天体

双星系统“CH Cyg”  距离地球800光年之外，大图片显示了该双星系统的光学影像，是通过“数字巡天”系统观测到的。小插图是综合钱德拉X射线观测台、哈勃太空望远镜和甚大阵射电望远镜的观测数据得来的，其中X光数据呈现红色，光学数据呈现绿色，而射电数据呈现为蓝色。“CH Cyg”是一个双星系统，包含有一颗白矮星和一颗红巨星
 大螺旋星系(NGC 123) 最迷人的地方在于其拥有数以万计的蓝色的恒星，散布其间。大片星际气体好似将这片蓝色舞动成漩涡状，而那些不被我们所了解的暗物质，在这种漩涡的外延逃逸
 “Arp 274”星系群  由三个相互作用的星系组成，距离地球4亿光年，位于室女星座，图像是哈勃太空望远镜拍摄
　　天体（汉语拼音：Tianti；英语：Astronomical object），又称星体，指太空中的物体，更广泛的解释就是宇宙中的所有的个体。天体的集聚，从而形成了各种天文状态的研究对象。
　　天体是对宇宙空间物质的真实存在而言的，也是各种星体和星际物质的通称。如在太阳系中的太阳、行星、卫星、小行星、彗星、流星、行星际物质，银河系中的恒星、星团、星云、星际物质，以及河外星系、星系团、超星系团、星系际物质等。通过射电探测手段和空间探测手段所发现的红外源、紫外源、射电源、X射线源和γ射线源，也都是天体。人类发射并在太空中运行的人造卫星、宇宙飞船、空间实验室、月球探测器、行星探测器、行星际探测器等则被称为人造天体。
　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。

目录

1 天体的位置
2 天体的距离
3 天体的形状和自转
4 天体列表

天体的位置
　　天体在某一天球坐标系中的坐标，通常指它在赤道坐标系中的坐标（赤经和赤纬）。由于赤道坐标系的基本平面（赤道面）和主点（春分点）因岁差、章动而随时间改变，天体的赤经和赤纬也随之改变。此外，地球上的观测者观测到的天体的坐标也因天体的自行和观测者所在的地球相对于天体的空间运动和位置的不同而不同。
　　天体的位置有如下几种定义：

平位置。只考虑岁差运动的赤道面和春分点称为平赤道和平春分点，由它们定义的坐标系称为平赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为平位置。

真位置。进一步考虑相对于平赤道和平春分点作章动的赤道面和春分点称为真赤道和真春分点，由它们定义的坐标系称为真赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为真位置。平位置和真位置均随时间而变化，而与地球的空间运动速度和方向以及与天体的相对位置无关。

视位置。考虑到观测瞬时地球相对于天体的上述空间因素，对天体的真位置改正光行差和视差影响所得的位置称为视位置。视位置相当于观测者在假想无大气的地球上直接测量得到的观测瞬时的赤道坐标。星表中列出的天体位置通常是相对于某一个选定瞬时（称为星表历元）的平位置。要得到观测瞬时的视位置需要加上：

由星表历元到观测瞬时岁差和自行改正。

观测瞬时的章动改正。

观测瞬时的光行差和视差改正。

天体的距离
　　地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。

太阳系内的天体是最近的一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。

对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳100秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。主要有：分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离；分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群星的平均距离；利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。

对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；利用造父变星的周光关系；利用球状星团或星系的角直径测定值；利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；利用观测到的新星或超新星的最大视星等；利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；利用观测到的球状星团的累积视星等；利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。

天体的形状和自转
　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。天体的形状和自转理论主要是研究在万有引力作用下天体的形状和自转运动的规律。
　　在天体的形状理论中，通常把天体看作不可压缩的流体，讨论天体在均匀或不均匀密度分布情况下自转时的平衡形态及其稳定性问题。目前研究得最深入的是地球的形状理论，建立了平衡形状的旋转椭球体，三轴椭球体等等地球模型。近年来利用专用于地球测量的人造卫星所得的资料，正在与地面大地测量的结果相配合，以建立更精确的地球模型。天体的自转理论，主要是讨论天体的自转轴在空间和本体内部的移动以及自转速率的变化。其中，地球的自转理论现已讨论得十分详细。地球的自转轴在本体内部的运动形成地极移动；同时，地球自转轴在空间的取向也是变化的。地球自转的速率也在变化，它既有长期变慢，使恒星日的长度每100年约增加1／1000秒左右，又有一些短周期变化和不规则变化。

天体列表

 太阳系

 太阳系外天体

 简单天体

 复合天体

 大范围天体

 太阳

 原行星

 行星

 类地行星

 水星

 金星

 地球

 火星

 类木行星

 木星

 土星

 天王星

 海王星

 卫星

 地球的卫星

 火星的卫星

 木星的卫星

 土星的卫星

 天王星的卫星

 海王星的卫星

 冥王星的卫星

 阋神星的卫星

 妊神星的卫星

 小行星的卫星

 矮行星

 谷神星

 类冥矮行星

 冥王星

 阋神星

 鸟神星

 妊神星

 海王星内天体

 太阳系小天体

 近地天体

 微行星

 小行星

 双小行星

 三重小行星

 三元小行星

 近地小行星

 地内小行星

 阿莫尔群

 阿波罗群

 阿登群

 阿波希利型小行星

 水星轨道穿越小行星

 金星轨道穿越小行星

 地球轨道穿越小行星

 火星轨道穿越小行星

 木星轨道穿越小行星

 土星轨道穿越小行星

 天王星轨道穿越小行星

 海王星轨道穿越小行星

 密接小行星

 小行星带

 小行星群

 小行星族

 特洛伊小行星

 地球特洛伊

 火星特洛伊

 木星特洛伊

 土星特洛伊

 海王星特洛伊

 达摩克小行星

 半人马小行星

 海王星外天体

 独立天体

 冰矮星

 冥族小天体

 古柏带

 QB1天体

 共振外海王星天体

 1:2共振天体

 2:3共振天体

 2:5共振天体

 3:4共振天体

 3:5共振天体

 3:7共振天体

 4:5共振天体

 4:7共振天体

 黄道离散天体

 欧特云

 彗星

 掠日彗星

 恩克型彗星

 木星族彗星

 哈雷型彗星

 喀戎型彗星

 抛物彗星

 双曲彗星

 周期彗星

 主带彗星

 大彗星

 短周期彗星

 长周期彗星

 无周期彗星

 一次性彗星

 克鲁兹族彗星

 流星体

 散乱流星

 火流星

 流星

 流星雨

 陨石

 玻璃陨石

 假设存在的太阳系天体

 祝融星

 水内小行星

 忒亚

 反地球

 第五行星

 法厄同星

 行星V

 第十行星

 假设的海王星外天体

 水星的卫星

 金星的卫星

 地球的其他卫星

 堤喀

 太阳伴星

 行星质量体

 银河系外行星

 系外行星

 热木星

 冷木星

 离心木星

 凌日行星

 星际行星

 流浪行星

 脉冲行星

 冥府行星

 沙漠行星

 海洋行星

 热海王星

 迷你海王星

 超级地球

 无核行星

 氨行星

 碳行星

 铁行星

 太阳系外巨行星

 环联星运转行星

 系外卫星

 亚恒星

 恒星

 超富金属恒星

 特殊恒星

 钡星

 S-型星

 金属线星

 Ap和Bp星

 CH星

 牧夫座λ型星

 铅星

 汞-锰星

 壳层星

 锝星

 普通星

 初期恒星体

 原恒星

 前主序星

 Be星

 赫比格Ae/Be星

 致密行星状星云Be星

 共生Be星

 棕矮星

 锂矮星

 甲烷矮星

 次棕矮星

 按光谱类型画分

 蓝星

 蓝白星

 白星

 黄白星

 黄星

 橙星

 红星

 Be星

 OB星

 碳星

 沃尔夫-拉叶星

 按光强度画分

 次矮星

 B型次矮星

 矮星（主序星）

 蓝矮星 (红矮星阶段)

 黄矮星

 橙矮星

 红矮星

 次巨星

 巨星

 红巨星

 蓝巨星

 黄巨星

 亮巨星

 超巨星

 红超巨星

 蓝超巨星

 黄超巨星

 特超巨星

 蓝偏离星

 黄偏离星

 红偏离星

 变星

 脉动变星

 米拉变星

 造父变星

 矮造父变星

 半规则变星

 不规则变星

 室女座W型变星

 天琴座RR型变星

 凤凰座SX型变星

 爆发变星

 耀星

 高光度蓝变星

 北冕座R型变星

 猎犬座RS型变星

 激变变星

 发光红新星

 矮新星

 新星

 超新星

 Ia超新星

 Ib和Ic超新星

 II型超新星

 极超新星

 假超新星

 不稳定对超新星

 伽玛射线暴

 自转变星

 天龙座BY型变星

 猎犬座α2型变星

 大陵五变星

 天琴座β型变星

 大熊座W型变星

 猎户型变星

 金牛T星

 猎户FU型变星

 仙王座β型变星

 金牛座RV型变星

 天鹅座α型变星

 致密星

 蓝矮星

 白矮星

 黑矮星

 中子星

 磁星

 软伽玛射线复发源

 不规则X射线脉冲星

 脉冲星

 X射线脉冲星

 无线电脉冲星

 毫秒脉冲星

 次毫秒脉冲星

 奇特星

 夸克星

 先子星

 Q星

 玻色子星

 电弱星

 孤子星

 暗能量星

 黑洞

 微型黑洞

 中介质量黑洞

 超大质量黑洞

 恒星黑洞

 太初黑洞

 异常明亮的X射线源

 施瓦西黑洞

 R-N黑洞

 克尔黑洞

 转动的黑洞

 白洞

 虫洞

 红外星

 行星系

 多行星系外行星系统

 双行星

 次恒星行星系统

 恒星系统

 聚星

 联星

 光学双星

 目视双星

 天测双星

 分光双星

 食双星

 不接双星

 半接双星

 相接双星

 速逃星

 密近双星

 X射线联星

 Be X射线联星

 X射线源

 X射线暴

 密接联星

 双星

 联星系统

 三星

 三合星

 恒星群

 星协

 OB星协

 T星协

 R星协

 星团

 疏散星团

 球状星团

 超星团

 星座

 黄道星座

 星座家族

 中国星座

 三垣

 紫微垣

 太微垣

 天市垣

 四象

 七政

 二十八宿

 星群

 移动星群

 小星群

 星族

 星盘星族

 第一星族

 第二星族

 第三星族

 金属量

 星系

 以形状区分

 旋涡星系

 棒旋星系

 中间螺旋星系

 无棒螺旋星系

 透镜状星系

 无棒透镜星系

 棒透镜星系

 椭圆星系

 环状星系

 螺旋星系

 宏观螺旋星系

 絮结螺旋星系

 不规则星系

 D型星系

 cD型星系

 以大小区分

 矮星系

 矮椭圆星系

 矮椭球星系

 矮螺旋星系

 矮不规则星系

 巨椭圆星系

 超致密星系

 活跃星系

 活动星系核

 低电离核发射线区

 赛弗特星系

 电波星系

 类星体

 微类星体

 窄线X射线星系

 星爆星系

 重力透镜星系

 暗弱蓝星系

 亮红外星系

 超亮红外星系

 沃夫－瑞叶星星系

 蓝致密矮星系

 射电噪类星体

 耀变体

 光学剧变类星体

 蝎虎座BL型天体

 电波星系

 N星系

 兹威基星系

 高偏振类星体

 低光度活跃星系核

 热星体

 卫星星系

 特殊星系

 环星系

 交互作用星系

 西佛星系

 系外星系

 核球

 双星系系统

 星系群

 星系云

 星系团

 球状星系团

 疏散星系团

 超星系团

 星流

 天球坐标系统

 地平坐标系统

 赤道坐标系统

 黄道坐标系统

 银河坐标系统

 超星系坐标系统

 大尺度结构

 大尺度纤维状结构

 长城 (天文学)

 空洞 (天文学)

 宇宙

 可观测宇宙

 平行宇宙

 拱星物质（星周物质）

 尘埃盘

 行星际物质

 终端震波

 日鞘

 日球层顶

 弓形震波

 希尔球

 星周盘

 主星周盘

 联星周盘

 原行星盘

 吸积盘

 岩屑盘

 残骸盘

 原恒星盘

 深空天体

 梅西耶天体

 IC天体

 NGC天体

 原行星云

 恒星云

 星际物质

 电浆体

 宇宙尘

 星际尘埃

 恒星气流

 星风

 星风泡

 星流

 星云

 恒星云

 行星状星云

 新星残骸

 超新星残骸

 弥漫星云（发光星云）

 发射星云

 反射星云

 电离氢区

 星际云

 暗星云

 分子云

 巨分子云

 包克球

 红外线卷云

 星系晕

 星系椭球体

 星系冕

 古尔德带

 本星系泡

 本星际云

 星系际介质

 宇宙微波背景辐射

 宇宙红外线背景辐射

 ΛCDM模型

 暗能量

 暗物质

 大质量致密晕天体

 大质量弱相互作用粒子

 重力奇异点

 裸奇异点


天体史

天体史（ history of celestial body ），指各类天体的起源和演化的历史。天体的起源是指某个天体在什么时候、从什么形态的物质、以什么方式形成的。天体的演化是指天体形成以后的发展过程。康德于1755年提出的太阳系起源和演化的假说，是第一个科学的天体演化学说。研究表明，地球的年龄不少于46亿年，其他行星和太阳的年龄也都是几十亿年。有些恒星的年龄超过100亿年，也有些恒星的年龄不到100万年。新的天体还在不断地产生，老的天体（白矮星、中子星等）在走向衰亡。天体的起源同地球的起源、生命的起源和人类的起源合称为“四大起源”。天体演化、物质结构和生命起源又是自然科学三大基本理论问题。


天象

天象（汉语拼音：Tianxiang；英语：Astronomical Phenomena），泛指各种天文现象。如太阳出没、行星运动、月相变化、彗星、流星、流星雨、陨星、日食、月食、极光、新星、超 新星、月掩星、太阳黑子等。中国早在距今三四千年前就注意观测和记录天象，此后历代的天文官和民间的天文学家也都始终注重观测天象。中国古代的天象记录内容丰富、记录详实，在世界上是独一无二的。


太阳物理学

太阳物理学（汉语拼音：tɑiyɑnɡ wulixue；英语：solar physics），研究太阳的物理构造、太阳内部和表面发生的物理过程以及太阳整体演化的学科。天文学的重要分支。中国有全世界最早最系统的太阳黑子目视记录。从公元前43年至明朝末年，在中国史书上已可找到100多条黑子记录。17世纪初伽利略开始用望远镜观测太阳黑子。牛顿则于17世纪60年代用三棱镜分解了太阳光。不过通常认为，近代太阳物理的观测和研究发端于19世纪初J.von夫琅禾费用低色散光谱仪观测太阳光谱。

太阳观测
　　从17世纪初首次用望远镜观测太阳和19世纪初开始观测太阳光谱之后，地面太阳观测技术不断取得重要进展。包括上世纪初G.E.海尔用光谱仪改装的单色光照相仪首次进行太阳单色光照相和对太阳光谱线的塞曼分裂测量；20世纪30年代B.F.李奥和Y.欧曼分别发明了双折射滤光器，从而研制成太阳色球望远镜；几乎同时，李奥还发明了可在非日食期间观测日冕的日冕仪；50年代H.D.巴布科克发明了可测量太阳微弱磁场的光电磁象仪。从20世纪40年代开始逐步发展的太阳射电观测技术，则把对太阳电磁辐射的观测扩展到射电波段。第二次世界大战结束之后又开始了空间太阳探测。50年代之前，主要是用探空火箭观测不能到达地面的太阳紫外和X射线辐射，包括获得光谱和太阳单色像。60年代以后开始利用人造卫星进行更加多样化的观测，特别是监测太阳耀斑的短波辐射。与此同时，利用进入地球磁层之外的行星际探测器，实地探测太阳风和太阳活动产生的高能粒子流，并对源于太阳的行星磁场进行实地测量。美国于1973年发射的载人科学实验卫星“天空实验室”(Skylab)和1980年发射的“太阳极大年使者”(SMM)，1991年发射的日、美、英合作卫星“阳光”(Yohkoh)，1995年的欧美合作卫星“太阳和日球层天文台”(SOHO)，以及美国于1998年发射的“过渡区和日冕探测者”(TRACE)等太阳观测卫星，在太阳耀斑、大尺度日冕结构和日冕物质抛射，以及色球–日冕过渡区和日冕的小尺度精细结构的高分辨观测方面取得了重要成果。
　　直到20世纪的前半叶，太阳物理的理论探讨基本上限于太阳内部和宁静太阳的大气构造，主要涉及太阳流体的静力平衡和对流理论，以及原子光谱和辐射传能等领域。到了20世纪后半叶，地面光学和射电观测以及空间太阳探测技术突飞猛进，关于太阳活动现象，尤其是太阳耀斑、射电爆发、日珥和日冕物质抛射等动力学现象的观测资料急剧膨胀和非常多样化。这些现象的理论解释涉及太阳磁场与等离子体物质的相互作用和能量释放过程，导致等离子体物理和磁流体力学在太阳物理的理论研究中发挥重要作用。

