Redigerer Solen (avsnitt)

=== Atmosfæren ===
{{Utdypende|Stjerneatmosfære|kromosfæren|Solens overgangsregion}}
{{Utdypende|Korona|koronaloop|heliosfæren}}
[[Fil:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|Under en total [[solformørkelse]] kan solens [[korona]] ses med det blotte øye under den korte perioden med totalitet.{{Byline|Foto: Lviatour|11. august 1999}}]]
Over fotosfæren ligger ''solens atmosfære''.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Den kan ses med teleskoper som opererer på tvers av det [[Elektromagnetisk spekter|elektromagnetiske spekteret]], fra radiobølger via synlig lys til [[gammastråling|gammastråler]], og består av fem  soner: ''Minimumstemperaturens region'', [[kromosfæren]], [[solens overgangsregion|overgangsregionen]], [[korona]]en og [[heliosfæren]].<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er mye varmere enn overflaten.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Årsaken er ikke kjent; bevis antyder at [[Alfvénbølger]] har tilstrekkelig energi til å varme opp koronaen.<ref name="De Pontieu2007" group="L" /> Heliosfæren strekker seg utover forbi [[bane]]n til [[Pluto]] til [[Heliosfæren#Heliopause|heliopausen]] hvor den danner en skarp [[sjokkbølge|sjokkfrontgrense]] med den [[interstellar materie|interstellare materien]].

Temperaturminimumsregionen ca. 500&nbsp;km over fotosfæren, med en temperatur på ca. {{Formatnum:4100}}&nbsp;K,<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> er kjølig nok til å støtte enkle molekyler som [[karbonmonoksid]] og [[vann]], som kan oppdages av absorpsjonsspektrene.<ref name="Solanki1994" group="L" />

Over denne er et ca. {{Formatnum:2000}}&nbsp;km tykt lag dominert av et spektrum av stråling av absorpsjonslinjer.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Dette kalles ''kromosfæren'' fra den greske roten ''chroma'', som betyr farge, fordi kromosfæren er synlig som et farget glimt ved begynnelsen og slutten av [[solformørkelse|totale solformørkelser]]<ref name="mynasa.nasa.gov" /> Temperaturen øker gradvis med høyden, og strekker seg opp til ca. {{Formatnum:20000}}&nbsp;K nær toppen.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> I den øvre delen av kromosfæren blir [[helium]] delvis [[Ionisering|ionisert]].<ref name="Hansteen1997" group="L" />

[[Fil:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|Solplasmaets [[Fakkel (astronomi)|fotosfæriske fakler]] forbinder områder med ulike magnetiske polariteter.{{Byline|Foto: [[Hinode (romsonde)|Hinode]]|12. januar 2007}}]]

Over kromosfæren, i en ca. 200&nbsp;km overgangsregion, stiger temperaturen raskt fra ca. {{Formatnum:20000}}&nbsp;K i den øvre kromosfæren til koronatemperaturer nærmere {{Formatnum:1000000}}&nbsp;K.<ref name="Erdelyi2007" group="L" /> Temperaturøkningen lettes av den fulle ioniseringen av helium i overgangsregionen, som reduserer strålingskjølingen av plasma betydelig.<ref name="Hansteen1997" group="L" /> Overgangsregionen oppstår ikke ved noen veldefinerte høyder, men danner en [[Halo (optisk fenomen)|nimbus]] rundt kromosfæriske formasjoner som [[spikul]]er og [[Fakkel (astronomi)|glødetråder]].<ref name="mynasa.nasa.gov" /> Den er ikke lett synlig fra jorden, men kan observeres fra [[ytre rom|rommet]] med instrumenter sensitive for [[Ultrafiolett stråling|ekstreme ultrafiolette]] deler av [[elektromagnetisk spekter|spekteret]].<ref name="Dwivedi2006" group="L" />

[[Korona]]en er den utvidede ytre atmosfæren, som er mye større i volum enn selve solen. Koronaen utvider seg kontinuerlig ut i rommet og danner [[solvind]]en som fyller hele solsystemet.<ref name="Russell2001" group="L" /> Den lave koronaen, nær overflaten, har en partikkeltetthet på ca. 10<sup>15</sup>–10<sup>16</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>.<ref name="Hansteen1997" group="L" /><ref name="Partikkeltetthet" group="lower-alpha" /> Gjennomsnittstemperaturen i koronaen og solvinden er ca. {{Formatnum:1000000–2000000}}&nbsp;K; i de varmeste regionene er det imidlertid {{Formatnum:8000000–20000000}}&nbsp;K.<ref name="Erdelyi2007" group="L" /> Ingen komplett teori gjør per dato rede for temperaturen, men noe av varmen kommer fra [[magnetisk omkobling]].<ref name="Erdelyi2007" group="L" /><ref name="Russell2001" group="L" />

[[Heliosfæren]] &ndash; rommet som er fylt med solvindens plasma, strekker seg fra ca. 20&nbsp;[[Solradius|solradier]] (0,1&nbsp;AE) til de ytre utkantene av [[solsystemet]]. Den starter der hvor  strømmen av solvinden blir ''superalfvénisk'' – raskere enn hastigheten til [[Alfvénbølger]].<ref name="Emslie2003" group="L" /> Heliosfærens turbulens og dynamiske krefter kan ikke påvirke koronaen, som kun formes ved hastigheter tilsvarende Alfvénbølger. Solvinden ferdes kontinuerlig utover gjennom heliosfæren, og gir [[magnetfelt]]et en [[Parkerspiral|sprialform]]<ref name="Russell2001" group="L" /> før den treffer [[Heliosfæren#Heliopause|heliopausen]] mer enn 50&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]] fra solen. I desember 2004 passerte [[Voyager 1]]-sonden gjennom sjokkfronten som antas å være en del av heliopausen. Begge Voyager-sondene registrerte høyere nivåer av energipartikler da de nærmet seg grensen.<ref name="heliopausen" />