日食，遮蔽了日面，却显露了日冕
前言：2019年的12月26日出现今年最后一次日食，可惜这次我们看不到日全食。在日全食照片中可以注意到，日面被遮挡成一个黑色的圆盘，其周围还有一圈亮光，这就是太阳大气的最外层——日冕。日冕的温度高达150万开氏温度，亮度却只有日面的几百万分之一，在日全食时是观察它的良好机会。
12月26日，今年三次日食中的最后一次姗姗来迟。日食发生时，地球上有些地方的人们看到的是日环食，很多地方则是日偏食。如下图红色窄带所示，从沙特阿拉伯开始，经过卡塔尔、阿拉伯联合酋长国、阿曼、阿拉伯海、印度、斯里兰卡、印度尼西亚、马来西亚、苏拉威西海，在太平洋西部结束，这样一个条带的人们看到的是日环食。而在下图黑线中的其他区域，包括非洲东北部、亚洲（除北部）、印度洋北部、大洋洲西北部、太平洋西部这些地方，人们可以看到日偏食。其中，我们中国全境都可以看到日偏食。
日食边界地图，红线区域可以看见日环食，除此之外的黑线区域可以看见日偏食（来源：紫金山天文台，http://pics5.baidu.com/feed/43a7d933c895d143c62314a5a84462075baf071d.jpeg?token=32b3274d9abfff28b92fa592bf75b639&s=F816EC1A13AFF0ED06E1875E02001073）
由于距离的问题，从地面上看，日面没有被前边的月亮遮挡完全，就是日环食和日偏食，会留下太阳愈发明亮的发光部分。遮挡全了就是日全食了，如下图所示。不过，从这类日全食照片中我们也会注意到，日全食的太阳周围好像另外还有一圈亮光？这些是什么呢？
2007年8月NASA拍摄的日食（来源：https://www.nasa.gov/sites/default/files/styles/full_width_feature/public/thumbnails/image/36329608000_2e0f627e4b_o.jpg）
我们看到的明亮耀眼的太阳，这些可见光来自太阳表面的一层称为光球层的部分，光球层下边的太阳不透明，上边透明，从光球层开始向外的太阳部分就称为太阳的大气。太阳大气不同高度的温度都是我们通过模拟计算出来的，光球层的温度被认为大约是5700开氏温度，而经过一些过程之后，太阳大气温度随着高度经过一个陡增，在上万公里高度可以达到150万开氏温度，这个温度极高、又处在太阳大气最外层的区域就称为“日冕”（Corona）。
以日冕的温度，它放射出来的多数是不可见光，其可见光的亮度仅仅是光球层的几百万分之一，约相当于满月的亮度，但白天天空对太阳光的散射可比夜间强得多，所以在平时，我们是辨认不出来日冕的存在的。但是，在日全食期间，日面那明亮的阳光完全遭到遮挡，我们就可以在黑暗的宇宙背景中看到太阳边缘的光芒万丈，日冕由此显现在我们眼前。长久以来，想要排除来自光球层和色球层其他强大的辐射干扰，好好研究日冕，日食都是非常重要的窗口。1931年，科学家依照日食原理发明了日冕仪，才使得日冕的研究更加有效。
由SOHO探测器的日冕仪拍摄的日冕外部，中间实心圆是日冕仪遮挡的明亮部分，白色空心圆对应太阳日面的大小（来源：https://spaceweather.com/images2003/26jan03/coronagraph_sample.gif）
由于我们熟知的太阳风其实是来自日冕的物质流，所以广义的日冕包括了太阳风所能达到的范围，也就是超过150亿公里的范围。不过我们通常认为的日冕范围（密度较大、亮度较高）在太阳周围大概15到20个太阳半径（约1030万到1380万千米）以内。日冕的形状与11年周期的太阳活动有关，在太阳活动极大年接近圆形，而在太阳宁静年则比较扁，赤道区较为延伸。
日冕的磁场探测比较困难，主要是间接方法推测。
别看日冕的温度高，它那些高电离的离子和电子的粒子数密度仅仅约为1015/m3。与之相比，我们身边的空气中的分子的数密度大概是2.7×1025/m3，也就是说相差了几百亿倍。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子组成，日冕的温度表征了其粒子运动的速度。日冕的温度随高度增加较为缓慢，几乎是均匀的。在高温之下，不仅氢、氦等原子被彻底电离，还有一些电离程度非常高的元素，例如铁原子丢掉13个电子形成的离子。下边的示意图给出了太阳大气温度随距离的变化以及分层，其中Corona就是日冕；而Fe IX/X、Fe XII、Fe XV都是铁原子丢掉大量电子形成的离子，下面的数字是其对应的射线，位置就表示了相应的温度。
太阳大气温度随距离的变化以及分层示意图，其中Corona为日冕（来源：https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2009/26/aa10601-08/img10.png）
科学家们了解到的日冕的特性，是通过观测日冕的各种辐射来推测的。日冕光由三部分组成：
（1）没有吸收线的偏振的连续光谱，它是光球的辐射被日冕电子汤普逊散射形成的，称为K日冕（Kontinuierlich）。
（2）不偏振的连续光谱，由于太阳光被行星际空间中的尘埃散射产生，呈现出光球光谱的所有夫琅禾费线，称为F日冕（Fraunhofer）；这种光集中于黄道面，又称为“内黄道光”；
（3）所有日冕的分立辐射线的总和，称为E日冕或L日冕（Emission）。这些线是一些高电离金属，例如刚才提到的铁原子丢掉13个电子形成的离子有关的射线。
另外，日冕还辐射软X射线（X日冕）以及射电范围的韧致辐射（R日冕）。
这部分我们涉及的专用名词比较多，大家只需要适当认识一下，感兴趣的朋友可以查找进一步的资料。
日冕光随高度的变化（来源：论文Brandt, 1970，中文图扫描自《日地空间物理学》，涂传诒著）
我们在照片上也看到了，日冕有着突出的形状。日冕中其实存在着一些有趣的精细结构，例如冕流和极羽、冕洞、日冕凝聚区等。
例如我们有时在一些艺术图中看到太阳外圈环形的火舌（如下图所示），这种结构叫做日珥，它们起源于色球层，但是在日冕中伸展。日冕中有一种盔状光幕的发光区域，称为盔状物，其底部中心通常伴随有宁静日珥。
极紫外辐射拍照中的日珥（来源：https://www.nasa.gov/sites/default/files/styles/full_width_feature/public/thumbnails/image/faq1.jpg）
又如冕洞也是日冕中非常重要的结构，科学家们认为高速的太阳风是从冕洞中出来的。这种结构在X射线等非可见光的拍照中显现为黑色的大洞，下图是极紫外辐射拍照中显现出来的，这洞比地球要大得多。
极紫外辐射拍照中的冕洞（来源：https://scied.ucar.edu/sites/default/files/images/large_image_for_image_content/sun_coronal_holes_sdo_aia_193_12jan2011_594x550.jpg）
在1931年发明日冕仪以前，天文学家们研究太阳时只能在日全食期间观察日冕。但是现在，随着技术的不断进步，新的观测手段不断增加，天文学家们对日冕的了解越来越多，也不再依赖于日食了。
来源：中国科学院国家空间科学中心
