To, co określamy potocznie mianem tarczy słonecznej, w istocie oznacza warstwę gazu, będącego jeszcze w równowadze termodynamicznej. Oznacza to, że świecenie fotosfery jest bliskie świeceniu ciała doskonale czarnego, a jej temperaturę dzięki temu możemy określić na około 6 tysięcy stopni. Granice fotosfery są ostre, co można zobaczyć choćby patrząc na Słońce przez odpowiedni filtr albo też przez stosowny teleskop. Na obrazach przedstawiających fotosferę można z łatwością dostrzec niewielkie obszary znacznie ciemniejsze od otoczenia. To plamy słoneczne, czyli miejsca o temperaturze nie przekraczającej czterech tysięcy stopni. Ich centra, czyli cienie, są zazwyczaj otoczone półcieniami, gdzie temperatura osiąga najwyżej 5 tysięcy stopni. Oprócz tego da się dostrzec pasma nieco jaśniejsze – to pochodnie słoneczne, czyli obszary nieco gorętsze aniżeli otoczenie. Pochodnie łatwiej zobaczyć w pobliżu brzegu tarczy, bowiem występuje tam tak zwane pociemnienie brzegowe. Na przytoczonym obrazie widać także niejednorodności na powierzchni fotosfery – to granulacja, wynikająca z niewielkich różnic temperatury w poszczególnych miejscach tarczy.
Obraz ten powstał przez złożenie szeregu zdjęć, wykonanych przy użyciu lunety SkyWatcher 100/1000 z pryzmatem Herschela. Do rejestracji obrazu użyto kamerkę ZWO ASI178MM.
Kolejny obraz przedstawia chromosferę, czy dolną warstwę atmosfery słonecznej. Gaz ją tworzący jest już znacznie rzadszy i znajduje się w nierównowadze z promieniowaniem, zatem chromosfera, w przeciwieństwie do fotosfery, świeci głównie w liniach. Jedną z takich linii widmowych jest należąca do wodoru linia H-alfa o długości fali 656 nanometrów. Nasze oko odbiera ten zakres długości fal jako barwę czerwoną. Żeby zobaczyć chromosferę, należy użyć bardziej skomplikowane narzędzie, aniżeli poprzednio, czyli teleskop słoneczny H-alfa. Wtedy też wyróżnimy obszary aktywne, w których wnętrzach znajdują się wcześniej oglądane plamy. Same obszary mają złożoną strukturę, narzucaną przez silne pola magnetyczne. Oprócz tego pojawia się makrogranulacja zdająca sprawę z niejednorodności pól magnetycznych w tej warstwie. Ciemniejsze pasma to filamenty, czyli łukowate struktury chłodnej plazmy, unoszące się w górnych częściach chromosfery.
Przedstawiony obraz powstał przez złożenie kilkuset zdjęć wykonanych przy użyciu teleskopu słonecznego Lunt H-alfa 100/1000, a do ich rejestracji użyto, podobnie jak poprzednio, kamerkę ZWO ASI178MM.
Obydwa obrazy posłużyły do wykonania animacji, która pozwala na łatwe dostrzeżenie odpowiedniości pomiędzy poszczególnymi strukturami fotosfery oraz chromosfery, ale warto również skupić się na różnicach dzielących obie warstwy.
Programy użyte do opracowania tych zdjęć to FireCapture, Registax5, FastStone oraz GIMP – wszystkie dostępne bezpłatnie.