日冕

日冕( solar corona)是一种自然现象，它是太阳的外层大气，太阳大气层的最外层厚度有几百万公里以上，其亮度大约为太阳表面（光球）的百万分之一，平时由于日冕发出的光线很微弱，被太阳表面发出的光所掩盖，导致我们不能看到日冕。当发生日全食的时候，在地球上某一位置观测太阳光被月亮完全遮住，形成黑色阴影，“黑色太阳”外围有一圈微弱的百色光环围绕着太阳，这就是日冕。日冕由质子、高度电离的离子和自由电子组成，密度十分稀薄。日冕有时呈圆形，有时呈椭圆形，这是随着太阳活动而变化的。

1724年，法裔意大利天文学家贾科莫·F·马拉迪（Giacomo F. Maraldi）认识到日食期间可见的光环属于太阳，而不是月球。1809年，西班牙天文学家何塞·华金·德·费雷尔（José Joaquín de Ferrer）创造了“日冕”一词。德费雷尔根据自己对 1806 年金德胡克（纽约）日食的观察，还提出日冕是太阳的一部分，而不是月球的一部分。

日冕现象一种自然现象，它是太阳大气的最外层，位于色球层之上，由等离子体组成，厚度有几百万公里以上。日冕在日全食期间最容易看到，但也可以用日冕仪观测到。

太阳的大气层从里到外可以分为光球、色球和日冕。人们平时看到的日冕就是蔓延在太阳最外层的十分稀薄的气体。日冕可分为內冕、中冕和外冕三层，其中内冕是从色球顶部延伸到离太阳表面约1.3倍太阳半径处，从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径处是中冕，大于2.3倍太阳半径的最外层大气是外冕，外冕可达到几个太阳半径。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子(等离子体)组成，由于日冕物质密度极小，所以很透明。日冕所含元素的原子有不同数量的电子。其中铁、碳、镍[niè]原子的电子在高温条件下将摆脱原子的束缚，就产生一些奇特的谱线。

日冕探秘

日冕有时呈圆形，有时呈椭圆形，这是随着太阳活动而变化的。太阳活动极大时期，日冕呈圆形，太阳活动极小时期，日冕呈椭圆形。

人们通常将日冕结构分为活动区域、宁静区域和冕洞。日冕的活动区域位于黑子群和色球谱斑之上，主要由亮环、亮点和瞬变现象组成。日冕活动区域有冕流，冕流是日冕上醒目的亮束延展结构，冕流又分日冕飘带和阿尔文区。日冕飘带类似于骑士的尖顶头盔，是在太阳区域上形成的明亮结构；阿尔文区域是太阳风突然达到临界速度的片状层。宁静区域指远离活动区、暗条和冕洞的区域，由环组成，比活动区域稍大。宁静区域的磁位形成在大尺度之上，是封闭的。冕洞在日冕的较低温度和较低密度区，也在单极、开放的磁场区。冕洞可分为极区冕洞、延展冕洞和孤立冕洞。冕洞不含环，其精细结构由射线或羽状物组成，在极区冕洞还有巨针状物。

冕洞

根据日冕辐射来源不同可以将日冕分为散射日冕和发射日冕。

散射日冕指在望远镜中看见的电磁波不是直接从日冕发射的，而是来自日冕等离子体或行星尘埃对光球的辐射。日冕等离子体中存在大量的自由电子，自由电子的散射光也被称为K 冕辐射。K冕辐射主要集中在日冕的內冕。 K 冕辐射的强度与被光球照射的电子数及日冕等离子体的密度成正比，越高的日冕区域，等离子体就越稀薄，因此其电子散射的强度也越弱。在行星际空间存在大量的尘埃云，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，称为F冕辐射（或内黄道光）。F冕辐射与K冕辐射相似，但是强度弱了5~6个数量级。F 冕辐射在日冕辐射中的比例随距离的增大而增加。

发射日冕是指辐射直接来自于日冕本身的辐射，也叫E冕辐射。E冕辐射有两种成分：谱线发射和连续谱发射。由于日冕的高温，电子的高动能把高次电离原子激发到亚稳态；同时，由于电子密度太稀薄，高次电离原子与电子碰撞所需的时间大于亚稳 态原子的寿命，这为禁线发射创造了条件。由于日冕温度高，等离子体中的韧致辐射产生的连续谱和自由电子向某一能级跃迁就产生了连续谱发射。连续谱发射主要集中在波长小于1000A 的紫外和X 光波段。射电辐射，包括波长从毫米到十米以上，频率跨越4～5个数量级，辐射源区从太阳色球到过渡区，再到日冕的广阔空间。

