太阳光谱由极为宽阔的连续谱以及数以万计的夫琅和费吸收线和发射线组成，是一个极为丰富的信息宝藏。太阳光谱属于G2V光谱型，有效温度为5770K。太阳电磁辐射中99.9%的能量集中在红外区、可见光区和紫外区。在地面上观测的波段范围大约为0.295～2.5微米。短于0.295微米和大于2.5微米的太阳辐射，因地球大气中臭氧、水汽和其他大气分子的强烈吸收，不能到达地面。利用太阳光谱，可以探测太阳大气的化学成分、温度、压力、运动、结构模型以及形形色色活动现象的产生机制与演变规律，可以认证谱线和确认元素的丰度。利用太阳光谱在磁场中的塞曼效应，可以研究太阳的磁场。太阳光谱的总体变化很小，但有的谱线具有较大的变化。在太阳上发生爆发时，太阳极紫外和软X射线都会出现很大的变化。利用这些波段的光谱变化特征可以研究太阳上的多种活动现象。因此提高对太阳光谱的空间分辨率和拓展观测波段，可以大大增强对太阳和太阳活动的认识。现在已探测到了完整的，称之为第二太阳光谱的偏振辐射谱。利用第二太阳光谱，又可以进一步开展多项太阳物理研究，也可能成为探测太阳微弱磁场和湍流磁场的有效方法。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

（撰写：吴中华 审订：都 亨）

　　影响航天器热量平衡的辐射环境。太阳和地球的辐射是轨道航天器的主要热辐射环境。太阳发射频段很宽的电磁辐射，它还控制着对地球及其大气的热输入。地球热辐射又叫做射出辐射。地球平均热辐射的测量值为243 7w/m2，其时间变化特性，不显著，但随纬度有较大变化，从赤道到两极随纬度增高热辐射值减小，从250减至140 w/m2。它们决定着航天器的热平衡状态。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

（撰写：古士芬 修订： 审订：都 亨）

　　太阳活动区的出现和磁场增强有密切关系。在活动区出现前，首先观测到磁场的增强。磁场是活动区的最本质特征。活动区往往具有复杂的磁场结构，并且磁场强度也非常高，一般可达上千甚至几千高斯。活动区磁场与太阳大气的相互作用的结果产生各种瞬变和缓变活动现象。在同一活动区中，极性相反的磁区之间有一条磁场为零的分界线，称为磁中性线。在磁中性线附近磁场梯度很大，容易发生等离子体不稳定过程和其他磁能转换过程。结构复杂的磁场所蕴藏的磁能非常巨大，足够供给一次大耀斑爆发的能量。在耀斑爆发前后，活动区的磁场往往有剧烈变化，然后变得比较简单。因此磁中性线的变化，特别是突然消失预示能量的转移或爆发，可用来预报耀斑或其他活动（如日冕物质抛射等）的爆发。现在有一种观点认为磁场在日冕物质抛射过程中起着重要作用。磁能的释放转化为日冕物质的动能和热能。另外磁场可以支撑日珥，将相对低温的日珥和高温日冕隔离开。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

（撰写：吴中华 审订：都 亨）

　　强磁场是黑子的基本特征。黑子磁场强度在1000～4500高斯之间。黑子中磁力线的分布具有轴对称的特征。在黑子中心磁力线几乎和该处太阳表面的法线一致，从中心向外，磁力线与法线的夹角逐渐增加。用扇形模型能很好地描述该特征。黑子磁场在中心与半影边缘一半处达到极大。黑子磁场强度与黑子面积A有关。一般面积越大，磁场越强。最大磁场强度Hm与黑子面积有近似关系：
　　黑子磁场是不稳定的，它随时间变化，一般为每小时0.4～18高斯。在剧烈活动时可达每小时180高斯以上。在这种变化对太阳活动区的许多不稳定过程起着重要作用。黑子磁场存在精细结构：黑子内磁力线随深度有很强的扭转和旋涡结构；存在本影点。黑子磁场的极性在一个黑子群中有一定的分布规律。一般来说，一个黑子群中有两个主要黑子，它们的磁极性相反。如果前导黑子是N极的，则尾随黑子就是S极。在同一半球，一个黑子群的磁极性分布状况是相同的，而另一半球则与此相反。在一个太阳周（约11年）结束，另一个活动周开始时，上述磁极性分布会颠倒过来，形成一个约22年的磁周。
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

　（撰写：吴中华 审订：都 亨 ）