mini|330px|Sunčeva korona snimljena posebnim teleskopom - koronagrafom 330px|minijatura|desno|Izbijanje pramenova korone 31. kolovoza 2012. Korona (lat. corona: vijenac, kruna) je vanjski dio atmosfere Sunca i zvijezda koji emitira rendgensko zračenje. Male je gustoće (koncentracija atoma manja od 1015 po/m3), vrlo visoke temperature (milijun i više °C) i promjenljiva oblika unutar ciklusa Sunčeve aktivnosti. Golim se okom zapaža samo za potpune pomrčine, dok se koronografom vidi i izvan razdoblja pomrčine. Oblici korone slijede smjer magnetskoga polja. Iz korone struji Sunčev vjetar, koji čine električki nabijene i nenabijene čestica. U koroni nastaju povremene erupcije kojima se Sunčeva tvar izbacuje u međuplanetski prostor, što utječe na atmosfere i magnetosfere planeta.
Korona obuhvaća zadnji, vanjski dio sunčeve atmosfere, ali i atmosfere ostalih zvijezda koju inače čine tri sloja; kromosfera, fotosfera i sama korona. Ona je u biti plazma koja doseže temperature više od nekoliko milijuna kelvina za razliku od fotosfere koja doseže temperature od oko 6 000 K. Dio po dio korone se lagano otpuhuje u svemir to jest gubi masu i to u obliku sunčevog vjetra. Sam oblik korone se neprestano mijenja, dok joj je sjaj do oko milijun puta manji od fotosfere pa je zbog toga i teže uočljiva. Koronu najviše zapažamo za vrijeme potpune pomrčine Sunca ili posebnim teleskopom - koronagrafom koji blokira direktnu Sunčevu svjetlost, a služi za snimanje atmosfere zvijezda i promatranje objekata poput kometa i ekstrasolarnih planeta koji kruže oko drugih zvijezda.
Jako visoke temperature korone su zbunjivale znanstvenike i u 19. stoljeću, tako da su predlagali da ona sadrži nepoznati element “koronij”. Ustvari, da korona ima temperature veće od 1 000 000 K otkrili su Gotrian 1939. i Bengt Edler 1941., otkrivši koronalne linije na spektru visoko ioniziranih metala (zelena Fe-XIV linija na 530,3 nm i crvena Fe-X linija na 637,4 nm).
Svjetlo s korone dolazi iz 3 različita glavna izvora, koja se nazivaju različitim imenima, iako dijele isti volume i prostor: K – korona, oznaka K potječe od kontinuiranog spektra, a to je svjetlost raspršena brzim slobodnim elektronima. Spektralne linije gotovo ne postoje, zbog velike brzine elektrona, pa dolazi do Dopplerovog učinka i apsorpcijske linje se gotovo ne vide; F – korona, oznaka dolazi od Josepha von Fraunhofera i Fraunhoferovih apsorpcionih linija na spektru svjetlosti. Ovdje dolazi do raspršenja svjetlosti na česticama prašine, koje dolaze iz međuplanetarnog prostora i zauzimaju vrlo veliki prostor, a na velikoj udaljenostima se nazivaju i zodijačka svjetlost; E – korona, oznaka dolazi od spektralnih emisionih linija, koje stvaraju ioni, koji su prisutni u koronalnoj plazmi. Spektralne linije se nalaze u širokom zabranjenom području i toplom području, pa su glavni izvor podataka o sastavu korone.
Fizikalna svojstva desno|mini|300px|Crtež pokazuje oblike Sunčevog magnetskog toka za vrijeme Sunčevog ciklusa. Sunčeva korona ( 1 – 3 000 000 K) je toplija za oko 200 puta od vidljive površine Sunca ili fotosfere (u prosjeku 5 800 K). Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta rjeđa od forosfere. Korona je odvojena od fotosfere s relativno tankim slojem kromosfere. Pravi mehanizam kako dolazi do tolikog grijanja korone, još nije sasvim poznat, ali se smatra da najvjerojatnije zbog induktivnog djelovanja Sunčevog magnetskog polja na plazmu u koroni (vidi: Lorentzova sila). Prije se smatralo da to nastaje zbog pritiska zvučnih valova iz unutrašnjosti Sunca, ali se pronašlo da i mlade zvijezde imaju koronu, gdje je prisutno jako magnetsko polje, pa se od te teorije sve više odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa Sunca, duž otvorenih magnetskih linija, u obliku Sunčevog vjetra.
