En 1724, el astrónomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconoció que el aura visible durante un eclipse solar pertenece al Sol, no a la Luna.^[3]​ En 1809, el astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñó el término 'corona'.^[4]​ Basándose en sus propias observaciones del eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nueva York), de Ferrer también propuso que la corona era parte del Sol y no de la Luna. El astrónomo inglés Norman Lockyer identificó el primer elemento desconocido en la Tierra en la cromosfera del Sol, que se llamó helio(del griego helios 'sol'). El astrónomo francés Jules Jenssen señaló, después de comparar sus lecturas entre los eclipses de 1871 y 1878, que el tamaño y la forma de la corona cambian con el ciclo de las manchas solares.^[5]​ En 1930, Bernard Lyot inventó el "coronógrafo" (ahora" coronógrafo"), que permite ver la corona sin un eclipse total. En 1952, el astrónomo estadounidense Eugene Parker propuso que la corona solar podría calentarse mediante una miríada de diminutas 'nanoflares', iluminaciones en miniatura que se asemejan a las erupciones solares que ocurrirían en toda la superficie del Sol.

La alta temperatura de la corona del Sol le da características espectrales inusuales, lo que llevó a algunos en el siglo XIX a sugerir que contenía un elemento previamente desconocido, el "coronium". En cambio, estas características espectrales han sido explicadas desde entonces por hierro altamente ionizado (Fe-XIV o Fe¹³⁺). Bengt Edlén, siguiendo el trabajo de Walter Grotrian en 1939, identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como transiciones desde niveles metaestables bajos de la configuración fundamental de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV de Fe¹³⁺ a 5303Å, pero también la línea roja Fe-X de Fe⁹⁺ a 6374Å).^[2]​

La corona está estructurada por el campo magnético estelar, que organiza el plasma en bucles coronales y otras formaciones dinámicas. Estas estructuras son visibles en estrellas activas gracias a telescopios que capturan imágenes en rayos X o ultravioleta.^[6]​

El mecanismo exacto que calienta la corona a temperaturas tan altas sigue siendo un tema de investigación activa. Entre las teorías propuestas se encuentran las ondas magnetohidrodinámicas y los procesos relacionados con la reconexión magnética.^[6]​

La corona solar tiene tres fuentes de luz reconocidas y distintas que ocupan el mismo volumen :la "corona F" (para "Fraunhofer"), la "corona K" (para "Kontinuierlich") y la" corona E "(para"emisión").^[7]​

La "corona F" recibe su nombre del espectro Fraunhofer de líneas de absorción en la luz solar ordinaria, que se conservan por reflexión de pequeños objetos materiales. La corona F es débil cerca del Sol mismo, pero disminuye su brillo solo gradualmente lejos del Sol, extendiéndose a lo largo del cielo y convirtiéndose en la luz zodiacal. Se reconoce que la corona F surge de pequeños granos de polvo que orbitan alrededor del Sol; estos forman una nube tenue que se extiende a través de gran parte del Sistema Solar.

La "corona K" recibe su nombre por el hecho de que su espectro es un continuo, sin características espectrales importantes. Es la luz solar la que Thomson dispersa por electrones libres en el plasma caliente de la atmósfera exterior del Sol. La naturaleza continua del espectro surge del ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción Fraunhofer del Sol en el marco de referencia de los electrones (calientes y, por lo tanto, de rápido movimiento). Aunque la corona K es un fenómeno de los electrones en el plasma, el término se usa con frecuencia para describir el plasma en sí mismo (a diferencia del polvo que da lugar a la corona F).

La "corona E" es el componente de la corona con un espectro de línea de emisión, ya sea dentro o fuera de la banda de longitud de onda de la luz visible. Es un fenómeno del componente iónico del plasma, ya que los iones individuales se excitan por colisión con otros iones o electrones, o por absorción de luz ultravioleta del Sol.

La corona del Sol es mucho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura de la corona es de 1 a 3 millones de kelvin en comparación con la temperatura promedio de la fotosfera, alrededor de 5800 kelvin. La corona es mucho menos densa que la fotosfera,^[8]​ y produce aproximadamente una millonésima parte de luz visible.^[9]​ La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente superficial. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona aún es objeto de cierto debate, pero las posibilidades probables incluyen liberaciones episódicas de energía del campo magnético omnipresente y ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol se transportan constantemente, creando el flujo magnético "abierto" arrastrado por el viento solar.

