太陽コロナは太陽の大気の最も外側の層であり、色風の端から境界まで伸びています。非常に高温で希薄化された血漿で構成されており、その高温により、主にX線および極端な紫外線（EUV）波長で光を放出します。
太陽コロナの温度は非常に高く、多くの場合、数百万度のケルビンに達します。これは、約5,778ケルビン（摂氏5,505度または華氏9,941度）の温度を持つ光球として知られる太陽の表面に比べてはるかに高温です。
光球は、私たちが見る目に見える光の大部分を放出する太陽の可視表面ですが、コロナの非常に低い密度は、可視波長で観察することを困難にします。したがって、X線、EUV、および電波の波長での観測を含む、多くの場合、太陽コロナを研究するために特殊な望遠鏡と機器が必要です。
太陽の他の部分との比較：
太陽コロナは、太陽の大気の他の層よりもかなり高温です。以下は、さまざまな領域のおおよその温度範囲です。
-Photosphere：4,500〜5,800 K
- 染色体：4,500〜50,000 k
- 遷移領域：50,000〜200,000 k
- ソーラーコロナ：1から数百万k
1つが太陽の表面から離れてより高い大気層に移動すると、さまざまな加熱プロセスにより温度が最初にクロマー圏と遷移領域で上昇します。しかし、コロナの非常に高い温度の背後にある理由は、依然として進行中の研究と科学的調査の主題です。
太陽コロナにそのような高温に達する正確なメカニズムは完全には理解されておらず、科学者はこのトピックを積極的に研究しています。モデルと理論は、磁気再接続、アルフベン波、およびその他の波の現象を含むさまざまな加熱メカニズムを示唆しています。
太陽コロナの温度分布と加熱メカニズムを理解することは、太陽の複雑なダイナミクスを解き、宇宙の気象現象を予測し、一般的な星の行動を研究するために重要です。
