日冕观测进化史：日食太少，我们就造一个出来
“夕日缺亏弯似月，百年不遇现皇都”。
日食是一种比较稀有的天文现象，日全食就更为罕见。作为日食中最完美的现象，每一次日全食都是一场“天文盛宴”，被世界各地的天文工作者视为解开太阳物理领域诸多谜题的良好时机。
图1. 日全食时观测的日冕绿线和日冕红线结构
（图片来源：Hubbal et al.2011）
现在，随着科学技术的迅速发展，罕见的日全食观测，或许将不再“罕见”。
日全食，天文学家的“盛宴”
日全食，就是在地球上某一位置的太阳光被月亮完全遮住的天文现象。
当日全食发生时，最光辉灿烂耀入眼睛的是“贝利珠”。其实，这是从月亮边缘起伏的山谷中穿过来的日光。
图2. 日全食时的“贝利珠”现象（图片来源：Veer图库）
但日全食最主要观测的是日冕，因为日冕的活动对地球有重要影响，而且研究日冕是解决太阳物理领域重大未解之谜的必经之路。
那么，什么是日冕呢？
图3.太阳结构（图源：Wikipedia）
我们肉眼可见的是光球层，而日冕是太阳大气的最外层，起始于色球层之上，向外一直延伸到行星际空间，形成连续向外流动的太阳风。
俗话说得好，“外行看热闹，行家看门道”。当日全食发生时，对天文学家而言，真是观测的好机会，可以做太多太多研究了！
比如：测算太阳辐射对地球电离层的影响；研究日冕复杂的形态学和活动现象；开展日冕区域的电子密度和温度研究；寻求太阳耀斑和日冕物质抛射触发机制的观测证据；寻找太阳黑子变化的成因；查证太阳磁场与日冕结构和活动的相互作用；深入探索影响近地空间环境和驱动日地空间灾害性天气的源动力，为灾害性空间天气预报提供基础数据。
图4. 日全食是开展太阳物理研究的好机会
（图片来源：Veer图库，编辑有改动）
可惜的是，这种“良机”不是天天有。而且，真正全食的持续时间其实很短，对于天文研究人员来讲，能获取的数据量远远不够。
怎么办呢？
机会少，那我们就创造机会！一种“人造日全食”的方案，被提了出来。
数量不够，人造来“凑”
天文学家通过“人造月亮”，研制了一种特殊的天文望远镜——日冕仪，开启了非日全食时的日冕观测时代。
对于解决日冕物质抛射的产生问题，以及为日冕加热等科学问题寻找答案来说，日冕仪的出现都意义非凡。
简单说，可以把它理解成一种安装了遮挡盘的望远镜，功能就是在没有日全食时，通过仪器的特殊结构模拟太阳在日全食时的影像，进行日冕观测。
传统的日冕仪按组成结构可分为：内掩式、外掩式。
内掩式日冕仪是将物镜放置在望远镜前端，在物镜成像的一次像面处设置一遮挡板（内掩体），该遮挡板就相当于日全食时的月亮。壮观绚丽的日冕光通过二次成像系统，就能进入我们的视线。
它长下面这样：
图5. 传统内掩式日冕仪成像原理示意图（袁鸿昌等，2019）
外掩式日冕仪是在物镜前端安置遮挡板（外掩体），遮挡太阳直射光，日冕光经物镜一次成像后，进入准直系统，并经二次成像系统，尽收眼底。
用日冕仪观测到的日冕是这样的：
图6. 数据由丽江日冕仪观测站提供
日冕仪虽好，却不容易造，也不是万能的
和朋友聊天的时候，经常会听到大家对日冕仪的一些误解。
比如，不少人会说，这日冕仪可太好了，有了它，岂不是每天都可以看日全食，Paper发不停？
当然不是！
首先，“人造日全食”并不容易。它需要攻克两项关键技术：一是日冕仪杂散光的抑制能力，二是为日冕仪的地面观测选择台址。
在观测中，除了我们想要观测的日冕的光，其他光都是杂散光，包括太阳直射光，玻璃材料不够纯净、有杂质引起的散射光，甚至光学组件边缘的衍射光，等等。在设计日冕仪的时候，需要进行建模分析，通过设置掩体、运用高精尖抛光技术、选用优质玻璃等种种操作，把杂散光尽量消除。
但是，因为日冕的亮度比太阳光球层要暗很多（我们一般用B⊙表示日面中心亮度，日冕能暗到10-5～10-13B⊙），所以难度非常大。
日冕仪组装完成后，距离“人造日全食”就更近一步了。
