為什麼太陽表面外側反而更熱？
― 6000℃的表面之上，覆蓋著100萬℃的稀薄大氣
營火離得越遠，就越不熱。但在太陽上，情況卻正好相反。發光的表面約6000℃，向外擴展的大氣卻超過100萬℃。一般認為，運送熱量的不是火焰的熱，而是太陽的磁力。
三溫暖的室內溫度有時會超過90℃。即使如此，人還是能在裡面坐上好幾分鐘。可是如果把手伸進同樣90℃的熱水，一瞬間就會燙傷。
就算溫度相同，空氣很稀薄，能傳給身體的熱也很少。「溫度高」和「擁有很多熱量」，其實是兩回事。
這個差別，連到了宇宙中離我們最近的恆星，也是它最大的謎團。日全食的時候，黑色月亮周圍向外擴散的白色光冠，就是100萬℃的日冕。
理由只有兩個
如果只是熱從表面往上流，外側不可能比表面更熱。一般認為，加熱日冕的是從表面下方伸出來的磁場（磁力的路徑）所運送的能量。
日冕的粒子數量，只有表面附近的一億分之一左右。因此，即使只有一點能量，每個粒子的運動也會變得很劇烈，溫度就升到100萬℃。
也就是說，與其說日冕是「非常燙的東西」，不如說是「少量粒子在高速飛竄的地方」。我們依序來看看。
從表面往外，溫度如何變化？
請看圖1。橫軸是離太陽表面的高度，縱軸是溫度。縱軸的刻度每一格是10倍。
從表面往上約500km，溫度會先降到4000多℃。到這裡為止，和營火一樣是「離得越遠越冷」。但再往上，溫度開始上升，在高度2000km附近約達2萬℃。
接著，就在它上方的幾百km內，溫度一口氣飆升到接近100萬℃。這段陡峭的斜坡稱為「過渡層」。它的外側，就是向宇宙擴展的日冕。
運送熱量的是磁力
熱只會從熱的地方流向冷的地方。這是自然界的大原則。所以「表面的熱滲出來加熱日冕」這種說法行不通，因為外側比較熱。
因此受到注目的是磁場。在太陽表面正下方，高溫的氣體像沸騰一般上下翻動。其中有一束束磁場，呈環狀伸出表面之外。
磁場束被氣體的運動搖動，會扭曲、會顫動。一般認為的機制大致有兩種。一種是波沿著磁場束往上傳，在日冕耗盡力量而變成熱。另一種是扭曲的磁場發生小規模的重新連接，每次都引發極小的爆炸。
兩者運上去的都不是「熱」而是「運動」，到了上面再轉成熱。這樣一來，外側變得更熱也不違反原則。就像用手揉捏黏土會變溫熱一樣，即使是溫度較低的東西，只要把運動傳給對方，也能讓對方變熱。
因為稀薄，一點能量就能變很熱
請看圖2。左邊的方框是表面附近，右邊的方框是日冕。每一個點代表一個氣體粒子。
溫度指的是每個粒子運動的劇烈程度。在粒子數量非常少的日冕，只要分配一點能量給整體，每個粒子就能動得非常劇烈。如果以整體擁有的熱量來比較，在同樣大小的空間裡，日冕擁有的熱量只有表面附近的數十萬分之一（計算過程在最後的摺疊區塊）。
稀薄還有另一個效果。熱氣體會發光而冷卻，但發光的強度取決於粒子互相碰撞的次數。粒子少的日冕，碰撞次數少，不容易冷卻。所以即使只是一點一點補進來的能量，也能維持高溫。
1869年的日全食中，人們在日冕發現了一種綠色的光，和地球上任何已知元素都對不上。有一段時期，人們認為那是新元素「日冕素（coronium）」。1940年前後，才查明這道光來自被奪走了13個電子的鐵。要把電子剝到這個程度，需要100萬℃左右的高溫。神祕元素的真面目，反而成了神祕高溫的證據。
和表面向宇宙放出的光相比，維持寧靜時日冕所需的能量，據說約只有20萬分之一。也就是說，只要太陽活動中的一點點「分贈」，就能維持100萬℃。
總結
太陽外側的日冕比表面更熱，並不是因為熱從下面滲出來。一般認為，是表面下方氣體的運動搖動了磁場，那份能量在上方轉成了熱。而且日冕非常稀薄，所以一點能量就能讓每個粒子劇烈運動，升到100萬℃。不過，這兩種機制各自發揮了多少作用，至今仍不清楚。
