我們所能接收到的電磁輻射，尤其是低頻輻射，絕大部分是來自於太陽大氣的，在進一步了解太陽大氣發射出怎樣的輻射，以及如何發射出這樣的輻射之前，需要對太陽大氣的具體情況有很詳細的了解。
太陽大氣
為了方便研究，我們對於太陽大氣進行分層，當下被廣泛接受的就是分成五層，這個屬於常識性質的五個層次：
從內部到外部依次是： 光球層，色球層，過度區，日冕，太陽風區域（或者是外日冕）
Response of the solaratmosphere to magnetic field evolution in a coronal hole region [S. H . Yang etal 2009]
這幾個區域隨著溫度的的升高伴隨著溫度變化，其中光球層溫度最低，過渡區溫度變化最大，日冕溫度最高。首先是光球層，通常意義上說。光球層就是我們平常在無遮擋情況下看到的部分，是輻射出絕大部分額可見光的部分。而6000K的「太陽表面溫度」，指的就是這個光球層的溫度。黑子是發生在光球層的典型事件，後面會更詳細的介紹，使用可見光可以在光球層中觀測到的結構是米粒組織（如圖二是一張放大很多倍的太陽表面的可見光觀測圖像，中間黑色的是黑子，背景裡黃色的米粒狀的結構就是米粒組織）。
來自Wikipedia
光球層上面是色球層，從圖一中可以看出來在色球層內，溫度緩慢上升，事實上是從6000k上升到25000k，色球層的厚度大概是2Mm，在色球層中可以觀測到的主要結構是超米粒組織。如圖這是一張太陽色球層的觀測圖（130.4nm 波長），圖中增亮的網絡所圈出來的米粒狀的結構就是超米粒組織，超米粒組織之所以叫超米粒組織就是因為，超米粒組織在尺度上遠遠大於米粒組織。
米粒組織的邊緣，是增亮的網絡，這個網絡也被稱作是「色球網絡」，色球網絡上聚集了大部分來自於下層的磁力線。
在大部分教科書中，太陽日冕的結構被劃分為光球，色球，日冕。這裡劃分日冕和色球的界限是一個溫度突變，在一個幾百公裡的區間內，溫度迅速從25000K升高到百萬度的數量級，學者把這個溫度突變的層稱作「過渡區」。因為這個區域非常的狹窄，以至於遠低於這個區域大氣的標高，所以說這個區域內的壓強可以看做是不變的，所以在溫度升高兩個數量級的同時，根據等壓氣體關係，密度減小了兩個數量級。
光球層的上方是日冕：
【來自：Wikipedia corona】
也就是在日食的時候可以在可見光波段看到的光暈。日冕是太陽大氣中在空間尺度上最廣的成分，可以從太陽表面延伸到數個太陽半徑的距離，和太陽風區間銜接。日冕是一個稀薄，熱，空間不均勻，隨時間變化很大，性質受磁場影響很大的一個大氣成分，從x射線波段可以觀測到日冕的外圍邊緣以及日面內的形態，可以從發光區域看出，的確是非常的不均勻。
SolarPhysics at MSU 【x-rayimage of the sun】
在日冕中，大家習慣上有一種子分類方式：平靜日冕和冕洞。冕洞的溫度相對較低，在X射線觀測中是大塊的暗的區域。計算表明，絕大多數開放磁力線都來自于冕洞。
太陽大氣磁場
太陽磁場是一個巨大的課題，包含了非常多的子課題，這一節就會簡要的介紹一下太陽磁場的起源地，以及其向太陽大氣的延伸，尤其是日冕。在各種觀測中很容易看到磁場的影子，比如說極紫外或者紫外的觀測中太陽表面的亮線，等離子體被約束在磁場中並發射出輻射，所以，觀測中的亮線表徵的就是磁力線：
在磁場的延伸發展過程中非常容易受到磁場的影響，這就是很多太陽活動的起源，日冕的加熱，太陽風的發展，耀斑等太陽表面的一些比較劇烈的太陽活動都有可能來自於太陽表面的磁場發展過程中的不穩定因素。關於太陽磁場以及其相關的活動的更詳細的討論在[Howard(1977)]和[Parker (1977)]中有討論。所以太陽表面的磁場和太陽能量的釋放有密切的聯繫。
