日冕

日冕(小行星 太阳能 电晕)这是一种自然现象这是太阳的外层大气太阳大气层最外层的厚度超过几百万公里，其亮度约为太阳表面（光球）百万分之一，我们可以 平时看不到日冕，是因为日冕发出的光很弱，被太阳表面的光遮住了。日全食发生时，在地球某一位置观测到的太阳光被月球完全遮挡，形成黑色阴影“黑色太”太阳外面的太阳周围有一圈淡淡的百色晕，这就是日冕。日冕由质子、高度离子化的离子和自由电子的密度非常小。日冕有时呈圆形，有时呈椭圆形，随着太阳的活动而变化。

日冕中的冕洞是太阳风的风源。日冕层的温度很高，有100万摄氏度，粒子数密度1015/m³。

1724年，法国意大利天文学家贾科莫·F·马拉迪（Giacomo  F.  Mallardi）认识到日食期间可见的光环属于太阳，而不是月亮。1809年，西班牙天文学家何塞·华金·德·费雷尔（Joseph   Joaquin  de Ferrer）创造了“日冕”一词。德费勒根据他自己对金德胡克的分析在 18063356（纽约）日食的观测也表明日冕是太阳的一部分，而不是月亮的一部分。

演化过程

不同时期日冕的演变

根据电晕扰动对电晕演化的影响，可分为三类：长期扰动，持续几天到几个月，影响太阳风和行星际磁场的变化；持续几分钟到几小时的快速扰动，并引起强烈的行星际冲击波；脉冲扰动，时间不到几秒当这种扰动发生时，就会发生粒子的加速运动和非热辐射。

日冕的瞬时现象

日冕的瞬时现象有助于日冕的演变。据“天空实验室”经过宇航员200天的观测，日冕中会有一次突然的物质抛射，抛射附近的日冕会发生明显的变化。这种现象短则几分钟，长则一两个小时，200天里发生了一百多次。

不同日冕结构的演化

日冕环的密度随时间变化。日冕的外环是 ，是由日冕的原始结构演化而来的，它仍然受到原始日冕磁场的约束。日冕外环的形状比较对称，外环前缘的运动接近沿对称轴的对称展开，外环底部几乎收敛在1°左右.2太阳半径的日冕高度。暗腔是从日冕底部向外移动的新结构暗腔在径向和横向都在膨胀，暗腔底部不断上升。暗腔和外环的径向上升速度分别为521km/s和341km/s，暗腔与外环相互作用，达到平衡，形成协调运动。暗腔的整体运动受到日冕核心和不对称高密度云的影响。日冕暗穴的膨胀坍缩了冕流的核心，驱动变陡锋的非线性波演化为日冕激波。

研究历程

日冕活动对太阳和地球的空间环境空间 和地球的天气都有影响观测和研究日冕3356的结构和活动具有重要的科学意义和应用价值。由于日冕的光线非常微弱，只有太阳光球层亮度的百万分之一左右，而且随着与太阳的距离增加而迅速减弱，人们可以 t平时没有仪器观测日冕，只有发生日全食时，他们才能观测日冕。但是日全食的概率很小，日全食持续的时间很长、日全食时的可观测位置和天气条件对日冕的观测有很大的限制。所以需要用各种仪器观测日冕，比如地基或天基日冕仪/日球成像仪。

1868年，法国天文学家皮埃尔·詹森在印度通过分光计观察色球层，发现了一条明亮的黄线，这反过来导致了元素氦的发现。随后， 在日全食的日冕光谱中发现了当时在实验室中没有看到的奇怪谱线。

1869年，美国天文学家查尔斯杨和威廉汉斯首次观察到日冕的绿线。因为这是一条在实验室中从未见过的谱线，所以他们认为这是太阳上一种特殊元素产生的谱线，并给它命名“冕素”1939年，瑞典化学家本特埃德伦证实，这条谱线是铁原子在高温下被剥去一半核外电子后跃迁形成的。这一证认引出了“日冕加热”这个问题还没有解决。

