รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าถูกปล่อยออกมา กระเจิง และดูดซับโดยอนุภาคพลาสมาและฝุ่นในโคโรนา เนื่องจากมีความหนาแน่นต่ำ โคโรนาจึงโปร่งใสต่อความยาวคลื่นส่วนใหญ่ และรังสีส่วนใหญ่ที่ปล่อยออกมาในโคโรนา โครโมสเฟียร์ และโฟโตสเฟียร์สามารถผ่านไปได้โดยไม่ถูกกระเจิงหรือดูดซับ อย่างไรก็ตาม แสงเพียงเล็กน้อยจากโฟโตสเฟียร์ที่ถูกกระเจิงจะประกอบเป็นส่วนใหญ่ของรังสีทั้งหมดจากโคโรนาในช่วงที่มองเห็นได้แสงที่กระเจิงในโคโรนามักจะถูกแบ่งออกเป็นสององค์ประกอบตามกลไกการกระเจิง^{[ 6 ] : 366–367 [ 12 ] : 4 [ 13 ] : 68–69 [ 14 ] : 18}

แสงที่มองเห็นได้ใกล้ดวงอาทิตย์ในระหว่างสุริยุปราคาเต็มดวงนั้น ส่วนใหญ่มาจากโคโรนา K

แสงจักรราศีที่เกิดจากแสงอาทิตย์ที่กระเจิงโดยฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์จะรวมเข้ากับโคโรนา F ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์

• โคโรนาK ( K มาจากkontinuierlichซึ่งแปลว่า "ต่อเนื่อง" ในภาษาเยอรมัน) เกิดจากการกระเจิงแบบทอมสันของแสง จากชั้นโฟโต สเฟียร์ กับ อิเล็กตรอนอิสระในโคโรนาการขยายตัวแบบดอปเปลอร์ ของ เส้นดูดกลืนแสง จากชั้น โฟโตสเฟียร์ที่กระเจิงออกมา ทำให้ เส้นดูด กลืนแสงเหล่านั้นกระจายออกไปอย่างมากจนมองไม่เห็นเส้นดูดกลืนแสงเลย ส่งผลให้สเปกตรัมมีลักษณะเป็นแบบต่อเนื่องโดยไม่มีเส้นดูดกลืนแสง
• F -corona ( F ย่อ มาจากFraunhofer ) เกิดจากการกระเจิงของแสงจากชั้นโฟโตสเฟียร์กับอนุภาคฝุ่นที่อยู่เลยรัศมีดวงอาทิตย์ประมาณหนึ่งเท่าขึ้นไปจากชั้นโฟโตสเฟียร์ อนุภาคฝุ่นเหล่านี้เคลื่อนที่ช้ากว่าอิเล็กตรอนมาก ดังนั้นการขยายตัวแบบดอปเปลอร์จึงน้อยมาก ส่งผลให้เส้นดูดกลืน Fraunhofer ที่สังเกตได้ในสเปกตรัมของชั้นโฟโตสเฟียร์ก็สังเกตได้ในสเปกตรัมของ F-corona ด้วยF-corona ขยายไปถึง มุม ยืดตัว ที่สูงมาก จากดวงอาทิตย์และรวมเข้ากับแสงจักรราศี^{[ 15 ]}

ส่วนประกอบแสงสีขาวของรังสีโคโรนานี้จางมากเมื่อเทียบกับโฟโตสเฟียร์ อัตราส่วนความสว่างสูงสุดระหว่างโฟโตสเฟียร์และโคโรนาเหนือขอบที่มองเห็นได้นั้นอยู่ในระดับ 10 ⁻⁶และลดลงเหลือ 10 ⁻⁹ภายในระยะเส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์จากขอบ ยิ่งไปกว่านั้นความสว่างของท้องฟ้าอาจมากกว่าความสว่างของโคโรนาถึงสามถึงห้าอันดับ ทำให้ไม่สามารถมองเห็นโคโรนาด้วยตาเปล่าได้หากไม่มีสุริยุปราคาเต็มดวง^{[ 12 ] : 4}

ส่วนเล็ก ๆ ของแสงที่มองเห็นได้ทั้งหมดจากโคโรนามาจากเส้นสเปกตรัมที่ปล่อยออกมาจากไอออนในพลาสมาโคโรนาที่ร้อนและเบาบาง เส้นสเปกตรัมโคโรนาที่ปล่อยออกมาจากทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ารวมกันเป็นE-corona ( Eย่อมาจากemission ) ในช่วงที่มองเห็นได้ แสงรวมจาก K- และ F-corona ต่อเนื่องมีมากกว่าแสงจาก E-corona มาก แต่เส้นการปล่อยที่แยกออกมานั้นมีความแรงเมื่อเทียบกับพื้นหลังต่อเนื่องและสามารถสังเกตได้ด้วยตัวกรองแบบแถบแคบ^{[ 12 ] : 6–7}เส้นการปล่อย E-corona จำนวนมากเกิดจากการเปลี่ยนผ่านที่ต้องห้ามจากระดับพลังงานที่ไม่เสถียร^{[ 6 ] : 368 [ 16 ] : 55}

โคโรนายังปล่อยรังสีในช่วงคลื่นวิทยุอินฟราเรดรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอ็กซ์อีก ด้วย ^{[ 6 ] : 369 [ 16 ]}

