【冕 (恒星大气层)】
冕是太阳或其他天体由电浆构成的大气层，延伸至太空中数百万公里，在日全食的时候很容易看见，但使用日冕仪随时都可以看见。在拉丁文中字根corona的意义就是光环。
在法国见到的1999年8月11日的日全食。
高温的日冕呈现特殊的光谱特征，在19世纪产生了一些争议，认为有一种早先未知的元素𰛂|⿹气免 (coronium)。后来，这些光谱的特征被追踪对应上了高度电离的铁（Fe(XIV)），显示是在温度超过106 K 的电浆。
来自冕的光有三种主要来源，虽然所有的都分享相同的空间，但有各自不同的名称。K-冕（源自德文的kontinuerlich，是"连续"的意思）是被阳光驱散的自由电子创造的，都卜勒致宽使被反射的光球层吸收线完全被遮蔽掉，让光谱呈现连续而完全看不见吸收线。F-冕（F来自夫朗和斐）是由被阳光弹起的微尘粒子创造的，因为它包含了未加工就能在阳光下看见的夫朗荷斐吸收线，所以可以被观测到。F-冕延伸到离太阳非常远的距角时，就会被称为黄道光。E-冕（E源自辐射这个字）是来自冠冕部分的电浆离子的发射谱线，并且是关于冕区成分的主要讯息来源。
== 物理特征 ==
太阳的日冕比可见的太阳表面热许多（数量级将近200）：光球层的平均温度是5,800K，相较之下日冕的温度是300万K。日冕的密度只有光球层的10−12，然而，它的光度只有百万分之一呈现在可见光上。日冕和光球层之间只有狭窄的色球层分隔著，日冕被激发的机制仍然是现今还在争议的主题，而可能的成因可以归纳为磁场和来自底层的声波的压力波（后者的可能性比较低，因为在早期的高磁性星中也有冕的存在）。太阳的日冕外缘因为为是开放性的磁场，被认为会持续的传输物质成为太阳风。
图示是在太阳周期中太阳磁场流的结构配置。
日冕并不是经常都均匀的分布并横越太阳的表面。当周期是平静时，日冕或多或少的被限制在赤道的地区，并且在极区会出现冕洞。在太阳周期的活跃期间，它最明显的虽然是太阳黑子活动区域，但是日冕被均匀的散布在赤道与极区。太阳周期经历的时间大约是11年，从极小期到极大期，太阳磁场持续的受到伤害（由于在太阳赤道的较差自转，赤道的自转比极区快）。太阳黑子的活动在极大期时会发出声音，磁场也被扭曲到最大限度，与黑子连结成为冕圈，磁通量构成的环，从太阳内部向上涌升。磁通量将较热的光球层推开，露出底下较冷的电浆，因此呈现黑色（当与太阳的盘面比较时）的斑点。
=== 冕圈 ===
TRACE以171Å拍摄的冕圈。
冕圈是磁性太阳日冕的基本结构，这些圈是封闭的磁通量伴随著开放的磁通量，可以在极区的冕洞和太阳风处发现，磁通量圈充满了来自太阳本体的电浆。由于在冕圈区域的磁场活动量升高，冕圈经常会形成太阳耀斑和日冕物质抛射（CMEs）。太阳电浆将这些结构的温度从光球层的6,000K穿越过渡区造成日冕的温度被提升至超过1×106K。通常，太阳电将会从充满的一个点慢慢的流至其他地方（由于压力的不同造成虹吸，或由其他的驱动造成不对称流）。这些通常被分别认为是色球层的蒸发和色球层的冷凝。也许也有对称的流从圈的两个根部流出，造成质量在环圈结构内累积。在这些区域内冷却的电浆会在太阳盘面上造成暗斑或离开边缘的日珥。冕圈的生命期有秒（在闪焰事件的状况）、分、时和天等的不同数量级。通常能持续长时间的就是所知的稳定或宁静冕圈，并维持著冕圈内能量来源和沉降间的平衡（ example date=20080309103327 ）。
当试图了解当前的日冕高温问题时，冕圈变得非常重要。冕圈是电浆向周围大量释放热能的来源，因此像 TRACE卫星 上安装的仪器很容易观察到它的踪影，它们是可以观测和研究像是太阳振荡、波的活动和毫微闪焰现象的实验室。但是使用遥测装置观察，要解决日冕高温问题仍然是很困难的，仍然有许多可议之处（这是因为传播的辐射只有视线方向上的）。在能够获得明确的答案之前，需要现场的测量，但是因为在日冕内高温的电浆，使得现场测量是不可能的（至少目前还不行）。
=== 瞬变现象 ===
日或闪焰和"日冕传输"（也称为日冕物质抛射）的生成，是常发生的。这些是带有大量物质从太阳向外移动的巨大冕圈，每小时可以移动百万公里，并且带有10倍于触发这些日珥或闪焰的能量。一些更巨大的抛射可能以每小时1,500万公里的高速抛出上万吨的物质进入太空。
== 其他恒星 ==
太阳之外的恒星也有星冕，但需要使用X射线望远镜才能侦测到。有些星冕，特别是年轻的恒星，它们的亮度比太阳的明亮许多。
== 日冕高温问题 ==
日冕高温问题是太阳物理学的问题：为什么日冕的温度会有数百万度K，比表面的数千度高了许多。如此的高温需要由太阳的内部经由非热过程运载到日冕，因为热力学第二定律阻止了热直接从太阳内部流到5,800K的太阳光球，或是表面，更热的日冕温度大约在一百万至三百万K（部份可以高达千万K）。加热太阳日冕所需要的功率很容易的就可以计算出来，再太阳表面每一平方米的功率大约是一千瓦，或是自太阳逃逸出的可见光能量的四万分之一。 为何太阳的日冕会比表面热那么多？
