光球

太陽的大氣有三層，分別為光球層、色球層、日冕層，但是3層之間沒有明確的界限。太陽光球就是我們平常所看到的太陽圓面,通常所說的太陽半徑也是指光球的半徑。光球層位於對流層之外,屬太陽大氣層中的最底層或最裡層。光球的表面是氣態的,其平均密度只有水的幾億分之一,但由於它的厚度達500千米,所以光球是不透明的。光球層的大氣中存在著激烈的活動現象,用望遠鏡可以看到光球表面有許多密密麻麻的斑點狀結構,很像一顆顆米粒,被稱之為米粒組織。它們極不穩定,一般持續時間僅為5~10分鐘,其溫度要比光球的平均溫度高出300~400℃。目前科學家認為這種米粒組織是光球下面氣體的劇烈對流造成的現象。

雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻.在非擾光球中布滿米粒組織，估計總數達到400萬顆。在光球的活動區，有太陽黑子，光斑，偶爾還有白光耀斑.它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊。平均的非擾光球上每平方厘米每秒發出的輻射流量為6.3X10爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度

.這一輻射流量是各波段輻射強度的總和。光球的溫度隨高度而不同，在從內部向外，溫度逐漸降低。光球與色球的交界處，溫度降到最低值，只有4000多度，但接著又逆升，在日冕中竟高達上百萬度。光球的物質密度約為每立方厘米10克，氣體壓力大致等於10達因/厘米.

通過太陽光譜線的證認，可以定性地知道太陽上有哪些化學元素，但還應定量地測出太陽上各種元素的含量。

定量研究的經典方法是生長曲線法。這條曲線表示某一元素的譜線的等值寬度與產生該譜線起始躍遷能態的原子數之間的關係。在已知生長曲線的情況下，只須由觀測的譜線輪廓求出等值寬度，便可得到相應的原子數。由同一元素的若干條譜線求得一系列相應的原子數，從而求和得出該元素的原子總數。對一系列元素進行這樣的工作，便可測定太陽的化學成分。

有一種新的方法是光譜綜合法.它的主要內容是採用包括化學含量在內的一系列物理參數，計算一定波長範圍內所有譜線的輪廓，並與觀測進行對比，如果不盡符合，就調整化學含量或其它參數，直到比較符合為止。

下表列出了光球中各種元素的相對含量A的常用對數。表中沒有列出氦的含量，因為光球光譜中沒有氦線。但通過色球和日珥的光譜研究，得出氦和氫的含量比為63:1000。太陽大氣各層由於經常處於運動狀態，化學成分應當基本一致。因此，這個數字也可代表光球的氦含量。

太陽光球的化學成分：

光球各處的溫度、壓力、密度等物理參數都不相等，因而呈現出一定的結構。由於實際情況十分複雜，只能在一系列簡化假設下建立光球的結構模型。常用的假設是：

光球為平行平面層，即在同一水平層次，各種物理參數都有相同的數值。換句話說，每個參數都只是高度的函數。

光球處於流體靜力學平衡狀態，即沒有大規模的物質流動；米粒組織、黑子、光斑等不均勻結構可以一概忽略不計；存在局部熱動平衡，因此常用的物理定律[普朗克定律、玻耳茲曼分佈、薩哈公式等]都可以應用；不考慮磁場的影響。

經過長期的研究，天文工作者已建立了不少光球結構的模型，下表就是其中一種，它列出了溫度T、氣體壓力Pg、電子壓力Pe、粒子數密度N、電子數密度Ne、物質密度ρ等參數隨連續光譜在5000埃處光學深度τ和幾何深度z的分佈。

太陽光球的結構模型

如不考慮活動區和米粒組織，容易看出光球上各部分的亮度是不同的：日面中心區最亮，越靠近邊緣越暗。這種現象被稱為臨邊昏暗。通過對臨邊昏暗現象的觀測，可以推導出光球的溫度分佈。對日面上某一點它的法線與觀測者視線方向的夾角為θ]來說，出射輻射的強度由輻射轉移方程的形式解給出，即：

I（θ，0）=∫Sexp(-tsecθ)secθdt[1]

假定源函數S隨深度的分佈由下式給出：

S=a+bt[2]

將[2]式代入[1]式，容易求得：

I（θ，0）=a+bcosθ[3]

由一定頻率處的臨邊昏暗觀測定出係數a和b，並把它們代入[2]式便得到源函數隨深度的分佈。進一步說，源函數主要是溫度的函數。例如在局部熱動平衡的假設條件下，源函數為普朗克函數，把它與[2]式聯立起來，就可以求得溫度隨深度的分佈。