La corona estelar está formada por plasma extremadamente caliente, con temperaturas que pueden oscilar entre 1 y 3 millones de kelvin. A pesar de su alta temperatura, su densidad es muy baja, lo que hace que emita menos luz visible en comparación con las capas internas de la estrella, como la fotosfera.^[6]​

Esta región es responsable de emitir radiación en longitudes de onda como los rayos X y el ultravioleta extremo, lo que permite su estudio mediante telescopios especiales y observatorios espaciales.^[10]​

La corona no siempre se distribuye uniformemente por la superficie del Sol. Durante los períodos de tranquilidad, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con agujeros 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 abarca aproximadamente 11 años, desde un mínimo solar hasta el siguiente mínimo. Dado 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 las manchas solares es más pronunciada en el máximo solar, donde el campo magnético está más retorcido. Asociados con las manchas solares hay bucles coronales, bucles de flujo magnético, surgencias del interior solar. El flujo magnético empuja la fotosfera más caliente a un lado, exponiendo el plasma más frío debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.

Las imágenes de rayos X de alta resolución de la corona solar fotografiadas por Skylab en 1973, por Yohkoh en 1991-2001 y por instrumentos espaciales posteriores revelaron que la estructura de la corona era bastante variada y compleja, lo que llevó a los astrónomos a clasificar varias zonas en el disco coronal.^[11]​^[12]​^[13]​ Los astrónomos suelen distinguir varias regiones,^[14]​ como se describe a continuación.

Las regiones activas son conjuntos de estructuras de bucle 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 promedio es de entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad va de 10⁹ a 10¹⁰ partículas por centímetro cúbico.

Las regiones activas involucran todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que ocurren a diferentes alturas sobre la superficie del Sol:^[14]​ las manchas solares y las fáculas ocurren en la fotosfera; espículas, filamentos de Hα y playas en la cromosfera; prominencias en la cromosfera y la región de transición; y las llamaradas y eyecciones de masa coronal (CME) 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 inactivas son estructuras grandes, frías y densas que se observan como cintas de Hα oscuras, "similares a serpientes" (que parecen filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5000-8000K, por lo que generalmente se consideran características cromosféricas.

En 2013, las imágenes del Generador de Imágenes Coronales de Alta Resolución revelaron "trenzas magnéticas" de plasma nunca antes vistas dentro de las capas externas de estas regiones activas.^[15]​

Los bucles coronales son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son primos del flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se puede encontrar en los agujeros coronales y en el viento solar. Bucles de flujo magnético brotan del cuerpo solar y se llenan con plasma solar caliente.^[16]​ Debido a la mayor actividad magnética en estas regiones de bucles coronales, los bucles coronales a menudo pueden ser los precursores de erupciones solares y CME.

El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta desde menos de 6000 K hasta más de 10⁶ K desde la fotosfera, a través de la región de transición y hacia la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos bucles de un punto y drenará a otro, llamados puntos de pie (flujo de sifón debido a una diferencia de presión,^[17]​ o flujo asimétrico debido a algún otro impulsor).

Cuando el plasma se eleva desde los puntos del pie hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre 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 denomina condensación cromosférica. También puede haber flujo simétrico desde ambos puntos del pie del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (por inestabilidad térmica), sus filamentos oscuros son obvios contra el disco solar o las prominencias del oscurecimiento del limbo.

Los bucles coronales pueden tener vidas del orden de segundos (en el caso de eventos de llamaradas), minutos, horas o días. Cuando hay un equilibrio en las fuentes de energía del bucle y los sumideros, los bucles coronales pueden durar largos períodos de tiempo y se conocen como bucles coronales en estado estacionario o inactivos (ejemplo).

Los bucles coronales son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual del calentamiento coronal. Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiantes y, por lo tanto, son fáciles de observar con instrumentos como TRACE. Queda una explicación del problema del calentamiento coronal a medida que estas estructuras se observan de forma remota, donde están presentes muchas ambigüedades (es decir, contribuciones de radiación a lo largo de la propagación de la línea de visión). Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda determinar una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas del plasma en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la Sonda Solar Parker de la NASA se acercará al Sol muy de cerca, permitiendo observaciones más directas.

Las estructuras a gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir más de una cuarta parte del disco solar, pero contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas.

Fueron detectados por primera vez en la observación de bengalas del 8 de junio de 1968 durante un vuelo de cohete.^[18]​

La estructura a gran escala de la corona cambia a lo largo del ciclo solar de 11 años y se vuelve particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).

