簡介
根據現代的觀測手段，我們知道太陽的結構是分層的。如圖1所示，太陽的分層結構從内到外依次：
日核Coren輻射區RadiativeZonen對流區ConvectionZonen光球層Photospheren色球層Chromospheren曰冕Corna
在色球層和日置中間，有一層溫度迅速劇烈升高的薄薄的過渡區圖1中未标注。我們通常所說的太陽的内部結構指的是光球層以下的對流區、輻射區和日核這三個部分。而太陽大氣指的則是從光球層往上一直到日晃的廣袤區域。由于我們現有觀測手段能夠直接觀測到顯著活動的區域僅限于太陽大氣的部分，我們對太陽内部結構和活動還不甚了解。相比之下，我們對太陽大氣的了解則要多得多。在以上分層結構的基礎上，我們通常研宄太陽活動的時候，把太陽大氣中的區域分為三個大類：
甯靜區n晃洞n活動區
太陽大氣分類
甯靜區
甯靜區，顧名思義，指的是太陽上沒有明顯劇烈活動的區域。然而，随着觀測手段的進步，我們發現太陽的甯靜區并不是真正意義上的完全沒有任何活動。實際上，在太陽甯靜區，由于底部對流區的對流活動的影響以及太陽大氣等離子體的運動，一直存在着各種各樣在之前不為人知的小尺度結構和活動。n
米粒組織
米粒組織是我們利用高分辨率的太陽望遠鏡觀測到的光球層上分布的大小不等的多邊形結構。它們幾乎遍布了整個日面甯靜區，并且時刻發生着變化。研宄表明，米粒組織是由于光球層下方的對流層中的對流元中的上升流和下降流活動而産生的。因此，米粒組織中心區域的溫度比邊緣的溫度要高大約幾百度。米粒組織的生命周期大約隻有8分鐘左右，而空間尺度基本在1000公裡附近。米粒組織是我們研究太陽上的小尺度、廣泛性活動的基本單元。它們不僅有助于我們研究分析太陽光球層的磁場結構和等離子體運動的特性，而且能夠幫助我們分析光球層以下的對流區的運動，同時對研宄光球色球日晃的稱合作用和機制起到重要的作用。我們在日面甯靜區觀測到的尺度更大、生命周期更長的多邊形結構，則稱為“超米粒組織”。n
超米粒組織
超米粒組織在日面上大概分布了1000個左右。它們的運動方式與米粒組織類似：中心區域存在上升流而邊緣區域是下降流（Giovanelli1980）。相比較米粒組織，它們的尺度更大（2萬公裡以上）、生命周期更長（幾小時到幾十小時）。超米粒組織的形成機制存在争議：有人認為超米粒組織與米粒組織類似形成于光球層底部的對流區大型的對流元；也有人認為超米粒組織來源于對流區的對流不穩定性。一般認為，光球層的超米粒組織往上延伸，形成了色球層甯靜區觀測到的網狀結構。
針狀物
自從色球層針狀物的首次觀測，己經過去一個多世紀了。我們現在知道，針狀物位于色球層中比較高的以及日冕底部的位置。圖3中右圖顯示的是觀測到的一部分色球層針狀物的形态。針狀物一般由冷而密的物質組成。溫度一般在10^4K，密度約為8x10^-3每立方厘米。它們的平均壽命隻有幾分鐘，長度大約為1Mm左右。針狀物一般形成于色球層網狀結構的邊緣，形成機制有不同的解釋。關于針狀物的形成機制，我們将會在本章的後面詳細描述。
n日曼暗腔n日晃暗腔是甯靜太陽區的另一個典型現象。由于日冕暗腔的密度比周圍等離子體的密度要低，因此日晃暗腔看起來像是一個内部是黑色的氣泡狀結構。甯靜區的日晃暗腔通常在裡面包圍着甯靜日琪結構，并且持續時間很長，不會産生明顯的爆發活動。同時，一小部分暗腔會由于内部的日琪物質的爆發活動而爆發出去并形成日晃物質抛射。日晃暗腔的磁場一般認為比周圍的磁場要強，磁場的拓撲結構則是磁通量繩的結構。n
冕洞
冕洞是我們在利用較高溫度的譜線（X射線、高溫極紫外射線等）觀測太陽日曼時，看上去像黑色的洞一樣的區域。晃洞經常出現在太陽的兩個極區的位置，有時候也會出現在甯靜太陽的其它位置。除了極區晃洞，我們在太陽大氣中經常能夠觀測到的晃洞還包括孤立冕洞和延伸曼洞。孤立晃洞指的是出現在中低諱度地區、生命周期相對較短的冕洞。而延伸冕洞指的則是從與極區晃洞相連接并向中低偉度地區延伸的大面積、短生命期的晃洞。
