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Payne-Scott等[11]首先在米波波段上发现一种具有慢速频率漂移的太阳射电爆发,后来人们把这种具有缓慢漂移特征的太阳射电爆发定义为Ⅱ型射电暴[12]。它的频谱特征是:缓慢的频率漂移(通常 ≤ 1 MHz/s),而且有一个起始频率(约为几百MHz),在高于这个频率的频段则没有信号[13];带宽比较窄通常不会超过几百MHz,持续时间约为5~10 min。目前通常认为Ⅱ型射电暴是由于激波在日冕中向外传播引起等离子体振荡产生朗缪波,再转换为电磁波辐射并以本征等离子体频率和二倍频向外辐射。所以,Ⅱ型射电暴的观测特征一般具有基频和二次谐频结构,并且在射电动态频谱上通常表现为高频向低频缓慢的频率漂移率。
Ⅱ型射电暴是CME激波的最佳示踪器。CME在日冕和行星际空间快速运动,当CME的速度超过本地的阿尔芬速度时,会产生日冕激波或行星际激波,当CME驱动的激波压缩地球磁层时将可能导致地磁暴的发生。激波很难被观测到,但是射电波段观测到的Ⅱ型射电暴是激波在日冕和行星际空间运动的示踪器。因此,观测到Ⅱ型射电暴就等同于观测到了CME激波。激波在日冕中运动通常会引起米波的Ⅱ型射电暴(观测频段高于30 MHz),米波Ⅱ型射电暴可以通过地基望远镜观测到,例如云南天文台(YNAO)的米波太阳射电频谱仪观测到了大量的米波Ⅱ型射电暴(如图2所示)。图2中的Ⅱ型射电暴的二次谐频结构上有明显的断裂带结构,多波段的观测数据表明,该断裂结构可能源于先后发生的两个CME的互相作用,即第二个CME产生的激波与之前的CME拉伸出的电流片的相互左右,由此可以推断出电流片的厚度、激波速度以及日冕磁场强度等物理信息[14]。
米波Ⅱ型射电暴中还包含着射电精细结构,例如分裂带的结构,在Ⅱ型射电暴的基频和二次谐频的辐射带中出现频带的分裂;有时还具有“与激波有关的Ⅲ型射电暴”(shock-associated type Ⅲ radio bursts)和“鱼骨(herringbone)结构”,它们的特点是在Ⅱ型射电暴的基频或二次谐频的辐射带上叠加了不同漂移频率的Ⅲ型射电暴[10],它们是激波加速粒子的直接证据。
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CME在行星际空间运动并产生激波,激波在行星际空间中运动加速电子并产生行星际的Ⅱ型射电暴,通常发生在10米–百米–千米波波段(观测频段低于30 MHz)。行星际空间的Ⅱ型射电暴是Malitson等[15]利用空间卫星数据于1973年发现的,随后其它的空间观测也证实了行星际Ⅱ型射电暴的存在[12]。因此,利用甚低频太阳射电频谱仪对行星际Ⅱ型射电暴的实时不间断监测可以直接等同于对CME激波的实时和全天候监测。特别是对于正对地球而来的CME,在日冕仪上很难发现,而通过射电手段监测它所驱动激波产生的II型射电暴则是有效的观测手段。
通过统计研究人们分别发现千米和10米–百米(Decametric-Hectometric,DH)波Ⅱ型射电暴与行星际激波关系密切,因此,目前通常认为行星际Ⅱ型射电暴是由CME驱动的激波产生[4]。米波和行星际Ⅱ型射电暴的关系,Cane等[16]的统计研究表明,起始频率高于1 MHz的Ⅱ型射电暴是米波II型射电暴在行星际空间的延伸,而起始频率低于1 MHz的Ⅱ型射电暴则是由CME驱动的行星际激波所产生的。Mujiber等[17]的统计研究发现CME的速度越快越容易同时产生米波和行星际的Ⅱ型射电暴,反之,若CME的速度较慢则不容易产生任何波段的射电暴。目前,米波Ⅱ型射电暴和行星际Ⅱ型射电暴的关系问题仍然是观测统计研究的重点之一。
在日冕和行星际空间中等离子体密度的迅速降低,使得磁场完全控制了其中等离子体的运动学和动力学状态,再加上和太阳风的耦合,使得日冕和行星际磁场以及粒子加速的演化特征和物理本质更为复杂。目前普遍认为Ⅱ型射电暴的主要辐射机制为等离子体辐射。等离子体辐射的重要特点是可以通过射电暴的发生频率直接得到所在区域的密度。根据等离子体辐射的特点,观测频率
$ {f}_{\rm{obs}} $ 、等离子体辐射频率$ {f}_{\rm{pe}} $ 和电子密度$ {n}_{\rm{e}} $ 的关系表示为$ {f}_{\rm{obs}}=s{f}_{\rm{pe}} $ ,$ {f}_{\rm{pe}}\left({\rm{kHz}}\right)=8.98\sqrt{{n}_{\rm{e}}\left({\rm{cm}}^{-3}\right)} $ 。这里$ s $ 代表谐波数,$ s=1 $ 时代表基频结构,$ s=2 $ 代表二次谐频结构。再通过日冕密度模型,还可以计算射电辐射源所在的日冕高度或位置。在日冕高度的计算中经常采用的模型之一是Leblanc等[18]利用卫星观测到的Ⅲ型射电暴推导出,从日冕到1 AU的电子密度分布公式
