日冕是什么 _生活经验

什么叫日冕？【日冕是什么】日冕
日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。
日冕的温度非常高，可达200万度。令人不可思议的是，离太阳中心最远的光球，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，温度竟然高达百万度。这一反常的现象意味着什么，科学家们目前还未找到合理的解释。

什么是日冕？日冕是太阳的外层大气，延展到几倍太阳半径甚至更远，物质极其稀疏，但温度却达百万度，主要由质子、高次电离的离子和自由电子组成，很透明。日冕的可见光辐射仅约光球的1／1000000，因此，平时肉眼看不到日冕，仅在日全食时才能看到。1931年，法国天文学家李奥在望远镜物镜所成日轮像前，用一个略大的遮挡圆片代替月球来人为地产生日全食，再在后面拍摄二次像，研制成日冕仪，在高山良好天气可以观测到日冕。航天时代以来，又设计了新型日冕仪，放在航天器上更有效地观测日冕。在太阳活动极大时期，日冕近似圆形；在活动极小时期，日冕近椭圆形，赤道区比两极区更延展。一般说，日冕外部越来越暗，延展到5R⊙以上，实际没有明确外界。在日冕照片上，可以看到相当复杂的形态结构。很醒目的亮束称为“冕旒（或冕流）”，有的下部呈盔状，底部常有较暗的冕穴位于日珥之上。冕旒可持续几个太阳自转周。“日冕射线”是较细长的亮束。在太阳活动极小时期，射线尤其显著且数目多。有些呈羽毛状从极区散开，故称为极羽，其分布类似于长条形磁极附近的磁力线。细的射线约1″宽，而粗的达超过20″，长度可达1100″（或1.1R⊙）以上，寿命约15小时。“冕环或冕拱”是亮的环状结构，典型大小约1000千米×10000千米，几天到2星期就变化。早在1957年，瓦尔德迈尔（M.Waldmeier）就注意到日轮外的日冕有暗区。过去曾认为太阳上可能存在所谓M区，那里发出的粒子流造成27天周期的地磁扰动，直到1974年，“天空实验室”拍摄的X射线太阳像上，清楚地揭示出，日轮上的暗区——“冕洞”才是这些粒子流的源区，而不再用M区概念。冕洞是日冕的温度和密度较低区，也是单极、开放的较弱磁场区，因而允许高速太阳风粒子流出。冕洞大致可分为极区冕洞、延展冕洞和孤立冕洞3种。单个冕洞占日面总面积的1％～5％，而极区冕洞占6％～10％，冕洞在太阳活动极小期比极大期更大，寿命也更长，有的甚至超过10个太阳自转周，而小冕洞寿命约1个太阳自转周。冕洞的显著特征是刚性自转，一个从南到北跨越纬度范围90°的延展冕洞历经几个太阳自转周也没有明显形态变化。在X射线太阳（日冕）像上有一些亮斑，大小20″～30″，寿命为2～48小时，估计每天可出现约2000个亮斑。X射线亮斑常出现于较小的偶极磁区。日冕常出现激烈运动的瞬变事件，呈环状、泡状、云状等增亮结构，以速度300～1000千米／秒向外运动，发生“日冕物质抛射（CMES）” 。一次事件抛射质量1012～1013千克，能量1023～1025焦，太阳活动极大期每天发生2～3次事件，极小期10天发生1～3次事件。这些事件常跟耀斑或爆发日珥相伴。日冕的光学辐射包含3种成分：①K冕。这是高温日冕的自由电子散射的光球辐射，显示有很强的偏振特性，它是内冕和中冕的主要成分。②E冕或L冕。这是日冕离子的发射线辐射，除了发射线单色辐射显著外，它对白光的贡献很小。③F冕或内黄道光。这是尘埃散射的光球辐射，基本是非偏振的，因而可以用偏振观测与K冕分离，它对内一中冕贡献较小，而对外冕的贡献大。日冕中主要有3种能量损耗：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，总损耗能量为300～1000焦／米2·秒。显然，需要有某些能量输入机制以补偿损耗来维持日冕高温，这就是长期争论而未很好解决的日冕加热问题。近年来更重视磁加热作用，通过电流的欧姆耗散或磁场湮灭释放能量可能占日冕加热的较大部分。各种太阳活动现象出现的区域和性质虽然不同，但它们之间或多或少有一定联系，常表现为群发性，显示太阳活动强弱有某些普遍的“韵律”周期，最明显的是约11年和22年周期。太阳的某些区域经常出现太阳活动现象，因而称为“太阳活动区”，常有某些活动中心出现强烈活动。几个活动区集中而形成“活动复合体” 。浮力把光球下面的磁场托入太阳大气，显露为活动区。太阳活动的白光表现是黑子和光斑，单色光表现是谱斑、网络、耀斑、冕洞和日珥，而日冕表现更显著。
什么是日冕?日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。
日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。
日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。

