thumb|220px|der|Fotografía d'un eclís tomada en Francia en 1999. thumb|220px|der|Erupciones na corona solar. La corona solar ye la capa más esterna del Sol, ta compuesta de plasma y estiéndese más d'un millón de quilómetros dende'l so orixe sobre la cromosfera. Puede reparase dende la tierra mientres un eclís solar total o utilizando dispositivos como'l coronógrafo. La densidá de la corona solar ye un mil millón de vegaes inferior a la de l'atmósfera terrestre al nivel del mar y la so temperatura de 10⁶ Kelvin.
Tolos detalles estructurales de la corona son debíes al campu magnéticu del Sol.
Corona solar Trátase de la parte más esterna de la so atmósfera, con cuasi 1.000.000 de km. Anque tenga una elevada temperatura de cuasi 2.000.000 graos, solo podemos reparar si despintamos dafechu'l discu solar, que ye mil millones de vegaes más intensa. Esti tapecimientu producir nos eclises solares.
Bengt Edlén, siguiendo'l trabayu de Grotrian (1939), identificó per primer vegada les llinies espectrales coronales en 1940 (reparaes dende 1869) como les transiciones de niveles metaestables baxos de la configuración de metales altamente ionizados (la llinia verde Fe-XIV a 5303 Å, sinón tamién la llinia colorada Fe-X a 6374 Å). Estos altos graos d'ionización indiquen una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, muncho más caliente que la superficie del Sol.
La lluz de la corona provién de tres fuentes primaries, del mesmu volume d'espaciu. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuu" n'alemán) ye creáu pola lluz solar qu'esvalixa electrones llibres; L'enanche Doppler de les llinies d'absorción fotosféricas reflexaes estender tan llargamente que les escurez dafechu, dando l'apariencia espectral d'un continuu ensin llinies d'absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) ye creada pola lluz solar rebotando nes partícules de polvu, y ye observable porque la so lluz contién les llinies d'absorción de Fraunhofer que se ven na lluz solar cruda; la corona F estender a ángulos d'allargamientu bien altos dende'l Sol, onde se llama la lluz zodiacal. La Y-corona (Y pa emisión) deber a llinies d'emisión espectral producíes por iones presentes nel plasma coronal; puede reparase en llinies d'emisión espectral amplia o prohibida o caliente y ye la fonte principal d'información sobre la composición de la corona.
Carauterístiques físiques thumb|Un dibuxu que demuestra la configuración del fluxu magnéticu solar mientres el ciclu solar
La corona del sol ye muncho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura medio de la fotosfera ye 5800 kelvin en comparanza cola corona d'unu a tres millones de kelvin. La corona ye 10-12 vegaes tan trupa como la fotosfera, y polo tanto produz cerca d'un millonésimu de lluz visible. La corona ta dixebrada de la fotosfera pola cromosfera relativamente poco fonda. El mecanismu exactu pol cual calezse la corona ye inda la tema de dalgún alderique, pero les posibles posibilidaes inclúin la inducción pel campu magnéticu del Sol y les ondes magnetohidrodinámicas dende embaxo. Los cantos esteriores de la corona del Sol tán constantemente siendo tresportaos lloñe debíu al fluxu magnético abiertu y polo tanto xenerando'l vientu solar.
La corona non siempres ta uniformemente distribuyida al traviés de la superficie del Sol. Mientres periodos de silenciu, la corona ta más o menos confinada a les rexones ecuatoriales, con furos coronales que cubren les rexones polares. Sicasí, mientres los periodos activos del Sol, la corona distribúyese uniformemente sobre les rexones ecuatorial y polar, anque ye más prominente n'árees con actividá de manches solares. El ciclu solar dura aproximadamente 11 años, dende'l mínimu solar hasta'l mínimu siguiente. Puesto que el campu magnéticu solar endólcase de cutio por cuenta de la rotación más rápida de la masa nel ecuador del sol (rotación diferencial), l'actividá de la mancha solar va ser más pronunciada nel máximu solar onde'l campu magnéticu ye más torcíu. Acomuñaos coles manches solares son los llazos coronales, bucles de fluxu magnético, surdiendo dende l'interior solar. El fluxu magnético emburria la fotosfera más caliente a un llau, esponiendo'l plasma más frío per debaxo, creando asina les manches solares relativamente escures.
