了变化。
五 更深处的辐射区
在辐射区，辐射与物质相互作用承担了主要的向外输能。这里的物质对光非常不透明，辐射频繁被吸收、重新发射或散射；相邻位置的温度略有差别，大量相互作用累积起来，仍能产生由较热处指向较冷处的净能流。区域的名称指的是主导机制，而非一片让光束直穿的透明空间。
形成这种分层，与浮力能否持续推动运动有关。在辐射区，一团物质若被挪到较高位置并随之膨胀，其密度倾向于使它回到原来的附近；大范围对流扰动不容易像外层那样持续增长。稳定分层并不排除波动、缓慢运动或其他输运过程，只是说明把内部物质大量上下翻动，不是这里主要的能量传递方式。太阳内部可以同时包含稳定的平均结构和发生在其上的运动。
辐射究竟多容易通过某处，受不透明度控制。不透明度来自电子、原子和离子与辐射的相互作用，并随温度、密度和成分变化。氢和氦占据太阳大部分质量，数量较少的重元素仍会对不透明度作出重要贡献。只要改变这些贡献，能够承担给定能流的温度梯度就可能改变，对流区从哪里开始也会受到影响。表面光谱里的元素丰度，便与深处的结构计算联系起来。
太阳的表面光度约束着离开恒星的总能流；在核心之外，沿途大致需要传送相同的总量，不透明度则影响承担这些能流所需的温度分布。温度变化又改变电离和吸收性质，这些微观条件与能量输运彼此相连。
在常见示意图中，辐射区位于核心与外层对流区之间。但“核心”和“辐射区”依据的划分标准并不完全相同：核心强调核反应供能集中发生的范围，辐射区强调能量如何输送。在今天太阳的核心内部，辐射同样是重要的输能方式。把二者并列便于阅读，并不意味着核心中没有辐射输运，也不意味着核心之外反应率立即变成零。
从对流区向日心深入，密度、压强和温度不断升高，变化通常是连续的。温度升高后，核反应的概率迅速增加，使较小的中央体积承担了绝大部分供能。沿着这条连续变化的温度与密度曲线，便进入了太阳的核心。
六 核心的条件
现代太阳模型给出的日心温度约为一千五百万开尔文，密度约为每立方厘米一百五十克。相同体积的太阳核心物质，比地面上常见的金属重得多，同时又处在极高温度下。引力把物质压得稠密，粒子的剧烈热运动又产生压强，两种作用共同塑造了这里的环境。太阳内部不适合用地面常温材料的软硬印象来判断。
这些数值来自模型约束，并非温度计或探测器抵达日心后的读数。太阳的总质量、半径、光度、年龄和表面成分，提供整体观测约束与模型校准条件；微观物理给出气体、辐射和核反应的性质。研究者调整模型参数，使模型演化到太阳今天的年龄时，能够匹配用于校准的半径、光度等目标。此后，日震学等另一类数据还将对内部结构作独立检验。不同模型采用的成分和微观物理输入略有变化，得到的中心温度和密度也会有所不同。
太阳中心的温度最高，但整个核心并不均匀。离开日心，温度和密度下降，单位质量的产能也随着环境改变。一般把核能产生最集中的中央约四分之一半径范围称为核心，这个范围是功能性的概括。沿途的反应率逐渐变小；若用包含一定比例核能产额的范围作界限，不同的比例也会对应稍有差异的半径。
高密度提高了粒子相遇的机会，高温改变了它们的能量分布。核反应率同时取决于温度、密度和参与反应的成分；把这些条件沿半径的分布合在一起，才能得到整个核心的产能。
持续核反应还会改变中央的成分。太阳在主序阶段不断将氢转为氦，今天日心的氢质量比例已经低于外层包裹它的材料。外面的对流不能把整颗太阳混成一锅，辐射区的稳定分层也限制着大规模混合。因此，内部温度与密度的轮廓之外，还存在成分的轮廓；二者一起影响压强、声速和后续演化。这种成分差异使“太阳有多少燃料”不能只看总质量乘一个统一的氢比例。并非全部氢都处在能够有效参与聚变的条件下，物质能否进入供能区域也有结构限制。核心与外层之间的关系决定燃料怎样被使用，也决定一颗恒星怎样随时间缓慢改变。
在理想的球对称模型里，中心各方向的引力相互抵消，重力加速度在那里趋近于零；压强却从外向内积累，到中心达到最高。一个是某处物质受到的净引力作用，另一个是为了支撑外层所需的压力分布。它们如何联系，决定着整颗太阳为什么能够维持现在的尺度。
七 一颗恒星怎样支撑自己
太阳每一小块物质都受周围物质的挤压。孤立地说“这里压强很高”，还不足以知道这块物质向哪里加速；如果各方向的作用恰好一样大，净效果可以互相抵消。对太阳的径向支撑而言，关键是压强随位置变化：更深处压强较高，对上方物质提供更大的向外作用；更外侧压强较低，向内的作用相对较小。这个差值能够抵抗引力。
