尖峰爆發(fā)標度律及其對新一代太陽射電望遠鏡參數(shù)的約束?

譚寶林 程 俊 譚程明 寇洪祥

(1中國科學院國家天文臺太陽活動重點實驗室北京100101)

(2中國科學院大學天文與空間科學學院北京100049)

(3山東正元建設(shè)工程有限責任公司濟南250100)

1 引言

太陽物理學及日地空間科學的重要研究內(nèi)容是太陽大氣中的各種爆發(fā)現(xiàn)象,例如太陽耀斑和日冕物質(zhì)拋射等[1].在這些爆發(fā)過程中,有相當部分的能量是通過非熱粒子形式釋放的.在不同事件中,這種非熱能量占爆發(fā)過程中釋放總能量的10%–50%[2].這些源于太陽爆發(fā)過程的非熱粒子以亞光速高速飛行,在日地空間和近地空間環(huán)境中產(chǎn)生劇烈擾動,對太空飛行、空間科學探測、衛(wèi)星通訊和導(dǎo)航,甚至國家空間安全等產(chǎn)生重大影響.射電天文方法是探測上述非熱過程最重要的手段之一.對于太陽爆發(fā)過程中的某些現(xiàn)象,如太陽非熱粒子加速、發(fā)射和傳播過程,射電觀測是最重要的地基探測手段.為此,世界各地研制建成了許多太陽射電望遠鏡,根據(jù)其復(fù)雜程度可分成如下3大類:

(1)太陽射電流量計(Solar Radio Polarimeter)

這是最簡單,也是最早一代的太陽射電望遠鏡,指在單一頻段或少數(shù)幾個頻點上對太陽全日面射電輻射總流量進行觀測.這類望遠鏡沒有頻率分辨能力和空間分辨能力,但結(jié)構(gòu)簡單,運行方便,可以實現(xiàn)很高的時間分辨率和精度較高的偏振度測量,并能長期穩(wěn)定運行,在監(jiān)控太陽射電輻射的長期變化,開展太陽活動與空間天氣預(yù)報等方面一直發(fā)揮著重要作用.例如,國際上廣泛配置了2800 MHz太陽射電流量計(有時也稱10.7cm射電流量計),我國位于北京懷柔的2840 MHz的太陽射電流量計自上世紀70年代以來一直工作,對太陽進行了將近4個太陽活動周的長期監(jiān)測.

(2)太陽射電動態(tài)頻譜儀(Solar Radio Spectrometer)

單頻的射電流量測量無法給出爆發(fā)源的動力學特征,因此,人們又設(shè)計建造了能在較寬的頻段內(nèi)、大量頻點上同時對太陽全日面輻射流量進行測量的太陽射電望遠鏡,稱為太陽射電寬帶動態(tài)頻譜儀,在一定頻段上同時以很高的時間分辨率和頻率分辨率開展頻譜觀測,可以獲得太陽射電爆發(fā)源的頻譜結(jié)構(gòu)、偏振、輻射帶寬、爆發(fā)壽命和頻漂率等動態(tài)信息.

中國射電寬帶動態(tài)頻譜儀(SBRS)是由分別建造于北京、昆明和南京的5個望遠鏡組成的太陽射電頻譜儀群[3?6],其中,位于北京的頻譜儀由3個望遠鏡組成,觀測頻率分別為1.0–2.0 GHz、2.60–3.80 GHz和5.20–7.60 GHz,時間分辨率分別為5 ms、8 ms和5 ms,頻率分辨率分別為4 MHz、10 MHz和20 MHz.SBRS是目前國際上正在運行的最先進的太陽射電望遠鏡系統(tǒng),自1999年全部建成并投入觀測以來,先后發(fā)現(xiàn)了許多獨特的太陽射電爆發(fā)現(xiàn)象,如微波斑馬紋結(jié)構(gòu)、微波寬帶快速脈動結(jié)構(gòu)、微波尖峰爆發(fā)和魚群結(jié)構(gòu)等.此外,一些大學和研究所也建造了射電動態(tài)頻譜儀[7].