1930年，法国人伯纳德利奥发明了内日冕仪，使人们能够长时间观察日冕产生的光。此时有少量电晕仪留下的散射光为了观测日冕，需要避免地球低层大气对太阳光的散射。所以日冕仪的摆放位置极其有限，需要放在空气稀薄的山上。

1948 年，埃文斯发明了体外电晕仪外电晕仪能有效减小内部散射光的大小，能观察到弱光的外电晕，但不能观察到内电晕。

1963 年，图西第一次用探空火箭发射了日冕仪从那以后，许多日冕仪被发射到太空进行太空观测这些日冕都被遮住了。

从20335660 年底到 703356年初，OSO， 美国军事实验室-7 卫星上的日冕天文台和航天器 Skylab 对 日冕进行了连续跟踪观测， 被证明称为日冕 大规模抛射(CME)瞬间日冕物质抛射是太阳活动 的常见现象。

20世纪70年代中期，美国“太阳风”卫星SolwindP78-1、太阳峰年卫星SMM、ISEE国际日地探测卫星-太阳系的卫星Helios观测到大量日冕物质抛射。

20世纪90年代，太阳卫星Yohkoh和SOHO观测到了日冕的图像。

2001年3月 日“Yohkoh”卫星停止观测来自太阳的 和 、英、日出 Hino de 卫星是美国 联合研制的性能更好的空间望远镜设备，于 20063356年6月发射成功。它由 台太阳望远镜 3360台太阳光学望远镜组成、X  X射线望远镜和极紫外成像光谱仪.

2015年，美国宇航局（NASA）拍到一个像风呼啸的日冕环。

2018年，美国宇航局发射了“帕克”太阳探测器，目标是到达日冕。

2021年4月28日，美国“帕克”太阳探测器成功到达日冕并停留了5个小时。

与发达国家相比，中国电晕仪的发展起步较晚1959年6月，南京大学在甘肃祁连山朱龙山口组织了一次加冕仪测试但由于当时仪器简陋，观测环境有限，无法拍到日冕效应。几十年后，中国西部的太阳选址团队通过调查分析，找到了理想的日冕观测站候选地点。

2013年，我国在云南天文台丽江天文台完成了首台加冕仪的建造。

2017年，我国完成丽江电晕仪高空实验基地建设。

2018年10月22日，我国自主研制的日冕观测器样机在丽江日冕高海拔试验基地观测日冕，获得绿线日冕图像！

2021年，我国自主研制的白光日冕仪成功获得稻城县无名山日冕白光图像！

2023年4月24日，日地连线拉格朗日点L1附近的DSCOVR卫星探测到ICME驱动的激波鞘层和天体中科院计算，这次日冕物质抛射造成了4月24日的两次GMC事件（地球之巅 s磁层穿过地球同步轨道）

组成

太阳的大气层从里到外可以分为光球层、色球和日冕。人们通常看到的日冕是一种非常稀薄的气体，散布在太阳的最外层。日冕可分为內冕、有三层中冠和外冠，其中内冠从色球顶部延伸到约1.太阳半径的3倍，从1.太阳半径的3倍到2倍.太阳半径的三倍是日冕，大于2.三倍于太阳半径的最外层大气是外日冕，它可以达到几个太阳半径。

日冕主要由高速自由电子组成、质子和高度离子化的离子(等离子体)成分，因为电晕物质密度很小，所以它很透明。日冕中所含元素的原子具有不同的电子数。其中铁、碳、镍原子的电子将摆脱原子 高温下的s束缚，会产生一些奇怪的谱线。

