Prve uspesne urcenie abundancie zeleza v korone fotometriou emisnych ciar vykonal Pottasch (1963). Jeho hodnota koronalnej abundancie zeleza 7,2 . 10-5 je skoro 20 krat vacsia nez fotosfericka abundancia Goldberga et al.(1960) 3,7 . 10-6 urcena z krivky rastu (teda zo zavislosti ekvivalentnej sirky ciary na abundancii). Je to tak preto, lebo Pottasch pouzival merania z roznych miest korony a z roznych casov (zo zatmeni v rokoch 1949 az 1954). Tento pristup nie je spravny, lebo intenzita koronalnych emisnych spektralnych ciar je zavisla na faze slnecneho cyklu a aj na heliografickej sirke. No ani Goldbergova hodnota fotosferickej abundancie nie je spravna, lebo sa velmi odlisuje od meteoritickej abundancie zeleza 3,24 . 10-5 (Anders et al., 1989), co nie je pripustne ak uvazime, ze meteority vznikali spolu so Slnkom z protoslnecnej hmloviny pri vzniku slnecnej sustavy.
Hodnota abundancie zeleza v slnecnej korone 1,0 . 10-4 (de Boer et al., 1972) je 4 krat vacsia nez fotosfericka abundancia urcena z krivky rastu 2,5 . 10-5 Withbroem (1971). Withbroeho fotosfericka abundancia zeleza sa lisi od meteoritickej uz iba o faktor 1,3. Najnovsia hodnota fotosferickej abundancie zeleza 3,16 . 10-5 (Grevesse et al., 1999) urcena nie priamo z ekvivalentnej sirky, ale fitovanim ciar Fe I a Fe II syntetickym spektrom, je skoro rovnaka ako meteoriticka.
Magnant-Crifova (1973) koronalna abundancia zeleza 2,0 . 10-5 je blizka fotosferickej. Blizka Pottaschovej koronalnej abundancii je hodnota 7,0 . 10-5 (Mason, 1975) urcena v mieste korony, kde sa nachadzala koronalna kondenzacia. Strednu hodnotu koronalnej abundancie zeleza 4,5 . 10-5 urcili Fludra a Schmelz (1999) z röntgenovskych spektier 57 erupcii.
Hodnota koronalnej abundancie zeleza 8,68 . 10-5 urcena zo SEP dat (hmoty, ktora unikla z korony) Reamesom (1995) je 2,7 krat vacsia nez Grevessova fotosfericka abundancia (1999)
Vsetky tu prezentovane koronalne abundancie zeleza nie su viac ako 4
krat vacsie ako fotosfericka abundancia a nie su ani mensie nez
fotosfericka abundancia, teda naozaj su v hraniciach intervalu, ktory
urcuje FIP efekt, ktory bol podrobnejsie vysvetleny v uvode tejto
prace.