國際上著名的太陽射電寬帶頻譜儀還有捷克共和國的Ondrejov頻譜儀(工作頻率為0.80–5.00 GHz,時間分辨率為10 ms,頻率分辨率在0.80–2.00 GHz之間為5 MHz,在2.0–5.0 GHz之間為12 MHz).此外,瑞士、日本、俄羅斯、美國和印度等地也都分別在不同頻段建造了分辨率各異的太陽射電動態(tài)頻譜儀.

(3)太陽射電日像儀(Radioheliograph)

無論是太陽射電流量計還是太陽射電動態(tài)頻譜儀都無法對觀測目標進行成像,因而就得不到有關(guān)輻射源區(qū)的位置和結(jié)構(gòu)等信息,這對探索太陽爆發(fā)的起源和規(guī)律,闡述相關(guān)的物理過程是個致命的限制.因此,從20世紀70年代開始,人們研制建造了能對太陽在射電波段進行成像觀測的望遠鏡,具備空間分辨能力,能獲得太陽射電圖像,稱之為太陽射電日像儀.

最初的太陽射電日像儀只能在單一頻率或少數(shù)幾個頻點上對太陽進行成像觀測.例如,日本野邊山日像儀(NoRH)由84面天線組成一個相干十字陣列,能在17GHz和34GHz兩個頻點上對太陽進行成像觀測;法國墨東天文臺的南希射電日像儀(NRH)最初工作在150–450 MHz之間的米波段上的5個頻點上,近年來通過改造,升級為在10個頻點上進行射電成像觀測;俄羅斯最近在伊爾庫茨克原SSRT(Siberia Solar Radio Telescope)單頻日像儀十字陣列的基礎(chǔ)上開始進行升級改造,觀測頻率從5.70GHz擴展到4.0–8.0 GHz,32個頻點,頻率分辨率為125 MHz,也成為一個新的頻譜日像儀,試觀測期間取得了初步的觀測結(jié)果[8?9].

我國于2016年建成并通過驗收的,位于內(nèi)蒙古正鑲白旗的明安圖射電頻譜日像儀(MUSER)則是國際最新一代的太陽射電望遠鏡[10].MUSER由100個天線單元組成,沿三螺旋臂排列成一個相干陣列,最大基線長度超過3km,利用綜合孔徑成像原理工作在0.40–15.00 GHz的超寬頻帶上,可以同時在584個頻點上對太陽進行射電成像,頻率分辨率為25 MHz,時間分辨率在0.40–2.00 GHz上為25 ms,在2.0–15.0 GHz頻段為200 ms;空間分辨率在400 MHz附近為51′′,在15 GHz附近則接近1.4′′.這類太陽射電望遠鏡也稱之為太陽射電頻譜日像儀(Spectral Radioheliograph),可以同時獲得較高的時間、空間和頻率分辨率的太陽射電圖像,其頻率范圍基本上全部覆蓋了太陽爆發(fā)活動的源區(qū)和非熱粒子的初始加熱與傳播區(qū)域,是研究太陽爆發(fā)活動初始能量釋放、粒子加速和傳播的重要基礎(chǔ)設(shè)施.

太陽射電望遠鏡在經(jīng)過一段時間的觀測運行以后,要么完成了其科學目標而逐步退出,而有些望遠鏡則因為無法達到其最初設(shè)定的科學目標而逐漸被新的望遠鏡所替代.同時,基于新的科學設(shè)想和技術(shù)升級,人們還在不斷提出新的太陽射電望遠鏡計劃.例如,美國的E-OVSA(Expanded Owens Valley Solar Array)和計劃中的FASR(Frequency Agile Solar Radioheliograph),中國的國家大科學工程——子午II期工程中的太陽射電望遠鏡系統(tǒng)等.人們在研制新的太陽射電望遠鏡時,根據(jù)科學目標要求,需要考慮觀測頻率、帶寬、時間分辨率、頻率分辨率、空間分辨率和偏振度等設(shè)計參數(shù).過度追求高參數(shù)不但會極大地增加望遠鏡研制的難度,有時往往還會使我們無法實現(xiàn)期望的科學目標.那么,如何選擇合理的太陽射電望遠鏡的設(shè)計參數(shù)呢?

