太陽緩變射電

緩變射電往往呈圓偏振，其強度變化具有與太陽自轉週期相同的27天週期。這種射電成分通常出現於釐米和分米波段,亮温度約為5×10～5×10K。由於太陽射電輻射是電子密度和温度的函數，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，對毫米波的高分辨率偏振測量，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。

太陽射電中一種同黑子和譜斑密切相關的緩慢變動的成分(又稱S成分)。這種射電成分遍及從 2.25毫米到1.76米的寬闊波段。在波長短於60釐米的釐米和分米波段﹐緩變射電最為突出﹐其亮温度接近日冕電子温度﹔關於緩變射電的大部分觀測資料﹐也都集中在這個波長範圍內。緩變射電的流量密度約比寧靜射電的小一個量級，這種區域的電子密度比周圍高几倍﹐温度也較高﹐而且還滲透進黑子磁場。這種區域也稱為太陽局部射電源。 ^[1] 

緩變射電普遍認為是由兩種輻射過程組成的。一種和寧靜太陽射電一樣﹐是電子在離子的庫侖場中沿雙曲線軌道運動時產生的熱軔致輻射﹔另一種是電子在黑子磁場中沿磁力線作螺旋軌道運動時產生的迴旋加速輻射。這種聯合機制基本上可以解釋緩變射電的全部性質(例如﹐亮度分佈特性以及偏振和頻譜特性)。在波長超過60釐米的長分米波和米波波段﹐緩變射電非常微弱，業已發現﹐米波緩變射電輻射的方向性比釐米波和分米波的強得多﹐緩變源還存在著週期近半小時的可變性。這種起伏以及較高的亮温度 (10～10K)足以表明其輻射可能有一部分是非熱性質的(見熱輻射和非熱輻射)。毫米波緩變射電的觀測研究工作開展得較晚﹐其亮温度僅比寧靜太陽射電的稍高﹐其偏振度也較低。值得提出的是﹐毫米波輻射來自耀斑的起源處──色球﹐因而對毫米波緩變射電的觀測研究能提供預報耀斑出現的線索。例如﹐毫米波緩變射電的增強就與大耀斑的出現相關。另外﹐毫米波緩變源與鈣譜斑和色球磁場關係較密切﹐因而通過對毫米波的偏振測量可能探索到測定色球磁場的途徑。

在多個波長上同時作緩變射電的觀測研究﹐可以確定太陽活動區上空不同高度上的電子密度﹑温度和磁場分佈等重要物理參數。通過對緩變射電的觀測研究﹐可以進一步探討耀斑爆發的起源機制和尋找預報耀斑的重要線索。

參考書目

M.R.Kundu﹐Solar Radio Astronomy﹐pp.146～194﹐Interscience Publ.﹐New York﹐1965.