中间深黑色的部分叫本影，四周暗淡的区域叫半影。另外，大多数的黑子都成群出现，单一的黑子比较少见，黑子群多是沿东西方向分布着。一群中，西边较大的黑子叫前导黑子，东边的黑子叫后随黑子。常常是前导的黑子比后随的黑子大，出现得早，消失得迟。在太阳的球面上，黑子的形态随着和日面中心的距离而变化，在东西边缘时，基本上成长条形。每个黑子群的演化经历是各不相同的，有的仅存在几个小时，有的却长达十多个月。也就是说，可以观测好几个周期。一般的黑子都存在几天到几十天。此外，日面上每天的黑子多少、大小、形态和位置都不一样。有时，一天里的黑子状况也有变化。就太阳整体来说，太阳黑子有大约11年的周期变化。
光斑：在太阳光球层的东西边缘，往往能见到一些比光球背景要明亮的区域，这就是光斑。它的基本特征是：光斑常伴随着日面边缘的黑子一起出现。和黑子在一起的光斑，成明亮的纤维状围绕着黑子，其长轴方向大致垂直于太阳赤道。光斑要比黑子早出现几小时到几天，出现后，往往分成两部分，显现出类似黑子群的偶极特征。由于受太阳较差自转的影响，光斑发展到末期要分裂成许多小块，逐渐消失。光斑和黑子一样，也存在着11年的活动周期。光斑在日面上的纬度分布，要比黑子活动区宽大约±15度。光斑的平均寿命约2～3天。光斑的平均亮度比光球背景明亮大约1／10，其可见度受天气影响很大。
米粒组织：是太阳光球层中气体对流引起的沸腾活动的结构。在天气非常理想的情况下，用较高倍率望远镜观测时，日面上似乎布满时隐时现的较明亮的米粒状结构，这就叫米粒组织。米粒组织的可见度受天气影响较大，它的视角直径只有1＂～3＂，需要有较高分辨本领的望远镜才能见到。其存在的寿命很短，平均只有几分钟，最长也只有15分钟左右。米粒组织的形状与所在日面的位置无关。米粒组织的多少和太阳11年活动周期无关。
上述这些光球现象的基本特征，都与观测有密切关系。观测者只有充分了解这些规律，才能获得满意的观测资料。
（3）观测方法
观测方法是为观测目的服务的。就上述的观测对象来说，每一个对象都可以有几种不同的观测方法。这里我们只着重介绍照相观测和投影观测。
照相观测：大致可分两种类型——直接拍摄物镜的焦点像和在投影屏上拍摄目镜的局部放大像。
直接拍摄物镜的焦点像：也就是把目镜取下，接上照相机的机身。这时，天文望远镜的物镜就相当于该照相机的长焦距镜头。这样的拍摄很简单，稍有摄影常识的人就能做。但是，要注意下列问题：这是物镜的焦点像，太阳光极其强烈，一定要事先加好减光装置；焦距一定要调好，要知道，光凭眼睛调还不够，因为目视和感光是有差异的，要进行多次实验找出最佳值；要搞清楚焦点像的直径有多大，一般说来，太阳焦点像的直径，是该望远镜物镜焦距的1／100；露光时间，这要看你的减光措施、天气状况、太阳的地平高度和所用底片而定，要进行实验；拍出的结果要以大黑子的清晰结构和太阳的临边昏暗层次为依据；千万注意机身不要漏光，为此，应在机身前加一块挡光板，遮住太阳的直射光；通过照相机要监视日面的宁静度，以日面边缘最整齐时，定为最佳拍摄时间。
在投影屏上拍摄目镜的局部放大像：也就是使太阳光通过物镜和目镜，将太阳像投影在一个屏上，把机身放在屏上，让所要拍摄的黑子投到底片上。
请注意以下几点：要在目镜出射光孔上加黄色滤光片；不要加拍摄焦点像时的减光装置；拍照时，仍然要以太阳投影像的边缘宁静度为依据；可能的话，用黑布将目镜到投影屏部分及观测者都一起包起来，减少散射光。
