Солнечными пятнами называют темные образования на диске Солнца. У хорошо развившегося пятна заметна темная тень (ядро), окруженная более светлой полутенью, в которой видны радиально расположенные светлые прожилки. Тень кажется очень темной только по контрасту с ослепительно яркой видимой поверхностью (фотосферой) Солнца, однако сами по себе пятна светят очень ярко, так как их температура достаточно высока (4300–4700 градусов Кельвина, то есть на 1000–1500 градусов ниже температуры фотосферы). Однажды наблюдалось пятно, имевшее температуру «всего» 3680 кельвинов. Температура тени составляет около 5500 кельвинов. Солнечные пятна горячее расплавленной стали и ярче электрической дуги. Мельчайшие солнечные пятна – так называемые поры – имеют диаметры в несколько сотен километров, диаметр больших пятен достигает 100 тысяч километров. Изредка появляются гигантские пятна. Так, например, с 8 по 17 марта 1947 года наблюдалось пятно сложной формы длиной 214 600 километров. Чем больше площадь пятна, тем оно долговечнее. У солнечных пятен обнаружено сильное магнитное поле. Прохождение больших пятен или групп пятен через центральный меридиан Солнца зачастую сопровождается магнитными бурями на Земле. Пятна перемещаются от восточного края Солнца к западному, демонстрируя тем самым вращение Солнца вокруг своей оси; одновременно они и сами несколько передвигаются по солнечной поверхности. Доля видимой поверхности Солнца, покрытая пятнами, является характеристикой солнечной активности. Весьма интересно, что наблюдения за солнечными пятнами стали одной из причин краха аристотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звезды являются идеальными неделимыми сферами.
По особенностям наблюдаемой картины солнечные затмения подразделяют на частные, полные и кольцеобразные. Как известно, Луна движется вокруг Земли по орбите, плоскость которой составляет угол около 5 градусов с плоскостью эклиптики, по которой сама Земля обращается вокруг Солнца. Из-за этого наклона орбиты Луна чаще всего проходит между Солнцем и Землей таким образом, что ее тень оказывается либо выше, либо ниже земного шара. Когда тень все же попадает на Землю, центр Луны для земного наблюдателя может не совпасть с центром солнечного диска, и тогда Луна закрывает не весь солнечный диск, а только его часть. Такие затмения называют частными. Они случаются чаще полных и кольцевых, но обычно проходят незамеченными, поскольку ослабление на несколько минут солнечного света даже вдвое почти незаметно для человеческого глаза. В тех редких случаях, когда при прохождении Луны между Солнцем и Землей центры всех трех небесных тел оказываются на одной прямой, имеет место центральное солнечное затмение, которое можно наблюдать либо как полное, либо как кольцеобразное. Хотя угловые размеры Солнца и Луны почти одинаковы, они несколько меняются из-за эллиптичности земной и лунной орбит. Поэтому возможны ситуации, когда угловой диаметр Луны превышает солнечный и, наоборот, когда угловой диаметр Солнца больше лунного. Если при центральном затмении имеет место первая из этих двух ситуаций, то в момент середины затмения Луна полностью закрывает солнечный диск от земного наблюдателя. Такое солнечное затмение называется полным. Если же угловой диаметр Солнца больше лунного, то в момент середины затмения земной наблюдатель видит черный диск Луны, окруженный сверкающим кольцом солнечного края. Такое солнечное затмение называют кольцеобразным. Очевидно, что ширина этого кольца будет наибольшей в том случае, если в момент солнечного затмения Земля находится в перигелии (ближайшей к Солнцу точке своей орбиты), а Луна – в апогее (наиболее удаленной от Земли точке своей орбиты).