ลูปโคโรนาเป็นโครงสร้างพื้นฐานของโคโรนาแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ ลูปเหล่านี้เป็นญาติของฟลักซ์แม่เหล็กแบบปิดของฟลักซ์แม่เหล็กแบบเปิดที่สามารถพบได้ในรูโคโรนาและลมสุริยะ ลูปของฟลักซ์แม่เหล็กพุ่งขึ้นจากดวงอาทิตย์และเต็มไปด้วยพลาสมาสุริยะร้อน^{[ 21 ]}

พลาสมาสุริยะที่หล่อเลี้ยงโครงสร้างเหล่านี้จะถูกทำให้ร้อนจากต่ำกว่า6,000 Kไปจนถึงมากกว่า^{10⁶ K จากโฟโตสเฟียร์ ผ่านบริเวณเปลี่ยนผ่าน และ} เข้าไป ในโคโรนา บ่อยครั้งที่พลาสมาสุริยะจะเติมเต็มลูปเหล่านี้จากจุดหนึ่งและไหลไปยังอีกจุดหนึ่ง ซึ่งเรียกว่าจุดปลาย ( การไหล แบบไซฟอนเนื่องจากความแตกต่างของความดัน^{[ 22 ]}หรือการไหลแบบไม่สมมาตรเนื่องจากตัวขับเคลื่อนอื่น ๆ)

เมื่อพลาสมาลอยขึ้นจากจุดฐานของห่วงไปยังยอดห่วง ซึ่งมักเกิดขึ้นในช่วงเริ่มต้นของการปะทุของเปลวสุริยะขนาดเล็ก จะเรียกว่า การระเหยของชั้นโครโมสเฟียร์ เมื่อพลาสมาเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วและตกลงสู่ชั้นโฟโตสเฟียร์ จะเรียกว่า การควบแน่นของชั้นโครโมสเฟียร์ นอกจากนี้ อาจมี การไหล แบบสมมาตรจากจุดฐานทั้งสองของห่วง ทำให้เกิดการสะสมมวลในโครงสร้างของห่วง พลาสมาอาจเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วในบริเวณนี้ (เนื่องจากความไม่เสถียรทางความร้อน) โดยจะเห็นเส้นใยสีดำชัดเจนบนแผ่นดิสก์ของดวงอาทิตย์หรือบริเวณที่ยื่นออกมาจากขอบดวงอาทิตย์

ห่วงโคโรนาอาจมีอายุขัยเพียงไม่กี่วินาที (ในกรณีของเหตุการณ์เปลวสุริยะ) นาที ชั่วโมง หรือวัน หากมีความสมดุลระหว่างแหล่งพลังงานและตัวดูดซับพลังงานของห่วง ห่วงโคโรนาสามารถคงอยู่ได้เป็นเวลานานและเรียกว่า ห่วงโคโรนาแบบ สภาวะคงที่หรือ แบบ สงบ ( ตัวอย่าง )

ห่วงโคโรนามีความสำคัญอย่างยิ่งต่อความเข้าใจของเราเกี่ยวกับปัญหาการให้ความร้อนในโคโรนา ในปัจจุบัน ห่วงโคโรนาเป็นแหล่งกำเนิดพลาสมาที่แผ่รังสีสูงมาก จึงสังเกตได้ง่ายด้วยเครื่องมือต่างๆ เช่นTRACEคำอธิบายเกี่ยวกับปัญหาการให้ความร้อนในโคโรนายังคงค้างคาอยู่ เนื่องจากโครงสร้างเหล่านี้ถูกสังเกตจากระยะไกล ซึ่งมีความคลุมเครือหลายประการ (เช่น การมีส่วนร่วมของรังสีตามแนวเส้นสายตา ) จำเป็นต้องมีการวัด ในสถานที่จริงก่อนที่จะสามารถหาคำตอบที่แน่ชัดได้ แต่เนื่องจากอุณหภูมิพลาสมาในโคโรนาสูงมาก การวัด ในสถานที่จริงจึงเป็นไปไม่ได้ในปัจจุบันยานสำรวจสุริยะพาร์เกอร์ ของนาซา เข้าใกล้ดวงอาทิตย์มาก ทำให้สามารถสังเกตการณ์โดยตรงได้มากขึ้น

บริเวณที่มีกิจกรรมสูงคือกลุ่มของโครงสร้างรูปห่วงที่เชื่อมต่อจุดที่มีขั้วแม่เหล็กตรงข้ามกันในชั้นโฟโตสเฟียร์ ซึ่งเรียกว่าห่วงโคโรนา โดยทั่วไปแล้วจะกระจายอยู่ในสองโซนกิจกรรม ซึ่งขนานกับเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์ อุณหภูมิเฉลี่ยอยู่ระหว่างสองถึงสี่ล้านเคลวิน ในขณะที่ความหนาแน่นอยู่ระหว่าง 10⁹ ^ถึง 10¹⁰ ^{อนุภาค}ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร

