光球（photosphere），又稱光球層，指太陽等恒星的發光表面。以太陽光球為例，光球層通常被看作是太陽的表面，也可以認為它是太陽大氣的最低層。
太陽是距離地球最近的恒星，也是人們觀測和研究最多的恒星，科學界中，光球層的研究也基本以太陽為主。伽利略·伽利萊（Galileo Galilei）等科學家對黑子的發現為太陽光球層的觀測做了鋪墊。1950年，哈特（A.B.Hart）通過多普勒測速首先發現光球存在大尺度水平運動。20世紀，科學家們通過觀察太陽表面的活動，如太陽黑子、耀斑等現象，深入了解了光球的結構和動態過程。“光球”是18世紀一位名叫“施羅特爾（Schroetel）”的天文愛好者所起，意思是“發光的球”。
太陽光球層位于對流層之外，其可見光主要是由電子與氫原子反應產生H-的過程中產生。太陽光球可以直接觀測或用加裝了太陽濾光鏡的望遠鏡觀測。還可通過先進天基太陽天文臺上的全日面矢量磁像儀（FMG）、太陽雙超衛星（“羲和號”）等觀測。
定義
光球指太陽等恒星的發光表面。因其他恒星的研究資料較少，主要以太陽光球為例去介紹，太陽是由氣體構成的，嚴格來說并沒有表面，將光線基本完全通過的部分看成太陽表面，并將其稱為光球。光球層緊挨對流區的大氣層，是太陽大氣的底層，厚度約為500km。
發現與命名
發現歷程
1610年，意大利天文學家伽利略·伽利萊（Galileo Galilei）首次用望遠鏡證實了太陽上黑子的存在。1612年6月23日，伽利略使用了望遠鏡成功地區分出了兩組太陽黑子的位置，進一步揭示了太陽的復雜和活躍性。隨著科學技術的發展，太陽光球的觀測變得更加精確。黑子是太陽光球活動的重要標志，黑子的形狀和磁場是緩慢變化的。1843年，塞瑟爾·海因里希·施瓦布（Saychel Heinrich Schwab）首次發現了太陽黑子數存在11周期，同時也為觀測光球層的運動規律打下基礎。
1950年，哈特（A.B.Hart）通過多普勒測速首先發現光球存在大尺度水平運動（25000~85000km），該運動持續幾小時，速度為0.30~0.50km/s。1960年，萊頓（Leighton）及同事確定了該大尺度對流運動及其含義，隨后，更多的觀測印證了這種所謂的超米粒組織大尺度對流現象。
20世紀，隨著天文學和天體物理學的進一步發展，科學家們對太陽光球的研究取得了重大進展。他們通過觀察太陽表面的活動，如太陽黑子、耀斑等現象，深入了解了光球的結構和動態過程。2021年，中國科學院云南天文臺李焱研究員帶領的團隊提出了一種探測太陽大氣層中小尺度磁場分布的新方法，并發現太陽光球層中存在一個以前尚未被認識到的小尺度磁冠拼接層。國際權威期刊《天體物理雜志》在線發表了這一研究成果。
太陽是距離地球最近的恒星，也是人們觀測和研究最多的恒星，科學界中，光球層的研究也基本以太陽為主。
命名
人們平時用肉眼觀測到的耀眼太陽圓盤面，叫做“光球”。光球這個名字是18世紀一位名叫“施羅特爾（Schroetel）”的天文愛好者給起的，意思是“發光的球”。人們出于對太陽無私恩賜的崇敬心情，便稱譽光球層為“光和熱的圣地”。
性質與特征
物理性質
光球層位于對流層之外，屬太陽大氣層中的最低層或最里層。光球的表面是氣態的，其平均密度只有水的幾億分之一，厚度約為500km。光球層內物質的平均有效溫度為5780K，并且由里向外溫度逐漸降低，達到與色球層的交界處，溫度降至4600K。
在光球上的暗斑，就是太陽黑子，是強磁場區，磁感應強度約為0.35~0.45T，而溫度卻比周圍低，約為4500K。黑子周圍的光亮部分叫做光斑，溫度比黑子高100K。黑子和光斑都具有11年的活動周期。
參考資料
半徑
以太陽光球為例，太陽的半徑是指從太陽球心到光球層外邊界的距離。地球上主要的能量都是接收來自光球層發出的輻射，因而人類看見的日面主要就是光球層，通常所說的太陽半徑是光球層。太陽半徑、表面溫度等許多參數都是從光球層得到的。光球以下的部分叫作太陽內部，太陽內部溫度、密度等參數的分布可以通過模型計算出來。
化學性質
光球層的可見光主要是由電子與氫原子反應產生H-的過程中產生。太陽向太空發出的大部分輻射光來自光球層。太陽光的光譜是接近6000K黑體輻射所產生的光譜。光球層粒子密度約1023m-3，大部分是氫原子，只有約3%是電離形成的氫離子。光球層內元素都處于中性原子狀態或低電離度的離子狀態。人們肉眼看到的就是太陽的光球層，太陽光就是從光球層輻射到太空，太陽光譜實際上就是光球的光譜。