日冕物质抛射

日冕温度高达200万℃，比太阳表面温度（6000℃）高出很多倍。对于这一现象，科学家从20世纪40年代就一直在探索。有些科学家认为是因为太阳内部强烈声波的能量从内部传到日冕层，日冕吸收了声波的能量，温度就升高了；还有一些说法是由于表面磁力线相互交错，引起短路产生的电流使日冕温度极速升高。由于日冕高温，带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射，形成“太阳风”，太阳风的速度达到400~700千米/秒。

在电晕中，热传导从外部较热的大气层向内部较冷的层发生。负责热量扩散过程的是电子。日冕中，电子的平均自由程为公里甚至更多，每个电子在碰撞后很长时间内都可以进行螺旋运动，从而使沿磁场线的传热增强，而在垂直方向的传热受到抑制。

日冕辐射是由于日冕粒子快速运动，并且相互之间发生反复碰撞，碰撞过程中就会发出辐射。日冕辐射涵盖了x射线到无线电波的整个电磁谱段。日冕辐射包括三个部分：K冕、F冕和E冕。K冕是日冕辐射的主要成分，由日冕电子散射光球辐射形成的；F冕是太阳附近的尘埃粒子散射光球辐射形成的；E冕是各种级次的离子谱线发射形成的。

日冕磁场是太阳大气磁场的重要组成部分，磁场从内到外将太阳各个层次联系在一起，主导太阳活动时产生的物理过程：太阳活动周期的产生的原因，太阳爆发事件的触发机制，以及日冕被加热到百万度的原因。日冕磁场很弱及日冕具有高温和复杂湍动， 谱线展宽很宽，塞曼效应难以用在日冕上。随着科学的发展，太阳物理学者总结了几种诊断日冕磁场的方法：

红外偏振光谱方法有3种：第一种磁场和散射引起偏振产生塞曼效应和汉勒效应，这两种效应是测量日冕磁场的经典方法； 第二种斯托克斯反演从一定的大气模型出发，结合偏振辐射转移方程，计算出理论的斯托克斯 I、Q、U、V 的轮廓，通过与实际观测得到的斯托克斯参数比较，采用最小二乘法对模型参数进行修正，最终得到一个最符合观测的大 气模型，其中包含了矢量磁场、温度、密度等物理参数；第三种通过同时观测两条 或多条磁偶极跃迁谱线的斯托克斯参数对单个辐射 结构进行反演获得日冕磁场信息。

射电波段是日冕辐射的重要波段，可以利用对射电波段的观测来诊断日冕区域的磁场。射电辐射可以从两方面诊断日冕磁场，第一方面是利用法拉第旋转效应诊断日冕磁场；第二方面是利用非相干辐射，通过其偏振状态或者频谱特征诊断不同区域的日冕磁场。

日冕中广泛存在着各类波动与振荡现象，通过对它们的性质的观测，再结合磁流体力学波动理论，可以诊断出日冕的局地物理参数。

因为磁场诱导跃迁引起的谱线强度的变化与外界磁场强度相关，从而可以用来诊断日冕磁场——这是一种新的从从量子力学的原理出发的方法。

太阳耀斑爆发触发大尺度的磁流体动力学波，波前以太阳耀斑为中心往四周扩散传播，磁流体动力学波途经过一个巨大的冕洞。冕洞充当了“凸透镜”的角色，磁流体动力学波从由四周扩散变为向焦点逐渐聚焦。该磁流体动力学波经过聚焦后，波动振幅增加3倍，所携带能量流提升7倍，这表明这种现象具备能量聚焦效应。

根据日冕扰动对日冕演化的影响可分为三类：长期扰动，时间为几天到几个月，长期扰动影响着太阳风和行星际磁场的变化；快速扰动，时间从几分钟到几小时，并引起强烈的行星际激波；脉冲扰动，时间在几秒以下，这种扰动出现时，会发生粒子加速运动和非热辐射现象。

日冕的瞬时现象促成了日冕的演变。据“天空实验室”宇航员两百天的观测，在日冕中会突然出现物质抛射，并且抛射附近的日冕部分会发生明显改变。这种现象可以短到几分钟，长到一二个小时，并且这种现象在两百天里就发生了一百多次。

