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[日冕的偏振观测]

(本文为AstroLeaks试稿第七篇,非常感谢南京大学李瑛同学的投稿,由于我们几个管理员的研究方向主要是星系方向,我们的稿件不免有很强的bias;事实上,天体物理学的热点和前沿远不止这些领域,太阳物理,以及其衍生出的日地空间物理都是非常受关注的学科,尤其是在2012年,又一个太阳活动极大年的背景之下;我们也借此鼓励其他的方向的同学能为我们提供稿件)

标题: Coronal Polarization
作者: N.-E. Raouafi
论文索引: astro-ph: 1104.0598
编辑供稿: 李瑛 ( 南京大学 )

背景介绍:

太阳大气由光球层色球层日冕组成。平时大家看到的是太阳的光球层,温度约为几千度(Kelvin),辐射主要是连续谱叠加吸收线;光球层往外是色球层,温度逐渐上升,通过急剧上升的过渡区后,到达日冕的几百万度,其辐射也由连续谱逐渐变为发射线。(关于吸收线,发射线和连续谱的关系,请参考Wikipedia上关于谱线的词条)

日冕中存在许多物理过程和活动现象,如日冕加热粒子加速物质抛射等。目前,这些现象还未被完全了解清楚,其中一个主要的原因在于准确测量日冕的一些物理参量,如磁场,密度等,还比较困难。这篇会议综述文章正是由偏振理论引出了几种探测日冕等离子体物理参数的方法(其中的一系列探测机制可以参阅后面的延伸阅读)。

(偏振描述了横波的振动方向的一种性质;对于电磁波,其偏振特性用在一个振动周期内,空间某一点上电场的方向来描述;电场始终指向一个方向的称为线偏振,随传播而发生旋转的为圆偏振或者椭圆偏振。常常利用Stokes参数I,Q,U,V来描述总偏振强度,分数偏振度和偏振椭圆的形状,具体请见Wikipedia链接和延伸阅读。)

文章介绍:

(1). 探测日冕电子密度:

白光日冕( White Light Corona: 在太阳物理中,白光指对可见光波段波长积分后的物理量;白光日冕也可以简单的理解成日全食时可以看到的日冕 )有3个分量:

  • 1. K冕,在2.3倍太阳半径以内,主要辐射机制是自由电子散射光球的连续谱辐射,即汤姆逊散射;其连续谱和光球谱很像,只是缺少了Fraunhofer吸收线。
  • 2. F冕,在2.3倍太阳半径以外,起源于黄道面行星际尘埃粒子散射光球的光,可以延伸到比日地距离远的多的地方;这部分日冕实际上可以以黄道光的形式在夜晚适当时刻观测到。
  • 3. E冕,又称L冕,主要是发射线,这部分辐射来自日冕本身,而非散射光。
  • 对于K冕的汤姆逊散射来说,其偏振光亮度(pB_k)和电子密度(N_e)有如下关系:
    ,其中G是贡献函数(具体表达式及各物理量可参见 Quemerais & Lamy 2002)。偏振测量通常也可用来区分K冕和F冕,基于的假设就是偏振光亮度不依赖于F冕亮度。图1. 给出了利用日冕白光偏振测量得到电子密度的一个例子。


    f1

    Fig.1: 不同的测量和模型中给出的streamer电子密度随半径的关系,其中有一些模型外推到了1AU处

    (2). 探测日冕磁场:

    当有磁场存在时,日冕辐射的偏振情况会受影响。反之,日冕辐射的偏振测量为磁场探测提供了一个重要的工具。探测日冕磁场主要有以下几种机制:Zeeman效应、Hanle效应、回旋共振辐射、轫致辐射和法拉第旋转等等,下面简单介绍下此五种机制探测日冕磁场的情况。

  • 1. Zeeman效应
  • (Zeeman效应指的是在静态磁场存在的条件下,原子谱线会分裂为几个成分的现象;多数原子中会存在几种电子构型拥有相同的能量的现象,因此这些能级之间的跃迁产生同一条谱线,然而,当有磁场存在时,磁场和不同量子数的电子的相互作用有轻微的差别,使得这种简并被破除,谱线也会随之产生分裂。)

    由于Zeeman分裂与波长平方成正比,因此主要用长波(如红外光)来探测日冕磁场。Harvey(1969)用Fe XIV (XIV:13次电离) 530.3nm 绿线测量了一个活动区(参见黑子的Wiki词条)上空的视向磁场强度,他得到的结果是13\pm20Gauss。Kuhn(1995)用红外的Fe XIII 1074.7nm (XIII:12次电离)谱线得到了活动区上空视向磁场强度的上限(~40 Gauss)。Lin(2000, 2004)也用这条红外谱线得到了距日心1.1到1.28个太阳半径的磁场强度,图2 给出了他测得的Stokes参数中I和V分量以及相应的磁场强度值。


    f1

    Fig.2: 观测得到的Fe XIII 1074.7nm谱线的 Stokes I和V参量的轮廓以及模型拟合;图中标注处了以太阳半径为单位的观测位置和得到的磁场强度。

    利用Zeeman效应测量日冕磁场有一些困难,困难主要来源于日冕磁场比较弱,此外也受限于仪器的发展。通常,在实际测量中需要加长曝光时间来进行补偿。

  • 2. Hanle效应:
  • (当在观测方向上存在磁场时,被线偏振辐射激发的原子发出的偏振辐射下降的物理现象;在太阳物理中,Hanle效应主要是指相对于零磁场情况,未分辨的,和观测方向垂直的磁场会使得谱线的散射偏振幅度下降,利用偏振观测,可以用来估计磁场强度)

