空间环境学导论论文太阳磁场

1太阳活动区磁场测量的原理及方法摘要：太阳的大多数现象和过程都与太阳的磁相互作用密切相关。本文分析了现在各个国家在空间和地面对太阳磁场探测的情况。详细介绍了太阳磁场探测所运用的原理：正塞曼效应和逆塞曼效应。太阳光谱中的谱线既非纯发射线，也非纯吸收线，需要建立求解谱线的Stokes转移方程，只要测出Stokes方程中的参量，就可以推算出磁场的三个要素磁场强度B，磁偏角φ和磁倾角θ的值。世界上测量太阳向量磁场的仪器主要有两大类型：滤光器型的和光谱仪型的向量磁像仪。它们的测量原理是相似的，差异只是从光谱波段中分离磁敏线范围的辐射方法不同。本文详细介绍了怀柔太阳磁场望远镜的工作原理。从分析可以看出目前太阳磁场的测量主要是塞曼效应，测得的主要是太阳光球层的磁场，色球和日冕层的磁场的测量精度有待提高。我国的空间太阳磁场探测平台有待进一步完善。关键词：太阳磁场，塞曼效应，Stokes方程，怀柔太阳磁场望远镜1前言太阳磁场的测量和研究是太阳物理的一个重要分支，因为太阳的大多数现象和过程都与太阳的磁相互作用密切相关，只有当我们对太阳磁场的现象和规律有深入正确的认识后，才能理解太阳活动的本质。太阳磁场被认为是太阳物理中最为关键的物理现象，至今关于太阳有很多没有解决的难题如耀斑爆发、日冕物质抛射、磁流体激波的产生、磁流涌现、磁区的生长与衰减以及太阳黑子周期等复杂的现象其实都与太阳磁场有着密切的联系，甚至有人认为太阳的光度变化也受太阳磁场的控制，这对日地关系会产生深远的影响。不深入了解太阳磁场，就无法理解太阳各种奇特现象的形成，也不可能全面地了解恒星的结构和演化。许多发达国家从科技、军事的角度加大从事太阳磁场研究的力度。早在上世纪九十年代，日本的发射了YOHKOH(1991)、欧美发射了SOHO(1995)和美国的TRACE(1995)等卫星[1]。日地关系天文台是美国宇航局和约翰·霍普金斯大学联合研制的两颗太阳探测卫星，于2006年发射升空，分别位于地球绕太阳公转的轨道前方和后方，目的是在不同的角度对太阳进行立体观测，拍摄太阳的三维图像。两颗卫星在结构上有细微的差别。运行在地球轨道前方的卫星叫做STEREO-A，运行在后方的叫做STEREO-B。[2]早在1976年，中国就尝试制造第一颗太阳观测卫星，由于种种原因，直到整整40年后的今天，中国仍没有自己的太阳“专属”探测卫星上天。中国科学家团队正全力以赴推进太阳探测卫星计划。他们希望赶在下一个太阳活动峰年的前夕(即2021年)，将其射入轨道，以完整记录太阳活动第25周的“太阳风暴”。这一“太阳之眼”的名字叫“先进天基太阳天文台(ASO-S)”。中国科学院国家天文台怀柔太阳观测基地，建成于1984年，隶属于中国科学院国家天文台，是国际著名的太阳磁场观测台站之一。多通道太阳望远镜由五个不同功能的望远镜组成，组装于统一的带有光电导行的跟踪系统上，同时用14个CCD接收工作，后接图象、录象和计算机系统。这是我国独创的，世界唯一的，能同时测量太阳上不同层次、不同尺度的视频矢量磁场、速度场，以及通过光谱扫描获得光谱线轮廓和Stokes参数轮廓的，高时间、高空间分辨率、高灵敏度和适当光谱分辨率的，高科学含量的综合望远镜，是目2前世界上具有领先水平的最强大的综合功能的太阳望远镜系统之一。主要用于太阳物理的基础研究，日地关系应用基础研究以及太阳活动对空间环境和通讯骚扰预报等应用研究。2太阳磁场测量原理太阳磁场是分布于太阳和行星际空间的磁场，分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。