“天空实验室”飞行期间，正是太阳活动并不太剧烈的时期，太阳面上的冕洞总面积竟然达到20％的样子，其中小的也许只占1％，而大的可达5％。太阳表面的1％大体上是600多亿平方千米，这些冕洞有多大呀！在太阳活动剧烈的时候，冕洞的面积是否会更大更多呢？多到什么程度呢？现在还说不太清楚。
有趣的是，太阳两极处冕洞面积的总和可以说是相当稳定的，加在一起可达到太阳表面总面积的15％左右，也就是一个极处的冕洞面积扩大时，另外一个极处的冕洞就缩小，反过来也一样。为什么两极的冕洞面积之和基本上保持不变呢？难以理解！
冕洞是太阳大气中一种寿命较长和比较稳定的现象，一般可以存在相当于5个太阳自转周期那么长时间，有的甚至达到10个周期。小冕洞的寿命比较短，也许只存在二三十天，大致相当于1个太阳自转周期。冕洞面积的增长和减小速度比较平稳，而且大体相同，约1万平方千米／秒。为什么冕洞存在的时间那么长，比黑子长得多呢？为什么它面积的增长速度和减小速度又大体相同呢？难以理解，也难以解释清楚。
冕洞是太阳上的一种比较稳定的现象，这是科学家们长时间研究的结果。但是，空间观测给科学家们的提示是：日冕的短时间的“瞬时”现象，不仅存在，而且很壮观。从“天空实验室”对太阳所做的精细观测表明，日冕经常发生突如其来的、相当猛烈的抛射现象，大量物质一下子从冕洞排山倒海般地向四面倾泻，使附近的日冕部分发生明显的改变。一次这样的瞬时现象可以短到几分钟，长到一两个小时。在此期间被抛出的物质少则数百亿吨，多则上千亿吨，物质被抛出的速度可以达到500千米／秒以上。这种瞬时现象是怎样发生的？是由于什么机制触发而形成的呢？它与太阳的整体活动有什么关系？等等，现在都还难以理解和解释。
科学家们确实已经知道了不少关于冕洞的物质和情况，也确实有许多现象还没有得到满意的解释。除了上面提到的冕洞的面积、寿命、增大和减小速度以及瞬时现象等之外，这里再列举几个方面。
冕洞的分布：最近20多年来，观测到的所有冕洞几乎都跟同一个太阳半球上的极区冕洞联系在一起，而且往往延伸到另一半球。换句话说，在太阳北半球出现的冕洞，从北极区开始向南穿越整个北半球，穿过赤道，一直延伸到南纬20度左右；南极区的冕洞则与南半球上的冕洞联结在一起，并一直延伸到北纬20度左右。为什么会是这样的分布情况呢？还不清楚。
冕洞的旋转：太阳大气中的多数现象的旋转情况是这样的，所处的日面纬度越高，绕太阳旋转的速度越慢。这就是所谓的较差自转，或较差旋转效应。冕洞似乎不遵守这种效应，它以自己的方式随着太阳自转，相对于太阳来说，它的位置基本不动，近似于所谓的刚体旋转。譬如同样都是在日面纬度40度处，冕洞的旋转速度比黑子要快7％左右，比赤道区域的冕洞只慢0.5％～1.0％，可说是相差无几。为什么冕洞不做较差自转？目前还不太清楚。
冕洞与磁场的关系：冕洞总是出现在太阳面上大而只有单极（正极或负极）的磁区域中，它因此而被区分为正极型和负极型两种。可是，并不是每个大的单极磁区中都会产生冕洞。就磁场强度来说，冕洞中的磁场是不均匀的；冕洞与无冕洞区的磁场并没有明显的差别，而且比太阳活动区要弱。可以认为，冕洞的产生和存在与磁场强度的大小，没有太大的关系，至少不是起主导作用的关系。
那么，冕洞究竟是怎么形成的呢？冕洞出现的频率有什么规律吗？冕洞的边界是如何逐步变化的？如果说，冕洞的发生和形成是由于太阳上的某种特殊过程的结果，那么这个特殊过程又是什么呢？
冕洞及其所在的日冕，为科学家提供了许多令人惊奇而难以理解的现象，而对这些现象的本质的认识，我们还处在茫然无知或者说刚开始探索的阶段。
耀斑之谜
太阳物理学是天体物理学中最重要和最出色的部分之一，而对于“精耕细作”过的太阳来说，耀斑又是太阳物理学家最感兴趣的课题。为什么如此呢？因为太阳上最激烈的活动现象是耀斑，对地球影响最大的日面现象也是耀斑，当代太阳物理学中最大的难题还是耀斑。
