태양이 발하는 빛을 분광기(分光器)를 통해 7색으로 나눈 빛의 분포. 넓은 뜻으로는 태양은 빛 외에도 X선에 서부터 전파에 이르는 전자기파(電磁氣波)를 복사하므로 이것들을 파장에 따라 나눈 분포를 말한다.

가시광선에서 태양 스펙트럼을 상세하게 알아본 사람은 I. 뉴튼이다.

태양의 가시광선 영역의 스펙트럼은 온도 약 6,000K의 흑체복사(黑體輻射)에 가깝다.

세기가 가장 강한 것은 청색에서 녹색을 띠는 파장이 0.44~0.5μm 사이인데, 세기가 1/2이 되는 파장은 0.35μm와 0.84μm, 세기가 1/10이 되는 파장은 0.27μm와 1.7μm이다.

흑체복사와 근소하게 어긋나는 부분을 자세히 살펴보면 0.4~0.5μm와 1.6μm 부근에서 태양빛의 세기가 커져 있다.

이것은 수소원자에 전자가 부착한 H의 흡수가 작기 때문에 태양의 보다 안쪽의 고온도 층에서 나온 빛을 보고 있기 때문이다.

0.8μm 부근은 흑체복사와 태양빛이 대략 같은데, 이 파장영역에서는 H의 흡수가 많아 온도가 낮은 층까지밖에 보이지 않는다는 것을 나타낸다.

그러나1.6μm에서 보이는 층과의 차이는 겨우150km 에 불과하며, 이는 태양 반지름 69.6만km에 비하면 미미한 것이다.

태양면을 각 장소로 나누어 측정하면, 가시광에서는 주연부(周緣部)가 중앙부에 비해 어둡다.

이것을 주변감광(周邊減光)이라 한다.

주변감광은 가장 바깥층일수록 온도가 낮다는 것을 나타낸다.

더욱 파장을 세분해 태양빛을 조사해 보면, 태양 스펙트럼에서는 연속한 빛(연속 스펙트럼) 사이에 많은 암선(暗線)을 확인할 수 있다.

이것을 흡수선(吸收線), 또는 발견자의 이름을 따서 프라운호퍼선이라고 한다.

이러한 흡수선은 여러 가지의 원자나 이온에 특유한 파장을 보인다.

태양의 안쪽 깊숙한 고온의 층에서 나온 연속광에서 얕은 층의 저온(低溫) 가스가 그 파장의 빛만을 흡수했기 때문에 흡수선이 생기는 것이다.

태양대기(太陽大氣)에 함유 되어 있는 원자의 수가 많으면 흡수선은 보다 어둡고, 선의 너비도 굵어진다.

이 사실을 이용해 대기에 함유되어 있는 원소의 상대적 비량(比量)을 구할 수 있다.

수소가 수의 비(比)로 90%, 나머지 10% 가량은 헬륨, 다른 원소는 모두 합쳐도 0.12% 정도밖에 되지 않는다.

수소의 흡수선보다 칼슘이온의 흡수선이 굵고 어둡게 보이는 것은 칼슘이온의 선의 흡수능(吸收能)이 우연히 강하기 때문이다.

흡수선의 너비나 파장이 실험실에서의 값과 차이가 생기는 것을 이용해 태양이 자전한다는 것(도플러 효과). 흑점과 같은 자기장(磁氣場)이 강한 장소가 있다는 것(제만효과), 대기가 반점상(斑點狀)으로 상하운동을 한다는 것(도플러 효과) 등을 도출할 수 있다.

흡수선의 모양에서 대기의 온도분포도 알 수 있고, 역으로 온도와 압력의 깊이분포가 연속 스펙트럼의 해석에서 밝혀져 있으므로 흡수선의 모양을 이끌어낼 수 있다.

그런데 대기의 가장 바깥층은 밀도가 낮기 때문에 전자의 층돌 빈도가 적어 열평형(熱平衡)이 유지되지 않으므로 전자의 들뜸 등의 소과정(素過程)을 조사해 흡수선의 모양을 이끌어낼 필요가 있다.

