Фотосфера
Через те, що видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шapy диск Сонця здається різко окресленим. Цей шар називають - фотосферою. Слабке випромінювання більш високих шарів можна спостерігати під час повного сонячного затемнення, коли Місяць повністю закриває фотосферу і стає видно хромосферу й корону. Фотосфера, хромосфера і корона становлять атмосферу Сонця.
Товщина фотосфери не перевищує 300 км. Найпомітніші об'єкти на світилі це темні плями. Діаметри яких можуть сягати 200 тис. км. Зовсім маленькі плями називають порами. Уся фотосфера Сонця нагадує сукупність яскравих плям – гранул (розмір 700 км), розділених між собою вузькими і менш яскравими проміжками. Плазма у гранулах піднімається вгору, а в міжгранульних просторах опускається вниз. Тому різниця температур гранул і темних проміжків сягає 600 К. Процес постійного виникнення і зникнення гранул у фотосфері називають грануляцією.
Загальна картина плям постійно змінюється: вони з'являються, ростуть і розпадаються. Час життя груп плям становить 2-3 оберти Сонця навколо своєї осі. Плями холодніші за фотосферу на 2-2,5 тис. градусів, тому на загальному фоні сонячного диска вони значно темніші.
Плями на Сонці майже завжди з'являються групами в невеликій області, витягнутій паралельно екватору. За розмірами у групі виділяються: головна пляма, що йде попереду за обертанням Сонця, і хвостова. Спостереження сонячних плям показують, що зірка обертається в напрямку руху планет, а площина екватора нахилена до площини екліптики під кутом 7°15'.
Кутова швидкість обертання Сонця зменшується від екватора до полюсів. Період обертання змінюється від 25 діб (на екваторі) до 30 діб (на полюсах). Багаторічні спостереження утворення плям показали, що є циклічні коливання числа плям. Іноді їх не буває зовсім, а іноді одночасно виникають багато великих плям. Середня тривалість такого циклу становить приблизно 11 років.
Крім плям у фотосфері спостерігаються яскраві утворення, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця - факели. Вони мають складну волокнисту структуру, а температура на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери.
Утворення факелів і плям пов'язане з магнітним полем Сонця. Індукція магнітного поля в середньому вдвічі вища, ніж на поверхні Землі, однак у місцях появи сонячних плям вона збільшується в тисячі разів. Це призводить до ослаблення конвекції та зменшення температури всередині сонячної плями.
Температура фотосфери
У спектрі Сонця максимальна енергія випромінювання припадає на довжину хвилі λmax = 470 нм. Тоді за законом зміщення Віна одержуємо температуру: Т = 0,0029/ λmax Т = 9170 К.
Зовнішні шари атмосфери: хромосфера та корона
Над Фотосферою розміщена Хромосфера Сонця. Загальна довжина від 10 до 15 тис. км. Температура у хромосфері з висотою підвищується від 4500 К до кількох десятків тисяч. Випромінювання в сотні разів менше від фотосфери. Хромосфера досить неоднорідна, має вигляд довгастих витягнутих язичків або зубчиків - спікул, довжиною близько 10 тис. км і мають вигляд палаючої трави. Спікули викидаються з нижньої хромосфери зі швидкістю до 30 км/с, час їхнього життя кілька хвилин. Одночасно на Сонці існує до 250 тис. спікул.
На краю сонячного диска чудово видно протуберанці (гігантські арки або виступи). Зміна й форма протуберанців тісно пов'язані з магнітним полем Сонця. Вони мають більш високу густину і температуру близько 10 К.
У хромосфері спостерігаються потужні й швидкі процеси – спалахи від кількох хвилин до 3 годин. Як правило спалахи відбуваються поблизу груп сонячних плям і супроводжуються викидами речовини зі швидкістю до 100 тис. км/с.
Сонячна корона - найбільш розріджена та гаряча оболонка Сонця, що поширюється від нього на кілька сонячних радіусів і має температуру плазми до 1 млн градусів.
Яскравість корони в мільйон разів менша, ніж фотосфери. Тому спостерігати її можна лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціальних телескопів-коронографів.
Нагрівання корони відбувається за рахунок передачі енергії коливальних рухів речовини з фотосфери. Хвилі частотою звукових коливань у короні, де густина речовини швидко зменшується, стають ударними. Вони швидко згасають, відбувається перетворення енергії хвиль у тепло. Через високу температуру густина корони зменшується повільно, тому зовнішні шари атмосфери тягнуться аж до орбіти нашої планети.
Магнітні поля та активні утвореннярона
Маса, радіус та кількість енергії залишаються практично сталими, але на всіх рівнях сонячної атмосфери спостерігаються структурні утворення, що змінюють свої фізичні параметри в часі.
Сукупність нестаціонарних процесів, що періодично виникають у сонячній атмосфері, називають сонячною активністю.
Проявом сонячної активності є плями, факели, протуберанці, спалахи і викиди речовини. Місця, де вони виникають, називають активними областями. Усі активні утворення взаємопов'язані між собою за допомогою магнітних полів і постійно змінюються в активних областях. Центри активності, зароджуючись на деякій глибині під фотосферою, простягаються у вигляді ярусів далеко в сонячну корону.
У XIX ст. швейцарський астроном Рудольф Вольф запропонував характеризувати стан сонячної активності відносними числами плям (числами Вольфа): W = 10g + f, де g кількість груп плям, а f - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.
Сонячну активність характеризують також сумарною площею плям, потоком радіовипромінювання тощо. На початку 11-річного циклу, після мінімуму W, плями з'являються на широтах близько 30°. Протягом циклу зона плям спускається до екватора до 15° у максимумі W і до 8° у наступному мінімумі. Далі на високих широтах 30° утворюються плями нового циклу. Ці закономірності стосуються й активних областей у цілому.