太阳是一个高温气体球，由于太阳物质的透明性不佳，用光学望远镜或射电望远镜只能直接看到它的外层——太阳大气。太阳大气从下到上分成三层，即光球、色球和日冕。在色球与日冕之间，有时会出现亮度突增的现象，即这块区域突然变得比周围明亮。与此同时，射电波、紫外线、X射线的流量也突然增加，有时还会发射高能射线和高能带电粒子。这种太阳局部地方的辐射突然增加现象，就是太阳耀斑。随着对太阳研究的不断发展，以及对太阳耀斑理解的逐步深入，天文学家提出了“品种”繁多的耀斑概念。例如，把发射可见光增强辐射，并可用单色光观测到的耀斑区称为光学耀斑；把与光学耀斑相类似，用X光观测到的耀斑区称为X光耀斑；把会发出完整的连续光谱，在白光照片上也能看见的称为白光耀斑；把发射高能质子流、产生太阳质子事件的耀斑为质子耀斑；另外还有能被地面观测宇宙线的设备记录到宇宙射线粒子的宇宙线耀斑，等等。
耀斑最突出的特征是来势凶猛、能量大，在短短的一二十分钟内，一个大的耀斑可以释放1×1012～1×1022焦耳的巨额能量，相当于10万～100万次强火山爆发的能量和。如此大的气魄，是地球上的自然现象望尘莫及。
天文学家把增亮面积超过3亿平方千米的称为“耀斑”，不到3亿平方千米的称为“亚耀斑”。耀斑分为四级，分别以1、2、3、4表示，在级别后面加上f、n、b，分别表示该耀斑亮度为弱、普通、强。所以最大最亮的耀斑是4b，最小最暗的是1f。
耀斑的破坏行为
太阳是地球能量的源泉，如果太阳打个“喷嚏”，地球都会“感冒”。那么，称为太阳上“惊天动地的爆炸”的耀斑，毫无疑问地会对地球造成强烈的影响。
耀斑发射出强烈的短波辐射，严重地干扰了地球低电离层，使短波无线电波在穿过它时遭到强烈吸收，致使短波通信中断。耀斑发射的带电粒子流与地球高层大气作用，产生极光，并引起磁暴。耀斑的高能粒子会对在太空遨游的宇航员构成致命的威胁。近些年来，科学家还把地球演变、地震、火山爆发、气候变化，甚至心脏病的发生率、交通事故的出现率与耀斑暴发联系起来。为了避免和减轻耀斑造成的危害，许多科学工作者正孜孜不倦地从事耀斑预报的研究。但像地震预报一样，这是一个十分艰深的课题，由于我们对耀斑产生的规律和机制知之不多，充其量只能预测在日面哪些区域可能出现耀斑，至于什么时候出现就很难预料了。最近，北京天文台的一些天文学家在观测中发现，在耀斑暴发出现前数小时，日面磁场图上呈现红移现象，这种耀斑前兆红移现象，反映出物质向下沉降的倾向。学者们认为，对这种现象的深入研究及获得更多的观测结果，有可能为太阳耀斑预报提供一种新的有力手段。
太阳耀斑的研究具有重大的意义，其重要性不仅在于日地关系的认识方面，也因为它的研究同天体物理学中其他领域的研究有着密切的关系。太阳耀斑现象只是自然界中所广泛发生的耀斑现象中的一个特殊情形。通过对太阳耀斑的研究，可以了解许多其他有关的恒星和星系。同太阳耀斑有关的物理机理也可能用来解释其他天体物理现象，如耀星、射电星系、类星射电源、X射线星和射线暴发等。这些都增加了太阳耀斑问题的重要性和天文学家对其研究的兴趣。
耀斑的形成
耀斑的巨大能量来自磁场，这可以说已成定论。简单的计算表明，一个强度为100多高斯、体积为1×1026立方厘米的磁场区域，一旦土崩瓦解，它释放的磁能供给一次大耀斑暴发绰绰有余。因此，寻找耀斑的基本能源并不是特别困难的事，困难在于解释这些能量转变成何种形式才能产生耀斑。也就是说，磁场这个魔术师是怎样像变戏法一样把耀斑这个怪物弄出来的？是什么原因使储存在磁场中的能量一下子突然释放出来？另外，许多种性质相差悬殊的辐射怎么会一起迸发出来？为什么低温的可见辐射与高温的X射线一道出现？这些都是天文学家一直未能解决的耀斑中的关键问题。
