โคโรนาเป็นบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ถัดจากโฟโตสเฟียร์และโครโมสเฟียร์ออกมา ปกติแล้วเราไม่สามารถมองเห็นโคโรนาได้ด้วยตาเปล่า ทั้งนี้เป็นเพราะแสงอันเจิดจ้าของโฟโตสเฟียร์ซึ่งสว่างกว่าโคโรนาถึง 500000 เท่าบดบังไว้ อย่างไรก็ดี เราสามารถเห็นความสวยงามของโคโรนาได้ด้วยตาเปล่า เฉพาะในขณะที่เกิดปรากฏการณ์สุริยคราสเต็มดวงเท่านั้น ในขณะที่ดวงจันทร์บดบังความสว่างของโฟโตสเฟียร์จนหมดสิ้น โคโรนาจะปรากฏเป็นพวยพุ่งออกมาจากดวงอาทิตย์ และมีสีขาวนวลตัดกับความมืดชั่วขณะของท้องฟ้าอย่างชัดเจน รูปร่างของโคโรนาจะแตกต่างกันไปในแต่ละครั้งที่เกิดสุริยคราสเต็มดวง

ในสมัยก่อนที่ผู้คนยังมีความรู้เกี่ยวกับสุริยคราสน้อย เป็นที่เข้าใจกันว่าโคโรนานั้นเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นในชั้นบรรยากาศของโลก ต่อมาเมื่อการติดตามศึกษาสุริยคราสเต็มดวงมีความก้าวหน้ามากขึ้น นักดาราศาสตร์จึงทราบว่า โคโรนาเป็นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์ที่เบาบาง ประกอบด้วยอนุภาคที่มีประจุและอาจพุ่งไปไกลจากดวงอาทิตย์นับล้านกิโลเมตร นักดาราศาสตร์ยังพบอีกว่า โคโรนามีอุณหภูมิสูงมากถึง 2 ล้านเคลวิน เมื่อเทียบกับชั้นโฟโตสเฟียร์ซึ่งมีอุณหภูมิเพียงแค่ 5700 เคลวินเท่านั้น

กลไกอะไรที่ทำให้โคโรนาร้อนจัดนั้นยังไมี่ทราบแน่ชัด แม้จะมีหลายทฤษฎีที่พยายามจะอธิบายการส่งถ่ายพลังงานของดวงอาทิตย์ให้แก่โคโรนา

โคโรนาประกอบด้วยอนุภาคที่มีประจุเช่น อิเล็กตรอน โปรตอนและไอออนของธาตุต่าง ๆ อยู่ในสถานะที่เป็นพลาสมา ดังนั้นสมบัติต่าง ๆ ของโคโรนาจึงมีความสัมพันธ์โดยตรงกับสนามแม่เหล็กและความผันแปรของสนามแม่เหล็ก อนุภาคเหล่านี้สามารถเดินทางไปได้ไกลถึงขอบของระบบสุริยะ และเป็นองค์ประกอบที่สำคัญของลมสุริยะนั่นเอง ในปี ค.ศ. 1878 C A Young เป็นผู้แรกที่พบความสัมพันธ์ระหว่างลักษณะของโคโรนาที่เห็นขณะเกิดสุริยคราสเต็มดวงกับจำนวนจุดบนดวงอาทิตย์ (Sun spots)

ในเวลาต่อมามีการศึกษาสเปกตรัมของโคโรนา และพบว่าแสงจากโคโรนานั้นมีสเปกตรัมเป็นแบบต่อเนื่อง (continuous spectrum) ซึ่งเกิดจากการสะท้อนและกระเจิงของแสงที่มาจากโฟโตสเฟียร์นั่นเอง นอกจากนี้ยังพบว่ามีสเปกตรัมของธาตุหลายธาตุที่มีลักษณะแปลกกว่าสเปกตรัมของธาตุที่ศึกษาได้ในห้องปฏิบัติการ ทั้งนี้โคโรนานั้นแม้จะเบาบางมากกว่าสุญญากาศที่ทำได้ในห้องปฏิบัติการ แต่อนุภาคต่าง ๆ นี้ก็มีพลังงานและอุณหภูมิสูงมากจนทำให้ธาตุต่าง ๆ สูญเสียอิเล็กตรอนได้หลายตัว อาทิเช่น แคลเซียมที่เสียอิเล็กตรอน 14 ตัว (Ca XV) เหล็กที่เสียอิเล็กตรอน 9 ตัว (Fe X) หรือ นิกเกิลที่เสียอิเล็กตรอน 12 ตัว (Ni XIII) เป็นต้น

