1、17青海科技202303天文科技青海科技INGHAI SCIENCE AND TECHNOLOGY1 AIMS 的研究背景1.1 磁场是太阳物理“第一观测量”可观测的太阳（太阳大气）实质上是一个巨大的磁等离子环境，其间的一切现象和过程都是由磁场主导的电磁相互作用过程，因此太阳磁场的观测研究在当代太阳物理学中占有举足轻重的地位。近代太阳物理的诸多重大进展都与太阳磁场的观测研究进展密不可分。例如，20 世纪初千高斯太阳磁场的观测发现并揭示了磁场与太阳活动有密切关系1，开启了太阳和恒星爆发活动成因研究的先河。20 世纪中叶，通过对太阳上普遍存在的弱磁场2和横向磁场3观测，揭示了大尺度磁场的演化，为太
2、阳和天体磁场的起源研究奠定了基础。当今太阳和日地物理学尚未解决的重大科学难题中，太阳磁活动周期起源，纤维化的磁对流过程，日冕加热，太阳活动中磁能的传输、积累、爆发式释放及日地空间传播等一批问题最具挑战性，而这些难题无一不与太阳磁场有着密切的关系4。因此，太阳磁场的观测研究无论过去、现在还是将来，始终是太阳和日地物理研究的前沿和热点。1.2 太阳磁场测量现状与不足自1908年Hale1首次实现太阳磁场测量以来，过去百余年中人类对太阳和天体磁场的认识从无到有、由浅入深取得了巨大的进展。但到目前为止，太阳磁场测量中仍然存在一些制约观测和研究的不足之处。迄今为止，最为成熟的太阳磁场测量方法是建立在 Z
3、eeman 效应基础上的。利用 Zeeman 效应测量磁场的基本点在于：在具有磁场的太阳大气中，太阳光谱线会发生分裂。这些分裂的光谱子线的裂作者简介:邓元勇(1965-),研究员,博导。主要研究领域:太阳物理、天文仪器。E-mail:;王东光(1966-),正高级工程师,博导。主要研究领域:天文仪器。E-mail:;包星明(1966-),副研究员。主要研究领域:太阳物理。E-mail:。AIMS：探索中远红外太阳物理研究的新机遇邓元勇1,2,3 王东光1,3 包星明1,3（1.中国科学院国家天文台，北京 100101；2.中国科学院大学，北京 100049；3.太阳活动与空间天气重点实验室，中
4、国科学院国家空间科学中心，北京 100190）摘 要：红外波段蕴含丰富的天文科学研究机遇，但长期以来受限于红外探测技术瓶颈，我国的红外天文观测发展不尽如人意。“用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统”（AIMS）是国家基金委支持的重大科研仪器研制（部门推荐）项目，旨在突破太阳磁场测量百年历史中的瓶颈问题，将矢量磁场测量精度提高一个量级，实现太阳物理观测的突破，确保我国在国际实测太阳物理领域的先进地位。同时，AIMS 也是国际上第一台专用于中远红外太阳观测的设备，希望能利用 AIMS 探索广阔的红外区域可能的科学研究新机遇。文章简要介绍了 AIMS 的科学目标、项目概况以及建设进展。关键词：太阳；
5、太阳磁场；磁场精确测量；中红外中图分类号：P182 文献标识码：A 文章编号：1005-9393(2023)03-0017-0618青海科技202303天文科技青海科技INGHAI SCIENCE AND TECHNOLOGY距与磁场强度成正比，其具体的函数关系为：B=4.67*10-13g2B（1）式中：B为光谱子线裂距，g 为磁敏因子，B 为磁场强度。这些分裂后的谱线具有不同的偏振态。不过，在目前可开展的可见光和近红外波段磁场观测中，Zeeman 裂距相对于太阳谱线的宽度是非常小的，以至于实际上无法直接度量，只能依靠 Zeeman 子线之间的偏振态变化来反演太阳磁场的信息。因此，太阳磁场的
6、测量本质是将其转化为太阳光谱线的偏振参数测量。这种“间接测量”方法强烈地依赖于太阳大气的辐射转移模型5。遗憾的是确定太阳大气模型需要用到很多物理参数，而这些参数往往无法直接获取，只能依赖于局地太阳大气环境推测，并且无法保证其精确度。这将导致反演结果不唯一、精度受限。而且，磁场本身就是模型中一个重要参数，这使得反演过程在一定程度上是自循环的。因此，现有的磁场测量方法对太阳大气模型的依赖是一个很大的缺陷。此外，这类方法还带来另一个缺陷，即横向磁场分量的灵敏度比纵向分量差很多。通过一些简单的假设，J.Evans6在上世纪 60 年代给出了磁场纵向、横向分量灵敏度的一个简单估计，即BT70 BL，其中
