1.1.1 Povrch Slnka

Najnižšiu vrstvu slnečnej atmosféry, v ktorej sa utvára pozorované spojité a čiarové slnečné spektrum, nazývame fotosféra. Hrúbka fotosféry neprevyšuje 200 až 300 km. Priemerná teplota fotosféry dosahuje 5 512 stupňov. Charakteristickou črtou fotosféry je jej zrnitosť, granulácia. Jednotlivé zrná majú priemer od 200 do 1800 km, najčastejšie asi 700 km a oddelené tmavšími miestami. Škvrny na povrchu Slnka (viditeľné už voľným okom) sú oblasti s nižšou teplotou ako okolie (4000 až 4500 stupňov). Škvrny vznikajú v oblastiach so silnými mag. poľami, ktorých indukcia dosahuje až niekoľko 100 mT (čo je 1000-krát silnejšia ako v okolitom plyne). Priemer škvŕn je od 100 do 90 000 km. Najväčšie majú životnosť niekoľkých mesiacov.

Iným znakom aktívnych oblastí na povrchu Slnka sú zjasnené miesta fotosféry, ktoré nazývame fakulové polia. Predchádzajú vzniku slnečných škvŕn a trvajú aj po ich zániku. Jednotlivé vlákna fakulových polí, tzv. fakuly, vznikajú anomálnym chodom teploty v aktívnych oblastiach. Vyššie vrstvy sú teplejšie, nižšie vrstvy zasa chladnejšie ako okolie.

Vrstvu slnečnej atmosféry nad fotosférou nazývame chromosféra. Jej hustota je taká nízka, že pri pozorovaní slnečného disku žiarenie chromosféry zaniká v jeho jase. Chromosféra siaha do výšky 12 000 až 14 000 km nad fotosféru. Má jasno červené sfarbenie. Chromosféra je husto popretkávaná prúdmi vystupujúcich plynov, ktorých rýchlosť dosahuje asi 20 km/s, nazývame ich spikuly. Obrovské chladné oblaky, prevažne vodíkovej plazmy, vyvrhnuté z povrchu, nazývame protuberancie. Teplota protuberancii je v priemere 100-krát nižšia, a hustota 100-krát vyššia ako okolia. Kostrou protuberancie je silné mag. pole, intenzita ktorého je až asi 10-krát vyššia ako celkové mag. pole Slnka. Niektoré dosahujú výšky až 30 000 km nad povrch Slnka.

Medzi aktívne protuberancie patria výtrysky. Predstavujú koncentrovaný chromosférický materiál, vyvrhnutý rýchlosťou 100 až 250 km/s pozdĺž mag. siločiar, v ktorých intenzita mag. poľa vystupuje až na 10-2 T. Výtrysky dosahujú výšku až 200 000 km nad povrchom Slnka. Ich životnosť je len niekoľko desiatok minút. Slnko je okrem elektromag. žiarenia aj zdrojom korpuskulárneho žiarenia, známeho pod názvom slnečný vietor. Častice, elektróny a ióny atómov, z ktorých sa korpuskulárne žiarenie skladá, unikajú zo Slnka a v oblasti Zeme dosahujú rýchlosť 300 až 400 km/s (rýchlosť vzdialenosťou od Slnka mierne vzrastá). Častice pri styku so zemskou atmosférou vyvolávajú polárne žiary a sú zdrojom porúch mag. pola Zeme. V medziplanetárnom priestore sa podieľajú na formovaní tvarov chvostov komét.

Poslednú, najvyššiu vrstvu slnečnej atmosféry, korónu, môžeme pozorovať iba pri úplnom zatmení Slnka. Kovovomodré studené svetlo koróny vzniká rozptylom fotosférického svetla na voľných elektrónoch a prachových časticiach medziplanetárnej látky. Koróna sa začína nad chromosférou a rozprestiera sa ďaleko do medziplanetárneho priestoru. Niektorí astronómovia sa domnievajú, že siaha dokonca až za dráhu Zeme. Počas 11-ročného slnečného cyklu maní svoj tvar, veľkosť aj intenzitu žiarenia. Najväčšia môže byť až 13 000 000 km (teda 15 až 20 násobok polomeru Slnka).

1.1.2 Zatmenie Slnka

Zatmenie Slnka patrí k nápadným, ale pomerne zriedkavým prírodným úkazom. Ľudia mu venovali veľkú pozornosť od najstarších čias. Zatmenie súvisí s pohybom Mesiaca okolo Zeme. Nastáva, keď Mesiac vojde sčasti alebo celkom do spojnice Slnka a Zeme. Ak by sa Slnko, Zem a Mesiac pohybovali v jednej rovine, zatmenie Slnka by nastávalo pri každom nove. Mesiac sa však pohybuje v rovine k nej sklonenej pod uhlom 5,15 stupňa. Preto zatmenie nastane iba keď je Mesiac v nove a súčastne aj v rovine dráhy Zeme, alebo aspoň blízko nej. Rotácia Zeme, jej pohyb okolo Slnka ako i pohyb Mesiaca okolo Zeme zapríčiňujú posun mesačného tieňa po Zemskom povrchu od západu na východ rýchlosťou asi 0,6 km/s. Miesta, ktorými prechádza mesačný tieň, nazývame pásom totality. V jednom roku môže byť maximálne 5 a minimálne 2 slnečné zatmenia.