Durante los eclipses totales, cuando la fotosfera, primero, y luego la cromosfera quedan completamente ocultas, aparece un débil halo blanco alrededor del Sol, denominado corona. Es la región más externa de la atmósfera solar. Se encuentra a una temperatura superior al millón de grados y su forma muy irregular varía continuamente y es diferente en los sucesivos eclipses (Figura 4-1-6). La estructura de la corona se mantiene por el campo magnético del Sol. Su observación desde tierra presenta muchas dificultades ya que, en el dominio de la radiación visible, la corona emite poco una millonésima parte de la luz emitida por la fotosfera (como la Luna llena). Las condiciones ideales para su estudio se presentan en los eclipses totales. Fuera de ellos, han de elegirse lugares de observación, como los de alta montaña, donde la difusión por la atmósfera terrestre es más reducida. También es necesario minimizar la difusión instrumental; para ello se utiliza el llamado coronógrafo, que simula un eclipse gracias a pantallas y diafragmas que ocultan la luz del disco.

El espectro visible de la corona, cuando se observa durante los eclipses, muestra un continuo y superpuesto líneas de absorción y emisión. Es fácil separar el espectro de líneas de emisión, simplemente considerando todo lo que está por encima del nivel del continuo. Las líneas de emisión no corresponden a ningún espectro de líneas conocido bien en los laboratorios terrestres o en otras estrellas. A su identificación se dedicó un gran esfuerzo investigador en los campos de la astronomía solar y espectroscopía teórica y de laboratorio. Al final de los años treinta se descubrió que estas líneas corónales correspondían a átomos muchas veces ionizados, confirmando así las predicciones sobre la alta temperatura de la corona. El grado de ionización del gas solar aumenta a medida que consideramos estructuras más externas. Así, la fotosfera y cromosfera contienen átomos neutros o una vez ionizados (por ejemplo CaI, CaII), y en la región de transición se identifican ya los doblemente ionizados (SiIII). Pero en la corona encontramos iones que están trece veces ionizados (por ejemplo, Fe XIV, que ha perdido 13 electrones de los 26 que posee en estado neutro). Su temperatura debe ser, pues, superior al millón de grados, para que la energía sea suficiente para arrancar tantos electrones de los átomos. A esta componente del espectro se le conoce como la corona E, ya que exhibe un espectro de líneas de emisión originado por los iones del gas coronal.

Hay otras dos componentes en el espectro coronal pero que no es luz emitida propiamente por la corona sino luz fotosférica reflejada hacia la Tierra. Una es la luz difundida en nuestra dirección por los electrones de la corona que da lugar a un espectro continuo sin líneas de absorción, recibe el nombre de componente K. La tercera componente está constituida por un continuo con líneas de absorción similar al espectro fotosférico y se denomina componente F, es debido a la difusión, en la dirección de observación, de la luz fotosférica por las partículas situadas entre la Tierra y el Sol (polvo interplanetario).