miniatura|La corona solar en una fotografia d'un eclipsi solar total l'11 d'agost del 1999, a França La corona solar és la part exterior de l'atmosfera del Sol. Està situada entre la regió de transició i l'heliosfera. Fa més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsis solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol, denominat coronògraf. La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6.000 °C).
Descripció Es presenta com una o diverses sèries, normalment no més de tres, d'anells acolorits centrats sobre el Sol o la Lluna i de radi relativament petit. En cada sèrie d'anells, l'interior és de color violeta o blau i l'exterior vermell. Poden arribar a distingir-s'hi, de vegades, tots els colors de l'espectre. Generalment, aquests colors són més fàcilment visibles en les corones lunars. Molt sovint, se'n redueix a una primera sèrie pròxima a l'astre i de menys de 5º de radi: l'aurèola és de color blanc blavenc amb vores rogenques.
El fenomen és causat per la difracció o la dispersió de la llum en núvols prims o en la boira. Els raigs lluminosos de l'astre es dispersen en topar amb les gotes d'aigua i surten desviats. L'angle de desviació n'augmenta quan disminueix el diàmetre de la gota d'aigua. Si el diàmetre de les gotes és força homogeni, els contorns dels anells seran molt més nítids. Els núvols que generen la corona estan formats per gotes d'aigua, no per cristalls de glaç. En la major part dels casos, es tracta d'altocúmuls, tot i que també se'n poden observar en quedar el disc solar matisat per l'obstacle d'un altoestrat, un estrat o molt rarament, d'un cirrocúmul.
Per a observar la corona solar, convé no confondre-la amb l'halo; una corona mai no arriba a ser ni la meitat de gran que l'halo. La corona sovint és difusa, el contorn de l'halo sempre està ben definit. Les corones són de grandària variable. Els halos són sempre iguals. Popularment, es diu que la corona, en deixar veure menys llum solar, es pot mirar directament sense protecció als ulls, i amb els halos això no és possible. No s'aconsella refiar-se d'aquest sistema d'identificació.
Estudi de la corona solar Durant un eclipsi, el 1870, Charles Young, observant l'espectre de llum de la corona, va identificar-hi un traç verd l'origen del qual no va poder ser explicat. Entre les hipòtesis que van circular en l'època, es va parlar d'un suposat element químic desconegut que no estaria disponible a la Terra. Fins al 1930, l'única manera d'observar la corona era durant els eclipsis totals de Sol. Gràcies a la invenció, el 1930, d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de manera més accessible el fenomen de la corona solar. El 1940, Edlen i de Grotrian van demostrar que les ratlles verdes no eren produïdes per l'espectre de materials desconeguts, sinó per àtoms altament ionitzats d'elements disponibles a la Terra, com el ferro.
Característiques físiques miniatura|Un dibuix que demostra la configuració del flux magnètic solar durant el cicle solar
La corona solar és molt més calenta (en un factor de 150 a 450) que la superfície visible del Sol: la temperatura de la corona és d'1 a 3 milions de kelvin en comparació amb la temperatura mitjana de la fotosfera, al voltant dels . La corona és 10−12 vegades més densa que la fotosfera i, per tant, produeix aproximadament una mil·lèsima part de llum visible. La corona està separada de la fotosfera per la relativament poc profunda cromosfera. El mecanisme exacte pel qual s'escalfa la corona encara és objecte de cert debat, però les possibilitats probables inclouen la inducció pel camp magnètic del Sol i les ones magnetohidrodinàmiques des de sota. Les parts exteriors de la corona solar estan sent transportades constantment a causa del flux magnètic obert i, per tant, genera el vent solar.
La corona no sempre es distribueix uniformement per la superfície solar. Durant els períodes de tranquil·litat, la corona està més o menys confinada a les regions equatorials, amb forats coronals que cobreixen les regions polars. Tanmateix, durant els períodes actius solars, la corona es distribueix uniformement per les regions equatorials i polars, tot i que és més prominent a les zones amb activitat de taques solars. El cicle solar abasta aproximadament 11 anys, des del mínim solar fins al mínim següent. Com que el camp magnètic solar s'enrotlla contínuament a causa de la rotació més ràpida de la massa a l'equador del Sol (rotació diferencial), L'activitat de les taques solars serà més pronunciada al màxim solar on el camp magnètic està més retorçat. Associades a les taques solars hi ha bucles coronals , bucles de flux magnètic , surgència de l'interior solar. El flux magnètic allunya la fotosfera més calenta a un costat, exposant el plasma més fresc a sota; per tant, així es crea les taques solars relativament fosques.
Com que la corona ha estat fotografiada a alta resolució en el rang de raigs X de l'espectre pel satèl·lit Skylab l'any 1973, i després pel Yohkoh i els altres instruments espacials següents, s'ha vist que l'estructura de la corona és força variada. i complexa: s'han classificat immediatament diferents zones al disc coronal. Els astrònoms solen distingir diverses regions, com es descriu a continuació.
