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Coroa

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Durante um eclipse, a região coronal aparece como um halo branco que se estende muito além do limbo solar, correspondendo à região mais externa e mais extensa da atmosfera solar.

A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível. 

O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eram conhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio altamente ionizados e não por algum elemento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos várias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois é necessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de graus Kelvin. 

Espectro Óptico 
Na região espectral do visível apresenta-se uma emissão de contínuo resultante do espalhamento por elétrons livres. Devido ao forte alargamento Doppler (causado por elétrons que se movem rapidamente), na região mais próxima do Sol não ocorrem linhas de absorção. Para atingir tais velocidades, os elétrons devem estar a temperaturas muito altas, da ordem de 1 a 2×106 K. 

Nas partes mais externas, sobreposto ao contínuo de espalhamento por elétrons, aparece um espectro de absorção das linhas de Fraunhofer. Essa componente é devida ao espalhamento da luz por partículas de poeira.
O brilho coronal varia em função da atividade solar. Em fases de máximos de manchas solares a coroa é brilhante e uniforme, enquanto que nos períodos de mínimo de manchas solares a coroa se estende mais no equador solar do que nos polos. 

Espectro Rádio 
Além do espectro visível, observa-se também emissão e absorção de radiação rádio gerada pela interação de elétrons livres com átomos ou íons. Nessas interações, chamadas transições livre-livre, o elétron transfere apenas parte de sua energia cinética e continua livre, havendo emissão ou absorção de um fóton de baixa energia. Quanto mais densa a região, maior a probabilidade de interações mais energéticas. Assim, na região coronal mais interna ocorre radiação a comprimentos de onda mais curtos (da ordem de alguns centímetros) e, portanto de maior energia, enquanto que nas regiões mais externas a radiação corresponde a comprimentos de onda maiores que 10 cm, que corresponde a radiação de baixa energia. 

Linhas de Emissão 
A densidade na região coronal é tão baixa, que favorece a ocorrência de linhas proibidas, formadas da transição a partir de níveis metaestáveis. O tempo de vida nesses níveis é muito grande e, para que haja um decaimento para um nível inferior, o tempo de colisão deve ser maior que esse tempo de vida. 

Sobrepostas ao espectro contínuo visível aparecem algumas dessas linhas proibidas, sendo mais fortes a linha verde do Fe XIV (átomo de ferro que perdeu treze elétrons) no comprimento de onda 530,3 nm e a linha vermelha do Fe X em l =637,4 nm. Para ionizar o ferro de nove a treze vezes, é necessário que o gás esteja a elevadas temperaturas, de 1,3 a 2,3x106K. Essas temperaturas ocorrem na coroa solar normalmente nos períodos em que não há atividade, por outro lado, temperaturas mais elevadas ainda podem ser atingidas nas atividades coronais. 

Os elétrons que restaram em átomos altamente ionizados, permanecem fortemente ligados, favorecendo as transições permitidas que requerem altos potenciais de excitação. Os fótons produzidos por essas transições são altamente energéticos formando linhas do ultravioleta, na faixa de 5 a 50 nm, observáveis apenas acima da atmosfera terrestre. 

Finalmente, destaca-se a emissão de raios-X (de baixa energia), produzidos no gás coronal quente. Imagens de raios-X do Sol mostram que a distribuição dessa emissão não é uniforme, apresentando-se "mais escura" no polo superior e abaixo da região mediana. Nessas regiões, chamadas buracos coronais, o gás deve se encontrar a temperaturas e densidades menores que das outras partes da coroa.

Acredita-se que nos buracos coronais as linhas de campo magnético sejam abertas, ao contrário do que se observa freqüentemente ao redor do Sol. As linhas de campo magnético atingem grandes alturas a partir da coroa e depois retornam ao Sol. O gás coronal acompanha essas linhas de campo, formando estruturas com geometria de loops.

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