태양의 가장자리나 가장자리 밖의 스펙트럼은 일식(日蝕)때 또는 코로나그래프로 얻을 수 있다.

여기서는 배경에 강력한 연속광이 없으므로 흡수선은 모두 휘선(輝線)으로 나타난다.

이것을 휘선 스펙트럼이라 하며, 채층(彩層) · 홍염(紅炎) · 코로나의 연구에 이용한다.

자외선이나 X선에서는 지구대기(地球大氣)의 오존(O) · 산소(O, O )· 질소(N)의 흡수가 있으므로 로켓과 인공위성에 의해 태양 스펙트럼을 조사한다.

0.3μm에서 0.16μm로 옮아가면. 6,000K의 흑체복사보다 약한 빛만 있다는 것을 알 수 있다.

0.16μm에서의 복사세기는 같은 세기를 보이는 흑체복사 온도로 환산하면 약 4,300K를 나타낸다.

이 온도를 휘도온도(輝度溫度)라고 하는데, 특히 규소에 의한 흡수가 커서 가장 바깥층의 저온영역으로부터의 빛만을 보기 때문에 낮은 온도가 나타나는 것이다.

단파장(短波長)에서는 휘도온도가 올라가, 연속광 위에 휘선(輝線)없이 겹쳐 보이는데, 육안으로 보이는 태양대기〔광구(光球)〕 위에 바깥층일수록 온도가 높은 채층(약 6,000~10K)이 있어 0.16μm 이하에서는 약간 고온인 채층에서 오는 빛을 보기 때문이다.

0.0912μm 이하에서는 수소의 라이먼 연속광이 현저해지고, 0.06μm(600)보다 짧은 파장에서는 대부분이 휘선이 되어 채층보다 훨씬 고온인 100만K의 코로나 휘선이 두드러진다.

여기서는 철원자(鐵原子)를 둘러싸는 전자(電子)가 14개 박리(剝離)된 이른바 고계전리(高階電離)의 이온(Fe XV)이 만들어내는 선 등이 많다.

특히 플레어(태양면 폭발)가 일어나면, 철원자가 가진 26개의 전자 중 25개의 전자가 박리된 상태에서 나오는 1.9의 휘선이 나타나 2,000만K 이상의 온도로 되어 있음을 보여준다.

100만K인 코로나와 2,000만K인 플레어는 희박한 가스이기 때문에 흑체복사를 하지 않는다.

그러나 0.1μm 이하의 파장에서는 복사세기가 6,000K의 흑체복사의 세기보다 강하다.

적외선에서는 지구대기의 수증기에 의한 흡수가 있으므로, 기구(氣球)나 로켓 등으로 조사해야 한다.

장파장(長波長)이 됨에 따라 휘도 온도는 6,000K보다 내려가 100~200μm에서 4,000~4,500K를 나타낸다.

자외선 영역인 0.16μm와 마찬가지로 여기서는 태양대기의 온도최저층(溫度最低層)을 보인다.

더욱 파장이 긴 전파의 영역 밀리파(波)에서부터 미터파에서는 다시 휘도온도는 높은 값을 나타내어 채층과 100만K인· 코로나를 볼 수 있다.

즉, 전파로는, 눈에 보이는 태양은 두꺼운 베일에 싸여 전혀 보이지 않고 밖의 코로나만이 보인다.

전파에서는 휘선이 거의 없고, 연속 스펙트럼을 보여 흑체복사에 가깝다.

그러나 순수한 흑체복사와는 조금 달라 흑점(黑點)이나 백반(白斑)에 있는 자기장의 영향을 받고 있다.

태양 전체에서는 이와 같이 모든 전자기파에 대해 스펙트럼이 샅샅이 조사되어 있으나, 흑점이나 플레어처럼 장소 · 시간에 따라 변화하는 현상에 대해서는 아직 충분한 관측이 이루어져 있지 않다.