Regions actives
Les regions actives són conjunts d'estructures de rínxol que connecten punts de polaritat magnètica oposada a la fotosfera, els anomenats bucles coronals. Generalment es distribueixen en dues zones d'activitat, que són paral·leles a l'equador solar. La temperatura mitjana és d'entre dos i quatre milions de kelvin, mentre que la densitat va de 10⁹ a 1010 partícules per cm3.
miniatura|Il·lustració que representa prominències solars i taques solars Les regions actives impliquen tots els fenòmens directament relacionats amb el camp magnètic, que es produeixen a diferents altures sobre la superfície solar: les taques solars i les fàcules es produeixen a la fotosfera; espícules, filaments Hα i platges a la cromosfera; prominències a la cromosfera i la regió de transició; i les erupcions i les ejeccions de massa coronal es produeixen a la corona i la cromosfera. Si les bengales són molt violentes, també poden pertorbar la fotosfera i generar una ona de Moreton. Per contra, les prominències quiescents són estructures grans, fresques i denses que s'observen com a cintes Hα fosques, "com una serp" (que apareixen com a filaments) al disc solar. La seva temperatura és d'uns –, per la qual cosa se solen considerar com a característiques cromosfèriques.
El 2013, les imatges del High Resolution Coronal Imager van revelar "trences magnètiques" mai vistes de plasma dins de les capes exteriors d'aquestes regions actives.
Rínxol coronal
esquerra|miniatura|Rínxol coronal TRACE 171Å Els rínxols coronals són les estructures bàsiques de la corona solar magnètica. Aquests bucles són els cosins de flux magnètic tancat del flux magnètic obert que es pot trobar als forats coronals i al vent solar. Bucles de flux magnètic surten del cos solar i s'omplen de plasma solar calent. A causa de l'augment de l'activitat magnètica en aquestes regions de bucle coronal, els bucles coronals sovint poden ser el precursor de les erupcions solars i les ejeccions de massa coronal.
El plasma solar que alimenta aquestes estructures s'escalfa des de menys de fins a més de 106 K des de la fotosfera, a través de la regió de transició i cap a la corona. Sovint, el plasma solar omplirà aquests rínxols d'un punt i drenarà a un altre, anomenats punts de peu (flux de sifó a causa d'una diferència de pressió, o flux asimètric a causa d'algun altre conductor).
Quan el plasma puja des dels punts del peu cap a la part superior del rínxol, com passa sempre durant la fase inicial d'una erupció compacta, es defineix com a evaporació cromosfèrica. Quan el plasma se refreda ràpidament i cau cap a la fotosfera, s'anomena condensació cromosfèrica. També pot haver-hi un flux simètric des dels dos punts del peu del rínxol, provocant una acumulació de massa a l'estructura del rínxol. El plasma es pot refredar ràpidament en aquesta regió (per a una inestabilitat tèrmica), els seus filaments foscos són evidents contra el disc solar o les prominències de l'extremitat del Sol.
Els rinxols coronals poden tenir una vida útil de l'ordre de segons (en el cas dels esdeveniments d'espurneig), minuts, hores o dies. Quan hi ha un equilibri en les fonts i embornals d'energia de bucle, els bucles coronals poden durar llargs períodes i es coneixen com a rinxols coronals estat estacionari o quiescent. (exemple).
Els rínxols coronals són molt importants per a la nostra comprensió del problema de l'escalfament coronal actual. Els rínxols coronals són fonts de plasma molt radiants i, per tant, són fàcils d'observar amb instruments com ara TRACE. Es manté una explicació del problema de l'escalfament coronal, ja que aquestes estructures s'estan observant de forma remota, on hi ha moltes ambigüitats (és a dir, contribucions de radiació al llarg de la propagació d'abast visual). Les mesures In-situ són necessàries abans que es pugui determinar una resposta definitiva, però a causa de les altes temperatures del plasma a la corona, les mesures in-situ són, actualment, impossibles. La propera missió de la Parker Solar Probe de la NASA s'aproparà al Sol molt de prop, on permetrà observacions més directes.
Estructures a gran escala Les estructures a gran escala són arcs molt llargs que poden cobrir més d'una quarta part del disc solar però contenen plasma menys dens que en els rínxols coronals de les regions actives.
Es van detectar per primera vegada el 8 de juny de 1968, l'observació d'una bengala durant un vol de coet.
L'estructura a gran escala de la corona canvia al llarg del cicle solar d'11 anys i esdevé particularment simple durant el període mínim, quan el camp magnètic del Sol és gairebé similar a una configuració dipolar (a més d'un component quadrupolar).
Interconnexions de regions actives miniatura|Quan la Parker Solar Probe va passar per la corona solar a principis de 2021, la nau espacial va volar per unes estructures anomenades plomals coronals. Les interconnexions de regions actives són arcs que connecten zones de camp magnètic oposat, de regions actives diferents. Sovint es veuen variacions significatives d'aquestes estructures després d'una erupció.
Algunes altres característiques d'aquest tipus són les plomalls coronals: grans estructures coronals semblants a un casquet amb cims llargs i punxeguts que solen sobreposar-se a taques solars i regions actives. Els plomalls coronals es consideren fonts del vent solar lent.
Cavitats de filaments miniatura|esquerra|Imatge presa pel Solar Dynamics Observatory el 16 d'octubre de 2010. Una cavitat de filament molt llarga és visible a través de l'hemisferi sud del Sol.
Les cavitats dels filaments són zones que semblen fosques als raigs X i es troben per sobre de les regions on s'observen filaments Hα a la cromosfera. Es van observar per primera vegada en els dos vols de coets de 1970 que també van detectar forats coronals.