研究方法
　　太阳物理学以观测作为理论分析的主要依据。在太阳观测上的明显优势就是它有巨大的亮度和可对角直径为32′的日轮进行区域分解，因而可对太阳进行远比其他天体更为详尽的观测和研究，得到关于太阳构造和物理过程的知识也远比其他天体丰富。而且，也正是由于太阳的高亮度和可作区域分解这两大有利条件，导致太阳观测技术和仪器的非常多样化。现代太阳研究者已能够利用许多设计精巧的专门仪器，在地面和空间对太阳大气的不同层次和日面不同区域中的各种太阳活动现象，进行各种的物理参数和几何参数测量。也可在地球大气外空间直接对太阳风和高能粒子流取样探测。正是根据对太阳长期观测取得的大量数据，用物理学的方法进行综合分析和理论推断之后，获得了关于太阳构造、物理过程和演化方面的知识。

研究意义
　　太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：
　　①太阳是一颗典型的恒星，它是恒星世界中占绝大多数的主序星的一员，又是离我们最近从而可对其作仔细详尽研究的唯一恒星。从太阳的研究结果，可对大多数恒星的情况能有大致的了解。实际上关于恒星大气的辐射传输、内部构造和演化等问题的研究，都是以太阳作为范例进行探讨和检验的。
　　②太阳有非常特殊的物理环境，包括高温、稀薄、高电离度、大尺度和强磁场，这些条件同时并存，这是地面实验室难以模拟的。研究在这些特殊条件下发生的物理过程，促进了物理学某些领域的发展。如复杂的太阳光谱研究曾推动了原子光谱学的进展；对太阳能源和太阳中微子问题的探讨也一定程度上促进了原子核物理学的发展；近代关于太阳磁场、太阳活动起源和太阳爆发机制的探索，已成为推进等离子体物理学和磁流体力学进展的重要因素。
　　③地球高空大气结构和日地空间环境在很大程度上是由太阳的电磁波辐射和粒子辐射确定的。同时太阳活动产生的太阳X射线和紫外射线辐射增强，以及各种能量的带电粒子流将对地球高空大气结构和日地空间的正常状态造成扰动和破坏，引发一系列地球物理效应，如地球轨道附近高能粒子污染、电离层暴、地磁暴、平流层升温、大气环流混乱，甚至地球自转变化，从而影响到航天活动、无线电通信、电力系统、导航和航测以及气象和水文等国防和国民经济诸多领域。因此，对太阳电磁辐射和粒子流中的稳定成分，以及太阳活动引起的扰动成分进行研究，同时探讨太阳活动的规律性并对其进行预报，具有广泛和重要的应用价值。


太阳

美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒
 太阳结构，来源：SOHO图片
 304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图
　　太阳（汉语拼音：Taiyang；英语：Sun），太阳系的中心天体。太阳系的八大行星和其他天体都围绕它运动。天文学中常以符号⊙表示。它是银河系中一颗普通恒星，位于距银心约10千秒差距的旋臂内，银道面以北约8秒差距处。它一方面与旋臂中的恒星一起绕银心运动，另一方面又相对于它周围的恒星所规定的本地静止标准（银经56°，银纬＋23°）作每秒19.7千米的本动。
　　太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。
　　地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。 对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。

 地球上所见日出（摄于冬季）
目录

1 基本资料
2 总体构造

2.1 核心
2.2 辐射带
2.3 对流带
2.4 光球
2.5 大气层

2.5.1 温度极小区
2.5.2 色球
2.5.3 过渡区
2.5.4 日冕
2.5.5 太阳圈

2.6 磁场

3 化学构造

3.1 个别电离的铁族元素
3.2 太阳和行星的质量分化的关系

4 活动现象

4.1 各种辐射

5 形成和演化
6 在银河系中的位置和运动
7 太阳周期

7.1 太阳黑子和太阳黑子周期
7.2 可能的长周期

8 生命周期

基本资料
　　观测资料
　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒
　　　　视星等（V）　−26.74
　　　　绝对星等　4.83
　　　　光谱类型　G2V
　　　　金属量　Z = 0.0122
　　　　角直径　31.6′ – 32.7′
　　轨道特性
　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年
　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a
　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道）
　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度）
　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景）
　　物理特性
　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球
　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球
　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球
　　　　扁率　　　9×10−6
　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球
　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球
　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球
　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3
　　　　密度
　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3
　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3
　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3
　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3
　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球
　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球
　　　　温度
　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K
　　　　　光球（有效）：5,778 K
　　　　　日冕: ～5×106 K
　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W
　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm
　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效
　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1
　　自转特性
　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面）
　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s）
　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North）
　　　　恒星自转周期
　　　　　在赤道　25.05天
　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s
　　　　　在极区　34.4天
　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h
　　光球的组成（依质量）
　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%
　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04%

总体构造
　　由太阳光谱研究推算太阳表面温度约为6,000K，而结合理论推算的太阳中心温度高达16×106K，在这样的高温条件下，所有物质都已气化，因此太阳实质上是一团炽热的高温气体球。通过观测和理论推算表明，整个太阳球体大致可分为几个物理性质很不相同的层次。除了中心区氢因燃烧损耗较多外，其他各层次在化学组成上无明显差别。
　　从太阳中心至大约0.25太阳半径的区域称为日核，是太阳的产能区。日核中日以继夜地进行着四个氢原子聚变成一个氦原子的热核反应，反应中损失的质量变成了能量，主要为γ射线光子和少量中微子。约从0.25至0.75太阳半径的区域称为太阳中层。来自日核的γ射线光子通过这一层时不断与物质相互作用，即物质吸收波长较短的光子后再发射出波长较长的光子。虽然光子的波长不断变长，但总的能量无损失地向外传播。区域的温度由底部的8×106K下降到顶部的5×105K；密度由10-2克/厘米3下降到4×10-7克/厘米3。从0.75太阳半径至太阳表面附近是太阳对流层，其中存在着热气团上升和冷气团下降的对流运动。产生对流的主要原因是温度随高度变化引起氢原子的电离和复合。
　　对流层上方是一个很薄然而非常重要的气层，称光球层或光球。当用肉眼观察太阳时，看到的明亮日轮就是太阳光球。光球的厚度不过500千米，但却发射出远比其他气层强烈的可见光辐射。太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球层发射出去的。因此当用肉眼观察太阳时，它就非常醒目地呈现在面前，这就是把它称为光球的原因。太阳半径和太阳表面都是按光球外边界来定义的。光球外面是较厚和外缘参差不齐的气层，称色球层或色球，其厚度在2,000～7,000千米之间。高度在1,500千米以下的色球比较均匀，1,500千米以上则由所谓针状体构成。色球的密度从底部向上迅速下降，但其温度却从底部的几千度随高度迅速增加了近3个量级。色球上面是一个更稀薄但温度更高而且延伸范围更大的气层，称为日冕。日冕的温度高达百万度。日冕的形状很不规则，而且无明显界限。实际上距日心几个太阳半径以外的日冕物质是向外膨胀的，形成所谓太阳风，可延伸到太阳系边缘。
　　太阳光球、色球和日冕合称太阳大气，可通过观测它们的辐射特征，并结合理论分析来推测它们的物理构造。日核、中层和对流层则合称太阳内部或太阳本体，它们的辐射被太阳本身吸收，因而不能直接观测到它们，其物理构造主要依靠理论推测。

核心
　　太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 克/立方厘米，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。
　　核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，聚变反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。
　　太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×1010 万吨TNT炸药爆炸的能量。
　　太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是76.5 瓦/每立方米。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。
　　太阳核心的核聚变是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平。
　　核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。
　　在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味。

辐射带
　　从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方厘米降至只有0.2公克/立方厘米）。
　　辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说，在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。

对流带
　　太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。
　　在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。

光球
　　太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的 H−离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。
　　在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。

大气层
　　太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。

温度极小区
　　太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。

色球
　　在温度极小区之上是一层大约2,000公里厚，主导著谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000K。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。

过渡区
　　在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约200,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。

日冕
 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕
 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO
　　日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在 1015–1016米−3，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。

太阳圈
　　太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。

磁场
　　太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。
　　太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。
　　太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极 (在光球) 随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。

化学构造
　　组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%。所有的重元素，在天文学中称为 金属 ，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖 （0.2%）、和铁（0.2%）。
　　太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[68]。
　　在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60% 是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流，没有核聚变的产物从核心上升进入光球。
　　前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的。

个别电离的铁族元素
　　在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难。
　　基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量，并且在1976年改进了振子强度的计算。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度。

太阳和行星的质量分化的关系
　　许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成。
　　在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系。

活动现象
 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO
　　太阳基本上是一颗球对称的稳定恒星。然而大量观测表明，太阳在稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时还会发生一些存在时间比较较短暂的“事件”。如在太阳光球中，可观测到许多比周围背景明显暗黑的斑点状小区域（称为太阳黑子）和比背景明亮的浮云状小区域（称为光斑）；色球中也可经常观测到比周围明亮的大片区域（称为谱斑）和突出于太阳边缘之外的奇形怪状的太阳火焰（称为日珥）；日冕中也可观测到许多明显的不均匀结构。特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放的太阳爆发现象（称为耀斑）。上述现象不仅存在的时间比较短暂和不断变化，而且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域（这些局部区域称为太阳活动区）。同时，这些现象发生的过程中，尤其是发生太阳耀斑期间，从这些区域发射出增强的电磁波辐射和高能粒子流，特别是在X射线、紫外线和射电波段出现非常强的附加辐射，以及能量范围在103～109电子伏的带电粒子流（主要为质子和电子）。通常把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象，及其所表现出的各种辐射增强，统称为太阳活动。与此对应，把不包含这些现象的理想太阳，即时间上稳定、空间上球对称和均匀辐射的太阳，称为宁静太阳。
　　宁静太阳的物理性质在空间上只随日心距变化，在同一半径的球层中物理性质是相同的；在时间上几乎是不变的，其变化时标为太阳演化时标，即大于107年。这样就可把真实的太阳看作是以宁静太阳为主体并附加有太阳活动现象的实体。换句话说，可把宁静太阳看作是真实太阳的基本框架，而把太阳活动看作是对宁静太阳的扰动。
　　太阳活动现象中，一次耀斑过程的持续时间只有几分钟至几小时，一个活动区的寿命约为几天至几个月。同时，整个太阳大气中所发生的太阳活动现象的多寡，还表现出平均长度约为11年的周期（称为太阳活动周），也可能存在更长的周期。因此太阳活动的时标可认为从几分钟至几十年。太阳活动区本质上是太阳大气中的局部强磁场区，而各种活动现象则是磁场与太阳等离子体物质的相互作用结果。
　　应当指出，太阳活动所涉及的能量大小与整个太阳的总辐射能相比，仍然是微不足道的，如一次大耀斑释放的能量估计为4×1025焦，若其持续时间为1小时，则其辐射功率为1022焦/秒，与太阳的总辐射功率3.845×1026焦/秒相比是可忽略的。因此存在太阳活动现象丝毫无损于把太阳视为一颗稳定的恒星。大功率的稳定的辐射加上小功率的周期性的太阳活动，这就是现阶段太阳的主要特征。

各种辐射
　　广义的太阳辐射包括向外发射的电磁波、太阳风、中微子、偶发性高能粒子流，以及声波、重力波和磁流波。其中电磁波辐射来自太阳大气。太阳风就是从日冕区连续外发射的等离子体，主要是质子和电子。太阳中微子是由日核中的核反应产生的，它们几乎不与太阳物质相互作用，而是直接从太阳内部向外逃逸。偶发性高能粒子流是当太阳大气中发生耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射等剧烈太阳活动现象时产生的，这些粒子流不一定是等离子体，往往是质子或电子占优势。声波、重力波和磁流波主要是由太阳对流层中猛烈的气团运动激发并与磁场耦合产生的。太阳在上述各种形式的能流中，电磁波的能流远远超过其他形式的能流。如太阳风的发射功率约比电磁波小6个数量级，其他能流就小得更多。这样从能量的角度看来，电磁波以外的其他能流是可忽略的。因此若无特殊说明，通常都把太阳辐射理解为太阳电磁波辐射。
　　太阳电磁波辐射的波长范围从γ射线、X射线、远紫外、紫外、可见光、红外，直到射电波段。但由于地球大气的吸收，能够到达地面的太阳辐射只有可见光区、红外区的一些透明窗口和射电波段。太阳的紫外、远紫外、X射线和γ射线只能进行高空探测。
　　太阳电磁波辐射的主要功率集中在可见光区和红外区，分别占太阳总辐射能量的41％和52％。极大辐射强度对应的波长为495纳米，在黄绿光区。紫外线所占的能量比重仅为7％。而太阳无线电波段以及远紫外、X射线和γ射线所占的能量比重是可忽略的。粗略地说，太阳紫外线、可见光和红外波段的辐射是由光球发射的，而远紫外、X射线、γ射线和射电波段则来自太阳高层大气（色球和日冕）。

形成和演化
　　太阳的演化途径主要取决于它的能源变化。太阳是一颗典型的主序星，关于主序星的产生及其演化过程，天文学家已作了大量研究，并已得到比较一致的看法。根据这些研究结果，太阳的一生大体上可分为五个阶段。

主序星前阶段　包括太阳在内的所有主序星都是由密度稀薄而体积庞大的原始星云演变来的。当星云的质量足够大时，在自身的引力作用下，星云中的气体物质将向星云的质量中心下落，其宏观表现就是星云收缩。这个过程的实质就是物质的位能变成动能。结果是星云中心区的密度和温度逐渐增大，并最终使其达到氢原子核聚变所需的密度和温度，这样便发生氢变成氦的核反应，它所释放的辐射压力与引力平衡，使星云不再收缩，形成为一颗恒星。这个阶段经历的时间大约只需3,000万年。

主序星阶段　以氢燃烧为能源，标志着太阳进入主序星阶段。由于太阳的氢含量很大，能源非常稳定，从而太阳的状态也非常稳定。因此这个阶段相当于太阳的青壮年时期。太阳已经在这个阶段经历了46亿年，这就是太阳的年龄（主序星前的3,000万年可忽略）。根据理论推算，太阳还将在这个阶段稳定地“生活”34亿年，然后进入动荡的晚年时期。

红巨星阶段　日核中的氢耗尽之后，包围日核的气体壳层里面的氢开始燃烧，壳层上面的气体温度上升，结果使太阳大规模膨胀。由于太阳光度的增大不如表面积增大快，单位表面积的发射功率下降，辐射波长移向红区，使太阳变成了一颗巨大的暗红恒星，即红巨星。太阳在红巨星阶段经历的时间大约是4亿年。

氦燃烧阶段　当太阳中心氢耗尽并变成原子量较大的氦之后，中心部分又开始收缩，密度和温度继续增大。当温度达到108K时，氦核开始聚变燃烧。与此同时，外面氢烧燃层的半径继续增大，但燃烧层的厚度却不断减少。中心氦和壳层氢耗尽后，接着就是壳层氦燃烧。太阳的氦耗尽之后，还可能经历几个更重元素的燃烧期。不过由于其他元素含量很少，这些时期均非常短暂。整个氦燃烧阶段的时间也只有5,000万年，其他元素的燃烧时间则更短。

白矮星阶段　当太阳的主要燃料氢和氦耗尽之后，体积进一步缩小，它的半径可缩小到只有目前太阳半径的1％，而密度大约是现在的100万倍。这时太阳的光度只有目前太阳的1％～1‰，成为一颗很小的高密度暗弱恒星，即白矮星。太阳在白矮星阶段大约经历50亿年之后，它的剩余热量也扩散干净，终于变成一颗不发光的恒星——黑矮星。

　　根据理论推测的太阳演化过程中不同阶段的基本特征，如红巨星和白矮星等，均能在众多的恒星世界中找到实例，因此通常认为这种推测是可信的。

在银河系中的位置和运动
　　太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500-8,500秒差距（25,000-28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。
　　太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为碰撞事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。
　　太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。

太阳周期
太阳黑子和太阳黑子周期
 每11年为一周的太阳活动周期。图中显示了极紫外成像望远镜（EIT）选择195埃（绿色）波长的照片和用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）拍摄的磁力图（灰色）。在此周期中，太阳先是经历了一段活跃时期（太阳极大期），接着是一段平静时期（太阳极小期）。对比EIT和MDI图像可以很清楚地看出太阳活动水平的上升
　　当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。
　　在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以11的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。
　　因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。

可能的长周期
　　最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。

生命周期
 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制
　　太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。
　　太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗引力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。
　　地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，太阳的半径将膨胀超越地球现在的轨道——1 AU (1.5×1011 m)，是现在的250倍。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。
　　继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。


光球

光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。
　　研究表明，对于可见光波段的太阳辐射，这个过渡层的厚度只有100～200千米，它对应于地面观测者的张角只有几分之一角秒。肉眼看到的太阳边缘显得非常锐利，就是由于太阳可见光辐射的有效发射层非常薄的缘故。对于包括紫外直到红外的太阳主要辐射波段，有效发射层的厚度也只有500～600千米，这就是光球的总厚度。光球上方的高层太阳大气（色球和日冕）的辐射功率与光球相比是微不足道的，但它们的微弱辐射却包含着太阳高层大气的重要信息。这样在没有特别指明的场合，提到太阳辐射、太阳光谱和太阳表面，通常都是指太阳的光球辐射、光球光谱和光球表面。一些太阳参数，如太阳半径和太阳表面重力加速度，也是以光球表面来定义的。采用未加滤光片的太阳照相仪拍摄的白光太阳照片就是光球的形象，其中可看到太阳黑子和光斑，以及临边昏暗现象。


