光球（photosphere），又称光球层，指太阳等恒星的发光表面。以太阳光球为例，光球层通常被看作是太阳的表面，也可以认为它是太阳大气的最低层。

太阳是距离地球最近的恒星，也是人们观测和研究最多的恒星，科学界中，光球层的研究也基本以太阳为主。伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）等科学家对黑子的发现为太阳光球层的观测做了铺垫。1950年，哈特（A.B.Hart）通过多普勒测速首先发现光球存在大尺度水平运动。20世纪，科学家们通过观察太阳表面的活动，如太阳黑子、耀斑等现象，深入了解了光球的结构和动态过程。“光球”是18世纪一位名叫“施罗特尔（Schroetel）”的天文爱好者所起，意思是“发光的球”。

太阳光球层位于对流层之外，其可见光主要是由电子与氢原子反应产生H-的过程中产生。太阳光球可以直接观测或用加装了太阳滤光镜的望远镜观测。还可通过先进天基太阳天文台上的全日面矢量磁像仪（FMG）、太阳双超卫星（“羲和号”）等观测。

光球指太阳等恒星的发光表面。因其他恒星的研究资料较少，主要以太阳光球为例去介绍，太阳是由气体构成的，严格来说并没有表面，将光线基本完全通过的部分看成太阳表面，并将其称为光球。光球层紧挨对流区的大气层，是太阳大气的底层，厚度约为500km。

1610年，意大利天文学家伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）首次用望远镜证实了太阳上黑子的存在。1612年6月23日，伽利略使用了望远镜成功地区分出了两组太阳黑子的位置，进一步揭示了太阳的复杂和活跃性。随着科学技术的发展，太阳光球的观测变得更加精确。黑子是太阳光球活动的重要标志，黑子的形状和磁场是缓慢变化的。1843年，塞瑟尔·海因里希·施瓦布（Saychel Heinrich Schwab）首次发现了太阳黑子数存在11周期，同时也为观测光球层的运动规律打下基础。

1950年，哈特（A.B.Hart）通过多普勒测速首先发现光球存在大尺度水平运动（25000~85000km），该运动持续几小时，速度为0.30~0.50km/s。1960年，莱顿（Leighton）及同事确定了该大尺度对流运动及其含义，随后，更多的观测印证了这种所谓的超米粒组织大尺度对流现象。

20世纪，随着天文学和天体物理学的进一步发展，科学家们对太阳光球的研究取得了重大进展。他们通过观察太阳表面的活动，如太阳黑子、耀斑等现象，深入了解了光球的结构和动态过程。2021年，中国科学院云南天文台李焱研究员带领的团队提出了一种探测太阳大气层中小尺度磁场分布的新方法，并发现太阳光球层中存在一个以前尚未被认识到的小尺度磁冠拼接层。国际权威期刊《天体物理杂志》在线发表了这一研究成果。

太阳是距离地球最近的恒星，也是人们观测和研究最多的恒星，科学界中，光球层的研究也基本以太阳为主。

人们平时用肉眼观测到的耀眼太阳圆盘面，叫做“光球”。光球这个名字是18世纪一位名叫“施罗特尔（Schroetel）”的天文爱好者给起的，意思是“发光的球”。人们出于对太阳无私恩赐的崇敬心情，便称誉光球层为“光和热的圣地”。

光球层位于对流层之外，属太阳大气层中的最低层或最里层。光球的表面是气态的，其平均密度只有水的几亿分之一，厚度约为500km。光球层内物质的平均有效温度为5780K，并且由里向外温度逐渐降低，达到与色球层的交界处，温度降至4600K。

在光球上的暗斑，就是太阳黑子，是强磁场区，磁感应强度约为0.35~0.45T，而温度却比周围低，约为4500K。黑子周围的光亮部分叫做光斑，温度比黑子高100K。黑子和光斑都具有11年的活动周期。

参考资料

以太阳光球为例，太阳的半径是指从太阳球心到光球层外边界的距离。地球上主要的能量都是接收来自光球层发出的辐射，因而人类看见的日面主要就是光球层，通常所说的太阳半径是光球层。太阳半径、表面温度等许多参数都是从光球层得到的。光球以下的部分叫作太阳内部，太阳内部温度、密度等参数的分布可以通过模型计算出来。

光球层的可见光主要是由电子与氢原子反应产生H-的过程中产生。太阳向太空发出的大部分辐射光来自光球层。太阳光的光谱是接近6000K黑体辐射所产生的光谱。光球层粒子密度约1023m-3，大部分是氢原子，只有约3%是电离形成的氢离子。光球层内元素都处于中性原子状态或低电离度的离子状态。人们肉眼看到的就是太阳的光球层，太阳光就是从光球层辐射到太空，太阳光谱实际上就是光球的光谱。

