الهالة الشمسية

ينبعث الإشعاع الكهرومغناطيسي ، ويتشتت، ويُمتص بواسطة البلازما وجزيئات الغبار في الإكليل الشمسي. ونظرًا لانخفاض كثافته، فإن الإكليل الشمسي شفاف لمعظم الأطوال الموجية، ويمكن لمعظم الإشعاع المنبعث منه، ومن الكروموسفير، والفوتوسفير أن يمر عبره دون أن يتشتت أو يُمتص. مع ذلك، فإن الجزء الضئيل من الضوء القادم من الفوتوسفير والذي يتشتت يشكل الجزء الأكبر من إجمالي الإشعاع المنبعث من الإكليل الشمسي في نطاق الضوء المرئي . يُقسم الضوء المتشتت في الإكليل الشمسي عادةً إلى مكونين بناءً على آلية التشتت. ^{[ 6 ] : 366-367 [ 12 ] : 4 [ 13 ] : 68-69 [ 14 ] : 18}

الضوء المرئي بالقرب من الشمس أثناء كسوف الشمس الكلي ينشأ في المقام الأول من الهالة الشمسية K.

يندمج ضوء البروج الناتج عن ضوء الشمس المتناثر بواسطة الغبار بين الكواكب مع الهالة الشمسية القريبة من الشمس.

• ينتج الهالة K ( K  اختصارًا لكلمة kontinuierlich ، أي "مستمر" بالألمانية) عن تشتت ضوء الغلاف الضوئي بواسطة الإلكترونات الحرة في الهالة. ويؤدي اتساع خطوط امتصاص الغلاف الضوئي المتشتتة بفعل تأثير دوبلر إلى انتشارها بشكل كبير لدرجة أنها تحجبها تمامًا، مما يعطي المظهر الطيفي للطيف المتصل الخالي من خطوط الامتصاص.
• ينتج هالة F ( حيث F  اختصارًا لـ Fraunhofer ) عن تشتت ضوء الغلاف الضوئي بفعل جزيئات الغبار الموجودة على مسافة تزيد عن نصف قطر شمسي واحد فوق الغلاف الضوئي. هذه الجزيئات أبطأ بكثير من الإلكترونات، لذا فإن اتساع دوبلر ضئيل للغاية. ونتيجة لذلك، تُلاحظ خطوط امتصاص فراونهوفر في طيف الغلاف الضوئي أيضًا في طيف هالة F. تمتد هالة F بزوايا استطالة عالية جدًا من الشمس وتندمج مع ضوء البروج . ^{[ 15 ]}

يُعدّ هذا المكوّن من الإشعاع الإكليلي ذي الضوء الأبيض خافتًا للغاية مقارنةً بالغلاف الضوئي. تبلغ نسبة السطوع القصوى بين الغلاف الضوئي والإكليل فوق الحافة المرئية مباشرةً حوالي 10⁻⁶، ^وتنخفض إلى 10⁻⁹ ^ضمن قطر شمسي من الحافة. ​​علاوةً على ذلك، قد يكون سطوع السماء أكبر من سطوع الإكليل بأكثر من ثلاثة إلى خمسة أضعاف، مما يجعل الإكليل غير قابل للملاحظة بالعين المجردة إلا في حالة كسوف الشمس الكلي. ^{[ 12 ] : 4}

ينشأ جزء صغير من إجمالي الضوء المرئي المنبعث من الهالة الشمسية من خطوط طيفية تنبعث من الأيونات في بلازما الهالة الساخنة والمتخلخلة. تُشكل خطوط الطيف الهالية المنبعثة عبر الطيف الكهرومغناطيسي مجتمعةً ما يُعرف بالهالة E ( حيث E اختصارًا لكلمة " انبعاث" ). في نطاق الضوء المرئي، يتجاوز الضوء المتكامل من الهالتين K وF المستمرتين بكثير الضوء المنبعث من الهالة E، إلا أن خطوط الانبعاث المنفردة تكون قوية نسبيًا مقارنةً بالخلفية المستمرة، ويمكن رصدها باستخدام مرشحات ضيقة النطاق. ^{[ 12 ] : 6-7.} ينتج العديد من خطوط انبعاث الهالة E عن انتقالات محظورة من مستويات طاقة شبه مستقرة. ^{[ 6 ] : 368 [ 16 ] : 55}

