ในฟิสิกส์ดวง อาทิตย์ ห่วงโคโรนาเป็นโครงสร้างโค้งที่ไม่ชัดเจนในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ซึ่งประกอบด้วยพลาสมา ที่มีความหนาแน่นค่อนข้างสูง ถูกกักขังและแยกออกจากตัวกลางโดยรอบด้วยท่อฟลักซ์แม่เหล็ก ห่วงโคโรนาเริ่มต้นและสิ้นสุดที่จุดสองจุดบนโฟโตสเฟียร์และยื่นเข้าไปในบริเวณเปลี่ยนผ่านและโคโรนา ส่วนล่าง โดยทั่วไปจะก่อตัวและสลายไปในช่วงเวลาไม่กี่วินาทีถึงหลายวัน^{[ 1 ]}และอาจมีความยาวตั้งแต่ 1 ถึง 1,000 เมกะเมตร (621 ถึง 621,000 ไมล์) ^{[ 2 ]}

ห่วงโคโรนาส่วน ใหญ่ มักเกี่ยวข้องกับสนามแม่เหล็ก แรงสูง ที่อยู่ในบริเวณที่มีกิจกรรมสูงและจุดบนดวงอาทิตย์จำนวนของห่วงโคโรนาจะแตกต่างกันไปตามวัฏจักรสุริยะ 11 ปี

เนื่องจากกระบวนการทางธรรมชาติที่เรียกว่าไดนาโมสุริยะซึ่งขับเคลื่อนด้วยความร้อนที่เกิดขึ้นในแกนกลางของดวงอาทิตย์ การเคลื่อนที่ แบบพาความร้อนของพลาสมา ที่มีคุณสมบัติ เป็นตัวนำไฟฟ้า ซึ่ง ประกอบขึ้นเป็นดวงอาทิตย์ ทำให้ เกิด กระแสไฟฟ้าซึ่งในทางกลับกันก็สร้างสนามแม่เหล็ก ที่ทรงพลัง ภายในดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กเหล่านี้อยู่ในรูปของวงปิดของฟลักซ์แม่เหล็กซึ่งบิดและพันกันโดยการหมุนที่แตกต่างกันของดวงอาทิตย์ (อัตราการหมุนที่แตกต่างกันของพลาสมาที่ละติจูดต่างๆ ของทรงกลมดวงอาทิตย์) วงโคโรนาเกิดขึ้นเมื่อส่วนโค้งของสนามแม่เหล็กฉายผ่านพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ หรือโฟโตสเฟียร์เข้าไปในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์

ภายในวงโคโรนา เส้นทางการเคลื่อนที่ของ อนุภาค ที่มีประจุไฟฟ้าซึ่งประกอบเป็นพลาสมา— อิเล็กตรอนและไอออน —จะถูกแรงลอเรนซ์ ดัดงออย่างรุนแรง เมื่อเคลื่อนที่ขวางสนามแม่เหล็กของวงโคโรนา ส่งผลให้พวกมันสามารถเคลื่อนที่ได้อย่างอิสระเฉพาะขนานกับเส้นสนามแม่เหล็กเท่านั้น โดยมีแนวโน้มที่จะหมุนวนรอบเส้นเหล่านี้ ดังนั้น พลาสมาภายในวงโคโรนาจึงไม่สามารถหลุดออกไปด้านข้างของวงโคโรนาได้ และสามารถไหลไปตามความยาวของวงโคโรนาเท่านั้น นี่คือสิ่งที่เรียกว่าสภาวะหยุดนิ่ง ของ พลศาสตร์แม่เหล็กไฟฟ้าในอุดมคติ^{[ 3 ]}

ปฏิสัมพันธ์อันรุนแรงระหว่างสนามแม่เหล็กกับพลาสมาหนาแน่นบนและใต้พื้นผิวของดวงอาทิตย์มีแนวโน้มที่จะผูกเส้นสนามแม่เหล็กเข้ากับการเคลื่อนที่ของพลาสมาของดวงอาทิตย์ ดังนั้นจุดปลาย ทั้งสอง (ตำแหน่งที่ห่วงสนามแม่เหล็กเข้าสู่ชั้นโฟโตสเฟียร์) จึงยึดติดอยู่และหมุนไปพร้อมกับพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ภายในจุดปลายแต่ละจุด ฟลักซ์แม่เหล็กที่รุนแรงมีแนวโน้มที่จะยับยั้งกระแสการพาความร้อนซึ่งนำพาพลาสมาร้อนจากภายในดวงอาทิตย์ไปยังพื้นผิว ดังนั้น จุดปลายจึงมัก (แต่ไม่เสมอไป) เย็นกว่าชั้นโฟโตสเฟียร์โดยรอบ สิ่งเหล่านี้ปรากฏเป็นจุดมืดบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ซึ่งเรียกว่าจุดดวงอาทิตย์ดังนั้น จุดดวงอาทิตย์มักเกิดขึ้นใต้ห่วงโคโรนา และมักมาเป็นคู่ที่มีขั้วแม่เหล็ก ตรงข้ามกัน จุดที่ห่วงสนามแม่เหล็กโผลออกมาจากชั้นโฟโตสเฟียร์คือขั้วแม่เหล็ก เหนือ และอีกจุดหนึ่งที่ห่วงเข้าสู่พื้นผิวอีกครั้งคือขั้วแม่เหล็กใต้

