概述
日冕在高溫下，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。
內冕從色球頂部延伸到1.3倍太陽半徑處；中冕從1.3倍太陽半逕到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大於2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。廣義的日冕可包括地球軌道以內的範圍。
日冕只有在日全食時或使用日冕望遠鏡才能看到，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。
通過X射線或遠紫外線照片，可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域，這稱為冕洞。
組成
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0.3R嫯處；外冕則可達到幾個R嫯，甚至更遠。日冕由很稀薄的完全電離的電漿組成，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倍太陽半逕到2.3倍太陽半徑，也有人把2.3倍太陽半徑以內統稱內冕。大於2.3倍太陽半徑處稱為外冕（以上距離均從日心算起）。廣義的日冕可包括地球軌道以內的範圍。
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
日冕(12張)
日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(電漿)組成。其物質密度小於2×10-12千克/米3，溫度高達1.5×106～2.5×106K。由於日冕的高溫低密度，使它的輻射很弱且處於非局部熱動平衡狀態，除了可見光輻射外，還有射電輻射，X射線，紫外、遠紫外輻射和高度電離的離子的發射線(即日冕禁線)。
白光日冕有3個分量：①K冕。在2.3太陽半徑以內，由自由電子散射光球的連續光譜。②F冕。在2.3太陽半徑以外，起源於黃道面內行星際塵埃粒子散射光球的光，它的光譜中有夫琅和費線，F冕又稱為“內黃道光”。③E冕。又稱L冕，是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1/10000～1/100特斯拉，隨距日面距離的增加而減小。
組成結構
日全食期間拍到的日冕形狀隨太陽活動大小而變化。可人為地分為內冕 、中冕和外冕3 層 。
內冕
內冕從色球頂部延伸到1.3太陽半徑處；中冕從1.3太陽半逕到2.3 太陽半徑，也有人把2.3 太陽半徑以內統稱內冕。
日冕
廣義的日冕可包括地球軌道以內的範圍。日冕主要由高速自由電子、質子及高度電離的離子(電漿)組成 。其物質密度小於 2×10-12 千克／米3，溫度高達 1.5 × 106～2.5 ×106K 。由於日冕的高溫低密度，使它的輻射很弱且處於非局部熱動平衡狀態，除了可見光輻射外，還有射電輻射，X射線 ，紫外、遠紫外輻射和高度電離的離子的發射線(即日冕禁線)。
白光日冕有3個分量：① K冕。在 2.3太陽半徑以內，由自由電子散射光球的連續光譜。②F冕。在2.3太陽半徑以外，起源於黃道面內行星際塵埃粒子散射光球的光，它的光譜中有夫琅和費線，F冕又稱為“內黃道光”。③ E冕。又稱L冕，是日冕氣體離子發射線的光。日冕的磁場強度約1／10000～1／100特斯拉，隨距日面距離的增加而減小。
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。日冕直徑大致等於太陽視圓面直徑的1.5～3倍以上。
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。
外冕
大於2.3太陽半徑處稱為外冕(以上距離均從日心起算)。
變化特徵
日冕日冕只有在日全食時才能看到，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。通過X射線或遠紫外線照片，可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域，這稱為冕洞。
日冕輻射的波段範圍很廣，從X射線、可見光到波長很長的射電波，因此必須採用不同的儀器進行觀測。在1931年發明日冕儀以前，人們只能在日全食時觀測到日冕，因為它的亮度僅為光球的百萬分之一左右，約相當於滿月的亮度。在平時地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光，會大大超過日冕本身的亮度而將它淹沒。
日冕擾動
日冕或其中某一部分在短時間內會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時內對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制。長期擾動控制著太陽風和行星際磁場。②快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時。表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈衝擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬 X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈衝式硬X射線爆發）。
太陽大氣的溫度具有反常的分布，即從光球的5770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4600K，然後緩慢上升到光球之上約2000公里處的幾萬度，再向上延伸約1000公里形成了色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區了。
