太陽風中的射電浮標：行星際閃爍

點擊“國家空間科學中心”關注我們吧

熊明 馮學尚 王威 顏毅華

中國科學院國家空間科學中心，太陽活動和空間天氣重點實驗室

1

行星際閃爍的神秘天象

Twinkle, twinkle, little star,

How I wonder what you are.

Up above the world so high,

Like a diamond in the sky!

這是西方英語國家的膾炙人口的經典童謠，形象而生動地描述夜空星星閃爍現象。該英文童謠有不同的中譯本，比如：“一閃一閃小星星，好奇何物現此景。遙懸塵世煙云外，判若鉆石夜空明”。夜空中的星星，間歇閃爍，像是在眨眼睛。該星星一閃一閃的現象是由于地球的大氣層的折射和散射效應導致的。特別地，當存在較強的大氣湍流時，肉眼可見閃爍明顯增強。以小星星為點光源，人眼類比為探測器，湍流大氣表現為鏈接星星和人眼的光線傳播介質。大氣湍流是大氣極其重要的運動形式，導致平均風速和風向以及壓強、溫度、濕度等氣象要素在準穩態的大氣背景場中疊加多時空尺度的無規則漲落，使得光線折射指數等大氣光學特性發生隨機起伏。該大氣湍流運動導致的光學相位瞬變是夜空星星閃爍的物理本質原因。

類似古人已知曉的星星光學閃爍現象，一些射電天文源在幾百兆赫茲頻段的輻射流量也于上世紀中葉被發現存在神秘閃爍的時序特征，被命名為行星際閃爍(IPS)專有科學名詞。如圖1 所示，3C48、3C119、3C188、3C147射電源的流量時序輪廓表現為貝塞爾函數形狀，類似點光源衍射擴展。對于同一個致密射電源，該貝塞爾形狀的流量輪廓在不同的觀測時間段基本保持不變。根據英國劍橋大學安東尼·休伊什的地基射電觀測：當致密射電天文源過境當地臺站上空時，其“時間-流量”觀測曲線在大尺度表現為貝塞爾函數的形狀；該貝塞爾形狀的包絡上疊加有鋸齒狀的隨機抖動信號，其特征時間尺度是0.1 至10 秒。如果把射電望遠鏡的觀測頻段比喻為通訊信道，那么射電源自身輻射的大尺度時序流量如同載波，而小尺度的抖動則如同傳輸途中外界施加的調制信號。該閃爍信號僅出現在太陽附近的天區，其調制區域主要發生在日地之間的行星際空間，因而被休伊什命名為“行星際閃爍”。

圖1射電天文源過上中天時，其射電幅度被太陽風湍流調制所形成的行星際閃爍觀測現象

行星際閃爍的神秘天象歸因于日地空間無處不在的湍流，受制于太陽持續外流的太陽風。太陽風是由太陽大氣向行星際空間發出的超音速磁化等離子體流，充滿行星際空間，包裹地球磁層，影響日地空間環境變化。太陽風湍流譜呈現為多段冪律譜特征：低頻段的含能區、中間頻段的磁流體尺度的串級區、高頻段的離子尺度的第二串級區和耗散區、更高頻段的電子尺度的第三串級區和耗散區。不同于人類日常生活所熟悉的流體湍流，隨著太陽風湍流能量向離子和電子的動理學尺度的串級輸運，粒子的微觀行為與粒子和電磁場的宏觀擾動耦合在一起，表現為湍動能量向粒子熱能的轉換、微觀電子密度不規則體的可壓縮性等動理學特征。行星際閃爍的嚴謹科學定義可表述為：遙遠致密射電源輻射在行星際空間傳播時，被太陽風等離子體密度的湍流不規則結構所散射，最終形成射電流量的隨機起伏現象。

