寧靜日冕射電輻射在一些方面與日冕X射線相類似，二者雖然只占太陽總輻射能的很小部分，卻能提供相當數量的信息。對於X射線有很大意義的軔致輻射,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干擾。通過光譜分析得出日冕的化學成分基本上與光球相同。
日冕的電子密度和運動溫度 K日冕是自由電子散射光球輻射的結果，因而可由K日冕亮度求出日冕的電子密度。鮑姆巴赫由日食資料得出日冕亮度IC隨徑向距離d的變化為：，
式中I嫯為日心亮度，從而導出電子密度分布ne(r)（r以R嫯為單位）為：
關於日冕的電子溫度Te可用兩種方法求得：①假設日冕處於流體靜力學平衡，即壓力梯度被重力所平衡：，
式中g為太陽表面重力加速度,ρ為密度，因為所有原子完全電離，壓力P=2nekTe。這樣,由日冕電子密度的分布ne(r)便可求出Te。范德胡斯特用此法求得在太陽活動極大時的赤道區Te=1.6×106K，而在活動極小時的兩極Te=1.15×106K。②由於日冕電子運動速度很大，可認為譜線變寬主要由熱動都卜勒效應引起(見都卜勒致寬)。這樣，在略去湍流速度的情況下，由觀測譜線輪廓的半寬△λ可求出，
式中λ為觀測譜線的波長，μ為元素的原子量。馮克盧貝爾對λ5303埃線得出Te為1.6×106～3.2×106K。
日冕的熱導率十分高,粒子速度很大,這就使得日冕處於近似等溫狀態。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。
日冕的磁場和擾動 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，由於觀測上的困難，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），因而只能用間接的觀測方法或理論計算來求。目前廣泛採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確地測定，而且每天都有記錄。假設低日冕區磁場是無力場，並且是無電流場，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高斯範圍內，隨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內會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時內對物質運動、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。長期擾動控制著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脈衝擾動，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衝式硬X射線爆發）。
日冕擾動的研究同太陽其他活動和行星際擾動的研究有關。這方面的研究工作近年來十分活躍。
日冕的增溫觀測表明,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公里處的幾萬度，再向上延伸約1,000公里形成了色球-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於探索階段。