كما تُصدر الهالة إشعاعات في نطاقات الراديو والأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية الشديدة والأشعة السينية . ^{[ 6 ] : 369 [ 16 ]}

تُعدّ الحلقات الإكليلية البنية الأساسية للهالة الشمسية المغناطيسية. وتُمثّل هذه الحلقات نظيرًا مغلقًا للتدفق المغناطيسي للتدفق المغناطيسي المفتوح الموجود في الثقوب الإكليلية والرياح الشمسية. وترتفع حلقات التدفق المغناطيسي من جسم الشمس وتمتلئ بالبلازما الشمسية الساخنة. ^{[ 21 ]}

تُسخّن البلازما الشمسية التي تغذي هذه البنى من أقل من 6000 كلفن إلى ما يزيد عن ^10⁶  كلفن من الفوتوسفير، مروراً بالمنطقة الانتقالية، وصولاً إلى الإكليل الشمسي. غالباً ما تملأ البلازما الشمسية هذه الحلقات من نقطة وتتدفق إلى أخرى، تُسمى نقاط القدم ( تدفق سيفوني ناتج عن فرق في الضغط، ^{[ 22 ]} أو تدفق غير متماثل ناتج عن عامل آخر).

عندما يرتفع البلازما من قاعدتي الحلقة باتجاه قمتها، كما يحدث دائمًا خلال المرحلة الأولية للتوهج الشمسي المضغوط، يُطلق على هذه الظاهرة اسم التبخر الكروموسفيري. أما عندما يبرد البلازما بسرعة ويهبط باتجاه الفوتوسفير، فيُطلق عليه اسم التكثف الكروموسفيري. وقد يحدث أيضًا تدفق متناظر من قاعدتي الحلقة، مما يؤدي إلى تراكم الكتلة في بنية الحلقة. وقد يبرد البلازما بسرعة في هذه المنطقة (نتيجة لعدم الاستقرار الحراري)، فتظهر خيوطه الداكنة بوضوح على قرص الشمس أو النتوءات الشمسية على حافة الشمس .

قد تدوم الحلقات الإكليلية لثوانٍ (في حالة التوهجات الشمسية)، أو دقائق، أو ساعات، أو أيام. وعندما يكون هناك توازن بين مصادر الطاقة ومصارفها في الحلقة، يمكن أن تستمر الحلقات الإكليلية لفترات طويلة، وتُعرف حينها بالحلقات الإكليلية المستقرة أو الهادئة ( مثال ).

تُعدّ الحلقات الإكليلية بالغة الأهمية لفهمنا لمشكلة التسخين الإكليلي الحالية . فهي مصادر إشعاعية عالية للبلازما، ما يُسهّل رصدها بواسطة أجهزة مثل TRACE . ولا يزال تفسير مشكلة التسخين الإكليلي غير واضح، إذ تُراقَب هذه البنى عن بُعد، ما يُثير العديد من الغموض (مثل مساهمات الإشعاع على طول خط الرؤية ). ويتطلب التوصل إلى إجابة قاطعة إجراء قياسات مباشرة، إلا أن ارتفاع درجات حرارة البلازما في الإكليل الشمسي يجعل هذه القياسات مستحيلة في الوقت الراهن. ويقترب مسبار باركر الشمسي التابع لناسا من الشمس بشكل كبير، ما يُتيح إجراء رصد أكثر مباشرة.

المناطق النشطة هي تجمعات من هياكل حلقية تربط نقاطًا ذات قطبية مغناطيسية متعاكسة في الغلاف الضوئي، وتُعرف باسم الحلقات الإكليلية. تتوزع هذه المناطق عمومًا في منطقتين نشطتين، متوازيتين مع خط استواء الشمس. يتراوح متوسط ​​درجة الحرارة فيها بين مليوني وأربعة ملايين كلفن، بينما تتراوح الكثافة من 10⁹ ^إلى 10¹⁰ ^جسيم لكل سنتيمتر مكعب.

