日全食那天，月亮咬掉太阳最后一块，周围会浮出一圈银白的晕。它看上去比太阳表面暗得多，温度却在一百万度以上，比底下那层看得见的光球高两百倍。这就像一口锅，锅底只有几千度，锅盖却烧到白炽。热量不会自己从冷处流向热处，所以这圈光晕的存在本身就是一个需要解释的问题。
光球约 5772 K，日冕约 1 到 3 MK，相差约两百倍。加热能量必然来自磁场而不是热传导：阿尔文波可以把能量沿磁力线送上去，磁重联产生的微小耀斑可以就地释放能量。两种机制都有观测支持，各自占多少仍是太阳物理最老的未决问题之一。
温度是从谱线的电离态读出来的
日冕没有温度计可插。判断温度的办法，是看谱线里出现了哪种电离态。
铁原子要剥掉十几个电子，需要上百万度的碰撞能量。1940 年代，埃德伦证认了日冕绿线来自高度电离的铁，日冕百万度的结论才站住。
除了谱线，还有 X 射线和极紫外的连续辐射。这些波段直接反映高温等离子体的存在，也是空间望远镜最常看的部分。
波加热：能量可以顺着磁力线往上送
日冕被磁场贯穿，磁力线像一束束绷紧的弦。光球的对流运动不断拨动这些弦，产生阿尔文波，能量随波沿磁力线向上传播。
要让波把能量沉积在日冕而不是半路反射回去，需要波在密度陡降的过渡区发生模式转换。这一步的效率，正是这套机制最受质疑的地方。
2007 年，几组观测分别在色球和日冕中探测到阿尔文波，估算的能流与加热所需量级相符。但「够用」与「确实用上了」是两回事。
纳耀斑：把一次大爆发拆成无数次小爆发
太阳耀斑能在几分钟内把磁能释放成热与粒子。帕克在 1988 年提出，如果把同样过程缩小到观测分辨率以下，频繁发生的小爆发也能持续加热日冕。
这类事件被称为纳耀斑，单个能量约比大耀斑小九个数量级。它们的统计分布若足够陡，累加起来就能支付日冕的辐射损失。
支持证据是观测到的大量微小增亮，以及在安静区看到的瞬时热点。但要证明它们贡献了主要能量，需要把事件计数做到很暗的能级，目前的观测还没有到底。
难的不是能量总量，是把能量放在正确的高度
日冕的总辐射只占光球的一小部分，量级上不到万分之一。也就是说，加热所需的功率并不惊人。
麻烦在于沉积位置。能量若在色球就耗散掉，日冕仍然冷；若穿得太深，又会加热不到需要的地方。密度在过渡区下降几个数量级，加热率必须随高度精确变化。
这也是为什么两种机制都不能轻易被排除：它们在能量总量上都够，差别在于分布形状与可观测特征。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 光球有效温度 | 5772 K | IAU 2015 标称值 |
| 宁静日冕温度 | 约 1–1.5 MK | EUV 与软 X 射线谱线诊断 |
| 活动区日冕温度 | 可达约 3 MK | 同上 |
| 色球温度 | 约 6000–10⁴ K | 光谱诊断 |
| 日冕电子密度 | 约 10¹⁴–10¹⁵ m⁻³ | 射电与 EUV 诊断 |
| 光球电子密度 | 约 10²³ m⁻³ | 模型与观测 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
温度是单个粒子的平均动能，热容量还取决于粒子数。日冕密度比光球低八个数量级，总热能很少，热量传不到你手上。
没有。它已经飞进日冕，测到磁折返和小尺度重联，为机制研究提供了就地数据，但两种机制的比例仍无定论。
不是同一件事，但共享能量来源。加热让日冕膨胀成风，磁场结构又决定风从哪里出去、跑多快。
延伸阅读
- Parker, E. N. 1988, Nanoflares and the Solar X-ray Corona, ApJ 330, 474
- De Pontieu, B. et al. 2007, Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind, Science 318, 1574
- NASA 太阳动力学天文台任务页（nasa.gov）