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太阳宁静射电

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太阳射电中的一种最基本的成分,又称B成分,来源于太阳大气的热辐射。宁静太阳射电不同于太阳缓变射电[1]和太阳射电爆发,是始终存在着的一种背景射电。除了随太阳活动11年周期有缓慢起伏外,它基本上不随时间变化。这种宁静射电成分遍及从毫米波到十米波的整个射电波谱。通过低分辨率射电望远镜对太阳射电的总辐射的长期观测,然后采用统计分析方法,就可以把宁静太阳射电与太阳射电中的其他成分区别开来,从而确定宁静太阳的射电强度。
  根据电波在等离子体中的传播理论得知,只有频率v大于临界频率vc的射电波,才能通过电子密度为N的等离子体,v娪=8.06×10N(v和vc的单位为兆赫,N的单位为厘米)。频率较低的太阳射电来自太阳上电子密度较低的外层大气(日冕),频率较高的射电则来自电子密度较高的内层大气(色球)。只要我们改变观测的频率,便可研究不同层次的太阳大气。在较长波长上,例如波长约为3米的宁静射电太阳的图像,代表较高且较热的日冕的射电状态,其直径约为光学日面直径的两倍,亮温度约为10K。在较短波长上,例如波长约为3厘米的射电,则反映色球的射电面貌,此时射电太阳的直径比光学日面大不了多少,其亮温度较低,约为10K。
  利用日食时月球边缘逐步掩盖日面所提供的高分辨率条件,以及用双天线射电干涉仪或多天线射电干涉仪的“扇束”高分辨率观测,可获得宁静太阳射电的一维日面亮度分布;而用多天线综合的“铅笔束”高分辨率观测,能得到二维日面亮度分布。通过这些观测发现,宁静太阳射电延伸到光学日面以外的范围,它在日面上的分布并不是均匀的,也不是对称的,极区总是比赤道区弱些;亮度分布的特征随波长的不同而有差异(见图)。在较长的米波段,无论是在赤道方向还是在极轴方向,宁静射电太阳总是呈现出临边昏暗的图像;在波长较短的厘米波及分米波段中,其亮度分布在极轴方向呈现临边昏暗,而在赤道方向却呈现临边增亮现象;在波长更短的毫米波段,日面中心附近的亮度也有所增加,而边缘附近只出现轻微的增亮(见宁静射电太阳临边增亮)。另外,宁静太阳射电也随着太阳活动周而变化。太阳活动极大年的辐射比宁静年约强25~60%;而且在米波段上,宁静射电太阳赤道方向的大小也随太阳活动性增强而增大。
  结合光学资料,对宁静太阳射电进行观测研究,就能够建立起太阳色球和日冕的更为精确的大气模型。
  参考书目
  M.R.Kundu,Solar Radio Astronomy, Interscience Publishers, New York,1965.

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