太阳射电（solar radio radiation ）
来自太阳的无线电辐射[1]。自发现太阳射电以来的三十多年中﹐不仅在太阳物理和射电天文方面取得了很多成就﹐而且对无线电物理﹑等离子体物理﹑空间物理等有关学科也作出了贡献。随着我国首台10.7厘米波长太阳射电流量望远镜的研制成功，具有国际领先水平的太阳射电宽带频谱仪的问世，厘米分米波段多频点日像仪的推进，我国在太阳射电领域的研究日益成为国际关注的焦点。
发展简史 第二次世界大战中的1942年，英国防空部队发现波长为4～6米的雷达有时突然受到强烈电波的干扰。以后经过海伊等人的研究，终于明白这种电波并非来自地球上的人为干扰，而是起因于太阳，并意外地发现这种太阳射电比太阳表面上约6,000K的黑体辐射强烈得多，而且它与日面上黑子、耀斑等的活动密切相关。几乎同时，索思沃思采用当时新制成的微波雷达接收机，又独立地发现了太阳在 3～10厘米的波段还发出相当稳定的射电,其强度对应于18,000K的黑体辐射。1943年雷伯又在1.9米的波长上,接收到日冕发出的射电。1944年，雷伯首次发表了关于太阳射电的文章。1946年2月,当太阳上出现大黑子时，阿普尔顿等进一步证实强烈的太阳射电的确与太阳耀斑有密切关系。此后，有些天文台站便开始系统地观测研究太阳射电。当时用一些分辨率相当低的射电望远镜,就已知道：太阳出现弱扰动期间,射电在逐渐缓慢地变化着；而在太阳出现强扰动期间，则会有和耀斑密切联系的射电爆发。
就在1946年﹐麦克里迪﹑赖尔等人首次测量了米波太阳射电爆发源的角径﹐发现这种射电起源于一个与黑子差不多大小的区域﹐还确定出这种辐射源的位置在黑子群附近﹐呈现强烈的圆偏振。同年日蚀期间﹐藉助于日蚀所提供的高分辨率﹐科文顿通过在分米波段上的观测﹐发现太阳射电的缓变成分与黑子和谱斑有紧密的关系。
到1950年﹐怀尔德等人用第一架频谱分析仪观测太阳射电﹐从而使太阳射电爆发的研究获得一次突破。通过这种太阳频谱仪观测到﹐在米波段中存在著多种不同类型的射电爆发﹐它们起源于太阳大气中的各种不同的物理过程。1953年﹐克里斯琴森等使用多天线射电干涉仪观测太阳射电﹐使观测的空间分辨率大为提高﹐从而促使宁静太阳射电和太阳缓变射电的观测研究取得了巨大的发展。使用这种仪器观测的结果﹐进一步证明太阳的厘米波缓变射电与黑子相关﹐而分米波缓变射电则与谱斑有关。
此后﹐世界上许多国家广泛开展了太阳射电的研究工作﹐所采用的观测研究波段﹐从 2毫米到 40米。尤其是在国际地球物理年(1957～1958)和国际宁静太阳年(1964～1965)期间﹐太阳射电的研究工作得到了很大的进展。为了进一步提高观测的空间分辨率和时间分辨率﹐以后又逐步改进了观测技术和方法。例如﹐改变干涉仪的位置排列﹐从简单干涉仪发展成复合射电干涉仪﹐制成了扫频辐射计和扫频干涉仪﹔研制了偏振计﹔采用了获得射电源亮度分布的傅里叶综合技术方法。目前威力最大的设备﹐如澳大利亚的环状多天线射电日像仪﹔在米波段可以快速描出两个偏振的太阳射电图像﹐分辨率为角分的量级﹐成像速度为时秒的量级。这些成就使太阳射电研究获得许多新的发现﹐特别在太阳射电源的结构﹑偏振﹑位置﹑运动等特性方面得到了丰富的资料。