太陽射電觀測統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn):耀斑發(fā)生率的分布服從冪律譜,而且在不同射電頻率上,譜指數(shù)隨射電頻率的增加而略微減小,這一方面表明大多數(shù)耀斑都是在較高的日冕中激發(fā)的,而且在不同的日冕高度,能量耗散率也是不同的[11?12].高時間-頻率分辨的寬帶射電頻譜儀的觀測發(fā)現(xiàn):一個持續(xù)數(shù)十分鐘的復(fù)雜的太陽射電爆發(fā)主體往往包含若干個時間尺度大約為幾分鐘的大脈沖;而每個大脈沖又常常是由一群時間尺度為秒級的脈沖組成;每個脈沖又常常是由若干亞秒級的次脈沖群組成.在一些劇烈爆發(fā)過程中還常?？梢园l(fā)現(xiàn)平均壽命只有幾毫秒到幾十毫秒的射電尖峰爆發(fā)(Spike),這些尖峰爆發(fā)群常被稱為快速精細結(jié)構(gòu)(fast fine structure,FFS),常常幾十個、幾百個、甚至上萬個成群出現(xiàn)[13?14].進一步的研究還發(fā)現(xiàn),除了這些尖峰爆發(fā)外,還有一些微小爆發(fā)群,如點狀爆發(fā)(dot burst)和窄帶III型爆群,它們單個爆發(fā)的平均壽命、帶寬、輻射亮溫等與尖峰爆發(fā)非常相似,同樣也是成群出現(xiàn),平均帶寬通常只有中心頻率的1%左右,輻射強度極高,輻射亮溫常常遠遠超過1011K.實際上,尖峰爆發(fā)、點狀爆發(fā)和窄帶III型爆相互之間并沒有明顯的界限,我們可以將它們統(tǒng)稱為微波小爆發(fā)(small-scale microwave burst,SMB).每一個SMB就代表爆發(fā)源區(qū)的一次能量釋放過程[15].許多太陽射電爆發(fā)頻譜結(jié)構(gòu),如微波斑馬紋結(jié)構(gòu)、準周期脈動(QPP)結(jié)構(gòu)、II型爆和III型爆等,它們的亮條紋內(nèi)部其實也是由一群SMB所構(gòu)成的.例如圖1所示的一組微波QPP,我們將其進一步展開,發(fā)現(xiàn)它的每一個脈沖其實是一群微波尖峰爆發(fā)或窄帶III型爆群組成的[16].除了在微波段的爆發(fā)外,在其他波段,如在米波和十米波段的射電II型爆發(fā)和III型爆發(fā)同樣也發(fā)現(xiàn)其內(nèi)部還具有平均壽命為亞秒級的精細結(jié)構(gòu).

圖1 位于懷柔的中國寬帶動態(tài)射電頻譜儀(Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS)于2011年8月9日觀測到的一個太陽微波快速脈動結(jié)構(gòu),其中,每一個脈沖都是由一群微波小爆發(fā)構(gòu)成的.這里,sfu為太陽射電輻射流量單位(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.

射電尖峰爆發(fā),包括前面所提到的微波小爆發(fā)、射電點狀爆發(fā)和窄帶III型爆等,它們的共同特征便是在同波段的所有爆發(fā)中,平均壽命最短、平均帶寬最窄、輻射亮溫最高,并常常成為構(gòu)成其他爆發(fā)的結(jié)構(gòu)單元,它們很可能就代表一種元爆發(fā)過程(elementary burst,EB).它們具有快速頻率漂移,并與輻射源區(qū)超熱粒子發(fā)射密切相關(guān)等特征,吸引了眾多太陽物理學家的關(guān)注,同時也對現(xiàn)有理論提出了一系列挑戰(zhàn),例如:這些超熱粒子如何產(chǎn)生的?它們的產(chǎn)生和耀斑爆發(fā)之間是什么關(guān)系?超熱粒子如何激發(fā)這些元爆發(fā)過程的輻射?為什么這些元爆發(fā)的帶寬如此之窄,壽命如此之短?為什么它們總是成群出現(xiàn)?在一群元爆發(fā)中,各個爆發(fā)之間是同源還是不同源?它們是否有光學或UV,EUV(Extreme ultraviolet)輻射的對應(yīng)體?對上述問題的解答,本身便包含著對基本等離子體物理和天體物理基本理論的重要推動.因此,能否實現(xiàn)對太陽射電尖峰爆發(fā)一類的小爆發(fā)的準確探測,便成了對新一代太陽射電望遠鏡的基本要求.本文便從太陽射電尖峰爆發(fā)的標度律研究入手,分析對太陽射電望遠鏡的參數(shù)的基本限制.