7、 BT是横向分量（垂直于视线方向的分量）测量灵敏度，BL是纵向（沿视线方向的分量）灵敏度。因此，即使目前太阳磁场望远镜最高可以得到数高斯量级的纵向磁场测量灵敏度，横场测量灵敏度也仅在百高斯量级7,8。随着科学研究的深入，上述不足越来越束缚了太阳物理的进一步发展。因此，美国科学院在2001 年发布的新千年天文学和天体物理学规划中明确指出“太阳物理学已经发展到了一个这样的阶段，现存的太阳望远镜已经不能产生决定性的观测以检验关于各类物理机制的模型”，规划新设备的“主要的驱动力是实现精确和可靠的太阳磁场测量”9。1.3 利用中远红外可实现太阳磁场精确测量由于 Zeeman 裂距与波长的平方成正比，而一
8、般来说太阳光谱线的宽度（由 Doppler 谱线致宽效应等决定）与波长的一次方成正比，因此在中远红外波段，Zeeman 效应引起的谱线分裂相对于谱线本身的宽度非常明显。Brault 等人10指出，在相同磁敏因子的前提下，中红外谱线 Zeeman 裂距比可见光高两个数量级以上，Zeeman 裂距对谱线的相对宽度也比同等前提下的可见光相对宽度高 25 倍以上。因此，中红外波段有望提供给我们直接测量 Zeeman 裂距的机会，从而可将传统的磁场“间接测量”还原为“直接测量”，提高磁场测量、特别是横向磁场测量的精度，降低对太阳大气模型的依赖性。因此，这一方法将不再依赖于辐射转移模型，也不存在纵、横灵敏
9、度失衡的问题。同时，由于将传统的偏振强度测量转化为偏振轮廓的定位测量，仪器偏振及交叉串扰带来的影响也将大大降低，从而显著提高磁场测量精度。“用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统”即 AIMS 项目正是基于上述科学思想而提出的。该项目于 2014 年 12 月通过国家基金委国家重大科学仪器研制项目（部门推荐）遴选，2016 年 5 月正式启动，批复经费 9136 万元。AIMS 项目由中国科学院国家天文台、中国科学院上海技术物理研究所、中国科学院西安光学精密机械研究所联合承担。2 AIMS 的科学目标2.1 AIMS 的核心科学目标AIMS 核心科学目标是：通过建立中红外偏振测量系统并开展天文观
10、测，突破太阳磁场测量百年历史中两个瓶颈问题，即偏振测量反演到磁场过程中对太阳大气模型的依赖，以及横向分量测量精度远低于纵向分量的问题。将现有太阳矢量磁场测量精度提高约 1 个数量级（100 高斯量级提升到 10 高斯量级），通过更精确、定量的太阳磁场观测数据，以期取得突破性的太阳物理研究成果。在太阳物理观测研究中，空间分辨率（看得清）和偏振（也即磁场）测量精度（量得准）是太阳磁场测量中最重要的两个指标。然而，迄今为止国际上所有大型太阳光学观测设备均以高空间分19青海科技202303天文科技青海科技INGHAI SCIENCE AND TECHNOLOGY辨率为第一追求，目前所能达到的分辨能力已
11、经接近现有太阳物理理论框架下所预言的磁场结构的最小尺度（由太阳大气光子自由程决定）。特别是目前已经投入试观测运行的美国 DKIST 望远镜，耗资 2.9 亿美元，借助其 4m 口径的光学分辨率，实际获得的观测分辨率已经超越最小磁场结构尺度。但在磁场测量方面，目前 DKIST 和其他米级太阳望远镜仍然沿用原有磁场测量方式，磁场测量的固有困难依然存在。正如美国科学院新千年天文学与天体物理学规划中所指出的那样，太阳磁场的观测正处于从“看得更清”到“量得更准”的转型期，磁场的精确测量成为当今太阳物理前沿研究的迫切需求。因此，AIMS 项目的原初目的是期望以较小的代价，与 DKIST 同期投入观测，以中
