日冕光學偏振

早在1871年就已發現 K日冕具有較高的偏振特性。1905年K.史瓦西認為這種偏振是由日冕中自由電子的湯姆孫散射引起的。根據F日冕與K日冕的強度比值隨距離的增加而增大的趨勢，利用湯姆孫散射機制可解釋目前觀測到的如下事實：日冕偏振度從日面邊緣的25％增加到離邊緣半個太陽半徑處的50％左右，達到極大值，然後又隨著距離的增加而減小；對磁矢量而言，有嚴格的徑向偏振。

正文

日冕發射線的偏振是由日冕離子的各向異性激發所引起，其中主要包括來自太陽的偏振入射輻射流所引起的共振偏振(或稱共振散射)，也包括離子速度的各向異性所引起的碰撞偏振(或稱碰撞激發)。此外，日冕磁場對上述偏振有很大的影響，即磁場的消偏振效應。溫度也對偏振產生一定的影響。日冕發射線偏振度較低，對儀器偏振度的補償要求很高，因為任何觀測誤差以及日冕大氣中的非均勻性，都影響到觀測結果的可靠性。目前，對日冕綠線（5303埃）和紅線（6374埃）的觀測最多，但所得結果差異較大。例如，綠線的偏振度可從百分之幾到百分之四十三。不少人在共振偏振理論的基礎上，利用磁場和碰撞的消偏振效應來解釋這種差異。

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