尖峰爆发标度律及其对新一代太阳射电望远镜参数的约束∗

谭宝林 程 俊 谭程明 寇洪祥

(1中国科学院国家天文台太阳活动重点实验室北京100101)

(2中国科学院大学天文与空间科学学院北京100049)

(3山东正元建设工程有限责任公司济南250100)

1 引言

太阳物理学及日地空间科学的重要研究内容是太阳大气中的各种爆发现象,例如太阳耀斑和日冕物质抛射等[1].在这些爆发过程中,有相当部分的能量是通过非热粒子形式释放的.在不同事件中,这种非热能量占爆发过程中释放总能量的10%–50%[2].这些源于太阳爆发过程的非热粒子以亚光速高速飞行,在日地空间和近地空间环境中产生剧烈扰动,对太空飞行、空间科学探测、卫星通讯和导航,甚至国家空间安全等产生重大影响.射电天文方法是探测上述非热过程最重要的手段之一.对于太阳爆发过程中的某些现象,如太阳非热粒子加速、发射和传播过程,射电观测是最重要的地基探测手段.为此,世界各地研制建成了许多太阳射电望远镜,根据其复杂程度可分成如下3大类:

(1)太阳射电流量计(Solar Radio Polarimeter)

这是最简单,也是最早一代的太阳射电望远镜,指在单一频段或少数几个频点上对太阳全日面射电辐射总流量进行观测.这类望远镜没有频率分辨能力和空间分辨能力,但结构简单,运行方便,可以实现很高的时间分辨率和精度较高的偏振度测量,并能长期稳定运行,在监控太阳射电辐射的长期变化,开展太阳活动与空间天气预报等方面一直发挥着重要作用.例如,国际上广泛配置了2800 MHz太阳射电流量计(有时也称10.7cm射电流量计),我国位于北京怀柔的2840 MHz的太阳射电流量计自上世纪70年代以来一直工作,对太阳进行了将近4个太阳活动周的长期监测.

(2)太阳射电动态频谱仪(Solar Radio Spectrometer)

单频的射电流量测量无法给出爆发源的动力学特征,因此,人们又设计建造了能在较宽的频段内、大量频点上同时对太阳全日面辐射流量进行测量的太阳射电望远镜,称为太阳射电宽带动态频谱仪,在一定频段上同时以很高的时间分辨率和频率分辨率开展频谱观测,可以获得太阳射电爆发源的频谱结构、偏振、辐射带宽、爆发寿命和频漂率等动态信息.

中国射电宽带动态频谱仪(SBRS)是由分别建造于北京、昆明和南京的5个望远镜组成的太阳射电频谱仪群[3−6],其中,位于北京的频谱仪由3个望远镜组成,观测频率分别为1.0–2.0 GHz、2.60–3.80 GHz和5.20–7.60 GHz,时间分辨率分别为5 ms、8 ms和5 ms,频率分辨率分别为4 MHz、10 MHz和20 MHz.SBRS是目前国际上正在运行的最先进的太阳射电望远镜系统,自1999年全部建成并投入观测以来,先后发现了许多独特的太阳射电爆发现象,如微波斑马纹结构、微波宽带快速脉动结构、微波尖峰爆发和鱼群结构等.此外,一些大学和研究所也建造了射电动态频谱仪[7].

国际上著名的太阳射电宽带频谱仪还有捷克共和国的Ondrejov频谱仪(工作频率为0.80–5.00 GHz,时间分辨率为10 ms,频率分辨率在0.80–2.00 GHz之间为5 MHz,在2.0–5.0 GHz之间为12 MHz).此外,瑞士、日本、俄罗斯、美国和印度等地也都分别在不同频段建造了分辨率各异的太阳射电动态频谱仪.

(3)太阳射电日像仪(Radioheliograph)

无论是太阳射电流量计还是太阳射电动态频谱仪都无法对观测目标进行成像,因而就得不到有关辐射源区的位置和结构等信息,这对探索太阳爆发的起源和规律,阐述相关的物理过程是个致命的限制.因此,从20世纪70年代开始,人们研制建造了能对太阳在射电波段进行成像观测的望远镜,具备空间分辨能力,能获得太阳射电图像,称之为太阳射电日像仪.

