У Солнца нет поверхности. Плотность короны Солнца - в 100 000 000 000 раз меньше плотности воздуха, и вещество короны постепенно истекает в окружающее пространство.

    За поверхность Солнца принимается слой, расположенный в 10 раз ближе к центру Солнца, чем верхние области короны. Это фотосфера.

                                                     Рис. 1.

    Фотосфера – сфера света. Максимум излучения фотосферы приходится на видимую область спектра, а короны - на невоспринимаемую человеческим глазом -  рентгеновскую. Сквозь корону и расположенную под ним хромосферу можно видеть фотосферу, но сквозь фотосферу увидеть более глубокие слои невозможно, хотя она занимает всего 0.001 долю радиуса Солнца, а ее плотность в 10 000 раз меньше плотности нашего воздуха. Расстояние фотосферы от центра Солнца принимается за его радус.

   Фотосфера - самый холодный (6000 – 4400 К) слой Солнца. Она поглощает и переизлучает все идущее от ядра излучение.

   На ярком непрерывном спектре излучения фотосферы находятся темные линии поглощения (рис. 2). Но это линии не самых обильных элементов водорода (72% массы) и гелия (24% массы). При такой низкой температуре они не ионизуются, и даже возбуждается очень небольшая доля их атомов. Наблюдаемые линии - линии металлов, которые легко теряют внешние электроны своих богатых электронных оболочек.

                                                        Рис. 2.

     Поглощению и излучению света фотосферой способствуют удивительные образования – отрицательные ионы водорода. Они состоят из нейтрального атома и присоединившегося к нему свободного электрона. Связь эта довольно слабая, всего 0.75 эв. Такие ионы легко поглощают идущее снизу излучение.

     Излучение отрицательных ионов водорода создает непрерывный спектр, так как  излучаемые кванты содержат не только энергию рекомбинации, но и кинетическую энергию присоединяющихся электронов. Скорости электронов могут быть любыми  в пределах, определяемых температурой.

     Под фотосферой – внутренние слои Солнца. В центральной части Солнца, до 0.2 радиуса, условия способствуют прохождению термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Выделяемая энергия расходуется на потоки нейтрино, сразу покидающие Солнце, и потоки гамма-квантов, достигающие фотосферы за миллионы лет.

     Из солнечного ядра гамма-кванты попадают в горячую водородно-гелиевую плазму – зону лучистого переноса энергии. Ионы плазмы поглощают высокоэнергичные гамма-кванты и переизлучают их в кванты меньших энергий. С удалением от ядра температура солнечного вещества медленно падает. Поглощенные кванты дробятся на кванты еще меньших энергий. На каждом уровне набор возникающих квантов соответствут его температуре. 

     С удалением от ядра температура продолжает падать, в плазме появляются нейтральные атомы. Уменьшается и плотность плазмы. Ионов становится недостаточно, чтобы переизлучать всю поступающую снизу энергию, уменьшается прозрачность. Выше 0.7 радиуса Солнца включается другой вид передачи энергии – конвекция (рис. 3). Энергия передается вверх потоками самого вещества. Более горячие струи подымаются вверх и, остывая,опускаются вниз. Температура и всплывание струй в большой степени зависят от ионизации и рекомбинации в частично ионизованном газе, так как эти процессы сопровождаются поглощением и выделением энергии. Потоки плазмы, ионов и электронов, создают электрические токи и магнитные поля, проникающие в верхние слои Солнца.

                                                 Рис. 3

     На уровне, где температура падает настолько, что водород и гелий преимущественно превращаются в нейтральные атомы, конвекция прекращается. Конвективный слой (0.3 радиуса Солнца) достигает фотсферы. Самые «мелкие» потоки образуют на ее поверхности волны диаметром примерно в тысячи километров, это гранулы. В центре гранул вещество поднимается, оно горячее, а по краям, остывая, через несколько минут спускается – гранулы распадаются. На их месте сразу воникают новые волны. Каждая гранула обладает своим магнитным полем. Вся фотосфера состоит из миллионов таких волн (рис. 4).

                                       Рис. 4. Гранулы

     Магнитные поля конвектиных струй усложняются дипольным магнитым полем самого Солнца, которое нетвердотельно вращается  вокруг собственной оси. Экваториальные слои обгоняют слои, расположенные на больших широтах. Изменения магнитного поля происходят и в связи с 11-летним циклом активности Солнца. Они приводят к тому, что примерно каждые 22 года северный и южный магнитные полюса Солнца изменяют свой знак на противоположный.

     Под фотосферой, в конвективном слое, как обнаружил космический аппарат СОХО, плазма вращается вокруг оси Солнца с различными скоростями, увеличивающимися с глубиной: «Участки горячей плазмы, перемещающиеся с различными скоростями, образуют «ленты», на границах которых возникают возмущения локальных магнитных полей, напряженность которых может возрастать в тысячи раз» (рис. 5  слои).

                                                         Рис. 5.

     Магнитные поля взаимодействуют, пересоединяются, аннигилируют.  Возникают неоднородности, жгуты, вихри, магнтные трубки. Временные интервалы изменений магнитных полей очень разнообразны, наименьшие зафиксированные длятся всего секунды (рис. 6).

                                         Рис. 6. Конвективные потоки

     Самые сильные магнитные поля, в тысячи эрстед, образуют в фотосфере  системы солнечных пятен, подробное описание которых требует отдельной статьи (рис. 7). Передавая энергию внутренних областей в атмосферу, фотосфера не только служит источником всего видимого излучения Солнца, электрических токов и магнитных полей. Движения струй  вещества создают гравитационные и звуковые волны, при движении плазмы в магнитых полях возникают магнитогидродинамические (альвеновские, магнитозвуковые, низкочастотные) волны, распространяющиеся вверх в очень разреженную атмосферу.

                                                            Рис. 7.

    Взаимодействия сложнейших магнитных полей и различных видов волн с горячей разреженной плазмой хромосферы и короны порождают все виды нестационарности, все виды активности, наблюдаемые в атмосфере Солнца (рис. 8).  Исследуя их влияние на Землю, астрофизики стремятся проникнуть к истокам этих явлений, разобраться в мельчайших деталях образования жгутов магнитных полей. Поэтому так актуальны сейчас  подробнейшие исследования фотосферы.

                                                    Рис. 8.