Посмотрев на фотографию Солнца, снятую при помощи телескопа. Края солнечного диска менее ярки, чем его центральная часть. Это происходит потому, что от середины солнечного диска к нам проникают лучи из более глубоких, а потому и более горячих слоев солнечных газов, чем от краев. Слои Солнца, дающие яркий свет, составляют ту его видимую поверхность, которая называется фотосферой.

В сильные телескопы фотосфера представляется не ровно сияющей, а имеет повсюду как бы зернистое строение. Вот как зарисовал фотосферу выдающийся русский астроном А. П. Ганский. Чередующиеся белые и темноватые зернышки или клубочки - так называемые гранулы - чрезвычайно изменчивы и все время находятся в движении. Из-за большой удаленности Солнца они даже в сильные телескопы едва заметны. В действительности же каждая гранула на Солнце имеет в длину от 700 до 1400 км. Это, вероятно, массы раскаленных газов, выталкиваемых из еще более горячих глубин.

Хромосфера (греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10- 15 тыс. километров.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной 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. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.

О некоторых из них уже говорилось - это лучистый перенос энергии из центральной области к периферии, конвективное движение газа во внешнем слое Солнца, явление хромосферных спикул. На фоне равенства прихода и расхода энергии в атмосфере Солнца интенсивно протекают вихревые неупорядоченные или турбулентные движения газов. Они свойственны помимо солнечной атмосферы и внешнему слою солнечного шара, образованному непрозрачным газом, - его конвективной области. Среди разного рода движений газов остановимся лишь на некоторых широко распространенных в атмосфере и на поверхности Солнца: солнечных пятнах, солнечных факелах, флоккулах и протуберанцах. Все они обусловлены взаимодействием различных магнитных полей.

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки - около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.

Что является источником солнечной энергии? Какова природа процессов, в ходе которых производится огромное количество энергии? Сколько времени будет еще светить Солнце?

Первые попытки ответить на эти вопросы были сделаны астрономами в середине ХIX века, после формулирования физиками закона сохранения энергии.

Роберт Майер предположил, что Солнце светит за счет постоянной бомбардировки поверхности метеоритами и метеорными частицами. Эта гипотеза была отвергнута, так как простой расчет показывает, что для поддержания светимости Солнца на современном уровне необходимо, чтобы на него за каждую секунду выпадало 2*1015 кг метеорного вещества. За год это составит 6*1022 кг, а за время существования Солнца, за 5 миллиардов лет – 3*1032 кг. Масса Солнца М = 2*1030 кг, поэтому за пять миллиардов лет на Солнце должно было выпасть вещества в 150 раз больше массы Солнца.

По современным представлениям, Солнце состоит из ряда концентрических сфер, или областей, каждая из которых обладает специфическими особенностями. Схематический разрез Солнца показывает его внешние особенности вместе с гипотетическим внутренним строением. Энергия, освобождаемая термоядерными реакциями в ядре Солнца, постепенно прокладывает путь к видимой поверхности светила. Она переносится посредством процессов, в ходе которых атомы поглощают, переизлучают и рассеивают излучение, т.е. лучевым способом. Пройдя около 80 процентов пути от ядра к поверхности, газ становится неустойчивым, и дальше энергия переносится уже конвекцией к видимой поверхности Солнца и в его атмосферу.

На 1 квадратный метр обращенной к Солнцу поверхности площадки в окрестностях Земли ежесекундно поступает 1400 Дж энергии, переносимой солнечным электромагнитным излучением. Эта величина называется солнечной постоянной. Иными словами, плотность потока энергии солнечного излучения составляет 1,4 кВт/м2.

Впервые для определения солнечной энергии был использован метод измерения нагревающего действия солнечных лучей Пулье (1837 год). Такой прибор называется пиргелиометром. В пиргелиометре находилась вода, температуру которой измерял обычный термометр. Под действием солнечных лучей температура воды возрастала.

Солнце является источником постоянного потока частиц. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы, так называемый солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. Вблизи Земли его скорость составляет обычно 400–500 км/с. Поток заряженных частиц выбрасывается из Солнца через корональные дыры – области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем.

Солнечные пятна - это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение:

тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создаётся впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд прони кает глубже.

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнечного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром около 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутри полосы шириной около 47°. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал - целостатом.

Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона. Она прослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около миллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причиной такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца.