在红巨星分支之后，太阳还剩下大约1.2亿年的活跃生命，但发生了很多事情。首先，核心（充满简并氦）在氦闪中猛烈点燃；据估计，6%的核心 - 本身是太阳质量的40%- 将通过3氦过程在几分钟内转化为碳。然后太阳缩小到目前大小的1/10左右，增加光度到目前的50倍，而温度比现在低一点。然后它将到达红群聚或水平分支，但太阳金属量的恒星不会沿着水平分支向蓝色演变。相反的，由于其持续在核心中的氦反应，太阳在大约1亿年内适度变大，变亮。

当氦耗尽时，太阳将重复核心中的氢耗尽时所遵循的膨胀。然而，这一次，这一切都发生得更快，太阳变得更大更亮，如果之前没有吞噬金星，这时也会被席卷金星。这是渐近巨星分支阶段，太阳交替聚变壳层中的氢或更深壳中的氦。在早期渐近巨星分支上大约2,000万年后，太阳变得越来越不稳定，质量迅速损失，每10万年左右会有几百年因为热脉冲导致大小和光度增加。热脉冲每次都变得更大，后来的脉冲将光度推到目前水准的5,000倍，半径增大超过1 AU（1.50× 108 km）。

根据2008年的模型，由于太阳成为红巨星的质量损失，地球的轨道最多会从最初的扩大1.5 AU（2.20 × 108 km）。然而，由于潮汐力，地球的轨道稍后将开始缩小，因此在红巨星分支的尖端阶段，在水星和金星分别遭受了同样的命运的数百万年后被太阳吞没。质量损失的速度和时间因模型而异。在红巨星分支上具有较高质量损失的模型，在渐近巨星分支的顶端产生质量更小，亮度较低的恒星，可能光度只有2,000倍，半径不到200倍。对太阳来说，在它完全失去外壳并开始形成行星状星云之前，预测有四个热脉冲。到这个阶段结束时 - 持续大约50万年 - 太阳将只有目前质量的一半左右。渐近巨分支的后期演化甚至更快。随着温度的升高，光度保持大致恒定，当暴露的核心到达30,000 K（29,700 °C；53,500 °F）时，太阳质量的一半被电离成行星状星云，核心就像在某种蓝色环中一样。最后的裸核，一颗白矮星，温度将超过100,000 K（100,000 °C；180,000 °F），估计包含太阳目前质量的54.05%。行星状星云将在大约1万年后消散，但白矮星将存活数万亿年，然后逐渐变成目前无法被观测到黑矮星。

太阳是一个巨大而炽热的气体星球。知道了日地距离，再从地球上测得太阳圆面的视角直径，从简单的三角关系就可以求出太阳的半径为69.6万千米，是地球半径的109倍。由此可以算出太阳的体积为地球的130万倍。天文学家根据开普勒行星运动的第三定律，利用地球的质量和它环绕太阳运转的轨道半径及周期，还可以推算出太阳的质量为1.989×1030千克，这个质量是地球的33万倍。并且集中了太阳系99.86%的质量。但是，即使这样一个庞然大物，在茫茫宇宙之中，却也不过只是一颗质量中等的普通恒星而已。

由太阳的体积和质量，可以计算出太阳平均密度为1.409克/厘米3，约为地球平均密度的0.26倍。太阳表面的重力加速度等于273.9810米/秒2，约为地球表面重力加速度的28倍，如果一个人站在太阳表面，那么他的体重将会是在地球上的20倍。太阳表面的逃逸速度约617.7公里/秒，任何一个中性粒子的速度必须大于这个值，才能脱离太阳的吸引力而跑到宇宙空间中去。

太阳只是宇宙中一颗十分普通的恒星，但它却是太阳系的中心天体。太阳系中，包含我们的地球在内的八大行星、一些矮行星、彗星和其它无数的太阳系小天体，都在太阳的强大引力作用下环绕太阳运行。太阳系的疆域庞大，仅以冥王星为例，其运行轨道距离太阳就将近40个天文单位，也就是60亿千米之遥远，而实际上太阳系的范围还要数十倍于此。

