这个问题触及了当前天文学研究中最活跃的领域之一。毫不奇怪，几位科学家写信给出了他们的答案。
马萨诸塞大学阿默斯特分校的天文学教授大卫·范·布莱科姆提供了一个很好的概述，重点关注问题的第二部分。
“太阳大气层最外层区域的温度高达数百万度，而下方光球层的温度仅为 6,000 开尔文（绝对零度以上摄氏度），这非常违反直觉。人们会预期，随着远离中心热源，温度会逐渐降低。一个相关的问题是，如果日冕如此之热，为什么它不加热光球层，直到它达到同样高的温度？”
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“我将倒过来回答这些问题。我们首先要问，气体具有高温度意味着什么。答案是温度是对气体原子平均动能的衡量，也就是说，是对它们移动速度的衡量。高温气体的原子具有比相同组成的低温气体更大的平均速度。因此，我们推断日冕中的原子比光球层中的原子移动得快得多。”
“为了使日冕升高光球层的温度，日冕气体必须使光球层原子移动得更快。它可以这样做，通过与较冷的气体碰撞和混合，从而转移其部分动能。另一种方式也是可能的：在数百万度的温度下，日冕中的气体是高度电离的，也就是说，电子从中性原子中剥离出来并自由移动。由于电子的质量比原子小几千倍，热电子的速度非常高。这些电子可以进入光球层气体并与那里的原子碰撞，再次增加它们的速度。这两种加热机制分别称为对流和传导。”
“数百万度的气体还会辐射能量；其中大部分以高能 X 射线光子的形式发射。撞击光球层的 X 射线光子也可以将能量转移到那里的气体原子。这种加热机制是辐射。”
“然而，三种传统的加热方法并没有提高光球层的温度，原因很简单。假设，作为一个思想实验，人们有一个可以测量数百万度温度的温度计，并将其放在日冕中。为了进行温度测量，日冕原子或电子必须撞击温度计，或者 X 射线光子必须撞击它。然而，日冕的密度如此之低，以至于温度计几乎不会被击中。因此，虽然温度计技术上位于 2,000,000 开尔文的气体中，但它并不知道这一点。气体具有高温度但热含量低。周围没有足够的原子来加热我们假设的温度计或下方的光球层。”
“日冕为什么具有如此高的温度这个问题更难解释，而且关于物理机制的最终结论可能尚未给出。大多数天文学家认为，气体是由遍布日冕的磁场加热的。长期以来，人们知道太阳磁场会引起太阳黑子周期，并且日冕中的物理形状和活动也会随着太阳黑子周期而变化。众所周知，磁场能够将大量的能量转移到太阳大气层，有时会像耀斑一样爆炸性地转移。可以看到巨大的磁环上升到日冕中，因此太阳磁场很可能是日冕物理加热的最终来源。”
科罗拉多州博尔德市空间环境中心的维克·皮佐重申了这个过程是多么神秘
“日冕如何加热到太阳表面上方一到两百万开尔文的温度的精确机制仍然是太阳物理学中未解决的问题之一。长期以来，人们一直怀疑太阳大气层下层的湍流运动会以某种形式向外传播，最终冲击表面（光球层）上方的稀薄大气层。冲击波从而将波中的机械能作为热量耗散。当磁力线重新连接时，它们会释放能量；一些研究人员怀疑，太阳表面上方的小规模磁重联提供了加热日冕的能量。”
“无论原因是什么，确实有一些热量泄漏回太阳表面，但传输的总能量实际上非常小，无法使光球层的温度升高太多。其原因是质量密度随着太阳表面上方的高度而急剧下降。也就是说，虽然日冕中的物质非常热，但它也非常稀薄。因此，向后朝表面传输的能量在向下传播时会消散到不断增加的物质中，而向外传输的热量很容易消散到太空中。”
加利福尼亚州立大学圣贝纳迪诺分校物理系主任利奥·康诺利补充了以下信息
“您关于日冕比太阳的光球层热得多的说法是完全正确的。光球层是太阳产生我们接收到的可见光的外层。日冕是受太阳磁场控制的巨大而稀薄的气体层。日冕中的气体实际上正在逃离太阳，形成太阳风。”
“是什么加速日冕中的气体原子达到高速度和温度？太阳磁场很可能提供了必要的能量，但其机制尚不清楚。在光球层，温度约为 6,000 开尔文。感兴趣的区域位于光球层顶部上方，那里的温度实际上会下降（在光球层上方 500 公里的高度降至约 4,500 开尔文）。在 1,500 公里处，温度开始上升，并且在光球层上方 10,000 公里处，温度达到一百万开尔文。从光球层顶部 1,500 公里到 10,000 公里之间是一个称为“过渡区”的区域，原子在那里被加速。日冕从 10,000 公里处开始，延伸至大约 1000 万公里，在那里，气体最终逃脱了太阳的引力，成为太阳风的一部分。”
“我们知道，被剥夺一个或多个电子的原子被磁场捕获，并沿磁力线移动。但是是什么导致这些原子被加速，产生日冕的高温，这一点尚不清楚。我们只知道它肯定发生在过渡区。”
最后但并非最不重要的是，马萨诸塞州威廉斯敦威廉姆斯学院天文学系主任杰伊·M·帕萨乔夫对当前解决太阳日冕之谜的一些尝试（包括他自己的尝试）提出了看法
“天文学的优点之一是，简单提出的问题往往会变得意义深远。太阳日冕如何被加热到数百万摄氏度是天体物理学中重要的未解决问题之一。我曾在多次日全食期间进行实验来解决这个问题，并且最近在这个领域进行了大量的理论工作。这个问题在 1996 年 6 月第一周在罗马尼亚布加勒斯特举行的关于太阳日食观测和理论问题的北约高级研究研讨会上得到了大量讨论；该研讨会的会议记录将在一年或两年内出版。”
“基本上，人们无法用辐射流来解释日冕的加热，因此我们认为日冕是由某种从太阳较低层流出的磁流体动力学 (MHD) 波加热的。太阳在远紫外线和 X 射线中的图像（最近由太阳和太阳风层观测台航天器、Yohkoh 卫星和 NIXT 火箭获取）表明，日冕的加热定位于太阳活动区域，这表明磁场发挥了重要作用。可能已经提出了十几个具体的模型来解释日冕的高温。这些模型涉及快模 MHD 波、慢模 MHD 波、阿尔夫伦波等。旧的想法是，从较低层流出的声波加热日冕，但在 20 世纪 70 年代被放弃，当时轨道太阳观测台 8 号航天器在色球层（就在光球层之上的层，太阳在可见光中的“表面”）中没有看到这种波。然而，仍然有可能在较高层形成一些声波。”
“我在日冕加热问题上的工作总结在我的章节“日全食时 1-Hz 日冕振荡的测量及其对日冕加热的影响”中，《色球层和日冕加热机制》（海德堡会议记录），由 P. Ulmschneider、E. R. Priest 和 R. Rosner 编辑（施普林格出版社，1991 年）。该书还包含许多其他理论和观测论文。”