A coroa solar é a parte da atmosfera do Sol localizada além da cromosfera e se estendendo por vários milhões de quilômetros por diluição no espaço .
A coroa solar é a camada mais externa da atmosfera do sol . Essa massa gasosa se estende por quase dez milhões de quilômetros (cerca de 70 vezes o raio do Sol) acima da superfície solar ( fotosfera ). Durante um eclipse solar total , ele aparece ao redor do disco lunar negro como um anel luminoso com uma circunferência irregular. Embora a temperatura do centro do Sol seja de dezesseis milhões de Kelvin , é da ordem de um milhão na coroa solar, que é um plasma . A alta temperatura da coroa solar foi demonstrada pela primeira vez em 1942 por Bengt Edlén , um astrofísico sueco , que estudou as linhas espectrais observadas na atmosfera do sol.
A temperatura da corona solar é extremamente alta: em contraste com os 5.800 K da superfície solar e os 7.000 K da cromosfera (uma fina camada que separa a superfície da corona), chega a dois milhões de Kelvins. Este fenômeno de considerável aumento de temperatura à medida que nos afastamos da superfície do Sol não é totalmente compreendido. No entanto, é explicado, em parte, pela existência de jatos de plasma chamados “ espículas ” e difundidos da superfície em direção a alturas atmosféricas a uma velocidade que varia de 50 a 100 km / s . A Parker Solar Probe , lançada em12 de agosto de 2018, do Cabo Canaveral , na Flórida , pela NASA , e que tem a missão de observar a estrela solar há sete anos, deve permitir que o mistério seja resolvido.
Os mecanismos necessários para aquecer a coroa solar há muito são atribuídos à presença de loops de campo magnético , chamados de "loops coronais". Esses loops passam pelos pólos do Sol e se estendem pela coroa solar. Eles têm a capacidade de liberar grandes quantidades de energia , por isso desempenham um certo papel no aquecimento da coroa solar.
No início da década de 2010, observações obtidas pelo satélite japonês Hinode mostram que o papel dos loops coronais no aquecimento da coroa solar não é decisivo. De acordo com uma publicação de astrofísicos da Universidade de Columbia , o aquecimento da coroa solar é resultado das ondas de Alfvén , outras ondas eletromagnéticas emitidas pelo sol.
Por outro lado, a coroa solar consiste em gás fortemente ionizado , ou plasma , de densidade extremamente baixa (aproximadamente 1012 vezes menos densa que a fotosfera). Devido à sua alta temperatura, este plasma emite radiação notavelmente no ultravioleta extremo .
Esta coroa é dividida em duas camadas: a coroa K e a coroa F. A coroa K para kontinuierliche Korona (coroa contínua) obtém sua luminosidade da difusão Thomson . A coroa F para a coroa Fraunhofer é iluminada principalmente de acordo com o espectro das linhas Fraunhofer . À medida que a luminosidade da coroa K diminui com o alongamento , a luminosidade da coroa F torna-se dominante a partir de um alongamento de cerca de quatro raios solares . A luz zodiacal é uma manifestação facilmente observável da coroa F.
Na parte visível do espectro eletromagnético , a corona só pode ser observada durante eclipses solares totais ou usando um coronógrafo , porque sua radiação é apenas um milionésimo da da fotosfera nesta faixa de comprimento de onda . Devido à sua emissão no ultravioleta extremo (EUV); é possível observá-lo continuamente com instrumentos a bordo de satélites .
O RAS também permite o estudo da coroa medindo as ondas de rádio que ela emite. Embora a relação frequência de rádio / altitude na coroa solar não seja fácil (depender da densidade do elétron ) em uma primeira aproximação, mais a frequência de observação, quanto mais estamos próximos da superfície do sol . Observações a algumas dezenas de MHz (alcance decamétrico) permitem observar a coroa superior, além de meio raio solar de altitude (mais de 350.000 km ). Na faixa de cerca de cem MHz (domínio métrico), regiões entre 0,1 e 0,4 raios solares de altitude (de 70.000 a 280.000 km ) são observadas . Em centímetros, estamos próximos da superfície.
A radioheliografia de Nançay permite, desde sua última reforma em 1996, fazer diretamente (por simples transformada de Fourier 2D) coeficientes de Fourier (Visibilidades) medidos pelos pares de antenas intercorrelacionadas, depois anamorfose, mapas 2D da coroa de até dez frequências bandas na faixa de 150 a 450 MHz em uma rápida frequência temporal: até décimos de segundo por placa e por frequência.
As outras estrelas além do Sol também podem desenvolver uma coroa. Freqüentemente detectados por observações de satélite no domínio X , eles estão associados à presença de campos magnéticos . Para algumas classes de estrelas, especialmente estrelas jovens para as quais a produção de um campo magnético é particularmente eficaz (devido à sua rápida rotação ), a emissão coronal pode ser muito mais intensa que a do sol .