$$ {n}_{\rm{e}}=(3.3\times {10}^{5}{r}^{-2}+4.1\times {10}^{6}{r}^{-4}+8.0\times {10}^{7}{r}^{-6}){\rm{cm}}^{-3} $$ 其中:
$ {n}_{\rm{e}} $ 是日冕电子数密度,单位为cm–3;r是以太阳半径Rsun为单位的距日距离,这里需要注意的是,根据不同的日冕密度模型所获得距日距离会稍有差异。日冕密度模型使得射电辐射频率与射电辐射源的位置信息相联系,发生在高频率的射电辐射源更接近太阳表面,而发生在更低频率的射电辐射源更远离太阳。因此,甚低频Ⅱ型射电暴的发生频率直接反映了行星际空间密度。再按照特定的日冕–行星际密度模型,转换为空间位置及空间速度,即可得到激波的传播速度。特别是Ⅱ型射电暴可以延伸到很低的频率,意味着激波在行星际空间中运动并有可能到达地球,因此通过其它观测仪器已经很难观测到CME的运动时,通过Ⅱ型射电暴的漂移频率仍可以追踪激波并估计其运动速度[6]。 另外,与太阳光球及色球的磁场测量不同,日冕的极低表面亮度、来自光球的辐射干扰、日冕辐射的光学薄特性、日冕的高温,以及日冕磁场的微弱等联合效应,导致常规状态下测量日冕和行星际磁场极端困难。而对于日冕和行星际磁场的测量对太阳物理和空间天气的预报预警都极其重要,因此,日冕和行星际磁场测量是太阳物理和空间天气共同的重要科学目标之一。迄今可靠的太阳–行星际磁场诊断主要来自于射电探测手段。
通过Ⅱ型射电暴还可以对日冕和行星际磁场环境和强度进行诊断。Ⅱ型射电暴的一个重要观测特征是具有分裂带结构。常见的解释是,激波不同位置的辐射产生了Ⅱ型射电暴的基频或二次谐频的分裂结构,分裂带的低频和高频结构分别产生于激波上游和下游。因此,根据分裂带的观测,可以推算出激波的上下游的参数比,进而可以推算出激波所处的日冕环境和日冕磁场强度。Gao 等[14]基于云南天文台米波太阳射电频谱仪所观测到的先后两个Ⅱ型射电暴的分裂带结构,利用两种方法估计了日冕磁场强度。发现对于第一个Ⅱ型射电暴,当日冕高度从1.7Rsun到2Rsun时,日冕磁场强度从2 G下降到1 G。对于第二个Ⅱ型射电暴,当日冕高度从1.46Rsun到1.6Rsun时,日冕磁场强度B从6.3 G下降到3.8 G。以上两种计算方法给出的日冕磁场强度基本一致。Mancuso等[19]对射电和极紫外(Extreme Ultraviolet,EUV)观测到CME驱动的激波和冕流相互作用进行了三维重建,对日冕磁场进行诊断。诊断出日冕的磁场强度可以表示为B(r) = (12.6 ± 2.5)r-4的关系(r为到日心距离),与之前的估计值非常吻合,范围为r= 1.1~2.0Rsun。Kishore等[20]对4个不同的低频Ⅱ型射电暴(35~85 MHz)事件进行研究,这4个Ⅱ型射电暴都具有基频和二次谐频,以及分裂带结构。通过分裂带结构对日冕磁场强度进行估计,发现每个Ⅱ型射电暴所获的磁场强度并不相同,并且通过日冕密度模型对Ⅱ型射电暴所处的日冕位置进行估计,发现越是靠近太阳的Ⅱ型射电暴,所估计出的磁场强度变化越快,相反越远离太阳的磁场强度变化越慢。这个结果表明了越靠近太阳表面,磁场强度变化越快。同时他们的工作也证实了利用Ⅱ型射电暴的分裂带来估计日冕磁场的重要性。
值得一提的是,利用法拉第旋转对日冕和行星际的磁场进行测量也是利用射电方法测量日冕和行星际磁场的重要发展方向。利用法拉第旋转测量日冕和行星际磁场起源于1969年,当时利用的是卫星信号[21]。但是可利用的卫星有限,而且测量精度有限。之后的研究者通常利用稳定的射电偏振源进行法拉第旋转的测量[22]。目前,国际上LOFAR(Low Frequency ARray)和JVLA(Jansky Very Large Array)射电阵都将利用法拉第旋转测量日冕和行星际磁场作为重要的科学目标和研究方向[23]。中国正在参与的国际SKA(Square Kilometre Array)项目,将使得中国的科学工作者可以利用大视场、多波束高灵敏度和高分辨率的SKA望远镜对日冕和行星际磁场进行更为精确的测量。
Ⅱ型射电暴辐射源所处的位置也是目前太阳射电研究的重点。LOFAR低频射电阵观测频率为20~90 MHz,该设备的射电成像观测为定位10米波射电辐射源所在的CME位置发挥了作用。Nicolina等[24]采用LOFAR的成像观测,研究Ⅱ型射电暴和相关的CME的位置关系,他们的观测结果支持Ⅱ型射电暴的分裂带来源于激波波前上下游位置的假设。Zucca等[25]利用LOFAR的成像观测并结合多波段的观测数据,观测到日冕激波引发的50~70 MHz的Ⅱ型射电辐射源位于CME的侧面,并与激波面近似垂直,该Ⅱ型射电暴频谱结构具有基频和二次谐频结构,基频和二次谐频结构都具有分裂带结构(见图3),以及二次谐频中的多带结构。基于LOFAR的射电成像观测,表明了分裂带结构的辐射源具有共空间结构(在观测不确定性范围内),因此,他们的观测支持了Ⅱ型射电暴的分裂带是来自激波上游和下游的射电辐射的解释。然而,Du等[26]的工作中,分析了多个分裂带事件的分裂频率比,以及比值与频漂的参数的相关性,发现80%以上的数据点都分布在1.15~1.25之间,分裂比几乎是个常量,这就对II型射电暴分裂带起源于激波的上下游提出了新的挑战。
