ദൃശ്യപ്രകാശത്തിന് സുതാര്യമാകുന്നതുവഴി കാണപ്പെടുന്ന സൗരോപരിതലത്തിനു താഴെയുള്ള പാളിയാണ് പ്രഭാമണ്ഡലം (photosphere). പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു പുറത്ത് സൂര്യപ്രകാശത്തിനു ബഹിരാകാശത്തേക്ക് സഞ്ചരിക്കാനുള്ള സ്വാതന്ത്ര്യം ലഭിക്കുന്നു, അങ്ങനെ ഈ രൂപത്തിൽ ഊർജ്ജം സൂര്യനെ വിട്ടു പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. പ്രകാശകണങ്ങളെ എളുപ്പത്തിൽ ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന H അയോണുകളിലുണ്ടാകുന്ന കുറവാണ് ഈ തരത്തിൽ അതാര്യവസ്ഥയ്ക്ക് മാറ്റം സംഭവിക്കുന്നതിനുള്ള കാരണം. ഇലക്ട്രോണുകൾ ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിച്ച് H അയോണുകൾ ഉണ്ടാകുന്നതുവഴിയാണ് നമ്മൾ കാണുന്ന ദൃശ്യപ്രകാശം രൂപമെടുക്കുന്നത്. ഏതാനും പത്തോ നൂറോ കിലോമീറ്റർ കട്ടിയുള്ളതും ഭൂമിയിലെ വായുവിനേക്കാൾ അല്പം സുതാര്യതയേറിയതുമാണ് പ്രഭാമണ്ഡലം. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ മുകൾഭാഗം അടിവശത്തിനേക്കാൾ താപനിലയിൽ കുറഞ്ഞതായതിനാൽ സൂര്യന്റെ ചിത്രത്തിൽ മധ്യഭാഗം വശങ്ങളേക്കാൾ തെളിഞ്ഞു കാണപ്പെടുന്നു, ഈ പ്രതിഭാസം ലിംബ് ഡാർക്കെനിങ്ങ് (limb darkening) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. സൂര്യന്‌ ഏകദേശം ഒരു ബ്ലാക്ക്-ബോഡി വർണ്ണരാജിയാണുള്ളത് (black-body spectrum) ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത് താപനില 6,000 കെൽവിനെന്നാണ്‌, ഇടയ്ക്ക് പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു മുകളിലുള്ള നേരിയ പാളികളിൽ ആറ്റോമിക ആഗിരണ രേഖകളും കാണപ്പെടുന്നു. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ പദാർത്ഥസാന്ദ്രത ഏതാണ്ട് 10 m ആണ്‌ (ഇത് ഭൂമിയിലെ സമുദ്രനിരപ്പിലെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയുടെ ഒരു ശതമാനം മാത്രമാണ്‌).

പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ഒപ്റ്റിക്കൽ സ്പെക്ട്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള ആദ്യകാല പഠനങ്ങൾ നടത്തിയ സമയത്ത് അതുവരെ ഭൂമിയിലുള്ളതായി അറിയപ്പെടാത്ത രാസമൂലകത്തിന്റേതായ അവശോഷണരേഖകൾ (absorption lines) കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. 1868 ൽ നോർമൻ ലോക്കയർ (Norman Lockyer) എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ അത് ഒരു അതുവരെ മനസ്സിലാകാത്ത ഒരു പുതിയ മൂലകത്തിന്റേതാണെന്ന നിഗമനത്തിലെത്തുകയും ഗ്രീക്ക് സൂര്യദേവനായ ഹീലിയോസിന്റെ നാമത്തോട് ചേരുന്ന ഹീലിയം എന്ന പേര് നൽകുകയും ചെയ്തു. അതിനു 25 വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം മാത്രമാണ്‌ ഭൂമിയിൽ ഹീലിയം വേർതിരിച്ച് മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടത്.

കാമ്പ്
ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിൽപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ ഏക അയോണുകൾ
ഗ്രഹങ്ങളും ഉപഗ്രഹങ്ങളും
പ്രഭാമണ്ഡലം