太阳大气从几千度光球传输并加热最外层的日冕大气至百万度，一直是太阳物理领域未解决的核心问题。围绕日冕加热问题，经过长期研究人们普遍认为磁流体动力学波和小尺度的磁重联是日冕加热机制的主要来源，然而其中具体模拟和观测尚未有令人信服的结论，因此解决日冕加热问题的关键是如何证明磁能从内部到大气的传输与释放过程。

近日，新疆天文台太阳物理研究团组和紫金山天文台太阳活动团组合作，利用云南天文台新真空太阳望远镜（NVST）和 SDO多波段高分辨率观测数据，选择了一个谱斑区域（即紫外网状辐射区域）来研究日冕加热，由于过度区薄层的谱线对温度常敏感，为日冕加热提供了直接观测证据。相关成果发表在《天体物理学杂志》上（ApJ,2024,964,157）。

此项研究中，通过利用He 10830 Å和EUV的太阳大气高分辨率观测，科研人员首选选择一个谱斑区，根据平均辐射强度把它分为强吸收（EAP）和弱吸收（LAP）区域。研究发现，强吸收区的EUV辐射大部分大于弱吸收对应的区域，同时温度在K - K 的区域，强吸收区比弱吸收区具有更高的EUV辐射度，但其平均日冕温度较低。其次，强吸收区中的平均连续谱强度较低。研究者认为，紫外网状辐射区域日冕加热的能量来自于那些冷热物质密度都增加的米粒间通道。在吸收强区域，低温和高温物质的密度均得到增加，强吸收区的温度较低是因为那里有更大比例的冷物质。

该研究工作得到国家重点研发计划，自治区自然科学基金面上，中国科学院“西部青年学者”等项目的支持。

文章链接：https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad2e9d

图1.不同波段对应的强吸收（EAP）和弱吸收（LAP）区域

图2.不同温度范围下的平均EUV发射度的变化与在吸收强和相应的弱吸收弱区域中的平均温度