澳5(www.a55555.net):窥探宁静面纱下的风暴

多面的太阳

太阳,有很多面,人类肉眼所能看到的仅仅只是它可见光下的一面(切勿用肉眼直接观察太阳哟!)。但除了可见光,太阳还会不断地向外辐射出其他形式的光:从波长最长的射电波到波长最短的伽马射线等。

电磁波谱。

17世『shi』纪,当望远镜刚被发明时,它也跟我们的肉眼一样,只能收集可见光。现如今,随着技术的飞速发展,可对不同波段的光{guang}进行『xing』探测的望远镜不断出现,使天文学家有了谱写完整太阳故事的机会。

今天,我们将把焦点放在太阳辐射出的X射线

X射线的能量在大约0.1keV到数百〖bai〗keV之间的范围,它也分为硬X射线和软X射线。软X射线的峰值流量《liang》也被作为标准用于衡量太阳耀斑爆发的‘de’级别,硬X射线则是我们今天所要关注的。

X射线天文学

19世纪末,当伦琴(Wilhelm Roentgen)意外发现X射线时,他肯定没有预料到,X射线在100年后对我们的生活将会有多么巨大的影响?在医学、机场安检、环境监测、材料加工、半导体和微芯片制造等领《ling》域,我们都能看到X射线的广泛应用。

令人「ren」惊奇的是,X射线不仅改变了我们的生活,也赋予了我们一扇观测宇宙的全新窗口。在宇宙中,那些高温和有着大量高能粒子的区域,比如黑洞周围、超新星遗迹、太阳耀斑,会释放出大量的X射线。然而,与可见光不同的是,大部分外太空来的X射线无法直接穿透大气抵达地面,它们会《hui》被大气层阻挡。这就使得用X射线观测宇宙变得异常困难。

直到1957年,史普尼克1号成功发射,成为第一颗进入太空的人造卫星。这标志着太空时代正式开启,也为X射线天文学拉开了序幕。像钱德拉X射线天文台(Chandra)、XMM牛顿望远镜(XMM-Newton)、核分光望远镜阵(NuSTAR)等都是非常著名的X射线空间任务。

由于地球大气层对X射线的吸收作用,X射线探测无法在地面进行,必须通过高空气球、探空火箭或者卫星在空间进行观测。图中在X射线波段下的卫星为ASO-S。

为了对太阳进行X射线探测,迄今为止,国际上也已发射了许多太阳探测卫星,比如太阳极大使者(SMM)、火鸟号(HINOTORI)、阳光号(Yohkoh)、太阳高能光谱成像探测器(RHESSI)等。

我们今天所要探讨的主角,是正在研制中的“先进天基太阳天文台(ASO-S)”的载荷之一――“硬X射线成像仪HXI)”,其主要科学目标是在约30keV-200keV能量段对太阳《yang》耀斑的【de】高能辐射进行能谱 pu[和成像观测

太阳耀斑与硬X射线

耀斑是太阳表面上的一种突然、快速的增亮现象,其中X射线的流量更是可增强超过5个数量级。在耀斑的驱动下,太阳等离子体中的自由电子会加热和加速,成为高能电子。其中高温等离子体会产生热辐射,高能电子则会沿着耀斑环的磁力线高速运动,甚至接近光速。这些高能且高速的电子携带巨大的能量,在传输运动过程中也会产生辐射,对了解耀斑过程非常重要。

然而,在研究这些高能电子的过程中,产生了一系列有待解决的问题:

耀斑中巨大的能量是如何释放的?

耀斑有多少电子获得了加速?它们的来源?

它们是如何加速、传播、辐射的?

它们最终消失在哪里?

