1) Solar Panels Occlusion
太阳翼遮挡
3) Solar array
太阳翼
1.
Analysis and simulation of deployment motion of satellite solar array
卫星太阳翼展开运动的分析及仿真
2.
Applying the modelling parameters and secondary functions deployment of MSC Adams , the special design analysis and simulation module for spacecraft solar array deployment is established which makes the kinematic and dynamics analysis for solar array deployment efficient and expansion convenient through optimized design for designers to provide optimal design parameters.
利用MSCAdams软件的参数化建模和二次开发功能,建立专为航天器太阳翼展开分析设计的仿真模块,为用户提供自动、快速的建模环境,使得进行航天器太阳翼展开过程的运动学和动力学分析工作效率更高、扩展方便,通过优化设计为设计者提供最优的设计参数。
3.
This kind of new hinge can be used in large deployable structures such as solar arrays.
这种铰链在大型航天可展结构(如可展的太阳翼)中具有一定的应用前景。
4) solar wing spreading
太阳翼展开
1.
This paper describes vibratory acceleration that has been measured by using quartz accelerometer in the course of the certain satellite solar wing spreading.
本文介绍了使用石英加速度计对某型号卫星太阳翼地面展开实验过程的振动、冲击加速度进行的监测和对振动、冲击测试数据进行的剔除、换算、排序、分析等处理,给出了时域曲线和频谱,得到了太阳翼展开过程的振动、冲击状况,对于关心的力学参数(锁定力矩、冲击力、末点速度)进行了分析计算,同时测定了太阳翼展开时间,评估了太阳翼展开对太阳翼驱动机构的影响。
5) Double-axis solar array
双轴太阳翼
6) solar array panel
太阳电池翼
1.
Attitude control of solar array panel excites satellite\'s structural vibrations,which will influence satellite\'s proper operation.
太阳电池翼调姿后对卫星产生动态激励,影响星载有效载荷的正常工作。
补充资料：太阳大气和太阳活动
太阳表面及向外延伸几个太阳半径范围的大气层；太阳活动则是太阳大气中剧烈运动和爆发过程。太阳大气从里向外分为光球、色球和日冕 3层。在色球和日冕之间还有一个过渡区。太阳大气按区域性质，一般可划分为太阳活动区和宁静区。太阳活动区是发生各种太阳活动现象的区域，宁静区中不发生太阳活动现象。太阳大气中还有一种很特殊的区域，即发射太阳风高速流的冕洞区。不同的太阳大气区域有不同的典型结构和运动特征。太阳大气中等离子体的平衡、运动和稳定性几乎都受到太阳磁场的制约和影响。太阳黑子和宁静日珥的平衡，太阳耀斑、爆发日珥和日冕瞬变等活动现象，都直接受太阳磁场的支配。
