基本介紹
- 中文名：日冕
- 外文名：solar corona
- 結構：內冕、中冕和外冕3層
- 觀測：日全食時或用日冕儀才能看到
組成,形狀結構,形狀,結構,觀測,輻射,溫度,磁場擾動,科研成果,
組成
日冕是太陽大氣的最外層，從色球邊緣向外延伸到幾個太陽半徑處，甚至更遠。分內冕、中冕和外冕，內冕只延伸到離太陽表面約1.3倍太陽半徑處；外冕則可達到幾個太陽半徑，甚至更遠。日冕由很稀薄的完全電離的電漿組成，其中主要是質子、高度電離的離子和高速的自由電子。日冕溫度是太陽表面溫度的數百倍。
日冕可分為內冕、中冕和外冕3層。內冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處；中冕從1.3倍太陽半逕到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大於2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。廣義的日冕可包括太陽風所能達到的範圍。
日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為1015/m3。在高溫下，氫、氦等原子已經被電離成帶正電的質子、氦原子核和帶負電的自由電子等。這些帶電粒子運動速度極快，以致不斷有帶電的粒子掙脫太陽的引力束縛，射向太陽的外圍。形成太陽風。日冕發出的光比色球層的還要弱。
日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(電漿)組成。其物質密度小於2×10-12千克/米3，溫度高達1.5×106～2.5×106K。由於日冕的高溫低密度，使它的輻射很弱且處於非局部熱動平衡狀態，除了可見光輻射外，還有射電輻射，X射線，紫外、遠紫外輻射和高度電離的離子的發射線(即日冕禁線)。
白光日冕有3個分量：① K冕。在 2.3太陽半徑以內，由自由電子散射光球的連續光譜。②F冕。在2.3太陽半徑以外，起源於黃道面內行星際塵埃粒子散射光球的光，它的光譜中有夫琅和費線，F冕又稱為“內黃道光”。③ E冕。又稱L冕，是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1/10000～1/100特斯拉，隨距日面距離的增加而減小。
形狀結構
形狀
日冕的形狀同太陽活動有關。在太陽活動極大年，日冕接近圓形，而在太陽寧靜年則比較扁，赤道區較為延伸。日冕直徑大致等於太陽視圓面直徑的1.5～3倍以上。（見日冕周期變化）。
日冕（圖1）
日冕（圖1）結構
觀測
在1931年發明日冕儀以前，人們只能在日全食時觀測到日冕，因為它的亮度僅為[[光球]]的百萬分之一左右,約相當於滿月的亮度。在平時,地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光，會大大超過日冕本身的亮度而將它淹沒。日全食時太陽光球被月球遮住，大氣和儀器的散射光隨之減弱，這樣就能很方便地觀測到日冕。儘管日全食的機會不多，天文工作者仍作很大努力把儀器裝備運到發生日全食的地點去從事觀測，這是因為有一些觀測（如驗證愛因斯坦相對論和研究外冕等）只能在日全食時進行。
平時要觀測日冕，必須使用能最大限度地消除儀器散射光的日冕儀。為了克服大氣散射光的影響，必須把日冕儀安置在高山上。不過用日冕儀也只能觀測到內冕，而且只能得到白光日冕的部分信息。由於空間探測事業的發展，人們已將日冕儀放在火箭、軌道天文台或天空實驗室上進行大氣外觀測。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）。
