色球层和日冕
普通的太阳光谱是由光球层产生的;在一次eclipse的辉煌光球层被月亮可以看到三个物体:(1)围绕太阳边缘的一个薄薄的、粉红色的环，称为太阳太阳色球层(2)珠光宝气，昏昏沉沉的晕延伸出很大的距离，称为电晕(3)粉红色的气体云称为日珥悬浮在水面之上。当第一次获得闪光光谱(日食期间大气的光谱)时，天文学家发现了几个令人惊讶的特征。首先，他们看到的不是吸收线，而是发射线(特定波长的亮线，中间没有任何东西)。产生这种效果是因为色球层在谱线之间是透明的，只能看到黑暗的天空。其次，他们发现最强的谱线是由氢构成的，但他们仍然没有意识到氢的高丰度。最后，第二亮的线条是以前从未见过的;因为它们来自太阳，所以被称为未知源元素氦．后来，氦在月球上被发现地球．
色球层
的色球层代表了动态外层光球层的最低温度和上面弥漫的百万度日冕之间的过渡。它的名字和粉红色来源于红色的Hα线氢在6562.8埃(一);1 Å = 10−10米。因为这条线是如此的强，它是研究色球层的最佳手段。因为这个原因单色仪广泛用于研究太阳在一个狭窄的波长乐队。因为密度随高度下降的速度比磁场强度,磁场主导色球结构，反映光球磁场的延伸。这种相互作用的规则很简单:色球层中磁场强且垂直的每一点都是热的，因此是亮的，而磁场水平的每一点都是暗的。超颗粒化，将磁场集中在边缘，产生一个明亮区域的色球网络增强磁场。
色球层中最突出的结构，特别是在边缘，是色球层的喷流或流簇等离子体被称为针状体．针状体延伸到太阳表面上方10000公里处。因为它强烈地释放出氦的高激发线，色球层最初被认为是热的。但是无线电测量，一种特别精确的测量温度的手段，显示它只有8000K，比光球层热一些。详细的无线电地图显示，更热的地区与更强的磁场相吻合。热区和冷区都延伸得比人们预期的要高得多，被磁场和对流作用抛到地表之上。
当天文学家在太空中以紫外线波长观测太阳时，色球层被发现发出在高温下形成的线，范围从10,000到1,000,000 K。整个范围电离可以找到一个原子的:例如，氧气I(中性)在光球层，氧II到VI(1到5个电子被移除)在色球层，氧VII和氧VIII在日冕层。整个系列发生在大约5000公里的高度范围内。与温度较低的区域相比，在紫外线波长下获得的日冕图像具有更弥散的外观，这表明磁性元素中的热物质随着高度向外扩散，占据了整个日冕空间。有趣的是，氦的释放是温度上升的原始线索，它不是不规则的，而是均匀的。这是因为氦原子被更分散和更均匀的气体激发x射线热辐射电晕．
色球层的结构随局部磁条件的变化而发生剧烈变化。在网络边缘，一簇簇的针状体从磁场线团块中伸出来。在太阳黑子周围，会出现更大的场块，称为黑苔(plage)。见下文)，那里没有针状体，但色球层通常较热，密度较大。在日珥区域，磁力线是水平的，没有针状体。