太陽主要由氫及氦組成，所以沒有像岩石行星有界限分明的表面，但為了方便討論，天文學家以光球層為分界，對流層以外稱為太陽的大氣層。太陽大氣層的密度很低﹐其區域內氣體因為十分稀薄，因此能讓光球層發出的光線順利通過，但是因為透明度很低、且變化隨時都是很劇烈，所以我們無法直接觀測到它的內部。以致於我們對於太陽的瞭解，
除了極少數的微中子(Neutrino)偵測外，
目前絕大多數數據都是在描述太陽的表面現象變化。太陽大氣層的結構主要由光球層(photosphere)、色球層(chromosphere)、日冕 (Corona)與太陽風(solar wind)4部份組成。
光球層是太陽的最底層大氣 ，雖然它平均密度只有水的數億分之一，但是它的厚達約500公里，所以顯得光球層是極不透明的，絕對溫度約5800K，我們所看到的太陽表面即是光球層。仔細的觀測可看到對流層上有尺度大小約為1500公里的米粒組織（granulation），此一結構是由對流所造成的，底層的氣體會向上升，氣流升降的速度約為每小時1公里，當這些熾熱氣體把能量釋放後，便會變冷變暗，然後沉降回光球層之下，這種對流運動產生了稱為米粒組織的太陽表面特徵。通過望遠鏡，我們可以看到太陽表面上有很多比較暗區域圍繞的光斑，每一個米粒約能維持二十分鐘，大小則約為地球的十分之一，形成與消失完全是隨機的。另外對流層上可明顯地看到太陽黑子(sunspots)，太陽黑子是太陽的黑暗區域，溫度只有約4000K，由於相對來說它們比光球層其他地方「冷」，產生的光亦較少，所以看來較暗，當經過太陽濾鏡觀察時，濾鏡將太陽放出的強光減弱，原本比較暗的地帶在濾鏡下會看來變成黑色的太陽黑子。太陽黑子的大小跟地球差不多，很多時黑子是整群出現的。黑子生命短暫，只有少於數天至約三星期的壽命。太陽黑子的多寡變化有一個十一年的周期，在周期之始，黑子基本上出現在緯度較高的地方(即離太陽赤道較遠)，接著太陽黑子數目會不斷增多，並且會向赤道靠攏。地球所見的太陽光譜主要來自光球層。光球層的底部是濃密的電漿態物質，發射出與其表面溫度相當的熱輻射光譜，經由精密的光譜儀分析太陽連續光譜上的吸收譜線，可辨認出太陽大氣中的主要化學組成，除氫以外尚有鐵、鎂、鋁、鈣、鈦、鉻、鎳、鈉…等五十七種元素。光球層的溫度不足以激發氦原子，使含量僅次於氫的氦元素，在光球層光譜中沒有譜線。
色球層是太陽大氣層的中層，厚約8000公里，沒有明顯的上邊界，由於太陽的邊緣氣體密度很低，使得此部份的發光強度，只有光球的萬分之一。在日全蝕中，當月面恰好把光球全部遮擋時，可以看到玫瑰色的色球層，而這也是色球層名稱之由來。色球層並不是渾圓的，而是有很多稱為針狀體的細小突起地帶。依據我們日常生活的常識，離熱源近者溫度會比離同一熱源較遠者來得高，然而太陽大氣層裡的情況卻大不相同，色球層的溫度隨高度的增加而上昇，由光球層頂部的 4200K升至數萬K的高溫。根據升溫的情況，大約可將色球層分成三部份：在厚度約為400公里的厎層，溫度由4200K升到5500K。然後在1200 公里的中層，溫度緩慢上升到8000K。在最後約400公里厚的高層溫度急劇升至數萬度，且在不到6000 公里的高度裡，過渡到日冕的百萬度以上之高溫。 部份色球層的溫度，高於激發氦原子光譜的二萬度，故色球層光譜中，可見到光球層光譜所沒有的氦原子光譜。
