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色球或色球層（英語：chromosphere，詞義是有顏色的球）是太陽大氣層主要三層中的第二層，厚度大約2,000公里，位於光球層的上方和過渡區的下方。
 | 此條目翻譯品質不佳。 (2023年12月26日) |
色球層的密度相當低，它的起始處，也就是色球層的底部，密度只有光球的10−4倍；相較於地球的大氣層，更只有10−8。這使它平常無法被看見，只有在日全食的短暫時間中可以看見它展現出略帶紅色的色調，顏色介於紅色和粉紅色之間[1]。 然而，若沒有特殊的設備，因為光球層壓倒性的明亮效果，所以無法看見色球層。
色球層的密度隨著與太陽中心的距離增加而降低，從每立方公分1017顆微粒呈指數下降，或從大約2×10−4 kg/m3到最外的邊界處為1.6×10−11 kg/m3[2]。溫度從內側邊界6,000K[3]到最低處大約是 3,800K[4]，然後向外增加至外側與日冕過渡區交界處的溫度大約是35,000K[3]。 圖1.呈現色球層的溫度和密度隨距離變化呈現的趨勢。
除了太陽，人類也觀察過其它恆星的色球層[5]。
雖然光球有吸收譜線，但是色球的譜線主要是發射譜線。特別是，最強的譜線是波長為656.3nm的 Hα線；這是氫原子的電子從n=3躍遷至n=2的能階所釋放的譜線。波長656.3nm的譜線在光譜中是紅色的部分，這導致色球層的特徵是紅色。
經由分析色球層的光譜，可以發現太陽大氣層的溫度隨色球層這一層的溫度隨著高度的增加而增加。在光球頂端的溫度只有大約4,400K，而在色球層頂端，通常高約2,000公里，溫度已經達到25,000K[1][6]。因而，我們發現這與光球的溫度隨高度增加而下降是相反的。我們還不清楚是甚麼現象導致色球層的溫度會與太陽的內部產生矛盾。然而，它似乎或多或少的可以利用磁重聯來解釋。
在色球層可以觀察到許多有趣的現象，它們有著非常複雜的動態：
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