日食射電觀測

日食射電觀測，用射電天文方法觀測研究日食現象。天文工作者利用日食的機會，進行各種天文觀測研究。就太陽射電天文學來說，日食觀測具有相當重要的意義。尤其是在射電天文學誕生不久，射電望遠鏡的解析度還不很高的時期，這種觀測就更為重要。

觀測介紹

在日食期間，月球邊緣對太陽圓面的逐漸掩蓋和露放，提供了天然的高解析度。隨著射電天文技術方法的日益改進，相對來說，日食射電觀測方法已不似初期那么重要。不過，對於某些特殊情況，集中多種小型儀器，在多種波段上，同時作日食觀測，仍然具有特定的意義。因此，這種日食射電觀測方法，自1946年以來一直在使用。

大型射電望遠鏡

觀測方法

在日食期間，用低解析度的小型射電望遠鏡接收太陽的總輻射。這時，射電流量密度隨著太陽被掩食和露放而不斷變化。當月球初掩射電太陽時，接收到的太陽射電流量密度開始下降；在食甚附近，流量密度下降到最低水平。然後，當月球露放太陽時，流量密度開始上升；直到射電太陽完全露出時，流量密度才又恢復到日食前的數值。這樣，就記錄到一條完整的射電流量密度隨時間變化的曲線。對這條實時記錄曲線進行分析和處理(例如,作天空背景射電、月球射電、地球大氣吸收、天線輻射效率等一系列改正),便可得到射電太陽本身的流量密度隨時間變化的曲線S(t)。這條曲線就稱為射電食變曲線。取它對時間的微商，就又獲得食變斜率曲線dS(t)/dt。通過對這兩條曲線的分析研究，可以獲得有關太陽射電的許多資料。因為月球掩食太陽的運動速度已知，所以，由S(t)上的射電初虧時刻，便可算出掩食射電太陽半徑，從而求得等效射電太陽半徑。例如,中國於1968年9月22日在新疆的日全食射電觀測中,所獲得的3.2、11.1和21厘米波長上的等效半徑分別為 1.04、1.07和1.085R嫯(R嫯為光學太陽半徑)。從S(t)也可算出射電食甚時的剩餘流量密度占太陽射電總輻射的百分比。從射電太陽半徑和剩餘輻射可以看出，太陽射電來自光球以外的太陽大氣（色球和日冕），因而射電太陽總比光學太陽大；食甚時，月球不能完全掩蓋射電太陽，所以有相當大的剩餘輻射。

數據處理

為了研究太陽局部射電源的特性，首先需要在射電食變曲線上，將局部源的射電與寧靜太陽射電區分開來。這可以通過選擇各個波長上的寧靜射電太陽模型來達到。由選定的適當模型可以算出理想寧靜射電太陽的食變曲線S0(t)和食變斜率曲線dS0(t)/dt。然後,對dS(t)/dt與dS0(t)/dt進行比較，並參照日食時光學Hα 的太陽單色像、日冕綠線等強度圖以及活動區黑子圖形，便可以將日食期間日面上的局部源一一證認出來。通過對日食的觀測發現，這些局部源通常與黑子和譜斑相對應。

由dS(t)/dt曲線可得到局部源開始被掩食和掩食終了的時刻t1和t2，按照已知的月球運動速度可求得局部源的角徑。計算結果表明，局部源的角徑與對應的黑子或譜斑相近。另外，由dS(t)/dt曲線上月掩局部源的時刻與Hα 像上月掩對應譜斑的時刻,假設局部源徑向地處於譜斑的上方，利用幾何關係，又可以算出局部源在色球上空的高度。觀測結果表明，射電局部源的高度為幾萬公里。

從局部射電源被掩食的最初和最末時刻t1和 t2以及與此對應的一段食變斜率曲線dS(t)/dt，可算出局部源的流量密度。假設局部源形狀與對應光學活動區（黑子或譜斑）相似，由局部源的掩食角徑可算得局部源的立體角。再假設局部源亮度均勻，便可求得局部源的平均亮溫度。

結果和意義

在太陽活動寧靜期間，由日食射電觀測可以獲得射電太陽亮度沿日面的一維分布。早期的日食觀測就已發現，在厘米和分米波段，在赤道方向上為寧靜射電太陽臨邊增亮，而在極軸方向上則為臨邊昏暗;但在米波段,在兩個方向上均為臨邊昏暗；而在毫米波段,呈現為很不一致的亮度分布。由此可見,今後在太陽寧靜期間進行日食毫米波射電觀測，一方面可以幫助解決一直懸而未決的毫米波亮度分布問題；一方面能夠獲得關於色球層的不均勻結構如針狀物（日芒）、色球網路以及針狀物區域間的波狀結構等的有價值資料。這對於建立一個可靠的色球層模型具有重要的意義。通過日食射電觀測還發現並驗證了日面上的冷源。這種冷源就是冕洞。因為冕洞與太陽風中的再發性高速流密切相關，所以也就與重現性的地磁擾動和電離層騷擾有聯繫。

通常太陽並非絕對寧靜，日面上多少總會有一些活動。一般來說，在日食期間，太陽上往往存在一些太陽局部射電源。通過日食射電觀測，可以獲得這些局部源的非常重要的細節資料。因此，日食射電觀測對於太陽局部射電源的射電特性的研究，也就是對於太陽緩變射電理論的探討，具有重要的意義。

在日食期間的射電偏振觀測中，可以獲得局部源的一些重要偏振特性。由偏振輻射計測到的食變斜率曲線dS(t)/dt可得到偏振源的偏振流量密度，把它同源的總輻射流量密度相比，便獲得局部源的偏振度。根據適當的假設，採用一定的公式，從偏振流量密度可以求出局部源的平均磁場。在新疆日食觀測中,由3.2厘米偏振觀測獲得一個偏振源的對應於前導黑子和後隨黑子輻射區的平均磁場,其強度分別為480和470高斯。迄今為止,這種高解析度射電偏振觀測，是確定活動區上空低層日冕中磁場的唯一方法。由日食射電偏振觀測可以獲得偏振源的細節結構。例如，觀測到某些偏振源與下方有關的黑子群有一一對應的雙極結構（見圖）。通過多種波長的日食射電觀測，可以獲得活動區局部源的射電頻譜。例如，1970年3月7日日全食時,在8個波長上就得到好幾個局部射電源的頻譜，發現強源的頻譜在波長6厘米附近有極大值,而弱源的頻譜則比較平坦。

在日食期間，用較小型的輻射計和偏振計在多種波長上進行觀測，就能獲得寧靜太陽射電的亮度分布、活動區上空局部射電源的輻射特性（強度、頻譜、偏振、精細結構）等資料。結合光學資料便可推導出寧靜太陽和活動區的基本物理參數（如電子密度、電子溫度、磁場等），從而可以研究局部源的物理特性和輻射機制。