日冕冠状环的密度是随时间改变而改变的。日冕外环是日冕原有结构演化而成的 ，它仍然被原来冕流磁场的约束影响。日冕外环形状相对比较对称，外环前沿的运动表现为接近于沿对称轴的对称膨胀，并且外环的底部几乎汇集在大约1.2太阳半径的日冕高度。而暗腔则是一个从日冕底部向外运动的新生结构，暗腔是从径向及横向两个方向膨胀，并且暗腔的底部是不断上升的。暗腔与外环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冕流内核及非对称高密度云的影响。日冕暗腔的膨胀使冕流内核瓦解，驱动前沿陡化的非线性波演化成日冕激波。

外环密度随时间的演变

日冕物质抛射（CoronalMassEjection，简称 CME）是一种强烈的太阳爆发现象（也可以称为日冕物质从太阳日冕层向行星际空间抛射的强烈空间天气现象），对空间天气和人类生活有巨大的影响。当日冕大尺度磁场结构的平衡遭到破坏时就产生了日冕物质抛射。日冕物质抛射是来自太阳的大尺度磁化等离子体结构，在行星际空间中传播时会对周围环境产生剧烈的扰动。当这些裹挟着等离子体的磁场结构到达地球时，会与地磁层相互作用，产生极光，引发地磁暴、电离层爆等极端空间天气，会导致太空中的卫星故障和数据丢失、损坏航天设备并威胁宇航员的生命安全；也会造成地面电力系统崩溃及短波通信中断，甚至会对输油管道造成损害。日冕物质抛射引起地磁场变化，地磁场的变化诱导人体生物磁场变化，使神经内分泌系统受到影响，导致心血管疾病等发生、发 展 。大量临床和动物研究已证实冠心病患者全血黏度和血浆黏度升高，红细胞变形能力降低 。

太阳活动

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日冕物质抛射威力有多大？ ≈3500亿个原子弹！（来源：中科院物理所)

关于日冕加热问题的研究已经进行了半个多世纪，但仍没有明确的结论。研究者们总结了几种可行的加热机制：声波的耗散加热机制、磁流体波的耗散加热机制以及磁重联加热机制。人们认为非磁性区域的加热主要来源于声波的耗散；而磁性区域的加热则来源于磁流体波的耗散、磁重联加热以及其他加热机制共同作用的结果。声波加热是最先提出的加热机制，后来研究表明单一的声波所携带的能量不足，可能存在其他通过波的形式转移能量的过程。声波加热的机制在解释晚型恒星色球的非磁场区域中的加热时适用，但是在解释有强烈旋转的恒星的加热问题时并不适用。日冕的很多物理过程如共振吸收 、相位叠加 、朗道阻尼、模式耦合 、粘性和湍流加热等被认为与加热机制有关。日冕层的直流磁加热机制 ，主要是由磁重联作用引起的磁场直接耗散，通常发生在电流片处。磁重联作用又分为自发磁重联过程和压力或驱动重联。Scudde也认为日冕是由于色球和过渡区中粒子分布不遵从 Maxwell定律造成的，所以不存在日冕加热问题，但这种理论也缺乏有力的依据。

普通人想观测日冕，只有在日全食时。用肉眼观测日全食，会对眼睛造成伤害，我们可以带上日食眼镜。观测的时间可以从日偏食开始到全食期间，以及全食之后，直到月亮避开太阳。因为日冕很难捕捉到，在观测时，可以通过相机拍摄多张 照片，将它们组合起来，然后用数字图像处理软件进行清理。拍摄日全食时，我们可选用长焦镜头的照相机加上可使长焦镜头增加变焦功能的转换器，以及太阳能过滤器，坚固的三脚架和远程遥控器可以减少拍摄的干扰。在全食前几秒钟，环境光会迅速下降。准备好遥控快门，取下阳光滤镜并调低快门速度。

天文学家观测日冕，通过内掩式或外掩式日冕仪在特定的日冕观测站台进行观测。内掩式日冕仪是在望远镜前端安置物镜，在物镜成像的一次像面处放置一遮挡板，这个遮挡板就相当于日全食时的月亮。日冕光通过二次成像系统，就能被观测到。外掩式日冕仪是将遮挡板安置在物镜前端，遮挡太阳直射光，日冕光经物镜一次成像后，进入准直系统，并经二次成像系统，被人们观测到。近年来，日冕仪被探空火箭升到太空进行空间观测。