形状

日冕有时呈圆形，有时呈椭圆形，随着太阳的活动而变化。在太阳活动最大时期，日冕是圆形的，在太阳活动最小时期，日冕是椭圆形的。

结构

日冕结构通常分为活动区、宁静区域和冕洞。日冕的活动区位于黑子群和色球谱斑上方，主要由亮环组成、亮点和瞬变。日冕活动区有一个日冕流，是日冕上一个醒目的亮束延伸结构，日冕流分为日冕流光和阿尔文区。电晕流光类似于骑士 这是一个在太阳区域形成的明亮结构；阿尔文区是一个片状层，太阳风在这里突然达到临界速度。

安静区域意味着远离活动区域、暗条纹和冕洞的面积由环组成，略大于活动区。静区的磁势是大规模形成的，是封闭的。

冕洞处于日冕的较低温度和密度区域，也是单极的、开放的磁场区。冕洞可分为极地冕洞、扩展冕洞和孤立冕洞。冕洞不包含环，其精细结构由射线或羽毛组成极地的冕洞有巨针。

根据辐射源的不同，电晕可分为散射电晕和发射电晕。

散射日冕

散射日冕是指望远镜中看到的电磁波不是直接从日冕发出，而是日冕等离子体或行星尘埃向光球层的辐射。电晕等离子体中存在大量的自由电子，自由电子的散射光也称为K 电晕辐射。k电晕辐射主要集中在日冕的内侧。日冕辐射的强度与光球照射的电子数和日冕等离子体的密度成正比日冕面积越高，等离子体越薄，因此电子散射强度越弱。

行星际空间存在大量尘埃云，主要分布在黄道面附近。这些行星际尘埃粒子对光球辐射的散射被称为F日冕辐射（或内黄道光）f日冕辐射与K日冕辐射相似，但强度要弱5~6个数量级。F 日冕辐射在日冕辐射中的比例随着距离的增加而增加。

发射日冕

电晕发射是指直接来自电晕本身的辐射，也称为E电晕辐射。e日冕辐射有两个部分：光谱发射和连续光谱发射。由于电晕的高温，电子的高动能将高阶电离原子激发到亚稳态；同时，由于电子密度太薄，高阶电离原子与电子碰撞所需的时间比亚稳态 原子的寿命更长，为禁谱线发射创造了条件。

由于电晕温度高，等离子体中轫致辐射产生的连续光谱和自由电子跃迁到一定能级产生连续光谱发射。连续光谱发射主要集中在波长小于1000A 的紫外和X 光波段。

射电发射，包括波长从毫米到十几米的广阔空间，频率跨越4 ~ 5个数量级，辐射源从太阳色球层到过渡带，再到日冕。

日冕温度

日冕的温度高达200万℃，比太阳表面温度还高（6000℃）高出很多倍。自20世纪40年代以来，科学家们一直在探索这一现象。有科学家认为，是因为太阳内部强声波的能量从内部传递到日冕层，日冕吸收了声波的能量，所以温度上升；也有一些说法认为，由于交变的表面磁力线和短路产生的电流，电晕温度迅速上升。由于日冕的高温，带电粒子从不同方向冲出太阳，形成“太阳风”太阳风的速度达到400~700公里/秒。

热传导

在日冕中，热传导发生在从较热的外层大气到较冷的内层。正是电子负责热扩散过程。在日冕中，电子的平均自由程在千米以上，每个电子碰撞后可以螺旋运动很长时间，使沿磁力线的传热增强，而垂直方向的传热受到抑制。

日冕辐射

日冕辐射是由于日冕粒子的快速运动以及它们之间的反复碰撞，在碰撞过程中会发出辐射。日冕辐射覆盖了从X射线到无线电波的整个电磁波谱。日冕辐射包括三个部分：K冕、F冕和E冕。k电晕是电晕辐射的主要成分，由电晕电子散射球辐射形成；日冕是由太阳附近球体散射的尘埃粒子辐射形成的；电晕是由各种等级的离子谱线发射形成的。