行星際閃爍的觀測原理如圖2 所示。太陽風媒介沿射電源的視線方向可分解為一系列的薄層。射電波在穿越每層薄層時，其相位都會被湍流微觀結構所調制。太陽風媒介對射電波傳播的調制作用可等效為其傳播路徑的一系列“相位屏”疊加效應。從地球的視角來看，來自遙遠射電天文源的平行入射波被太陽風湍流的多層“相位屏”結構所連續散射，其出射波的振幅最終形成衍射式的空間不均勻性分布。行星際閃爍的二維空間斑紋結構可比喻為波光粼粼的清澈河流，其亮暗相間的斑紋會隨著太陽風流動而平移，從而表現為太陽風流動的“浮標”示蹤物。調制行星際閃爍現象的太陽風湍流特征尺度通常是幾十至幾百千米。行星際閃爍的干涉斑紋結構被太陽風向遠日輸運，依次橫越多個地基射電望遠鏡的觀測視線，并被記錄為射電信號強弱起伏的一維時間序列。

圖2使用行星際閃爍手段探測太陽風的示意圖

行星際閃爍現象的先決條件是射電天文源必須足夠亮且致密。類似地，在肉眼可見的光學波段，夜空不是所有的星星都會光學閃爍，例如月亮、金星、火星等行星由于距離地球很近，視覺張角比較大，不能像遙遠恒星那樣近似為點光源，因而表現為一盞盞穩定的明燈掛在天穹。發生行星際閃爍的射電源角徑通常都是幾百毫角秒，其與地球的距離通常都在銀河系之外。例如，圖1 給出的3C48射電源是第一顆被發現的類星體，處于星系中心吸積的活躍星系核，距離地球高達40 億光年。盡管行星際閃爍的射電源通常都是宇宙中最明亮的天體，但它們距離地球太遙遠，以至于地面接收其輻射流量通常都在央斯基甚至毫央斯基的量級。央斯基是國際通用的天體射電流量密度的單位，被定義為1 央斯基等于10-26瓦特每平方米每赫茲。如果月球上的宇航員隨身攜帶普通手機，那么地面射電望遠鏡就可以檢測到它，其強度相當于天空中最亮的天文射電源。為了捕捉行星際閃爍的微弱射電信號，地面射電望遠鏡必須具有巨大的天線接收面積，并被形象地比喻為“觀天巨眼”。

2

行星際閃爍觀測史和脈沖星科學發現

行星際閃爍現象歸因于太陽風湍流的密度不規則體對射電波的相位調制，其地基觀測可用于遙測太陽風的微觀湍流譜和宏觀流速，其觀測史可上溯至諾貝爾獎獲得者英國劍橋大學休伊什的先驅工作)。休伊什始于1948 年研究射電波在不均勻透明介質中傳播過程的強度起伏，提出“相位屏衍射”理論，并于1962 年預言：一個角徑足夠小的射電天文源，其輻射通過太陽日冕及其行星際空間時將產生明顯的閃爍，其閃爍的時間尺度在0.1 至10 秒?；诋敃r的射電技術水平，行星際閃爍的信號捕捉需要射電望遠鏡具有極高的時間分辨率。為了測量行星際閃爍，休伊什設計國際首臺行星際閃爍射電望遠鏡，其建設期從1965 年至1967 年7 月，其觀測頻率為81.5 兆赫茲(對應波長3.7 米)。如圖3 所示，該望遠鏡由2048 個偶極振子組成，掛在1000 多根約3 米高的木桿上，總接收面積超過21000 平方米。劍橋行星際閃爍望遠鏡具有當時世界上極為靈敏的射電天線，不僅能接收遙遠天體的射電輻射，也容易接收臺站附近的無線電干擾。為了區分閃爍源和干擾源，為了測定行星際爍對日角距的關系，都要求對每個射電源每天重復地進行測量，記錄射電源每次過境臺站的幾分鐘流量變化，認證行星際閃爍的信號。劍橋行星際閃爍的測量技術能夠在81.5 兆赫茲的米波段提供0.5 至1 角秒的分辨率，而在當時劍橋射電干涉儀在159兆赫茲頻率觀測的全球最享盛名3C星表也只有角分量級的空間分辨率。

