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光球
photosphere
太阳大气最低的一层，即一般用白光所观测到的太阳表面（厚度仅500公里左右）我们接收到的太阳能量基本上是光球发出的。因此，太阳的光谱实际上就是光球的光谱。
物理状态 虽然整个说来光球是明亮的，但各部分亮度很不均匀在非扰光球中布满,估计总数达到400万颗。在光球的活动区，有太阳、,偶尔还有。它们的亮度、物理状态和结构都相差悬殊。平均的非扰光球上每平方厘米每秒发出的辐射流量为6.3×10尔格，由此可算出光球的为5,770K。这一辐射流量是各波段辐射强度(I)的总和。I随波长λ的分布见图1 [在地球轨道处的太阳能量及其穿透地球大气后的衰减]。由此图可以看出，外推到地球大气外的太阳光球辐射随波长的分布与温度为6,000K的黑体辐射相近。光球的温度随高度而不同，从内部向外，温度逐渐降低。在光球与交界处，温度降到最低值，只有4,000多度，但以后又逆升,在中竟高达一、二百万度。光球的物质密度约为10克/厘米,气体压力大致等于10达因/厘米。
[光球温度分布]
化学成分 通过太阳光谱线的证认，可以定性地知道太阳上有哪些化学元素，但还应定量地测出太阳上各种元素的含量定量研究的经典方法是法这条曲线表示某一元素的谱线的等值宽度W与产生该谱线起始跃迁能态的原子数n之间的关系。在已知生长曲线的情况下,只须由观测的求出W,便可得到n。由同一元素的若干条谱线求得一系列的n(i=1,2,3,……)，就可得出该元素的原子总数。对一系列元素进行这样的工作，便可测定太阳的化学成分。还有一种新的方法是光谱综合法。它的主要内容是采用包括化学含量在内的一系列物理参数，计算一定波长范围内所有谱线的轮廓，并与观测进行对比，如果不尽符合，就调整化学含量或其他参数，直到比较符合为止。
表1 [太阳光球的化学成分]列出光球中各种元素的相对含量A的常用对数。表中没有列出氦的含量,因为光球光谱中没有氦线。但通过色球和日珥的光谱研究得出氦与氢的含量比为A(He):A(H)=6.3×10太阳大气各层由于经常处于运动状态，化学成分应当基本一致。因此，这个数字也可代表光球的氦含量。
结构模型 光球各处的温度、压力、密度等物理参数都不相等，因而呈现出一定的结构。因为实际情况十分复杂，我们只能在一系列简化假设下建立光球的结构模型。常用的假设是：①光球为平行平面层，即在同一水平层次,各种物理参数都有相同数值。换句话说,每个参数都只是高度的函数。②光球处于流体静力学平衡状态，即没有大规模的物质流动。③米粒组织、黑子、光斑等不均匀结构可以一概忽略不计。④存在，因此常用的物理定律（普朗克定律、玻耳兹曼分布、等）都可以应用。⑤不考虑磁场的影响。
经过长期的研究，天文工作者已建立了不少光球结构的模型。例如,表2[太阳光球的结构模型]就是其中的一种,它列出温度T、气体压力P、电子压力P、粒子数密度N电子数密度N、物质密度 等参数随连续光谱在5000埃处光学深度和几何深度的分布。
临边昏暗 如不考虑活动区和米粒组织，容易看出光球上各部分的亮度是不同的：日面中心区最亮，愈靠边缘愈暗。这种现象称为。通过对临边昏暗现象的观测，可以推导出光球的温度分布。对日面上某一点（它的法线与观测者视线方向的夹角为）来说,出射辐射的强度由辐射转移方程的形式解给出（见），即：[96-01]。 (1)假定S随深度的分布由下式给出：
S=a+bt， (2)将式(2)代入式(1)，容易求得：
I(,0)=a+bcos 。 (3)由一定频率 （或相应的波长λ）处的临边昏暗观测定出系数a和b，并把它们代入式(2),便得到源函数随深度的分布。进一步说，源函数主要是温度的函数。例如在局部热动平衡的假设条件下,源函数为普朗克函数,即：
[96-02]， (4)式中h为普朗克常数，k为玻耳兹曼常数。把(2)、(4)两式合并起来，便可求得温度随深度的分布。
连
续光谱 就可见光以及一部分紫外和红外波段来说，太阳光谱基本上是光球的光谱。它是一条明亮的连续光谱，上面迭加着大量的吸收线(也叫作夫琅和费线)。连续光谱和吸收线都在光球中形成，但是一些强线（例如氢的H和钙的H、K）的中心部分是在色球中形成的。这是因为那里的吸收系数很大，光球辐射不能直接射出。至于1700埃以下的紫外远紫外和X射线以及远红外区和射电波段的辐射，则是由色球和日冕产生的。
太阳连续光谱主要是由负氢离子产生的。在自由电子被氢原子吸附时，释放出多余的能量，这种能量的释放是连续的，因此产生连续光谱。连续光谱的能量在光球中主要靠辐射过程传播。这种过程可用下列辐射转移方程表述：
[96-03] (5)这里dt=kd,而k为连续吸收系数。这个方程的形式解就是(1)式。利用该式，在源函数已知的情况下,采用一定的大气模型，便可计算理论的连续光谱强度及其随波长的分布。反过来，用观测到的连续光谱资料，也可以推算光球模型。这是光球连续光谱观测的一个重要用途。
夫琅和费线 太阳光谱中的夫琅和费线非常多，在2935埃到 13495埃范围内共有26,000多条。它们是各种元素的原子的吸收或散射引起的。吸收线含有太阳大气（主要是光球）的温度、密度、压力、化学成分、磁场、速度场等等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由下能态i向上能态j 跃迁产生的。谱线频率为
[96-04]E和E分别为上、下能态的激发电位。原子向上跃迁后，立即就跳下来,并释放出能量。再发射的机制有两种,即真吸收和散射。真吸收意味着原子在吸收光量子后，按普朗克函数再发射。吸收的辐射属于一定频率，而再发射的则包括广阔的波段，因此原频率的辐射减弱了。至于散射，虽然频率基本不变，但辐射从一个方向分散到四面八方，因此原方向的辐射减弱了。在这两种情况下都形成吸收线。
谱线本应是无限窄的，但某些物理因素会使它们具有一定的宽度和轮廓。常见的致宽机制为自然阻尼（能态不是无限窄，而有一定宽度）、（碰撞使原子在能态上停留的时间缩短了）、多普勒效应（微观运动引起）、湍流（宏观运动引起谱线位移）和（电场对能态的作用）。各种致宽机制给出不同的谱线轮廓（见）。
在光球模型、辐射的再发射机制和谱线致宽机制都已知的情况下，可计算出理论的谱线轮廓。反过来，利用观测到的谱线轮廓，可以推导光球模型或有关谱线的某些数据。实际上，我们现有的关于光球的知识，很大一部分是从吸收线的研究得出的。
参考书目
E.G.Gibson,The Quiet Sun,NASA,Washington,1973.
叶式
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