最初的太阳射电日像仪只能在单一频率或少数几个频点上对太阳进行成像观测.例如,日本野边山日像仪(NoRH)由84面天线组成一个相干十字阵列,能在17GHz和34GHz两个频点上对太阳进行成像观测;法国墨东天文台的南希射电日像仪(NRH)最初工作在150–450 MHz之间的米波段上的5个频点上,近年来通过改造,升级为在10个频点上进行射电成像观测;俄罗斯最近在伊尔库茨克原SSRT(Siberia Solar Radio Telescope)单频日像仪十字阵列的基础上开始进行升级改造,观测频率从5.70GHz扩展到4.0–8.0 GHz,32个频点,频率分辨率为125 MHz,也成为一个新的频谱日像仪,试观测期间取得了初步的观测结果[8−9].

我国于2016年建成并通过验收的,位于内蒙古正镶白旗的明安图射电频谱日像仪(MUSER)则是国际最新一代的太阳射电望远镜[10].MUSER由100个天线单元组成,沿三螺旋臂排列成一个相干阵列,最大基线长度超过3km,利用综合孔径成像原理工作在0.40–15.00 GHz的超宽频带上,可以同时在584个频点上对太阳进行射电成像,频率分辨率为25 MHz,时间分辨率在0.40–2.00 GHz上为25 ms,在2.0–15.0 GHz频段为200 ms;空间分辨率在400 MHz附近为51′′,在15 GHz附近则接近1.4′′.这类太阳射电望远镜也称之为太阳射电频谱日像仪(Spectral Radioheliograph),可以同时获得较高的时间、空间和频率分辨率的太阳射电图像,其频率范围基本上全部覆盖了太阳爆发活动的源区和非热粒子的初始加热与传播区域,是研究太阳爆发活动初始能量释放、粒子加速和传播的重要基础设施.

太阳射电望远镜在经过一段时间的观测运行以后,要么完成了其科学目标而逐步退出,而有些望远镜则因为无法达到其最初设定的科学目标而逐渐被新的望远镜所替代.同时,基于新的科学设想和技术升级,人们还在不断提出新的太阳射电望远镜计划.例如,美国的E-OVSA(Expanded Owens Valley Solar Array)和计划中的FASR(Frequency Agile Solar Radioheliograph),中国的国家大科学工程——子午II期工程中的太阳射电望远镜系统等.人们在研制新的太阳射电望远镜时,根据科学目标要求,需要考虑观测频率、带宽、时间分辨率、频率分辨率、空间分辨率和偏振度等设计参数.过度追求高参数不但会极大地增加望远镜研制的难度,有时往往还会使我们无法实现期望的科学目标.那么,如何选择合理的太阳射电望远镜的设计参数呢?

太阳射电观测统计研究发现:耀斑发生率的分布服从幂律谱,而且在不同射电频率上,谱指数随射电频率的增加而略微减小,这一方面表明大多数耀斑都是在较高的日冕中激发的,而且在不同的日冕高度,能量耗散率也是不同的[11−12].高时间-频率分辨的宽带射电频谱仪的观测发现:一个持续数十分钟的复杂的太阳射电爆发主体往往包含若干个时间尺度大约为几分钟的大脉冲;而每个大脉冲又常常是由一群时间尺度为秒级的脉冲组成;每个脉冲又常常是由若干亚秒级的次脉冲群组成.在一些剧烈爆发过程中还常常可以发现平均寿命只有几毫秒到几十毫秒的射电尖峰爆发(Spike),这些尖峰爆发群常被称为快速精细结构(fast fine structure,FFS),常常几十个、几百个、甚至上万个成群出现[13−14].进一步的研究还发现,除了这些尖峰爆发外,还有一些微小爆发群,如点状爆发(dot burst)和窄带III型爆群,它们单个爆发的平均寿命、带宽、辐射亮温等与尖峰爆发非常相似,同样也是成群出现,平均带宽通常只有中心频率的1%左右,辐射强度极高,辐射亮温常常远远超过1011K.实际上,尖峰爆发、点状爆发和窄带III型爆相互之间并没有明显的界限,我们可以将它们统称为微波小爆发(small-scale microwave burst,SMB).每一个SMB就代表爆发源区的一次能量释放过程[15].许多太阳射电爆发频谱结构,如微波斑马纹结构、准周期脉动(QPP)结构、II型爆和III型爆等,它们的亮条纹内部其实也是由一群SMB所构成的.例如图1所示的一组微波QPP,我们将其进一步展开,发现它的每一个脉冲其实是一群微波尖峰爆发或窄带III型爆群组成的[16].除了在微波段的爆发外,在其他波段,如在米波和十米波段的射电II型爆发和III型爆发同样也发现其内部还具有平均寿命为亚秒级的精细结构.

