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.

Protuberance jsou oblaky plazmatu vystupující vysoko nad okraj slunečního disku. V H-alpha dalekohledu patří mezi nejvýraznější a nejpůsobivější útvary.

Plazma v protuberancích má teplotu přibližně 5000 až 10 000 K, což je výrazně méně než teplota okolní koróny přesahující 1 milion K. Přesto se tyto relativně chladné struktury udržují ve velké výšce díky magnetickým polím.

Protuberance mohou dosahovat výšky 30 000 až 100 000 km nad sluneční povrch. Jejich délka může být ještě větší, často 100 000 až 300 000 km. Tvar mohou mít obloukový, smyčkový nebo velmi složitý vláknitý. Některé jsou stabilní a přetrvávají i několik týdnů. Jiné se rychle vyvíjejí a mění během minut až hodin. Při narušení magnetické rovnováhy mohou být vyvrženy do vesmíru. Pokud jsou pozorovány na slunečním disku, nazývají se filamenty.

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.

Spikule jsou velmi jemné výtrysky plazmatu v chromosféře Slunce. Nejlépe jsou viditelné na okraji slunečního disku v H-alpha dalekohledu. Mají tvar tenkých jehliček nebo vláken vystupujících ze slunečního okraje.

Jejich výška je obvykle 5 000 až 10 000 km. Průměr jednotlivé spikule je pouze asi 300 až 1000 km, takže jde o velmi jemné struktury. Teplota plazmatu ve spikulích je přibližně 7000 až 10 000 K. Spikule vznikají velmi rychle a zanikají během 5 až 15 minut. Na Slunci existují současně miliony těchto útvarů. V H-alpha dalekohledu vytvářejí jemný „chlupatý“ okraj slunečního disku.

Jsou pravděpodobně způsobeny magnetickými vlnami a dynamikou plazmatu v chromosféře. Přenášejí hmotu i energii do vyšších vrstev atmosféry a mohou přispívat k ohřevu koróny.

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.