Хромосфера (от др.-греч. χρομα — цвет; σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу.
Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная Hα (H-альфа) линия излучения водорода. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Хромосферу принято разделять на две зоны:
Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Её также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.
Для наблюдения различных структур, специфических для хромосферы Солнца лучше всего подходит фильтр, выделяющий излучение в какой-то яркой хромосферной линии, то есть с длиной волны, на которую приходится значительная часть излучаемого (или поглощаемого для линий поглощения) хромосферой света. Как уже указано, это в первую очередь красная линия H-альфа (Hα) из серии Бальмера с длиной волны 656,3 нм, снимок Солнца в которой получается красноватым. Также широко используются фильтры двух фиолетовых фраунгоферовых линий ионизованного кальция, снимок Солнца в свете каждой из них получается синеватым: линия Ca II K (393,4 нм) и линия Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях, это[1]:592-593:
Хромосферы существуют не только у Солнца, но и у других звёзд, однако их исследование сопряжено со значительно большими трудностями, чем для хромосферы Солнца.