บริเวณที่มีกิจกรรมเกี่ยวข้องกับปรากฏการณ์ทั้งหมดที่เชื่อมโยงโดยตรงกับสนามแม่เหล็ก ซึ่งเกิดขึ้นที่ระดับความสูงต่างๆ เหนือพื้นผิวของดวงอาทิตย์: ^{[ 20 ]}จุดดวงอาทิตย์และจุดสว่างเกิดขึ้นในชั้นโฟโตสเฟียร์; สปิคุลเส้นใยHα และ พลาจในชั้นโครโมสเฟียร์; พริมิเนนซ์ในชั้นโครโมสเฟียร์และบริเวณเปลี่ยนผ่าน; และเปลวสุริยะและการปลดปล่อยมวลโคโรนา (CME) เกิดขึ้นในชั้นโคโรนาและชั้นโครโมสเฟียร์ หากเปลวสุริยะมีความรุนแรงมาก ก็สามารถรบกวนชั้นโฟโตสเฟียร์และสร้างคลื่นมอร์ตันได้ ในทางตรงกันข้าม พริมิเนนซ์ที่สงบเป็นโครงสร้างขนาดใหญ่ เย็น และหนาแน่น ซึ่งสังเกตได้ว่าเป็นริบบิ้น Hα สีเข้ม "คล้ายงู" (ปรากฏเหมือนเส้นใย) บนแผ่นดิสก์ของดวงอาทิตย์ อุณหภูมิของพวกมันอยู่ที่ประมาณ5,000 – 8,000 Kดังนั้นจึงมักถูกพิจารณาว่าเป็นลักษณะของชั้นโครโมสเฟียร์

ในปี 2556 ภาพจากเครื่องถ่ายภาพโคโรนาความละเอียดสูงเผยให้เห็น "เส้นใยแม่เหล็ก" ของพลาสมาที่ไม่เคยเห็นมาก่อนภายในชั้นนอกของบริเวณที่มีกิจกรรมเหล่านี้^{[ 23 ]}

สตรีมเมอร์หมวกเป็นโครงสร้างโคโรนาขนาดใหญ่คล้ายหมวกที่มีปลายแหลมยาว ซึ่งมักจะอยู่เหนือจุดดวงอาทิตย์และบริเวณที่มีกิจกรรม สตรีมเมอร์โคโรนาถือเป็นแหล่งกำเนิดของลมสุริยะช้า^{[ 24 ]}

จุดสว่างคือบริเวณที่มีกิจกรรมขนาดเล็กที่พบบนแผ่นดิสก์ของดวงอาทิตย์ จุดสว่างรังสีเอ็กซ์ถูกตรวจพบครั้งแรกเมื่อวันที่ 8 เมษายน พ.ศ. 2512 ระหว่างการบินของจรวด^{[ 25 ]}

สัดส่วนของพื้นผิวดวงอาทิตย์ที่ปกคลุมด้วยจุดสว่างจะแตกต่างกันไปตามวัฏจักรของดวงอาทิตย์ จุดเหล่านี้เกี่ยวข้องกับบริเวณสองขั้วขนาดเล็กของสนามแม่เหล็ก อุณหภูมิเฉลี่ยของจุดเหล่านี้อยู่ระหว่าง 1.1  MK ถึง 3.4  MK การเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิมักมีความสัมพันธ์กับการเปลี่ยนแปลงในการปล่อยรังสีเอ็กซ์^{[ 26 ]}

รูโคโรนาเป็นบริเวณขั้วเดียวซึ่งดูมืดในรังสีเอ็กซ์เนื่องจากไม่ได้ปล่อยรังสีออกมามากนัก^{[ 27 ]}บริเวณเหล่านี้เป็นโซนกว้างของดวงอาทิตย์ที่สนามแม่เหล็กเป็นขั้วเดียวและเปิดออกสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ลมสุริยะความเร็วสูงเกิดขึ้นจากบริเวณเหล่านี้เป็นหลัก

ในภาพ UV ของรูโคโรนา มักจะเห็นโครงสร้างขนาดเล็กบางอย่างที่คล้ายกับฟองอากาศยาวๆ ซึ่งลอยอยู่ในลมสุริยะ สิ่งเหล่านี้คือกลุ่มควันโคโรนา หรือพูดให้แม่นยำกว่านั้นคือเป็นลำแสงยาวบางๆ ที่พุ่งออกมาจากขั้วเหนือและขั้วใต้ของดวงอาทิตย์^{[ 28 ]}

บริเวณดวงอาทิตย์ที่ไม่ใช่ส่วนหนึ่งของบริเวณที่มีกิจกรรมและหลุมโคโรนา มักถูกเรียกว่า ดวงอาทิตย์สงบ

บริเวณเส้นศูนย์สูตรมีอัตราการหมุนเร็วกว่าบริเวณขั้วโลก ผลจากการหมุนที่ไม่เท่ากันของดวงอาทิตย์ทำให้บริเวณที่มีกิจกรรมเกิดขึ้นเป็นสองแถบขนานกับเส้นศูนย์สูตรเสมอ และขอบเขตของแถบเหล่านี้จะเพิ่มขึ้นในช่วงที่กิจกรรมสูงสุดของวัฏจักรสุริยะ ในขณะที่แถบเหล่านี้แทบจะหายไปในช่วงที่กิจกรรมต่ำสุด ดังนั้น ดวงอาทิตย์ที่สงบจึงมักตรงกับบริเวณเส้นศูนย์สูตร และพื้นผิวของมันจะมีกิจกรรมน้อยลงในช่วงที่กิจกรรมสูงสุดของวัฏจักรสุริยะ เมื่อเข้าใกล้ช่วงที่กิจกรรมต่ำสุดของวัฏจักรสุริยะ (เรียกอีกอย่างว่าวัฏจักรผีเสื้อ) ขอบเขตของดวงอาทิตย์ที่สงบจะเพิ่มขึ้นจนครอบคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดวงอาทิตย์ ยกเว้นจุดสว่างบางจุดบนซีกโลกและขั้วโลก ซึ่งเป็นบริเวณที่มีรูโคโรนา

