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网友提问：为什么要观测不同波长的太阳辐射？
用标准相机给太阳照一张照片，你会看到一个熟悉的形象：一个黄色的、平淡无奇的大圆盘。如果你在太阳接近地平线时对它进行拍摄的话，它看上去也许会更红一些，因为此时太阳的光线必须穿过更多的地球大气，使其在到达照相机镜头前失去了蓝色光波。实际上，太阳可以发出所有颜色的光波，但是因为最明亮的是黄色光波，所以，我们用肉眼看到的太阳的颜色——更准确地说，是太阳在相机中所呈现的颜色——是黄色，因为人是不能直视太阳的。当所有的可见光叠加在一起，就是科学家所称的“白光”。
借助专门的仪器，无论是陆基望远镜还是空间望远镜，都可以观测到远远超出肉眼可视范围的光线，不同的波长传达着有关太阳表面和大气中不同组分的信息。因此，科学家就用这些从不同波长中得到的信息，为我们不断变化的恒星绘制出一幅完整的图像。
例如，波长为5500埃（1埃=0.1纳米）的黄绿光，通常是由温度为5700℃的物质发出的，说明太阳表面的温度正是这一温度。此外，由温度大约为630万摄氏度的原子发出的，是波长为94埃的极端紫外线，太阳耀斑就可以达到如此高的温度。因此，对观测太阳耀斑来说，极端紫外线是一个极佳的波长。通过仔细观察在各种不同波长下拍摄的太阳图片，科学家可以追踪粒子和热量是如何穿过太阳大气层的。这些照片都是由下列望远镜拍摄的：美国航空航天局的太阳动力学天文台（SDO）、日地关系天文台（STEREO）以及欧空局和美国航空航天局联合研制的太阳和太阳风层探测器（SOHO）。
我们能看到阳光的可见光谱部分，原因很简单，因为太阳是由热气体组成的，因热产生光，就像白炽灯泡一样。太阳中不仅包含多种不同的原子，比如氦原子、氢原子、铁原子，还包含携带不同电荷的各种离子。当每一种原子和离子达到特定温度后，都可以发出特定波长的光。科学家在20世纪早期就已经弄清了哪些原子会发出哪些波长的光，并将这一对应关系一一编录在册。
太阳望远镜以两种方式利用这一波长信息。第一种方式是采用一种被称为光谱分析仪的特定仪器。该仪器可以同时观测多个波长的光，能帮助科学家对太阳周围物质呈现出的温度范围形成一个综合的理解。光谱图看上去并不像一幅典型的照片，而更像一幅对各种光线按其数量级别进行分类的图形。
另一种方式，则是采用那些仅聚焦于某一特定波长的光线来生成太阳传统图像的仪器。比如，参与太阳动力学天文台项目的科学家，为其上面搭载的大气成像仪器组（AIA）选择了10种不同的波长以便进行观测。每一波长的光线大部分是由一种离子（也可能是两种离子）发出的，不过也总有由其他离子产生的波长或长或短的光线在图片中出现。科学家之所以选择这些波长，是因为其中的每一个波长都会有选择地突出显示太阳大气层中某一特定的部分。
从太阳表面开始，太阳动力学天文台观测的各波长（以埃为单位）光线与其所突出显示的太阳大气层中某一特定的部分，其对应关系如下：
4500埃：显示的是太阳的表面，或者叫光球层。
1700埃：显示的也是太阳的表面，也就是太阳大气层中被称为色球的一层。色球层位于光球层之上，太阳温度自色球层开始逐渐升高。
1600埃：显示的是光球层上方的过渡区，介于色球层和日冕之间。在过渡区，温度急剧升高。
304埃：该波长的光线是由色球层和过渡区发出的。
171埃：该波长的光线展示了日冕层在安静状态下的情形。该波长的光线也可以显示出被称为冕环的巨大磁弧。
193埃：可显示出日冕中温度稍高的区域，也可显示出太阳耀斑中温度更高的物质。
211埃：该波长的光线显示的是日冕中温度更高的磁活跃区。
335埃：该波长的光线显示的也是日冕中温度更高的磁活跃区。
94埃：该波长的光线突出显示了太阳发生耀斑时的日冕区域。
131埃：该波长的光线显示的是太阳耀斑中最热的物质。
太阳动力学天文台向人们提供了此前人们不可能看到的、有关太阳的详细视图。太阳动力学天文台于2010年2月11日发射，采用两套成像装置：大气成像仪器组和日震及日磁成像仪（HMI），可以用13种不同的波长向人们提供超高清晰度的太阳图像。