Las interconexiones de las regiones activas son arcos que conectan zonas de campo magnético opuesto, de diferentes regiones activas. A menudo se observan variaciones significativas de estas estructuras después de un brote.^[19]​

Algunas otras características de este tipo son las serpentinas coronales: estructuras coronales grandes en forma de gorro con picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y las regiones activas. Las serpentinas coronales se consideran fuentes del viento solar lento.^[19]​

Las cavidades de los filamentos son zonas que se ven oscuras en los rayos X y están por encima de las regiones donde se observan filamentos de Hα en la cromosfera. Se observaron por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970 que también detectaron agujeros coronales.^[16]​

Las cavidades de los filamentos son nubes más frías de plasma suspendidas sobre la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de intenso campo magnético se ven oscuras en las imágenes porque están vacías de plasma caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y la presión del plasma debe ser constante en todas partes de la heliosfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es más alto, el plasma debe ser más frío o menos denso. La presión del plasma ${\displaystyle p}$  se puede calcular mediante la ecuación de estado de un gas perfecto: ${\displaystyle p=nk_{B}T}$ , donde ${\displaystyle n}$  es la densidad del número de partículas, ${\displaystyle k_{B}}$  la constante de Boltzmann y ${\displaystyle T}$  la temperatura del plasma. Es evidente a partir de la ecuación que la presión del plasma disminuye cuando la temperatura del plasma disminuye con respecto a las regiones circundantes o cuando se vacía la zona de campo magnético intenso. El mismo efecto físico hace que las manchas solares parezcan oscuras en la fotosfera.

Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez el 8 de abril de 1969, durante un vuelo en cohete.^[16]​

La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillantes varía con el ciclo solar. Están asociados con pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura media oscila entre 1,1 MK y 3,4 MK. Las variaciones en la temperatura a menudo están correlacionadas con cambios en la emisión de rayos X.^[18]​

Los agujeros coronales son regiones unipolares que se ven oscuras en los rayos X ya que no emiten mucha radiación.^[20]​ Se trata de amplias zonas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad surge principalmente de estas regiones.

En las imágenes UV de los agujeros coronales, a menudo se ven algunas estructuras pequeñas, similares a burbujas alargadas, suspendidas en el viento solar. Estos son los penachos coronales. Más precisamente, son serpentinas largas y delgadas que se proyectan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol.^[21]​

Las regiones solares que no forman parte de las regiones activas y los agujeros coronales se identifican comúnmente como el Sol silencioso.

La región ecuatorial tiene una velocidad de rotación más rápida que las zonas polares. El resultado de la rotación diferencial del Sol es que las regiones activas surgen siempre en dos bandas paralelas al ecuador y su extensión aumenta durante los períodos de máximo del ciclo solar, mientras que casi desaparecen durante cada mínimo. Por lo tanto, el Sol quieto siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menos activa durante el máximo del ciclo solar. Acercándose al mínimo del ciclo solar (también llamado ciclo mariposa), la extensión del Sol silencioso aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco excluyendo algunos puntos brillantes en el hemisferio y los polos, donde hay agujeros coronales.

La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar definido como donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales.^[22]​^[23]​

Los investigadores no estaban seguros de dónde se encontraba exactamente la superficie crítica del Sol Alfvén. Según las imágenes remotas de la corona, las estimaciones la situaban entre 10 y 20 radios solares desde la superficie del Sol. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo del Sol, la Sonda Solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas a 18,8 radios solares que indicaban que penetró en la superficie de Alfvén.^[24]​

Un retrato, tan diversificado como el ya señalado para las características coronales, se enfatiza mediante el análisis de la dinámica de las principales estructuras de la corona, que evolucionan en momentos diferenciales. Estudiar la variabilidad coronal en su complejidad no es fácil porque los tiempos de evolución de las diferentes estructuras pueden variar considerablemente: desde segundos hasta varios meses. Los tamaños típicos de las regiones donde tienen lugar los eventos coronales varían de la misma manera, como se muestra en la siguiente tabla.

Las erupciones tienen lugar en regiones activas y se caracterizan por un aumento repentino del flujo radiativo emitido desde pequeñas regiones de la corona. Son fenómenos muy complejos, visibles en diferentes longitudes de onda; involucran varias zonas de la atmósfera solar y muchos efectos físicos, térmicos y no térmicos, y a veces amplias reconexiones de las líneas del campo magnético con expulsión de material.

Las erupciones son fenómenos impulsivos, de duración media de 15 minutos, y los eventos más enérgicos pueden durar varias horas. Las llamaradas producen un aumento alto y rápido de la densidad y la temperatura.

