Vznik jednotlivých složek záření koróny:
- Koróna K: (kontinuální, spojitá) elektronová koróna neboli koróna spojitého spektra vzniká rozptylem fotosférického světla na volných elektronech koróny.
- Koróna F: Fraunhoferova, neboli prachová koróna vzniká rozptylem záření na relativně těžších částicích meziplanetárního prachu a ve spektru se vyskytují Fraunhoferovy čáry.
- Koróna E: emisní koróna vzniká emisí (vyzařováním) iontů koronálního plynu. Nejvýraznější spektrální čáry, ve kterých se pozoruje koróna, jsou:
- Červená čára (637,4 nm, iont Fe X) – je charakteristická pro klidné oblasti Slunce a minimum 11-letého slunečního cyklu.
- Zelená čára (530,3 nm, iont Fe XIV) – pozorujeme ji v aktivních oblastech
- Žlutá čára (569,4 nm, iont Ca XV), která se vyzařuje v oblastech blízko erupcí a nad obrovskými skvrnami.
Vzhledem k vysoké teplotě a jejímu malému výškovému poklesu (gradientu teploty) se koróna neustále rozpíná všemi směry do meziplanetárního prostoru – tak vzniká sluneční vítr. Sluneční vítr je tedy tok elementárních částic koronální plazmy. V okolí Země dosahuje nadzvukové rychlosti 409 km.s-1. Jeho hustota je v závislosti na aktivitě Slunce 10-100 částic na cm3.
Rozpínající se plazma vynáší siločáry slunečního magnetického pole, čímž se tvoří meziplanetární magnetické pole.
Chromosféra a koróna pohlcují jen nepatrné množství zářivé energie vyzařované z fotosféry. Tyto vrstvy jsou pro záření značně průhledné, proto bychom očekávali spíše pokles teploty se vzrůstající výškou. Ve skutečnosti je to ale právě naopak. Tento jev označujeme jako problém zahřívání koróny. Podle nejnovějších teorií je zahřívána rekonexí magnetických indukčních čar.