太阳的外部结构及太阳的大气层以后度亮度从内向外分为什麽（太阳也有大气层是吗？）

太阳的外部结构及太阳的大气层以后度亮度从内向外分为什麽

太阳的外部结构即太阳大气层以后度量肚从内向外分为：光球层、色球层、日冕层。

大气层在一次全日食期间，当太阳圆盘被月球圆盘挡住时，太阳周围的大气层有一部分可见。太阳大气层由4个不同部分组成：色球层、过渡层、日冕和日光层（也称太阳风层）。

太阳的温度最低层从光球层顶延伸到上方大约500千米，温度为大约3826℃。太阳的这一部分温度相对低，因而允许简单分子（例如一氧化碳和水分子）存在，通过吸收线可以探测到这些分子。

太阳低温区上方是厚度大约为2000千米的色球层，其主要光谱特征是发射和吸收线。之所以叫它色球层，是因为在太阳全食开始和结束时色球层都显示为彩色闪光。

色球层温度随着高度增加而上升，在顶部可达1．973万℃。在色球层上部，氦变得部分离子化。

色球层上方是厚度约为200千米的过渡层，其温度从色球层顶部的大约1．973万℃陡增到日冕的接近1000万℃。

这一温度增加受助于氦在过渡层的全面离子化，这显著降低了等离子体的辐射性降温。过渡层并非出现在一个可以明确界定的高度。

相反，它在色球层周围形成针状体和丝状体等光圈特征。对光谱中超紫外部分敏感的仪器，很容易看见过渡层。

日冕是太阳大气的又一层。日冕和太阳风的平均温度是大约100万～200万℃，但在最炙热区域是800万～2000万℃。日冕是太阳大气的延伸部分。

太阳大气的体积超过被光球层包围的太阳部分。从太阳向外进入星际空间的一股等离子体流，就是太阳风。

扩展资料

太阳核聚变反应质子和中微子：

太阳核聚变反应会释放耗能伽马射线质子，但这些质子通常只穿行几毫米距离就被辐射层的等离子体吸收。在随机方向会发生再发射，但通常都是低能量的。

因为这一系列的发射和吸收事件，辐射要花很长时间才能到达太阳表面。据估计，光子穿行时间在1万～17万年之间。与之相比，中微子（占太阳产生的总能量的2％）只需2．3秒就能到达太阳表面。

因为太阳的能量传输过程涉及光子与物质的热动力平衡，太阳的能量传输时间长达3000万年。如果太阳核的能量产生速度突然改变，那么经过3000万年，太阳就恢复稳定状态了。

如此看来，太阳能量传输实在太慢。

太阳核的聚变反应也释放中微子，但与光子不同，中微子很少与物质反应，所以中微子几乎能全部都立即逃离太阳。

许多年来，太阳中微子数量的测量值都远低于理论预测值。这一矛盾随着中微子振荡的发现而在2001年获解决。

原来，太阳释放的中微子数量的确符合理论预测值，但中微子探测器没能探测到2／3的中微子，这是因为到中微子被探测到时它们已经改变了特征。

百度百科-太阳大气

太阳大气层从里到外分为哪三层

太阳大气层由里到外分为光球层、色球层和日冕层。

我们平时肉眼看到的是太阳的光球层，著名的太阳黑子就是光球层上的太阳活动；色球层只有在日全食的食既到生光的短暂时间里才能看到，上面有耀斑和日珥等太阳活动；日冕层只有在日全食才能看到，太阳风是发生在这一层的太阳活动。

太阳也有大气层是吗？

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，但各部分亮度却很不均匀。在非扰光球中布满米粒组织，估计总数达到400万颗。在光球的活动区，有太阳黑子、光斑，偶尔还有白光耀斑。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6.3X10 尔格，由此可算出光球的有效温度为5500度。这一辐射流量是各波段辐射强度的总和。光球的温度随高度而不同，从内部向外，温度逐渐降低。在光球与色球的交界处，温度降到最低值，只有4000多度，但接着又逆升，在日冕中竟高达上百万度。光球的物质密度约为每立方厘米10克，气体压力大致等于10达因/厘米。

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生长曲线法。这条曲线表示某一元素的谱线的等值宽度与产生该谱线起始跃迁能态的原子数之间的关系。在已知生长曲线的情况下，只须由观测的谱线轮廓求出等值宽度，便可得到相应的原子数。由同一元素的若干条谱线求得一系列相应的原子数，从而求和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。

