高冠男，汪 敏，董 亮，郭少杰

（1. 中國科學院 云南天文臺，昆明 650216；2. 中國科學院 天體結(jié)構(gòu)與演化重點實驗室，昆明 650216；3. 中國科學院 天文大科學研究中心，北京 100101）

引 言

太陽上最引人注目并與空間天氣關(guān)系密切的活動現(xiàn)象是耀斑和日冕物質(zhì)拋射（Solar flares and coronal Mass Ejections，CME）。在紫外和X射線波段，耀斑以超過平時太陽輻射幾十萬倍的強度產(chǎn)生紫外和X射線輻射，對地球電離層造成劇烈擾動，直接影響地面上的短波無線電通訊。而CME攜帶大量的等離子體物質(zhì)，以超過1 000 km/s的速度拋向行星際空間，可以對日地空間環(huán)境和地磁場產(chǎn)生劇烈擾動[1-3]。

在空間天氣學的研究中，耀斑和CME是空間災害性擾動過程的源擾動?？臻g災害性天氣是由太陽擾動、行星際擾動、磁層擾動、電離層擾動和中高大氣層擾動組成的有時序因果關(guān)系鏈模式?？臻g天氣的主要研究內(nèi)容就是在了解各層間耦合過程的基礎上，提供空間災害性天氣模式與預報。

隨著一批令人矚目的太陽觀測項目的實施，中國太陽物理和空間天氣學將得到長足的發(fā)展，在太陽活動極大期即將到來之際，將迎來一個新的高峰，在空間和地面，遙測和局地，將通過高分辨率設備實現(xiàn)對太陽和行星際空間前所未有的多波段、多視角、高質(zhì)量的綜合觀測[4]。

射電輻射是太陽爆發(fā)活動的即時響應，是探測CME和日冕激波以及高能電子加速輻射的一個重要的窗口。太陽爆發(fā)時在射電波段出現(xiàn)的劇烈且短促的流量增強現(xiàn)象叫做太陽射電暴。災害性空間天氣或太陽風暴通常是由太陽耀斑和CME引發(fā)的，因此對災害性空間天氣的預報和預警需要對太陽耀斑和CME進行實時和全天候的監(jiān)測。當強耀斑和CME發(fā)生時，射電流量會隨之增強，太陽射電常用射電動態(tài)頻譜儀觀測，給出的數(shù)據(jù)是射電強度隨頻率和時間的變化圖譜，常稱為射電動態(tài)頻譜。根據(jù)動態(tài)頻譜上的爆發(fā)形態(tài)變化，太陽射電暴可分為頻率漂移速度快的Ⅲ型射電暴、頻率漂移速度較慢且通常具有基頻和二次諧頻輻射的Ⅱ型射電暴（頻率漂移率通常 ≤ 1 MHz/s）、寬頻連續(xù)譜輻射Ⅳ型射電暴、依附在Ⅲ型暴上頻率被大大展寬的Ⅴ型射電暴和持續(xù)時間很短的尖峰爆發(fā)群Ⅰ型射電暴，如圖1所示[5]。

圖1 射電爆發(fā)頻譜示意圖[5]Fig. 1 Schematic dynamic spectrum of a solar radio burst[5]

其中，Ⅱ型射電暴是CME激波的最佳指示器，通過Ⅱ型射電暴的頻率漂移率可以估算CME激波的運動速度，還可以利用Ⅱ型射電暴的發(fā)生頻率估計CME激波所在的日冕高度進而估計CME激波到達地球的時間[6]。有的Ⅱ型射電暴還具有分裂帶結(jié)構(gòu)，通常被用來估計日冕和行星際的磁場強度，這是其它方法無法取代的[7]。有研究表明激波加速非熱電子產(chǎn)生Ⅱ型射電暴的同時也加速了非熱離子從而產(chǎn)生太陽高能粒子事件（Solar Energetic Particles，SEPs），因此Ⅱ型射電暴還可以對預測預警太陽高能粒子事件提供線索[8]。此外，有研究發(fā)現(xiàn)CME和CME的相互作用會導致Ⅱ型射電暴信號的突然增強，用這種信號可以判斷將產(chǎn)生SEPs級別的大小[9]。因此，Ⅱ型射電暴對災害性空間天氣的預警預報具有重要的實用價值。此外，Ⅲ型射電暴是高能電子束在日冕中運動的最佳示蹤器，對研究耀斑/CME過程中的能量釋放和粒子加速等物理過程有著重要的意義。射電暴中的射電精細結(jié)構(gòu)則反映了太陽爆發(fā)時日冕中微小的能量釋放過程和日冕磁場小尺度變化過程[10]。

