fotosfeer, zichtbaar oppervlak van de zon, waaruit het grootste deel van het zonlicht rechtstreeks de aarde bereikt. Omdat de zon zo ver weg is, lijkt de rand van de fotosfeer met het blote oog scherp, maar in werkelijkheid heeft de zon geen oppervlak, omdat het te heet is voor materie om te bestaan in iets anders dan een plasmatoestand—dat wil zeggen, als een gas dat bestaat uit geïoniseerde atomen. Wetenschappers beschouwen het “oppervlak” van de zon als het gebied waarboven de meeste fotonen (de kwantumdragers van lichtenergie) ontsnappen., De fotosfeer is dus een laag van zo ‘ n 400 km dik. De temperaturen in deze laag variëren van 4.400 kelvins (K; 4.100 °C, of 7.400 °F) aan de bovenkant tot 10.000 K (9.700 °C, of 17.500 °F) aan de onderkant. Fotonen die dieper dan dit worden gegenereerd, kunnen er niet uit zonder absorptie en reemissie. De dichtheid van het geïoniseerde gas is ongeveer 1/1.000 die van lucht aan het aardoppervlak,maar het is veel ondoorzichtiger, vanwege de sterke absorptie van licht door de waterstofionen.,
SOHO/NASA
een afbeelding met lage resolutie van de fotosfeer vertoont weinig structuur, behalve een donkere verkleuring naar de buitenste gebieden, de zogenaamde limb darkening. Aan de rand komt licht van hoger in de fotosfeer, waar de temperatuur lager is en de straling zwakker. Dit maakt het mogelijk om de temperatuurgradiënt te meten.
grootschalige beelden van de fotosfeer vertonen een korrelige structuur., Elke korrel, of cel, is een massa heet gas 1000 km (600 mijl) in diameter; de korrels stijgen als gevolg van convectie in de zon, stralen energie, en zinken terug binnen een paar minuten te worden vervangen door andere korrels in een voortdurend veranderende patroon.
The Royal Swedish Academy of Sciences/The Institute for Solar Physics
Magnetogrammen geven de sterkte en richting van de magnetische velden in de fotosfeer in kaart. Uit metingen van magnetische velden en bewegingen is een grof patroon van supergranules waargenomen, elk ongeveer 30.000 km (19.000 mijl) in diameter. In elke cel veegt een uitgaande stroom van 0,3 km (0,2 mijl) per seconde de magnetische velden naar de randen, waar er stralen en uitbarstingen zijn., Dit patroon bepaalt de structuur van de chromosfeer en van de corona, die boven de chromosfeer ligt.