圖3國際首臺行星際閃爍射電望遠鏡，其構成是偶極天線陣列

令人意想不到的驚喜是，研制“行星際閃爍”專用設備竟然為發現脈沖星鋪平道路，安東尼·休伊什因而榮獲1974 年諾貝爾物理學獎。休伊什設計的行星際閃爍望遠鏡也特別適合觀測脈沖星：其巨大接收面積解決脈沖星的輻射特別微弱的問題；其0.1 秒的接收機時間分辨率恰好比大多數脈沖星的周期短；脈沖星輻射是冪律譜，恰好在3.7 米的波段比較強；行星際閃爍的觀測要求重復測量則是發現這種與“人工干擾”很像的脈沖星信號所必不可少的步驟。隨著1967 年8 月劍橋大學行星際閃爍望遠鏡的建成和啟用，當年在劍橋大學跟隨休伊什攻讀博士學位的喬瑟琳? 貝爾對全天所有可能測得著的射電天體系統地進行觀測，每天檢查大約30 米長的紙帶觀測數據。當時望遠鏡觀測到的數據是記錄到紙帶上，只能由人眼識別來判斷射電天文信號。作為脈沖星的最先發現者，貝爾功績是不可磨滅的，她的博士論文研究方向是類星體的行星際閃爍觀測研究。她對觀測資料的分析一絲不茍，不放過任何一個疑點，終于發現了脈沖星。首顆脈沖星的原始紙帶記錄如圖4 所示，貝爾回憶當年的情形“記錄紙帶在筆尖下徐徐移動，我看得出這種信號是由一系列脈沖所組成；我又覺得這些脈沖好像是等時間間隔的，當我從觀測儀器中把紙帶一取出來，這種猜測馬上就得到證實。相鄰脈沖的時間間隔是1.333 秒。我馬上告訴了在劍橋的安東尼·休伊什，他當時認為這種脈沖只能是人為的現象。這在當時的具體條件下還有相當道理。不過，我不知怎么的，總有點不明白，何以見得這不是來自某一星體呢？由于這件事畢竟吸引住了他。第二天，正當該射電源通過望遠鏡視場的時候，他來到現場并幸運地目睹了那些脈沖。”該不可思議的神秘脈沖信號在觀測記錄紙帶上被貝爾標記為“小綠人一號(LGM-1)”的昵稱，當時被懷疑是外星文明發出的信號。這類極其規律的時變輻射顯然不是來源于當時已知的任何天體，遠超出當時的學術界認知前沿。該遙遠的神秘天體被命名為脈沖星，就像天空中如霓虹燈般周期性閃爍，被贊譽為“宇宙燈塔”。后續科學研究認定脈沖星其實就是旋轉的中子星，雖然Walter Baade 和Fritz Zwicky 早于1934 年就提出大質量恒星死亡后形成的致密殘骸“中子星”的概念。

圖4發現脈沖星PSR B1919+21 (CP1919)的原始記錄(脈沖星名的含義：PSR是pulsar的縮寫；B是1950年建立的標準歷元貝塞爾紀元B1950.0的首字母；1919+21代表了脈沖星的赤道坐標位置赤經19時19分與赤緯+21度。)

3

日地空間天氣的行星際閃爍監測手段

日地空間包括太陽大氣、行星際空間、磁層、電離層等多個關鍵空間區域，這些區域的狀態顯著受控于太陽活動，表現出非常復雜的時空變化特征。太陽風暴泛指太陽大氣中發生的持續時間短暫、規模巨大的能量釋放過程，常表現為太陽耀斑、日冕物質拋射等現象，向行星際空間輸出增強的電磁輻射、高能帶電粒子流、等離子體云，從而劇烈擾動日地空間甚至整個日球層，表現為災害性的空間天氣事件?？臻g天氣的科學研究和業務預報必須從日地系統的耦合角度來剖析“太陽大氣爆發—行星際空間傳播—地球空間響應”的因果時序完整鏈。行星際空間扮演銜接太陽和地球的關鍵紐帶作用，是日地系統的非線性傳輸通道。廣袤的行星際空間是空間天氣因果鏈中最長的一條鏈，也是目前最缺乏空間連續性監測的區域。

