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真正的答案是——我们并不知道！但对于太阳大气层中的热量从哪里来 ， 我们略知一二 ， 这与太阳的磁场有很大关系 ， 让我来解释它的意思吧 。
【终极难题？为何太阳的大气层比其表面更热？这是个重要的问题】太阳的每个角落都在产生热量 ， 太阳核心的温度高达2.7亿摄氏度 ， 远离它温度则越来越低 ， 就像人远离火源感受到的一样 。
太阳表面的温度大约是6000摄氏度 ， 比太阳核心的温度低得多 。 并且 ， 在太阳表面以外一段距离内 ， 温度继续降低 。
但在超出太阳表面之外的一段距离 ， 进入太阳大气层后 ， 温度瞬间超过一亿摄氏度！所以一定有什么东西在对太阳大气层的温度产生影响 ， 但发现它并不轻松 。
关键在于太阳的磁场 。 专家们的主流看法是太阳磁场将太阳内部的能量穿过太阳表面带到大气层 。
和地球一样 ， 太阳也有它的磁场 。 我们可以将恒星或行星的磁场想象为连接其磁南磁北的不可见的线 。
我们看不到磁场 ， 但我们知道它就在那里 ， 因为某些事物会因为它的存在产生反应 ， 例如在地球上 ， 因为与地球磁场的联系 ， 罗盘的指针始终指向北方 。
这里你可以看到地球的磁场是怎么延伸到太空并形成闭环 ， 红色的是地磁北极 ， 白色的是地磁南极 。 太阳磁场同样有北极和南极 ， 它的磁场与地球不同 ， 看上去较为混乱 。 在太阳表面 ， 磁场线就像是从太阳表面伸入大气层的不停变化的磁环 ，
如果磁环相互接触 ， 就会造成巨大能量的突然爆炸 ， 大气层的温度也因此大幅升高 。 我们还知道磁场线间有带来能量的热浪 ， 这对大气层温度的升高是否也有作用呢？
热浪与爆炸是否有某种关联 ， 或是作为整体看待？测量太阳磁场会对我们理解整个过程有所帮助 。
如果我们可以看到太阳磁场线 ， 这就是它从太阳表面伸入大气层的样子 。
磁场线是看不到的 ， 但我们依然可以测量 ， 因为它们会随着太阳光而发生微小的改变 。 太阳表面非常明亮 ， 因此 ， 观察到亮度的改变并测量磁场并不困难 。
但是太阳的大气层太过炎热以至于光线无法被看到 ， 它发出的X光是肉眼无法看到的 。 即使我们使用特殊的X光望远镜 ， 在太阳表面 ， X光仍旧十分暗淡 ， 大气层的磁场也就无法被观测到 。
好消息是美国宇航局的最新卫星帕克太阳探测器（Parker Solar Probe）正在围绕靠近太阳（但不是太近）的轨道运动 ， 并且将经过太阳磁场并测量它 。 未来五年 ， 我们将会从它这里得到很多令人兴奋的信息 。
这些磁场的测量将会帮助我们理解为什么太阳 ， 还有其他恒星的大气层温度远远高于它们的表面 。
帕克太阳探测器大约是一辆车那么大 。
相关知识
太阳（又称日） ， 是太阳系中心的恒星 ， 它几乎是热等离子与磁场交织着的一个理想球体[13
[14
。 它的直径大约是1392000（1.392×106）公里 ， 相当于地球直径的109.3倍；质量大约是2×1030千克（地球的333000倍） ， 约占太阳系总质量的99.86%[15
。 从化学组成来看 ， 太阳质量的大约四分之三是氢（~73%） ， 剩下的几乎都是氦（~25%） ， 包括氧、碳、氖、铁和其他的重元素质量少于2%[16
。
太阳的恒星光谱分类为G型主序星（G2V） 。 虽然它以肉眼来看是白色的 ， 但因为在可见光的频谱中以黄绿色的部分最为强烈 ， 从地球表面观看时 ， 大气层的散射使天空成为蓝色 ， 所以它呈现黄色 ， 因而非正式地归类为“黄矮星”[17
[18
。光谱分类标示中的G2表示其表面温度大约是5778K（5505°C） ， V则表示太阳像其他大多数的恒星一样 ， 是一颗主序星 ， 它的能量来自于氢巨變成氦的核聚变反应 ， 其核心每秒钟能聚变6.2亿吨的氢 。
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