The heating of the solar corona is thought to occur through the dissipation of magnetohydrodynamic (MHD) wave energy and/or through energy released during the reconnection of magnetic fields. Observations of emission line fluxes and widths provide constraints that must be satisfied by the proposed heating and dissipation processes. Although observations of the Sun provide the most detailed information, observations of other main-sequence stars lead to trends in coronal parameters with simple indicators of stellar magnetic activity that must also be explained by any successful theory. Observations of the quiet (average) solar transition region and inner corona are broadly consistent with coronal heating by high frequency Alfvén waves, which might be generated by magnetic reconnection.
太陽コロナの加熱は、磁気流体力学（MHD）波動エネルギーの散逸、および／または磁場の再結合の際に放出されるエネルギーによって生じると考えられている。輝線フラックスとその幅の観測は、提案される加熱・散逸過程が満たすべき制約条件を与える。太陽の観測は最も詳細な情報を提供するが、他の主系列星の観測は、恒星の磁気活動の単純な指標と相関するコロナのパラメータの傾向を示し、いかなる成功した理論もこれを説明しなければならない。静穏時の太陽の遷移層および内側コロナの観測は、磁場の再結合によって生成される可能性のある高周波アルフヴェン波によるコロナ加熱とおおむね整合的である。