Если посмотреть на Солнце простым глазом, оно кажется ослепительно ярким идеальным желтым диском. На фотографиях Солнца, полученных в видимом свете, заметно, что на краю диска Солнце слегка темнее. Это явление называется потемнением к краю. Его можно объяснить следующим образом. Луч зрения проникает в центр видимого диска вертикально, проходя через газовую атмосферу Солнца. Когда мы смотрим на край, луч зрения проходит параллельно поверхности Солнца и пересекает только верхние слои раскаленного газа, несколько более холодные. Итак, свет, идущий от края Солнца, излучается более холодным газом и должен проходить через большую толщу атмосферы, чем свет, идущий из центра диска. В этом и заключается объяснение потемнения к краю. Но что это говорит нам о структуре Солнца? Основной вывод, который можно сделать, заключается в том, что газы нижней атмосферы горячее газов верхней атмосферы. Конечно, вы можете подумать, что не такое уж это большое открытие. Однако эта небольшая информация об архитектуре Солнца могла быть сделана всего лишь на основе простого наблюдения.
Между прочим, некоторые звезды показывают уярчение к краю (они горячее на краю). Это значит, что изменение температуры с высотой у них противоположно солнечному. Еще более усложняют картину радиокарты нашего Солнца: радиояркость на краю Солнца выше. Это означает, что какая-то часть радиоизлучения генерируется во внешней атмосфере.
Для рассмотрения структуры Солнца я опишу воображаемое путешествие через центр Солнца к Земле — хотя такое путешествие и совершают все время световые частицы-фотоны, перенося свет и тепло.
Отправляясь в путешествие, зададимся вопросом, как мы узнаем температуру и плотность. Величины большинства физических параметров не измеряются, а рассчитываются теоретически. Структура внутренней части Солнца определяется путем размышления и расчета. Вот этапы этого пути: теория, написание уравнений, мощные вычислительные машины. И конечно, нужна еще удача. Известны обычно только некоторые глобальные характеристики, такие, как масса или радиус, а также физические условия на излучающей поверхности. В результате наблюдений других звезд мы знаем также взаимную зависимость некоторых параметров (например, поверхностной температуры и массы). Химический состав Солнца может быть определен, как мы увидим дальше, из спектроскопических данных. Теоретик должен на основании всех этих данных создать математическую модель Солнца. Если эта модель соответствует всем известным наблюдательным свойствам и продолжает соответствовать новым результатам, то можно считать ее довольно хорошим приближением к действительности. Такой метод используется в солнечной физике почти полстолетия. Сейчас мы имеем уже разумное глобальное представление о структуре Солнца. Мы не можем теперь произвольно менять некоторые солнечные параметры, такие, например, как температура ядра, не оказывая существенного влияния на величину наблюдаемой яркости Солнца. Итак, начнем наше воображаемое путешествие из глубины Солнца, из области, которая пока может быть исследована только при помощи математики и вычислительной техники.