ในปี ค.ศ. 1931 นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส Bernard Lyot ได้ประดิษฐ์เครื่องมือที่เรียกว่าโคโรนากราฟ (Coronagraph) ซึ่งประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่มีอุปกรณ์พิเศษปิดบังตัวดวงอาทิตย์ไว้ โคโรนากราฟนี้จะต้องติดตั้งที่ยอดเขาสูงซึ่งมีบรรยากาศเบาบางและมีแสงจากโฟโตสเฟียร์มารบกวนน้อย ในปัจจุบันมีกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่ติดตั้งโคโรนากราฟเพื่อศึกษาโคโรนาได้ตลอดเวลา ได้แก่ กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Yohkoh ของประเทศญี่ปุ่น SOHO (Solar Heliospheric Observatory) และ  TRACE (The Transition Region and Coronal Explorer) ซึ่งติดตามสังเกตดวงอาทิตย์ตลอดเวลา

กล้องโทรทรรศน์อวกาศเหล่านี้ยังสามารถศึกษาโคโรนาในช่วงความยาวคลื่นต่าง ๆ โดยเฉพาะในช่วงรังสีเอ็กซ์และอัลตราไวโอเล็ต ทั้งนี้เนื่องจากโคโรนามีอุณหภูมิสูงมากจึงสามารถแผ่รังสีเอ็กซ์และอัลตราไวโอเล็ตได้ดีกว่าโฟโตสเฟียร์และโครโมสเฟียร์ซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่ามาก ช่วงความยาวคลื่นเหล่านี้ไม่สามารถทะลุผ่านชั้นบรรยากาศของโลกได้ การศึกษาสเปกตรัมในช่วงคลื่นนี้จึงต้องอาศัยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเท่านั้น

ภาพถ่ายโดยอุปกรณ์โคโรนากราฟ LASCO C2 ในช่วงความยาวคลื่นที่ตามองเห็น

ภาพถ่ายโคโรนาในช่วงรังสีเอ็กซ์และอัลตราไวโอเล็ต แสดงให้เห็นถึงการที่พลาสมาเคลื่อนที่ไปตามเส้นแรงแม่เหล็กที่ผันผวนของดวงอาทิตย์ ผลจากการเฝ้าติดตามสังเกตโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศยังพบว่า ดวงอาทิตย์มีการสูญเสียมวลในลักษณะของการปล่อยมวลโคโรนา (Coronal Mass Ejection-CME) จากบางตำแหน่งของดวงอาทิตย์อยู่เสมอ

การปล่อยมวลโคโรนานี้เกิดขึ้นทุกวันแม้กระทั่งในช่วงที่จุดบนดวงอาทิตย์มีน้อยที่สุด (Solar Minimum) และหากการปล่อยมวลโคโรนานี้เกิดขึ้นในทิศทางที่พุ่งมายังโลกโดยตรง ก็อาจส่งผลต่อสนามแม่เหล็กโลก ทำให้การโทรคมนาคมผ่านดาวเทียมมีปัญหาได้ นอกจากนี้ยังพบว่าบางตำแหน่งบนดวงอาทิตย์เป็นตำแหน่งเกิดโคโรนาออกมาน้อยกว่าบริเวณอื่น ซึ่งเป็นบริเวณที่เรียกว่า หลุมโคโรนา (Corona Hole)

ภาพถ่ายวงโคโรนา (Coronal Loop) ที่บริเวณผิวดวงอาทิตย์