根据现代的观测手段，我们知道太阳的结构是分层的。如图所示，太阳的分层结构从内到外依次为：

在色球层和日置中间，有一层温度迅速剧烈升高的薄薄的过渡区图中未标注。我们通常所说的太阳的内部结构指的是光球层以下的对流区、福射区和日核这三个部分。而太阳大气指的则是从光球层往上一直到日晃的广袤区域。由于我们现有观测手段能够直接观测到显着活动的区域仅限于太阳大气的部分，我们对太阳内部结构和活动还不甚了解。相比之下，我们对太阳大气的了解则要多得多。在以上分层结构的基础上，我们通常研宄太阳活动的时候，把太阳大气中的区域分为三个大类：

图显示的是SDO卫星（在本章的后面我们会介绍这颗卫星）观测到的多波段综合全日面图像，显示了太阳的宁静区、曼洞和活动区三个区域以及太阳大气中的部分常见结构。

宁静区，顾名思义，指的是太阳上没有明显剧烈活动的区域。然而，随着观测手段的进步，我们发现太阳的宁静区并不是真正意义上的完全没有任何活动。实际上，在太阳宁静区，由于底部对流区的对流活动的影响以及太阳大气电浆的运动，一直存在着各种各样在之前不为人知的小尺度结构和活动。

米粒组织是我们利用高解析度的太阳望远镜观测到的光球层上分布的大小不等的多边形结构。它们几乎遍布了整个日面宁静区，并且时刻发生着变化。研宄表明，米粒组织是由于光球层下方的对流层中的对流元中的上升流和下降流活动而产生的。因此，米粒组织中心区域的温度比边缘的温度要高大约几百度。图中左图显示的是光球层典型黑子周围的米粒组织结构。米粒组织的生命周期大约只有8分钟左右，而空间尺度基本在1000公里附近。米粒组织是我们研究太阳上的小尺度、广泛性活动的基本单元。它们不仅有助于我们研究分析太阳光球层的磁场结构和电浆运动的特性，而且能够帮助我们分析光球层以下的对流区的运动，同时对研宄光球色球日晃的称合作用和机制起到重要的作用。我们在日面宁静区观测到的尺度更大、生命周期更长的多边形结构，则称为“超米粒组织”。

超米粒组织在日面上大概分布了1000个左右。它们的运动方式与米粒组织类似：中心区域存在上升流而边缘区域是下降流（Giovanelli 1980）。相比较米粒组织，它们的尺度更大（2万公里以上）、生命周期更长（几小时到几十小时）。超米粒组织的形成机制存在争议：有人认为超米粒组织与米粒组织类似形成于光球层底部的对流区大型的对流元；也有人认为超米粒组织来源于对流区的对流不稳定性。一般认为，光球层的超米粒组织往上延伸，形成了色球层宁静区观测到的网状结构。

自从色球层针状物的首次观测，己经过去一个多世纪了。我们现在知道，针状物位于色球层中比较高的以及日冕底部的位置。图中右图显示的是观测到的一部分色球层针状物的形态。针状物一般由冷而密的物质组成。温度一般在10^4K，密度约为8x10^-3每立方厘米。它们的平均寿命只有几分钟，长度大约为1Mm左右。针状物一般形成于色球层网状结构的边缘，形成机制有不同的解释。关于针状物的形成机制，我们将会在本章的后面详细描述。

日晃暗腔是宁静太阳区的另一个典型现象。由于日冕暗腔的密度比周围电浆的密度要低，因此日晃暗腔看起来像是一个内部是黑色的气泡状结构。宁静区的日晃暗腔通常在里面包围着宁静日琪结构（如图丨并且持续时间很长，不会产生明显的爆发活动。同时，一小部分暗腔会由于内部的日琪物质的爆发活动而爆发出去并形成日晃物质抛射。日晃暗腔的磁场一般认为比周围的磁场要强，磁场的拓扑结构则是磁通量绳的结构。