n根據前人的研究表明，晃洞的密度和溫度都要比平均日晃的密度和溫度低一個量級。因此戴洞的輻射比背景蔔的輻射适要低。寬洞的磁場強度與甯靜冕的磁場強度類似一都低于活動丨的磁場強度。關于晃洞的生命周期，極區覽洞存在的時問很長，基本上可以認為是永久性的。而大部分的其它的氧洞，都可以存在于多個太陽周期（塗傳治等。另外，在覽洞的旋轉方面，晃洞不存在太陽普遍的較差自轉現象。
n一般認為，冕洞形成于大範圍的磁場單極的位置。基于這樣的磁場結構，太陽風可以沿着開放的磁力線一直被加速，形成我們通常觀測到的快速太陽風。因此，晃洞被認為是快速太陽風的主要來源。同樣，由于等離子體物質沿着開放磁力線運動的結果，我們經常可以在冕洞彳‘發現羽毛狀的結構。由于這些羽毛狀的結構經常出現在太陽的極區冕洞中，因此我們習慣性地稱它們為“極羽”。n
極羽
極羽是太陽兩極晃洞中放射性的、羽毛狀的増亮結構。極羽在太陽的兩極冕洞中是廣泛存在的，研宄表明在太陽活動的極小年，在距離極區10°的位置附近5°的範圍内可以分辨出至少25個極羽。極羽的密度一般是背景冕洞的2-4倍，大約為3x10^-6每立方厘米。而極羽的平均溫度則與背景冕洞的溫度差不多，至多比背景溫度低30%。根據白光日晃儀的觀測，極羽可以延伸到5個太陽半徑的位置，生命周期則至少是24個小時。
n在形成機制方面，一般認為，由于極區底部的無序的、廣泛存在的、小尺度的磁對流現象引起了小尺度偶極場的磁場重聯。而這些磁場重聯推動等離子體物質，形成了我們觀測到的極羽。另一方面，由于極羽中含有了冕洞中大約10%~20%的日冕物質它們有可能成為太陽風中高速等離子體的重要來源。
n活動區顧名思義，活動區是太陽上存在較多劇烈爆發活動的區域。作為太陽上最矚目的區域，活動區一直是太陽物理研宄的重要領域。由于活動區的磁場強度比太陽的其它區域的磁場強很多，活動區内經常會爆發出耀斑、日瑪爆發、大尺度噴流和日物質抛射等對地球磁場和行星際空間環境産生重大影響的爆發活動。人們利用活動區在太陽上出現的位置和時間、為了方便對活動區作系統性的研究，通常采用美國國家海洋和大氣管理局（NOAA）的編号方法對活動區進行編号。所以，我們在文獻中經常可以看到作者在描述活動區時采用類似于“NOAAAR11715”的方式。n
太陽黑子
太陽黑子是太陽光球層中溫度較低的一片區域的稱呼，通常位于太陽活動區的中心位置。太陽黑子的表現特征為低溫和強磁場。中心磁場的強度可以高達上千高斯。太陽黑子的尺寸大小不等，直徑最小的大約為最大的可以達到6x10^4km以上。太陽黑子的持續時間同樣是大小不等，最小的持續時間隻有幾個小時，而最大的可以存在于幾個太陽周期中。一般認為，面積越大的黑子持續時間越長。
n一般情況下，一個成熟的黑子由本影和半影組成。本影區域的亮度比半影區域低4~6倍，磁場強度也要比半影區域強。同時，太陽黑子在穩定的狀态下也并不是完全沒有任何活動的。我們可以在太陽黑子中觀測到不同周期的震蕩和波動活動，也可以發現一直不間斷的流動活動。另一方面，太陽黑子經常成對或成群出現，形成黑子群。
n在觀測中，人們發現日面上太陽黑子的數目呈周期性的變化——存在一個大概11年的周期。在這個周期内，黑子的數目從高到低變化，由此循環往複。人們據此發現了太陽活動的11年周期變化，并定義了太陽活動的極高年（黑子數目最多）和極低年（黑子數目最低）。在這11年的周期中，太陽黑子不僅存在數目上的變化，還存在磁場強度和諱度分布的變化——形成了著名的太陽黑子周期變化的“糊蝶圖”。n
冕環