投影观测：就是观测投影屏上的太阳像。往往有人以为这种太阳像不如直接目视观测。其实，这是真实的光球像，而且是放大像，光球上面的黑子、光斑和米粒组织均可见到。同时，可以几个人同时看，这是进行普及教育的最好观测手段。它和照相观测相比，也有不少优越之点，比如，投影观测可见到的一些小黑子，照相机观测则很难照到。投影观测还需注意以下几点：投影屏处在主镜光轴投影处，并与光轴垂直；太阳投影像的大小要根据望远镜物镜口径、所用目镜焦距和目镜到屏的距离来决定。对一般小型天文望远镜来说，不要选用高倍目镜，太阳投影像直径在10厘米左右为宜。如果太小的话，小黑子不容易见到，甚至偶极黑子被看成单独的黑子。如果投影像过大，日面像迅速减暗，黑子和其他结构反而不清楚了。我国太阳联合观测的投影像直径为17．4厘米，根据太阳投影像的尺寸，做一张“太阳黑子观测”图，将图夹在屏上，使太阳投影像投在图纸的圆内并对整齐，观测前，要把图上的东西线和太阳视运动的方向调一致。调的方法是先选一个小而清楚的黑子，放在东西线上，把镜子固定住，如果该黑子一直在东西线上移动，说明方向一致，如果偏离了，就要调整图的位置。如果没有理想的黑子，用日面边缘与东西线外切法也可以，调好东西线以后，就要寻找黑子，边看边记黑子的群数、个数、形态和位置等，寻找完了，要把投影像和图对齐，开动跟踪装置；描绘黑子时，要用比较硬的铅笔，削的尖一点，先轻轻地勾出本影和半影的轮廓，点出小黑子的形态和位置，描绘时要迅速，手不要压屏，头不要碰目镜，一定要如实记录，绝不能凭空想象随意虚构，不可追求艺术效果，观测开始要记时刻，观测完了再看时刻，取整个观测时段的一半作为观测时刻，正规的太阳观测基本上选择在每天上午8点到9点之间。当然，如果这时天气不好，另找其他时间也可；要根据观测要求做好全面记录。
目前，正规的天文观测只重视黑子观测。关于光斑观测，可以在拍摄全日面像时获得，也可以在观测黑子投影图时，同时用红铅笔描出光斑轮廓。
关于米粒组织，可以用照相方法观测，但往往不容易拍摄出好的结果。
太阳的未来
太阳已经50亿岁了。它已度过了漫长的前半生，进入到了中年时期。现在，它容光焕发，华光四射，率领着太阳家族中的一切成员居住在银河系中。
据天文学家估计，太阳的寿命是100亿岁。那就是说，太阳还能够活上50亿年。
那么，太阳将怎样度过它的后半生呢？50亿年以后，它变成了什么呢？
太阳的中年时期是一个相对稳定的阶段。太阳内部蕴藏着大量的氢，这些氢是维持太阳生命的“粮食”。太阳内部是一个高温和高压的地方，在那里正在进行着热核反应，四个氢原子核聚变为一个氦原子核。热核反应进行的时候，释放出大量的能量，于是，太阳放出强烈的光和热。由于氢聚变为氦的反应，进行得比较缓慢，因此，太阳的中年时期比较长，占了太阳一生中的绝大部分时间。
热核反应产生的巨大能量，使太阳大气处在剧烈的热运动中。太阳大气的热运动，产生了向外的压力，这个压力叫做辐射压，它是一种向外排斥的力。
太阳上除了这种斥力以外，还有自身产生的引力。它是一种向内的，跟斥力方向正好相反的力。太阳一生的变化，就是因为这两种力不断变化而造成的。现阶段，太阳上的这两种力势均力敌，处在相持的情况下。因此，太阳既不膨胀，也不收缩，光度变化也不大。虽然太阳表面局部地区在发生各种各样的活动，例如黑子、耀斑、日珥等活动，而且活动的规模和释放出的能量比地球上最猛烈的火山爆发要强几十万倍，抛射出大量的物质，但是这些活动都不足以引起太阳的严重创伤，无损于太阳的光辉。
太阳的这种稳定的局面，虽然能维持一个很长的时期，但是最终有一天要被打破的，踏上通向“死亡”的道路。
天文学家计算，太阳内部靠近中心的地方，温度最高，压力也最高，氢聚变为氦的热核反应主要在中心进行。因此，越接近太阳的中心，氢越早消耗完毕。这样，在中心部分就形成一个由氦组成的核心，叫做氦核。这个氦核随着热核反应的进行不断增大。这时候，太阳结构开始发生了变化：中央是一个氦核，外面是正在燃烧着的由氢组成的壳层，再外面是还没有燃烧的由氢组成的壳层。那时候，太阳中心的温度只有1500万度，密度只有每立方厘米100克，温度和压力都不够高，不能使氦发生核反应。因此，氦核形成以后，太阳中心部分由一个产生能量的地方变成一个不产生能量的地方。
