Крупные пятна иногда могут быть замечены даже невооруженным глазом, особенно если Солнце наблюдается сквозь дымку. Поэтому существуют десятки письменных свидетельств наблюдения пятен в дотелескопическую эпоху. Кроме того, даже после изобретения телескопа пятна успешно наблюдали с помощью камеры-обскуры. Однако именно создание оптических приборов позволило приступить к систематическому изучению этого явления. Количество пятен на протяжении сотен лет служит мерилом уровня активности Солнца.

Пятна на диске Солнца темнее окружающей поверхности, поскольку имеют более низкую температуру. Это объясняется наличием сильных магнитных полей, препятствующих конвекции.

Процесс рождения пятна связан с крупномасштабной конвекцией и занимает несколько дней, а процесс разрушения пятна связан с мелкомасштабной конвекцией и занимает несколько недель. Поэтому можно наблюдать, как группа пятен исчезает за краем Солнца, а через пол-оборота появляется из-за противоположного края. Именно такие наблюдения позволили Галилею и его современникам открыть и измерить период вращения Солнца вокруг своей оси.

Яркие факельные поля компенсируют падение светимости Солнца из-за присутствия пятен.

Активные явления на Солнце в основном возникают благодаря сильным магнитным полям, и многие образования появляются именно в области пятен, где величина полей особенно велика. Поэтому солнечные пятна – и в пространстве, и во времени – являются хорошими индикаторами солнечной активности: их количество отражает общий уровень активности, а местоположение позволяет локализовать активные области на солнечном диске. В максимуме активности наблюдается намного больше пятен, и может показаться, что полная светимость Солнца в этот момент немного падает, поскольку на нем много темных областей. Однако на самом деле это не так: наоборот, в максимуме Солнце излучает на несколько сотых долей процента больше энергии, чем в минимуме. Этот эффект связан с наличием ярких горячих областей – факельных полей.

Факельные поля состоят из небольших магнитных элементов – магнитных трубок диаметром менее 300 км и с индукцией магнитного поля около 1000 Гс (это в несколько тысяч раз сильнее магнитного поля Земли). Магнитное поле подавляет конвекцию, однако более важно, что при этом формируется узкое углубление в фотосфере. Дно его более холодное, но стенки горячие, так как к ним подводится тепло из горячих соседних областей. В результате возникает область с повышенной яркостью. Факельные поля лучше видны, если на них смотреть сбоку, и поэтому на солнечном диске они ярче видны вблизи лимба (на краю). Факельные поля часто связаны с областями солнечных пятен. Яркие факельные поля с лихвой компенсируют уменьшение светимости Солнца за счет большого количества темных пятен.

Протуберанцы могут подниматься над солнечным диском на сотни тысяч километров.

С активными областями связано и образование самых впечатляющих структур в атмосфере Солнца – протуберанцев. Существуют данные о том, что протуберанцы наблюдали во время солнечного затмения еще в XII–XIII вв. С появлением телескопов стали возможны более детальные наблюдения, однако первые несколько веков протуберанцы все равно в основном наблюдали во время затмений на краю солнечного диска. По этой причине часть астрономов связывала их не с Солнцем, а с Луной, и лишь с середины XIX в. окончательно сформировалось правильное понимание о природе протуберанцев как феномена в атмосфере Солнца. С появлением спектральных наблюдений в 1860-е гг. стало возможным наблюдать протуберанцы и вне затмений.

Протуберанцы – это аркоподобные структуры над солнечным диском, хорошо заметные на его краю. Это относительно холодные (5000–10 000 K) и плотные образования из хромосферного вещества, оказавшегося в разреженной горячей (около миллиона градусов) короне. Форма в виде арок объясняется поддерживающим действием магнитного поля. Если протуберанец проецируется на солнечный диск, то его обычно можно заметить как темное волокно при наблюдении в спектральной линии водорода H. Гигантские протуберанцы могут иметь размеры сотни тысяч километров.

Менее впечатляющие структуры, возвышающиеся над солнечным диском, – спикулы. Эти короткоживущие «колонны» на несколько минут поднимаются на высоту до нескольких тысяч километров, а потом разрушаются. Одновременно на Солнце существует несколько сотен тысяч таких образований.

Однако, несмотря на большое количество детальных наблюдений, происхождение многих структур на Солнце и детали их эволюции остаются во многом загадкой. Как правило, для объяснения физических механизмов активных процессов на Солнце существуют конкурирующие модели.

На снимках полного солнечного затмения вокруг темного диска Луны, заслоняющего Солнце, можно увидеть сияние короны. Корона – это самые внешние, крайне разреженные (плотность порядка 10–12 от плотности фотосферы) слои солнечной атмосферы, имеющие высокую температуру (миллионы градусов) и простирающиеся вплоть до расстояний в несколько солнечных радиусов (миллионы километров), где она постепенно переходит в солнечный ветер. Из-за низкой плотности поверхностная яркость короны невелика, и на ярком фоне дневного неба она не видна, поэтому до 1930-х гг. ее можно было наблюдать исключительно во время затмений.