Со́лнечная грануля́ция, совокупность ярких образований – гранул, покрывающих всю поверхность фотосферы Солнца, за исключением участков, занятых солнечными пятнами.

Грануляция известна со времён ранних телескопических наблюдений Солнца: У. Гершель обнаружил её в 1801 г. как рябь на солнечной поверхности (однако возможно, что некоторые наблюдатели замечали её значительно раньше). В дальнейшем, благодаря совершенствованию наблюдательных средств и достижению высокого пространственного разрешения (начиная с фотографических наблюдений П. Жансена 1877 и А. П. Ганского 1905–1907), удалось выяснить, что эта рябь образована неупорядоченно расположенными яркими зёрнами (наглядный образ – рассыпанный по белой скатерти рис). Позднее, в 1933 г., Г. Штребель обнаружил, что эти зёрна, получившие название гранул, имеют преимущественно форму многоугольников, обычно неправильных, разделённых более тёмными промежутками – межгранульными дорожками (Strebel, 1933). Лучшие на 2020 г. изображения грануляции – с разрешением деталей размером около 30 км (рис.) – получены на телескопе имени Д. К. Иноуэ (DKIST), имеющем главное зеркало диаметром 4 м и адаптивную оптику.

Размеры гранул лежат в диапазоне 250–2000 км, в среднем около 1000 км. Ширина межгранульных дорожек составляет около 300 км. Одновременно на диске Солнца присутствуют примерно 2 млн гранул. Время жизни отдельной гранулы составляет 1–20 мин, чаще всего 5–10 мин. Самые мелкие детали грануляционной структуры – филигри – имеют вид ярких точек в межгранульных дорожках (эти точки хорошо различимы на рисунке) и совпадают с магнитными элементами – местами локальной концентрации магнитного поля.

Основанные на использовании эффекта Доплера измерения вертикальных скоростей солнечной плазмы, а ближе к краю диска – и горизонтальных, показали, что в центральной части гранулы вещество поднимается со скоростью 0,5–1,5 км/с, растекается к её периферии и там опускается. В т. н. взрывающихся гранулах вначале образуется центральное яркое пятно, которое превращается в кольцо, расширяющееся со скоростью 1,5–2 км/с и дробящееся за время порядка 10 мин. Такая картина эволюции гранулы указывает на то, что восходящий поток выносит в фотосферу, а затем растягивает в разные стороны перегретый объём вещества, который мог образоваться в результате действия некоторой тепловой неустойчивости.

А. Унзольд в 1930 г. предположил, что грануляция связана с тепловой конвекцией солнечной плазмы (Unsöld, 1930). Рассчитанные в дальнейшем модели внутреннего строения Солнца подтвердили, что внешняя оболочка Солнца толщиной около 200 тыс. км находится в состоянии конвективного движения и называется конвективной зоной Солнца. Гранулы естественно интерпретируются как верхние части самых мелкомасштабных конвективных ячеек из числа наблюдаемых в конвективной зоне, но некоторые исследователи считают их горячими областями газа. По-видимому, гранулы сочетают в себе свойства конвективных ячеек и перегретых областей газа. Ясно, в частности, что гранулы переносятся мезогрануляционными и супергрануляционными течениями.

Вид грануляции зависит от присутствия магнитных полей. В частности, волокна полутени солнечного пятна представляют собой модифицированные гранулы, которые наклонное магнитное поле превратило в конвективные валы.