Сонце: Разлика помеѓу преработките

[[Корона]]та e најодалечениот слој од сонцето<ref>http://www.nasa.gov/mission_pages/iris/multimedia/layerzoo.html</ref><ref>http://www.thesuntoday.org/solar-facts/powering-the-sun/</ref><ref>http://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/sun1.html</ref>. Таа може да достигне температури повеќе од милиони [[Целзиус|°C]]. Короната (Сонцето) испушта енергија достигајќи 9,3 трилиони милји (околу 14484096000000&nbsp;kmкм), подалеку и од [[Плутон]]. Таа енергија всушност не штити од интергалаксичните ветрови. Исто така како и на Земјата, има посебна гравитација, па не ја пушта Земјата и останатите планети да се изгубат во просторот.

Најладниот дел на Соцето е регионот на температурниот минимум кој се наоѓа на 500&nbsp;kmкм над фотосферата и изнесува 4 100 К. Овој дел од Сонцето е доволно ладен за да ги поддржи простите молекулите како што се јаглерод монoксид и вода, коишто можат да се забележат преку нивниот спектар на апсорбирање.

Над слојот на температурниот минимум се наоѓа слој 2000&nbsp;kmкм густ. Тој слој е наречен [[хромосфера]], кој доаѓа од грчкиот збор chroma што значи боја бидејќи хромосферата е видлива како обоена светлина на почетокот и на крајот на затемнувањето на Сонцето. Температурата на хромосферата постепено се зголемува во висина од и околу 20 000 К во близина на врвот. Во горниот дел од хромосферата хелиумот делумно се јонизира.

Кога Сонцето се набљудува со соодветна филтрација прво нешто што се забележува се неговите [[Сончеви дамки|дамки]] кои претставуваат јасно видливи делови на површината коишто изгледаат потемни од нивното опкружување поради ниските температури. Сончевите дамки претставуваат делови на висока магнетна активност каде што [[струење]]ти е инхибирано од силни магнетни полиња намалувајќи го преносот на енергијата од жешката внатрешност до површината. Магнетното поле овозможува силно загревање во короната кое што формира активни делови коишто претставуваат извор на сончеви пламени. Најголемите сончеви дамки може да имаат дијаметар долг 80 000&nbsp;kmкм. Бројот на видливи сончеви дамки не е постојан, но варира во текот на 11 годишниот циклус познат како сончев циклус. На вообичаен сончев минимум, неколку сончеви дамки се видливи, а повремено не може да се види ниту една. Оние коишто се појавуваат на високи сончеви висини. Како што сончевиот циклус напредува, бројот на сончевите дамки се зголемува и тие се приближуваат до екваторот на Сонцето. Ова е феномен кој е опишан според законот на Спорер. Сончевите дамки вообичаено се појавуваат во парови со спротивна магнетна поларност.