通过高分辨率光谱偏振观测了解太阳大气


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通过高分辨率光谱偏振观测了解太阳大气


太阳大气受不同大小的高能过程控制 , 从几公里的小规模事件到数千公里的大事件 , 这些事件散布在太阳表面 。 虽然我们还不完全了解这些活跃现象的本质 , 但科学界一致认为它们总是与太阳大气中无处不在的磁场有关 。 该磁场在太阳表面的大部分区域显示出简单的配置 , 但在太阳活动区域内部却非常复杂 , 其强度可能大于 3000 G 。 虽然这个值与我们用现代电磁铁所能获得的值相比似乎没有那么高 , 但我们应该记住 , 太阳黑子可能比地球还要大!这些巨大的磁性结构通常表现为圆形特征 , 具有深色的中心核心 , 即本影 , 被称为半影的更亮的丝状结构包围 。 如果太阳中存在太阳黑子 , 它很可能会爆发产生称为耀斑的爆炸 , 将太阳等离子体喷射到太空 。



此外 , 根据这次爆炸的幅度 , 喷射出的等离子体甚至会损害我们绕地球运行的电子设备 , 因此对于了解这些过程的性质至关重要 。 现代太阳望远镜观察太阳并使用数码相机收集光子 , 类似于我们智能手机上的相机 。 这些光子在太阳大气中产生 , 并在到达我们的途中与太阳等离子体相互作用 。 因此 , 它们可以提供有关太阳大气的信息 , 例如 , 它们可以告诉我们等离子体有多热、它移动的速度或磁化程度 。 然而 , 为了获得太阳磁场的信息 , 我们需要测量太阳光的偏振度 。 在这方面 , Hinode卫星上的分光偏振计旨在定期测量不同波长的太阳大气下部产生的光的偏振度 。 然而 , 即使是像Hinode这样在不受地球大气层影响的情况下观察太阳的太空望远镜 , 仍然会受到仪器效应的影响 , 即所谓的杂散光会产生来自图像不同部分的光的色散 。



为了纠正这种影响并提高光谱偏振观测的质量 , 在过去 15 年中开发了称为空间反卷积方法的新数值技术 。 空间反卷积提高了我们对接近望远镜最大分辨率的小尺度事件的理解 。 这是因为它允许对被望远镜杂散光模糊的结构进行可视化 。 反演代码旨在检索包含在观察到的光子中的物理信息 。 他们解决了偏振光的辐射传递方程, 以创建与观察到的光谱相匹配的合成光谱 。 从这个意义上说 , 他们迭代地改变辐射传递方程中使用的物理信息 , 直到达到良好的拟合 。 然而 , 这是一项复杂的任务 , 早期的反演代码必须假设几个简化过程和计算时间的理论近似值 。 在这方面 , 他们只能在太阳大气中的固定高度确定大气参数的信息 。



然而 , 在九十年代初期 , 先驱研究人员开发了一种新的反演代码 , 称为 SIR , 可以超越上述限制 。 该代码基于一种新的理论方法 , 并首次允许在不同高度推断太阳大气的物理信息 。 因此 , 我们可以确定温度或磁场矢量的垂直梯度 , 例如什么可以更好地理解太阳以及在太阳大气中较高高度发生的现象 。 此外 , 这些结果可以与复杂的理论模型和模拟进行比较 , 在这些领域 , 问题的物理特性得到了很好的理解 。 由于这些原因 , 这项工作被认为是对太阳磁学理解的突破 , 并且至今仍在使用 。



大气底部的等离子体温度总是更高 , 并且随着高度的增加而降低 , 这是我们预期的 , 因为发生在太阳中的大多数高能过程都发生在恒星的核心 。 我们发现一个区域非常凉爽 , 颜色深 , 对应于太阳黑子本影 , 几乎不随高度变化 。 此外 , 在这个区域之外 , 我们总是在大气底部检测到明暗特征相对应的波动 。 此外 , 我们还可以在较高层识别出与太阳活动相关的热线的复杂行为 , 有时会出现 。 最后 , 磁场强度与温度的空间分布密切相关 , 在后者非常低的地方非常大 , 并且在其余空间位置显示出复杂的波动模式 。



【通过高分辨率光谱偏振观测了解太阳大气】如果我们有可用的太阳光谱偏振观测 , 我们可以利用反演代码将观测光谱中包含的信息转换为太阳大气的物理信息 。 此外 , 如果我们对这些观测应用空间反卷积方法 , 我们可以消除仪器效应 , 从而提高图像质量、小尺度特征的检测以及反演代码的结果等 。 从这个意义上说 , 在过去的两年里 , 我第一次将这两种技术结合起来观察不同的太阳区域 , 利用这两种技术之间的共生关系 。 我已经证明它们可以准确地工作并允许提取观测数据中包含的物理信息 , 这有助于我们更好地了解太阳大气 。 因此 , 我们现在拥有的工具将帮助我们比以往任何时候都更深入地应对太阳的本质 , 太阳是我们生活和我们所依赖的恒星 。

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