日冕層
日全食時，黑暗的太陽外圍是銀白色的光芒，像帽子似地扣在太陽上，因此稱為日冕。 日冕是太陽最外圍大氣。平時要觀測日冕，需要用特別的日冕儀。日冕的範圍很大，用日冕儀只可以觀測到接近太陽表面的那部分日冕，一般叫做內冕。它的邊界離太陽表面約有3個太陽半徑那么遠，或者說約為200萬千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球軌道之外。日冕的物質非常稀薄。內冕密度稍微大一些，但它的密度也低於地球大氣的十億分之一，幾乎接近真空。 日冕的形狀很不規則，有時候呈圓形，有時候呈扁圓形，結構也很精細，在太陽赤道四周有很多向外流動的“冕流”伸向遠處，太陽極區則有一些纖細的羽毛狀的“極羽”。
2002年5月15日，美國航空航天局公布了一張日冕環景象的照片。這一壯觀景象是因太陽磁場增強並穿過光球層和色球層，影響到日冕層產生的。增強後的磁場控制日冕層的離子流並呈現拱形或環形的管狀形態。日冕環形態多樣，大多數體積巨大，其跨度往往超過數個地球。
當發生日全食時，月亮會在太陽表面投下一個被灰藍色光環圍繞著的圓盤狀陰影，這一灰藍色的圓環即稱為日冕，它常被描寫成異常絢麗的飄帶。起初，天文學家們還無法確定這種燦爛的光芒到底是來自太陽還是月亮，但他們很快就找到了答案，即來自太陽。
日全食時看到的日冕
所謂“日冕”的光芒實際上來自於太陽的外部大氣層，其亮度只有太陽本身的百萬分之一，因此只能在發生日食時才能被看到。日冕產生的光輝只有整個月球反射太陽光的一半，在發生日食時，正是日冕發出的光芒才未使整個世界陷入一片黑暗。
1931 年，法國天文學家博納德弗第南德李奧特發明了日冕儀，這一發明使人們在陽光普照時也能夠對日冕產生的光線進行觀測。在這一儀器的幫助下，我們最終發現日冕是太陽的一部分。
當時，人們在對日冕進行研究時發現，日冕產生的譜線並不屬於光譜中的某一範圍。1868 年，法國天文學家皮埃爾J．C．詹森在印度對一次日食進行觀測時，曾對日冕譜線進行了記錄，並將記錄寄給了英國天文學家約瑟夫諾曼洛克伊爾，他是一位公認的光譜學專家。通過認真的研究，洛克伊爾認為這些譜線意味著在太陽大氣中存在一種未知的新元素，他將其命名為“氦”，這個稱謂在希臘語中意思是“太陽”， 也就是“太陽中含有的元素”的意思。不過，這論斷沒過多久就被推翻了。1895 年，蘇格蘭化學家威廉姆雷姆塞發現在地球上同樣存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一種最先被發現於地球以外的天體上的元素。
日冕還產生其他一些奇特的譜線，但這並不意味日冕中還存在什麼未知的元素。反之，這些譜線說明日冕中所含元素的原子中都含有不同數量的電子，而在高溫條件下，某些電子將脫離原子的束縛。1942 年，瑞典物理學家本傑特愛德蘭認為日冕中的某些特殊譜線是鐵、碳和鎳原子在失去電子的情況下產生的。日冕的溫度很高，其數值達百萬數量級，這並非臆想，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別原子中。而且這些原子廣泛分布於整個日冕中，其熱量總和並非高。
日冕並沒有突出的邊緣，而是不斷延伸，逐漸與整個太陽系融為一體，並在延伸的過程中逐漸減弱，直至對行星的運動無法構成任何可觀的影響為止。太陽蘊含的熱量將驅使帶電粒子沿不同方向向太陽外部迸射，美國物理學家尤金紐曼巴克爾於1959 年時曾經對此做出預言。1962 年，“水手-2 號”探測器升至太空抵達金星時所探測到的結果驗證了這個預言。這種帶電粒子的迸射被人們稱為“太陽風”，其速度為400—700 公里/秒。“太陽風”的作用使各彗星的尾部均指向背離太陽的方向。同時，構成“太陽風”的帶電粒子還會不斷撞擊各個行星，而且如果行星上具有南北極（正如地球上那樣），那么帶電粒子將由其北極向南極運動。
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著什麼，科學家們目前還未找到合理的解釋。
日冕層與日珥的區別
日珥是色球層上的，不是日冕層上的，日冕即為日冕層。
