来源：中科院地质地球所
看太阳，一直是一门学问。
《墨经》有载曰：“景，日之光反烛人，则景在日与人之间。”就是说，太阳光经过镜子反射，照在人的身上，影子就反而跑到人和太阳之间了。这证明至少在战国时期，我国就已经开始认识光。而到了今天，好奇的孩子不禁发问：那什么是“光”呢，现代科学又是怎么定义光的呢？只需要高中物理的水平，我们就能知道——光，就是电磁波。狭义上的“可见光”，则通常是指波长介于380nm—750nm的电磁波。
图|可见光在电磁波中的位置我们一般定义的可见光波段，是人眼可见的范围。不同的动物，其眼睛可见的光波长范围是不同的。光为人类带来了缤纷多彩的世界，吸引人类不断探索这个世界。
今天我们知道，光具备波粒二象性。但在历史上，关于光到底是波还是粒子束，争论持续了很长时间。这个争论大体上起源于牛顿和胡克，牛顿是光学大师，发现了光的色散，他认为光是粒子。胡克也是光学大师，他发明了显微镜，他则持光是波动的观点，认为光像水波一样，在“以太”中波动传播。这两人时期近似，都在1660年前后。
争论持续了两百多年，这期间，光的粒子学说和光的波动学说此消彼长，学说本身也有了很大的变革。直到鼎鼎大名的物理天才——爱因斯坦，于1905年前后提出“光的波粒二象性”，并给出了严谨的数学证明，争论才结束。原来之前的所有人都是对的，所有人也都是错的。
宇宙中充满了电磁波，携带了丰富的信息。这些超出可见光范围的“光”，人眼是不能直接观察的。所幸，人类善于动脑和动手，可以发明并使用各式各样的工具。借助不同频率范围的望远镜、相机、分光计、单色仪等等光学仪器，我们得以捕获并分析这些光。而根据原子物理、天体物理、等离子体物理等学科的知识，我们得以解释宇宙中光线的含义。
图|一把尺子，对不同波长进行直观展示。第一行显示下方对应的波长能否穿透地球大气层；不同的波长（第二行）对应不同的现实尺度（第三行），以及相应的频率（第四行，可见光部分被用颜色标出来），和色温（第五行）。对光的分析方法很多，而这些方法，不约而同地瞄准了我们地球最常见也最重要的光源——太阳。太阳是一颗“普通的恒星”，在主序星的序列中，太阳只是一颗非常普通的成员，一颗“黄矮星”。但对于太阳系来说，太阳占据了整个太阳系99.86%的质量，发出的光和热孕育了地球上的一切生命。所以理所当然，我们希望用一切能够想到的方法，去探索太阳的奥秘。
图|太阳、木星和地球（左下角微不足道的小点）的对比介于川老师还没来得及实践肉身登日的壮举，我们对太阳的观测主要还是远程的间接观测，例如地面的观测站和近地空间中的卫星，以及少量的太阳轨道上的探测器。
图|太阳的多种综合观测，从左上开始分别是：太阳多普勒图像（显示了太阳表面的移动）、磁场极性图像、连续体图像，以及1700埃一直到131埃波长电磁波（光）的成像。埃是波长的长度单位，指十分之一纳米。这些图片五彩斑斓，煞是好看，实际上是人类用光学手段，在不同波长，利用不同原理观测到的太阳。虽然都基于光，但却看到了太阳的不同性质。
那么接下来，我们就逐一来解说，当我们用不同的“眼睛”，去观察太阳，会看到什么。
先拍一张全景
这里所说的全景，当然不是摄影中空间意义上的全景，而是光学意义上的全景。不用照相机，而是用光谱仪来观察太阳，研究太阳在所有频率电磁波上的辐射特性。
这有什么好看的？赤橙黄绿青蓝紫，小学生都知道。牛顿用一套三棱镜，在暗室里将太阳光分开，成为一道彩虹，又用高速转动的彩色转盘，成功还原出白色——科学，就是这么简单。
要真是这么简单就好了！我今晚想做咖喱饭，出去挑土豆胡萝卜洋葱。来到菜市场，我可以捏一捏，掂量掂量，了解一下是否新鲜。一些大方的店家，允许我们切开看看，甚至尝一尝。实在不放心，我们还可以拿去实验室，用各种试剂，定量地测量出日常物品的组成、质量等物理参数，比如土豆的淀粉含量，胡萝卜的胡萝卜素等等等等。然而太阳那么遥远，现在手边只有光谱的信息可供使用，我却贪心地想了解太阳的组成成份、质量、温度，这要怎么办呢？那就是使用好一个称为“吸收光谱”的工具。