日冕是太陽大氣層的最外層，厚約太陽半徑的1.3倍，但範圍可延伸至達太陽半徑十倍之遠，溫度約1百萬K，日冕的形狀極不規則，隨太陽活動的強弱逐年變化。在太陽活躍極大期，日冕的形狀接近是個圓形向四面八方射出；而在太陽表面活動較寧靜時，赤道區附近較為延伸、呈現像橢圓形的蒲扇一樣，向太陽赤道方向平伸出去，一直延伸近 2 百萬公里。 日全食中，當月面將色球遮掩後，可見到圍繞太陽四周有一片淡白色的暈，這就是日冕。日冕物質非常稀薄，其密度約為地球表面大氣的十億分之一，比實驗室能達到的高真空還要低，故只有在日全食時才能觀測到。日冕的溫度非常高，可達二百萬度以上，如此高的溫度，可能是經由儲存在太陽磁場中的能量加熱而成的，但確切的過程為何，仍待進一步的研究。
太陽風是被吹離太陽的高速離子氣體(氫離子或稱質子, 電子,….)的統稱。由於日冕的溫度高達百萬度以上，因此日冕物質粒子的熱運動速度都非常快，脫離日冕而遠離太陽的高速離子即為太陽風。太陽風所造成的質量流失每年約有1千萬噸，但與太陽的總質量相較，仍微不足道。太陽風的傳播速度約每秒450公里，太陽探測船尤里西斯號(Ulysses)傳回來的數據顯示，由太陽極區流出來的太陽風之速度更可高達每秒750公里，而且極區太陽風的成份也略有不同。太陽風中的高能粒子如直接吹襲地球表面，對地球的生命與生態環境具有極毀滅性的影響。但地球有磁場與大氣的遮蔽，大部份的高能粒子被阻隔在地球之外，少部份在地球的極區進入地球的粒子與空氣分子相碰撞，使空氣分子游離並發出瑰麗的極光(northern lights﹐aurora borealis, southern lights﹐aurora australis)，在這過程中高能粒子損失了大部份的能量，也降低了其傷害性。地球磁場在太陽風的吹襲之下，形成了迎太陽風面被壓縮而背太陽風面被拉拽的磁層結構(magnetosphere)。
日全蝕時觀察到的色球層及日冕
除了極少數的微中子(Neutrino)偵測外，
目前絕大多數數據都是在描述太陽的表面現象變化。太陽大氣層的結構主要由光球層(photosphere)、色球層(chromosphere)、日冕 (Corona)與太陽風(solar wind)4部份組成。
光球層是太陽的最底層大氣 ，雖然它平均密度只有水的數億分之一，但是它的厚達約500公里，所以顯得光球層是極不透明的，絕對溫度約5800K，我們所看到的太陽表面即是光球層。仔細的觀測可看到對流層上有尺度大小約為1500公里的米粒組織（granulation），此一結構是由對流所造成的，底層的氣體會向上升，氣流升降的速度約為每小時1公里，當這些熾熱氣體把能量釋放後，便會變冷變暗，然後沉降回光球層之下，這種對流運動產生了稱為米粒組織的太陽表面特徵。通過望遠鏡，我們可以看到太陽表面上有很多比較暗區域圍繞的光斑，每一個米粒約能維持二十分鐘，大小則約為地球的十分之一，形成與消失完全是隨機的。另外對流層上可明顯地看到太陽黑子(sunspots)，太陽黑子是太陽的黑暗區域，溫度只有約4000K，由於相對來說它們比光球層其他地方「冷」，產生的光亦較少，所以看來較暗，當經過太陽濾鏡觀察時，濾鏡將太陽放出的強光減弱，原本比較暗的地帶在濾鏡下會看來變成黑色的太陽黑子。太陽黑子的大小跟地球差不多，很多時黑子是整群出現的。黑子生命短暫，只有少於數天至約三星期的壽命。太陽黑子的多寡變化有一個十一年的周期，在周期之始，黑子基本上出現在緯度較高的地方(即離太陽赤道較遠)，接著太陽黑子數目會不斷增多，並且會向赤道靠攏。地球所見的太陽光譜主要來自光球層。光球層的底部是濃密的電漿態物質，發射出與其表面溫度相當的熱輻射光譜，經由精密的光譜儀分析太陽連續光譜上的吸收譜線，可辨認出太陽大氣中的主要化學組成，除氫以外尚有鐵、鎂、鋁、鈣、鈦、鉻、鎳、鈉…等五十七種元素。光球層的溫度不足以激發氦原子，使含量僅次於氫的氦元素，在光球層光譜中沒有譜線。