太阳是离地球最近的恒星，对地球环境起支配作用。太阳的辐射决定了地球大气结构，太阳活动区产生的短波增强、高能粒子流和太阳风的变化，使地球磁层、电离层和低层大气产生各种扰动。同样，太阳大气结构及其动力学过程，也影响和决定着日球的结构和变化。
太阳宁静大气 太阳大气中充满着各种形式的物质运动和波动，还有各种特征的磁场位形。太阳大气中的这许多动力学过程都同太阳内部的热力学过程密切相关。从太阳中心直至四分之一个太阳半径的区域，存在着激烈的核聚变反应，释放出大量的热能，太阳中心温度高达1.5×107K。在0.25～0.86太阳半径的区域中，辐射传热起主要作用。再往外到太阳表面附近，温度梯度非常大，热的等离子体从底部升到上部，冷的气体沉到底部，形成物质和热的对流,称为对流层。经过辐射和对流,太阳表面的有效温度下降到 5770K。太阳内部的热力学过程，人们难以直接观测，只能通过观测太阳大气中的波动或来自太阳中心的中微子测量去分析它的情况。太阳大气不仅决定着日球的状态，也反映其内部的结构。为了便于研究，经常采用太阳宁静大气为模型，按太阳大气的结构层次，观测每个层次的特征热力学过程和状态参数。
光球 是太阳大气的最低层，从太阳表面向内延伸，厚度约500公里。光球气体的数密度约为 1017厘米-3。从光球的底部向外，温度逐渐降低，到光球顶部时，温度为4560K。光球的气体是部分电离的等离子体,其电离度只有 10-4。光球以下的太阳光辐射几乎不能直接传出来。在光球以上，太阳大气很稀薄，对可见光几乎是透明的。我们观测到的太阳可见光辐射主要来自光球。用可见光观测太阳时,看到太阳外形基本上是圆的,叫做太阳"圆面"。太阳圆面就是光球可见光辐射源的形态。
地球同太阳的平均距离为149598000公里，称为1个天文单位距离(A)。通常将地球大气层外，离太阳1个天文单位处，在垂直于太阳光束方向上，单位面积、单位时间接收到的太阳总辐射能量称为太阳常数，它的值约为 1.97卡／（厘米2·分）。太阳辐射直接影响到地球环境，因此太阳常数是一个重要的参数，测定太阳常数随时间变化很重要，但测定它的准确值比较困难。
地面的光学观测得到大量光球发出的信息。利用太阳光谱可以认证太阳大气中的元素丰度，分析太阳表面的物质运动形态，推算太阳表面的电磁场位形。从太阳光球的照片上看出,有许多尺度为700～2000公里的亮颗粒，称为米粒组织。还有尺度更大的超米粒组织。这些米粒组织是太阳对流层中热的气团上升到光球的表现。在太阳大气中还观测到周期约为5分钟的振荡，称为5分钟振荡。这是由于太阳对流层中的湍流可以激发声波或磁流体力学波（磁声波和阿尔文波）,这些周期约为5分钟的波传到太阳大气中就是所观测到的 5分钟振荡。此外，还观测到在光球上的黑子。黑子的形态和变化同太阳耀斑和其他活动现象有关。
光球是承上启下的区域。太阳对流层的特性在光球表现出来，影响到太阳外层大气中的过程。太阳外层大气的观测比光球的观测少得多，也困难得多。随着空间紫外线和X射线波段的太阳观测,逐渐积累了一些太阳外层大气的数据。
色球 从光球向外延伸约2000公里的区域。在日食的时候，可以看到太阳边缘附近有一薄层色彩艳丽的辉光，就是色球。对于 5000埃波长的光，将光深为0.005的位置定义为色球的底部。太阳半径就是从太阳中心计算到色球的底部。距色球底层向外2000公里就是过渡区的边界。色球是等离子体参数迅速变化的区域。从色球底层到过渡区，太阳大气的温度由4560K剧增到105K的量级，数密度由1016厘米-3急降到1010厘米-3。
色球发射的钙离子谱线和氢的巴耳末线系比较强，在地面用Hα（6563埃）、 CaⅡ的K 线（3934埃）和H线（3968埃）进行太阳单色像观测，可分析色球的结构。另外，用射电望远镜还可以接收色球发出的厘米波信息。观测表明，色球的结构有明显的不均匀性，到处都有宽度约1000公里、长达1万公里的针状物,很象是从下向上喷射的物质。针状物上升速度约为20～30公里／秒。用Hα和K线所作的太阳单色光观测还表明，色球表面呈现网络状结构。在色球网络中也观测到上下的振荡，速度约为20～30公里／秒，周期为180秒，它与光球的5分钟振荡相对应，对向上传递能量有重要作用。根据空间紫外观测，色球的磁场强度约为光球的二分之一。
