如何给太阳做“CT”(1)
近几年，我国科学家在太阳高分辨力观测领域屡创佳绩：2016年中国科学院光电技术研究所成功研制了当时世界上通道数最多的太阳大气多波段层析成像系统；2020年初，该所又成功研制了中国首套2米级太阳望远镜。这也是美国4米太阳望远镜DKIST正式運行之前国际上已建成的最大口径太阳望远镜。如果太阳大气多波段层析成像技术这个名词说起来有点太专业的话，我们不妨通俗来讲，就是给太阳做“CT”。至于为什么能给太阳做“CT”？具体怎么做“CT”？还得从源头来回顾一下这项技术的演进过程。
太阳光谱，从颜色到夫琅禾费线
本质上，太阳大气层析成像并不是我们常规理解的断层扫描成像，而是利用不同波长的太阳光进行多光谱同时成像的过程。因此在开始介绍之前，我们得先补充一点有关太阳光谱的知识。
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▲ 颜色和光谱(来源：http：//snowyying.site/2016/misc-radio-spectrum/)
在太阳物理研究初期，人们是从太阳的颜色研究入手的，最著名的要数牛顿的三棱镜实验。当一缕太阳光通过三棱镜时，会按照波长不同被色散开来形成彩虹状的各种颜色排列，就像下图展示的那样。也就是说，白色的太阳光是由彩虹般多重颜色的光组合而成的。这种色散后按照不同颜色的组合排列就是光谱。后来随着人类对光的进一步理解(光是电磁波)，光谱也用来描述所有电磁波的波长分布。
颜色通常是部分波长的电磁波(可见光波段)被人类视觉系统感知后的产物。根据波长的不同，从伽马射线到无线电都是电磁波，只是绝大部分都无法被我们直接感知，人类视觉系统可见的那很小一部分被称为可见光。
, http://www.100md.com ▲ 牛顿的三棱镜实验
在牛顿之后，英国化学家兼物理学家威廉·海德·沃拉斯顿在1802年研究各种透明物体的折射特性时，发现经过色散后的太阳光谱中存在一些“暗线”(没有颜色)，他当时以为这是不同颜色的分界线，并没有进一步研究，错过了开启一个新学科的机会。15年后，约瑟夫·冯·夫琅禾费基于衍射光栅发明了光谱仪，并独立地再次发现了沃拉斯顿观测到的太阳光谱中的“暗线”。他发现有574条这样的“暗线”，这就排除了沃拉斯顿关于颜色分界线的猜想。然而，当时夫琅禾费的兴趣不在太阳光谱，所以并没有关心这些现象背后的理论。他基于光栅光谱仪精确测量了每条“暗线”对应的波长，只是使用它们来标校玻璃的折射率(他是当时世界上最好的玻璃制造商)。待后人搞清楚这些“暗线”的由来后，为了纪念这位“使我们更加接近星星”的人(出自夫琅禾费的墓志铭：“He brought us closer to the stars”)，这些太阳光谱上的暗线被称为“夫琅禾费线”。
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▲ 夫琅禾费线(来源：https：//thecuriousastronomer.wordpress.com/ tag/stellar-classification/)
▲ 本生和基尔霍夫使用光谱仪进行化学分析的装置(来源：基尔霍夫和本生1860年发表的论文《通过光谱观测进行化学分析》)
光谱分析，现代天文学的钥匙
这些“暗线”的谜底一直到1859年才得以揭开。当时人们已经知道，不同的金属或金属的化合物(通常叫金属盐)可以改变火焰的颜色，并且已经观察到钠、钾、锂、铜等金属盐的火焰颜色。这种金属或金属盐在无色火焰中灼烧时使火焰呈现特殊颜色的反应叫作焰色反应。1858年前后，德国化学家罗伯特·威廉·本生进行逆向思考：既然不同的物质会产生不同颜色的火焰，那么是否可以用不同的火焰颜色来分析和区分元素呢？于是他发明了可产生无光高温火焰的“本生灯”，来测试各种金属和金属盐的火焰颜色。但是这种方式测试的火焰颜色分辨误差大，并且无法测试一些金属盐的溶液。后来，他的朋友、德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫建议采用光谱仪来区分元素。
经过大量的实验，他们证实了每个元素都会产生一组独特的谱线，即在特定波长的位置表现为特定的亮线或者暗线(取决于照明方式)，并且绘制了几种常见物质的特征谱线。基于这种方法，他们还发现了两种新的元素—铷和铯。这两种元素的英文名称来自于它们各自谱线的主体颜色：铷(rubidium)来自拉丁文rubidus，意为深红色；铯(caesium)来自拉丁文caesius，意为天蓝色。
▲ 钠元素特征谱线，上图为吸收谱线，下图为发射谱线(来源：挪威科技大学网站), 百拇医药(张兰强)