Korona nije uvijek jednoliko raspoređena po površini Sunca. Za vrijeme mirnog razdoblja, korona je više ili manje raspoređena po ekvatorijalnom dijelu, s koronalnim šupljinama na polovima. S druge strane, za vrijeme Sunčevog aktivnog razdoblja, korona je jednoliko raspoređena i po ekvatorijalnim i po polarnim područjima, iako je najispupčenija u području Sunčevih pjega. Trajanje Sunčevog ciklusa je u prosjeku 11 godina, od Sunčevog minimuma do Sunčevog maksimuma, kada se Sunčevo magnetsko polje stalno uvija (zbog diferencijalne rotacije – različiti dijelovi Sunca se okreću s različitim kutnim brzinama, ekvatorijalni pojasi se okreću brže od polova). Sunčeve pjege su aktivnije za vrijeme maksimuma Sunčevog magnetskog polja. Sa Sunčevim pjegama su povezani i koronalni lukovi, gdje se luk magnetskog polja uzdiže iz Sunčeve unutrašnjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu, otkrivajući “hladnije” i tamnije dijelove, koje zovemo Sunčevim pjegama.
Od vremena kada je korona bila fotografirana s visokom rezolucijom uz pomoć X-zraka, sa satelita Skylab 1973., i kasnije s Yokhok i ostalih svemirskih instrumenata, vidjelo se da je struktura korone jako različita i složena i još je novih različitih zona zabilježeno. Vaiana, G.S., Tucker, W.H: "Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy" ed. by R. Giacconi and H. Gunsky, 1974. Astronomi obično razlikuju nekoliko područja :
Aktivna područja desno|mini|300px|TRACE 171Å koronalni lukovi. Aktivna područja su područja priključaka lučnih struktura magnetskih polova na fotosferi, koje nazivamo koronalni lukovi. Uglavnom su raspoređeni u dvije zone aktivnosti, koje su paralelne s ekvatorom. Prosječna temperatura je između 2 i 4 milijuna Kelvina, dok je gustoća od 109 do 1010 čestica po cm3.
Aktivna područja uključuju pojave koje su direktno povezane s magnetskim poljem i pojavljuje se na različitim visinama Sunčeve površine: Sunčeve pjege i fakule (svijetle mrlje) se pojavljuju u fotosferi, spikule i Hα pramenovi u kromosferi, prominencije (protuberance) u kromosferi i prijelaznom području, te Sunčeve baklje i koronalni izbačaji masa, koji se dešavaju u koroni i kromosferi (Sunčeve baklje su veoma snažne i mogu poremetiti i fotosferu). S druge strane, mirne prominencije su velike, hladnije strukture koje se opažaju kao tamni, zmijoliki Hα pramenovi na Sunčevom disku. Njihova temperatura je 5 000 – 8 000 K, i obično se smatraju kao obilježja kromosfere.
Koronalni lukovi Koronalni lukovi (engl. coronal loops) su osnovna struktura magnetične Sunčeve korone. Ti lukovi su vrlo slični po svojstvima koronalnim šupljinama s otvorenim magnetskim tokom i Sunčevom vjetru. Lukovi magnetskog toka se dižu prilično s tijela Sunca i pune su sunčeve plazme. Zbog povećanja magnetskih aktivnosti u područjima s koronalnim lukovima, oni često mogu biti prethodnici Sunčevim bakljama i koronalnim izbačajima masa.
Sunčeva plazma puneći tu strukturu, je i grije sa 6 000 K na oko 1 000 000 K iz fotosfere, preko prijelaznog područja, do korone. Često, Sunčeva plazma će puniti koronalni luk s jedne točke i izlazit će s druge točke (sifon protok zbog razlike pritisaka, ili asimetrični protok zbog ostalih pogona).
Kada plazma ide gore iz podnožja prema vrhu luka, kako se uvijek dešava za vrijeme početne faze kompaktne baklje, onda to nazivamo kromosfersko hlapljenje. Kada plazma se brzo hladi, padajući dolje prema fotosferi, onda je to kromosfersko ukapljavanje (kondenzacija). Ako se plazma hladi brzo u tom području (zbog toplinske nestabilnosti), stvara tamne pramenove na Sunčevom disku ili prominencije s krakovima.
Koronalni lukovi mogu trajati sekundama (u slučaju pojave plamena), minutama, satima ili danima. Obično koronalni lukovi traju duže vrijeme, pa ih znamo kao stabilni ili mirni koronalni lukovi, gdje postoji ravnoteža izvora energije lukova i odvođenja.
Koronalni lukovi su postali veoma važni za promatranje, u pokušaju da se razumije koronalni problem zagrijavanja. Oni su izvor plazme s velikim zračenjem i mogu se lako promatrati.
