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另一类模型认为，光球的对流会造成磁力线的缠绕，进而形成电流片。这些电流片会发生磁重联，改变磁场拓扑结构，从而把磁能转化成热能而加热日冕。例如，1964 年Thomas Gold 提出，磁重联可以解释太阳耀斑。1972 年Parker 更是提出了磁重联加热日冕的“拓扑耗散”概念，并于1988 年提出了“微耀斑”加热日冕模型。
在检验这些模型和概念的过程中，卫星观测起到了极其重要的作用。继Skylab(1973—1979) 之后，相继发射了Yohkoh 卫星(1991—2001)、太阳和日地天文台(SOHO，1995 年至今)、过渡区和日冕探测器(TRACE，1998—2010)、日出卫星(Hinode，2006 年至今)以及太阳动力学天文台(SDO，2010 年至今)。这些卫星可以通过在紫外、极紫外和X射线波段上成像来探测不同温度的日冕结构，并且每一个观测设备都拥有比之前设备更高的空间、时间和光谱分辨率。
科学家试图通过这些观测来区分和证认两种不同的日冕加热模型，但结果却跌宕起伏。1995 年Toshifumi Shimizu 分析了Yohkoh 卫星数据，认为日冕亮点代表的微耀斑不足以加热日冕。2007 年Steve Tomczyk 首先探测到了日冕阿尔芬波，但他的估算却认为阿尔芬波携带的能量不足以加热日冕。2011 年Scott McIntosh 及其合作者在II 型针状体中探测到了阿尔芬波，他们认为这些针状体可能对日冕加热起到了重要的作用。
与热的、稀薄的日冕对应的是漂浮其中的日珥。1842 年，也是在一次日全食观测中，Francis Baily 观测到日珥并不随着月亮的移动而移动，因此他推测日珥是太阳大气的一部分。
1903 年，Ferdinand Ellerman 和George Ellery Hale 证明，在太阳边缘看到的日珥和在太阳表面看到的暗条实际上是同一物质。图2 显示了一个围绕太阳北极的日珥，怎样在太阳表面表现为暗条。日珥比色球更暗，意味着其等离子体温度比色球温度还要低约10000 K。
利用辐射转移模型，我们可以计算日珥的温度、密度、压强、电离度等参数，甚至估算日珥的质量。基于紫外光和白光波段的光谱诊断，可以推算出日珥的温度为6000—8000 K， 粒子密度为10
10
—10
11
cm
-3
。虽然这些密度比光球低了百万倍，但却比周围的日冕大了100—1000倍。
1908 年Hale 首先发现了太阳上存在强磁场，1950年Harold Babcock和Horace Babcock 父子发明了能够测量太阳表面弱磁场的磁像仪。通过磁像仪观测，科学家发现日珥通常位于光球磁中性线的上方。日冕中，日珥和其周围的冕环之间存在着一个被称为暗腔(cavity) 的结构(图2)。对这些在高密度日珥之上的被磁场隔离开的低密度热区域的作用目前仍存在争议。
图2 2002 年7 月21 日由位于加利福尼亚洲的大熊湖天文台观测到的极冠日珥。插图显示的是使用Mauna Loa天文台的MK4 仪器在白光下观察到的相应日冕暗腔结构
通常认为，磁场支撑了日珥，使其没有因为重力的影响而坠落。磁场还起到了使日珥与周围热的日冕之间绝热的作用。同时，等离子体还被“冻结”于磁场中，使得物质只能沿着磁力线方向自由运动。
高分辨率观测发现，暗条实际上由许多细丝组成，而目前的模型仍然难以解释为何会形成那些几近垂直的、能够跨越几个重力标度而不会坠落的细丝，瑞利—泰勒不稳定性可能是其中的一个原因。
日珥通常会在其磁通道笼中保持数天甚至数周的稳定，但最终它们中的大多数还是会爆发，进入日冕和行星际空间。在爆发前的几个小时，它们通常会以0.1—1 km/s 的速度缓慢上升，然后进入一个快速加速阶段，并最终以100—1000 km/s的速度飞离太阳。这一系列过程通常被认为是一个日珥和其周围日冕结构失去平衡所导致。携带了周边日冕物质的爆发日珥，可以将磁场和大量的等离子体物质带到日地空间，从而形成最引人注目的太阳活动事件之一：日冕物质抛射。