這裡簡要介紹一下太陽的能量是如何產生並傳播到太陽表面的：
眾所周知，太陽中輻射出的能量來自於太陽核心出的核聚變。這個核聚變發生的範圍非常的小，大於是0.1個太陽半徑，太陽所發射出的幾乎所有太陽輻射，差不多都來自於這個區域，可以說這個區域就是太陽的能量源頭，在這裡氫原子聚變生成氦原子，源源不斷的產生能量。
能量產生之後，首先在很靠近日心的範圍，是以輻射的形式存在，這種輻射僅僅靠散射，在折射率很高很高的地方，有非常低的相速度，所以非常緩慢的向著太陽表面傳播，從產生到沿著半徑方向向外傳播的最開始500Mm（太陽半徑大概是700Mm）需要10^7年，試想太陽表面的輻射從太陽表面到地球只需要八分鐘，但產生這些輻射的能量，需要在太陽內部掙扎10^7年才能走完三分之二個太陽半徑，在500Mm之外，光學厚度隨著半徑變得越來越大，對於輻射的阻礙也變得越來越大，與此同時溫度下降的梯度開始變大，所以，氣體開始變得不穩定，深200Mm到接近太陽表面的區域內，能量的傳遞主要形式是對流。 對於這種對流，有很多觀測上的現象：【300s的太陽震蕩】【米粒組織的脈動】【亞米粒組織】【超米粒組織】等等。
因為有這個對流的存在，有學者提出太陽上的磁場是由一種叫做磁流體發電機的機制產生的。因為除了對流，太陽還有自轉，在比較深的層次，較差自轉的現象不是那麼明顯，但是在表面大氣部分，自傳的角速度隨著緯度深度的變化就非常明顯了，這種較差自轉和對流運動相互作用產生了最初的磁場。對於太陽表面磁場的產生機制以及其內部的演化過程，還沒有很自洽的結論，但是對於太陽大氣中的磁場的觀測和計算，有以下結論：
1）太陽上磁場的產生是比較連續的，至少在幾個世紀以來沒有中斷過。但是太陽黑子和耀斑確實是曾經出現過幾個太陽周期的缺失：【Maunder極小】，說明太陽的磁場活動還有可能存在更長的周期。
2）太陽表面所浮現出來的磁場通量的總和，在上個世紀（1970s）的平均量是10^7Wb/s，在一個太陽周期內，大概浮現出來的磁場總量會有3個數量級的變化。磁場的平均強度也按照相似的數量級進行變化。
3）這個10^7Wb/s的浮現磁場總通量被不斷的確認，有學者猜測：這個磁場是從對流區底部就開始出現了，因為，在太陽大氣以下，磁通量管是屬於比較輕的成分，所以如果是起源於對流層頂部甚至是光球層之類的，那麼就會非常迅速的浮起到表面，就會有非常短的周期，而不是11年。
4）磁場在光球層中聚集成一很小（大約0.3Mm）的小格子，這些小格子延伸到色球層，被色球層中的水平流動聚集在超米粒組織的邊緣，形成色球網絡。
5）磁力線由光球延伸到色球層延伸到日冕，磁力線固定在光球層上，所以，太陽大氣底部的橫向運動會帶動固連在其上的磁感線簇進行運動，從而會導致磁力線的扭結，這種扭結的磁力線是非常的不穩定的。
6）[Rosner 1978, Kuperus 1981, Parker 1938] 猜測，從扭纏的磁力線中持續耗散釋放出來的自由能很有可能是日冕被加熱的重要原因。
7）在日冕中磁場佔據主導地位，這裡我們有一個量綱性質的定義：[B^2/2 \mu ] 代表磁壓力，這個表達式的單位是和壓強一樣的，通常會用熱壓和磁壓的比來定義一個等離子體到底是磁場更佔有主導地位還是熱壓強更佔有主導地位，實際情況下在日冕中熱壓裡佔有很主導的地位，大概熱壓只有磁壓力的1/10到1/10000，熱壓比磁壓在比較低的高度的活動區會尤其的低。
8）活動區內部，磁場的浮現的速率會比寧靜區域要快很多，就會形成更加緻密的磁通量管，有可能耀斑爆發的能量就是通過這種方式進行存貯。
9）對於非常大尺度的情況，磁環或者磁拱會有若干個太陽半徑的尺度，這些結構有可能會支持一個穩定的日珥或者暗條，當這些結構變得不穩定的時候，結構的頂端會擴散出去。產生爆發日珥或者是物質拋射。