冕洞是我们在利用较高温度的谱线（X射线、高温极紫外射线等）观测太阳日曼时，看上去像黑色的洞一样的区域。晃洞经常出现在太阳的两个极区的位置，有时候也会出现在宁静太阳的其它位置。除了极区晃洞，我们在太阳大气中经常能够观测到的晃洞还包括孤立冕洞和延伸曼洞。孤立晃洞指的是出现在中低讳度地区、生命周期相对较短的冕洞。而延伸冕洞指的则是从与极区晃洞相连线并向中低伟度地区延伸的大面积、短生命期的晃洞。

根据前人的研究表明，晃洞的密度和温度都要比平均日晃的密度和温度低一个量级。因此戴洞的福射比背景卜的福射适要低。宽洞的磁场强度与宁静冕的磁场强度类似一都低于活动丨的磁场强度。关于晃洞的生命周期，极区览洞存在的时问很长，基本上可以认为是永久性的。而大部分的其它的氧洞，都可以存在于多个太阳周期（涂传治等。另外，在览洞的旋转方面，晃洞不存在太阳普遍的较差自转现象。

一般认为，冕洞形成于大範围的磁场单极的位置。基于这样的磁场结构，太阳风可以沿着开放的磁力线一直被加速，形成我们通常观测到的快速太阳风。因此，晃洞被认为是快速太阳风的主要来源。同样，由于电浆物质沿着开放磁力线运动的结果，我们经常可以在冕洞彳‘发现羽毛状的结构。由于这些羽毛状的结构经常出现在太阳的极区冕洞中，因此我们习惯性地称它们为“极羽”。

极羽是太阳两极晃洞中放射性的、羽毛状的増亮结构。极羽在太阳的两极冕洞中是广泛存在的，研宄表明在太阳活动的极小年，在距离极区10°的位置附近5°的範围内可以分辨出至少25个极羽。极羽的密度一般是背景冕洞的2-4倍，大约为3x10^-6每立方厘米。而极羽的平均温度则与背景冕洞的温度差不多，至多比背景温度低30%。根据白光日晃仪的观测，极羽可以延伸到5个太阳半径的位置，生命周期则至少是24个小时。

在形成机制方面，一般认为，由于极区底部的无序的、广泛存在的、小尺度的磁对流现象引起了小尺度偶极场的磁场重联。而这些磁场重联推动电浆物质，形成了我们观测到的极羽。另一方面，由于极羽中含有了冕洞中大约10%~20%的日冕物质它们有可能成为太阳风中高速电浆的重要来源。

顾名思义，活动区是太阳上存在较多剧烈爆发活动的区域。作为太阳上最瞩目的区域，活动区一直是太阳物理研宄的重要领域。由于活动区的磁场强度比太阳的其它区域的磁场强很多，活动区内经常会爆发出耀斑、日玛爆发、大尺度喷流和日物质抛射等对地球磁场和行星际空间环境产生重大影响的爆发活动。人们利用活动区在太阳上出现的位置和时间、为了方便对活动区作系统性的研究，通常採用美国国家海洋和大气管理局（NOAA）的编号方法对活动区进行编号。所以，我们在文献中经常可以看到作者在描述活动区时採用类似于“NOAA AR 11715 ”的方式。

太阳黑子是太阳光球层中温度较低的一片区域的称呼，通常位于太阳活动区的中心位置。太阳黑子的表现特徵为低温和强磁场。中心磁场的强度可以高达上千高斯。太阳黑子的尺寸大小不等，直径最小的大约为最大的可以达到6x10^4km以上。太阳黑子的持续时间同样是大小不等，最小的持续时间只有几个小时，而最大的可以存在于几个太阳周期中。一般认为，面积越大的黑子持续时间越长。

一般情况下，一个成熟的黑子由本影和半影组成。本影区域的亮度比半影区域低4~6倍，磁场强度也要比半影区域强。同时，太阳黑子在稳定的状态下也并不是完全没有任何活动的。我们可以在太阳黑子中观测到不同周期的震荡和波动活动，也可以发现一直不间断的流动活动。另一方面，太阳黑子经常成对或成群出现，形成黑子群。

