太空探索－指定教材

第八章 探索太空的秘密

8.2  从太空观测太阳（1）

地球大气对天文观测极为不利，从甚长波到γ射线的电磁波，能够通过大气而被地面接收到的仅是几个极为窄小的所谓大气窗口(电磁波能穿透大气的波段)。由于原子、分子对电磁波的吸收和散射，波长短于0.32 μm的电磁波不可能通过大气到达地面；波长长于10 m的天体射电波由于电离层的反射也不能穿透大气层。由于水、二氧化碳等分子的吸收，“窗口”中的红外波段也被分割得支离破碎。即使在“窗口”内，也并非完全透明，特别是由于大气湍流所造成的星光抖动，使得观测到的天体的空间分辨率很低。因此，人们只有到大气层以外去，才有可能扩大观测波段，提高观测的空间分辨率，增加观测的灵敏度。

从太空观测太阳起始于1960年，美国发射的先驱者5号(Pioneer 5)，是第一艘探测太阳的飞船。1962年3月到1975年6月，美国发射了轨道太阳观测台系列飞船，该系列持续时间超过一个太阳活动周期，获得了大量的X射线、γ射线观测数据和远紫外宽带测量及谱线强度测量资料。天空实验室是美国的第一个空间站，主要观测仪器是阿波罗望远镜设备，宇航员拍摄了15 000多张太阳的图片，发现了日冕洞并对其进行了大量观测。美国的太阳峰年卫星于1980年2月14日发射，在太阳活动高年观测了太阳活动，发现了CME现象。阳光(Yohkoh或Solar-A)卫星是日本、美国和英国联合研制的，于1991年8月31日发射。

卫星上的主要探测仪器是软X射线望远镜。该卫星提供了大量的太阳耀斑图片，为太阳的高能辐射研究提供了宝贵资料。尤里赛斯(Ulysses)是美国和欧洲空间局联合发射的太阳观测卫星，1990年10月6日发射。主要目的是研究太阳的极区。1992年8月飞越木星，并利用木星的引力助推作用，偏离黄道面，转向太阳的极区，于1994年6月第一次通过太阳极区。1995年12月，美国和欧洲空间局共同发射了太阳和日球观测站(Solar and Heliospheric Observatory, 简称SOHO)。 SOHO位于日地连线之间的拉格朗日点，对太阳的爆发性事件，可提前30多分钟提供准确的预报和警报。1998年4月2日，美国发射了过渡区和日冕探索者(Transition Region and Coronal Explorer, 简称TRACE)卫星，该卫星带有紫外和极紫外成像仪器，研究太阳小尺度磁场和等离子体结构之间的关系。

2002年2月5日，美国发射了高能太阳分光成像仪(High Energy Solar Spectrosco- pic Imager, 简称HESSI)卫星，并获得了高分辨率的太阳硬X射线像。

8.2.2 从太空观测太阳的基本方法

从太空观测太阳的主要方法包括以下四方面： (1) 用日震技术了解太阳内部结构和动力学过程；(2) 用可见光日冕仪和紫外遥感技术观测色球层、过渡区和日冕；(3) 通过X射线和γ射线成像，了解太阳高能加速和加热的过程；(4) 通过测量太阳磁场的三维结构，了解太阳各种爆发性活动发生发展的规律。

1. 用日震技术确定太阳内部结构

太阳表面存在各种波模的振荡，完整地测量这些自由机械振荡谱，就可以确定太阳内部的性质。最近一二十年已经观测到许多振荡模，并创造了观测更多模的机会，在此基础上诞生了日震学。

太阳内部的各种振荡一般在太阳表面产生三个可观测量： 表面大气位移或太阳直径的变化；温度或亮度的变化；径向速度分量。这三个量的相对重要性，取决于振荡的类型和模式。其中用得较多的方法是利用多普勒效应测量表面速度，如SOHO飞船携带的太阳整体低频速度振荡测量仪器和迈克尔逊多普勒成像仪就使用了这种方法。