Rara vez se observa una emisión en luz blanca: por lo general, las llamaradas solo se ven en longitudes de onda UV extremas y en los rayos X, típicas de la emisión cromosférica y coronal.

En la corona, la morfología de las erupciones se describe mediante observaciones en rayos UV, rayos X blandos y duros, y en longitudes de onda de Hα, y es muy compleja. Sin embargo, se pueden distinguir dos tipos de estructuras básicas:^[25]​

• Erupciones compactas, cuando cada uno de los dos arcos donde está ocurriendo el evento mantiene su morfología: solo se observa un aumento de la emisión sin variaciones estructurales significativas. La energía emitida es del orden de 10²²-10²³ J.
• Erupciones de larga duración, asociadas a erupciones de prominencias, transitorias en luz blanca y llamaradas de dos cintas:^[26]​ en este caso los bucles magnéticos cambian su configuración durante el evento. Las energías emitidas durante estas llamaradas son de una proporción tan grande que pueden alcanzar los 10²⁵ J.

En cuanto a la dinámica temporal, generalmente se distinguen tres fases diferentes, cuya duración no son comparables. La duración de esos períodos depende del rango de longitudes de onda utilizadas para observar el evento:

• Una fase impulsiva inicial, cuya duración es del orden de minutos, a menudo se observan fuertes emisiones de energía incluso en las microondas, longitudes de onda EUV y en las frecuencias de rayos X duras.
• Una fase máxima
• Una fase de descomposición, que puede durar varias horas.

A veces también se puede observar una fase que precede al brote, generalmente llamada fase" previa al brote".

A menudo, las grandes erupciones solares y prominencias acompañan a las eyecciones de masa coronal (CME). Se trata de enormes emisiones de material coronal y campo magnético que viajan hacia afuera desde el Sol a una velocidad de hasta 3000 km/s,^[27]​ que contienen aproximadamente 10 veces la energía de la llamarada solar o prominencia que las acompaña. Algunas CME más grandes pueden impulsar cientos de millones de toneladas de material al espacio interplanetario a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros por hora.

Las estrellas coronales son ubicuas entre las estrellas en la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell.^[28]​ Estas coronas se pueden detectar con telescopios de rayos X. Algunas coronas estelares, particularmente en estrellas jóvenes, son mucho más luminosas que las del Sol. Por ejemplo, FK Comae Berenices es el prototipo de la clase FK Com de estrella variable. Se trata de gigantes de los tipos espectrales G y K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas (L_x ≥ 10³² erg·s^-1 o 10²⁵W) y las más calientes conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK.^[28]​

Las observaciones astronómicas planificadas con el Observatorio Einstein por Giuseppe Vaiana y su grupo^[29]​ mostraron que las estrellas F, G, K y M tienen cromosferas y, a menudo, coronas muy parecidas al Sol. Las estrellas Ob, que no tienen zonas de convección superficial, tienen una fuerte emisión de rayos X. Sin embargo, estas estrellas no tienen coronas, pero las envolturas estelares externas emiten esta radiación durante los choques debido a las inestabilidades térmicas en las gotas de gas que se mueven rápidamente. Además, las estrellas A no tienen zonas de convección, pero no emiten en las longitudes de onda UV y de rayos X. Por lo tanto, parecen no tener cromosferas ni coronas.

La materia en la parte externa de la atmósfera solar se encuentra en estado de plasma, a muy alta temperatura (unos pocos millones de kelvin) y a muy baja densidad(del orden de 10¹⁵ partículas/m³). Según la definición de plasma, es un conjunto cuasi neutro de partículas que exhibe un comportamiento colectivo.

La composición es similar a la del interior del Sol, principalmente hidrógeno, pero con una ionización mucho mayor de sus elementos más pesados que la que se encuentra en la fotosfera. Los metales más pesados, como el hierro, están parcialmente ionizados y han perdido la mayoría de los electrones externos. El estado de ionización de un elemento químico depende estrictamente de la temperatura y está regulado por la ecuación de Saha en la atmósfera más baja, pero por equilibrio de colisión en la corona ópticamente delgada. Históricamente, la presencia de las líneas espectrales emitidas por estados altamente ionizados del hierro permitió determinar la alta temperatura del plasma coronal, revelando que la corona es mucho más caliente que las capas internas de la cromosfera.