太陽活動
日冕噴射2011年11月3日太陽表面噴射出一個巨大的耀斑，達到X1.9級，是有史以來觀測到的規模最大的太陽風暴之一，此次太陽耀斑觀測到的一個巨型太陽黑子爆發後出現。這一次的太陽黑子同樣是近年來觀測到的最大黑子之一，此次太陽耀斑能量巨大，大約45分鐘後，地球上的通訊受到干擾，太陽耀斑開始於格林威治標準時間晚上8點27分，將對地球上的部分無線電通訊造成干擾。
輻射
輻射日冕的輻射是在非局部熱動平衡狀態下產生的，有以下幾種情況：①日冕氣體中的自由電子散射光球輻射，即白光日冕。②電子在熱運動中同質子、α粒子以及各種重離子碰撞時，產生軔致輻射。③處於亞穩態的離子的禁戒躍遷，是日冕禁線的來源。④當電子在磁場中運動時，產生回旋加速輻射或同步加速輻射。這種過程對於產生日冕的較長波長（如射電波）的輻射是相當重要的。⑤在日冕等離子體的靜電振盪和阿爾文波等過程中也產生輻射。 日冕的可見光波段的連續輻射是日冕物質散射光球的連續輻射的結果，因而日冕連續光譜的能量分布與光球很相似。白光日冕的光可分為:K日冕、F日冕、E日冕（有時稱L日冕）。太陽光譜的遠紫外線和X射線主要是在日冕中產生的。光球溫度較低，在這兩個波段的輻射遠沒有日冕強。為了不受光球輻射的干擾，常用遠紫外線及X射線這兩個波段來拍日冕像。圖4表示用X射線拍到的日冕像。把可見波段的單色像同遠紫外線和X射線等單色像作比較，便可研究太陽大氣不同層次的物理狀態（見太陽單色像）。
射電輻射
寧靜日冕射電輻射在一些方面與日冕X射線相類似，二者雖然只占太陽總輻射能的很小部分，卻能提供相當數量的信息。對於X射線有很大意義的軔致輻射，對射電譜也很重要;用射電波與X射線一樣能直接觀測日冕的射電輻射而不受光球輻射的干擾。通過光譜分析得出日冕的e="3"<日冕的電子密度和運動溫度。
熱導率粒子速度
日冕的熱導率十分高,粒子速度很大,這就使得日冕處於近似等溫狀態。總結不同學者的研究結果，可知日冕溫度約1.5×106K，太陽活動極大時可達2.5×106K，在遠離太陽的區域溫度緩慢下降。通過太陽射電觀測，也得到同樣的數值。
溫度
日冕的溫度非常高，可達200萬度。令人不可思議的是，離太陽中心最近的光球，溫度是幾千度。稍遠些的色球，溫度從上萬度到幾萬度。而距離太陽中心最遠的日冕，溫度竟然高達百萬度。這一反常的現象意味著什麼，科學家們還未找到合理的解釋。冕的溫度很高，其數值達百萬數量級，這並非臆想，而是以日冕發射的高能量X射線為依據的。不過，這種超高溫僅僅集中在日冕的個別原子中。而且這些原子廣泛分布於整個日冕中，其熱量總和並非高。
觀測表明，太陽大氣的溫度具有反常的分布，即從光球的5,770K慢慢降到光球頂部(光球與色球交界處)的4,600K，然後緩慢上升到光球之上約2,000公里處的幾萬度，再向上延伸約1,000公里形成了色球-日冕過渡層，溫度陡升至幾十萬度，到達低日冕區已是百萬度以上的高溫區了。究竟是什麼原因造成這種反常增溫，仍是太陽物理學中多年來未解決的最重要問題之一。在過去數十年中對過渡層和日冕反常高溫的原因進行了許多研究。聲波加熱機制、激波加熱機制、阿爾文波加熱機制、波與粒子的非共振湍動加熱機制都曾被提出過，但是這方面的理論研究仍處於探索階段。
磁場擾動
從磁流體力學觀點來看，太陽大氣中的磁場應是一個統一的整體，即日冕磁場同光球磁場和色球磁場是密切相關
日冕算日冕磁場的方法，因為光球磁場可以比較準確地測定，而且每天都有記錄。假設低日冕區磁場是無力場，並且是無電流場，利用觀測的光球磁場資料作為邊界條件來解無電流場方程，就可得到日冕磁場的強度和方向。1968年紐科克等首先進行這方面的研究，他們把計算出來的日冕磁場結構與日冕的形狀作比較，結果相當滿意。研究結果表明，日冕的磁場強度在1～100高斯範圍內，隨距日面的距離的增大而減小。在一個天文單位處由空間直接測量得的行星際磁場平均約為5×10-5高斯，具有阿基米德螺鏇線的磁結構。在太陽活動強烈時，與活動客體共生的日冕局部磁場的強度要大得多，這時行星際磁場的強度也有較大的增加。日冕磁場結構有兩種：一種是封閉式的場結構，其對應的光學結構是盔狀冕流；另一種是開放式結構，其對應物是冕洞。而與耀斑共生的局部擾動區域，則常常是部分開放、部分封閉的場結構。
日冕或其中某一部分在短時間內會出現擾動，這種擾動表現為在幾秒到一小時內對物質運動、粒子加速、日冕密度和溫度變化的影響。日冕擾動可分三類：①長期擾動，時間為幾天到幾個月，表現為日冕結構的變化被大尺度光球磁場的變化所控制。長期擾動控制著太陽風和行星際磁場。②快速擾動，時間從幾分鐘到幾小時。表現為可見光、射電連續輻射和軟X射線輻射的增強。快速擾動引起強烈的行星際激波。③脈衝擾動，時間在幾秒以下。表現為射電爆發和硬X射線爆發。有這種擾動時，發生粒子加速過程和非熱輻射（見太陽射電爆發和太陽脈衝式硬X射線爆發）。
日冕擾動的研究同太陽其他活動和行星際擾動的研究有關。這方面的研究工作如今十分活躍。
觀測
通過X射線或遠紫外線照片，可以看到日冕中有大片不規則的暗黑區域，這稱為冕洞。日冕輻射的波段範圍很廣，從X射線、可見光到波長很長的射電波，因此必須採用不同的儀器進行觀測。
在1931年發明日冕儀以前，人們只能在日全食時觀測到日冕，因為它的亮度僅為[[光球]]的百萬分之一左右,約相當於滿月的亮度。在平時,地面上大氣的散射光和觀測儀器的散射光，會大大超過日冕本身的亮度而將它淹沒。日全食時太陽光球被月球遮住，大氣和儀器的散射光隨之減弱，這樣就能很方便地觀測到日冕。儘管日全食的機會不多，天文工作者仍作很大努力把儀器裝備運到發生日全食的地點去從事觀測，這是因為有一些觀測（如驗證愛因斯坦相對論和研究外冕等）只能在日全食時進行。平時要觀測日冕，必須使用能最大限度地消除儀器散射光的日冕儀。為了克服大氣散射光的影響，必須把日冕儀安置在高山上。不過用日冕儀也只能觀測到內冕，而且只能得到白光日冕的部分信息。由於空間探測事業的發展，人們已將日冕儀放在火箭、軌道天文台或天空實驗室上進行大氣外觀測。這樣，不僅可以觀測日冕的可見光波段，而且可以對紫外、遠紫外和X射線輻射進行探測,同時也能在行星際空間對太陽風取樣。有幾個射電波段的輻射能夠透過地球大氣層，所以在地面上可用射電望遠鏡對日冕作常規的觀測（見太陽射電）。