2 太陽射電尖峰爆發(fā)隨頻率的標度律

在過去超過70 yr的太陽射電觀測中,包括地基太陽射電望遠鏡和空間的射電探測設(shè)施(如WIND-Waves、STEORO-Waves(Solar Terrestrial Relations Observatorywaves)等),人們發(fā)現(xiàn)射電尖峰爆發(fā)出現(xiàn)的頻率范圍非常寬,從幾十兆赫的十米波段到10 GHz左右的厘米波段均有發(fā)現(xiàn).目前,在7.50 GHz以上高頻段和更低的百米波和千米波段,由于迄今的探測手段相對較少,是否也存在類似的尖峰爆發(fā)現(xiàn)象目前尚無法給出明確的結(jié)論.不過,太陽射電尖峰爆發(fā)出現(xiàn)的頻率范圍至少超過3個數(shù)量級.因此,找出射電尖峰爆發(fā)隨頻率的標度律,也就是爆發(fā)的平均壽命,輻射帶寬等參數(shù)隨頻率的變化規(guī)律,一方面可以更好地幫助我們理解太陽射電爆發(fā)過程的物理機制,同時也可以成為我們設(shè)計新一代太陽射電望遠鏡時選擇參數(shù)的理論依據(jù).

2.1 太陽射電尖峰爆發(fā)的平均壽命的標度律

大量的太陽射電觀測表明,尖峰爆發(fā)的平均壽命似乎和頻率成顯著負相關(guān),即頻率越高,其平均壽命則越短.這里,我們收集了前人發(fā)表的有關(guān)結(jié)果[17?18],并加入了中國寬帶動態(tài)頻譜儀在2006年以來若干觀測事件中的觀測結(jié)果[15,19],整理在圖2中.其中,黑色正十字代表前人發(fā)表的結(jié)果,菱形符號則為SBRS近年來的觀測結(jié)果.整個樣本的觀測覆蓋從210 MHz到7.0 GHz的頻段.在該頻段范圍內(nèi),射電尖峰爆發(fā)的最小壽命為5 ms,最大壽命為91 ms,平均壽命大約為30 ms.從圖2中不難看出,射電尖峰爆發(fā)的平均壽命確實與輻射頻率之間成顯著反相關(guān)關(guān)系,其相關(guān)系數(shù)為?0.58.與此同時,我們還利用最小二乘法對上述散點圖進行了函數(shù)擬合,擬合結(jié)果見圖2中的實線,該線也可以用一個冪率函數(shù)來表示:

這里τ為射電尖峰爆發(fā)的平均壽命,單位為ms;f為頻率,單位為MHz.可見,射電尖峰爆發(fā)的平均壽命確實是隨頻率的增加而顯著減小的.由(1)式可以估算在100 MHz附近,尖峰爆發(fā)的平均壽命大約為170 ms;在1.0 GHz附近,平均壽命大約25 ms.上述結(jié)果與觀測實際是比較吻合的.如果在10 GHz附近也存在尖峰爆發(fā)的話,其平均壽命很可能大約為3.5 ms.

圖2中,我們也同時畫出了前人觀測事件的函數(shù)擬合結(jié)果.從兩個擬合結(jié)果的對比可以看出:由于2006年以來SBRS的觀測結(jié)果的增加,在高頻段的平均壽命比1990年Güdel等[17]與2008年Rozhansky等[18]的結(jié)果(擬合函數(shù)為:τ∝f?1.29)明顯上揚.而且,從圖2中在SBRS觀測得到的頻率超過3.0 GHz的高頻段的結(jié)果明顯較為離散.不過,由于在高頻段觀測到的尖峰爆發(fā)現(xiàn)象本身就比較少,再加之現(xiàn)有的工作在3.0GHz以上太陽射電寬帶頻譜儀的最高時間分辨率是SBRS在2.60–3.80 GHz頻段的8 ms和在5.20–7.60 GHz頻段的5 ms,因此目前尚無法確認是否在上述頻段范圍存在短于5–8 ms的太陽射電尖峰爆發(fā)結(jié)構(gòu).迄今,國際上還沒有時間分辨率比SBRS更高的太陽射電寬帶頻譜儀投入觀測.因此,目前的統(tǒng)計結(jié)果還具有較大的不確定性,需要具有更高時間分辨率的、新的望遠鏡觀測事例的驗證.