1868 年，法國天文學家皮埃爾J．C．詹森在印度對一次日食進行觀測時，曾對日冕譜線進行了記錄，並將記錄寄給了英國天文學家約瑟夫諾曼洛克伊爾，他是一位公認的光譜學專家。通過認真的研究，洛克伊爾認為這些譜線意味著在太陽大氣中存在一種未知的新元素，他將其命名為“氦”，這個稱謂在希臘語中意思是“太陽”， 也就是“太陽中含有的元素”的意思。不過，這論斷沒過多久就被推翻了。
1895 年，蘇格蘭化學家威廉姆雷姆塞發現在地球上同樣存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一種最先被發現於地球以外的天體上的元素。
1931 年，法國天文學家博納德弗第南德李奧特發明了日冕儀，這一發明使人們在陽光普照時也能夠對日冕產生的光線進行觀測。在這一儀器的幫助下，我們最終發現日冕是太陽的一部分。當時，人們在對日冕進行研究時發現，日冕產生的譜線並不屬於光譜中的某一範圍。
日冕還產生其他一些奇特的譜線，但這並不意味日冕中還存在什麼未知的元素。反之，這些譜線說明日冕中所含元素的原子中都含有不同數量的電子，而在高溫條件下，某些電子將脫離原子的束縛。1942 年，瑞典物理學家本傑特愛德蘭認為日冕中的某些特殊譜線是鐵、碳和鎳原子在失去電子的情況下產生的。日冕並沒有突出的邊緣，而是不斷延伸，逐漸與整個太陽系融為一體，並在延伸的過程中逐漸減弱，直至對行星的運動無法構成任何可觀的影響為止。太陽蘊含的熱量將驅使帶電粒子沿不同方向向太陽外部迸射，美國物理學家尤金紐曼巴克爾於1959 年時曾經對此做出預言。
1962 年，“水手-2 號”探測器升至太空抵達金星時所探測到的結果驗證了這個預言。這種帶電粒子的迸射被人們稱為“太陽風”，其速度為400—700 公里/秒。“太陽風”的作用使各彗星的尾部均指向背離太陽的方向。同時，構成“太陽風”的帶電粒子還會不斷撞擊各個行星，而且如果行星上具有南北極（正如地球上那樣），那么帶電粒子將由其北極向南極運動。
二十世紀70年代的 空間探測器觀測發現，日冕中有大片形狀不規則的 黑暗區域，稱為冕洞。冕洞是日冕的 低溫、低密度區，大致可分為3種：極區冕洞、孤立冕洞和延伸冕洞。極區冕洞經常存在南北極區，孤立的 中低緯冕洞尺度較小，從極區向赤道發展延伸的 冕洞壽命較長，是高速太陽風的 重要源泉。當太陽上有強烈X射線耀斑爆發和日冕物質拋射時，部分強大的 等離子流飛達地球附近，往往引起很大的 磁暴與強烈的 極光，同時也發生電離層騷擾，影響地球短波通訊和衛星 通訊。地球兩極則會出現千姿百態的 美麗極光。
2015年1月1日，美國宇航局太陽動力學觀測衛星大氣成像組件拍攝到了太陽上的一個神秘現象——一片巨大的“黑洞”出現在太陽的南極區域，幾乎覆蓋了太陽的1/4。科學家表示，這片黑洞是一個巨大的日冕洞，它是太陽日冕層的一塊黑暗、低密度區域。在遠紫外光的照射下，它看起來黯淡無光，仿佛是深入太陽中心的黑色深淵。
日冕洞
日冕洞雖然從衛星圖像上來看，日冕洞並沒有太陽活動，但實際上它釋放著猛烈的太陽風暴，並以500英里/秒的速度噴涌太陽粒子，是別處太陽風速度的3倍。科學家仍在研究造成日冕洞的具體原因，但它似乎與磁場活動增強的區域有關。NASA表示，日冕洞是太陽目前最顯著的特徵之一。NASA還表示，“由於日冕洞位於太陽最南邊，太陽風對地球上的人類產生影響的可能性不大。”
2015年5月，美國宇航局公布太陽表面壯觀的日冕環，太陽動力學天文台搭載的大氣成像組件負責拍攝太陽大氣層。它在不同波段進行拍攝，每十秒鐘收集十張不同波長的成像數據，以揭示太陽表面變化和內部變化之間的聯繫。圖中的冕環非常清晰，藍色區域和黃色區域分別表示磁場的兩極，下面還覆蓋疊加了日球層磁場觀測儀觀察到的磁場數據。
輻射
輻射