ห่วงโคโรนาเกิดขึ้นได้ในขนาดที่หลากหลาย ตั้งแต่ขนาดที่สังเกตได้น้อยที่สุด (< 100 กม.) ไปจนถึง 10,000 กม. ปัจจุบันยังไม่มีทฤษฎีที่ยอมรับกันเกี่ยวกับสิ่งที่กำหนดขอบของห่วง ซึ่งฝังอยู่ในโคโรนาทั่วไปที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง ห่วงโคโรนามีอุณหภูมิที่หลากหลายตลอดความยาว ห่วงที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า 1  เมกะเคลวิน  (MK) โดยทั่วไปเรียกว่าห่วงเย็น ห่วงที่มีอุณหภูมิประมาณ 1 MK เรียกว่าห่วงอุ่น และห่วงที่มีอุณหภูมิสูงกว่า 1 MK เรียกว่าห่วงร้อน แน่นอนว่าห่วงประเภทต่างๆ เหล่านี้จะแผ่รังสีที่ความยาวคลื่นต่างกัน^{[ 4 ]}

ปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องอีกอย่างหนึ่งคือท่อฟลักซ์ เปิด ซึ่งสนามแม่เหล็กแผ่ขยายจากพื้นผิวไปไกลถึงโคโรนาและเฮลิโอสเฟียร์ สิ่งเหล่านี้เป็นแหล่งกำเนิดของสนามแม่เหล็กขนาดใหญ่ของดวงอาทิตย์ ( แมกนีโตสเฟียร์ ) และลมสุริยะ

ห่วงโคโรนาปรากฏให้เห็นทั้งใน บริเวณ ที่มีกิจกรรมและบริเวณที่สงบของพื้นผิวดวงอาทิตย์ บริเวณที่มีกิจกรรมบนพื้นผิวดวงอาทิตย์กินพื้นที่เล็กน้อยแต่ก่อให้เกิดกิจกรรมส่วนใหญ่และมักเป็นแหล่งกำเนิดของเปลวสุริยะและการปลดปล่อยมวลโคโรนาเนื่องจากสนามแม่เหล็กที่รุนแรง บริเวณที่มีกิจกรรมสามารถผลิตพลังงานความร้อนโคโรนาทั้งหมดได้ประมาณ 80% ^{[ 5 ] [ 6 ]}

ภารกิจสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์หลายภารกิจได้สังเกตเห็นการไหลของพลาสมาที่รุนแรงและกระบวนการไดนามิกสูงในลูปโคโรนา ตัวอย่างเช่น การสังเกตการณ์ของ SUMER ชี้ให้เห็นถึงความเร็วการไหล 5–16 กม./วินาทีในจานดวงอาทิตย์ และการสังเกตการณ์ร่วม SUMER/TRACE อื่นๆ ตรวจพบการไหลที่ 15–40 กม./วินาที^{[ 7 ] [ 8 ]}ความเร็วพลาสมาที่สูงมาก (ในช่วง 40–60 กม./วินาที) ได้รับการตรวจพบโดย Flat Crystal Spectrometer (FCS) บนยาน Solar Maximum Mission

แม้ว่าจะมีความก้าวหน้าจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินและ การสังเกตการณ์ โคโรนาในช่วงสุริยุปราคา แต่การสังเกตการณ์จากอวกาศก็กลายเป็นสิ่งจำเป็นเพื่อหลีกเลี่ยงผลกระทบจากการบดบังของชั้นบรรยากาศโลก ภารกิจจรวด เช่น เที่ยวบิน Aerobeeและจรวด Skylarkประสบความสำเร็จในการวัดรังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (EUV) และรังสีเอ็กซ์จากดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม ภารกิจจรวดเหล่านี้มีข้อจำกัดในด้านอายุการใช้งานและน้ำหนักบรรทุก ต่อมา ดาวเทียม เช่น ชุด Orbiting Solar Observatory (OSO-1 ถึง OSO-8), SkylabและSolar Maximum Mission (หอดูดาวแห่งแรกที่ใช้งานได้เกือบตลอดวัฏจักรสุริยะ : ตั้งแต่ปี 1980 ถึง 1989) สามารถรวบรวมข้อมูลได้มากขึ้นในขอบเขตการปล่อยรังสีที่กว้างขึ้นมาก^{[ 9 ] [ 10 ]}