图1 位于怀柔的中国宽带动态射电频谱仪(Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS)于2011年8月9日观测到的一个太阳微波快速脉动结构,其中,每一个脉冲都是由一群微波小爆发构成的.这里,sfu为太阳射电辐射流量单位(solar flux unit).Fig.1 The Chinese Solar Broadband Radio Spectrometer at Huairou(SBRS/Huairou)observed a microwave fast quasi-periodic pulsation(QPP)which contains several pulses,and each pulse is composed of a group of spike bursts.Here sfu is the abbreviation of solar flux unit.

射电尖峰爆发,包括前面所提到的微波小爆发、射电点状爆发和窄带III型爆等,它们的共同特征便是在同波段的所有爆发中,平均寿命最短、平均带宽最窄、辐射亮温最高,并常常成为构成其他爆发的结构单元,它们很可能就代表一种元爆发过程(elementary burst,EB).它们具有快速频率漂移,并与辐射源区超热粒子发射密切相关等特征,吸引了众多太阳物理学家的关注,同时也对现有理论提出了一系列挑战,例如:这些超热粒子如何产生的?它们的产生和耀斑爆发之间是什么关系?超热粒子如何激发这些元爆发过程的辐射?为什么这些元爆发的带宽如此之窄,寿命如此之短?为什么它们总是成群出现?在一群元爆发中,各个爆发之间是同源还是不同源?它们是否有光学或UV,EUV(Extreme ultraviolet)辐射的对应体?对上述问题的解答,本身便包含着对基本等离子体物理和天体物理基本理论的重要推动.因此,能否实现对太阳射电尖峰爆发一类的小爆发的准确探测,便成了对新一代太阳射电望远镜的基本要求.本文便从太阳射电尖峰爆发的标度律研究入手,分析对太阳射电望远镜的参数的基本限制.

2 太阳射电尖峰爆发随频率的标度律

在过去超过70 yr的太阳射电观测中,包括地基太阳射电望远镜和空间的射电探测设施(如WIND-Waves、STEORO-Waves(Solar Terrestrial Relations Observatorywaves)等),人们发现射电尖峰爆发出现的频率范围非常宽,从几十兆赫的十米波段到10 GHz左右的厘米波段均有发现.目前,在7.50 GHz以上高频段和更低的百米波和千米波段,由于迄今的探测手段相对较少,是否也存在类似的尖峰爆发现象目前尚无法给出明确的结论.不过,太阳射电尖峰爆发出现的频率范围至少超过3个数量级.因此,找出射电尖峰爆发随频率的标度律,也就是爆发的平均寿命,辐射带宽等参数随频率的变化规律,一方面可以更好地帮助我们理解太阳射电爆发过程的物理机制,同时也可以成为我们设计新一代太阳射电望远镜时选择参数的理论依据.