1 Ⅱ型射電暴

1.1 米波Ⅱ型射電暴

Payne-Scott等[11]首先在米波波段上發(fā)現(xiàn)一種具有慢速頻率漂移的太陽射電爆發(fā)，后來人們把這種具有緩慢漂移特征的太陽射電爆發(fā)定義為Ⅱ型射電暴[12]。它的頻譜特征是：緩慢的頻率漂移（通常 ≤ 1 MHz/s），而且有一個起始頻率（約為幾百MHz），在高于這個頻率的頻段則沒有信號[13]；帶寬比較窄通常不會超過幾百MHz，持續(xù)時間約為5～10 min。目前通常認為Ⅱ型射電暴是由于激波在日冕中向外傳播引起等離子體振蕩產(chǎn)生朗繆波，再轉(zhuǎn)換為電磁波輻射并以本征等離子體頻率和二倍頻向外輻射。所以，Ⅱ型射電暴的觀測特征一般具有基頻和二次諧頻結(jié)構(gòu)，并且在射電動態(tài)頻譜上通常表現(xiàn)為高頻向低頻緩慢的頻率漂移率。

Ⅱ型射電暴是CME激波的最佳示蹤器。CME在日冕和行星際空間快速運動，當CME的速度超過本地的阿爾芬速度時，會產(chǎn)生日冕激波或行星際激波，當CME驅(qū)動的激波壓縮地球磁層時將可能導致地磁暴的發(fā)生。激波很難被觀測到，但是射電波段觀測到的Ⅱ型射電暴是激波在日冕和行星際空間運動的示蹤器。因此，觀測到Ⅱ型射電暴就等同于觀測到了CME激波。激波在日冕中運動通常會引起米波的Ⅱ型射電暴（觀測頻段高于30 MHz），米波Ⅱ型射電暴可以通過地基望遠鏡觀測到，例如云南天文臺（YNAO）的米波太陽射電頻譜儀觀測到了大量的米波Ⅱ型射電暴（如圖2所示）。圖2中的Ⅱ型射電暴的二次諧頻結(jié)構(gòu)上有明顯的斷裂帶結(jié)構(gòu)，多波段的觀測數(shù)據(jù)表明，該斷裂結(jié)構(gòu)可能源于先后發(fā)生的兩個CME的互相作用，即第二個CME產(chǎn)生的激波與之前的CME拉伸出的電流片的相互左右，由此可以推斷出電流片的厚度、激波速度以及日冕磁場強度等物理信息[14]。

圖2 日本HiRAS頻譜儀和云南天文臺米波射電頻譜儀觀測到的米波II型射電暴舉例[14]Fig. 2 A Type II solar radio burst from HiRAS and YNAO[14]

米波Ⅱ型射電暴中還包含著射電精細結(jié)構(gòu)，例如分裂帶的結(jié)構(gòu)，在Ⅱ型射電暴的基頻和二次諧頻的輻射帶中出現(xiàn)頻帶的分裂；有時還具有“與激波有關(guān)的Ⅲ型射電暴”（shock-associated type Ⅲ radio bursts）和“魚骨（herringbone）結(jié)構(gòu)”，它們的特點是在Ⅱ型射電暴的基頻或二次諧頻的輻射帶上疊加了不同漂移頻率的Ⅲ型射電暴[10]，它們是激波加速粒子的直接證據(jù)。

1.2 甚低頻Ⅱ型射電暴（行星際Ⅱ型射電暴）

CME在行星際空間運動并產(chǎn)生激波，激波在行星際空間中運動加速電子并產(chǎn)生行星際的Ⅱ型射電暴，通常發(fā)生在10米–百米–千米波波段（觀測頻段低于30 MHz）。行星際空間的Ⅱ型射電暴是Malitson等[15]利用空間衛(wèi)星數(shù)據(jù)于1973年發(fā)現(xiàn)的，隨后其它的空間觀測也證實了行星際Ⅱ型射電暴的存在[12]。因此，利用甚低頻太陽射電頻譜儀對行星際Ⅱ型射電暴的實時不間斷監(jiān)測可以直接等同于對CME激波的實時和全天候監(jiān)測。特別是對于正對地球而來的CME，在日冕儀上很難發(fā)現(xiàn)，而通過射電手段監(jiān)測它所驅(qū)動激波產(chǎn)生的II型射電暴則是有效的觀測手段。