日冕磁场

日冕磁场是太阳大气磁场的重要组成部分，由内而外连接着太阳的各个层面，主导着太阳活动的物理过程：太阳活动周期的成因，太阳爆发事件的触发机制，日冕被加热到百万度的原因。日冕磁场很弱，日冕温度高，湍流复杂， 谱线很宽，塞曼效应很难用于日冕。随着科学的发展，太阳物理学家总结了几种诊断日冕磁场的方法：

红外偏振光谱

有三种红外偏振光谱法：第一类磁场和散射引起极化产生塞曼效应和汉勒效应，是测量日冕磁场的经典方法； 第二次斯托克斯反演从某个大气模型出发，结合偏振辐射传输方程计算理论斯托克斯 I、Q、U、将V 的廓线与实际观测得到的斯托克斯参数进行比较，用最小二乘法对模型参数进行修正，最终得到一个包含矢量磁场的V 大气体模型、温度、密度等物理参数；第三种方法是通过同时观测两条 或多条磁偶极子跃迁线的斯托克斯参数，反演单个辐射3356结构，获得日冕磁场信息。

射电辐射

射电波段是日冕辐射的重要波段，对射电波段的观测可以用来诊断日冕区的磁场。射电发射可以从两个方面诊断日冕磁场第一个方面是利用法拉第旋转效应诊断日冕磁场；第二个方面是利用非相干辐射，通过其偏振态或光谱特性，对不同区域的日冕磁场进行诊断。

冕震学

日冕中有各种各样的波动和振荡通过观察它们的性质，结合磁流体动力学的波动理论，可以诊断出电晕的局部物理参数。

磁场诱导跃迁

由于磁场诱导跃迁引起的谱线强度变化与外磁场强度有关，因此可以用来诊断日冕磁场——，这是一种基于量子力学原理的新方法。

日冕物质抛射（Coronary injection, referred to as  CME）是一种强烈的太阳爆发现象（也可以称为日冕物质从日冕层喷射到行星际空间的强空间天气现象）对空间天气和人类生活影响很大。日冕物质抛射发生在日冕大尺度磁场结构平衡被破坏的时候。日冕物质抛射是来自太阳的大规模磁化等离子体结构，在行星际空间传播时会对周围环境造成剧烈扰动。当这些带有等离子体的磁结构到达地球时，会与地磁层相互作用，产生极光，引发地磁暴、电离层爆炸等极端空间天气会导致卫星故障和空间数据丢失、损坏航天设备，威胁航天员生命安全；还会造成地面电力系统的崩溃和短波通信的中断，甚至对输油管道造成破坏。

日冕物质抛射引起地磁场变化，诱发人体生物磁场变化，影响神经内分泌系统，导致心血管疾病、法 站 。大量临床和动物研究证实，冠心病患者全血粘度和血浆粘度增加，红细胞变形能力下降 。

业余观察方法

普通人想观测日冕，只有在日全食期间。用肉眼观察日全食会对我们的眼睛造成伤害我们可以戴日蚀眼镜。观测时间可以是从日偏食开始到月全食期间，以及月全食后直到月亮避开太阳。由于日冕很难捕捉到，在观测时，可以用相机拍摄多张 的照片，组合起来，再用数字图像处理软件进行清理。拍摄日全食时，可以选择长焦镜头相机加可以增加长焦镜头变焦功能的转换器，以及太阳滤镜坚固的三脚架和遥控器，减少拍摄的干扰。日全食前几秒，环境光会迅速下降。准备好遥控快门，取下阳光滤镜，降低快门速度。

专业观测方法

天文学家观测日冕，通过内部或外部的日冕仪器，在特定的日冕观测平台进行观测。内罩式日冕仪是在望远镜前端放置一个物镜，在物镜成像的初级像平面放置一个遮挡板，相当于日全食时的月亮。通过二次成像系统可以观察到日冕光。外罩电晕仪是在物镜前端放置屏蔽板，屏蔽阳光直射经物镜第一次成像后，电晕光进入准直系统，通过第二次成像系统被人观察到。近年来，日冕仪被探空火箭发射到太空进行空间观测。