* 태양대기의 가장 바깥층을 구성하고 있는 부분.

개기일식(皆旣日蝕) 때 태양의 광구(光球)가 달에 가려졌을 때 그 둘레에서 태양반지름의 몇 배나 되는 구역에 걸쳐 희게 빛나는 부분을 말한다. 그 밝기는 가장밝은 곳이 태양광구의 100만분의 1 정도, 즉 보름달 정도의 밝기에 지나지 않는다. 일식 때 외에도 코로나그래프(coronagraph)라는 특수망원경으로 관측할 수 있지만, 이는 안쪽의 밝은 부분에 한정된다.

코로나의 모양은 일정하지 않아 흑점(黑點)의 극대기(極大期)에는 매우 크고 밝게나타나고, 극소기에는 작고 태양적도(赤道)의 방향으로 불룩한 모습을 보인다. 코로나는 두 부분으로 이루어져 있다. 바깥쪽은 주로 태양과 지구 사이의 작은 티끌들에 의해 태양광구의 빛이 산란(散亂)되는 것으로, F코로나라 하는데, 진정한 코로나는 아닌 것으로 추정된다. 이에 비해 태양의 영향을 많이 받는 안쪽 부분을 K코로나라 한다.

코로나의 빛을 구성하는 것은 그 속의 자유전자(自由電子)가 태양광구의 빛을 산란해서 만드는 연속스펙트럼과 특유의 방출선스펙트럼이다. 연속스펙트럼이 나타내는 부분의 밝기와 편광(扁光)으로부터 코로나 속의 자유전자분포를 구해보면, 코로나의 안쪽에서는 1 cm3당 108∼109개, 태양표면으로부터 태양의 반지름만큼 떨어진 곳에서는 106개 정도이다. 또한 코로나는주성분이 수소로 된 매우희박한 기체로, 온도가 극히 높기 때문에, 그 속의 자유전자 수는 대략 원자의 수만큼인 것으로 생각된다.

코로나의 스펙트럼에 보이는 20여 개의 방출선은 고도로 이온화[電離]된 철 Fe ·니켈 Ni ·칼슘 Ca 등의 무거운 원자에 의한 것이다. 예를 들면 대표적인 녹색의 방출선(파장 530.3 nm)은 13개의 전자가 떨어진 철이온이 내는 빛이다. 이들 방출선은 전이확률(轉移確率)이 매우 낮아서, 보통 실험실에서는 관측되지 않는 금제선(禁制線)에 속한다. 이것은 코로나가 극단적인 고온과 낮은 밀도 상태에 있음을 실증하는 것이다.

태양광구의 표면온도가 5,000∼6,000 ℃인데도 불구하고, 그 바깥쪽의 코로나가 100만 ℃나 된다는 사실은 이런 방출선의 유래로부터 추정된 것이지만, 이 밖의 많은관측결과도 코로나가 이 정도의 고온이 필요함을 알려주고 있다. 예를 들어, 코로나 내부의 자유전자에 의한 산란광은 태양광구와 같은 스펙트럼 강도분포를 가지면서도 태양스펙트럼 특유의 흡수선(吸收線)을 나타내지 않고, 극히 강한 흡수선에 한해서 그 흔적을 보이고 있다.

그 까닭은 자유전자의 열운동에 의한 ‘도플러효과’ 때문에 흡수선이 메워진 것으로 해석된다. 또 미터파(波)영역에서 태양전파는 순전히 코로나에서 유래한 것으로 생각된다. 그 강도의 최저값은 코로나의 열복사(熱輻射)에 의한 것으로 보이는데, 여기서 계산된 온도도 위의 값과 일치한다. 코로나의 이런 고온에 대해서는 아직 확실하게 해명되지 않고 있으나, 태양표면에서 제트처럼 분출하는 기체가 코로나 속에서 초음속(超音速)이 되어서 저항을 받아 운동에너지가 열에너지로 변하기 때문이라 생각된다.

코로나의 방출선의 강도는 아래쪽의 태양광구면의 활동과 관련이 깊다. 코로나그래프에 의한 상시관측으로 태양 둘레의 방출선의 강도분포를 재어서, 이로부터 태양활동 및 지구상의 관련현상에 대하여 예보하려는 시도가 진행되고 있다. 한편, 엷은 구름이 있을 때 태양이나 달 둘레에 생기는 광관(光冠)과, 은하계를 둘러싸고 있는 은하무리(halo)를 코로나라 하는 경우도 있다.