内部没有能量供应，向外的斥力减弱，斥力和引力之间的平衡遭到了破坏，引力逐渐地大于斥力，占了上风。计算表明，当氦核的质量占整个太阳质量的百分之十到百分之十五的时候，太阳内部物质就要进行一番调整，核心部分在引力作用下收缩。
氦核收缩的时候，要释放出大量的能量。这些能量，一部分使氦核升温，另一部分就输送到外壳。外面的太阳大气得到从里面送来的热量以后，受热膨胀，表面积迅速增大。这时里面收缩、外面膨胀的过程进行得极快，外部热量的增加赶不上表面积的增长。因此，太阳表面每单位面积所发出的热量反而比以前少。这时候，太阳的表面温度降低，但是因为整个太阳的体积大大增加，所以太阳的光度仍然很大。到这时候，太阳已经变成一颗表面温度比较低、颜色偏红、体积很大、平均密度很小、光度很高的星。由于个儿大，发出的又是红光，所以叫做红巨星。
太阳变成红巨星的时候，体积大得可以把水星都吞进去。它的光度将要比现在的太阳大几十倍。我们地球上的气温将升高好几倍。那时候，我们的地球也就变成了一个人类无法居住的地球了。
太阳变成红巨星的过程中，随着氦核的收缩，中心温度越来越高，密度越来越大。等到温度升高到一亿度，密度升高到每立方厘米10万克的时候，氦开始发生热核反应，死灰复燃，重新放出大量的热量。太阳经过一次剧烈变动以后再一次稳定起来。太阳在红巨星阶段大约要维持10亿年。
氦原子核聚变为碳原子核的热核反应不断进行，中心部分逐渐地变成一个碳核，等到碳核增大到一定大小的时候，又一次发生外面膨胀、里面收缩的过程。太阳再一次剧烈变动。
这种核反应在太阳内部一个接一个地进行。当碳核收缩，中心温度升高到六亿度的时候，碳开始热核反应，聚变为氧。碳聚变过程更快，只要一万年就结束。
碳聚变反应完了以后，等到中心温度升高到20亿度的时候，氧发生热核反应，聚变为氖。氧的热核反应进行得更快，只要一年时间。
这样的反应一直到形成铁才停止。停止的原因是：物质密度太大，气体的性质发生了变化，再收缩的时候，温度不再升高。
太阳进入红巨星阶段以后，随着热核反应一个接一个地进行，不断发生变化，时而膨胀，时而收缩，很不稳定。
最后，中心温度升高到60亿度，内部会发射出大量的中微子，中微子能把大量的能量带走，剩下的能量在1000秒钟里用完。这时候，太阳遭受了一次相当大的灾难，引力失去了平衡力。在强大的引力作用下，太阳内部迅猛地坍缩。
坍缩的时候，会发出强烈的冲击波，冲击波使太阳发生一次爆炸，把外壳猛然地抛向星际空间。在外壳被抛向星际空间的同时，内部物质在巨大的引力下坍缩，变得很密，体积缩得很小，温度升得很高，发出强烈的白光。
这时候，太阳已经变成了另一种星体。由于它个子矮小，又发出白光，所以叫做白矮星。
白矮量的特点是个儿小，有的只有月亮那么大，可是它的质量却很大，光度很小。人们发现的第一颗白矮星是天狼星的伴星。这颗白矮星比太阳小得多，直径只有太阳的五十分之一。但是，它的质量却和太阳的质量差不多，密度是每立方厘米175千克。后来人们发现了更多的白矮星，其中有些白矮星的密度高达每立方厘米十几吨。白矮星表面重力很大，一个一百几十斤重的人，在白矮星上会变成几十万吨。
太阳变成白矮星以后，内部不再进行热核反应，靠冷却来发光。大约经过十亿年，能量用光，太阳变成一颗不发光，冷冰冰、又矮又小的黑矮星了。
黑矮星就是太阳的结局。
至于黑矮星将怎样变化下去，天文学家只提出了一些猜测性意见，一种可能是粉身碎骨，成为星际物质，弥漫在星际空间，成为形成下一代恒星的原料；另一种可能是它重新吸收积累周围的星际物质，重新燃烧起来，死而复生。
那么太阳有没有可能变成密度更大的中子星，甚至变成黑洞呢？经过天文学家计算，认为太阳只能变成白矮星，不可能变成中子星和黑洞。原因是质量不够大，以致坍缩的压力不够，物质不可能压得像中子星和黑洞那样密。
总之，太阳的后半生将走一条从红巨星经过爆发到白矮星，再到黑矮星的道路。