日冕的輻射是在非局部熱動平衡狀態下產生的，有以下幾種情況：①日冕氣體中的自由電子散射光球輻射，即白光日冕。②電子在熱運動中同質子、α 粒子以及各種重離子碰撞時，產生軔致輻射。③處於亞穩態的離子的禁戒躍遷，是日冕禁線的來源。④當電子在磁場中運動時，產生回旋加速輻射或同步加速輻射。這種過程對於產生日冕的較長波長（如射電波）的輻射是相當重要的。⑤在日冕電漿的靜電振盪和阿爾文波等過程中也產生輻射。
日冕的可見光波段的連續輻射是日冕物質散射光球的連續輻射的結果，因而日冕連續光譜的能量分布與光球很相似。白光日冕的光可分為:K日冕、F日冕、E日冕（有時稱L日冕）。太陽光譜的遠紫外線和X射線主要是在日冕中產生的。光球溫度較低，在這兩個波段的輻射遠沒有日冕強。為了不受光球輻射的干擾，常用遠紫外線及X射線這兩個波段來拍日冕像。圖4表示用X射線拍到的日冕像。把可見波段的單色像同遠紫外線和X射線等單色像作比較，便可研究太陽大氣不同層次的物理狀態（見太陽單色像）。
射電輻射
寧靜日冕射電輻射在一些方面與日冕X射線相類似，二者雖然只占太陽總輻射能的很小部分，卻能提供相當數量的信息。對於X射線有很大意義的軔致輻射，對射電譜也很重要;用射電波與X射線一樣能直接觀測日冕的射電輻射而不受光球輻射的干擾。通過光譜分析得出日冕的e="3"<日冕的電子密度和運動溫度。
溫度
日冕的溫度非常高，可達200萬度。令人不可思議的是，離太陽中心最近的光球，溫度是幾千度。稍遠些的色球，溫度從上萬度到幾萬度。而距離太陽中心最遠的日冕，溫度竟然高達上百萬度。這一反常的現象意味著什麼，科學家們還未找到合理的解釋。冕的溫度很高，其數值達百萬數量級，這並非臆想，而是以日冕發射的高能量X射線為依據的。不過，這種超高溫僅僅集中在日冕的個別原子中。而且這些原子廣泛分布於整個日冕中，其熱量總和並非高。
觀測表明，太陽大氣的溫度具有反常的分布，即從光球的5,770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4,600K，然後緩慢上升到光球之上約2,000公里處的幾萬度，再向上延伸約1,000公里形成了色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區了。究竟是什麼原因造成這種反常增溫，仍是太陽物理學中多年來未解決的最重要問題之一。在過去數十年中對過渡層和日冕反常高溫的原因進行了許多研究。聲波加熱機制、激波加熱機制、阿爾文波加熱機制、波與粒子的非共振湍動加熱機制都曾被提出過，但是這方面的理論研究仍處於探索階段。
日冕高溫成因與高能粒子動量不守恆有關。
動量守恆定律：基礎物理學中對於動量守恆，有嚴格的條件要求。其前提條件是，系統對象必須是剛體，並且系統不受外力。鬆散的系統，如棉花團之間就不適合動量守恆原理。同樣，高能粒子在一些極端物理環境下，也不會嚴格遵循動量守恆原理。就像棉花團吸收動能一樣，在強大引力場和極端高壓環境下，高能粒子內部系統也會吸收額外的能量以保證其系統在極端環境中的穩定。
在宇宙粒子演化中，可能會存在這種現象。一個在某個空間中高速游離的某種高能粒子體A，它是屬於那種能量滿載並且可能隨時溢出電子或者光子的高能粒子體，其能量的承載遠遠超出它穩定期的狀態。但是，最後這個高能粒子體A並沒有溢出任何的能量，而是轉化成其它種類的粒子體B，而這個新的粒子B能穩定存在於其當下的環境中。
我們可以看到，整個轉變過程，總體的能量是沒有變化的。而粒子A變成粒子B，最明顯的變化就是質量變化。從粒子A的高能隨時溢射狀態，轉變成穩定的粒子B。在凝聚的過程，粒子A的速度在轉變成粒子B後的速度變小。從以下動能公式我們可以簡單得到結論。（見示意圖）
(注意：粒子A、B只是概念符號，其粒子本身在過程中，可能並沒有變成其他粒子，只是在質量或者速度上發生了變化。)