具体的物质，都有自己的吸收光谱。简单来说，就是特定的原子、分子等粒子，会吸收特定能级的光子。表现在宏观上，就会导致连续的光谱上出现近似线状的缺失。只要让温度较高的发光体的光线，通过温度较低的物质，就会出现这种现象。
发射光谱和吸收光谱的部分示意图，并不准确。彩条中间夹黑线，就是吸收谱。发射谱则是反过来，一一对应。没错，太阳也是一种“温度较高的发光体”，太阳光在向我们照射来的路上，无疑经历了很多的低温物体。抛开稀薄的行星际等离子体，和我们熟悉的大气层，太阳光经历的“温度较低的”物质，其实主要是太阳自身。
太阳圈层结构如果切开来看，太阳像个熟鸡蛋一样，分很多的圈层。其外围部分，类比地球的大气层，被我们称为“太阳大气”，从外向内，依次包括了日冕、色球层和光球层。
光球层在最下面，然而光球层的温度却最高，可见光波段发光最强，地球获得的光和热主要就来自于光球层。这一层的平均等效温度为5780K，到光球层与色球层的边界则降至4000~4600K。
色球层底部比光球层冷，但也比光球层厚的多，各项物理参数也复杂多变。
如果作类比，光球层就是那“温度较高的发光体”，色球层就是“温度较低的物质”（当然，这并不严谨，光球层自己也可以吸收自己）。在光球层的照耀下，色球层的吸收谱线被我们观察到。进一步地，我们就能通过查找这些谱线对应的物质，来了解太阳的成份。
太阳吸收光谱。这些黑色的吸收线，揭示了太阳大气的成份。当然，太阳的发射光谱也含有丰富的信息。太阳主要是热发光，因此它的发光光谱十分接近于“黑体辐射”的光谱。理想的黑体辐射，其辐射光谱特征仅与黑体温度有关。我们可以通过发射光谱的形状、峰值、展宽，来推测恒星的温度，进而推算恒星的质量、大小等等参数。
地球上太阳光辐射的光谱。横轴是波长，纵轴是辐射通量密度。黑色曲线正是5778K温度下的黑体辐射理论谱线，这个温度就是我们推测光球层平均温度的依据。黄色部分，是地球大气层外的太阳光谱，可以看出，非常好地拟合了黑体辐射谱线。而红色部分是海平面附近的光谱，蓝色字样则是各种地球大气成分的吸收峰位置，正好一一对应。此外，黑体辐射还是开启量子力学的钥匙。俗话说的好，量子力学量力学，实在是一门高深的物理，在这里就不展开了。
所以，借助光谱——包括发射光谱和吸收光谱，我们至少可以知道，太阳的大致成分，以及平均的大致温度，甚至可以进一步推算质量。我们对自然界的探索，就是这样从宏观，到微观，再到宏观；从宇宙，到实验室，再回到宇宙。
不过，俗话说横看成岭侧成峰，采用不同的视角，观察不同的层面，我们才能更好地了解事物。对应到太阳的光学观测，我们也应该加上“滤镜”——
再加上滤镜
我们已经知道，可见光虽然是阳光的主要成分，但并不是全部。对于我们人类来说，可见光范围之外的光到底是什么颜色？我们没有直观的感受。我们需要借助成像设备，在不可见光下曝光，才能了解不可见光的强度。
那是一个阳光明媚的下午，小明约着几个朋友开开心心去公园滑板。他暗恋的张三刚好路过，为了耍帅小明当场表演了一套高难度的P20再来一套Kickflip外加空中转体720，落地时一不小心脚滑骨折了。对于来到医院的小明，如果医生想知道他的情况，不可能简单通过观察就能知道他那里的骨头折了，更不可能上完手术台再去制定治疗方案。
一张右腿的X光片。X光片其实就是黑白照片，而且是负片。只不过成像的光源变成了X光。有过骨科经历的朋友一定立刻就想到了X光。没错，X光正是不可见光的一种。X光片看起来是黑白的，是因为X光显影物质只呈现了X光投影的强弱。
对于其他不可见光也是一样，我们可以用多种不同的显影物质或者CMOS、CCD，根据不可见光的强度制作成可以拍摄不同波长光线的相机。波长短的，有紫外相机，X光相机，γ射线相机；波长长的，有红外相机，远红外相机；再往射电频率进发，还能制作“射电天文望远镜”——没错，广义来说，它们也是“相机”，只不过光学透镜变成了反射面，CCD换成了接收天线。
