天文现象引起的知识是，太阳能大气中的磁场应该是一个统一的整体。 也就是说，日冕磁场与光球磁场和彩球磁场密切相关。 日冕照片中看到的大尺度非均匀结构是由于日冕磁场的不均匀分布造成的。

磁场干扰。

从磁流体力学的角度来看，太阳能大气中的磁场应该是一个统一的整体，即日冕磁场与光球磁场和色球磁场密切相关。 日冕照片中看到的大尺度非均匀结构是由于日冕磁场的不均匀分布造成的。 例如，两极的羽毛类似于磁石两极附近的铁屑，这被用来计算日冕。

然而，与光体育场和彩色体育场不同的是，由于观察困难，很难直接从测量谱塞曼裂缝中找到日冕磁场(见塞曼效应)。 因此，我们只能使用间接观察方法或理论计算。 目前，光球磁场被广泛地用于计算日冕磁场，因为光球磁场可以更准确地测量和记录每天。 假设低日冕磁场是一个无力的领域，没有电流场，利用观测光球磁场数据作为解决无电流场方程的边界条件，从而获得日冕磁场的强度和方向。 1968年，Ninkok等人首先对计算的日冕磁场结构和日冕的形状进行了比较。

结果表明，日冕磁场的强度随着日间距离的增加而降低。 直接在天文单位测量的行星磁场平均约为5x10x5，具有Akimid螺旋线的磁结构。 当太阳活动强烈时，当行星磁场的强度也显著增加时，与活动人物共生的太阳能磁场的强度要大得多。 日冕磁场结构有两种：一种是封闭的场结构，相应的光学结构是头盔的头晕；另一种是开放的结构。 与耀斑共生的局部干扰区域通常是一些开放和封闭的领域结构。

日冕或其中一些在短时间内会受到干扰，这反映了对物质运动粒子加速日冕密度和温度变化的影响。 日冕动作可分为三类：一种长期干扰时间在几天至几个月内由大型光球磁场的变化控制。 长时间的干扰控制着太阳和行星磁场。 第二次快速干扰时间从几分钟到几个小时不等。 结果表明，光电连续辐射和软X射线辐射的增强。 快速干扰导致强烈的星际波动。 三脉冲的扰动时间小于几秒钟。 性能是发射和硬X射线爆炸。 在这种干扰下，粒子加速过程和非热辐射(看到太阳能爆炸和太阳脉冲硬X射线爆炸)。

太阳能刺激的研究与太阳的其他活动和行星刺激的研究有关。 这方面的研究工作现在非常活跃。

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