La corona se comporta como un gas muy caliente pero muy ligero al mismo tiempo: la presión en la corona suele ser de solo 0,1 a 0,6 Pa en las regiones activas, mientras que en la Tierra la presión atmosférica es de unos 100 kPa, aproximadamente un millón de veces mayor que en la superficie solar. Sin embargo, no es propiamente un gas, porque está hecho de partículas cargadas, básicamente protones y electrones, que se mueven a diferentes velocidades. Suponiendo que tienen la misma energía cinética en promedio (para el teorema de equipartición), los electrones tienen una masa aproximadamente 1800 veces menor que los protones, por lo tanto, adquieren más velocidad. Los iones metálicos son siempre más lentos. Este hecho tiene consecuencias físicas relevantes, ya sea en los procesos radiativos( que son muy diferentes de los procesos radiativos fotosféricos), o en la conducción térmica. Además, la presencia de cargas eléctricas induce la generación de corrientes eléctricas y altos campos magnéticos. Las ondas magnetohidrodinámicas (ondas MHD) también pueden propagarse en este plasma,^[30]​ aunque todavía no está claro cómo pueden transmitirse o generarse en la corona.

El plasma coronal es ópticamente delgado y, por lo tanto, transparente a la radiación electromagnética que emite y a la que proviene de las capas inferiores. El plasma está muy enrarecido y la trayectoria libre media de los fotones supera con creces todas las demás escalas de longitud, incluidos los tamaños típicos de las características coronales comunes.

Se ha identificado que la radiación electromagnética de la corona proviene de tres fuentes principales, ubicadas en el mismo volumen de espacio:

• La corona K (K para kontinuierlich, "continua" en alemán) es creada por la luz solar que Thomson dispersa los electrones libres; el ensanchamiento doppler de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tanto que las oscurece por completo, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción.
• La corona F (F de Fraunhofer) es creada por la luz solar que rebota en las partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven a plena luz del sol; la corona F se extiende a ángulos de elongación muy altos desde el Sol, donde se llama luz zodiacal.
• La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones que están presentes en el plasma coronal; se puede observar en líneas de emisión espectral amplias, prohibidas o calientes y es la principal fuente de información sobre la composición de la corona.^[31]​

En la corona, la conducción térmica se produce desde la atmósfera externa más caliente hacia las capas internas más frías. Los responsables del proceso de difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones y se mueven más rápido, como se explicó anteriormente.

Cuando hay un campo magnético, la conductividad térmica del plasma aumenta en la dirección paralela a las líneas de campo en lugar de en la dirección perpendicular.^[32]​ Una partícula cargada que se mueve en la dirección perpendicular a la línea del campo magnético está sujeta a la fuerza de Lorentz que es normal al plano individuado por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza dobla la trayectoria de la partícula. En general, dado que las partículas también tienen un componente de velocidad a lo largo de la línea del campo magnético, la fuerza de Lorentz las obliga a doblarse y moverse a lo largo de espirales alrededor de las líneas del campo a la frecuencia del ciclotrón.

Si las colisiones entre las partículas son muy frecuentes, se dispersan en todas direcciones. Esto sucede en la fotosfera, donde el plasma transporta el campo magnético en su movimiento. En la corona, por el contrario, el camino libre medio de los electrones es del orden de kilómetros e incluso más, por lo que cada electrón puede hacer un movimiento helicoidal mucho antes de dispersarse después de una colisión. Por lo tanto, la transferencia de calor se mejora a lo largo de las líneas del campo magnético y se inhibe en la dirección perpendicular.

En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona es:^[32]​

${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$ Donde, ${\displaystyle k_{\text{B}}}$  es la constante de Boltzmann, ${\displaystyle T}$  es la temperatura en kelvin, ${\displaystyle m_{e}}$  es la masa del electrón, ${\displaystyle e}$  es la carga eléctrica del electrón,

${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$  es el logaritmo de Coulomb, y

${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$ 

Es la longitud de Debye del plasma con densidad de partículas ${\displaystyle n}$ . El logaritmo de Coulomb ${\displaystyle \ln \Lambda }$  es aproximadamente 20 en la corona, con una temperatura media de 1 MK y una densidad de 10¹⁵ partículas/m³, y aproximadamente 10 en la cromosfera, donde la temperatura es de aproximadamente 10 Kk y la densidad de partículas es del orden de 10¹⁸ partículas/m³, y en la práctica se puede suponer constante.