تشمل المناطق النشطة جميع الظواهر المرتبطة مباشرةً بالمجال المغناطيسي، والتي تحدث على ارتفاعات مختلفة فوق سطح الشمس: ^{[ 20 ]} البقع الشمسية والوهج الشمسي في الفوتوسفير؛ والشظايا الشمسية وخيوط Hα والبقع الشمسية في الكروموسفير؛ والنتوءات الشمسية في الكروموسفير والمنطقة الانتقالية؛ والتوهجات والانبعاثات الكتلية الإكليلية في الإكليل الشمسي والكروموسفير. إذا كانت التوهجات شديدة العنف، فقد تُؤثر على الفوتوسفير وتُولد موجة مورتون . على النقيض من ذلك، فإن النتوءات الشمسية الهادئة عبارة عن هياكل كبيرة وباردة وكثيفة تُلاحظ على شكل أشرطة Hα داكنة تشبه الثعابين (تبدو كخيوط) على قرص الشمس. تبلغ درجة حرارتها حوالي 5000-8000 كلفن ، ولذلك تُعتبر عادةً من سمات الكروموسفير .

في عام 2013، كشفت صور من جهاز التصوير الإكليلي عالي الدقة عن "ضفائر مغناطيسية" من البلازما لم يسبق رؤيتها من قبل داخل الطبقات الخارجية لهذه المناطق النشطة. ^{[ 23 ]}

تُعدّ الخيوط الخوذية هياكل إكليلية كبيرة تشبه القبعة ذات قمم طويلة مدببة، وعادةً ما تغطي البقع الشمسية والمناطق النشطة. وتُعتبر الخيوط الإكليلية مصادر للرياح الشمسية البطيئة. ^{[ 24 ]}

النقاط الساطعة هي مناطق صغيرة نشطة توجد على قرص الشمس. تم رصد النقاط الساطعة للأشعة السينية لأول مرة في 8 أبريل 1969، أثناء رحلة صاروخية. ^{[ 25 ]}

تتغير نسبة سطح الشمس المغطى بالنقاط الساطعة بتغير الدورة الشمسية. وترتبط هذه النقاط بمناطق ثنائية القطب صغيرة في المجال المغناطيسي. ويتراوح متوسط ​​درجة حرارتها بين 1.1  و3.4  مليون درجة مئوية. وغالبًا ما ترتبط تغيرات درجة الحرارة بتغيرات انبعاث الأشعة السينية. ^{[ 26 ]}

الثقوب الإكليلية هي مناطق أحادية القطب تبدو داكنة في صور الأشعة السينية لأنها لا تُصدر الكثير من الإشعاع. ^{[ 27 ]} وهي مناطق واسعة من الشمس يكون فيها المجال المغناطيسي أحادي القطب ويتجه نحو الفضاء بين الكواكب. وتنشأ الرياح الشمسية عالية السرعة بشكل رئيسي من هذه المناطق.

في صور الأشعة فوق البنفسجية للثقوب الإكليلية، تظهر عادةً بعض التراكيب الصغيرة، الشبيهة بالفقاعات المطولة، وهي معلقة في الرياح الشمسية. هذه هي الأعمدة الإكليلية. وبشكل أدق، هي عبارة عن خيوط طويلة رفيعة تمتد للخارج من القطبين الشمالي والجنوبي للشمس. ^{[ 28 ]}

المناطق الشمسية التي لا تشكل جزءًا من المناطق النشطة والثقوب الإكليلية تُعرف عادةً باسم الشمس الهادئة.

تتميز المنطقة الاستوائية بدوران أسرع من المناطق القطبية. ونتيجةً لهذا الدوران التفاضلي للشمس، تظهر المناطق النشطة دائمًا في نطاقين متوازيين مع خط الاستواء، ويتسع نطاقهما خلال فترات ذروة الدورة الشمسية، بينما يكاد يختفي خلال فترات صغرها. لذا، تتزامن الشمس الهادئة دائمًا مع المنطقة الاستوائية، ويكون سطحها أقل نشاطًا خلال ذروة الدورة الشمسية. ومع اقتراب صغر الدورة الشمسية (المعروف أيضًا بدورة الفراشة)، يتسع نطاق الشمس الهادئة حتى يغطي كامل سطح القرص الشمسي باستثناء بعض النقاط المضيئة على نصف الكرة الأرضية والقطبين، حيث توجد الثقوب الإكليلية.

