El Sol en rayos X

A diferencia de la fotósfera de 5800 K, que emite más intensamente en la parte visible del espectro electromagnético, el gas coronal de un millon de K radia a mayores frecuencias - principalmente en rayos X. Por esta razón, los telescopios de rayos X se han vuelto herramientas importantes para estudiar la corona solar. En la figura se muestra una secuencia de imagens de rayos X del Sol. La corona completa se extiende más allá de las regiones mostradas, pero la densidad de las partículas coronales que emiten la radiación disminuye rápidamente con la distancia desde el Sol. La itnensidad de la radiación de  rayos X más afuera es demasiado débil para ser vista.

A mediados de los 1970s, los instrumentos a bordo de la estación espacial Skylab de la NASA reveló que el viento solar escapa de a través de ventanas solares llamadas hoyos coronales - regiones vastas de la atmósfera del Sol en donde la densidad es alrededor de una décima de su valor en el resto de la corona. El área oscura que se mueve de izquierda a la derecha en la figura representa este hoyo coronal. Los hoyos coronales pueden ser de cientos de miles de kilómetros. Se ven estructuras de este tamaño solamente una cuantas veces en una década. Los hoyos más pequeños - quizás solo unas decenas de miles de km- son más comunes, y aparecen cada unas cuantas horas.

Como sucede con muchos aspectos de la atmósfera solar, los hoyos coronales están relacionados de manera cercana con el campo magnético solar, las lineas de campo magnético solar van desde la fotósfera hasta el espacio interplanetario. Las partículas cargadas tienden a seguir las lineas de campo, de tal manera que pueden escapar, particularmente de las regiones polares del Sol, de acuerdo a descubrimientos recientes de SOHO. En otras partes de la corona, las lineas de campo magnético se enlazan en el Sol, manteniendo a las partículas cargadas cerca de la superficie inhibiendo el flujo saliente del viento solar. Como resultado, la densidad coronal permanece alta (relativamente).