但是这样一个庞大的太阳系，在银河系中却仅仅是沧海一粟。银河系拥有至少1000亿颗以上的恒星，直径约10万光年。太阳位于银道面之北的猎户座旋臂上，距离银河系中心约30000光年，在银道面以北约26光年，它一方面绕着银心以每秒250公里的速度旋转，周期大概是2.5亿年，另一方面又相对于周围恒星以每秒19.7公里的速度朝着织女星附近方向运动。太阳也在自转，其周期在日面赤道带约25天；两极区约为35天。

太阳正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（距离最近的一颗恒星是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24000至26000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2亿2500万至2亿5000万年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。

太阳绕银河系中心公转，绕银河系中心公转周期约2.5×108年。银河系中心可能有巨大黑洞，但它周围布满了恒星，所以看上去像“银盘”。这些恒星都绕“银核”公转。与地球公转不同，这些恒星公转每绕一周离“银核”会更近。

主词条：太阳自转

太阳和其它天体一样，也在围绕自己的轴心自西向东自转，但观测和研究表明，太阳表面不同的纬度处，自转速度不一样。在赤道处，太阳自转一周需要25.4天，而在纬度40处需要27.2天，到了两极地区，自转一周则需要35天左右。这种自转方式被称为“较差自转”。这种较差自转是由热传输引起的对流运动和太阳自转引起的柯里奥利力造成的。

根据太阳活动的相对强弱，太阳可分为宁静太阳和活动太阳两大类。宁静太阳是一个理论上假定宁静的球对称热气体球，其性质只随半径而变，而且在任一球层中都是均匀的，其目的在于研究太阳的总体结构和一般性质。在这种假定下，按照由里往外的顺序，太阳是由核心、辐射区、对流层、光球层、色球层、日冕层构成。光球层之下称为太阳内部；光球层之上称为太阳大气。

主词条：太阳磁场

太阳表面有一个变化的恒星磁场。它的极场是1—2高斯（0.0001—0.0002特斯拉），而在太阳上被称为太阳黑子的特征中，极场通常是3,000高斯（0.3特斯拉），在日珥中则是10—100高斯（0.001—0.01特斯拉）。磁场随时间和位置的变化而变化。准周期的11年太阳周期是太阳黑子数量和大小增减的最显著变化。

太阳磁场远远超出了太阳本身。导电的太阳风等离子体将太阳磁场带入太空，形成所谓的行星际磁场。在一种被称为理想磁流体动力学的近似中，等离子体粒子只沿着磁力线移动。结果是，向外流动的太阳风将行星际磁场向外拉伸，迫使其形成大致径向的结构。对于在太阳磁赤道两侧具有相反半球极性的简单偶极太阳磁场，在太阳风中形成薄的电流片。太阳圈电流片延伸到太阳系外，影响到星际物质中的等离子体。

太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色，太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥（参见磁重联）。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。

太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极（在光球）随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1nT。然而依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场是这个数值的100倍，大约是5nT。

核反应区

主词条：核反应区

从中心到0.25太阳半径是太阳发射巨大能量的真正源头，也称为核反应区。在这里，太阳核心处温度高达1500万度，压力相当于3000亿个大气压，随时都在进行着四个氢核聚变成一个氦核的热核反应。根据原子核物理学和爱因斯坦的质能转换关系式E=mc2，每秒钟有质量为6亿吨的氢经过热核聚变反应为5.96亿吨的氦，并释放出相当于400万吨氢的能量，正是这巨大的能源带给了我们光和热，但这损失的质量与太阳的总质量相比，却是不值一提的。根据对太阳内部氢含量的估计，太阳至少还有50亿年的正常寿命。

核反应区中的核聚变率处于自校正平衡：稍高的核聚变率会导致堆芯升温更多，膨胀会稍微抵消外层的重量，从而降低密度，进而降低核聚变率，并校正摄动；而稍低的速率将导致核心稍微冷却和收缩，从而增加密度并增加核聚变速率，并再次使其恢复到现时的速率。