通過統(tǒng)計研究人們分別發(fā)現(xiàn)千米和10米–百米（Decametric-Hectometric，DH）波Ⅱ型射電暴與行星際激波關(guān)系密切，因此，目前通常認為行星際Ⅱ型射電暴是由CME驅(qū)動的激波產(chǎn)生[4]。米波和行星際Ⅱ型射電暴的關(guān)系，Cane等[16]的統(tǒng)計研究表明，起始頻率高于1 MHz的Ⅱ型射電暴是米波II型射電暴在行星際空間的延伸，而起始頻率低于1 MHz的Ⅱ型射電暴則是由CME驅(qū)動的行星際激波所產(chǎn)生的。Mujiber等[17]的統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn)CME的速度越快越容易同時產(chǎn)生米波和行星際的Ⅱ型射電暴，反之，若CME的速度較慢則不容易產(chǎn)生任何波段的射電暴。目前，米波Ⅱ型射電暴和行星際Ⅱ型射電暴的關(guān)系問題仍然是觀測統(tǒng)計研究的重點之一。

在日冕和行星際空間中等離子體密度的迅速降低，使得磁場完全控制了其中等離子體的運動學和動力學狀態(tài)，再加上和太陽風的耦合，使得日冕和行星際磁場以及粒子加速的演化特征和物理本質(zhì)更為復雜。目前普遍認為Ⅱ型射電暴的主要輻射機制為等離子體輻射。等離子體輻射的重要特點是可以通過射電暴的發(fā)生頻率直接得到所在區(qū)域的密度。根據(jù)等離子體輻射的特點，觀測頻率、等離子體輻射頻率和電子密度的關(guān)系表示為這里代表諧波數(shù)，時代表基頻結(jié)構(gòu)，代表二次諧頻結(jié)構(gòu)。

再通過日冕密度模型，還可以計算射電輻射源所在的日冕高度或位置。在日冕高度的計算中經(jīng)常采用的模型之一是Leblanc等[18]利用衛(wèi)星觀測到的Ⅲ型射電暴推導出，從日冕到1 AU的電子密度分布公式

另外，與太陽光球及色球的磁場測量不同，日冕的極低表面亮度、來自光球的輻射干擾、日冕輻射的光學薄特性、日冕的高溫，以及日冕磁場的微弱等聯(lián)合效應，導致常規(guī)狀態(tài)下測量日冕和行星際磁場極端困難。而對于日冕和行星際磁場的測量對太陽物理和空間天氣的預報預警都極其重要，因此，日冕和行星際磁場測量是太陽物理和空間天氣共同的重要科學目標之一。迄今可靠的太陽–行星際磁場診斷主要來自于射電探測手段。

通過Ⅱ型射電暴還可以對日冕和行星際磁場環(huán)境和強度進行診斷。Ⅱ型射電暴的一個重要觀測特征是具有分裂帶結(jié)構(gòu)。常見的解釋是，激波不同位置的輻射產(chǎn)生了Ⅱ型射電暴的基頻或二次諧頻的分裂結(jié)構(gòu)，分裂帶的低頻和高頻結(jié)構(gòu)分別產(chǎn)生于激波上游和下游。因此，根據(jù)分裂帶的觀測，可以推算出激波的上下游的參數(shù)比，進而可以推算出激波所處的日冕環(huán)境和日冕磁場強度。Gao 等[14]基于云南天文臺米波太陽射電頻譜儀所觀測到的先后兩個Ⅱ型射電暴的分裂帶結(jié)構(gòu)，利用兩種方法估計了日冕磁場強度。發(fā)現(xiàn)對于第一個Ⅱ型射電暴，當日冕高度從1.7 Rsun到2 Rsun時，日冕磁場強度從2 G下降到1 G。對于第二個Ⅱ型射電暴，當日冕高度從1.46 Rsun到1.6 Rsun時，日冕磁場強度B從6.3 G下降到3.8 G。以上兩種計算方法給出的日冕磁場強度基本一致。Mancuso等[19]對射電和極紫外（Extreme Ultraviolet，EUV）觀測到CME驅(qū)動的激波和冕流相互作用進行了三維重建，對日冕磁場進行診斷。診斷出日冕的磁場強度可以表示為B（r） = （12.6 ±2.5）r-4的關(guān)系（r為到日心距離），與之前的估計值非常吻合，范圍為r = 1.1～2.0 Rsun。Kishore等[20]對4個不同的低頻Ⅱ型射電暴（35～85 MHz）事件進行研究，這4個Ⅱ型射電暴都具有基頻和二次諧頻，以及分裂帶結(jié)構(gòu)。通過分裂帶結(jié)構(gòu)對日冕磁場強度進行估計，發(fā)現(xiàn)每個Ⅱ型射電暴所獲的磁場強度并不相同，并且通過日冕密度模型對Ⅱ型射電暴所處的日冕位置進行估計，發(fā)現(xiàn)越是靠近太陽的Ⅱ型射電暴，所估計出的磁場強度變化越快，相反越遠離太陽的磁場強度變化越慢。這個結(jié)果表明了越靠近太陽表面，磁場強度變化越快。同時他們的工作也證實了利用Ⅱ型射電暴的分裂帶來估計日冕磁場的重要性。