日冕 色球以上的太阳大气是高温的稀薄气体，延伸到几个太阳半径的范围，称为日冕。日冕分内冕和外冕，离太阳表面0.3个太阳半径以外为外冕,以内为内冕。日冕的等离子体温度达106K，密度向外逐渐减小，在距太阳表面两个太阳半径处大约为106厘米-3。日冕发射的光比光球的弱得多。当日食过程中月球挡住光球时，可以观测到日冕。日冕辐射来自 3部分：自由电子散射光球的辐射称为K冕，它是连续谱,没有吸收线；日冕中高次电离的离子发射的谱线,组成E冕；行星际尘埃散射光球的光，形成同光球夫琅和费光谱相似，有吸收线的连续谱,即F冕。内冕中K冕占优势,外冕中F冕占优势；E冕亮度很弱，其范围只限于内冕区域。
日食期间，除利用日冕仪观测日冕外，利用米波段的射电望远镜也可接收来自日冕的信息。由于日冕发射的短波辐射受地球大气层的吸收很严重，通常利用气球、火箭和卫星在高空观测太阳的短波辐射。特别是"轨道太阳观测台"(OSO)系列和"天空实验室"的观测,得到大量日冕形态的资料。
从日冕照片可以看出，内冕的形状象轴对称的椭圆，比较有规则，也有许多精细结构；而外冕，有许多喷射状或者羽毛状的结构，形状不规则。这些形态特征表明，日冕的结构同那里的磁场位形密切相关。在日冕中有许多环形和拱形的结构，称为日冕环或日冕拱，它们是日冕中的基本结构形态。日冕的形态随太阳活动周的相位变化而变化。
太阳物理和日球物理的许多重大过程都发生在日冕中。太阳耀斑主要发源于日冕，太阳风的加速过程和临界位置也在日冕中。研究大冕洞的形态需要测量日冕的短波辐射。研究日冕大气的反常加热要求分析日冕中的各种波动过程。
太阳活动区 太阳大气中黑子、光斑、谱斑、日珥和耀斑等常集中于局部区域，称为太阳活动区。它的典型尺度约为10万公里。产生活动区的根源在太阳对流层，所以活动区的整个发展同对流层内的过程密切相关。
黑子 活动区的主体。黑子实际上是太阳光球的局部强磁场区，其磁场强度可高达几千高斯，其内部热力学温度比周围区域要低1000K多，因而较暗,呈现为黑子。一个活动区中的黑子往往成群。当黑子群中所有磁场的极性相同时，构成单极群。大多数黑子群由两部分组成，它们的极性相反，称为双极群，前边的部分称为前导黑子，后面的称为后随黑子。在每一个太阳活动周内，同一半球出现的双极黑子群的前导黑子极性相同，而同另一半球前导黑子的极性相反。在活动周前半周中，前导黑子的磁极性都与同半球极区普遍场的极性相同。另外，当活动区中黑子群的极性不规则分布时，称为多极黑子群。多极黑子群的活动区中容易产生耀斑。
光斑和谱斑 活动区的黑子或黑子群附近有一些形状不规则的白光亮区，叫做光斑。光斑表面比周围光球温度高 1000K左右。这种高温区域向外延伸到色球的区域叫做谱斑。光斑和谱斑在相应波长的照片上，都比周围的区域更亮些。
日珥 是突出日面边缘的一种太阳活动现象，日珥区域的密度和温度同色球中的值相当。日珥在日面上的投影表现为暗条，典型尺度为 6000公里×40000公里×200000公里。日珥有时宁静，有时活动，有时爆发，爆发时的运动速度可达1000公里／秒。
太阳耀斑 太阳活动区中最剧烈的活动现象就是太阳耀斑。太阳耀斑是太阳大气中的一种爆发现象，它在约半小时的时间内从局部区域中释放出约 1025焦耳的能量。耀斑爆发时，各个波段的电磁辐射强度都迅速增强，并产生大量的等离子体抛射和太阳宇宙线。少数大耀斑还可发生核反应过程。恒星大气中的爆发现象，在天体物理中是经常讨论的重要课题。通过研究太阳耀斑可以更好地理解其他天体上的爆发过程。耀斑爆发还将影响行星际环境和地球环境，骚动电离层使地面的短波通信中断，太阳宇宙线还会威胁空间飞行的安全。所以，研究太阳耀斑过程不仅有很大的理论意义，还有明显的实用价值。
