Den solas korona er den delen av atmosfæren av Sun ligger utenfor kromosfæren og strekker seg over flere millioner kilometer ved å fortynne i rommet .
Solens korona er det ytterste laget av atmosfæren av sol . Denne gassformige massen strekker seg nesten ti millioner kilometer (omtrent 70 ganger solens radius) over soloverflaten ( fotosfæren ). I løpet av en total solformørkelse vises den rundt den svarte måneskiven som en lysende ring med en uregelmessig omkrets. Mens temperaturen i solens sentrum er seksten millioner Kelvin , er det i størrelsesorden en million i solkoronaen som er et plasma . Den høye temperaturen på solkoronaen ble først demonstrert i 1942 av Bengt Edlén , en svensk astrofysiker , som studerte spektrallinjene som ble observert i solens atmosfære.
Den temperatur av solens korona er ekstremt høy: i motsetning til 5800 K av solens overflate og 7000 K for kromosfære (et tynt lag som skiller overflaten av corona), når den to millioner kelvin. Dette fenomenet med betydelig temperaturøkning når man beveger seg bort fra solens overflate er ikke helt forstått. Det forklares imidlertid delvis av eksistensen av plasmastråler kalt " spicules " og diffundert fra overflaten mot atmosfæriske høyder med en hastighet som varierer fra 50 til 100 km / s . Den Parker Solar Probe , lansert12. august 2018, fra Cape Canaveral , Florida , av NASA , og som har som oppdrag å observere solstjernen i syv år, burde tillate mysteriet å bli løst.
Mekanismene som er nødvendige for å varme opp solkoronaen har lenge blitt tilskrevet tilstedeværelsen av magnetfeltløkker , kalt "koronale sløyfer". Disse løkkene går gjennom solstolpene og strekker seg gjennom solkoronaen. De har evnen til å frigjøre store mengder energi , så de spiller en viss rolle i oppvarming av solkoronaen.
Tidlig på 2010-tallet viser observasjoner innhentet av den japanske satellitten Hinode at koronalsløyfens rolle i oppvarming av solkoronaen ikke er avgjørende. I følge en publikasjon fra astrofysikere fra Columbia University er oppvarmingen av solkoronaen et resultat av Alfvén-bølger , andre elektromagnetiske bølger som sendes ut av solen.
På den annen side består solkoronaen av sterkt ionisert gass , eller plasma , med en ekstremt lav tetthet (omtrent 10 12 ganger mindre tett enn fotosfæren). På grunn av sin høye temperatur avgir dette plasmaet stråling i ekstrem ultrafiolett .
Denne kronen er delt inn i to lag: kronen K og kronen F. Kronen K for kontinuierliche Korona (kontinuerlig krone) tar sin lysstyrke fra Thomson-diffusjonen . Kronen F for Fraunhofer- kronen er hovedsakelig opplyst i henhold til spektret av Fraunhofer-linjene . Når kronens K lysstyrke avtar med forlengelse , blir kronens F lysstyrke dominerende fra en forlengelse på omtrent fire solstråler . Den zodiaklyset er lett observerbare manifestasjon av kronen F.
I den synlige delen av det elektromagnetiske spekteret kan koronaen bare observeres under totale solformørkelser eller ved bruk av en koronograf , fordi dens stråling er knapt en milliondel av fotosfæren i dette bølgelengdeområdet . På grunn av utslipp i ekstrem ultrafiolett (EUV); det er mulig å observere det kontinuerlig med instrumenter om bord på satellitter .
Den RAS tillater også studiet av kronen ved å måle radiobølger den avgir. Selv om forholdet til radiofrekvens / høyde i solkoronaen ikke er lett (til avhengighet av elektrontetthet ) i en første tilnærming, pluss observasjonsfrekvensen, jo mer er vi nær solens overflate . Observasjoner ved noen titalls MHz (dekametrisk rekkevidde) gjør det mulig å observere den øvre koronaen, utover en halv solradius (mer enn 350.000 km ). I området fra omkring ett hundre MHz (metrisk domene), områder mellom 0,1 og 0,4 solradius av høyde (fra 70 000 til 280 000 km ) er observert . I centimeter er vi nær overflaten.
Den radio heliograph av Nançay tillater det, siden den sist make i 1996, for å gjøre direkte (ved hjelp av enkle 2D Fourier Transform ) Fourier-koeffisienter (visibilities) målt ved parene av intercorrelated antenner, da anamorphosis, kart 2D av kronen opp til ti frekvens bånd i området 150 til 450 MHz ved en rask tidsfrekvens : opptil tiendedels sekund per kort og per frekvens.
Andre stjerner enn solen kan også utvikle en krone. Ofte oppdaget av satellittobservasjoner i X- domenet , er de assosiert med tilstedeværelsen av magnetiske felt . For noen klasser av stjerner, spesielt stjerner for unge hvor produksjonen av et magnetfelt er spesielt effektiv (på grunn av at de roterer raskt), kan koronale utslipp være mye mer intense enn solen .