不过，要想成功获得“人造日全食”，还有关键一步，就是需要优良的日冕仪观测台站。
看太阳，还需要挑选地方？
当然！
日冕光从太阳传输至地面日冕仪的入射窗口，其实可以分为两个过程：第一阶段是日冕光经行星际空间传输至地球大气上界；第二阶段是经地球大气，从地球大气上界传输至地面日冕仪窗口。
图7. 日冕可见光辐射中K、F、E冕分量随高度的变化
（图片来源：涂传诒等.2020）
在第一阶段，日冕光不受地球大气扰动影响，可以认为很稳定。在第二阶段，日冕光经大气上界传输至地面日冕仪窗口，主要受到大气散射和气溶胶吸收的影响。即使在一些空气非常稀薄的高山上，大气散射的量级也能达到10-5-10-6B⊙。
所以，在地面上开展日冕仪观测，必须进行日冕仪台站选址工作。
我国日冕仪研究起步虽晚，正在加速追赶中
其实，早在1930年，世界上第一台日冕仪就诞生了。
图8. 法国人B.Lyot在开展日冕观测（图源：Wikipedia）
法国人B. Lyot发明了内掩式日冕仪，在海拔2870米大雪之后的比利牛斯山上，成功观测到日冕，这是人类向“人造日全食”迈出的“里程碑”式一步。
自此之后，随着观测目标和加工工艺的不断改进，瑞士、德国、美国、俄罗斯等国家先后将日冕仪作为地面常规设备，开展了日冕连续观测。日冕仪的探测视场、时间/空间分辨率、杂散光抑制水平不断提高，并由地面观测步入了自主空间探测。
目前，日冕仪已经成为太阳物理和空间天气科学研究和监测的必不可少仪器。
那么，我国的日冕仪研究状况如何呢？
与发达国家相比，我国日冕仪研制起步较晚，最早的日冕仪研制始于南京。1959年6月由南京大学组织在甘肃祁连山朱龙关地区开展日冕仪测试，但受到了当时仪器简陋和观测环境的限制，未能成功拍摄到日冕图像。
几十年后，我们中国西部太阳选址队伍携带科学设备先后考察了新疆、西藏、宁夏、青海、四川和云南等省市的60多处址点。通过科学分析，结合交通、气象气候要素、地理地质条件、社会和人口发展等方面的统计数据，获得了数个较理想的日冕仪台站候选点。
如今，在国际合作的基础上，我们于2013年在海拔3200米的云南天文台丽江天文观测站完成了日冕仪的建设。这不仅开启了我国非日全食时的日冕观测，而且证明了我国西部高海拔地区的确存在符合地基日冕仪观测的优良址点，为我国日冕仪的研制，夯实了基础。
经过对日冕仪不断升级改造，并与国内重点大学、研究所开展交流合作， 2017年，团队又完成了丽江日冕仪高海拔实验基地的建设。同时，团队还集中了优势力量开展与山东大学（威海）、中国科学院长春光学精密机械与物理研究所、中国科技大学、国家天文台、紫金山天文台等单位的合作。
功夫不负有心人，2018年10月22日，我国自主研制的日冕仪样机在丽江日冕仪高海拔试验基地成功获得了绿线日冕图像！
这次试验的成功是我国在日冕仪关键技术上的历史性突破，标志着我国已经步入国际日冕仪研制梯队。
虽然取得了这样的突破，但科学家们心里都非常清楚，我们和国际第一梯队还有不小的距离。因此，在成功获得日冕图像后，科学家们马上投入了新的研究。
这一次，他们将目光投向了太阳K冕亮度的研究。
K冕由日冕中自由电子散射太阳光球层的直射光而形成，K冕的亮度能够反映日冕中自由电子和离子密度的分布。太阳爆发活动中的日冕物质抛射，是日冕物质在较短时间内被大规模抛出太阳表面的现象，是太阳大气中最剧烈的爆发活动，也是来自太阳最大规模和最具破坏性的爆炸。日冕物质抛射携带了大量日冕等离子体，其密度的动态变化与K冕形成机制极为相关，K冕的观测具有重要科学研究价值。
K冕观测对日冕仪杂散光抑制水平和日冕仪台站的观测条件要求非常高，两者缺一不可。因此，能够观测到K冕，是日冕仪研究达到高水准的一种标志。
为探究太阳K冕亮度，分析日冕自由电子和离子的密度扰动，就需要研制白光日冕仪。依托云南天文台承担的中科院先导A“鸿鹄专项”子课题“日冕仪临近空间搭载实验”实验任务，研究人员在海拔近4800米的四川甘孜州稻城县不断进行着试验与改进。
