Как началось изучение химического состава Солнца

История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Галилео Галилеем в 1611 г. Им были открыты солнечные пятна и определен период обращения Солнца вокруг своей оси.

В 1843 г. немецкий астроном Генрих Швабе обнаружил цикличность солнечной активности.

Развитие методов спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солнце. В 1814 г. Йозеф Фраунгофер обнаружил темные линии поглощения в спектре Солнца. Это положило начало изучению химического состава Солнца.

С 1836 г. регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца, а также солнечных протуберанцев.

В 1913 г. американский астроном Джордж Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магнитных полей.

В 1931 г. Бернар Лио изобрел солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений.

К 1942 г. шведский астроном Бенгт Эдлен и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизованных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне.

В начале 1940-х гг. было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца во второй половине XX в. послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы.

После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью спутников, автоматических орбитальных обсерваторий и в ходе пилотируемых полетов.