سطح ألفين هو الحد الفاصل بين الهالة الشمسية والرياح الشمسية ، ويُعرَّف بأنه النقطة التي تتساوى عندها سرعة ألفين لبلازما الهالة الشمسية مع سرعة الرياح الشمسية واسعة النطاق. ^{[ 29 ] [ 30 ]}

لم يكن الباحثون متأكدين تمامًا من موقع سطح ألففين الحرج على سطح الشمس. واستنادًا إلى صورٍ عن بُعد للهالة الشمسية، أشارت التقديرات إلى أنه يقع على بُعد يتراوح بين 10 و20 ضعف نصف قطر الشمس من سطحها. وفي 28 أبريل/نيسان 2021، وخلال تحليقه الثامن بالقرب من الشمس، رصد مسبار باركر الشمسي التابع لناسا ظروفًا مغناطيسية وجسيمية محددة على بُعد 18.8 ضعف نصف قطر الشمس، مما دلّ على اختراقه سطح ألففين. ^{[ 31 ]}

تحدث التوهجات الشمسية في المناطق النشطة، وتتميز بزيادة مفاجئة في التدفق الإشعاعي المنبعث من مناطق صغيرة في الهالة الشمسية. وهي ظواهر بالغة التعقيد، مرئية بأطوال موجية مختلفة؛ وتشمل عدة مناطق من الغلاف الجوي الشمسي، والعديد من التأثيرات الفيزيائية، الحرارية وغير الحرارية، وأحيانًا إعادة اتصال واسعة النطاق لخطوط المجال المغناطيسي مصحوبة بانبعاث مواد.

التوهجات ظواهر عفوية، متوسط ​​مدتها 15 دقيقة، وقد تستمر أشدها طاقةً لعدة ساعات. وتُحدث التوهجات ارتفاعاً كبيراً وسريعاً في الكثافة ودرجة الحرارة.

نادراً ما يتم رصد انبعاث الضوء الأبيض: عادةً ما تُرى التوهجات فقط عند أطوال موجية فوق بنفسجية قصوى وفي نطاق الأشعة السينية، وهو أمر نموذجي لانبعاثات الغلاف اللوني والإكليل الشمسي.

في الهالة الشمسية، يتم وصف شكل التوهجات من خلال الملاحظات في نطاق الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية اللينة والصلبة، وفي أطوال موجات Hα، وهو شكل معقد للغاية. ومع ذلك، يمكن تمييز نوعين من البنى الأساسية: ^{[ 32 ]}

• التوهجات المدمجة ، حيث يحافظ كل من القوسين اللذين يحدث فيهما الحدث على شكله: لا يُلاحظ سوى زيادة في الانبعاث دون تغيرات هيكلية ملحوظة. تبلغ الطاقة المنبعثة حوالي 10²² ^إلى  10²³ ^جول .
• التوهجات طويلة الأمد ، المصاحبة لانفجارات النتوءات الشمسية، والظواهر العابرة في الضوء الأبيض، والتوهجات ثنائية الشريط : ^{[ 33 ]} في هذه الحالة، تُغير الحلقات المغناطيسية شكلها أثناء الحدث. وتكون الطاقات المنبعثة خلال هذه التوهجات هائلة لدرجة أنها قد تصل إلى 10 ^{^25} جول.

أما فيما يتعلق بالديناميكيات الزمنية، فيتم تمييز ثلاث مراحل مختلفة بشكل عام، ولا يمكن مقارنة مدة كل منها. وتعتمد مدة هذه المراحل على نطاق الأطوال الموجية المستخدمة لرصد الحدث.