研究表明行星际的Ⅱ型射电暴也包含着的射电精细结构,通常认为太阳射电精细结构经常发生在米波和分米波段,这是由于这些波段通常对应于耀斑和CME的初始能量释放的低日冕区域,这个区域的磁场和日冕密度不均匀,导致了射电动态频谱图上各种射电精细结构伴随着射电暴发生。Chernov 等[27]对1997—2005年WIND/WAVES中RAD2的数据进行统计,发现行星际II型射电暴上也伴有射电精细结构,例如:漂移的纤维爆发(fiber)等[如图4(a)所示的纤维状结构],可能的解释是激波在窄的喷流结构中传播并产生了共振跃迁辐射所导致的。他们还发现行星际的Ⅳ型射电暴并不仅仅是连续谱辐射,它的上面还伴有快速和窄带的射电精细结构[如图4(b)所示],这些结构的形成可能是由发生在10米波段的射电精细结构(fiber或herringbone结构)向甚低频延伸的结果。这些射电精细结构的发现使得人们对行星际射电暴有了新的认识。他们还发现了一些米波纤维暴结构和herringbone结构会延伸到行星际空间,这可能就说明了在米波至10米波段的这两种射电暴结构是相同的辐射机制导致的。行星际Ⅱ型射电暴的精细结构与激波在行星际空间的运动过程有关,研究行星际Ⅱ型射电暴的精细结构可以了解高能粒子或激波在行星际运动与行星际的等离子体相互作用的情况,有助于诊断行星际的磁场位型和密度的信息。
在天文领域,通常将低于30 MHz的射电频率范围称为甚低频波段(Very Low Frequency,VLF)或超长波(Ultra-Long Wavelength,ULW)。通常将米波波段(约300 MHz)以下的频率范围统称为低频射电。由于地球电离层的吸收和反射,观测频率低于10 MHz左右的射电观测,地基设备对这一频段范围不能进行探测,必须通过空基望远镜对甚低频波段进行观测。对Ⅱ型射电暴的观测可以从较低的日冕(距离太阳表面约0.37Rsun)一直延伸到行星际空间(距离太阳1 AU或215Rsun左右),即从米波波段一直到千米波波段都可以进行监测,其中米波波段可以在地面进行,而10米至千米波段只能通过空间设备进行观测。通过Ⅱ型射电暴的观测来监测CME激波在日冕和行星际空间的运动过程,并且还可以利用不同空间射电频谱设备进行射电辐射源的初步定位,如图5所示。Mäkelä等[28]基于WIND/WAVES、STEREO/WAVES(A/B)3台空间射电频谱仪的观测资料,利用方位分析技术(direction finding analysis)对行星际Ⅱ型射电暴的辐射源进行了位置分析,得出了由于CME-CME的相互作用,导致了Ⅱ型射电暴的辐射源随之移动的结论。这种方法弥补了射电动态频谱观测虽然可以达到很高的时间分辨率和频率分辨率,但是没有空间分辨率的短板。
Mäkelä等[29]继续利用方位分析方法对行星际Ⅱ型射电暴的辐射源进行分析,给出辐射源的位置信息,观测结果支持发生在米波的Ⅱ型暴和行星际的Ⅱ型射电暴是由同一个CME驱动产生的观点。目前对于行星际Ⅱ型射电暴(甚低频波段)的辐射源的定位研究主要依赖于方位分析技术。
为了追踪行星际Ⅱ型射电暴的辐射源,从而提供与CME相关的粒子加速机制和行星际磁场结构的关键信息,美国提出了SunRISE(Sun Radio Interferometer Space Experiment)空间射电干涉望远镜阵计划,主要实现对0.1~25 MHz的行星际Ⅱ型射电暴的成像观测,计划于2023年发射。Hegedus等[30]对SunRISE和月基射电干涉望远镜阵进行了建模仿真,发现月基射电干涉望远镜可以更好地避免轨道卫星所带来的无线电干扰。
Advances in Space VLF Type Ⅱ Solar Radio Bursts
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摘要:耀斑和日冕物质抛射(Solar flares and coronal Mass Ejections,CME)是产生灾害性空间天气的源扰动。Ⅱ型射电暴是CME驱动的激波在日冕和行星际空间中运动引起电磁波辐射的结果。以研究太阳物理和空间天气预警预报为背景,对Ⅱ型射电暴特别是甚低频Ⅱ型射电暴的频谱特征以及物理成因进行分析,认为甚低频Ⅱ型射电暴不但可以用于估计CME激波的运动速度、诊断日冕磁场等物理参数,还可以为空间天气预警预报方面提供参考。研究结果可以为空间甚低频射电观测设备的科学研究及应用方面提供有益的参考。