作為專欄的第一篇文章，我決定從最基本的太陽大氣開始講

為了方便研究，我們對於太陽大氣進行分層，當下被廣泛接受的就是分成五層，這個屬於常識性質的五個層次：

從內部到外部依次是： 光球層，色球層，過度區，日冕，太陽風區域（或者是外日冕）

這五層的溫度變化非常的有趣（如下圖，橫坐標是高度縱坐標是溫度）

上圖中可以看出，這幾個區域隨著溫度的的升高伴隨著溫度變化，其中光球層溫度最低，過渡區溫度變化最大，日冕溫度最高。首先是光球層，通常意義上說。光球層就是我們平常在無遮擋情況下看到的部分，是輻射出絕大部分額可見光的部分。而6000K的「太陽表面溫度」，指的就是這個光球層的溫度。黑子是發生在光球層的典型事件，後面會更詳細的介紹，使用可見光可以在光球層中觀測到的結構是米粒組織（如圖二是一張放大很多倍的太陽表面的可見光觀測圖像，中間黑色的是黑子，背景里黃色的米粒狀的結構就是米粒組織）。

光球層上面是色球層，從圖一中可以看出來在色球層內，溫度緩慢上升，事實上是從6000k上升到25000k，色球層的厚度大概是2Mm，在色球層中可以觀測到的主要結構是超米粒組織。如圖這是一張太陽色球層的觀測圖（130.4nm 波長），圖中增亮的網路所圈出來的米粒狀的結構就是超米粒組織，超米粒組織之所以叫超米粒組織就是因為，超米粒組織在尺度上遠遠大於米粒組織。

米粒組織的邊緣，是增亮的網路，這個網路也被稱作是「色球網路」，色球網路上聚集了大部分來自於下層的磁力線。

在大部分教科書中，太陽日冕的結構被劃分為光球，色球，日冕。這裡劃分日冕和色球的界限是一個溫度突變，在一個幾百公里的區間內，溫度迅速從25000K升高到百萬度的數量級，學者把這個溫度突變的層稱作「過渡區」。因為這個區域非常的狹窄，以至於遠低於這個區域大氣的標高，所以說這個區域內的壓強可以看做是不變的，所以在溫度升高兩個數量級的同時，根據等壓氣體關係，密度減小了兩個數量級。

光球層的上方是日冕，也就是溫度最高的部分，可以達到上百萬度，與此同時也非常的稀薄：

也就是在日食的時候可以在可見光波段看到的光暈。日冕是太陽大氣中在空間尺度上最廣的成分，可以從太陽表面延伸到數個太陽半徑的距離，和太陽風區間銜接。日冕是一個稀薄，熱，空間不均勻，隨時間變化很大，性質受磁場影響很大的一個大氣成分，從x射線波段可以觀測到日冕的外圍邊緣以及日面內的形態，可以從發光區域看出，的確是非常的不均勻。

在日冕中，大家習慣上有一種子分類方式：平靜日冕和冕洞。

冕洞的溫度相對較低，在X射線觀測中是大塊的暗的區域。計算表明，絕大多數開放磁力線都來自於冕洞。

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