這是一個相對“開放”的問題，很難有一個較為準確的方法或理論去解釋或證明為什麼。

不過，目前有兩種仍處於研究中的理論或機制——即波加熱和磁重聯，或許可以解釋這種現象，但是由於太陽表面溫度過高，很難進行深入研究，確切的細節還沒有完全弄清楚。

對太陽的觀測表明，日冕(光球外的稀疏區域)比太陽表面熱數百萬開爾文(見下圖）

這與太陽內部形成鮮明對比，在太陽內部，溫度(由模型預測)是從核心到表面沿徑向遞減，造成這種情況的原因是天體物理學中的一個懸而未決的問題，也是目前正在積極研究的領域。

負責日冕加熱的機制不可能是熱(熱輻射或對流)，因為如果是這樣的話，需要熱量從較冷的區域流向較熱的區域，這違反了熱力學第二定律。

也就是說，應該有一些非熱機制將能量從較冷的太陽內部傳遞到較熱的日冕。

在所有提出的機制中，磁重聯和波加熱被認為是最有可能的候選機制。

兩者都已被實際觀測到，但困難在於解釋它們如何將適量的能量輸送到正確的地方，以便從理論上推匯出觀測到的日冕溫度分佈。

波加熱理論認為日冕是由起源於太陽內部並向外傳播的波的耗散加熱的。最重要的波是磁聲波(耦合到磁場的等離子體中的聲波)和阿爾芬波(在磁場存在的等離子體狀態下耦合到納特的電磁波)。

Alfvenic Fluctuations: 阿爾芬波

然而，這兩種波模式都不能完全描述日冕溫度較高這一現象——磁聲波從日冕底部強烈反射回太陽表面，使能量傳遞無效；阿爾芬波在日冕中消散得不夠好，無法產生足夠的熱量。

一些模擬表明：阿爾芬波可以在日冕底部轉換成其他波的形式，然後在日冕中有效消散。

磁重聯是一個在高導電等離子體中進行的過程。在這個過程中，鄰近的方向相反的磁力線斷裂並重新結合，釋放出動能和熱量。

▲磁重聯現象圖解（藍色線和紅色線分別表示鄰近兩個磁場的磁場線）

這也被認為是太陽黑子產生太陽耀斑的原理機制。

熱量的產生有多種途徑，包括透過歐姆耗散釋放熱量，即電流產生熱量（符合焦耳定律）和透過粘性和湍流釋放熱量，比如等離子體的共振等。

由於太陽表面的磁偶極子在不斷運動，磁重聯預計會不斷髮生。 這可能發生在已經觀察到的微觀層面上。

然而，尚不清楚磁重聯能否足以解釋熱量釋放的速度以加熱日冕。

上述兩種機制中的任何一種或兩種的組合都很有可能解釋日冕比太陽表面溫度高這一問題。然而，具體是如何發生的以及一些細節及原理，到目前為止還沒有弄清楚，仍處於科學探索階段。

觀測太陽物理學的最新進展(例如 SOHO航天器)為解決這個問題提供了寶貴的資訊；但是還沒有找到一個完整的解決方案——部分原因是理論計算涉及磁流體力學，眾所周知，磁流體力學很難用數字來求解。

此外，太陽的高溫讓大多數科學儀器無法接近它，只可遠觀。不過，相信在未來，這個問題能得到充分合理的解釋。

太陽風是一種連續存在，來自太陽並以200-800km/s的速度運動的等離子體流。太陽風從太陽大氣最外層的日冕，向空間持續拋射出來的物質粒子流。這種粒子流是從冕洞中噴射出來的，其主要成分是氫粒子和氦粒子。太陽風有兩種：一種持續不斷地輻射出來，速度較小，粒子含量也較少，被稱為“持續太陽風”；另一種是在太陽活動時輻射出來，速度較大，粒子含量也較多，這種太陽風被稱為“擾動太陽風”。擾動太陽風對地球的影響很大，當它抵達地球時，往往引起很大的磁暴與強烈的極光，同時也產生電離層騷擾。太陽風的存在，給我們研究太陽以及太陽與地球的關係提供了方便。為了能夠清楚的表述太陽風是怎樣形成的，我們先來了解一下太陽大氣的分層情況。