如何给太阳做“CT”(2)
基尔霍夫在实验中发现，当太阳光和钠元素火焰一起进入光谱仪时，原本出现的明亮发射谱线变成了暗线。于是又使用当时被认为是连续光谱的石灰光进行照明，结果发现光谱中原来的亮线位置依旧变成了暗线。
后来经过一系列验证之后，他们终于得出结论，原来某些物质本身加热后的光谱表现为亮线(发射谱线)，而这些物质的气体被连续光谱照明时，则表现为暗线(吸收谱线)。他们进而想到太阳光谱中的夫琅禾费线，认为它们是由于太阳辐射从内往外传输的过程中，被太阳大气中的钠元素吸收后导致的(后来研究表明还有一部分暗线是地球大气中某些元素吸收所致)。结合他们当时正在做的基于光谱分析化学组成的工作，他们立刻想到，可以通过对这些暗线进行研究，来判定太阳的物质组成。要知道这在当时是不可想象的事情，这对于研究遥远的太阳和星体具有划时代的意义，也从此开启了天体光谱学的大门。根据光谱分析法，本生和基尔霍夫先后发现了太阳上有氢、钠、铁、钙、镍等元素。后来经过多年研究，人们发现太阳的化学成分与地球类似，只是比例不同而已。
, 百拇医药
说到这里，有个很有趣的插曲，我们知道氦元素又叫太阳元素，它的英文名称Helium来自于希腊神话中泰坦族的太阳神Helios。那是因为早在1895年，地球上发现氦气的27年前，法国天文学家皮埃尔·朱尔·塞萨尔·让森和英国科学家约瑟夫·诺曼·洛克耶就已经独立地通过观察太阳光谱发现了这种元素的存在并且进行了命名。顺便提一下，在那个学术交流困难的时代，世界上不同的研究人员经常就同一物理现象有各自独立的发现。鉴于此，洛克耶创建了著名的学术期刊《自然》并担任首任编辑。
总之，牛顿基于颜色的研究开启了光谱学的大门，随后在19世纪初，沃拉斯顿和夫琅禾费发现了这些连续的太阳光谱中存在一些吸收线；另一方面，化学研究中开始基于焰色反应(不同元素的火焰的颜色)来确定元素，而基尔霍夫终于建立起元素发射线和太阳光谱吸收线之间的关系，最终推开了基于光谱来对天体进行物质分析的大门。
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▲ 太阳大气层状结构
太阳大气的分层结构与“CT”成像
经过200年的发展，人们终于搞清楚了太阳光谱以及夫琅禾费线，并且发展出基于光谱分析的天体光谱学，来对浩瀚的宇宙进行精确的观测。光谱学除了用于鉴定太阳和其他天体的物质组成外，还可以测量太阳的转动速度(多普勒效应)、温度、密度乃至进一步反推能量来源及传递机制等，如今已经成为我们研究太阳的重要手段之一。
通过光谱分析，我们可以知道太阳大气的物质组成，要是能够直接看到太阳表面的图像岂不是更好？这对于研究太阳能量传递和物质演化过程具有不可替代的作用。这就是太阳物理研究的另一个重要的工具—高分辨力成像，而决定分辨率的最主要因素就是望远镜的口径，这也是天文望远镜口径越来越大的原因。
但是光有大口径的望远镜似乎还不够。我们知道，太阳大气分为光球层、色球层和日冕层，其中光球层和色球层的厚度就达到2500千米。我们通常观测到的太阳表面结构，主要来自光球层，如太阳米粒、太阳黑子等。
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前面我们介绍过，连续谱的太阳光在由内向外辐射的过程中，穿过太阳大气时会被某些元素吸收形成夫琅禾费吸收谱线。于是科学家就想，如果可以研制出透射波长的带宽非常窄的滤光器，只针对这条谱线进行成像，是不是就可以拍摄出对应元素所在位置的太阳表面图像了呢？答案是肯定的。但是理解起来似乎有点困难，刚才不是说太阳大气中的元素把对应波长的光谱都吸收了，怎么还会有图像呢？为什么这个谱线的图像就是元素所在位置的图像呢？为了解释这个问题，我们来看右图，图中我们以太阳大气中氢元素層的吸收为例来说明问题。虽然太阳辐射是呈360°的发散状辐射，但是考虑到地球和太阳的距离，地球上只能接收到很小角度过来的太阳光，我们这里假定是只有一个方向的辐射可以到达地球(平行光)。
