编者按：半个世纪光电情，披星戴月星辰明。中科院之声与中国科学院光电技术研究所联合开设“流光E彩”科普专栏，讲述生活中的光电科普趣事，传播最生动的光电知识，展示最前沿的光电进展。
2016年，中国科学院光电技术研究所太阳高分辨力成像研究团队成功研制了当时世界上通道数最多的太阳大气多波段层析成像系统，媒体报道说给太阳做 “CT”。但是为什么可以给太阳做“CT”？具体怎么做“CT”？让我们从源头开始，一起回顾一下这项技术的演进过程。
太阳光谱，从颜色到夫琅禾费线
本质上，太阳层析成像并不是我们常规理解的断层扫描成像，而是利用不同波长的太阳光进行多光谱同时成像的过程。因此在开始介绍之前，我们得先补充一点有关太阳光谱的知识。
在太阳物理研究初期，科学家是从太阳的颜色研究入手的。最著名的要数牛顿的三棱镜实验。当一缕太阳光通过三角形棱镜时，会按照波长不同被色散开来形成彩虹状的各种颜色排列，就像下图展示的那样。也就是说，白色的太阳光是由彩虹般多重颜色的光组合而成的。这种色散后按照不同颜色（波长）的组合排列就是光谱。当然后来随着科学对光的进一步理解（光是电磁波），光谱也用来描述所有电磁波的波长分布。
颜色和光谱（图片来源于网络）
颜色通常是部分波长的电磁波（可见光波段）被人类视觉系统感知后的产物。根据波长的不同，伽马射线到无线电都是电磁波，只是绝大部分都是我们人类无法直接感知的，我们视觉系统可见的那很小一部分被称为可见光。
在牛顿之后，英国化学家兼物理学家威廉·海德·沃拉斯顿（William Hyde Wollaston）在1802年研究各种透明物体的折射特性时，发现经过色散后的太阳光谱中存在一些暗线（没有颜色），他当时以为这是不同颜色的分界线，并没有进一步研究，错过了开启一个新学科的机会。十五年后，约瑟夫·冯·夫琅禾费（Joseph von Fraunhofer）基于衍射光栅发明了光谱仪，并独立地再次发现了太阳光谱中的暗线，他发现有574条这样的暗线，这就排除了沃拉斯顿关于颜色分界线猜想。然而当时夫琅禾费的兴趣也不在太阳光谱，并没有关心这些现象背后的理论，他基于光栅光谱仪精确测量了每条暗线对应的波长，只是使用它们来标校玻璃的折射率（他是当时世界上最好的玻璃制造商）。待后人搞清楚这些暗线的由来后，为了纪念这位“使我们更加接近星星”的人（夫琅禾费的墓志铭“He brought us closer to the stars”），这些太阳光谱上的暗线被称为“夫琅禾费线”。
夫琅禾费线（图片来源于网络）
光谱分析，现代天文学的钥匙
这些暗线的谜底一直到1859年才得以揭开。当时人们已经知道，不同的金属或者金属化合物（通常叫金属盐，比如食盐是氯化钠，又叫钠盐）可以改变火焰的焰色。并且已经观察到钠钾锂铜等金属盐的火焰颜色，这种金属或金属盐在无色火焰中灼烧时使火焰呈现特殊颜色的反应就叫做焰色反应。1958年前后，德国化学家罗伯特·威廉·本生（Robert Wilhelm Bunsen）进行逆向思考，既然不同的物质会产生不同颜色的火焰，那么是否可以用不同的火焰颜色来分析和区分元素呢？于是他发明了没有火焰的“本生灯”，来测试各种金属和金属盐的火焰。但是这种方式颜色分辨误差大，并且无法测试一些金属盐的溶液。后来他的朋友，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫（Gustav Kirchhoff）建议采用光谱仪来替代简单的颜色来区分元素。
本生和基尔霍夫基使用光谱仪进行化学分析的装置（图片来源于网络）
经过大量的实验数据证实，他们证实了每个元素都会产生一组独特的谱线，即在特定波长的位置表现为特定的亮线或者暗线（取决于照明方式），并且绘制了几种常见物质的特征谱线。基于这种方法他们还发现了两种新的元素铷和铯。
实验中基尔霍夫发现，当太阳光和纳元素火焰一起进入光谱仪时，原本出现的明亮发射谱线变成了暗线。于是他又使用当时被认为是连续光谱的石灰光进行照明，依旧发现光谱中来的亮线位置变成了暗线。后来经过一些列验证之后，他们终于得出结论，原来某些物质本身加热后的光谱表现为亮线（发射谱线），而这些物质的气体分子或原子被连续光谱照明时，则表现为暗线（吸收谱线）。他们进而想到太阳光谱中的夫琅和费线，认为因为太阳辐射从内往外传输的过程中，被太阳表面大气中的钠元素吸收后导致的（后来研究表明还有一部分暗线是地球大气中某些元素吸收所致）。结合他们手头的工作，既然光谱可以分析化学的成分，他们立刻想到，那也可以通过对这些暗线进行研究，来判定太阳的物质组成！时隔一百多年，我似乎还能感受到他们得出这一结论时的狂喜与兴奋。要知道这在当时是不可想象的事情，这对于研究遥远的太阳和星体具有划时代的意义，也从此开启了天体光谱学领域的大门。根据光谱分析法，他们先后发现了太阳上还有氢钠铁钙镍等元素。后来经过多年后研究，人们发现，太阳的化学成分与地球类似，只是比例不同而已。
