遷移層
遷移層自体は、コストやその特異性、またナビエ-ストークス方程式と古典電磁気学が組み合わさった複雑さのため、あまり研究されていない。
ヘリウムのイオン化は、コロナの形成に必須なため、重要である。内部のヘリウムが部分的にしかイオン化されなくなる(つまり2つの電子のうち1つを残すようになる)ほど、太陽を構成する物質が十分に冷えると、黒体放射とヘリウムのライマン系列の直結により、非常に効率的に冷却することができる。この状態は彩層の最上部で起こり、そこでは平衡温度は数万ケルビンになる。
もう少し加熱するとヘリウムは完全にイオン化し、この時点ではライマン系列が直結しなくなり、効率的な放射をできなくなる。温度は、太陽コロナの温度である100万ケルビン近くまで急速に上がる。この現象はtemperature catastropheと呼ばれ、沸騰水が蒸気になる相転移のアナログであり、実際に太陽物理学者はevaporationと呼ぶ。同様に、コロナの物質に与えられる熱量が少なくなると、数十万ケルビンまで急速に低下し、condensedと呼ばれる。遷移層を構成する物質の温度はこの温度に近い。
遷移層は、TRACEの遠紫外線画像で暗い太陽表面とコロナの上の微かな後光のように見える。