太陽射電

隨著我國首台10.7厘米波長太陽射電流量望遠鏡的研製成功，具有國際領先水平的太陽射電寬頻頻譜儀的問世，厘米分米波段多頻點日像儀的推進，我國在太陽射電領域的研究日益成為國際關注的焦點。

第二次世界大戰中的1942年，英國防空部隊發現波長為4～6米的雷達有時突然受到強烈電波的干擾。以後經過海伊等人的研究，終於明白這種電波並非來自地球上的人為干擾，而是起因於太陽，並意外地發現這種太陽射電比太陽表面上約6,000K的黑體輻射強烈得多，而且它與日面上黑子、耀斑等的活動密切相關。幾乎同時，索思沃思採用當時新製成的微波雷達接收機，又獨立地發現了太陽在 3～10厘米的波段還發出相當穩定的射電，其強度對應於18,000K的黑體輻射。1943年雷伯又在1.9米的波長上，接收到日冕發出的射電。1944年，雷伯首次發表了關於太陽射電的文章。1946年2月，當太陽上出現大黑子時，阿普爾頓等進一步證實強烈的太陽射電的確與太陽耀斑有密切關係。此後，有些天文台站便開始系統地觀測研究太陽射電。當時用一些解析度相當低的射電望遠鏡，就已知道：太陽出現弱擾動期間，射電在逐漸緩慢地變化著；而在太陽出現強擾動期間，則會有和耀斑密切聯繫的射電爆發。

就在1946年﹐麥克里迪、賴爾等人首次測量了米波太陽射電爆發源的角徑﹐發現這種射電起源於一個與黑子差不多大小的區域﹐還確定出這種輻射源的位置在黑子群附近﹐呈現強烈的圓偏振。同年日蝕期間﹐藉助於日蝕所提供的高解析度﹐科文頓通過在分米波段上的觀測﹐發現太陽射電的緩變成分與黑子和譜斑有緊密的關係。

到1950年﹐懷爾德等人用第一架頻譜分析儀觀測太陽射電﹐從而使太陽射電爆發的研究獲得一次突破。通過這種太陽頻譜儀觀測到﹐在米波段中存在著多種不同類型的射電爆發﹐它們起源於太陽大氣中的各種不同的物理過程。1953年﹐克里斯琴森等使用多天線射電干涉儀觀測太陽射電﹐使觀測的空間解析度大為提高﹐從而促使寧靜太陽射電和太陽緩變射電的觀測研究取得了巨大的發展。使用這種儀器觀測的結果﹐進一步證明太陽的厘米波緩變射電與黑子相關﹐而分米波緩變射電則與譜斑有關。

此後﹐世界上許多國家廣泛開展了太陽射電的研究工作﹐所採用的觀測研究波段﹐從 2毫米到 40米。尤其是在國際地球物理年(1957～1958)和國際寧靜太陽年(1964～1965)期間﹐太陽射電的研究工作得到了很大的進展。為了進一步提高觀測的空間解析度和時間解析度﹐以後又逐步改進了觀測技術和方法。例如﹐改變干涉儀的位置排列﹐從簡單幹涉儀發展成複合射電干涉儀﹐製成了掃頻輻射計和掃頻干涉儀﹔研製了偏振計﹔採用了獲得射電源亮度分佈的傅里葉綜合技術方法。目前威力最大的設備﹐如澳大利亞的環狀多天線射電日像儀﹔在米波段可以快速描出兩個偏振的太陽射電圖像﹐解析度為角分的量級﹐成像速度為時秒的量級。這些成就使太陽射電研究獲得許多新的發現﹐特別在太陽射電源的結構﹑偏振﹑位置﹑運動等特性方面得到了豐富的資料。

關於太陽射電的輻射理論﹐早在射電天文學的發展初期就已出現。京茨堡和馬丁曾在1946年分別發表過太陽射電的熱輻射理論﹐什克洛夫斯基和馬丁曾在1946年和1947年提出關於射電爆發的等離子體假說。

