Die Plasma-Heizung in der Korona der Sonne gibt der Astronomie seit Jahrzehnten Rätsel auf. Modernste Supercomputer gepaart mit satellitengestützten Beobachtungen ermöglichen neue Einsichten. Es wird eine Simulation einer magnetisch aktiven Region auf der Sonne in hoher Auflösung vorgestellt, deren berechnete UV- und Röntgenemissionen mit denen von zeitgleichen Beobachtungen verglichen werden. Eine Zeitserie von photosphärischen Magnetkarten dient als Randbedingung, die eine Verflechtung von Magnetfeldlinien durch Advektion antreibt und dadurch einen netto positiven, aufwärtsgerichteten Poynting-Fluss generiert.

Insbesondere erzeugt die Simulation nicht nur einen ausreichenden Energieeintrag an der Basis der Korona, sondern enthält auch den Dissipationsmechanismus in Form von Ohm'scher Heizung durch induzierte Ströme in der Korona. Die 3D-Struktur des im Modell entstandenen Systems heißer Bögen über der aktiven Region gleicht kombinierten STEREO-A/-B sowie Hinode-Beobachtungen. Die Plasmaflüsse entlang dieser Bögen entsprechen beobachteten Dopplerkarten. Asymmetrische Siphon-Strömungen in UV-Licht emittierenden Bögen erklären mittlere Doppler-Rotverschiebungen in der Übergangsregsion sowie zugleich koronale Blauverschiebungen; ebenfalls eine bisher nicht aufgeklärte aber beobachtete Tatsache. Diese Übereinstimmung zwischen Modell und Beobachtung zeigt, dass die Korona in diesem selbst-konsistenten 3D-MHD-Modell zur richtigen Zeit und am richtigen Ort geheizt wird und dass offenbar das Modell die relevanten Plasma-Prozesse enthält.