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Zona de transición y Corona
Durante breves momentos de un eclipse solar, si el tamaño angular de la Luna es lo suficientemente grande que tanto la fotósfera y la cromósfera son blequeadas, la corona solar puede ser obervada, como se ve en la figura. Si se remueve la luz fotosférica, el patrón de las lineas espectrales cambia dramáticamente. El espectro pasa de absorción a emisión, y aparece un nuevo grupo de lineas espectrales.
La transición de absorción a emisión está totalmente de acuerdo con las leyes de Kirchhoff, ya que vemos la corona contra la negrura del espacio, no contra el brillo del espectro continuo de la fotósfera que está debajo. Las líneas nuevas surgen debido a que los átomos en la corona están en estados más altos de ionización comparados con los átomos de la fotósfera o cromósfera. Su estructura electrónica interna y por lo tanto su espectro son por lo tanto muy diferentes de los átomos en niveles atmosféricos más bajos.
La causa de que se le quitan tantos electrones es la alta temperatura coronal. Con base en las mediciones hechas durante los eclipses solares totales sobre el grado de ionización observado en los diferentes niveles de la atmósfera solar, la figura muestra como varia la temperatura con la altura por encima de la fotósfera. La temperatura disminuye a un mínimo de 4500 K a una altura de 500 km arriba de la fotósfera, después de la cual incrementa continuamente. Cerca de 1500 km arriba de la fotósfera, en la zona de transición, la temperatura del gas incrementa rápidamente, alcanzando alrededor de un millón de K a una altitud de 10,000 km. Después de eso, en la corona, la temperatura permanece casi constante, aunque SOHO y otros instrumentos en órbita han detectado "puntos calientes" coronales que tienen temperaturas mucho mayores que el valor promedio.Se cree que la causa del incremento tan rápido de temperatura en la zona de transición es la actividad magnética en la superficie solar, tan como las espículas y otros fenómenos más energéticos.
El viento solar es una consecuencia directa de la alta temperatura coronal. Cerca de 10 millones de km sobre la fotósfera, el gas coronal es suficientemente caliente para escapar de la gravedad del Sol, y comienza a fluir hacia el espacio. El Sol está, en efecto, "evaporándose" - constantemente derramando masa a través del viento solar. El viento es un medio extremadamente tenue. Aunque se lleva alrededor de un millón de toneladas de material solar cada segundo, se ha perdido menos del 0.1 por ciento de la masa solar desde que se formó el sistema solar hace 4.6 mil millones de años.