估計現(xiàn)在就是小盆友也知道太陽的能量來自核聚變反應了，而且還只是在內(nèi)核一小部分發(fā)生反應，太陽巨大的質量將這個爆裂的核心牢牢的鎖在中心，因此太陽看起來溫順如小綿羊，但各位可能不知道的是，即使在太陽表面，無時不刻的釋放這爆炸著人類試驗過的最大的氫彈，但太陽依然安然無恙！
太陽內(nèi)核每秒有超過450萬噸的質量損失，換算成能量大約有4.04×10^26J，而太陽直徑高達140萬千米，表面積達6087350987525平方千米，按此計算，太陽的每平方千米在每秒內(nèi)需要釋放66439380817764焦耳能量！大約相當于每秒都有15879噸TNT爆炸！
簡單的說就是在太陽上，每一平方公里內(nèi)，每秒都有接近1.6萬噸的TNT爆炸，這個能量釋放級別，如果在地球上的話，各位可以想象一下站在廣島原子彈爆心大約600米的位置，然后以每秒一顆的頻率持續(xù)爆炸原子彈，請問各位有和感想？
各個天體都有一個發(fā)現(xiàn)時間，唯獨太陽和月亮就沒法來追溯這個歷史了，因為抬頭就能發(fā)現(xiàn)，相信史前人類一定早已發(fā)現(xiàn)了太陽。但我們真正認識太陽的時間并不久遠！
哥白尼的日心說揭開了太陽研究的序幕，而伽利略發(fā)明的望遠鏡更是發(fā)現(xiàn)了太陽上的黑子，從1610年開始，人類有了太陽黑子的科學記錄！1611年7月約翰尼斯·法布里丘斯第一次發(fā)現(xiàn)了太陽自轉，克里斯托弗·謝納爾則第一次測量了太陽自轉速度在赤道和兩極有很大的差異！
1802年英國物理學家沃拉斯頓改善了牛頓的分光實驗，在三棱鏡前加上了狹縫取得了帶暗線的連續(xù)光譜，不過當時并沒有引起重視！
1814年德國光學專家夫瑯和費制成了第一臺分光鏡，發(fā)現(xiàn)了明顯光譜。
1858年秋到1859年夏，德國化學家本生發(fā)明一種煤氣燈，將各種金屬放在燈上燃燒，發(fā)現(xiàn)了明顯光譜的差異，從而發(fā)明了光譜分析化學元素的方法。
到此時在發(fā)現(xiàn)十九世紀初發(fā)現(xiàn)的太陽光譜中很多暗線代表的含義，因此天文學家發(fā)現(xiàn)了太陽大氣層中含有氫、氦、氮、碳、氧、鐵、鎂、硅、鈣、鈉等幾十種元素！
德國天文學家史瓦希是最早將太陽的溫度、壓力和密度放在一起計算太陽結構的第一人。史瓦希發(fā)現(xiàn)了太陽并不全是對流層，因為越靠近核心密度越高，密度變化反而隨著溫度上升而增加，因此在日核周圍有一個厚厚的輻射層，之外才是對流層，這一點非常重要（恒星生命周期與此相關）。
1920年愛丁頓提出太陽上氫聚變成氦產(chǎn)生能量，并且提出了在太陽內(nèi)部可以產(chǎn)生更重的元素。、
1928年喬治·伽莫夫推算出了兩個質子在不滿足溫度和壓力的條件下，穿透庫倫障壁的量子力學公式，使得在太陽核心的高溫處完成質子鏈反應的第一步，氕氕合成氘！
1939年漢斯貝特分析了氫聚變成氦的不同反應過程，他定義兩種反應來源，一種質子反應鏈，另一種是碳氮氧循環(huán)，后者在太陽上的能量占比很低，但大質量恒星中會成為主要能量來源。
這就是我們認識太陽的過程，從太陽的黑子到自轉到成分再到結構與能量的來源，齊活了！
在這個問題中，上文史瓦希的計算非常重要，因為計算結果表明，在太陽內(nèi)部并不是整個都是對流狀，因為在高壓下高溫的物質密度變大難以形成對流，而在內(nèi)核處的溫度更是高達1300萬K以上，壓力則高達2500億個大氣壓以上，也就只有太陽的核心處，才能滿足氫核聚變的要求！
但由于量子隧穿效應（氕氕反應）的概率比較低，太陽燃料制造能力有限，因此內(nèi)核部分的產(chǎn)生大量能量的氕氘反應數(shù)量是有限的，但這并不是壞事，因為太陽高達100億年的壽命就完全得益于這種慢慢的量子隧穿效應，就像調節(jié)燃燒速度的油門一樣，它是恒星燃燒速度的調節(jié)閥門。
但即使如此，太陽內(nèi)核每秒也有超過6.5億噸的氫元素參與聚變反應，產(chǎn)生了大約4.041×10^26J的能量，不過這些天文計數(shù)的能量被壓制在了內(nèi)核處，只有通過光子的輻射慢慢向太陽表面爬，根據(jù)計算，一個光子大約需要十幾萬你才能從內(nèi)核爬到對流層，然后再用28小時爬到太陽表面，最后經(jīng)過8分鐘半鐘到達地球！
光子跨過十幾萬年的時間阻隔到達各位的眼前，請你珍惜每一顆光子，它們都在無比“黑暗”的太陽內(nèi)部摸索了十幾萬年，所以各位有空去曬個太陽，不要讓這些光子白白浪費在大地上！
