Jasność pochodni fotosferycznych wzrasta ku fioletowemu końcowi widma optycznego, a obserwując Słońce w balmerowskiej linii wodoru Hα rejestrowana jest już emisja składowej chromosferycznej. Temperatury struktur widocznych w zakresie widzialnym są mniejsze niż chromosferycznych, zaś w wyższej chromosferze, z powodu pełnej jonizacji wodoru, obserwacje takie nie są możliwe, bo nie powstają linie widmowe tego pierwiastka.
Pochodnie chromosferyczne, obserwowane są na poziomie chromosfery w zakresie ultrafioletowym, bądź w świetle linii emisyjnych pokrywających się z jądrami silnych fotosferycznych linii absorpcyjnych, głównie dubletu linii H i K jednokrotnie zjonizowanego wapnia Ca II. Pochodnie te mają znacznie większe rozmiary niż pochodnie fotosferyczne. Są jedną z pierwszych oznak pojawiania się kolejnego obszaru aktywnego.
O istnieniu takich obszarów na innych gwiazdach można wnioskować z krzywych zmian blasku opisanych dwu linii.
Kategoria:Heliofizyka