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.
При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.
Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших
молекул и радикалов типа Н, ОН, СН.
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 "нали-пании" 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 растёт. 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
тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815 г. немецкий физик Йозеф
Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их
стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют
узким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных
веществ.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся
она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью
узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих
более тёплых 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 счёте 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 поперёк линий магнитной индукции сильного
магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов
снизу тормозится, и возникает тёмная область - солнечное пятно. На фоне
ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности
яркость его слабее только раз 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
тёмной части (ядра) и менее тёмной - полутени, структура которой придаёт 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.