Dans le domaine visible, le rayonnement de la couronne provient de la diffusion par les électrons et les poussières qu'elle contient de la lumière en provenance des couches plus profondes de l'atmosphère solaire. L'intensité de cette lumière, qui va en diminuant à mesure que l'on s'éloigne du centre du Soleil, est à peu près égale à celle de la pleine Lune. On y distingue, d'abord, en contact avec le Soleil, un anneau très brillant, de 15 à 20° de largeur, puis, autour; une seconde région, encore assez vive, enfin, au-dessus de cette région, l'auréole proprement dite, qui se prolonge à des distances considérables, souvent à plus d'un million et demi de kilomètres. 

La couronne est une structure de forme irrégulière et variable dans le temps, comme ont pu le constater depuis longtemps les astronomes grâce aux éclipses, qui ont tôt fait de lier ces changements à la période des taches solaires. Très irrégulière et accompagnée de longs rayons, de banderoles, d'aigrettes, aux époques des minima de taches, elle est à peu près régulière au moment des maxima. 

Plusieurs structures peuvent être identifiées dans la couronne. On citera les panaches qui s'extraient des régions polaires du Soleil et qui sont en relation avec les lignes ouvertes du champ magnétique dipolaire du Soleil. Egalement en relation avec ces lignes ouvertes du champ magnétique, on remarque aussi de vastes cavités, appelées trous coronaux. Elles représentent des portes ouvertes pour la composante rapide du vent solaire, ce flot de particules diverses (électrons, protons) soufflé par le Soleil dans l'espace interplanétaire. Mais les structures les plus spectaculaires de la couronne sont certainement les protubérances, qui s'élancent loin dans l'espace.

Les éjections coronales.
Les éjections coronales sont des événements spectaculaires et puissants qui  impliquent la projection de grandes quantités de matière solaire, comprenant des particules chargées (du plasma) dans l'espace interplanétaire.

Lors d'une éjection coronale, une partie de la couronne, qui est généralement située à plusieurs centaines de milliers de kilomètres au-dessus de la surface du Soleil, se détache brusquement et est projetée à travers l'espace. Cette masse de matière peut atteindre des masses allant de 10¹² à 10¹³ kg, soit environ un milliard de tonnes. La vitesse de ces éjections varie entre quelques centaines et plusieurs milliers de kilomètres par seconde.

Les éjections coronales sont étroitement liées à l'activité solaire, et en particulier aux régions actives du Soleil où les champs magnétiques sont fortement torsadés. Lorsque ces champs magnétiques se reconnectent ou se brisent, ils libèrent une immense quantité d'énergie qui propulse la matière coronale hors du Soleil. Les éruptions solaires, qui sont des explosions subites de radiation, peuvent également accompagner les éjections coronales, mais ce n'est pas toujours le cas.

Lorsque les éjections coronales atteignent l'espace interplanétaire, elles peuvent interagir avec la magnétosphère terrestre si elles sont orientées de manière favorable. Dans ce cas, elles peuvent provoquer des perturbations géomagnétiques, entraînant des aurores polaires visibles à des latitudes plus basses que d'habitude, des interférences avec les communications satellitaires, et même des problèmes pour les systèmes de navigation et les réseaux électriques sur Terre. Par conséquent, les scientifiques surveillent attentivement les éruptions solaires et les éjections coronales pour prévenir les effets potentiels sur les dispositifs technologiques sensibles.

Les trous coronaux.
Les trous coronaux sont des régions de la couronne solaire où le champ magnétique s'étend loin de la surface du Soleil, formant des structures relativement peu denses et froides comparées aux zones environnantes. La température des trous coronaux est généralement inférieure à celle des zones environnantes de la couronne : elle peut être comprise entre 100 000 et 200 000 K, contre 1 à 2 millions de kelvins pour la couronne ordinaire. Il s'ensuit que ces régions apparaissent comme des zones sombres lorsque l'on observe la couronne en lumière extrême-ultraviolette ou en rayons X.

Les trous coronaux sont associés à des régions de champ magnétique ouvert, c'est-à-dire que les lignes de champ magnétique ne reviennent pas vers la surface du Soleil mais s'étendent dans l'espace. Ce type de configuration magnétique est généralement trouvé aux pôles solaires, bien qu'ils puissent également apparaître dans les régions équatoriales, surtout pendant les périodes de faible activité solaire.

Les trous coronaux jouent un rôle crucial dans la production de vents solaires rapides. En raison de leur champ magnétique ouvert, ils permettent à une grande quantité de plasma et de particules chargées de s'échapper rapidement du Soleil. Ces vents solaires rapides peuvent atteindre des vitesses allant jusqu'à 800 km/s, beaucoup plus élevées que celles des vents solaires issus de régions de champ magnétique fermé. Lorsque ces vents solaires rapides atteignent la Terre, ils peuvent ici encore provoquer des perturbations géomagnétiques, influençant les aurores polaires et affectant les systèmes de communication et de navigation basés sur les satellites. 

L'énigme du chauffage coronal.
Le chauffage coronal est un problème fondamental de la physique solaire : la couronne, couche externe de l'atmosphère du Soleil, atteint des températures de un à plusieurs millions de kelvins, alors que la surface solaire (photosphère) ne dépasse pas environ 5800 K. Cette inversion thermique défie l'intuition, car l'on s'attendrait à un refroidissement en s'éloignant de la source d'énergie. Depuis plusieurs décennies, diverses hypothèses ont été proposées pour expliquer cette anomalie.