地基射電望遠鏡通過探測天文致密源的射電輻射，感知太陽風湍流引起的流量閃爍信號，遙測行星際太陽風的徑向速度和密度變化，因而是行星際空間天氣常規監測的有效地基設備。行星際閃爍研究大致分為三個階段：(1) 1970 年之前，主要研究太陽風的電子密度不規則體結構、太陽風速度、致密射電源角徑大??；(2) 20 世紀70 年代末至90 年代初，主要研究日地空間射電源瞬變現象，開展短期日地擾動預報；(3) 20 世紀90 年代初至今，研究太陽風與日球層觀測的對比、行星際擾動與地磁活動預報等。

地基行星際閃爍觀測不但能測量很寬日心距和高日球緯度的太陽風速度，而且能長期監測行星際空間和跟蹤行星際激波傳播。以行星際閃爍觀測數據為基礎，從長期可預報太陽活動周尺度上的背景太陽風演化，從短期可預報行星際激波到達地球的時間和速度。行星際閃爍研究是空間物理學和空間天氣學領域的重要分支?；谛行请H閃爍觀測的重要科學貢獻可歸納為：太陽風湍流譜的形狀和振幅、太陽風高速流的徑向加速剖面、行星際大尺度擾動的三維層析反演(如圖5)、行星際激波擾動和地磁活動預報等。如圖6 所示，基于行星際閃爍觀測數據的大樣本統計分析，發現：(1) 行星際激波傳播向日球電流片方向偏轉和會聚；(2) 電流片將阻礙激波的跨越傳播，并產生近地空間環境變化的電流片同、異側效應。

圖5借助計算機層析成像的先進反演算法，行星際閃爍的多視線探測能反演行星際擾動傳播的三維空間分布。其中，紅點和藍點分別表示太陽和地球。

圖6基于行星際閃爍觀測，揭示子午面內行星際激波各向異性的傳播。其中，N、S、s、f、c分別表示太陽北極、太陽南極、太陽赤道面、耀斑在日面的法向、日球層電流片位置。

地基行星際閃爍射電望遠鏡可與天基衛星觀測手段形成優勢互補，從而極大增強對太陽風暴擾動傳播的探測能力。衛星就位測量受限于衛星軌道，只能對行星際空間作有限零星點的采樣，無法給出行星際三維大尺度結構全貌。天基白光成像受限于低時空分辨率，無法診斷行星際局域空間的微觀等離子體狀態。地基行星際閃爍觀測能彌補衛星就位測量和天基白光成像的相對不足，通過每日監測太陽周圍廣袤天區的致密射電天文源的閃爍幅度，從而遙測行星際大尺度擾動傳播的鋒面結構。當前仍在每日常規觀測的行星際閃爍專用射電望遠鏡有日本名古屋SWIFT雙拋物柱面天線、印度Ooty 巨型拋物柱面天線、墨西哥MEXART 偶極振子天線陣。盡管我國在行星際閃爍觀測數據的分析和建模方面起步較早且有所建樹，但我國在行星際閃爍設備硬件方面與國際同行有歷史上的顯著差距，在國家子午工程二期實施之前一直沒有行星際閃爍觀測專用的射電天線。

4

我國子午工程二期的行星際閃爍監測儀

子午工程的行星際閃爍監測望遠鏡是我國首臺專門用于行星際閃爍觀測的射電望遠鏡，采用一主站兩輔站的協同聯測方式，分別部署于內蒙古錫林郭勒盟的明安圖主站、伊和高勒輔站、烏日根塔拉輔站。主站采用拋物柱面天線(327 和654 兆赫茲)，輔站采用拋物面天線(327、654、1400 兆赫茲)，實現對3 個頻點的觀測。三臺站之間的兩兩連線近似組成等邊三角形，站間距約200 千米。針對行星際閃爍的輻射強源，三站點的協同觀測能夠記錄行星際閃爍瞬變信號的時空變化特征，通過行星際閃爍的多時序數據的互相關分析，測量行星際太陽風流速。

