太陽大氣從里往外，依溫度變化可以劃分為光球、色球、日冕。我們肉眼看到的明亮的日輪就是光球，其厚度不過幾百千米，溫度約 6000 度。日冕是太陽大氣的最外層，厚度達到幾百萬公里以上;溫度比光球高三個量級，密度則低七個量級;它的亮度僅為光球的百萬分之一。

　　我們每天都感受著太陽給我們帶來的光和熱，那你知道太陽發出的光線其實分很多種嗎?有X光、遠紫外光、中紫外與近紫外光、可見光和紅外光。太陽不同的區域會發射出不同的光線：太陽過渡區與日冕會發射X光與遠紫外光;太陽色球的高層(亦或更高層)會發射中紫外與近紫外光;色球和高光球層會發射 400-800 納米的可見光;光球底部會發射 900-1600 納米的紅外光。

　　那么，這些不同的光它們轉的速度都一樣么?不一樣。近期，太陽物理學家研究發現，遠紫外太陽光比近紅外太陽光轉得快。云南天文臺撫仙湖太陽觀測基地科研人員通過對不同顏色的太陽光進行周期分析發現，遠紫外的太陽光自轉周期約為 26.3±0.13 天，近紅外的太陽光自轉周期約為 27.5±0.06 天。

　　這就意味著，太陽大氣的高層日冕反而要比低層的光球轉得快(統計學上驗證，這個結論是有意義的)。

　　太陽磁活動，或可揭開日冕反常加熱之謎

　　蘊含在太陽光里的太陽能來源于太陽內部的核反應，按照熱力學第二定律，太陽大氣的溫度必然是由內到外逐漸降低。然而，觀測發現，太陽高層大氣的日冕層溫度卻成百上千倍地比低層的光球層高。這就是“日冕反常加熱之謎”。2012 年，Science列出了國際天文學會在第 29 屆大會公布的當代天文學的八大難題，日冕加熱位列其中。

　　日冕加熱直接關系到對太陽和恒星大氣動力學過程的理解，當前太陽高層大氣加熱是個遠沒解決的問題。目前的理論模型和觀測研究偏向于是小尺度磁活動來加熱日冕，但存在爭議，且都只是從加熱方式和渠道來說明。

　　加熱后的日冕是如何響應加熱體的?加熱的效果如何?這就要從太陽上的磁活動說起。

　　太陽上經常存在兩種磁活動。一類是黑子(群)，屬于大尺度的磁活動，其尺度甚至可以達到 20 萬千米，磁場強度可達數千高斯，一般壽命為數十天(短則 1 天，長則數月)。另一類是叫做“小尺度磁場”的磁活動。小尺度磁場遍布全日面，尺度一般小于 2 萬公里、磁場強度一般小于 300 高斯，壽命一般不超過 1 天(短則數小時，長可超過 1 天)。小尺度磁場主要由太陽內部浮出，大尺度磁場分裂瓦解，可以成為小尺度磁場。

　　小尺度磁活動，讓日冕轉得比光球快

　　2018 年，云南天文臺撫仙湖太陽觀測基地在國際雜志The Astrophysical Journal Supplement Series上發表了小尺度磁活動加熱日冕的統計學證據。

　　他們發現，在低光球層(標準太陽大氣模型中的溫度正常下降層)，色散的太陽光與大尺度磁活動呈反相關關系，且相對于小尺度磁活動，與大尺度磁活動更相關聯;在高光球及之上(標準太陽大氣模型中的溫度反常增加層)，色散的太陽光與大尺度磁活動呈正相關關系，且相對于大尺度磁活動，與小尺度磁活動更相關聯。

　　換言之，在溫度反常增加層，長期的“能量”變化與小尺度磁活動的長期變化共舞;而在溫度正常下降層，從太陽內部“泄漏”的能量的長期變化與磁活動反相位。

　　在日冕，主要是磁場確定大量的不均勻輻射結構，這種低β日冕的加熱主要與磁活動有關。被小尺度磁活動加熱后的日冕(能量)的長期變化與小尺度磁活動“共舞”，說明了日冕被小尺度活動有效加熱。

　　大尺度黑子磁活動在一個自轉周后往往變成小尺度結構。這就是為什么在溫度反常增加層，大尺度磁活動領先色散太陽光一個自轉周的原因，同時也說明是小尺度磁活動加熱溫度反常分布層。

　　云南天文臺撫仙湖太陽觀測基地的系列研究表明，太陽高層大氣受小尺度磁活動影響，溫度反常地比低層高，也反常地比低層轉得快;同時研究也說明，引起太陽輻照度(太陽常數)變化的原因是小尺度磁活動。
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