В 1970-х годах вследствие полетов «Скайлэба» исследования внешней околосолнечной среды были особенно плодотворными. Уже при построении изображения короны в высокоэнергичном диапазоне излучения со спутника ОСО-7 была выявлена ее большая сложность. На рентгеновских фотоснимках были замечены рассеянные по диску яркие точки и темные дыры в короне вместе с протянувшимися высоко в корону арками и петлями магнитного поля. Структура внешней короны действительно определяется магнитным полем, которое формирует потоки плазмы, вытягивающиеся от Солнца в виде щеток, шлемов и напоминающих языки пламени протуберанцев.
Как Секки понял уже в 1875 году, структура короны изменяется с солнечным циклом. К 1896 году К.А.Янг отождествил отличающиеся друг от друга характерные особенности максимального и минимального типов корональной структуры. Во время минимальной фазы, как мы уже отмечали, корона невыразительна. Относительно слабый свет дают структуры плазменных потоков, возникающие на низких широтах (вблизи солнечного экватора), и короткие щеточки. Потоки находятся над активными областями.
В периоды солнечной активности мы видим, что над полюсами Солнца существуют полярные щеточки, заметные во время интервалов минимальной солнечной активности. Эти вертикальные колонны плазмы достигают 8000 км в поперечнике и простираются до удивительных высот в полмиллиона километров. Над активными областями видны структуры, называемые шлемами; их верхние концы сходятся под острым углом в точке, находящейся на расстоянии одного или двух солнечных радиусов над поверхностью Солнца. Иногда над группами солнечных пятен вырастают огромные активные лучи — стримеры, на фотоснимках, полученных во время затмения, эти лучи можно проследить на протяжении пяти солнечных радиусов и дальше. Все эти поразительные детали корональной структуры — шлемы, щеточки, арки и лучи — по существу формируются внешним магнитным полем.
В фантастическом богатстве форм корональной структуры убеждают нас ультрафиолетовые и рентгеновские изображения, вроде тех, что были получены на «Скайлэбе». Как мы уже видели, корона чрезвычайно горяча и по существу прозрачна для излучения в оптической области спектра; во время затмений мы смотрим на корону сбоку. Для того чтобы получить изображение анфас, нужно использовать рентгеновские лучи, так как ободранные до самых нижних электронных оболочек атомы в короне излучают главным образом в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти ободранные атомы, называемые ионами, потеряли свои внешние электронные оболочки в раскаленной среде. Оставшиеся электроны совершают большие скачки между энергетическими уровнями атома, скачки, которые приводят к излучению больших порций энергии, в виде рентгеновских фотонов. Другим существенным фактором является то, что характер рентгеновского излучения весьма чувствительно зависит как от температуры, так и от электронной плотности; из обратного утверждения следует, что, построив изображение короны в рентгеновском диапазоне, мы сможем получить распределения температуры и плотности в короне. Действительно, интенсивность рентгеновского излучения определяется квадратом электронной плотности, тогда как интенсивность белого света зависит от того же количества электронов лишь линейно. Это одна из причин, объясняющих, почему на рентгеновских изображениях видны горячие или плотные области в короне с очень хорошим контрастом.