米粒组织

米粒组织（汉语拼音：mǐ lì zǔ zhī），（granulation），太阳光球上明亮的颗粒状结构，是光球亮度分布不均匀性的表征。光球实际上是沸腾的对流层顶层，巨大的对流气体元向上流动到太阳表面，并把多余的热量辐射掉，然后分散为较冷的气流从气体元的周围边界向下流回对流层。因为上升的气体元中心较热，下降的边缘较冷(中心与边缘的温差至少达100度)，故在光球表面形成了中间亮四周暗的米粒状组织。它的形成深度约400千米。米粒呈椭圆形，其角径约1～3角秒，相当于日面上700～2000千米。将米粒隔开的暗区宽度约290千米。米粒越大越亮，其亮度比周围背景约亮10％～20％，相应的温度差约300K。整个光球表面的米粒数约4×106个。米粒的平均寿命约8分钟，个别米粒可达16分钟。


超米粒组织

超米粒组织（ supergranulation ），太阳光球大尺度水平运动所导致的流场结构。在显示光球大尺度运动的高分辨率的照片上可以清晰地看到有上千个比米粒组织大得多的超米粒元组成规则的蜂窝状结构，因而得名。超米粒元通常简称为超米粒。光球米粒组织是光球亮度场不均匀性的表征，超米粒组织则是光球速度场不均匀性的表征。
超米粒组织是哈特在1954年发现的。她在测定太阳自转速度时，发现光球上层存在一种大尺度水平方向的运动。1960年，莱顿以独特的单色分光照相技术开始“拍摄”宁静太阳光球的速度场，他和他的合作者对超米粒元的平均大小、寿命、水平速度等取得一系列重要研究结果，使得太阳光球上层水平运动的存在和意义真正为人们所了解。1970年，弗雷泽用多通道的太阳磁像仪对超米粒元进行了较全面的研究，特别在垂直速度以及超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间的相关性等方面取得出色的成果。1973年天空实验室发射成功，对超米粒的空间观测也随之开始。

单个超米粒的实际直径约为20，000～60，000公里。整个可见的宁静太阳半球总是保持大约2，500个超米粒，由此可以推算出超米粒的平均实际直径约为35，000公里，实测结果约为30，000公里，这与从自相关分析得到的K线网络元的平均大小（约33，000公里）基本相符。超米粒的寿命短的是几小时，一般为20～40小时，平均约24小时或更长，同K线网络元的平均寿命大致相当。
根据多普勒频移测量任何一个超米粒的气体流动所获得的样式都是相同的。极区的和赤道区的超米粒之间也没有显著差异。在超米粒中心区域，气体以每秒约0.04公里的平均速度缓慢地上浮，随后便以每秒0.3～0.5公里的平均速度从中心区域向四周边缘流去，到了边缘才以每秒约0.09公里的平均速度下沉，这比中心区域上浮的平均速度大一倍。在超米粒中心区域和边缘存在垂直速度证实超米粒是由对流引起的。对超米粒进行的磁场观测表明：超米粒表面的纵向磁场强度约为2高斯，而在几个超米粒边缘的会合区域，纵向磁场的平均强度达50高斯左右，超米粒两侧边缘各处的磁场极性可以不同，但总有一种极性占优势。
一度把超米粒组织看作是单纯的光球现象。但是观测表明；超米粒组织与光球大尺度磁场、光球网络、色球网络的关系都很密切。这不仅表现在超米粒中心区域的气体上升运动和边缘处的气体下降运动都至少渗透到色球下层（当然，相应的速度是下降了），而且，根据多通道太阳磁像仪的观测，下降气流与磁斑、网络亮点之间存在着很好的对应关系。超米粒边缘处的下降运动呈现为一束束孤立的、直径约为7，000～10，000公里的下降气流，而超米粒边缘的磁场也分别聚集为一个个磁块──磁斑（其强度可高达100高斯），二者在位置、大小、形态上有很好的对应关系，在数值上，即磁斑的磁场强度和下降气流的速度也是线性相关的。不仅如此，磁斑和下降气流同色球网络、光球网络的亮点（即温度增高较大的区域）在位置、大小、形态上也有很好的对应关系。而且，磁斑的强度和下降气流速度同亮点的亮度在数值上也是线性相关的。根据实测证明，在超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间也同样存在上述的密切对应关系。图为多通道太阳磁像仪对一小块宁静太阳区域以2.″4×2.″4的扫描孔径和0.25秒的累积时间进行扫描而取得的图像，图上的曲线是对20个超米粒取平均的结果，给出单个超米粒截面上的速度分布、光球纵向磁场分布以及同它对应的光球网络元、K线色球网络元的亮度分布。
上述的观测事实曾经被解释为：流体压力大于磁压力时，等离子体运动决定了磁场结构，于是，超米粒中心区域向四周边缘的水平运动将磁力线集中到边缘处，而几个超米粒边缘相会合的区域便是等离子体向下流动汇聚得最为急剧的地方，在此形成下降气流，同时，这里也是磁力线最为集中的地方，因而形成磁斑。密集的磁力线向上贯穿、伸延，所经过的光球、色球区域因磁场产生的过量加热使局部温度升高而成为网络亮点，于是出现光球网络和色球网络。磁力线进入色球后，由于气体密度的急速下降，磁压力已经超过流体压力，于是磁力线发散，而磁场结构又确定了等离子体的运动，因此随着高度的逐渐增高，网络的粗糙程度也逐渐增大。这样的理解描述出了一幅简明的动力学图像。然而，近来用磁像仪对超米粒边缘进行观测，所得结果对上述解释的关键之处不利：在边缘会合处，常见的是磁斑分裂并且其中的一部分以小于每秒1公里的速度向外移动，移动距离还不到5，000公里时便逐渐消失；也观测到新的磁流点浮现并以每秒1～2公里的速度快速移动。因此，会合处的磁斑究竟如何形成，有待进一步研究。
根据超米粒的线度和寿命，一般认为超米粒是由比形成米粒粗大得多的长寿命的对流元产生的。据估计，超米粒的底部位于光球下太阳对流层中7，000～10，000公里的深处。有人将超米粒的起源归因于光球深处的对流不稳定性，这种不稳定性与一次电离氦和二次电离氦有关。也有人认为超米粒组织的流场结构本身就是在对流层深处发生的磁场-对流运动相互作用的反映。


负氢离子吸收

负氢离子吸收（ H-absorption ），恒星大气中负氢离子对辐射的连续吸收。负氢离子是由一个中性氢原子H和一个电子所组成的松弛体系，以符号H-表示。负氢离子产生的原因是：中性氢原子的核外围只有一个电子，这个电子不能完全屏蔽氢原子的电场，任何一个自由电子距离氢原子足够近的时候，就可能落入核电荷的引力场中，因而它有可能与氢原子结合成为氢离子。此时，这个电子的轨道可能是封闭的，即处于束缚；也可能是非封闭的，即处于自由态。如同氦离子HeⅡ是类氢离子一样，负氢离子H-是类氦离子。恒星大气中负氢离子的数密度在局部热动平衡状态下由萨哈公式确定，在非局部热动平衡状态下则由具有偏离系数的萨哈公式求得。负氢离子吸收在光谱型晚于A0型的恒星中起重要作用，而且光谱型（见恒星光谱分类）越晚，负氢离子吸收所起的作用越大。太阳是一颗G2V型恒星，因而，负氢离子吸收起着主要作用。
负氢离子吸收系数是由它的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁所确定的吸收系数相加而得(见恒星大气的吸收和散射)。负氢离子基态的束缚能是0.75电子伏，对应于这一能量的辐射波长是16450埃，这就是负氢离子束缚-自由跃迁所产生的连续吸收带的起始波长。负氢离子束缚－自由跃迁的吸收系数从16450埃起，随着波长的减小而逐渐增大，到8500埃附近达到极大，然后向短波方向再逐渐减小。负氢离子的自由－自由跃迁的吸收系数随波长的增长而单调上升。在可见光区和紫外区，负氢离子的束缚-自由吸收大于自由-自由吸收。自由-自由吸收是造成恒星大气在几微米到几百微米波长范围内连续不透明度的主要原因。


光斑

光斑（ faculae ），太阳光球中比周围背景明亮的区域。光斑通常出现在黑子附近，呈云彩状斑块。它们在日面中部区域很难看到。但在日面边缘附近，它们与周围宁静光球背景的亮度反差增大，变得明显。光斑一般比附近的黑子早出现，寿命也比这些黑子长得多。光斑上空的色球中也存在比周围宁静色球背景明亮的发射区，称为谱斑，它们是光斑在色球层的延伸。在低分辨率的观测中光班呈片状，高分辨率的观测中可看到它们实际上是由大量亮元组成的。单个亮元的直径小于1″，并且位于米粒之间的暗径中。每个亮元对应于一个与太阳表面大致垂直的磁流管，亮元即磁流管的顶端。在活动区附近亮元非常密集，形成了光斑亮区。在同一几何高度处，光斑磁流管内的温度实际上比周围光斑温度低。但由于辐射从横向进入光斑磁流管，在磁流管壁上形成很薄的热墙。当光斑在日面中心附近时，对地球上的观测者而言，热墙的投影面积太小，光斑难以看见。而当光斑在日面边缘附近时，观测到的热墙面积增大，光斑就显得比周围光球明亮。

日面边缘的光斑和黑子


临边昏暗

太阳临边昏暗成因示意图
　　临边昏暗（汉语拼音：linbiɑn hun'ɑn；英语：limb darkening），太阳圆面边缘区域的亮度比中心区域稍暗的现象。观测表明，波长为0.17～200微米广阔波段范围内，用太阳辐射这个连续谱区中任一波长处的单色光或这个波段的整体辐射（白光）观测太阳时，均表现为辐射强度随日面中心距离增大而减弱的现象，称为太阳的临边昏暗。造成太阳临边昏暗的原因可定性说明(见图)。
　　当观测太阳圆面中心时，辐射通过的大气层较薄（图中路径AB），来自光球深层的辐射到达观测者时受到的吸收不大，观测到的辐射中来自光球深层的辐射占优势，光球深层的温度较高，辐射较强，显得较亮。而当观测太阳边缘时，深层辐射通过的大气较厚（图中路径CD），受到较多吸收，结果到达观测者的辐射中主要是光球高层的辐射，因高层温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是太阳光球温度由里向外减小的直接反映。


日面坐标

日面坐标（ heliographic coordinates ），用来测定日面上某一特征（例如黑子）的位置的坐标系统。通常采用随太阳自转的坐标系统。日面上的位置常用日面经度L和日面纬度Ф来表示。太阳绕着自转轴由东向西（从地球上看）自转。自转轴和太阳表面相交于两点，分别称为太阳北极和太阳南极。通过北极和南极的大圆，叫作日面子午圈。规定1854年1月1日格林威治平午（儒略日2398220.0）通过太阳赤道对于黄道的升交点的子午圈为本初子午圈。日面经度由本初子午圈量起，向西计量，由0°～360°。这样定义的经度又称卡林顿经度。通过太阳中心作垂直于自转轴的大圆，称为太阳赤道，它将太阳分为北半球和南半球。日面某点的铅垂线和赤道面间的夹角Ф即为该点的日面纬度，由赤道起沿着某点的子午圈向两极计量，由0°～90°。向北计量的叫北纬，用“N”或“+”号表示，向南计量的叫南纬，用“S”或“-”号表示。太阳自转的会合周期的平均值为27.2753天。规定1853年11月9日本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳的第一个自转周的开始。自转周都给以连续的号数。每年中各个自转周的号数和开始日期都可从天文年历中查到。要确定日面上任一点的位置，需要三个数据：①自日面北点量起的太阳自转轴北极的方位角P，向东为正，向西为负。②日面中心的日面纬度Ф0。③日面中心的日面经度L0。在天文年历中列出了一年中每天世界时零时的P，L0和Ф0值，应用内插法就可求出观测时刻的卡林顿经度L和纬度Ф值。
由于日面特征的坐标不需要知道得十分准确，准确到半度或一度就够了。因此，在实际工作中不用球面公式来求L和Ф，而用特制的网格和表来量算。


投影缩减效应

投影缩减效应（ foreshortening effect ），太阳视圆面上某一特征（例如黑子）的视面积随离开日面中心的距离增大而缩小的现象。这是因为该特征实际上是位于一个球面上，而我们所看到的只是该特证的球面积（真实面积）在视线方向的投影（投影面积或称视面积）。某一特征位于日面上不同的位置，有不同的投影效果，所以我们要得到它的真实形状和大小，就必须对它进行投影缩减改正。因此，如要测量日面上某一特征的真实面积，可采用如下的公式：

式中 R为太阳圆面图的半径； r为图中该特征到太阳圆面中心的距离； sec ρ是为了消除 投影 效应而引进的改正因子； S′为所测量到的视面积， S是该特征的球面积，均以太阳半球面积的百万分之一为单位。


夫琅和费线

夫琅和费线，是一系列以德国物理学家约瑟夫·夫朗和斐（1787年─1826年）为名的光谱线，这些是最初被当成太阳光谱中的暗特征谱线。太阳光谱中的夫琅和费线非常多，在2935埃到13495埃范围内共有26，000多条。它们是各种元素的原子的吸收或散射引起的。吸收线含有太阳大气（主要是光球）的温度、密度、压力、化学成分、磁场、速度场等等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由下能态i向上能态j跃迁产生的。谱线频率为

Ej和 E i分别为上、下能态的激发电位。原子向上跃迁后，立即就跳下来，并释放出能量。再发射的机制有两种，即真吸收和散射。真吸收意味着原子在吸收光量子后，按普朗克函数再发射。吸收的辐射属于一定频率，而再发射的则包括广阔的波段，因此原频率的辐射减弱了。至于散射，虽然频率基本不变，但辐射从一个方向分散到四面八方，因此原方向的辐射减弱了。在这两种情况下都形成吸收线。
谱线本应是无限窄的，但某些物理因素会使它们具有一定的宽度和轮廓。常见的致宽机制为自然阻尼（能态不是无限窄，而有一定宽度）、碰撞阻尼（碰撞使原子在能态上停留的时间缩短了）、多普勒效应（微观运动引起谱线位移）、湍流（宏观运动引起谱线位移）和斯塔克效应（电场对能态的作用）。各种致宽机制给出不同的谱线轮廓（见谱线的形成和致宽）。
在光球模型、辐射的再发射机制和谱线致宽机制都已知的情况下，可计算出理论的谱线轮廓。反过来，利用观测到的谱线轮廓，可以推导光球模型或有关谱线的某些数据。实际上，我们现有的关于光球的知识，很大一部分是从吸收线的研究得出的。


色球

太阳：色球
　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。
　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。


谱斑

谱斑（plages），用氢的Ha线或电离钙的H和K线单色光观测到的色球上的大块增亮区，有时也观测到一些暗黑区。前者称为亮谱斑，后者称为暗谱斑。用Ha线看到的叫氢谱斑，用电离钙的H和K线看到的称钙谱斑。钙谱斑与背景的反衬较大，它由许多亮结组成网络结构。氢谱斑与背景的反衬较小，呈现纤维状结构，在黑子周围常见到旋涡结构。在不同的光谱间隔里看到的谱斑有不同的形状。谱斑的大小从几千千米到几十万千米。位于光球之上，称为色球光斑。大多数谱斑与黑子密切相关，黑子周围必有谱斑，它们是由磁场增强产生的。通常谱斑比黑子先出现而后消失。谱斑的面积和亮度都随黑子的11年周期而变化，谱斑的磁场强度可达0.02特斯拉，钙谱斑的外形与0.002～0.004特斯拉的等强度轮廓对应。氢谱斑中的暗纤维和钙谱斑中的亮纤维，取向都与磁力线方向一致。


色球网络

色球网络（ chromospheric network ），太阳宁静色球中由亮斑或暗斑组成的一种多角形网络链状结构。被网络链所围的部分称为元。不同色球谱线的单色像(见太阳单色像)和同一条谱线不同波长部分的单色像中的色球网络形态互不相同。电离钙的H、K线，钠的D1线，镁的b2线，氢的 Lα线等的单色像中看到的是暗元背景反衬下的亮网络，而Hβ、Hγ和氦的λ10830等谱线的单色像中则呈现亮元背景反衬下的暗网络。Hα线心单色像是亮网络，线翼单色像是暗网络。高分辨率的单色像显示出网络有复杂的精细结构。在日面上，斑状物象花瓣似的以放射的形状向外延伸。在太阳边缘，斑状物看来象草丛一般。通常，氢网络组织变化复杂，不如钙网络组织稳定。从Hα单色像和K单色像的测量推测，色球网络单元的平均大小约为30，000～35，000公里，平均寿命为19～21小时。通过对高色球紫外线单色像的观测得知，色球网络可延伸到约9，000公里高度。可以把色球网络简单地看成是光球网络的向上延伸，反过来也可把光球网络看成是色球网络的向下延伸。然而，就单个颗粒而言，色球网络比光球网络大一些。
色球网络、光球超米粒组织和光球磁场分布密切相关。色球网络的亮边界和超米粒组织的边界几乎一致。曾经流行过这样的看法：与超米粒对流有关的水平运动把光球磁场推向超米粒边界。在此边界处，磁场具有复杂的精细结构，包括短距离内的极性变化。磁场强度达10～50高斯，有的甚至达100高斯。光球磁场向上延伸到色球，宁静区大部分磁场都集中在网络中。磁场的存在是给色球网络加热的重要条件。极性相反的磁力线被相邻的超米粒流动压缩，加速磁场沿中性线（见磁合并）方向的湮没，磁场湮没产生的能量是色球亮网络的能源。也有人认为，来自光球的扰动向上传播，由于超米粒磁场的作用，降低了激波加热的有效高度，增加了低层次的损耗，从而使网络更热。色球亮网络结构事实上反映了光球纵向磁场分布状态。