圖2 太陽射電尖峰爆發(fā)的平均壽命與頻率之間的關(guān)系,其中,十字代表前人發(fā)表的結(jié)果[17?18],虛線代表利用最小二乘法擬合得到的變化趨勢函數(shù),菱形符號代表中國寬帶動態(tài)頻譜儀(SBRS/Huairou)自2006年以來觀測的結(jié)果[15,19].實線則為利用最小二乘法對全部觀測結(jié)果擬合得到的變化趨勢函數(shù).將全部觀測結(jié)果作為樣本,計算得到平均壽命與頻率之間的相關(guān)系數(shù)為?0.58,在99%的置信水平上顯著負相關(guān).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 太陽射電尖峰爆發(fā)的平均帶寬的標度律

無論我們假定太陽射電尖峰爆發(fā)的輻射機制是電子回旋脈澤輻射[20]還是等離子體輻射機制,尖峰的平均輻射帶寬都間接反映了爆發(fā)源區(qū)空間尺度的大小.

大量觀測事件表明,太陽射電尖峰爆發(fā)的頻率帶寬大致是與輻射頻率成正相關(guān)關(guān)系的.這里,我們同樣收集了前人發(fā)表的結(jié)果[21],并在此基礎(chǔ)上增加了SBRS自2006年以來若干觀測事件[15,19],將它們集成在圖3中.類似地,黑色正十字代表前人發(fā)表的結(jié)果,菱形符號則為SBRS近年來的觀測結(jié)果.整個樣本的觀測頻率覆蓋從305 MHz–7.0 GHz之間.在該頻段范圍內(nèi),射電尖峰爆發(fā)的最小頻率帶寬為1.4 MHz(對應(yīng)的中心頻率為710 MHz,相對帶寬約為0.2%),最大帶寬為115 MHz(對應(yīng)中心頻率為1250 MHz,相對帶寬約為9.2%),平均相對帶寬大約為1%.統(tǒng)計計算尖峰爆發(fā)的頻率帶寬與輻射頻率之間的相關(guān)系數(shù)為0.47,樣本數(shù)為166個,屬于較為顯著的正相關(guān),即射電尖峰爆發(fā)的帶寬隨著觀測頻率的增加而增加.

圖3 太陽射電尖峰爆發(fā)的平均帶寬與頻率之間的關(guān)系,其中,十字代表前人發(fā)表的結(jié)果[17?18],虛直線代表為利用最小二乘法擬合得到的變化趨勢函數(shù),菱形代表中國寬帶動態(tài)頻譜儀(SBRS/Huairou)自2006年以來觀測的結(jié)果[15,19].點劃線則為利用最小二乘法對全部觀測結(jié)果擬合得到的變化趨勢函數(shù).將全部觀測結(jié)果作為樣本,計算得到平均帶寬與頻率之間的相關(guān)系數(shù)為0.47,在99%的置信水平上顯著相關(guān).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%.

與前面相仿,我們也可以利用最小二乘法對圖3中的散點圖進行函數(shù)擬合,擬合結(jié)果見圖3中的點劃線,該線也可以用一個冪率函數(shù)來表示:

這里fbw為射電尖峰爆發(fā)的平均帶寬,單位為MHz.可見,太陽射電尖峰爆發(fā)的平均帶寬確實是隨頻率的增加而增加的,而且擬合函數(shù)中的指數(shù)為0.99,非常接近于1.0,也就是說平均帶寬與頻率之間的變化關(guān)系非常接近于線性規(guī)律.我們很容易得到相對帶寬:

很顯然,圖3中尖峰爆發(fā)的平均頻率帶寬相對于擬合函數(shù)的離散度非常顯著.事實上,絕大多數(shù)尖峰爆發(fā)的相對帶寬都在0.5%–3.0%之間.不過,從圖3中我們也可以看出,實際上在頻率超過3.0 GHz以上的高頻段射電尖峰爆發(fā)事例較少,上述擬合函數(shù)同樣存在較大的不確定性.

