Над хромосферата е разположена област от слънчевата атмосфера с крайно ниска плътност и поради това много трудна за наблюдение. Това е слънчевата корона – свтъл ореол, който може да се види по време на пълно слънчево затъмнение или чрез специални уреди – коронографи. Цветът на короната е подобен на слънчевата светлина, т.е. преобладаващо бял. Интензитеът на излъчването на короната в бяла светлина е 1 милион пъти по-малък от интензитета на излъчване на диска, а нейната яркост е близка до яркостта на пълната Луна.

Излъчването на бялата корона възниква по 3 различни начина. Първата съставяща на излъчването на короната е К-короната. Тя представлява по голяма част от светлината, която наблюдаваме до около 1.3 слънчеви радиуса. Това излъчване има непрекъснат спектър и представлява излъчване на фотосферата, разсеяно по направление на наблюдателя от свободните електрони в короната.
Втората съставяща, F-короната, възниква от разсейването от относително тежки частици, бавно движещи се между Земята и Слънцето. За разлика от К-короната, F-короната има спектър с фраунхоферови линии.
Третата съставяща – Е-короната – представлява излъчване в спектрални линии, определени от йоните на короналния газ.

Въз основа на донякъде прозволни критерии короната се разделя на три области – вътрешна, средна и външна.
Вътрешната корона се простира от горната граница на хромосферата до ~ 1.3 слънчеви радиуса. Хромосферата изчезва на височина 12×10³ km, където броят спикули е по-малък от 1 на супергранулационна клетка. Вътрешната корона е достатъчно ярка, че да се наблюдава извън затъмнение.
Средната корона се простира от 1.3 до 2.3 слънчеви радиуса. Във външната корона преобладава F-короната.

Общият вид на короната се мени в течение на цикъла на слънчевата активност. Плътността при прехода от минимум към максимум се увеличава на екватора около 2 пъти, а температурата с около 20%. Най-интересна особеност на короната в епохата на максимума е асиметричността на структурата и, създавана от силните магнитни полета. Груб показател за влиянието на слънчевата активност върху короната е връзката между отклонението на формата и от сферична симетрия и фазата на слънчева активност.

Най- характерни проявления на короналната активност се явяват образуванията на коронални кондензации – по-плътни и горещи области в долната част на короната над групите петна. Короналните кондензации се наблюдават в светлината на емисионните линии и понякога в бяла светлина. Те имат вид на ярки примки и възли. Характерният им размер е 10⁵ km, а времето им на живот е от порядъка на часове или денонощия (спорадически) или по-дълго (перманентни).

Короналните лъчи или стримери са приблизително радиални структури, простиращи се от 0.5 до 10 слънчеви радиуса. В сравнение с окръжаващата ги среда плътността в тях е от 3 до 10 пъти по-висока. В частност над протуберансите са разположени лъчи с шлемовидна форма. Близо до полюсите се наблюдават забележителни лъчевидни структури, особено в минимума на слънчевата активност, наречени полярни пера. Времето им на живот е около 15 часа. Те очертават структурата на локалното магнитно поле.

Короналните дупки представляват области с плътност значително по-ниска (3 пъти) от плътността на типичната фонова корона. Короналните дупки се образуват в области на короната, където силовите линии на магнитното поле имат приблизително радиално направление. Устойчиви, дългоживущи, нискоширотни коронални дупки най-явно са изразени при спад на слънчевата активност. Короналните дупки са източници на бързи потоци слънчев вятър със скорости 600 – 800 km/s. Формирането на короналните дупки и свързаните с тях бързи потоци слънчев вятър все още не са получили достатъчно количествено обяснение.