在一个很小的径向区域内，可以取一小柱物质，比较它下方和上方的作用。下方较高的压强产生向外的净力，与这小柱物质在当地受到的引力相平衡。将这样的局地支撑条件沿半径逐层连接，便得到从外向内升高的压强分布。这种平均的力学状态称为静水平衡。
热运动是太阳内部压强的主要来源。粒子运动越剧烈、单位体积内参与运动的粒子越多，压强通常越高。辐射也携带动量，并对物质产生压力；在今天太阳的内部，它的贡献比气体压强小，但精细模型仍要计入。在其他更热、更大质量的恒星中，各项贡献的相对重要性可以改变，不能把太阳的比例直接搬到所有恒星上。
静水平衡描述的是平均的力学状态。对流区物质不断流动，表面持续振荡，局部还存在磁场造成的结构；只要这些运动没有使太阳整体在很短时间内剧烈膨胀或收缩，平均结构仍可接近静水平衡。名称中的“静”不要求每个粒子都静止，正如地球大气在保持总体压力分布时，仍能够容纳风和波动。
如果某处失去原先的平衡，物质就会加速，压强和密度也随运动变化；压力扰动还会把变化传到邻近区域。太阳的自引力与内部压强因此构成一个能够响应扰动的整体。然而恢复力学平衡，与补足长期流失的能量，是两个不同的问题。即使一颗气体球在某个时刻支撑住自己，只要持续向外辐射，它的热状态仍会发生变化。
在形成阶段，太阳通过收缩和吸积释放引力能；进入主序后，核心核反应成为主要的长期能源。压强支撑所需的高温环境，与维持这种环境的供能过程相互联系。核反应释放的能量进入物质与辐射系统，温度、密度和结构随能量收支调整，才共同形成长期状态。
计算太阳模型时，力学支撑、质量分布、能量产生和能量输运必须同时满足。任意提高一个区域的温度，会影响压强和反应率；调整成分，会改变粒子数和不透明度；改变半径，又会改变各层所处的引力和密度环境。太阳的结构是这些约束相容的结果。它能否代表真实太阳，则还要接受来自内部的观测检验。
八 声音怎样约束内部
太阳表面的光谱线会轻微地来回移动。物质向观测者运动时，发出的光偏向较短波长；远离时则偏向较长波长。连续测量这些多普勒变化，可以得到日面许多位置随时间起伏的速度记录。其中有很强的约五分钟周期成分，但太阳并非只按一个节拍振动：大量不同的振动模式叠加，形成复杂的空间和时间图样。
这些振动与在太阳内部传播的波有关。压力扰动在物质中前进，传播速度受到当地温度、密度和成分影响；分层又使不同波的传播路径和可到达深度不同。在合适的条件下，某些振动能够形成持续可辨认的模式，其频率记录着整个传播区域的性质。对一种模式的测量只给出一种综合约束，许多模式合在一起，才可能区分不同深度的差别。
这种方法被称为日震学，与利用地震波研究地球内部具有共同的物理思路。两种天体的材料和波动环境很不一样，但都利用“传播中的扰动会携带介质信息”这一事实。太阳的声音并没有穿过日地之间的真空来到仪器；望远镜收到的是表面发出的光，再从光谱变化中量出物质振动。信号的最后一段路依然由光完成。
精确辨认频率需要很长的连续记录。地面单个观测站通常会受到昼夜交替影响，还会遇到天气造成的中断，因此研究者建立分布在不同经度的观测网络，让不同站点接续记录。空间中的太阳观测任务则能够减少这种日夜切换。全球振荡网络和太阳与日球层观测台等项目积累的数据，使内部模型不再只依靠太阳表面几个整体数值来检验。
模型先根据自身的密度、声速等分布，计算应该出现怎样的振动频率，再与实际频率比较。研究者通过反演方法寻找能解释差别的内部修正，推断声速怎样随半径变化，对流区的底部在哪里，以及某些内部运动如何分布。这个过程有观测误差、空间分辨率和物理假设的限制；不同振动模式对各个深度的敏感程度不同，内部轮廓的各个部分因而受到强弱不同的约束。
日震学的价值，恰在于它能够让原先相容的描述出现冲突。一个模型可能符合太阳的半径和光度，却不能同时符合声速轮廓或对流区边界；这便促使研究者检查成分、不透明度、状态方程和混合过程。表面光谱推得的重元素丰度与内部结构约束怎样兼容，仍是太阳建模中的重要问题。模型受到了有力检验，也保留着可以继续追问的差异。
从日全食中显露的日冕，到光球的明暗纹理，再到内部波动留下的频率，太阳的结构由不同性质的证据逐步建立。外层可以成像，深层需要推断；温度、密度、成分和运动又通过共同的物理规律连在一起。日心的高温高压使核反应成为可能，核反应的能量则参与维持这颗恒星。到了这里，问题进入更小的尺度：相互排斥的原子核怎样发生变化，才能让这样庞大的太阳长久发光。