【導(dǎo)讀】2016年，中國科學(xué)院光電技術(shù)研究所太陽高分辨力成像研究團(tuán)隊(duì)成功研制了當(dāng)時(shí)世界上通道數(shù)最多的太陽大氣多波段層析成像系統(tǒng)，媒體報(bào)道說給太陽做 “CT”。但是為什么可以給太陽做“CT”？具體怎么做“CT”？讓我們從源頭開始，一起回顧一下這項(xiàng)技術(shù)的演進(jìn)過程。
2016年，中國科學(xué)院光電技術(shù)研究所太陽高分辨力成像研究團(tuán)隊(duì)成功研制了當(dāng)時(shí)世界上通道數(shù)最多的太陽大氣多波段層析成像系統(tǒng)，媒體報(bào)道說給太陽做 “CT”。但是為什么可以給太陽做“CT”？具體怎么做“CT”？讓我們從源頭開始，一起回顧一下這項(xiàng)技術(shù)的演進(jìn)過程。
太陽光譜，從顏色到夫瑯禾費(fèi)線
本質(zhì)上，太陽層析成像并不是我們常規(guī)理解的斷層掃描成像，而是利用不同波長的太陽光進(jìn)行多光譜同時(shí)成像的過程。因此在開始介紹之前，我們得先補(bǔ)充一點(diǎn)有關(guān)太陽光譜的知識。
在太陽物理研究初期，科學(xué)家是從太陽的顏色研究入手的。最著名的要數(shù)牛頓的三棱鏡實(shí)驗(yàn)。當(dāng)一縷太陽光通過三角形棱鏡時(shí)，會按照波長不同被色散開來形成彩虹狀的各種顏色排列，就像下圖展示的那樣。也就是說，白色的太陽光是由彩虹般多重顏色的光組合而成的。這種色散后按照不同顏色（波長）的組合排列就是光譜。當(dāng)然后來隨著科學(xué)對光的進(jìn)一步理解（光是電磁波），光譜也用來描述所有電磁波的波長分布。
顏色和光譜（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）
顏色通常是部分波長的電磁波（可見光波段）被人類視覺系統(tǒng)感知后的產(chǎn)物。根據(jù)波長的不同，伽馬射線到無線電都是電磁波，只是絕大部分都是我們?nèi)祟悷o法直接感知的，我們視覺系統(tǒng)可見的那很小一部分被稱為可見光。
在牛頓之后，英國化學(xué)家兼物理學(xué)家威廉·海德·沃拉斯頓（William Hyde Wollaston）在1802年研究各種透明物體的折射特性時(shí)，發(fā)現(xiàn)經(jīng)過色散后的太陽光譜中存在一些暗線（沒有顏色），他當(dāng)時(shí)以為這是不同顏色的分界線，并沒有進(jìn)一步研究，錯過了開啟一個(gè)新學(xué)科的機(jī)會。十五年后，約瑟夫·馮·夫瑯禾費(fèi)（Joseph von Fraunhofer）基于衍射光柵發(fā)明了光譜儀，并獨(dú)立地再次發(fā)現(xiàn)了太陽光譜中的暗線，他發(fā)現(xiàn)有574條這樣的暗線，這就排除了沃拉斯頓關(guān)于顏色分界線猜想。然而當(dāng)時(shí)夫瑯禾費(fèi)的興趣也不在太陽光譜，并沒有關(guān)心這些現(xiàn)象背后的理論，他基于光柵光譜儀精確測量了每條暗線對應(yīng)的波長，只是使用它們來標(biāo)校玻璃的折射率（他是當(dāng)時(shí)世界上最好的玻璃制造商）。待后人搞清楚這些暗線的由來后，為了紀(jì)念這位“使我們更加接近星星”的人（夫瑯禾費(fèi)的墓志銘“He brought us closer to the stars”），這些太陽光譜上的暗線被稱為“夫瑯禾費(fèi)線”。