這種情況無法再用動量守恆作為解決方法了。而這種粒子轉化，可能需要在某些特殊環境中才能實現。但是，正是這種粒子轉化的原理，卻可以為我們提供一個運動力學的研究方向。我們通常研究的宇宙空間環境是比較穩定的。我們所有的推想假設都是在理想環境中。而這種怪異的現象，可能在我們對於已經穩定中的宇宙空間環境或者平穩的實驗室里無法觀察到。
從非動量守恆的公式，我能估想到陽日冕層的可高達100萬高溫的可能成因。從太陽上拋射出來的高能粒子，在離開太陽的一定引力和壓力有效區後，高能粒子可能有經歷質量變小速度變大的過程，致而該區域的粒子變的相當活躍。（見示意圖）
粒子的這種非衰變而產生的質量變化，可能在一些高密度質量的星體或者早期宇宙中普遍存在。而這個過程，可以用海底的氣泡形容。幾千米深的海底，冒出一個氣泡。剛開始的時候因為海底的水壓很高，氣泡很小。但隨著氣泡往升的距離越靠近水面，海水的壓力就越小，氣泡就開始膨脹或者溢出幾個新的泡泡，以達到穩定的狀態(見氣泡示意圖）。從太陽溢出的高能粒子也是一樣的。（此猜想來自《星際之門-空間飛行器超光速原理》韓統義著）
磁場擾動
從磁流體力學觀點來看，太陽大氣中的磁場應是一個統一的整體，即日冕磁場同光球磁場和色球磁場是密切相關的。在日冕照片上所看到的日冕大尺度非均勻結構：冕流、極羽、凝聚區和盔狀物等大多是日冕磁場的不均勻分布引起的。例如，兩極的羽狀物很像磁石兩極附近的鐵屑花樣， 這曾被用來推算日冕的偶極場。但是，與光球場和色球場不同，由於觀測上的困難，很難由測量譜線的塞曼裂距直接求出日冕的磁場（見塞曼效應），因而只能用間接的觀測方法或理論計算來求。如今廣泛採用由光球磁場計算日冕磁場的方法，因為光球磁場可以比較準確地測定，而且每天都有記錄。假設低日冕區磁場是無力場，並且是無電流場，利用觀測的光球磁場資料作為邊界條件來解無電流場方程，就可得到日冕磁場的強度和方向。
日冕或其中某一部分在短時間內會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時內對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①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。長期擾動控制著太陽風和行星際磁場。②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。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈衝擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬 X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈衝式硬X射線爆發）。
日冕擾動的研究同太陽其他活動和行星際擾動的研究有關。這方面的研究工作如今十分活躍。
科研成果
據國外媒體報導，美國宇航局計畫2018年7月31日發射最新探測器，它將以前所未有的近距離接近太陽。這項太空計畫叫做“太陽探測器附加任務(Solar Probe Plus)”，將對太陽日冕層進行4項實驗，研究太陽風和太陽表面釋放的能量粒子。
在近距離接近太陽期間，探測器與太陽的最近距離為611萬公里，其外部溫度將達到1399攝氏度。據悉，按原定計畫，這枚探測器將在2018年7月31日於佛羅里達州卡納維拉爾角空軍基地由三角洲4號重型火箭攜載發射升空，發射時間視窗開啟20天。
長期以來，科學家期望發射探測器穿過太陽日冕層(太陽大氣最外層)，更好地理解太陽風以及進入太陽系的物質。太陽探測器附加任務的主要科學任務是跟蹤太陽能量流動，以及理解太陽日冕的加熱，探索加促太陽風和能量粒子活動的物理原理。