值得一提的是，利用法拉第旋轉(zhuǎn)對日冕和行星際的磁場進行測量也是利用射電方法測量日冕和行星際磁場的重要發(fā)展方向。利用法拉第旋轉(zhuǎn)測量日冕和行星際磁場起源于1969年，當時利用的是衛(wèi)星信號[21]。但是可利用的衛(wèi)星有限，而且測量精度有限。之后的研究者通常利用穩(wěn)定的射電偏振源進行法拉第旋轉(zhuǎn)的測量[22]。目前，國際上LOFAR（Low Frequency ARray）和JVLA（Jansky Very Large Array）射電陣都將利用法拉第旋轉(zhuǎn)測量日冕和行星際磁場作為重要的科學目標和研究方向[23]。中國正在參與的國際SKA（Square Kilometre Array）項目，將使得中國的科學工作者可以利用大視場、多波束高靈敏度和高分辨率的SKA望遠鏡對日冕和行星際磁場進行更為精確的測量。

Ⅱ型射電暴輻射源所處的位置也是目前太陽射電研究的重點。LOFAR低頻射電陣觀測頻率為20～90 MHz，該設備的射電成像觀測為定位10米波射電輻射源所在的CME位置發(fā)揮了作用。Nicolina等[24]采用LOFAR的成像觀測，研究Ⅱ型射電暴和相關(guān)的CME的位置關(guān)系，他們的觀測結(jié)果支持Ⅱ型射電暴的分裂帶來源于激波波前上下游位置的假設。Zucca等[25]利用LOFAR的成像觀測并結(jié)合多波段的觀測數(shù)據(jù)，觀測到日冕激波引發(fā)的50～70 MHz的Ⅱ型射電輻射源位于CME的側(cè)面，并與激波面近似垂直，該Ⅱ型射電暴頻譜結(jié)構(gòu)具有基頻和二次諧頻結(jié)構(gòu)，基頻和二次諧頻結(jié)構(gòu)都具有分裂帶結(jié)構(gòu)（見圖3），以及二次諧頻中的多帶結(jié)構(gòu)?；贚OFAR的射電成像觀測，表明了分裂帶結(jié)構(gòu)的輻射源具有共空間結(jié)構(gòu)（在觀測不確定性范圍內(nèi)），因此，他們的觀測支持了Ⅱ型射電暴的分裂帶是來自激波上游和下游的射電輻射的解釋。然而，Du等[26]的工作中，分析了多個分裂帶事件的分裂頻率比，以及比值與頻漂的參數(shù)的相關(guān)性，發(fā)現(xiàn)80%以上的數(shù)據(jù)點都分布在1.15～1.25之間，分裂比幾乎是個常量，這就對II型射電暴分裂帶起源于激波的上下游提出了新的挑戰(zhàn)。

圖3 LOFAR觀測到的Ⅱ型射電暴的分裂帶結(jié)構(gòu)及輻射源位置[25]Fig. 3 Band-splitting structure and emitter location of type Ⅱ solar radio bursts observed by LOFAR[25]

研究表明行星際的Ⅱ型射電暴也包含著的射電精細結(jié)構(gòu)，通常認為太陽射電精細結(jié)構(gòu)經(jīng)常發(fā)生在米波和分米波段，這是由于這些波段通常對應于耀斑和CME的初始能量釋放的低日冕區(qū)域，這個區(qū)域的磁場和日冕密度不均勻，導致了射電動態(tài)頻譜圖上各種射電精細結(jié)構(gòu)伴隨著射電暴發(fā)生。Chernov 等[27]對1997—2005年WIND/WAVES中RAD2的數(shù)據(jù)進行統(tǒng)計，發(fā)現(xiàn)行星際II型射電暴上也伴有射電精細結(jié)構(gòu)，例如：漂移的纖維爆發(fā)（fiber）等[如圖4（a）所示的纖維狀結(jié)構(gòu)]，可能的解釋是激波在窄的噴流結(jié)構(gòu)中傳播并產(chǎn)生了共振躍遷輻射所導致的。他們還發(fā)現(xiàn)行星際的Ⅳ型射電暴并不僅僅是連續(xù)譜輻射，它的上面還伴有快速和窄帶的射電精細結(jié)構(gòu)[如圖4（b）所示]，這些結(jié)構(gòu)的形成可能是由發(fā)生在10米波段的射電精細結(jié)構(gòu)（fiber或herringbone結(jié)構(gòu)）向甚低頻延伸的結(jié)果。這些射電精細結(jié)構(gòu)的發(fā)現(xiàn)使得人們對行星際射電暴有了新的認識。他們還發(fā)現(xiàn)了一些米波纖維暴結(jié)構(gòu)和herringbone結(jié)構(gòu)會延伸到行星際空間，這可能就說明了在米波至10米波段的這兩種射電暴結(jié)構(gòu)是相同的輻射機制導致的。行星際Ⅱ型射電暴的精細結(jié)構(gòu)與激波在行星際空間的運動過程有關(guān)，研究行星際Ⅱ型射電暴的精細結(jié)構(gòu)可以了解高能粒子或激波在行星際運動與行星際的等離子體相互作用的情況，有助于診斷行星際的磁場位型和密度的信息。

