La corona solar es la capa más externa del Sol, está compuesta de plasma y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera. Puede observarse desde la Tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coronógrafo. La densidad de la corona solar es mil millones de veces inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y su temperatura es de
Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.
Se trata de la parte más externa de su atmósfera, con casi 1.000.000 de km. Aunque tenga una elevada temperatura de casi 2.000.000 grados, solo la podemos observar si ocultamos completamente el disco solar, que es mil millones de veces más intensa. Esta ocultación se produce en los eclipses solares.
Bengt Edlén, siguiendo el trabajo de Grotrian (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles metaestables bajos de la configuración de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV a 5303 Å, sino también la línea roja Fe-X a 6374 Å). Estos altos grados de ionización indican una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol.
La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alemán) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando en las partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la corona F se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en líneas de emisión espectral amplia o prohibida o caliente y es la fuente principal de información sobre la composición de la corona.
La corona del sol es mucho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura media de la fotosfera es 5800 kelvin en comparación con la corona de uno a tres millones de kelvin. La corona es 10−12 veces tan densa como la fotosfera, y por lo tanto produce cerca de un millonésimo de luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente poco profunda. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona es todavía el tema de algún debate, pero las posibles posibilidades incluyen la inducción por el campo magnético del Sol y las ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol están constantemente siendo transportados lejos debido al flujo magnético abierto y por lo tanto generando el viento solar.
La corona no siempre está uniformemente distribuida a través de la superficie del Sol. Durante períodos de silencio, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con orificios coronales que cubren las regiones polares. Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatoriales y polares, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares. El ciclo solar dura aproximadamente 11 años, desde el mínimo solar hasta el mínimo siguiente. Puesto que el campo magnético solar se enrolla continuamente debido a la rotación más rápida de la masa en el ecuador del sol (rotación diferencial), la actividad de la mancha solar será más pronunciada en el máximo solar donde el campo magnético es más torcido. Asociados con las manchas solares son los lazos coronales, bucles de flujo magnético, surgiendo desde el interior solar. El flujo magnético empuja la fotosfera más caliente a un lado, exponiendo el plasma más frío por debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.
Dado que la corona ha sido fotografiada a alta resolución en el rango de rayos X del espectro por el satélite Skylab en 1973 y posteriormente por Yohkoh y los otros instrumentos espaciales siguientes, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada y compleja: diferentes zonas han sido inmediatamente clasificadas en el disco coronal. Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, como se describe a continuación.
Las regiones activas son conjuntos de estructuras de bucles que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura media es de entre dos y cuatro millones de kelvins, mientras que la densidad va de 109 a 1010 partículas por cm³.
Las regiones activas implican todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que ocurren a diferentes alturas por encima de la superficie del Sol: manchas solares y fáculas, se producen en la fotosfera, espículas, filamentos Hα y playas solares en la cromosfera, protuberancias cromosféricas y en las regiones de transición, y las erupciones y las eyecciones de masa coronal ocurren en la corona y la cromosfera. Si las llamaradas son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton. Por el contrario, las prominencias quiescentes son estructuras densas y grandes, densas, que se observan en forma de filas Hα oscuras y "serpentinas" (que aparecen como filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5000-8000 K, y por lo tanto se consideran generalmente como características cromosféricas.
En 2013, las imágenes del Sensor de Imágenes de Alta resolución Coronal revelaron nunca antes vistas "trenzas magnéticas" de plasma dentro de las capas externas de estas regiones activas.
Los lazos coronales son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son los parentes de flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se pueden encontrar en las regiones del agujero coronal (polar) y el viento solar. Los bucles de flujo magnético emergen del cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente. Debido a la actividad magnética aumentada en estas regiones del lazo coronal, los lazos coronal pueden ser a menudo el precursor a las llamaradas solares ya las eyecciones de masa coronal (CMEs).
El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta de menos de 6000 K a más de 106 K desde la fotosfera, a través de la región de transición, y en la corona. A menudo, el plasma solar llena estos bucles de un punto y drena a otro, llamado puntos de pie (flujo de sifón debido a una diferencia de presión, o flujo asimétrico debido a algún otro conductor).
Cuando el plasma se eleva desde los puntos de pie hacia la parte superior del bucle, como ocurre siempre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica. Cuando el plasma se enfría rápidamente y cae hacia la fotosfera, se llama condensación cromosférica. También puede haber un flujo simétrico desde ambos puntos del pie del bucle, causando una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (para una inestabilidad térmica), en sus filamentos oscuros o en protuberancias de la extremidad del Sol.
Los bucles coronales pueden tener vidas en el orden de segundos (en el caso de eventos de bengalas), minutos, horas o días. Donde hay un equilibrio en las fuentes de energía del lazo y los fregaderos, los lazos coronal pueden durar por períodos de tiempo largos y se conocen como el estado estable o los lazos coronales quiescentes. (ejemplo).
Los lazos coronales son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual de calentamiento coronal. Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiales y por lo tanto son fáciles de observar con instrumentos como TRACE. Una explicación del problema de calentamiento coronal permanece como estas estructuras se observan a distancia, donde muchas ambigüedades están presentes (es decir, las contribuciones de radiación a lo largo de la línea de mira). Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda obtener una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas plasmáticas en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la NASA Solar Probe Plus se acercará al Sol muy de cerca permitiendo observaciones más directas.