Fotografie Slunce v čáře H-alfa zobrazují světlo emitované ionizovaným vodíkem při specifické vlnové délce 656,3 nanometrů. Tyto snímky umožňují pozorování jemných detailů v solární chromosféře, jako jsou sluneční erupce, protuberance a filamety. H-alfa fotografie odhalují aktivní oblasti na povrchu Slunce, které jsou zdrojem slunečních bouří a dalších energetických událostí. Tyto snímky jsou klíčové pro studium solární aktivity a jejího vlivu na kosmické počasí. Pomocí H-alfa filtrů mohou astronomové sledovat dynamické změny na Slunci, které nejsou viditelné ve viditelném světle.

Sluneční skvrny jsou tmavé oblasti na fotosféře Slunce, které jsou chladnější než jejich okolí. Zatímco běžná teplota fotosféry je asi 5800 K (≈5500 °C), ve středu skvrny klesá přibližně na 3800–4500 K. Nižší teplota způsobuje jejich tmavší vzhled. Skvrna se skládá z tmavého jádra (umbra) a světlejšího prstence zvaného penumbra. Jejich vznik souvisí se silnými magnetickými poli, která brání proudění horkého plazmatu z nitra Slunce.

Průměr jednotlivých skvrn může být od několika tisíc kilometrů až po více než 50 000 km. Největší skupiny skvrn mohou zabírat oblast větší než plocha Země.

Skvrny se často vyskytují ve skupinách a vytvářejí rozsáhlé aktivní oblasti. V H-alpha světle jsou kolem nich často viditelné jasné chromosférické oblasti zvané plage a množství vláknitých struktur. Životnost skvrn se pohybuje od několika hodin až po několik týdnů.

Filamenty jsou tmavé vláknité struktury viditelné na slunečním disku v H-alpha světle. Ve skutečnosti jde o protuberance pozorované shora proti jasné chromosféře.

Jejich plazma má teplotu přibližně 5000–8000 K, což je méně než teplota okolní chromosféry. Kvůli tomu absorbují více světla a jeví se tmavé.

Filamenty mohou dosahovat velmi velkých rozměrů. Typická délka je 50 000 až 200 000 km, ale některé mohou být dlouhé i přes 500 000 km. Šířka filamentů je obvykle několik tisíc kilometrů. Často mají tenký, zakřivený a velmi členitý tvar. Jsou stabilizovány složitou konfigurací magnetických polí. Mohou zůstávat stabilní po mnoho dní nebo týdnů. Pokud se magnetická struktura naruší, filament se může zvednout a vyvolat erupci nebo koronální výron hmoty.

Sluneční erupce jsou náhlé a velmi energetické výbuchy na povrchu Slunce. V H-alpha dalekohledu se projevují jako rychlé zjasnění v aktivních oblastech.

Erupce vznikají při náhlém uvolnění energie z magnetických polí. Během několika minut mohou uvolnit obrovské množství energie. Často se objevují v blízkosti skupin slunečních skvrn. Erupce mohou urychlit částice na velmi vysoké rychlosti. Tyto částice pak mohou ovlivnit kosmické prostředí kolem Země.

V H-alpha lze pozorovat jasné smyčky a rychlé změny struktury plazmatu. Některé erupce jsou spojeny s výrony hmoty do vesmíru. Patří mezi nejdramatičtější jevy na Slunci.

Plage jsou jasné oblasti chromosféry spojené se silnými magnetickými poli. V H-alpha dalekohledu se objevují jako světlé oblasti kolem slunečních skvrn.

Teplota v těchto oblastech je o něco vyšší než v okolní chromosféře, obvykle 6000 až 10 000 K. Vyšší teplota a hustota způsobují jejich větší jasnost. Plage vznikají tam, kde magnetické pole vystupuje z povrchu Slunce do vyšších vrstev atmosféry. Typická velikost těchto oblastí je 10 000 až 50 000 km, ale velké aktivní oblasti mohou být ještě rozsáhlejší. Často přetrvávají několik dní nebo týdnů.

Jsou důležitým ukazatelem zvýšené sluneční aktivity. V jejich okolí se často objevují filamenty, malé erupce a další dynamické jevy. Struktura plage bývá nepravidelná a velmi proměnlivá. Tyto oblasti pomáhají identifikovat aktivní regiony na Slunci.

Fibrily jsou jemné vláknité struktury viditelné v chromosféře Slunce při pozorování v H-alpha světle. V H-alpha dalekohledu vytvářejí hustou síť tenkých tmavších vláken, která často obklopují aktivní oblasti a sluneční skvrny. Jsou tvořeny plazmatem vedeným podél siločar magnetického pole.

Teplota fibril se pohybuje přibližně kolem 6000 až 10 000 K, tedy podobně jako v okolní chromosféře. Přesto se jeví o něco tmavší, protože část H-alpha záření pohlcují. Typická délka fibril bývá 5 000 až 15 000 km, někdy i více. Jejich šířka je poměrně malá, obvykle jen 500 až 2000 km. Fibrily často vycházejí radiálně ze slunečních skvrn nebo z jasných oblastí plage a vytvářejí tak charakteristický „chlupatý“ vzhled aktivních regionů.

Jejich orientace obvykle kopíruje strukturu lokálního magnetického pole. Tyto struktury jsou poměrně dynamické a mohou se měnit během několika minut až desítek minut. Fibrily představují důležitý projev magnetické struktury chromosféry a pomáhají studovat rozložení magnetických polí na Slunci.