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草稿:太陽電波發射

太陽無線電輻射是指太陽自然產生的無線電波，主要來自大氣層的下層和上層，分別稱為色球層和日冕層。太陽通過四種已知的機制產生無線電輻射，每種機制主要通過將運動電子的能量轉化為電磁輻射來運作。這四種發射機制是熱韌致輻射(制動)發射、陀螺磁發射、電漿體發射和電子迴旋激微波發射。前兩個是非相干機制，這意味著它們是由許多單個粒子獨立產生的輻射的總和。這些機制主要負責持續的「本底」排放，隨著大氣結構的演變而緩慢變化。後兩個過程是相干機制，指的是在特定頻率下有效產生輻射的特殊情況。相干機制可以產生更高的亮度溫度(強度) ，並且主要負責被稱為太陽無線電爆發的強烈輻射峰值，這是導致其他形式的太陽活動，如太陽耀斑和日冕物質拋射的相同過程的副產品。

歷史上的觀測

 
用於觀測太陽的各種低頻無線電干涉望遠鏡的天線拼圖。從左到右，從上到下：庫爾古拉無線電日像儀，克拉克湖無線電日像儀，瓜里比達努爾無線電日像儀（英語：Gauribidanur Radio Observatory），南希無線電日像儀（英語：Nançay Radio Observatory），默奇鬆寬視場陣列（英語：Murchison Widefield Array）和低頻陣列。

1944年，格羅特·雷伯在科學文獻中首次報道了來自太陽的無線電輻射。[1]這些是從色球層發出的160MHz頻率(2米波長)微波輻射的觀測結果。然而，已知的最早的觀測是在1942年二戰期間，英國雷達操作員探測到了一次強烈的低頻太陽無線電爆發; 這些信息被保密，因為它們可能有助於躲避敵人的雷達，但後來其在戰後的一份科學雜誌上被描述。[2]早期太陽無線電天文學家約瑟夫·波西（英語：Joseph Lade Pawsey）最重大的發現之一是，太陽產生的無線電輻射比標準黑體輻射預期的要多得多[3]。維塔利·拉扎列維奇·金茲堡在1946年提出了對此的解釋，他認為百萬度日冕的熱韌致輻射是原因之一[4]。日冕中存在這種異常高的溫度在以前曾被光譜學觀測所發現，但這種想法一直存在爭議，直到後來被無線電數據所證實[5] 。

在1950年之前，觀測主要是使用天線記錄整個太陽在一個單一的無線電頻率的強度。[6]像盧比·潘恩-斯科特和約翰·懷爾德這樣的觀測者在多個頻率上同時進行觀測，發現無線電爆發的發生時間隨頻率的不同而不同，這表明無線電爆發與向外傳播、遠離太陽、通過不同密度電漿體層的擾動有關[7]。這些發現促進了放射性光譜儀的發展，使其能夠在一定頻率範圍內持續觀測太陽。這種類型的觀測被稱為動態光譜，用來描述太陽無線電發射的術語大多與動態光譜中觀測到的特徵有關，如太陽無線電爆發的分類。動態光譜的例子如下所示在無線電脈衝部分。當代著名的太陽無線電光譜儀包括無線電太陽望遠鏡網絡、e-CALLISTO網絡和風 (太陽探測器)上的波形儀。

然而，無線電波譜儀不能產生圖像，因此它們不能用於空間定位特徵。這可能使人很難理解太陽無線電輻射的某一特定成分來自何處，以及它與其他波長上看到的特徵之間的關係[6]。製作太陽的無線電圖像需要一個干涉儀，在無線電天文學中，干涉儀是指許多望遠鏡組成的陣列，這些望遠鏡作為一個單一的望遠鏡一起工作，產生圖像。這種技術是一種叫做干涉測量術的子類型。從20世紀50年代開始，一些簡單的干涉儀被開發出來，可以提供有限的無線電脈衝跟蹤。這還包括海洋干涉測量法的發明，它被用來將放射性活動與太陽黑子聯繫起來[8] 。

無線電太陽的常規成像始於1967年庫爾古拉無線電日像儀的試運行，直到1986年。無線電日像儀只是一種專門用來觀測太陽的干涉儀[9]。除了庫爾古拉，著名的例子還包括瓜里比達努爾無線電日像儀，南希無線電日像儀，野邊山宇宙電波觀測所，西伯利亞無線電日像儀（英語：Siberian Solar Radio Telescope）與中國光譜射線日照儀[10]。此外，用於其他天體物理觀測的干涉儀也可以用來觀測太陽。通用無線電望遠鏡還可以觀測太陽，包括甚大天線陣、阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列、默奇森寬視場陣列望遠鏡和低頻陣列。上面的拼貼畫展示了用於觀測太陽的幾個低頻無線電望遠鏡的天線。