2.1 太阳射电尖峰爆发的平均寿命的标度律

大量的太阳射电观测表明,尖峰爆发的平均寿命似乎和频率成显著负相关,即频率越高,其平均寿命则越短.这里,我们收集了前人发表的有关结果[17−18],并加入了中国宽带动态频谱仪在2006年以来若干观测事件中的观测结果[15,19],整理在图2中.其中,黑色正十字代表前人发表的结果,菱形符号则为SBRS近年来的观测结果.整个样本的观测覆盖从210 MHz到7.0 GHz的频段.在该频段范围内,射电尖峰爆发的最小寿命为5 ms,最大寿命为91 ms,平均寿命大约为30 ms.从图2中不难看出,射电尖峰爆发的平均寿命确实与辐射频率之间成显著反相关关系,其相关系数为−0.58.与此同时,我们还利用最小二乘法对上述散点图进行了函数拟合,拟合结果见图2中的实线,该线也可以用一个幂率函数来表示:

这里τ为射电尖峰爆发的平均寿命,单位为ms;f为频率,单位为MHz.可见,射电尖峰爆发的平均寿命确实是随频率的增加而显著减小的.由(1)式可以估算在100 MHz附近,尖峰爆发的平均寿命大约为170 ms;在1.0 GHz附近,平均寿命大约25 ms.上述结果与观测实际是比较吻合的.如果在10 GHz附近也存在尖峰爆发的话,其平均寿命很可能大约为3.5 ms.

图2中,我们也同时画出了前人观测事件的函数拟合结果.从两个拟合结果的对比可以看出:由于2006年以来SBRS的观测结果的增加,在高频段的平均寿命比1990年Güdel等[17]与2008年Rozhansky等[18]的结果(拟合函数为:τ∝f−1.29)明显上扬.而且,从图2中在SBRS观测得到的频率超过3.0 GHz的高频段的结果明显较为离散.不过,由于在高频段观测到的尖峰爆发现象本身就比较少,再加之现有的工作在3.0GHz以上太阳射电宽带频谱仪的最高时间分辨率是SBRS在2.60–3.80 GHz频段的8 ms和在5.20–7.60 GHz频段的5 ms,因此目前尚无法确认是否在上述频段范围存在短于5–8 ms的太阳射电尖峰爆发结构.迄今,国际上还没有时间分辨率比SBRS更高的太阳射电宽带频谱仪投入观测.因此,目前的统计结果还具有较大的不确定性,需要具有更高时间分辨率的、新的望远镜观测事例的验证.

图2 太阳射电尖峰爆发的平均寿命与频率之间的关系,其中,十字代表前人发表的结果[17−18],虚线代表利用最小二乘法拟合得到的变化趋势函数,菱形符号代表中国宽带动态频谱仪(SBRS/Huairou)自2006年以来观测的结果[15,19].实线则为利用最小二乘法对全部观测结果拟合得到的变化趋势函数.将全部观测结果作为样本,计算得到平均寿命与频率之间的相关系数为−0.58,在99%的置信水平上显著负相关.Fig.2 The relationship between the averaged lifetime and frequency among the solar radio spike bursts.Here,the crosses represent the previous results[17−18],and the dashed line is obtained by the least squared fitting method.The diamonds represent the results observed by SBRS/Huairou since 2006[15,19],and the solid line is obtained by the least squared fitting method over the total sample.For the total sample,the correlation coefficient between lifetime and frequency is–0.58,which means significantly negative correlation with con fidence level above 99%.

2.2 太阳射电尖峰爆发的平均带宽的标度律

无论我们假定太阳射电尖峰爆发的辐射机制是电子回旋脉泽辐射[20]还是等离子体辐射机制,尖峰的平均辐射带宽都间接反映了爆发源区空间尺度的大小.

大量观测事件表明,太阳射电尖峰爆发的频率带宽大致是与辐射频率成正相关关系的.这里,我们同样收集了前人发表的结果[21],并在此基础上增加了SBRS自2006年以来若干观测事件[15,19],将它们集成在图3中.类似地,黑色正十字代表前人发表的结果,菱形符号则为SBRS近年来的观测结果.整个样本的观测频率覆盖从305 MHz–7.0 GHz之间.在该频段范围内,射电尖峰爆发的最小频率带宽为1.4 MHz(对应的中心频率为710 MHz,相对带宽约为0.2%),最大带宽为115 MHz(对应中心频率为1250 MHz,相对带宽约为9.2%),平均相对带宽大约为1%.统计计算尖峰爆发的频率带宽与辐射频率之间的相关系数为0.47,样本数为166个,属于较为显著的正相关,即射电尖峰爆发的带宽随着观测频率的增加而增加.

