日冕(小行星 太陽能 電暈)這是一種自然現象這是太陽的外層大氣太陽大氣層最外層的厚度超過幾百萬公里，其亮度約為太陽表面（光球）百萬分之一，我們可以 平時看不到日冕，是因為日冕發出的光很弱，被太陽表面的光遮住了。日全食發生時，在地球某一位置觀測到的太陽光被月球完全遮擋，形成黑色陰影“黑色太”太陽外面的太陽周圍有一圈淡淡的百色暈，這就是日冕。日冕由質子、高度離子化的離子和自由電子的密度非常小。日冕有時呈圓形，有時呈橢圓形，隨著太陽的活動而變化。

日冕中的冕洞是太陽風的風源。日冕層的溫度很高，有100萬攝氏度，粒子數密度1015/m3。

1724年，法國意大利天文學家賈科莫·F·馬拉迪（Giacomo  F.  Mallardi）認識到日食期間可見的光環屬于太陽，而不是月亮。1809年，西班牙天文學家何塞·華金·德·費雷爾（Joseph   Joaquin  de Ferrer）創造了“日冕”一詞。德費勒根據他自己對金德胡克的分析在 18063356（紐約）日食的觀測也表明日冕是太陽的一部分，而不是月亮的一部分。

演化過程

不同時期日冕的演變

根據電暈擾動對電暈演化的影響，可分為三類：長期擾動，持續幾天到幾個月，影響太陽風和行星際磁場的變化；持續幾分鐘到幾小時的快速擾動，并引起強烈的行星際沖擊波；脈沖擾動，時間不到幾秒當這種擾動發生時，就會發生粒子的加速運動和非熱輻射。

日冕的瞬時現象

日冕的瞬時現象有助于日冕的演變。據“天空實驗室”經過宇航員200天的觀測，日冕中會有一次突然的物質拋射，拋射附近的日冕會發生明顯的變化。這種現象短則幾分鐘，長則一兩個小時，200天里發生了一百多次。

不同日冕結構的演化

日冕環的密度隨時間變化。日冕的外環是 ，是由日冕的原始結構演化而來的，它仍然受到原始日冕磁場的約束。日冕外環的形狀比較對稱，外環前緣的運動接近沿對稱軸的對稱展開，外環底部幾乎收斂在1°左右.2太陽半徑的日冕高度。暗腔是從日冕底部向外移動的新結構暗腔在徑向和橫向都在膨脹，暗腔底部不斷上升。暗腔和外環的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日冕核心和不對稱高密度云的影響。日冕暗穴的膨脹坍縮了冕流的核心，驅動變陡鋒的非線性波演化為日冕激波。

研究歷程

日冕活動對太陽和地球的空間環境空間 和地球的天氣都有影響觀測和研究日冕3356的結構和活動具有重要的科學意義和應用價值。由于日冕的光線非常微弱，只有太陽光球層亮度的百萬分之一左右，而且隨著與太陽的距離增加而迅速減弱，人們可以 t平時沒有儀器觀測日冕，只有發生日全食時，他們才能觀測日冕。但是日全食的概率很小，日全食持續的時間很長、日全食時的可觀測位置和天氣條件對日冕的觀測有很大的限制。所以需要用各種儀器觀測日冕，比如地基或天基日冕儀/日球成像儀。

1868年，法國天文學家皮埃爾·詹森在印度通過分光計觀察色球層，發現了一條明亮的黃線，這反過來導致了元素氦的發現。隨后， 在日全食的日冕光譜中發現了當時在實驗室中沒有看到的奇怪譜線。

1869年，美國天文學家查爾斯楊和威廉漢斯首次觀察到日冕的綠線。因為這是一條在實驗室中從未見過的譜線，所以他們認為這是太陽上一種特殊元素產生的譜線，并給它命名“冕素”1939年，瑞典化學家本特埃德倫證實，這條譜線是鐵原子在高溫下被剝去一半核外電子后躍遷形成的。這一證認引出了“日冕加熱”這個問題還沒有解決。

