Солнечная атмосфера начинается примерно на 200-300 километров «глубже» видимого края диска нашего светила. Эти слои атмосферы (самые глубокие) носят название фотосфера. Так как толщина фотосферы не превышает одну трехтысячную радиуса Солнца, этой слой атмосферы изредка условно называют солнечно поверхностью.
Однако плотность этой «поверхности» (которая состоит из газов) не превышает плотность стратосферы Земли. Интересной особенностью фотосферы является разница температур в нижних (около 8 тысяч градусов по шкале Кельвина) и верхних (примерно 4 тысячи К ) слоях. Температура же среднего слоя (чье излучение мы воспринимаем) достигает примерно 6000 К . Естественно, что в таких условиях практически все молекулы газов распадаются на отдельные атомы. Только в верхних слоях фотосферы можно обнаружить некоторые самые простые молекулы или радикалы, такие как СН, Н, ОН.
Кроме того, в солнечной атмосфере весьма важную роль играет отрицательный ион водорода, который не встречается на планете Земля. Этот ион представляет собой протон с двумя электронами. Подобное соединение возникает благодаря «налипанию» во внешнем слое фотосферы на нейтральные атомы водорода свободных электронов (отрицательно заряженных). Эти электроны «поставляются» атомами натрия, кальция, железа и других металлов (которые весьма легко ионизируются). При своем возникновении, эти отрицательные водородные ионы излучают весьма большое количество видимого света, который они же и поглощают. Следствием этого является быстрый рост непрозрачности солнечной атмосферы «вглубь» и столь резкая визуальная граница солнечного диска.

Фотосфера

Фотосфера

Весьма интересной особенностью фото сферы является ее «зернистость» — с помощью мощного телескопа на ее поверхности можно наблюдать небольшие яркие пятнышки-гранулы, которые разделены более темными «дорожками». Грануляция является результатом смешения более теплых и холодных газовых потоков (хотя разница между этими потоками в наружных слоях не очень велика — порядка 200-300 К ). подобная зернистость — результат конвекции, которая играет весьма важную роль в образовании структуры солнечной атмосферы. Кроме того, сочетание конвекции и магнитных полей — один из основополагающих факторов, которые влияют на солнечную активность.
Следует отметить, что почти все наши знания о природе Солнца базируются на изучении его спектра — узкой разноцветной полосы, которая имеет такую же природу, как и радуга. Поэтому говорить о стопроцентной правильности всей информации. Известной нам о нашем светиле будет слишком опрометчиво — у Солнца есть еще немало загадок.