辐射区

主词条：辐射区

0.25太阳半径～0.86太阳半径是太阳辐射区，它包含了各种电磁辐射和粒子流。辐射从内部向外部传递过程是多次被物质吸收而又再次发射的过程。从核反应区到太阳表面的行程中，能量依次以X射线、远紫外线、紫外线，最后是可见光的形式向外辐射。

差旋层

辐射层和对流层被一个过渡的差旋层分隔开。在此区域中，辐射区的均匀旋转与对流区的差异旋转之间的急剧状态变化导致两者之间产生大的剪切力，产生连续的水平层相互滑过的现象。目前猜想这一层中的磁发电机会产生太阳的磁场。

对流层

主词条：太阳对流层

对流层是辐射区的外侧区域，其厚度约有十几万千米，由于这里的温度、压力和密度梯度都很大，太阳气体呈对流的不稳定状态。使物质的径向对流运动强烈，热的物质向外运动，冷的物质沉入内部，太阳内部能量就是靠物质的这种对流，由内部向外部传输。

对流层中，太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，热柱携带热物质前往表面（光球）产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量在可见的太阳表面，此处温度已经降至5700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。

在对流带的热柱对太阳表面观测是非常重要的，比如米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是瑞利-贝纳德对流，形状大致为棱镜六边形。

太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们。太阳的大气层由四部分组成：光球（正常情况下可见）、色球、过渡区、日冕和太阳圈。在日全食期间，光球被阻挡，使得日冕可见。太阳圈可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。

光球

主词条：光球

对流层上面的太阳大气，称为太阳光球。光球是一层不透明的气体薄层，厚度约500千米。它确定了太阳非常清晰的边界，几乎所有的可见光都是从这一层发射出来的。

色球

主词条：色球

色球位于光球之上。厚度约2000千米。太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的，但到了色球层，却又反常上升，到色球顶部时已达几万度。由于色球层发出的可见光总量不及光球的1%，因此人们平常看不到它。只有在发生日全食时，即食既之前几秒种或者生光以后几秒钟，当光球所发射的明亮光线被月影完全遮掩的短暂时间内，在日面边缘呈现出狭窄的玫瑰红色的发光圈层，这就是色球层。平时，科学家们要通过单色光（波长为6563埃）色球望远镜才能观测到太阳色球层。

日冕

主词条：日冕

日冕是太阳大气的最外层，由高温、低密度的等离子体所组成。亮度微弱，在白光中的总亮度比太阳圆面亮度的百分之一还低，约相当于满月的亮度，因此只有在日全食时才能展现其光彩，平时观测则要使用专门的日冕仪。日冕的温度高达百万度，其大小和形状与太阳活动有关，在太阳活动极大年时，日冕接近圆形；在太阳宁静年则呈椭圆形。自古以来，观测日冕的传统方法都是等待一次罕见的日全食——在黑暗的天空背景上，月面把明亮的太阳光球面遮掩住，而在日面周围呈现出青白色的光区，就是人们期待观测的太阳最外层大气——日冕。

主词条：太阳圈

太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置-流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。

在2004年12月，旅行者1号探测器已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。

主词条：太阳光

阳光是地球能量的主要来源。太阳常数是在距离太阳1天文单位的位置（也就是在或接近地球），直接暴露在阳光下的每单位面积接收到的能量，其值约相当于1,368W/m2（瓦每平方米）。经过大气层的吸收后，抵达地球表面的阳光已经衰减——在大气清澈且太阳接近天顶的条件下也只有约1,000W/m2。

有许多种天然的合成过程可以利用太阳能-光合作用是植物以化学的方式从阳光中撷取能量（氧的释出和碳化合物的减少），直接加热或使用太阳电池转换成电的仪器被使用在太阳能发电的设备上，或进行其他的工作；有时也会使用集光式太阳能（也就是凝聚阳光）。储存在原油和其它化石燃料中的能量是来自遥远的过去经由光合作用转换的太阳能。

