Солнечная атмосфера - фотосфера
Фотосфера - атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.
Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) примерн 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.
Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при "налипании" на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.
Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул: "Спектрум!" (лат. spectrum - "видение"). Позже в спектре Солнца заметили темные линии и сочли их границами цветов.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце.
Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее только в десять.
С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части (ядра) и менее темной - полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.