在观测中，人们发现日面上太阳黑子的数目呈周期性的变化——存在一个大概11年的周期。在这个周期内，黑子的数目从高到低变化，由此循环往复。人们据此发现了太阳活动的11年周期变化，并定义了太阳活动的极高年（黑子数目最多）和极低年（黑子数目最低）。在这11年的周期中，太阳黑子不仅存在数目上的变化，还存在磁场强度和讳度分布的变化——形成了着名的太阳黑子周期变化的“糊蝶图”。

冕环是日冕中一个或一系列明亮的环状结构。一般情况下，晃环可以分为冷环和热环两种。冷环一般出现在太阳宁静区的日冕暗腔中，而热环则出现在太阳活动区中。热环大多在和射线波段被观测到，它们的密度在10^8到10^10每立方厘米之间。热环的温度很高，都在100万度以上，有的冕环的温度可以达到几千万度。它们内部磁场很强，大多都在数百高斯的数量级。热环的长度也各有不同，大多从几十Mm到几百Mm不等的範围内。

相比于相对变化没有那幺剧烈的静态热晃环，另一类变化剧烈的热环——耀斑环则更多的和太阳的瞬时爆发活动相关联。耀斑环是在耀斑过程中形成的髙温増亮的环状结构。它们能够在很大程度上反映耀斑过程中的磁场和能量变化，是研宄太阳耀斑活动的一个重要参考因素。耀斑环的生命周期一般都比较短，平均在15分钟左右。一般认为，耀斑之后的紫外辐射主要来自磁场重联后耀斑环的加热。通过对多个耀斑事件的极紫外后相的分析中，则阐述了更为複杂和精确的耀斑环加热和冷却过程。

耀斑是太阳大气上某个位置突然快速増亮的活动现象。它们是太阳上最为剧烈的活动，也是太阳物理一直以来研究的重点之一。由于耀斑往往代表着大量能量的快速释放，因此研究耀斑的特性和规律有助于加深我们对太阳大气中的磁场结构和演化规律的理解。另外，耀斑在释放大量能量的同时会释放出大量高能粒子和射线。这些高能粒子和射线往往会对地球的磁层和电离层产生强烈影响，进而影响到人类的航空航天、短波通讯等重要的活动。图显示的是SDO AIA 131波段观测到的一次耀斑爆发活动。

关于耀斑的产生机制最为着名的是Carmichael 1964；Sturrock 1968；Hirayama 1974；Kopp and Pneuman 1976等人发展出的标準耀斑模型。这个模型以几位学者的姓氏首字母命名为“CSHKP”模型。在这个模型中，发生在垂直电流片上的磁场重联加速了非热电子。一部分非热电子被重联后形成的耀斑环捕获，在其中来回震荡发出同步福射，引起微波福射的增强。另一部分没有被耀斑环捕获的非热电子则沿着环轰击到色球层，形成耀斑过程中最常见的硬射线辖射。在轰击过程中被加热的色球层物质蒸发进入耀斑环中加热耀斑环中的电浆物质，进而形成软X射线福射。

对于一个典型的耀斑过程，一般可以分为三个阶段。在第一阶段，软X射线、极紫外等辖射通量开始逐渐增加，称为耀斑的“前相”。在“前相”之后，耀斑发射的软X射线福射通量迅速增加，并在很短的时间内达到软X射线福射通量的峰值，这个阶段称为耀斑的“上升相”或“闪相”。之后，软X射线福射通量逐渐缓慢恢复到耀斑之前的水平，这个过程称为耀斑的“恢复相”或“缓变相。

日冕物质抛射（CME）指的是大团电浆物质从日冕中抛射出来的现象。虽然距离人类第一次确切观测到日曼物质抛射事件仅仅刚过去不到半个世纪，对CME的研究却己经取得了长足的发展。我们现在了解到，日冕物质抛射中含有的电浆物质的质量高达10^11~10^13kg。它们可以在几个小时到几天的时间内在行星际空间中高速运动、到达地球。由于它们含有大量的电浆物质、产生的激波可以驱动数目众多的高能粒子、内部拥有十分複杂的磁场结构，它们可以对地球的磁层产生十分剧烈的影响。通常，人们使用白光曰冕仪对日冕物质抛射在太阳附近以及行星际空间的传播进行研究。其它的观测方法还包括射线、紫外、射电和局地观测等。

