美國國家海洋和大氣管理局空間環境中心的物理學家維克多·皮佐解釋道。
太陽日冕非常熱——在“平靜”區域為一百萬到兩百萬開爾文，在磁場強烈的活躍區域為兩百萬到五百萬開爾文，在太陽耀斑中則更高——這一事實在20世紀40年代就已確立。早在之前，透過光譜觀測就已經確定了較冷的太陽光球層（太陽的可見表面，我們可以在那裡看到太陽黑子）和上覆的色球層（在那裡我們可以最好地看到日珥以及太陽低層大氣中不斷擴張的磁結構）的溫度。例如，在日食期間看到的色球層特有的鮮紅色很容易透過所謂的氫的巴爾末線發射追溯到大約6000開爾文的物質。早在1867年，天文學家就記錄了日食期間日冕的紅色和綠色線發射，但他們無法將它們與任何已知的實驗室光譜聯絡起來。有一段時間，人們推測日冕發射是由於日冕素引起的，日冕素是一種可能只在太陽中發現的新元素。然而，最終人們認識到，觀察到的色線來自於所謂的禁戒發射，這些禁戒發射來自非常熱的原子（在一百萬K或更高的範圍內），發生在高度稀薄的條件下。也就是說，只有在超低密度介質（如日冕）中，原子之間的碰撞才如此不頻繁，以至於原子群可以保持在正確的能量狀態，從而實現觀察到的發射。
儘管這些高溫日冕讓早期的觀測者感到驚訝，但理論解釋很快就出現了。它們主要分為三大類：第一類中，太陽光球層可以比作沸水的沸騰表面；它是由上升和下降的熱流體柱組成的沸騰物質。正如翻滾的水會發出噪音一樣，太陽表面的對流翻轉也會使大氣層充滿強烈的聲波。因此，如果你能站在太陽表面，它不僅會非常熱，而且會非常吵鬧。至少其中一些聲音會向上進入日冕，在那裡耗散過程將聲能轉化為熱量。由於日冕物質非常稀薄和脆弱，光球層中只有一小部分聲能需要滲入日冕並被吸收，才能將其加熱到觀測到的溫度。
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第二種理論實際上只是對第一種理論的詳細闡述。太陽光球層的沸騰流體被磁場貫穿，其中一些磁場的強度是地球磁場的數千倍，但大多數磁場要弱得多。（位於太陽黑子附近的磁場是最強的。）這種磁場的存在使得沸騰運動產生的能量能夠以多種方式向上傳播，形成磁流體動力波。這些波類似於純聲波，但它們的性質取決於磁場強度和方向。其中一些波允許能量的特別有效的傳輸和沉積，因此被許多理論家認為是日冕的加熱源。
第三種解釋截然不同。在這種情況下，加熱被認為是由太陽低層大氣中的磁結構與上述對流運動相互作用產生的。太陽的近地表層包含無數大大小小的磁通量環，看起來有點像連線條形磁鐵兩極的磁力線。當沸騰運動扭曲和推動磁力線的腳點時，沿著磁力線會感應出強電流。因此，可以將表面層視為一堆載流導線，這些導線被扭曲和編織成一團亂麻。最終，透過稱為重聯的過程（可以認為是導線短路），磁力線將自身重新排列成更簡單的模式。在這個過程中，會釋放大量能量來加熱日冕。
至少，所有這些假設似乎都能夠解釋觀測到的日冕加熱的強度。然而，區分這些假設所需的詳細觀測尚未進行。此外，還有其他不相關的加熱理論（從太陽洩漏出來的中子的衰變，迄今為止未觀察到的巨大亞原子粒子的耗散等等），這些理論無法透過現有的觀測或理論理解來排除。在日冕被無可爭議地確定為非常熱之後的半個多世紀，對於哪種或哪些特定機制實際進行加熱，仍然沒有共識。
事實上，鑑於目前的遙感技術，所有這些假設的最終解決甚至可能是不可能的。最可靠的方法是直接取樣太陽大氣中的實際等離子體，儘可能降低海拔高度。這將需要在日冕的不同高度範圍內，仔細測量電子和離子的方向和速度分佈。上述各種機制被認為會留下明顯的特徵，這些特徵將在這種測量中顯而易見。一項旨在精確實現這一目標的航天器任務已經進行了幾十年，但所涉及的技術難題既令人生畏又代價高昂。無論任務概念如何，航天器及其儀器都將在接近太陽的過程中受到巨大的熱量，因此穿越太陽大氣層必須快速完成。不僅航天器的生存將是一個難題，而且即使是捕獲有意義的資料（並將其傳輸到地球）也將是一個重大挑戰。您可以透過下面提供的連結閱讀更多關於未來太陽探測器任務的資訊。
希望在不久的將來，資金將到位以支援這樣一項任務，從而最終解開日冕加熱之謎。