太阳光学观测技术发展

1. 太阳光学观测技术发展 邓元勇中国科学院国家天文台太阳活动重点实验室

2. 提纲 • 现代太阳物理发展史 • 太阳磁场测量发展史 • 太阳磁场测量基本仪器 • 太阳观测台站选择 • 现代高新技术在太阳观测中的应用 • 未来太阳仪器发展趋势

3. 现代太阳物理发展史>>> • 公元前370—290年, 肉眼, 希腊Athems所著“Theopbrastns”中提到目视太阳黑子 • 公元前28—1638年, 肉眼, 中国史书记载，超过112次目视观测到太阳黑子 • 1607—1611年, Galileo发明 望远镜, 最早用光学仪器观测白光太阳黑子 • 现代天文学的开端

4. 现代太阳物理发展史>>> • 1670年前后，牛顿，首次色散实验 • 牛顿色盘 • 三棱镜 • 1814年, 夫朗和费，太阳光谱仪(solar spectrometer), 对太阳进行分光观测、观测线源光谱 • 太阳大气成分 氦的发现 • 特定的夫朗和费谱线形成于太阳大气的特定层次，反应特定的物理环境（温度、密度、速度、磁场……)

5. 现代太阳物理发展史>>> • 1889年, 太阳单色光观测镜(spectrohelioscope) • 通过对线源作机械扫描、对太阳进行单色光成像观测 • 1896年，Zeeman效应的发现 • 奠定了太阳磁场测量的基础

6. 现代太阳物理发展史>>> • 1933年, Lyot, 1938, Ohman, 发明双折射滤光器， • 利用滤光器作单色器的色球望远镜，观测面单色太阳像，日珥、暗条、H耀斑 • 1960—, 太阳人卫仪器, 扩展了观测波段、并提高了空间分辨率 • 1980---，同时观测多层次单色太阳像立体成像 • 多通道双折射滤光器（艾国祥）、 多通道相减式双透过光谱仪（Mein)

7. 多层次单色光 现代太阳物理发展史>>>总结 辩证发展规律：点---线---面---体

8. 太阳磁场测量发展史>>> • 1896年，发现Zeeman效应：即磁场能够引起谱线分裂的理论，其裂距与磁场强度B,谱线的磁敏因子g（Lande因子）及波长的平方成正比 • 根据这一原理，Hale在1908年利用光谱仪和偏振分析器组成的太阳磁场观测仪器，观测到来自太阳黑子区域的光谱线有明显的分裂，进而推算出，太阳黑子的磁场强度达2000—3000高斯 • Hale的早期测量是没有空间分辨率的，即把观测对象当作一个整体来测量（点源）

9. 太阳磁场测量发展史>>> • 1952年，Babcock父子利用光电原理，成功地解决了102高斯以下的弱磁场的测量问题 • 首次测量了太阳极区磁场太阳磁活动22年周期 • 使太阳磁场的研究从黑子区域扩展到整个日面 • 1960年，前苏联克里米亚天文台的Stepanov等人又发明了能够测量太阳横向磁场的光电矢量磁像仪 到这个时候，观测对象都局限于“点源”观测模式 • 60年代末期，美国NSO发明了一种可以同时测量512*1点的磁像仪线源

10. 太阳磁场测量发展史>>> • 1968年, Beckers 首次将双折射滤光器用于太阳磁场测量，在同一时间内得到太阳视面磁场图像，大大地提高了望远镜的时间分辨率 面源 • 八十年代末，中国太阳物理学家艾国祥等人提出多通道滤光器的概念，即在同一时间内可以得到多条太阳谱线的矢量磁图 • 不同谱线对应不同太阳层次 • 实现对太阳磁场的准三维观测 • 90年代，同是艾国祥院士又提出了利用双折射滤光器的方法获得两维光谱的Stokes参数仪的方案 立体

11. 太阳磁场测量发展史>>> • 磁流管(Fluxtube)模型的建立 • 七、八十年代，利用所谓的磁线对比率(line-ratio)的方法，Stenflo等人得到著名的结论：日面上90%以上的磁结构都是以千高斯级、离散形式的强磁场形态存在 • 这一结论被以磁流管为基础的许多理论模型所验证 • 在一定意义上，各类太阳活动就是磁流管之间相互作用所导致的结果

12. “真实”磁场形态 最小可分辨空间 750km 太阳磁场测量发展史>>> • 实际观测量“磁场强度”B,物理含义是“磁通量密度” • 磁场的基本尺度在0.1或75km以下，远远超出地基磁场观测的空间分辨率（1  左右） • 对真实的磁场结构（磁流管），其场强B0,截面积S0,则磁通量= B0 *S0 • 由于磁通量是守恒量，则观测到的磁场强度B= /S<< B0 • 填充因子 = S0/S, 1%