图3 太阳射电尖峰爆发的平均带宽与频率之间的关系,其中,十字代表前人发表的结果[17−18],虚直线代表为利用最小二乘法拟合得到的变化趋势函数,菱形代表中国宽带动态频谱仪(SBRS/Huairou)自2006年以来观测的结果[15,19].点划线则为利用最小二乘法对全部观测结果拟合得到的变化趋势函数.将全部观测结果作为样本,计算得到平均带宽与频率之间的相关系数为0.47,在99%的置信水平上显著相关.Fig.3 The relationship between the averaged bandwidth and frequency among the solar radio spike bursts.Here,the crosses represent the previous results[17−18].The diamonds represent the results observed by SBRS/Huairou since 2006[15,19],and the dot-dashed line is obtained by the least squared fitting method over the total sample.For the total sample,the correlation coefficient between bandwidth and frequency is 0.47,which means significant correlation with con fidence level above 99%.

与前面相仿,我们也可以利用最小二乘法对图3中的散点图进行函数拟合,拟合结果见图3中的点划线,该线也可以用一个幂率函数来表示:

这里fbw为射电尖峰爆发的平均带宽,单位为MHz.可见,太阳射电尖峰爆发的平均带宽确实是随频率的增加而增加的,而且拟合函数中的指数为0.99,非常接近于1.0,也就是说平均带宽与频率之间的变化关系非常接近于线性规律.我们很容易得到相对带宽:

很显然,图3中尖峰爆发的平均频率带宽相对于拟合函数的离散度非常显著.事实上,绝大多数尖峰爆发的相对带宽都在0.5%–3.0%之间.不过,从图3中我们也可以看出,实际上在频率超过3.0 GHz以上的高频段射电尖峰爆发事例较少,上述拟合函数同样存在较大的不确定性.

3 尖峰爆发标度律对新一代太阳射电望远镜参数的约束

由于尖峰爆发是太阳射电爆发的最小爆发单元,上述标度律就为我们设计下一代新型太阳射电望远镜提供了最重要也是最基本的理论依据.

在设计新的太阳射电望远镜时,选择的时间分辨率(∆t),即采样的时间间隔需要小于尖峰爆发的平均寿命.从识别角度上说,每一个尖峰爆发至少需要2个以上的观测点,也就是说,时间分辨率需要小于平均寿命的一半,即:例如,在100 MHz附近,尖峰爆发的平均寿命为170 ms,则要求在该频率附近的射电频谱仪的时间分辨率∆t 685 ms;在1.0 GHz附近,尖峰的平均寿命约为25 ms,则要求射电频谱仪的时间分辨率∆t 612.5 ms;在10 GHz附近,尖峰爆发的平均寿命为3.5 ms左右,则要求射电频谱仪的时间分辨率∆t 61.75 ms.

在选择太阳射电望远镜的频率分辨率时,则要求采样的频率间隔小于尖峰爆发的平均带宽.类似地,为了可靠识别,频率分辨率也需要小于平均带宽的一半由前面的带宽定标律可知,尖峰爆发的平均带宽大约为中心频率的1%,因此,选择的望远镜的频率分辨率则需要小于中心频率的0.5%.例如,在100 MHz附近的望远镜的频率分辨率∆f 60.5 MHz;在1 GHz附近的望远镜的频率分辨率∆f 65.0 MHz;在10 GHz附近的望远镜的频率分辨率∆f 650 MHz.表1列出了国际上一些主要的太阳射电宽带动态频谱仪及其参数,其中括号中的数值便是根据本文综合考虑给出的适宜参数.