日芒

日芒（ mottle ），太阳色球单色像上观测到的针状物在日面上的投影,呈细小簇状。


日浪

日浪（汉语拼音：Ri Lang；英语：Surges），由耀斑所在地发生的高速喷发等离子体的现象。又称冲浪。日浪发生前常有先兆，即耀斑区快速膨胀、发亮，然后衰减且变得透明。日浪便从这里冒出来。物质沿磁力线上升，初始速度约每秒50千米，10分钟左右便加速到每秒100～200千米，然后沿原路或环路返回太阳表面。在回落到太阳表面前，这些物质可能瓦解或消失。日浪有很强的重复出现的倾向，一个大日浪可以在同一位置以同一位相出现好几次。日浪抛射的最大高度为1～2万千米。抛射物质总质量为1011～1012千克。日浪内部磁场强度为0.015特斯拉。


喷焰

喷焰（ sprays ），耀斑区物质在耀斑扩张阶段中的高速抛射现象，又称耀斑喷焰。在日面边缘，有时可看到从一些耸立的明亮的小丘顶，以超过色球逃逸速度每秒610公里的高速，向外喷射物质。喷射轨道不一定是沿径向的。由于速度很高，喷射剧烈，以致不象冲浪那样具有轮廓分明的界线，而是呈碎片状喷射。此外，冲浪因受磁场限制，发射锥较小；而喷焰的发射锥较大，并且具有与耀斑本体相同的亮度，很像耀斑本体的发射。耀斑喷焰的速度超过色球的逃逸速度，因而不能象冲浪那样沿着发射出去的轨道返回太阳表面，而是射进日地空间。产生在日面上的喷焰，以急剧的运动越过耀斑区向外抛射出去，形状并不规则，在开始时亮度往往超过周围的发射，逐渐变成暗于周围的吸收。日面上喷焰的速度往往比边缘喷焰的速度小，这表明大部分喷焰的真运动轨道是垂直于太阳表面的。

日面边缘的喷焰


细链

细链（ filigree ），一种同色球网络和光球米粒相连的精细结构物──细链。在离 Hα线心+2埃的单色光照片中，细链结构最明显（图4）。它是由大小约1/4角秒的亮点形成的亮链，在色球网络元集中的活动中心附近的下层最容易发现，可以把它看作是色球亮网络向下层的延伸。细链单个亮元的横向速度是每秒1.5公里。细链的寿命和演化特征还不清楚。


闪光谱

闪光谱（ flash spectrum ），日全食的食既和生光的瞬间，在太阳边缘闪现的色球发射线光谱。日食时光球的光被月球掩盖，散射光很小，色球底的起点定得比非日食时准，所以这种资料非常珍贵。
可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱，但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准，所以多用无缝摄谱仪来拍摄。食既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身，就起了狭缝的作用，一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短，约几秒钟，拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度，要把两张相继拍得的底片谱线强度相减，才可得出相应的色球层次的发射光谱。因此，观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。

太阳闪光光谱

分析闪光谱，首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来，并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在1，500公里处强度就已经降得很低，而高激发谱线可延伸到6，000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升，直至106K。闪光谱底片上不仅有许多发射线，而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射（见恒星大气的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波侧，还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏着很多信息，利用它们同电子密度、氢密度依赖关系的差别，可求出电子温度、电子密度随高度分布的情况，从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37，因为低项巴耳末线自吸收比较大，所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些，因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现，色球并不处于热动平衡状态，而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳末连续带加以分析比较，就可得出太阳大气中氢与氦的含量比：在3，000公里以上高度大约为10：1，它并不随高度变化。经过分析，针状物（日芒）中的氢-氦含量比也是如此，不过在1，000～3，000公里高度空间，针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线，它们的梯度值相差非常大，除了电离钙的共振线之外，金属线的强度下降得很快。即使如此，其标高（见太阳大气标高）也有250～300公里，比静力学平衡预计的100公里要大得多，原因尚不清楚，可能是湍流的作用。


日冕

X射线波段的日冕结构
　　日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。
　　安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。
　　日冕的温度高达100万～200万度，但密度却小于10－14克/厘米3，而且随日心距迅速下降。日冕的温度比下层大气，即色球和光球高得多，原因是有非辐射能源输入日冕，使其获得额外加热。关于非辐射能源的性质，现正在探讨之中。可在空间飞行器上用X射线观测整个太阳半球面上的日冕结构，能够看到活动区上空的日冕区中有许多亮环，非活动区的日冕则由更大尺度的弱亮环贯穿，还有一些几乎全暗黑的区域称冕洞。高温条件下的日冕物质处在高度电离状态，自由电子和各种高次电离原子倾向于沿磁力线延伸，因此日冕中的这些结构实际上反映了它的磁场分布。


F日冕

F日冕（ F corona ），日地空间的行星际尘埃云所散射的光球的光辐射，简称F冕。尘埃云的形状属扁球体类，它的边缘延伸到地球轨道以外。尘埃粒子的线度约10微米，不导电。在离日面1.3R⊙（R⊙为太阳半径）以外的外冕区，以F冕为主。靠近太阳的大部分 F冕来自尘埃粒子对光球辐射的衍射；而当距离R＞>R⊙时，大部分F冕来自尘埃粒子对光球辐射的直接反射。对日照的微弱光流则可能是由地球轨道外尘埃粒子对太阳光的反射造成的。F冕在晚上也可看到，但只能在地球的低纬区的天空背景上才能观测到。它以从地平向上延伸的光锥形式，在日落之后或日出之前不久出现。外F冕也称为黄道光。F冕在几个R⊙以外就大大亮于K日冕，这主要是电子密度比尘埃粒子密度减小得更快引起的。F日冕同K日冕相似，其亮度随着离太阳距离的增加而减小，但由于太阳活动对尘埃粒子的分布影响不大，因而F冕的性状与太阳活动周期关系不大。F冕的光是偏振的，但在离太阳5R⊙以内，偏振度很小。F冕的光谱中出现夫琅和费吸收线，这是因为比较重的和运动缓慢的尘埃粒子在散射光球的光时，不会明显改变吸收线形状的缘故。


K日冕

K日冕（ K corona ），太阳光球发射的连续辐射被日冕自由电子朝观测者方向散射的光，简称K冕。大部分K冕是在离日面1.3个太阳半径之内被观测到的。在 K冕光谱中完全看不到夫琅和费吸收线，这是因为日冕的温度高达100万度，电子的运动速度很大，夫琅和费线由于多普勒致宽而被大大加宽变浅，失去了吸收线的特征。例如，在100万度高温下，氢Ha线被电子加宽到120埃，比原来的宽度大百倍以上，因而无法证认。K冕的连续光谱的能量分布与光球相类似。K冕的光是偏振的。被日冕电子散射的光强度不超过光球的10-5，被散射的光极少有再次散射的机会。每个日冕电子散射的光与被光球照射的亮度成比例，所以K冕给出沿视向被观测到的总电子数，由此可求出电子密度的分布。由于日冕电子密度受太阳活动的影响，因而K冕的形状与太阳活动有关。在太阳活动极大时，电子密度增加，K冕近似球对称；而在太阳活动极小时，K冕较扁。


日冕光学偏振

日冕光学偏振（ coronal optical polarization ），早在1871年就已发现K日冕具有较高的偏振特性。1905年K.史瓦西认为这种偏振是由日冕中自由电子的汤姆孙散射引起的。根据F日冕与K日冕的强度比值随距离的增加而增大的趋势，利用汤姆孙散射机制可解释目前观测到的如下事实：日冕偏振度从日面边缘的25％增加到离边缘半个太阳半径处的50％左右，达到极大值，然后又随着距离的增加而减小；对磁矢量而言，有严格的径向偏振。
日冕发射线的偏振是由日冕离子的各向异性激发所引起，其中主要包括来自太阳的偏振入射辐射流所引起的共振偏振(或称共振散射)，也包括离子速度的各向异性所引起的碰撞偏振(或称碰撞激发)。此外，日冕磁场对上述偏振有很大的影响，即磁场的消偏振效应。温度也对偏振产生一定的影响。日冕发射线偏振度较低，对仪器偏振度的补偿要求很高，因为任何观测误差以及日冕大气中的非均匀性，都影响到观测结果的可靠性。目前，对日冕绿线（5303埃）和红线（6374埃）的观测最多，但所得结果差异较大。例如，绿线的偏振度可从百分之几到百分之四十三。不少人在共振偏振理论的基础上，利用磁场和碰撞的消偏振效应来解释这种差异。


冕流和极羽

冕流和极羽（ coronal streamer and polar plume ），日冕中比背景亮的两种延伸结构。冕流的长度与太阳活动有关，在太阳活动极大时延伸到约1R嫯（R嫯为太阳半径），而在太阳活动极小时则可达2R嫯，宽度大于0.1R嫯。
冕流按形状可分为两类：①盔状冕流，形状如钢盔，其下部罩住宁静日珥，在日珥上面是暗区，称为冕穴。在冕穴上常有亮冕弧和暗冕弧，形状为半椭圆或尖铲状，向上延伸到几个R嫯以外，向外膨胀的速度约为每秒1公里。②活动区冕流，在日面活动区向外延伸，延伸部分的截面较平整或略散开，向外膨胀的速度约为每秒2～10公里。冕流是日冕磁场不均匀分布的结果，有人用在太阳大尺度磁场中有物质沿冕流的轴向流动来解释其形状。由于磁场冻结在物质中，物质沿磁力线流动就会使初始场变形，不过初始场强越大，变形就越难。因此，冕流从色球边缘到以直线形式延伸区域的起点的距离，是随场强的增加而增大的。
极羽出现在日面的两极区域，其宽度小于0.05R嫯，呈羽毛状（如图），在太阳活动极小期特别明显。聚集在太阳极区的日冕等离子气体，由起着侧壁作用的磁场维持其流体静力学平衡，就形成极羽。极羽与磁力线的相似性说明太阳有极性磁场，并可据此画出太阳的偶极磁场来。

极羽


日冕周期变化

日冕周期变化（ periodic variation of corona ），日冕的形状同太阳活动周期有关，在相对黑子数极大时，日冕近于圆形；而在黑子数极小时则较扁，赤道区延伸较远，两极区延伸较近，且有羽状物。因此，日冕的形状也与黑子数一样，有11年的变化周期。通过日冕形状与球对称的偏离程度的测量，可粗略得到日冕的周期变化的定量结果。利用任何一个日冕等亮度圈（根据白光、偏振光或单色光拍到的日冕照片，通过光度测量求出离太阳不同距离和不同方位角处的亮度，把亮度相同的各点连接起来的曲线），可定义日冕的扁度ε为

式中 D e为在日面纬度±22.5°和0°的三个 日冕等亮度圈赤道直径的平均值， D p为连接两极以及与之成22.5°的三个 日冕等亮度圈两极直径的平均值。
观测表明，在小于4R嫯（R嫯为太阳半径）的范围内，ε随着同太阳距离R的增加而增大，到大约1.5～2R嫯处达到极大，然后开始减小，到大约4R嫯处就减小到极小，R更大时，F日冕的形状遂变为椭圆的。在离太阳1～2R嫯范围内，ε值的变化可表示为

式中 a和 b为参数。由 ε随 R 变化图得出， a+ b为 K日冕扁度的量度， K 日冕在太阳活动极大时呈圆形，而在极小时则呈椭圆形。


冕洞

冕洞（汉语拼音：miɑndonɡ；英语：coronal hole），日冕中的低密度和低温区。从空间用远紫外波段的谱线拍摄或软X射线波段拍摄的日冕照片中，可看到日冕中存在一些几乎是暗黑的区域，称为冕洞。
　　观测表明，冕洞区的密度和温度均比周围低，其大尺度磁场的磁力线如喇叭状向外开放。在太阳的两极地区几乎总是存在冕洞，而且可从其中一极区延伸到中低纬度区。冕洞的演化缓慢，寿命往往可持续几个太阳自转周。冕洞的形状随太阳自转变化不大，它们几乎不存在较差自转。通过冕洞在日面上出现的时间与行星际空间的太阳风速度测量以及地磁场观测记录的比较，可判定冕洞是高速太阳风源。冕洞的大尺度开放形磁场在宏观上虽是单极性，从冕洞区光球磁场的小尺度分布看，洞区中仅仅是某种极性的磁流占绝对优势，一般可占90％左右，但另一种极性（称异极性）的磁流也并非为零，约占10％左右。冕洞区的平均磁流密度约为7高斯，略低于周围宁静日冕区的磁流密度（约为8高斯）。


日冕禁线

日冕禁线（ coronal forbidden lines ），在日冕内层中高次电离离子的禁戒跃迁所产生的发射线。
由量子力学得知，满足和不满足选择定则的跃迁分别称为容许跃迁和禁戒跃迁，相应的谱线称为容许谱线和禁戒谱线，后者简称为禁线。一般情况下，禁戒跃迁并不是绝对被“禁止”，只是其跃迁几率甚微，仅为容许跃迁的10-5～10-8。但是，原子或离子处于某激发态的平均寿命等于其相应跃迁几率的倒数，在那些不能发生容许跃迁的激发态──亚稳态上，原子或离子的平均寿命比在一般激发态上的要长105～108倍，从亚稳态向下的跃迁只能是禁戒跃迁。所以，产生禁线的首要条件是激发态必须是亚稳态，而产生明亮的禁线就要求一定的物理条件了。
自1869年发现最强的日冕发射线波长为5303埃的绿线以后，多次日全食观测和日冕仪观测相继发现许多发射线。然而，这些发射线的波长，同实验室中和太阳其它部分的谱线都不一样。只能将它们归属于一种假想的只存在于日冕中的元素—佪发出的谱线。随着量子力学的建立和发展，以及光谱实验手段的进步，终于出现了重大突破。1939年，格罗特里安指出波长为6374和7892埃分别同离高次电离子 FeX和FeⅪ的两条禁线波长相近。随后，埃德伦证认出已发现的大多数谱线分别属于铁、镍、钙等的高次电离离子的禁线。这些元素的原子由于日冕中高速电子的不时撞击而丧失外围的9～14个电子，成为9～14次电离的离子。
日冕的物理状态极有利于禁线的产生。日冕的电子温度高达100万度以上，电子的平均动能为几百电子伏。高次电离离子与快电子碰撞而被激发，但由于日冕辐射场的能量密度太小，不足以使处于亚稳态的离子发生向高能级跃迁；又由于日冕气体密度很低，高次电离离子与慢电子连续两次碰撞而使离子离开亚稳态的时间间隔大于离子处于亚稳态的寿命，因此，亚稳态上集聚着大量的激发离子。而禁线的强度正比于亚稳态上的离子数与禁戒跃迁几率的乘积，并且日冕对禁线辐射几乎是完全透明的，于是，明亮的日冕禁线便得以产生并被我们观测到。
附表给出了波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线的类别、谱线的强度、等值宽度的实测结果和证认结果。表中所列Ⅰ，Ⅱ，Ⅲ类是以谱线所属离子的电离电位为依据划分的，电离电位（亦即电离温度）增高，类别数字随之变大。由此，不难理解下述由长期观测获得的不同类别谱线的强度同太阳活动周期和日面边缘局部区域活动程度有关：第Ⅰ类谱线在太阳活动极小期间以及宁静区上空最为显著；第Ⅱ类谱线在太阳活动极大期以及活动区（如黑子、谱斑）上空显著；第Ⅲ类谱线仅在高激发区(如大黑子、耀斑)的上空或周围（如环状日珥）才显著。

波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线

空间探测获得了大量的高分辨率的紫外线、远紫外线和X射线波长区域的日冕发射线光谱，这就有力地促进了日冕发射线的证认和研究工作。用于证认的实验装置能够达到约一亿度的高温和获得能量约百万电子伏的光子。已经证认出了相当数目的禁线，如：[FeⅫ]λ2170、[SiⅨ]λ2150、[OⅣ]λ1400、[FeⅫ]λ1242等等。