Por lo tanto, si indicamos con ${\displaystyle q}$  el calor para una unidad de volumen, expresado en J m^-3, la ecuación de Fourier de transferencia de calor, que se calculará solo a lo largo de la dirección ${\displaystyle x}$  de la línea de campo, se convierte en:

${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$ 

Los cálculos numéricos han demostrado que la conductividad térmica de la corona es comparable a la del cobre.

La sismología coronal es un método para estudiar el plasma de la corona solar con el uso de ondas magnetohidrodinámicas (MHD). MHD estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a la sismología de la Tierra, la heliosismología del Sol y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, se utilizan ondas de varios tipos para sondear un medio. El potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal, la altura de la escala de densidad, la estructura fina y el calentamiento ha sido demostrado por diferentes grupos de investigación.

El problema del calentamiento coronal en física solar se relaciona con la pregunta de por qué la temperatura de la corona del Sol es millones de kelvin mayor que los miles de kelvin de la superficie. Se han propuesto varias teorías para explicar este fenómeno, pero aún es un desafío determinar cuál es la correcta.^[33]​ El problema surgió por primera vez después de la identificación de líneas espectrales desconocidas en el espectro solar con átomos de hierro y calcio altamente ionizados.^[33]​^[34]​ La comparación de las temperaturas coronales y fotosféricas de 6000K conduce a la pregunta de cómo se puede mantener la temperatura coronal 200 veces más alta.^[34]​ El problema se refiere principalmente a cómo se transporta la energía hacia la corona y luego se convierte en calor dentro de unos pocos radios solares.^[35]​

Las altas temperaturas requieren que la energía sea transportada desde el interior solar a la corona mediante procesos no térmicos, porque la segunda ley de la termodinámica evita que el calor fluya directamente desde la fotosfera solar( superficie), que está a aproximadamente 5800K, a la corona mucho más caliente a aproximadamente 1 a 3 MK (partes de la corona pueden incluso alcanzar los 10MK).

Entre la fotosfera y la corona, la región delgada a través de la cual aumenta la temperatura se conoce como la región de transición. Tiene un grosor de solo decenas a cientos de kilómetros. La energía no puede transferirse desde la fotosfera más fría a la corona mediante transferencia de calor convencional, ya que esto violaría la segunda ley de la termodinámica. Una analogía de esto sería una bombilla que elevara la temperatura del aire que rodea la bombilla a una temperatura mayor que la de la superficie de vidrio de la bombilla. Por lo tanto, alguna otra forma de transferencia de energía debe estar involucrada en el calentamiento de la corona.

La cantidad de energía requerida para calentar la corona solar se puede calcular fácilmente como la diferencia entre las pérdidas radiativas coronales y el calentamiento por conducción térmica hacia la cromosfera a través de la región de transición. Es aproximadamente 1 kilovatio por cada metro cuadrado de superficie en la cromosfera del Sol, o 1/40000 de la cantidad de energía luminosa que escapa al Sol.

Se han propuesto muchas teorías de calentamiento coronal,^[36]​ pero dos teorías se han mantenido como las candidatas más probables: calentamiento por ondas y reconexión magnética (o nanoflares).^[37]​ Durante la mayor parte de los últimos 50 años, ninguna de las teorías ha podido explicar las temperaturas coronales extremas.

En 2012, las imágenes de rayos X suaves de alta resolución (<0,2") con el Generador de Imágenes Coronales de Alta Resolución a bordo de un cohete sonda revelaron trenzas fuertemente enrolladas en la corona. Se plantea la hipótesis de que la reconexión y desenredado de trenzas puede actuar como fuentes primarias de calentamiento de la corona solar activa a temperaturas de hasta 4 millones de kelvin. Se supone que la principal fuente de calor en la corona inactiva (alrededor de 1,5 millones de kelvin) se origina en ondas MHD.^[38]​

La Sonda Solar Parker de la NASA está destinada a acercarse al Sol a una distancia de aproximadamente 9,5 radios solares para investigar el calentamiento coronal y el origen del viento solar. Fue lanzado con éxito el 12 de agosto de 2018^[39]​ y para fines de 2022 había completado los primeros 13 de los más de 20 acercamientos cercanos planificados al Sol.^[40]​

La teoría del calentamiento por ondas, propuesta en 1949 por Evry Schatzman, propone que las ondas transportan energía desde el interior solar hasta la cromosfera solar y la corona. El Sol está hecho de plasma en lugar de gas ordinario, por lo que admite varios tipos de ondas análogas a las ondas sonoras en el aire. Los tipos de onda más importantes son las ondas magneto acústicas y las ondas de Alfvén.^[41]​ Las ondas magnetoacústicas son ondas sonoras que han sido modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio de frecuencia ultrabaja que han sido modificadas por interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas pueden ser lanzadas por la turbulencia de granulación y súper granulación en la fotosfera solar, y ambos tipos de ondas pueden transportar energía a cierta distancia a través de la atmósfera solar antes de convertirse en ondas de choque que disipan su energía en forma de calor.

