光学观测方法-天文学教程上册

光学观测是人类最早观测太阳的方法，也是现在太阳观测最常用的方法。

8.2.1.1　太阳望远镜

为了观测太阳的细节，需要望远镜呈现出大而足够亮的太阳像。因此，需要物镜的口径较大，而焦距应越长越好；但焦距太长使用不方便，而且配置大型光谱仪等终端设备很困难。为解决这些困难，1904年美国天文学家G.E.海耳（George Ellery Hale）首先设计出太阳望远镜，它由定天镜系统、成像系统、终端系统三部分组成。定天镜系统常用两个平面镜，其作用是把太阳光束投射到固定方向。成像系统用长焦距的反射物镜，呈大的太阳像到终端设备（如光谱仪的入射狭缝）上。若定天镜副镜出来的光束方向是水平的，称为水平式太阳望远镜（见图8-3左），例如紫金山天文台和云南天文台的水平式太阳望远镜；若其方向是铅直的，称为塔式太阳望远镜或“太阳塔”（见图8-3右），例如，美国威尔逊山的第一个太阳塔。地球大气的对流扰动基本上是铅直方向的，太阳塔中光束受到的歪曲较小而可得到更好的太阳像。因水体附近的大气宁静度良好，美国在位于加利福尼亚州的大熊湖中建立了太阳观测台。

太阳望远镜的终端设备有几种，其中主要的是大型光栅光谱仪。光谱仪再加上其他设备可以进行多项观测，例如，在照相镜焦面的选定波长光谱线处加出射狭缝，让入射狭缝扫描太阳像，而出射狭缝后同步摄下该波长的太阳单色像；根据磁场中谱线分裂的塞曼效应，加偏振装置而成为测量磁场的磁像仪。

图8-3　水平式太阳望远镜的光路（左）与太阳塔的光路（右）

8.2.1.2　光谱观测

太阳光谱的观测研究开创了光谱工作的先河，从太阳可见光光谱扩展到全部电磁辐射谱。基本是连续光谱上有很多吸收线，也有一些发射线。

1）太阳的连续光谱

1880年，美国天文学家（也是物理学家和航空先驱）S.P.兰利（Samuel P.Langley）开始研究太阳连续光谱的能量-波长分布。1922年，兰利的副手C.G.阿博特（Charles G.Abbott）得出以绝对单位（erg／cm2·s）表示的太阳光谱能量分布曲线，成为沿用的重要资料。后来由Gerard F.W.Mulders等做了补充。太阳连续光谱的能量分布近于有效温度5772 K的绝对黑体能量分布。

综合从γ射线到射电的各波段太阳电磁辐射测量结果，图8-4给出太阳电磁辐射能谱。显然，太阳电磁辐射能量的绝大部分集中在可见光波段且变化很小；其他波段的辐射能量所占比率不大，但却随太阳活动而有很大变化，尤其是远紫外、X射线和γ射线辐射的光子能量大而且对行星际空间环境及地球等行星有重要影响。

图8-4　太阳电磁辐射能谱

2）太阳的吸收光谱

1814年，夫琅和费观测到太阳光谱上有576条暗谱线，并用拉丁字母给较强的谱线命名，这些谱线称为夫琅和费线（见表8-2），一部分符号沿用至今。后来陆续发表更好的太阳谱线资料，如C.E.穆尔（C.E.Moore）等给出从2935Å到8770Å共24000条谱线的波长、元素证认等资料。

表8-2　太阳光谱上一些重要的夫琅和费线

（续表）

*地球大气吸收线；其余都是太阳光球谱线。

3）太阳系的元素丰度(www.xing528.com)

依据太阳光谱（见图8-5）资料，通过理论研究可以得到太阳（光球）的元素丰度。太阳的元素丰度常把各元素X原子数目N（X）的对数lgN（X）归化为相对于氢原子（H）数目的对数lgN（H）=12来表示。碳质球粒陨石（简称CI陨石）虽然匮乏氢、氦等元素，但大多数元素的丰度在测定精度范围内与太阳的丰度符合，因而也代表了典型的太阳系和宇宙的元素丰度；陨石的元素丰度测定常以质量比率ppm=10-6或等价地归化为数目比率N（Si）=106表示。综合太阳和陨石的元素丰度，人们编制出太阳系的元素丰度表（见本书下册第15章）。

图8-5　高色散太阳光谱（彩图见附录B）

8.2.1.3　单色光观测

太阳光谱的一些吸收线（氢的Hα，钙的H、K线等）实际上叠加有色球的辐射，线心辐射主要来自色球高层，而偏离线心的来自色球较低层，因此，拍摄谱线不同波长的太阳单色像系列，可以构建色球活动（如耀斑）模型。

