星冕成像的研究现状与发展

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星冕成像最早源于日冕成像。在1930年，法国默东天文台的贝尔纳·费迪南·李奥发明了一种仪器用于观察太阳，主要是太阳的日冕和日珥的活动情况。之后，日冕仪大都是用来观测太阳。但是，现在日冕仪的功能有所扩展，人们想用它来探测太阳系之外的行星。但由于行星周围的宿主恒星一般很亮，而且行星相对地球的夹角极小（0.0005～0.002秒），因此行星常常会遮没在恒星的亮光里而不能观测。这时，受到日全蚀的启发，人们有了Lyot的构想。一般的时候，因为太阳本身太亮，我们很难观测到相对较暗(与太阳相比约是一百万分之一亮度)的日冕部分；但在日全蚀，月亮挡住了太阳圆盘大部份的面积，使得周围黯淡的日冕及色球层可以显现出来，就可以进行观测。这就引发了人们对日冕仪的发明。这就是最初的日冕仪构想，使用档板遮掉太阳光，就可以观测到太阳周围的日冕等区域。63703

但是实际上，要做一个日冕仪是非常困难的：天空会呈现蓝色的原因，是因为太阳光中蓝色的波段发生严重的瑞利散射，使得天空整片都变亮；相似的，如果我们挡掉中间的太阳光，射到别处的太阳光仍然会散射到望远镜里，若把太阳盘面挡住，望远镜还是一样亮，跟本无法观测日冕。这时应将仪器置于大气散射程度比较小地方，像是高山，甚或外太空(例如SOHO卫星)，如此一来日冕仪的效果就非常好。

把恒星的光遮掉，我们必须拥有精良的仪器，才可以观测到绕着此颗恒星跑的黯淡天体，就能发现更多的系外行星。这种"星际日冕仪"和太阳日冕仪虽然概念相似，但主要的设计截然不同:太阳视直径约有1900角秒，但是在太阳系附近的恒星典型的视直径却是0.0005~0.002角秒。如此小的角度使得在设计上必须与自适应光学搭配以达到较佳的角分辨率。论文网

光学星冕成像技术主要用于拍摄距离地球很远、光强与其周围恒星相比而言很弱的类地行星，即系外行星[1]。太阳系外行星探测是国际天文学研究的热点课题[2]，太阳系外行星探测技术包括间接探测和直接成像技术，其中直接对系外行星成像可以获得像行星组成，表面重力、质量、温度、半径等重要信息。同时，进一步通过光谱分析可以判断该行星上是否存在生命。光学星冕成像技术是一种直接成像技术，对系外行星的观察意义重大[3]。

广义的星冕成像技术是通过在望远成像光路中插入遮挡或相位、偏振调制部件实现对高亮度背景附近微弱主体的成像技术。近年来星冕成像技术已成为高对比度成像的重要手段。

随着系外行星探测的开展，对行星的理论研究[4,5,6,7]也在不断深入。行星系统形成理论的研究早在18世纪就已经开始，以Laplace等为代表人物，但是，受限于当时的观测方法，研究对象仅能在太阳系内部。根据现代行星形成理论，行星是从恒星形成初期的原恒星盘中蕴育而生的。 2008年11月13日：有两个行星系统的4颗行星被直接成像，其中Kalas等发现恒星Fomalhaut系统在115AU轨道上的一颗行星，质量小于3个木星质量，该行星曾在2005年被发现该系统外围物质盘时被预言；直到2010年，天文学家都只能在特殊状况下，以直接拍摄法观测到少数太阳系之外的行星。特殊情况是指：必须是特别巨大的行星（比木星大）、距离母恒星足够遥远并且温度够高能释放一定强度的红外线才容易被直接拍摄到。到2010年，一个NASA主持的TPF计划(Terrestrial Planet Finder) 的团队证明旋风星冕仪可以让口径较小的望远镜直接拍摄到系外行星。该团队使用威尔逊山天文台1.5米望远镜拍摄到了恒星HR 8799周围的三颗系外行星。