1930年，法國人伯納德利奧發明了內日冕儀，使人們能夠長時間觀察日冕產生的光。此時有少量電暈儀留下的散射光為了觀測日冕，需要避免地球低層大氣對太陽光的散射。所以日冕儀的擺放位置極其有限，需要放在空氣稀薄的山上。

1948 年，埃文斯發明了體外電暈儀外電暈儀能有效減小內部散射光的大小，能觀察到弱光的外電暈，但不能觀察到內電暈。

1963 年，圖西第一次用探空火箭發射了日冕儀從那以后，許多日冕儀被發射到太空進行太空觀測這些日冕都被遮住了。

從20335660 年底到 703356年初，OSO， 美國軍事實驗室-7 衛星上的日冕天文臺和航天器 Skylab 對 日冕進行了連續跟蹤觀測， 被證明稱為日冕 大規模拋射(CME)瞬間日冕物質拋射是太陽活動 的常見現象。

20世紀70年代中期，美國“太陽風”衛星SolwindP78-1、太陽峰年衛星SMM、ISEE國際日地探測衛星-太陽系的衛星Helios觀測到大量日冕物質拋射。

20世紀90年代，太陽衛星Yohkoh和SOHO觀測到了日冕的圖像。

2001年3月 日“Yohkoh”衛星停止觀測來自太陽的 和 、英、日出 Hino de 衛星是美國 聯合研制的性能更好的空間望遠鏡設備，于 20063356年6月發射成功。它由 臺太陽望遠鏡 3360臺太陽光學望遠鏡組成、X  X射線望遠鏡和極紫外成像光譜儀.

2015年，美國宇航局（NASA）拍到一個像風呼嘯的日冕環。

2018年，美國宇航局發射了“帕克”太陽探測器，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了5個小時。

與發達國家相比，中國電暈儀的發展起步較晚1959年6月，南京大學在甘肅祁連山朱龍山口組織了一次加冕儀測試但由于當時儀器簡陋，觀測環境有限，無法拍到日冕效應。幾十年后，中國西部的太陽選址團隊通過調查分析，找到了理想的日冕觀測站候選地點。

2013年，我國在云南天文臺麗江天文臺完成了首臺加冕儀的建造。

2017年，我國完成麗江電暈儀高空實驗基地建設。

2018年10月22日，我國自主研制的日冕觀測器樣機在麗江日冕高海拔試驗基地觀測日冕，獲得綠線日冕圖像！

2021年，我國自主研制的白光日冕儀成功獲得稻城縣無名山日冕白光圖像！

2023年4月24日，日地連線拉格朗日點L1附近的DSCOVR衛星探測到ICME驅動的激波鞘層和天體中科院計算，這次日冕物質拋射造成了4月24日的兩次GMC事件（地球之巔 s磁層穿過地球同步軌道）

組成

太陽的大氣層從里到外可以分為光球層、色球和日冕。人們通常看到的日冕是一種非常稀薄的氣體，散布在太陽的最外層。日冕可分為內冕、有三層中冠和外冠，其中內冠從色球頂部延伸到約1.太陽半徑的3倍，從1.太陽半徑的3倍到2倍.太陽半徑的三倍是日冕，大于2.三倍于太陽半徑的最外層大氣是外日冕，它可以達到幾個太陽半徑。

日冕主要由高速自由電子組成、質子和高度離子化的離子(等離子體)成分，因為電暈物質密度很小，所以它很透明。日冕中所含元素的原子具有不同的電子數。其中鐵、碳、鎳原子的電子將擺脫原子 高溫下的s束縛，會產生一些奇怪的譜線。