长期来，人们用色球望远镜观测太阳的Hα 单色像。观测表明，某些太阳活动区中的局部小区域，其亮度有时会突然增大,在几分钟之内达到极大值,然后在几十分钟内逐渐恢复。这种现象曾被理解为太阳耀斑。由于Hα谱线的发射主要来自色球，所以又称"色球耀斑"，或"色球爆发"。但紫外光、 X光和射电等波段的观测表明，耀斑的起始和主体并不在色球，而是在过渡区和日冕当中，色球耀斑只是一种次级现象。太阳耀斑的爆发同磁场结构密切相关，大量光学观测资料的统计分析说明，黑子磁场的梯度越大,或者黑子群的极性越复杂,就越容易出现耀斑。太阳耀斑同太阳活动区的特性密切相关。20世纪40年代发展起来的射电天文学也为太阳耀斑过程提供了大量资料。射电的发射频率依赖于局部等离子体的状态。太阳射电辐射包括宁静射电、缓变射电和射电爆发。同太阳耀斑相关联的射电爆发按波段可分为微波射电爆发、米波射电爆发和分米波射电爆发，按其特征还常常分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ型爆发。耀斑开始以后，太阳活动区局部区域中（可能是在日冕环或日冕拱中），热的和非热的辐射都很快地增强，然后较慢地恢复。不同波段的辐射反映出整个太阳耀斑现象的不同侧面和过程。
某些太阳耀斑会发射大量的高能粒子，主要是质子。在空间进行直接探测以前，由地面宇宙线通量的突然增强可以估计出，太阳发射的质子能量可超过 5×108电子伏。有这种高能质子的耀斑事件称为太阳宇宙线耀斑。平均每3年有两次宇宙线耀斑。能量小于108电子伏的太阳质子，可注入地球极区，沉降到极区电离层，使电离层的原子、分子反常地电离，记录到宇宙噪音吸收，称为极盖吸收。极盖吸收效应最大时，相应的太阳质子能量为 107电子伏的量级。此时地球轨道上出现的质子数目平均比宇宙线耀斑多10倍称为太阳质子事件，发生这种质子事件的耀斑称为太阳质子耀斑。当太阳质子能量小于0.3×106电子伏时，在地面就很难探测，只能用卫星来探测。出现太阳质子事件时，往往还可以观测到相对论性的电子，其能量超过106电子伏。同时,非相对论性电子的通量也突然增加。少数太阳耀斑产生的高能粒子在太阳大气中可引起核反应，产生中子，发射γ射线。质子耀斑发生时还有大量等离子体从日面喷射出来，形成的强激波可以一直传过地球轨道附近。强激波携带的等离子体动能，可以占太阳大耀斑释放能量的一半左右。
活动区的演化 活动区的演化主要是黑子的演化，黑子中的强磁场同周围等离子体的相互作用决定着黑子群的发生和发展，以及耀斑的爆发。
活动区的发生首先表现在超米粒组织的边缘处出现亮点，以后发展为谱斑。几天以后，在两个亮点中分别形成前导黑子和后随黑子。继而每个黑子发展成团，前导黑子发展得快些,它在日面的纬度比后随黑子低些,相应的谱斑也更亮些。活动区出现后的十几天中，黑子发展迅速,最容易产生太阳耀斑。以后,黑子逐渐衰减，以至消失，留下两个比色球略亮的大谱斑，在两个大谱斑之间常出现暗条，过后，这些暗条畸变、碎裂，最后也消失。每个活动区的出现、发展、消亡都不尽相同，其变化特征还同太阳活动有关。黑子磁场的衰减也同太阳等离子体的运动密切相关。活动区的寿命一般为几天到几十天，特别长寿的活动区可维持10个太阳自转周以上的时间。
冕洞 太阳日冕中反常低温和低密度的区域。从空间观测的软X射线照片中看到的暗区域就是冕洞,其辐射流量比正常日冕值低得多。大多数冕洞位于太阳极区，低日纬的冕洞常常同极冕洞联在一起。但冕洞的形态在其整个寿命期间比较稳定。极区冕洞的面积可达日面的1/10，非极区冕洞的面积只有日面的1～5％。冕洞的寿命平均约为6个太阳周。极冕洞可持续10个月以上,小冕洞寿命仅1个太阳周。
冕洞按特性大致可分为3种：①孤立小冕洞,由赤道附近南北半球两个活动区的相同磁极性的黑子群合并形成；②极区冕洞，由高纬区域的活动区的单磁极性区域合并到极区而形成；③延伸冕洞，大活动区同极区磁极性相同的那部分单极区域，同极区的单极区域合并，形成的从极区沿纬度方向延伸的贯穿冕洞。