测量太阳振荡的另外方法是测量太阳表面的亮度变化。单个振荡模引起的亮度变化的幅度小于百万分之几。在地面难以观测低次膜，但可在空间观测。SOHO飞船的太阳辐照度和重力振荡测量仪器就属于这种类型，它能连续地、高稳定性和高准确地测量太阳总发光度和谱发光度以及谱辐射率，连续测量太阳的极半径和赤道半径。

2. 用可见光日冕仪观测日冕的形态

日冕是太阳的最外层大气，它在色球层以外，直至几个太阳半径甚至更远。在日全蚀时，日冕可作为围绕太阳的部分光晕在可见光范围看到。现在，人们可以在日冕仪上产生人工的日蚀，以便对日冕进行观测。SOHO飞船携带的白光分光日冕仪属于可见光观测仪器。

3. 用紫外遥感方法观测日冕的结构

日冕辐射覆盖了从X射线到无线电波的整个电磁波谱段。在远紫外波段，日冕辐射则强于光球层及色球层，成为主要的发射源。

由于不同波长的紫外辐射来自太阳大气的不同高度，所以不同波长的紫外单色光谱能给出不同高度、不同温度范围的太阳大气的辐射分布。SOHO飞船的太阳极紫外成像仪可用于研究色球层和日冕小尺度结构的动力学过程和演变，特别是关于日冕加热和太阳风加速的物理机制。日冕诊断分光计通过研究极紫外区的发射线特征来获得太阳大气的等离子体特征(包括密度、温度、流速及丰度等)。

4. 用X射线和γ射线成像方法观测太阳的高能加速过程

太阳是太阳系中最强大的粒子加速器，它可将离子加速到几十吉电子伏，将电子加速到几百兆电子伏。而且，粒子加速和能量释放过程是紧密联系在一起的。但是，太阳是怎样释放可能存储在日冕磁场中的能量，如何以那样高的效率加速电子和离子，并达到那样高的能量，现在还不清楚。

高能粒子发射是电子、质子和重离子在太阳耀斑中加速的最直接的特征。硬X射线连续谱是由高能电子的轫致辐射产生的。高能离子与周围太阳大气的核碰撞产生复杂的窄的和宽的γ射线线谱，它们含有加速的离子和周围大气特有的信息。由此可见，对太阳X射线和γ射线进行成像观测，可了解太阳的爆发性能量释放过程，特别是耀斑。

高能太阳分光成像仪是一个用于探测太阳耀斑中离子加速和能量释放的小型卫星，于2002年2月发射成功。其轨道倾角为38°，高度为600 km。卫星上惟一一个仪器是成像光谱仪，它可在X射线和γ射线谱段获得高保真度的太阳耀斑彩色图像，主要科学目的是确定在日冕中脉动能量释放的频率、位置和演变；研究在耀斑中电子、质子和重离子的加速；研究等离子体加热并确定其与粒子加速的关系；研究耀斑中高能粒子的传播和演变;确定在耀斑中加速离子和周围离子的相对丰度。

5. 通过测量太阳磁场研究太阳活动

所有太阳活动都与太阳磁场有关。太阳活动区的产生、发展和消亡，都无法与自身磁场的演化分割开来。磁场是太阳活动区最本质的特征。在太阳活动区出现前，首先可观测到局部磁场的产生和磁场的增强。随着磁场的增强，出现小的黑子。磁场继续增强，黑子不断发展；同时，还观测到谱斑、暗条、光斑等其他活动。在磁场结构复杂的太阳活动区，还能观测到耀斑、射电爆发、日珥等剧烈活动。在太阳活动区全盛时期，太阳活动区的磁场可高达几千高斯(1高斯＝10-4 特斯拉)。太阳活动区开始衰减，磁场也慢慢变弱，直到太阳活动区完全消失后，磁场还能维持一个时期。

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