圖4 Ⅱ型射電暴上疊加的射電精細結(jié)構(gòu)[27]Fig. 4 Inter-planetary type Ⅱ solar radio bursts with fine structures[27]

在天文領(lǐng)域，通常將低于30 MHz的射電頻率范圍稱為甚低頻波段（Very Low Frequency，VLF）或超長波（Ultra-Long Wavelength，ULW）。通常將米波波段（約300 MHz）以下的頻率范圍統(tǒng)稱為低頻射電。由于地球電離層的吸收和反射，觀測頻率低于10 MHz左右的射電觀測，地基設備對這一頻段范圍不能進行探測，必須通過空基望遠鏡對甚低頻波段進行觀測。對Ⅱ型射電暴的觀測可以從較低的日冕（距離太陽表面約0.37 Rsun）一直延伸到行星際空間（距離太陽1 AU或215 Rsun左右），即從米波波段一直到千米波波段都可以進行監(jiān)測，其中米波波段可以在地面進行，而10米至千米波段只能通過空間設備進行觀測。通過Ⅱ型射電暴的觀測來監(jiān)測CME激波在日冕和行星際空間的運動過程，并且還可以利用不同空間射電頻譜設備進行射電輻射源的初步定位，如圖5所示。M?kel?等[28]基于WIND/WAVES、STEREO/WAVES（A/B）3臺空間射電頻譜儀的觀測資料，利用方位分析技術(shù)（direction finding analysis）對行星際Ⅱ型射電暴的輻射源進行了位置分析，得出了由于CME-CME的相互作用，導致了Ⅱ型射電暴的輻射源隨之移動的結(jié)論。這種方法彌補了射電動態(tài)頻譜觀測雖然可以達到很高的時間分辨率和頻率分辨率，但是沒有空間分辨率的短板。

圖5 當CME發(fā)生時空間射電頻譜儀觀測到的行星際Ⅲ型和Ⅱ型射電暴[28]Fig. 5 Inter-planetary type Ⅲ and Ⅱ solar radio bursts with CME observed by WIND/WAVES，STEREO/WAVES（A/B）[28]

M?kel?等[29]繼續(xù)利用方位分析方法對行星際Ⅱ型射電暴的輻射源進行分析，給出輻射源的位置信息，觀測結(jié)果支持發(fā)生在米波的Ⅱ型暴和行星際的Ⅱ型射電暴是由同一個CME驅(qū)動產(chǎn)生的觀點。目前對于行星際Ⅱ型射電暴（甚低頻波段）的輻射源的定位研究主要依賴于方位分析技術(shù)。

為了追蹤行星際Ⅱ型射電暴的輻射源，從而提供與CME相關(guān)的粒子加速機制和行星際磁場結(jié)構(gòu)的關(guān)鍵信息，美國提出了SunRISE（Sun Radio Interferometer Space Experiment）空間射電干涉望遠鏡陣計劃，主要實現(xiàn)對0.1～25 MHz的行星際Ⅱ型射電暴的成像觀測，計劃于2023年發(fā)射。Hegedus等[30]對SunRISE和月基射電干涉望遠鏡陣進行了建模仿真，發(fā)現(xiàn)月基射電干涉望遠鏡可以更好地避免軌道衛(wèi)星所帶來的無線電干擾。