上述有关时间和频率分辨率的限制主要是针对太阳射电宽带频谱仪而言的,对于射电频谱日像仪来说,如果也按照上述理论限制来选择设计参数,那么,对于研制、建造和观测运行来说都将面临非常严苛的挑战.例如,如果按照上述原则选择时间分辨率和频率分辨率,那么MUSER的低频阵(MUSER-I)在0.40–2.00 GHz频段将需要设计至少200个频率通道,为现有通道数的3–4倍(现有通道数为64);时间分辨率则需要达到10 ms左右,比现有时间分辨率(25 ms)高2–3倍.我们知道,目前MUSER-I每天的观测数据量大约为900 GB,如果按照上述要求选择分辨率参数,那么将使其每天的观测数据量超过10 TB!与此类似,对于高频阵MUSER-II在2.0–15.0 GHz上的参数,如果也按前面的原则选择,那么频率通道数将需要大约300个,约为现有参数的一半,但是时间分辨率将需要达到5 ms以下,是现有参数200 ms的40倍.如此设计的话,每天的观测数据量将是目前的20倍,即大约80 TB!如此巨大的每日观测数据量,无论是在数据存储、检索和提取方面,还是在数据处理和图像分析方面都将面临非常巨大资源需求和挑战.那么,如何解决这个问题呢?

表1 现有主要太阳射电宽带动态频谱仪参数Table 1 The parameters of the main existing solar broadband dynamic spectrometers

实际上,对于全日面成像的射电日像仪,如果时间分辨率和频率分辨率选择太高,则灵敏度自然会降低,这必然会导致太阳上弱的爆发信号变得模糊甚至湮没于噪声之中,从而损失了望远镜的科学目标.更为重要的是,即使是射电尖峰爆发,通常总是几十个甚至上万个成群出现的,每一群尖峰在物理形成过程和源区上基本上是一致的,它们占据的总频率带宽则要比单个尖峰至少宽一个数量级以上(即为中心频率的10%以上),整个尖峰群的持续时间也比单个尖峰爆发的平均寿命长一个数量级以上,达到秒级甚至数十秒量级.对于成像观测来说,如果我们能定位尖峰爆发群的源区位置和结构就可以达到研究它们的目的.为此,我们提出谱-像结合观测模式:即利用单天线射电宽带频谱仪以高时间分辨率和高频率分辨率观测获得太阳射电辐射的宽带频谱特征,其频率分辨率达到中心频率的0.5%,时间分辨率达到对应频段的尖峰爆发平均寿命的1/2左右,从而识别爆发过程的频谱精细结构;同时,在对应频段利用多天线阵列组成的射电日像仪进行成像观测,频率分辨率达到中心频率的5%左右,时间分辨率则达到对应频段尖峰爆发平均寿命的10倍,具有较高空间分辨率,从而得到爆发源的空间位置和源区结构特征.例如,工作频率在100 MHz附近的射电日像仪,其时间分辨率可选为1–2 s左右,频率分辨率大约为5 MHz较为适中;而在1.0 GHz附近的射电频谱日像仪,其时间分辨率可选为250 ms左右,频率分辨率则可选为50 MHz左右较为合适;而工作在10 GHz附近的射电频谱日像仪,其时间分辨率则需选择在35 ms左右,频率分辨率为500 MHz左右为宜.表2列出了国际上一些主要的太阳射电日像仪的基本参数,其中,括号中的数字便是根据本文中的综合考虑而给出的参数取值范围.这里列出的均为太阳专用的射电望远镜设备.此外,国际上还有一些大型射电望远镜,例如,美国的甚大阵(VLA)、欧洲的低频射电阵列(LOFAR)、位于南美的阿塔卡马大型毫米波亚毫米波阵列(ALMA)等,它们的主要目标是探测各种宇宙射电源.不过,每年也能分配大约5%–10%的观测时间给太阳物理界开展太阳射电的成像观测研究,其中,2012年建成的LOFAR分两个阵列,分别工作在10–80 MHz和120–240 MHz,具有前所未有的高分辨率和灵敏度.LOFAR自2012年建成以后,多次开展有关太阳射电成像方面的观测研究,取得了许多重要的观测结果[22−23].

