色球

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色球或色球层（英语：chromosphere，词义是有颜色的球）是太阳大气层主要三层中的第二层，厚度大约2,000公里，位于光球层的上方和过渡区的下方。

色球层的密度相当低，它的起始处，也就是色球层的底部，密度只有光球的10⁻⁴倍；相较于地球的大气层，更只有10⁻⁸。这使它平常无法被看见，只有在日全食的短暂时间中可以看见它展现出略带红色的色调，颜色介于红色和粉红色之间^[1]。然而，若没有特殊的设备，因为光球层压倒性的明亮效果，所以无法看见色球层。

色球层的密度随着与太阳中心的距离增加而降低，从每立方公分10¹⁷颗微粒呈指数下降，或从大约6996200000000000000♠2×10⁻⁴ kg/m³到最外的边界处为6989160000000000000♠1.6×10⁻¹¹ kg/m³^[2]。温度从内侧边界6,000K^[3]到最低处大约是 3,800K^[4]，然后向外增加至外侧与日冕过渡区交界处的温度大约是35,000K^[3]。图1.呈现色球层的温度和密度随距离变化呈现的趋势。

除了太阳，人类也观察过其它恒星的色球层^[5]。

色球层和光球层的比较

虽然光球有吸收谱线，但是色球的谱线主要是发射谱线。特别是，最强的谱线是波长为656.3nm的 H_α线；这是氢原子的电子从n=3跃迁至n=2的能级所释放的谱线。波长656.3nm的谱线在光谱中是红色的部分，这导致色球层的特征是红色。

经由分析色球层的光谱，可以发现太阳大气层的温度随色球层这一层的温度随着高度的增加而增加。在光球顶端的温度只有大约4,400K，而在色球层顶端，通常高约2,000公里，温度已经达到25,000K^[1]^[6]。因而，我们发现这与光球的温度随高度增加而下降是相反的。我们还不清楚是什么现象导致色球层的温度会与太阳的内部产生矛盾。然而，它似乎或多或少的可以利用磁重联来解释。

特征

在色球层可以观察到许多有趣的现象，它们有着非常复杂的动态：

丝状体（Filaments）：在其后有许多的日冕物质抛射，因此对太空天气的预测非常重要。在太阳边缘突出的丝状体就是日珥。日珥从光球升起穿过色球，有时高度可以达到150,000公里。这些巨大的羽状烟云是除了不太频繁的闪焰之外，最壮观的太阳现象。
最常见的特征是针状体（Spicule），从下面的光球向上生长出来。细长手指状的发光气体看起来像巨大且燃烧的牧草。针状体上升到色球层的顶端，然后再回转下降，过程大约是10分钟。相似的，水平的小股气体称为“小纤维”，它们的长度至少是针状体的两倍。
典型的色球影像会呈现线状的明亮单元，通常称为网格（network），环绕在周围的黑暗区域则称为网间（internetwork）。它们看起来类似光球上通常观察到热对流的米粒组织。
自从SOHO卫星上的仪器，SUMER，首先观察到频率在300万至3,000万，周期为3分钟的震荡之后^[7]，等离子体膨胀速度的径向分力振荡就是高色球层的典型。现在我们知道由TRACE在太阳大气层中检测到的光球米粒组织模式的振荡通常不会超过2,000万赫兹的高频波（10,000万赫兹或10秒的周期）^[8]。
冷循环可以在太阳盘面的周围观测到。它们与日珥有所不同，因为它们看起来像是同心拱门，最高温度不会超过100万K（比日冕特征的温度低）。这些冷循环有强烈的空间变异性：在不到一小时的时间内，它们的紫外线会迅速的出现和消失，或是在10-20分钟内迅速的膨胀。Foukal ^[9]在1976年在天空实验室以极紫外光谱仪详细研究研究过这些冷循环。另一方面，当这些冷循环的等离子体温度达到日冕的温度（超过100万K），这些特征会更为稳定和发展更长的时间。参见太阳色球的闪光光谱（1970年3月7日日食）。