日冕凝聚区

日冕凝聚区（ coronal condensation ），日冕内层电子密度比周围大的区域。它是太阳表面局部活动区在日冕中的延伸，1939年为瓦尔德迈尔所发现。用发射线及白光可以观测到它。用日冕绿线5303埃及红线6374埃可以观测到在发展中的黑子群和光斑的上面有这种凝聚区，而用黄线5694埃可以观测到在结构复杂的黑子群的上面也有这种凝聚区。这种用光学方法观测到的凝聚区称为光学凝聚区。光学凝聚区的大小在经度方向(见日面坐标)的伸展约为15～35度，高度为25，000～170，000公里，寿命约几个月，电子密度比周围日冕区大2～10倍，温度约4×106K。光学凝聚区有精细结构，成环状或亮节，高度约5～10万公里，厚度约5，000公里。凝聚区的射电辐射也很强，用厘米和米波都可以观测得到，这种用射电方法观测到的凝聚区叫作射电凝聚区。射电凝聚区的大小随所用的观测波段的不同而不同。例如，在毫米波段小于1ḷ7；在3～10厘米波段为1′.3～3′.0；在21厘米波段为3′～5′；而在88厘米和178厘米波段平均为6′～8′。射电凝聚区的寿命随波长而增加，在毫米波段和3厘米波段，一般不超过黑子群寿命，在9厘米波段可长于黑子群寿命，在21厘米波段平均为3个月。射电凝聚区的温度不超过6×105～3.8×106K，其精细结构与光学凝聚区的类似。
把光学凝聚区和射电凝聚区的空间位置进行比较得知，二者是一个整体，其中某些局部差别是由于存在精细结构造成的。日冕凝聚区也发射X射线，用软X射线所观测到的日冕X射线凝聚区，经过证认，就是上述光学凝聚区和射电凝聚区，当然它们的大小范围是有差别的。日冕凝聚区的 X射线强度比其周围的X射线强度约大70倍。这是日冕凝聚区的电子密度比周围高的又一证明。


太阳对流层

太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义。层内对流的尺度和速度都远大于地球上常见的流动现象，它的雷诺数也就远大于通常引起湍流运动的临界雷诺数，所以一旦在对流层内产生了流动，很快就会从对流层底到光球底部建立起一个非均匀的湍流场。太阳内部的能量被转变为湍流场的湍流元的动能和它胀缩时的噪声能。这个湍流场是不均匀的和各向异性的。通过机械传输的方式，把绝大部分的能量，传到光球底层，再辐射出去。但这种小尺度的湍流并不是对流层内唯一的运动模式。因为太阳存在整体的较差自转，它必然会在对流层的湍流场上引起迭加其上的大尺度环流。这种大尺度环流使对流层底部和表层的物质搅混：把太阳表面物质带向温度为3×106～4×106K的太阳深处，造成日面所特有的锂-铍丰度的反常。即太阳表面的锂丰度比其他类型的恒星(指光谱型、质量和光度都不同于太阳的恒星）表面的小很多，而铍丰度却差不多。这是由于锂在3×106K度处就在核反应中烧掉，而铍却要到4×106K处才被烧掉；太阳表面物质只能流动到3×106K的层次，不能更深；又由于大尺度环流，把这个含锂较少层次的物质带到上面来了，含铍量却并不因此而变动。这个图像虽然比较清晰，但因湍流理论不够完善，对于太阳对流层的研究，始终未能得出完整的定量的结果，只好用旧的混合长理论定量研究太阳对流层的性质和组态。这种理论可概括为：上升的对流元经过路程ι（即混合长）后便完全瓦解，把自己的动能和热能全部转移给周围的物质，同周围的物质完全混合，而在瓦解之前，并未同周围环境交换热量。这种热量和动能的传输，类似分子热运动的输运过程，混合长类似分子的平均自由程。


太阳平均磁流发电机机制

太阳平均磁流发电机机制（ mechanism of solar mean hydromagnetic dynamo ），解释太阳磁场的一种理论模型。观测表明，太阳上存在着随太阳活动周期变化的磁场和较差自转运动，而且它们还具有明显的不规则性和随机性。因此，太阳上的磁场和自转速度，可认为是由平均磁场和平均较差自转速度分别地同它们对应的湍流部分迭加而成的。磁流发电机理论认为，太阳磁场纯粹是由太阳对流层内磁流体的较差自转与湍流运动在磁场中所产生的感应电动势来维持的，即太阳内的流体运动形态构成了一个磁流自激发电机。
由于太阳自转的相对稳定状态，在考虑磁场与流场相互作用过程中，可以近似地认为太阳的平均较差自转是已知的，即不考虑洛伦兹力对运动的影响。平均磁场的变化规律，可由一组平均场的麦克斯韦方程和平均场的欧姆定律来表示。
对太阳观测资料的分析表明，还可以近似地假定太阳平均磁场和平均较差自转具有对自转轴的轴对称性质。柯林定理证明，在轴对称磁场和速度场的条件下，不可能形成一个自激层流发电机，这是因为：若把磁场分解成环型分量BT和极型分量BP，从它们分量的感应方程可以看到，环型分量将由较差自转与极型分量相互作用产生的感应电动势而得到增长和维持，即BP→BT；但是，在极型分量的感应方程中却没有相应的感应电动势的来源，即不存在由较差自转与环型分量相互作用而产生感应电动势来增长与维持极型分量的过程，亦即BP峌BT；因此，最初存在的极型分量终将衰减消失，而环型分量随极型分量的消失也终将消失。
在存在湍流的条件下情况就不同了。虽然麦克斯韦方程因其线性关系在平均后的形式没有改变，但对欧姆定律的平均中，除存在平均磁场与平均速度的矢积项外，还存在湍流磁场与湍流速度矢积的平均项，这一附加项称为湍流电动势。太阳对流层内的湍流在太阳自转的科里奥利力作用下会呈现复杂的特性。在最简单的情况下，假定湍流具有均匀各向同性，则湍流电动势ε便可近似地表示为与平均磁场B和平均电流J成正比的形式，即

式中 c为光速，比例系数 α、 β由湍流特性来决定。第一项表明，在 平均磁场方向上产生了一个与它成正比的电流，叫作 α效应。第二项使得原来的粘滞系数增大了 β倍， β称为 磁粘滞系数。
在湍流情况下，从平均场的感应方程中可知，平均磁场的环型分量容易从较差自转与平均磁场的极型分量相互作用所产生的感应电动势得以维持，BP→BT；另一方面，更重要的是，由于α效应的作用，感应产生的环型平均磁场造成环型电流，而环型电流必将产生一个极型平均磁场，BT→BP。这样便完成了平均磁场从环型分量到极型分量，再由极型分量到环型分量的“发电机循环”步骤，BT⇌BP，即实现了轴对称条件下的平均场自激发电过程。
湍流运动的平均磁流发电机机制，不仅能够解释太阳磁场的存在与维持，而且能够解释磁场呈现黑子蝴蝶图（见黑子的日面分布）等现象。


黑子

太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。
　　《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。

目录

1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象

黑子分布
　　太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每群中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。

本影和半影
　　较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。
　　单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。

物理形态
　　黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展成黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。

其他活动现象
　　太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。


黑子群

黑子群（ sunspot group ），太阳黑子大多成群出现。每个黑子群由几个到几十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子群一般有两个主要黑子。按太阳自转方向，在黑子群西部的黑子称为前导黑子，而在东部的黑子称为后随黑子。前导黑子大都出现较早，消失较迟，面积较大，同太阳赤道的距离较小。黑子群按它的磁场极性分单极群、双极群和复杂极性群，其中以双极群为常见。双极群中前导黑子的极性一般与后随黑子相反。同一太阳活动周中，北半球的前导黑子极性几乎相同，并与南半球的前导黑子的极性相反。在先后的两个太阳活动周中，前周黑子群的前导黑子和后随黑子的极性分布与后周的又完全相反。黑子群中异极性黑子的连线称为磁轴，在大多数情况下，磁轴对太阳赤道的倾角小于30°。
黑子群很少显著偏离上述一般情况，但一旦发生，太阳活动就会激烈起来。因此可以从中寻求太阳活动预报的有效判据。黑子群出现之前，在光球上往往先见光斑；在色球上往往先见谱斑发展或增亮；谱斑区先出现局部磁场；用高分辨率望远镜观测，往往先见到一些微黑子。另外，暗条（日珥）、日冕凝聚区、耀斑以及一系列太阳活动现象大都发生在黑子群上空。所以，黑子群是太阳活动中的重要组成部分，是太阳活动的基本迹象。
对黑子群分类，现用的有三种黑子型分类法：苏黎世黑子分类法；麦金托什黑子分类法，又称修订了的黑子分类法；磁分类法。这三种黑子分类法如下：

苏黎世黑子分类法
是瑞士苏黎世天文台瓦尔德迈尔在1938年提出的。他按黑子群发展过程将其分为九个类型，用大写拉丁字母表示：

黑子群发展过程的九个类型

A──无半影的黑子或单极小黑子群。
B──无半影的双极黑子群。
C──类似B的双极群，但其中有一个主要黑子有半影。
D──双极群，两个主要黑子都有半影，其中有一个黑子是简单结构。东西方向延伸小于10°。
E──大的双极群，结构复杂，两个主要黑子都有半影，且其间有些小黑子。东西方向延伸不小于10°。
F──很大的双极群或很复杂的黑子群。东西方向延伸不小于15°。
G──大的双极群，只有几个较大的黑子，而没有小黑子，东西延伸不小于10°。
H──有半影的单极黑子或黑子群，有时也具有复杂结构，直径大于2°5。
J──有半影的单极黑子或黑子群，直径小于2°5。

麦金托什黑子分类法
是美国麦金托什提出的。美国《太阳地球物理资料》月刊近十年来关于黑子群的记载一直采用这种分类法。它用并列三个字母分别表示黑子群三种特征：第一个大写字母表示黑子群的类型，采用苏黎世黑子分类法的分类，但作了一些修改，把原先的九类改分为七类，即A、B、C、D、E、F、H。第二个大写字母表示黑子群内最大黑子的半影情况，分为六类，即X、R、S、A、H、K。第三个字母表示黑子群紧密度或相对的黑子分布，分为四类：x、o、i、c。

磁分类法
现在普遍使用的美国海耳天文台的分类法，是海耳等人于1919年根据几千个黑子群每个测点的极性测量提出的。这种分类法把黑子群分为α（单极）、β（双极）、γ（复杂极性）三类，或用字母A、B、r表示。再按黑子极性是对应于本太阳活动周所在半球的前导黑子还是对应于后随黑子，用字母p、f表示，或用字母P、F表示。
AP或αр──单极群，极性为本活动周所在半球的前导黑子的极性。
AF或αf ──单极群，极性为本活动周所在半球的后随黑子的极性。
BP或βр──双极群，前导黑子的极性占优势。
B或β──双极群，前导和后随黑子的极性几乎相等。
BF或βｆ──双极群，后随黑子的极性占优势。
Br或βγ──具有一般B型特征的双极群，但其中有一个或几个小黑子极性颠倒。
r或γ──极性混杂的复杂群。
D或δ──在同一半影内有彼此相距2°以内的异极性的黑子群。此型是在六十年代初提出的。


黑子的本影和半影

黑子的本影和半影（ umbra and penumbra of sunspot ），发展完全的黑子中的暗核部分称为本影，围绕着本影的较亮的边框称为半影。本影的半径约为半影的2/5。本影和半影的亮度（总辐射强度）分别约为光球的1/4和3/4，温度则分别在4，200K和5，680K左右，前者比光球低1，000多度，因此显得比光球暗些。
本影有很强的磁场，强度为1，000～4，000高斯，这同黑子大小有关，面积越大，磁场越强。磁场的方向大致是径向的。由于磁压是总压强（磁压与气压之和）的重要部分，在本影里气体就比附近光球里的气体稀薄和透明，因此在观测太阳边缘的黑子时，我们可以看到黑子的较深层。本影有精细结构，如本影点、本影闪耀等，这说明本影中的物质分布是不均匀的。
有些黑子在分裂之前，出现跨越本影的亮桥。本影的结构由于亮桥的存在而变得复杂。亮桥的形态、大小和亮度有很大不同。亮桥由亮节组成，从本影的一边延伸到另一边，并占了本影面积相当大的部分。有些亮桥具有细流的形状，宽度约1″，寿命从几小时到几天。有些亮桥与光球一样亮，有些则不太亮，只有经过长时间曝光才能拍摄下来。亮桥在黑子演变的最后阶段起着重要的作用，它的出现可能就是黑子接近分裂或最后瓦解的标志。
在发生质子耀斑的复杂黑子群里，经常在被半影包围的本影里，出现极性相反的区域，这就是所谓δ结构，它对于研究黑子同耀斑的关系是很重要的。
半影是本影和光球间的过渡区，由许多较亮（但亮度比光球低）的径向纤维组成，它们的宽度约300公里，寿命约1小时。结构复杂的黑子的半影有呈旋涡结构的。半影可能是由于本影磁场向周围光球渗透引起的，这种渗透首先使米粒组织间的物质变暗，并且因黑子沿径向向外的细亮纤维的作用而使米粒移位。半影的磁场强度从内边界（本影－半影边界）向外边界（半影－光球边界）迅速地下降。例如，在离黑子中心0.4黑子半径处的磁场强度约为中心的85％，而在0.8处，则只有44％。黑子越规则，半影纤维越是沿径向从本影向光球延伸。但甚至在规则的黑子中，纤维也常常是脉络分明地连接起来。纤维的曲率与它们附近的磁场位形有关。在多数半影里还有不同形状的亮客体，其亮度有时超过附近光球。


埃费希德效应

埃费希德效应（ Evershed effect ），黑子半影里的夫琅和费线由于多普勒频移所造成的谱线轮廓不对称的现象。1909年由英国太阳物理学家埃费希德发现，因而得名。根据观测到的谱线位移量，可求出相应于这些位移的径向速度为1～3公里/秒。由CaⅡ的 H线心和弱金属Fe线得出谱线的极大位移是在半影的外缘。径向速度的数值和方向随所研究谱线的强度和激发电位而不同。例如根据弱金属线得出外流速度约2公里/秒，而根据强线CaⅡ的H、K和氢的Hα等线，则得到流入速度约3公里/秒。据此认为，在黑子内部（主要是半影）有物质从本影沿磁力线向外流动，而在上层则有物质流入（见黑子的本影和半影）。用高分辨率分光仪还发现埃费希德效应与半影的精细结构有关，在半影里发生强线轮廓的不对称性和畸变，还出现双线（一条主线和卫线或所谓“线旗”）。最近也有人提出，半影谱线的不对称性可能是由声波或磁声波在半影里的传播引起的。


微黑子

微黑子（ microspot ），用白光观测到的日面上亮度比光球暗而没有半影的斑点。最小的微黑子的一般直径约为1″～5″（相当于700～3，500公里）。微黑子的视亮度不到光球的视亮度的65％，温度低于5，600K，其单位面积辐射功率为3×107瓦/米2。微黑子的磁场非常密集，磁场强度大于1，400高斯，并且较为均匀，但在边缘小于0.″5处突然下降。微黑子的寿命约几小时。它们出现在米粒组织之间，常常是黑子的初始阶段。如半径超过1，750公里，一般就产生半影而形成黑子（见黑子的本影和半影）。


黑子相对数

黑子相对数（ sunspot relative number ），表示太阳黑子活动程度的一种指数，是瑞士苏黎世天文台的R.沃尔夫在1849年提出的，因而又称沃尔夫黑子数。它的定义如下：

R=K(10g+f)

式中g为日面上观测到的黑子群数目；f为观测到的单个黑子的总数；K为换算因子，R.沃尔夫对他自己的观测取K=1。K值随观测者的观测技术、观测方法、所用仪器和天气能见度等的不同而不同。任一观测者用他自己的观测值同苏黎世同期的观测值比较得出:K=Rz/(10g+f)，其中Rz为苏黎世的黑子相对数。从瓦尔德迈尔编成的《1610～1960年太阳黑子活动》中，可以查到300多年来的黑子活动资料，包括最早的黑子相对数的系统资料。至于当前的每日黑子相对数，由国际天文学联合会委托苏黎世天文台汇总，发表在该台出版的《太阳活动季刊》上。中国测出的每日黑子相对数载于北京天文台出版的《太阳地球物理资料》中。
黑子相对数仅表示太阳可见半球的黑子数目。它同黑子群的日心距有关，这是投影缩减效应所造成的。
太阳全球黑子数是根据黑子群的发展曲线并利用能见度函数所估算的每天在整个太阳表面上的黑子数目。它虽然是估计值，但它的好处是不受日、地的几何因素的影响，也不显示27天周期。
能见度函数是一种经验性的黑子分布改正系数。它与黑子群中的黑子数目有关，是根据不同的黑子群分类中的黑子数目分别计算的。能见度函数图的横坐标是黑子离日面中心的日心距，纵坐标是观测到的黑子群的平均数目。黑子群的发展曲线是根据一个黑子群处在苏黎世分类法的某一类型的时间来确定的。对于较小的黑子群来说，因为只粗略地知道能见度函数，所以它的发展曲线经常是不准确的。而寿命短于7天的黑子群，其发展曲线则是在能见度函数的可靠部分。寿命长的黑子群，仅能间断地观测到。黑子群的发展曲线图的横坐标是时间（天），纵坐标是每群的黑子数目。
黑子面积的大小也同样表征着太阳的活动状况。有人认为黑子面积A（以太阳半球面积的百万分之一为单位）与黑子相对数R有如下关系：A=16.7R。但从多年的观测结果看来，A/R不是一个常数，而与黑子极大年和极小年有关。例如，在黑子极小年，A值迅速减小，而R值仍随着小黑子的数目变动，A/R相应地减小；在黑子极大年，A值迅速增大，但R的增加比A慢，因而A/R也相应增大。观测条件不同，A/R也不尽相同。


