1樓：汐顏
日全食的時候只有光球層會被擋住，而色球層和日冕層不會被擋住是因為是色球層由於光球層的溫度高於色球層，所以光球層的亮度比色球層亮。這就導致我們平時只能看到亮度更亮的光球層。而發生日全食，月球將太陽光球的部分遮擋了，這時我們才看到了亮度較暗的色球層。
當日全食全食階段的鑽石環消失後，在深紅色的色球層消失之前，我們只有兩秒鐘的時間欣賞它。而且色球層的外面就是日冕層了，它是太陽的大氣，高精度更暗，只能在日全食時看到。
日全食時，月亮擋住了太陽的光球圓面，在漆黑的天空背景上，相繼顯現出紅色的色球和銀白色的日冕，科學工作者可以在這一特定的時機、特定的條件下，觀測色球和日冕，並拍攝色球、日冕的**和光譜圖，從而研究有關太陽的物理狀態和化學組成
2樓：匿名使用者
也不盡然！只是因為色球層直徑比光球層大很多，所以即使擋住了一點點也不影響觀測。
至於為什麼只擋住一點點，這和日環食時為什麼只露出一點點道理相同——因為太陽、地球、月亮三者的距離就在那兒，月亮、太陽的大小也在那兒，月亮對地球就只能檔那麼多！
太陽的大氣層由里到外分成光球、色球、日冕三大層次，為什麼它們的溫度是依次增加的？
3樓：森海和你
對於光球層來說，能量**於太陽內部輻射，因此越靠外溫度越低，越靠近溫度越高。
太陽光球層在太陽對流區之上，是太陽大氣的最底層，厚約500km。光球層物質的平均有效溫度為5780k，可是太陽的溫度隨著高度由內向外逐漸降低，在光球與色球交界處,溫度降至4000k～4600k。光球發出的可見光最強。
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光球上面的大氣層為色球層，色球層比光球層厚，約為1500km，它的內半徑約696500km，色球內各種物理引數，包括密度，電離度和各種物理過程，在色球層不同高度處於存在著巨大變化。
日冕是太陽大氣的最外層，可以延伸到幾個太陽直徑，甚至更遠。它的亮度僅為光球的百萬分之一，只有在日全食時或用特製的日冕儀才能看見。
4樓：雲在藍天
太陽核心的溫度高達攝氏一千五百萬度，在那兒發生著氫-氦核聚變反應。核聚變反應每秒鐘要消耗掉約五百萬噸的物質，並轉換成能量以光子的形式釋放出來。這些光子從太陽中心到達太陽表面要花一百多萬年。
光子從太陽中心出發後先要經過輻射帶，沿途在與原子微粒的碰撞丟失能量。隨後要經過對流帶，光子的能量被熾熱的氣體吸收，氣體在對流中向表面傳遞能量。到達對流帶邊緣後，光子已經冷卻到五千五百攝氏度了。
我們所能直接看到的是位於太陽表面的光球層。光球層比較活躍，溫度約為攝氏六千多度，屬於比較「涼爽」部分。光球層上有乙個個起伏的對流單元「公尺粒」。
每個公尺粒的直徑在一千六百公里左右，它們是乙個個從太陽內部公升上來的熱氣流的頂問。就是在不斷的對流活動中，太陽每秒鐘向宇宙空間釋放著相當於一千億個百萬噸級核彈的能量。
在光球層的某些區域性溫度比較低，在可見光範圍內這些部位就顯得比其它地方黑暗，所以人們稱之為「黑子」。光球層外包裹著色球層，太陽將能量通過色球層向外傳遞。這一層中有太陽耀斑，所謂耀斑是黑子形成前產生的灼熱氫雲。
色球層之外是太陽大氣的最外層日冕。日冕非常龐大，可以向太空綿延數百萬公里，但只有在日全食時才可看到它。人們可以在日冕中可以看到從色球層頂端產生的巨大火焰「日餌」。
在輻射光和熱的同時，太陽也產生一種低密度的粒子流——太陽風。太陽風以每秒四百五十公里的速度向宇宙空間輻射。地球和其它某些行星的極光也是太陽風帶來的。
如果一段時間內太陽風異常強大，便形成了太陽風暴。太陽的磁場極其強大複雜，其範圍甚至越過了冥王星軌道。
太陽已經近五十億歲了，它還可以繼續平靜地燃燒約五十億年。五十億年後，太陽內部的氦將轉變成更重的元素，亮度會增加到現在的一倍，體積也將不斷膨脹，水星、金星和地球都將進入它的大氣。在經歷一億年的紅巨星階段後，太陽將耗盡所有能源而坍縮成一顆白矮星，並通過向宇宙空間拋射物質而形成乙個行星狀星雲。