从色球层到日冕之间有使温度增加的薄薄一层区域，称为过渡区，厚度从十到数百公里不等。类似的比喻好比一个电灯泡会使周围的空气被加热到比灯泡还热，这就违反了热力学第二定律。
许多日冕加热的理论被提出来，但是只有两个理论依然被认为是最可能的候选者，波热化和磁再连结（或是毫微闪焰）。经历过去的50年，没有理论能计算出日冕的高温。多数的太阳物理学家相信要这两种理论的某种组合或许可以解释日冕高温问题，但是细节还不够完备。
NASA的任务太阳探测+打匴接近至太阳半径9.5倍处调查日冕高温问题和太阳风的起源。
=== 波热化理论 ===
波热化理论是Evry Schatzman在1949年提出的，提议能量是经由波的传送从太阳的内部运载到色球层与日冕。太阳被当成电浆而不是普通的气体，所以它支持几种类似声波在空气中的波动类型。最重要的波动类型是磁电机-声学波和阿尔文波 磁电机-声学波是在磁场出现后被修改的声波，是和阿尔文波类似的并经与电浆内物质交互作用修正的ULF无线电波。这两种类型的波都可以经由米粒组织和超米粒组织在太阳光球的震荡发射，并且这两种波都可以携带能量经过一段距离，穿越太阳的大气层然后转变成冲击波将能量转换成热能。
波热化的一个问题是热交付的适当位置。磁电机-声学波不可能携带足够的能量向上穿越色球层抵达日冕，这有两个原因，一个是因为色球层的低压，并且它们也倾向于反射回光球。阿尔文波可以携带足够的能量，但是在抵达日冕后不能迅速的将能量发散至日冕。波在电浆中难以分析是众所皆知的事实，但是汤玛斯·波格达和同事在2003年完成电脑的模拟，似乎显示亚尔文波在日冕的底部可以转换成其他形式的波，提供了可以携带大量的能量进入日冕，然后将热发散的路径。
另一个与波热化有关的问题在1990年代之前完全被忽视，就是波在日冕中传播的直接证据。第一次波进入日冕和传播的观测是在1997年由航行在太空中的太阳天文台SOHO卫星完成的，这是第一个能稳定的以光度计在极紫外线的波段上长时间观察太阳的平台。那些磁电机-声学波的频率是1mHz（mHz，相当于1,000秒一个周期），能够携带日冕所需要能量的10%。许多观测都出现地区性波动的现象，像是亚尔文波是由太阳的闪焰产生的，但这些事件都是瞬变的，不可能解释日冕一致性的加热问题。
也还不知道有多少种的波可以利用来加热日冕。在2004年，一份引用TRACE卫星太空船资料发表的报告，似乎显示在太阳大气中有频率为100mHz（周期10秒）的波在传递著。使用安置在SOHO卫星上的UVCS测量不同离子的温度，得到了很好的间接证据，证实有频率200Hz的波在传递著，这是人耳可以听到的频率。这些波在正常的状况下是非常难以察觉的，但是威廉斯学院的小组在日食时收集到的证据认为存在著频率在1–10Hz的波。
=== 磁再连结理论 ===
磁再连结理论依赖太阳磁场在日冕引发的电流，电流在日冕中引发然后突然崩溃，将能量以热和波的形式释放给日冕。这种过程称为"再连结"，因为这是磁场表现在电浆中的一种特殊的方式（或是在任何导电的液体，像是水银或海水）。在电浆中，磁场线通常是各自分离的被封锁在物质中，所以磁场保持著相同的拓墣结构：如果特殊的南和北磁极是由单一的磁场线连系著，那么即使搅动了电浆或是移动了磁铁，磁场线仍将继续连接著原来的那些特殊的磁极，这些连结是由电浆中的电流维系著的。在某些情况下，这些电流会崩溃，并且允许磁场"再连结"至其他的磁极，而在过程中同时释放出波和能量。
磁再连结被假设是在太阳闪焰之后的机制，是在太阳系内最大的爆炸。而且，太阳表面上有数以百万计被磁化的小区域，直径从50–1,000公里不等。这些的小磁极不停的被米粒组织翻搅著，在太阳日冕中的磁场就必需不停的与这张"磁性地毯"进行再连结的匹配动作，因此再连结所释放的热能很自然的就成为供应日冕能量的首选候选者，或许还可以加上一系列的"毫微闪焰"，单一的活动只能提供少量的能量，但整体加起来可以供应所须的能量。
毫微闪焰提供日冕能量的想法是尤金·派克在1980年代提出来的，但始终仍有争议。特别的是，像是TRACE和SOHO/EIT等卫星上的紫外线望远镜可以观察到个别的毫微闪焰，在极紫外线下是明亮的小点，但是这些事件看起来并不是很多，能释入日冕的总能量仍不足。另外的能量可能就需要波的能量来补足，或是米粒组织磁场的再连结能比豪微闪焰更顺利的传送能量，因此未能呈现在TRACE的资料中。变更毫微闪焰的假说，使用其他的机制来压迫磁场或释放能量。在2005年，这是活跃的研究主题和重点。