太阳辐射的峰值波长（500纳米）介于光谱中蓝光和绿光的过渡区域。恒星的温度与其辐射中占主要地位的波长有密切关系。就太阳来说，其表面的温度大约在5800K。然而，由于人的眼睛对峰值波长周围的其它颜色更敏感，所以太阳看起来呈现出白色或是黄白色。

作为一颗恒星，太阳，其总体外观性质是，光度为383亿亿亿瓦，绝对星等为4.8。是一颗黄色G2型矮星，有效温度等于开氏5800度。太阳与在轨道上绕它公转的地球的平均距离为149597870千米（499.005光秒或1天文单位）。按质量计，它的物质构成是71%的氢、26%的氦和少量较重元素。它们都是通过核聚变来释放能量的，根据理论太阳最后核聚变反应产生的物质是铁和铜等金属。

核心

核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量能量的区域，温度高达1570万K。99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，核聚变反应几乎完全停止。

光球层

光球层上最显著的现象就是太阳黑子，所谓太阳黑子，只指太阳光球层上的温度相对较低的区域，其温度约为4500K，而光球其余部分的温度约为5777K。

色球层

色球厚度约2000千米，太阳的温度分布从核心向外直到光球层，都是逐渐下降的，但到了色球层，却又反常上升，到接近顶端的温度大约在20000K。

日冕

日冕是太阳大气的最外层，它由高温、低密度的等离子体所组成，日冕的温度高达百万度。

主词条：太阳活动

太阳看起来很平静，实际上无时无刻不在发生剧烈的活动。太阳由里向外分别为太阳核反应区、太阳对流层、太阳大气层。其中22亿分之一的能量辐射到地球，成为地球上光和热的主要来源。太阳表面和大气层中的活动现象，诸如太阳黑子、耀斑和日冕物质喷发（日珥）等，会使太阳风大大增强，造成许多地球物理现象──例如极光增多、大气电离层和地磁的变化。

太阳活动和太阳风的增强还会严重干扰地球上无线电通讯及航天设备的正常工作，使卫星上的精密电子仪器遭受损害，地面通讯网络、电力控制网络发生混乱，甚至可能对航天飞机和空间站中宇航员的生命构成威胁。因此，监测太阳活动和太阳风的强度，适时作出“空间气象”预报，越来越显得重要。

2019年12月，观测到一种新型的太阳磁爆炸，称为强制磁重联。此前，在一个被称为自发磁重联的过程中，人们观察到太阳磁力线爆炸性地发散，然后瞬间再次会聚。强制磁重联也是类似的，但它是由日冕中的爆炸触发。

主词条：太阳黑子

太阳黑子是太阳光球上的暗斑，磁场强度高。在磁场中，热量从太阳内部到表面的对流传输受到抑制。结果是，太阳黑子比周围的光球略冷，所以看起来很暗。在典型的太阳极小期，几乎看不到太阳黑子，偶尔根本完全看不到；能看见的那些，都出现在太阳高纬度地区。随着太阳周期向极大期发展，太阳黑子往往在靠近太阳赤道的地方形成；这一现象被称为史波勒定律。最大的太阳黑子直径可达数万公里。

11年的太阳黑子周期是22年巴布科–雷顿发电机周期的一半，这对应于环形和极向太阳磁场之间的振荡能量交换。在太阳极大期时，外部极向偶极磁场接近其发电机周期最小强度，但通过差旋层内的差异自转产生的内部环形四极场接近其最大强度。在发电机周期的这一点上，对流区内的浮力上升流迫使环形磁场通过光球层出现，产生了成对的太阳黑子，大致排列在东西方向，并具有相反磁极的足迹。太阳黑子对的磁极在每个太阳周期交替出现，这一现象由海尔定律描述。

