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日冕( solar corona)是一種自然現象，它是太陽的外層大氣，太陽大氣層的最散逸層厚度有幾百萬公里以上，其亮度大約為太陽表面（光球）的百萬分之一，平時由于日冕發出的光線很微弱，被太陽表面發出的光所掩蓋，導致我們不能看到日冕。當發生日全食的時候，在地球上某一位置觀測太陽光被月亮完全遮住，形成黑色陰影，“黑色太陽”外圍有一圈微弱的百色光環圍繞著太陽，這就是日冕。日冕由質子、高度電離的離子和自由電子組成，密度十分稀薄。日冕有時呈圓形，有時呈橢圓形，這是隨著太陽活動而變化的。

日冕上的冕洞是太陽風的風源。日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為1015/m3。

發現與命名

1724年，法裔意大利天文學家賈科莫·F·馬拉迪（Giacomo F. Maraldi）認識到日食期間可見的光環屬于太陽，而不是月球。1809年，西班牙天文學家何塞·華金·德·費雷爾（José Joaquín de Ferrer）創造了“日冕”一詞。德費雷爾根據自己對 1806 年金德胡克（紐約）日食的觀察，還提出日冕是太陽的一部分，而不是月球的一部分。

日冕的定義

日冕現象一種自然現象，它是太陽大氣的最外層，位于色球層之上，由等離子體組成，厚度有幾百萬公里以上。日冕在日全食期間最容易看到，但也可以用日冕儀觀測到。

日冕的組成與結構

日冕組成

太陽的大氣層從里到外可以分為光球、色球和日冕。人們平時看到的日冕就是蔓延在太陽最外層的十分稀薄的氣體。日冕可分為內冕、中冕和外冕三層，其中內冕是從色球頂部延伸到離太陽表面約1.3倍太陽半徑處，中冕從1.3倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑（也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕），大于2.3倍太陽半徑的最外層大氣是外冕，外冕可達到幾個太陽半徑。

日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(等離子體)組成，由于日冕物質密度極小，所以很透明。日冕所含元素的原子有不同數量的電子。其中鐵、碳、鎳[niè]原子的電子在高溫條件下將擺脫原子的束縛，就產生一些奇特的譜線。

日冕形狀

日冕有時呈圓形，有時呈橢圓形，這是隨著太陽活動而變化的。在太陽活動極大年，日冕接近圓形；而在太陽活動極小年則呈橢圓形，赤道區較為延伸。

結構

人們通常將日冕結構分為活動區域、寧靜區域和冕洞。日冕的活動區域位于黑子群和色球譜斑之上，主要由亮環、亮點和瞬變現象組成。日冕活動區域有冕流，冕流是日冕上醒目的亮束延展結構，冕流又分日冕飄帶和阿爾文區。日冕飄帶類似于騎士的尖頂頭盔，是在太陽區域上形成的明亮結構；阿爾文區域是太陽風突然達到臨界速度的片狀層。

寧靜區域指遠離活動區、暗條和冕洞的區域，由環組成，比活動區域稍大。寧靜區域的磁位形成在大尺度之上，是封閉的。

冕洞在日冕的較低溫度和較低密度區，也在單極、開放的磁場區。冕洞可分為極區冕洞、延伸冕洞和孤立冕洞。冕洞不含環，其精細結構由射線或羽狀物組成，在極區冕洞還有巨針狀物。

物理特征

日冕溫度

日冕溫度高達200萬℃，比太陽表面溫度（6000℃）高出很多倍。對于這一現象，科學家從20世紀40年代就一直在探索。有些科學家認為是因為太陽內部強烈聲波的能量從內部傳到日冕層，日冕吸收了聲波的能量，溫度就升高了；還有一些說法是由于表面磁力線相互交錯，引起短路產生的電流使日冕溫度極速升高。由于日冕高溫，帶電粒子沿不同方向向太陽外部迸射，形成“太陽風”，太陽風的速度達到400~700千米/秒。

熱傳導

在電暈中，熱傳導從外部較熱的大氣層向內部較冷的層發生。負責熱量擴散過程的是電子。日冕中，電子的平均自由程為公里甚至更多，每個電子在碰撞后很長時間內都可以進行螺旋運動，從而使沿磁場線的傳熱增強，而在垂直方向的傳熱受到抑制。

