La cromosfera si fonde gradualmente con la corona, lo strato piú esterno e piú rarefatto della atmosfera solare. La corona é l´alone di luce bianca che appare attorno al Sole nelle occasioni delle eclissi totali, perché anche se ha una brillantezza equivalente a quello della luna piena, lei resta oscurata quando la fotosfera é visibile. In questo esteso strato atmosferico possiamo distinguere la corona interna che si estende fino a circa 2 raggi solari oltre il bordo solare, e la corona esterna che si estende oltre la prima.

Lo studio della radiazione emessa dalla corona in tutte le specie delle radiazioni elettromagnetiche, permette di mostrare che la sua temperatura é molto piú elevata della cromosfera: é dell´ordine del milione di gradi. La temperatura passa brutalmente da 20 mila a 500 mila Kelvins in una zona di tansizione il cui spessore é inferiore ai 1000 Km e culmina con 1,5 milioni di gradi K nella corona interna e si mantiene nel milione di gradi nella corona esterna. Questa temperatura elevata é responsabile dell’ estensione della corona fino ad una decina di raggi solari e ha origine dallo stesso processo fisico che riscalda la cromosfera: trasporto di energia per correnti elettriche indotte da campi magnetici variabili.

La densitá del gas solare, che nella fotosfera dimuiva con l´altitudine, nella corona diminuisce lentamente. Conseguentemente la densitá media che é attorno ai 10⁸ atomi/cm³ a una distanza di 4 raggi solari oltre il bordo.
Come é facile indovinare le differenze di brillantezza delle diverse strutture osservate nella corona, densitá e temperatura presentano grandi deviazioni in relazione ai loro valori medi. Cosí, nelle condensazioni coronali, osservate come regioni piú brillanti in tutti le gamme d´onda, la densitá puó arrivare a 10¹⁰ atomi/cm³ e la temperatura ultrapassare i 3 milioni di Kelvin.

Questa enorme temperatura, assieme alla densitá molto debole, spiega le strane proprietá della corona. La corona ha circa la stessa composizione chimica della fotosfera, peró gli atomi si trovano fortemente ionizzati. A misura che la temperatura si alza nella zona di transizione, questi atomi perdono progressivamente i propri elettroni, diventando molti di loro ridotti al nucleo come é il caso dell´idrogeno e dell´elio.

La corona, lungi dall´essere un involucro sferico omogeneo, contiene un gran numero di strutture caratteristiche, molto variate. Le strutture piú spettacolari sono i grandi getti di gas, che presentano una base a forma di bolla arrotondata, che dopo si stringono in una estesa porta in direzione a 3 o 4 raggi solari, per dopo allungarsi sotto forma di una coda radiale fino ad una dozzina di raggi solari. Nella coda, la materia coronale si allontana dal Sole con una velocitá di espansione supersonica. Altre proiezioni di massa, piú modeste, posseggono appena la base a forma di bolla che culmina a 2 o 3 raggi solari. Queste eiezioni di gas chiamate anche FLARES, le prime e PROMINEZE le seconde, hanno un tempo di vita distinta: alcuni mesi nel caso delle prominenze e alcune settimane nel caso dei flares. Queste eiezioni avvengono quando una quantitá significativa di plasma piú freddo o gas ionizzato scappa dai campi magnetici solari deboli, normalmente chiusi e confinati e sono espulsi verso lo spazio interplanetario o eliosfera. Eruzioni di questo genere possono produrre gravi problemi nell´ambiente piú prossimi alla Terra, colpendo le telecomunicazioni, sistemi di navigazione e anche i sistemi di distribuzione elettrica. Quando osservate contro il disco solare, le prominenze appaioni come macchie piú scure, passandosi a chiamare FILAMENTI.

Altre strutture caratteristiche, le piume, sembrano uscire radialmente dalle regioni polari e disegnare le linee di forza di una barra magnetizzata. Di fatto, getti e piume riproducono molto fedelmente la configurazione del campo magnetico coronale.

Tale come la corona esterna, la corona interna appare alla stessa maniera molto etorogenea. Il campo magnetico riesce, a sua volta, sorreggere per lunghi periodi il gas, dando origine ad archi che si alzano fino a 100.000 Km sopra i bordi.

In generale, l´evoluzione delle forme coronali segue lo sviluppo dei campi magnetici attraverso il ciclo solare ed é associata alla attivitá solare. Le immagini, principalmente quelle a raggi X, rivelano anche la presenza di cavitá oscure da dove non esce nessuna luce e a cui si dá il nome di BUCHI CORONALI (CH). In queste si distinguono vari punti brillanti (circa un centinaio) isolati, il cui tempo di vita é di alcune ore.

Dalla corona esce il vento solare, un flusso continuo di particelle emesse a partire dalla corona a velocitá supersóniche. Queste particelle attraversano tutto il sistema solare in tutte le direzioni arrivando fino agli spazi interstellari. È possibile non solo osservare la emissione di questo vento dal Sole, ma anche il suo effetto in tutto il sistema solare, dovuto alla maniera di come interagisce con i pianeti, comete e asteroidi.

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