日冕现象（日冕现象主要是有光的什么引起的）

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太阳出现日冕现象的原因有哪些？

     太阳日冕高温的原因：极端环境下高能粒子动量不守恒。

     日冕是太阳大气最外层（其内部分别为光球层和色球层），厚度达到几百万公里以上。日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为10-15m3。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层还要弱。 日冕可分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕（以上距离均从日心算起）。

     阶段A，在太阳强大的重力场和大气压力下，粒子体很稳定，但同样粒子体，其总能量却比游离在无任何星体空间中粒子体大。阶段B，粒子体开始变的不稳定。阶段C，重力场有效影响范围之外，不稳定的粒子体将会溢出多余的能量以适应新的环境。而溢出的能量是各种电磁波，还有一些其它的带电粒子。粒子体的总能量变小，速度和活跃度变大。这也就形成了温度高达100万度的太阳日冕。  粒子的这种非衰变而产生的质量变化，可能在一些高密度质量的星体或者早期宇宙中普遍存在。而这个过程，可以用海底的气泡形容。几千米深的海底，冒出一个气泡。刚开始的时候因为海底的水压很高，气泡很小。但随着气泡往升的距离越靠近水面，海水的压力就越小，气泡就开始膨胀或者溢出几个新的泡泡，以达到稳定的状态(见气泡示意图）。从太阳溢出的高能粒子也是一样。

日冕现象是怎样形成的 日冕现象的形成是怎样的

1、日冕是一种自然现象，是指太阳大气的最外层厚度达到几百万公里以上。色球层之外为日冕层，它温度极高。日冕，是由很稀薄的完全电离的等离子体组成，其中主要是质子、高度电离的离子和高速的自由电子。

2、日冕可以分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半径到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕。日冕的温度有100万摄氏度，粒子数密度为1015/m3。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。

3、日冕的形状同太阳活动有关。在太阳活动极大年，日冕接近圆形，而在太阳宁静年则比较扁，赤道区较为延伸。日冕直径大致等于太阳视圆面直径的1.5～3倍以上。

日冕(自然现象)详细资料大全

日冕是太阳大气的最外层（其内部分别为色球层和光球层），厚度达到几百万公里以上。色球层之外为日冕层，它温度极高，日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为10 15 /m 3 。

日冕上有冕洞，而冕洞是太阳风的风源。日冕只有在日全食时或通过日冕仪才能看到，其形状随太阳活动大小而变化。在太阳活动极大年，日冕的形状接近圆形，而在太阳活动极小年则呈椭圆形。

