如何给太阳做“CT”？

2016年，中国科学院光电技术研究所太阳高分辨力成像研究团队成功研制了当时世界上通道数最多的太阳大气多波段层析成像系统，媒体报道说给太阳做 “CT”。但是为什么可以给太阳做“CT”？具体怎么做“CT”？让我们从源头开始，一起回顾一下这项技术的演进过程。

太阳光谱，从颜色到夫琅禾费线

本质上，太阳层析成像并不是我们常规理解的断层扫描成像，而是利用不同波长的太阳光进行多光谱同时成像的过程。因此在开始介绍之前，我们得先补充一点有关太阳光谱的知识。

在太阳物理研究初期，科学家是从太阳的颜色研究入手的。最著名的要数牛顿的三棱镜实验。当一缕太阳光通过三角形棱镜时，会按照波长不同被色散开来形成彩虹状的各种颜色排列，就像下图展示的那样。也就是说，白色的太阳光是由彩虹般多重颜色的光组合而成的。这种色散后按照不同颜色（波长）的组合排列就是光谱。当然后来随着科学对光的进一步理解（光是电磁波），光谱也用来描述所有电磁波的波长分布。

颜色和光谱（图片来源于网络）

颜色通常是部分波长的电磁波（可见光波段）被人类视觉系统感知后的产物。根据波长的不同，伽马射线到无线电都是电磁波，只是绝大部分都是我们人类无法直接感知的，我们视觉系统可见的那很小一部分被称为可见光。

在牛顿之后，英国化学家兼物理学家威廉·海德·沃拉斯顿（William Hyde Wollaston）在1802年研究各种透明物体的折射特性时，发现经过色散后的太阳光谱中存在一些暗线（没有颜色），他当时以为这是不同颜色的分界线，并没有进一步研究，错过了开启一个新学科的机会。十五年后，约瑟夫·冯·夫琅禾费（Joseph von Fraunhofer）基于衍射光栅发明了光谱仪，并独立地再次发现了太阳光谱中的暗线，他发现有574条这样的暗线，这就排除了沃拉斯顿关于颜色分界线猜想。然而当时夫琅禾费的兴趣也不在太阳光谱，并没有关心这些现象背后的理论，他基于光栅光谱仪精确测量了每条暗线对应的波长，只是使用它们来标校玻璃的折射率（他是当时世界上最好的玻璃制造商）。待后人搞清楚这些暗线的由来后，为了纪念这位“使我们更加接近星星”的人（夫琅禾费的墓志铭“He brought us closer to the stars”），这些太阳光谱上的暗线被称为“夫琅禾费线”。

夫琅禾费线（图片来源于网络）

光谱分析，现代天文学的钥匙

这些暗线的谜底一直到1859年才得以揭开。当时人们已经知道，不同的金属或者金属化合物（通常叫金属盐，比如食盐是氯化钠，又叫钠盐）可以改变火焰的焰色。并且已经观察到钠钾锂铜等金属盐的火焰颜色，这种金属或金属盐在无色火焰中灼烧时使火焰呈现特殊颜色的反应就叫做焰色反应。1958年前后，德国化学家罗伯特·威廉·本生（Robert Wilhelm Bunsen）进行逆向思考，既然不同的物质会产生不同颜色的火焰，那么是否可以用不同的火焰颜色来分析和区分元素呢？于是他发明了没有火焰的“本生灯”，来测试各种金属和金属盐的火焰。但是这种方式颜色分辨误差大，并且无法测试一些金属盐的溶液。后来他的朋友，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）建议采用光谱仪来替代简单的颜色来区分元素。

本生和基尔霍夫基使用光谱仪进行化学分析的装置（图片来源于网络）

经过大量的实验数据证实，他们证实了每个元素都会产生一组独特的谱线，即在特定波长的位置表现为特定的亮线或者暗线（取决于照明方式），并且绘制了几种常见物质的特征谱线。基于这种方法他们还发现了两种新的元素铷和铯。

实验中基尔霍夫发现，当太阳光和纳元素火焰一起进入光谱仪时，原本出现的明亮发射谱线变成了暗线。于是他又使用当时被认为是连续光谱的石灰光进行照明，依旧发现光谱中来的亮线位置变成了暗线。后来经过一些列验证之后，他们终于得出结论，原来某些物质本身加热后的光谱表现为亮线（发射谱线），而这些物质的气体分子或原子被连续光谱照明时，则表现为暗线（吸收谱线）。他们进而想到太阳光谱中的夫琅和费线，认为因为太阳辐射从内往外传输的过程中，被太阳表面大气中的钠元素吸收后导致的（后来研究表明还有一部分暗线是地球大气中某些元素吸收所致）。结合他们手头的工作，既然光谱可以分析化学的成分，他们立刻想到，那也可以通过对这些暗线进行研究，来判定太阳的物质组成！时隔一百多年，我似乎还能感受到他们得出这一结论时的狂喜与兴奋。要知道这在当时是不可想象的事情，这对于研究遥远的太阳和星体具有划时代的意义，也从此开启了天体光谱学领域的大门。根据光谱分析法，他们先后发现了太阳上还有氢钠铁钙镍等元素。后来经过多年后研究，人们发现，太阳的化学成分与地球类似，只是比例不同而已。

钠元素特征谱线，上图为吸收谱线，下图为发射谱线。（图片来源于网络）

说到这里，有个很有趣的插曲，我们知道化学元素氦元素又叫做太阳元素，它的英文名称Helium来自于希腊神话中太阳神Helios。那是因为早在1895年地球上发现氦气的27年前，法国天文学家皮埃尔·朱尔·塞萨尔·让森（Pierre Jules César Janssen）和英国科学家约瑟夫·诺曼·洛克耶（Joseph Norman Lockyer）就已经独立地通过观察太阳光谱发现了这种未知元素的存在并且进行了命名。