太陽射電基本上有三種不同性質的成分﹕寧靜太陽射電﹑太陽緩變射電和太陽射電爆發。這三種成分﹐分別起源於寧靜太陽大氣﹑其些局部亮區（局部源）以及象太陽耀斑之類的瞬變擾動。

寧靜太陽射電 在太陽未受擾動期間﹐日面上無局部源時仍然存在的一種太陽射電。這種射電成分的觀測已遍及從短毫米波直到十米波的整個射電波譜﹐對應的亮溫度約為10 K。不同波長的太陽射電來自太陽大氣不同高度的層次﹐因而在各種波長上進行觀測﹐便可獲得太陽大氣各個層次的電子密度和溫度的分佈等物理特性。對寧靜太陽射電的觀測研究﹐證實了日冕的確具有相當高的運動溫度（約10 K）﹐也證實了色球和日冕之間的過渡層具有非常陡的溫度梯度。在蟹狀星雲等射電源被日冕掩蝕時﹐觀測日冕的電波散射得知﹐太陽外冕的形狀並非球對稱﹐且具有非均勻的結構。

在太陽上出現弱擾動時產生的一種太陽射電。緩變射電往往呈圓偏振﹐其強度變化具有與太陽自轉周期相同的27天周期。這種射電成分通常出現於厘米和分米波段﹐亮溫度約為5×10 ～5×10 K。由於太陽射電輻射是電子密度和溫度的函數﹐所以在多種波長上﹐對緩變射電局部源同時作高分辨觀測研究﹐就有希望改進現有的活動太陽的大氣模型。此外，對毫米波的高解析度偏振測量﹐有助於確定低色球層的磁場結構。這些觀測﹐對於研究耀斑物理起源有重要意義﹐而且可為進一步探討緩變射電的輻射機制提供重要資料。

當太陽有強烈的擾動時(如日面上突然出現耀斑爆發)產生的一種強度劇增的太陽射電。太陽射電爆發的強度常常會比寧靜太陽射電和太陽緩變射電高得多﹐射電爆發的亮溫度一般約為10 ～10 K﹐最高可超過10 K。它們主要產生於軔致輻射﹑同步加速輻射和等離子體輻射這幾種機制。這些射電爆發通常與太陽耀斑有關﹐它們起源於從低色球層到太陽外冕的整個太陽大氣﹐從3毫米到40米波段都可以觀測到。在不同的波長上﹐它們呈現出截然不同的物理特徵﹐因而按波段可將它們分為微波爆發﹑分米波爆發和米波爆發三類。

形態最簡單的一種射電爆發﹐其持續時間一般為幾分鐘到 1小時。這種爆發呈現部分圓偏振﹐大都隨時間有平滑的連續變化形態。微波爆發強度較小﹐其亮溫度約為 10 ～10 K。按照其強度隨時間變化的形態﹐又可分為脈衝爆發﹑漸升漸降爆發和微波大爆發三種。