想要解决这些问题,就需要我们在耀斑所产“chan”生的硬X射线中寻找线索。

我们知道,当带电粒子的速度改变(加速或减速)时,就会产生辐射。电子和离子都会辐射,但由于离子的质量比电子高得多,所以速度改变也会困难得多〖duo〗,因此它们产生的辐射可忽略不计。在太阳耀斑中,高能电子会与周围的热离子(主要是质子)相互作用损失能量,从而被减速。在速度的改变过程中,就会产生所谓的轫致辐射(或称为刹车辐射)。在耀斑中,那些由非热电子产生的辐射被称之为非热轫致辐射,通常由远离热动平衡的相对论性电子通过轫致辐射产生。这种辐射也存在于极光、闪电的“de”高能辐射里,以及用于产生实验室X射线的(de)X光机等设备中。

轫致辐射。

由于硬X射线主要来自太阳耀斑高能电子在太阳大《da》气传输过程中与热等离子体「ti」的相互作用,因{yin}此对硬X射线的探测,尤其是成像探测,能够使我们更{geng}好地理解高能电子的产生、传输和释放过程,从而帮助回答上面提到的『de』科学问题。

硬X射线成像

X射线穿透物质的能力很强,可以穿过一般的反射镜和透镜,这使得X射线成像难以像光学成像那样 yang[轻易实现聚焦。目前,国际上已发射的X射线卫星主要采用两种途径来实现X射线成像,分别为直接和间接。

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直 zhi[接成像和间接成像法(滑动查看)。

我们今天的主角――ASO-S上的HXI所采用的,便是以上提到的空间调制傅立叶变换成像原理,但与Yohkoh相比,它具有更多数量的子准直器,能量探测范围更广、空间分辨率更高。

HXI由3台结《jie》构上独立的单机组成:准直器量能器以及电控箱,它们可分别类比于相机中的镜头、CCD和控制系统。

HXI。

HXI的空间分辨率可达3.1角秒,这个数值大约是1度的1/1200。

角秒、角分和度的关系。

HXI成像原(yuan)理

当X射线照射HXI准直器时,一部‘bu’分光子透过金属钨光栅(用对X光吸‘xi’收率较高的材料制成的栅格状挡板)间的狭缝进入探测器,一部分光子由于光栅的阻挡而无法被探测器探测到。随着光子入『ru』射方向的改变, 它们在探测器上的透过率将会发生变化,并且呈现周期性的三角波函数。

HXI成像原理示意图。

为了获得太阳源区的硬X射线图像,HXI使用了多达91个子准直器,它们具有不同的节距和角度组合。我们通过综合解读每个探测器的计数,利用它们之间的相互关系来获得图像。

HXI探测器就像一只高科技复眼,其中不同节距不同摆放角的光栅就好比许多大小迥异的镜筒,各司其职,有的擅长看大轮廓,有的擅长看小细节,把它们都综合起来,就是一组强大的观测阵列。

实拍图(滑动查看)。HXI共加工了超过3400片钨光栅,每片光栅上具有成千上万的狭缝。

每一对子准直器的计数是来自太阳平面所有位置的共同贡献。那么反过来,通过一对正弦和余弦子准直器的计数“shu”,我们可得到一个傅里叶分量,利用HXI上91个探测器得到的傅立叶分量,进行傅立叶逆变换,将得到太阳平面的X射线强度分布。

用HXI的光栅参数对“H、X、I”形状的X射线源分别进行模拟成像的结果。随着光栅的不断增多,反 fan[演的像越接近原貌。

对探测器数据直接还原得到的还只是被称为“脏图”的模糊图像,含有较多噪声。之后,还需要通过各种图像重建算法(如CLEAN、MEM、FORWARD等)对脏图进行处理,即可将这些模糊的源图像还原成清晰的目标。

空间天气

深挖X射线成像原理、精心设计HXI、探索成像重建算法……科学家正努力地朝着科学目标前进。而在生活中,我们很难感受到太阳平静表面下的暗流“liu”涌动。然而,当太阳耀斑爆发时,往往还会伴随着日冕物质抛射和高能粒子事件,它们会对地球磁场、空间设备、地面电网、宇航安全、通讯导航造成《cheng》严重的冲击。因此,更好地理解耀斑的活动将有助于我们预防和降低这些灾害性空间天气对人类空间活动的危害和影响。

我们也期待,当ASO-S最终发射时,HXI将会带来全新甚至意想不到的信息。

#创作团队

文:陈维,李振同,苏杨

#图片来源

望远镜:

Chandra:NASA/CXC/NGST

XMM-Newton:NASA

NuSTAR:NASA/JPL-Caltech

INTEGRAL:NASA

SWIFT:NASA E/PO, Sonoma State University/Aurore Simonnet

RHESSI:NASA

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