日冕輻射

日冕輻射是由于日冕粒子快速運動，并且相互之間發生反復碰撞，碰撞過程中就會發出輻射。日冕輻射涵蓋了x射線到無線電波的整個電磁譜段。日冕輻射包括三個部分：K冕、F冕和E冕。K冕是日冕輻射的主要成分，由日冕電子散射光球輻射形成的；F冕是太陽附近的塵埃粒子散射光球輻射形成的；E冕是各種級次的離子譜線發射形成的。

日冕磁場

日冕磁場是太陽大氣磁場的重要組成部分，其強度約為1/10000～1/100特斯拉，隨距日面距離的增加而減小。在一個天文單位處，行星際磁場平均約為5×10-5高斯。磁場從內到外將太陽各個層次聯系在一起，主導太陽活動時產生的物理過程：太陽活動周期的產生的原因，太陽爆發事件的觸發機制，以及日冕被加熱到百萬度的原因。日冕磁場很弱及日冕具有高溫和復雜湍動，譜線展寬很寬，塞曼效應難以用在日冕上。隨著科學的發展，太陽物理學者總結了幾種診斷日冕磁場的方法：

紅外偏振光譜

紅外偏振光譜方法有3種：第一種磁場和散射引起偏振產生塞曼效應和漢勒效應，這兩種效應是測量日冕磁場的經典方法；?第二種喬治·斯托克斯反演從一定的大氣模型出發，結合偏振輻射轉移方程，計算出理論的斯托克斯 I、Q、U、V 的輪廓，通過與實際觀測得到的斯托克斯參數比較，采用最小二乘法對模型參數進行修正，最終得到一個最符合觀測的大氣模型，其中包含了矢量磁場、溫度、密度等物理參數；第三種通過同時觀測兩條或多條磁偶極躍遷譜線的斯托克斯參數對單個輻射結構進行反演獲得日冕磁場信息。

射電輻射

射電波段是日冕輻射的重要波段，可以利用對射電波段的觀測來診斷日冕區域的磁場。射電輻射可以從兩方面診斷日冕磁場，第一方面是利用邁克爾·法拉第旋轉效應診斷日冕磁場；第二方面是利用非相干輻射，通過其偏振狀態或者頻譜特征診斷不同區域的日冕磁場。

冕震學

日冕中廣泛存在著各類波動與振蕩現象，通過對它們的性質的觀測，再結合磁流體力學波動理論，可以診斷出日冕的局地物理參數。

磁場誘導躍遷

因為磁場誘導躍遷引起的譜線強度的變化與外界磁場強度相關，從而可以用來診斷日冕磁場——這是一種新的從從量子力學的原理出發的方法。

電磁波動態傳播

太陽耀斑爆發觸發大尺度的磁流體動力學波，波前以太陽耀斑為中心往四周擴散傳播，磁流體動力學波途經過一個巨大的冕洞。冕洞充當了“凸透鏡”的角色，磁流體動力學波從由四周擴散變為向焦點逐漸聚焦。該磁流體動力學波經過聚焦后，波動振幅增加3倍，所攜帶能量流提升7倍，這表明這種現象具備能量聚焦效應。

演化

日冕不同時間段的演化

根據日冕擾動對日冕演化的影響可分為三類：長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制，長期擾動影響著太陽風和行星際磁場的變化；快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時，表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強，并引起強烈的行星際激波；脈沖擾動，時間在幾秒以下，表現為射電爆發和硬X射線爆發，這種擾動出現時，會發生粒子加速運動和非熱輻射現象。

日冕的瞬時現象

日冕的瞬時現象促成了日冕的演變。據“天空實驗室”宇航員兩百天的觀測，在日冕中會突然出現物質拋射，并且拋射附近的日冕部分會發生明顯改變。這種現象可以短到幾分鐘，長到一二個小時，并且這種現象在兩百天里就發生了一百多次。

