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,大的则可达3000多公里。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。

 简介

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，近年来发现的超米粒组织，寿命约为20小时。有趣的是，在老的米粒组织消逝的同时，新的米粒组织又在原来位置上很快地出现，这种连续现象就像我们日常所见到的沸腾米粥上不断地上下翻腾的热气泡。

释义

太阳光球上明亮的颗粒状结构，是光球亮度分布不均匀性的表征。光球实际上是沸腾的对流层顶层，巨大的对流气体元向上流动到太阳表面，并把多余的热量辐射 掉，然后

分散为较冷的气流从气体元的周围边界向下流回对流层。因为上升的气体元中心较热 ，下降的边缘较冷( 中心与边缘的温差至少达100度)，故在光球表面形成了中间亮四周暗的米粒状组织。它的形成深度约 400千米。米粒呈椭圆形，其角径约1～3角秒，相当于日面上700～2000千米 。将米粒隔开的暗区宽度约 290 千米。米粒越大越亮，其亮度比周围背景约亮10%～20%，相应的温度差约300K。整个光球表面的米粒数约4×106个。米粒的平均寿命约8分钟，个别米粒可达16分钟。

科学研究

太阳光球层中气体的对流引起的一种日面结构，在高分辨率的太阳白光照片上呈现为米粒状的明亮斑点，嵌在较暗的条纹中，因而称米粒组织。它们在太阳光球层上的实际直径往往达700～1,400公里，而将米粒隔开的暗条纹的实际宽度约为 290公里。在高分辨率的白光照片上，有些地方还有一些比米粒组织大的暗区，它们比无半影的小黑子要亮，而寿命则较短，这是暂时尚未出现米粒的小区域。米粒组织的光谱表明，各个米粒有局部的多普勒频移(见谱线位移)。由此可测出米粒的中心有每秒 0.4公里的上升速度，并有每秒0.25公里的水平外流速度。光球实际是沸腾的太阳对流层的顶部，升到光球面上的对流元将多余的热量通过辐射散布到米粒上空，因此而变冷的气体就散开并沿米粒的外边缘向下流回对流层。米粒的中心温度比边缘至少高100度。个别米粒的寿命可达15分钟,用统计方法测出的平均寿命约为 8分钟。米粒的亮度随高度而变化，各个米粒的亮度也不相同。常常可以看见一种寿命约为 10分钟的特别亮的爆发米粒，以每秒1.5～2.0公里的速度膨胀成环状，然后破裂。

对流层

太阳米粒的图像使我们想起了煮开水时的对流情景，被加热的水向上升起，热量在水的表面散向空中，然后四散开来 ,再从冷的边界向下流回水底。太阳光球米粒也是这样，米粒物质在米粒底部受热后向上升起，升到顶部把热量通过辐射传向上空，物质本身冷却，从米粒中心

流向米粒边界 (流动从垂直向上变为水平)，再从米粒边界改为垂直向下的流动，流回米粒组织的底部重新吸收热量，如此反复。每次反复只重复同样的物理过程，并不一定重复原来那个米粒的位置，大小和形状。事实上，由于每个米粒的邻居和底部受热等环境会不断有些变化，在这个米粒的位置产生的下一个米粒也必然不同于它的前身。一个米粒从出现到消失的时间就是它的寿命。图 4.42中的每个类似多边形结构的，常被称为一个对流元胞或简称对流元，每个光球米粒就相当于一个对流元。太阳光球层，除黑子所在的区域外，处处是米粒组织，米粒的尺寸相对于太阳来说又是那么的小，所以太阳光球仅是太阳表面的一个薄对流层，在光球的下面存在着更厚的对流层，光球只是下面的对流层的薄顶层而已。

光球层

在光球上时常能看到特别亮的米粒，这些米粒像爆炸一样，以 1.5～2.0千米/秒的速度向外扩展，形成一个圈状物，直到破碎。整个过程大约 10分钟，叫做米粒爆发，很可能是一种过热的现象。

在测量太阳光球上层气体的流动时，发现日面上无黑子群的宁静的地区存在着比光球米粒大许多倍的一块块区域，这些区域的中心部位有气体以大约 40米/秒的平均速度缓慢上升，然后从中心部位以 400米/秒的平均速度水平地流向区域的四周边缘，达到边缘后再以平均约 90米/秒的速度垂直向下运动。这又使我们想到了对流运动的现象，于是称每个有这样流动的区域为一个超米粒。超米粒是太阳上的大的对流元，直径约为 ～米，平均是 ～米，太阳的整个半球面上的宁静部分一共大约有 2500个超米粒。单个超米粒的寿命短的有几小时，寿命长的可达几十小时。

发生过程

对流过程产生米粒组织和超米粒组织，在太阳区还激发出波动和振荡 (也可能是受迫振荡)，所有这些组织的运动形式交织在一起，在太阳光球和大气中绘出一幅非均匀而有组织的图形，超米粒组织起着主宰的作用，它把日面分成一些大的区域。在超米粒组织中和超米粒组织之间布满着小尺度的米粒组织和向外喷射的象针状的气体，叫做针状体。通过观测超米粒组织上升，水平和下沉运动，就可以绘出它的位形及与其他各类型运动之间的关系。这个图是拍摄耀斑时得到的米粒组织、针状体等太阳大气的非均匀结构照片，它表明，太阳大气绝不象宁静模型那样理想，而是有结构的。

因超米粒组织的尺度比较大，与它相关联的结构可通过光球而延伸到色球中，选用某些吸收线(夫琅和费线)观测，超米粒组织的边界比较亮，被称为光球网络。在色球中，超米粒组织的边界也对应于温度较高的区域，叫做色球网络。超米粒组织的重要性还在于它和磁场有着密切的关系，如果不计太阳黑子磁场的贡献，大约 90%的光球磁场集中在超米粒的边界，特别是三个超米粒相交的地方。

米粒组织的磁通量

这网络磁场由许多强的磁通量管或磁结点组成，它们的磁场强度可以高达一千至两千高斯，磁通量大约是麦克斯韦(1个平方厘米截面通过 1高斯的磁场的磁通量为1麦克斯韦)。所以，这些磁通量管的半径大约是 100公里，它们倾向分布在米粒组织之间。在超米粒元的内部，也发现有磁场元，它们称为内部网络场。这种场的磁极性可以是混和的，磁通量约为 麦克斯韦，寿命约30分钟。然而，世界上事情总是不那么简单，自然界的变化有时复杂得难以捉摸。有人对超米粒边界交汇点再进行细致观测时，发现了交汇处的强磁斑有分裂和移动现象。究竟是什么原因造成这一现象，因而给超米粒磁场和流动的观测和研究提出新的任务。又例如要测量超米粒的寿命究竟有多长这样简单的问题。因为地球上除去南北极区之外，其他地区的任何一个天文台都不能连续对太阳作 24小时的观测，所以像这样的简单但有用的参量也很难测准。20世纪 80年代初期，美国德拉华大学的巴特尔研究所曾派人携带望远镜去位于南极点的麦克马尔多站，利用南极夏季日不落的机会测量超米粒寿命。 20世纪90年代，我国北京天文台与美国大熊湖天文台的太阳工作者曾合作，利用这两个天文台分别位于东西两半球的特点，像接力赛一样，用望远镜连续跟踪同一太阳区域的超米粒组织，测得超米粒的寿命为 70～90小时之长。