根据大量观测资料的统计和分析，太阳风的高速流和地磁活动都同冕洞有关系，冕洞是太阳风高速流的源，也是地磁活动27天重现的扰动区。
冕洞的形成和演化同太阳大尺度磁场和太阳等离子体运动密切相关。一般认为，冕洞是单极磁场区域，冕洞区域的磁场位形是开放的，沿磁力线可将太阳风加速到较高的速度。太阳风高速流加速耗损较多的能量，冕洞区域的温度就比较低。在太阳活动极小年前2～3年，冕洞比较多。
太阳大气对日球的影响 太阳大气的结构和动力学过程主要由太阳对流层的过程决定，太阳大气过程又决定了日球的状态。太阳大气的不同特征区域中，太阳风的加速过程不同，在冕洞区域加速太阳风为高速流；活动区的闭磁场可能对应于低速流。太阳耀斑发生时会产生局部的爆发和激波，其他扰动有时还会产生日冕瞬变现象。就太阳磁场来说，太阳大气的不同特征区域对应于不同的磁场位形，它们向外延伸形成不同特征的行星磁场结构。太阳大气中的不同状态还激发各种扰动、湍流和波，并传至行星际空间。大的太阳耀斑还加速出太阳宇宙线。这些太阳风、行星际磁场、宇宙线、波动和湍流等,就决定了行星际等离子体的运动状态。当然,太阳风同恒星际气体交界处，也受到恒星际空间物理条件的影响。这样，太阳大气过程同太阳附近恒星际空间的条件，就决定了行星际空间的过程。因此，也可以通过太阳风和太阳高能粒子来研究太阳大气过程、行星际空间动力学、太阳风同天体的相互作用以及太阳风同恒星际空间的相互作用。
参考书目
E.G.吉布森编著，林元章等译：《宁静太阳》，科学出版社，北京，1981。(E.G.Gibson,The Quiet Sun,National Aeronautics and Space Administration，Washington,1973.)
胡文瑞等：《太阳耀斑》，科学出版社，北京，1983。
太阳是离地球最近的恒星，对地球环境起支配作用。太阳的辐射决定了地球大气结构，太阳活动区产生的短波增强、高能粒子流和太阳风的变化，使地球磁层、电离层和低层大气产生各种扰动。同样，太阳大气结构及其动力学过程，也影响和决定着日球的结构和变化。
太阳宁静大气 太阳大气中充满着各种形式的物质运动和波动，还有各种特征的磁场位形。太阳大气中的这许多动力学过程都同太阳内部的热力学过程密切相关。从太阳中心直至四分之一个太阳半径的区域，存在着激烈的核聚变反应，释放出大量的热能，太阳中心温度高达1.5×107K。在0.25～0.86太阳半径的区域中，辐射传热起主要作用。再往外到太阳表面附近，温度梯度非常大，热的等离子体从底部升到上部，冷的气体沉到底部，形成物质和热的对流,称为对流层。经过辐射和对流,太阳表面的有效温度下降到 5770K。太阳内部的热力学过程，人们难以直接观测，只能通过观测太阳大气中的波动或来自太阳中心的中微子测量去分析它的情况。太阳大气不仅决定着日球的状态，也反映其内部的结构。为了便于研究，经常采用太阳宁静大气为模型，按太阳大气的结构层次，观测每个层次的特征热力学过程和状态参数。
光球 是太阳大气的最低层，从太阳表面向内延伸，厚度约500公里。光球气体的数密度约为 1017厘米-3。从光球的底部向外，温度逐渐降低，到光球顶部时，温度为4560K。光球的气体是部分电离的等离子体,其电离度只有 10-4。光球以下的太阳光辐射几乎不能直接传出来。在光球以上，太阳大气很稀薄，对可见光几乎是透明的。我们观测到的太阳可见光辐射主要来自光球。用可见光观测太阳时,看到太阳外形基本上是圆的,叫做太阳"圆面"。太阳圆面就是光球可见光辐射源的形态。
地球同太阳的平均距离为149598000公里，称为1个天文单位距离(A)。通常将地球大气层外，离太阳1个天文单位处，在垂直于太阳光束方向上，单位面积、单位时间接收到的太阳总辐射能量称为太阳常数，它的值约为 1.97卡／（厘米2·分）。太阳辐射直接影响到地球环境，因此太阳常数是一个重要的参数，测定太阳常数随时间变化很重要，但测定它的准确值比较困难。