太阳黑子周期

太阳黑子周期（ sunspot cycle ），对长期积累的关于太阳黑子的观测资料进行统计分析，发现太阳黑子活动具有一系列周期性的变化规律，称为太阳黑子周期。
1843年，施瓦贝发现黑子的消长有一个平均为10年的周期。1848年，R.沃尔夫提出太阳黑子相对数（用R表示）的概念，并利用历史上积累下来的望远镜观测的黑子资料，推算出上溯到1700年的黑子相对数的年平均值，从而进一步证明了太阳黑子活动确实存在着明显的周期性，周期平均长度为11.1年，这就是众所周知的太阳黑子11年周期。随着对太阳活动研究的深入，又相继发现了太阳黑子的22年周期和80年周期。目前，在继续研究上述这些周期性质的同时，也在探索时间尺度上更短或更长的周期。必须指出，这里所谓的周期并不是数学上的严格周期，而只是一种平均周期或称为准周期。图1表示从1700～1977年平均黑子相对数R的值，它清楚表明太阳黑子的11年周期。曲线的高峰处称为极大值或峰值，低谷处称为极小值或谷值。相对应的年份称极大年或峰年，极小年或谷年。按规定，以1755年开始的11年周期作为第一号，依次排列以后各个11年周期的号数。如图所示，最短的周期为9年，而最长的周期为13.6年；最低的极大值为48.7，而最高的极大值为200.8。这反映出太阳黑子相对数的振动，既不同于严格的周期振动，也不同于随机振动。一般认为，这种振动是一种隐周期振动，或称带扰动的周期振动。黑子相对数变化曲线有明显的不对称性，即上升期比下降期短。峰值越高，不对称性越明显。瓦尔德迈尔用两个统计关系式来表示这种特性，即lgRM=2.58－0.14T，Ⓗ=0.030RM＋3.0，式中RM为峰值，T为上升期，Ⓗ是从极大年到相对数月平滑值为7.5时的间隔时间。这种特性也可用另一公式表达：

式中Μ和 ｍ分别为极大年和极小年的年份，Δ R= RM－ Rm为极大值和极小值的差。当然，最理想的是用简单的公式表达整个相对数曲线。最常用的一个公式是 R= Ft α e -bt，式中 F、 α、 b均为常数，随每个11年 周期而变； t为从极小年起算的时间变量。另外一种常用的公式是把相对数看作是一系列正弦波的迭加： R=∑ Ansin(2πt/ Tn＋ Hn。 n=1，2，…， N； An， Tn和 Hn分别为各次谐波的振幅、 周期和初始位相角。 太阳黑子 周期同一系列地球物理、气象、水文等现象有密切的联系(见 日地关系)。目前，一致认为 太阳的活动水平制约着这些现象的发生和演变。因此， 黑子相对数的预报具有重要的实际意义。
太阳黑子11年周期的另一显著表现，是黑子群在日面纬度上的分布状况具有规律性，这就是有名的斯玻勒定律（见黑子的日面分布）。太阳黑子22年周期是海耳在研究黑子群磁场极性分布时发现的，因此也称为“磁周”或“海耳定律”，如图2所示。随着11年周期的交替，黑子群的极性也发生变换。同时，南北半球黑子群的极性也互相交替。这个规律直接反映着太阳磁场变动的奇特性质，有极其鲜明的物理意义。二十世纪中叶，格莱斯堡等又发现了太阳黑子80年周期。这个周期在75～100年之间变动，有人把它叫作世纪周期。对这样长的周期而言，黑子相对数的资料积累时间就嫌短了。为了探讨80年周期的某些性质，一般多借助于邵夫利用古代黑子和极光的资料编制的长达2，000多年的太阳活动序列。至于更长的周期或更短的周期，各种统计多不胜举。有小于1年的，也有长达2，000年的周期。除上述的黑子11、22、80年周期外，天文学家还发现了太阳活动的蒙德极小期，但是它究竟是否存在，目前还没有定论。

太阳黑子周期的研究目标，是要搞清存在于太阳上的这种周期性的物理起因。为了解释太阳黑子周期的某些特性，许多人提出各种模型和构想。归纳起来，有两种互相对立的观点。一种认为，太阳活动周期性的起因不在太阳内部，而在于太阳系内大行星对太阳的起潮力引起或者“触发”了太阳活动。这种理论能够说明太阳活动的平均周期等特性，对预报有一定价值。另一种则认为太阳活动周期性起因于太阳本身，是太阳对流层内的磁场和物质运动相互作用所决定的。这种设想意味着，针对太阳对流层内的具体物理状况来同时求解流体力学方程和电磁学方程。遗憾的是，适合太阳对流层条件的方程解是否存在，目前还没有定论。因此，这类理论，目前只能在某些简化条件下作个别近似的描述（见太阳平均磁流发电机机制）。


蒙德极小期

蒙德极小期（ Maunder minimum ），公元1645～1715年太阳活动非常衰微的时期。自1610年使用望远镜观测太阳黑子以后，到十九世纪中叶已经积累了大量观测资料。黑子的11年周期已为天文界所公认（见太阳黑子周期）。1843年，德国天文学家斯玻勒在研究黑子纬度分布时发现：1645～1715年的七十年间，几乎没有黑子记录。1894年，英国天文学家蒙德在总结斯玻勒的发现时，把1645～1715年这一时期称为太阳黑子“延长极小期”(The prolonged minimum period)。1922年他又撰文以极光记录的显著减小来论述存在黑子延长极小期的可能性。
随着对太阳活动现象研究的扩大和深入，各方面的资料都证实了黑子11年周期的普适性。因而，关于黑子“延长极小期”问题似乎已被人们否定并逐渐淡忘。1976年，埃迪旧案重提，他综合欧洲极光的记录、东方肉眼所见黑子的记录、树木年轮中放射性14C含量的测定结果以及早期日冕观测记载，论述了在1645～1715年间太阳活动的情况，认为这七十年间太阳活动异常衰微，实际上可以说是停止了。埃迪把它称之为蒙德极小期。埃迪认为，从上千年的太阳活动史来看，近二百多年人们所看到的11年周期，如果不是一种暂时的现象，至少也是颇为反常的。
埃迪对蒙德极小期的理解同目前所熟知的太阳活动周期性观念有矛盾，因而也涉及对太阳活动规律和物理机制以及日地关系物理本质的认识。目前，对蒙德极小期究竟是否存在，争论颇大。无疑，十七世纪和十八世纪初期中国观察太阳黑子的记录，对解决这个问题是很有价值的。


黑子的日面分布

黑子的日面分布（ heliographic distribution of sunspots ），太阳黑子在日面上的分布有一定的规律性，表现为东西分布的不对称性和纬度分布的不均匀性。

东西分布不对称性
黑子在日面东半边和西半边的分布是不一样的。1907年，英国天文学家蒙德首先发现这一现象，其表现如下：任何时候看到的日面东半边黑子比西半边的多；在东边形成的黑子比西边的多，而且从日面东边缘转出来的黑子比在西边缘消失的多。这种不对称性可能是由于太阳自转引起的，即东半边的黑子因太阳自转愈来愈看得清楚，所以东半边的黑子比西半边的容易发现；其次是由于黑子轴和太阳半径可能有一个向西的倾角，一个黑子在东半边能看到，在西半边就不一定能看到；再次就是黑子群本身的不对称性，“前导黑子”通常比“后随黑子”更密集，而且容易看见。
虽然每天的黑子面积与黑子数之间没有明显的对应关系，但是一年的黑子面积的平均值A和年平均黑子相对数R的对应关系为A=16.7R。因此，黑子群的面积分布具有东西不对称性。
1972年，巴奇根据统计资料指出，按照不同发展阶段分类（即按苏黎世分类法分类）的黑子群也有东西不对称性，即A、B、C、E、F和G型的黑子群的数目，在西边比东边多，而D、H和J型则相反。

纬度分布
1858年卡林顿对太阳黑子的观测资料进行统计，发现黑子的平均日面纬度分布随黑子周期位相有规律性的变化。1894年斯玻勒对大量的黑子观测资料作了统计，进一步证实黑子在日面纬度上的分布有如下规律：几乎所有的黑子都分布在日面纬度±45°的范围内，不过在赤道两旁±8°的范围内则很少出现；绝大多数黑子都出现在赤道两旁且平行于赤道的幅宽为15°～20°的区域。在每个黑子周期开始时，黑子一般都出现在纬度±30°附近；在黑子周期中黑子数极大的年份，黑子则出现在纬度约±15°处；而在黑子周期结束时，在赤道附近的黑子又都消失；在前一个周期的黑子尚未完全消失时，后一个周期的黑子便又开始在纬度±30°附近出现。因此，黑子在日面纬度的分布规律常称为斯玻勒定律。
以黑子群的平均日面纬度为纵坐标，以时间(年份)为横坐标，绘出的黑子群在日面纬度上的分布图，形状象一群蝴蝶，故又称蝴蝶图。从蝴蝶图可看出太阳黑子活动有一个平均约11年的周期变化规律。另外还可看出，在日面南半边和北半边出现的黑子群数目并不相同，南半边往往比北半边多。

1973年科佩基对格林威治天文台1874～1953年的太阳黑子照相资料进行了统计，绘成图表，发现平均面积大于500(以可见太阳半球面积的百万分之一为单位)的大黑子群日面纬度分布也呈现为蝴蝶图。


太阳黑子的古代观测

太阳黑子的古代观测（ ancient.sunspot observation ），指在望远镜发明以前直接用肉眼观察日面上的黑子现象。在一般情况下，由于太阳光十分刺眼，看到这种现象的机会不多。但在日出或日落时，或在大雾笼罩或风沙弥漫的天气，日光减弱，就有可能看到日面上的大黑子。
在古代欧洲，亚里士多德认为天体是永恒不变的和完美无缺的。这种观念后来为基督教神学所利用，成为中世纪禁锢科学思想的精神枷锁。在这种观念的支配下，人们用肉眼看到太阳黑子，竟不敢相信这是事实。因此，欧洲在望远镜发明以前的漫长历史中，关于太阳黑子的观测记录寥寥无几，而且记载十分简单。据一些研究者考证，欧洲古代太阳黑子观测记录总共只有八条。
中国古代对太阳黑子的观测有悠久的历史。中国哲学著作《周易》中有“日中见斗”，“日中见沬”的记载，说的可能就是太阳黑子。1972年长沙马王堆一号汉墓中出土的帛画上方，画着一轮红日，中间蹲着一只乌鸦。据考证，这就是中国古代神话所说的“日中乌”。这应该认为是对太阳黑子现象的艺术描述。在中国的史书中，观测到太阳黑子通常都记为“日中有黑子”、“日中有黑气”等等。例如，《汉书·五行志》记载：成帝河平元年“三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央”(据考证，“乙未”应为“己未”)。这是公元前28年5月10日的太阳黑子记录，是中国史书中的第一条黑子记录。史书中的太阳黑子记录，在宋代郑樵编纂的《通志》和清代编辑的《古今图书集成》中都有系统的整理和归纳。在近代，国内外一些研究者对太阳黑子的记载也进行了系统的统计和考证，其中以中国的朱文鑫和日本的神田茂所整理的黑子表为最完善。在中国的地方志、笔记、杂著和其他书籍中，也有相当数量的太阳黑子记录。目前正由有关研究单位组织普查和整理。

古代关于太阳黑子的记录具有重要的科学价值。它是历史上关于太阳活动状况的仅有的直接观测资料。利用这些资料来探讨历史上太阳活动的特性和规律，将有助于人们对太阳活动本质的认识和理解。利用古代黑子记录还可以从事日地关系的研究。中国著名科学家竺可桢，曾利用大量的历史资料研究中国历史上气候变化和太阳活动的关系。他发现，凡是中国古代黑子记录多的世纪，也就是中国境内奇寒冬天次数多的世纪。


日珥

日珥（汉语拼音：Rier；英语：Solar Prominences），突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，太阳活动的标志之一。投影在日面上的日珥称为暗条。日珥具有不同的形状和运动特性，可以分为活动日珥、爆发日珥、黑子日珥、龙卷日珥、宁静日珥和冕珥6种类型。1868年8月18日日全食时，法国P.让桑和英国J.N.洛基尔首次拍到日珥光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时还发现了当时在地球上还没有认出来的氦的黄色发射线(波长5876埃)。通过光谱分析，得到日珥的物理参数如下：①平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6千米／秒，电子密度约1016.8个／米3，而活动日珥的电子密度约1017～1018.8个／米3。②宁静日珥的物理参数随空间变化。从日珥的中心到边缘，电子温度从4300K到8500K，湍动速度从3～8千米／秒到10～20千米／秒，电子密度由1017～1017.3个／米3到1015.7个／米3。这些从中心到边缘的变化可能是由于边缘受到日冕高温的影响。日珥的形成、维持、运动和演化都与磁场密切相关。宁静日珥的磁场强度约0.001特（斯拉），活动日珥磁场强度可达0.02特斯拉。


暗条

暗条（ filaments ），日珥在太阳表面上的投影。因为日珥的亮度比日面的亮度小得多（相差约两个数量级），所以它在日面上的投影是暗黑的。在太阳单色像上，暗条好像是一条条蜿蜒曲折的长蛇（见图）。有些暗条是极性相反的局部磁场的分界线。因此，这些暗条的曲折迂回的程度，在一定意义上反映出局部磁场结构的复杂程度。暗条的产生、发展和消失有一定的规律。一般说来，暗条出现在黑子区域，逐渐向日面高纬度区移动，长度不断增加，并由于太阳的较差自转而变形，在最后阶段靠近赤道的一端首先消失。暗条往往持续几天甚至几个星期都处于宁静状态。但有时会在短短几分钟内突然活跃起来，运动速度急剧增加，形状很快改变。可是过一段时间，暗条又恢复宁静状态。

另一个值得注意的现象是暗条突然消失，本来长期存在的暗条一下子就无影无踪。实际上，这并不是组成暗条的物质消失了，而是由于暗条从宁静状态突然变成活动状态，它在视线方向上的速度急剧增加或减少，这时多普勒效应引起波长变化，超过了单色观测仪器的出射狭缝（或单色滤光器的透过波带）的范围，于是太阳单色像上的暗条就突然看不见了。


爆发日珥

爆发日珥（ eruptive prominences ），激烈活动的日珥。分为同耀斑有关的和无关的两类。同耀斑有关的一类又分为突然消失型和质量抛射型。质量抛射型爆发日珥是从耀斑中抛射出来的高速等离子体云，这种激烈的抛射现象常伴随有爆震波，因此也同耀斑的射电Ⅱ型爆发和Ⅳ型爆发（见太阳射电爆发）有关。突然消失型爆发日珥又称暗条突逝。在太阳 Hα单色像中，宁静暗条常沿着磁场中性线（见磁合并）排列。当它们受到耀斑波(即莫尔顿波)等的扰动时，几分钟内就突然消失，然后经过半小时至几小时逐渐恢复原状。理论上的解释是：宁静日珥位于磁力线弧顶部的凹陷处，受到扰动后磁力线变直，凹陷处磁力线上升，于是日珥物质便被弹射出去，形成爆发日珥；这时由于多普勒效应引起谱线位移，超出了单色滤光器的透过频带，在Hα线心便看不到日珥在日面的投影──暗条，这就是暗条突逝的原因。同耀斑无关的爆发日珥通常是在无黑子的冷活动区中，宁静日珥受上浮磁流的扰动而被抛出，遂形成爆发日珥。

太阳紫外照片从天空实验室拍摄，左上方是一个高达40万公里的巨大日珥。 美国宇航局

太阳光谱上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。美国萨克拉门托峰天文台

1917年7月9日拍摄的大日珥 高225，000公里，白圆面表示地球大小。 美国海耳天文台


耀斑

耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层） 中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应  。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑  ，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑引起的现象包括太阳紫外线、软X射线、硬X射线、γ射线和射电波段的爆发；各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强；磁暴、突然电离层扰动、极光、极冠吸收等地球物理效应。


白光耀斑

白光耀斑（ white-light flares ），一种罕见的和剧烈的太阳活动现象。太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的，只有通过Hα线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在Hα线所看到的亮区中的一些更小的区域，通过白光也能看到它的突然增高现象，持续时间大约几分钟，这就是白光耀斑。自1859年卡林顿发现太阳耀斑以来，迄今只观测到30多次白光耀斑。白光耀斑通常与大耀斑对应，大多数也是发射高能粒子流、远紫外射线、硬 X射线（有时还有γ射线）以及强射电爆发的质子耀斑或宇宙线耀斑。白光耀斑的发亮区往往有两块（也有一块或多块的，每块亮区大小约为1013米2量级），其位置与典型的双带耀斑中的双带重合，而且分别位于黑子区磁场中性线（见磁合并）的两边，但靠得很近，形状很像是跨越中性线的磁流管的根部。白光耀斑发生时间与耀斑的闪光相一致，也就和硬X射线、远紫外射线以及微波射电爆发的时间一致。白光亮块消失后，有时在双带耀斑的边缘部位也出现白光增亮。同时，这种白光边缘会以每秒40公里左右的速度运动，这种现象称为白光耀斑波。
白光耀斑的发射机制尚未弄清。白光增亮与太阳脉冲式硬X射线爆发、太阳远紫外线爆发以及太阳射电爆发几乎同时发生，因此，一般认为白光发射可能是太阳的中层和高层大气（色球和日冕）的耀斑区中由粒子加速过程产生的高能粒子流造成的。很可能是能量在10～100 兆电子伏的粒子流贯穿到太阳低层大气（光球）并与光球的稠密气体碰撞而产生白光发射。