2 行星際Ⅱ型射電暴與空間天氣的關(guān)系

地磁暴是高速等離子體云到達地球空間后，引發(fā)的最具代表性的全球空間環(huán)境擾動事件。行星際Ⅱ型射電暴與地磁暴的關(guān)系密切，早在1981年，美國ISEE-3衛(wèi)星連續(xù)8 d的觀測數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)了4個行星際Ⅱ型射電暴，相同的時間段內(nèi)，有3次明顯的地磁暴發(fā)生，其中兩次對應了行星際Ⅱ型射電暴的發(fā)生時間，意味著這兩次地磁暴是由行星際激波與地磁層相互作用引起的。然而，行星際的Ⅱ型射電暴和地磁暴并不是一一對應，地磁暴的產(chǎn)生和行星際磁場方向有關(guān)，南向的行星際磁場（Interplanetary Magnetic Field，IMF）更容易導致地磁暴的發(fā)生，反之，北向的磁場更不容易導致明顯的地磁暴[31]。

太陽高能粒子（Solar Energetic Particle，SEP）能量為數(shù)KeV～數(shù)GeV，這些高能粒子會對航天器的電子設備以及航天員健康產(chǎn)生重大影響。行星際Ⅱ型射電暴與太陽高能粒子事件的關(guān)系密切。Gopalswamy等[32-33]利用1996—2005年的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)現(xiàn)42%的CME（平均速度為1 117 km/s）是射電寧靜的，但都不與SEP事件相聯(lián)系，與之相對的，58%的CMEs是有射電信號的，并且55%與SEP事件相聯(lián)系。統(tǒng)計結(jié)果表明，能夠驅(qū)動產(chǎn)生行星際Ⅱ型射電暴的CME比較快速（平均速度為1 115 km/s），并且與太陽高能粒子事件相關(guān)。2013年，Reames[34]研究發(fā)現(xiàn)最強的SEP事件都是由CME驅(qū)動的激波導致的。2015年，Winter和Ledbetter[8]進一步統(tǒng)計研究發(fā)現(xiàn)，峰值強度大于10 MeV的SEP事件都與行星際Ⅱ型射電暴相聯(lián)系。他們利用10米–百米波段的Ⅱ型射電暴作為輸入?yún)?shù)所建立的預報SEP事件的模型，預報準確率可以和目前人工預報的準確度相當[35]。因此，統(tǒng)計結(jié)果表明，Ⅱ型射電暴，特別是行星際Ⅱ型射電暴是SEP事件很好的指示器[36]。

預測激波到達地球的問題，是空間天氣預報的重要內(nèi)容之一。國內(nèi)外學者都進行了深入的研究，建立了各種預報模型。數(shù)十年前建立起的模型有：STOA（Shock Time of Arrival model）模型[37]，用來預測耀斑激波；ISPM（Interplanetary Shock Propagation model）模型[38]，用來預測激波事件；HAFv.2[39]模型，用來預測太陽風事件；SPM模型[40]，也用來預測激波事件，等等。其中利用米波Ⅱ型射電暴作為輸入?yún)?shù)的是STOA和ISPM模型[41]。在選擇米波Ⅱ型射電暴時，前提要求所選擇的Ⅱ型射電暴必須是孤立的事件，不能出現(xiàn)復雜的Ⅱ型射電暴，復雜的Ⅱ型射電暴往往預示著激波和激波的相互作用。這會導致利用該模型預測產(chǎn)生很大的誤差。

WIND/WAVES 衛(wèi)星觀測獲得了大量的百米至千米波的Ⅱ型射電暴，Cremades等[42]利用空間射電頻譜儀觀測到的千米波Ⅱ型射電暴計算行星際激波的到達時間，可以將預報準確度控制在6 h左右。這比利用米波Ⅱ型射電暴預測準確度提高了6 h。而且Cremades等[42]利用行星際Ⅱ型射電暴計算激波速度來預測激波到達地球時間的方法并不要求該Ⅱ型射電暴一定為孤立事件。

以上可知，利用地基望遠鏡觀測到米波Ⅱ型射電暴的頻率漂移可以計算日冕激波的速度，進而預測激波到達地球時間等重要的物理參數(shù)。通過空間望遠鏡可以觀測到10米、百米乃至千米波的Ⅱ型射電暴，計算出行星際激波的速度。隨著Ⅱ型射電暴向低頻延伸，測得的射電動態(tài)頻譜也在變化，導致計算激波的速度也會發(fā)生變化，產(chǎn)生預報誤差。結(jié)合地基和空間的觀測數(shù)據(jù)對Ⅱ型射電暴進行研究，對提高空間天氣預報的準確度非常有益。