地面的光学观测得到大量光球发出的信息。利用太阳光谱可以认证太阳大气中的元素丰度，分析太阳表面的物质运动形态，推算太阳表面的电磁场位形。从太阳光球的照片上看出,有许多尺度为700～2000公里的亮颗粒，称为米粒组织。还有尺度更大的超米粒组织。这些米粒组织是太阳对流层中热的气团上升到光球的表现。在太阳大气中还观测到周期约为5分钟的振荡，称为5分钟振荡。这是由于太阳对流层中的湍流可以激发声波或磁流体力学波（磁声波和阿尔文波）,这些周期约为5分钟的波传到太阳大气中就是所观测到的 5分钟振荡。此外，还观测到在光球上的黑子。黑子的形态和变化同太阳耀斑和其他活动现象有关。
光球是承上启下的区域。太阳对流层的特性在光球表现出来，影响到太阳外层大气中的过程。太阳外层大气的观测比光球的观测少得多，也困难得多。随着空间紫外线和X射线波段的太阳观测,逐渐积累了一些太阳外层大气的数据。
色球 从光球向外延伸约2000公里的区域。在日食的时候，可以看到太阳边缘附近有一薄层色彩艳丽的辉光，就是色球。对于 5000埃波长的光，将光深为0.005的位置定义为色球的底部。太阳半径就是从太阳中心计算到色球的底部。距色球底层向外2000公里就是过渡区的边界。色球是等离子体参数迅速变化的区域。从色球底层到过渡区，太阳大气的温度由4560K剧增到105K的量级，数密度由1016厘米-3急降到1010厘米-3。
色球发射的钙离子谱线和氢的巴耳末线系比较强，在地面用Hα（6563埃）、 CaⅡ的K 线（3934埃）和H线（3968埃）进行太阳单色像观测，可分析色球的结构。另外，用射电望远镜还可以接收色球发出的厘米波信息。观测表明，色球的结构有明显的不均匀性，到处都有宽度约1000公里、长达1万公里的针状物,很象是从下向上喷射的物质。针状物上升速度约为20～30公里／秒。用Hα和K线所作的太阳单色光观测还表明，色球表面呈现网络状结构。在色球网络中也观测到上下的振荡，速度约为20～30公里／秒，周期为180秒，它与光球的5分钟振荡相对应，对向上传递能量有重要作用。根据空间紫外观测，色球的磁场强度约为光球的二分之一。
日冕 色球以上的太阳大气是高温的稀薄气体，延伸到几个太阳半径的范围，称为日冕。日冕分内冕和外冕，离太阳表面0.3个太阳半径以外为外冕,以内为内冕。日冕的等离子体温度达106K，密度向外逐渐减小，在距太阳表面两个太阳半径处大约为106厘米-3。日冕发射的光比光球的弱得多。当日食过程中月球挡住光球时，可以观测到日冕。日冕辐射来自 3部分：自由电子散射光球的辐射称为K冕，它是连续谱,没有吸收线；日冕中高次电离的离子发射的谱线,组成E冕；行星际尘埃散射光球的光，形成同光球夫琅和费光谱相似，有吸收线的连续谱,即F冕。内冕中K冕占优势,外冕中F冕占优势；E冕亮度很弱，其范围只限于内冕区域。
日食期间，除利用日冕仪观测日冕外，利用米波段的射电望远镜也可接收来自日冕的信息。由于日冕发射的短波辐射受地球大气层的吸收很严重，通常利用气球、火箭和卫星在高空观测太阳的短波辐射。特别是"轨道太阳观测台"(OSO)系列和"天空实验室"的观测,得到大量日冕形态的资料。
从日冕照片可以看出，内冕的形状象轴对称的椭圆，比较有规则，也有许多精细结构；而外冕，有许多喷射状或者羽毛状的结构，形状不规则。这些形态特征表明，日冕的结构同那里的磁场位形密切相关。在日冕中有许多环形和拱形的结构，称为日冕环或日冕拱，它们是日冕中的基本结构形态。日冕的形态随太阳活动周的相位变化而变化。
太阳物理和日球物理的许多重大过程都发生在日冕中。太阳耀斑主要发源于日冕，太阳风的加速过程和临界位置也在日冕中。研究大冕洞的形态需要测量日冕的短波辐射。研究日冕大气的反常加热要求分析日冕中的各种波动过程。
太阳活动区 太阳大气中黑子、光斑、谱斑、日珥和耀斑等常集中于局部区域，称为太阳活动区。它的典型尺度约为10万公里。产生活动区的根源在太阳对流层，所以活动区的整个发展同对流层内的过程密切相关。
