El espectro de fotosfera solar (Figura 4-1-3), como ocurre en la mayoría de las estrellas, exhibe un continuo en el que se superponen líneas oscuras de absorción. Al comparar el continuo y la distribución de energía con la de un cuerpo negro, deducimos su temperatura superficial o efectiva: 5780 K.

Las líneas de absorción, llamadas también de Fraunhofer (en honor del investigador que fue el primero en estudiarlas), han sido identificadas y catalogadas. Corresponden en su mayoría a elementos químicos tales como el hierro, magnesio , aluminio, calcio, titanio, cromo, níquel y sodio. Se observan también líneas de hidrógeno, sin embargo, no aparecen líneas de helio, el segundo elemento más abundante del Universo, debido a que su temperatura de excitación es más alta que la fotosférica.

A partir del análisis de las líneas espectrales se pueden derivar las abundancias químicas de la fotosfera solar (ver Tabla 11.1).

Cuando observamos el Sol, vemos a través del gas solar hasta que la profundidad óptica es muy grande y se hace opaco. Se define la base de la fotosfera como el nivel hasta el que podemos ver directamente en el centro del disco solar. Conforme observamos más lejos del centro del disco llega un momento en que el gas solar se hace transparente, el ángulo entre las direcciones de observación cuando el gas es opaco y cuando es transparente es muy pequeño del orden de 1 segundo de arco. No hay un salto entre que sea opaco y se vuelva transparente sino que la profundidad óptica disminuye continuamente entre el centro y el borde pero como el ojo humano no puede resolver ángulos tan pequeños (menores que 1 minuto de arco) el cambio de completa opacidad a completa transparencia ocurre súbitamente y por ello el borde solar (llamado también limbo) aparece completamente definido.

Cuando tomamos fotografías del Sol, encontramos que la intensidad de la luz varía desde el centro del disco hacia el limbo. Las regiones cerca del borde son más oscuras que las regiones próximas al centro, este fenómeno recibe el nombre de oscurecimiento en el limbo. Este hecho observacional se interpreta como variaciones de la temperatura a través de las capas más exteriores del Sol.

Cuando observamos en el centro del disco solar, esto es, en la dirección perpendicular, podemos ver hasta el nivel que hemos definido como la base de la fotosfera, a mayor profundidad el gas solar es opaco. La radiación recibida corresponde pues a este nivel que comparada con la del cuerpo negro corresponde una temperatura de 5780 K. Cuando observamos en un punto distinto del centro del disco, la dirección de observación ya no es perpendicular, conforme vamos hacia el limbo observamos casi tangencialmente al disco. El gas se hace opaco a un nivel situado por encima de la base de la fotosfera, a igual profundidad por ser una línea oblicua vemos un nivel más alto que al observar perpendicularmente (Figura 4-1-4). El gas solar cuando observamos cerca del limbo emite menos radiación que cerca del centro y comparando con un cuerpo negro le corresponde una temperatura inferior. En consecuencia podemos deducir que la temperatura de la fotosfera aumenta al disminuir el radio, en Física se dice que existe un gradiente de temperatura negativo. De hecho la temperatura disminuye desde la base de la fotosfera (5780 K) hasta unos 500 km por encima donde su valor es de 4200 K, este límite corresponde a la parte más baja de la cromosfera. El grado de oscurecimiento del limbo depende del rango espectral de observación, es mayor en el azul y violeta. Sin embargo, al realizar observaciones en rayos X se observa el efecto contrario. Hay un incremento del brillo desde el centro hasta el borde, esto es debido a que la radiación proviene de las capas atmosféricas situadas por encima de la fotosfera (cromosfera y corona), en las cuales la temperatura aumenta con la altura (gradiente de temperatura positivo).