概述
太陽表面溫度約6000攝氏度，而日冕(太陽大氣最外層)可達上百萬攝氏度。在高溫下，氫、氦等原子已經被電離成帶正電的質子、氦原子核和帶負電的自由電子等。這些帶電粒子運動速度極快，以緻不斷有帶電的粒子掙脫太陽的引力束縛，射向太陽的外圍，形成太陽風，日冕發出的光比色球層的還要弱。
内冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處；中冕從1.3倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以内統稱内冕。大于2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。廣義的日冕可包括地球軌道以内的範圍。
日冕隻有在日全食時或使用日冕望遠鏡才能看到，其形狀随太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年，日冕的形狀接近圓形，而在太陽活動極小年則呈橢圓形。
通過X射線或遠紫外線照片，可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域，這稱為冕洞。
組成
日冕是太陽大氣的最外層，從色球邊緣向外延伸到幾個太陽半徑處，甚至更遠。分内冕、中冕和外冕，内冕隻延伸到離太陽表面約0.3R嫯處；外冕則可達到幾個R嫯，甚至更遠。日冕由很稀薄的完全電離的等離子體組成，其中主要是質子、高度電離的離子和高速的自由電子。
日冕可分為内冕、中冕和外冕3層。内冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處；中冕從1.3倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以内統稱内冕。大于2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。廣義的日冕可包括地球軌道以内的範圍。
日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為1015m-3。在高溫下，氫、氦等原子已經被電離成帶正電的質子、氦原子核和帶負電的自由電子等。這些帶電粒子運動速度極快，以緻不斷有帶電的粒子掙脫太陽的引力束縛，射向太陽的外圍。形成太陽風。日冕發出的光比色球層的還要弱。
日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(等離子體)組成。其物質密度小于2×10-12千克/米3，溫度高達1.5×106～2.5×106K。由于日冕的高溫低密度，使它的輻射很弱且處于非局部熱動平衡狀态，除了可見光輻射外，還有射電輻射，X射線，紫外、遠紫外輻射和高度電離的離子的發射線(即日冕禁線)。
白光日冕有3個分量：① K冕。在 2.3太陽半徑以内，由自由電子散射光球的連續光譜。②F冕。在2.3太陽半徑以外，起源于黃道面内行星際塵埃粒子散射光球的光，它的光譜中有夫琅和費線，F冕又稱為“内黃道光”。③ E冕。又稱L冕，是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1/10000～1/100特斯拉，随距日面距離的增加而減小。
變化特征
日冕隻有在日全食時才能看到，其形狀随太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年，日冕的形狀接近圓形，而在太陽活動極小年則呈橢圓形。通過X射線或遠紫外線照片，可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域，這稱為冕洞。
日冕輻射的波段範圍很廣，從X射線、可見光到波長很長的射電波，因此必須采用不同的儀器進行觀測。在1931年發明日冕儀以前，人們隻能在日全食時觀測到日冕，因為它的亮度僅為光球的百萬分之一左右，約相當于滿月的亮度。在平時地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光，會大大超過日冕本身的亮度而将它淹沒。
擾動
日冕或其中某一部分在短時間内會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時内對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制。長期擾動控制着太陽風和行星際磁場。②快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時。表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈沖擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈沖式硬X射線爆發）。
太陽大氣的溫度具有反常的分布，即從光球的5770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4600K，然後緩慢上升到光球之上約2000公裡處的幾萬度，再向上延伸約1000公裡形成了色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區了。
太陽活動
