變更

'''日冕'''是环绕[[太阳]]周围的等离子体光环， 环绕其它[[恒星]]的称为冕或星冕。太阳的日冕延伸到外太空数百万公里，在每一次的[[日全食]]中都很容易看到；平常也可以透过日冕仪观测。英文的冕 （corona）字源自拉丁文，意思是冠，再追溯则为[[古希腊]]的κορώνη（korōnè，意思为“花环、花冠”）。 分光术的测量显示日冕是温度超过1,000,000k，强烈电离的 [[ 等离子体[1]]，比太阳表面热了许多。

来自日冕的 [[ 光 ]] 有三个主要的来源，而且都来自空间中相同的区域。

K冕：源自 [[ 德语 ]] 的kontinuierlich，意思是连续，它是阳光经由自由电子的汤姆森散射造成的。来自光球层的可见光，在日冕中被等离子体吸收产生的吸收谱线，因为强大的多普勒致宽的扩散，使被反射的光球层吸收线完全被遮蔽掉，造成光谱的外观呈现没有吸收谱线的连续 [[ 光谱 ]] 。

F冕：因约瑟夫·夫朗和斐而得名，是由被尘埃 [[ 反射 ]] 的太阳光所产生，并且可以被观测到。因为它的光包含了在原始的 [[ 阳光 ]] 中可以看到的夫朗和斐吸收谱线；它从太阳延伸到非常大的离日度，就会被称为黄道光。

E冕：也称为发射冕（E为发射），是由存在日冕等离子体中的离子产生的光谱发射线。它可以被观测到是宽谱线、禁线或是热发射线，并且是 [[ 日晕 ]] 成分的主要资讯来源[2] 。

在1724年，法-义 [[ 天文学家 ]] 詹姆斯·马拉尔迪认识到在 [[ 日食 ]] 期间可见的光环属于太阳，而不是 [[月亮| 月球 ]] 。在1809年，西班牙天文学家joséjoaquín de ferrer创造了日冕一词[3] 。1806年，德费雷尔依据自己在纽约Kinderhook的观测，也提出日冕是太阳的一部分，而不是月球的一部分。英国天文学家Norman Lockyer确定太阳色球中有一种地球上未知的 [[ 元素 ]] ，现在该元素被称为氦。法国天文学家皮埃尔·詹森指出，日冕的大小和形状会随着太阳黑子周期的变化而变化[4] 。在1930年，伯纳德·李奥特发明了 [[ 日冕仪 ]] ，能够在没有日全食的情况下看见日冕。在1952年，美国天文学家尤金·派克认为太阳的日冕可能是被类似闪焰，但覆盖在整个太阳表面，微型、明亮且无以计数的纳米闪焰加热。

冕环是磁性太阳日冕的基本结构。这些环圈的是封闭性磁通量，和在冕洞区中发现的开放性 [[ 磁通量 ]] 的太阳风是堂兄弟。由太阳内部产生的磁通量环圈充满了炙热的太阳等离子体[10] 。由于这些冕环区域的磁活性增强，通常是闪焰和日冕物质抛射（CME）的前兆。