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人類無法直接感知的，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，英國化學家兼物理學家威廉·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，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），他當時以為這是不同顏色的分界線，并沒有進一步研究，錯過了開啟一個新學科的機會。十五年后，約瑟夫·馮·夫瑯禾費（Joseph von Fraunhofer）基于衍射光柵發(fā)明了光譜儀，并獨立地再次發(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于顏色分界線猜想。然而當時夫瑯禾費的興趣也不在太陽光譜，并沒有關心這些現(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的波長，只是使用它們來標校玻璃的折射率（他是當時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，為了紀念這位“使我們更加接近星星”的人（夫瑯禾費的墓志銘“He brought us closer to the stars”），這些太陽光譜上的暗線被稱為“夫瑯禾費線”。

 

夫瑯禾費線（圖片來源于網(wǎng)絡）

 

光譜分析，現(xiàn)代天文學的鑰匙

 

這些暗線的謎底一直到1859年才得以揭開。當時人們已經(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使火焰呈現(xiàn)特殊顏色的反應就叫做焰色反應。1958年前后，德國化學家羅伯特·威廉·本生（Robert Wilhelm Bunsen）進行逆向思考，既然不同的物質會產(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行化學分析的裝置（圖片來源于網(wǎng)絡）

 

經(jīng)過大量的實驗數(shù)據(jù)證實，他們證實了每個元素都會產(chǎn)生一組獨特的譜線，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的特征譜線?；谶@種方法他們還發(fā)現(xiàn)了兩種新的元素銣和銫。

 

實驗中基爾霍夫發(fā)現(xiàn)，當太陽光和納元素火焰一起進入光譜儀時，原本出現(xiàn)的明亮發(fā)射譜線變成了暗線。于是他又使用當時被認為是連續(xù)光譜的石灰光進行照明，依舊發(fā)現(xiàn)光譜中來的亮線位置變成了暗線。后來經(jīng)過一些列驗證之后，他們終于得出結論，原來某些物質本身加熱后的光譜表現(xiàn)為亮線（發(fā)射譜線），而這些物質的氣體分子或原子被連續(xù)光譜照明時，則表現(xiàn)為暗線（吸收譜線）。他們進而想到太陽光譜中的夫瑯和費線，認為因為太陽輻射從內往外傳輸?shù)倪^程中，被太陽表面大氣中的鈉元素吸收后導致的（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）。結合他們手頭的工作，既然光譜可以分析化學的成分，他們立刻想到，那也可以通過對這些暗線進行研究，來判定太陽的物質組成！時隔一百多年，我似乎還能感受到他們得出這一結論時的狂喜與興奮。要知道這在當時是不可想象的事情，這對于研究遙遠的太陽和星體具有劃時代的意義，也從此開啟了天體光譜學領域的大門。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）

 

說到這里，有個很有趣的插曲，我們知道化學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。那是因為早在1895年地球上發(fā)現(xiàn)氦氣的27年前，法國天文學家皮埃爾·朱爾·塞薩爾·讓森（Pierre Jules César Janssen）和英國科學家約瑟夫·諾曼·洛克耶（Joseph Norman Lockyer）就已經(jīng)獨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的大門。隨后在19世紀初，沃拉斯頓和夫瑯禾費發(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，化學研究中開始基于焰色反應——不同元素的火焰的顏色——來確定元素，而物理學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系，并且最終推開了基于光譜來對天體進行物質分析的大門。

 

太陽大氣的分層結構與“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線，并且發(fā)展出基于光譜分析的天體光譜學，來對浩瀚的宇宙進行精確的觀測。光譜學除了用在鑒定太陽和其他天體的物質組成外，還可以測量天體的轉動速度（多普勒效應）、溫度、密度。以及進一步反推能量來源及傳遞機制等等。如今這種技術已經(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鏡的口徑，這也是天文望遠鏡口徑越來越大的原因。

 

但是光有大口徑的望遠鏡似乎還不夠。我們知道，太陽大氣分為光球層、色球層和日冕層，其中光球和色球層的厚度就達到2500公里。我們通常觀測到的太陽表面結構，主要來自光球層，比如太陽米粒、太陽黑子等等。

 

太陽大氣層狀結構

 

前面我們介紹過，連續(xù)譜的太陽光在由內向外輻射的過程中，穿過太陽大氣時會被某些元素吸收形成夫瑯禾費吸收譜線。于是科學家就想，如果可以研制出透射波長的帶寬非常窄的濾光器，只針對這條譜線進行成像，是不是就可以拍攝出對應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困難，你不是說太陽大氣中的元素把對應波長的光譜都吸收了嗎？怎么還會有圖像呢？為什么這個譜線的圖像就是元素所在位置的圖像呢？為了解釋這個問題，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方向的輻射可以到達地球（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鏡收集得到光球層的像；但是太陽大氣色球層中有一層氫元素。從光球層發(fā)出的光到達氫元素層時，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的，這就導致經(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，從而沒法進入地球上的望遠鏡。這就是為什么在太陽光譜中，在氫元素譜線對應的波長位置（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層的圖像。

 

更進一步研究發(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，就位于色球層中部；鈣元素的一條吸收線 Ca II IR線（854.21nm）主要集中在色球層底部；而氦元素吸收線He I 線（1083.0nm）則主要位于色球層頂部；至于鐵元素吸收線Fe I 線（1565.29nm）則主要集中在光球層。

 

說到這里，那么給太陽大氣照CT的想法也就不言自明了。若是同時對上述吸收譜線進行高分辨成像，那就相當于對太陽大氣進行切片掃描，同時得到太陽大氣不同層高的物質結構及形態(tài)圖像。

 

這個想法是有了，但是實現(xiàn)起來還是很有難度，比如說為了精準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行成像觀測，也就是說，需要對成像的波長進行極窄帶的濾波，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成像，這些都是工程實踐中不得不面對的挑戰(zhàn)。好在天道酬勤，經(jīng)過多年技術積累和科研攻關，光電所太陽團隊突破多項關鍵技術，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)，其探測波長對應的太陽高度涵蓋光球層、色球層底部、色球層中部和色球層頂部，為監(jiān)測太陽活動提供技術支撐。

 

就在剛剛過去的2019年底，光電所在太陽高分辨力觀測領域再創(chuàng)佳績，成功研制了中國首套2米級太陽望遠鏡。配上通道數(shù)最多的太陽“CT”設備，不得不說，我國的太陽物理研究，未來可期。

 

中國新一代2米級太陽望遠鏡——1.8米中國大太陽望遠鏡

 

（來源：中國科學院光電技術研究所）