日冕光學偏振

早在1871年就已發現 K日冕具有較高的偏振特性。1905年K.史瓦西認為這種偏振是由日冕中自由電子的湯姆孫散射引起的。根據F日冕與K日冕的強度比值隨距離的增加而增大的趨勢,利用湯姆孫散射機制可解釋目前觀測到的如下事實:日冕偏振度從日面邊緣的25%增加到離邊緣半個太陽半徑處的50%左右,達到極大值,然後又隨著距離的增加而減小;對磁矢量而言,有嚴格的徑向偏振。

基本介紹

  • 中文名:日冕光學偏振
  • 時間:1871
  • 包括:來太陽的偏振入射輻射流
  • 引起:冕離子的各向異性激發
簡介
日冕發射線的偏振是由日冕離子的各向異性激發所引起,其中主要包括來自太陽的偏振入射輻射流所引起的共振偏振(或稱共振散射),也包括離子速度的各向異性所引起的碰撞偏振(或稱碰撞激發)。此外,日冕磁場對上述偏振有很大的影響,即磁場的消偏振效應。溫度也對偏振產生一定的影響。日冕發射線偏振度較低,對儀器偏振度的補償要求很高,因為任何觀測誤差以及日冕大氣中的非均勻性,都影響到觀測結果的可靠性。目前,對日冕綠線(5303埃)和紅線(6374埃)的觀測最多,但所得結果差異較大。例如,綠線的偏振度可從百分之幾到百分之四十三。不少人在共振偏振理論的基礎上,利用磁場和碰撞的消偏振效應來解釋這種差異。

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