Obserwując Słońce przy użyciu prostego sprzętu z filtrem szerokopasmowym zauważamy jasną – białą – tarczę z pewną liczbą ciemnych plam. Ten obraz nazywamy słoneczną fotosferą z obszarami aktywnymi.
Kiedy jednak zastosujemy sprzęt bardziej specjalistyczny, możemy z całego widma wyodrębnić jeden zakres długości fal – albo częstotliwości – żeby dokładniej przyjrzeć się obszarom należącym do słonecznej atmosfery. Warstwę najbliższą fotosferze nazywamy chromosferą, a obszary bardziej oddalone to już korona słoneczna. Najczęściej używanym sposobem obserwacji chromosfery jest zastosowanie filtra przepuszczającego tylko światło o długości fali 656,3 nanometra. Nazywamy to linią H-alfa, a powstaje ona wskutek przeskoku elektronu z trzeciego na drugi poziom wzbudzony w atomie wodoru. Patrząc na Słońce przez teleskop H-alfa widzimy oczywiście obraz w kolorze czerwonym. Jednak do jego rejestracji zazwyczaj używa się kamerkę czarno-białą, a otrzymane obrazy można pozostawić w skalo szarości albo też zabarwić je w trakcie postprodukcji. Tak właśnie powstały obrazy w poniższej animacji. Opis jakościowy obiektów w ten sposób uwidocznionych znajdziecie w tym wpisie na naszym blogu.
Inna możliwość to użycie filtra przepuszczającego fale elektromagnetyczne o długości 393.5 nanometra. Tak świecą jednokrotnie zjonizowane atomy (a właściwie już jony) wapnia. Linia ta należy już do ultrafioletu, zatem nie można po prostu zobaczyć obrazu Słońca wprost, należy zastosować kamerkę czarno-białą a następnie zabarwić tak otrzymany rezultat. Zazwyczaj wybiera się odcień skrajnego fioletu jako najbliższy naszym wrażeniom barwnym. Na załączonej animacji dolna chromosfera jest fioletowa – to linia Ca II, zaś górna została zabarwiona na czerwono – to linia H–alfa.
