太陽大氣的中間一層，位於光球之上。平時，由於地球大氣中的分子以及塵埃粒子散射瞭強烈的太陽輻射而形成“藍天”，色球和日冕完全淹沒在藍天之中。隻有在日全食的食既到生光（見日食）的短暫時刻內，觀測者才能用肉眼看到太陽圓面周圍的這一層非常美麗的玫瑰紅色的輝光。它是早期的日全食觀測者發現的，於1869年由洛基爾和弗蘭克蘭首先命名。紅色是由於色球光譜中波長為6562.8埃的氫線 Hα在亮度上占絕對優勢的緣故。

　　人們習慣地認為天體外層的溫度總是低於內部。但是，在太陽大氣層內卻出現溫度的反常分佈。在厚度約2，000公裡的色球層內，溫度從光球頂部的4，600K增加到色球頂部的幾萬度，而其他的一些物理參數（如密度、電離度等）和一些物理過程也發生巨大的變化。因此，色球物理狀況的研究，引起瞭太陽物理學者很大註意。

　　色球是一個充滿磁場的等離子體層，在局部等離子體動能密度和磁能密度可相比擬時，能經常觀測到等離子體和磁場之間的復雜的相互作用。由於磁場的不穩定性，常常會產生劇烈的耀斑爆發，以及與耀斑共生的爆發日珥、沖浪、噴焰等許多動力學現象。耀斑爆發時，還發射大量的遠紫外輻射和X射線輻射以及高能粒子流。這些輻射對日地空間和地球高層大氣影響很大。此外，色球、日冕等離子體和可變磁場以及由不穩定性引起的沖擊波之間的相互作用，會產生大量不同頻率的射電輻射，為色球、日冕物理性質和爆發現象的研究提供重要信息。因此，色球的研究無論對太陽物理還是對空間物理和地球物理，都有重要的意義。

　　早年，隻能在日全食時觀測到色球的側面，研究色球的機會不多。自從1892年海耳制成太陽單色光照相儀和1933年李奧創制雙折射濾光器後，情況就不同瞭。前者是用分光儀沿著太陽像掃描而成一個特征譜線的單色像(見太陽單色像)。後者濾去所有其他波段的輻射，而隻讓所研究的譜線的輻射透過，這樣就能在幾條特征譜線的窄波帶內觀測色球，從而得到各薄層氣體的形態和運動特征。在日全食開始的短暫時刻內，人們通過無縫攝譜儀可以發現：由暗的夫瑯和費線和亮的連續譜所組成的吸收光譜（光球光譜），快速地轉變為發射線光譜（色球光譜），這種光譜通常稱為閃光譜。

　　色球結構　色球的結構是不均勻的，如果不考慮這種不均勻性，按照平均溫度隨高度的分佈曲線來區分色球層次，可分為三層：低色球層，厚約400公裡，溫度由光球頂部的4，600K上升到5，500K；中色球層，厚約1，200公裡，溫度緩慢上升到8，000K；高色球層，厚約400公裡，溫度急劇上升到幾萬度（圖1）。在大約2，000公裡范圍內，溫度增加瞭一個數量級。色球沒有明顯的邊界，這也反應瞭色球本身的不均勻性。從色球中，時時噴射出細而明亮的流焰，稱為針狀物（日芒）。這是意大利天體物理學傢塞奇於1877年首先描繪過的。

　　在利用色球譜線所拍得的太陽單色像中，與光球的超米粒組織引起的網絡組織相對應的位置上，存在著多角形的網絡鏈結構，稱為色球網絡（圖2）。在單色像中還常常可看到由黑子向外的旋渦結構（圖3）。這種結構中的纖維排列得非常整齊，類似於馬蹄形磁鐵周圍的鐵屑。這是高電導率的色球物質在黑子內沿著磁力線運動的結果，是黑子磁場磁力線的反映。

　　最近，鄧恩還發現一種同色球網絡和光球米粒相連的精細結構物──細鏈。在離 Hα線心+2埃的單色光照片中，細鏈結構最明顯（圖4）。它是由大小約1/4角秒的亮點形成的亮鏈，在色球網絡元集中的活動中心附近的下層最容易發現，可以把它看作是色球亮網絡向下層的延伸。細鏈單個亮元的橫向速度是每秒1.5公裡。細鏈的壽命和演化特征還不清楚。

圖4　太陽細鏈

　　根據譜線的形成和致寬理論，不同譜線或同一譜線輪廓上的不同部位，是在太陽大氣的不同高度形成的，所以研究不同元素的譜線或同一譜線輪廓上的不同部位，可以獲得一些重要的信息，並有助於探求和建立光球、色球大氣模型。常用的譜線有：巴耳末系、電離鈣的H、K和中性鐵、鈉、鎂、鈣的線系等，它們都是在低色球層和高光球層中形成的。

　　色球模型　用波長小於3厘米的射電輻射和波長約1毫米的紅外輻射以及紫外連續譜可以建立低色球層的大氣模型。然後通過巴耳末系連續譜和λ4700埃處的電子散射連續譜的分析，把低色球模型擴展到中色球層。近年來，火箭和人造衛星的觀測取得的大量的紫外發射線資料，又提供瞭有關中色球層、高色球層和日冕結構以及活動區結構的寶貴信息。

　　雖然，光球米粒、譜斑以及針狀物的存在都表明瞭光球和色球在結構上的不均勻性，但是，假設物理條件在任何平行於太陽表面的平面內都是均勻的，所謂“均勻大氣模型”，對許多實際研究工作是很重要的。目前比較通用的是金格裡奇等人在前人的基礎上繪出的哈佛－史密森參考大氣模型（表1），表中描述瞭壓力P、密度ρ、溫度T隨高度h的分佈。

表1　哈佛-史密森參考大氣模型

　　表2是延伸至20，000公裡高層的均勻大氣模型（表中Ne為電子密度），表3是光球、色球的不均勻性的非均勻大氣模型。

表2　寧靜色球均勻大氣模型

表3　寧靜色球非均勻大氣模型

　　色球能向上延伸到如此之高，而且長期穩定地維持這樣慢的密度遞減規律，是因為從光球到色球之間存在著湍流運動。1928年英國的麥克雷首先證明，在2，000～4，000公裡高度之間，隻要具有每秒15公裡的氣體湍流運動，就可以推導出和觀測數據接近的色球中密度遞減規律。這種湍流運動的機械能，使色球不致在它本身的重力作用下落向太陽。

　　

參考書目

　R.J.Brand and R.E.Loghhead，The Solar Chromos-phere，Chapman and Hall，London，1974.

　R.G.Athay ed.，The Solar Chromosphere and Corona：Quiet Sun，D.Reidel Publ.Co.，Dordrecht，Holland，1976.