Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l'atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de " chauffage " de la couronne est encore à l'heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire.

Courbe de variation de la température " électronique " en fonction de l'altitude — remarquer la brusque remontée de température au niveau de la zone de transition — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

La couronne est la couche la plus externe de l'atmosphère solaire et est un " plasma ", gaz complètement ionisé. Le gaz chaud de la région de transition puis de la couronne émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites. La région de transition est ainsi observée par l'expérience EIT de SOHO dans différentes raies UV produites par des atomes portés à différentes températures. Quant à la couronne, elle est observée de façon régulière en rayons X par le satellite japonais YOHKOH.

Le plasma de l'atmosphère solaire est un émetteur naturel d'ondes radioélectriques allant des longueurs d'onde centimétriques (fréquence  10 GHz) aux longueurs d'onde métriques (fréquence  160 MHz).

Dans les longueurs d'onde radioélectriques et X/UV, la couronne est observable en permanence.

Meudon K3p 393,3 nm	SOHO/EIT EUV 30,4 nm	SOHO/EIT EUV 17,1 nm	SOHO/EIT EUV 19,5 nm
SOHO/EIT EUV 28,4 nm	YOHKOH Rayons X mous	Nançay Radio 327 MHz	Nançay Radio 164 MHz
Exploration des différentes couches de la couronne solaire par le choix du domaine spectral — toutes les observations ont eu lieu le 16 mai 1999 (sauf YOHKOH le 19 février 1999) — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH (1, 7 & 8), SOHO/EIT (2, 3, 4 & 5) et YOHKOH (6)

En lumière visible – et en dehors de certaines raies d'émission particulières produites par des atomes portés à haute température (> 1 000 000 K) – la couronne n'apparaît que si la Lune (lors d'une éclipse totale) ou un dispositif instrumental occulte la lumière du disque de la photosphère. Ce dispositif instrumental est le coronographe, instrument inventé par Bernard Lyot en 1930. De nombreux coronographes ont été installés depuis dans des observatoires au sol, mais aussi à bord de satellites (par exemple les coronographes LASCO à bord de SOHO).

Zone de transition	Couronne interne	Couronne externe
Eclipse totale de Soleil du 26 février 1998 observée en Guadeloupe en période de minimum d'activité solaire — la modification apparente de l'extension de la couronne résulte du choix de l'exposition compte tenu du très fort gradient de luminosité (facteur de 1 à 2000 entre cliché de gauche et de droite) — © Daniel Crussaire — Adagio — Société Astronomique de France — Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

SOHO/LASCO-C2	SOHO/LASCO-C3
La couronne externe vue de l'espace par le coronographe LASCO embarqué à bord du satellite SOHO positionné au point de Lagrange le 16 mai 1999 (même jour que les observations SOHO/EIT ci-dessus) — le cercle blanc représente l'emplacement du disque solaire masqué par un dispositif — © SOHO/LASCO

Le champ magnétique solaire donne naissance à une grande variété de structures dans la couronne telles que :

• des grands jets visibles en lumière blanche jusqu'à plusieurs dizaines de rayons solaires par les coronographes,

• des boucles visibles essentiellement en rayons X/UV confinant un gaz chaud et dense (et donc plus brillant en X/UV et en radio) et situées au-dessus des régions actives,

• des trous coronaux (régions sombres dans les images en X/UV et en radio) non visibles au niveau de la chromosphère. Ces régions plus froides que la couronne moyenne correspondent à des régions où le champ magnétique est ouvert sur le milieu interplanétaire, ce qui facilite l'échappement de la matière et de la chaleur.

L'aspect de la couronne est variable en fonction du cycle d'activité solaire. Près du minimum d'activité, peu de régions actives sont observées, mais on note la présence de trous coronaux polaires ou équatoriaux assez étendus.

Trous coronaux en relation avec le cycle d'activité solaire © SOHO/EIT & Observatoire de Paris — DASOP/LPSH