• في مرحلة اندفاعية أولية ، مدتها في حدود الدقائق، غالباً ما تُلاحظ انبعاثات قوية للطاقة حتى في نطاق الموجات الدقيقة، وأطوال موجات الأشعة فوق البنفسجية القصوى، وفي ترددات الأشعة السينية الصلبة.
• مرحلة قصوى
• مرحلة اضمحلال ، والتي يمكن أن تستمر لعدة ساعات.

في بعض الأحيان يمكن ملاحظة مرحلة تسبق التوهج، وتسمى عادةً مرحلة "ما قبل التوهج".

غالباً ما تصاحب التوهجات الشمسية الكبيرة والنتوءات الشمسية انبعاثات كتلية إكليلية. وهي عبارة عن انبعاثات هائلة من المواد الإكليلية والمجال المغناطيسي، تنتقل من الشمس بسرعة تصل إلى 3000  كم/ث، ^{[ 34 ]} وتحتوي على طاقة تعادل عشرة أضعاف طاقة التوهج الشمسي أو النتوء المصاحب له. ويمكن لبعض الانبعاثات الكتلية الإكليلية الكبيرة أن تدفع مئات الملايين من الأطنان من المواد إلى الفضاء بين الكواكب بسرعة تتراوح بين 600,000 و2,000,000 ميل في الساعة (970,000 إلى 3,220,000 كم/ساعة) . ^{[ 35 ]} 

في الهالة الشمسية، يحدث التوصيل الحراري من الغلاف الجوي الخارجي الأكثر سخونة نحو الطبقات الداخلية الأكثر برودة. وتتولى الإلكترونات، الأخف وزناً من الأيونات والأسرع حركة، مسؤولية عملية انتشار الحرارة.

عند وجود مجال مغناطيسي، تزداد الموصلية الحرارية للبلازما في الاتجاه الموازي لخطوط المجال مقارنةً بالاتجاه العمودي عليها. ^{[ 36 ]} تخضع الجسيمات المشحونة المتحركة في الاتجاه العمودي على خطوط المجال المغناطيسي لقوة لورنتز العمودية على المستوى المحدد بالسرعة والمجال المغناطيسي. تعمل هذه القوة على ثني مسار الجسيم. وبشكل عام، ولأن للجسيمات مركبة سرعة موازية لخطوط المجال المغناطيسي، فإن قوة لورنتز تُجبرها على الانحناء والتحرك في مسارات حلزونية حول هذه الخطوط بتردد السيكلوترون .

إذا كانت تصادمات الجسيمات متكررة للغاية، فإنها تتشتت في جميع الاتجاهات. يحدث هذا في الفوتوسفير، حيث تحمل البلازما المجال المغناطيسي في حركتها. أما في الإكليل الشمسي، فعلى النقيض من ذلك، يبلغ متوسط ​​المسار الحر للإلكترونات عدة كيلومترات، بل وأكثر، لذا يمكن لكل إلكترون أن يتحرك حركة حلزونية قبل أن يتشتت بعد التصادم. ونتيجة لذلك، يزداد انتقال الحرارة على طول خطوط المجال المغناطيسي، بينما يقل في الاتجاه العمودي عليها.

في الاتجاه الطولي للمجال المغناطيسي، تكون الموصلية الحرارية للهالة ^{[ 36 ]}$${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$ أين${\displaystyle k_{\text{B}}}$هو ثابت بولتزمان ،${\displaystyle T}$هل درجة الحرارة بالكلفن؟${\displaystyle m_{e}}$كتلة الإلكترون،${\displaystyle e}$هي الشحنة الكهربائية للإلكترون، $${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$ هو اللوغاريتم الكولومبي، و $${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$ يمثل طول ديباي للبلازما ذات كثافة الجسيمات ${\displaystyle n}$اللوغاريتم الكولومبي${\displaystyle \ln \Lambda }$تبلغ حوالي 20 في الهالة، بمتوسط ​​درجة حرارة 1 مليون كلفن وكثافة 10 ¹⁵ جسيم/م ³ ، وحوالي 10 في الكروموسفير، حيث تبلغ درجة الحرارة حوالي 10 كيلو كلفن وكثافة الجسيمات من رتبة 10 ¹⁸ جسيم/م ³ ، ويمكن افتراض أنها ثابتة عمليًا.