夫瑯禾費(fèi)線（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）
光譜分析，現(xiàn)代天文學(xué)的鑰匙
這些暗線的謎底一直到1859年才得以揭開。當(dāng)時(shí)人們已經(jīng)知道，不同的金屬或者金屬化合物（通常叫金屬鹽，比如食鹽是氯化鈉，又叫鈉鹽）可以改變火焰的焰色。并且已經(jīng)觀察到鈉鉀鋰銅等金屬鹽的火焰顏色，這種金屬或金屬鹽在無色火焰中灼燒時(shí)使火焰呈現(xiàn)特殊顏色的反應(yīng)就叫做焰色反應(yīng)。1958年前后，德國化學(xué)家羅伯特·威廉·本生（Robert Wilhelm Bunsen）進(jìn)行逆向思考，既然不同的物質(zhì)會產(chǎn)生不同顏色的火焰，那么是否可以用不同的火焰顏色來分析和區(qū)分元素呢？于是他發(fā)明了沒有火焰的“本生燈”，來測試各種金屬和金屬鹽的火焰。但是這種方式顏色分辨誤差大，并且無法測試一些金屬鹽的溶液。后來他的朋友，德國物理學(xué)家古斯塔夫·基爾霍夫（Gustav Kirchhoff）建議采用光譜儀來替代簡單的顏色來區(qū)分元素。
本生和基爾霍夫基使用光譜儀進(jìn)行化學(xué)分析的裝置（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）
經(jīng)過大量的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)證實(shí)，他們證實(shí)了每個(gè)元素都會產(chǎn)生一組獨(dú)特的譜線，即在特定波長的位置表現(xiàn)為特定的亮線或者暗線（取決于照明方式），并且繪制了幾種常見物質(zhì)的特征譜線。基于這種方法他們還發(fā)現(xiàn)了兩種新的元素銣和銫。
實(shí)驗(yàn)中基爾霍夫發(fā)現(xiàn)，當(dāng)太陽光和納元素火焰一起進(jìn)入光譜儀時(shí)，原本出現(xiàn)的明亮發(fā)射譜線變成了暗線。于是他又使用當(dāng)時(shí)被認(rèn)為是連續(xù)光譜的石灰光進(jìn)行照明，依舊發(fā)現(xiàn)光譜中來的亮線位置變成了暗線。后來經(jīng)過一些列驗(yàn)證之后，他們終于得出結(jié)論，原來某些物質(zhì)本身加熱后的光譜表現(xiàn)為亮線（發(fā)射譜線），而這些物質(zhì)的氣體分子或原子被連續(xù)光譜照明時(shí)，則表現(xiàn)為暗線（吸收譜線）。他們進(jìn)而想到太陽光譜中的夫瑯和費(fèi)線，認(rèn)為因?yàn)樘栞椛鋸膬?nèi)往外傳輸?shù)倪^程中，被太陽表面大氣中的鈉元素吸收后導(dǎo)致的（后來研究表明還有一部分暗線是地球大氣中某些元素吸收所致）。結(jié)合他們手頭的工作，既然光譜可以分析化學(xué)的成分，他們立刻想到，那也可以通過對這些暗線進(jìn)行研究，來判定太陽的物質(zhì)組成！時(shí)隔一百多年，我似乎還能感受到他們得出這一結(jié)論時(shí)的狂喜與興奮。要知道這在當(dāng)時(shí)是不可想象的事情，這對于研究遙遠(yuǎn)的太陽和星體具有劃時(shí)代的意義，也從此開啟了天體光譜學(xué)領(lǐng)域的大門。根據(jù)光譜分析法，他們先后發(fā)現(xiàn)了太陽上還有氫鈉鐵鈣鎳等元素。后來經(jīng)過多年后研究，人們發(fā)現(xiàn)，太陽的化學(xué)成分與地球類似，只是比例不同而已。