機制

下面描述的所有過程產生的無線電頻率取決於輻射源所在電漿體的特性，特別是電子密度和磁場強度。在這方面，兩個電漿體參數特別重要：

電子電漿體頻率，

  1

和電子的旋轉頻率，

  2

其中， 是指電子密度（英語：Electron density），單位是cm-3。 是指磁感應強度，單位是G。 是基本電荷。 是電子質量。 就是指光速。這兩個頻率的相對大小很大程度上決定了在特定環境中哪種發射機制將占主導地位。例如，在磁場強度相對較大的色球層中，高頻旋磁發射占主導地位，而在日冕中，低頻熱韌致輻射和電漿體發射占主導地位，磁場強度和密度一般低於色球層[11]。在下面的圖像中，左上方的前四個圖像主要是來自色球層，過渡區和低層日冕的迴旋磁發射，而右邊的三個圖像主要是來自日冕的熱韌致輻射發射[12]，在太陽表面以上的更大高度產生較低的頻率。

 
從25.8GHz到24.6MHz的無線電波中看到的太陽。從左上角到右下角，觀測數據由 Nobeama 無線電日像儀(noRH)、甚大天線陣(VLA)、 Nançay 無線電日像儀(NRH)、 Murchison 寬視場陣列(MWA)和低頻陣列(LOFAR)記錄。右邊圖片中的實心圓與可見光中看到的太陽的大小相對應。

熱韌致輻射發射

軔致輻射，德語：Bremsstrahlung，意為「減速的輻射」指的是當帶電粒子減速並將其部分動能轉化為輻射時產生的電磁波。熱韌性輻射是指來自熱平衡中電漿體的輻射，主要由庫侖碰撞（英語：Coulomb collision）驅動，其中電子受到離子電場的偏轉。這通常被稱為自由自由發射的完全電離電漿體，如太陽日冕，因為它涉及「自由」粒子的碰撞，而不是電子轉換之間的束縛態的原子。這是來自日冕的靜止背景輻射的主要來源，在這裡靜止意味著無線電爆發周期之外。

韌致輻射的無線電頻率與來自方程1中的電漿電子密度通過電子電漿頻率（ ）有關。一個密度為 的電漿體只可以發出頻率等於或低於 的電磁輻射。日冕的密度通常隨著可見「表面」或光球層以上的高度而降低（如上圖），這意味著更高的大氣產生更低頻率的輻射，而太陽在較低頻率時顯得較大。典型的日冕密度產生的輻射在300MHz以下最為突出，但是日冕和色球層中特別密集的結構可以產生頻率在GHz範圍內的韌致輻射。

  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   （英語）. 
  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 （英語）. 
  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 （英語）. 
  4. ^ Ginzburg, Vitaly. On solar radiation in the radio spectrum. Proceedings (Doklady) of the Academy of Sciences of the USSR. 1946, 52: 487. 
  5. ^ Golub, L. (Leon). The solar corona. Pasachoff, Jay M. 2nd. Cambridge, UK: Cambridge University Press. 2010. ISBN 978-0-521-88201-9. OCLC 318870775. 
  6. ^ 6.0 6.1 Pick, Monique; Vilmer, Nicole. Sixty-five years of solar radioastronomy: flares, coronal mass ejections and Sun–Earth connection. The Astronomy and Astrophysics Review. 2008-10-01, 16 (1): 1–153. Bibcode:2008A&ARv..16....1P. ISSN 1432-0754. S2CID 121689277. doi:10.1007/s00159-008-0013-x （英語）. 
  7. ^ Payne-Scott, Ruby; Yabsley, D. E.; Bolton, J. G. Relative Times of Arrival of Bursts of Solar Noise on Different Radio Frequencies. Nature. August 1947, 160 (4060): 256–257. Bibcode:1947Natur.160..256P. ISSN 0028-0836. PMID 20256214. S2CID 4064417. doi:10.1038/160256b0 （英語）. 
  8. ^ Thompson, A. Richard; Moran, James M.; Swenson, George W. Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy 1. Wiley. 2001-05-09. ISBN 978-0-471-25492-8. S2CID 63993967. doi:10.1002/9783527617845 （英語）. 
  9. ^ Wild, J. P. Some Investigations of the Solar Corona: The First Two Years of Observation With the Culgoora Radioheliograph. Publications of the Astronomical Society of Australia. September 1970, 1 (8): 365–370. Bibcode:1970PASA....1..365W. ISSN 1323-3580. S2CID 118969464. doi:10.1017/S1323358000012364 （英語）. 
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  11. ^ Gary, Dale E.; Keller, Christoph U. (編). Solar and Space Weather Radiophysics. 2005. ISBN 978-1-4020-2813-7. doi:10.1007/1-4020-2814-8 （英國英語）. 
  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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