再现耀斑

再现耀斑（ recurrent flares ），在太阳活动区中同一位置上反复出现，在结构形态和发展趋势上极其相似的耀斑，又称相似耀斑。1938年，瓦尔德迈尔首先发现耀斑会在同一位置重现。后来，多德森等对三个活动黑子群中的83个耀斑位置进行研究，再次证实这一点。1960年，埃利森等人利用第19太阳活动周的资料又对这类耀斑作了研究，并提出“再现耀斑”这一名称。有些边缘耀斑与原有耀斑结构相似，可见也存在边缘再现耀斑。
除了在光学波段以外，1961年，福克等人在几个不同的射电波段发现有相似事件。他们指出，在同一太阳活动区中与耀斑相对应的多次射电爆发，有时在强度曲线上表现得十分相似，波段完全相同，持续时间与极大强度之间也存在一定的相应关系。据此，福克拟定了一个相似射电事件的选取标准(H值)，即只有当射电爆发在米、分米、厘米波段同时都出现时才选取。然而福克等人并未了解光学相似耀斑与射电相似爆发之间的相应关系。1970年，怀特等人报告了一个光学和射电都是“再现”的耀斑，再现的时间间隔为54小时。它们在结构形态、相对于黑子群的位置和Hα线宽度的变化这些光学表现方面相同，而且在10.7厘米波段射电爆发强度曲线细节上也相似，特别是Hα线宽度曲线和10.7厘米波段上的射电爆发强度曲线彼此有很好的对应关系。同年，盖帕拉·劳指出：光学上相似的耀斑，对应的射电爆发也是相似的，反之亦然。
再现耀斑在黑子群的同一个位置上出现，意味着在活动区上空耀斑产生的地方，磁场状况在相当长的时间内（2～3天）保持不变。磁场测量表明，有的磁场在耀斑爆发之后很快恢复到爆发前的状况，有的在爆发前后没有实质性的变化。


太阳质子事件

太阳质子事件（ solar proton event ），太阳出现大耀斑时，常发出大量高能带电粒子（即太阳宇宙线），在地球周围可观测到，这叫作太阳质子事件。与高能粒子共生的耀斑称为质子耀斑。太阳宇宙线中绝大部分是质子，其次是α粒子，电荷数大于3的粒子很少。太阳宇宙线粒子的能量范围是107～1010电子伏。
太阳质子事件通常可分为两类，能量大于5×108电子伏的称为相对论性事件。小于5×108电子伏的称为非相对论性事件。太阳宇宙线到达地球附近，在地磁场作用下进入地球极盖区域，上述粒子能够穿透到地球大气的电离层D层并使其电离度增加，因而D层对电波的吸收本领增强，在地球高纬地区用电离层不透明度计即可测到宇宙噪声强度突然下降(即极盖吸收)。这就是太阳宇宙线到达地球的证据。测定宇宙噪声强度的减弱程度可以表示太阳质子事件的大小。通常人们将平时噪声强度与减弱时噪声强度之比的常用对数值的十分之一叫作分贝。太阳质子事件的大小便用分贝数表示。较大质子事件往往使宇宙噪声的吸收在几分钟内增加几分贝，而在一个多小时或更长一些时间逐渐恢复。根据1956～1970年间不完全的统计，在这15年中记录到的较大的质子事件有114次。长期以来，人们一直利用电离层不透明度计来间接测量质子事件的规模，到了1967年5月，才代之以专门监视太阳质子事件的卫星“探险者”34号和“探险者”41号。在已记录到的太阳质子事件中，规模的大小差别很大。又因每一次事件的能谱以及测量的方法都不尽相同，所以需要对质子事件进行统一的分类。1970年国际上正式采用了斯马特和谢伊的分类法，将三种不同仪器观测到的结果统一起来。质子事件S-S分类法见下表。

质子事件S-S分类法

在大的太阳质子事件中，质子瞬时最大强度可超过正常银河宇宙线三、四个数量级。当这种高能质子到达地球附近时，卫星上某些仪器设备，如太阳能电池，在高能粒子的长期轰击下，工作性能将严重衰退。对于在飞船外执行任务的宇航员，也是一种威胁。当剂量超过300～500特拉时（1特拉=100尔格/克），就有致命的危险；而一次较大的质子事件的辐射剂量，在1克/厘米2的防护层下可达103特拉以上。因此太阳质子事件对航天事业有很大的危害。


太阳电子事件

太阳电子事件（ solar electron event ），太阳出现耀斑时发射高能电子的现象。太阳电子事件是1964年由行星际探测器“水手”4号第一次探测到的。自那时以来，在地球附近记录到的太阳电子事件已达数百次之多，能量一般都在40千电子伏以上。90％以上的电子事件都同耀斑明显对应。太阳质子事件都伴生非相对论性电子，很少例外。另一方面，在空间探测中，却常有观测到电子流而观测不到质子成分的情况，这称为纯电子事件。观测表明，纯电子事件与通常的电子事件一样，电子的能谱与幂律谱型相吻合，这种吻合一直保持到电子能量在5千电子伏以下，有时甚至到2千电子伏左右。但是纯电子事件与通常的电子事件，在性质上有明显区别。在纯电子事件中，电子流量在每平方厘米、每球面度、每秒10～100个电子之间，决不超过103个电子；而在通常电子事件中，电子流量在102～103个电子之间，有时甚至高达104个电子。电子能谱的幂指数在两种不同电子事件中也不一样。在纯电子事件中，幂指数在2.5～4.6之间，在100千电子伏以上能谱更为陡峭。相反，在通常的电子事件中，典型的电子谱较为平坦地似幂律谱的形式伸展到高能区，直到10兆电子伏，幂指数几乎常常小于3.5。此外，在纯电子事件中，能量高于20千电子伏的电子总数估计在1033左右；而在通常的粒子事件中，电子数目则可高达1036。所有这些差异反映出两类电子事件的加速过程的强烈程度有所不同。这对了解太阳耀斑粒子的加速过程是很有用的。


胡须

胡须

拼音：hú xū

注音：ㄏㄨˊ ㄒㄨ

解释：胡子。人，通常是成年男人颏(下颌)、两唇及邻接部分上的毛。

例：

《新五代史·杂传五·氏叔琮》：“叔琮 选壮士二人深目而胡鬚者，牧马 襄陵 道旁， 晋 人以为 晋 兵。”

《水浒传》第四九回：“﹝ 孙立 ﹞淡黄面皮，落腮鬍鬚，八尺以上身材。”

《说岳全传》第二九回：“﹝ 汤怀 ﹞与大哥差不多本事，只少几根鬍鬚。”

曹禺 《北京人》第一幕：“因为一向是 曾 家的婴儿们仿佛生下来就该长满了胡须，迈着四方步的。”

【天文学】
胡须（ moustache ），用分光仪观测太阳时，发现在Hα等线的两翼往往有时间很短的连续发射带，其宽度不到1″，而在色散方向，可延伸到5～15埃，但线心仍是暗黑的，这种现象称为“胡须”，或称“埃勒曼炸弹”。胡须表明在色球或光球的活动区中，在很小的局部区域内有短暂的强列爆发。胡须的存在时间和线翼形状都与耀斑相似，但耀斑的线心部分有强烈的发射，而胡须则没有。胡须的出现表明，日面上在几百公里的局部区域内有突发性的气流。气流各部分的运动速度不同，从零到每秒几百公里。胡须的宽阔线翼由气流的视向速度分量的多普勒频移形成，两翼同时出现，表明在向上和向下两个方向上都有气流。


莫尔顿波

莫尔顿波（ Moreton wave ），在耀斑的闪光相阶段从爆发区发出的一种波，是莫尔顿在1960年最先发现的，因而得名。又称耀斑波。它以每秒1，000公里左右的速度，在一个角度约为90°的扇形内传播，可达60万公里的远处而速度不减。莫尔顿波的存在有许多证据。最直接的证据是用单色光观测色球可以看到快速运动的波前。在Hα线心波前是明亮的。在Hα红翼（Hα+0.5埃）先行波前是暗的，宽约3万公里，后随的波前是一个较宽的亮扰动。在Hα紫翼（Hα-0.5埃）先行波前是薄而亮的，后随的波前是宽而暗的。两翼的先行波前在时间和位置上完全一致。这种现象可以用先行波前处的色球的针状物（日芒）受迫向下运动，然后慢慢回到原先的位置来解释。莫尔顿波存在的另一个重要证据是在波经过的地方，原先离耀斑很远的稳定的暗条在波到达时突然从Hα线心中消失，而在Hα线的红翼出现，接着又在紫翼出现，来回振荡3～4次。此外，在波经过的地方出现逐渐变亮的短寿命的小亮点，以及一个活动区的耀斑激发远离它的另一个活动区的耀斑爆发等，也是莫尔顿波存在的光学证据。
莫尔顿波与耀斑物质的快速喷发有关，与耀斑的米波Ⅱ型太阳射电爆发也有密切关系。对莫尔顿波的产生和传播的研究表明，它是一种强的激波。莫尔顿波在色球层中传播有很大的耗散，其速度离波源越远而越小。莫尔顿波可能是日冕中传播的一种磁流体力学波在色球层所激起的波扰动效应。


太阳自转

太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。


太阳磁场

太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。


无力场

无力场（ force-free field ），电流方向与磁场平行，因而电磁力为零的磁场，又称无作用力磁场。对携带强磁场的稀薄气体，要维持这种磁场，只有在其气体压力远小于磁压力，而电磁体积力又处处为零的情况下才有可能。磁场为无力场的充分必要条件是▽×B=α(r，t)B，其中B为磁场强度，α为无力因子，通常是空间位置r和时间t的函数。无力因子α为常数值的磁场是无力场的一种特殊情况，称为稳定无力场。一团受强磁场约束的稀薄导电气体，无论其系统的初始状态如何，只要α不是常数，这个系统就是不稳定的。但经过演化而趋于稳定时，这时系统的势能，也就是磁能趋于最小状态，即成为稳定无力场。在太阳色球层，由于气体稀薄，气体压力和重力远小于磁压力，色球气体处于稳定状态，其磁场属于无力场。在研究天体磁场时，只要所研究的区域不是处于激烈的活动状态，其瞬时的磁场形态均可以近似地用α为某一常数值的无力场来表示。


无电流场

无电流场（ current-free field ），若磁场的旋度为零，则这个磁场称为无电流场，又称势场。无电流场是无力因子α为零的无力场的一种特殊情况。其磁场能量处于最低能态，磁力线无扭曲。目前日冕磁场的实测数据很少，几乎完全依赖于理论计算。虽然大于2.5个太阳半径R⊙的日冕区，由于太阳风对磁场的扰动，不能认为是势场，但对于小于2.5R⊙的内冕区及其中的活动区精细结构而言，至少可近似地看作势场。特别对小尺度日冕磁场结构，如冕流和极羽、日珥甚至冲浪，计算结果和观测资料都比较符合。这也说明，一般的日冕扰动是缓慢演化的，能持续几天或更长的时间，在短时间的电流出现并消失以后，立即又恢复到势场形态。甚至在耀斑发生并把日冕低层和色球高层的扭曲磁场的能量急速释放之后，日冕磁场又立即恢复到无电流状态。所以，只要活动区不是处于急剧上升或急剧下降阶段，势场模型还是适用的。
计算结果表明，只有在相当大的日冕电流影响下，日冕磁场才会与势场有较明显的偏离。因此，日冕势场形态和日冕密度结构的一致，并不排除在小于2.5R⊙的日冕低层和色球区域内可以存在不大的电流。


太阳活动预报

太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。
　　太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是在国际无线电科学协会和世界日服务协会领导下的区域警报中心。参加国际系统的各个天文台向上述区域警报中心之一报告所得到的观测数据。这些数据包括黑子、谱斑、耀斑、太阳X射线、太阳射电、日冕发射线、太阳粒子发射、太阳风参数以及地球物理数据。美国博尔德市的空间环境服务中心既是西半球的预报中心，也是全世界的预报中心。这里每天一次向其他区域警报中心（总数为11个）发布地球物理警报，其内容包括磁暴开始、继续或结束的情报。
　　总的说来，太阳活动预报还没有一种比较完善和有效的方法。每个预报中心的数据来源、预报技术和预报内容均有很大差别。预报水平一般不高，只有当太阳活动处于低年时预报安全期才有较高的准确度，报准率可达90％；对大活动区预报大耀斑的出现，报准率约达40％。中国北京天文台、紫金山天文台和云南天文台均进行常规的太阳活动预报，它们依据Ha太阳单色像、黑子的型别和面积、磁场强度和磁场分类、3厘米和10厘米射电流量等观测资料，采用统计方法，结合各自的经验，对未来1～3天或更长时间内日面上可能出现各种级别活动作出估计。


国际太阳联合观测

国际太阳联合观测（ International Coordinated Solar Observations ），太阳观测受到观测地点的地理位置、天气条件和仪器设备等限制，一个观测台站不可能得到完整的太阳数据，需要国际合作进行观测。

目录

1 简史
2 现状
3 世界日地资料中心
4 刊布太阳数据的主要刊物

4.1 综合报告性质的刊物
4.2 快报性质的刊物

5 中国的太阳联合观测

简史
世界上最早的国际联合观测得到的太阳数据是苏黎世系统的黑子相对数，已有很久的历史，至今仍然是研究太阳活动与日地关系的宝贵资料。1922年举行的国际天文学联合会第一届大会，极大地推动了国际太阳联测工作。会上经过协商确定由斯通赫斯特、格林威治、苏黎世、威尔逊山、阿切特里、科代卡纳尔、剑桥、默东八个天文台为中心台负责整理、综合和出版各种太阳数据。其他天文台向中心台提供观测资料或照片以补齐每日的观测记录。在国际天文学联合会成立以后，苏黎世天文台汇总十二个天文台站钙谱斑、氢谱斑(见谱斑)和黑子资料，编辑成1917～1922年《太阳现象特征数》和1923～1928年《太阳现象特征数》。后者还增加了威尔逊山天文台的太阳紫外辐射强度的资料。通过1957～1958年的“国际地球物理年”、1959年的“国际地球物理合作”、1964～1965年的“国际宁静太阳年”和1966年的“欧洲质子耀斑计划”等活动，国际太阳联测的规模进一步扩大。国际地球物理年期间全球有50多个台站参加太阳Hα巡视。在此期间得到的太阳资料汇集成《国际地球物理年太阳图 D-1集》和《国际地球物理年太阳图D-2集》。

现状
国际太阳联测有四个主要中心──美国空间环境服务中心、美国空军航空空间环境支持中心、法国巴黎默东天文台、苏联克里米亚天体物理台。
美国空间环境服务中心的博尔德中心通过人造卫星和地面观测站网对太阳进行每天24小时的连续监测。博尔德有一个庞大通讯网同观测站保持密切联系，因此能够及时探测到引起地球物理效应的太阳活动。
美国空军航空空间环境支持中心有一套独立观测网对太阳进行联测，得到的太阳资料类别与博尔德观测网差不多。它通过天文地球物理长途通信网与博尔德中心进行资料交换。
苏联克里米亚天体物理台、高山天文台、普尔科沃天文台、塔什干天文台等17个台站组成苏联太阳联合观测网，通常凭借弯月形太阳照相仪、АДУ-2光球色球望远镜。日冕仪、太阳分光镜等仪器对太阳进行常规观测。
法国巴黎默东天文台和它的日中峰观测站、南锡观测站，分别配备有80厘米塔式望远镜（见太阳塔）、太阳磁像仪、60厘米水平式望远镜、日冕仪、射电望远镜等仪器对太阳进行监测。

世界日地资料中心
为了适应“国际地球物理年”的需要，国际科学联合会理事会设立了三个日地物理世界资料中心。中心A设在美国，中心B设在苏联，而中心C按学科分散在西欧和日本。
中心 A位于美国科罗拉多州博尔德市，它从世界上200多个台站取得观测资料，编辑、出版定期刊物《太阳地球物理资料》、《电离层资料》和不定期的特种报告(UAG)。这个资料中心还根据用户的需要提供各种原始资料、数据、微缩胶卷、磁带记录等。

刊布太阳数据的主要刊物
登载太阳数据的刊物可分为两大类：刊登综合观测资料的，称为综合报告；发布最初观测资料的叫作快报。前者是把若干天文台的观测资料经过仔细整理和综合，供研究日地物理使用。后者是互通情报，为同太阳活动有关的各种业务（如电离层骚扰预报、频率预测等）服务的，这类刊物出版周期短，发行量大。