形狀

日冕有時呈圓形，有時呈橢圓形，隨著太陽的活動而變化。在太陽活動最大時期，日冕是圓形的，在太陽活動最小時期，日冕是橢圓形的。

結構

日冕結構通常分為活動區、寧靜區域和冕洞。日冕的活動區位于黑子群和色球譜斑上方，主要由亮環組成、亮點和瞬變。日冕活動區有一個日冕流，是日冕上一個醒目的亮束延伸結構，日冕流分為日冕流光和阿爾文區。電暈流光類似于騎士 這是一個在太陽區域形成的明亮結構；阿爾文區是一個片狀層，太陽風在這里突然達到臨界速度。

安靜區域意味著遠離活動區域、暗條紋和冕洞的面積由環組成，略大于活動區。靜區的磁勢是大規模形成的，是封閉的。

冕洞處于日冕的較低溫度和密度區域，也是單極的、開放的磁場區。冕洞可分為極地冕洞、擴展冕洞和孤立冕洞。冕洞不包含環，其精細結構由射線或羽毛組成極地的冕洞有巨針。

根據輻射源的不同，電暈可分為散射電暈和發射電暈。

散射日冕

散射日冕是指望遠鏡中看到的電磁波不是直接從日冕發出，而是日冕等離子體或行星塵埃向光球層的輻射。電暈等離子體中存在大量的自由電子，自由電子的散射光也稱為K 電暈輻射。k電暈輻射主要集中在日冕的內側。日冕輻射的強度與光球照射的電子數和日冕等離子體的密度成正比日冕面積越高，等離子體越薄，因此電子散射強度越弱。

行星際空間存在大量塵埃云，主要分布在黃道面附近。這些行星際塵埃粒子對光球輻射的散射被稱為F日冕輻射（或內黃道光）f日冕輻射與K日冕輻射相似，但強度要弱5~6個數量級。F 日冕輻射在日冕輻射中的比例隨著距離的增加而增加。

發射日冕

電暈發射是指直接來自電暈本身的輻射，也稱為E電暈輻射。e日冕輻射有兩個部分：光譜發射和連續光譜發射。由于電暈的高溫，電子的高動能將高階電離原子激發到亞穩態；同時，由于電子密度太薄，高階電離原子與電子碰撞所需的時間比亞穩態 原子的壽命更長，為禁譜線發射創造了條件。

由于電暈溫度高，等離子體中軔致輻射產生的連續光譜和自由電子躍遷到一定能級產生連續光譜發射。連續光譜發射主要集中在波長小于1000A 的紫外和X 光波段。

射電發射，包括波長從毫米到十幾米的廣闊空間，頻率跨越4 ~ 5個數量級，輻射源從太陽色球層到過渡帶，再到日冕。

日冕溫度

日冕的溫度高達200萬℃，比太陽表面溫度還高（6000℃）高出很多倍。自20世紀40年代以來，科學家們一直在探索這一現象。有科學家認為，是因為太陽內部強聲波的能量從內部傳遞到日冕層，日冕吸收了聲波的能量，所以溫度上升；也有一些說法認為，由于交變的表面磁力線和短路產生的電流，電暈溫度迅速上升。由于日冕的高溫，帶電粒子從不同方向沖出太陽，形成“太陽風”太陽風的速度達到400~700公里/秒。

熱傳導

在日冕中，熱傳導發生在從較熱的外層大氣到較冷的內層。正是電子負責熱擴散過程。在日冕中，電子的平均自由程在千米以上，每個電子碰撞后可以螺旋運動很長時間，使沿磁力線的傳熱增強，而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的快速運動以及它們之間的反復碰撞，在碰撞過程中會發出輻射。日冕輻射覆蓋了從X射線到無線電波的整個電磁波譜。日冕輻射包括三個部分：K冕、F冕和E冕。k電暈是電暈輻射的主要成分，由電暈電子散射球輻射形成；日冕是由太陽附近球體散射的塵埃粒子輻射形成的；電暈是由各種等級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，由內而外連接著太陽的各個層面，主導著太陽活動的物理過程：太陽活動周期的成因，太陽爆發事件的觸發機制，日冕被加熱到百萬度的原因。日冕磁場很弱，日冕溫度高，湍流復雜， 譜線很寬，塞曼效應很難用于日冕。隨著科學的發展，太陽物理學家總結了幾種診斷日冕磁場的方法：