在太阳周期的衰退阶段，能量从内部环形磁场转移到外部极向磁场，太阳黑子的数量和大小都会减少。在太阳极小期时，环形场相应地处于最小强度，太阳黑子相对罕见，而极向场处于最大强度。随着下一个11年太阳黑子周期的上升，差异自转将磁能从极向场转移回环形场，但其极性与前一个周期相反。这一过程持续进行，在理想化、简化的场景中，每个11年的太阳黑子周期都对应着太阳大尺度磁场的整体极性的变化。

主词条：太阳耀斑

太阳耀斑是一种剧烈的太阳活动，是太阳能量高度集中释放的过程。一般认为发生在色球层中，所以也叫“色球爆发”。其主要观测特征是，日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀，其寿命仅在几分钟到几十分钟之间，亮度上升迅速，下降较慢。特别是在太阳活动峰年，耀斑出现频繁且强度变强。

别看它只是一个亮点，一旦出现，简直是一次惊天动地的大爆发。这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量，或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发，在一二十分钟内可释放10的25次幂焦耳的巨大能量。

除了日面局部突然增亮的现象外，耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多，除可见光外，有紫外线、X射线和伽玛射线，有红外线和射电辐射，还有冲击波和高能粒子流，甚至有能量特高的宇宙射线。

太阳耀斑对地球空间环境造成很大影响。耀斑爆发时，发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时，将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全。当耀斑辐射来到地球附近时，与大气分子发生剧烈碰撞，破坏电离层，使它失去反射无线电电波的功能。无线电通信尤其是短波通信，以及电视台、电台广播，会受到干扰甚至中断。耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用，产生极光，并干扰地球磁场而引起磁暴。

此外，耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响正因为如此，人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增，正在努力揭开耀斑的奥秘。

主词条：光斑

太阳光球层上比周围更明亮的斑状组织。用天文望远镜对它观测时，常常可以发现：在光球层的表面有的明亮有的深暗。这种明暗斑点是由于这里的温度高低不同而形成的，比较深暗的斑点叫做“太阳黑子”，比较明亮的斑点叫做“光斑”。光斑常在太阳表面的边缘“表演”，却很少在太阳表面的中心区露面。因为太阳表面中心区的辐射属于光球层的较深气层，而边缘的光主要来源光球层较高部位，所以，光斑比太阳表面高些，可以算得上是光球层上的“高原”。

光斑也是太阳上一种强烈风暴，天文学家把它戏称为“高原风暴”。不过，与乌云翻滚，大雨滂沱，狂风卷地百草折的地面风暴相比，“高原风暴”的性格要温和得多。光斑的亮度只比宁静光球层略强一些，一般只大10%；温度比宁静光球层高300℃。许多光斑与太阳黑子还结下不解之缘，常常环绕在太阳黑子周围“表演”。少部分光斑与太阳黑子无关，活跃在70°高纬区域，面积比较小，光斑平均寿命约为15天，较大的光斑寿命可达三个月。光斑不仅出现在光球层上，色球层上也有它活动的场所。当它在色球层上出现时，活动的位置与它在光球层上出现的位置大致吻合。不过，出现在色球层上的不叫“光斑”，而叫“谱斑”。实际上，光斑与谱斑是同一个整体，只是因为它们的高度不同而已。

主词条：米粒组织

米粒组织是太阳光球层上的一种日面结构。呈多角形小颗粒形状，得用天文望远镜才能观测到。米粒组织的温度比米粒间区域的温度约高300℃，因此，显得比较明亮易见。虽说它们是小颗粒，实际的直径也有1000公里～2000公里。

明亮的米粒组织很可能是从对流层上升到光球的热气团，不随时间变化且均匀分布，且呈现激烈的起伏运动。米粒组织上升到一定的高度时很快就会变冷，并马上沿着上升热气流之间的空隙处下降；寿命也非常短暂来去匆匆，从产生到消失，几乎比地球大气层中的云消烟散还要快平均寿命只有几分钟，此外，发现的超米粒组织，其尺度达3万公里左右，寿命约为20小时。