พื้นผิวอัลฟ์เวนเป็นขอบเขตที่แยกโคโรนาออกจากลมสุริยะ โดยกำหนดไว้ที่จุดที่ ความเร็วอัลฟ์เวนของพลาสมาโคโรนาและความเร็วลมสุริยะขนาดใหญ่เท่ากัน^{[ 29 ] [ 30 ]}

นักวิจัยยังไม่แน่ใจว่าพื้นผิววิกฤตอัลฟ์เวนของดวงอาทิตย์อยู่ที่ใดกันแน่ จากภาพถ่ายระยะไกลของโคโรนา คาดว่าน่าจะอยู่ห่างจากพื้นผิวดวงอาทิตย์ประมาณ 10 ถึง 20 รัศมีดวงอาทิตย์ ในวันที่ 28 เมษายน 2564 ระหว่างการบินผ่านดวงอาทิตย์ครั้งที่ 8 ยานสำรวจ Parker Solar Probe ของ NASA ได้พบกับสภาวะสนามแม่เหล็กและอนุภาคที่เฉพาะเจาะจงที่ระยะ 18.8 รัศมีดวงอาทิตย์ ซึ่งบ่งชี้ว่ายานได้ทะลุผ่านพื้นผิวอัลฟ์เวนแล้ว^{[ 31 ]}

เปลวสุริยะเกิดขึ้นในบริเวณที่มีกิจกรรมสูงและมีลักษณะเฉพาะคือการเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันของฟลักซ์การแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากบริเวณเล็กๆ ของโคโรนา เปลวสุริยะเป็นปรากฏการณ์ที่ซับซ้อนมาก สามารถมองเห็นได้ในความยาวคลื่นที่แตกต่างกัน เกี่ยวข้องกับหลายโซนของชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์และผลกระทบทางกายภาพหลายอย่าง ทั้งความร้อนและไม่เกี่ยวกับความร้อน และบางครั้งก็มีการเชื่อมต่อใหม่ของเส้นสนามแม่เหล็กในวงกว้างพร้อมกับการขับไล่สสารออกไป

เปลวสุริยะเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นอย่างฉับพลัน โดยเฉลี่ยแล้วจะกินเวลาประมาณ 15 นาที และเหตุการณ์ที่รุนแรงที่สุดอาจกินเวลานานหลายชั่วโมง เปลวสุริยะทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วและสูงมาก

การปล่อยแสงสีขาวนั้นพบเห็นได้น้อยมาก โดยปกติแล้ว เปลวสุริยะจะมองเห็นได้เฉพาะที่ความยาวคลื่นยูวีสุดขั้วและรังสีเอ็กซ์ ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของการปล่อยแสงจากชั้นโครโมสเฟียร์และโคโรนา

ในโคโรนา สัณฐานวิทยาของเปลวสุริยะได้รับการอธิบายโดยการสังเกตในรังสี UV รังสีเอกซ์อ่อนและแข็ง และในความยาวคลื่น Hα และมีความซับซ้อนมาก อย่างไรก็ตาม สามารถแยกโครงสร้างพื้นฐานได้สองประเภท: ^{[ 32 ]}

• เปลวสุริยะขนาดกะทัดรัด เกิดขึ้นเมื่อส่วนโค้งทั้งสองที่เกิดเหตุการณ์ยังคงรักษารูปทรงเดิมไว้ โดยสังเกตเห็นเพียงการเพิ่มขึ้นของการปล่อยรังสีโดยไม่มีการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างที่สำคัญ พลังงานที่ปล่อยออกมาอยู่ในระดับ 10²² ^–  10²³ ^จูล
• เปลวสุริยะที่มีระยะเวลานานเกี่ยวข้องกับการปะทุของปรากฏการณ์โปรมิเนนซ์ การเปลี่ยนแปลงในแสงสีขาว และเปลวสุริยะแบบสองแถบ : ^{[ 33 ]}ในกรณีนี้ ลูปแม่เหล็กจะเปลี่ยนการกำหนดค่าระหว่างเหตุการณ์ พลังงานที่ปล่อยออกมาในระหว่างเปลวสุริยะเหล่านี้มีสัดส่วนมากจนสามารถเข้าถึง 10 ²⁵ J ได้

ในส่วนของพลวัตเชิงเวลา โดยทั่วไปจะแบ่งออกเป็นสามช่วงที่แตกต่างกัน ซึ่งระยะเวลาของแต่ละช่วงนั้นไม่สามารถเปรียบเทียบกันได้ ระยะเวลาของแต่ละช่วงขึ้นอยู่กับช่วงความยาวคลื่นที่ใช้ในการสังเกตเหตุการณ์:

• ในช่วงเริ่มต้นที่มีการปล่อยพลังงานอย่างฉับพลันซึ่งมีระยะเวลาประมาณไม่กี่นาที มักพบการปล่อยพลังงานที่รุนแรงแม้ในย่านความถี่ไมโครเวฟ รังสี EUV และรังสีเอ็กซ์พลังงานสูง
• เฟสสูงสุด
• ระยะการเสื่อมสภาพซึ่งอาจกินเวลานานหลายชั่วโมง

