Сонце – жовтий карлик класу G 2: R ʘ = 6,96·105км, m ʘ – 1,99·І030 кг, 
ʘ=1,41·103 
, T еф=5806К, L ʘ=3,86·1026 
. Товщина фотосфери Н ~350км, густина в її нижній границі 5·10-4 кг/м3, у верхній – 5·10-7 кг/м3 при Р ~ 0,1 атм. Рівень, на якому t = 1 в l 5000 Å, називають поверхнею Сонця. Рівень h = 320 км прийнято за основу хромосфери.
Розподіл густини в атмосфері характеризується шкалою висот або висотою однорідної атмосфери
, (6.1)
де β – набір висот, густини яких відрізняються в e разів; A = 8,3·107 
; μ – молярна маса; g = 2,7·104 
– на поверхні Сонця. Для фотосфери при μ =1, β =150км, при Т =5000 К. І n падає від максимуму до нуля на краю диска (див. розділ 3.1) в шарі товщиною близько 3000 км, який з Землі видно під кутом 0״4. Тому край диска здається різким. Шкала висот в хромосфері майже вдесятеро більша, ніж в фотосфері. Згідно з (6.1), Т при цьому набагато більша, чим в фотосфері. Однак в спектрі хромосфери є й бальмерівські лінії водно, які відповідають низькій Т. На h = 20000 км з’являються згущені газові стовби-спікули з Т ≤ 20000 К висотою 7–12 тис.км, оточені більш гарячим газом. Вони рухаються з швидкістю ~ 20км/с вгору й розчиняються в короні.
| зона термоядерних реакцій
| |
| зона променевої рівноваги
| |
Рис. 6.1
У основи корони (ρ=10-15г/см3, N =10-9см-3) температура зростає до 100000 К. На h =40000км Т =5·105; h =70000км Т =2·106.
Фотосфера – тонкий шар газу, t n в якому швидко зростає разом з зростанням ρ. З шару t n ³ 1 випромінювання практично не доходить. Зростає й електронний тиск Р е в іонізованому газі фотосфери. При Т~ 6000К елементи з малим cn (K, Na, Ca) іонізовані. Сильна іонізація металів в стратосфері створює вільні електрони, котрі можуть приєднуватись до Н І, утворюючи Н –.
Цей іон стійкий в умовах фотосфери й служить головним джерелом непрозорості (див. розділ 3.2). Модель фотосфери (відлік від рівня t = 0,0125):