原本从太阳大气光球层发射出来很多光子，若是没有太阳大气中的吸收层，那么朝向地球的光就会被望远镜收集得到光球层的像；但是太阳大气色球层中有一层氢元素。从光球层发出的光到达氢元素层时，其中656.281nm波长的太阳光就会被氢原子吸收掉，只是吸收了太阳光的氢元素并不稳定，会在很短的时间内再将吸收的光子释放掉。然而再发射出来的光子方向是随机的，这就导致经过吸收—发射这一过程后，很多原本朝向地球的光子被改变了传播方向，没法进入地球上的望远镜。这就是为什么在太阳光谱中，在氢元素谱线对应的波长位置(656.281nm)呈现暗线(注意只是能量相对其他波段有所减弱，并不是完全没有)，而由于这些光子都是从氢原子层发射出来的，如果对这个波段成像，自然可以得到氢元素层的图像。为此我们通过观测Hα线(氢元素吸收线，中心波长656. 281nm)波段图像，就可以得到太阳大气色球层的图像。
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▲ 基于太阳大气吸收线分层观测的原理
更进一步研究发现，有一些元素主要分布在太阳大气的不同高度，并且不同吸收线还能研究特定的太阳物理问题。比如前面说的氢元素吸收线Hα线就位于色球层中部，钙元素的一条吸收线CaⅡIR线(854.21nm)主要集中在色球层底部，而氦元素吸收线HeⅠ线(1083.0nm)则主要位于色球层顶部。至于铁元素吸收线FeⅠ线(1565.29nm)则主要集中在光球层。
说到这里，给太阳大气做“CT”的想法也就不言自明了。若是同时对上述吸收谱线进行高分辨力成像，那就相当于对太阳大气进行切片扫描，同时得到太阳大气不同层高的物质结构及形态图像。
这个想法是有了，但是实现起来还是很有难度，为了精准定位到某一种元素所在的高度，就必须只针对其特征谱线进行成像观测。也就是说，需要对成像的波长进行极窄带的滤波，来撇开其他层的太阳光对图像的影响。要想得到特定层的图像，用于成像的波长宽度通常在几十皮米(1皮米=10-12米)，相当于头发丝的百万分之一的宽度。这就带来了两个问题，极窄带滤光器的研制以及极窄带成像带来的能量不足的问题。如果再加上多波段同时成像，这些都是工程实践中不得不面对的挑战。好在天道酬勤，经过多年技术积累和科研攻关，中国科学院光电技术研究所太阳高分辨力成像团队突破多项关键技术，成功研制出7波段太阳层析成像系统，其探测波长对应的太阳高度涵盖光球层、色球层底部、色球层中部和色球层顶部。该团队今年初又成功研制了国内首套2米级的太阳望远镜。最大口径的太阳望远镜配上波段数最多的太阳“CT”成像设备，不得不说，中国的太阳物理未来可期。, 百拇医药(张兰强)
后来经过一系列验证之后，他们终于得出结论，原来某些物质本身加热后的光谱表现为亮线(发射谱线)，而这些物质的气体被连续光谱照明时，则表现为暗线(吸收谱线)。他们进而想到太阳光谱中的夫琅禾费线，认为它们是由于太阳辐射从内往外传输的过程中，被太阳大气中的钠元素吸收后导致的(后来研究表明还有一部分暗线是地球大气中某些元素吸收所致)。结合他们当时正在做的基于光谱分析化学组成的工作，他们立刻想到，可以通过对这些暗线进行研究，来判定太阳的物质组成。要知道这在当时是不可想象的事情，这对于研究遥远的太阳和星体具有划时代的意义，也从此开启了天体光谱学的大门。根据光谱分析法，本生和基尔霍夫先后发现了太阳上有氢、钠、铁、钙、镍等元素。后来经过多年研究，人们发现太阳的化学成分与地球类似，只是比例不同而已。
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说到这里，有个很有趣的插曲，我们知道氦元素又叫太阳元素，它的英文名称Helium来自于希腊神话中泰坦族的太阳神Helios。那是因为早在1895年，地球上发现氦气的27年前，法国天文学家皮埃尔·朱尔·塞萨尔·让森和英国科学家约瑟夫·诺曼·洛克耶就已经独立地通过观察太阳光谱发现了这种元素的存在并且进行了命名。顺便提一下，在那个学术交流困难的时代，世界上不同的研究人员经常就同一物理现象有各自独立的发现。鉴于此，洛克耶创建了著名的学术期刊《自然》并担任首任编辑。
总之，牛顿基于颜色的研究开启了光谱学的大门，随后在19世纪初，沃拉斯顿和夫琅禾费发现了这些连续的太阳光谱中存在一些吸收线；另一方面，化学研究中开始基于焰色反应(不同元素的火焰的颜色)来确定元素，而基尔霍夫终于建立起元素发射线和太阳光谱吸收线之间的关系，最终推开了基于光谱来对天体进行物质分析的大门。
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▲ 太阳大气层状结构
太阳大气的分层结构与“CT”成像
