如何「看到」太陽背面的活動區:(三)太陽的都卜勒影像觀測

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作者：王晶晶

中國科學院國家空間科學中心

中國科學院空間環境態勢感知技術重點實驗室

太陽是日地空間環境擾動的源頭。這裡先介紹一下太陽的結構，如圖1所示，從外向內分別是日冕層（corona）、色球層（Chromosphere）、光球層（Photosphere）、對流層（Convection zone）、輻射層（Radiative zone）和核心（Core）。這可不是科學家們憑空想像的，而是基於觀測通過分析得到的結果。

圖1太陽結構示意圖（引自WikipediaCommons/kelvinsong）

以美國NASA的太陽動力學觀測臺（SDO）衛星為例，如圖2所示（從左上至右下），當前對太陽的觀測主要是對太陽大氣（光球層、色球層、日冕層）的觀測——都卜勒影像觀測（Dopplergram）、光球磁場觀測（Magnetogram）、光球連續譜觀測（Continuum）、三個選定譜線（1700Å、4500Å、1600Å）觀測，以及七個選定極紫外波段（304Å、171Å、193Å、211Å、335Å、94Å、131Å）的觀測。

圖2對太陽的觀測（引自NASA）

其中一項重要的觀測——都卜勒影像觀測，就是利用光的都卜勒效應，通過測量選定譜線的都卜勒頻移，可以進一步分析得到太陽光球層的振蕩方向、速度等，對日震學的研究至關重要。如圖3所示，利用SDO衛星日球層磁場成像儀HMI獲得的都卜勒影像觀測，以地球為觀測點觀察自轉的太陽，其中紅色區域是背離我們（地球）運動，而藍色區域是朝向我們運動，可以非常明顯的看出太陽自西向東的自轉特性。除了太陽的自轉之外，從都卜勒影像觀測中，我們還會看到光球層存在很多振蕩。這是什麼原因呢？跟地震一樣嗎？

圖3太陽的都卜勒影像觀測（引自NASA）

首先，日震學並不是指太陽上的「地震」。太陽內部有很多種振蕩，「地震」只是其中一個來源。都卜勒影像觀測中比較明顯的，就是太陽內部的振蕩，而這種振蕩的成因、來源又非常的複雜。

太陽的振蕩模有很多種，比如在太陽表面有數百公裡振幅的聲波（p模）、受到重力作用且局限在太陽對流層的低頻密度波（g模）、以及受到表面重力作用且局限在光球附近區域的重力波（f模）。圖4中就列出了兩種振蕩模——p模（p-modes）和g模（g-modes）存在的區域。其中，p模聲波在傳播過程中向水平方向偏折，在太陽內部和光球層之間不斷地反射。正常情況下，p模聲波從太陽的正面傳往背面、再傳回正面約耗時6小時，假設有一個太陽活動區出現在太陽的背面，p模聲波的傳播耗時會縮短，提前十幾秒，也就是說，傳播的路徑上存在太陽活動區與否，影響了p模聲波的傳播時間。這是由於太陽的磁場會影響太陽表面的物質結構，比如高度、密度等等。

圖4太陽結構和兩種振蕩模（引自ESA）

Zhao等[2019]發表在ApJ的一篇文章就介紹了利用太陽正面的都卜勒影像觀測來重構太陽背面磁圖的最新成果。如圖5左圖所示，兩種不同波長的p模，從太陽正面1a和1b出發，經過一步（single skip annulus）傳播至太陽背面的測量點（target），再經過三步（tripleskip annulus）由太陽背面傳播至正面到達2a和2b；p模也可以由2a和2b出發，反向傳播至1a和1b；那麼在如右圖所示的太陽正面都卜勒影像觀測中，p模的連接點1a、2a、1b和2b就會呈現出如圖示的位置分布，從這些連接點組成的四條線上，就可以進一步研究太陽背面觀測點——這些p模聲波共同經過的太陽背面的測量點（target）的特徵了。而太陽正面的都卜勒影像觀測，是非常大數量的振蕩重疊作用的效果，需要利用複雜的傅立葉分析才能反演成獨立的模式，在這裡就不贅述這個過程了。

圖5p模聲波路經太陽背面觀測點的示意圖（引自[1]）

圖6Zhao等利用日震重構的太陽背面磁場（引自[1]）

這裡需要提及的是，利用日震技術重構太陽背面磁場的技術仍面臨一些問題，比如重建的磁圖的解析度太低、對一些較小的活動區並不敏感等等。我們衷心希望未來的深空探測計劃，能夠再次實現全日面的瞬時觀測、甚至是磁場觀測，這將有力的推動空間科學的發展、提升空間天氣的預報能力。

參考文獻：

[1] Zhao, J., Hing, D., Chen, R., et al.2019, The Astrophysical Journal, 887, 216,DOI: 10.3847/1538-4357/ab5951.