日冕仪

望远镜

日冕仪（与日晷无关）是一种特殊的望远镜。天文学家不用等待日食发生，使用日冕仪就能把太阳的日冕拍摄下来。日冕仪的望远镜透镜上安装金属圆盘切断了来自光球的光线后，日冕仪上的照相机便能拍下日冕的照片。日冕仪在太空中(如勒道观测台)或空气稀薄的地方(如高山上)使用才有效。

仪器用途

天文学家们在对比每次所拍的日全食照片时，发现每一次日全食时，日冕的形状都有变化。当太阳上黑子少的时候，日冕在太阳赤道附近伸得很长，在两极处，日冕则像浓浓的毛笔尖，因此整个日冕就变得像只蝴蝶。当太阳上黑子很多的时候，日冕就变得很大，像个宽大而光彩夺目的光圈，从四周围绕着太阳。此外，天文学家还确定了在从月球后露出艳红色突出物——日珥的地方，日冕的光射得最远。要研究日冕是如何随太阳上发生的现象而变化的，就必须对日冕进行长时间的观测，但是人的一生中只会遇到十几次的日全食，而每次日全食的时间只持续二三分钟，对于科学家来说观测的时间太短了。

在1930年，法国天文学家李奥发明了日冕仪(B.Lyot)，这个仪器使人们在阳光普照时也能对日冕产生的光线进行观测。

工作原理

日冕仪的设计原理是制造人造日食，并尽可能的消除仪器的散射光。为了消除散射光，应尽量减小透镜的厚度和玻璃与空气交界面的数目，故物镜O1采用单块薄透镜，并在照相镜C后安置窄带滤光片F来消除O1的色差。光阑S2的口径略小于光阑S1，可挡去S1边缘的衍射与杂散光。光轴上的小挡块S3，可挡住光路中所成的假日面像。镜筒内涂有无光泽的黑色涂料。在地面上，地球大气的散射光亮于日冕，因此日冕仪一般安置在空气稀薄的高山上。

仪器设计要点

日冕仪使人们在日全食以外的时间就能观测日冕。它是利用人为的日食来做观测的。原理很简单，在望远镜的主焦点放置一个遮挡盘，它在遮蔽光球像的同时允许日冕的像通过。然而实际上要复杂得多，因为在仪器中有散射光和(或)衍射光等，而且地球大气仍会比日冕亮几个数量级，所以为了使这些无关的光降到最小，就要在仪器设计中和操作中采取特别的防范措施。

物镜的结构

防范措施中最关键的是要针对物镜的结构。为了减少仪器内所包含的表面个数，采用单透镜物镜并且尽可能使玻璃毛坯没有气泡、纹理和其他缺陷。仔细抛光透镜表面，以便消除所有的划痕和表面其他斑纹。在使用中若不操作必须密封起来防尘；也可以在物镜前附加一个很长的涂过油的筒，作为防尘罩。

遮挡盘

遮挡盘是一个抛光的金属锥体或者是一个倾斜的反射镜，来自光球的辐射可以被它安全反射到单独的光热窗。在遮挡盘之后用法布里透镜对物镜成像，可以消除物镜边缘的衍射，再用一个比物镜的像稍小的光阑消除边缘效应。另外可把物镜分成许多部分，使其透明度由中心到边缘按高斯方式减小。虽然会损失一部分分辨率，但是却完全抑制了衍射晕。最终成像物镜前的第二个遮挡盘是用来消除第一物镜之后的多重反射效应。最终的日冕像由安装在衍射光阑后的第二物镜产生。

观测位置

大气散射只能通过选择适当的观测站来减小。因此，早期的日冕仪是建在高海拔处的天文台上，而最近它们已被安装在太空船上以便彻底消除地球大气的影响。

用单透镜，结果使主焦点上的像有色差，因此通常必须在系统中附加滤光片。这在任何情况下都是必要的，因为日冕光谱就是叠加在被减弱的太阳光球光谱上的大量发射线。因此选择一个中心波长在一条日冕强发射线上的窄带滤光片，可相当好地改善最终像的反差。使用地面仪器观测，只可能偶然对日冕的白光或宽波带成像，而且只有在最佳观测条件下才可以尝试。所以用卫星搭载观测仪器会更加普遍。

仪器改进

已经证明气球或卫星搭载仪器可以改进基本日冕仪，这首先是由于高空的背景光比起正常条件下仪器中的散射光要弱，另外改进可取两种不同的形式。

第一，可以用一个反射物镜，它由未镀膜的偏轴抛物面构成。大部分光通过物镜被吸收。这时玻璃中的气泡和斑痕就不重要了，因为它们主要在向前的方向上引起散射。镜子不镀膜是因为金属镀膜十分不规则，会引起相当严重的散射。

改进日冕仪的第二种方法与前相当不同，它是在仪器外边直接产生“人为的”日食，而不是在主焦点上。遮挡盘放在原本相当普通的日冕仪的第一物镜之前适当的位置上，而且还必须足够大以确保第一物镜完全在该盘的本影之内。所以，日冕(像)的内部将受到渐晕的严重影响，然而这并不重要，因为它是日冕中最亮的部分；甚至它可能还是优点，因为它将减小探测器所必须覆盖的动态范围。由于衍射，一只单盘会产生带有中心亮斑的像，但是利用尖齿状的曲折边缘，或者用多重遮挡盘就可以消除这种现象。用这些方法可以使仪器的散射光减小到基本日冕仪的10-4。

最终成像方式

日冕仪生成的最终像可以直接拍照，但是更常见的是送入光谱仪、光度计或其他的辅助仪器。在地球上通常只可以测到光球之外大约1倍太阳半径的日冕，但卫星搭载的日冕仪已成功地测到光球之外6倍太阳半径或更大些的日冕。

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