3 尖峰爆發(fā)標度律對新一代太陽射電望遠鏡參數(shù)的約束

由于尖峰爆發(fā)是太陽射電爆發(fā)的最小爆發(fā)單元,上述標度律就為我們設(shè)計下一代新型太陽射電望遠鏡提供了最重要也是最基本的理論依據(jù).

在設(shè)計新的太陽射電望遠鏡時,選擇的時間分辨率(?t),即采樣的時間間隔需要小于尖峰爆發(fā)的平均壽命.從識別角度上說,每一個尖峰爆發(fā)至少需要2個以上的觀測點,也就是說,時間分辨率需要小于平均壽命的一半,即:例如,在100 MHz附近,尖峰爆發(fā)的平均壽命為170 ms,則要求在該頻率附近的射電頻譜儀的時間分辨率?t 685 ms;在1.0 GHz附近,尖峰的平均壽命約為25 ms,則要求射電頻譜儀的時間分辨率?t 612.5 ms;在10 GHz附近,尖峰爆發(fā)的平均壽命為3.5 ms左右,則要求射電頻譜儀的時間分辨率?t 61.75 ms.

在選擇太陽射電望遠鏡的頻率分辨率時,則要求采樣的頻率間隔小于尖峰爆發(fā)的平均帶寬.類似地,為了可靠識別,頻率分辨率也需要小于平均帶寬的一半由前面的帶寬定標律可知,尖峰爆發(fā)的平均帶寬大約為中心頻率的1%,因此,選擇的望遠鏡的頻率分辨率則需要小于中心頻率的0.5%.例如,在100 MHz附近的望遠鏡的頻率分辨率?f 60.5 MHz;在1 GHz附近的望遠鏡的頻率分辨率?f 65.0 MHz;在10 GHz附近的望遠鏡的頻率分辨率?f 650 MHz.表1列出了國際上一些主要的太陽射電寬帶動態(tài)頻譜儀及其參數(shù),其中括號中的數(shù)值便是根據(jù)本文綜合考慮給出的適宜參數(shù).

上述有關(guān)時間和頻率分辨率的限制主要是針對太陽射電寬帶頻譜儀而言的,對于射電頻譜日像儀來說,如果也按照上述理論限制來選擇設(shè)計參數(shù),那么,對于研制、建造和觀測運行來說都將面臨非常嚴苛的挑戰(zhàn).例如,如果按照上述原則選擇時間分辨率和頻率分辨率,那么MUSER的低頻陣(MUSER-I)在0.40–2.00 GHz頻段將需要設(shè)計至少200個頻率通道,為現(xiàn)有通道數(shù)的3–4倍(現(xiàn)有通道數(shù)為64);時間分辨率則需要達到10 ms左右,比現(xiàn)有時間分辨率(25 ms)高2–3倍.我們知道,目前MUSER-I每天的觀測數(shù)據(jù)量大約為900 GB,如果按照上述要求選擇分辨率參數(shù),那么將使其每天的觀測數(shù)據(jù)量超過10 TB!與此類似,對于高頻陣MUSER-II在2.0–15.0 GHz上的參數(shù),如果也按前面的原則選擇,那么頻率通道數(shù)將需要大約300個,約為現(xiàn)有參數(shù)的一半,但是時間分辨率將需要達到5 ms以下,是現(xiàn)有參數(shù)200 ms的40倍.如此設(shè)計的話,每天的觀測數(shù)據(jù)量將是目前的20倍,即大約80 TB!如此巨大的每日觀測數(shù)據(jù)量,無論是在數(shù)據(jù)存儲、檢索和提取方面,還是在數(shù)據(jù)處理和圖像分析方面都將面臨非常巨大資源需求和挑戰(zhàn).那么,如何解決這個問題呢?