ومن ثم، إذا أشرنا إلى${\displaystyle q}$الحرارة اللازمة لوحدة حجمية، معبرًا عنها بوحدة جول/م³ ^، ومعادلة فورييه لانتقال الحرارة، والتي يتم حسابها فقط على طول الاتجاه${\displaystyle x}$يصبح خط الملعب $${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$$

أظهرت الحسابات العددية أن الموصلية الحرارية للهالة قابلة للمقارنة مع موصلية النحاس.

علم الزلازل الإكليلي هو أسلوب لدراسة بلازما الإكليل الشمسي باستخدام موجات الديناميكا المغناطيسية المائية (MHD). يدرس علم الديناميكا المغناطيسية المائية ديناميكيات الموائع الموصلة للكهرباء ، وفي هذه الحالة، المائع هو بلازما الإكليل. من الناحية النظرية، يُشابه علم الزلازل الإكليلي علم الزلازل الأرضية، وعلم الزلازل الشمسية ، والتحليل الطيفي للديناميكا المغناطيسية المائية لأجهزة البلازما المختبرية. في جميع هذه الأساليب، تُستخدم موجات متنوعة لاستكشاف الوسط. وقد أثبتت مجموعات بحثية مختلفة إمكانات علم الزلازل الإكليلي في تقدير المجال المغناطيسي الإكليلي، وارتفاع مقياس الكثافة ، والبنية الدقيقة ، والتسخين.

تقترح نظرية التسخين الموجي، التي طرحها إيفري شاتزمان عام 1949 ، أن الموجات تنقل الطاقة من باطن الشمس إلى الغلاف اللوني الشمسي والهالة الشمسية. تتكون الشمس من البلازما وليس من غاز عادي، لذا فهي تدعم أنواعًا عديدة من الموجات المشابهة للموجات الصوتية في الهواء. من أهم هذه الموجات الموجات المغناطيسية الصوتية وموجات ألفين . ^{[ 44 ]} الموجات المغناطيسية الصوتية هي موجات صوتية تأثرت بوجود مجال مغناطيسي، أما موجات ألفين فهي مشابهة لموجات الراديو ذات التردد المنخفض جدًا التي تأثرت بتفاعلها مع المادة في البلازما. يمكن أن ينطلق كلا النوعين من الموجات بفعل اضطراب الحبيبات والحبيبات الفائقة في الغلاف الضوئي الشمسي، ويمكن لكلا النوعين نقل الطاقة لمسافة معينة عبر الغلاف الجوي الشمسي قبل أن يتحولا إلى موجات صدمية تُبدد طاقتها على شكل حرارة.

إحدى مشكلات التسخين الموجي هي توصيل الحرارة إلى المكان المناسب. لا تستطيع الموجات المغناطيسية الصوتية حمل طاقة كافية صعودًا عبر الكروموسفير إلى الإكليل الشمسي، وذلك بسبب انخفاض الضغط في الكروموسفير، ولأنها تميل إلى الانعكاس عائدةً إلى الفوتوسفير. تستطيع موجات ألفين حمل طاقة كافية، لكنها لا تبددها بالسرعة الكافية عند دخولها الإكليل الشمسي. من المعروف أن فهم الموجات في البلازما ووصفها تحليليًا أمرٌ بالغ الصعوبة، لكن عمليات المحاكاة الحاسوبية التي أجراها توماس بوغدان وزملاؤه عام ٢٠٠٣، تُشير إلى أن موجات ألفين يُمكن أن تتحول إلى أنماط موجية أخرى عند قاعدة الإكليل الشمسي، مما يُوفر مسارًا لنقل كميات كبيرة من الطاقة من الفوتوسفير عبر الكروموسفير والمنطقة الانتقالية، وصولًا إلى الإكليل الشمسي حيث تُبددها على شكل حرارة.