Un problema con el calentamiento por olas es la entrega del calor al lugar apropiado. Las ondas magneto-acústicas no pueden transportar suficiente energía hacia arriba a través de la cromosfera hasta la corona, tanto por la baja presión presente en la cromosfera como porque tienden a reflejarse de regreso a la fotosfera. Las ondas de Alfvén pueden transportar suficiente energía, pero no disipan esa energía lo suficientemente rápido una vez que ingresan a la corona. Las ondas en plasmas son notoriamente difíciles de entender y describir analíticamente, pero las simulaciones por computadora, realizadas por Thomas Bogdan y sus colegas en 2003, parecen mostrar que las ondas de Alfvén pueden transmutarse en otros modos de onda en la base de la corona, proporcionando una vía que puede transportar grandes cantidades de energía desde la fotosfera a través de la cromosfera y la región de transición y finalmente a la corona, donde se disipa en forma de calor.

Otro problema con el calentamiento de las olas ha sido la ausencia total, hasta finales de la década de 1990, de cualquier evidencia directa de propagación de ondas a través de la corona solar. La primera observación directa de ondas que se propagan hacia y a través de la corona solar se realizó en 1997 con el Observatorio Solar y Heliosférico, la primera plataforma capaz de observar el Sol en el ultravioleta extremo (EUV) durante largos períodos de tiempo con fotometría estable. Esas fueron ondas magneto-acústicas con una frecuencia de aproximadamente 1 milihercio (MHz, correspondiente a un período de onda de 1000 segundos), que transportan solo alrededor del 10% de la energía requerida para calentar la corona. Existen muchas observaciones de fenómenos ondulatorios localizados, como las ondas de Alfvén lanzadas por erupciones solares, pero esos eventos son transitorios y no pueden explicar el calor coronal uniforme.

Todavía no se sabe exactamente cuánta energía de las olas está disponible para calentar la corona. Los resultados publicados en 2004 utilizando datos de la nave espacial TRACE parecen indicar que hay ondas en la atmósfera solar a frecuencias de hasta 100 MHz(período de 10 segundos). Las mediciones de la temperatura de diferentes iones en el viento solar con el instrumento UVCS a bordo del SOHO proporcionan una fuerte evidencia indirecta de que hay ondas a frecuencias de hasta 200 Hz, dentro del rango del oído humano. Estas ondas son muy difíciles de detectar en circunstancias normales, pero la evidencia recopilada durante los eclipses solares por equipos del Williams College sugiere la presencia de tales ondas en el rango de 1 a 10 Hz.

Recientemente, se han encontrado movimientos alfvénicos en la atmósfera solar inferior^[42]​^[43]​ y también en el Sol silencioso, en agujeros coronales y en regiones activas utilizando observaciones con AIA a bordo del Observatorio de Dinámica Solar.^[44]​ Estas oscilaciones alfvénicas tienen una potencia significativa y parecen estar conectadas a las oscilaciones alfvénicas cromosféricas reportadas previamente con la nave espacial Hinode.^[45]​

Las observaciones del viento solar con la nave espacial Wind han mostrado recientemente evidencia que respalda las teorías de la disipación Alfvén-ciclotrón, lo que lleva al calentamiento local de iones.^[46]​

La teoría de la reconexión magnética se basa en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar.^[47]​ Las corrientes luego colapsan repentinamente, liberando energía en forma de calor y energía undimotriz en la corona. Este proceso se denomina "reconexión" debido a la forma peculiar en que se comportan los campos magnéticos en el plasma (o en cualquier fluido eléctricamente conductor como el mercurio o el agua de mar). En un plasma, las líneas de campo magnético normalmente están vinculadas a piezas individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético sigue siendo la misma: si un polo magnético norte y sur en particular están conectados por una sola línea de campo, incluso si el plasma se agita o si los imanes se mueven, esa línea de campo continuará conectando esos polos particulares. La conexión se mantiene mediante corrientes eléctricas que se inducen en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden colapsar, permitiendo que el campo magnético se "reconecte" a otros polos magnéticos y libere calor y energía undimotriz en el proceso.