Une première famille de modèles met en avant le rôle des ondes générées dans les couches inférieures du Soleil. Les mouvements convectifs de la photosphère produisent des ondes acoustiques et magnétohydrodynamiques (MHD), notamment les ondes d'Alfvén, qui se propagent le long des lignes de champ magnétique jusqu'à la couronne. Si ces ondes se dissipent efficacement en libérant leur énergie, elles peuvent chauffer le plasma coronal. Cependant, la difficulté réside dans la compréhension de la manière dont ces ondes, très peu amorties dans un plasma faiblement collisionnel, transfèrent leur énergie à la matière.

Une seconde famille d'explications repose sur des phénomènes magnétiques explosifs. Le champ magnétique solaire, constamment réarrangé par les mouvements convectifs de surface, accumule de l'énergie qui peut être libérée par des processus de reconnexion magnétique. Cette reconnexion correspond à une réorganisation soudaine des lignes de champ, accompagnée d'un transfert d'énergie vers les particules du plasma. Eugene Parker (1927-2022), de l'université de Chicago, a proposé le modèle des « nanoflares », de minuscules éruptions magnétiques se produisant en grand nombre, chacune apportant une contribution faible mais cumulée au chauffage de la couronne.

D'autres hypothèses combinent ces effets, et suggèrent que le chauffage est dû à une interaction complexe entre ondes et champ magnétique, avec des mécanismes d'instabilité et de turbulence amplifiant la dissipation énergétique. Les observations des satellites modernes, notamment celles de Hinode, SDO, Solar Orbiter et Parker Solar Probe, ont révélé des signatures compatibles avec ces scénarios, comme des ondes d'Alfvén persistantes et des événements de reconnexion à petite échelle.

Enfin, les simulations numériques avancées de magnétohydrodynamique montrent que les structures fines de la couronne, notamment les boucles coronales, peuvent concentrer l'énergie libérée par ces processus. Le chauffage coronal apparaît donc comme le résultat d'une combinaison de phénomènes, plutôt qu'un mécanisme unique. Malgré les avancées récentes, le problème n'est pas complètement résolu.

La découverte et l'étude de la couronne des étoiles.
La compréhension de la couronne solaire commence avec l'observation d'éclipses totales, car la lumière intense de la photosphère masque habituellement cette région externe du Soleil. Les premiers témoignages de la couronne remontent à l'Antiquité, mais sans interprétation scientifique claire. Au XVII^e siècle, avec l'invention du télescope, des astronomes comme Johannes Kepler et Pierre Gassendi notèrent la présence d'un halo lumineux autour du Soleil éclipsé. Cependant, on pensait encore qu'il s'agissait d'un phénomène atmosphérique terrestre.

Ce n'est qu'au XIX^e siècle que l'étude scientifique prit forme. Lors de l'éclipse de 1842, l'astronome Francis Baily décrivit en détail les perles de Baily et la structure fibreuse de la couronne, tandis que d'autres observateurs identifièrent sa nature solaire. En 1869, les observations spectroscopiques de Charles Augustus Young révélèrent une raie verte mystérieuse, attribuée d'abord à un élément inconnu nommé « coronium ». Ce n'est que dans les années 1940 que cette raie fut expliquée par la présence d'atomes de fer hautement ionisés (Fe XIV), indiquant que la couronne solaire atteint des températures de plusieurs millions de kelvins, bien supérieures à celles de la surface solaire, un paradoxe qui stimule encore aujourd'hui la recherche sur le chauffage coronal.

Le développement des coronographes par Bernard Lyot dans les années 1930 permit l'observation de la couronne en dehors des éclipses, ouvrant la voie à l'étude continue de sa structure dynamique, incluant les boucles coronales, les trous coronaux et les éruptions. L'avènement des télescopes spatiaux, comme SOHO, SDO et plus récemment Parker Solar Probe, a révolutionné la compréhension de cette région, en permettant de suivre en détail les processus d'éjection de masse coronale et le rôle du champ magnétique dans sa configuration.

Quant aux couronnes stellaires, leur existence a été pressentie au début du XX^e siècle, par analogie avec le Soleil, mais elles restaient impossibles à observer directement en lumière visible. Les progrès de l'astronomie X et UV dans les années 1970, grâce aux satellites comme l'Einstein Observatory, ont permis de détecter l'émission coronale d'autres étoiles, prouvant que les couronnes chaudes sont un phénomène commun aux étoiles possédant une enveloppe convective et un champ magnétique actif. L'étude comparative des couronnes stellaires a mis en évidence des variations importantes selon l'âge, la rotation et le type spectral des étoiles, enrichissant la théorie de l'activité magnétique stellaire.

Aujourd'hui, la recherche sur les couronnes solaires et stellaires combine observations multi-longueurs d'onde, simulations magnétohydrodynamiques et données issues des sondes spatiales, dans l'objectif de comprendre les mécanismes de chauffage coronale, l'origine du vent stellaire et l'impact de ces phénomènes sur l'environnement planétaire. Cette histoire illustre l'évolution des techniques et des idées qui ont permis de passer d'observations visuelles fugaces à une physique complexe des plasmas stellaires.