Fotosféry, viditelný povrch Slunce, ze které je vyzařováno nejvíce slunečního světla, které dosáhne Zemi přímo. Od Slunce je tak daleko, na okraji fotosféry se objeví ostrý pouhým okem, ale ve skutečnosti Slunce žádný povrch, protože je to příliš horké pro věc neexistuje v ničem, ale plazma stát—to je, jako ionizovaný plyn složený z atomů. Vědci považují „povrch“ Slunce za oblast, nad kterou uniká většina fotonů (kvantových nosičů světelné energie)., Fotosféra je tedy vrstva o tloušťce asi 400 km (250 mil). Teploty v této vrstvě se pohybují od 4,400 kelvinech (K; 4,100 °C, nebo 7,400 °F), v horní části do 10.000 K (9,700 °C, nebo 17,500 °F) ve spodní části. Fotony generované hlouběji, než to nemůže dostat ven bez absorpce a reemise. Hustota ionizovaného plynu je asi 1/1 000 hustoty vzduchu na zemském povrchu, ale je mnohem neprůhlednější kvůli silné absorpci světla vodíkovými ionty.,
SOHO/NASA
low-rozlišení obrazu fotosféry ukazuje malá struktura, která se kromě tmavnutí směrem k nejvzdálenější regiony, tzv. ztemnění. V blízkosti okraje světlo vychází z vyšší ve fotosféře, kde je teplota nižší a záření slabší. To umožňuje měření teplotního gradientu.
velkoplošné snímky fotosféry vykazují zrnitou strukturu., Každá granule, nebo buňky, je množství horkého plynu 1000 km (600 mil) v průměru; granule stoupat, protože konvekce uvnitř Slunce, vyzařují energii, a klesnout zpět během několika minut, které mají být nahrazeny jinými granule v neustále se měnící vzor.
Královská švédská Akademie Věd/Institut pro Solární Fyziky
Magnetograms mapě sílu a směr magnetických polí ve fotosféře. Z měření magnetických polí a pohybů byl pozorován hrubý vzor supergranulů, každý asi 30 000 km (19 000 mil) v průměru. V každé buňce vnější tok 0,3 km (0,2 míle) za sekundu zametá magnetická pole k okrajům, kde jsou trysky a erupce., Tento vzor upravuje strukturu chromosféry a korony, která leží nad chromosférou.