美国国家海洋和大气管理局空间环境中心的物理学家维克多·皮佐解释道。
太阳日冕非常热——在“平静”区域为一百万到两百万开尔文，在磁场强烈的活跃区域为两百万到五百万开尔文，在太阳耀斑中则更高——这一事实在20世纪40年代就已确立。早在之前，通过光谱观测就已经确定了较冷的太阳光球层（太阳的可见表面，我们可以在那里看到太阳黑子）和上覆的色球层（在那里我们可以最好地看到日珥以及太阳低层大气中不断扩张的磁结构）的温度。例如，在日食期间看到的色球层特有的鲜红色很容易通过所谓的氢的巴尔末线发射追溯到大约6000开尔文的物质。早在1867年，天文学家就记录了日食期间日冕的红色和绿色线发射，但他们无法将它们与任何已知的实验室光谱联系起来。有一段时间，人们推测日冕发射是由于日冕素引起的，日冕素是一种可能只在太阳中发现的新元素。然而，最终人们认识到，观察到的色线来自于所谓的禁戒发射，这些禁戒发射来自非常热的原子（在一百万K或更高的范围内），发生在高度稀薄的条件下。也就是说，只有在超低密度介质（如日冕）中，原子之间的碰撞才如此不频繁，以至于原子群可以保持在正确的能量状态，从而实现观察到的发射。
尽管这些高温日冕让早期的观测者感到惊讶，但理论解释很快就出现了。它们主要分为三大类：第一类中，太阳光球层可以比作沸水的沸腾表面；它是由上升和下降的热流体柱组成的沸腾物质。正如翻滚的水会发出噪音一样，太阳表面的对流翻转也会使大气层充满强烈的声波。因此，如果你能站在太阳表面，它不仅会非常热，而且会非常吵闹。至少其中一些声音会向上进入日冕，在那里耗散过程将声能转化为热量。由于日冕物质非常稀薄和脆弱，光球层中只有一小部分声能需要渗入日冕并被吸收，才能将其加热到观测到的温度。
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第二种理论实际上只是对第一种理论的详细阐述。太阳光球层的沸腾流体被磁场贯穿，其中一些磁场的强度是地球磁场的数千倍，但大多数磁场要弱得多。（位于太阳黑子附近的磁场是最强的。）这种磁场的存在使得沸腾运动产生的能量能够以多种方式向上传播，形成磁流体动力波。这些波类似于纯声波，但它们的性质取决于磁场强度和方向。其中一些波允许能量的特别有效的传输和沉积，因此被许多理论家认为是日冕的加热源。
第三种解释截然不同。在这种情况下，加热被认为是由太阳低层大气中的磁结构与上述对流运动相互作用产生的。太阳的近地表层包含无数大大小小的磁通量环，看起来有点像连接条形磁铁两极的磁力线。当沸腾运动扭曲和推动磁力线的脚点时，沿着磁力线会感应出强电流。因此，可以将表面层视为一堆载流导线，这些导线被扭曲和编织成一团乱麻。最终，通过称为重联的过程（可以认为是导线短路），磁力线将自身重新排列成更简单的模式。在这个过程中，会释放大量能量来加热日冕。
至少，所有这些假设似乎都能够解释观测到的日冕加热的强度。然而，区分这些假设所需的详细观测尚未进行。此外，还有其他不相关的加热理论（从太阳泄漏出来的中子的衰变，迄今为止未观察到的巨大亚原子粒子的耗散等等），这些理论无法通过现有的观测或理论理解来排除。在日冕被无可争议地确定为非常热之后的半个多世纪，对于哪种或哪些特定机制实际进行加热，仍然没有共识。
事实上，鉴于目前的遥感技术，所有这些假设的最终解决甚至可能是不可能的。最可靠的方法是直接采样太阳大气中的实际等离子体，尽可能降低海拔高度。这将需要在日冕的不同高度范围内，仔细测量电子和离子的方向和速度分布。上述各种机制被认为会留下明显的特征，这些特征将在这种测量中显而易见。一项旨在精确实现这一目标的航天器任务已经进行了几十年，但所涉及的技术难题既令人生畏又代价高昂。无论任务概念如何，航天器及其仪器都将在接近太阳的过程中受到巨大的热量，因此穿越太阳大气层必须快速完成。不仅航天器的生存将是一个难题，而且即使是捕获有意义的数据（并将其传输到地球）也将是一个重大挑战。您可以通过下面提供的链接阅读更多关于未来太阳探测器任务的信息。
希望在不久的将来，资金将到位以支持这样一项任务，从而最终解开日冕加热之谜。