黑子 活动区的主体。黑子实际上是太阳光球的局部强磁场区，其磁场强度可高达几千高斯，其内部热力学温度比周围区域要低1000K多，因而较暗,呈现为黑子。一个活动区中的黑子往往成群。当黑子群中所有磁场的极性相同时，构成单极群。大多数黑子群由两部分组成，它们的极性相反，称为双极群，前边的部分称为前导黑子，后面的称为后随黑子。在每一个太阳活动周内，同一半球出现的双极黑子群的前导黑子极性相同，而同另一半球前导黑子的极性相反。在活动周前半周中，前导黑子的磁极性都与同半球极区普遍场的极性相同。另外，当活动区中黑子群的极性不规则分布时，称为多极黑子群。多极黑子群的活动区中容易产生耀斑。
光斑和谱斑 活动区的黑子或黑子群附近有一些形状不规则的白光亮区，叫做光斑。光斑表面比周围光球温度高 1000K左右。这种高温区域向外延伸到色球的区域叫做谱斑。光斑和谱斑在相应波长的照片上，都比周围的区域更亮些。
日珥 是突出日面边缘的一种太阳活动现象，日珥区域的密度和温度同色球中的值相当。日珥在日面上的投影表现为暗条，典型尺度为 6000公里×40000公里×200000公里。日珥有时宁静，有时活动，有时爆发，爆发时的运动速度可达1000公里／秒。
太阳耀斑 太阳活动区中最剧烈的活动现象就是太阳耀斑。太阳耀斑是太阳大气中的一种爆发现象，它在约半小时的时间内从局部区域中释放出约 1025焦耳的能量。耀斑爆发时，各个波段的电磁辐射强度都迅速增强，并产生大量的等离子体抛射和太阳宇宙线。少数大耀斑还可发生核反应过程。恒星大气中的爆发现象，在天体物理中是经常讨论的重要课题。通过研究太阳耀斑可以更好地理解其他天体上的爆发过程。耀斑爆发还将影响行星际环境和地球环境，骚动电离层使地面的短波通信中断，太阳宇宙线还会威胁空间飞行的安全。所以，研究太阳耀斑过程不仅有很大的理论意义，还有明显的实用价值。
长期来，人们用色球望远镜观测太阳的Hα 单色像。观测表明，某些太阳活动区中的局部小区域，其亮度有时会突然增大,在几分钟之内达到极大值,然后在几十分钟内逐渐恢复。这种现象曾被理解为太阳耀斑。由于Hα谱线的发射主要来自色球，所以又称"色球耀斑"，或"色球爆发"。但紫外光、 X光和射电等波段的观测表明，耀斑的起始和主体并不在色球，而是在过渡区和日冕当中，色球耀斑只是一种次级现象。太阳耀斑的爆发同磁场结构密切相关，大量光学观测资料的统计分析说明，黑子磁场的梯度越大,或者黑子群的极性越复杂,就越容易出现耀斑。太阳耀斑同太阳活动区的特性密切相关。20世纪40年代发展起来的射电天文学也为太阳耀斑过程提供了大量资料。射电的发射频率依赖于局部等离子体的状态。太阳射电辐射包括宁静射电、缓变射电和射电爆发。同太阳耀斑相关联的射电爆发按波段可分为微波射电爆发、米波射电爆发和分米波射电爆发，按其特征还常常分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ型爆发。耀斑开始以后，太阳活动区局部区域中（可能是在日冕环或日冕拱中），热的和非热的辐射都很快地增强，然后较慢地恢复。不同波段的辐射反映出整个太阳耀斑现象的不同侧面和过程。
某些太阳耀斑会发射大量的高能粒子，主要是质子。在空间进行直接探测以前，由地面宇宙线通量的突然增强可以估计出，太阳发射的质子能量可超过 5×108电子伏。有这种高能质子的耀斑事件称为太阳宇宙线耀斑。平均每3年有两次宇宙线耀斑。能量小于108电子伏的太阳质子，可注入地球极区，沉降到极区电离层，使电离层的原子、分子反常地电离，记录到宇宙噪音吸收，称为极盖吸收。极盖吸收效应最大时，相应的太阳质子能量为 107电子伏的量级。此时地球轨道上出现的质子数目平均比宇宙线耀斑多10倍称为太阳质子事件，发生这种质子事件的耀斑称为太阳质子耀斑。当太阳质子能量小于0.3×106电子伏时，在地面就很难探测，只能用卫星来探测。出现太阳质子事件时，往往还可以观测到相对论性的电子，其能量超过106电子伏。同时,非相对论性电子的通量也突然增加。少数太阳耀斑产生的高能粒子在太阳大气中可引起核反应，产生中子，发射γ射线。质子耀斑发生时还有大量等离子体从日面喷射出来，形成的强激波可以一直传过地球轨道附近。强激波携带的等离子体动能，可以占太阳大耀斑释放能量的一半左右。
