コロナ
光球と同じくフラウンホーファー線を持つ成分。Fは、Fraunhoferに由来する。Fコロナからの光は、黄道面に浮遊するダストの熱放射や太陽光の散乱光で、黄道光の太陽側への延長成分とされる。Kコロナに比べると距離が離れても輝度がゆっくりと減少するため、太陽中心から太陽半径の3倍くらい離れた距離になるとこの成分が主となる。Kコロナ、Eコロナと異なり、高温に加熱されているわけではないため、本来「黄道光」と呼ぶべきものであるが、慣習的にFコロナと呼ばれている。
太陽コロナは、太陽表面の有効温度よりもはるかに高温である。光球の平均温度が約5,800 Kであるのに対し、コロナは100万 - 300万 Kである。しかしながら、コロナの密度は光球の10倍程度と非常に希薄なため、可視光での光度は光球の約100万分の1しかない。コロナは、比較的薄い彩層によって光球から切り離されている。コロナがどのようにして加熱されるのかはまだ議論の余地があるが、太陽コロナ中の磁場によって起こる微小なフレアによって加熱されるとする「ナノフレア説」と、プラズマ中を磁力線に沿って伝播するアルヴェーン波によって太陽表面のエネルギーが上空に伝えられているとする「波動加熱説」が有力視されている。
コロナ (ラテン語: corona) 、または太陽コロナ(たいようコロナ、solar corona)は、太陽の外層大気の最も外側にある、100万ケルビン (K) を超える希薄なガスの層である。corona はラテン語で「冠」を意味する言葉で、古代ギリシア語でガーランド(英語版)やリースを意味する κορώνη に由来する。
普段は光球や彩層からの光が強いため見ることができないが、皆既日食の際には肉眼で見ることができる。コロナグラフという観測機器を使えば、常時観測することができる。ただし、コロナは100万 K以上の温度であるため、可視光よりX線での放射の方が強い。地球の大気がX線を吸収してしまうため、コロナの観測には宇宙空間の方が適している。
主な成分は水素原子が原子核と電子とに分解されたプラズマである。6,000K程度の光球から遠く離れたコロナが100万Kを超える温度まで加熱される機構(コロナ加熱)には不明な点が残っており、「コロナ加熱問題」と呼ばれている。
また、ループの両方のフットポイントから対称的な流れが発生し、ループ構造に質量が蓄積されることもある。この領域では、プラズマは熱的不安定性のため急速に冷えることがあるため、周囲のコロナに比べて低温のプラズマ塊が太陽面ではダークフィラメントとして、あるいは太陽周縁部ではプロミネンスとしてはっきりと見えることがある。
コロナループの寿命は、数秒、数分、数時間、数日のオーダーである。ループのエネルギー源と吸収源のバランスが取れている場合、コロナループは長時間続くことがあり、定常状態または静止状態のコロナループとして知られている。
コロナループは、現在のコロナ加熱問題を理解する上で大変重要である。コロナループは、非常に放射性の高いプラズマの発生源であるため、日本のようこうやひので、アメリカのTRACEのような観測装置で容易に観測することができる。しかし、コロナ加熱問題を説明するためには遠くから構造を観測するだけでは不十分であり、コロナのある現場での観測が必要となる。NASAのパーカー・ソーラー・プローブは、太陽に非常に近いところまで接近し、より直接的な観測を行う。
コロナホールも含め、活動領域以外の静かで磁場の弱い領域を静穏領域と呼ぶ。
赤道域は極域よりも自転速度が速い。太陽の差動自転の結果、活動領域は常に赤道に平行な2つのバンドで発生し、活動極大期にはその延長が増加するが、最小期にはほとんど消滅する。したがって、静穏領域は常に赤道帯と一致しており、極大期にはその表面はあまり活発ではない。極小期に近づくと、静穏領域は太陽円盤全体を覆うまで広がる。