Слънчева активност

Над хромосферата е разположена област от слънчевата атмосфера с крайно ниска плътност и поради това много трудна за наблюдение. Това е слънчевата корона, която може да се види по време на слънчево затъмнение. Нейният цвят е подобен на слънчевата светлина, т.е. преобладаващо бял. Интензитетът на излъчването на слънчевата корона в бяла светлина, т.нар. “бяла корона”, е 1 милион пъти по-малък от интензитета на излъчването на диска, а нейната яркост е близка до яркостта на пълната Луна. Наблюденията от земната повърхност с помощта на коронограф дават информация за излъчването на бялата корона само на разстояния до няколко слънчеви радиуса, тъй като фонът на небето, т.е. фотосферната светлина, разсеяна в земната атмосфера, преобладава над слабото светене на короната. Короната е сравнително ярка близо до диска, като нейната яркост бързо намалява с височината. Дългите коронални лъчи обаче се простират на големи разстояния от Слънцето.

Това, че короната може да се види само близо до лимба на Слънцето, ограничава силно възможностите за нейното изучаване като пространствено образувание. Освен това, тъй като короналният газ е прозрачен почти за цялото собствено излъчване, поради което не представлява изолирана система, короната не се намира в състояние на термодинамично равновесие.

Видът, формата и структурата на "бялата" корона се променят по време на слънчевиая цикъл. По време на максимум тя съдържа много примки на активни области и стримери навскякъде по лимба на Сънцето, докато по време на минимума доминират короналните дупки около всеки полюс и единични стримери близо до екватора.