综合报告性质的刊物
这类刊物有：
《太阳地球物理资料》　美国“国家地球物理和日地物理资料中心”出版的月刊。它刊登国际太阳联测的主要数据，包括八个方面：即太阳和行星际现象，电离层现象，耀斑有关事件，地磁变化，极光，宇宙线，大气辉光及其他。分两部分出版：一是《快报》，刊登一、两个月前的资料。二是综合报告，载有六、七个月前的资料，内容丰富，有关太阳的数据可分为12类。①警报：报道国际科学资料，快速传递“世界日服务”网和世界警报处向资料用户提供的关于已经发生的地球物理事件、当时太阳活动水平的报告和关于将要发生的太阳地球物理事件的预报。②每日太阳指数：包括每日太阳黑子相对数、太阳八个单频辐射流量表、黑子相对数月平均平滑值和预报值。③耀斑和耀斑指数：刊布30多个台站观测结果，其中有耀斑的发生时刻、持续时间、日面位置、面积、级别、观测质量、天气条件等。④太阳射电辐射观测资料：包括太阳射电干涉仪和射电频谱观测的结果以及单频观测的事件。⑤太阳X射线辐射:刊布轨道太阳观测台、太阳辐射监测卫星上探测器测量到的太阳X射线辐射资料。⑥冕洞：以综合图的形式刊载在地面上用氦D3线观测得到的冕洞的位置和形状。⑦太阳风测量：刊登空间探测器探测到的太阳风时刻、速度、密度、温度等。⑧太阳质子监测和太阳质子事件：载有空间探测器探测到的宇宙线粒子的计数率和美国空间环境服务中心所记录到的质子事件。⑨太阳平均磁场：刊登美国斯坦福天文台的观测数据；该台把太阳视为一颗星，每天多次用磁像仪观测，将所得的数据取加权平均，所得数值称为太阳平均磁场，误差约0.02高斯。⑩太阳综合图:刊布Hα综合图和太阳磁场综合图。⑪高能太阳粒子和等离子体：载有大于0.16兆电子伏的不同能量范围的高能粒子（电子、质子和α粒子）流量的小时平均值，还刊载太阳风等离子体物理参数的小时平均值。⑫每日太阳活动中心：刊登太阳活动区表和七种太阳图，即太阳X射线图、日冕绿线（见日冕禁线）强度图、太阳磁图、Hα单色像（见太阳单色像）、黑子与Hα日珥图、太阳射电单色图。
《太阳活动季刊》　国际天文学联合会委托苏黎世天文台出版的刊物。它的前身是《太阳现象特征数》，1928年改名为《太阳活动季刊》，出版至今。该刊的特点是报道每日和每月平均的沃尔夫黑子相对数，历史最长，内容最为可靠；汇总了全球30多个天文台观测到的太阳耀斑资料，按1957年统计，其时间覆盖为0.8～0.9昼夜；几乎汇总了全球的日冕线强度资料；收集了30多个射电观测台在各个不同波长处测得的太阳总辐射流量数据。《太阳活动季刊》还载有一些特殊现象的单频与频谱观测资料，刊布威尔逊山天文台太阳磁场综合图。资料可靠。
《格林威治太阳观测结果》　英国格林威治天文台出版，从1874年开始主要刊布太阳黑子和耀斑资料。刊物的特点是它所刊登的关于黑子和光斑的位置的资料在同类资料中最为精确，黑子群中心的日面坐标精确到0°1。资料取得的方法是：由三个相距较远的天文台对太阳光球进行摄影，将得到的所有照片集中在一地处理，并归为统一的系统。
《光球图》　苏黎世天文台出版。刊登每个太阳自转周光球图和每日的黑子群表（按苏黎世分类法）。它虽然是一个天文台目视观测的结果，但人差较小。在刊物中可看到一些小而寿命短的黑子群。
《太阳色球综合图与暗条活动中心表》　法国巴黎默东天文台出版。它根据该台的色球观测绘出每一个太阳自转周的色球图，将钙单色像上的谱斑、氢单色像上暗条、色球黑子等均绘在上面，并标出谱斑亮度。该刊还载有以钙谱斑为标志的活动中心以及它的平均日面坐标、寿命、产生耀斑数目和活动级别。
《太阳活动表》　苏联普尔科沃天文台出版。刊载的资料是由苏联、罗马尼亚、捷克斯洛伐克等国太阳观测台提供的。内容最完整的是太阳黑子群资料，它综合几个天文台观测结果，并归算到高山天文台系统。还载有每日和每月平均光斑总面积，且在太阳图上绘出光斑轮廓。

快报性质的刊物
这类刊物有：
《太阳资料公报》　苏联天文委员会太阳研究委员会与苏联普尔科沃天文台出版，月刊。载有黑子群面积、钙谱斑面积、氢暗条、日珥、耀斑、日冕线的强度、太阳射电、黑子磁场等资料，数据是苏联、德意志民主共和国、捷克斯洛伐克、罗马尼亚等国的20多个天文台提供的。该刊刊布的每日太阳图比较完整。
《苏联太阳黑子磁场》　苏联科学院出版。刊布每日黑子磁场图，图上标明各个黑子的磁场强度和极性。

中国的太阳联合观测
1954年开始建立全国性黑子联合发布系统。紫金山天文台、云南天文台、北京天文台、北京天文馆等天文台站都观测太阳黑子，最后由南京紫金山天文台汇总，统一发布太阳黑子观测结果。有关耀斑、光谱等观测资料在《天文学报》上刊布。在国际地球物理年期间，发表了几年的太阳图资料。为了开展太阳活动预报的工作，1967年初步建立了中国太阳活动观测和预报系统。各台站的观测和预报结果每半个月报北京天文台汇总。1971年，北京天文台正式出版《太阳地球物理资料》（月刊），刊布北京天文台、紫金山天文台、云南天文台、北京宇宙线台、北京地磁台、北京天文馆等单位获得的、经过综合整理的太阳地球物理资料。《太阳地球物理资料》月刊的主要内容为：太阳黑子联合发布结果（黑子相对数、黑子面积、黑子群的观测时刻及日面位置、苏黎世黑子型等），黑子磁场图，太阳Hα耀斑观测结果（耀斑发生时间、日面位置、面积和级别、对应黑子型号，并附有相应的巡视时间表），太阳射电观测（每日9375和3000兆赫等几个频率太阳射电流量、太阳射电爆发时间、频率、型别、流量增值和对应耀斑的数据，并附有相应的射电观测时间表），地磁和地磁暴简报（地磁活动每天的C指数，每天每3小时的K指数，每天每2小时的△H，磁暴的时间、类型和强度数据等）以及宇宙线中子堆每天第2小时的累积计数等项目。


太阳巡视

太阳巡视（ solar patrol ），对太阳所作的多样化的连续观测。为了监视太阳的各种活动现象，特别是新活动区的出现、特大活动区的形成以及太阳耀斑和爆发日珥等对地球具有重要影响的活动现象，研究它们的发生和发展规律，进而对它们进行预报，许多天文台都对太阳进行从日出至日落的不间断观测。通常都用透过氢原子谱线Hα单色光的色球望远镜（滤光器的透过带半宽大多在0.025～0.05纳米之间）监视太阳活动最频繁的色球层。这些色球望远镜一般配备35毫米照相机或CCD摄像机和屏幕显示。除目视监测外，通常每5分钟左右拍摄一张照片或CCD摄像。当发现太阳耀斑或爆发日珥等剧变现象时，就每分钟甚至半分钟拍照一次。此外，还对各种波段的太阳射电辐射从日出至日落连续观测，记录太阳射电爆发情况。通常至少每天一次或多次用白光拍摄太阳光球，主要是发现新出现的黑子群并跟踪它们的发展情况。


太阳单色像

太阳单色像（ monochromatic image of the Sun ），由选定的某一波长 λ处的狭窄波段Δλ内的单色辐射所成的太阳像，它能反映出太阳大气中形成该单色辐射的那一层气体的状态。以前，一般是利用太阳摄谱仪，使太阳像与底片同步移动进行全日面扫描来获得太阳单色像。自二十世纪三十年代法国天文学家李奥发明双折射滤光器后，基本上便以装有双折射滤光器的望远镜──色球望远镜来取得太阳单色像。这样就能同时得到整个日面的单色像，而不必作长时间的扫描。
目前常见的太阳单色像有：
① 氢单色像　用氢Hα线（波长6563埃）的线心，可得到Hα单色像。用它来观测色球显得特别清晰。可以看到谱斑（氢谱斑）、日珥和暗条（图1），在黑子附近，有时还可看到耀斑。根据谱线位移，在Hα的红翼和蓝翼进行离带观测时，可以观测到色球上物质的上升或下降运动。

图1　Ha全日面单色像

② 钙单色像　电离钙 CaⅡ的H和K线（波长分别为3968埃和3934埃）都是共振双线，因而单色像是一样的，但由于K线较强，一般都用K线进行观测。在K吸收线轮廓中的发射部分──K2线，和中心凹陷部分──K3线，都可得到单色像。K2线产生于色球中层。钙单色像上的谱斑(钙谱斑)有明显的色球网络结构──钙网络，以K2线和K3线得到的网络最为清晰（图2）。观测表明，钙网络与超米粒组织、钙网络元与超米粒元都有很好的对应关系。

③ 氰单色像　氰分子(CN)谱带的带头波长3883埃谱线产生于光球的上层，该谱线对温度特别灵敏。在观测中发现小的CN元在黑子附近以每秒一公里的速度外流，直接的磁场观测发现在黑子外缘有微小磁元外流也证实了这一点。这种单色像在空间位置上与纵向磁图基本一致。
④3835埃单色像　据观测，发现在大耀斑开始时，磁场中性线（见磁合并）的两侧有一系列的3835埃闪烁点出现。每个闪烁点的平均寿命是5～10秒，直径小于1″。对1972年8月7日特大耀斑观测表明：闪烁点与45千电子伏的X射线爆发基本对应。据认为，它们是磁流环的基点，由磁流环中被加速的高能电子轰击色球低层所引起。
⑤日冕的5303埃和6374埃单色像　内冕光谱只有发射线，其中以绿线（Fe揓λ5303埃）最强。由于离太阳边缘1′处的日冕亮度只有日面平均亮度的百万分之一、二，而在地面上观测，地球大气造成的散射光在该处竟达日面平均亮度的千分之一，所以，日冕仪只有放置在高山上才能对日冕进行观测。通常日冕的5303埃单色像是用双折射滤光器取得的(图3)。

图3　用日冕仪拍摄的Fe揓5303埃单色像

⑥ 中性氦(HeI)10830埃和电离氦(HeⅡ)304埃单色像　由天空实验室取得的大量太阳的远紫外线照片发现，日冕中存在着冕洞的结构。由真空太阳望远镜在地面上获得的红外HeI10830埃太阳单色像也曾观测到冕洞。将它和发射线HeⅡ304埃单色像对比，发现304埃单色像中的亮特征即是10830埃单色像上的暗特征，反之亦然。但是在与冕洞的对应上，由于10830埃单色像临边昏暗较为显著，所以就稍差一些。
⑦ 铁的23次电离离子(FeXXIV)255埃单色像　单色像对耀斑的研究有较大的帮助，可以在各波段上取得有关耀斑亮度、位置及其变动的信息。天空实验室取得的1973年6月15日2b级耀斑的255埃单色像表明，它是一个典型的双带耀斑，两条耀斑亮带由磁力线连接起来。在耀斑极大时刻，255埃单色像在磁场中性线上空的环状日珥顶部最亮，表明在出现耀斑闪光的阶段时，这一区域的温度极高。

图4　天空实验室拍摄的太阳远紫外射线照片

太阳光谱 上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。 美国萨克拉门托峰天文台


太阳综合图

太阳综合图（ synoptic map of the Sun ）， 以每天的单色光观测为基础综合而成的，反映一个太阳自转周期内太阳主要活动特征的矩形图（图1）。将每天观测到的日面上各种活动特征（黑子、光斑、谱斑、日珥和暗条、冲浪、日冕等）记录绘制到一张圆形日面图上，就得到每日太阳图（图2）。每日太阳图是研究太阳活动的基本资料，它提供每天日面上各种特征的概貌，把每日太阳图积累起来，就可以了解这些特征的发展史。为了绘制完整的每日太阳图，应收集较多的天文台、站的资料，加以综合整理。

中国紫金山天文台从1959～1965年，每月发布一次每日太阳图，它包括黑子（实心圆，其大小与该黑子群面积成正比）、暗条和日珥(实心闭合线围的区域)、Ha谱斑（带阴影线围的区域，最暗的与最亮的谱斑一致）、耀斑(实心黑方形)。图2是1959年5月8日的太阳图。太阳图上的方位：自转轴自上而下，东边在左，西边在右，北极在上。世界上许多国家的天文机构均发布每日太阳图，例如，法国巴黎默东天文台，德国夫琅和费研究所，苏联普尔科沃天文台，美国博尔德天文台等，这些太阳图一般还包括日面边缘的日冕强度。
五十年代，“国际地球物理年”（1957年7月1日到1958年12月31日）后曾出版了套色的太阳图 D-1集和太阳图D-2集。D-1集收集了包括黑子、光斑、钙谱斑、冲浪、活动日珥、耀斑等太阳活动的资料，反映国际地球物理年期间的太阳活动史。D-2集载有每日太阳的黑子群、边缘日珥、日面上的暗条和它的突然消失、太阳边缘的绿冕线（波长为5303埃的日冕禁线强度图、太阳21厘米谱线射电的等辐射线。

用不同观测手段获得的资料汇总的太阳图有Hα综合图（图3）、HeⅠ10830埃综合图（图4）、HeⅡ304埃综合图、太阳磁场综合图等。这些图反映出相应波段的活动特征在日面的分布。连续序号的综合图给出相继的自转周中太阳活动的缓慢变化的大尺度特征，它是研究大尺度太阳活动的基本资料。


太阳常数

太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。


日地关系

日地关系（汉语拼音：Ri Di Guanxi；英语：Solar-Terrestrial Relationship），主要研究太阳辐射特别是太阳活动时辐射和高能粒子增强对日地空间环境和地球的影响的学科。又称日地物理学。于20世纪50年代产生，是太阳物理学和地球物理学的边缘学科。具体包括：①太阳辐射和高能粒子对地球磁场的影响，特别是太阳活动引起的磁暴。②太阳活动对电离层的影响，包括短波衰减或中断、甚长波相位突然反常、长波增强和宇宙噪声突然吸收等。③太阳活动对气候变化的影响。④极光的产生和形成。⑤日地空间高能粒子流增强对宇宙航行的影响及研究太阳活动对植物生长、生命活动、交通安全、水文等方面的影响。日地关系的研究对国民经济尤其对无线电传播、通信、天气预报和宇宙航行等方面具有重要的实际意义，研究进展很快。


电波吸收

电波吸收（ radio wave absorption ），当太阳的电磁辐射、高能和低能粒子抛射加强时，由于光致电离或碰撞，电离层的电子密度增加，这就引起对在电离层中传播的无线电波的吸收。
耀斑爆发时发射的电磁波（主要在1～10埃）进入电离层 D层（见地球大气）引起的扰动称为突然电离层骚扰。此时在电离层传播的高频无线电波会出现突然衰减，有时还会完全消失，这种现象称为短波突然中断。短波突然中断是最先被发现的电离层耀斑效应，并且较容易被观测到。
耀斑所造成的电波衰减大多数是在高频波段，并且和观测地点的太阳高度有关。通常当发生耀斑时，对于发射站和接收站连线通过日下点(太阳位于该点的天顶)的那些短波通讯，会出现较强的吸收或中断。
耀斑发射的粒子流也能使电离层（主要是 D层）电离度提高，而引起电波吸收。但问题比较复杂，吸收通常在耀斑出现后几小时乃至几十小时才发生，还和地磁纬度有关，一般发生在高纬度地区（60°以上）。这类电波吸收可分为两种类型：一为极盖吸收，一为极光带吸收。前者在大的太阳射电Ⅳ型爆发后几小时出现，吸收主要限于地磁纬度约大于60°的范围内，估计是由能量约为10～100兆电子伏的粒子引起的。后者伴随有磁暴和极光，可能是由1兆电子伏或更小能量的极光粒子引起的。极光带吸收的范围比极盖吸收的要大。极盖吸收每年发生的总数同平滑后的黑子相对数的变化曲线相符，即这种吸收的发生同太阳活动的平均水平有密切关系。极光带吸收同黑子数的变化并不一致，这种吸收在太阳活动下降年出现得最频繁。可见极盖吸收和极光带吸收是跟不同的太阳现象相联系的。


极盖吸收

极盖吸收（ polar cap absorption; PCA ），发生在极盖区电离层D层高度（50～80千米）的一种强烈无线电波吸收。又称 极 盖 吸收事件 。由剧烈太阳粒子事件（太阳质子事件、太阳宇宙射线暴等）引起。探测极盖吸收的主要仪器是宇宙噪声接收机。
决定极盖吸收强度的主要因素是电离层电子密度及其与其他粒子的碰撞频率。与其他的电离层吸收一样，极盖吸收也是由于电磁波通过波粒相互作用将部分能量传给了电离层中的电子。如果电子没有与其他粒子发生碰撞，还会辐射出相同频率的电磁波；但当电子与其他粒子发生非弹性碰撞时，会损失部分能量，并丧失辐射相同频率电磁波的能力，从而造成该波段电磁波的衰减。当太阳粒子事件发生时，由太阳发出的大量高能带电粒子沿着地球磁力线沉降到极盖区和极光带附近的电离层，在电离层D层引起强烈的电离增强，同时电子与中性粒子的碰撞频率又很高，造成了电离层对高频和甚高频波段电磁波的强烈吸收。通常在太阳大耀斑爆发后一个小时内会出现极盖吸收，引起极区高频无线电通信数天甚至1～2周的中断。
极盖吸收强度存在着昼夜变化，相同的太阳粒子沉降通常在白天产生的极盖吸收强度比夜晚高4～8倍，这是由于低层大气复合过程的日夜差异造成的。夜晚，大量的电子与中心分子复合为负离子，使电子密度明显减小；白天，太阳的紫外线辐射使负离子分离出电子恢复了电子密度。
在日出和日落时极盖吸收强度的变化是不对称的，其发生原因有待研究。