基本介绍

中文名 ：日冕 外文名 ：solar corona 结构 ：内冕、中冕和外冕3层 观测 ：日全食时或用日冕仪才能看到 组成,形状结构,形状,结构,观测,辐射,温度,磁场扰动,科研成果, 组成 日冕是太阳大气的最外层，从色球边缘向外延伸到几个太阳半径处，甚至更远。分内冕、中冕和外冕，内冕只延伸到离太阳表面约1.3倍太阳半径处；外冕则可达到几个太阳半径，甚至更远。日冕由很稀薄的完全电离的电浆组成，其中主要是质子、高度电离的离子和高速的自由电子。 日冕可分为内冕、中冕和外冕3层。内冕从色球顶部延伸到1.3倍太阳半径处；中冕从1.3倍太阳半迳到2.3倍太阳半径，也有人把2.3倍太阳半径以内统称内冕。大于2.3倍太阳半径处称为外冕（以上距离均从日心算起）。广义的日冕可包括太阳风所能达到的范围。 日冕温度有100万摄氏度，粒子数密度为10 15 /m 3 。在高温下，氢、氦等原子已经被电离成带正电的质子、氦原子核和带负电的自由电子等。这些带电粒子运动速度极快，以致不断有带电的粒子挣脱太阳的引力束缚，射向太阳的外围。形成太阳风。日冕发出的光比色球层的还要弱。 日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子(电浆)组成。其物质密度小于2×10 -12 千克/米 3 ，温度高达1.5×10 6 ～2.5×10 6 K。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱且处于非局部热动平衡状态，除了可见光辐射外，还有射电辐射，X射线，紫外、远紫外辐射和高度电离的离子的发射线(即日冕禁线)。 白光日冕有3个分量：① K冕。在 2.3太阳半径以内，由自由电子散射光球的连续光谱。②F冕。在2.3太阳半径以外，起源于黄道面内行星际尘埃粒子散射光球的光，它的光谱中有夫琅和费线，F冕又称为“内黄道光”。③ E冕。又称L冕，是日冕气体离子发射线的光。日冕的磁场强度约1/10000～1/100特斯拉，随距日面距离的增加而减小。 形状结构 形状 日冕的形状同太阳活动有关。在太阳活动极大年，日冕接近圆形，而在太阳宁静年则比较扁，赤道区较为延伸。日冕直径大致等于太阳视圆面直径的1.5～3倍以上。（见日冕周期变化）。 日冕（图1） 结构 日冕的精细结构有：冕流和极羽、冕洞、日冕凝聚区等。日冕的结构一般随时间缓慢地变化。人们认为，观测到的不同结构可能是同一结构在不同时期的表象。 观测 通过X射线或远紫外线照片，可以看到日冕中有大片不规则的暗黑区域，这称为冕洞。 日冕辐射的波段范围很广，从X射线、可见光到波长很长的射电波，因此必须采用不同的仪器进行观测。 在1931年发明日冕仪以前，人们只能在日全食时观测到日冕，因为它的亮度仅为[[光球]]的百万分之一左右,约相当于满月的亮度。在平时,地面上大气的散射光和观测仪器的散射光，会大大超过日冕本身的亮度而将它淹没。日全食时太阳光球被月球遮住，大气和仪器的散射光随之减弱，这样就能很方便地观测到日冕。尽管日全食的机会不多，天文工作者仍作很大努力把仪器装备运到发生日全食的地点去从事观测，这是因为有一些观测（如验证爱因斯坦相对论和研究外冕等）只能在日全食时进行。平时要观测日冕，必须使用能最大限度地消除仪器散射光的日冕仪。为了克服大气散射光的影响，必须把日冕仪安置在高山上。不过用日冕仪也只能观测到内冕，而且只能得到白光日冕的部分信息。由于空间探测事业的发展，人们已将日冕仪放在火箭、轨道天文台或天空实验室上进行大气外观测。这样，不仅可以观测日冕的可见光波段，而且可以对紫外、远紫外和X射线辐射进行探测,同时也能在行星际空间对太阳风取样。有几个射电波段的辐射能够透过地球大气层，所以在地面上可用射电望远镜对日冕作常规的观测（见太阳射电）。 1868 年，法国天文学家皮埃尔J．C．