常见组色可怎样划分？
较为平淡的组色——白+黄、白+米色、绿+蓝、白+灰、灰+黑。
较低为突出的组色——白+黑、红+黑、白+红、白+紫、白+蓝、白+绿、黄+蓝。
较为深沉的组合——棕色+黑、棕色+红色、蓝色+黑色、蓝色+墨绿。
较为活泼的组色——绿+黄、橙黄+绿、红色+黄色、白色+黄色、白色+红色、紫+红色。
较有气氛的组色——黑+白、灰+白、黑+红、金+黑、金+红、蓝+透色、银+红、银+绿。
较为传统的组色——白+棕、棕+红、土黄+红、黄+咖啡色。
较为精新的组色——蓝+白、绿+白、绿+黄、灰+绿。
较为温暖的组色——粉红+红、紫+红、橙+红。
较为统一的组色——白+米色、灰+白、米色+黄、红+紫色、绿+蓝色。
日冕层的含义
我们肉眼所见的太阳表面是光球——虽然这不是真正的表面，只是球体光度最大的部分。这气层上有一些斑驳的黑子，也会经常产生耀斑。
在光球的顶上又有一层气体叫做色球，这用分光仪在任何时候都看得见，可是直接看却只有在日全食的时候才可以。
从红色的色球喷发出同样红的火焰叫做日珥。
包围全部的是日冕。
以上是我们所见的太阳。我们知不知道太阳究竟是什么呢？首先，它究竟是固体呢，液体呢，还是气体呢，或者是别的什么形态？
看得见的表面不是固体已由它的自转的性质表明了。
我们已知道它的表面上的各部分自转周期是不相同的。而且，它的极高的温度也不能让它是固体或者液体的。许多年来大家都相信太阳内部一定是一大团等离子体——一种具有很多奇妙性质的物质状态——但被太阳巨大的引力压成非常致密的状态——事实上按照物理理论，我们认为理想气体的状态方程仍然适用于太阳内部，所以我们也可以将其看作是气体。
人人都会承认太阳一定是极热的。它能在1．4亿多千米外让我们感受到炎炎夏日的威力，本身当然更是要热极了。这从适当的测算看来也是真的——作为太阳辐射直接来源的光球已有6 000℃以上的高温了。
不同方法对太阳表面温度所作的测量都可以得到相同的结果。
这些方法都遵循同一个途径——辐射体温度与辐射功率之间是有确定的关系的。譬如说，辐射与温度的4次方成比例。这就是所谓斯特藩定律（Stefan’s law）。这定律告诉我们，如果辐射体的温度加倍，它的辐射出的热量就要增大16倍。
假设用一个平底盆盛1厘米深的冷水，让太阳光直射下去。
1分钟后，如果没有空气的影响而水又没有热量损失的话，温度计就会读出水的温度约增高了2℃。
因此，假如有一层1厘米厚的冷水组成的球形的壳，半径恰等于地球对太阳的距离，恰好将太阳围在正中，在1分钟后就会增加上述的温度。
既然这一壳层已经将太阳完全包住，那么我们就已经在1分钟内捉住了太阳的全部辐射了。
由这种测算得出从太阳表面的每平方米中都不息地流出8．4万马力的能量来。再依据辐射定律，我们又可以由此推算出太阳的温度来。
实际上我们不用水盆和普通温度计，却是用一种很精巧的仪器——“太阳热量计”（pyrheliometer）。用这种仪器的观测已在史密森天体物理学天文台（Smithsonian Astrophysical Observatory）的各个分部进行了许多年了。
因为我们不能看见光球以下的太阳内部，所以要得到一个关于太阳内部情况的明确概念就非常困难。但我们完全可以假定越深处的压力与温度越高。早在1870年美国物理学家莱恩（Lane）就已经计算过太阳内部的温度，他假定里面各处都在一种平衡的状态中。
太阳内部每一点上物质的全部重量都完全被下面热气体的膨胀力所支持。问题便是算出内部要热到什么程度才可以使太阳不致被自己的重量压碎。