名词解释:
太阳射电爆发
太阳射电的一种急剧变化的过程,发生在与活动区有关的日面局部区域。与宁静太阳整个表面辐射相比,爆发时的辐射流量可以从百分之几到几十万倍以上,辐射增强的特征时间从 1秒(如微波脉冲爆发和米波Ⅲ型爆发)到数日之久(如米波噪暴)。
太阳射电爆发是1942年发现的。按爆发的频段分为微波爆发、分米波爆发、米波爆发(包括十米波爆发)。根据射电辐射在太阳大气中的传播特性,可以确定各频段射电爆发来自太阳大气的不同高度:微波爆发来自色球-日冕过渡层,与耀斑发生区域相衔接;米波爆发则来自日冕层。辐射特征复杂多样。用澳大利亚射电日像仪(具有二维高分辨率)快速观测得到的米波爆发图像,形象地表现出太阳活动由内层经过日冕向行星际空间传播的生动图画。太阳射电爆发对太阳活动现象的研究具有重要意义。
微波爆发 微波波段(波长 0.3~10厘米)的太阳射电爆发,根据辐射强度随时间变化的特点可分为渐升渐降爆发、脉冲爆发和微波大爆发。渐升渐降爆发变幅较小,通常为几十个太阳流量单位——1太阳流量单位为10-22瓦/(米2·赫),即104央,变化缓慢为几十分钟,多数人认为这种爆发是日冕活动区中局部升温引起的。但坎杜用美国国立射电天文台的三面干涉仪发现其中也有显著的高温非热成分(见热辐射和非热辐射),因此,辐射机制尚待探索。脉冲爆发持续时间短(一至数分钟),变幅大,往往发生于耀斑的闪光阶段。微波大爆发在形态上可以看作由若干个脉冲爆发和渐升渐降爆发所组成,总持续时间可达数小时,变幅可达宁静太阳射电的数十倍以上。脉冲爆发和渐升渐降爆发都具有较宽的频谱,而微波大爆发频谱更宽。频谱特点都是:在某一频率辐射流量密度最大,两端逐渐减小。高频往往可用幂律谱描述,即强度Sv∝ν-α(ν为电波频率)。
通常认为这两种爆发是耀斑中加速的非相对论性电子在磁场中的回旋加速辐射。根据回旋加速辐射理论,频谱指数α与电子能谱指数存在简单关系。因此,根据峰值频率和高频端谱指数可以推断出有关磁场和粒子加速的有用资料。低频截止与各种吸收机制有关,也可推断出发射区的一些有用参数和性质。它们与空间天文的硬X射线观测、粒子观测一起,是研究耀斑中粒子加速与辐射过程的重要工具,近年来受到广泛的注意。目前已有一些高分辨率射电望远镜用于微波爆发现象的研究。初步结果表明,爆发源具有小于0奞5的精细结构及精细的偏振特征。
太阳射电爆发
太阳射电的一种急剧变化的过程,发生在与活动区有关的日面局部区域。与宁静太阳整个表面辐射相比,爆发时的辐射流量可以从百分之几到几十万倍以上,辐射增强的特征时间从 1秒(如微波脉冲爆发和米波Ⅲ型爆发)到数日之久(如米波噪暴)。
太阳射电爆发是1942年发现的。按爆发的频段分为微波爆发、分米波爆发、米波爆发(包括十米波爆发)。根据射电辐射在太阳大气中的传播特性,可以确定各频段射电爆发来自太阳大气的不同高度:微波爆发来自色球-日冕过渡层,与耀斑发生区域相衔接;米波爆发则来自日冕层。辐射特征复杂多样。用澳大利亚射电日像仪(具有二维高分辨率)快速观测得到的米波爆发图像,形象地表现出太阳活动由内层经过日冕向行星际空间传播的生动图画。太阳射电爆发对太阳活动现象的研究具有重要意义。
微波爆发 微波波段(波长 0.3~10厘米)的太阳射电爆发,根据辐射强度随时间变化的特点可分为渐升渐降爆发、脉冲爆发和微波大爆发。渐升渐降爆发变幅较小,通常为几十个太阳流量单位——1太阳流量单位为10-22瓦/(米2·赫),即104央,变化缓慢为几十分钟,多数人认为这种爆发是日冕活动区中局部升温引起的。但坎杜用美国国立射电天文台的三面干涉仪发现其中也有显著的高温非热成分(见热辐射和非热辐射),因此,辐射机制尚待探索。脉冲爆发持续时间短(一至数分钟),变幅大,往往发生于耀斑的闪光阶段。微波大爆发在形态上可以看作由若干个脉冲爆发和渐升渐降爆发所组成,总持续时间可达数小时,变幅可达宁静太阳射电的数十倍以上。脉冲爆发和渐升渐降爆发都具有较宽的频谱,而微波大爆发频谱更宽。频谱特点都是:在某一频率辐射流量密度最大,两端逐渐减小。高频往往可用幂律谱描述,即强度Sv∝ν-α(ν为电波频率)。
通常认为这两种爆发是耀斑中加速的非相对论性电子在磁场中的回旋加速辐射。根据回旋加速辐射理论,频谱指数α与电子能谱指数存在简单关系。因此,根据峰值频率和高频端谱指数可以推断出有关磁场和粒子加速的有用资料。低频截止与各种吸收机制有关,也可推断出发射区的一些有用参数和性质。它们与空间天文的硬X射线观测、粒子观测一起,是研究耀斑中粒子加速与辐射过程的重要工具,近年来受到广泛的注意。目前已有一些高分辨率射电望远镜用于微波爆发现象的研究。初步结果表明,爆发源具有小于0奞5的精细结构及精细的偏振特征。