บางครั้งอาจสังเกตเห็นช่วงก่อนการปะทุได้ ซึ่งโดยทั่วไปเรียกว่าช่วง "ก่อนการปะทุ"

การระเบิดของมวลโคโรนา (CME) มักเกิดขึ้นพร้อมกับเปลวสุริยะขนาดใหญ่และปรากฏการณ์โปรมิเนนซ์ ซึ่งเป็นการปล่อยมวลโคโรนาและสนามแม่เหล็กขนาดมหึมาที่เคลื่อนที่ออกไปจากดวงอาทิตย์ด้วยความเร็วสูงสุดถึง 3,000  กม./วินาที^{[ 34 ]}โดยมีพลังงานประมาณ 10 เท่าของเปลวสุริยะหรือปรากฏการณ์โปรมิเนนซ์ที่เกิดขึ้นพร้อมกัน CME ขนาดใหญ่บางส่วนสามารถผลักดันมวลหลายร้อยล้านตันเข้าสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ด้วยความเร็ว600,000–2,000,000 ไมล์ต่อชั่วโมง (970,000–3,220,000 กม./ชม. ) ^{[ 35 ]} 

ในโคโรนาการนำความร้อนเกิดขึ้นจากชั้นบรรยากาศภายนอกที่ร้อนกว่าไปยังชั้นภายในที่เย็นกว่า ตัวการที่ทำให้เกิดการแพร่กระจายความร้อนคืออิเล็กตรอน ซึ่งมีน้ำหนักเบากว่าไอออนมากและเคลื่อนที่ได้เร็วกว่า

เมื่อมีสนามแม่เหล็ก ค่าการนำความร้อนของพลาสมาจะสูงขึ้นในทิศทางที่ขนานกับเส้นสนามมากกว่าในทิศทางตั้งฉาก^{[ 36 ]} อนุภาคที่มีประจุซึ่งเคลื่อนที่ในทิศทางตั้งฉากกับเส้นสนามแม่เหล็กจะอยู่ภายใต้แรงลอเรนซ์ซึ่งตั้งฉากกับระนาบที่กำหนดโดยความเร็วและสนามแม่เหล็ก แรงนี้จะทำให้เส้นทางของอนุภาคโค้งงอ โดยทั่วไป เนื่องจากอนุภาคยังมีส่วนประกอบของความเร็วตามแนวเส้นสนามแม่เหล็ก แรงลอเรนซ์จึงจำกัดให้อนุภาคโค้งงอและเคลื่อนที่ไปตามเกลียวรอบเส้นสนามที่ความถี่ไซโคลตรอน

หากการชนกันระหว่างอนุภาคเกิดขึ้นบ่อยมาก อนุภาคเหล่านั้นจะกระจัดกระจายไปทุกทิศทาง ปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นในชั้นโฟโตสเฟียร์ ซึ่งพลาสมาจะนำพาสนามแม่เหล็กไปพร้อมกับการเคลื่อนที่ ในทางตรงกันข้าม ในชั้นโคโรนา ระยะทางเฉลี่ยที่อิเล็กตรอนเคลื่อนที่ได้นั้นอยู่ในระดับกิโลเมตรหรือมากกว่านั้น ดังนั้นอิเล็กตรอนแต่ละตัวจึงสามารถเคลื่อนที่แบบเกลียวได้เป็นเวลานานก่อนที่จะกระจัดกระจายไปหลังจากการชนกัน ด้วยเหตุนี้ การถ่ายเทความร้อนจึงเพิ่มขึ้นตามแนวเส้นสนามแม่เหล็กและลดลงในทิศทางตั้งฉาก

ในทิศทางตามยาวของสนามแม่เหล็ก ค่าการนำความร้อนของโคโรนาคือ^{[ 36 ]} โดยที่คือค่าคงที่ของโบลต์ซมันน์คืออุณหภูมิในหน่วยเคลวินคือมวลของอิเล็กตรอนคือประจุไฟฟ้าของอิเล็กตรอน คือลอการิทึมของคูลอมบ์ และ คือความยาวเดบายของพลาสมาที่มีความหนาแน่นของอนุภาค ลอการิทึมของคูลอมบ์มีค่าประมาณ 20 ในโคโรนา ซึ่งมีอุณหภูมิเฉลี่ย 1 MK และความหนาแน่น 10 ¹⁵อนุภาค/m ³และประมาณ 10 ในโครโมสเฟียร์ ซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 10 kK และความหนาแน่นของอนุภาคอยู่ในลำดับ 10 ¹⁸อนุภาค/m ³และในทางปฏิบัติสามารถถือว่าคงที่ได้$${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$${\displaystyle k_{\text{B}}}$${\displaystyle T}$${\displaystyle m_{e}}$${\displaystyle e}$$${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$$${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$${\displaystyle n}$${\displaystyle \ln \Lambda }$

ดังนั้น หากเรากำหนดความร้อนต่อหน่วยปริมาตร โดยแสดงในหน่วย J m ⁻³สมการฟูริเยร์ของการถ่ายเทความร้อน ซึ่งคำนวณเฉพาะตามทิศทางของเส้นสนาม จะกลายเป็น ${\displaystyle q}$${\displaystyle x}$$${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$$

