太阳的可见表面或光球层大约为 6,000°C。但是在它上方几千公里——考虑到太阳的大小，这是一个很小的距离——太阳大气，也称为日冕，温度高数百倍，达到一百万摄氏度或更高。

　　尽管与太阳主要能源的距离增加了，但这种温度峰值已在大多数恒星中观察到，并且代表了 天体物理学家几十年来一直深思熟虑的 基本难题。

　　1942 年，瑞典科学家 Hannes Alfvén 提出了一个解释。他的理论是，磁化的等离子体波可以沿着太阳磁场从内部携带大量能量到日冕，绕过光球层，然后在太阳的高层大气中因热量而爆炸。

　　该理论已被暂时接受——但我们仍然需要以经验观察的形式证明这些波存在。 最近的研究 终于实现了这一目标，验证了 Alfvén 已有 80 年历史的理论，并使我们更接近于利用地球上的这种高能现象。

　　日冕加热问题自20世纪30年代末就已确定，瑞典光谱学家本辛·埃德伦和德国天体物理学家瓦尔特·格罗特里安首次观察到的日冕现象，只有当日冕温度达到几百万摄氏度时，日冕才会出现。

　　这代表的温度比它下面的光球层高 1,000 倍，这是我们从地球上可以看到的太阳表面。估计光球层的热量一直相对简单：我们只需要测量从太阳到达我们这里的光，并将其与预测光源温度的光谱模型进行比较。

　　经过几十年的研究，光球层的温度一直估计在 6,000°C 左右。Edlén 和 Grotrian 发现太阳的日冕比光球层热得多，这在科学界引起了很大的轰动。

　　科学家们解释这种差异——通过用太阳的特性。太阳几乎完全由等离子体组成，等离子体是一种带有电荷的高度电离气体。这种等离子体在对流区的运动产生巨大的电流和强磁场。

　　这些磁场然后通过对流从太阳内部被拖上来，并以太阳黑子的形式散布到其可见表面 ，这些磁场是可以在太阳大气中形成各种磁结构的磁场簇。

　　这就是Alfvén的理论的来源。他推断，在太阳的磁化等离子体中，任何带电粒子的整体运动都会干扰磁场，产生可以将大量能量从太阳表面带到高层大气的波。热量在爆发到日冕之前沿着所谓的太阳磁通量管传播，产生高温。

　　这些磁性等离子体波现在被称为Alfvén波，它们在解释日冕加热中的作用导致Alfvén在1970年获得诺贝尔物理学奖。

　　但是仍然存在实际观察这些波的问题。太阳表面和大气层中发生了太多事情——从比地球大许多倍的现象到低于我们仪器分辨率的微小变化——以前从未获得过光球层中Alfvén波的直接观测证据。

　　但是仪器的最新进展为我们打开了一个新的窗口，通过它我们可以检查太阳物理学。其中一种仪器是用于成像光谱的干涉式二维光谱偏振计（IBIS），它安装在美国新墨西哥州的邓恩太阳望远镜上。该仪器使我们能够对太阳进行更详细的观察和测量。

　　结合良好的观察条件、先进的计算机模拟和来自七个研究机构的国际科学家团队的努力，我们使用IBIS首次最终确认了太阳磁通量管中Alfvén波的存在。

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