鈉元素特征譜線，上圖為吸收譜線，下圖為發(fā)射譜線。（圖片來源于網(wǎng)絡(luò)）
說到這里，有個(gè)很有趣的插曲，我們知道化學(xué)元素氦元素又叫做太陽元素，它的英文名稱Helium來自于希臘神話中太陽神Helios。那是因?yàn)樵缭?895年地球上發(fā)現(xiàn)氦氣的27年前，法國天文學(xué)家皮埃爾·朱爾·塞薩爾·讓森（Pierre Jules César Janssen）和英國科學(xué)家約瑟夫·諾曼·洛克耶（Joseph Norman Lockyer）就已經(jīng)獨(dú)立地通過觀察太陽光譜發(fā)現(xiàn)了這種未知元素的存在并且進(jìn)行了命名。
簡單地梳理一下，牛頓基于顏色的研究開啟了光譜學(xué)的大門。隨后在19世紀(jì)初，沃拉斯頓和夫瑯禾費(fèi)發(fā)現(xiàn)了這些連續(xù)的太陽光譜中存在一些吸收線。另一方面，化學(xué)研究中開始基于焰色反應(yīng)——不同元素的火焰的顏色——來確定元素，而物理學(xué)家基爾霍夫終于建立起元素發(fā)射線和太陽光譜吸收線之間的關(guān)系，并且最終推開了基于光譜來對天體進(jìn)行物質(zhì)分析的大門。
太陽大氣的分層結(jié)構(gòu)與“CT”成像
經(jīng)過兩百年的發(fā)展，人們終于搞清楚了太陽光譜以及夫瑯禾費(fèi)線，并且發(fā)展出基于光譜分析的天體光譜學(xué)，來對浩瀚的宇宙進(jìn)行精確的觀測。光譜學(xué)除了用在鑒定太陽和其他天體的物質(zhì)組成外，還可以測量天體的轉(zhuǎn)動速度（多普勒效應(yīng)）、溫度、密度。以及進(jìn)一步反推能量來源及傳遞機(jī)制等等。如今這種技術(shù)已經(jīng)成為我們研究太陽的重要手段之一。
通過光譜分析我們可以知道太陽大氣的物質(zhì)組成，要是能夠直接看到太陽表面的圖像豈不是更好？這對于研究太陽能量傳遞和物質(zhì)演化過程具有不可替代的作用。這就是太陽物理研究的另一個(gè)重要的工具——高分辨力成像。而決定分辨率的最主要因素就是望遠(yuǎn)鏡的口徑，這也是天文望遠(yuǎn)鏡口徑越來越大的原因。
但是光有大口徑的望遠(yuǎn)鏡似乎還不夠。我們知道，太陽大氣分為光球?qū)印⑸驅(qū)雍腿彰釋樱渲泄馇蚝蜕驅(qū)拥暮穸染瓦_(dá)到2500公里。我們通常觀測到的太陽表面結(jié)構(gòu)，主要來自光球?qū)樱热缣柮琢！⑻柡谧拥鹊取?/div>
太陽大氣層狀結(jié)構(gòu)
前面我們介紹過，連續(xù)譜的太陽光在由內(nèi)向外輻射的過程中，穿過太陽大氣時(shí)會被某些元素吸收形成夫瑯禾費(fèi)吸收譜線。于是科學(xué)家就想，如果可以研制出透射波長的帶寬非常窄的濾光器，只針對這條譜線進(jìn)行成像，是不是就可以拍攝出對應(yīng)元素所在位置的太陽表面圖像了呢？答案是肯定的。但是理解起來似乎有點(diǎn)困難，你不是說太陽大氣中的元素把對應(yīng)波長的光譜都吸收了嗎？怎么還會有圖像呢？為什么這個(gè)譜線的圖像就是元素所在位置的圖像呢？為了解釋這個(gè)問題，我們來看下圖，圖中我們以氫元素層的吸收為例來說明問題。雖然太陽輻射是呈360°的發(fā)散狀輻射，但是考慮到地球和太陽的距離，地球上只能接收到很小角度過來的太陽光，我們這里假定是只有一個(gè)方向的輻射可以到達(dá)地球（平行光）。
基于太陽大氣吸收線分層觀測的原理