من المشكلات الأخرى المتعلقة بتسخين الشمس بالموجات، الغياب التام، حتى أواخر التسعينيات، لأي دليل مباشر على انتشار الموجات عبر الهالة الشمسية. أُجري أول رصد مباشر للموجات المنتشرة داخل الهالة الشمسية وعبرها عام ١٩٩٧ بواسطة مرصد الشمس والغلاف الشمسي الفضائي ، وهو أول منصة قادرة على رصد الشمس في نطاق الأشعة فوق البنفسجية القصوى لفترات طويلة مع قياس ضوئي مستقر . كانت هذه الموجات مغناطيسية صوتية بتردد حوالي ١ ملي هرتز (ما يعادل دورة موجية ١٠٠٠ ثانية ) ، تحمل حوالي ١٠٪ فقط من الطاقة اللازمة لتسخين الهالة. توجد العديد من الملاحظات لظواهر الموجات الموضعية، مثل موجات ألفين المنبعثة من التوهجات الشمسية، لكن هذه الأحداث عابرة ولا يمكنها تفسير الحرارة المنتظمة للهالة.

لم يُعرف بعد بدقة مقدار طاقة الموجات المتاحة لتسخين الهالة الشمسية. تشير نتائج نُشرت عام ٢٠٠٤ باستخدام بيانات من المركبة الفضائية TRACE إلى وجود موجات في الغلاف الجوي الشمسي بترددات تصل إلى ١٠٠ ملي هرتز (فترة ١٠ ثوانٍ). تُقدم قياسات درجة حرارة أيونات مختلفة في الرياح الشمسية باستخدام جهاز UVCS على متن مرصد SOHO أدلة غير مباشرة قوية على وجود موجات بترددات تصل إلى ٢٠٠ هرتز ، وهي ضمن نطاق السمع البشري. يصعب رصد هذه الموجات في الظروف العادية، لكن الأدلة التي جمعتها فرق من كلية ويليامز خلال كسوف الشمس تُشير إلى وجودها في نطاق ١-١٠ هرتز .

تم مؤخرًا رصد حركات ألففينية في الطبقات السفلى من الغلاف الجوي الشمسي ^{[ 45 ] [ 46 ]} ، وكذلك في الشمس الهادئة، وفي الثقوب الإكليلية، وفي المناطق النشطة، وذلك باستخدام بيانات رصد من جهاز AIA على متن مرصد ديناميكا الشمس . ^{[ 47 ]} تتميز هذه التذبذبات الألفينية بقوة كبيرة، ويبدو أنها مرتبطة بالتذبذبات الألفينية الكروموسفيرية التي تم رصدها سابقًا بواسطة المركبة الفضائية هينود . ^{[ 48 ]}

أظهرت عمليات رصد الرياح الشمسية بواسطة المركبة الفضائية " ويند" مؤخراً أدلة تدعم نظريات تبديد إشعاع ألفين-سيكلوترون، مما يؤدي إلى تسخين الأيونات محلياً. ^{[ 49 ]}

تعتمد نظرية إعادة الاتصال المغناطيسي على المجال المغناطيسي الشمسي لحث تيارات كهربائية في الهالة الشمسية. ^{[ 50 ]} ثم تنهار هذه التيارات فجأة، مطلقةً طاقةً على شكل حرارة وموجات في الهالة. تُسمى هذه العملية "إعادة الاتصال" نظرًا للسلوك المميز للمجالات المغناطيسية في البلازما (أو أي سائل موصل للكهرباء مثل الزئبق أو مياه البحر ). في البلازما، ترتبط خطوط المجال المغناطيسي عادةً بجزيئات المادة، بحيث تبقى بنية المجال المغناطيسي ثابتة: فإذا كان قطبان مغناطيسيان شمالي وجنوبي متصلين بخط مجال واحد، فحتى لو تم تحريك البلازما أو تغيير مواقع المغناطيسات، سيظل خط المجال هذا يربط هذين القطبين. ويُحافظ على هذا الاتصال بواسطة تيارات كهربائية مُستحثة في البلازما. في ظل ظروف معينة، يمكن أن تنهار هذه التيارات الكهربائية، مما يسمح للمجال المغناطيسي "بإعادة الاتصال" بأقطاب مغناطيسية أخرى، مطلقًا حرارة وموجات في هذه العملية.