จากการคำนวณเชิงตัวเลขพบว่า ค่าการนำความร้อนของโคโรนาเทียบได้กับค่าการนำความร้อนของทองแดง

การศึกษาคลื่นไหวสะเทือนในชั้นโคโรนาเป็นวิธีการศึกษาพลาสมาในชั้นโคโรนาของดวงอาทิตย์โดยใช้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (MHD) MHD ศึกษาพลศาสตร์ของของเหลวที่นำไฟฟ้าได้ – ในกรณีนี้ ของเหลวนั้นคือพลาสมาในชั้นโคโรนา ในเชิงปรัชญา การศึกษาคลื่นไหวสะเทือนในชั้นโคโรนาคล้ายคลึงกับ การศึกษาคลื่นไหวสะเทือนของโลก การศึกษา คลื่นไหว สะเทือนของดวงอาทิตย์และการวิเคราะห์สเปกตรัม MHD ของอุปกรณ์พลาสมาในห้องปฏิบัติการ ในทุกแนวทางเหล่านี้ จะใช้คลื่นชนิดต่างๆ ในการสำรวจตัวกลาง ศักยภาพของการศึกษาคลื่นไหวสะเทือนในชั้นโคโรนาในการประมาณค่าสนามแม่เหล็กในชั้นโคโรนา ความสูงของชั้นความหนาแน่นโครงสร้างละเอียดและความร้อน ได้รับการพิสูจน์แล้วโดยกลุ่มวิจัยต่างๆ

ทฤษฎีการให้ความร้อนด้วยคลื่น ซึ่งเสนอโดยEvry Schatzman ในปี 1949 เสนอว่าคลื่นนำพลังงานจากภายในดวงอาทิตย์ไปยังชั้นโครโมสเฟียร์และโคโรนาของดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยพลาสมาแทนที่จะเป็นก๊าซธรรมดา ดังนั้นจึงรองรับคลื่นหลายประเภทที่คล้ายกับคลื่นเสียงในอากาศ คลื่นประเภทที่สำคัญที่สุดคือคลื่นแม่เหล็กเสียงและคลื่นอัลฟ์เวน [ ^{44 ] คลื่น}แม่เหล็กเสียงคือคลื่นเสียงที่ถูกดัดแปลงโดยการมีอยู่ของสนามแม่เหล็ก และคลื่นอัลฟ์เวนคล้ายกับคลื่นวิทยุความถี่ต่ำมาก ที่ถูกดัดแปลงโดยการปฏิสัมพันธ์กับสสารในพลาสมา คลื่นทั้งสองประเภทสามารถถูกปล่อยออกมาจากความปั่นป่วนของการเกิดเม็ดและการเกิดเม็ดขนาดใหญ่ที่โฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ และคลื่นทั้งสองประเภทสามารถนำพลังงานไปได้ในระยะทางหนึ่งผ่านชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ก่อนที่จะกลายเป็นคลื่นกระแทกที่กระจายพลังงานเป็นความร้อน

ปัญหาอย่างหนึ่งของการให้ความร้อนด้วยคลื่นคือการส่งความร้อนไปยังตำแหน่งที่เหมาะสม คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าไม่สามารถนำพลังงานขึ้นไปด้านบนผ่านชั้นโครโมสเฟียร์ไปยังโคโรนาได้เพียงพอ ทั้งเนื่องจากความดันต่ำในชั้นโครโมสเฟียร์และเนื่องจากคลื่นเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะสะท้อนกลับไปยังชั้นโฟโตสเฟียร์ คลื่นอัลฟ์เวนสามารถนำพลังงานได้เพียงพอ แต่ไม่สามารถสลายพลังงานนั้นได้อย่างรวดเร็วพอเมื่อเข้าสู่โคโรนา คลื่นในพลาสมานั้นเข้าใจและอธิบายได้ยากมากในเชิงวิเคราะห์ แต่การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ที่ดำเนินการโดยโทมัส บ็อกดันและเพื่อนร่วมงานในปี 2003 ดูเหมือนจะแสดงให้เห็นว่าคลื่นอัลฟ์เวนสามารถเปลี่ยนไปเป็นโหมดคลื่นอื่น ๆ ที่ฐานของโคโรนาได้ ซึ่งเป็นเส้นทางที่สามารถนำพลังงานจำนวนมากจากชั้นโฟโตสเฟียร์ผ่านชั้นโครโมสเฟียร์และบริเวณเปลี่ยนผ่าน และในที่สุดก็เข้าสู่โคโรนาซึ่งจะสลายพลังงานนั้นไปเป็นความร้อน

