太阳大气从几千度的光球中传输并加热最外层的日冕大气至百万度，这一直是太阳物理领域未解决的核心难题。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，但在具体模拟和观测方面尚未有令人信服的结论，因此解决日冕加热问题的关键在于如何证明磁能从内部到大气的传输与释放过程。

近期，新疆天文台太阳物理研究团队与紫金山天文台太阳活动团队合作，利用云南天文台新真空太阳望远镜（NVST）以及SDO多波段高分辨率观测数据，对一个谱斑区域进行了深入研究。这一区域被称为紫外网状辐射区域，由于过度区薄层中的谱线对温度变化极为敏感，为日冕加热提供了直接观测证据。相关成果已发表在《天体物理学杂志》上（ApJ,2024,964,157），论文链接请点击这里。

通过结合He 10830 Å和EUV高分辨率观测，科研人员首先选择了一个具有典型特征的谱斑区，并根据平均辐射强度将其分为强吸收（EAP）和弱吸收（LAP）区域。研究显示，在相同温度范围内，强吸收区EUVA radiation明显超过弱吸收对应区域，而温度则在K - K之间，其中强吸收区拥有更高EUVA radiation但平均日冕温度较低。此外，在该地区连续谱强度也相对较低。

研究者推断紫外网状辐射区域中日冕加热所需能量来自于冷-hot物质密集交错的地米粒间通道。在这些面积增加且冷-hot物质都提升密度的地方，加热效应更加显著。在这类空间中，即使存在更多冷温带，也无法阻止整个系统向更高温状态转变，从而实现快速升温。

此项工作得到了国家重点研发计划、自治区自然科学基金面上项目以及中国科学院“西部青年学者”等项目的大力支持。国家天文科学数据中心提供了重要技术服务支持，使这一复杂课题得以逐步揭开面纱。