Все излучение, идущее к нам от Солнца, выходит из самых верхних его частей, называемых атмосферой Солнца, которая состоит из трех сильно отличающихся друг от друга слоев.

Самый нижний, сравнительно плотный и непрозрачный слой плазмы с температурой — 6000°К — фотосфера. Ее толщина составляет около 300 км, так что по сравнению с радиусом Солнца (700 тыс. км) этот слой атмосферы представляет собой лишь тонкую пленку на солнечной поверхности. Наблюдая Солнце невооруженным глазом или в телескоп (но без дополнительных фильтров), мы видим именно его фотосферу. Излучение фотосферы имеет непрерывный спектр с наложенными на него темными линиями поглощения водорода, кальция, натрия, магния, железа и других химических элементов.
Над фотосферой расположены более горячие и разреженные слои хромосфера и корона. Хромосфера, простирающаяся до высот 10—15 тыс. км от поверхности Солнца, имеет температуру до 10 000° К, но она настолько разрежена, что большая часть фотосферного света, идущего снизу, проходит через нее, практически не поглощаясь. Наблюдать хромосферу можно только с помощью специальных приборов, и лишь во время полного солнечного затмения она видна как яркий ободок вокруг Солнца (в краткие мгновения перед полным закрытием Луной солнечного диска). В видимой области спектра все излучение хромосферы сосредоточено в спектральных линиях (в основном водорода).
Еще более протяженной и менее плотной является корона, которая во время полных солнечных затмений видна до расстояний в несколько радиусов Солнца.
Фотосфера и в период «спокойного» Солнца неоднородна и имеет зернистую структуру — грануляцию. Отдельные зерна этой структуры — гранулы — непрерывно движутся, часть из них исчезает, а на их месте возникают новые гранулы. Хромосфера «спокойного» Солнца также очень неоднородна, и при наблюдениях с помощью специальных приборов, выделяющих излучение в отдельных спектральных линиях, на краю солнечного диска (ЛИМбе) видны элементы хромосферы — спикулы, которые имеют вид травинок или стеблей, а в проекции на солнечный диск «спокойная» хромосфера похожа на сетку с ячейками неправильной формы.
Особенно многообразны структурные образования в короне — это и громадные дуги, и лучи, и «шлемы». В последние годы в короне обнаружены корональные «дыры» — практическое отсутствие короны над довольно большими областями поверхности Солнца, а также яркие точки, излучающие только в рентгеновской области спектра.
В рассмотренной нами относительно спокойной атмосфере Солнца возникают, развиваются и исчезают очень сложные комплексы явлений — центры активности (или активные области), которые затрагивают все слои солнечной атмосферы и состоят из различных элементов. Развитие активной области начинается с появления на ее месте в фотосфере сильного магнитного поля определенной полярности, а затем (почти одновременно) эта область становится несколько ярче — возникает так называемый факел. Увеличение яркости затрагивает и хромосферу, в которой появляется флоккул, являющийся как бы продолжением фотосферного факела в хромосфере. А над ними в короне образуется плотное и горячее облако — корональная конденсация. Вместе с возникновением и развитием факела и флоккула продолжают расти и усложняться магнитные поля как на уровне фотосферы, так и в хромосфере.
В это время в фотосфере на фоне факела начинают образовываться пятна - сначала как мелкие поры, подобные темным промежуткам между гранулами, а затем как резко очерченные образования размером 10—15 тыс. км. Большие пятна обычно состоят из центрального темного ядра — тени, окруженной более светлой полутенью. Детальные фотографии пятен показывают, что их тень состоит из мелких гранул, подобных фотосферным, а полутень имеет заметную радиальную структуру — систему волоконец, расположенных по радиусу пятна. Наиболее важная особенность пятен — сильные магнитные поля с напряженностью поля не меньше 1000—1200 Э (магнитные поля в районах факелов имеют напряженность лишь 300—700 3).
Обычно в активной области возникает не одно пятно, а целая группа пятен, в которой западное пятно называется головным или ведущим (последнее связано с тем, что в соответствии с вращением Солнца пятна появляются на восточном лимбе, а затем, двигаясь по солнечному диску, исчезают на западном лимбе). Иногда группы состоят из пятен с магнитным полем одной полярности (такую группу пятен называют униполярной), но чаще они являются биполярными, т. е. состоят из пятен с магнитными полями обеих полярностей, причем пятна в западной половине группы имеют одну полярность, а в восточной —- противоположную (редко, но встречаются мультиполярные группы, в которых пятна с магнитными полями обеих полярностей расположены беспорядочным образом в группе).
После возникновения группы пятен в активной области может начаться вспышечная активность: время от времени внезапно возникают вспышки — наиболее бурные явления из всех, известных на поверхности Солнца и именно которым будет посвящена эта брошюра. Через несколько дней после появления вспышек все виды активных образований на Солнце достигают (более или менее одновременно) максимума в своем развитии. В это время активная область может иметь размеры около 150 тыс. н?м.
Спустя некоторое время после достижения максимума солнечной активности исчезают пятна, вспышки возникают реже, а еще через несколько недель флоккул и факел, которые за это время остаются еще довольно яркими, начинают медленно угасать и исчезают. Конечно, не все активные области проходят все стадии своего развития, как здесь описано. Очень многие элементы активных областей исчезают, так и не дожив до образования пятен.

Количество активных областей, возникающих на Солнце, и их расположение на солнечном диске подчиняются 11-летнему циклу активности, В начале этого цикла на солнечных широтах. ±40° появляются активные области, процесс образования которых с ходом цикла перемещается на более низкие широты (до ±5—10° в конце цикла). Число активных областей, присутствующих одновременно на Солнце, максимально в середине цикла и достигает минимума в конце одного — начале следующего циклов. Обычно принято характеризовать уровень солнечной активности числом Вольфа, учитывающим количество групп пятен, наблюдаемых на Солнце в течение дня, а также количество отдельных пятен. Число Вольфа меняется от нескольких единиц в (минимуме 11 -летнего цикла до нескольких сотен — в максимуме.
Каждому 11-летнему циклу дан свой номер. Отсчет 1-го цикла »приходится на начало XVIII в., именно на это время были экстраполированы сведения о более ранней солнечной активности. В начале 1976 г., например, кончается 20-й цикл и начинается 21-й (максимум 21-го цикла ожидается в 1980 г.).
Следует отметить еще одну особенность 11-летнего цикла солнечной активности. В течение каждого цикла активности головные пятна почти всех биполярных групп, расположенных в Северном полушарии Солнца, имеют магнитное поле одной полярности (например, 5-полярность для 20-то цикла), в Южном полушарии — противоположной полярности. А в каждом следующем цикле полярность магнитных полей головных пятен меняется на обратную.

Литература: Северный А. Б. и Степанян Н. Н.
«Солнечные вспышки». «Знание», 1976 г.