См. также статью "Солнечный ветер".

Солнечные пятна, возникающие в фотосфере, имеют неправильную форму и варьируют по размеру от 10 000 км и более. Солнечное пятно существует от нескольких часов до нескольких месяцев, а потом исчезает. Часто возникают группы солнечных пятен; каждое пятно имеет свой темный центр с температурой около 4000К. Этот темный участок, который называется тенью, окружен более светлым регионом с температурой около 5000К, называемым полутенью.

Солнечные пятна движутся по солнечному диску, так как Солнце постоянно вращается, совершая полный оборот вокруг своей оси примерно за 4 недели. Чем дальше солнечное пятно расположено от экватора, тем больше времени ему требуется на полный оборот вместе с вращающимся Солнцем. Солнечные пятна вблизи экватора совершают полный оборот примерно за 25 дней, тогда как солнечные пятна около полюсов совершают полный оборот за 35 дней. Причина заключается в том, что Солнце представляет собой шар газообразного материала и скорость его вращения уменьшается вместе с уменьшением широты.

Каждые 11 лет количество солнечных пятен в фотосфере увеличивается до максимального, а затем уменьшается до минимума. Максимальное количество солнечных пятен наблюдалось в 1989 и 2000 году; следующий максимум произойдет в 2011 году. В 1986 году на Солнце было очень мало пятен. В каждом 11 — летнем цикле солнечные пятна сначала появляются в 30° к северу и югу от экватора и постепенно приближаются к экватору. Через 11 лет они оказываются в экваториальной области, перед тем как исчезнуть и вновь появиться в 30° к северу и югу от экватора. Солнечные пятна связаны с магнитным полем Солнца, так как пятна в тыловой зоне, движущиеся группой, имеют противоположный магнитный заряд по сравнению с пятнами во фронтальной группе. Кроме того, магнитная полярность, связанная с солнечными пятнами, испытывает инверсию каждые 11 лет, когда полярность магнитных полюсов Солнца меняется на противоположную.

Яркие пятна в фотосфере, называемые факелами, или флоккулами, наблюдаются незадолго до появления солнечных пятен. Кроме того, считается, что темные "волокна", наблюдаемые в окрестностях факелов и солнечных пятен, состоят из хромосферного вещества, изогнутого в огромные дуги под воздействием магнитного поля. Когда эти дуги наблюдаются у края солнечного диска, они образуют протуберанцы, которые могут существовать в течение нескольких месяцев.

См. также статью "Солнце 1".

Свет звезды состоит из непрерывного спектра цветов. Спектр солнечного света можно видеть в радуге или пропустив луч света через призму и наблюдая выходной луч на экране. В обоих случаях наблюдается непрерывная полоса цветов от красного и оранжевого через желтый и зеленый до голубого и фиолетового. С помощью спектроскопа (прибора, предназначенного для разложения луча света на составляющие цвета) можно наблюдать спектр любого источника света. [37] Каждый цвет спектра соответствует свету с определенной длиной волны, изменяющейся в пределах от 0,0004 мм для голубого света до примерно 0,0007 мм для красного цвета.

Лампа накаливания тоже дает постоянный спектр, но газовые лампы, такие, как натриевая или неоновая лампа, дают спектр состоящий из ярких линий разного цвета. Расположение линий, а следовательно, длина волн в таком спектре характерна для атомов, присутствующих в источнике света, что называется линейчатым эмиссионным спектром. Измерив длину волны каждого цвета в линейчатом эмиссионном спектре, можно определить химические элементы, присутствующие в источнике света, так как каждый вид атомов соответствует конкретному химическому элементу.

Солнечный спектр содержит темные вертикальные линии, которые видны на фоне непрерывного спектра. Эти линии поглощения соответствуют определенным длинам волн и возникают из-за того, что некоторые цвета, составляющие свет солнечной фотосферы, поглощаются газами во внешней короне. Расположение линий поглощения, как и расположение линий в эмиссионном спектре, можно использовать для определения химических элементов, присутствующих в темных участках. Гелий был открыт в 1868 году Норманом Локьером [38] в результате наблюдения и измерения линий спектра солнечного света.

См. также статью "Солнце 2".

Телескоп предназначен для увеличения отдаленных объектов или для усиления яркости точечных объектов, таких, как звезда. Простой телескоп-рефрактор состоит из двух выпуклых линз, объектива и окуляра. Объектив формирует реальное изображение отдаленного объекта в своей фокусной плоскости. При нормальной настройке наблюдатель, глядящий в окуляр, видит увеличенное виртуальное изображение реального объекта.