為什么要觀測不同波長的太陽輻射？

高鵬

網(wǎng)友提問：為什么要觀測不同波長的太陽輻射？

用標準相機給太陽照一張照片，你會看到一個熟悉的形象：一個黃色的、平淡無奇的大圓盤。如果你在太陽接近地平線時對它進行拍攝的話，它看上去也許會更紅一些，因為此時太陽的光線必須穿過更多的地球大氣，使其在到達照相機鏡頭前失去了藍色光波。實際上，太陽可以發(fā)出所有顏色的光波，但是因為最明亮的是黃色光波，所以，我們用肉眼看到的太陽的顏色——更準確地說，是太陽在相機中所呈現(xiàn)的顏色——是黃色，因為人是不能直視太陽的。當所有的可見光疊加在一起，就是科學(xué)家所稱的“白光”。

借助專門的儀器，無論是陸基望遠鏡還是空間望遠鏡，都可以觀測到遠遠超出肉眼可視范圍的光線，不同的波長傳達著有關(guān)太陽表面和大氣中不同組分的信息。因此，科學(xué)家就用這些從不同波長中得到的信息，為我們不斷變化的恒星繪制出一幅完整的圖像。

例如，波長為5500埃（1埃=0.1納米）的黃綠光，通常是由溫度為5700℃的物質(zhì)發(fā)出的，說明太陽表面的溫度正是這一溫度。此外，由溫度大約為630萬攝氏度的原子發(fā)出的，是波長為94埃的極端紫外線，太陽耀斑就可以達到如此高的溫度。因此，對觀測太陽耀斑來說，極端紫外線是一個極佳的波長。通過仔細觀察在各種不同波長下拍攝的太陽圖片，科學(xué)家可以追蹤粒子和熱量是如何穿過太陽大氣層的。這些照片都是由下列望遠鏡拍攝的：美國航空航天局的太陽動力學(xué)天文臺（SDO）、日地關(guān)系天文臺（STEREO）以及歐空局和美國航空航天局聯(lián)合研制的太陽和太陽風(fēng)層探測器（SOHO）。

我們能看到陽光的可見光譜部分，原因很簡單，因為太陽是由熱氣體組成的，因熱產(chǎn)生光，就像白熾燈泡一樣。太陽中不僅包含多種不同的原子，比如氦原子、氫原子、鐵原子，還包含攜帶不同電荷的各種離子。當每一種原子和離子達到特定溫度后，都可以發(fā)出特定波長的光。科學(xué)家在20世紀早期就已經(jīng)弄清了哪些原子會發(fā)出哪些波長的光，并將這一對應(yīng)關(guān)系一一編錄在冊。

太陽望遠鏡以兩種方式利用這一波長信息。第一種方式是采用一種被稱為光譜分析儀的特定儀器。該儀器可以同時觀測多個波長的光，能幫助科學(xué)家對太陽周圍物質(zhì)呈現(xiàn)出的溫度范圍形成一個綜合的理解。光譜圖看上去并不像一幅典型的照片，而更像一幅對各種光線按其數(shù)量級別進行分類的圖形。

另一種方式，則是采用那些僅聚焦于某一特定波長的光線來生成太陽傳統(tǒng)圖像的儀器。比如，參與太陽動力學(xué)天文臺項目的科學(xué)家，為其上面搭載的大氣成像儀器組（AIA）選擇了10種不同的波長以便進行觀測。每一波長的光線大部分是由一種離子（也可能是兩種離子）發(fā)出的，不過也總有由其他離子產(chǎn)生的波長或長或短的光線在圖片中出現(xiàn)。科學(xué)家之所以選擇這些波長，是因為其中的每一個波長都會有選擇地突出顯示太陽大氣層中某一特定的部分。

從太陽表面開始，太陽動力學(xué)天文臺觀測的各波長（以埃為單位）光線與其所突出顯示的太陽大氣層中某一特定的部分，其對應(yīng)關(guān)系如下：

4500埃：顯示的是太陽的表面，或者叫光球?qū)印?/p>

1700埃：顯示的也是太陽的表面，也就是太陽大氣層中被稱為色球的一層。色球?qū)游挥诠馇驅(qū)又希枩囟茸陨驅(qū)娱_始逐漸升高。

1600埃：顯示的是光球?qū)由戏降倪^渡區(qū)，介于色球?qū)雍腿彰嶂g。在過渡區(qū)，溫度急劇升高。

304埃：該波長的光線是由色球?qū)雍瓦^渡區(qū)發(fā)出的。

171埃：該波長的光線展示了日冕層在安靜狀態(tài)下的情形。該波長的光線也可以顯示出被稱為冕環(huán)的巨大磁弧。

193埃：可顯示出日冕中溫度稍高的區(qū)域，也可顯示出太陽耀斑中溫度更高的物質(zhì)。

211埃：該波長的光線顯示的是日冕中溫度更高的磁活躍區(qū)。

335埃：該波長的光線顯示的也是日冕中溫度更高的磁活躍區(qū)。

94埃：該波長的光線突出顯示了太陽發(fā)生耀斑時的日冕區(qū)域。

131埃：該波長的光線顯示的是太陽耀斑中最熱的物質(zhì)。

太陽動力學(xué)天文臺向人們提供了此前人們不可能看到的、有關(guān)太陽的詳細視圖。太陽動力學(xué)天文臺于2010年2月11日發(fā)射，采用兩套成像裝置：大氣成像儀器組和日震及日磁成像儀（HMI），可以用13種不同的波長向人們提供超高清晰度的太陽圖像。endprint