引言
之前的几篇文章讲了一下太阳内部的结构和一些现象，由于缺乏对太阳内部的直接观测手段，所以太阳内部的情况大部分都是基于猜想然后证明的。
接下来是太阳大气部分，这部分可以通过光学手段探测到，所以内容方面特别丰富。与太阳内部不同，大气中的温度随高度的增加而增加，由此我们能够通过不同形成温度的谱线可以观测不同高度的太阳大气。我们肉眼直接看到的太阳就是光球面，也就是太阳表面，再往上依次是色球层、过渡区和日冕。
大气结构
光球层非常薄，厚度只有0.5 Mm 左右，但几乎所有的太阳辐射都是从光球层发出的，在这个区域可以观测到黑子、米粒组织等现象。米粒组织在这篇文章中说过，黑子内容更多需要单独来讲。
色球层相比光球层较厚一些，其厚度在2 Mm 左右。色球层的底部密度较为均匀，但顶部存在着参差不齐的针状体，像是燃烧的草原，就总体来看其平均密度相比光球层要小很多。
过渡区是日冕和色球层之间温度急剧增大的区域，厚度在1 Mm 左右。色球层与过渡区处于高度的非均匀性和动态变化状态，由于光球的连续驱动，色球和过渡区中充满了多种小尺度的流动、波动等。
日冕从 2 Mm 达到 1000 Mm 左右，没有明显的外边界。日冕非常稀薄，亮度也非常低，只能在日全食期间或者借助日冕仪才能被观测到。日冕温度非常高，超过百万度。日冕最突出的大尺度结构之一是冕流，密度比邻近区域大3-10倍，顶部呈尖角状，为流动所控制，底部呈拱形，为磁场所控制。某些冕流还能看到冕穴，是连续辐射亮度减弱的区域，内常有日珥。
在太阳活动低年，极区看不到有日冕存在，形成巨大的冕洞。有时日面上其他地方也有冕洞形成，但很快就消失了，称为瞬时冕洞。低纬日冕大致上可分为三部分：活动区、宁静区、冕洞。活动区就是有太阳活动的区域，相对的宁静区就是没有太阳活动的区域。大部分的活动现象都是在日冕中爆发的，比如日珥爆发、日冕物质抛射和耀斑等。接下来我会慢慢梳理这些内容。
敬请期待！
本文部分内容摘抄自《太阳磁浮现过程磁流体数值模拟研究》 刘志鹏
图片的来源没找到（其实是偷懒没去找），有知道的可以告知我一下，侵删致歉！
这段内容写的有些纠结，很多概念相互关联，不好梳理。还在考虑什么时候说太阳磁场比较合适，，，
感谢点赞支持！