日冕不是「很熱的一團」，而是「快得驚人的少數粒子」。
溫度高，和熱量多，是不同的兩件事。
想知道為什麼宇宙空間不會讓人的身體瞬間結凍，請看「宇宙真的很冷嗎？」；日冕噴出的氣體會為地球帶來什麼，請看「太陽大爆發會讓地球停電嗎？」。太陽本身持續發光的機制，則請看「恆星為什麼能持續發光幾十億年？」。
- 打開冷凍庫，把手放在裡面的空氣中（只要幾秒）。雖然很冷，但還不到無法忍受的程度。
- 接著，隔著毛巾拿一下同一個冷凍庫裡冰過的冰袋，只拿幾秒。明明和空氣是同樣的溫度，卻會覺得冷得多。因為空氣稀薄，從手上奪走熱量的能力很小。
- 上網找找太陽觀測衛星的影像。比較用肉眼可見的光拍到的太陽，和用肉眼看不見的短波長光拍到的太陽，後者會看到日冕的磁場環在發光。
※徒手長時間握冰袋，可能會傷到皮膚。請隔著毛巾，幾秒就停止。絕對不要直接用眼睛看太陽本身。日食的時候，也要使用專用的眼鏡。
給想知道更多的人 ― 名詞・算式・與課本的連結明確標示這是從國中理化到大學專業課程的哪個程度
- 國中國中理化學到的範圍
- 高中高中「物理」「地球科學」學到的範圍
- 高中＋高中的進階內容，或課本專欄的內容
- 大學高中不會學到，屬於大學專業課程（太陽物理學・電漿物理學）的內容
- 研究連大學也不會當作「定論」教，是目前研究者正在探究的話題
國中名詞：這個現象有名字
- 光球：我們平常看到的太陽發光表面。溫度約6000℃。
- 色球・過渡層：光球正上方、厚度約2000km的稀薄層是色球。在它上方溫度急遽上升、厚數百km的層是過渡層。
- 日冕：在過渡層外側擴展、超過100萬℃的太陽大氣。日全食時會看到白色的光冠。
- 日冕加熱問題：日冕為什麼比表面更熱，這是持續70年以上的太陽物理學之謎。
國中高中用算式確認：日冕到底有多少熱量
溫度是單一粒子的劇烈程度，熱量是所有粒子的總和。我們來比較同樣1立方公尺的空間裡，表面附近和日冕各儲存了多少熱。
| 用符號寫 | ｕ ＝ (3/2) × ｎ × ｋ × Ｔ |
| 用文字寫 | 1立方公尺儲存的熱 ＝ 1.5 × 粒子數 × 波茲曼常數 × 溫度 |
| 這個算式的來源 | 氣體分子動力論。單一粒子擁有的平均動能是 (3/2)ｋＴ，和溫度成正比。再乘上粒子數，就是整體的熱 |
| ｕ | 每1立方公尺的熱量（單位是焦耳每立方公尺） |
| ｎ | 每1立方公尺的粒子數 |
| ｋ | 波茲曼常數（兩邊乘的值相同，比較時會消掉） |
| Ｔ | 溫度（單位是克耳文。在這個量級，數字幾乎和℃相同） |
| 表面附近的溫度 | 約6000 克耳文 |
| 日冕的溫度 | 約100萬 克耳文 |
| 粒子數的比（表面附近：日冕） | 據說約為1億：1 |
| 表面每1平方公尺放出的光 | 據說約6300萬瓦 |
| 維持寧靜日冕所需的量 | 據說約為表面每1平方公尺300瓦（Withbroe・Noyes 1977） |
| 溫度的比（日冕 ÷ 表面） | 1000000 ÷ 6000 ≒ 167 |
| 熱量的比（粒子數的比 ÷ 溫度的比） | 100000000 ÷ 167 ≒ 600000 |
| 表面的光與日冕所需量的比 | 63000000 ÷ 300 ＝ 210000 |
溫度高了167倍，但同樣1立方公尺裡儲存的熱量，日冕只有約60萬分之一。而且維持它所需的能量，只有表面放出的光的約21萬分之一。這就像三溫暖90℃的空氣，擁有的熱量比90℃的熱水少得多，是同樣的關係。
高中高中＋熱力學第二定律，與用「運動」加熱的方法
