基本介紹
- 中文名：太陽磁像儀
- 作用：測量太陽活動區的磁場
- 設計原理：逆塞曼效應
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簡述
製作原理
磁場平行於視線方向縱向磁場時，譜線分裂成左旋和右旋圓偏振的2條支線；磁場垂直於視線方向橫向磁場時，譜線分裂成3條支線，中間的π線是線偏振，旁邊2條σ支線是部分線偏振。支線間的距離稱為裂距 [Δλ] ，它同磁場強度成正比。對於黑子強磁場 [約數千高斯] ，在太陽攝譜儀入射狹縫前加上適當的分析偏振光的器件，便可在攝有磁場敏感譜線的光譜底片上直接測出裂距，從而獲得黑子內的磁場強度。
磁場低於幾百高斯的譜線裂距太小，難於直接測量。必須藉助於間接的方法，即在磁場敏感譜線輪廓某些固定位置上，測量出具有不同偏振狀態的分裂支線間的強度變化，進而計算出磁場強度。太陽磁像儀就是用這種間接方法來測定磁場的。
至於橫向磁場的測量就比較複雜，需要提高探測器的靈敏度和精密度，並使探測器對準譜線輪廓中央，才能測定。
磁像儀測量的是太陽輻射的偏振狀態。由於光線被傾斜鏡面反射和儀器的其它缺陷，會出現附加的儀器偏振。在測量縱向磁場時，通過相減手續可自動消去儀器偏振。但在橫向磁場測量中沒有相減過程，儀器偏振同橫向磁場引起的偏振混淆在一起，這便增加了測量的複雜性。
分類
太陽光電磁像儀
定義
用光電輻射探測器測量太陽磁場的一種基本儀器，也稱向量磁像儀，是美國天文學家H.D.巴布科克於1953年發明的。
工作原理
光電磁像儀一般是由太陽攝譜儀改制的。在圖1 太陽光電磁像儀工作原理示意圖中，入射狹縫前有一組偏振光分析器，由波片、電光晶體、偏振片組成。電光晶體通光的兩個表面上鍍有透明電極，加上交變的高壓電信號，便成為調製波片,其光學滯後量通常是在±1/4波長範圍內變化。這樣，偏振光分析器便能對不同的偏振成分進行調製分析。在攝譜儀焦面處有三個緊靠在一起的出射狹縫,正中狹縫對準譜線輪廓中央,用於橫向磁場測量。兩旁狹縫處於譜線輪廓翼部對稱位置，用於縱向磁場測量。出射光進入相應的光電倍增管，輸出電流經過放大，再由電子裝置和計算機處理成磁場信號。在單獨進行縱向磁場測量時，偏振光分析器可以僅由電光晶體和偏振片構成。
太陽自轉和日面局部區域的運動，會產生正比於視向速度的譜線位移，破壞譜線輪廓相對於出射狹縫的對稱性。在出射狹縫前安置一塊可旋轉的平面平行玻璃板，便可使譜線回到對稱位置。平板的轉動是由譜線輪廓翼部兩狹縫接收的平均信號強度的差值伺服控制的，平板轉角可作為視向速度的量度。因此，光電磁像儀還可測量日面不同地方的視向速度。
光電磁像儀原則上可測量縱向磁場、橫向磁場及其方位角，但測量橫向磁場是很困難的，因為橫向磁場的信號比縱向磁場的弱得多，而且不能在測量過程中自動消除儀器偏振。許多光電磁像儀的前置光學系統中均採用了定天鏡那樣的裝置。這種裝置引入的儀器偏振是變化的，難於補償，而且在數值上往往會大於橫向磁場導致的太陽輻射偏振。因此，許多光電磁像儀實際上只用於測量縱向磁場。但是，光電磁像儀測量精度高，在選擇譜線上具有較大的靈活性，除了測量磁場外，還可測量日面亮度場和視向速度場。隨著多通道探測器的套用，測量速度也不斷提高。圖2 太陽磁圖是用美國基特峰天文台光電磁像儀得到的太陽磁圖。
太陽照相磁像儀
用照相的方法獲得日面縱向磁場圖的太陽磁像儀。1958年，萊頓最先用美國威爾遜山天文台的太陽攝譜儀改裝而成。在太陽單色光照相儀入射狹縫前安置光束分離器和偏振光分析器，使分離的左旋和右旋的偏振光在狹縫的不同部位進入單色光照相儀，這樣就能在掃描底片上得到一對相反圓偏振的局部太陽單色像。先將其中一張負片翻拍成正片,並使它的反差值精確地等於1；再將它同另一張負片迭合，複製成一張照片，就是日面縱向磁場圖。在使用窄帶濾光器的太陽望遠鏡上也可用照相相減法獲得磁場圖。照相方法的優點是角解析度較高，記錄時間較短，不涉及複雜的電子技術。磁場靈敏度約20高斯。但是用上述相減方法處理磁圖，尤其是保證反差□ =1（見天文底片），需要相當細緻的工作和較長的時間。雖然有人提出半自動照相相減法，但結果比較粗糙，未被廣泛採用。
太陽視頻磁像儀
用電視攝像管作為探測器的一種太陽磁像儀。光學系統是採用窄帶濾光器的望遠鏡。測量橫向磁場時濾光器透過帶調節到磁場敏感譜線的線翼或線心。濾光器前安置偏振光分析器。攝像管接收到的調製信號輸入計算機進行處理。測量結果可在螢光屏上實時顯示為磁圖,也可記錄在磁帶上。澳大利亞庫爾古拉天文台的視頻磁像儀採用干涉濾光器，能以0.3秒的曝光時間,拍到一張磁圖，其空間解析度約為2□。視頻磁像儀能以較高速度記錄和顯示磁場，特別適宜於研究日面快速變化的磁場現象，但受攝像管性能限制，測量精度較低。現有的視頻磁像儀大都限於測量縱向磁場。
參考書目
葉式編著：《天體的磁場》，科學出版社，北京，1978。
