Резкий край Солнца, о котором мы говорили в гл. 4, возникает следующим образом. Вблизи фотосферы большая часть поглощения видимого света создается особым типом атома водорода. Обычный атом водорода имеет один протон и один обращающийся вокруг него электрон, он устойчив и электрически нейтрален. Иногда атом водорода на время может захватить добавочный электрон, превращаясь в атом водорода с двумя электронами и отрицательным электрическим зарядом. Такая частица называется отрицательным ионом водорода. Это состояние может сохраняться лишь в определенном интервале температур. На Солнце переход от одного состояния к другому происходит быстро, и в результате, когда излучение просачивается вверх, оно внезапно встречает область, в которой поглощающие его ранее ионы водорода практически отсутствуют. Поэтому излучение почти беспрепятственно выходит наружу. Именно внезапность изменений, как уже отмечалось ранее, и приводит к появлению резкого солнечного края.
Желто-белый свет фотосферы обладает плавно меняющимся спектром, в котором отсутствуют линии. Но прежде чем покинуть Солнце окончательно, свет должен пересечь более холодные слои его атмосферы. Внутри этой более холодной зоны свет испытывает поглощение, благодаря которому мы получаем очень ценную информацию относительно атмосферных условий. В старых книгах этот слой иногда называется обращающим.
Хорошо известно, что радуга возникает в результате взаимодействия солнечного света с дождевыми капельками. Научный анализ солнечных радуг начался с Исаака Ньютона, который в 1665 г. разложил свет в цветной спектр при помощи призмы, поставленной на пути узкого светового пучка. Он производил оптический опыт, не ставя перед собой каких-либо астрономических задач. Ньютон обнаружил наличие цветного спектра и тем самым положил начало солнечной спектроскопии. Впервые темные линии в солнечном спектре зарегистрировал в 1802 г. Волластон. Это подтолкнуло других астрономов на спектральные исследования; самым выдающимся был Фраунгофер.
Фраунгофер в процессе детального исследования ввел для основных темных линий в интервале от красной до сине-фиолетовой части спектра буквенные обозначения, тем самым впервые введя некоторую систему в изучение спектра. До сих пор для некоторых линий используются его буквенные обозначения (например, D-линия натрия). Линии поглощения оказались очень полезными для физиков, когда Кирхгоф и Бунзен (тот самый, кто изобрел бунзеновскую горелку) стали сопоставлять структуру линий поглощения с яркими эмиссионными линейчатыми спектрами атомов горячих газов, полученными в лаборатории. Тем самым они начали систематическое изучение атомной физики. Они первыми приступили к выяснению состава внешних слоев солнечной атмосферы.