简单地梳理一下，牛顿基于颜色的研究开启了光谱学的大门。随后在19世纪初，沃拉斯顿和夫琅禾费发现了这些连续的太阳光谱中存在一些吸收线。另一方面，化学研究中开始基于焰色反应——不同元素的火焰的颜色——来确定元素，而物理学家基尔霍夫终于建立起元素发射线和太阳光谱吸收线之间的关系，并且最终推开了基于光谱来对天体进行物质分析的大门。

太阳大气的分层结构与“CT”成像

经过两百年的发展，人们终于搞清楚了太阳光谱以及夫琅禾费线，并且发展出基于光谱分析的天体光谱学，来对浩瀚的宇宙进行精确的观测。光谱学除了用在鉴定太阳和其他天体的物质组成外，还可以测量天体的转动速度（多普勒效应）、温度、密度。以及进一步反推能量来源及传递机制等等。如今这种技术已经成为我们研究太阳的重要手段之一。

通过光谱分析我们可以知道太阳大气的物质组成，要是能够直接看到太阳表面的图像岂不是更好？这对于研究太阳能量传递和物质演化过程具有不可替代的作用。这就是太阳物理研究的另一个重要的工具——高分辨力成像。而决定分辨率的最主要因素就是望远镜的口径，这也是天文望远镜口径越来越大的原因。

但是光有大口径的望远镜似乎还不够。我们知道，太阳大气分为光球层、色球层和日冕层，其中光球和色球层的厚度就达到2500公里。我们通常观测到的太阳表面结构，主要来自光球层，比如太阳米粒、太阳黑子等等。

太阳大气层状结构

前面我们介绍过，连续谱的太阳光在由内向外辐射的过程中，穿过太阳大气时会被某些元素吸收形成夫琅禾费吸收谱线。于是科学家就想，如果可以研制出透射波长的带宽非常窄的滤光器，只针对这条谱线进行成像，是不是就可以拍摄出对应元素所在位置的太阳表面图像了呢？答案是肯定的。但是理解起来似乎有点困难，你不是说太阳大气中的元素把对应波长的光谱都吸收了吗？怎么还会有图像呢？为什么这个谱线的图像就是元素所在位置的图像呢？为了解释这个问题，我们来看下图，图中我们以氢元素层的吸收为例来说明问题。虽然太阳辐射是呈360°的发散状辐射，但是考虑到地球和太阳的距离，地球上只能接收到很小角度过来的太阳光，我们这里假定是只有一个方向的辐射可以到达地球（平行光）。

基于太阳大气吸收线分层观测的原理

原本从太阳光球发射出来很多光子，若是没有太阳大气中的吸收层，那么朝向地球的光就会被望远镜收集得到光球层的像；但是太阳大气色球层中有一层氢元素。从光球层发出的光到达氢元素层时，其中656.281nm波长的太阳光就会被氢原子吸收掉，只是吸收了太阳光的氢元素并不稳定，会在很短的时间能再将吸收的光子释放掉。然而再发射出来的光子方向是随机的，这就导致经过“吸收—发射”这一过程后，很多原本朝向地球的光子被改变了传播方向，从而没法进入地球上的望远镜。这就是为什么在太阳光谱中，在氢元素谱线对应的波长位置（656.281nm）呈现暗线（注意只是能量相对其他波段有所减弱，并不是完全没有）。由于这些光子都是从氢原子层发射出来的，如果对这个波段成像，自然可以得到氢元素层的图像。为此我们通过观测Ha（氢元素吸收线，中心波长656.281nm）波段图像，就可以得到太阳大气色球层的图像。

更进一步研究发现，一些元素主要分布在太阳大气的不同高度，并且不同吸收线还能研究特定的太阳物理问题。比如前面说的氢元素吸收线Ha 线，就位于色球层中部；钙元素的一条吸收线 Ca II IR线（854.21nm）主要集中在色球层底部；而氦元素吸收线He I 线（1083.0nm）则主要位于色球层顶部；至于铁元素吸收线Fe I 线（1565.29nm）则主要集中在光球层。

说到这里，那么给太阳大气照CT的想法也就不言自明了。若是同时对上述吸收谱线进行高分辨成像，那就相当于对太阳大气进行切片扫描，同时得到太阳大气不同层高的物质结构及形态图像。

这个想法是有了，但是实现起来还是很有难度，比如说为了精准定位到某一种元素所在高度，就必须只针对他的特征谱线进行成像观测，也就是说，需要对成像的波长进行极窄带的滤波，来撇开其他层的太阳光对图像的影响。要想得到特定层的图像，用于成像的波长宽度通常只有几十个皮米，也就是头发丝的百万分之一的宽度。这就带来了两个问题，极窄带滤光器的研制以及极窄带成像带来的能量不足的问题。如果还要多波段同时成像，这些都是工程实践中不得不面对的挑战。好在天道酬勤，经过多年技术积累和科研攻关，光电所太阳团队突破多项关键技术，成功研制7波段太阳层析成像系统。这是目前世界上波段数最多的多波段层析成像系统，其探测波长对应的太阳高度涵盖光球层、色球层底部、色球层中部和色球层顶部，为监测太阳活动提供技术支撑。

就在刚刚过去的2019年底，光电所在太阳高分辨力观测领域再创佳绩，成功研制了中国首套2米级太阳望远镜。配上通道数最多的太阳“CT”设备，不得不说，我国的太阳物理研究，未来可期。

中国新一代2米级太阳望远镜——1.8米中国大太阳望远镜