در اين مقاله برآنيم تا نشان دهيم كه مسئله ي گرمايش در تاج خورشيدي تا چه حد چالش برانگيز است ، و بر مراحلي تاكيد مي كنيم تا به راه حلي قطعي در اين زمينه دست يابيم . از فلوچارتي كه براي گرمايش در تاج خورشيدي در نظر گرفته ايم مضامين مهم گوناگوني را كشف مي كنيم . از مقياس هاي بزرگ و كوچكي كه كل ميدان مغناطيسي تاج را پوشش مي دهند استفاده مي كنيم . بيش ترين نقش عمده ي مقياس كوچك در بررسي جريانات سطحي ، مرحله ي انتقال ، نواحي فعال ، لايه هاي تشديد و شوك هايي است كه در تاج برقرارند  . هم چنين در مي يابيم كه اتصالي فيزيكي بين تاج خورشيدي و اتمسفر پايين تر وجود دارد كه عاملي اساسي براي منبع انرژي تاج و تغييرات آن و هم چنين واكنش پلاسما ي تاج به گرمايش ، مي باشد .با بسط دادن شرايط مرزي فوتوسفر برخي از خواص ميدان مغناطيسي تاج خورشيدي از جمله انرژي ، جريانات سطحي و تغييرات آن ها  مشخص مي شوند . دما و چگالي و اثرات تابشي نيز كه ازخواص پلاسماي تاج اند به چندين عامل بستگي دارند كه اساسي ترين آن ها شار گرمايي است . از ديگر دريافت هاي ما در اين پژوهش اين است كه چندين اثر ميكروفيزيكي نقشي اساسي در مسئله ي گرمايش تاج خورشيدي بر عهده دارند ؛ از جمله انتقال ( غير كلاسيكي ) ذرات ، اتصال بدون تماس ، اشباع شار گرمايي  ، برقرار نبودن پايستگي بار. و سرانجام نشان داده ايم كه قسمت عمده ي گرمايش در تاج خورشيدي ناشي از شارمغناطيسي بخش هاي مادي تاج است . بنابراين هرگونه تغيير و تحول در آن براي ما از اهميت زيادي برخوردار است .نتايج حاصل از شبيه سازي MHD از انتقال انرژي  و شبيه سازي واكنش پلاسما به اثرات گرمايي براي ما بسيار قانع كننده مي باشند و در بررسي جداگانه ي هركدام در حل مسئله ي گرمايش در تاج انتظار داريم كه از هر دو روش به يك پاسخ مشابه دست يابيم . در حالي كه اغلب مسئله ي گرمايش بي دليل در حلقه هاي تاج را لاينحل مي دانند .

     بسياري از نظريه پردازان براي توجيه اين اثر گرمايشي در تاج خورشيدي از حالت " نانوفلر " استفاده مي كنند .نقش اساسي را در اين روش تصويري از پرتوX  يا EUV برعهده دارد . ما مدافع تعريفي كامل تر هستيم كه مشكلات حل نشده را نيز در بر مي گيرد وبه اين نكته نيز توجه داريم كه erg  24^10انرژي آزاد شده است ؛ در حالي كه در نانوفلرهاي متداول يراي تامين چنين انرژي هنگفتي بايد تابش مذكور در حلقه هاي منشأ (TRACE loop) درهرثانيه رخ دهد ! مطالعات انجام شده در شرايط آزمايشگاهي اميدواركننده است اما ممكن است با رخداد ها در يك تاج واقعي تفاوت داشته باشد . به علاوه تلاش ها براي تخمين ميزان انرژي به دست آمده در اين روش راضي كننده نيست و با ترديدهاي بسياري همراه است .