经过200年的发展，人们终于搞清楚了太阳光谱以及夫琅禾费线，并且发展出基于光谱分析的天体光谱学，来对浩瀚的宇宙进行精确的观测。光谱学除了用于鉴定太阳和其他天体的物质组成外，还可以测量太阳的转动速度(多普勒效应)、温度、密度乃至进一步反推能量来源及传递机制等，如今已经成为我们研究太阳的重要手段之一。
通过光谱分析，我们可以知道太阳大气的物质组成，要是能够直接看到太阳表面的图像岂不是更好？这对于研究太阳能量传递和物质演化过程具有不可替代的作用。这就是太阳物理研究的另一个重要的工具—高分辨力成像，而决定分辨率的最主要因素就是望远镜的口径，这也是天文望远镜口径越来越大的原因。
但是光有大口径的望远镜似乎还不够。我们知道，太阳大气分为光球层、色球层和日冕层，其中光球层和色球层的厚度就达到2500千米。我们通常观测到的太阳表面结构，主要来自光球层，如太阳米粒、太阳黑子等。
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前面我们介绍过，连续谱的太阳光在由内向外辐射的过程中，穿过太阳大气时会被某些元素吸收形成夫琅禾费吸收谱线。于是科学家就想，如果可以研制出透射波长的带宽非常窄的滤光器，只针对这条谱线进行成像，是不是就可以拍摄出对应元素所在位置的太阳表面图像了呢？答案是肯定的。但是理解起来似乎有点困难，刚才不是说太阳大气中的元素把对应波长的光谱都吸收了，怎么还会有图像呢？为什么这个谱线的图像就是元素所在位置的图像呢？为了解释这个问题，我们来看右图，图中我们以太阳大气中氢元素層的吸收为例来说明问题。虽然太阳辐射是呈360°的发散状辐射，但是考虑到地球和太阳的距离，地球上只能接收到很小角度过来的太阳光，我们这里假定是只有一个方向的辐射可以到达地球(平行光)。
原本从太阳大气光球层发射出来很多光子，若是没有太阳大气中的吸收层，那么朝向地球的光就会被望远镜收集得到光球层的像；但是太阳大气色球层中有一层氢元素。从光球层发出的光到达氢元素层时，其中656.281nm波长的太阳光就会被氢原子吸收掉，只是吸收了太阳光的氢元素并不稳定，会在很短的时间内再将吸收的光子释放掉。然而再发射出来的光子方向是随机的，这就导致经过吸收—发射这一过程后，很多原本朝向地球的光子被改变了传播方向，没法进入地球上的望远镜。这就是为什么在太阳光谱中，在氢元素谱线对应的波长位置(656.281nm)呈现暗线(注意只是能量相对其他波段有所减弱，并不是完全没有)，而由于这些光子都是从氢原子层发射出来的，如果对这个波段成像，自然可以得到氢元素层的图像。为此我们通过观测Hα线(氢元素吸收线，中心波长656. 281nm)波段图像，就可以得到太阳大气色球层的图像。
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▲ 基于太阳大气吸收线分层观测的原理
更进一步研究发现，有一些元素主要分布在太阳大气的不同高度，并且不同吸收线还能研究特定的太阳物理问题。比如前面说的氢元素吸收线Hα线就位于色球层中部，钙元素的一条吸收线CaⅡIR线(854.21nm)主要集中在色球层底部，而氦元素吸收线HeⅠ线(1083.0nm)则主要位于色球层顶部。至于铁元素吸收线FeⅠ线(1565.29nm)则主要集中在光球层。
说到这里，给太阳大气做“CT”的想法也就不言自明了。若是同时对上述吸收谱线进行高分辨力成像，那就相当于对太阳大气进行切片扫描，同时得到太阳大气不同层高的物质结构及形态图像。
这个想法是有了，但是实现起来还是很有难度，为了精准定位到某一种元素所在的高度，就必须只针对其特征谱线进行成像观测。也就是说，需要对成像的波长进行极窄带的滤波，来撇开其他层的太阳光对图像的影响。要想得到特定层的图像，用于成像的波长宽度通常在几十皮米(1皮米=10-12米)，相当于头发丝的百万分之一的宽度。这就带来了两个问题，极窄带滤光器的研制以及极窄带成像带来的能量不足的问题。如果再加上多波段同时成像，这些都是工程实践中不得不面对的挑战。好在天道酬勤，经过多年技术积累和科研攻关，中国科学院光电技术研究所太阳高分辨力成像团队突破多项关键技术，成功研制出7波段太阳层析成像系统，其探测波长对应的太阳高度涵盖光球层、色球层底部、色球层中部和色球层顶部。该团队今年初又成功研制了国内首套2米级的太阳望远镜。最大口径的太阳望远镜配上波段数最多的太阳“CT”成像设备，不得不说，中国的太阳物理未来可期。, 百拇医药(张兰强)