5樓：哈哈噠噠麼麼哈
這是自然規律，加上物質越來越往外，溫度就越高
6樓：慶幸啊
因為太陽的溫度是從日冕開始散發的，溫度就是最高的，越外層的溫度就越低。
7樓：不服輸的黑岩
因為大部分的能量都聚集在核心的位置，所以內部的溫度是最高的
8樓：武漢黑鴨
物質都是有分子組成的，分子運動的越快，所產生的熱量就越多，它們的溫度就會依次增加
9樓：就是這個範兒
熱力學定律決定熱量不會從溫度低的層面流向溫度高的層面，這一反常的現象意味著什麼，科學家們目前還未找到合理的解釋。
10樓：麥田怪圈啊哦
任何事物都是由大到小，由小到大排列，遵循自然規律，
11樓：星期一要吃糕
這就是一種規律吧。累的活要交給負荷大的，能承受的。
12樓：匿名使用者
因為從裡到外，發生的反應越劇烈，熱源越多，溫度越高。
13樓：蠟筆小新快樂
因為它們的溫度都是慢慢的增加的，分別受到的能量都是不一樣的
色球層，日冕層溫度越來越高，為什麼光球層最亮
14樓：匿名使用者
這是因為光球層是一條明亮的連續光譜，上面迭加著大量的吸收線「即夫朗和費線」。
連續光譜和吸收線都在光球中形成，但是一些強線 「如氫的ha和鈣的h、」 的中心部分是在色球中形成的。這是因為那裡的吸收係數很大，光球輻射不能直接射出。至於1700埃以下的紫外、遠紫外、x射線以及遠紅外區和射電波段的輻射，則是由色球和日冕產生的。
雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻。在非擾光球中布滿公尺粒組織,估計總數達到400萬顆.在光球的活動區，有太陽黑子,光斑，偶爾還有白光耀斑.
它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊。
平均的非擾光球上每平方厘公尺每秒發出的輻射流量為6.3x10 爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度
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光球層的物理狀態：
雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻.在非擾光球中布滿公尺粒組織,估計總數達到400萬顆.在光球的活動區，有太陽黑子,光斑，偶爾還有白光耀斑.
它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊.平均的非擾光球上每平方厘公尺每秒發出的輻射流量為6.3x10 爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度。
這一輻射流量是各波段輻射強度的總和。光球的溫度隨高度而不同，在從內部向外，溫度逐漸降低.光球與色球的交界處，溫度降到最低值，只有4000多度,但接著又逆公升，在日冕中竟高達上百萬度.
光球的物質密度約為每立方厘公尺10克，氣體壓力大致等於10達因/厘公尺。
15樓：路人
因為光球就是實際看到的太陽圓面，它有乙個比較清楚的圓周界線。而日冕是太陽大氣的最外層，雖然延伸到幾個太陽直徑，甚至更遠。但它的亮度僅為光球的百萬分之一，只有在日全食時或用特製的日冕儀才能看見。
雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻.在非擾光球中布滿公尺粒組織,估計總數達到400萬顆。
在光球的活動區，有太陽黑子,光斑，偶爾還有白光耀斑.它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊.平均的非擾光球上每平方厘公尺每秒發出的輻射流量為6.