太阳光谱是一种典型的线状光谱，由于太阳四周的大气吸收内部的辐射，因而太阳发出的白光连续光谱的背景上分布着一条条暗线，这些暗线是约瑟夫·冯·夫琅和费首先发现的，称为夫朗和费线。这些谱线是处于湿度远比太阳内部湿度低的太阳大气层中的原子对太阳光进行选择吸收产生的。根据这些谱线，可以确定太阳大气层中包含的化学元素。从太阳光球光谱分析，太阳大气中包含90多种化学元素，其中主要的有：氢（71%）、氦（27%）、氧（0.97%）、碳（0.40%）、氮（0.096%）、（0.058%）、硅（0.099%）、硫（0.040%）、铁（0.14%）、镁（0.076%）和钙（0.009%）等。

临边昏暗：太阳光球内的温度是随着深度增加而增加的，观测者的视线只能贯穿到大气内一定的深度，因此观测到太阳视圆面的亮度是从中心向边缘逐渐减弱的，这一现象称之为临边昏暗现象。临边昏暗现象随电磁波波长的大小而变化，主要呈现于可见光、近紫外及红外波段。在波长短于160nm的远紫外和X射线以及射电波段则不存在临边昏暗现象，而呈现相反的临边增亮现象。

太阳黑子：观测发现，太阳的光球层上常常会出现一些黑色的“斑点”。这些“斑点”实际上是太阳表面气体的旋涡，从地球上看像是太阳表面上的黑斑，所以叫太阳黑子。太阳黑子是人类了解太阳的重要现象。很多空间观测和空间天气相关的观测和分析都是通过太阳黑子完成的。

光斑：在光球上还会观测到亮度较高的亮斑，称为光斑（facula）。光斑常伴随黑子，它们彼此联系紧密：光斑比黑子出现早数小时到数天，且具有类似黑子的偶极特性，其寿命比黑子长，与黑子类似，也有约11年活动周期。光斑的纬度分布也与黑子类似，但比黑子分布宽。

米粒组织：光球上有一些像米粒似的气团叫米粒组织，尺度大的叫超米粒组织。一般认为，米粒是一种对流现象，光球层处于较高温度的对流区之上，热的对流元胞上升，将多余的热量辐射后，较冷的气体就分开而沿米粒边缘向下返流回去。

地球所获得的太阳光能和太阳热能来自光球。太阳光球光谱还可以提供许多重要的天体物理信息，如：太阳的自转速度、太阳的磁场以及太阳的活动机制等。

太阳黑子活动强弱会影响地表气温。太阳风活动的强弱与黑子有关，黑子越多，太阳风活动越强。太阳风活动的强弱决定了宇宙射线的多少，宇宙射线又影响着云层的覆盖面积。云层越多，地球受太阳辐射越少，气温越低。据统计，地震活动的强震组合周期约为22年，某些地区地震纬度的迁移也有较明显的22年周期，这些都与太阳黑子极性变化周期22年相近，或者说与太阳黑子的活动有一定的对应关系。

太阳光球可以直接观测或用加装了太阳滤光镜的望远镜观测。用望远镜观测太阳时，如果大气视宁度很好（在1~2角秒），就有可能看到日面上的米粒组织。如果视宁度不够好，米粒组织经常会呈现为斑点状，这是大气中巨量中心上升而边缘下降的气团造成的。

用一款优质的太阳滤镜可以看到光斑遍布于整个日面，但一般更常见于日面边缘附近，因为边缘区域相对较暗（译注：称为“临边昏暗效应”），与光斑的对比最显著。

空间太阳探测一直是世界强国空间探测的重点，从1995年至今，美、欧、日等一共发射了近10颗太阳探测卫星，平均不到3年发射一颗。“日地关系观测台”（STEREO）首次实现了对太阳的双视角观测，随着“环日轨道器”（Solar 轨道飞行器，SO）的发射和成功运行，太阳磁场的观测正式进入了多视角观测时代。

2021年10月14日，由小行星3789国家航天局批复立项的中国第一颗太阳探测科学技术试验卫星“羲和号”在太原卫星发射中心顺利升空。“羲和号”的研究目标是太阳低层大气，即光球层和色球层的动力学过程，以及太阳爆发活动的物理机制。“羲和号”通过其主要科学载荷Hα成像光谱仪，专门观测光球层和色球层，在国际上首次实现了全日面Hα波段的光谱成像。

中国首颗太阳探测卫星——先进天基太阳天文台（ASO-S）于2022年10月9日发射，它将同时对太阳爆发及驱动爆发的太阳磁场进行观测。先进天基太阳天文台上配置了三台有效载荷，分别为：全日面矢量磁像仪、莱曼阿尔法太阳望远镜和太阳硬X射线成像仪。其中全日面矢量磁像仪（FMG）用于开展太阳光球矢量磁场的成像观测，基于双折射滤光器而成。山东石岛气象台的太阳光球色球望远镜：给太阳的光球层和色球层拍照片，可以观测太阳上的暗条、黑子等变化。