活动区的演化 活动区的演化主要是黑子的演化，黑子中的强磁场同周围等离子体的相互作用决定着黑子群的发生和发展，以及耀斑的爆发。
活动区的发生首先表现在超米粒组织的边缘处出现亮点，以后发展为谱斑。几天以后，在两个亮点中分别形成前导黑子和后随黑子。继而每个黑子发展成团，前导黑子发展得快些,它在日面的纬度比后随黑子低些,相应的谱斑也更亮些。活动区出现后的十几天中，黑子发展迅速,最容易产生太阳耀斑。以后,黑子逐渐衰减，以至消失，留下两个比色球略亮的大谱斑，在两个大谱斑之间常出现暗条，过后，这些暗条畸变、碎裂，最后也消失。每个活动区的出现、发展、消亡都不尽相同，其变化特征还同太阳活动有关。黑子磁场的衰减也同太阳等离子体的运动密切相关。活动区的寿命一般为几天到几十天，特别长寿的活动区可维持10个太阳自转周以上的时间。
冕洞 太阳日冕中反常低温和低密度的区域。从空间观测的软X射线照片中看到的暗区域就是冕洞,其辐射流量比正常日冕值低得多。大多数冕洞位于太阳极区，低日纬的冕洞常常同极冕洞联在一起。但冕洞的形态在其整个寿命期间比较稳定。极区冕洞的面积可达日面的1/10，非极区冕洞的面积只有日面的1～5％。冕洞的寿命平均约为6个太阳周。极冕洞可持续10个月以上,小冕洞寿命仅1个太阳周。
冕洞按特性大致可分为3种：①孤立小冕洞,由赤道附近南北半球两个活动区的相同磁极性的黑子群合并形成；②极区冕洞，由高纬区域的活动区的单磁极性区域合并到极区而形成；③延伸冕洞，大活动区同极区磁极性相同的那部分单极区域，同极区的单极区域合并，形成的从极区沿纬度方向延伸的贯穿冕洞。
根据大量观测资料的统计和分析，太阳风的高速流和地磁活动都同冕洞有关系，冕洞是太阳风高速流的源，也是地磁活动27天重现的扰动区。
冕洞的形成和演化同太阳大尺度磁场和太阳等离子体运动密切相关。一般认为，冕洞是单极磁场区域，冕洞区域的磁场位形是开放的，沿磁力线可将太阳风加速到较高的速度。太阳风高速流加速耗损较多的能量，冕洞区域的温度就比较低。在太阳活动极小年前2～3年，冕洞比较多。
太阳大气对日球的影响 太阳大气的结构和动力学过程主要由太阳对流层的过程决定，太阳大气过程又决定了日球的状态。太阳大气的不同特征区域中，太阳风的加速过程不同，在冕洞区域加速太阳风为高速流；活动区的闭磁场可能对应于低速流。太阳耀斑发生时会产生局部的爆发和激波，其他扰动有时还会产生日冕瞬变现象。就太阳磁场来说，太阳大气的不同特征区域对应于不同的磁场位形，它们向外延伸形成不同特征的行星磁场结构。太阳大气中的不同状态还激发各种扰动、湍流和波，并传至行星际空间。大的太阳耀斑还加速出太阳宇宙线。这些太阳风、行星际磁场、宇宙线、波动和湍流等,就决定了行星际等离子体的运动状态。当然,太阳风同恒星际气体交界处，也受到恒星际空间物理条件的影响。这样，太阳大气过程同太阳附近恒星际空间的条件，就决定了行星际空间的过程。因此，也可以通过太阳风和太阳高能粒子来研究太阳大气过程、行星际空间动力学、太阳风同天体的相互作用以及太阳风同恒星际空间的相互作用。
参考书目
E.G.吉布森编著，林元章等译：《宁静太阳》，科学出版社，北京，1981。(E.G.Gibson,The Quiet Sun,National Aeronautics and Space Administration，Washington,1973.)
胡文瑞等：《太阳耀斑》，科学出版社，北京，1983。
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