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草稿:太阳电波发射

太阳无线电辐射是指太阳自然产生的无线电波，主要来自大气层的下层和上层，分别称为色球层和日冕层。太阳通过四种已知的机制产生无线电辐射，每种机制主要通过将运动电子的能量转化为电磁辐射来运作。这四种发射机制是热韧致辐射(制动)发射、陀螺磁发射、等离子体发射和电子回旋激微波发射。前两个是非相干机制，这意味着它们是由许多单个粒子独立产生的辐射的总和。这些机制主要负责持续的“本底”排放，随着大气结构的演变而缓慢变化。后两个过程是相干机制，指的是在特定频率下有效产生辐射的特殊情况。相干机制可以产生更高的亮度温度(强度) ，并且主要负责被称为太阳射电爆发的强烈辐射峰值，这是导致其他形式的太阳活动，如太阳耀斑和日冕物质抛射的相同过程的副产品。

历史上的观测

 
用于观测太阳的各种低频无线电干涉望远镜的天线拼图。从左到右，从上到下：库尔古拉射电日像仪，克拉克湖射电日像仪，瓜里比达努尔射电日像仪（英语：Gauribidanur Radio Observatory），南希射电日像仪（英语：Nançay Radio Observatory），默奇松宽视场阵列（英语：Murchison Widefield Array）和低频阵列。

1944年，格罗特·雷伯在科学文献中首次报道了来自太阳的无线电辐射。[1]这些是从色球层发出的160MHz频率(2米波长)微波辐射的观测结果。然而，已知的最早的观测是在1942年二战期间，英国雷达操作员探测到了一次强烈的低频太阳射电爆发; 这些信息被保密，因为它们可能有助于躲避敌人的雷达，但后来其在战后的一份科学杂志上被描述。[2]早期太阳射电天文学家约瑟夫·波西（英语：Joseph Lade Pawsey）最重大的发现之一是，太阳产生的射电辐射比标准黑体辐射预期的要多得多[3]。维塔利·拉扎列维奇·金兹堡在1946年提出了对此的解释，他认为百万度日冕的热韧致辐射是原因之一[4]。日冕中存在这种异常高的温度在以前曾被光谱学观测所发现，但这种想法一直存在争议，直到后来被无线电数据所证实[5] 。

在1950年之前，观测主要是使用天线记录整个太阳在一个单一的无线电频率的强度。[6]像卢比·潘恩-斯科特和约翰·怀尔德这样的观测者在多个频率上同时进行观测，发现无线电爆发的发生时间随频率的不同而不同，这表明无线电爆发与向外传播、远离太阳、通过不同密度等离子体层的扰动有关[7]。这些发现促进了放射性光谱仪的发展，使其能够在一定频率范围内持续观测太阳。这种类型的观测被称为动态光谱，用来描述太阳射电发射的术语大多与动态光谱中观测到的特征有关，如太阳射电爆发的分类。动态光谱的例子如下所示在无线电脉冲部分。当代著名的太阳射电光谱仪包括无线电太阳望远镜网络、e-CALLISTO网络和风 (太阳探测器)上的波形仪。

然而，无线电波谱仪不能产生图像，因此它们不能用于空间定位特征。这可能使人很难理解太阳射电辐射的某一特定成分来自何处，以及它与其他波长上看到的特征之间的关系[6]。制作太阳的无线电图像需要一个干涉仪，在无线电天文学中，干涉仪是指许多望远镜组成的阵列，这些望远镜作为一个单一的望远镜一起工作，产生图像。这种技术是一种叫做干涉测量术的子类型。从20世纪50年代开始，一些简单的干涉仪被开发出来，可以提供有限的无线电脉冲跟踪。这还包括海洋干涉测量法的发明，它被用来将放射性活动与太阳黑子联系起来[8] 。

无线电太阳的常规成像始于1967年库尔古拉射电日像仪的试运行，直到1986年。射电日像仪只是一种专门用来观测太阳的干涉仪[9]。除了库尔古拉，著名的例子还包括瓜里比达努尔射电日像仪，南希射电日像仪，野边山宇宙电波观测所，西伯利亚射电日像仪（英语：Siberian Solar Radio Telescope）与中国光谱射线日照仪[10]。此外，用于其他天体物理观测的干涉仪也可以用来观测太阳。通用射电望远镜还可以观测太阳，包括甚大天线阵、阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列、默奇森宽视场阵列望远镜和低频阵列。上面的拼贴画展示了用于观测太阳的几个低频射电望远镜的天线。

