日冕现象(日冕现象是怎样形成的)

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。

日冕是什么样的天文现象

日冕是太阳大气的最外层（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1015m^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。
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）。

精细结构
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。

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。

什么是日冕，日冕有什么特点

通常情况下，我们用肉眼或者用观测滤片是看不见日冕的。日冕只能在日全食时候才能观察到。日冕的温度最高可以达到200万摄氏度，比太阳表面5000~10000摄氏度的温度高出几百倍。据科学家最新研究发现，日冕的成因是太阳上粒子的动量不守恒造成的。太阳上的粒子被太阳引力场压缩，质子、中子之间，甚至夸克之间的距离被压缩，充满了斥力。一旦被抛射脱离太阳力场的有效范围，斥力马上就会释放，因此导致该区域温度变的极高。

什么是日冕？

日冕，一种自然现象，是指太阳大气的最外层（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1015/m3。

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[1]，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。

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。日冕温度是太阳表面温度的数百倍。[2]

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）。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。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。

日冕是什么？

当发生日全食时，月亮会在太阳表面投下一个被灰蓝色光环围绕着的圆盘状阴影，这一灰蓝色的圆环即称为日冕，它常被描述成异常绚丽的飘带。起初，天文学家们还无法确定这种灿烂的光芒到底是来自太阳还是月亮，但他们很快就找到了答案，即来自太阳。

所谓“日冕”的光芒实际上来自于太阳的外部大气层，其亮度只有太阳本身的百万分之一，因此只能在发生日食时才能被看到。日冕产生的光辉只有整个月球反射太阳光的一半，在发生日食时，正是日冕发出的光芒才未使整个世界陷入一片黑暗。

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。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，这个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”是已知的惟一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。

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。

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年时曾经对此作出预言。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”的作用使各个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。

1958年，以美国物理学家詹姆斯·奥福瑞德·万·奥兰领导的一个研究机构发射了一颗科学卫星，并利用它最先发现了地球附近来自太阳的带电粒子。最初，这些带电粒子被称作“万·奥兰带”，就是现在所说的“磁球”。人们一度认为这些“带子”会给航天工作带来干扰，但后来发现并不是这样。

这些带电粒子于地球两极附近泄漏到地球大气层里，并通过与地球上的各种分子相互作用产生极为绚丽的极光现象，根据地点不同在北极出现北极光，在南极出现南极光。