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1015m3。今天和大家分享一下日冕层资料大全，一起来了解一下吧。

　　日冕的组成

　　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1015m3。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(等离子体)组成。其物质密度小于2×10-12千克/米3，温度高达1.5×106～2.5×106K。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。

　　日冕温度

　　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在日冕等离子体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。

　　以上就是关于日冕层资料大全的分享，希望能够帮助到你。

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