如圖7 和圖8 所示，主站天線面型是三排平行放置的140 米×40 米口徑的拋物柱面，兩輔站的天線面型均是30 米口徑的拋物面。其中，每排柱面天線重達330 噸，其軸向沿南北方向，其機械結構是分體式、運動部分隔離的設計方案。在東西方向的不同天線俯仰角度，140 米整軸長的機械結構件都能保持俯仰轉動同步和天線幾何面型，并同時能匹配饋源的照明角度。每排柱面天線采用饋源支撐桁架的輕體設計，沿軸向放置592 個饋源而構成超長饋線，消除饋源之間的互耦效應，保證饋線的幅度和相位一致性，構成高穩定且低噪聲的數字波束合成信號鏈路。所有柱面天線受控于銣鐘計時基準，在南北方向上實施一維相控陣的電掃描，快速指向天區的16 個方向，實時記錄雙頻雙極化的射電天文信號。

圖7子午工程明安圖主站的巨型拋物柱面天線的外觀圖((a)偏離軸向的側面視角；(b)沿軸的縱向視角)

圖8子午工程伊和高勒輔站的30米口徑拋物面天線的外觀圖

作為“十三五”國家子午工程二期的重大設備，行星際閃爍射電設備的科學目標定位于：揭示行星際背景太陽風的三維時空分布及其在太陽卡靈頓周和太陽活動周尺度的長期演化規律；理解日冕物質拋射和共轉流相互作用區在行星際空間的傳播過程，建立太陽風暴與地球空間響應的因果關聯；解密近日太陽風在不同源區的湍流差異及其對不同類型太陽風形成的動理學效應。子午工程的行星際閃爍射電望遠鏡突破超大型可動拋物柱面天線的高精度同步控制、超長饋線互耦效應的測量與校正、數字波束合成鏈路中的幅度和相位的高穩定接收、觀測數據驅動的行星際三維磁流體數值層析重構等核心關鍵技術。特別地，主站射電望遠鏡天線的總反射面積相當于2.5 個標準足球場，朝天時最大高度為29 米，壯觀地屹立在內蒙古大草原，被贊譽為“草原天眼”的地標性建筑。

5

總結和展望

發源于英國劍橋大學的行星際閃爍射電望遠鏡是世界科技史上貢獻出1974 年諾貝爾物理學獎的里程碑設備，迅速激勵美國、前蘇聯、日本、印度等國競相建立同類專用設備，在歷史上極大推動了無線電波的衍射傳播、類星體星表的精密測量、太陽風湍流和加速、行星際激波傳播等科學前沿。等到20 世紀80 年代的改革開放初期，我國的行星際閃爍研究已經二十年滯后于國際潮流，開始奮起追趕國際前沿。我國射電天文學的先驅王綬琯院士于1985 年建成由28 個9 米拋物面天線組成的我國首臺大型射電天文設備“密云米波綜合孔徑射電望遠鏡MSRT”，于1990 年提出利用MSRT 開展行星際閃爍觀測研究的指導意見，實時將MSRT所有天線的信號同相相加，得到等效口徑47 米的望遠鏡，開展行星際閃爍的試觀測實驗(王綬琯1990)。我國子午工程科學構想的提出者魏奉思院士以行星際閃爍觀測數據為基礎，綜合行星際擾動過程的物理模型并運用模糊數學概念，提出一種預報由太陽風暴吹向地球而引起的地磁擾動的“ISF”方法，改善空間天氣事件中的地磁擾動預報(魏奉思等2003)。

隨著“十三五”子午工程二期項目的建設實施，行星際閃爍射電監測儀被列為“太陽—行星際”分系統的重大設備，我國行星際空間天氣的研究和預報領域迎來前所未有的機遇期。子午工程行星際閃爍監測儀擁有我國最大口徑的拋物柱面天線，是我國首臺且全球最大的專門用于行星際閃爍觀測的射電望遠鏡，其天線口徑、噪聲溫度、探測靈敏度均處于國際領先水平。該設備正填補我國行星際日常監測的盲區，遙測行星際太陽風速度，追蹤太陽風暴在行星際空間的動態傳播過程，從而為我國行星際空間天氣預報提供自主的原始觀測數據和定量數值預報產品。

致謝：國家自然科學基金面上項目資助(42074208)

本文選自《現代物理知識》2024年4期YWA編輯

來源：《現代物理知識》

歡迎關注我們，轉載授權、投稿事宜請
在文后留言，小編會盡快處理