色球層是太陽大氣層的中層，厚約8000公里，沒有明顯的上邊界，由於太陽的邊緣氣體密度很低，使得此部份的發光強度，只有光球的萬分之一。在日全蝕中，當月面恰好把光球全部遮擋時，可以看到玫瑰色的色球層，而這也是色球層名稱之由來。色球層並不是渾圓的，而是有很多稱為針狀體的細小突起地帶。依據我們日常生活的常識，離熱源近者溫度會比離同一熱源較遠者來得高，然而太陽大氣層裡的情況卻大不相同，色球層的溫度隨高度的增加而上昇，由光球層頂部的 4200K升至數萬K的高溫。根據升溫的情況，大約可將色球層分成三部份：在厚度約為400公里的厎層，溫度由4200K升到5500K。然後在1200 公里的中層，溫度緩慢上升到8000K。在最後約400公里厚的高層溫度急劇升至數萬度，且在不到6000 公里的高度裡，過渡到日冕的百萬度以上之高溫。 部份色球層的溫度，高於激發氦原子光譜的二萬度，故色球層光譜中，可見到光球層光譜所沒有的氦原子光譜。
日冕是太陽大氣層的最外層，厚約太陽半徑的1.3倍，但範圍可延伸至達太陽半徑十倍之遠，溫度約1百萬K，日冕的形狀極不規則，隨太陽活動的強弱逐年變化。在太陽活躍極大期，日冕的形狀接近是個圓形向四面八方射出；而在太陽表面活動較寧靜時，赤道區附近較為延伸、呈現像橢圓形的蒲扇一樣，向太陽赤道方向平伸出去，一直延伸近 2 百萬公里。 日全食中，當月面將色球遮掩後，可見到圍繞太陽四周有一片淡白色的暈，這就是日冕。日冕物質非常稀薄，其密度約為地球表面大氣的十億分之一，比實驗室能達到的高真空還要低，故只有在日全食時才能觀測到。日冕的溫度非常高，可達二百萬度以上，如此高的溫度，可能是經由儲存在太陽磁場中的能量加熱而成的，但確切的過程為何，仍待進一步的研究。
太陽風是被吹離太陽的高速離子氣體(氫離子或稱質子, 電子,….)的統稱。由於日冕的溫度高達百萬度以上，因此日冕物質粒子的熱運動速度都非常快，脫離日冕而遠離太陽的高速離子即為太陽風。太陽風所造成的質量流失每年約有1千萬噸，但與太陽的總質量相較，仍微不足道。太陽風的傳播速度約每秒450公里，太陽探測船尤里西斯號(Ulysses)傳回來的數據顯示，由太陽極區流出來的太陽風之速度更可高達每秒750公里，而且極區太陽風的成份也略有不同。太陽風中的高能粒子如直接吹襲地球表面，對地球的生命與生態環境具有極毀滅性的影響。但地球有磁場與大氣的遮蔽，大部份的高能粒子被阻隔在地球之外，少部份在地球的極區進入地球的粒子與空氣分子相碰撞，使空氣分子游離並發出瑰麗的極光(northern lights﹐aurora borealis, southern lights﹐aurora australis)，在這過程中高能粒子損失了大部份的能量，也降低了其傷害性。地球磁場在太陽風的吹襲之下，形成了迎太陽風面被壓縮而背太陽風面被拉拽的磁層結構(magnetosphere)。
日全蝕時觀察到的色球層及日冕
Kill太郎參上！ 