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它参数，直到比较符合为止。

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。由于实际情况十分复杂，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：

· 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的数值。换句话说，每个参数都只是高度的函数。

· 光球处于流体静力学平衡状态，即没有大规模的物质流动；

· 米粒组织、黑子、光斑等不均匀结构可以一概忽略不计；

· 存在局部热动平衡，因此常用的物理定律 [普朗克定律、玻耳兹曼分布、萨哈公式等] 都可以应用；

· 不考虑磁场的影响。

太阳的大气层分那三层？各有什么特点

太阳大气是太阳外边的大气层，从里向外为光球层，色球层和日冕层。

光球层是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。

色球层是太阳大气的中间层，平均厚度为2000千米。密度比光球层稀薄。温度有几千至几万摄氏度；但发出的光只有光球层的几千分之一。

日冕是太阳大气的最外层，可以延伸到几个太阳直径，甚至更远。它的亮度仅为光球的百万分之一，只有在日全食时或用特制的日冕仪才能看见。

太阳的三层结构

太阳的结构,可以形象的称之为“里三层、外三层”模型。里三层,是指太阳内部的核反应区(日核)、辐射区、对流区(对流层);外三层,是指太阳大气的光球层、色球层、日冕层。

太阳的大气层从里向外可分为光球层、色球层和日冕三层，光球层就是我们平常所看到的太阳圆面，通常所说的太阳半径也是指从中心到光球的半径，光球的表面是气态的。

其平均密度只有水的几亿分之一，但它的厚度达500千米，所以光球是不透明的，这里有米粒组织现象和太阳黑子现象，都是下面对流层的活动造成的。

太阳介绍：

太阳是太阳系中最大的星体，占了太阳系可见物质总量的99.86%，体积是地球的130万倍，质量是地球的33万倍，已经诞生了约50亿年，目前仍在以氢核聚变的方式向外辐射能量，50亿年来向外辐射的能量大约消耗了一百个地球的质量。

科学家们认为太阳仍然有50到70亿年的寿命。根据已有的恒星形成和结构理论认为，太阳的结构从里向外主要分为：热核反应区（中心），核心之外是辐射层，辐射层外为对流层，对流层之外是太阳大气层。

求太阳外部结构示意图！

太阳外部结构示意图见下：

太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈，太阳圈可能是太阳大气层最稀薄的外缘并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。

太阳是太阳系的中心天体，占有太阳系总体质量的99.86%。太阳系中的八大行星、小行星、流星、彗星、外海王星天体以及星际尘埃等，都围绕着太阳公转，而太阳则围绕着银河系的中心公转。

太阳是位于太阳系中心的恒星，它几乎是热等离子体与磁场交织着的一个理想球体。从化学组成来看，现在太阳质量的大约四分之三是氢，剩下的几乎都是氦，包括氧、碳、氖、铁和其他的重元素质量少于2%，采用核聚变的方式向太空释放光和热。

扩展资料：

对流层上面的太阳大气，称为太阳光球。光球是一层不透明的气体薄层，厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的边界，几乎所有的可见光都是从这一层发射出来的。

色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的，但到了色球层，却又反常上升，到色球顶部时已达几万度。由于色球层发出的可见光总量不及光球的1%，因此人们平常看不到它。

只有在发生日全食时，即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟，当光球所发射的明亮光线被月影完全遮掩的短暂时间内，在日面边缘呈现出狭窄的玫瑰红色的发光圈层，这就是色球层。平时，科学家们要通过单色光色球望远镜才能观测到太阳色球层。

日冕是太阳大气的最外层，由高温、低密度的等离子体所组成。亮度微弱，在白光中的总亮度比太阳圆面亮度的百分之一还低，约相当于满月的亮度，因此只有在日全食时才能展现其光彩，平时观测则要使用专门的日冕仪。日冕的温度高达百万度，其大小和形状与太阳活动有关，在太阳活动极大年时，日冕接近圆形；在太阳宁静年则呈椭圆形。

自古以来，观测日冕的传统方法都是等待一次罕见的日全食——在黑暗的天空背景上，月面把明亮的太阳光球面遮掩住，而在日面周围呈现出青白色的光区，就是人们期待观测的太阳最外层大气——日冕。

参考资料：

非常高兴能与大家分享这些有关“太阳大气层”的信息。在今天的讨论中，我希望能帮助大家更全面地了解这个主题。感谢大家的参与和聆听，希望这些信息能对大家有所帮助。