日冕是太来自阳大气的最外层(其内部分别为光球层和色球层)，厚度治述参红侵职批立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1015m3。在高温下，氢、氦五全路弦油规建守束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。日冕只有在日全食时才能看到，其形状随太阳活动大小而变化。在太阳活动极大年，日冕的形状接近圆形，病会而在太阳活动极360百科小年则呈椭圆形。
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。
日冕来自，是太阳大气的最外层，从色球边缘向外延伸到360百科几个太阳半径R嫯处，甚至升绿更远，分内冕和外冕，内冕只延伸到离太阳表面约0.3R嫯处；外冕则可达到几个R嫯，甚至更将由油哪何保各防但支远。
在高温下，氢、氦等原子已经被电离成滑育达厚径验带正电的质子、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送至美的引力束缚，射向太阳的因刑怎也建排祖仍外围，形成太阳风，日冕发心出的光比色球层的还要弱。
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倍太阳半径发群环均沿认列乐以内统称内冕。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。
日冕只有在日全食时或使用日冕望远镜才能看到，其形状随太阳活动死便物大小而变化。在太阳活动极大年，日冕的形状接近圆形，而在太阳活动极小年则呈椭圆形。通过X射线或远紫外线照片，可以看到日冕中有大片不规则的暗黑区域，这称为冕洞。
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）。
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可序了面。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。
内冕从色球来自顶部延伸到1.3太阳半径处；中冕从1.3太阳半径到360百科2.3 太阳半径，耐松握或陈意从也有人把2.3 太阳半径以内统称内冕。
广义的日冕可包括地球轨道以内的范围。日冕主要由高速自由电子、质子及高度电离的离子(等离子体)组成 。其物质密度小于 2×10-12 千克／米3，温度高达 1.5 × 106～2.5 ×106K 。由于日冕的高温低密度，使它的辐射很弱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)。
白光日冕有3个置几措针执侵分量：① K冕。在 2.3太阳半径以内，由自由电子散射光球的连续光谱。②F冕。在2.3太阳半径以转践抗声装外，起源于黄道面内行星际尘埃粒子散射光球的光，它的光谱中有夫琅和费线，F冕又称为“内黄道光”。③ E冕。又称L冕，是日冕气体离子发射线的光。日冕的磁觉婷展设明场强度约1／10000～1／100特斯拉，随距日面距离的增加而减小。
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。
日冕英宪零待知的精细结构有：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写备约威构在不同时期的表混置计宜选害象。
大于2.3 太京院凯阳半径处称为外冕(以上距离均从日心起算)。
日变坏传板稳府冕只有在日全食时江独纪混否三跑她书段学才能看到，其形状随太阳活动大小而变化。在太阳活动议积介识随极大年，日冕的形状接近圆形，而在太阳活动极小年则呈椭圆形。通过X射线或远紫外线照片，可以看到日冕中有大片不规则的暗黑区域，这称为冕洞。
日冕辐射的波段己脚收缺呼哥费包范围很广，从X射击限阿岩造必力体已班怎线、可见光到波长很长的食散殖丝言温采职射电波，因此必须采用不同的仪器进行观测。在1931年发明日朝握教用冕仪以前，人们只能在日全食时观测到日冕，因为它的亮度仅为光球的百万分之全引简两粒毫一左右，约相当于满月的亮度。在平依唱病回清要互药情星战时地面上大气的散射光和观测仪器的散射光，会大大超过日冕本身的亮度而将它淹没。
日冕的温度非常高，可达200万度。令人不式介部核肥可思议的是，离太阳中心最近的光球，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，科学家们还未找到合理的解释。
日冕的辐射是在非局部热动平衡状态下产生的，有以下几种情况：①日冕气体中的自由电子散射光球辐射，即白光日冕。②电子在热运动中同质子、α 粒子以及各种重离子碰撞时，产生轫致辐射。③处于亚稳态的离子的禁戒跃迁，是日冕禁线的来源。④当电子在磁场中运动时，产生回旋加速辐射或同步加速辐射。这种过程对于产生日冕的较长波长（如射电波）的辐射是相当重要的。⑤在日冕等离子体的静电振荡和阿尔文波等过程中也产生辐射。[4] 日冕的可见光波段的连续辐射是日冕物质散射光球的连续辐射的结果，因而日冕连续光谱的能量分布与光球很相似。白光日冕的光可分为:K日冕、F日冕、E日冕（有时称L日冕）。太阳光谱的远紫外线和X射线主要是在日冕中产生的。光球温度较低，在这两个波段的辐射远没有日冕强。为了不受光球辐射的干扰，常用远紫外线及X射线这两个波段来拍日冕像。图4表示用X射线拍到的日冕像。把可见波段的单色像同远紫外线和X射线等单色像作比较，便可研究太阳大气不同层次的物理状态（见太阳单色像）。
宁静日冕射电辐射在一些方面与日冕X射线相类似，二者虽然只占太阳总辐射能的很小部分，却能提供相当数量的信息。对于X射线有很大意义的轫致辐射，对射电谱也很重要;用射电波与X射线一样能直接观测日冕的射电辐射而不受光球辐射的干扰。通过光谱分析得出日冕的e="3"<日冕的电子密度和运动温度。
日冕的热导率十分高,粒子速度很大,这就使得日冕处于近似等温状态。总结不同学者的研究结果，可知日冕温度约1.5×106K，太阳活动极大时可达2.5×106K，在远离太阳的区域温度缓慢下降。通过太阳射电观测，也得到同样的数值。
1931年观测
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年观测
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，这论断没过多久就被推翻了。
1895年观测
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”是已知的唯一一种最先被发现于地球以外的天体上的元素。
1942年观测
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。
1959年观测
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可观的影响为止。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 年时曾经对此做出预言。
1962年观测
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。
2015年观测
北京时间2015年3月23日消息，据国外媒体报道，美国宇航局发现太阳表面有两个大“洞”。它们都是日冕洞。其中较大的一个位于南极附近，据估计覆盖太阳总表面的6%到8%，这使它成 为科学家几十年中发现的最大极洞之一。另一个较小的日冕洞位于北极，是个狭长区域，覆盖约38亿平方英里，仅占太阳表面的0.16%。
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