ATMOSFÉRA
 
Pro větší snímek klikni na obrázekSluneční atmosféra se dělí na tři vrstvy:

1. Fotosféra
2. Chromosféra
3. Koróna

Fotosféra
Fotosféra je viditelný povrch Slunce, která je viditelná jako sluneční kotouč viditelný ze Země při zatmění. Ve fotosféře je možné pozorovat vrcholky vystupujících proudů z konvektivní zóny dosahující velikostí až 1000 km (tzv.granulace). Nápadné jsou také sluneční skvrny a protuberance. Předpokládá se, že její teplota je kolem 5800 K. Fotosféra je tak nejchladnější oblastí Slunce. Její šířka je v rozmezí mezi 200 až 500 km. Typickým jevem ve fotosféře je přítomnost granulí, které jsou různá zrna s průměrem od 200 do 1800 km. Jedná se o výstupné konvekční proudy ze svrchních oblastí Slunce, které mají přibližně o 200 °C vyšší teplotu než okolní fotosféra. Většina slunečního záření se vyzařuje z fotosféry a připadá na viditelnou část spektra - světlo.

Chromosféra
Chromosféra je tenká a řídká vrstva nad fotosférou, která má jasně červené zbarvení. Její teplota stoupá směrem od Slunce a dosahuje až 300.000 K, ale její hodnota není všude stejná. Do výšky 3000 km pozvolna stoupá asi k hodnotě 6000 K, ale pak rychle narůstá směrem od Slunce, což je nejspíše způsobeno nestabilitou plazmatu. Objevují se v ní chromosférické erupce. Je to vrstva silně ionizovaného plynu, která se rozkládá od 12.000 do 15.000 km. Jedná se o spodní část sluneční atmosféry, která je během zatmění Slunce viditelná jako načervenalý světelný úkaz. Nad aktivními oblastmi se v chromosféře pozorují sluneční erupce trvající průměrně 8 minut, nejdéle však 15 minut.

Koróna
Tato vrstva nemá vnější hranici a zasahuje hluboko do sluneční soustavy, ale někdy je udáváno, že končí ve vzdálenosti 1 až 2.000.000 km. Její teplota je okolo 1.500.000 K, dosahuje místy však až 2.000.000 K. Velmi dobře se dá pozorovat při zatměních Slunce pomocí koronografu. Příčina vysoké teploty v této vrstvě není do dnešních dnů zcela jasně pochopena a vysvětlena, ale předpokládá se, že je spojena s rekonekcí magnetických silokřivek a turbulentním brzděním. Také v koróně se vyskytují erupce a prototurbulence. Koróna se neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tím vzniká sluneční vítr. Rozpínající se plazma vynáší siločáry slunečního magnetického pole, čímž se tvoří meziplanetární magnetické pole. 

 

Zdroj: NASA, Wikipedia