3 國內(nèi)外空間甚低頻觀測設備

對于大于1 AU處行星際Ⅱ型射電暴的觀測，1990年10月，美國和歐洲合作發(fā)射成功的Ulysses衛(wèi)星做出了巨大的貢獻（該衛(wèi)星已于2009年6月停止工作）。該衛(wèi)星上搭載的射電和等離子體探測器（Unified RAdio and Plasma wave experiment，URAP）[43]在23太陽活動周峰年期間遙感和本地測量了大量的行星際Ⅱ型射電暴，對于行星際Ⅱ型射電暴的形成機制以及形成區(qū)域都給出了很多重要的結(jié)論。Lengyel-Frey等[44]對Ulysses衛(wèi)星在1～5 AU處觀測到的42個行星際激波及相應的行星際Ⅱ型射電暴進行研究發(fā)現(xiàn)，行星際Ⅱ型射電暴的基頻輻射是來自電子等離子體波與離子聲波等波的相互作用，而二次諧頻輻射則可能是由電子等離子體波間的相互作用產(chǎn)生的，而且利用本地測量發(fā)現(xiàn)Ⅱ型射電暴的輻射源位于行星際激波的上游區(qū)域。

國際上目前有代表性的監(jiān)測太陽射電輻射的衛(wèi)星分別是WIND/WAVES衛(wèi)星[45]（美國1994年發(fā)射成功，觀測頻率20 kHz～13.825 MHz）和STEREO/SWAVES（A/B）衛(wèi)星[46]（美國2006年發(fā)射成功，觀測頻率10 kHz～16 MHz），探測目標便是甚低頻射電輻射源。這3臺設備實現(xiàn)了對太陽的多點觀測（如圖5所示）。

之前的Ulysses衛(wèi)星在太陽風的形成等多方面都有重大發(fā)現(xiàn)，該衛(wèi)星上搭載了射電和等離子體探測器（URAP）[43]，觀測頻段約為1 kHz～1 MHz，主要任務是探測太陽的極區(qū)，其運行軌道與黃道面幾乎垂直，因此結(jié)合距離1 AU處黃道面附近的WIND/WAVES的觀測，可以對行星際Ⅱ型射電暴進行三維聯(lián)合觀測。加之上文中提到的美國SunRISE空間射電干涉望遠鏡陣計劃于2023年發(fā)射，將對0.1～25 MHz的行星際Ⅱ型射電暴的輻射源進行射電成像觀測，屆時美國將同時具有空間低頻射電頻譜和成像觀測的能力。

對于小于1 AU的太陽抵近探測，美國和歐洲相繼提出Parker Solar Probe（PSP）和Solar Orbiter項目[47-48]。2018年8月12日美國成功發(fā)射PSP，即原來的Solar Probe Plus，抵近太陽探測高能粒子的加速和傳輸機制是其重要科學目標之一[48-49]。PSP將在9.86～53.7 Rsun的黃道面上測量粒子的分布，相比于更遠處太陽的測量，傳播造成的誤差會更小，因此有助于識別各種加速機制。PSP搭載雙通道射電頻譜儀（RFS），工作頻率范圍是10 kHz～19.2 MHz，分為LFR（10 kHz～2.4 MHz）和HFR（1.6 MHz～19.2 MHz）兩個頻段，LFR的主要科學目標是本地的QTN測量，HFR主要為遙感測量。PSP的軌道周期為90 d，近日點為9.4 Rsun。PSP已經(jīng)有部分射電頻譜資料對外發(fā)布，頻率分辨率為5%相對帶寬，時間分辨率為1 min，PSP、STEREO和WIND聯(lián)合進行對太陽射電輻射的觀測，有望帶來前所未有的新發(fā)現(xiàn)機會。2020年2月10日歐洲航天局（European Space Agency，ESA）主導的衛(wèi)星項目Solar Orbiter發(fā)射升空，該項目的主要觀測任務之一是對太陽兩級附近區(qū)域進行探測，運行軌道在近日點為50 Rsun附近，而遠日點為300 Rsun之外。其上搭載了射電和等離子體波探測器（Radio and Plasma Waves，RPW），將對0.1 Hz～20 MHz的射電信號進行探測[47]。

最近，中國也提出了太陽爆發(fā)的抵近探測計劃[50]，該計劃將比以上兩個項目更接近太陽風暴核心能量釋放區(qū)——磁重聯(lián)電流片內(nèi)部，計劃搭載低頻射電頻譜儀，具備遙感和本地測量Ⅱ型射電暴的產(chǎn)生和傳播過程的能力。