内掩式日冕仪（来源于澎湃新闻）

日冕活动对日地空间环境和太空 天气以及地球都有影响, 观测研究日冕的结构和活动有重要的科学意义和应用价值。由于日冕的光线很微弱只有太阳光球亮度的百万分之一左右，且随着远离太阳迅速减弱，平时人们在不借助仪器的情况下，是不能观测到日冕的，只有出现日全食的时候才能观测日冕。但是日全食发生的的概率是非常小的，而且一次日全食出现持续的时间、日全食出现时可观测的位置和天气条件等因素对观测日冕有很大限制。所以要借助各种仪器对日冕进行观测，如地基或天基的日冕仪/日球成像仪。1868年，法国天文学家皮埃尔·詹森在印度通过光谱仪对色球层进行观察，发现了一条明亮的黄线，进而发现元素氦。随后, 又在日全食的日冕光谱中发现当时实验室未见 的奇怪谱线。1869年美国天文学家查尔斯ˑ杨和威廉ˑ哈尼斯第一次观测到日冕绿线。由于这是实验室没有见过谱线，于是他们认为这是太阳上的一种特殊元素产生的谱线，并且将它命名为“冕素”。1939年，瑞典化学家本特ˑ埃德楞证实这条谱线是因为铁原子在高温下被剥离了一半核外电子后产生跃迁形成的。这一证认引出了“日冕加热”的问题，这个问题现今还未解决。1930年，法国人伯纳德ˑ里奥发明了内掩式日冕仪，这一发明使人们对日冕产生的光线能进行长时间观测。而此时的日冕仪有少量的散射光遗留，为了观测到日冕，必须避开地球低层大气对阳光的散射。所以日冕仪在安放位置上限制极大，需要安放在空气稀薄的高山之上。1948 年，埃文斯发明外掩式日冕仪，外掩式日冕仪可以有效减小内部散射光的大小，能观测到光线很弱的外冕，但是无法观测到內冕。1963 年，Tousey首次将日冕仪通过探空火箭升空，自此以后，许多日冕仪被升到太空进行空间观测，这些日冕仪都是采用外掩式。20 世纪 60 年代末到 70 年代初 ,美国海 军实验室OSO-7 卫星上的日冕观测仪和 Skylab 飞船对 日冕进行了连续的跟踪观测 , 证实被称为日冕 物质抛射(CME)的日冕瞬时抛射物质是太阳活 动的一种普遍现象。20世纪70年代中期，美国的“太阳风”卫星SolwindP78-1、太阳峰年卫星SMM、国际日地探测卫星ISEE-3号和太阳系卫星Helios观测到大量的日冕物质抛射现象。20世纪90年代，阳光卫星Yohkoh和卫星SOHO观测到日冕的成像。2001 年 12 月“Yohkoh”卫星停止了观测 , 由日、英、美 联合研制的性能更为优良的空间望远镜设备日出 Hino de 卫星于 2006 年 9 月成功发射。它由 三个太阳望远镜组成 :太阳光学望远镜、X 射线望远镜和极紫外成像摄谱仪组成.2015年，美国宇航局（NASA）拍摄到如风声呼啸的日冕环像图。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5个小时。中国日冕仪研制与发达国家相比起步较晚，1959年6月由南京大学组织在甘肃祁连山朱龙关地区开展日冕仪测试，但是因为当时仪器简陋，观测环境被限制，没能拍摄到日冕影响。几十年后，中国西部太阳选址队伍通过考察分析找到了比较理想的日冕仪台站候选点。2013年中国在云南天文台丽江天文观测站完成了首个日冕仪的建设。2017年，中国完成了丽江日冕仪高海拔实验基地的建设。2018年10月22日，中国自主研制的日冕仪样机在丽江日冕仪高海拔试验基地观测到日冕，并获得绿线日冕图像！2021年，由中国自主研发的白光日冕仪在稻城县的无名山成功获得日冕白光像！2023年4月24日，日地连线L1拉格朗日点附近DSCOVR卫星监测到ICME所驱动的激波和鞘区及本体，中科院计算出此次日冕物质抛射共造成4月24日发生两次GMC事件（地球磁层顶穿越地球同步轨道）。

帕克探测器必须始终将其隔热罩对准太阳（图源：NASA）