gas nas camadas inferiores a fotosfera.Estima-se que a diferenca de temperatura entre os granulos e as zonas escuras e de cerca de 1000 K.Como o campo magnetico e muito intenso em certas regioes (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares a superficie e a materia tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a materia fica "confinada'' a elas. Com isso ha um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e nao horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Entao reduz-se a propagacao do calor em certas areas, que se tornam mais frias que as areas circunvizinhas, emitindo pouca radiacao. Isto e que caracteriza as manchas solares na fotosfera.Constatou-se que o numero de manchas solares (foto a direita) sofre variacoes periodicas e essas variacoes estao ligadas ao "Sol calmo" e ao "Sol ativo".Partindo do "Sol calmo", estagio de minima atividade, observa-se que durante 4,6 anos ha um aumento rapido das manchas atingindo um valor maximo. Apos esse maximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuicao gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade minima.No total entre um estagio de 4,6 anos de "Sol ativo" e o outro estagio de 6,4 anos de "Sol calmo" decorrem cerca de onze anos.Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnetica do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisferio norte durante o "Sol ativo", irao ocorrer no hemisferio sul no estagio correspondente ("Sol ativo")e vice-versa.Com isso nos temos um periodo completo vinte e dois anos de atividades solares, quando entao o ciclo recomeca.CROMOSFERAE uma regiao externa a fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera ate atingir 500 km de altitude com 4000 K e, entao ha novamente um aumento ate atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observacao da cromosfera, por muito tempo so foi possivel quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosferica. So ha poucas decadas desenvolveu-se um instrumento , o coronografo, que simula o eclipse solar total, e nada mais e do que um telescopio preparado com filtros e obstaculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.Ocorrem ainda as protuberancias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas sao visiveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxilio do coronografo. Essas protuberancias podem ser eruptivas, de rapida duracao, ou protuberancias quiescentes que podem durar varias rotacoes solares. As protuberancias possuem uma densidade muito superior a coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenomenos sao devido a assossiacao de campos magneticos que variam de 20 a 200 Gauss.Quando as explosoes que dao origem as protuberancias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, e que se percebe a influencia do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicacoes a longa distancias. Ocorre que particulas com muita energia sao lancadas ao espaco e atingem a Terra provocando uma