人類用科學儀器觀察太陽已有300多年的曆史，但我們能直接看到的太陽隻是它的大氣。太陽大氣（尤其是日冕）有許多富於魅力的研究題材，也是豐富多彩的活動現象大顯身手的舞台。近年來太陽大氣研究取得了豐碩的新成果。
明亮清晰的日麵
在晴朗的清晨或黃昏，碧空如洗，一輪紅日懸在天際。我們看到的太陽是一個明亮的球體，有著非常清晰的邊緣。太陽既然是一團氣體，它的表麵一定是雜亂無章，起伏不平的，為什麼太陽的邊緣這樣清晰整齊呢？真的，曾經有人認為太陽是像月亮那樣的固體，或者它的表麵是水平如鏡的一片汪洋。可是近代的天體物理研究早已斷定，太陽表麵溫度已是好幾千度，內部更是極度熾熱，任何固體或液體都絕無存在的餘地，而會全部變成熱騰騰的蒸氣。那麼，為什麼日麵邊緣極為清晰呢？為了回答這個問題，我們要指出，氣體能夠吸收光線。雖然幾厘米厚的一薄層氣體宛如一片清紗那樣透明，但幾百千米厚的氣體就像成千上萬層細紗重疊在一起，其效果有如一堵牆壁，把視線完全擋住。因此光球下麵的太陽內部，我們完全看不見。雖然光球也有400~500千米厚，但是太陽離地球有15000萬〒米之遙，因此就我們看來光球的厚度隻有半個多弧秒。這個角度小極了，簡直如同秋毫之末。所以在我們眼裏，光球就像用刀子切出來似的，非常明晰。至於色球和日冕，有很複雜的不規則結構，並且範圍比光球大得多，但由於它們太暗弱，在光球的強烈光芒陪襯下無法看見，因此我們隻見到一輪表麵明亮而邊緣清晰的光球。
進一步說，日麵各部分並非同樣明亮。容易看出，日麵中心區域最亮，愈靠近邊緣就愈暗。這個現象叫做臨邊昏暗。太陽表麵亮度分布的情況隨波長而變。對波長較短的輻射來說，臨邊昏暗的現象更為顯著。為什麼會有臨邊昏暗呢？這個道理並不難懂。可以認為太陽是球麵對稱的，由日麵各點沿半徑方向發出的輻射基本上一樣強。但我們隻是從一個方向（即沿著地球和太陽的聯線）看太陽。於是日麵各部分射向我們的光線與半徑的夾角不同，它們來自不同的深度，所以強度不同。
說來有趣，臨邊昏暗這個似乎很尋常的現象，卻泄露了光球結構的“天機”。通過臨邊昏暗的觀測，天文工作者獲悉了光球的溫度分布。辦法是這樣的：先假定有某一種分布，接著用理論方法計算在這種溫度分布的作用下，太陽表麵應當呈現出什麼樣的臨邊昏暗。與觀測結果相比較，並修改原來的假設。像這樣反複做幾次，到最後理論與實際基本一致了，我們就得到比較正確的光球溫度分布。這樣的思維方法，在天文學中經常采用。
單有溫度分布是不夠的，還須求出光球中物質密度的分布。雖然光球中經常有局部的劇烈運動，但是整個說來光球是穩定的。對它的任何一個小體積來說，重力和氣體的壓力（包括輻射壓力）應當勢均力敵，互相抵消。這給了我們一個平衡方程式。重力與密度有關，而壓力由溫度決定。既然溫度分布已知，求解平衡方程式便可得出光球中物質密度的分布。此外，利用太陽的光譜，尤其是成千上萬條夫琅和費線，還可以發掘出許多珍貴的知識。例如光球的電子密度、氣體大規模流動的速度等等。
總的說來，經過長期研究，現在已經有了比較可靠的光球模型。就溫度來說，光球上層隻有4000多度，愈往下，溫度愈高。到光球底層，達到6000多度。至於密度，在光球上層隻有10-8克/立方厘米。這比地麵附近大氣的密度小了10萬倍左右。在光球底層，氣體稠密一些，但也隻有地麵大氣密度的萬分之幾。因此，就我們的日常生活經驗來說，太陽大氣既是炎熱難當，又是令人窒息的。
色球的狀況
如果我們有機會觀看日全食，就可以在月球正好把太陽（更確切地說，是光球）遮住的前、後各幾秒鍾，看見日麵邊緣有一長條弧形的發光氣層。它有鮮明的色澤，因此叫色球。位於紅區的Hα發射線是色球光譜中最亮的譜線，所以色球是鮮紅的。在沒有日食的情況下，用幹涉偏振濾光器在強的夫琅和費線（一般是Hα）的中心頻率上觀測也可看見色球。後麵的辦法比前一種好，因為不僅可以經常觀測色球，還可以看到完整的色球圓麵。仔細看來，色球的邊緣不像光球那樣清晰整齊，而是很不均勻，由許多細小的“火舌”組成，因此可以把色球叫作“燃燒的草原”。在這片原野上，隨時升起一束束火柱，高度約5~6弧秒（相當於日麵上3000~4000千米），寬約1弧秒，存在時間一般為十分鍾。它們叫針狀體，在色球層中不斷產生，又不斷消失。這表明色球的結構是非常複雜的。值得提到，1973年發射的“天空實驗室”發現在日冕中有一種”大針狀物”，它們高約60″，寬30″，存在時間40分。和它們相比，色球針狀物真是如同“小巫見大巫”了。
色球光譜是在1870年一次日全食時首次拍攝的。因為是在全食前後短暫時間內閃現，所以稱為閃光光譜。過去的天文家認為閃光光譜就是光球光譜的翻版，隻是前者是發射線而後者是吸收線。這就好像照片和相應的底片正負相反一樣。因此以前把色球叫做“反變層”，意思是在這一氣層裏吸收線都反過來變成發射線。但是從30年代開始的精密測量使天文學家拋棄了這一概念。這是由於色球光譜並不正好是光球光譜的翻版，它們之間有一係列差異。例如前者有幾十條氫的巴耳末線，而後者隻有寥寥數條；前者有不少氦線，而後者僅有一條10830埃的紅外線，至於中性氦的D3線、電離氦的4686埃等連影子都找不著。此外，色球有鐵、鉭、鍶和稀土元素的離子的譜線，而光球譜線一般都屬於中性原子。這些情況告訴我們，色球和光球的光譜並非恰好正負對應，它們是在不同的物理條件下產生的。