Слънчева активност

Височините в слънчевата атмосфера се определят от основен слой с» 1, като означава оптична дебелина на слой при дължина на вълната l = 500 nm. Слоят с височина h= 500 km, който има =0,005 съответствува на най-долния слой на хромосферата, който нарекохме преходен, а този слой с височини от h= 4 000 km до h= 15 000 km e най-горния слой на хромосферата. В него температурата нараства много бързо от 10 000 К до милион градуса. От височина h=2000 km започва короната. Хромосферата на Слънцето може да се наблюдава по време на пълни слънчеви затъмнения или със специално приспособление към слънчевите телескопи, наречено коронограф, който създава изкуствено затъмнение. Спектралните линии и K на йонизирания калций CaII се образуват в хромосферата. Спектрохелиограмите в центъра на линията Ha съответствуват на долните слоеве на хромосферата, а крилата на същата линия - на фотосферата.
Слоят с височини от 300 до около 500 km се нарича долна хромосфера. При слънчеви затъмнения този слой излъчва слаб непрекъснат спектър с емисионни линии. В спектъра на Слънцето същите линии се наблюдават като абсорбционни от слой на фотосферата с температура T » 5 000 K.
Средната хромосфера се простира на височини от 500 до 2 000 km. Спектралните линии , и H, и K на йонизирания калций CaII и на He са нееднородни, защото хромосферната плазма е концентрирана в области между горещия коронален газ.
Горната хромосфера е разположена между височини от около 2 000 до 2 500 km. Емисионните линии на Не I и He II в ултравиолета с дължини 58,4 nm и 30,4 mn възникват в слоеве от горната хромосфера с температура около 25 000 К. Въпреки това горната хромосфера е нееднороден слой. Тя се състои от спикули. Те могат да се наблюдават на края на слънчевия диск като радиални колони от слънчева плазма до височини 10 000 km и диаметър около 1 000 km. В тях плазмата се движи радиално със скорост около 20 km/s и имат плътност няколко пъти по-висока от съседните несмутени области на хромосферата. Когато достигнат короната те се разсейват и изчезват. Средното време на съществуване на спикулите е около 10 минути. В определен момент могат да се наблюдават 100 000 спикули. Спикулите образуват т. нар. хромосферна мрежа, която се наблюдава в линиите H и К на CaII. Те са подредени по вълните на подфотосферната конвекция (супергранулите и фотосферна мрежа). Спикулите в проекция на слънчевия диск се наблюдават в спектрохелиограмите на линията и линиите H и К на CaII и се наричат флокули.