Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, нази-вається фотосферою (сфера світла). З нього виходить'майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижу-ється з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуют-ься вна-слідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери (мал. 68) добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» — гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура нази-вається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випроміню-вання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відпові-дають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оп-тика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька со-тень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близь-ко 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близь-ко 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову почина-ють підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Ча-стина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, нази-вається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті мо-менти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери темпе-ратура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною (мал. 69). У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостері-гати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у між-планетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівсь-ких променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між грану-лами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями (див. мал. 68), оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягну-тих фотосферних гранул.

Спостерігаючи сонячні пля-ми в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по ви-димому диску Сонця. На цій під-ставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полю-сів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому від-носно земного спостерігача пе-ріод його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Плями — нестійкі утворен-ня. Кількість і форма їх на Сон-ці весь час змінюються, (мал. 70). Звичайно сонячні плями з'являються групами.

Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непо-мітні, коли плями близькі -до центра сонячного диска. Ці утво-рення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотогра-фії називаються с п е к т р о г е л і о г р а м а м й. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромо-сфери.

Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшу-ється спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього — спад.

Головною особливістю плям, а також факелів є наявність м'агнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й до-сягає інколи 0,4 — 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше.

Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями — одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфе-рі, значно впливаючи на рух плаз-ми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й вели-ким їх послабленням при більшій індукції магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Темпе-ратура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є ему-, ги поглинання найпростіших двох-атомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

Хромосфера над факелами яс-кравіша завдяки більшій темпера-турі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи