星の外層大気に存在する100万度を超す高温のコロナを形成するための物理機構のこと。太陽の場合は6000度の光球の約2000  km上空からコロナ領域となる。加熱に使われるのは粒状斑に代表される表面乱対流のエネルギーである。この一部が希薄な上空で解放されれば、コロナは形成される。初期に提案された加熱機構は、表面乱対流が作り出す音波が急激に密度低下する上空に伝播したときに転化される音波衝撃波によるものであった。しかし、太陽表面で観測される5分振動に起因する音波は上方へは伝わらず、また周期の短い音波も彩層下部で衝撃波化して減衰しコロナまでは達しないため、この説は廃れた。

太陽表面の構造がX線や極端紫外線で観測されるようになると、コロナに見られる構造が光球磁場から推定される磁力線に沿ったコロナループの集合体であることや、黒点上空を除き磁場の強いところほどコロナが明るいことから、コロナの存在には磁場が重要な役割を果たしていると考えられている。したがって、光球の乱対流運動のエネルギーを磁場を介して上方へ持ち上げ、そのエネルギーが散逸してコロナは加熱されるというのが現在の一般的な考え方である。その機構としてさまざまなアイディアが提案されているが、おおまかに分類するとアルベーン波などの磁気的な波の減衰による波動加熱とこのような波に比べてゆっくりとした運動によってつくられるコロナ磁場中の不連続点における電流加熱に分けられる。前者は波の減衰として加熱され、後者は微小フレア的な急激な加熱であることから、それぞれ交流加熱、直流加熱などと呼ばれることがある。