詹森在印度对一次日食进行观测时，曾对日冕谱线进行了记录，并将记录寄给了英国天文学家约瑟夫诺曼洛克伊尔，他是一位公认的光谱学专家。通过认真的研究，洛克伊尔认为这些谱线意味着在太阳大气中存在一种未知的新元素，他将其命名为“氦”，这个称谓在希腊语中意思是“太阳”， 也就是“太阳中含有的元素”的意思。不过，这论断没过多久就被推翻了。 1895 年，苏格兰化学家威廉姆雷姆塞发现在地球上同样存在“氦”。而“氦”是已知的唯一一种更先被发现于地球以外的天体上的元素。 1931 年，法国天文学家博纳德弗第南德李奥特发明了日冕仪，这一发明使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。在这一仪器的帮助下，我们最终发现日冕是太阳的一部分。当时，人们在对日冕进行研究时发现，日冕产生的谱线并不属于光谱中的某一范围。 日冕还产生其他一些奇特的谱线，但这并不意味日冕中还存在什么未知的元素。反之，这些谱线说明日冕中所含元素的原子中都含有不同数量的电子，而在高温条件下，某些电子将脱离原子的束缚。1942 年，瑞典物理学家本杰特爱德兰认为日冕中的某些特殊谱线是铁、碳和镍原子在失去电子的情况下产生的。 日冕并没有突出的边缘，而是不断延伸，逐渐与整个太阳系融为一体，并在延伸的过程中逐渐减弱，直至对行星的运动无法构成任何可观的影响为止。太阳蕴含的热量将驱使带电粒子沿不同方向向太阳外部迸射，美国物理学家尤金纽曼巴克尔于1959 年时曾经对此做出预言。 1962 年，“水手-2 号”探测器升至太空抵达金星时所探测到的结果验证了这个预言。这种带电粒子的迸射被人们称为“太阳风”，其速度为400—700 公里/秒。“太阳风”的作用使各彗星的尾部均指向背离太阳的方向。同时，构成“太阳风”的带电粒子还会不断撞击各个行星，而且如果行星上具有南北极（正如地球上那样），那么带电粒子将由其北极向南极运动。 二十世纪70年代的 空间探测器观测发现，日冕中有大片形状不规则的 黑暗区域，称为冕洞。冕洞是日冕的 低温、低密度区，大致可分为3种：极区冕洞、孤立冕洞和延伸冕洞。极区冕洞经常存在南北极区，孤立的 中低纬冕洞尺度较小，从极区向赤道发展延伸的 冕洞寿命较长，是高速太阳风的 重要源泉。当太阳上有强烈X射线耀斑爆发和日冕物质抛射时，部分强大的 等离子流飞达地球附近，往往引起很大的 磁暴与强烈的 极光，同时也发生电离层骚扰，影响地球短波通讯和卫星 通讯。地球两极则会出现千姿百态的 美丽极光。 2015年1月1日，美国宇航局太阳动力学观测卫星大气成像组件拍摄到了太阳上的一个神秘现象——一片巨大的“黑洞”出现在太阳的南极区域，几乎覆盖了太阳的1/4。科学家表示，这片黑洞是一个巨大的日冕洞，它是太阳日冕层的一块黑暗、低密度区域。在远紫外光的照射下，它看起来黯淡无光，仿佛是深入太阳中心的黑色深渊。 日冕洞 虽然从卫星图像上来看，日冕洞并没有太阳活动，但实际上它释放著猛烈的太阳风暴，并以500英里/秒的速度喷涌太阳粒子，是别处太阳风速度的3倍。科学家仍在研究造成日冕洞的具体原因，但它似乎与磁场活动增强的区域有关。NASA表示，日冕洞是太阳目前最显著的特征之一。NASA还表示，“由于日冕洞位于太阳最南边，太阳风对地球上的人类产生影响的可能性不大。” 2015年5月，美国宇航局公布太阳表面壮观的日冕环，太阳动力学天文台搭载的大气成像组件负责拍摄太阳大气层。它在不同波段进行拍摄，每十秒钟收集十张不同波长的成像数据，以揭示太阳表面变化和内部变化之间的联系。图中的冕环非常清晰，蓝 *** 域和黄 *** 域分别表示磁场的两极，下面还覆盖叠加了日球层磁场观测仪观察到的磁场数据。 辐射 辐射 日冕的辐射是在非局部热动平衡状态下产生的，有以下几种情况：①日冕气体中的自由电子散射光球辐射，即白光日冕。②电子在热运动中同质子、α 粒子以及各种重离子碰撞时，产生轫致辐射。