Strukture velikog opsega mini|desno|180px|Koronalni lukovi spajaju područja sa suprotnim magnetskim polovima (A) i magnetska polja s jednim polom kod koronalnih šupljina (B) Strukture velikog opsega (engl. large-scale structures) su veoma dugi lukovi, koji mogu prekriti četvtinu Sunčevog diska, ali sadrže plazmu manje gustoće od koronalnih lukova na aktivnim područjima. Ta pojava je primjećena prvi put 1968 godine. Strukture velikog opsega korone se mijenjaju u 11 godina periodu Sunčevog ciklusa i postaju jednostavne za vrijeme minimuma, kada je magnetsko polje slično bipolnom magnetu.
Međupoveznice aktivnih područja Međupoveznice aktivnih područja (engl. interconnections of active regions) su lukovi koji spajaju područja suprotnog magnetskog polja, ali iz različitih aktivnih područja. Značajne razlike te strukture se često vide nakon baklje.
Slične pojave su i kapne trake – velike koronalne strukture koje liče na kape, s dugim vrhovima, koji natkriju Sunčeve pjege i aktivna područja. Koronalne trake se smatraju izvorima sporog Sunčevog vjetra.
Pramenove šupljine Pramenove šupljine (engl. filament cavities) su područja koja izgledaju tamna u X-zrakama i nalaze se iznad područja gdje Hα pramenovi se primjećuju u kromosferi. Primjećene su prvi puta 1970.
Pramenove šupljine su hladniji oblaci plinova, koji lebde iznad Sunčeve površine zbog magnetskih sila. Ta područja hladnog magnetskog polja, izgledaju tamno na slikama, jer nemaju tople plazme u sebi. U stvari, magnetski pritisak i pritisak plazme moraju biti nepromjenjivi u heliosferi, da bi postojala ravnoteža: gdje je magnetsko polje jače, plazma treba biti hladnija i rjeđa. Pritisak plazme p se može izračunati iz jednadžbe stanja za idealne plinove: p = nKBT, gdje je n - gustoća čestica, KB – Boltzmannova konstanta i T – temperatura plazme. Iz jednadžbe se vidi da će se pritisak plazme smanjiti, ako se temperatura plazme smanji ili gdje se područja jakog magnetskog polja prazne. Isti fizičku pojavu možemo primijetiti kod Sunčevih pjega u fotosferi.
Svjetle točke Svjetle točke (engl. bright points)su mala aktivna područja koja su raširena po cijelom Sunčevom disku. One su otkrivene prvi puta 1969. i nazivamo ih fakule.
Područja Sunčeve površine, pokrivena sa svijetlim točkama, se mijenjanju ovisno o Sunčevom ciklusu. Temperature se mijenjaju od 1 100 000 K do 3 400 000 K. Temperature su povezane s promjenama emisije X-zraka.
Koronalne šupljine Koronalne šupljine (engl. coronal holes) se pojavljuju na polovima Sunca i izgledaju tamno sa X-zrakama, jer ne zrače puno. To su velika područja Sunca, gdje je magnetsko polje s jednim polom i otvara se prema međuplanetarnom prostoru. Sunčev vjetar s velikim brzinama uglavnom izlazi iz tog područja.
UV slike koronalnih šupljina, otkrivaju male strukture, slične izduženim malim balonima, koje često lebde u Sunčevom vjetru. Izgledaju kao koronalne perjanice ili kao duge vrpce koje izlaze sa Sunčevih polova.
Mirno Sunce Područja Sunca koja nisu dio aktivnih područja i koronalnih šupljina, se često naziva mirno Sunce (engl. quiet Sun).
Ekvatorijalna područja imaju veću brzinu rotacije od polarnih. Kao rezultat Sunčeve diferencijalne rotacije je da aktivna područja se pojavljuju u dvije grupe, paralelno s ekvatorom i njihova jačina se povećava za vrijeme maksimuma Sunčevog ciklusa, dok gotovo nestanu za vrijeme minimuma. Zato se mirno Sunce uvijek podudara s ekvatorijalnim zonama i njegova površina je manja za vrijeme maksimuma Sunčeve aktivnosti. Za vrijeme minimuma Sunčeve aktivnosti, mirno Sunce pokriva gotovo cijelo područje, osim nekih svjetlih točaka i polova, gdje su koronalne šupljine.
Promjenjivost korone Pojave u koroni mogu biti od nekoliko sekundi do nekoliko mjeseci i možemo ih usporediti u tablici:
Koronalni događaj Tipično vrijeme Tipična dužina (x 1000 km) Aktivno područje Sunčevih baklji od 10 do 10 000 sekundi 10-100 Svijetle točke u X-zrakama minute 1-10 Prijelazi kod struktura velikog opsega od minute do sati ~100 Prijelazi kod međupoveznica aktivnih područja od minute do sati ~100 Mirno Sunce od sati do mjeseci 100-1 000 Koronalne šupljine nekoliko rotacija 100-1 000