Abstract:Solar flares and coronal mass ejections(CMEs)are the source disturbances of space weather. The type Ⅱ solar radio burst is the result of electromagnetic radiation caused by CME driven shock moving in corona and interplanetary space. Based on the study of solar physics and space weather forecast, the spectrum characteristics and physical causes of type Ⅱ radio burst, especially VLF type Ⅱ solar radio burst, are analyzed, it shows that VLF type Ⅱ solar radio burst can not only be used to estimate the velocity of CME shock, diagnose the coronal magnetic field, but also provide reference for space weather forecast. The research results can provide useful reference for the scientific research of space VLF radio observation equipment.
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Key words:
- solar eruptions/
- flare/
- CME/
- solar radio bursts
Highlights● The physical mechanism,history,research progress of metric and inter-planetary type Ⅱ solar radio bursts are introduced. ● The relationship between inter-planetary type Ⅱ radio bursts and space weather(geomagnetic storms,solar energetic particle events,etc.)is introduced. ● The space VLF observation equipment are introduced,especially the space radio spectrometers of Chang'e-4. -
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[1] LIN J. Energetics and propagation of coronal mass ejections in different plasma environments[J]. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics,2002,2:539-556.doi:10.1088/1009-9271/2/6/539 [2] LIN J,SOON W,BALIUNAS S L. Theories of solar eruptions:a review[J]. New Astronomy Reviews,2003,47(2):53-84.doi:10.1016/S1387-6473(02)00271-3 [3] GARY D E, KELLER C U. Solar and space weather radiophysics[M]. Dordrecht :Kluwer Academic Publishers, 2004. [4] 甘为群,颜毅华,黄宇. 2016—2030年我国空间太阳物理发展的若干思考[J]. 中国科学,2019,49(49):059602.GAN W Q,YAN Y H,HUANG Y. Prospect for space solar physics in 2016—2030[J]. Scientia Sinica Physica,Mechanica & Astronomica,2019,49(49):059602. [5] DULK G A. Radio emission from the Sun and stars[J]. Annual Review of Astronomy and Astrophysics,1985,23:169-224.doi:10.1146/annurev.aa.23.090185.001125 [6] DULK G A,LEBLANC Y,BOUGERET J L. Type Ⅱ shock and CME from the corona to 1 AU[J]. 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