Güneş tutulmaları ile Güneş yüzeyi üzerinde iki tabaka daha olduğu anlaşılmaktadır. Üst üste sıralanan bu fotosfer (ışıkküre) , kromosfer (renkküre) ve korona (taç) tabakaları Güneş atmosferini oluşturur. Çeşitli tabakalarda gözlenen olaylardan bazıları geçici olaylardır.Örneğin lekeler. Gerçekte bu olaylar değişik tabakalarda gözlenmekle beraber birbirleri ile ilişkilidir ve Güneşin iç bölgelerinde gerçekleşir. Bu olayların bollukları ise periyodik bir değişim gösterir.Yaklaşık 11yıllık bir süre içinde olaylar maksimuma erişir ve sonrada minimum evreye varır. Bu olayların tümüne Güneş aktivitesi(faaliyeti), yaklaşık 11yıllık olan süreye de Güneş aktivite çevrimi denir. Güneş atmosferinde aktif olaylar gibi geçici olmayan sürekli olaylarda vardır.İşte süreklilik sergileyen olayları içeren Güneşe sakin güneş denir. FOTOSFER: güneş atmosferinin en iç tabakasıdır, güneşin yüzeyidir. Güneş ışınımının büyük bir yüzdesi yaklaşık 200km kalınlığındaki bu gaz tabakasından yayınlanır.Yeterli büyüklükte bir dürbün kullanılarak uygun bir görüntü oluşturularak yüzeydeki ayrıntılar gözlenebilir. Fotosferin dikkat çeken iki özelliği vardır: 1.Kenar kararması 2.Taneciklenme (Granülasyon) Kenar Kararması : keskin kenarlı Güneş görüntüsü üzerinde,merkezden kenara doğru gidildiğinde parlaklığın azalmasıdır.Yapılan ölçümler sonucu parlaklık azalması şiddetinin ışığın dalga boyuna bağlı olduğu görülmüştür. Taneciklenme (granülasyon) : İyi atmosferik koşullarda, en az 12cm açıklıklı bir teleskopla , beyaz ışıkta elde edilen Güneş görüntüsünde fotosfer yüzeyinin düzgün olmayıp , mozaik gibi taneciklerle kaplı olduğu görülebilir . Tanecikler , parlak , az yada çok düzenli çokgenler şeklindedir ve bu parlak tanecikler birbirinden kanallarla ayrılmıştır. Her parlak tanecik (granül) ,fotosfer yüzeyinin taneciklerle kaplanmasına taneciklnme (granülasyon) adı verilir.Eğer atmosferik koşullar iyi değilse , fotosfer gözlemleri için en iyi olan teleskoplarla bile ayırma gücü 1 ile 2 arasında olur ki , bu eğer taneciklerin kendi büyüklükleri mertebesinde olduğundan yüzey üzerinde taneciklenme ve inceyapı görülmez. Taneciklenmenin iyi bir şekilde gözlenmesi ve fotoğrafının çekilmesi atmosfer dışı gözlemlerle mümkündür. Atmosferin olumsuz etkisi yok olduğundan ayrıma gücü artar ve küçük tanecikler bile ayrı ayrı görülebiir ve net görüntü elde edilir. Dünya üzerindeki büyüklüklerle karşılaştırıldığında , çok büyük boyutlardaki ( hemen hemen Türkiywnin yarısı büyüklüğünde) bu tanecikler fotosfer üzerinde sabit değildir.Herhangi biri yok olurken bir diğeri ortaya çıkar ; bir süre varlığını sürsürüp , o da yok olur. Kısa zaman aralıklarında sürekli çekilmiş filmler üzerinde belli bir kare seçilip taneciklerin ömrü 8 ile 10 dakika olarak belirlenmiştir. KROMOSFER : kromosfer Günel Tutulmalarında veya özel araçlarla monokromatikolarak incelenebilir.Tutulmalarda ay fotosferi tam olarak kapatıp , kromosfer dar bir halka olarak gözükünce ,ışığı bir yarıktan geçirilmeden spektroskoba düşürülerek spektrumu elde edilir. Kromosferin ypısı ile ilgili temel bilgiler flaş spektrumundan elde edilir.Flaş spektrumun özellikleri aşağıdaki gibidir: 1.Flaş spektrumu parlak (emisyon) çizgisi spektrumudur. 2.Spektral çizgilerin hepsi yay şeklindedir. 3.Yayların boyları farklıdır. 4.Fraunhofer çizgilerinin şiddetleri ile karşılaştırıldığında , yüksek iyonlaşma veya eksitlenme enerjileri gerektiren spektrel çizgiler flaş spektrumunda daha şiddetli , buna karşın düşül eksitlenme enerjisi gerektiren nötral atom çizgileri zayıftır. SPİKÜLLER : Hα ışınımında gözlenen görüntülerde Güneş kenarının , fotosferde olduğu gibi , keskin kenarlı olmayıp , çıkıntılı olduğu görülür. Bu çıkıntılara spikül denir. Yaklaşık 15000km yükseklikte ve 2000km/sn hızla yüzeyden yükselip, en yüksek duruma eriştikten sonra yaklaşık 10dakika kadar varlığını sürdürüp , yok olur ve yerine bir başka spikül oluşur. Spiküller ağ yapı ile ilişkilidir. Spiküller , demet şeklinde gözlenen ağ yapıdaki parlak ince beneklerin kenardaki görünümüdür. Üst kromosfer ağ yapılı , demet görünümünde kümeleşmiş spiküllerin dışında boştur. KORONA : beyaz ışıkta gözlenen korona güneş aktivitesi ile ilişkilidir, maksimum evrede tüm güneşi kuşatan dairesel şekilli görünüme karşın minimum evrede kutuplarda basık , ekvator bölgesinde uzanımı büyük bir yayılıma sahiptir. Korona Spektrum : Korona nın yapısı ile ilgili bilgiler spektrumundan elde edilir. Korona spektrumu oldukça karışık olup , üç bileşenden oluşur; iki bileşen Güneş spektrumunun koronadan yansımasıdır. Koronanın kendisine ait olan diğer spektrumu parlak çizgi spektrumudur. Bu çizgiler bilinen elementlere fakat bu elementlerin yüksek derecede iyonlaşmış durumlarına aittir. Bu yüksek iyonlaşma derecelerinin meydana gelmesi için ortamın sıcaklığının çok yüksek ( milyon derece mertebesinde) olması gerekmektedir. Korona da gözlenen spektrel çizgilere ait iyonlaşma dereceleri için gerekli enerjiyi sağlayan sıcaklık hesapları , koronada sıcaklığın birkaç milyon derece kelvin olduğu sonucunu vermektedir. Koronanın bu kadar yüksek sıcaklıkta olmasına karşın dünya üzerindeki canlılara zarar vermez. Bunun nedeni yoğunluğunun çok düşük olmasıdır. Korona maddesi bir plazmadır. Alıntı
