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8 关系: 塞曼效应，光球，高斯 (单位)，黑子，色球，耀斑，日冕，日珥。
塞曼效应
塞曼效应（Zeeman effect），在原子物理学和化学中的光谱分析里是指原子的光谱线在外磁场中出现分裂的现象，是1896年由荷兰物理学家彼得·塞曼譯註发现的，随后荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹在理论上解释了谱线分裂成3条的原因。这种现象称为“塞曼效应”。进一步的研究发现，很多原子的光谱在磁场中的分裂情况非常复杂，称为反常塞曼效应（anomalous Zeeman effect）譯註。完整解释塞曼效应需要用到量子力学，电子的轨道磁矩和自旋磁矩耦合成总磁矩，并且空间取向是量子化的，磁场作用下的附加能量不同，引起能级分裂。在外磁场中，总自旋为零的原子表现出正常塞曼效应，总自旋不为零的原子表现出反常塞曼效应。塞曼效应是继1845年法拉第效应和1875年克尔效应之后发现的第三个磁场对光有影响的实例。塞曼效应证实了原子磁矩的空间量子化，为研究原子结构提供了重要途径，被认为是19世纪末20世纪初物理学最重要的发现之一。利用塞曼效应可以测量电子的荷质比。在天体物理中，塞曼效应可以用来测量天体的磁场。塞曼效應也在核磁共振頻譜學、電子自旋共振頻譜學、磁振造影以及穆斯堡尔谱学方面有重要的應用。.
光球
光球是恒星向外輻射出光線的區域。它從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，大约相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2/3的位置。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，光子的平均散射次数小于1的區域。恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量。由於恆星沒有固體的表面（除了中子星），光球通常指的就是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φως¨- φωτος／photos和σφαιρος／sphairos，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。.
高斯 (单位)
斯简称高，是CGS制中磁感应强度或磁通量的单位，为纪念德国数学家卡尔·弗里德里希·高斯而得名，常用符号G或Gs表示。.
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黑子
黑子可以指：.
色球
色球或色球層（字義就是有顏色的球）是太陽大氣層主要三層的第二層，厚度大約2,000公里，位於光球層的上方和過渡區的下方。 色球層的密度相當低，它起始處，也就是色球層的底部，密度只有光球的10−4倍；相較於地球的大氣層，更只有10−8。這使得它通常無法看見，只有在日全食的短暫時間可以看見它展現出略帶紅色的色調，顏色介於紅色和粉紅色之間 。 然而，若沒有特殊的設備，因為光球層壓倒性的明亮效果，通常是無法看見色球層。 色球層的密度隨著與太陽中心的距離增加而降低，從每立方公分1017顆微粒呈指數下降，或從大約到最外的邊界處為。溫度從內側邊界6,000K 到最低處大約是 3,800K，然後向外增加至外側與日冕過渡區交界處的溫度大約是35,000K。 圖1.呈現色球層的溫度和密度隨距離變化呈現的趨勢。 除了太陽，人類也觀察過其它恆星的色球層。.
耀斑
閃焰是在太陽的盤面或邊緣觀測到的突發的閃光現象，它會釋放出高達6 × 1025焦耳的巨大能量（大約是太陽每秒鐘釋放總能量的六倍，或相當於160,000,000,000百萬噸TNT，超過舒梅克－李維九號彗星撞木星能量的25,000倍）。它們通常，但並非總是，伴隨著發生日冕大量拋射的事件。閃焰會從太陽日冕拋射出電子、離子、和原子的雲進入太空。通常，在事件發生後的一兩天，這些雲就可能會到達地球。這個名詞也適用在發生類似現象的恆星，但通常會使用「恆星閃焰」來稱呼。 閃焰會影響到太陽所有的大氣層（光球、色球和日冕）。當電漿物質被加熱至數千萬K的溫度時，電子、質子和更重的離子都會被加速至接近光速。它們產生電磁頻譜中所有波長的電磁輻射，從無線電波到伽瑪射線，然而絕大部分的能量都在視覺範圍之外，因此絕大碩的閃焰都是肉眼看不見的，必須要用特別的儀器觀測不同的頻率。閃焰發生在圍繞著太陽黑子的活動區，強烈的磁場從那兒穿透光球聯接日冕和太陽內部的磁場。 閃焰會突然（時間的尺度在幾分鐘至幾十分鐘）釋放儲藏在日冕中的磁場能量；日冕大量拋射（CME）也可以釋放出相等的能量，但是這兩者之間的關係尚不明確。 閃焰發射的X射線和紫外線輻射會影響地球的電離層，擾亂遠距離的無線電通訊。在分米波長的電波輻射會直接干擾雷達和使用這些波長的儀器和設備的操作。 對太陽閃焰的首度觀測是理查·卡靈頓和理查·霍奇森在1859年獨立完成的"", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v20, pp13+, 1859，在黑子群當中看見一個小範圍的明亮區域。觀察望遠鏡或衛星觀測到的恆星光度變化曲線，可以推斷其他恆星是否產生恆星閃焰。 太陽閃焰發的頻率隨著平均11年的活動週期，從太陽位於活躍期的一天數個，到寧靜期的一星期不到一個，有很大的變化（參見太陽週期）。大的閃焰出現的頻率遠低於小的閃焰。 根據NASA的觀測，在2012年7月23日，一個有著巨大和潛在破壞力的太陽超級風暴（閃焰、日冕大量拋射、和）與地球擦身而過。估計在2012年至2022年之間，有12%的機率會發生類似的事件.
日冕
日冕（Corona，拼音：rì miǎn）是太阳大气的最外层（其内部分别为光球层和色球层），厚度达到几百万公里以上。日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为1015m3。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。 日冕可分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕（以上距离均从日心算起）。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。 白光日冕有3个分量：.
日珥
日珥（英文：Solar prominence）是太阳表面喷出的炽热的气流，是在太阳的色球层上产生的一种非常强烈的太阳活动，是太阳活动的标志之一。它是太阳磁场剧烈活动的结果，也是证明太阳磁场存在的证据。 投影在日面上的日珥称为暗条。天文学家根据日珥不同的形状和运动特性，又分为：.