Puesto que la corona foi fotografiada a alta resolución nel rangu de rayos X del espectru pol satélite Skylab en 1973 y darréu por Yohkoh y los otros preseos espaciales siguientes, viose que la estructura de la corona ye bastante variada y complexa: distintes zones fueron darréu clasificaes nel discu coronal. Los astrónomos suelen estremar delles rexones, como se describe de siguío.
Rexones actives Les rexones actives son conxuntos d'estructures de bucles que conecten puntos de polaridá magnética opuesta na fotosfera, los llamaos bucles coronales. Xeneralmente distribúyense en dos zones d'actividá, que son paraleles al ecuador solar. La temperatura medio ye d'ente dos y cuatro millones de kelvins, ente que la densidá va de 109 a 1010 partícules por cm³.
thumb|Ilustración qu'amuesa bárabos solares y manches solares Les rexones actives impliquen tolos fenómenos direutamente rellacionaos col campu magnéticu, qu'asoceden a distintos altores percima de la superficie del Sol: manches solares y fáculas, producir na fotosfera, espículas, filamentos Hα y sableres solares na cromosfera, bárabos cromosféricas y nes rexones de transición, y les erupciones y les eyecciones de masa coronal asoceden na corona y la cromosfera. Si les fogarales son bien violentes, tamién pueden alteriar la fotosfera y xenerar una onda de Moreton. Otra manera, les prominencies quiescentes son estructures trupes y grandes, trupes, que se reparen en forma de files Hα escures y "serpentinas" (qu'apaecen como filamentos) nel discu solar. La so temperatura ye d'aproximao 5000-8000 K, y polo tanto considérense xeneralmente como carauterístiques cromosféricas.
En 2013, les imáxenes del Sensor d'Imáxenes d'Alta resolución Coronal revelaron nunca antes vistes "trences magnétiques" de plasma dientro de les capes esternes d'estes rexones actives.
Llazos coronales Los llazos coronales son les estructures básiques de la corona solar magnética. Estos bucles son los parentes de fluxu magnético zarráu del fluxu magnético abiertu que pueden atopase nes rexones del furacu coronal (polar) y el vientu solar. Los bucles de fluxu magnético remanecen del cuerpu solar y enllénense de plasma cortil caliente. Por cuenta de l'actividá magnética aumentada nestes rexones del llazu coronal, los llazos coronal pueden ser de cutiu el precursor a los fogarales solares yá les eyecciones de masa coronal (CMEs).
El plasma solar qu'alimenta estes estructures calezse de menos de 6000 K a más de 10⁶ K dende la fotosfera, al traviés de la rexón de transición, y na corona. De cutiu, el plasma solar enllena estos bucles d'un puntu y drena a otru, llamáu puntos de pies (fluxu de sifón por cuenta de una diferencia de presión, o fluxu asimétrico por cuenta de dalgún otru conductor).
Cuando'l plasma alzar dende los puntos de pies escontra la parte cimera del bucle, como asocede siempres mientres la fase inicial d'un fogaral compactu, defínese como evaporamientu cromosféricu. Cuando'l plasma esfrezse rápido y cai escontra la fotosfera, llámase condensación cromosférica. Tamién puede haber un fluxu simétrico dende dambos puntos del pie del bucle, causando una acumuladura de masa na estructura del bucle. El plasma puede esfrecese rápido nesta rexón (pa una inestabilidá térmica), nos sos filamentos escuros o en bárabos de la estremidá del Sol.