关于太阳射电的辐射理论﹐早在射电天文学的发展初期就已出现。京茨堡和马丁曾在1946年分别发表过太阳射电的热辐射理论﹐什克洛夫斯基和马丁曾在1946年和1947年提出关于射电爆发的等离子体假说。
研究内容 太阳射电基本上有三种不同性质的成分﹕宁静太阳射电﹑太阳缓变射电和太阳射电爆发。这三种成分﹐分别起源于宁静太阳大气﹑其些局部亮区(局部源)以及象太阳耀斑之类的瞬变扰动。
宁静太阳射电 在太阳未受扰动期间﹐日面上无局部源时仍然存在的一种太阳射电。这种射电成分的观测已遍及从短毫米波直到十米波的整个射电波谱﹐对应的亮温度约为10K。不同波长的太阳射电来自太阳大气不同高度的层次﹐因而在各种波长上进行观测﹐便可获得太阳大气各个层次的电子密度和温度的分布等物理特性。对宁静太阳射电的观测研究﹐证盗巳彰岬娜肪哂邢嗟备叩脑硕露?约10K)﹐也证实了色球和日冕之间的过渡层具有非常陡的温度梯度。在蟹状星云等射电源被日冕掩蚀时﹐观测日冕的电波散射得知﹐太阳外冕的形状并非球对称﹐且具有非均匀的结构。
太阳缓变射电 在太阳上出现弱扰动时产生的一种太阳射电。缓变射电往往呈圆偏振﹐其强度变化具有与太阳自转周期相同的27天周期。这种射电成分通常出现于厘米和分米波段﹐亮温度约为5×10～5×10K。由于太阳射电辐射是电子密度和温度的函数﹐所以在多种波长上﹐对缓变射电局部源同时作高分辨观测研究﹐就有希望改钟械幕疃舻拇笃Ｐ汀４送猢o对毫米波的高分辨率偏振测量﹐有助于确定低色球层的磁场结构。这些观测﹐对于研究耀斑物理起源有重要意义﹐而且可为进一步探讨缓变射电的辐射机制提供重要资料。
太阳射电爆发 当太阳有强烈的扰动时(如日面上突然出现耀斑爆发)产生的一种强度剧增的太阳射电。太阳射电爆发的强度常常会比宁静太阳射电和太阳缓变射电高得多﹐射电爆发的亮温度一般约为10～10K﹐最高可超过10K。它们主要产生于轫致辐射﹑同步加速辐射和等离子体辐射这几种机制。这些射电爆发通常与太阳耀斑有关﹐它们起源于从低色球层到太阳外冕的整个太阳大气﹐从3毫米到40米波段都可以观测到。在不同的波长上﹐它们呈现出截然不同的物理特徵﹐因而按波段可将它们分为微波爆发﹑分米波爆发和米波爆发三类﹕
微波爆发 形态最简单的一种射电爆发﹐其持续时间一般为几分钟到 1小时。这种爆发呈现部分圆偏振﹐大都随时间有平滑的连续变化形态。微波爆发强度较小﹐其亮温度约为 10～10K。按照其强度随时间变化的形态﹐又可分为脉冲爆发﹑渐升渐降爆发和微波大爆发三种。
分米波爆发 相对说来比较复杂﹐除平滑的连续谱外﹐还呈现出迭加在上面的多种多样的起伏。按照其频谱特性﹐分米波爆发基本上又可分为分米波连续辐射和分米波快漂移爆发两种。
米波(包括十米波)爆发 一种强度最大的射电爆发﹐其亮温度为10～10K﹐偶而最高可达10K﹐形态极为复杂而且多变。按照它们的频谱随时间而变化的特性﹐又可分为噪暴(包括特强辐射和Ⅰ型)﹑Ⅱ型﹑Ⅲ型﹑Ⅳ型﹑Ⅴ型五直ⅰＴ氡┦怯沙中感∈钡郊柑斓幕罕涞目砥荡?增强射电)﹐以及迭加其上的一系列持续时间只有零点几秒到几秒钟的脉冲形窄频带快速爆发所组成。这种脉冲窄带成分就是Ⅰ型爆发。噪暴是唯一与耀斑无关﹐而只与黑子有关的一种米波爆发。Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发是一些分别持续几分钟和几秒钟的强烈爆发。