日冕是什么？及其征兆为什么？日冕是太阳大气的最外层，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。日冕可人为地分为内冕、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。

什么是日冕？日冕的物质非常稀薄，而内冕密度也几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。什么是日冕日全食时，黑暗的太阳外围是一圈银白色的光芒，就像一顶帽子扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围的大气。日冕的范围很大，它的边界离太阳表面约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。所谓“日冕”的光芒，实际上是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。日全食协助人类了解日冕日食，是指月球运行到太阳和地球之间时，在地球表面上月影区域里的人所见到的太阳被月亮遮挡的现象。日食时，地面上位于月影中心区的人，看到的是日全食或日环食，位于月影半影区的人，看到的则是日偏食。壮观的日食在科学研究上意义重大，深受天文爱好者的关注。而人造日食的主要目的就是造出可供观测的日全食，协助我们了解太阳的外层大气——日冕，这个产生巨大环境扰动的温床。人工模仿日食状态日食不是天天都有的，因此科学家们想到模拟日食状态，让望远镜的接收系统来感应和记录日冕的辐射信息。要想模拟日食状态，首先必须设法模仿日食过程，遮挡住太阳光球的强光，还需大量减少地球大气的散射光，从而使日冕辐射由被淹没状态凸显出来。1931年，法国天文学家里奥成功地实现了这一设想，他发明的日冕仪，使人们在阳光普照时也能够对日冕产生的光线进行观测。正是在这一仪器的帮助下，人们发现了日冕是太阳的一部分。
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。
日冕是什么？色球为日冕所包围，后者为一发微光的大气外层。由于这层大气的亮度只有太阳盘的几千分之一，通常它是看见的。百日冕仪发明之前，它只有在全部太阳为月亮遮住时才能看到。当太阳光球被挡住后，日冕就会出现，样子如一带有弧流的银晕，长弧一般见于扰动区的上方，特别胡日珥处。黑子数最少时，日冕沿赤道有长冕流而在两极外光线较短。其状如一磁性球周围的磁力线。当黑子数最多时，带形就会变。这时日冕几成圆形，而冕流则沿盘边均匀分布。过去的相当长的一时间内，日冕光谱中的许多发射线无法与地球上的元素相对应。这些线被认为是由一种地球没有的元素氪所发。进一步的原子研究证明：这些线可由极稀薄的铁、镍和钙蒸气，在极高的温度下发射。现在已知日冕是由等离子态物质所组成，后者是一种高热的浓雾状的带电粒子群。日冕的温度约为2000000K，但不够密集到产生许多热。在日冕中穿行的流星不会像在比日冕冷密的地球大气中那样地被烧掉。一般认为：日冕由太阳光球和色球中的米粒与针状体的运动而受热。这部分能量由下层和日冕中原子的直接碰撞而传递，或者以冲击波形式向外通过色球传至日冕。
什么叫日冕？在日全食时，在淡红色的色球层之外，可以看到包围着圆形月影的银白色晕状物，这就是日冕。它实际上是蔓延在太阳外侧的极稀薄的气体。