一个典型的CME具有泡状的结构，同时可以观测到明显的三分量结构——亮的前沿、低密度的暗腔和亮的核心这。CME的速度分布十分广泛。它们在天空平面的投影速度可以从几十公里每秒到上千公里每秒不等，平均速度为350km每秒。CME的角宽度分布同样十分广泛，中值在50度附近。我们一般称呼角宽度大于120°的CME为晕状CME。CME在炜度上的分布则具有周期性变化的特徵，在太阳活动极小年，集中在太阳的低炜地区；而到了太阳活动高年，的则有可能出现在闻炜地区。

太阳光球层在太阳对流区之上,是太阳大气的最底层,厚约500km.光球层物质的平均有效温度为5780k,可是太阳的温度随着高度由内向外逐渐降低,在光球与色球交界处,温度降至4000k～4600k.光球发出的可见光最强.地球获得的太阳光和热的能量基本上是由光球发出.

太阳大气

光球的中心区域亮于边缘,这叫做临边昏暗现象.

在光球上看到的暗斑叫太阳黑子.黑子的温度比周围光球的温度低,大约只有4500k.黑子是强磁场区,磁场强度约0.35～0.45T.

太阳光球上除了黑子以外还有温度比光球温度高100k左右的光亮区域,叫光斑.光斑具有不同形式的纤维状结构.

光球 上有一些像米粒似的气团叫米粒组织,尺度大的叫超米粒组织,超粒组织的尺度约为30000km左右.

光球上面的大气层为色球层.色球层比光球层厚,约为1500km,它的内半径约696500km.色球内各种物理参数,包括密度,电离度和各种物理过程,在色球层不同高度处于存在着巨大变化.

日冕是太阳大气的最外层，可以延伸到几个太阳直径，甚至更远。它的亮度仅为光球的百万分之一，只有在日全食时或用特製的日冕仪才能看见。

科学家最近收集到了迄今为止最有力的证据，以解释为什幺太阳的外大气层比其表面要热得多。新观测到的小规模极热温度只符合当前的一种理论：一种叫纳耀斑的东西提供了这种神秘的极热。纳耀斑是持续出现的热量的密集喷发，但每个喷发无法单独被探测到。

更令人惊奇的是，新观测到的证据仅来自美国航天局（NASA）一种最廉价的探空火箭所收集的6分钟数据。这个名为EUNIS的探空火箭是在2013年4月23日发射的，它每隔1.3秒就会收集一组快照数据，以追蹤複杂的太阳大气层中各种温度的物质的特性。

据报导，在其飞行过程中，EUNIS扫描了太阳的一个预定区域，这个区域具有複杂的磁性，也就是所谓的活跃区，它也是较大规模的耀斑和日冕物质抛射的源头。当该区域的光线进入EUNIS的摄谱仪时，仪器就把光根据不同的波长分类。光线量较大的每种波长都由一种称为发射谱线的垂直线代表。而每条发射谱线依次也就代表太阳上不同温度的物质。进一步的分析可以确定这种物质的密度和活动情况。

在分析了6分钟的数据后，EUNIS研究小组找到了对应1000万开氏度（这一温度是纳耀斑标誌）的物质的一种波长。找到这种微弱的发射靠的是EUNIS设备的解析度。摄谱仪能够清晰无误地辨别出代表这种极热物质的数据。

据报导，美国航天局戈达德航天中心的太空科学家杰夫·布罗修斯说：“能够把这种发射谱线準确地挑出来，让我们这些光谱学工作者兴奋得彻夜难眠。在活跃区的这幺一大片区域中能观察到这种微弱的光线，的确可以说是纳耀斑存在的最有力证据。”

关于纳耀斑的喷射机制有着多种理论。另外有关日冕的热量来源还有其他解释。科学家还会继续研究这些理论，并且随着工具和设备的改进而收集更多的证据。不过，还没有其他理论预测过日冕中存在这种温度的物质，因此这是支持纳耀斑理论的强有力证据。

戈达德航天中心EUNIS小组的主要研究员阿德里安·道说：“这是纳耀斑存在的确凿证据，而且这还说明，这类小型且廉价的探空火箭能带来真正有用的科学。”