对于太阳磁场的测量，现在主要通过磁场对电磁辐射的影响进行测定。这些影响表现为塞曼（Zeeman）效应，帕邢-巴克（Paschen-Back）效应、汉勒（Hanle）效应、拉津（Razin）效应等。迄今为止，天体磁场测量的绝大部分工作都是以塞曼效应为依据做出的。2.1正塞曼效应1896年，荷兰物理学家赛曼把炽热的金属放在磁场中，发现了它的发射谱线的分裂，而且分裂的情况与方向有关。[3]根据原子光谱理论，处在磁场中的原子能级将会空间量子化，能级发生了分裂。一条谱线的上下能态分裂为（2J+1）个子能态，那么谱线也将发生分裂，这种现象称为赛曼效应。在太阳大气中，磁敏谱线通常只是三分裂的情况，即谱线在外磁场中分裂为三条子线：一条π子线，波长不变；两条σ子线，波长产生位移。这种分裂称为正常分裂。顺着磁力线的方向观测，一条谱线分裂成两条支线（σv，σR），各在原来谱线的一侧，如图1（甲）；而从垂直于磁力线的方向观测，一条谱线分裂为三条支线，其中一条（π）与原来的谱线波长一样，另外两条各在它的一侧如图1（乙）。这种分裂称为正常塞曼分裂。两条σ子线的塞曼裂距Δλ表达式[4]为1020=4.6710gB（1）其中g为表征谱线对磁场敏感程度的因子，λ0为线心波长，B为磁场强度。图1发射谱线塞曼效应示意图2.2逆塞曼效应正塞曼效应只适用于发射谱线，实际上，在天体光谱中我们观测和分析的主要是叠加在连续光谱背景上的吸收谱线，即夫琅禾费（Fraunhofer）线，它们呈现出逆塞曼效应。3图2吸收谱线塞曼效应示意图赛曼三分裂的吸收谱线的分裂和偏振情况如图2所示，粗略看来，这与正塞曼效应似乎一样，但仔细比较可发现有三点差异：（1）对纵向磁场来说，正逆两种效应的相应的σ支线的偏振方向相反；（2）对横向磁场来说，证逆两种效应的π支线的偏振方向互相垂直；（3）在横向情况下，逆效应的两条σ支线是部分偏振的，而正效应却不是这样。这些不同意味着绝不能把正逆两种塞曼效应混为一谈。各种光谱线的塞曼三分裂子线的偏振状态见表1。表1各种光谱线塞曼三分裂子线的偏振状态谱线类型纯发射线纯吸收线太阳夫琅禾费线纵向观测，B向外，γ=0σv完全左旋圆偏振完全右旋圆偏振部分右旋圆偏振π看不见看不见看不见σR完全右旋圆偏振完全左旋圆偏振部分左旋圆偏振横向观测，γ=90°σv完全线偏振，垂直B部分线偏振，平行B部分线偏振，平行Bπ完全线偏振，平行B部分线偏振，垂直B部分线偏振，垂直BσR完全线偏振，垂直B部分线偏振，平行B部分线偏振，平行B而太阳光谱中的谱线既非纯发射线，也非纯吸收线，需要建立求解谱线的Stokes转移方程，从理论上，只要测出Stokes方程中的参量，就可以推算出磁场的三个要素磁场强度B，磁偏角φ和磁倾角θ的值。所以磁场测量是一种偏振测量。尽管现有仪器各有特色，但它们磁场测量的基本原理是相同的。即先经过望远镜的起偏器件，得到处于不同偏振态的光线，产生不同的参量组合，然后利用这些组合把各个参量分别测量出来，通过求解参量转移方程，进一步得到磁场向量的三要素的值。3太阳矢量磁场测量仪器目前世界上测量太阳向量磁场的仪器主要有两大类型：滤光器型的和光谱仪型的向量磁像仪。属于前者的有国家天文台怀柔观测基地的太阳磁场望远镜，日本国立天文台的太阳耀斑望远镜，以及美国大熊湖天文台和马歇耳飞行中心的向量磁像仪等；属于后者的有美国夏威夷大学Mees天文台的斯托克斯参量仪和俄国Sayan天文台的向量磁像仪等。