Podczas okresów małej aktywności słonecznej aktywność korony sprowadza się mniej więcej do okolic równikowych, zaś w obszarach polarnych obserwowane są istniejące przez większość cyklu polarne dziury koronalne. Podczas wzmożonej aktywności korona jest równo rozmieszczona nad rejonami równikowymi i biegunowymi, aczkolwiek ponad obszarami plam słonecznych jest ona najbardziej uwypuklona. Z zewnętrznych części korony emitowany jest wiatr słoneczny. Z koroną związane są również zjawiska protuberancji i koronalnych wyrzutów masy.
Temperatura korony słonecznej Na Słońcu, powyżej fotosfery obserwowane jest zjawisko, w którym temperatura plazmy słonecznej rośnie ze wzrostem odległości od Słońca, osiągając w koronie wartość 2 milionów K. Ponieważ warunkiem emitowania promieniowania jest temperatura emitera wyższa od otoczenia, niezbędne było znalezienie procesu fizycznego, który tak intensywnie grzeje koronę.
Mechanizmem podgrzewania korony mogłoby być przenoszenie energii przez fale dźwiękowe w falowodach plazmowych w kierunku od powierzchni Słońca do korony.