يُفترض أن إعادة الاتصال المغناطيسي هي الآلية الكامنة وراء التوهجات الشمسية، وهي أكبر الانفجارات في النظام الشمسي. علاوة على ذلك، يُغطى سطح الشمس بملايين المناطق الممغنطة الصغيرة التي يتراوح قطرها بين 50 و 1000 كيلومتر . تتعرض هذه الأقطاب المغناطيسية الصغيرة للاهتزاز والاضطراب بفعل التحبب المستمر. يجب أن يخضع المجال المغناطيسي في الهالة الشمسية لإعادة اتصال شبه مستمرة لمواكبة حركة هذه "السجادة المغناطيسية"، لذا فإن الطاقة المنبعثة من إعادة الاتصال تُعدّ مرشحًا طبيعيًا لحرارة الهالة، ربما على شكل سلسلة من "التوهجات الدقيقة" التي تُنتج كل منها طاقة ضئيلة للغاية، ولكنها مجتمعة تُشكّل الطاقة اللازمة.

طُرحت فكرة أن التوهجات النانوية قد تُسخّن الهالة الشمسية من قِبل يوجين باركر في ثمانينيات القرن الماضي، إلا أنها لا تزال مثيرة للجدل. فعلى وجه الخصوص، تستطيع التلسكوبات فوق البنفسجية ، مثل TRACE و SOHO /EIT، رصد التوهجات الميكروية الفردية على شكل ومضات صغيرة في ضوء الأشعة فوق البنفسجية الشديدة ^{[ 51 ]،} ولكن يبدو أن عدد هذه الأحداث الصغيرة قليل جدًا بحيث لا يُفسّر الطاقة المنبعثة في الهالة الشمسية. ويمكن تعويض الطاقة الإضافية غير المُفسّرة بطاقة الموجات، أو بإعادة الاتصال المغناطيسي التدريجي الذي يُطلق الطاقة بسلاسة أكبر من التوهجات الميكروية، ولذلك لا يظهر بوضوح في بيانات TRACE. وتستخدم بعض التباينات في فرضية التوهجات الميكروية آليات أخرى لإجهاد المجال المغناطيسي أو لإطلاق الطاقة، وهي موضوع بحث نشط في عام 2005.

لعقود طويلة، اعتقد الباحثون أن النتوءات النجمية قادرة على نقل الحرارة إلى الهالة الشمسية. إلا أنه بعد إجراء أبحاث رصدية في ثمانينيات القرن الماضي، تبين أن بلازما النتوءات النجمية لا تصل إلى درجات حرارة الهالة الشمسية، وبالتالي تم دحض هذه النظرية.

بحسب دراسات أُجريت عام 2010 في المركز الوطني لأبحاث الغلاف الجوي في كولورادو ، بالتعاون مع مختبر لوكهيد مارتن للفيزياء الشمسية والفلكية (LMSAL) ومعهد الفيزياء الفلكية النظرية بجامعة أوسلو ، فإن فئة جديدة من الشظايا الشمسية (النوع الثاني) اكتُشفت عام 2007، والتي تتحرك بسرعة أكبر (تصل إلى 100  كم/ث) ولها أعمار أقصر، قد تُفسر هذه المشكلة. ^{[ 52 ]} تُدخل هذه النفاثات بلازما ساخنة إلى الغلاف الجوي الخارجي للشمس.

استُخدمت مجموعة التصوير الجوي على متن مرصد ديناميكا الشمس التابع لناسا، وحزمة المستوى البؤري لتلسكوب البصريات الشمسية على متن القمر الصناعي الياباني هينودي، لاختبار هذه الفرضية. وتكشف الدقة المكانية والزمانية العالية للأجهزة الحديثة عن هذا الإمداد الكتلي الإكليلي.

وفقًا لتحليل أجراه دي بونتيو وزملاؤه في عام 2011، تكشف هذه الملاحظات عن وجود علاقة مباشرة بين البلازما التي يتم تسخينها إلى ملايين الدرجات والشويكات التي تُدخل هذه البلازما إلى الهالة الشمسية. ^{[ 53 ]}