13. 太阳磁场测量发展史>>>总结 辩证发展规律：点---线---面---体

14. 主镜 准直镜 成像镜 滤光系统 普通望远镜 太阳磁场测量设备>>> 单色光望远镜 磁场望远镜

15. “线源”的太阳光谱轮廓 单色光的太阳二维图像 光学系统 光谱仪 狭缝 光学系统+窄带双折射滤光器 太阳磁场测量设备>>>

16. 太阳磁场测量设备>>>光谱仪观测实例

17. 太阳磁场测量设备>>>滤光器观测实例

18. 太阳磁场测量设备>>> • “成谱” 观测 • 较高的磁场测量精度，获得观测对象的温度、速度、密度等丰富的物理信息 • 但这类设备观测的是沿着光谱仪狭缝方向的线源信息 • “只见树木，不见森林” • “成像”观测 • 跟踪太阳磁场的形态演化从而理解太阳磁活动的动力学过程；太阳突发式灾变现象的监测与预报 • 物理信息相对较少，精度稍低 • “知其然，不知其所以然”

19. 太阳磁场测量设备>>> • 太阳磁场测量设备并没有严格的分类，以上仅按单色器的区别分成两大类 • 其他还有一些设备，例如迈克尔逊干涉仪、法-柏干涉仪等，基本上都没有离开这两类仪器的范畴

20. 太阳磁场测量设备>>> • 光谱仪型“成谱”设备通过沿着垂直狭缝方向的空间扫描 • 滤光器型“成像”设备通过调节透过带中心波长的位置均能实现既成谱又成像观测，但: • Solar-B的光谱仪，成像时间约90分钟 • 传统双折射滤光器成谱时间数十分钟；SDO/HMI等仅几个光谱采样点 同时成像成谱的观测设备是未来太阳观测设备追求的目标 SST两维实时光谱仪是一个尝试，但如HMI一样，谱分辨率和覆盖范围均有限 基于光纤光谱仪技术的太阳观测设备可能是一个发展方向

21. Absorption line Transfer profiles of birefrigent filters 两维实时光谱仪

22. “线源”的太阳光谱轮廓 单色光的太阳二维图像 光学系统 光谱仪 狭缝 光学系统+窄带双折射滤光器 光纤光谱仪 二维光纤阵列：每根光纤等效于CCD的一个像元，光信息被光纤收集并传输到光谱仪之前，空间位置重新排列成线阵或分到不同光谱仪上，因此二维光纤阵列上每一点都能得到完整光谱信息 光纤光谱仪已开始在天文观测中崭露头角，如LAMOST

23. 太阳观测台站选择>>> • 磁场仪器包括三个主要指标： • 磁场分辩率(能观测和区分的最小磁场)ΔB； • 空间分辩率(最小观测点大小)ΔS； • 时间分辩率(观测一个活动区的时间)ΔT • 在一定口径φ的望远镜(光子接收率)和确定视场(A)的情况下 ΔB-2ΔT-1ΔS-1=Cφ 2A-1 这里C为仪器常数，反映仪器的效率 • 可见一定的望远镜和接受器，从方程左边得知，以上三项分辩本领互相制约 • 因此要提高仪器的总性能，必须在方程右方想办法。这包括加大望远镜口径，改善接收器的性能 • 最后，还可以在提高仪器效率上想办法，主要的一点就是选择良好的观测台址

24. 太阳观测台站选择>>> • 观测台址的科学因素 • 大气视宁度 Seeing • 大气透明度 Transparency • 可观测时数、日数 • 水汽、热辐射环境（红外） • …… • 观测台址的保障因素 • 交通、生活设施 • 电力、能源 • 网络、通讯 • ……

25. 太阳观测台站选择>>>天文观测台址的变迁 • 城市 格林威治、元大都、上海徐家汇 • 郊区 法国墨东天文台、南京紫金山、昆明凤凰山、北京天文台沙河站、怀柔站 • 远山远海 国台兴隆站、紫台德令哈站、美国大熊湖天文台，美国国立太阳天文台 夏威夷群岛、加纳利群岛、欧南台、青藏高原? • 空基、月基……

26. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>> • 探测器技术 • 太阳磁场测量精度为背景强度的1/10000 • 强光背景下的微弱信号探测 • 分辨率与视场的矛盾 • 视场=像元分辨率*像元数 越来越大面阵的探测器 • 时间分辨率与光子数

27. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>> • 高速采集和信息处理技术 • 怀柔常规太阳磁场观测数据率：1K*1K*4*30/s=120M/s， • 数据的传输 • 实时的运算处理 • GPU应用 • 下一代太阳望远镜的数据量呈几何级数增长

28. 互相关系数反映了我们所要研究的两个信号之间的时差或者说是位置差。互相关系数反映了我们所要研究的两个信号之间的时差或者说是位置差。 是 的傅里叶变换形式， 的傅里叶变换的共轭。 是 由相关函数在频域运算的形式推知，可以通过快速傅里叶变换算法实现相关运算，在此处只需要对 取共轭，得到 然后与 进行点乘就可以获得相关函数的傅里叶变换 逆变换矩阵（相关矩阵）中的最大值元素所在的即是两幅图像相关性最强的位置，也即是两幅图像相似性最强 的位置。 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>相关跟踪器 Correlation tracker/ tip-tilt 相关技术对太阳磁场等需要较长积分时间的观测尤其有效， 在怀柔基地的实际应用中可将磁图分辨率由数角秒提高到1角秒左右

29. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>主动光学和自适应光学现代高新技术在太阳观测中的应用>>>主动光学和自适应光学 • 主动光学是在80年代发展起来的，它是在薄型主镜后方设有上百个计算机控制的促动器，随时监测并抵消重力变形、风力干扰和温度波动对成像的影响，调整频率约0.01至1赫兹。 • 自适应光学主要补偿的则是大气湍动，调整频率可达每秒上百次，调整的对象也非主镜，而是光路中专门设置的一块变形辅助镜 应用价值

30. 自适应光学（AO）

31. 自适应光学（AO）

32. 自适应光学（AO） • 改正镜尺寸：77 mm • 改正元数： 97 • 运行模式：High Order • Tip/tilt 范围：2 mrad • DSP: 并行处理 • 采集系统：12801024 Photobit高速相机 • 采集频率：2.5 kHz • 闭环系统 ~ 130Hz

33. 自适应光学（AO） • 2003年10月利用AO、Frame Selection和Speckle Masking Reconstruction技术得到的G-band观测结果

34. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术 • 地球大气对天文图像的影响可归结为四类：移动、闪烁、模糊、畸变；此外，虽然地球大气的扰动可用一些模型来描述，但这些模型的有效性受光学等晕区的限制，而对太阳观测而言光学等晕区（一般约为5－10左右）非常小 • 前述相关跟踪系统主要校正大气扰动的一阶线性量即图像整体的移动 • 自适应光学补偿的则是高阶移动量和模糊等，改正元理论上至少要和光学等晕区大小一致，但目前基本上还做不到 • 但图像即使经过这些目前最先进的技术以后，图像质量还大有提高的余地 • 这就是图像后处理技术

35. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术 • 当采样曝光时间短于地球大气扰动的特征时间时，可以认为大气没有改变，即“大气冻结” • 对太阳观测而言，这个特征时间一般约10ms • 大气冻结下的图像，被称为“斑点图speckle image”，虽然图像仍然有畸变、模糊等，但其中保存了望远镜衍射极限的信息 • 用某种方式通过这些被保留的信息，可以复原真实的图像

36. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术---斑点干涉像复原现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术---斑点干涉像复原 怀柔多通道望远镜

37. 现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术---位相差异法现代高新技术在太阳观测中的应用>>>图像后处理技术---位相差异法 瑞典太阳望远镜

38. 未来太阳仪器的发展趋势>>> • 高空间分辨率 衍射极限与大口径、大气湍动与自适应光学 • 高时间分辩率 大口径、高效率终端设备 • 高光谱分辨本领 • 宽波长覆盖 可见光、近中红外 • 太阳立体成像技术 光球、色球、过渡区、日冕同时、同目标观测

39. 谢谢！

40. 未来地基太阳仪器的发展趋势>>> • 红外观测是未来地基台太阳观测的主战场 • 散射光小 • 大气视宁度好 • 精确（直接测量谱线分裂）

41. 探测器类型：HgCdTe/Al2O3 象元尺寸：18 m  18 m 象元数：1024  1024 • 读出模式：CMOS-SFD 8 门输出 • 致冷方式：77K 液氮 • 探测波长：0.9 ~ 2.5 m • 量子效率：> 60% • 最大帧频：30 frames/s • 填充因子：100% • 价值：~ $300,000

43. NAOC-RLA-IRCAM-I#红外相机 • 红外阵列器件：

44. 谱线证认 K (20800ű2400) 22001.4639 22062.7008 22061.7465 21976.7396 22083.7157, 22042.9894 Na 22083, g=1.3, No Pi Component