日冕不同結構演化

日冕冠狀環的密度是隨時間改變而改變的。日冕外環是日冕原有結構演化而成的，它仍然被原來冕流磁場的約束影響。日冕外環形狀相對比較對稱，外環前沿的運動表現為接近于沿對稱軸的對稱膨脹，并且外環的底部幾乎匯集在大約1.2太陽半徑的日冕高度。而暗腔則是一個從日冕底部向外運動的新生結構，暗腔是從徑向及橫向兩個方向膨脹，并且暗腔的底部是不斷上升的。暗腔與外環徑向上升速度分別為521km/s和341km/s，暗腔與外環相互作用，達到平衡，形成協調運動。暗腔的整體運動受到冕流內核及非對稱高密度云的影響。日冕暗腔的膨脹使冕流內核瓦解，驅動前沿陡化的非線性波演化成日冕激波。

影響

日冕物質拋射（CoronalMassEjection，簡稱 CME）是一種強烈的太陽爆發現象（也可以稱為日冕物質從太陽日冕層向行星際空間拋射的強烈空間天氣現象），對空間天氣和人類生活有巨大的影響。當日冕大尺度磁場結構的平衡遭到破壞時就產生了日冕物質拋射。日冕物質拋射是來自太陽的大尺度磁化等離子體結構，在行星際空間中傳播時會對周圍環境產生劇烈的擾動。當這些裹挾著等離子體的磁場結構到達地球時，會與地磁層相互作用，產生極光，引發地磁暴、電離層爆等極端空間天氣，會導致太空中的衛星故障和數據丟失、損壞航天設備并威脅宇航員的生命安全；也會造成地面電力系統崩潰及短波通信中斷，甚至會對輸油管道造成損害。

日冕物質拋射引起地磁場變化，地磁場的變化誘導人體生物磁場變化，使神經內分泌系統受到影響，導致心血管疾病等發生、發展。大量臨床和動物研究已證實冠狀動脈粥樣硬化性心臟病患者全血黏度和血漿黏度升高，紅細胞變形能力降低。

日冕加熱問題

關于日冕加熱問題的研究已經進行了半個多世紀，但仍沒有明確的結論。研究者們總結了幾種可行的加熱機制：聲波的耗散加熱機制、磁流體波的耗散加熱機制以及磁重聯加熱機制。人們認為非磁性區域的加熱主要來源于聲波的耗散；而磁性區域的加熱則來源于磁流體波的耗散、磁重聯加熱以及其他加熱機制共同作用的結果。

聲波加熱是最先提出的加熱機制，后來研究表明單一的聲波所攜帶的能量不足，可能存在其他通過波的形式轉移能量的過程。聲波加熱的機制在解釋晚型恒星色球的非磁場區域中的加熱時適用，但是在解釋有強烈旋轉的恒星的加熱問題時并不適用。

日冕的很多物理過程如共振吸收、相位疊加、朗道阻尼、模式耦合、粘性和湍流加熱等被認為與加熱機制有關。

日冕層的直流磁加熱機制，主要是由磁重聯作用引起的磁場直接耗散，通常發生在電流片處。磁重聯作用又分為自發磁重聯過程和壓力或驅動重聯。

Scudde也認為日冕是由于色球和過渡區中粒子分布不遵從 Maxwell定律造成的，所以不存在日冕加熱問題，但這種理論也缺乏有力的依據。

觀測方法

業余觀察方法

普通人想觀測日冕，只有在日全食時。用肉眼觀測日全食，會對眼睛造成傷害，我們可以帶上日食眼鏡。觀測的時間可以從日偏食開始到全食期間，以及全食之后，直到月亮避開太陽。因為日冕很難捕捉到，在觀測時，可以通過相機拍攝多張照片，將它們組合起來，然后用數字圖像處理軟件進行清理。拍攝日全食時，我們可選用長焦鏡頭的照相機加上可使長焦鏡頭增加變焦功能的轉換器，以及太陽能過濾器，堅固的三腳架和遠程遙控器可以減少拍攝的干擾。在全食前幾秒鐘，環境光會迅速下降。準備好遙控快門，取下陽光濾鏡并調低快門速度。

專業觀測方法

天文學家觀測日冕，通過內掩式或外掩式日冕儀在特定的日冕觀測站臺進行觀測。內掩式日冕儀是在望遠鏡前端安置物鏡，在物鏡成像的一次像面處放置一遮擋板，這個遮擋板就相當于日全食時的月亮。日冕光通過二次成像系統，就能被觀測到。外掩式日冕儀是將遮擋板安置在物鏡前端，遮擋太陽直射光，日冕光經物鏡一次成像后，進入準直系統，并經二次成像系統，被人們觀測到。近年來，日冕儀被探空火箭升到太空進行空間觀測。這樣，不僅可以觀測日冕的可見光波段，而且可以對紫外、遠紫外和X射線輻射進行探測，同時也能在行星際空間對太陽風取樣。有幾個射電波段的輻射能夠透過地球大氣層，所以在地面上可用射電望遠鏡對日冕作常規的觀測（見太陽射電）。

