這個問題觸及了當前天文學研究中最活躍的領域之一。毫不奇怪，幾位科學家寫信給出了他們的答案。
馬薩諸塞大學阿默斯特分校的天文學教授大衛·範·布萊科姆提供了一個很好的概述，重點關注問題的第二部分。
“太陽大氣層最外層區域的溫度高達數百萬度，而下方光球層的溫度僅為 6,000 開爾文（絕對零度以上攝氏度），這非常違反直覺。人們會預期，隨著遠離中心熱源，溫度會逐漸降低。一個相關的問題是，如果日冕如此之熱，為什麼它不加熱光球層，直到它達到同樣高的溫度？”
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“我將倒過來回答這些問題。我們首先要問，氣體具有高溫度意味著什麼。答案是溫度是對氣體原子平均動能的衡量，也就是說，是對它們移動速度的衡量。高溫氣體的原子具有比相同組成的低溫氣體更大的平均速度。因此，我們推斷日冕中的原子比光球層中的原子移動得快得多。”
“為了使日冕升高光球層的溫度，日冕氣體必須使光球層原子移動得更快。它可以這樣做，透過與較冷的氣體碰撞和混合，從而轉移其部分動能。另一種方式也是可能的：在數百萬度的溫度下，日冕中的氣體是高度電離的，也就是說，電子從中性原子中剝離出來並自由移動。由於電子的質量比原子小几千倍，熱電子的速度非常高。這些電子可以進入光球層氣體並與那裡的原子碰撞，再次增加它們的速度。這兩種加熱機制分別稱為對流和傳導。”
“數百萬度的氣體還會輻射能量；其中大部分以高能 X 射線光子的形式發射。撞擊光球層的 X 射線光子也可以將能量轉移到那裡的氣體原子。這種加熱機制是輻射。”
“然而，三種傳統的加熱方法並沒有提高光球層的溫度，原因很簡單。假設，作為一個思想實驗，人們有一個可以測量數百萬度溫度的溫度計，並將其放在日冕中。為了進行溫度測量，日冕原子或電子必須撞擊溫度計，或者 X 射線光子必須撞擊它。然而，日冕的密度如此之低，以至於溫度計幾乎不會被擊中。因此，雖然溫度計技術上位於 2,000,000 開爾文的氣體中，但它並不知道這一點。氣體具有高溫度但熱含量低。周圍沒有足夠的原子來加熱我們假設的溫度計或下方的光球層。”
“日冕為什麼具有如此高的溫度這個問題更難解釋，而且關於物理機制的最終結論可能尚未給出。大多數天文學家認為，氣體是由遍佈日冕的磁場加熱的。長期以來，人們知道太陽磁場會引起太陽黑子週期，並且日冕中的物理形狀和活動也會隨著太陽黑子週期而變化。眾所周知，磁場能夠將大量的能量轉移到太陽大氣層，有時會像耀斑一樣爆炸性地轉移。可以看到巨大的磁環上升到日冕中，因此太陽磁場很可能是日冕物理加熱的最終來源。”
科羅拉多州博爾德市空間環境中心的維克·皮佐重申了這個過程是多麼神秘
“日冕如何加熱到太陽表面上方一到兩百萬開爾文的溫度的精確機制仍然是太陽物理學中未解決的問題之一。長期以來，人們一直懷疑太陽大氣層下層的湍流運動會以某種形式向外傳播，最終衝擊表面（光球層）上方的稀薄大氣層。衝擊波從而將波中的機械能作為熱量耗散。當磁力線重新連線時，它們會釋放能量；一些研究人員懷疑，太陽表面上方的小規模磁重聯提供了加熱日冕的能量。”
“無論原因是什麼，確實有一些熱量洩漏回太陽表面，但傳輸的總能量實際上非常小，無法使光球層的溫度升高太多。其原因是質量密度隨著太陽表面上方的高度而急劇下降。也就是說，雖然日冕中的物質非常熱，但它也非常稀薄。因此，向後朝表面傳輸的能量在向下傳播時會消散到不斷增加的物質中，而向外傳輸的熱量很容易消散到太空中。”
加利福尼亞州立大學聖貝納迪諾分校物理系主任利奧·康諾利補充了以下資訊
“您關於日冕比太陽的光球層熱得多的說法是完全正確的。光球層是太陽產生我們接收到的可見光的外層。日冕是受太陽磁場控制的巨大而稀薄的氣體層。日冕中的氣體實際上正在逃離太陽，形成太陽風。”
“是什麼加速日冕中的氣體原子達到高速度和溫度？太陽磁場很可能提供了必要的能量，但其機制尚不清楚。在光球層，溫度約為 6,000 開爾文。感興趣的區域位於光球層頂部上方，那裡的溫度實際上會下降（在光球層上方 500 公里的高度降至約 4,500 開爾文）。在 1,500 公里處，溫度開始上升，並且在光球層上方 10,000 公里處，溫度達到一百萬開爾文。從光球層頂部 1,500 公里到 10,000 公里之間是一個稱為“過渡區”的區域，原子在那裡被加速。日冕從 10,000 公里處開始，延伸至大約 1000 萬公里，在那裡，氣體最終逃脫了太陽的引力，成為太陽風的一部分。”
“我們知道，被剝奪一個或多個電子的原子被磁場捕獲，並沿磁力線移動。但是是什麼導致這些原子被加速，產生日冕的高溫，這一點尚不清楚。我們只知道它肯定發生在過渡區。”
最後但並非最不重要的是，馬薩諸塞州威廉斯敦威廉姆斯學院天文學系主任傑伊·M·帕薩喬夫對當前解決太陽日冕之謎的一些嘗試（包括他自己的嘗試）提出了看法
“天文學的優點之一是，簡單提出的問題往往會變得意義深遠。太陽日冕如何被加熱到數百萬攝氏度是天體物理學中重要的未解決問題之一。我曾在多次日全食期間進行實驗來解決這個問題，並且最近在這個領域進行了大量的理論工作。這個問題在 1996 年 6 月第一週在羅馬尼亞布加勒斯特舉行的關於太陽日食觀測和理論問題的北約高階研究研討會上得到了大量討論；該研討會的會議記錄將在一年或兩年內出版。”
“基本上，人們無法用輻射流來解釋日冕的加熱，因此我們認為日冕是由某種從太陽較低層流出的磁流體動力學 (MHD) 波加熱的。太陽在遠紫外線和 X 射線中的影像（最近由太陽和太陽風層觀測臺航天器、Yohkoh 衛星和 NIXT 火箭獲取）表明，日冕的加熱定位於太陽活動區域，這表明磁場發揮了重要作用。可能已經提出了十幾個具體的模型來解釋日冕的高溫。這些模型涉及快模 MHD 波、慢模 MHD 波、阿爾夫倫波等。舊的想法是，從較低層流出的聲波加熱日冕，但在 20 世紀 70 年代被放棄，當時軌道太陽觀測臺 8 號航天器在色球層（就在光球層之上的層，太陽在可見光中的“表面”）中沒有看到這種波。然而，仍然有可能在較高層形成一些聲波。”
“我在日冕加熱問題上的工作總結在我的章節“日全食時 1-Hz 日冕振盪的測量及其對日冕加熱的影響”中，《色球層和日冕加熱機制》（海德堡會議記錄），由 P. Ulmschneider、E. R. Priest 和 R. Rosner 編輯（施普林格出版社，1991 年）。該書還包含許多其他理論和觀測論文。”