The solar corona is the Sun's outer atmosphere, heated by mechanisms like turbulence and waves in the solar wind.La couronne solaire est la couche externe de l'atmosphère solaire, s'étendant sur des millions de kilomètres. Elle est constituée de plasma raréfié (environ 10¹⁵ particules/m³) avec une température de 1 à 3 millions de kelvins, ce qui est nettement plus chaud que la photosphère sous-jacente (environ 5800 K). La couronne émet principalement dans les domaines ultraviolet et X en raison du haut degré d'ionisation des atomes (par exemple, les ions fer Fe IX–Fe XIV). La luminosité de la couronne est un million de fois inférieure à celle du disque solaire, c'est pourquoi on l'observe avec des coronographes ou lors des éclipses. Le problème du chauffage coronal reste central en physique solaire : probablement, les mécanismes de reconnexion magnétique et de chauffage par ondes d'Alfvén jouent un rôle.
Les premières mentions de la couronne apparaissent dans les chroniques de civilisations anciennes décrivant les éclipses solaires. Les observations systématiques ont commencé avec l'invention du télescope. En 1868, Pierre Janssen et Norman Lockyer ont découvert indépendamment l'hélium dans le spectre de la chromosphère. La mystérieuse raie verte à 530,3 nm, observée en 1869, a été identifiée en 1939-1942 comme le rayonnement de Fe XIV, du fer ayant perdu 13 électrons, indiquant une température élevée. Les missions spatiales comme Skylab (années 1970), SOHO, TRACE et le Solar Dynamics Observatory ont révolutionné la compréhension de la couronne, montrant sa dynamique et son lien avec les champs magnétiques.
Le chauffage de la couronne s'explique par deux classes de modèles : le chauffage direct par dissipation de courants (modèles à courant alternatif) et le chauffage par ondes (courant continu). La reconnexion magnétique, décrite par les équations de la magnétohydrodynamique, transforme l'énergie magnétique en énergie thermique et cinétique. La loi de conservation de l'énergie (premier principe de la thermodynamique) dans le plasma tient compte du chauffage, du rayonnement et de la conduction thermique. La couronne perd de l'énergie par rayonnement, conduction thermique vers la chromosphère et accélération du vent solaire. Les équations de Maxwell, combinées aux équations hydrodynamiques, forment la base de la description MHD de la couronne. L'analyse spectrale permet de diagnostiquer la température et la densité.
L'étude de la couronne aide à prévoir les éruptions solaires et les éjections de masse coronale, qui affectent les satellites, les communications et les réseaux électriques sur Terre.
Lors des éclipses solaires, la couronne semble avoir une taille de plusieurs diamètres solaires, mais en réalité elle s'étend bien au-delà de l'orbite terrestre, se transformant progressivement en vent solaire.
