太陽大氣

solar atmosphere

定義：其輻射可到達地球從而可直接觀測到的太陽外層。

學科：天文學_太陽

相關名詞：光球 色球 日冕

太陽球體分層結構。林元章供圖

【延伸閱讀】

太陽本質上是一團熾熱的高溫氣體球。整個太陽球體可分為六個物理性質上有明顯區別的球層，由裡向外分別為日核（產能區）、中間層（又稱輻射層）、對流層、光球、色球和日冕。其中，日核、中間層和對流層的輻射被它們上方的氣層完全吸收，不能到達地球，因而看不到這些層次，它們的結構主要依靠理論推測。太陽上這三個看不見的裡層，合稱為太陽內部或太陽本體。光球、色球和日冕的輻射可以到達地球，這些輻射裡包含有這三個層次的重要資訊，可以透過各種觀測儀器對這些輻射進行測量和分析，從而探明它們的結構。這三個可以直接觀測的太陽外層，合稱為太陽大氣。太陽大氣的延伸極為廣闊，但其總質量只有約6×1020千克，與太陽整體總質量約2×1030千克相比，是微不足道的。

用肉眼看到的明亮日輪就是太陽光球層，其厚度僅為約500千米，但發出的輻射遠比其他層次強烈。實際上，太陽在可見光波段的輻射幾乎全部是由光球發射的。通常所說的太陽表面就是指光球表面，太陽半徑也是按光球來定義的。光球底和頂的溫度分別為6.3×103K和4.3×103K，密度分別為4×10-7克/立方厘米和8×10-8克/立方厘米。

色球位於光球上方。從色球底（光球頂）至約1500千米高度處的色球比較均勻。更高層的色球由纖維狀的針狀體構成，頗似燃燒的草原，其高度可延伸至7000多千米。色球的亮度僅為光球的萬分之一，即比白天的天空亮度暗，因此平時用肉眼看不到色球，必須用專門的太陽觀測儀器（色球望遠鏡）或者在日全食期間暗黑的天空背景下，才能看到紅色的色球層。色球的密度從底部為10-8克/立方厘米量級，向外迅速下降至頂部的10-14克/立方厘米量級，其溫度卻從底部的幾千度迅速上升至頂部的約一百萬度。

色球之上就是日冕，它是太陽的最外層大氣。日冕的亮度比色球更暗，平時也看不見，必須用特殊儀器（日冕儀）或在日全食時才能看見。日全食期間看到的日冕呈銀白色。從最好的日全食照片上可看到它可達到4～5個太陽半徑的距離，實際上它可以延伸至超過日地距離，而且距日心5～6個太陽半徑以外的日冕物質以很高的速度向外膨脹，形成太陽風。換句話說，太陽風就是動態日冕。日冕的溫度高達百萬度，但其密度卻低於10-14克/立方厘米，而且隨日心距離增大而迅速下降。

太陽能源位於日核中，它產生的輻射能由裡向外傳播，太陽的溫度照理應隨日心距增大而下降，然而太陽高層大氣（色球和日冕）的溫度反而比低層大氣（光球）高得多。這種高層大氣反常升溫的原因迄今尚未徹底探明，目前傾向於認為光球下面對流層中產生的各種波（如聲波和重力波等）傳播到色球層後將在那裡耗散，從而加熱色球，引起升溫。儘管這些波的能量與來自下層的輻射能相比很小，但由於色球密度很低，這種附加波能的加熱非常有效。至於日冕的加熱，則可能與太陽大氣中的磁場有關。處在磁場中電離物質的運動將會激發磁流體力學波（例如阿爾文波），以及形成電流系統。磁流體力學波的傳播和耗散，以及電流耗散，均可加熱日冕，使其升溫。（中國科學院國家天文臺研究員林元章）