Солнечная корона, представляет из себя наиболее протяженную, разряженную и горячую внешнюю часть атмосферы Солнца (иллюстрации смотрите при статье «Затмения»). Во время полных солнечных затмений солнечная корона прослеживается от солнечного лимба до гелиопаузы на расстояние в несколько диаметров Солнца. В коротковолновой части спектра (λ < 200 Å) и в радиоизлучении на метровых волнах всё излучение Солнца исходит из солнечной короны. Состоит из электронов и ионов. Излучение солнечной короны представлено непрерывным спектром, обусловленным рассеянием излучения фотосферы Солнца свободными электронами, и отдельными линиями излучения, соответствующими различным ионам. Магнитные поля и электрические токи солнечной короны определяют её тонкую структуру (корональные петли, корональные дыры, корональные выбросы массы и др.). Температура разных структур солнечной короны различна: (1–2) · 106 К – у свободных электронов, (0,05–15) · 106 К – у ионной составляющей. В видимом диапазоне солнечную корону можно наблюдать визуально во время полных солнечных затмений. С 1930 года наблюдения солнечной короны проводят также вне затмений с помощью коронографов, с 1946 года – радио- и ракетными методами, с 1970-х годов – с использованием КА. Корпускулярные потоки, рентгеновское и УФ-излучение солнечной короны определяют так называемую космическую погоду.

Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962; Шкловский И. С., Современное состояние вопроса о природе солнечной короны. Успехи физических наук, Т. XXX, вып. 1-2. 1946.