③处于亚稳态的离子的禁戒跃迁，是日冕禁线的来源。④当电子在磁场中运动时，产生回旋加速辐射或同步加速辐射。这种过程对于产生日冕的较长波长（如射电波）的辐射是相当重要的。⑤在日冕电浆的静电振荡和阿尔文波等过程中也产生辐射。　日冕的可见光波段的连续辐射是日冕物质散射光球的连续辐射的结果，因而日冕连续光谱的能量分布与光球很相似。白光日冕的光可分为:K日冕、F日冕、E日冕（有时称L日冕）。太阳光谱的远紫外线和X射线主要是在日冕中产生的。光球温度较低，在这两个波段的辐射远没有日冕强。为了不受光球辐射的干扰，常用远紫外线及X射线这两个波段来拍日冕像。图4表示用X射线拍到的日冕像。把可见波段的单色像同远紫外线和X射线等单色像作比较，便可研究太阳大气不同层次的物理状态（见太阳单色像）。 射电辐射 宁静日冕射电辐射在一些方面与日冕X射线相类似，二者虽然只占太阳总辐射能的很小部分，却能提供相当数量的信息。对于X射线有很大意义的轫致辐射，对射电谱也很重要;用射电波与X射线一样能直接观测日冕的射电辐射而不受光球辐射的干扰。通过光谱分析得出日冕的e="3"日冕的电子密度和运动温度。 温度 日冕的温度非常高，可达200万度。令人不可思议的是，离太阳中心最近的光球，温度是几千度。稍远些的色球，温度从上万度到几万度。而距离太阳中心最远的日冕，温度竟然高达上百万度。这一反常的现象意味着什么，科学家们还未找到合理的解释。 冕的温度很高，其数值达百万数量级，这并非臆想，而是以日冕发射的高能量X射线为依据的。不过，这种超高温仅仅集中在日冕的个别原子中。而且这些原子广泛分布于整个日冕中，其热量总和并非高。 观测表明，太阳大气的温度具有反常的分布，即从光球的5,770K慢慢降到光球顶部(光球与色球交界处)的4,600K，然后缓慢上升到光球之上约2,000公里处的几万度，再向上延伸约1,000公里形成了色球-日冕过渡层，温度陡升至几十万度，到达低日冕区已是百万度以上的高温区了。究竟是什么原因造成这种反常增温，仍是太阳物理学中多年来未解决的最重要问题之一。在过去数十年中对过渡层和日冕反常高温的原因进行了许多研究。声波加热机制、激波加热机制、阿尔文波加热机制、波与粒子的非共振湍动加热机制都曾被提出过，但是这方面的理论研究仍处于探索阶段。 日冕高温成因与高能粒子动量不守恒有关 动量守恒定律：基础物理学中对于动量守恒，有严格的条件要求。其前提条件是，系统对象必须是刚体，并且系统不受外力。松散的系统，如棉花团之间就不适合动量守恒原理。同样，高能粒子在一些极端物理环境下，也不会严格遵循动量守恒原理。就像棉花团吸收动能一样，在强大引力场和极端高压环境下，高能粒子内部系统也会吸收额外的能量以保证其系统在极端环境中的稳定。 在宇宙粒子演化中，可能会存在这种现象。一个在某个空间中高速游离的某种高能粒子体A，它是属于那种能量满载并且可能随时溢出电子或者光子的高能粒子体，其能量的承载远远超出它稳定期的状态。但是，最后这个高能粒子体A并没有溢出任何的能量，而是转化成其它种类的粒子体B，而这个新的粒子B能稳定存在于其当下的环境中。 我们可以看到，整个转变过程，总体的能量是没有变化的。而粒子A变成粒子B，最明显的变化就是质量变化。从粒子A的高能随时溢射状态，转变成稳定的粒子B。在凝聚的过程，粒子A的速度在转变成粒子B后的速度变小。从以下动能公式我们可以简单得到结论。（见示意图） (注意：粒子A、B只是概念符号，其粒子本身在过程中，可能并没有变成其他粒子，只是在质量或者速度上发生了变化。) 这种情况无法再用动量守恒作为解决方法了。而这种粒子转化，可能需要在某些特殊环境中才能实现。但是，正是这种粒子转化的原理，却可以为我们提供一个运动力学的研究方向。我们通常研究的宇宙空间环境是比较稳定的。我们所有的推想假设都是在理想环境中。而这种怪异的现象，可能在我们对于已经稳定中的宇宙空间环境或者平稳的实验室里无法观察到。 