Se plantea la hipótesis de que la reconexión magnética es el mecanismo detrás de las erupciones solares, las explosiones más grandes del Sistema Solar. Además, la superficie del Sol está cubierta con millones de pequeñas regiones magnetizadas de 50 a 1000 km de ancho. Estos pequeños polos magnéticos son sacudidos y batidos por la granulación constante. El campo magnético en la corona solar debe someterse a una reconexión casi constante para que coincida con el movimiento de esta "alfombra magnética", por lo que la energía liberada por la reconexión es un candidato natural para el calor coronal, tal vez como una serie de "micro llamaradas" que individualmente proporcionan muy poca energía pero juntas representan la energía requerida.

La idea de que las nano erupciones podrían calentar la corona fue propuesta por Eugene Parker en la década de 1980, pero aún es controvertida. En particular, los telescopios ultravioleta como TRACE y SOHO / EIT pueden observar micro llamaradas individuales como pequeños brillos en luz ultravioleta extrema,^[48]​ pero parece haber muy pocos de estos pequeños eventos para explicar la energía liberada en la corona. La energía adicional no contabilizada podría estar compuesta por energía undimotriz o por reconexión magnética gradual que libera energía de manera más suave que las micro llamaradas y, por lo tanto, no aparece bien en los datos de RASTREO. Las variaciones en la hipótesis de las micro llamaradas utilizan otros mecanismos para estresar el campo magnético o liberar la energía, y son objeto de una investigación activa en 2005.

Durante décadas, los investigadores creyeron que las espículas podían enviar calor a la corona. Sin embargo, tras una investigación observacional en la década de 1980, se descubrió que el plasma de la espícula no alcanzaba las temperaturas coronales, por lo que se descartó la teoría.

Según estudios realizados en 2010 en el Centro Nacional de Investigación Atmosférica de Colorado, en colaboración con el Laboratorio Solar y Astrofísica de Lockheed Martin (LMSAL) y el Instituto de Astrofísica Teórica de la Universidad de Oslo, una nueva clase de espículas (TIPO II) descubiertas en 2007, que viajan más rápido (hasta 100 km/s) y tienen una vida útil más corta, pueden explicar el problema.^[49]​ Estos chorros insertan plasma calentado en la atmósfera exterior del Sol.

El Conjunto de Imágenes Atmosféricas en el Observatorio de Dinámica Solar de la NASA y el Paquete de Plano Focal de la NASA para el Telescopio Óptico Solar en el satélite japonés Hinode se utilizaron para probar esta hipótesis. Las altas resoluciones espaciales y temporales de los instrumentos más nuevos revelan este suministro de masa coronal.

Según un análisis realizado en 2011 por de Pontieu y sus colegas, estas observaciones revelan una conexión uno a uno entre el plasma que se calienta a millones de grados y las espículas que insertan este plasma en la corona.^[50]​

En el caso del Sol, la corona es visible durante los eclipses solares totales, cuando el disco solar queda oculto por la Luna. En estos momentos, aparece como un halo blanco brillante alrededor del Sol.^[6]​

Para otras estrellas, la corona se detecta indirectamente mediante observaciones en rayos X o ultravioleta extremo. Los telescopios espaciales, como el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) o el Telescopio Espacial Chandra, han sido fundamentales para estudiar este fenómeno.^[10]​

La corona desempeña un papel crucial en la generación del viento estelar, un flujo continuo de partículas cargadas que se desprenden de la estrella hacia el espacio interplanetario. En el caso del Sol, este fenómeno da lugar al viento solar, que interactúa con los campos magnéticos planetarios y puede afectar a las telecomunicaciones y satélites terrestres.^[6]​

Además, las características de la corona permiten a los astrónomos estudiar los campos magnéticos estelares y comprender mejor los ciclos de actividad estelar.

• Corona solar
• Viento solar
• Fotosfera
• Cromosfera
• Geocorona
• Supernova

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• Problema de calentamiento coronal en los Informes de Innovación
• NASA / GSFC descripción del problema del calentamiento coronal
• Preguntas frecuentes sobre el calentamiento coronal
• Observatorio Solar y Heliosférico, que incluye imágenes casi en tiempo real de la corona solar
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• Explicación animada del núcleo del Sol Archivado el 16/11/2015 en Wayback Machine (Universidad de Gales del Sur)
• Las olas de Alfvén pueden calentar la corona del Sol
• Región de Interfaz Solar-Bart de Pontieu (Charlas SETI) Video