อีกปัญหาหนึ่งเกี่ยวกับการให้ความร้อนด้วยคลื่นคือ การขาดหลักฐานโดยตรงใดๆ เกี่ยวกับการแพร่กระจายของคลื่นผ่านโคโรนาของดวงอาทิตย์ จนกระทั่งช่วงปลายทศวรรษ 1990 การสังเกตการณ์โดยตรงครั้งแรกของการแพร่กระจายของคลื่นเข้าไปและผ่านโคโรนาของดวงอาทิตย์เกิดขึ้นในปี 1997 ด้วยกล้องโทรทัศน์อวกาศSolar and Heliospheric Observatory ซึ่งเป็นแพลตฟอร์มแรกที่สามารถสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ในช่วง รังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (EUV) เป็นเวลานานด้วยการวัดแสง ที่เสถียร คลื่นเหล่านั้นเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความถี่ประมาณ 1 มิลลิเฮิร์ตซ์ (mHz ซึ่งสอดคล้องกับ คาบคลื่น 1,000 วินาที ) ซึ่งมีพลังงานเพียงประมาณ 10% ของพลังงานที่จำเป็นในการให้ความร้อนแก่โคโรนา มีการสังเกตการณ์ปรากฏการณ์คลื่นเฉพาะที่มากมาย เช่น คลื่นอัลฟ์ เวนที่ปล่อยออกมาจากเปลวสุริยะ แต่เหตุการณ์เหล่านั้นเกิดขึ้นชั่วคราวและไม่สามารถอธิบายความร้อนที่สม่ำเสมอของโคโรนาได้

ยังไม่ทราบแน่ชัดว่ามีพลังงานคลื่นอยู่เท่าใดที่สามารถให้ความร้อนแก่โคโรนาได้ ผลการวิจัยที่ตีพิมพ์ในปี 2547 โดยใช้ข้อมูลจาก ยานอวกาศ TRACEดูเหมือนจะบ่งชี้ว่ามีคลื่นอยู่ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ที่ความถี่สูงถึง100 มิลลิเฮิรตซ์ (คาบเวลา 10 วินาที) การวัดอุณหภูมิของไอออน ต่างๆ ในลมสุริยะด้วยเครื่องมือ UVCS บนยานSOHOให้หลักฐานทางอ้อมที่แข็งแกร่งว่ามีคลื่นที่ความถี่สูงถึง200 เฮิรตซ์ซึ่งอยู่ในช่วงที่มนุษย์ได้ยิน คลื่นเหล่านี้ตรวจจับได้ยากมากภายใต้สถานการณ์ปกติ แต่หลักฐานที่รวบรวมได้ระหว่างสุริยุปราคาโดยทีมงานจากวิทยาลัยวิลเลียม ส์ ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของคลื่นดังกล่าวในช่วง1–10 เฮิรตซ์

เมื่อเร็วๆ นี้ ได้มีการค้นพบการเคลื่อนที่แบบอัลฟ์เวนิกในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ตอนล่าง^{[ 45 ] [ 46 ]}และยังพบในดวงอาทิตย์ที่สงบ ในหลุมโคโรนา และในบริเวณที่มีกิจกรรม โดยใช้การสังเกตการณ์ด้วย AIA บนยานSolar Dynamics Observatory [ ^{47 ] การ} แกว่งแบบอัลฟ์เวนิกเหล่านี้มีพลังงานมาก และดูเหมือนว่าจะเชื่อมโยงกับการแกว่งแบบอัลฟ์เวนิกของชั้นโครโมสเฟียร์ที่เคยรายงานไว้ก่อนหน้านี้ด้วยยานอวกาศHinode ^{[ 48 ]}

การสังเกตการณ์ลมสุริยะด้วย ยานอวกาศ Windเมื่อเร็วๆ นี้ได้แสดงหลักฐานสนับสนุนทฤษฎีการกระจายตัวของ Alfvén-cyclotron ซึ่งนำไปสู่การให้ความร้อนแก่ไอออนในบริเวณนั้น^{[ 49 ]}

ทฤษฎีการเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กอาศัยสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ในการเหนี่ยวนำกระแสไฟฟ้าในโคโรนาของดวงอาทิตย์^{[ 50 ]}จากนั้นกระแสไฟฟ้าจะยุบตัวลงอย่างฉับพลัน ปล่อยพลังงานออกมาในรูปของความร้อนและพลังงานคลื่นในโคโรนา กระบวนการนี้เรียกว่า "การเชื่อมต่อใหม่" เนื่องจากลักษณะเฉพาะของพฤติกรรมของสนามแม่เหล็กในพลาสมา (หรือของเหลวที่นำไฟฟ้าได้ เช่นปรอทหรือ น้ำ ทะเล ) ในพลาสมาเส้นสนามแม่เหล็กมักจะเชื่อมโยงกับชิ้นส่วนของสสารแต่ละชิ้น ดังนั้นโครงสร้างของสนามแม่เหล็กจึงยังคงเหมือนเดิม: หากขั้วแม่เหล็ก เหนือและใต้ เชื่อมต่อกันด้วยเส้นสนามเพียงเส้นเดียว แม้ว่าพลาสมาจะถูกกวนหรือแม่เหล็กจะถูกเคลื่อนย้าย เส้นสนามนั้นก็จะยังคงเชื่อมต่อขั้วเหล่านั้นต่อไป การเชื่อมต่อนี้คงอยู่ได้ด้วยกระแสไฟฟ้าที่เหนี่ยวนำในพลาสมา ภายใต้เงื่อนไขบางประการ กระแสไฟฟ้าสามารถยุบตัวลง ทำให้สนามแม่เหล็ก "เชื่อมต่อใหม่" กับขั้วแม่เหล็กอื่น ๆ และปล่อยความร้อนและพลังงานคลื่นออกมาในกระบวนการนี้