太陽光譜是一種典型的線狀光譜，由于太陽四周的大氣吸收內部的輻射，因而太陽發出的白光連續光譜的背景上分布著一條條暗線，這些暗線是約瑟夫·馮·夫瑯和費首先發現的，稱為夫朗和費線。這些譜線是處于濕度遠比太陽內部濕度低的太陽大氣層中的原子對太陽光進行選擇吸收產生的。根據這些譜線，可以確定太陽大氣層中包含的化學元素。從太陽光球光譜分析，太陽大氣中包含90多種化學元素，其中主要的有：氫（71%）、氦（27%）、氧（0.97%）、碳（0.40%）、氮（0.096%）、（0.058%）、硅（0.099%）、硫（0.040%）、鐵（0.14%）、鎂（0.076%）和鈣（0.009%）等。
主要特征
臨邊昏暗：太陽光球內的溫度是隨著深度增加而增加的，觀測者的視線只能貫穿到大氣內一定的深度，因此觀測到太陽視圓面的亮度是從中心向邊緣逐漸減弱的，這一現象稱之為臨邊昏暗現象。臨邊昏暗現象隨電磁波波長的大小而變化，主要呈現于可見光、近紫外及紅外波段。在波長短于160nm的遠紫外和X射線以及射電波段則不存在臨邊昏暗現象，而呈現相反的臨邊增亮現象。
太陽黑子：觀測發現，太陽的光球層上常常會出現一些黑色的“斑點”。這些“斑點”實際上是太陽表面氣體的旋渦，從地球上看像是太陽表面上的黑斑，所以叫太陽黑子。太陽黑子是人類了解太陽的重要現象。很多空間觀測和空間天氣相關的觀測和分析都是通過太陽黑子完成的。
光斑：在光球上還會觀測到亮度較高的亮斑，稱為光斑（facula）。光斑常伴隨黑子，它們彼此聯系緊密：光斑比黑子出現早數小時到數天，且具有類似黑子的偶極特性，其壽命比黑子長，與黑子類似，也有約11年活動周期。光斑的緯度分布也與黑子類似，但比黑子分布寬。
米粒組織：光球上有一些像米粒似的氣團叫米粒組織，尺度大的叫超米粒組織。一般認為，米粒是一種對流現象，光球層處于較高溫度的對流區之上，熱的對流元胞上升，將多余的熱量輻射后，較冷的氣體就分開而沿米粒邊緣向下返流回去。
影響
地球所獲得的太陽光能和太陽熱能來自光球。太陽光球光譜還可以提供許多重要的天體物理信息，如：太陽的自轉速度、太陽的磁場以及太陽的活動機制等。
太陽黑子活動強弱會影響地表氣溫。太陽風活動的強弱與黑子有關，黑子越多，太陽風活動越強。太陽風活動的強弱決定了宇宙射線的多少，宇宙射線又影響著云層的覆蓋面積。云層越多，地球受太陽輻射越少，氣溫越低。據統計，地震活動的強震組合周期約為22年，某些地區地震緯度的遷移也有較明顯的22年周期，這些都與太陽黑子極性變化周期22年相近，或者說與太陽黑子的活動有一定的對應關系。
觀測與探測
業余觀察方法
太陽光球可以直接觀測或用加裝了太陽濾光鏡的望遠鏡觀測。用望遠鏡觀測太陽時，如果大氣視寧度很好（在1~2角秒），就有可能看到日面上的米粒組織。如果視寧度不夠好，米粒組織經常會呈現為斑點狀，這是大氣中巨量中心上升而邊緣下降的氣團造成的。
用一款優質的太陽濾鏡可以看到光斑遍布于整個日面，但一般更常見于日面邊緣附近，因為邊緣區域相對較暗（譯注：稱為“臨邊昏暗效應”），與光斑的對比最顯著。
專業觀測方法
空間太陽探測一直是世界強國空間探測的重點，從1995年至今，美、歐、日等一共發射了近10顆太陽探測衛星，平均不到3年發射一顆。“日地關系觀測臺”（STEREO）首次實現了對太陽的雙視角觀測，隨著“環日軌道器”（Solar 軌道飛行器，SO）的發射和成功運行，太陽磁場的觀測正式進入了多視角觀測時代。
2021年10月14日，由小行星3789國家航天局批復立項的中國第一顆太陽探測科學技術試驗衛星“羲和號”在太原衛星發射中心順利升空。“羲和號”的研究目標是太陽低層大氣，即光球層和色球層的動力學過程，以及太陽爆發活動的物理機制。“羲和號”通過其主要科學載荷Hα成像光譜儀，專門觀測光球層和色球層，在國際上首次實現了全日面Hα波段的光譜成像。
中國首顆太陽探測衛星——先進天基太陽天文臺（ASO-S）于2022年10月9日發射，它將同時對太陽爆發及驅動爆發的太陽磁場進行觀測。先進天基太陽天文臺上配置了三臺有效載荷，分別為：全日面矢量磁像儀、萊曼阿爾法太陽望遠鏡和太陽硬X射線成像儀。其中全日面矢量磁像儀（FMG）用于開展太陽光球矢量磁場的成像觀測，基于雙折射濾光器而成。山東石島氣象臺的太陽光球色球望遠鏡：給太陽的光球層和色球層拍照片，可以觀測太陽上的暗條、黑子等變化。
參考資料 >
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我們的恒星太陽——一個巨大的物理實驗室.中國科學院高能物理研究所.2024-02-10
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揭秘太陽.中國科學院.2024-02-10
給太陽“把脈” 測空間“風云” 走進國家空間天氣監測預警中心.江蘇省氣象局.2024-01-27