不同波长拍摄的同一道日珥。其实这四张照片都是单色的“黑白照片”，是后期进行了染色，变成了“黑红”、“黑黄”、“黑粉”和“黑绿”照片。不过这里是正片。手机里常见的CMOS，大多具有三层滤光片：红、绿、蓝。三种颜色能通过滤光片，形成三层“黑白”的单色图像。三层单色图像叠加在一起，就成了一张“彩色”的照片。
给太阳拍照，我们也要加滤镜。这不是为了美颜，而是为了拍摄出独特波长下的太阳。还是考虑黑体辐射的原理，发光体温度越高，其发出的光线的主要波长就越低。因此如果我们拍摄不同波长的太阳，就能看出太阳更加细分的温度结构。
同一轮太阳，不同的波长，可以看出，细节很不一样。这些细节反映了太阳的精细结构，温度分布等。使用这样的镜头，我们可以直接越过厚实的色球层，看到光滑的光球层和上面的黑子；也可以聚焦于狂暴的日珥、日冕物质喷射（CME）。
我们费尽心思，要层层揭开太阳的神秘面纱——这面纱可真够厚的——不是仅仅出于好奇或者说是炫技，而是因为，太阳作为太阳系的主宰，任何一点轻微的活动，都会对整个太阳系，尤其是我们所居住的地球，造成重大的影响。
所以我们当然，要向青草更青处漫溯，用更先进的手段，寻找太阳更多的风景，了解更多的秘密——
最后，向青草更青处漫溯。
我们前面已经讲到了日冕物质抛射、太阳黑子、日珥等等狂暴的太阳活动。伴随着这些活动，地球上总是能监测到地球磁场、地球电流体系等等的波动和变化。而磁场和电流体系的变化，对于人类的导航技术、通讯技术，尤其是依赖磁场导航、卫星导航和电离层通讯的各种无线电，都有很大的影响。严重时，甚至会使现代科技完全停摆。
1989年3月13日，加拿大魁北克大停电。上图是当天凌晨，美国纽约州拍到的反常的前所未见的极光现象。当天的地磁Dst指数突破了500，通常高于100就已经是一次大磁暴了。目前认为其根源就是一次强烈的太阳风暴。太阳是一团炽热的等离子体，一个大火球，内部涌动着狂暴的核聚变能量，当然不可能岁月静好地安静燃烧。
在等离子体物理中，我们通常认为，等离子体受到磁场约束，同时等离子体又被自身内部的热能驱动，向外发散。在通常情况下，热能形成的“热压”，和磁能形成的“磁压”，相互拮抗，达到平衡。但在太阳这样一个狂暴的地方，平衡随时都会被打破，引发能量狂暴的释放。目前流行的理论认为，总是成对出现的太阳黑子，之所以“黑”，就是因为热压相对周围亮的区域更低——在这种情况下，磁压占据主导，从而形成狂暴的磁场，释放磁能。
伽利略观测太阳黑子的手绘。15世纪初，伽利略就观测到了太阳黑子。现在公认的世界上第一次明确的黑子记录是公元前28年我国汉朝人所观测到的。在《汉书·五行志》里是这样记载的：“成帝河平元年三月乙未，日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”。然而，细心的读者就看出来了——既然川老师还没有上过太阳，科学家是怎么知道太阳磁场的呢？
答案是——还是通过光学观测。
磁场与物质作用的方式是简洁明了，而不可抗拒的。只要带电的物质，都要受磁场的影响——包括原子核和其电子轨道。太阳的强磁场使得原子的每个能级，都发生分裂，一个变成两个。能级分裂的程度，与磁场的强度有关，这被称为“塞曼效应”。
表现在太阳的光谱上，就是光谱线的分裂。因此，只要我们观测到太阳上某个区域出现光谱的塞曼效应，就可以反推这个区域磁场的强度。这种仪器，被称为“磁象仪”。
北京怀柔太阳观测基地。这里就部署了多台不同用途的太阳磁象仪。根据这些观测，结合理论推算，我们现在已经可以对太阳的磁场进行建模——那真是一团乱麻。
NASA制作的太阳表面磁场的仿真动画。除了磁场，近些年来，我们还发展出了观测太阳振动的手段。原理依然很简单——多普勒效应。我们知道逐渐远离我们的发光体，光谱会发生红移；逐渐接近我们的发光体，光谱会发生蓝移。太阳表面的振动导致那一个区域相对于地球不断发生红蓝移，只是非常微弱，以前我们可能观测不到。
太阳表面（光球层）的多普勒成像。
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