什么是日冕，日冕有什么特点。日冕日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。

日冕是什么样的？太阳大气的最外层是日冕层，它的厚度达到几百万公里以上。据测量得出，日冕的温度有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非常快，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。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倍太阳半径的称为外冕（以上距离均从日心算起）。从广义来讲，日冕可包括地球轨道以内的范围。由于日冕的光芒是来自太阳外部的大气层，所以它的亮度只有太阳本身的百万分之一。因此，当日冕发生时，只能在日全食时才能被看到。日冕产生的光辉只有整个月球反射太阳光的一半。所以，当发生日全食时，正是因为有日冕发出的光芒才不会使整个世界陷入一片黑暗。日冕的温度也是非常高的，可达200万度。但是，令人难以置信的是，离太阳中心最近的光球的温度却只有几千度。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，温度竟然高达百万度。对于这一反常的现象意味着什么呢？目前为止，科学浓们也没有找到合理的解释。日食、月食的发生，说明了光在天体中的传播是沿直线进行的。其实，月亮运行到太阳和地球中间并不是每次都能发生日食。因为发生日食也需要满足下列两个条件：第一，日食总是发生在朔日（农历初一）。第二，并不是所有朔日必定发生日食，因为月球运行的轨道（白道）和太阳运行的轨道（黄道）并不在一个平面上。因为在白道平面和黄道平面上有一个5°9′的夹角。如果在朔日，太阳和月球都移到白道和黄道的交点附近，太阳离交点处有一定的角度（日食限），就能发生日食。所以，只有满足这两个条件，才会发生日食。由于月球和地球运行的轨道都不是正圆形，而且太阳、月球与地球之间的距离也时近时远，所以太阳光就极容易被月球遮蔽形成影子。在地球上可分成本影、伪本影（月球距地球较远时形成的）和半影。观测者若处在本影范围内可看到日全食；若处在伪本影范围内即可看到日环食；而处在半影范围内只能看到日偏食。在月球的表面有许多高山，因而月球的边缘是不整齐的。在食既或者生光到来的瞬间，月球边缘的山谷未能完全遮住太阳时，在未遮住的部分就会形成一个发光区，像一颗晶莹的“钻石”；周围淡红色的光圈构成钻戒的“指环”，整体看来，很像一枚镶嵌着璀璨宝石的钻戒，因此人们称它为“钻石环” 。有时也会形成许多特别明亮的光线或光点，好像在太阳周围镶嵌一串珍珠一样，所以人们称其为“贝利珠” 。此外，这个名字的由来也是根据法国天文学家贝利而命名的。由于日偏食、日全食或日环食的时间都很短，所以在地球上能够看到日食的地区就很有限。此外，还有一个原因就是月球比较小，它的本影也比较小而短，因而本影在地球上扫过的范围不广，时间不长。由于月球本影的平均长度（373293公里）要比月球与地球之间的平均距离(384400公里)小，所以就整个地球而言，日环食要比日全食发生的次数要多。
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。