    利用Hanle效应可以测量 1 millgauss到几百Gauss的磁场,此方法已经被运用到日珥磁场的测量中。对Hanle效应敏感的谱线有Fe XIV 530.3nm和Fe XIII 1074.7nm 等禁线(在特定物理条件下,违反了选择定则的禁戒跃迁产生的谱线)以及一些远红外和极紫外谱线,不过目前利用这些谱线的偏振来探测磁场还不是轻而易举的事情。

    以上都是偏振在白光、红外和紫外等波段的应用,而在射电波段则可利用偏振通过以下几种机制来探测日冕磁场。

  • 3. 回旋共振辐射 (Cyclotron Resonance):
  • 回旋共振辐射是由绕磁力线回旋的电子加速产生,是强圆偏振辐射,依赖于磁场强度。回旋共振覆盖的频段是3-20 GHz,可以探测从几百Gauss到2.5 KGauss的磁场。

  • 4. 轫致辐射:
  • (轫制辐射是由带电粒子在电磁场中减速运动产生的连续辐射,因此是“轫制”而非“韧制”。最常见的机制是电子被原子核减速;由等离子体产生的轫制辐射也常常称作自由-自由跃迁。)

    电子与质子碰撞会产生轫致辐射,当有磁场存在时,出射的寻常光和异常光的简并会被打破,使得辐射具有很强的圆偏振性,圆偏振度正比于磁场的视向分量。轫致辐射覆盖的频段在3GHz以下,相应地,可以探测从几Gauss到几百Gauss的磁场。

  • 5. 法拉第旋转
  • 法拉第旋转是入射光的线偏振面方向的磁场效应,即入射光的线偏振面会随着磁场变化而发生偏转,偏转方向的大小与其传播方向上的磁场强度成比例,其表达式如下:
    此方法已经被用来探测日冕物质抛射(CME)的磁场。


    f1

    Fig.3: 甚大阵(VLA)对某黑子群在5, 8, 15GHz处亮度分布的观测结果;右图为此黑子群对应的磁场复杂结构的示意图。

    结束语:

    这篇会议综述文章总结了日冕偏振的用途,主要体现在探测日冕电子密度和日冕磁场两方面,其中用到的机制被一一列举。实际上,这篇文章的内容不只局限于太阳物理,而是可以应用到天体物理的各个领域中,比如如何探测磁场。磁场在天体物理中有很重要的作用,其测量的主要方法和机制在这篇文章中都有提及,所以这篇文章适合于天体物理各个方向的研究生阅读。

    此外,再多说几句关于太阳大气的磁场情况。太阳大气中很多物理过程都与磁场有关,目前普遍认为一些剧烈的活动现象如耀斑、CME等都是通过磁重联(Magnetic Reconnection)(在高度导电的等离子体中,磁场拓扑结构重新组织,将磁场能量转化为动能和热能释放的物理过程)释放磁能,然后转化为粒子的动能和热能等。但,这也仅仅是理论上的推理,磁重联发生时会有电流片(Current Sheet)产生,但电流片很薄,耗散区很小,其中的过程,如磁能如何被释放等,到目前都不是很清楚。另外,日冕的磁场测量目前不是很乐观,实际情况是,只有光球磁场能很好的直接测量,但色球和日冕磁场有人在尝试,不过结果不是很好。因为日冕磁场很弱,一般只有几Gauss到几十Gauss,用其中发射线的偏振很难反演出日冕磁场。当然,除了努力从观测上直接测得日冕磁场外,太阳物理工作者还利用光球磁场外推的方法来计算日冕磁场,然后与观测进行比较,目前还是得到了一些比较认可的结果。

    延伸阅读:

  • 1. 偏振光谱学的Wikipedia词条
  • 2. 天文学中偏振观测的Wikipedia词条
  • 3. Stanford太阳中心给出的太阳物理关键词条解释
  • 4. 太阳物理中的偏振测量课件 1
  • 5. 太阳物理中的偏振测量课件 2
  • 6. 关于Hanle效应在太阳物理中应用的综述
  • 7. Marshall空间飞行中心给出的日冕直观图象
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    blog for Chinese astronomy and astrophysics students to share their interest, idea and experience.

    讨论

    6 thoughts on “[日冕的偏振观测]

    1. 在光头的提醒下,解释两个词:
      贡献函数
      描述的是大气中每一层次对观测物理量的相对贡献。如果观测量是辐射强度I,在把I看成是由从大气表面逃逸出来的光子构成的同时,贡献函数便被赋予了“概率分布”意义,即描述了这些逃逸光子随深度的概率分布情况,它同时也是波长的函数。贡献函数可以用SSW(solarsoftware)中的Chianti包理论计算出来。

      streamer,即冕流,是日冕中比较亮的延伸结构。冕流的长度与太阳活动有关。冕流按形状可以分为两类:盔状冕流(形状如钢盔)和活动区冕流(在日面活动区向外延伸,截面较平整或略散开)。

      Posted by lying | 四月 20, 2011, 11:52 上午
    2. 赞太阳物理。我们需要更广阔的选题范围啊,做星系的、宇宙学的、恒星的、行星的、ISM的、仪器的、高能天体物理的……

      Posted by 2MBLPing | 四月 20, 2011, 9:44 上午
    3. 对太阳物理完全外行, 不过还是想问下, 北大Kavli 的阎慧容在研究的Atomic Alignment 测量磁场的方法, 有没有可能应用到太阳附近介质的磁场和偏振上?

      Posted by ZhiyuZhang | 四月 20, 2011, 5:42 上午

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