Gwiazdy świecą – to każdy wie. Co więcej, te bardzo jasne, jak Betelgeza, Rigel, Arktur czy Antares zdają się różnić kolorami, co można stwierdzić naocznie. Ale Słońce świeci przecież na biało. Tylko że to stwierdzenie wynika z prostego faktu ewolucyjnego – to właśnie światło słoneczne stanowi dla nas wzorzec. A tak naprawdę to mówimy o promieniowaniu dochodzącym z fotosfery – świeci ona widmem ciągłym, którego rozkład da się w przybliżeniu opisać wzorem Plancka dla parametru temperatury między 4 200 a 6 000 Kelwinów. Tę warstwę słonecznej atmosfery możemy z łatwością obserwować używając tanich filtrów foliowych, lecz dla uzyskania lepszych rezultatów warto użyć na przykład klin Herschela dla światła białego.
Da się wtedy wyróżnić obszary aktywne z plamami posiadającymi cień i półcień, pojawiają się pochodnie słoneczne, a przy dobrych warunkach atmosferycznych można się dopatrzyć granulacji fotosferycznej.
Ponad fotosferą leży warstwa zwana chromosferą. Wygląd jej dolnej części możemy rejestrować używając filtr wapniowy. Ponieważ promieniowanie przezeń przepuszczane leży już w zakresie ultrafioletu, dla jego wizualizacji musimy użyć sztuczny kolor.
Pojawiają się wtedy kontrastowo struktury znane już z fotosfery, a granulacja rysuje się bardzo wyraźnie.
Ponad dolną chromosferą leży chromosfera średnia, a informacje o niej możemy uzyskać stosując teleskop z filtrem wodorowym H-alfa. Plamy słoneczne stają się tu mniej wyraziste, ale za to uwidoczniają się rozbłyski i zyskujemy wgląd w obszary z filamentami, możemy także stwierdzić obecność makrogranulacji.
Ponieważ linii H-alfa odpowiada barwa czerwona, tak też barwimy zdjęcia pierwotnie zarejestrowane przy użyciu kamerki czarno-białej.
Odpowiedniość struktur charakterystycznych dla trzech wspomnianych warstw słonecznej atmosfery łatwo prześledzić na kolejnym zestawieniu.
Jeszcze dobitniej możemy to dostrzec na animacji, w której kolejno pojawiają się obrazy w świetle białym, w linii jednokrotnie zjonizowanego wapnia oraz w linii wodoru H-alfa.
