La fotosfera è composta da uno strato di gas dello spessore di qualche centinaio di chilometri, cioè assai piccolo rispetto al raggio solare, e costituisce, come indica il nome (dal greco phos, photos = luce), la zona che emette la
radiazione visibile, cioè la luce che illumina il nostro pianeta. Spettro della luce visibile
La fotosfera emette radiazioni in un modo che possiamo assimilare approssimativamente a quello di un corpo nero, entità fisica ideale capace di assorbire completamente la radiazione elettromagnetica incidente su di esso e di avere un fattore di riflessione nullo. L’energia emessa
in un secondo dal corpo nero ideale, cioè da un radiatore perfetto, presenta una distribuzione in funzione della frequenza che dipende solo dalla sua temperatura e che è espressa in forma matematica dalla legge di Planck:
dove ν è la frequenza della radiazione, T la temperatura assoluta, h e k le costanti di Planck e Boltzmann e c la velocità della luce. Il colore del corpo nero dipende quindi dalla temperatura; la curva di energia spettrale del Sole è abbastanza simile a quella del corpo nero a 6000 K. Si tratta però di un’approssimazione: infatti, ad un’analisi più accurata non solo la radiazione della fotosfera si scosta da quella emessa dal corpo nero ideale, ma le osservazioni rivelano che la fotosfera non appare né perfettamente isoterma né uniforme. Se osserviamo una fotografia del disco solare, riscontriamo il fenomeno noto come oscuramento al bordo: l’intensità luminosa diminuisce al bordo esterno del disco. Questa osservazione indica che il gas che compone la fotosfera non è isotermo, ma ha temperatura decrescente al crescere della distanza dal centro del Sole.
Quando osserviamo il Sole con un telescopio che ci permetta nei limiti consentiti dalla nostra atmosfera, di scorgere i particolari della “superficie” solare, notiamo che la luminosità del disco solare non è uniforme, osserviamo cioè il fenomeno della granulazione solare.
Il gas che costituisce la fotosfera non è statico, ma come alla superficie di una pentola d’acqua prossima all’ebollizione, si osservano colonne di gas caldo ascendente e colonne di gas più freddo e quindi meno luminoso in fase di discesa. Queste correnti convettive favoriscono il trasporto della radiazione dalle regioni dalle regioni interne e calde del Sole allo spazio esterno.
Lo studio della fotosfera non si limita all’analisi di questi fenomeni; poiché la fotosfera è la regione da cui proviene la luce solare, l’analisi spettroscopica di tale luce racchiude preziose informazioni su composizione e struttura della fotosfera stessa. Le prime sistematiche osservazioni spettroscopiche risalgono all’inizio del XIX secolo e si devono al fisico tedesco Joseph von Fraunhofer (1787-1826), il quale scopri che lo spettro solare era solcato da numerose righe scure di assorbimento; le più intense furono designate, nel senso delle lunghezze d’onda decrescenti, con una lettera maiuscola dell’alfabeto da A a K. Tali righe furono successivamente identificate come dovute a determinate transizioni atomiche di atomi e ioni presenti nella fotosfera solare, ma la primitiva designazione di Fraunhofer non fu completamente dimenticata.