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透過觀察不同譜線的太陽影像，我們可以對太陽有一個全面的了解，較有科學價值的幾個波段包括白光、656nm (又稱氫alpha譜線) 和393nm (又稱鈣K譜線) 。

本文章透過分析2010年3月26日的太陽黑子影像，分享不同波長的影像展示的不同資訊。

A. 白光的太陽黑子

這影像展示光球層的情況。太陽黑子是太陽表面溫度較低的地方，光度為周圍的十分之一。中心部份是較深色、溫度較低(約4000°C )的本影，周圍是較淺色、溫度較高(約5000°C)的半影。雖然黑子溫度較低，但卻是非常活躍、磁場很强的地區，比太陽平均磁場強上千倍。

B. 656nm (氫alpha譜線) 的太陽黑子

這影像展示色球層的情況，黑子展示精彩的細節。黑子之間區域的深色幼長紋稱為拱狀暗條 (Arch Filaments)。它們連接兩粒黑子，顯示那裡的磁力線結構。太陽大氣的物質受太陽黑子附近的磁場影響，沿著磁力線運動，形成這個結構。

黑子區域的明亮地區稱為色球譜斑 (Plages)，是色球層中高溫較高之處，位置和光球層的光斑吻合，但範圍比光斑大。

太陽黑子出現前，通常譜斑已經出現，即是譜斑的出現便是黑子誕生的先兆。

C. 393nm (鈣K譜線) 的太陽黑子

鈣K展示太陽光球層頂至色球層底部的磁場結構，黑子附近的淺色區域和氫alpha影像的譜斑吻合，淺色代表譜斑的溫度較周圍高、磁場較强。

謝謝David分享，容許我問一個很直觀的問題，

- 太陽上還有那些可以關注的譜線，如Sodium或其他的? 它們代表了什麼物理狀況?

- 為何H-alpha最受歡迎，Cak及其他譜線是否比較悶，又或者可以預期看到什麼?

- 太陽主要為氫，其他元素是如何來的? 核聚變? 最終是否全變為鐵?

社長 寫:謝謝David分享，容許我問一個很直觀的問題，

- 太陽上還有那些可以關注的譜線，如Sodium或其他的? 它們代表了什麼物理狀況?

- 為何H-alpha最受歡迎，Cak及其他譜線是否比較悶，又或者可以預期看到什麼?

- 太陽主要為氫，其他元素是如何來的? 核聚變? 最終是否全變為鐵?

1. 一些業餘天文愛好者也會買Daystar的Sodium濾鏡，我未親自用過，一些用家分享說細節如同反差很高、經處理的白光影像，觀察米粒組織特別精彩。由於太陽產生很多黃光，所以影像會夠光，不會好像Calcium那麼暗 (所以Calcium主要只是拍攝用)，所以目視效果不錯。

其他譜線是研究太陽的專家才會觀察，詳情可參考:
http://www.windows.ucar.edu/spaceweathe ... sun15.html

氦Helium I- 觀察色球層
氦Helium II- 觀察色球層頂
鐵 - 觀察日冕底層
X射線 - 觀察日冕

2. 如果只限業餘天文愛好者可購買的濾鏡，H-alpha呈現的現象較壯觀，其他譜線的影像變化較慢，和較少具豐富細節的現象發生。

3. 其他不少元素都是恆星死亡前在行星中心用不同元素進行核聚變反應產生的，舉例：

- 燒氫時，會產生氦。(「燒」的意思其實是2個氫原子核可結合，發生核聚變反應，變成新的元素和產生能量。)
- 年老時，中心燒至缺乏氧，便燒氦，產生碳。
- 中心燒至缺乏氦，便燒碳，產生鎂。
- 氦加碳也可聚合變成氧。
- 燒氧可以變成矽.......

還有大量細節，總之在恆星中心能產生的最重元素是鐵。

其他更重的元素是超新星爆炸時誕生。

David研究的领域够深的，前阵子我也略微看了下 金斯理论——研究恒星演变。

不同的元素在光谱下的表现是不一样的，聚变和微子组合是个很微妙的世界。

气云的聚集本身就是个很微妙的，需要达到金斯临界值，方能发生收缩聚集和聚变。

在恒星的发热过程中 H元素 - > He 的过程中，其实有很多复杂成分， 比如 C和 N两种元素混杂的时候，会发生很特别的P-P现象。