表1 現(xiàn)有主要太陽射電寬帶動態(tài)頻譜儀參數(shù)Table 1 The parameters of the main existing solar broadband dynamic spectrometers

實際上,對于全日面成像的射電日像儀,如果時間分辨率和頻率分辨率選擇太高,則靈敏度自然會降低,這必然會導(dǎo)致太陽上弱的爆發(fā)信號變得模糊甚至湮沒于噪聲之中,從而損失了望遠鏡的科學目標.更為重要的是,即使是射電尖峰爆發(fā),通常總是幾十個甚至上萬個成群出現(xiàn)的,每一群尖峰在物理形成過程和源區(qū)上基本上是一致的,它們占據(jù)的總頻率帶寬則要比單個尖峰至少寬一個數(shù)量級以上(即為中心頻率的10%以上),整個尖峰群的持續(xù)時間也比單個尖峰爆發(fā)的平均壽命長一個數(shù)量級以上,達到秒級甚至數(shù)十秒量級.對于成像觀測來說,如果我們能定位尖峰爆發(fā)群的源區(qū)位置和結(jié)構(gòu)就可以達到研究它們的目的.為此,我們提出譜-像結(jié)合觀測模式:即利用單天線射電寬帶頻譜儀以高時間分辨率和高頻率分辨率觀測獲得太陽射電輻射的寬帶頻譜特征,其頻率分辨率達到中心頻率的0.5%,時間分辨率達到對應(yīng)頻段的尖峰爆發(fā)平均壽命的1/2左右,從而識別爆發(fā)過程的頻譜精細結(jié)構(gòu);同時,在對應(yīng)頻段利用多天線陣列組成的射電日像儀進行成像觀測,頻率分辨率達到中心頻率的5%左右,時間分辨率則達到對應(yīng)頻段尖峰爆發(fā)平均壽命的10倍,具有較高空間分辨率,從而得到爆發(fā)源的空間位置和源區(qū)結(jié)構(gòu)特征.例如,工作頻率在100 MHz附近的射電日像儀,其時間分辨率可選為1–2 s左右,頻率分辨率大約為5 MHz較為適中;而在1.0 GHz附近的射電頻譜日像儀,其時間分辨率可選為250 ms左右,頻率分辨率則可選為50 MHz左右較為合適;而工作在10 GHz附近的射電頻譜日像儀,其時間分辨率則需選擇在35 ms左右,頻率分辨率為500 MHz左右為宜.表2列出了國際上一些主要的太陽射電日像儀的基本參數(shù),其中,括號中的數(shù)字便是根據(jù)本文中的綜合考慮而給出的參數(shù)取值范圍.這里列出的均為太陽專用的射電望遠鏡設(shè)備.此外,國際上還有一些大型射電望遠鏡,例如,美國的甚大陣(VLA)、歐洲的低頻射電陣列(LOFAR)、位于南美的阿塔卡馬大型毫米波亞毫米波陣列(ALMA)等,它們的主要目標是探測各種宇宙射電源.不過,每年也能分配大約5%–10%的觀測時間給太陽物理界開展太陽射電的成像觀測研究,其中,2012年建成的LOFAR分兩個陣列,分別工作在10–80 MHz和120–240 MHz,具有前所未有的高分辨率和靈敏度.LOFAR自2012年建成以后,多次開展有關(guān)太陽射電成像方面的觀測研究,取得了許多重要的觀測結(jié)果[22?23].

表2 現(xiàn)有主要太陽射電日像儀參數(shù)Table 2 The parameters of the main existing solar radioheliographs

太陽射電的譜-像結(jié)合觀測模式,對于太陽劇烈爆發(fā)事件的觀測優(yōu)點是能同時獲得爆發(fā)過程的高時間分辨率、高頻率分辨率、高空間分辨率和高靈敏度的頻譜和圖像,可以全面反映太陽射電爆發(fā)全貌和動力學過程.但是必須注意,對于寧靜太陽或太陽低層大氣的小尺度爆發(fā)現(xiàn)象,由于日面上可能同時存在多個輻射源,通過上述觀測模式獲得的頻譜結(jié)果常常很難與成像觀測中的爆發(fā)源進行證認.

