这里是国家天文台怀柔太阳观测站

一.太阳观测站为什麽要建在水上？

    大气是影响太阳像质量的重要因素，太阳照射以后就会使得地面温度升高，地面上的热气就会上升，望远镜周围大气湍动急剧升高，太阳像就会剧烈抖动，影响观测质量。水可以吸收周围大气的热量，使得这个区域的大气宁静度比较稳定，所以经过认真的选址最后把磁场望远镜安装在27米高的塔楼上，而且是建在水上。

二.太阳磁场望远镜的提出

 太阳磁场的测量是在本世纪初由美国威尔逊山天文台开始的，到五十年代初，仍在威尔逊山天文台发明了光电磁象仪，六十年代初在苏联克里米亚天文台发明了横场观测方法，加上磁流体力学的兴起，太阳磁场的观测和研究几乎成了一切太阳活动研究的基础和关键之一，于是由艾国祥（现在的国家天文台台长，中国科学院院士）提出并设计了“双折射滤光器”。

三.矢量磁场和速度场分析器结构

用Zeeman效应观测太阳磁场，是先测得太阳磁敏线的偏振光成分，而后由理论或经验定标，归算矢量磁场。太阳磁场分析器，原则上是偏振光分析器。太阳磁敏线中的偏振光，以[I,Q,U,V]四个Stokes参数表示。图3所示磁分析器是本仪器的具体结构。第一片是1/4波片，轴方位角为ø，第二片为KD*P电光晶体，它具有宽视场结构，在做原理分析时，不考虑宽场结构所引起的复杂性，KD*P光轴方位角为45°，所加高压引起的相角延迟为ð（t）,第三片为偏振片，其轴方位角为0°.

太阳磁场望远镜选用FeI5324.19Å谱线观测光球层的磁场，该线等值宽度0.334Å，中心剩余强度0.1315,是一条较宽和较强的吸收线。在该线宽度内，无其它线干扰，谱线轮廓比较规则对称，属简单三分裂，Lande因子g=1.5,低级发电位为3.197eV,受温度影响小。下面大体上讨论该线在磁场中形成的主要特征：

1，强度I的轮廓虽磁场的变化较小，当H=3000高斯时，由于磁场分裂量<0.06Å,I的轮廓也不出现明显分裂.H=1000高斯的轮廓与无磁场轮廓非常接近。在线翼中部，0.15Å附近，这种差别更小。出现这种情况主要由于谱线较宽，g因子较小，它于5250Å线不同，5250Å在较大磁场时，I轮廓会明显分裂。

2.Q,U和V的极大位置与I谱线轮廓斜率最大的位置相一致，约在距线心0.10Å附近。

3.Q,U在线心区域不仅树脂较低，而且同符号的范围小。

4.太阳上个体温度的差别，对于5324Å谱线轮廓的影响是不严重的。

太阳磁场是太阳物理中最重要的核心物理量。太阳磁场的存在导致太阳大气中的磁敏谱线分裂，且分裂谱线的辐射具有偏振特性，用Stokes参数可以完全确定偏振光的特性。利用复杂的分光和偏振测量设备，精确测量出具有不同偏振状态的分裂谱线间的强度差值，根据此差值与磁场强度的正比关系，就可测定太阳磁场。下图为纵向磁场测量原理图。

      太阳磁像仪工作原理             S1,S2对称的置于线翼的出射狭缝

上一页，下一页 回到主页