说到大气，不由得让我们联想到地球周围包裹的大气层。我们研究地球大气的时候，会根据其各种参量的性质分成一些圈层：靠近地面的部分称为对流层，密度大、下热上冷，因为冷热带来的密度变化进行着气体与能量的对流，风雨雷电都产生在这里；向上有平稳的平流层、过渡的中间层、越往上温度越高的热层等。
中性大气参量随高度变化（图片来源：熊年禄等《电离层物理概论》）
地球大气能够分层，是因为空气分子在地球重力、太阳辐射加热以及其他物理过程的作用下，其密度、温度等性质出现了明显变化。那么，太阳大气有没有分层，分层的依据是什么呢？
太阳大气究竟分几层？
太阳大气的分层有一定的任意性，其实也不完全统一。比较广泛接受的分层同样与温度有关，是按照一定模式计算出来温度剖面，根据剖面的变化性质划分的。太阳大气从内到外主要分为光球层、色球层、过渡区和日冕。各个层当中都存在许多大尺度的结构，一些结构可以贯穿多个圈层，而且由于其复杂的加热和磁场结构，各个圈层的高度、厚度等也存在很多争议，不过我们大多认同这些高度层次的划分。
作为一个气态星球，太阳其实分为内外的结构，内部产生的巨大能量对流传递到外层后，从光球层开始发出太阳光。光球可以看成一个发光壳，光球外边（上面）的部分对于光球发出的光线是透明的，我们称之为太阳大气；相反，光球以内（下面）的区域气体密度过高，内层气体的辐射会被外层吸收，故而表现为非透明区域，则为太阳内部，其性质目前主要靠理论推算。我们对太阳的直接观测其实基本都是对太阳外部的大气的观测。
太阳内部和大气的分层示意图，从“光球层”（Photosphere）开始以上是太阳大气（图片来源：）
区分太阳内部和外部的“光球层”（Photosphere），就是太阳大气的开端。上边的示意图给出的就是太阳大气温度从光球层开始向上的变化趋势。光球层厚度约500公里，从里向外温度越来越低。我们肉眼看到的太阳光，也就是可见光，几乎全部是从光球层发出来的，所以才叫做光球。另外，正因为光球层的辐射光谱大约对应于5700 K（热力学温度，也称开氏温度，也就是-273.15°C的最低温设定为0度的温度计量法）的黑体辐射，所以我们才说太阳表面温度大约是6000 K。光球层的能量是从其下方太阳内部对流区传输而来，吸收之后再辐射出来，所以越往上能吸收到的能量越少，温度也越来越低，在其顶部的温度大约是4300 K。
太阳大气温度随距离的变化以及分层示意图（图片来源：）
光球层以上，温度到达极低之后，又会开始上升，从这里开始就是“色球层”（Chromosphere）。日食时我们有时可以看到太阳周围一圈玫瑰红色的辉光，就是色球层的光，所以叫它色球。这种红色是因为光谱中Ha线（636.3nm）辐射占优势而呈现出来的。色球层大约两三千公里厚，但也有其他观点反对，甚至有科学家认为有2万公里厚。总之色球层上边界是一个温度陡增的区域。色球层的温度大约是1万K。
刚才说到色球层上边界是一个温度陡增的区域，这里有些人命名为过渡区（Solar transition region）。它的范围小于1000公里，但是在这里温度可以从1万K升到50万K。很多分层方法并不把过渡区当成单独的圈层。
1999年日食期间对太阳色球层的拍照（图片来源：）
经过温度陡增之后，大约1万到2万公里高，太阳大气温度就可以达到150万K，其与光球、色球有非常显著的不同，所以这上方定义为太阳大气的最外层，也就是“日冕”（Corona）。由于太阳风是来自日冕的物质流，所以广义的日冕包括了太阳风所能达到的范围，也就是超过150亿公里的范围。日冕的温度随高度增加较为缓慢，几乎是均匀的，所以才会有学者把过渡区单独当作圈层。
日冕中的密度已经很低了，且在这样高的温度之下，太阳大气的成分是完全电离的，甚至一些元素的原子中较为内层的电子也电离逃逸，出现一些在地球上自然情况无法出现的离子（例如铁原子丢掉13个电子形成离子）。日冕的损失能量主要来自太阳风和色球层的热传导，辐射损失不是主要的，其辐射并不强，它的亮度只有日球层的百万分之一，所以也要在日食期间才适合观测。不过，科学家们发明了日冕仪，就能对日冕进行持续观测。
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