从非动量守恒的公式，我能估想到阳日冕层的可高达100万高温的可能成因。从太阳上抛射出来的高能粒子，在离开太阳的一定引力和压力有效区后，高能粒子可能有经历质量变小速度变大的过程，致而该区域的粒子变的相当活跃。（见示意图） 粒子的这种非衰变而产生的质量变化，可能在一些高密度质量的星体或者早期宇宙中普遍存在。而这个过程，可以用海底的气泡形容。几千米深的海底，冒出一个气泡。刚开始的时候因为海底的水压很高，气泡很小。但随着气泡往升的距离越靠近水面，海水的压力就越小，气泡就开始膨胀或者溢出几个新的泡泡，以达到稳定的状态(见气泡示意图）。从太阳溢出的高能粒子也是一样的。（此猜想来自《星际之门-空间飞行器超光速原理》韩统义著） 磁场扰动 从磁流体力学观点来看，太阳大气中的磁场应是一个统一的整体，即日冕磁场同光球磁场和色球磁场是密切相关的。在日冕照片上所看到的日冕大尺度非均匀结构：冕流、极羽、凝聚区和盔状物等大多是日冕磁场的不均匀分布引起的。例如，两极的羽状物很像磁石两极附近的铁屑花样， 这曾被用来推算日冕的偶极场。但是，与光球场和色球场不同，由于观测上的困难，很难由测量谱线的塞曼裂距直接求出日冕的磁场（见塞曼效应），因而只能用间接的观测方法或理论计算来求。如今广泛采用由光球磁场计算日冕磁场的方法，因为光球磁场可以比较准确地测定，而且每天都有记录。假设低日冕区磁场是无力场，并且是无电流场，利用观测的光球磁场资料作为边界条件来解无电流场方程，就可得到日冕磁场的强度和方向。1968年纽科克等首先进行这方面的研究，他们把计算出来的日冕磁场结构与日冕的形状作比较，结果相当满意。研究结果表明，日冕的磁场强度在1～100高斯范围内，随距日面的距离的增大而减小。在一个天文单位处由空间直接测量得的行星际磁场平均约为5×10 -5 高斯，具有阿基米德螺旋线的磁结构。在太阳活动强烈时，与活动客体共生的日冕局部磁场的强度要大得多，这时行星际磁场的强度也有较大的增加。日冕磁场结构有两种：一种是封闭式的场结构，其对应的光学结构是盔状冕流；另一种是开放式结构，其对应物是冕洞。而与耀斑共生的局部扰动区域，则常常是部分开放、部分封闭的场结构。 日冕或其中某一部分在短时间内会出现扰动，这种扰动表现为在几秒到一小时内对物质运动、粒子加速、日冕密度和温度变化的影响。日冕扰动可分三类：①长期扰动，时间为几天到几个月，表现为日冕结构的变化被大尺度光球磁场的变化所控制。长期扰动控制着太阳风和行星际磁场。②快速扰动，时间从几分钟到几小时。表现为可见光、射电连续辐射和软X射线辐射的增强。快速扰动引起强烈的行星际激波。③脉冲扰动，时间在几秒以下。表现为射电爆发和硬 X射线爆发。有这种扰动时，发生粒子加速过程和非热辐射（见太阳射电爆发和太阳脉冲式硬X射线爆发）。 日冕扰动的研究同太阳其他活动和行星际扰动的研究有关。这方面的研究工作如今十分活跃。 科研成果 据国外媒体报导，美国宇航局计画2018年7月31日发射最新探测器，它将以前所未有的近距离接近太阳。这项太空计画叫做“太阳探测器附加任务(Solar Probe Plus)”，将对太阳日冕层进行4项实验，研究太阳风和太阳表面释放的能量粒子。 在近距离接近太阳期间，探测器与太阳的最近距离为611万公里，其外部温度将达到1399摄氏度。据悉，按原定计画，这枚探测器将在2018年7月31日于佛罗里达州卡纳维拉尔角空军基地由三角洲4号重型火箭携载发射升空，发射时间视窗开启20天。 长期以来，科学家期望发射探测器穿过太阳日冕层(太阳大气最外层)，更好地理解太阳风以及进入太阳系的物质。太阳探测器附加任务的主要科学任务是跟踪太阳能量流动，以及理解太阳日冕的加热，探索加促太阳风和能量粒子活动的物理原理。

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