太阳活动模型
要想对太阳大气进行天气预报，就需要模型和积累的数据，获得数据的有效方式就是对太阳进行观测。
目前，世界上有诸多太阳望远镜，国内也有不少各种口径的太阳望远镜，通过这些望远镜，科学家们积累了大量的观测数据，可是，我们为什么还要开展多波段成像观测呢？这就要谈到太阳大气的结构了。
太阳大气是一个层状结构，整个太阳分为好几层，由内而外可分为光球层、色球层和日冕。
光球位于太阳大气的最底层，是一层不透明的气体薄层，厚度在500km左右。我们通常看到的太阳轮廓实际上就是太阳光球层。
在光球层外面2000km是色球层。色球层只辐射约1%的可见光能量，通常情况下很难看到，但是色球上可以看到谱斑，有时候谱斑迅速增强，就会形成耀斑。
再往外层空间就是日冕，厚度几百万公里以上，由很稀薄的完全电离的等离子体组成。等离子体主要是质子、高度电离的离子和高速的自由电子。
在太阳的辐射谱中，有许多谱线，有发射线，也有吸收线。这些谱线都不是无限窄的，总有一定的宽度。
不同的谱线或同一谱线轮廓上的不同部位，是在太阳大气的不同高度形成的，通过研究这些谱线可以获得一些重要的信息，有助于探求和建立太阳光球、色球和日冕的大气模型。
说到这里，大家应该明白为什么要对太阳进行多波段同时观测了吧。
太阳光的不同波长来自于太阳大气的不同层，同时记录太阳光不同波段的图像，就是对太阳的多波段层析成像，相当于给太阳做CT，可以清楚的了解太阳活动的演化过程，也就有可能在日冕物质抛射和质子事件等危害性太阳活动发生之前，做出预警。
获取的观测数据对建立太阳大气模型提供了数据支撑，这样天气预报需要的模型和数据都有了，就可以实现较为准确的空间天气预报了。
多波段层析成像观测结果中国科学院光电技术研究所研制的7波段太阳层析成像系统，是目前世界上波段最多的多波段层析成像系统，其探测波长涵盖了太阳的光球层、色球层底部、色球层中部和色球层顶部。
其中4305 Å（编者注：Å为光的波长单位，读“埃”，1Å=0.1nm）、5550 Å、7057 Å和15653 Å对应太阳光球层；6562.81 Å的氢原子吸收线和8542.1 Å的Ca II 吸收线，对应色球层中部；10830 Å是He吸收线，对应色球层顶部。
在这之中，最窄的滤光器带宽只有12.5皮米（10^-12米），在随后的观测中，5500 Å 波段可以切换成通过带宽仅有3个皮米、对应色球层底部的5890 Å原子滤光器。
目前该设备已经与云南天文台1米新红外太阳望远镜对接，并进行常规观测。
太阳多波段层析成像结果
活动区AR 2529光球层的高分辨率演化图（TiO: 7057Å, 7Å）
活动区AR 2529色球层的高分辨率演化图（Hα: 6563Å, 0.25Å）
AR 2529是近期出现在日面上的较大活动区，光电所太阳大气高分辨力层析成像研究团队利用自适应光学技术实时补偿大气湍流引起的波前畸变，使成像系统的分辨力接近1米太阳望远镜的衍射极限；同时利用多波段层析成像技术，获取太阳大气不同高度的图像信息。
活动区AR 2529近期有多次小耀斑的爆发，一直处于活跃状态。
在2016年4月12日面积达到最大，约为20个地球的面积总和。
4月18日00:29 （UTC），产生了一个M6.7级的耀斑。
活动区AR 2529于4月16日05:05（UTC）爆发的小耀斑
太阳活动区在不同层具有不同的表现形式，在光球层表现为太阳黑子，具有本影、半影等精细结构；在色球层表现为暗条、谱斑等；在日冕表现为大尺度的爆发现象。
在太阳黑子上局部亮区域即为谱斑，谱斑亮度的突然增强，就会形成耀斑。它能在短时间内释放大量能量，引起局部区域瞬时加热，向外发射各种电磁辐射，并伴随粒子辐射突然增加，形成太阳风暴，影响日地之间的空间环境，对卫星、无线电通信和地面高压输电等技术系统带来多种影响和危害。
（本文首发于科学大院，由中国科学院光电技术研究所供稿，转载请注明出处并保留下方二维码）
发表于 2016-9-28 05:09
收藏
分享