[5]滤光器型的和光谱仪型的向量磁像仪的测量原理是相似的，即都通过偏振光分析器给出的讯号求得各个Stokes参量，然后描绘向量磁图。它们的差异只是4从广阔的光谱波段中分离磁敏线范围的辐射方法不同。前者用窄带滤光器，而后者用光谱仪。这两类仪器各有优缺点。主要是:（1）滤光器型仪器的空间和时间分辨率远远高于光谱仪型的仪器。这是因为前者能够对一个大范围的日面区域得到完整的磁图，而后者需要逐点扫描。（2）光谱仪型的测量精度较高，对精密的定量观测较为适宜。图3磁场望远镜偏振光分析器组成示意图怀柔太阳磁场望远镜是一种滤光型的向量磁象仪，它是由35cm真空折射望远镜、1/8Å双折射滤光器、3组KD*P晶体调制器、由AST-386电脑控制的CCD摄象机和151成像技术系统组组成，能获得光球的矢量磁图和多普勒速度图，色球的纵向磁图和多普勒速度图。图3为磁场望远镜的偏振光分析器组成示意图。包括一个1/4λ波片，光轴方位角为θ；一个KD*P晶体调制器，其光轴方位角为45°，由不断变化的电压引起的位相延迟为δ(t)；其后还有一个光轴方位角为0°的偏振片。KD*P晶体位于滤光器的最前端。当给它加上方波电压时，它是1/4λ波片或负1/4λ波片。左旋光或右旋光通过它，便变成线偏振光。因为滤光器前是一偏振片，所以当KD*P调制时，总是只有一种(左旋或右旋)圆偏振光被通过。根据塞曼效应，纵向磁场使谱线分裂成左旋和右旋圆偏振光，它们的位相差为ΔλH。当KD*P上的电压为正时，只有左旋光波通过。CCD接收的光强度为I-；当KD*P上的电压为负时，只有右旋光通过，CCD接收的光强度为I+。此时产生光强差(I+-I-)，它正比于磁场强度H。因此，可以建立起于磁场强度间的对应关系。这样就得到纵向场V。当KD*P调制器前加上光轴为0°或45°的消色差1/4λ波片时，可以测得磁场的横向分量Q或U。通过Q、U和V便可计算得到太阳矢量磁场。4结论太阳的大多数现象和过程都与太阳的磁相互作用密切相关，只有当我们对太阳磁场的现象和规律有深入正确的认识后，才能理解太阳活动的本质。自从发现了太阳有活动磁场以来，天文工作者以研制出一大批太阳磁场观测仪器，并建立了一系列的方法来测量太阳磁场。太阳磁场的测量目前主要借助于太阳磁敏光谱线的塞曼效应。利用塞曼效应制成的测量太阳向量磁场的仪器主要有两大类型：滤光器型的和光谱仪型的向量磁像仪。这两类仪器各有优缺点。主要是:（1）滤光器型仪器的空间和时间分辨率远远高于光谱仪型的仪器。这是因为前者能够对一个大范围的日面区域得到完整的磁图，而后者需要逐点扫描。（2）光谱仪型的测量精度较高，对精密的定量观测较为适宜。利用塞曼效应进行太阳磁场测量适用于太阳光球的谱线，可用于色球磁场观测的谱线较少，且测量精度较差，日冕以上的磁场大多只能进行量级估计。未来5应该提高太阳磁场测量仪的精度，改进对色球层和日冕层的磁场的测量。我国在太阳磁场探测方面还与发达国家有较大差距，虽然我国地面太阳磁场探测手段位于世界先进水平，但还没有空间太阳磁场探测平台。先进天基太阳天文台(ASO-S)启用之后，我国太阳磁场的研究将能实现地面和空间相结合，进一步完善观测模型，提高测量精度。参考文献[1]刘煜等.太阳磁场观测研究[J].天文学进展，2001，19（1）：34-44.[2]百度百科.日地关系天文台[EB]/[OL].2016，10.[3]叶式辉.天体的磁场[M].北京：科学出版社，1978.[4]王帅.太阳活动区矢量磁场测量及其特征分析[D].北京：中国科学院研究生院，2004.[5]敦金平.太阳活动区磁场测量和非势特征研究论文.北京：中国科学院研究生院，2002.