มีการตั้งสมมติฐานว่าการเชื่อมต่อสนามแม่เหล็ก ใหม่เป็นกลไกเบื้องหลังเปลวสุริยะ ซึ่งเป็นการระเบิดครั้งใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ ยิ่งไปกว่านั้น พื้นผิวของดวงอาทิตย์ปกคลุมไปด้วยบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กขนาดเล็กนับล้านแห่ง ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 50–1,000 กิโลเมตรขั้วแม่เหล็กขนาดเล็กเหล่านี้ถูกกระแทกและปั่นป่วนโดยการเกิดเม็ดเล็กๆ บนพื้นผิวอย่างต่อเนื่อง สนามแม่เหล็กในโคโรนาของดวงอาทิตย์จะต้องมีการเชื่อมต่อใหม่เกือบตลอดเวลาเพื่อให้สอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของ "พรมแม่เหล็ก" นี้ ดังนั้นพลังงานที่ปล่อยออกมาจากการเชื่อมต่อใหม่จึงเป็นตัวเลือกที่เหมาะสมสำหรับความร้อนในโคโรนา บางทีอาจเป็นในรูปของ "ไมโครแฟลร์" หลายๆ ครั้ง ซึ่งแต่ละครั้งให้พลังงานน้อยมาก แต่เมื่อรวมกันแล้วก็ให้พลังงานที่เพียงพอต่อความต้องการ

แนวคิดที่ว่านาโนแฟลร์อาจทำให้โคโรนาร้อนขึ้นนั้นได้รับการเสนอโดยยูจีน พาร์คเกอร์ในช่วงทศวรรษ 1980 แต่ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง กล้องโทรทัศน์ อัลตราไวโอเลตเช่นTRACEและSOHO /EIT สามารถสังเกตไมโครแฟลร์แต่ละตัวได้ในรูปของการสว่างเล็กๆ ในแสงอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว^{[ 51 ]}แต่ดูเหมือนว่าจะมีเหตุการณ์เล็กๆ เหล่านี้น้อยเกินไปที่จะอธิบายพลังงานที่ปล่อยออกมาสู่โคโรนา พลังงานเพิ่มเติมที่ไม่ได้อธิบายอาจเกิดจากพลังงานคลื่น หรือการเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กแบบค่อยเป็นค่อยไปซึ่งปล่อยพลังงานออกมาอย่างราบรื่นกว่าไมโครแฟลร์ ดังนั้นจึงไม่ปรากฏให้เห็นชัดเจนในข้อมูลของ TRACE การเปลี่ยนแปลงในสมมติฐานไมโครแฟลร์ใช้กลไกอื่นๆ เพื่อสร้างความเครียดให้กับสนามแม่เหล็กหรือเพื่อปล่อยพลังงาน และเป็นหัวข้อของการวิจัยอย่างจริงจังในปี 2548

เป็นเวลาหลายสิบปีที่นักวิจัยเชื่อว่าสไปคูลสามารถส่งความร้อนเข้าไปในโคโรนาได้ อย่างไรก็ตาม หลังจากการวิจัยเชิงสังเกตการณ์ในช่วงทศวรรษ 1980 พบว่าพลาสมาของสไปคูลไม่ได้มีอุณหภูมิสูงถึงระดับโคโรนา ดังนั้นทฤษฎีนี้จึงถูกยกเลิกไป

จากการศึกษาที่ดำเนินการในปี 2010 ที่ศูนย์วิจัยบรรยากาศแห่งชาติในโคโลราโดโดยความร่วมมือกับห้องปฏิบัติการพลังงานแสงอาทิตย์และดาราศาสตร์ของล็อกฮีดมาร์ติน (LMSAL) และสถาบันฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีของมหาวิทยาลัยออสโลพบว่าสปิคุลประเภทใหม่ (TYPE II) ที่ค้นพบในปี 2007 ซึ่งเคลื่อนที่ได้เร็วกว่า (สูงสุด 100  กม./วินาที) และมีอายุขัยสั้นกว่า สามารถอธิบายปัญหาดังกล่าวได้^{[ 52 ]}เจ็ตเหล่านี้แทรกพลาสมาที่ร้อนเข้าไปในชั้นบรรยากาศภายนอกของดวงอาทิตย์

มีการใช้ชุดอุปกรณ์ถ่ายภาพบรรยากาศ (Atmospheric Imaging Assembly) บนกล้องโทรทรรศน์สุริยะ Solar Dynamics Observatory ของ NASA และชุดอุปกรณ์โฟกัสสำหรับกล้องโทรทรรศน์สุริยะ (Focal Plane Package for the Solar Optical Telescope) ของ NASA บนดาวเทียม Hinode ของญี่ปุ่น เพื่อทดสอบสมมติฐานนี้ ความละเอียดเชิงพื้นที่และเวลาที่สูงของเครื่องมือรุ่นใหม่เหล่านี้เผยให้เห็นถึงแหล่งกำเนิดมวลโคโรนา

จากการวิเคราะห์ในปี 2011 โดย de Pontieu และเพื่อนร่วมงาน การสังเกตเหล่านี้เผยให้เห็นถึงความเชื่อมโยงแบบหนึ่งต่อหนึ่งระหว่างพลาสมาที่ถูกทำให้ร้อนถึงหลายล้านองศาและหนามแหลมที่แทรกพลาสมานี้เข้าไปในโคโรนา^{[ 53 ]}