太陽射電中的一種最基本的成分，又稱B成分，來源於太陽大氣的熱輻射。寧靜太陽射電不同於太陽緩變射電和太陽射電爆發，是始終存在著的一種背景射電。除瞭隨太陽活動11年週期有緩慢起伏外，它基本上不隨時間變化。這種寧靜射電成分遍及從毫米波到十米波的整個射電波譜。通過低解析度射電望遠鏡對太陽射電的總輻射的長期觀測，然後採用統計分析方法，就可以把寧靜太陽射電與太陽射電中的其他成分區別開來，從而確定寧靜太陽的射電強度。
根據電波在等離子子體中的傳播理論得知，隻有頻率v大於臨界頻率vc的射電波，才能通過電子密度為N的等離子體，vc2=8.06×10-5N（v和vc的單位為兆赫，N的單位為厘米-3）。頻率較低的太陽射電來自太陽上電子密度較低的外層大氣（日冕），頻率較高的射電則來自電子密度較高的內層大氣（色球）。隻要我們改變觀測的頻率，便可研究不同層次的太陽大氣。在較長波長上，例如波長約為3米的寧靜射電太陽的圖像，代表較高且較熱的日冕的射電狀態，其直徑約為光學日面直徑的兩倍，亮溫度約為106K。在較短波長上，例如波長約為3厘米的射電，則反映色球的射電面貌，此時射電太陽的直徑比光學日面大不瞭多少，其亮溫度較低，約為10-4K。
利用日食時月球邊緣逐步掩蓋日面所提供的高分辨率條件，以及用雙天線射電幹涉儀或多天線射電幹涉儀的“扇束”高分辨率觀測，可獲得寧靜太陽射電的一維日面亮度分佈；而用多天線綜合的“鉛筆束”高分辨率觀測，能得到二維日面亮度分佈。通過這些觀測發現，寧靜太陽射電延伸到光學日面以外的范圍，它在日面上的分佈並不是均勻的，也不是對稱的，極區總是比赤道區弱些；亮度分佈的特征隨波長的不同而有差異（見圖）。在較長的米波段，無論是在赤道方向還是在極軸方向，寧靜射電太陽總是呈現出臨邊昏暗的圖像；在波長較短的厘米波及分米波段中，其亮度分佈在極軸方向呈現臨邊昏暗，而在赤道方向卻呈現臨邊增亮現象；在波長更短的毫米波段，日面中心附近的亮度也有所增加，而邊緣附近隻出現輕微的增亮（見寧靜射電太陽臨邊增亮）。另外，寧靜太陽射電也隨著太陽活動周而變化。太陽活動極大年的輻射比寧靜年約強25～60％；而且在米波段上，寧靜射電太陽赤道方向的大小也隨太陽活動性增強而增大。
結合光學資料，對寧靜太陽射電進行觀測研究，就能夠建立起太陽色球和日冕的更為精確的大氣模型。
參考書目
M.R.Kundu，Solar Radio Astronomy，Interscience Publishers，New York，1965.