不過,根據(jù)無成像觀測能力的高時間-頻譜分辨率的太陽射電尖峰爆發(fā)頻譜的相對帶寬,我們也可以給出尖峰輻射源區(qū)尺度的上限估計.當我們假定尖峰輻射機制為等離子體輻射時,輻射源區(qū)的空間尺度與相對帶寬成正比,并與源區(qū)的等離子體密度變化的特征長度(Hn)成正比:等離子體的密度特征長度與輻射源區(qū)的高度有關(guān),根據(jù)現(xiàn)有的有關(guān)太陽大氣的密度模型[25],我們可以粗略估計,在100 MHz對應(yīng)的源區(qū)特征長度Hn～2×105km;在1.0GHz對應(yīng)源區(qū)附近,Hn～5×104km;在10 GHz對應(yīng)源區(qū)附近,Hn～104km.前述已知,各頻段的射電尖峰爆發(fā)的相對帶寬大約為1%.這表明,對于100 MHz、1.0 GHz和10 GHz所對應(yīng)的尖峰爆發(fā)源區(qū)的空間尺度上限將分別為2000km、500km和100km,也就是大約3′′、0.7′′和0.15′′. 很顯然,無論是現(xiàn)有的太陽射電日像儀,還是在未來可預(yù)見的太陽射電望遠鏡計劃里,都不可能具體識別這種尺度的射電爆發(fā)源.只能寄望于類似國際平方公里陣(SKA)這樣的國際超級望遠鏡工程.當然,借助現(xiàn)有的射電頻譜日像儀的成像觀測,如果我們能確定爆發(fā)源在太陽活動區(qū)中的位置以及與其他磁結(jié)構(gòu)的空間關(guān)系,也將對我們理解射電爆發(fā)相應(yīng)的物理過程,闡述相關(guān)非熱過程的發(fā)生和演變規(guī)律,同樣也是有非常重要的意義.例如,2015年,Chen等人利用美國VLA的成像和高時間-頻率分辨率的頻譜觀測,發(fā)現(xiàn)一群分米波的射電尖峰群的源區(qū)正好位于耀斑環(huán)頂終止激波發(fā)生的區(qū)域,由此得到了耀斑終止激波加速電子的直接觀測證據(jù)[26],受到了國際同行的高度關(guān)注.這一結(jié)果也表明:譜-像結(jié)合的觀測模式具有非常廣闊的研究前景,可作為未來太陽射電天文學研究的一個發(fā)展方向.

4 總結(jié)與展望

對于太陽射電天文學研究來說,毫無疑問,望遠鏡的分辨率越高越好,靈敏度越銳越好,頻率覆蓋越寬越好.但是,高參數(shù)設(shè)計總是有代價的,當一個望遠鏡的通道數(shù)增加,單一通道的頻率帶寬就變窄;當時間分辨率增加,積分時間就不得不變短,這都將導(dǎo)致望遠鏡的靈敏度降低,從而使相對較弱的爆發(fā)信號變得模糊,以至于被湮沒在噪聲背景里,無法識別爆發(fā)信號.這在觀測圖像上表現(xiàn)為爆發(fā)源的內(nèi)部結(jié)構(gòu)特征模糊不清,無法證認結(jié)構(gòu)細節(jié),這必然會損失望遠鏡的科學目標.最小尺度的太陽射電爆發(fā)單元,即射電尖峰爆發(fā)、點狀爆發(fā)和窄帶III型爆發(fā)隨頻率的標度律表明:太陽射電爆發(fā)的細節(jié)特征變化的時間尺度隨頻率的增加而減小,帶寬隨頻率的增加而增加,據(jù)此確定新一代太陽射電望遠鏡的設(shè)計參數(shù),可以給出合理經(jīng)濟的參數(shù)組合,最大程度地保證望遠鏡觀測數(shù)據(jù)的科學產(chǎn)出.在成像觀測中,如果我們選取的時間分辨率和頻率分辨率過高,這不但在技術(shù)上將面臨非常巨大的挑戰(zhàn),同時也必然降低觀測的靈敏度,從而犧牲相關(guān)望遠鏡的科學目標.因此,我們提出基于射電尖峰輻射的標度律,以譜-像結(jié)合模式對太陽射電爆發(fā)進行觀測,可以同時獲得高時間分辨率、高空間分辨率、高頻率分辨率和較高靈敏度的觀測,可作為未來太陽射電天文學觀測的一個主要模式,將具有廣闊的研究前景.不過,這里的高也是相對的,必然會隨著無線電技術(shù)和計算機技術(shù)的發(fā)展而不斷提高.

致謝感謝中國科學院紫金山天文臺黃光力研究員對本工作給予的大力支持和幫助!