El segundo espectro solar es un espectro electromagnético del Sol que muestra el grado de polarización lineal. El término fue acuñado por VV Ivanov en 1991. La polarización es máxima cerca de la extremidad (borde) del Sol, por lo tanto, el mejor lugar para observar dicho espectro es justo dentro de la extremidad.[1]​ También es posible obtener luz polarizada desde el exterior de la extremidad, pero como es mucho más tenue en comparación con el disco del Sol, la luz dispersa la contamina muy fácilmente. 
El segundo espectro solar difiere significativamente del espectro solar determinado por la intensidad de la luz.[1]​ Grandes efectos vienen alrededor de las líneas Ca II K y H. Estos tienen efectos amplios 200 Å de ancho y muestran un signo de inversión en sus centros. Las líneas moleculares con una polarización más fuerte que el fondo debido a MgH y C2 son comunes. Los elementos de tierras raras se destacan mucho más de lo esperado del espectro de intensidad. 
Otras líneas impares incluyen Li I en 6708 Å que tiene un 0.005% más de polarización en su pico, pero es casi inobservable en el espectro de intensidad. El Ba II 4554 Å aparece como un triplete en el segundo espectro solar. Esto se debe a los diferentes isótopos y a la estructura hiperfina.[1]​ 
Las líneas D1 de sodio y bario (líneas en 5896 Å 4934 Å) que se predijo que no estaban polarizadas, pero sin embargo están presentes en este espectro.[1]​