紅外偏振光譜

有三種紅外偏振光譜法：第一類磁場和散射引起極化產生塞曼效應和漢勒效應，是測量日冕磁場的經典方法； 第二次斯托克斯反演從某個大氣模型出發，結合偏振輻射傳輸方程計算理論斯托克斯 I、Q、U、將V 的廓線與實際觀測得到的斯托克斯參數進行比較，用最小二乘法對模型參數進行修正，最終得到一個包含矢量磁場的V 大氣體模型、溫度、密度等物理參數；第三種方法是通過同時觀測兩條 或多條磁偶極子躍遷線的斯托克斯參數，反演單個輻射3356結構，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，對射電波段的觀測可以用來診斷日冕區的磁場。射電發射可以從兩個方面診斷日冕磁場第一個方面是利用法拉第旋轉效應診斷日冕磁場；第二個方面是利用非相干輻射，通過其偏振態或光譜特性，對不同區域的日冕磁場進行診斷。

冕震學

日冕中有各種各樣的波動和振蕩通過觀察它們的性質，結合磁流體動力學的波動理論，可以診斷出電暈的局部物理參數。

磁場誘導躍遷

由于磁場誘導躍遷引起的譜線強度變化與外磁場強度有關，因此可以用來診斷日冕磁場——，這是一種基于量子力學原理的新方法。

日冕物質拋射（Coronary injection, referred to as  CME）是一種強烈的太陽爆發現象（也可以稱為日冕物質從日冕層噴射到行星際空間的強空間天氣現象）對空間天氣和人類生活影響很大。日冕物質拋射發生在日冕大尺度磁場結構平衡被破壞的時候。日冕物質拋射是來自太陽的大規模磁化等離子體結構，在行星際空間傳播時會對周圍環境造成劇烈擾動。當這些帶有等離子體的磁結構到達地球時，會與地磁層相互作用，產生極光，引發地磁暴、電離層爆炸等極端空間天氣會導致衛星故障和空間數據丟失、損壞航天設備，威脅航天員生命安全；還會造成地面電力系統的崩潰和短波通信的中斷，甚至對輸油管道造成破壞。

日冕物質拋射引起地磁場變化，誘發人體生物磁場變化，影響神經內分泌系統，導致心血管疾病、法 站 。大量臨床和動物研究證實，冠心病患者全血粘度和血漿粘度增加，紅細胞變形能力下降 。

業余觀察方法

普通人想觀測日冕，只有在日全食期間。用肉眼觀察日全食會對我們的眼睛造成傷害我們可以戴日蝕眼鏡。觀測時間可以是從日偏食開始到月全食期間，以及月全食后直到月亮避開太陽。由于日冕很難捕捉到，在觀測時，可以用相機拍攝多張 的照片，組合起來，再用數字圖像處理軟件進行清理。拍攝日全食時，可以選擇長焦鏡頭相機加可以增加長焦鏡頭變焦功能的轉換器，以及太陽濾鏡堅固的三腳架和遙控器，減少拍攝的干擾。日全食前幾秒，環境光會迅速下降。準備好遙控快門，取下陽光濾鏡，降低快門速度。

專業觀測方法

天文學家觀測日冕，通過內部或外部的日冕儀器，在特定的日冕觀測平臺進行觀測。內罩式日冕儀是在望遠鏡前端放置一個物鏡，在物鏡成像的初級像平面放置一個遮擋板，相當于日全食時的月亮。通過二次成像系統可以觀察到日冕光。外罩電暈儀是在物鏡前端放置屏蔽板，屏蔽陽光直射經物鏡第一次成像后，電暈光進入準直系統，通過第二次成像系統被人觀察到。近年來，日冕儀被探空火箭發射到太空進行空間觀測。