日冕有哪些特征？在日全食发生时，平时看不到的太阳大气层就暴露出来了，它就是日冕。日冕可从太阳色球边缘向外延伸到几个太阳半径处，甚至更远。人们曾形容它像神像上的光圈，它比太阳本身更白，外面的部分带有天穹的蓝色。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子，即等离子体组成。其物质密度小于2×10^-12千克/立方米，温度高达1.5×10^6摄氏度至2.5×10^6摄氏度。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱，并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。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；在太阳活动极小年呈椭圆形；而在太阳宁静年呈扁形，赤道区较为延伸。日冕的直径等于太阳视圆面直径的1.5倍至3倍以上。日冕
日冕有什么特征？在日全食发生时，平时看不到的太阳大气层就暴露出来了，这就是日冕。日冕可从太阳色球边缘向外延伸到几个太阳半径处，甚至更远。人们曾经形容它就像神像上的光圈，它比太阳本身更白，外面的部分带有天穹的蓝色。日冕主要由高速自由电子、质子以及高度电离的离子即等离子体组成。其物质密度小于2×1012千克/立方米，温度高达1.5×106至2.5×106开尔文。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱并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、紫外辐射、远紫外辐射和高度电离的离子的发射线，即日冕禁线。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，在太阳活动极小年呈椭圆形，在太阳宁静年则呈扁形，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至3倍以上。
日冕的特征有哪些？在日全食发生时，平时看不到的太阳大气层就暴露出来了，它就是日冕。日冕可从太阳色球边缘向外延伸到几个太阳半径处，甚至更远。人们曾形容它像神像上的光圈，它比太阳本身更白，外面的部分带有天穹的蓝色。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子，即等离子体组成。其物质密度小于2×10^-12千克/立方米，温度高达1.5×10^6～2.5×10^6K 。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱并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。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，在太阳活动极小年呈椭圆形，而在太阳宁静年呈扁形，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倍至3倍以上。
日冕的特性是什么？日冕类似王冠，像一个多彩的由一个或多个光环形成的发光王冠。它们围绕在太阳或月亮周围，在阳光或月光穿过由水滴构成的薄薄的固定云层时，就会出现日冕。当阳光在云片边缘绕射或反折时，阳光会增强或干扰环绕其他云片的反折光。当阳光散开或分散形成各种光谱时，日冕光色就会形成每种颜色波长不同，并以不同的角度反折，最后形成的光谱在靠近太阳区域的为白色，向外依次为蓝、绿、黄、红。当云层总体形状大小一致，如新形成的荚状云时，所形成的光环是层次分明并色彩斑斓。由于含有大小不同的水珠，光环会更加向外分射。在高积云中，最常见的光在中部从蓝到白，周围呈赭色。相关云层主要在中空的高积云，也有高层云。范围全球。季节全年。但主要在冬季。特色表明云层中含有许多水滴，色带越分散，云中的水滴越密。多样性有时只可见到一种日冕，因为云层的地点与太阳有关。一种颜色靠近太阳或月亮，如上所述，它仍是一种日冕。然而这种天色只代表彩虹色的，如果这种颜色更像是金属光泽，并距太阳线或月亮很远(5～45度)，那么它就表现为彩虹。
日冕是什么？日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。
2002年5月15日，美国航空航天局公布了一张日冕环景象的照片。这一壮观景象是因太阳磁场增强并穿过光球层和色球层，影响到日冕层产生的。增强后的磁场控制日冕层的离子流并呈现拱形或环形的管状形态。日冕环形态多样，大多数体积巨大，其跨度往往超过数个地球。
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，它常被描写成异常绚丽的飘带。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。

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日冕层是什么？日全食时，黑暗的太阳外围是银白色的光芒，像帽子似地扣在太阳上，因此称为日冕。日冕是太阳最外围大气。平时要观测日冕，需要用特别的日冕仪。日冕的范围很大，用日冕仪只可以观测到接近太阳表面的那部分日冕，一般叫做内冕。它的边界离太阳表面约有3个太阳半径那么远，或者说约为200万千米。在此以外的日冕叫做外冕，它向外延伸到地球轨道之外。日冕的物质非常稀薄。内冕密度稍微大一些，但它的密度也低于地球大气的十亿分之一，几乎接近真空。日冕的形状很不规则，有时候呈圆形，有时候呈扁圆形，结构也很精细，在太阳赤道四周有很多向外流动的“冕流”伸向远处，太阳极区则有一些纤细的羽毛状的“极羽” 。

日冕是什么层日冕是太阳大气的最外层，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。日冕可人为地分为内冕、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。

日冕究竟是什么日冕 [1] 是太阳大气的最外层，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。日冕可人为地分为内冕、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）。广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。求采纳

日冕有什么征兆日冕的征兆就是:1，你在看日全食
2、你在用天文望远镜看太阳

日冕是什么日冕是太阳最外围大气.
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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。