太阳分层结构

太阳从内向外，分成内层和外层大气，其中内层包括日核、辐射区和对流区，外层大气包含光球、色球和日冕。

太阳内部分层结构

(1)日核

从太阳中心到1/4太阳半径的区域，是日核。日核物质密度极大，集中了太阳一半的质量。日核的压力也非常大，温度达到千万度，区域内所有的物质都被气化，以带电粒子的形式（即物质第四态—等离子体）存在。在这种极端条件下，日核内会发生热核聚变反应，即4个氢原子结合成一个氦原子。聚变过程会产生能量，以γ光子的形式释放出来。日核内每秒钟有6亿吨的氢聚变成氦，释放出大量的能量，是太阳发光发热的能量源泉。根据目前对太阳内部氢元素和氦元素含量的估算，日核内的氢氦热核聚变已经持续了50亿年，还再需要50亿年才能把内部的氢元素全部转换成氦元素。

日核内聚变反应示意图

(2)辐射区

从1/4太阳半径至0.75个太阳半径的范围，是辐射区。辐射区温度远小于日核，为70万度。日核内热核聚变产生的能量以γ光子的形式向外传输。由于太阳内部密度极大，γ光子会频繁与带电粒子发生碰撞。粒子吸收能量后变得不稳定，又会释放出一部分能量（也以光子形式存在）。与此同时，γ光子因为碰撞而损失一些能量，从而转变成其他光子。因此，热核聚变产生的能量从太阳内部向外传递的过程，即能量（光子）经历无数次被吸收又再次发射的过程。γ光子会依次转变成X射线、远紫外线、紫外线等，最后是可见光。

(3)对流区

由太阳中心向外超过0.71个太阳半径时，由于电子同其他质点发生复合，出现了新的离子，不透明度开始快速增长，光子更易被吸收，辐射传导率降低。根据能量平衡的要求，温度梯度就要增加。当温度梯度大于绝热温度梯度时，发生对流不稳定性，于是形成了对流层。在对流层内，对流是输运能量的主要方式。根据发电机理论，它也是太阳磁场产生的主要地方。

(4)光球

对流层往外有一层薄薄的大气，日核内产生的γ光子经历数十万年到达此处时，已经蜕变成可见光。由于太阳的可见光辐射绝大部分来自这层大气，被称为光球层。光球层厚度有500千米，平均温度6000度，有清晰的边界。光球层是最早被人类发现的，也是最为熟知的太阳外层大气。光球层最显著的标志是黑子(如图)。太阳黑子温度大约为4500度，是太阳表面强磁场区域，有11年活动周期。黑子以外区域，布满了小亮斑，即米粒组织。太阳黑子附近，可能会突然发生短暂的强光闪烁，称为太阳白光耀斑。

太阳光球层

(5)色球

光球层之外是色球层。色球层也发出可见光，但只有光球层的千分之一，平时被光球层的光芒淹没，只能在日全食时或利用专门的色球望远镜才能看到。色球光谱中波长为6562.8埃的H谱线占绝对优势，因此整个色球层呈现粉红色。色球层布满色球纤维，能看到太阳黑子，也有悬浮在色球层之上的暗条（或日珥）。暗条也有类似黑子的11年活动周期。色球层的黑子区域也能看到太阳耀斑，其爆发频率远高于光球层的白光耀斑。色球层厚度约2,000公里，温度呈现反常的内冷外热分布，即从光球顶部的4,600度增加到色球顶部的几万度。

日全食期间的太阳色球

(6)日冕

色球层再往外是太阳的最外层大气－日冕，大概可以分为内日冕和外日冕。日冕层的物质密度非常稀薄，但温度高达百万度。日冕层的可见光辐射只有光球层的万分之一，必须在日全食时用相机长时间曝光或日冕仪望远镜才能看到白光日冕。但紫外及更高能辐射非常强，因此可以在紫外线或X射线等高能波段直接观测全日面日冕层。日冕中不但有太阳耀斑等爆发，还有太阳上最大规模的物质喷发现象，日冕物质抛射。

日全食期间的日冕