图9. 四川省甘孜州稻城县无名山日冕仪试验
终于，2021年，由我国自主研发的白光日冕仪在稻城县的无名山成功获得日冕白光像！
图10. 我国科学家在四川省稻城无名山首次获得日冕白光像
白光日冕仪的成功试验，为K冕研究提供了观测数据，在我国尚属首次，标志着我国的日冕仪研制技术又迈上了新的台阶！
从无名山走出的奇迹还将继续
“操千曲而后晓声，观千剑而后识器”，科技创新没有捷径，求真务实才是进步的阶梯。
太阳物理领域的经典问题“为什么日冕那么热”，是《科学》评选出的当代天文学的八大未解之谜之一。但有关“日冕加热”的理论解释存在诸多争议，关键是没有强有力的观测证据。如果开展日冕磁场直接测量，或者发射足够接近太阳的探测器，在关键技术和观测发方法上获得突破，将有望获取“日冕加热”问题的直接观测证据。而日冕仪在这些关键问题研究中都起着重要作用。
令人欣喜的是，我国的日冕仪研制队伍正在逐渐壮大，脚踏实地、行稳致远。在日冕仪研究领域，先后开展了地基日冕仪研制计划、SST空间太阳望远镜计划、“夸父”探测计划和太阳极轨射电望远镜计划、“子午工程二期”地基光谱成像日冕仪、先进太阳天文台ASO-S搭载的日冕仪等等。这些未来的“人造日全食”，或许会让日全食变得不再“稀有”。
我们相信，从稻城无名山走出的奇迹还将继续，有科研人员的付出和创造，我们与那个炽热的答案之间的距离也将越来越近，期待着下一次的靠近！
参考文献：
[1] Xia,L.D.,Marsch, E. and Curdt, W., On the outflow in an equatorial coronal hole,Astron. & Astrophys.,399,L5-L9,2003.
[2]. Tian, H., Marsch, E., Tu, C.-Y.,Xia, L.-D., He, J.-S., Sizes of transition region structures in coronal holes and in the quiet Sun,Astron.Astrophys.,482(1),267-272,2008.
[3]. Evans,J.W., The Sun Edited by Gerard P. Kuiper, The University of Chicago Press.,Chicago (1953).
[4]. Tian H , Tomczyk S , Mcintosh S W , et al. Observations of Coronal Mass Ejections with the Coronal Multichannel Polarimeter.2013.
[5]. 苏定强,日冕仪的設計、制造和試驗[J].南京大学学报（自然科学版）,1959（01）：9-24.
[6]. Wang,Yuming；Ji,Haisheng;Wang,Yamin;Xia,Lidong et al.Concept of the Solar Ring Mission:Overview[J].Science China Technological Sciences,2020.
[7]. M. N. Gnevyshew, G. M. Nikolsky, A. A. Sazanov. The Lyot-coronagraph with 53cm objective[J]. Solar Physics, 1967,2(2):232-226.
[8]. 涂传诒，宗秋刚等. 日地空间物理学(上册)[M]. 科学出版社, 2020.
[9]. 袁鸿昌，张红鑫，孙明哲. 内掩式日冕仪衍射杂散光抑制方法[J].中国科学，2019（11）：1343-1349
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