就可見光以及一部分紫外和紅外波段來說，太陽光譜基本上是光球的光譜。它是一條明亮的連續光譜，上面迭加著大量的吸收線“即夫朗和費線”。連續光譜和吸收線都在光球中形成，但是一些強線“如氫的Ha和鈣的H、”的中心部分是在色球中形成的。這是因為那裡的吸收係數很大，光球輻射不能直接射出。至於1700埃以下的紫外、遠紫外、X射線以及遠紅外區和射電波段的輻射，則是由色球和日冕產生的。

太陽連續光譜主要是由負氫離子產生的。在自由電子被氫原子吸附時，釋放出多餘的能量，這種能量的釋放是連續的，因此產生連續光譜。連續光譜的能量在光球中主要靠輻射過程傳播。

太陽光譜中的夫朗和費線非常多，在2935埃到13495埃的範圍內共有26000多條。它們是由各種元素的原子的吸收或散射引起的。吸收線含有太陽大氣“主要是光球”的溫度、密度、壓力、化學成分、磁場、速度場等信息。吸收線都是原子在吸收光球輻射後由下能態向上能態躍遷產生的。

光球的氣體平均密度只有水的幾億分之一。光球氣體這麼稀薄，應該是非常透明的了，實際上卻不然。雖然幾厘米的一薄層氣體，宛如一片輕紗那樣透明，但幾百千米厚的氣體就像成千上萬層輕紗重疊在一起，其效果就像一道牆壁，變成不透明的了。因此，人們難以看到光球層幾百千米深度以內的太陽輻射。

如果把天文望遠鏡對準太陽（千萬注意，絕對不能直接用眼睛看！那會灼傷眼睛，可能導致失明！），將太陽在望遠鏡中的像用濾光片減弱光亮后，就可以看到光球表面了。這時，太陽圓面的中間部分要比邊上亮一些。這就是所謂太陽“臨邊昏暗”現象。這是因為我們看到的太陽圓面中間部分發出來的光，是從太陽較深處發射出來的，而太陽圓面邊緣發射來的光則是從太陽較淺、溫度較低的大氣層中發出的。從這一現象的觀測，還可以推導出光球的溫度分佈。光球上層的溫度只有4500多攝氏度，越往下，溫度就越高，到光球底層，約達到6000多攝氏度。

光球上密密麻麻地布滿著顆粒狀的“米粒組織”。如果用高速攝影機為這些米粒拍攝一部影片，在銀幕上可以看到它們的種種“舞姿”。它們變化很快，幾分鐘以後，就被新的“米粒”取代了，就像上下翻滾的大米粥，非常壯觀！你能想像出這些“米粒”有多大嗎？大的“米粒”長約1400多千米，小的也有300多千米。天文學家估計日面上的米粒總數約有幾百萬個。

米粒組織比周圍要亮些，其溫度比周圍大約要高200～300℃，並且以每秒0.5千米的速度向上運動。有人認為米粒在日面上有不規則移動，速度約每秒4千米左右。米粒的迅速移動說明米粒組織是從光球層下面升起來的氣流，表明了光球實際上是其下面的、沸騰的太陽對流層的頂部。

光球就是實際看到的太陽圓面，它有一個比較清楚的圓周界線。光球的表面是氣態的，其平均密度只有水的幾億分之一。光球厚達500千米，極不透明。光球上密密麻麻地分佈著極不穩定的斑斑點點，被稱為“米粒組織”。米粒組織可能是光球下面氣體對流產生的現象。另外，還有超米粒組織，其直徑與壽命要大的多。在光球還分佈著太陽黑子和光斑，偶爾還會出現白光耀斑。這些活動現象有著相差懸殊的亮度、物理狀態和結構。

所謂太陽黑子是光球層上的黑暗區域，它的溫度大約為4500K，而光球其餘部分的溫度約為6000K。在明亮的光球反襯下，就顯得很黑。

發展完全的黑子是由較暗的核（本影）和圍繞它的較亮部分（半影）構成的，形狀像一個淺碟。太陽黑子是太陽活動的最明顯標誌之一。太陽黑子的突出特點是具有強大的磁場，範圍從小太陽黑子的500高斯到大太陽黑子的4000高斯不等。黑子最多的年份稱太陽活動極大年，最少的年份稱太陽活動極小年。太陽黑子的平均活動周期是11．2年。光球上還有一些比周圍更明亮的區域，叫光斑。它與黑子常常相伴。