表2 现有主要太阳射电日像仪参数Table 2 The parameters of the main existing solar radioheliographs

太阳射电的谱-像结合观测模式,对于太阳剧烈爆发事件的观测优点是能同时获得爆发过程的高时间分辨率、高频率分辨率、高空间分辨率和高灵敏度的频谱和图像,可以全面反映太阳射电爆发全貌和动力学过程.但是必须注意,对于宁静太阳或太阳低层大气的小尺度爆发现象,由于日面上可能同时存在多个辐射源,通过上述观测模式获得的频谱结果常常很难与成像观测中的爆发源进行证认.

不过,根据无成像观测能力的高时间-频谱分辨率的太阳射电尖峰爆发频谱的相对带宽,我们也可以给出尖峰辐射源区尺度的上限估计.当我们假定尖峰辐射机制为等离子体辐射时,辐射源区的空间尺度与相对带宽成正比,并与源区的等离子体密度变化的特征长度(Hn)成正比:等离子体的密度特征长度与辐射源区的高度有关,根据现有的有关太阳大气的密度模型[25],我们可以粗略估计,在100 MHz对应的源区特征长度Hn∼2×105km;在1.0GHz对应源区附近,Hn∼5×104km;在10 GHz对应源区附近,Hn∼104km.前述已知,各频段的射电尖峰爆发的相对带宽大约为1%.这表明,对于100 MHz、1.0 GHz和10 GHz所对应的尖峰爆发源区的空间尺度上限将分别为2000km、500km和100km,也就是大约3′′、0.7′′和0.15′′. 很显然,无论是现有的太阳射电日像仪,还是在未来可预见的太阳射电望远镜计划里,都不可能具体识别这种尺度的射电爆发源.只能寄望于类似国际平方公里阵(SKA)这样的国际超级望远镜工程.当然,借助现有的射电频谱日像仪的成像观测,如果我们能确定爆发源在太阳活动区中的位置以及与其他磁结构的空间关系,也将对我们理解射电爆发相应的物理过程,阐述相关非热过程的发生和演变规律,同样也是有非常重要的意义.例如,2015年,Chen等人利用美国VLA的成像和高时间-频率分辨率的频谱观测,发现一群分米波的射电尖峰群的源区正好位于耀斑环顶终止激波发生的区域,由此得到了耀斑终止激波加速电子的直接观测证据[26],受到了国际同行的高度关注.这一结果也表明:谱-像结合的观测模式具有非常广阔的研究前景,可作为未来太阳射电天文学研究的一个发展方向.

4 总结与展望

对于太阳射电天文学研究来说,毫无疑问,望远镜的分辨率越高越好,灵敏度越锐越好,频率覆盖越宽越好.但是,高参数设计总是有代价的,当一个望远镜的通道数增加,单一通道的频率带宽就变窄;当时间分辨率增加,积分时间就不得不变短,这都将导致望远镜的灵敏度降低,从而使相对较弱的爆发信号变得模糊,以至于被湮没在噪声背景里,无法识别爆发信号.这在观测图像上表现为爆发源的内部结构特征模糊不清,无法证认结构细节,这必然会损失望远镜的科学目标.最小尺度的太阳射电爆发单元,即射电尖峰爆发、点状爆发和窄带III型爆发随频率的标度律表明:太阳射电爆发的细节特征变化的时间尺度随频率的增加而减小,带宽随频率的增加而增加,据此确定新一代太阳射电望远镜的设计参数,可以给出合理经济的参数组合,最大程度地保证望远镜观测数据的科学产出.在成像观测中,如果我们选取的时间分辨率和频率分辨率过高,这不但在技术上将面临非常巨大的挑战,同时也必然降低观测的灵敏度,从而牺牲相关望远镜的科学目标.因此,我们提出基于射电尖峰辐射的标度律,以谱-像结合模式对太阳射电爆发进行观测,可以同时获得高时间分辨率、高空间分辨率、高频率分辨率和较高灵敏度的观测,可作为未来太阳射电天文学观测的一个主要模式,将具有广阔的研究前景.不过,这里的高也是相对的,必然会随着无线电技术和计算机技术的发展而不断提高.

致谢感谢中国科学院紫金山天文台黄光力研究员对本工作给予的大力支持和帮助!