在本质上，关于耀斑起源的所有理论都认为，活动区中的强磁场起着重要的作用。因为耀斑的发生、位置和形状明显地表明它们同磁场的关系密切。分歧在于能量储存的两个主要问题：其一，耀斑能量是否是在耀斑过程中或在此之前由下面进入大气层的？若在此之前，则时间多长？是几十分钟、几小时还是几天？其二，如果耀斑能量事先就储存在大气中，那么磁场的作用是主动的还是被动的？主动作用指磁能本身就是主要的耀斑能源；被动作用指磁场好像是容器、捕捉机、催化剂或引导途径一样。
认为磁能是耀斑能源的理由是：没有观测表明，在耀斑发生前能量以其他形式储存着。除磁能外，没有其他形式的能量足够大到可作为耀斑的能源。虽然耀斑发生前后磁场变化不大，但这可能是因为所测出的是光球磁场，而耀斑却发生在色球和日冕中。特别是由于所预期的磁场变化接近于磁象仪的观测极限。认为磁场只起被动作用的论据是：没有观测证明在耀斑前后磁场有显著变化。反对磁场起主要作用的有些人仍承认能量储存在日冕中，但不是磁能。也有些人认为能量全不储存在太阳大气中，并假设在耀斑过程中能量来自光球之外。
天文学家提出的耀斑模型有数十种之多，但根据当前已有的观测资料，尚难以确定哪种观点符合实际。不过大多数人认为，在耀斑发生前能量就储存在活动区中，而且耀斑的能源就是磁场本身。
从20世纪50年代开始，许多太阳物理学家致力于耀斑与磁场相互关系的研究。一般认为，磁场必须具备较复杂的磁场结构，磁场结构越复杂，越容易产生耀斑。经常发生耀斑的部位在磁场中性线（即磁场强度为零的地方）两侧，偶尔也在中性线上。美国大熊湖天文台台长齐林是这样解释耀斑发生过程的：磁场沿磁力线下来，与色球层气体相碰撞，使中性线两侧磁力线的足跟部位发光，成为人们所见到的耀斑。总之，耀斑本身是磁场不稳定的结果。正是由于磁场这种非平衡状态，导致了耀斑的暴发，以达到磁场新的平衡，耀斑的暴发过程同时也是大量能量释放的过程。较大的耀斑暴发不但由于氢原子热运动温度可达几千万摄氏度甚至上亿摄氏度，并且有很强的X射线、紫外光线以及高能质子放出。这些强烈的辐射光线增加了氢原子的压力，使氢原子、离子及其他微粒以超过1000千米／秒的速度抛出，成为太阳的微粒辐射。
地面研究
近年来，国内外天文学家在研究太阳活动区磁流体力学和太阳耀斑方面做了大量工作。从1957年国际地球物理年开始，已经历了多次太阳活动峰年，各国天文学家都非常重视峰年期的太阳观测，力求捕捉完整的耀斑资料进行形态分析和理论研究，进而了解耀斑的本质。1979～1982年太阳活动峰年期间，各国都加强了这方面的工作，成立了“太阳活动峰年”国际组织，实行区域性联合观测，频繁地进行国际间交流，硕果累累。
我国天文学家在此期间记录了不少有价值的耀斑暴发。1981年5月13日和16日，紫金山天文台接连观测拍摄到两起奇异的三级双带耀斑。这种耀斑的研究价值很高，它通常伴随着一般耀斑所没有的高能质子事件，强X射线暴以及强烈的射电暴。也就是说，它比一般耀斑的能量更大，更容易观测到它对地球物理影响的特征。北京天文台还记录了5月16日特大耀斑伴随的很强的射电爆发快速变化，揭示了极为丰富的精细结构和爆发的间接性。
云南天文台曾发现了20例十分罕见的“无黑子耀斑”。一般来说，耀斑总是出现在以黑子为主体的活动区中，仅有个别耀斑“离群索居”，出现在无黑子区域。云南天文台天文学家的研究表明，尽管无黑子耀斑与一般耀斑大相径庭，但它们都从局部磁场获取能量，因此在物理性质上是一致的。
100多年来，全世界数以百计的天文台总共只记录到40多个白光耀斑，而其中拍摄到光谱的仅3个。1981年9月5日，紫金山天文台拍摄了一个白光耀斑的整套光谱，填补了我国白光耀斑观测的空白，在全世界这是第四次。过去认为白光耀斑是最大最亮的耀斑，而这次观测到的白光耀斑却不大，因此给天文学家提出了一个新的问题：小耀斑怎么会发射出连续光谱？
自1985年起，我国有关专家学者开始为太阳峰年期的科学观测和研究做准备；1988年起，开始进行太阳物理和地球物理方面的联测；到20世纪90年代初，已取得了一批珍贵的资料。