太阳大气加热机制作为一个长期课题，已经有了很多理论研究。这些研究大多强调了两种特定机制，包括磁重联和波的相关性，以及将色球层和日冕视为一体的必要性。但是一个完全统一的模型并没有建立起来，争论仍在继续，尤其是关于日冕中的等离子体是否能被在色球层中观察到的高能现象加热的这一方面。
       在这篇报道中，我们建立了一个“宁静太阳”的加热模型，在模型中，磁场是由次光球层流内部与米粒组织相连的发电机产生的。我们发现磁场一直扩展到色球层中，在那里等离子体受小规模喷发释放的磁能量加热，并驱动声波运动，加热速率为4500瓦特/平方米，符合观测数据。其中一些高能喷发过程甚至可以达到距太阳表面一千万米的高度，从而影响到了底层的日冕。我们在保留了色球层爆发的物理参数不变的同时，对模型进行了拓展，加入了垂直弱磁场网络，并考虑到了一种可以加热上方日冕的机制的存在。这种机制取决于色球层内部产生的阿尔芬波（Alfvén waves）的最终耗散，并带给上层300瓦特/平方米的能流。这个模型表明，太阳表面的磁场有着复杂的拓扑结构，强度为160高斯。和旋光观测法得出的推论一致，色球层活动（对加热日冕的作用微乎其微）可以从观测到的针状体、闪光和可能与观测到的太阳龙卷风有关的涡旋中确认。