冕環是日冕中一個或一系列明亮的環狀結構。一般情況下，晃環可以分為冷環和熱環兩種。冷環一般出現在太陽甯靜區的日冕暗腔中，而熱環則出現在太陽活動區中。熱環大多在和射線波段被觀測到，它們的密度在10^8到10^10每立方厘米之間。熱環的溫度很高，都在100萬度以上，有的冕環的溫度可以達到幾千萬度。它們内部磁場很強，大多都在數百高斯的數量級。熱環的長度也各有不同，大多從幾十Mm到幾百Mm不等的範圍内。
n相比于相對變化沒有那麼劇烈的靜态熱晃環，另一類變化劇烈的熱環——耀斑環則更多的和太陽的瞬時爆發活動相關聯。耀斑環是在耀斑過程中形成的髙溫増亮的環狀結構。它們能夠在很大程度上反映耀斑過程中的磁場和能量變化，是研宄太陽耀斑活動的一個重要參考因素。耀斑環的生命周期一般都比較短，平均在15分鐘左右。一般認為，耀斑之後的紫外輻射主要來自磁場重聯後耀斑環的加熱。通過對多個耀斑事件的極紫外後相的分析中，則闡述了更為複雜和精确的耀斑環加熱和冷卻過程。n
耀斑
耀斑是太陽大氣上某個位置突然快速増亮的活動現象。它們是太陽上最為劇烈的活動，也是太陽物理一直以來研究的重點之一。由于耀斑往往代表着大量能量的快速釋放，因此研究耀斑的特性和規律有助于加深我們對太陽大氣中的磁場結構和演化規律的理解。另外，耀斑在釋放大量能量的同時會釋放出大量高能粒子和射線。這些高能粒子和射線往往會對地球的磁層和電離層産生強烈影響，進而影響到人類的航空航天、短波通訊等重要的活動。圖4顯示的是SDOAIA131波段觀測到的一次耀斑爆發活動。
n關于耀斑的産生機制最為著名的是Carmichael1964；Sturrock1968；Hirayama1974；KoppandPneuman1976等人發展出的标準耀斑模型。這個模型以幾位學者的姓氏首字母命名為“CSHKP”模型。在這個模型中，發生在垂直電流片上的磁場重聯加速了非熱電子。一部分非熱電子被重聯後形成的耀斑環捕獲，在其中來回震蕩發出同步輻射，引起微波輻射的增強。另一部分沒有被耀斑環捕獲的非熱電子則沿着環轟擊到色球層，形成耀斑過程中最常見的硬射線轄射。在轟擊過程中被加熱的色球層物質蒸發進入耀斑環中加熱耀斑環中的等離子體物質，進而形成軟X射線輻射。
n對于一個典型的耀斑過程，一般可以分為三個階段。在第一階段，軟X射線、極紫外等轄射通量開始逐漸增加，稱為耀斑的“前相”。在“前相”之後，耀斑發射的軟X射線輻射通量迅速增加，并在很短的時間内達到軟X射線輻射通量的峰值，這個階段稱為耀斑的“上升相”或“閃相”。之後，軟X射線輻射通量逐漸緩慢恢複到耀斑之前的水平，這個過程稱為耀斑的“恢複相”或“緩變相。n
日冕物質抛射
日冕物質抛射（CME）指的是大團等離子體物質從日冕中抛射出來的現象。雖然距離人類第一次确切觀測到日曼物質抛射事件僅僅剛過去不到半個世紀，對CME的研究卻己經取得了長足的發展。我們現在了解到，日冕物質抛射中含有的等離子體物質的質量高達10^11~10^13kg。它們可以在幾個小時到幾天的時間内在行星際空間中高速運動、到達地球。由于它們含有大量的等離子體物質、産生的激波可以驅動數目衆多的高能粒子、内部擁有十分複雜的磁場結構，它們可以對地球的磁層産生十分劇烈的影響。通常，人們使用白光曰冕儀對日冕物質抛射在太陽附近以及行星際空間的傳播進行研究。其它的觀測方法還包括射線、紫外、射電和局地觀測等。
n一個典型的CME具有泡狀的結構，同時可以觀測到明顯的三分量結構——亮的前沿、低密度的暗腔和亮的内核這。CME的速度分布十分廣泛。它們在天空平面的投影速度可以從幾十公裡每秒到上千公裡每秒不等，平均速度為350km每秒。CME的角寬度分布同樣十分廣泛，中值在50度附近。我們一般稱呼角寬度大于120°的CME為暈狀CME。CME在炜度上的分布則具有周期性變化的特征，在太陽活動極小年，集中在太陽的低炜地區；而到了太陽活動高年，的則有可能出現在聞炜地區。
