光球（photosphere），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。

太阳的大气有三层，分别为光球层、色球层、日冕层，但是3层之间没有明确的界限。太阳光球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光球的半径。光球层位于对流层之外，属太阳大气层中的最底层或最里层。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一，但由于它的厚度达500千米，所以光球是不透明的。光球层的大气中存在着激烈的活动现象，用望远镜可以看到光球表面有许多密密麻麻的斑点状结构，很像一颗颗米粒，被称之为米粒组织。它们极不稳定，一般持续时间仅为5~10分钟，其温度要比光球的平均温度高出300~400℃。目前科学家认为这种米粒组织是光球下面气体的剧烈对流造成的现象。

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，在从内部向外，温度逐渐降低。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。

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。

下表列出了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，得出氦和氢的含量比为63:1000。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。

太阳光球的化学成分：

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，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。

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，下表就是其中一种，它列出了温度T、气体压力Pg 、电子压力Pe、粒子数密度N、电子数密度Ne、物质密度ρ等参数随连续光谱在5000埃处光学深度τ和几何深度z的分布。

太阳光球的结构模型

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，越靠近边缘越暗。这种现象被称为临边昏暗。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θ 来说，出射辐射的强度由辐射转移方程的形式解给出，即：

I（θ，0）=∫S exp(-tsecθ)secθd t [ 1 ]

假定源函数S随深度的分布由下式给出：

S=a+bt [ 2 ]

将[2]式代入[1]式，容易求得：

I（θ，0）= a+bcosθ [ 3 ]

由一定频率处的临边昏暗观测定出系数a和b，并把它们代入[2]式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，把它与[2]式联立起来，就可以求得温度随深度的分布。

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“即夫朗和费线”。连续光谱和吸收线都在光球中形成，但是一些强线 “如氢的Ha和钙的H” 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、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。

太阳光谱中的夫朗和费线非常多，在2935埃到13495埃的范围内共有26000多条。它们是由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、速度场等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由下能态向上能态跃迁产生的。

光球的气体平均密度只有水的几亿分之一。光球气体这么稀薄，应该是非常透明的了，实际上却不然。虽然几厘米的一薄层气体，宛如一片轻纱那样透明，但几百千米厚的气体就像成千上万层轻纱重叠在一起，其效果就像一道墙壁，变成不透明的了。因此，人们难以看到光球层几百千米深度以内的太阳辐射。

如果把天文望远镜对准太阳（千万注意，绝对不能直接用眼睛看！那会灼伤眼睛，可能导致失明！），将太阳在望远镜中的像用滤光片减弱光亮后，就可以看到光球表面了。这时，太阳圆面的中间部分要比边上亮一些。这就是所谓太阳“临边昏暗”现象。这是因为我们看到的太阳圆面中间部分发出来的光，是从太阳较深处发射出来的，而太阳圆面边缘发射来的光则是从太阳较浅、温度较低的大气层中发出的。从这一现象的观测，还可以推导出光球的温度分布。光球上层的温度只有4500多摄氏度，越往下，温度就越高，到光球底层，约达到6000多摄氏度。

光球上密密麻麻地布满着颗粒状的“米粒组织”。如果用高速摄影机为这些米粒拍摄一部影片，在银幕上可以看到它们的种种“舞姿”。它们变化很快，几分钟以后，就被新的“米粒”取代了，就像上下翻滚的大米粥，非常壮观！你能想像出这些“米粒”有多大吗？大的“米粒”长约1400多千米，小的也有300多千米。天文学家估计日面上的米粒总数约有几百万个。

米粒组织比周围要亮些，其温度比周围大约要高200～300℃，并且以每秒0.5千米的速度向上运动。有人认为米粒在日面上有不规则移动，速度约每秒4千米左右。米粒的迅速移动说明米粒组织是从光球层下面升起来的气流，表明了光球实际上是其下面的、沸腾的太阳对流层的顶部。

光球就是实际看到的太阳圆面，它有一个比较清楚的圆周界线。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一。光球厚达500千米，极不透明。光球上密密麻麻地分布着极不稳定的斑斑点点，被称为“米粒组织”。米粒组织可能是光球下面气体对流产生的现象。另外，还有超米粒组织，其直径与寿命要大的多。在光球还分布着太阳黑子和光斑，偶尔还会出现白光耀斑。这些活动现象有着相差悬殊的亮度、物理状态和结构。

所谓太阳黑子是光球层上的黑暗区域，它的温度大约为4500K， 而光球其余部分的温度约为6000K。在明亮的光球反衬下，就显得很黑。发展完全的黑子是由较暗的核（本影）和围绕它的较亮部分（半影）构成的，形状像一个浅碟。

太阳黑子是太阳活动的最明显标志之一。太阳黑子的突出特点是具有强大的磁场，范围从小太阳黑子的500高斯到大太阳黑子的4000高斯不等。黑子最多的年份称太阳活动极大年，最少的年份称太阳活动极小年。太阳黑子的平均活动周期是11.2年。光球上还有一些比周围更明亮的区域，叫光斑。它与黑子常常相伴。