基本介紹
- 中文名：日冕儀
- 外文名：Coronograph
- 發明時間：1930
- 發明地點：法國
- 發明人：李奧(B.Lyot)
- 屬性：天文儀器
- 用途：在非日食時段內觀測太陽日冕
儀器用途,工作原理,儀器設計要點,物鏡的結構,遮擋盤,觀測位置,儀器改進,最終成像方式,
儀器用途
天文學家們在對比每次所拍的日全食照片時，發現每一次日全食時，日冕的形狀都有變化。當太陽上黑子少的時候，日冕在太陽赤道附近伸得很長，在兩極處，日冕則像濃濃的毛筆尖，因此整個日冕就變得像只蝴蝶。當太陽上黑子很多的時候，日冕就變得很大，像個寬大而光彩奪目的光圈，從四周圍繞著太陽。此外，天文學家還確定了在從月球後露出艷紅色突出物——日珥的地方，日冕的光射得最遠。要研究日冕是如何隨太陽上發生的現象而變化的，就必須對日冕進行長時間的觀測，但是人的一生中只會遇到十幾次的日全食，而每次日全食的時間只持續二三分鐘，對於科學家來說觀測的時間太短了。
在1930年，法國天文學家李奧發明了日冕儀(B.Lyot)，這個儀器使人們在陽光普照時也能對日冕產生的光線進行觀測。
工作原理
日冕儀的設計原理是製造人造日食，並儘可能的消除儀器的散射光。為了消除散射光，應儘量減小透鏡的厚度和玻璃與空氣交界面的數目，故物鏡O1採用單塊薄透鏡，並在照相鏡C後安置窄帶濾光片F來消除O1的色差。光闌S2的口徑略小於光闌S1，可擋去S1邊緣的衍射與雜散光。光軸上的小擋塊S3，可擋住光路中所成的假日面像。鏡筒內塗有無光澤的黑色塗料。在地面上，地球大氣的散射光亮於日冕，因此日冕儀一般安置在空氣稀薄的高山上。
儀器設計要點
日冕儀使人們在日全食以外的時間就能觀測日冕。它是利用人為的日食來做觀測的。原理很簡單，在望遠鏡的主焦點放置一個遮擋盤，它在遮蔽光球像的同時允許日冕的像通過。然而實際上要複雜得多，因為在儀器中有散射光和(或)衍射光等，而且地球大氣仍會比日冕亮幾個數量級，所以為了使這些無關的光降到最小，就要在儀器設計中和操作中採取特別的防範措施。
物鏡的結構
防範措施中最關鍵的是要針對物鏡的結構。為了減少儀器內所包含的表面個數，採用單透鏡物鏡並且儘可能使玻璃毛坯沒有氣泡、紋理和其他缺陷。仔細拋光透鏡表面，以便消除所有的劃痕和表面其他斑紋。在使用中若不操作必須密封起來防塵；也可以在物鏡前附加一個很長的塗過油的筒，作為防塵罩。
遮擋盤
遮擋盤是一個拋光的金屬錐體或者是一個傾斜的反射鏡，來自光球的輻射可以被它安全反射到單獨的光熱窗。在遮擋盤之後用法布里透鏡對物鏡成像，可以消除物鏡邊緣的衍射，再用一個比物鏡的像稍小的光闌消除邊緣效應。另外可把物鏡分成許多部分，使其透明度由中心到邊緣按高斯方式減小。雖然會損失一部分解析度，但是卻完全抑制了衍射暈。最終成像物鏡前的第二個遮擋盤是用來消除第一物鏡之後的多重反射效應。最終的日冕像由安裝在衍射光闌後的第二物鏡產生。
日晷儀光學配置示意圖觀測位置
大氣散射只能通過選擇適當的觀測站來減小。因此，早期的日冕儀是建在高海拔處的天文台上，而最近它們已被安裝在太空船上以便徹底消除地球大氣的影響。
用單透鏡，結果使主焦點上的像有色差，因此通常必須在系統中附加濾光片。這在任何情況下都是必要的，因為日冕光譜就是疊加在被減弱的太陽光球光譜上的大量發射線。因此選擇一個中心波長在一條日冕強發射線上的窄帶濾光片，可相當好地改善最終像的反差。使用地面儀器觀測，只可能偶然對日冕的白光或寬波帶成像，而且只有在最佳觀測條件下才可以嘗試。所以用衛星搭載觀測儀器會更加普遍。
儀器改進
已經證明氣球或衛星搭載儀器可以改進基本日冕儀，這首先是由於高空的背景光比起正常條件下儀器中的散射光要弱，另外改進可取兩種不同的形式。
第一，可以用一個反射物鏡，它由未鍍膜的偏軸拋物面構成。大部分光通過物鏡被吸收。這時玻璃中的氣泡和斑痕就不重要了，因為它們主要在向前的方向上引起散射。鏡子不鍍膜是因為金屬鍍膜十分不規則，會引起相當嚴重的散射。
改進日冕儀的第二種方法與前相當不同，它是在儀器外邊直接產生“人為的”日食，而不是在主焦點上。遮擋盤放在原本相當普通的日冕儀的第一物鏡之前適當的位置上，而且還必須足夠大以確保第一物鏡完全在該盤的本影之內。所以，日冕(像)的內部將受到漸暈的嚴重影響，然而這並不重要，因為它是日冕中最亮的部分；甚至它可能還是優點，因為它將減小探測器所必須覆蓋的動態範圍。由於衍射，一隻單盤會產生帶有中心亮斑的像，但是利用尖齒狀的曲折邊緣，或者用多重遮擋盤就可以消除這種現象。用這些方法可以使儀器的散射光減小到基本日冕儀的10-4。
最終成像方式
日冕儀生成的最終像可以直接拍照，但是更常見的是送入光譜儀、光度計或其他的輔助儀器。在地球上通常只可以測到光球之外大約1倍太陽半徑的日冕，但衛星搭載的日冕儀已成功地測到光球之外6倍太陽半徑或更大些的日冕。