原本從太陽光球發(fā)射出來很多光子，若是沒有太陽大氣中的吸收層，那么朝向地球的光就會被望遠(yuǎn)鏡收集得到光球?qū)拥南瘢坏翘柎髿馍驅(qū)又杏幸粚託湓亍墓馇驅(qū)影l(fā)出的光到達(dá)氫元素層時(shí)，其中656.281nm波長的太陽光就會被氫原子吸收掉，只是吸收了太陽光的氫元素并不穩(wěn)定，會在很短的時(shí)間能再將吸收的光子釋放掉。然而再發(fā)射出來的光子方向是隨機(jī)的，這就導(dǎo)致經(jīng)過“吸收—發(fā)射”這一過程后，很多原本朝向地球的光子被改變了傳播方向，從而沒法進(jìn)入地球上的望遠(yuǎn)鏡。這就是為什么在太陽光譜中，在氫元素譜線對應(yīng)的波長位置（656.281nm）呈現(xiàn)暗線（注意只是能量相對其他波段有所減弱，并不是完全沒有）。由于這些光子都是從氫原子層發(fā)射出來的，如果對這個(gè)波段成像，自然可以得到氫元素層的圖像。為此我們通過觀測Ha（氫元素吸收線，中心波長656.281nm）波段圖像，就可以得到太陽大氣色球?qū)拥膱D像。
更進(jìn)一步研究發(fā)現(xiàn)，一些元素主要分布在太陽大氣的不同高度，并且不同吸收線還能研究特定的太陽物理問題。比如前面說的氫元素吸收線Ha 線，就位于色球?qū)又胁浚烩}元素的一條吸收線 Ca II IR線（854.21nm）主要集中在色球?qū)拥撞浚欢ぴ匚站€He I 線（1083.0nm）則主要位于色球?qū)禹敳浚恢劣阼F元素吸收線Fe I 線（1565.29nm）則主要集中在光球?qū)印?/div>
說到這里，那么給太陽大氣照CT的想法也就不言自明了。若是同時(shí)對上述吸收譜線進(jìn)行高分辨成像，那就相當(dāng)于對太陽大氣進(jìn)行切片掃描，同時(shí)得到太陽大氣不同層高的物質(zhì)結(jié)構(gòu)及形態(tài)圖像。
這個(gè)想法是有了，但是實(shí)現(xiàn)起來還是很有難度，比如說為了精準(zhǔn)定位到某一種元素所在高度，就必須只針對他的特征譜線進(jìn)行成像觀測，也就是說，需要對成像的波長進(jìn)行極窄帶的濾波，來撇開其他層的太陽光對圖像的影響。要想得到特定層的圖像，用于成像的波長寬度通常只有幾十個(gè)皮米，也就是頭發(fā)絲的百萬分之一的寬度。這就帶來了兩個(gè)問題，極窄帶濾光器的研制以及極窄帶成像帶來的能量不足的問題。如果還要多波段同時(shí)成像，這些都是工程實(shí)踐中不得不面對的挑戰(zhàn)。好在天道酬勤，經(jīng)過多年技術(shù)積累和科研攻關(guān)，光電所太陽團(tuán)隊(duì)突破多項(xiàng)關(guān)鍵技術(shù)，成功研制7波段太陽層析成像系統(tǒng)。這是目前世界上波段數(shù)最多的多波段層析成像系統(tǒng)，其探測波長對應(yīng)的太陽高度涵蓋光球?qū)印⑸驅(qū)拥撞俊⑸驅(qū)又胁亢蜕驅(qū)禹敳浚瑸楸O(jiān)測太陽活動提供技術(shù)支撐。
就在剛剛過去的2019年底，光電所在太陽高分辨力觀測領(lǐng)域再創(chuàng)佳績，成功研制了中國首套2米級太陽望遠(yuǎn)鏡。配上通道數(shù)最多的太陽“CT”設(shè)備，不得不說，我國的太陽物理研究，未來可期。
中國新一代2米級太陽望遠(yuǎn)鏡——1.8米中國大太陽望遠(yuǎn)鏡
（來源：中國科學(xué)院光電技術(shù)研究所）
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