12、红外观测为突破口，率先占领该观测领域的前沿阵地，以精确的磁场测量为优势和特色，与 DKIST 各擅胜场，促进太阳物理研究的发展，确保我国实测太阳物理在国际上的先进地位。2.2 AIMS 的拓展科学目标虽然国际上大型地基和空基望远镜在红外波段开展了卓有成效的观测，取得了丰硕的科学回报，但比较遗憾的是这些设备的观测对象都是遥远宇宙的目标，而对于我们人类最重要的宿主恒星太阳的观测少之又少。实际上，早在 20世纪 70 年代，人类就认识到中红外太阳观测的价值11。到了 80 年代，在美国 NSO/KittPeak 的McMath 望远镜开始了太阳中红外磁场特征的观测研究12,13，90 年代以后又开始
13、了对 Stokes 参数的偏振测量14，并进行了利用偏振测量获取太阳电场信息的开创性尝试15。遗憾的是，红外太阳观测虽然有诸多优势，但由于技术水平的限制，红外太阳观测未能得到充分的发展，迄今为止国际上尚未建成专门从事太阳物理观测研究的中远红外观测系统。因此，除了开展太阳磁场的精确测量这一主科学目标以外，也有望利用 AIMS 探索其他新的科学机遇，比如太阳大气中电场的测量、太阳活动在红外波段的演化特征等。最后，AIMS 也是我国第一台中远红外观测设施，除了实现太阳物理领域的科学观测和研究外，AIMS 也将成为我国红外天文的先进实验平台，用以开展非太阳天体的科学观测尝试、先进技术验证等，为我国大型
14、空/地基光学望远镜的红外观测积累技术和科学经验。3 AIMS 的总体设计3.1 核心技术指标分析AIMS 实现太阳磁场精确测量的思路如下：选择合适的中红外太阳光谱线，由偏振分析器提取具有不同偏振态的 Zeeman 子线，由光谱仪获得这些子线的光谱轮廓，通过确定这些光谱的线心位置即可获得谱线的 Zeeman 裂距，从而得到太阳磁场信息。其中，仪器设备所涉及的核心参数包括观测波长、光谱分辨率和望远镜口径等。具体分析如下：3.1.1 观测波长AIMS拟选择MgI12.32m谱线为主观测谱线，理由如下：该谱线具有较大的磁敏因子（即（1）式中的 g，为 1），带宽约 2，仿真分析表明该谱线可以提供易于测
15、量的 Zeeman 裂距；谱线形成于光球上部太阳“温度极小区”，对应着太阳反常温度结构的拐点，与色球与日冕加热、磁能输运与释放机制等重大科学问题密切相关，具有重要科学研究价值；同时，国际上对该谱线有一定的研究基础。3.1.2 光谱分辨率光谱分辨率是决定磁场测量精度的核心参数，但中红外波长较长，要做到如可见光一样的极高光谱分辨率工程代价太大，因此需要选择一个合适的指标，既能满足科学观测需求，工程代价又尽可能低。此外，磁场测量最终能达到的精度也和偏振测量精度有关，而中红外偏振测量本身也是一个很大的技术挑战。因此，在设计中研究人员结合谱线特性和偏振测量能力开展了大量仿真分析，最终确定 AIMS 在
16、12.32m 处的光谱分辨率指标为 0.06nm，该谱分辨率可实现优于 10 高斯的测量精度。当然，确定该指标也考虑了我国现有技术基础，虽有挑战，但也具备技术可行性。20青海科技202303天文科技青海科技INGHAI SCIENCE AND TECHNOLOGY3.1.3 望远镜口径望远镜口径越大，空间分辨率越高、可获得的光子数越多（从而信噪比越高，测量精度越高）。但望远镜口径越大，工程代价也越高，因此设计中也应采用尽量小口径的望远镜。AIMS 工作在中红外波段，空间分辨率不是项目首要考虑的因素，因此望远镜口径的选择主要是由系统信噪比决定。结合“可获得的探测器”性能参数，在系统初步光学设计的基础上，研究人员可以反过来推算需要多大口径的望远镜才可以满足信噪比需求。计算结果表明 1m 口径望远镜满足系统需求。3.2 关键技术分析AIMS 的关键技术问题就是如何实现高精度的磁场测量，以此为目的逐次分析，最终 AIMS 的关键技术定位为两个方面：高偏振精度的获取和高光谱分辨率的获取。3.2.1 高偏振精度获取在偏振测量方面，AIMS 受到三个因素制约：其一，为了保证 AIMS 具有一个较好的