用标准相机给太阳照一张照片，你会看到一个熟悉的形象：一个黄色的、平淡无奇的大圆盘。如果你在太阳接近地平线时对它进行拍摄的话，它看上去也许会更红一些，因为此时太阳的光线必须穿过更多的地球大气，使其在到达照相机镜头前失去了蓝色光波。实际上，太阳可以发出所有颜色的光波，但是因为最明亮的是黄色光波，所以，我们用肉眼看到的太阳的颜色——更准确地说，是太阳在相机中所呈现的颜色——是黄色，因为人是不能直视太阳的。当所有的可见光叠加在一起，就是科学家所称的“白光”。
借助专门的仪器，无论是陆基望远镜还是空间望远镜，都可以观测到远远超出肉眼可视范围的光线，不同的波长传达着有关太阳表面和大气中不同组分的信息。因此，科学家就用这些从不同波长中得到的信息，为我们不断变化的恒星绘制出一幅完整的图像。
例如，波长为5500埃（1埃=0.1纳米）的黄绿光，通常是由温度为5700℃的物质发出的，说明太阳表面的温度正是这一温度。此外，由温度大约为630万摄氏度的原子发出的，是波长为94埃的极端紫外线，太阳耀斑就可以达到如此高的温度。因此，对观测太阳耀斑来说，极端紫外线是一个极佳的波长。通过仔细观察在各种不同波长下拍摄的太阳图片，科学家可以追踪粒子和热量是如何穿过太阳大气层的。这些照片都是由下列望远镜拍摄的：美国航空航天局的太阳动力学天文台（SDO）、日地关系天文台（STEREO）以及欧空局和美国航空航天局联合研制的太阳和太阳风层探测器（SOHO）。
我们能看到阳光的可见光谱部分，原因很简单，因为太阳是由热气体组成的，因热产生光，就像白炽灯泡一样。太阳中不仅包含多种不同的原子，比如氦原子、氢原子、铁原子，还包含携带不同电荷的各种离子。当每一种原子和离子达到特定温度后，都可以发出特定波长的光。科学家在20世纪早期就已经弄清了哪些原子会发出哪些波长的光，并将这一对应关系一一编录在册。
太阳望远镜以两种方式利用这一波长信息。第一种方式是采用一种被称为光谱分析仪的特定仪器。该仪器可以同时观测多个波长的光，能帮助科学家对太阳周围物质呈现出的温度范围形成一个综合的理解。光谱图看上去并不像一幅典型的照片，而更像一幅对各种光线按其数量级别进行分类的图形。
另一种方式，则是采用那些仅聚焦于某一特定波长的光线来生成太阳传统图像的仪器。比如，参与太阳动力学天文台项目的科学家，为其上面搭载的大气成像仪器组（AIA）选择了10种不同的波长以便进行观测。每一波长的光线大部分是由一种离子（也可能是两种离子）发出的，不过也总有由其他离子产生的波长或长或短的光线在图片中出现。科学家之所以选择这些波长，是因为其中的每一个波长都会有选择地突出显示太阳大气层中某一特定的部分。
从太阳表面开始，太阳动力学天文台观测的各波长（以埃为单位）光线与其所突出显示的太阳大气层中某一特定的部分，其对应关系如下：
4500埃：显示的是太阳的表面，或者叫光球层。
1700埃：显示的也是太阳的表面，也就是太阳大气层中被称为色球的一层。色球层位于光球层之上，太阳温度自色球层开始逐渐升高。
1600埃：显示的是光球层上方的过渡区，介于色球层和日冕之间。在过渡区，温度急剧升高。
304埃：该波长的光线是由色球层和过渡区发出的。
171埃：该波长的光线展示了日冕层在安静状态下的情形。该波长的光线也可以显示出被称为冕环的巨大磁弧。
193埃：可显示出日冕中温度稍高的区域，也可显示出太阳耀斑中温度更高的物质。
211埃：该波长的光线显示的是日冕中温度更高的磁活跃区。
335埃：该波长的光线显示的也是日冕中温度更高的磁活跃区。
94埃：该波长的光线突出显示了太阳发生耀斑时的日冕区域。
131埃：该波长的光线显示的是太阳耀斑中最热的物质。
太阳动力学天文台向人们提供了此前人们不可能看到的、有关太阳的详细视图。太阳动力学天文台于2010年2月11日发射，采用两套成像装置：大气成像仪器组和日震及日磁成像仪（HMI），可以用13种不同的波长向人们提供超高清晰度的太阳图像。