什么是日冕他是怎样形成的

发布网友发布时间：2024-09-05 10:40

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热心网友时间：2024-10-04 07:16

日冕是太阳大气的最外层，它扩展到几倍太阳半径，尽管物质极为稀薄，但温度却极高，通常在百万度量级。主要由质子、高度电离的离子和自由电子组成，这部分区域非常透明。由于日冕的可见光辐射仅占光球辐射的约1/1000000，它通常不可见，只有在日全食时才能被裸眼观察到。1931年，法国天文学家李奥在望远镜物镜前放置了一个略大于月球的遮挡圆片，以人为地产生日全食效果，并通过这种方式拍摄二次像，从而发明了日冕仪。在高山上的良好天气条件下，可以利用这种仪器观测到日冕。随着航天时代的发展，新型日冕仪被设计出来，并放置在航天器上，以便更有效地观测日冕。
太阳活动极大期时，日冕形态近似圆形；而在活动极小期，它呈现椭圆形，赤道区域的延展程度比两极区域更大。日冕的外部逐渐变暗，延展至5R⊙（太阳半径）以上，但并没有一个明确的边界。日冕的照片显示出复杂的结构，其中显著的亮带被称为“冕旒”或“冕流”，它们有时底部呈盔状，并在日珥上方常有较暗的冕穴。冕旒可以持续几个太阳自转周期。
“日冕射线”是另一种细长的亮带，尤其在太阳活动极小期，这些射线尤为显著且数量众多。有些射线呈羽毛状从极区散开，被称为极羽，它们的分布类似于长条形磁极附近的磁力线。细的射线宽度约为1″，而粗的可达20″以上，长度可达1100″（约1.1R⊙）以上，寿命大约为15小时。“冕环”或“冕拱”是亮环状结构，大小通常在1000千米×10000千米范围内，它们的变化周期从几天到几星期不等。
自1957年起，天文学家瓦尔德迈尔便注意到日冕存在暗区。之前曾提出太阳上可能存在所谓的M区，该区域的粒子流可能导致地磁扰动，但直到1974年，“天空实验室”拍摄的X射线太阳图像才清晰地揭示出，日冕中的暗区——“冕洞”才是粒子流的真正来源，而非M区。冕洞是日冕中温度和密度较低的区域，也是单极、开放的较弱磁场区，允许高速的太阳风粒子流出。冕洞主要分为三种类型：极区冕洞、延展冕洞和孤立冕洞。冕洞在太阳活动极小期时更大，寿命也更长，有时甚至超过10个太阳自转周期，而小冕洞的寿命大约为1个太阳自转周期。
在X射线太阳（日冕）图像上，可以看到一些亮斑，大小在20″～30″之间，寿命为2～48小时，每天可能出现约2000个这样的亮斑。这些亮斑通常出现在较小的偶极磁区。日冕中还经常发生激烈的运动，表现为环状、泡状、云状等增亮结构，以每秒300～1000千米的速度向外运动，这些现象被称为“日冕物质抛射（CMES）”。一次CMES事件可以抛射10^12～10^13千克的物质，能量在10^23～10^25焦耳之间。这些事件通常与耀斑或爆发日珥同时发生。
日冕的光学辐射包括三种成分：K冕、E冕或L冕、F冕或内黄道光。日冕内部主要有三种能量损耗方式：辐射耗能、向下的热传导耗能、向外的太阳风和向下流入色球的物质流耗能。为了维持日冕的高温，必须有能量输入机制来补偿这些能量损耗，但目前关于这一机制仍存在争议。近年来，磁加热作用受到了更多的关注，它可能占日冕加热的大部分。尽管太阳活动的各种现象出现在不同的区域且性质各异，但它们之间存在某种联系，常常表现为群发性，显示出太阳活动具有一定的周期性，最明显的是大约11年和22年的周期。太阳活动区是太阳活动频繁出现的区域，也常有一些强烈的活动中心。这些活动区有时会集中形成“活动复合体”。