Повне випромінювання Сонця визначається за освітленістю поверхні Землі, коли світило знаходиться в зеніті (близько 100 тис. лк). Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця складає 2,84 * 10" кандел. Кількість енергії, що припадає за 1 хв на площу в 1 см2, розташовану перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужність випромінювання Сонця на Землю складає близько 2 10" Вт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98-109 ніт, яскравість центру диска Сонця — 2,48 109 ніт.

Спектр.Сонця — це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання. Розподіл енергії у надрах Сонця (його спектральний склад) загалом відповідає розподілові енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть спостерігатися помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Основним елементом у складі Сонця є Гідроген, потім іде Гелій, кількість атомів якого в 4—5 разів менша, ніж Гідрогену, кількість атомів інших елементів приблизно в 1000 разів менша за число атомів Гідрогену, до їх числа входять Оксиген, Карбон, Нітроген, Магній, Ферум та інші.

У результаті взаємодії диференціального обертання Сонця з рухами газу, що проводить електрику, генерується магнітне поле Сонця. Магнітне поле ви-являється на поверхні Сонця у вигляді сонячних плям, які сягають у діаметрі до 90 тис. км, і оточуючих їх активних областей. Розрізняють кілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані із сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч ерстед. В активних областях магнітних полів магнітні полюси різної полярності чергуються. Зустрічаються і локальні магнітні області. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні шари, що доступні спостереженню. Майже усе випромінювання Сонця надходить із фотосфери. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня густина — 3 * 104 кг/м]. Середня температура у фотосфері близько 6000 К, на межі фотосфери — 4200 К. Тиск змінюється від 2 104 до 102 н/мг. Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистій структурі — так званій грануляційній структурі. Гранули мають вигляд яскравих плям округлої форми, завбільшки 150—1000 км і тривалістю життя 5—10 хвилин, рідше — 20 хвилин. Іноді можна спостерігати масове скупчення гранул завдовжки до 30 тис. км. На поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1—3 км/с. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках завбільшки 2—3 тис. км із періодичністю близько 5 хв і амплітудою швидкості приблизно 500 м/с. Після декількох періодів коливання вони загасають і можуть знову виникнути в цьому ж місці. Нижче розташовані дуже великі конвективні утворення — «гігантські комірки», супергранули, у яких рух відбувається (близько 500 м/с) у горизонтальному напрямку від центру комірки до її меж. Розміри комірок сягають 30—40 тис. км. За положенням супергранули збігаються з комірками хромосферної сітки. На межах цих комірок магнітне поле посилене. Відомо, що у фотосфері утворюються спектральні лінії і безперервний спектр.

У фотосфері досить часто можна спостерігати темні утворення, що називаються сонячними плямами. З активністю появи плям на середніх і низьких . широтах частіше пов'язують активність Сонця. Усі сонячні плями мають сильне магнітне поле. Невеликі плями називають порами, а діаметр великої плями може сягати 200 тис. км. Складаються вони з темного ядра (тіні) і навколишньої півтіні, іноді можуть бути оточені світлою облямівкою. Одні плями на поверхні Сонця можуть «проіснувати» кілька годин, а інші — місяць.

Поява плям підпорядковується таким закономірностям;—

11-річний цикл появи плям на широтах ± 40°;—

22-річний магнітний цикл плям;—

екваторіальний дрейф зони появи плям;—

зміна знака полярного магнітного поля в максимумі плямоутворення.

У спектрі плям ліній і смуг поглинання ще більше, ніж у спектрі фотосфери, крім того, вони зміщаються, що вказує на рух речовини в плямах: відбувається витікання на низьких рівнях і втікання на вищих, зі швидкістю руху до 3 тис. м/с. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніші за фотосферу на 1—2 тис. градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2—0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні — близько 80% фотосферної.

Зазвичай плями утворюють три групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Із закінченням переполюсування магнітного поля з'являються і численні дрібномасштабні магнітні структури — полярні смолоскипи, яскраві рентгенівські точки в короні, протуберанці, у сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів, шоломів, віял — усе це утворює активну область на Сонці.

Полярні смолоскипи — яскраві фотосферні утворення, видимі в білому світлі недалеко від краю диска Сонця. У надрах Сонця смолоскипи