日冕現象(日冕現象是怎樣形成的)

日冕現象是怎樣形成的 日冕現象的形成是怎樣的

1、日冕是一種自然現象，是指太陽大氣的最外層厚度達到幾百萬公里以上。色球層之外為日冕層，它溫度極高。日冕，是由很稀薄的完全電離的等離子體組成，其中主要是質子、高度電離的離子和高速的自由電子。

2、日冕可以分為內冕、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倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大于2.3倍太陽半徑處稱為外冕。日冕的溫度有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。

3、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。日冕直徑大致等于太陽視圓面直徑的1.5～3倍以上。

日冕是什么樣的天文現象

日冕是太陽大氣的最外層（其內部分別為光球層和色球層），厚度達到幾百萬公里以上。日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為1015m^3。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倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕，大于2.3倍太陽半徑處稱為外冕。
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。日冕直徑大致等于太陽視圓面直徑的1.5～3倍以上。（見日冕周期變化）。

精細結構
日冕的精細結構有：冕流和極羽、冕洞、日冕凝聚區等。日冕的結構一般隨時間緩慢地變化。人們認為，觀測到的不同結構可能是同一結構在不同時期的表象。

太陽出現日冕現象的原因有哪些？

太陽日冕高溫的原因：極端環境下高能粒子動量不守恒。

日冕是太陽大氣最外層（其內部分別為光球層和色球層），厚度達到幾百萬公里以上。日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為10-15m3。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，射向太陽外圍。形成太陽風。日冕發出的光比色球層還要弱。 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倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大于2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。

階段A，在太陽強大的重力場和大氣壓力下，粒子體很穩定，但同樣粒子體，其總能量卻比游離在無任何星體空間中粒子體大。階段B，粒子體開始變的不穩定。階段C，重力場有效影響范圍之外，不穩定的粒子體將會溢出多余的能量以適應新的環境。而溢出的能量是各種電磁波，還有一些其它的帶電粒子。粒子體的總能量變小，速度和活躍度變大。這也就形成了溫度高達100萬度的太陽日冕。 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。

什么是日冕，日冕有什么特點

通常情況下，我們用肉眼或者用觀測濾片是看不見日冕的。日冕只能在日全食時候才能觀察到。日冕的溫度最高可以達到200萬攝氏度，比太陽表面5000~10000攝氏度的溫度高出幾百倍。據科學家最新研究發現，日冕的成因是太陽上粒子的動量不守恒造成的。太陽上的粒子被太陽引力場壓縮，質子、中子之間，甚至夸克之間的距離被壓縮，充滿了斥力。一旦被拋射脫離太陽力場的有效范圍，斥力馬上就會釋放，因此導致該區域溫度變的極高。

什么是日冕？

日冕，一種自然現象，是指太陽大氣的最外層（其內部分別為色球層和光球層），厚度達到幾百萬公里以上。色球層之外為日冕層，它溫度極高，日冕溫度有100萬攝氏度，粒子數密度為1015/m3。

日冕上有冕洞，而冕洞是太陽風的風源。日冕只有在日全食時或通過日冕儀才能看到[1]，其形狀隨太陽活動大小而變化。在太陽活動極大年，日冕的形狀接近圓形，而在太陽活動極小年則呈橢圓形。

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等離子體組成，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。[2]

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倍太陽半徑到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大于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范圍。

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。

日冕是什么？

當發生日全食時，月亮會在太陽表面投下一個被灰藍色光環圍繞著的圓盤狀陰影，這一灰藍色的圓環即稱為日冕，它常被描述成異常絢麗的飄帶。起初，天文學家們還無法確定這種燦爛的光芒到底是來自太陽還是月亮，但他們很快就找到了答案，即來自太陽。

所謂“日冕”的光芒實際上來自于太陽的外部大氣層，其亮度只有太陽本身的百萬分之一，因此只能在發生日食時才能被看到。日冕產生的光輝只有整個月球反射太陽光的一半，在發生日食時，正是日冕發出的光芒才未使整個世界陷入一片黑暗。

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，日冕產生的譜線并不屬于光譜中的某一范圍。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，并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，這個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”是已知的惟一一種最先被發現于地球以外的天體上的元素。

日冕還產生其他一些奇特的譜線，但這并不意味日冕中還存在什么未知的元素。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，瑞典物理學家本杰特·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。日冕的溫度很高，其數值達百萬數量級，這并非臆想，而是以日冕發射的高能量X射線為依據的。

日冕并沒有突出的邊緣，而是不斷延伸，逐漸與整個太陽系融為一體，并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·巴克爾于1959年時曾經對此作出預言。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”的作用使各個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。

1958年，以美國物理學家詹姆斯·奧福瑞德·萬·奧蘭領導的一個研究機構發射了一顆科學衛星，并利用它最先發現了地球附近來自太陽的帶電粒子。最初，這些帶電粒子被稱作“萬·奧蘭帶”，就是現在所說的“磁球”。人們一度認為這些“帶子”會給航天工作帶來干擾，但后來發現并不是這樣。

這些帶電粒子于地球兩極附近泄漏到地球大氣層里，并通過與地球上的各種分子相互作用產生極為絢麗的極光現象，根據地點不同在北極出現北極光，在南極出現南極光。