太阳大气
作为专栏的第一篇文章，我决定从最基本的太阳大气开始讲
为了方便研究，我们对于太阳大气进行分层，当下被广泛接受的就是分成五层，这个属于常识性质的五个层次：
从内部到外部依次是： 光球层，色球层，过度区，日冕，太阳风区域（或者是外日冕）
这五层的温度变化非常的有趣（如下图，横坐标是高度纵坐标是温度）
上图中可以看出，这几个区域随著温度的的升高伴随著温度变化，其中光球层温度最低，过渡区温度变化最大，日冕温度最高。首先是光球层，通常意义上说。光球层就是我们平常在无遮挡情况下看到的部分，是辐射出绝大部分额可见光的部分。而6000K的「太阳表面温度」，指的就是这个光球层的温度。黑子是发生在光球层的典型事件，后面会更详细的介绍，使用可见光可以在光球层中观测到的结构是米粒组织（如图二是一张放大很多倍的太阳表面的可见光观测图像，中间黑色的是黑子，背景里黄色的米粒状的结构就是米粒组织）。
光球层上面是色球层，从图一中可以看出来在色球层内，温度缓慢上升，事实上是从6000k上升到25000k，色球层的厚度大概是2Mm，在色球层中可以观测到的主要结构是超米粒组织。如图这是一张太阳色球层的观测图（130.4nm 波长），图中增亮的网路所圈出来的米粒状的结构就是超米粒组织，超米粒组织之所以叫超米粒组织就是因为，超米粒组织在尺度上远远大于米粒组织。
米粒组织的边缘，是增亮的网路，这个网路也被称作是「色球网路」，色球网路上聚集了大部分来自于下层的磁力线。
在大部分教科书中，太阳日冕的结构被划分为光球，色球，日冕。这里划分日冕和色球的界限是一个温度突变，在一个几百公里的区间内，温度迅速从25000K升高到百万度的数量级，学者把这个温度突变的层称作「过渡区」。因为这个区域非常的狭窄，以至于远低于这个区域大气的标高，所以说这个区域内的压强可以看做是不变的，所以在温度升高两个数量级的同时，根据等压气体关系，密度减小了两个数量级。
光球层的上方是日冕，也就是温度最高的部分，可以达到上百万度，与此同时也非常的稀薄：
也就是在日食的时候可以在可见光波段看到的光晕。日冕是太阳大气中在空间尺度上最广的成分，可以从太阳表面延伸到数个太阳半径的距离，和太阳风区间衔接。日冕是一个稀薄，热，空间不均匀，随时间变化很大，性质受磁场影响很大的一个大气成分，从x射线波段可以观测到日冕的外围边缘以及日面内的形态，可以从发光区域看出，的确是非常的不均匀。
在日冕中，大家习惯上有一种子分类方式：平静日冕和冕洞。
冕洞的温度相对较低，在X射线观测中是大块的暗的区域。计算表明，绝大多数开放磁力线都来自于冕洞。
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