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2534 ยานอวกาศสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์โยโคห์ถูกปล่อยจากศูนย์อวกาศคาโกชิมะในช่วงเวลา 10 ปีของการปฏิบัติงาน ยานดังกล่าวได้ปฏิวัติการสังเกตการณ์รังสีเอ็กซ์ โยโคห์บรรทุกเครื่องมือสี่ชิ้น โดยเครื่องมือ SXT ที่น่าสนใจเป็นพิเศษคือเครื่องมือที่ใช้สังเกตการณ์ลูปโคโรนาที่ปล่อยรังสีเอ็กซ์ เครื่องมือนี้สังเกตการณ์รังสีเอ็กซ์ในช่วง 0.25–4.0  keVโดยสามารถแยกแยะลักษณะของดวงอาทิตย์ได้ถึง 2.5 อาร์คเซคอนด์ด้วยความละเอียดเชิงเวลา 0.5–2 วินาที SXT มีความไวต่อพลาสมาในช่วงอุณหภูมิ 2–4 MK ทำให้ข้อมูลของมันเหมาะสำหรับการเปรียบเทียบกับข้อมูลที่รวบรวมในภายหลังโดย TRACE ของลูปโคโรนาที่แผ่รังสีในช่วงความยาวคลื่นอัลตราไวโอเลตพิเศษ (EUV) ^{[ 11 ]}

ความก้าวหน้าครั้งสำคัญถัดไปในฟิสิกส์ดวงอาทิตย์เกิดขึ้นในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2538 ด้วยการปล่อยกล้องโทรทรรศน์อวกาศโซลาร์และเฮลิโอสเฟียร์ (SOHO) จากสถานีฐานทัพอากาศเคปคานาเวรัลเดิมที SOHO มีอายุการใช้งานสองปี แต่ภารกิจได้รับการขยายออกไปจนถึงเดือนมีนาคม พ.ศ. 2550 เนื่องจากความสำเร็จอย่างล้นหลาม ทำให้ SOHO สามารถสังเกตการณ์วัฏจักรสุริยะครบ 11 ปีได้ SOHO มีเครื่องมือ 12 ชิ้นอยู่บนยาน ซึ่งทั้งหมดใช้ในการศึกษาบริเวณรอยต่อและโคโรนา โดยเฉพาะอย่างยิ่ง กล้องโทรทรรศน์ถ่ายภาพรังสีอัลตราไวโอเลตแบบสุดขั้ว (EIT) ถูกนำมาใช้อย่างกว้างขวางในการสังเกตการณ์ห่วงโคโรนา EIT ถ่ายภาพบริเวณรอยต่อไปจนถึงโคโรนาชั้นในโดยใช้แถบความถี่สี่แถบได้แก่ 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV และ 304 Å HeII ซึ่งแต่ละแถบความถี่สอดคล้องกับอุณหภูมิ EUV ที่แตกต่างกัน เพื่อสำรวจเครือข่ายโครโมสเฟียร์ไปจนถึงโคโรนาชั้นล่าง

ในเดือนเมษายน ปี 1998 ยานสำรวจTransition Region and Coronal Explorer (TRACE) ถูกปล่อยจากฐานทัพอากาศแวนเดนเบิร์กการสังเกตการณ์บริเวณรอยต่อและโคโรนาส่วนล่างของ TRACE ซึ่งทำร่วมกับ SOHO ทำให้ได้มุมมองที่ไม่เคยมีมาก่อนเกี่ยวกับสภาพแวดล้อมของดวงอาทิตย์ในช่วงระยะเพิ่มขึ้นของวัฏจักรสุริยะ ซึ่งเป็นช่วงที่มีกิจกรรมสูงในวัฏจักรสุริยะ เนื่องจากความละเอียดเชิงพื้นที่สูง (1 อาร์คเซคอนด์) และความละเอียดเชิงเวลาสูง (1–5 วินาที) TRACE จึงสามารถบันทึกภาพโครงสร้างโคโรนาที่มีรายละเอียดสูงของดวงอาทิตย์ได้ ในขณะที่ SOHO ให้ภาพรวม (ความละเอียดต่ำกว่า) ของดวงอาทิตย์ โครงการนี้แสดงให้เห็นถึงความสามารถของหอดูดาวในการติดตามวิวัฒนาการของห่วงโคโรนาที่อยู่ในสภาวะคงที่ (หรือ ' สงบ ') TRACE ใช้ตัวกรองที่ไวต่อรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าหลายประเภท โดยเฉพาะอย่างยิ่ง แถบความถี่ 171 Å, 195 Å และ 284 Å นั้นไวต่อรังสีที่ปล่อยออกมาจากห่วงโคโรนาที่สงบ

• หนามแสงอาทิตย์
• เปลวสุริยะ
• รูโคโรนา

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับวงแหวนโคโรนารี (Coronal loop )

• หน้าหลักของ TRACE
• หอดูดาวสุริยะและเฮลิโอสเฟียร์ รวมถึงภาพโคโรนาของดวงอาทิตย์แบบเรียลไทม์
• ปัญหาความร้อนโคโรนาที่ Innovation Reports
• คำอธิบายของ NASA/GSFC เกี่ยวกับปัญหาความร้อนในชั้นโคโรนา
• คำถามที่พบบ่อยเกี่ยวกับการให้ความร้อนแก่โคโรนา
• คำอธิบายแบบแอนิเมชั่นเกี่ยวกับลูปโคโรนาและบทบาทของมันในการสร้างปรากฏการณ์โปรมิเนนซ์เก็บถาวรเมื่อวันที่ 16 พฤศจิกายน 2015 ที่Wayback Machine (มหาวิทยาลัยเซาท์เวลส์)