相對說來比較複雜﹐除平滑的連續譜外﹐還呈現出迭加在上面的多種多樣的起伏。按照其頻譜特性﹐分米波爆發基本上又可分為分米波連續輻射和分米波快漂移爆發兩種。

一種強度最大的射電爆發﹐其亮溫度為10 ～10 K﹐偶爾最高可達10 K﹐形態極為複雜而且多變。按照它們的頻譜隨時間而變化的特性﹐又可分為噪暴（包括特強輻射和Ⅰ型）﹑Ⅱ型﹑Ⅲ型﹑Ⅳ型﹑Ⅴ型五種爆發。噪暴是由持續幾小時到幾天的緩變的寬頻帶連續輻射（增強射電)﹐以及迭加其上的一系列持續時間只有零點幾秒到幾秒鐘的脈衝形窄頻帶快速爆發所組成。這種脈衝窄帶成分就是Ⅰ型爆發。噪暴是唯一與耀斑無關﹐而只與黑子有關的一種米波爆發。Ⅱ型爆發和Ⅲ型爆發是一些分別持續幾分鐘和幾秒鐘的強烈爆發。它們的頻譜特性是﹐其輻射頻率分別以每秒1兆赫和每秒20兆赫的速率從高頻漂移到低頻﹐這是由於激起Ⅱ型爆發和 Ⅲ型爆發的擾動媒介分別以 0.003c 和0.2～0.5c (c 為光速)的巨大速度在太陽大氣中向外運動所引起的。而且Ⅱ型爆發和Ⅲ型爆發往往同時以一對譜波出現。這些頻譜特性表明，它們產生於等離子體振蕩。在Ⅱ型爆發和Ⅲ型爆發後面﹐有時分別伴隨著Ⅳ型爆發和Ⅴ型爆發。Ⅳ型爆發是一種部分偏振的平滑連續輻射﹐它們出現於極寬的頻率範圍。在不同波長上出現的Ⅳ型爆發的特性是迥然不同的﹐表明它們起源於不同的輻射源。Ⅴ型爆發是類似Ⅳ型爆發的連續譜爆發﹐通常出現於米波。

太陽射電(尤其是其中的爆發)與太陽 X射線﹑太陽宇宙射線以及磁暴等現象有密切的關係。在太陽寧靜和受擾期間﹐厘米波長上的射電與太陽 X射線密切相關﹐這兩個波段上的亮度分佈非常相似。厘米波和分米波上的緩變射電與X射線輻射的局部區域有關﹐緩變射電源很可能就是緩變X射線源。某些類型的射電爆發﹐伴有色球物質的拋射﹐其中有些高能質子到達地球而使空氣簇射增強。耀斑爆發期間也會產生大量的低能粒子，當這些粒子到達地球時會引起極蓋吸收。耀斑爆發拋出的氣體前沿會形成衝擊波﹐當這種衝擊波到達地球時﹐便會引起急始磁暴。由此可見﹐觀測研究某些特殊類型的太陽射電與有關的太陽X射線﹑宇宙射線以及磁暴的關係﹐可以幫助我們進一步了解耀斑的物理過程﹑高能粒子的產生機制﹑由耀斑噴出的等離子體雲的性質以及行星際磁場的特性。而觀測Ⅳ型太陽射電爆發的同步加速輻射以及Ⅱ型﹑Ⅲ型太陽射電爆發的等離子體輻射，則可以幫助我們進一步研究高能粒子的加速、等離子體的不穩定性等重要課題。這就意味著﹐太陽是檢驗這些重大理論的一個理想的“實驗室”。

對太陽射電的研究﹐能夠揭示等離子體中出現的許多重要物理過程﹔而正確理解這些過程又可以對太陽系射電和宇宙射電有進一步認識。此外﹐對太陽射電的研究﹐不僅在射電天文學和太陽物理學方面具有重要的意義﹐而且在與之有關的其他學科(等離子體物理學﹑空間物理學等)方面也具有相當價值。太陽射電的觀測研究﹐不僅有科學意義﹐也有實用價值。譬如﹐射電六分儀就直接利用太陽射電從事全天候導航。再以目前日益重要的太陽活動預報而言﹐對太陽緩變射電和太陽射電爆發的研究﹐可以獲得一些重要線索和判據。也就是說﹐對太陽質子事件的出現﹑地球電離層突然騷擾的發生﹑磁暴的形成等現象作出警報和預報﹐能為目前航天飛行和長距離短波通信等業務服務。

太陽射電的流量密度要比其他宇宙射電源強得多﹐所以用小型的射電望遠鏡便可以進行觀測研究。這種觀測研究又具有上述重要意義﹐因此﹐太陽射電天文學自誕生以來﹐一直保持著旺盛的生命力。目前世界上每天約有六﹑七十架射電望遠鏡在從事太陽射電的常規觀測。中國目前也有近十架厘米波射電望遠鏡和米波干涉儀從事太陽射電的研究工作。

太陽射電研究的下一步工作是發展毫秒級的時間解析度和角秒級的空間解析度的設備和技術﹐以取得更精確的太陽射電細節和更快速變化的太陽射電圖像﹐從而對太陽射電和太陽活動區高能物理過程作深入的研究。