1）单色光照相仪

早在1892年，海耳首先使用单色光照相仪拍摄色球。其原理如下：让摄谱仪入射狭缝处的太阳像细条依次进入光谱仪，在光谱仪的照相镜焦面得到其光谱，用出射狭缝分出待测波长的单色像，让太阳像和底片同步移动，便可拍摄到太阳单色像。

2）色球望远镜

1933年，法国天文学家B.B.李奥（Bernard B.Lyot）发明干涉偏振滤光器，它由一系列双折射晶体（水晶、冰洲石）和偏振片交替组合，由于光的偏振和干涉，它可以透过波长范围很窄（0.025 nm）的单色光。把这种滤光器装在特制光学望远镜内而成为色球望远镜。

8.2.1.4　磁场测量

太阳活动现象与磁场有密切关系，因而太阳磁场的测量很重要。大多数磁场测量方法依据的是塞曼效应（Zeeman effect）。1896年P.塞曼（Pieter Zeeman）发现，处于磁场中的原子发射谱线分裂为一系列偏振的支线，这种现象称为塞曼效应。发射线分裂常显示“正常塞曼效应”：当磁场在视线方向（纵向磁场）时，观测到谱线分裂的两条σ支线，波长大的为左旋圆偏振，波长短的为右旋圆偏振；当磁场垂直视线方向（横向磁场）时，观测到3条线偏振的支线，中间的π支线与无磁场的波长相同、平行于磁场方向线偏振，其两侧的两条σ支线在垂直于磁场方向偏振［见图8-6（a）、（b）］。若无磁场时谱线波长为λ0，σ支线的波长为λ0±ΔλH：

式中，H是以高斯为单位的磁场强度，g是朗德因子，波长以厘米为单位。

实际观测的是光谱吸收线，它们呈现“逆塞曼效应”。在纵向磁场中，两条σ支线的圆偏振与发射线情况相反；在横向磁场中，π支线垂直于磁场方向线偏振，其两侧的两条σ支线都是部分偏振的［见图8-6（c）、（d）］。

图8-6　正常塞曼效应和逆塞曼效应

1908年海耳首先直接测量黑子谱线塞曼效应分裂ΔλH来求其磁场，以后其他天文台也陆续开展黑子磁场测量。其方法是在太阳光谱仪的入射狭缝前加偏振分析器（由波片和偏振片栅组成，偏振片栅邻接两条的偏振方向交替地垂直，并与波片的晶轴成45°角）。纵向磁场所致的左、右旋（支线）光经过波片就变为与偏振片轴平行或垂直的线偏振光，分别通过邻接的偏振片。再经过光谱仪后，在照相镜焦面上成出邻接交替的左右σ支（谱）线，其距离为2ΔλH，从而得出磁场强度。实际上，由于塞曼分裂不大，例如常用的磁敏感谱线的λ为6302.6Å，当磁场强度H为1000 Gs时，2ΔλH=0.0952Å，只有高分辨的光谱仪才可能测出。黑子的谱线塞曼效应分裂如图8-7（上）所示。

当磁场强度较小时，由于实际谱线有一定轮廓，塞曼效应分裂的支线就混合在一起而不能测出分裂距离。1953年，美国天文学家巴布科克巧妙地发明了磁像仪，可以测量0.1 Gs的纵向磁场，其工作原理如下：光谱仪的入射狭缝前的偏振分析器（代替波片的）由光电晶体和一个偏振片组成；KDP型的光电晶体在外加电场调制下交替地成为±波片，轮流地让左旋和右旋的（塞曼效应分裂支线）光进入光谱仪。在光谱仪所成谱线轮廓两翼安置2个出射狭缝，它们后面是光电倍增管，因而轮流接收对应分裂两支线的光。光电倍增管出来的电流变幅正比于磁场强度。让入射狭缝依次扫描太阳像，就可得到日面的纵向磁场分布图（见图8-7下）。在出射狭缝前放视向速度补偿板以补偿视向速度引起的谱线多普勒位移。磁像仪也可兼做速度场测量。

图8-7　黑子的谱线塞曼效应分裂（右为左之黑线部分的光谱，箭头指分裂的谱线）（上）与日面像及磁像仪得到的磁场图（下）

现代太阳磁像仪又有很多改进。例如，美国基特峰国家天文台（Kitt Peak National Observatory）用CCD的512通道光电磁像仪，我国北京天文台怀柔水库站以窄带滤光器替代光谱仪的磁场望远镜等。