Los bucles coronales pueden tener vides nel orde de segundos (nel casu d'eventos de bengalas), minutos, hores o díes. Onde hai un equilibriu nes fontes d'enerxía del llazu y los fregaderos, los llazos coronal pueden durar por periodos de tiempu llargos y conócense como l'estáu estable o los llazos coronales quiescentes. (exemplu).
Los llazos coronales son bien importantes pa la nuesa comprensión del problema actual de calentamientu coronal. Los bucles coronales son fontes de plasma altamente radiales y polo tanto son fáciles de reparar con preseos como TRACE. Una esplicación del problema de calentamientu coronal permanez como estes estructures reparar a distancia, onde munches ambigüedaes tán presentes (esto ye, les contribuciones de radiación a lo llargo de la llinia de mira). Ríquense midíes in situ primero que pueda llograse una respuesta definitiva, pero por cuenta de les altes temperatures plasmátiques na corona, les midíes in situ son, na actualidá, imposibles. La próxima misión de la NASA Solar Probe Plus va averar al Sol bien de cerca dexando observaciones más direutes.
Estructures a gran escala Les estructures a gran escala son arcos bien llargos que pueden cubrir más d'un cuartu del discu solar pero que contienen plasma menos trupu que nos bucles coronales de les rexones actives.
Fueron detectaos per primer vegada na observación del fogaral del 8 de xunu de 1968 mientres un vuelu con cohete.
La estructura a gran escala de la corona camuda mientres el ciclu solar de 11 años y faise particularmente simple mientres el periodu mínimu, cuando'l campu magnéticu del Sol ye cuasi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).
Interconexones de rexones actives Les interconexones de les rexones actives son arcos que conecten zones de campu magnéticu opuestu, de distintes rexones actives. Les variaciones significatives d'estes estructures vense de cutiu dempués d'un fogaral.
Delles otres carauterístiques d'esti tipu son banderes de cascu grandes estructures coronales con forma de tapa con picos llargos y apuntiaos que xeneralmente se superponen a les manches solares y a les rexones actives. Les corrientes coronales considérense fontes del vientu solar lentu.
Cuévanos del filamentu thumb|left|Imaxe tomada pol Solar Dynamics Observatory el 16 d'ochobre de 2010. Un cuévanu de filamentu bien llarga ye visible al traviés del hemisferiu sur del Sol. Les cuévanos de filamentu son zones que paecen escures nos rayos X y tán percima de les rexones onde se reparen filamentos de Hα na cromosfera. Reparar per primer vegada nos dos vuelos de cohetes de 1970, que tamién detectaron furacos coronales.
Los cuévanos de filamentu son nubes más fríes de gases (plasma) suspendíes percima de la superficie del Sol por fuercies magnétiques. Les rexones d'intensu campu magnéticu paecen escures nes imáxenes porque tán vacíes de plasma caliente. Ello ye que la suma de la presión magnética y de la presión del plasma ten de ser constante perdayuri de la heliosfera pa tener una configuración d'equilibriu: onde'l campu magnéticu ye más altu, el plasma ten de ser más frío o menos trupu. La presión de plasma puede calculase por aciu la ecuación d'estáu d'un gas perfecto , onde ye'l númberu de partícula densidá, la constante de Boltzmann y la temperatura del plasma. Rescampla a partir de la ecuación que la presión del plasma mengua cuando la temperatura del plasma mengua con al respective de les rexones circundantes o cuando la zona de campu magnéticu intensu balérase. El mesmu efeutu físicu fai que les manches solares aparentemente escures na fotosfera.
Puntos brillosos Los puntos brillosos son pequeñes rexones actives que s'atopen nel discu solar. Los puntos brillosos de rayos X detectar por primer vegada'l 8 d'abril de 1969 mientres un vuelu con cohete. La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillosos varia col ciclu solar. Acomuñar con pequeñes rexones bipolares del campu magnéticu. La so temperatura medio bazcuya ente 1.1x10⁶ K y 3.4x10⁶ K. Les variaciones de temperatura se correllacionen de cutiu con cambeos na emisión de rayos X.
Furacos coronales