高中熱不會自發地從低溫移向高溫（熱力學第二定律）。不過，若是做功（施力使其移動），就能把能量從低溫物體傳給高溫物體。這和冰箱能把內部的熱抽到溫暖的房間是同樣的道理。日冕的加熱，也可以想成是表面附近氣體的運動，透過磁場以「功」的形式運送能量，這樣就不矛盾了。
高中＋日冕的溫度可以由發射譜線求得。1940年前後，格羅特里安與埃德倫查明，綠色發射譜線（波長約530奈米）來自失去13個電子的鐵離子。要剝掉這麼多電子，粒子之間的碰撞必須達到100萬克耳文的等級。
大學波動加熱與奈米閃焰加熱
日冕是分離成電子與離子的電漿，沿著磁場運動。有力的解釋有兩個。一個是「波動加熱」，認為沿著磁力線傳播的阿爾文波等，在日冕消散而變成熱。另一個是「奈米閃焰加熱」，認為被表面對流扭曲的磁力線發生「磁重聯」（重新連接），無數的小閃焰因此產生並加熱日冕。稀薄電漿發光而冷卻的強度，以和密度平方成正比的「輻射冷卻」表示，所以稀薄的日冕不容易冷卻。
📖 算式的推導，以及更進一步的內容：日冕（維基百科） ／ 磁重聯（維基百科）
研究尚未釐清的事
- 波與重新連接，誰才是主角？ 兩者在觀測上都找到了線索，但各自發揮多大比例的作用，還沒有定論。也可能因地點或太陽活動的時期而異。
- 接近太陽的探測器看到了什麼。 2018年發射的帕克太陽探測器，在太陽附近發現了許多磁場呈S形折返的結構。它們和日冕加熱有什麼關係，正在研究中。
- 小小的「營火」。 2020年，太陽軌道器在表面附近拍到無數的小亮點。這是否就是奈米閃焰的一部分真面目，仍在討論中。
也就是說，這篇文章的內容，也只是「就目前所知範圍內的說明」。日冕加熱問題，至今仍被視為太陽物理學最大的問題之一。
與課本的連結（依程度分類）
| 程度 | 科目・單元 | 在這篇文章的哪裡 |
|---|---|---|
| 國中 | 理化「太陽系與恆星」「熱的傳遞方式」 | 光球、日冕的名稱，熱從高溫傳向低溫 |
| 高中 | 物理「氣體分子動力論」「熱力學」，地球科學「太陽」 | 溫度是單一粒子的能量，與熱量的差別 |
| 高中＋ | 物理「原子光譜」 | 由綠色發射譜線與鐵離子得知溫度 |
| 大學 | 太陽物理學・電漿物理學 | 阿爾文波、磁重聯、輻射冷卻 |
| 研究 | 太陽探測器的觀測 | 波與重新連接的貢獻比例 |
| ― | 與生活的連結 | 三溫暖的空氣與熱水、冷凍庫的空氣與冰袋的差別 |
- 維基百科「日冕」（日文版「コロナ」）
- Withbroe, G. L. & Noyes, R. W. (1977) Mass and Energy Flow in the Solar Chromosphere and Corona. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 15
- Vernazza, J. E., Avrett, E. H. & Loeser, R. (1981) Structure of the solar chromosphere. III. The Astrophysical Journal Supplement Series 45
- Edlén, B. (1943) Die Deutung der Emissionslinien im Spektrum der Sonnenkorona. Zeitschrift für Astrophysik 22
- 維基百科「磁重聯」（日文版「磁気リコネクション」）
※本文是為一般讀者撰寫的科學解說。所列數值是為了理解機制的參考值與概算。圖1的溫度變化是平均模型的概略形狀，實際的太陽會依地點與時期有很大差異。