2011年11月3日太陽表面噴射出一個巨大的耀斑，達到X1.9級，是有史以來觀測到的規模最大的太陽風暴之一，此次太陽耀斑觀測到的一個巨型太陽黑子爆發後出現。這一次的太陽黑子同樣是近年來觀測到的最大黑子之一，此次太陽耀斑能量巨大，大約45分鐘後，地球上的通訊受到幹擾，太陽耀斑開始于格林威治标準時間晚上8點27分，将對地球上的部分無線電通訊造成幹擾。
輻射
日冕的輻射是在非局部熱動平衡狀态下産生的，有以下幾種情況：①日冕氣體中的自由電子散射光球輻射，即白光日冕。②電子在熱運動中同質子、α 粒子以及各種重離子碰撞時，産生轫緻輻射。③處于亞穩态的離子的禁戒躍遷，是日冕禁線的來源。④當電子在磁場中運動時，産生回旋加速輻射或同步加速輻射。這種過程對于産生日冕的較長波長（如射電波）的輻射是相當重要的。⑤在日冕等離子體的靜電振蕩和阿爾文波等過程中也産生輻射。 日冕的可見光波段的連續輻射是日冕物質散射光球的連續輻射的結果，因而日冕連續光譜的能量分布與光球很相似。白光日冕的光可分為:K日冕、F日冕、E日冕（有時稱L日冕）。太陽光譜的遠紫外線和X射線主要是在日冕中産生的。光球溫度較低，在這兩個波段的輻射遠沒有日冕強。為了不受光球輻射的幹擾，常用遠紫外線及X射線這兩個波段來拍日冕像。圖4表示用X射線拍到的日冕像。把可見波段的單色像同遠紫外線和X射線等單色像作比較，便可研究太陽大氣不同層次的物理狀态（見太陽單色像）。
射電輻射
甯靜日冕射電輻射在一些方面與日冕X射線相類似，二者雖然隻占太陽總輻射能的很小部分，卻能提供相當數量的信息。對于X射線有很大意義的轫緻輻射，對射電譜也很重要;用射電波與X射線一樣能直接觀測日冕的射電輻射而不受光球輻射的幹擾。通過光譜分析得出日冕的e="3"<日冕的電子密度和運動溫度。
熱導率粒子速度
日冕的熱導率十分高,粒子速度很大,這就使得日冕處于近似等溫狀态。總結不同學者的研究結果，可知日冕溫度約1.5×106K，太陽活動極大時可達2.5×106K，在遠離太陽的區域溫度緩慢下降。通過太陽射電觀測，也得到同樣的數值。
溫度
日冕的溫度非常高，可達200萬度。令人不可思議的是，離太陽中心最近的光球，溫度是幾千度。稍遠些的色球，溫度從上萬度到幾萬度。而距離太陽中心最遠的日冕，溫度竟然高達百萬度。這一反常的現象意味着什麼，科學家們還未找到合理的解釋。
冕的溫度很高，其數值達百萬數量級，這并非臆想，而是以日冕發射的高能量X射線為依據的。不過，這種超高溫僅僅集中在日冕的個别原子中。而且這些原子廣泛分布于整個日冕中，其熱量總和并非高。
觀測表明，太陽大氣的溫度具有反常的分布，即從光球的5,770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4,600K，然後緩慢上升到光球之上約2,000公裡處的幾萬度，再向上延伸約1,000公裡形成了色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區了。究竟是什麼原因造成這種反常增溫，仍是太陽物理學中多年來未解決的最重要問題之一。在過去數十年中對過渡層和日冕反常高溫的原因進行了許多研究。聲波加熱機制、激波加熱機制、阿爾文波加熱機制、波與粒子的非共振湍動加熱機制都曾被提出過，但是這方面的理論研究仍處于探索階段。
磁場擾動
從磁流體力學觀點來看，太陽大氣中的磁場應是一個統一的整體，即日冕磁場同光球磁場和色球磁場是密切相關的。在日冕照片上所看到的日冕大尺度非均勻結構：冕流、極羽、凝聚區和盔狀物等大多是日冕磁場的不均勻分布引起的。例如，兩極的羽狀物很像磁石兩極附近的鐵屑花樣， 這曾被用來推算日冕的偶極場。但是，與光球場和色球場不同，由于觀測上的困難，很難由測量譜線的塞曼裂距直接求出日冕的磁場（見塞曼效應），因而隻能用間接的觀測方法或理論計算來求。
如今廣泛采用由光球磁場計算日冕磁場的方法，因為光球磁場可以比較準确地測定，而且每天都有記錄。假設低日冕區磁場是無力場，并且是無電流場，利用觀測的光球磁場資料作為邊界條件來解無電流場方程，就可得到日冕磁場的強度和方向。1968年紐科克等首先進行這方面的研究，他們把計算出來的日冕磁場結構與日冕的形狀作比較，結果相當滿意。研究結果表明，日冕的磁場強度在1～100高斯範圍内，随距日面的距離的增大而減小。在一個天文單位處由空間直接測量得的行星際磁場平均約為5×10-5高斯，具有阿基米德螺旋線的磁結構。在太陽活動強烈時，與活動客體共生的日冕局部磁場的強度要大得多，這時行星際磁場的強度也有較大的增加。日冕磁場結構有兩種：一種是封閉式的場結構，其對應的光學結構是盔狀冕流；另一種是開放式結構，其對應物是冕洞。而與耀斑共生的局部擾動區域，則常常是部分開放、部分封閉的場結構。
日冕或其中某一部分在短時間内會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時内對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制。長期擾動控制着太陽風和行星際磁場。②快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時。表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈沖擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬 X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈沖式硬X射線爆發）。