它们的频谱特性是﹐其辐射频率分别以每秒1兆赫和每秒20兆赫的速率从高频漂移到低频﹐这是由于激起Ⅱ型爆发和 Ⅲ型爆发的扰动媒介分别以 0.003c 和0.2～0.5c (c 为光速)的巨大速度在太阳大气中向外运动所引起的。而且蛐捅⒑廷笮捅⑼币砸欢云撞ǔ鱿帧Ｕ庑┢灯滋匦员砻鳗o它们产生于等离子体振汤。在Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发后面﹐有时分别伴随著Ⅳ型爆发和Ⅴ型爆发。Ⅳ型爆发是一种部分偏振的平滑连续辐射﹐它们出现于极宽的频率范围。在不同波长上出现的Ⅳ型爆发的特性是迥然不同的﹐表明它们起源于不同的辐射源。Ⅴ型爆发是类似Ⅳ型爆发的连续谱爆发﹐通常出现于米波。
太阳射电(尤其是其中的爆发)与太阳 X射线﹑太阳宇宙射线以及磁暴等现象有密切的关系。在太阳宁静和受扰期间﹐厘米波长上的射电与太阳 X射线密切相关﹐这两个波段上的亮度分布非常相似。厘米波和分米波上的缓变射电与X射线辐射的局部区域有关﹐缓变射电源很可能就是缓变X射线源。某些类型的射电爆发﹐伴有色球物质的抛射﹐其中有些高能质子到达地球而使空气簇射增强。耀斑爆发期间也岵罅康牡湍芰Ｗ萤o当这些粒子到达地球时会引起极盖吸收。耀斑爆发抛出的气体前沿会形成冲击波﹐当这种冲击波到达地球时﹐便会引起急始磁暴。由此可见﹐观测研究某些特殊类型的太阳射电与有关的太阳X射线﹑宇宙射线以及磁暴的关系﹐可以帮助我们进一步了解耀斑的物理过程﹑高能粒子的产生机制﹑由耀斑喷出的等离子体云的性质以及行星际磁场的特性。而观测Ⅳ型太阳射电爆发的同步加速辐射以及Ⅱ型﹑Ⅲ型太阳射电爆发的壤胱犹宸洎o则可以帮助我们进一步研究高能粒子的加速﹑等离子体的不稳定性等重要课题。这就意味著﹐太阳是检验这些重大理论的一个理想的“实验室”。
展望 对太阳射电的研究﹐能够揭示等离子体中出现的许多重要物理过程﹔而正确理解这些过程又可以对太阳系射电和宇宙射电有进一步认识。此外﹐对太阳射电的研究﹐不仅在射电天文学和太阳物理学方面具有重要的意义﹐而且在与之有关的其他学科(等离子体物理学﹑空间物理学等)方面也具有相当价值。太阳射电的观测研究﹐不仅有科学意义﹐也有实用价值。譬如﹐射电六分仪就直接利用太阳射电从事全天候导航。再以目前日益重要的太阳活动预报而言﹐对太阳缓变射电和太阳射电爆发的研究﹐可以获得一些重要线索和判据。也就是说﹐对太阳质子事件的出现﹑地球电离层突然骚扰的发生﹑磁暴的形成等现象作出警报和预报﹐能为目前航天飞行和长距离短波通信等业务服务。
太阳射电的流量密度要比其他宇宙射电源强得多﹐所以用小型的射电望远镜便可以进行观测研究。这种观测研究又具有上述重要意义﹐因此﹐太阳射电天文学自诞生以来﹐一直保持著旺盛的生命力。目前世界上每天约有六﹑七十架射电望远镜在从事太阳射电的常规观测。中国目前也有近十架厘米波射电望远镜和米波干涉仪从事太阳射电的研究工作。
太阳射电研究的下一步工作是发展毫秒级的时间分辨率和角秒级的空间分辨率的设备和技术﹐以取得更精确的太阳射电细节和更快速变化的太阳射电图像﹐从而对太阳射电和太阳活动区高能物理过程作深入的研究。
参考书目
赵仁扬编著：《宇宙射电》,科学出版社，北京,1978。
M.R.Kundu，Solar Radio Astronomy，Interscience Publ.,New York,1965.