日冕的觀測研究歷程

日冕活動對日地空間環境和太空天氣以及地球都有影響,觀測研究日冕的結構和活動有重要的科學意義和應用價值。由于日冕的光線很微弱只有太陽光球亮度的百萬分之一左右，且隨著遠離太陽迅速減弱，平時人們在不借助儀器的情況下，是不能觀測到日冕的，只有出現日全食的時候才能觀測日冕。但是日全食發生的的概率是非常小的，而且一次日全食出現持續的時間、日全食出現時可觀測的位置和天氣條件等因素對觀測日冕有很大限制。所以要借助各種儀器對日冕進行觀測，如地基或天基的日冕儀/日球成像儀。

1868年，法國天文學家皮埃爾·讓森在印度通過分光光度計對色球層進行觀察，發現了一條明亮的黃線，進而發現元素氦。隨后,又在日全食的日冕光譜中發現當時實驗室未見的奇怪譜線。

1869年美國天文學家查爾斯?楊和威廉?哈尼斯第一次觀測到日冕綠線。由于這是實驗室沒有見過譜線，于是他們認為這是太陽上的一種特殊元素產生的譜線，并且將它命名為“冕素”。1939年，瑞典化學家本特?埃德楞證實這條譜線是因為鐵原子在高溫下被剝離了一半核外電子后產生躍遷形成的。這一證認引出了“日冕加熱”的問題，這個問題現今還未解決。

1930年，法國人伯納德?里奧發明了內掩式日冕儀，這一發明使人們對日冕產生的光線能進行長時間觀測。而此時的日冕儀有少量的散射光遺留，為了觀測到日冕，必須避開地球低層大氣對陽光的散射。所以日冕儀在安放位置上限制極大，需要安放在空氣稀薄的高山之上。

1948 年，埃文斯發明外掩式日冕儀，外掩式日冕儀可以有效減小內部散射光的大小，能觀測到光線很弱的外冕，但是無法觀測到內冕。

1963 年，Tousey首次將日冕儀通過探空火箭升空，自此以后，許多日冕儀被升到太空進行空間觀測，這些日冕儀都是采用外掩式。

20 世紀 60 年代末到 70 年代初,美國海軍實驗室OSO-7 衛星上的日冕觀測儀和 Skylab 飛船對日冕進行了連續的跟蹤觀測,證實被稱為日冕物質拋射(CME)的日冕瞬時拋射物質是太陽活動的一種普遍現象。

20世紀70年代中期，美國的“太陽風”衛星SolwindP78-1、太陽峰年衛星SMM、國際日地探測衛星ISEE-3號和太陽系衛星Helios觀測到大量的日冕物質拋射現象。

20世紀90年代，陽光衛星Yohkoh和衛星SOHO觀測到日冕的成像。

2001 年 12 月“Yohkoh”衛星停止了觀測,由日、英、美聯合研制的性能更為優良的太空望遠鏡設備日出 Hino de 衛星于 2006 年 9 月成功發射。它由三個太陽望遠鏡組成 :太陽光學望遠鏡、X 射線望遠鏡和極紫外成像攝譜儀組成.

2015年，美國航空航天局（NASA）拍攝到如風聲呼嘯的日冕環像圖。

2018年7月31日，美國宇航局發射了“帕克”太陽探測器，以前所未有的近距離接近太陽，目標是到達日冕。

2021年4月28日，美國“帕克”太陽探測器成功到達日冕，并停留5個小時。

中國日冕儀研制與發達國家相比起步較晚，1959年6月由南京大學組織在甘肅祁連山朱龍關地區開展日冕儀測試，但是因為當時儀器簡陋，觀測環境被限制，沒能拍攝到日冕影響。幾十年后，中國西部太陽選址隊伍通過考察分析找到了比較理想的日冕儀臺站候選點。

2013年中國在云南天文臺麗江天文觀測站完成了首個日冕儀的建設。