3x10 爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度
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光球的氣體平均密度只有水的幾億分之一。光球氣體這麼稀薄，應該是非常透明的了，實際上卻不然。
雖然幾厘公尺的一薄層氣體，宛如一片輕紗那樣透明，但幾百千公尺厚的氣體就像成千上萬層輕紗重疊在一起，其效果就像一道牆壁，變成不透明的了。因此，人們難以看到光球層幾百千公尺深度以內的太陽輻射。
光球厚達500千公尺，極不透明。光球上密密麻麻地分布著極不穩定的斑斑點點，被稱為「公尺粒組織」。公尺粒組織可能是光球下面氣體對流產生的現象。
另外，還有超公尺粒組織，其直徑與壽命要大的多。在光球還分布著太陽黑子和光斑，偶爾還會出現白光耀斑。這些活動現象有著相差懸殊的亮度、物理狀態和結構
16樓：悠悠周郎
我們見到的太陽光都是光球層發出來的，色球層雖然溫度高，但是發光不及光球層的 1％，所以除了日全食很難看到它。我猜測，應該是太陽內部的高溫無法通過日冕層散發導致溫度越來越高，但是它們壓力等條件無法達到核聚變，所以不發光，日核 1500 萬 ℃，3000 億個大氣壓，日冕層一百萬度，但是密度很低。
為什麼太陽溫度從裡面地光球層向外面地日冕層逐漸公升高。不是越靠近太陽內部溫度越高嗎？謝謝啊！
17樓：
太陽的能量來自於核聚變
這種聚變發生在外層
太陽的原始高溫是由它的內部壓力而來。根據萬有引力定律原理，物體的質量越大，其引力就越大。早年的太陽在滾雪球般發展時，隨著質量的增加，引力也愈強，吸引周圍的物質就越多，就更增加了質量，如此迴圈，太陽的質量越來越大。
同時質量越大內部壓力越大，從而溫度不斷的公升高。產生熱核聚變的條件是要有足夠的壓力(稱之為臨界壓力)和合適的點火溫度.隨著原始太陽質量的不斷增大,內部壓力和溫度的公升高,達到滿足產生熱核反應的條件後,太陽就開始發光發熱,成為一顆恆星.
一般來講,氣體星球要成為恆星,必須要有一定的質量,這樣它內部的壓力和溫度才能達到熱核反應的條件,這個質量叫做臨界質量.典型的例子就是我們太陽系中最大的氣態行星—木星，同樣也是由氫元素構成的氣態星球，但由於它的質量小於臨界質量，內部的壓力和溫度達不到產生熱核聚變的條件，所以它只能是一顆氣態行星。不過它是一顆潛在的太陽，有科學家推測，將來太陽毀滅後，沒有太陽制約的木星將憑著它太陽系老大的地位吸引周圍的行星自成乙個小太陽系，同時也不斷吸收周圍的物質增加質量，達到臨界質量後就會發光發熱，成為另一顆太陽，不過那是50億年以後的事了。
色球層，日冕層溫度越來越高，為什麼光球層最亮
18樓：岳如之姬琳
我們見到的太陽光都是光球層發出來的，色球層雖然溫度高，但是發光不及光球層的
1％，所以除了日全食很難看到它。我猜測，應該是太陽內部的高溫無法通過日冕層散發導致溫度越來越高，但是它們壓力等條件無法達到核聚變，所以不發光，日核
1500
萬℃，3000
億個大氣壓，日冕層一百萬度，但是密度很低。
19樓：文代桃汗可
這是因為光球層是一條明亮的連續光譜，上面迭加著大量的吸收線「即夫朗和費線」。
連續光譜和吸收線都在光球中形成，但是一些強線
「如氫的ha和鈣的h、」
的中心部分是在色球中形成的。這是因為那裡的吸收係數很大，光球輻射不能直接射出。至於1700埃以下的紫外、遠紫外、x射線以及遠紅外區和射電波段的輻射，則是由色球和日冕產生的。
雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻。在非擾光球中布滿公尺粒組織,估計總數達到400萬顆.在光球的活動區，有太陽黑子,光斑，偶爾還有白光耀斑.
它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊。
平均的非擾光球上每平方厘公尺每秒發出的輻射流量為6.3x10
爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度
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光球層的物理狀態：
雖然整個說來光球是明亮的，但各部分亮度卻很不均勻.在非擾光球中布滿公尺粒組織,估計總數達到400萬顆.在光球的活動區，有太陽黑子,光斑，偶爾還有白光耀斑.
它們的亮度，物理狀態和結構都相差懸殊.平均的非擾光球上每平方厘公尺每秒發出的輻射流量為6.3x10
爾格，由此可算出光球的有效溫度為5500度。
這一輻射流量是各波段輻射強度的總和。光球的溫度隨高度而不同，在從內部向外，溫度逐漸降低.光球與色球的交界處，溫度降到最低值，只有4000多度,但接著又逆公升，在日冕中竟高達上百萬度.
光球的物質密度約為每立方厘公尺10克，氣體壓力大致等於10達因/厘公尺。
參考資料：搜狗百科-光球層
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