      از اين قسمت به كجا مي رويم ؟ اول از همه ساختن پلي را شروع مي كنيم روي شكافي كه ميان رفتار MHD در انتقال انرژي و رفتار هيدروديناميكي در واكنش پلاسما وجود دارد. اين كار هم در حل مسئله ي گرمايش تاج به ما كمك مي كند و هم در پيدا كردن روشي براي شبيه سازي . استفاده از گرماي خروجي در شبيه سازي  MHD (تصوير5) به عنوان گرماي ورودي به حلقه ي تاج (تصوير 2 و 3) يكي از پيشنهادهايي بود كه ما در آزمايشگاه تحقيقاتي ناوال اجرا كرديم . Walsh  و Galtier از جمله كساني بودند كه قبلا از اين ايده استفاده كرده اند ( سال 2000 ) . اين كار بايد با دقت نظر كافي انجام شود، زيرا كه اين روش نمي تواند سرعت متوسط گرم شدن براي سرتاسر قلمرو MHD را حدس بزند هم چنين از توجيه كردن توليد ساختارهاي مغناطيسي توسط بسياري از قسمت هاي شار گرما ، عاجز است .

     درنهايت ما بايد با محاسبات قابل ملاحظه ي MHD اين مسئله ي دشوار را حل كنيم و شرحي شايسته براي همه ي اثرات فيزيكي مهم بدهيم . ما مي خواهيم اولين گام ها ي خودمان  را براي حل اين مسئله برداريم . ما كار موفقيت آميز Gudiksen و Nordlund را نشان مي دهيم (سال2002 تا 2005 ) ؛ باوجود آن كه شبيه سازي آ ن ها به قدر كافي مسئله ي جريانات سطحي و انتقال از نواحي و ... را روشن نمي كرد . و درنتيجه ما بايد با دقت نظركافي اين مسائل را مورد بررسي قرار دهيم. اين ها نزديك ترين شبيه سازي ها به مدل هاي اساسي ابتدايي معقول از ناحيه ي فعال  هستند كه تاكنون صورت گرفته اند                                         ( هم چنين مشاهده كنيد  Yokoyama and Shibata  ,2001 :  )

     حل مسئله ي گرمايش در تاج خورشيدي به مشاهدات دقيق تري نيازمند است . در اين مرحله كوتاهي ما در اين بحث قابل چشم پوشي است و نكات مهمي را در بر نمي گيرد . چون تاج خورشيدي در مقياس بسيار كوچكي مورد بررسي قرار مي گيرد ، مشاهدات كنوني ما اغلب مبهم و گاهي گمراه كننده هستند .براي همين از شبيه سازي بهره مي بريم . انجام دادن يك شبيه سازي عددي بي نقص هم ارز با يك مشاهده ي بي نقص است ، از اين رو تمام سعي ما بر اين است كه در آزمايش ها مرتكب كوچك ترين اشتباهي نشويم .

وقتي يك دستگاه جديد طراحي مي كنيم راه هاي جديدي براي بررسي نيزبايد ساخته شوند  . در عقيده ي ما مسئله ي گرمايش تاج نيازي به مشاهداتي با دامنه ي ديد گسترده ندارد . اندازه ي يك ناحيه ي فعال براي مشاهده ي كامل حلقه ها كاملا دلخواه است،با اين وجود با يك ميدان ديد كوچك ترپيشرفت ما دقيق ترخواهد بود  . راه حل زودگذرذكرشده در بالا و سرعت فراز و فرود اگر لازم باشد مي تواند احتمالا زيرپا گذاشته شود ( قسمت پاييني ) . بيش ترين تأكيدات ما در بررسي ها بايد بر روي توان تفكيك فضايي بالا ، گزارش دماي گسترده ، و دقت بالا در اندازه گيري دما( توانايي بازشناختن دماهاي متفاوت ) باشد  . كاستي هاي مشاهدات كنوني اغلب شامل يكي يا بيش تر، از اين خصوصيات است . TRACE قدرت تفكيك فضايي بالايي دارد ، اما در گزارش دماها و دقت در اندازه گيري دماها محدوديت دارد .   Yohkoh گزارش دماي بهتري دارد اما با دقت اندازه گيري دماي بسيار پايين. يك طيف نگار در SHOHO  هم گزارش و هم دقت دماي خوبي دارد ، اما با فقدان مشاهدات فضايي و پيشنهاداتي زودگذر .