机制

下面描述的所有过程产生的无线电频率取决于辐射源所在等离子体的特性，特别是电子密度和磁场强度。在这方面，两个等离子体参数特别重要：

电子等离子体频率，

  1

和电子的旋转频率，

  2

其中， 是指电子密度（英语：Electron density），单位是cm-3。 是指磁感应强度，单位是G。 是基本电荷。 是电子质量。 就是指光速。这两个频率的相对大小很大程度上决定了在特定环境中哪种发射机制将占主导地位。例如，在磁场强度相对较大的色球层中，高频旋磁发射占主导地位，而在日冕中，低频热韧致辐射和等离子体发射占主导地位，磁场强度和密度一般低于色球层[11]。在下面的图像中，左上方的前四个图像主要是来自色球层，过渡区和低层日冕的回旋磁发射，而右边的三个图像主要是来自日冕的热韧致辐射发射[12]，在太阳表面以上的更大高度产生较低的频率。

 
从25.8GHz到24.6MHz的无线电波中看到的太阳。从左上角到右下角，观测数据由 Nobeama 射电日像仪(noRH)、甚大天线阵(VLA)、 Nançay 射电日像仪(NRH)、 Murchison 宽视场阵列(MWA)和低频阵列(LOFAR)记录。右边图片中的实心圆与可见光中看到的太阳的大小相对应。

热韧致辐射发射

轫致辐射，德语：Bremsstrahlung，意为“减速的辐射”指的是当带电粒子减速并将其部分动能转化为辐射时产生的电磁波。热韧性辐射是指来自热平衡中等离子体的辐射，主要由库仑碰撞（英语：Coulomb collision）驱动，其中电子受到离子电场的偏转。这通常被称为自由自由发射的完全电离等离子体，如太阳日冕，因为它涉及“自由”粒子的碰撞，而不是电子转换之间的束缚态的原子。这是来自日冕的静止背景辐射的主要来源，在这里静止意味着无线电爆发周期之外。

韧致辐射的无线电频率与来自方程1中的等离子电子密度通过电子等离子频率（ ）有关。一个密度为 的等离子体只可以发出频率等于或低于 的电磁辐射。日冕的密度通常随着可见“表面”或光球层以上的高度而降低（如上图），这意味着更高的大气产生更低频率的辐射，而太阳在较低频率时显得较大。典型的日冕密度产生的辐射在300MHz以下最为突出，但是日冕和色球层中特别密集的结构可以产生频率在GHz范围内的韧致辐射。

  1. ^ Reber, Grote. Cosmic Static.. The Astrophysical Journal. November 1944, 100: 279. Bibcode:1944ApJ...100..279R. ISSN 0004-637X. S2CID 51638960. doi:10.1086/144668   （英语）. 
  2. ^ Hey, J. S. Solar Radiations in the 4–6 Metre Radio Wave-Length Band. Nature. January 1946, 157 (3976): 47–48. Bibcode:1946Natur.157...47H. ISSN 0028-0836. S2CID 4119848. doi:10.1038/157047b0 （英语）. 
  3. ^ Pawsey, J. L. Observation of Million Degree Thermal Radiation from the Sun at a Wavelength of 1.5 Metres. Nature. November 1946, 158 (4018): 633–634. Bibcode:1946Natur.158..633P. ISSN 0028-0836. S2CID 4095314. doi:10.1038/158633a0 （英语）. 
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  12. ^ Zhang, PeiJin; Zucca, Pietro; Kozarev, Kamen; Carley, Eoin; Wang, ChuanBing; Franzen, Thomas; Dabrowski, Bartosz; Krankowski, Andrzej; Magdalenic, Jasmina; Vocks, Christian. Imaging of the Quiet Sun in the Frequency Range of 20–80 MHz. The Astrophysical Journal. 2022-06-01, 932 (1): 17. Bibcode:2022ApJ...932...17Z. ISSN 0004-637X. S2CID 248496193. arXiv:2205.00065  . doi:10.3847/1538-4357/ac6b37  . 
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