主词条：太阳风

太阳风是一种连续存在，来自太阳并以200-800km/s的速度运动的等离子体流这种物质虽然与地球上的空气不同，不是由气体的分子组成，而是由更简单的比原子还小一个层次的基本粒子——质子和电子等组成，但它们流动时所产生的效应与空气流动十分相似，所以称它为太阳风。

当然，太阳风的密度与地球上的风的密度相比，是非常非常稀薄而微不足道的，一般情况下，在地球附近的行星际空间中，每立方厘米有几个到几十个粒子。而地球上风的密度则为每立方厘米有2687亿亿个分子。太阳风虽然十分稀薄，但它刮起来的猛烈劲却远远胜过地球上的风。在地球上，12级台风的风速是每秒32.5米以上而太阳风的风速，在地球附近却经常保持在每秒350～450千米，是地球风速的上万倍，最猛烈时可达每秒800千米以上。

太阳风从太阳大气最外层的日冕，向空间持续抛射出来的物质粒子流。这种粒子流是从冕洞中喷射出来的，其主要成分是氢粒子和氦粒子。太阳风有两种：一种持续不断地辐射出来，速度较小，粒子含量也较少，被称为“持续太阳风”；另一种是在太阳活动时辐射出来，速度较大，粒子含量也较多，这种太阳风被称为“扰动太阳风”。扰动太阳风对地球的影响很大，当它抵达地球时，往往引起很大的磁暴与强烈的极光，同时也产生电离层骚扰。

主词条：冕洞

冕洞的分布区域可达太阳表面多数地区，尤其是在太阳的两极地区，科学家已经发现冕洞内部存在磁场线的闭合和开放，如果磁场线突然打开或者闭合，那么太阳表面就会出现较大范围的冕洞覆盖现象，其分布区域远大于两极地区，冕洞形成时可携带大量的炙热等离子体，磁场线开放的区域可以看到冕洞的一些细节上变化，比如冕洞周围出现类似浪花状的结构等。事实上，冕洞分布在日冕物质中密度较低的空间，而且温度极高，可达到数百万度。

太阳动力学天文台目前正在监视太阳表面的异常变化，太阳正处于为期11年的活动周期高峰时段，未来我们还将看到强烈的太阳耀斑以及日冕物质抛射等现象。

这些太阳活动的背后都有磁场因素的介入，对太阳活动的判断似乎较为困难。科学家还发现如果冕洞发生的区域分布在太阳表面的高纬度地区，那么可形成速度较快的太阳风。

2021年9月2日，中国“黎明星”风云三号E星（以下简称“E星”）发布首批高精度、多波段太阳图像。在太阳极紫外动画图像上，太阳最外层大气——日冕数天内的变化被精准捕捉，太阳活动区、冕洞等也清晰可见。

这段风云三号E星太阳极紫外图像做成的动画展示了日冕2021年8月24日至31日的变化，随着太阳缓缓地自转，太阳上的活动区、冕洞等特征也一一呈现在我们面前，宛若一幅壮美的画卷。耀斑类似于地球上的闪电。

2022年3月，欧洲航天局发布了一张太阳的高分辨率图像，号称有史以来最高分辨率的太阳图像，大小为56.26MB。这是太阳轨道飞行器在大约7500万公里的距离在极紫外光下看到的太阳。该图像是3月7日由极紫外成像仪(EUI)仪器的高分辨率望远镜拍摄，将25张单幅图像进行了拼接，每张图像拍摄耗时10分钟，总共花了4个多小时。

2022年8月30日，中国首颗太阳探测科学技术试验卫星“羲和号”在国际上首次实现了对太阳Hα（氢阿尔法）波段的光谱扫描成像，记录了太阳活动在光球层和色球层的响应过程，通过一次扫描，可获取376个波长位置的太阳图像，不同波长对应了光球和色球不同层次的太阳大气。根据这些谱线的精细结构，可反演出高精度的全日面色球和光球多普勒速度场，发生在太阳大气中的活动可被详细记录到，进而研究太阳活动的物理过程。