     اما ما هم چنان به طيف نگارهاي آينده اميدواريم، ما بر اين نظركه تعدادي ازساختارهاي مهم با مقياس كوچك آن ها از دسترس ما خارج اند  به قطعيت رسيده ايم  . به طور مثال ، اگر قطر يك حلقه (d) شامل N بخش اصلي در دماهاي متفاوت باشد ، تفكيك فضايي مورد نياز براي بازشناختن قسمت هاي مختلف در حدود  2/1^d/N  مي باشد . براي سايربخش ها يك تفكيك به ميزان 7^10 سانتي متر مناسب است تا با مشاهدات لوله شار فوتوسفر   KGمطابقت داشته باشد . در هر حال ، اگر بسياري از قسمت ها دماهاي مشابهي داشته باشند ، اثرهاي تداخلي خطوط رصد شده سردرگمي اي را در بررسي ها پديد مي آورد. براي يافتن  ساختارهايي از پلاسما كه كم تر رايج اند ( گرم ترين بخش ها كه داراي كوتاه ترين دوره ي زماني هستند )  اين روش ممكن است نقطه نظري راهبردي و استراتژيك باشد .

     حتي اگر اميدي معقولانه براي حل مسئله ي لوله شارهاي  KG وجود داشته باشد ، ما بايد به ياد داشته باشيم كه كار بامقياس هاي فضاي كوچك از گرمايش تاج شبيه به ساختن مراحل اصلي ،در حالي كه آن ها هنوز بسيارمبهم هستند ،است .( در جريانات سطحي بين سطوح مشترك لوله هاي KG ‍) . به علت ناتواني ما براي شرح سازو كار اين بخش ها ، براي جداكردن خواص پلاسماهاي بسيار پر حرارت بايد بر طيف بيني تكيه كنيم . از اين رو يك طيف نگار پرسرعت بسيار ضروري است . كه بتواند خطوط گسيل زيادي را در گستره ي دمايي  0.5 MK تا 10 MK مشاهده كند . است براي فهميدن علل گرمايش در تاج ، دماي بالاي اين گستره ي دمايي از اهميت زيادي برخورداراست ،و دماي پاييني راهنماي ما براي فهميدن مسئله ي آزادسازي انرژي است (زمان  پراكنش فضايي در طول ميدان مشاهده و ... ). در مرحله ي تابش آرام ، يك بار پلاسما وارد مي شود ( Winebarger and Warren ,2004 , 2005 ; Patsourakos and Klimchuk , 2005) . اگر با مكانيسم تحولات آشنا نباشيم مشاهداتي از تحول جداگانه ي بخش ها نخواهيم داشت ، براي بررسي يك تحول نيازي به سرعت بي نهايت بالا نيست. بلكه يك مجموعه تصوير با تناوب هر 100 ثانيه ، يا بيش تر ، ممكن است قابل قبول باشد . درآينده طيف نگارتابش ماوراءبنفش نهايي (EIS) درمنظومه ي B پرواز خواهدكرد اين مأموريت اهداف قابل توجهي دارد كه ما از آن ها پشتيباني مي كنيم ، اگرچه پوشش دمايي آن چيزي كه ما انتظار داشتيم نيست و برخي دما ها را نمي تواند اندازه گيري كند. موشك آزمايشي كه از قرار معلوم در مدار خورشيدي پرواز خواهد كرد ، درمأموريت " طيف نگارتابش معمولي ماوراء بنفش نهايي "(NEXUS) و گزارش "طيف نگاري تصويري تفكيك گوشه هاي بسيار داغ" (VERIS) خواهد توانست برخي از شكاف هاي دمايي را پر كند .

     اگردر حل مسئله ي گرمايش در تاج خورشيدي  با هوشياري تمام نظريات و مشاهداتمان را بررسي نماييم در آينده اي پرثمر و پرازهيجان مي توانيم پيشرفت هايمان را مشاهده نماييم  !