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，並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”是已知的唯一一種最先被發現於地球以外的天體上的元素。
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，日冕產生的譜線並不屬於光譜中的某一範圍。
日冕還產生其他一些奇特的譜線，但這並不意味日冕中還存在什麼未知的元素。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，瑞典物理學家本傑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。
日冕並沒有突出的邊緣，而是不斷延伸，逐漸與整個太陽系融為一體，並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可觀的影響為止。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於1959年時曾經對此做出預言。
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。
2015年1月1日，美國宇航局太陽動力學觀測衛星大氣成像組
日冕洞
日冕洞
件拍攝到了太陽上的一個神秘現象——一片巨大的“黑洞”出現在太陽的南極區域，幾乎覆蓋了太陽的1/4。科學家表示，這片黑洞是一個巨大的日冕洞，它是太陽日冕層的一塊黑暗、低密度區域。在遠紫外光的照射下，它看起來黯淡無光，仿佛是深入太陽中心的黑色深淵。
雖然從衛星圖像上來看，日冕洞並沒有太陽活動，但實際上它釋放著猛烈的太陽風暴，並以500英里/秒的速度噴涌太陽粒子，是別處太陽風速度的3倍。科學家仍在研究造成日冕洞的具體原因，但它似乎與磁場活動增強的區域有關。NASA表示，日冕洞是太陽目前最顯著的特徵之一。NASA還表示，“由於日冕洞位於太陽最南邊，太陽風對地球上的人類產生影響的可能性不大。”[1]
2015年5月，美國宇航局公布太陽表面壯觀的日冕環，太陽
動力學天文台搭載的大氣成像組件負責拍攝太陽大氣層。它在不同波段進行拍攝，每十秒鐘收集十張不同波長的成像數據，以揭示太陽表面變化和內部變化之間的聯繫。圖中的冕環非常清晰，藍色區域和黃色區域分別表示磁場的兩極，下面還覆蓋疊加了日球層磁場觀測儀觀察到的磁場數據。
歷史
1931年觀測
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，日冕產生的譜線並不屬於光譜中的某一範圍。1868年觀測
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，並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，這論斷沒過多久就被推翻了。1895年觀測
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”是已知的唯一一種最先被發現於地球以外的天體上的元素。1942年觀測
日冕還產生其他一些奇特的譜線，但這並不意味日冕中還存在什麼未知的元素。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，瑞典物理學家本傑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。1959年觀測
日冕並沒有突出的邊緣，而是不斷延伸，逐漸與整個太陽系融為一體，並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可觀的影響為止。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於1959年時曾經對此做出預言。1962年觀測
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。簡介
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R嫯處，甚至更遠。分內冕和外冕，內冕只延伸到
日冕日冕溫度有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。
基本信息
片名：日冕出品公司：上海鑫華影視傳媒有限公司
類型:國產電視劇
上映年份：2013年
劇情梗概
1937年初，榮譽學成歸國，秉承父親遺願,為復興家業成立了上海華業儲備銀行。中日進入全面戰爭，心懷國讎家恨的榮譽藉助“孤島”,依託上海銀錢業工會和民眾之力量,與日本財界橋本宏一展開了艱苦卓絕的金融貨幣保衛戰。艱難時刻,榮譽得到中共地下黨馮雪兒的鼎力相助,在與以橋本為首的日本侵華經濟戰略部(松機關)抗爭過程中休戚與共，風雨同行。榮譽故舊栗園明子對日本發動侵華戰爭極為不解，因目睹日軍各種暴行後對這場戰爭更是深惡痛絕，轉而暗中幫助榮譽。當她知曉自己是中國人的身世後,毅然加入了反抗日本法西斯的行列，並為此付出生命。最終,榮譽等愛國志士挫敗了日本的陰謀,贏得金融之戰的勝利。日全食呈現的六大天文奇觀
解析太陽風暴之迷
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