中國科學家在20世紀90年代提出空間太陽望遠鏡項目，并提出了搭載空間射電頻譜儀的構(gòu)想。經(jīng)過30多年的努力，“嫦娥四號”（CE-4）的成功發(fā)射，使得中國對空間射電觀測實現(xiàn)了突破[51]。由于大氣層和電離層的干擾，地球上的測站幾乎無法進行甚低頻射電天文觀測，而月球背面這塊風水寶地，可以很大程度上屏蔽這些干擾。2019年12月，中國成功發(fā)射“嫦娥四號”衛(wèi)星，分為著陸器和中繼星。射電頻譜儀LFRS（Low Frequency Radio Spectrometer）由中國科學院電子研究所主導設計研發(fā)。安裝在“嫦娥四號”著陸器平臺上的空間射電信號觀測儀器，是實現(xiàn)“嫦娥四號”任務科學探測目標的重要科學載荷。由于著陸器平臺在該頻段內(nèi)自身存在非常強的噪聲，所以如何將信號從背景噪聲中提取出來是低頻射電頻譜儀的關(guān)鍵技術(shù)[52]。

另外一臺射電探測儀器是中國和荷蘭合作研發(fā)的射電探測儀NCLE（the Netherlands-China Longwavelength Explorer）?！谤o橋號”攜帶NCLE，在位于月球背面的L2點附近進行射電天文測量、太陽風暴和行星無線電脈沖探測等一系列實驗性的天文實驗[53]。2019年12月，“嫦娥四號”任務工程團隊對“鵲橋號”中繼星上所搭載的中–荷低頻射電探測儀NCLE載荷實施了3根天線展開工作。此次天線的展開標志著NCLE載荷正式進入科學探測階段，且成為目前距離地球較遠且可長期工作的空間射電天文臺。NCLE載荷與“嫦娥四號”著陸器搭載的低頻射電頻譜儀，構(gòu)成了月球表面和空間的一對可以獨立和協(xié)同工作的射電天文臺，在數(shù)據(jù)定標和系統(tǒng)校準方面將互相幫助提供重要的數(shù)據(jù)參考。

此外，中繼星還搭載月球軌道超長波天文觀測微衛(wèi)星，由哈爾濱工業(yè)大學主導，主要對1～30 MHz射電信號進行觀測，檢測太陽和系內(nèi)行星的超長波射電活動[54]。2019年7月31日，已經(jīng)完成所有任務的“龍江二號”衛(wèi)星按照既定計劃撞上月球背面墜毀，結(jié)束任務。

目前，“嫦娥四號”著陸器和中繼星搭載的空間射電載荷都處于正常運行狀態(tài)，地面和空間射電頻譜儀聯(lián)合定標工作也在進行中，對觀測數(shù)據(jù)初步處理和分析正在進行中。目前遇到的主要困難是，太陽活動比較少，而且載荷并不是24 h開機，使得可供研究的太陽射電爆發(fā)事件非常少。太陽活動25周峰年即將到來，屆時將有比較多的太陽活動事件，可提供較多太陽射電爆發(fā)的研究樣本。期待在空間射電觀測領(lǐng)域有重要的新發(fā)現(xiàn)，這些發(fā)現(xiàn)將為中國探月工程后續(xù)開展以無人月球科研站為主的月球及深空探測活動開拓道路[55]。

4 結(jié)束語

行星際Ⅱ型射電暴的觀測研究對太陽物理和空間天氣的預報有著重要的研究和實際意義。特別是中國航空航天事業(yè)的快速發(fā)展，對太陽高能粒子事件等災害性空間天氣的預報和預警需求越來越迫切。中國對甚低頻太陽射電爆發(fā)的觀測研究起步較晚，但隨著“嫦娥四號”的成功發(fā)射，著陸器和中繼星上搭載的LFRS和NCLE等設備將開啟中國對空間甚低頻射電觀測研究的新時代。

對于LFRS和NCLE的數(shù)據(jù)降噪處理和射電流量定標等關(guān)鍵技術(shù)正在穩(wěn)步推進，加之由于星上設備開機時間有限，而之前的太陽射電爆發(fā)事件又很少，所以期待太陽活動25周峰年的到來給我們帶來較多的研究樣本，可以對中國的兩臺空間射電信號觀測設備數(shù)據(jù)進行深入處理研究。

在處理數(shù)據(jù)的過程中發(fā)現(xiàn)，甚低頻射電頻譜儀的工作頻率比較低，容易受到星上其它載荷的噪聲干擾，筆者認為，研制低噪聲的衛(wèi)星平臺，或提高星載低頻射電頻譜儀的抗干擾能力等技術(shù)對于空間甚低頻射電觀測尤其重要。

隨著歐美等國家陸續(xù)發(fā)射升空的太陽探測器（最近發(fā)射的PSP、Solar Orbiter），以及中國的太陽抵近探測計劃等，可以明確未來太陽探測的發(fā)展趨勢仍是多波段、多角度、本地+遙測手段相結(jié)合地觀測太陽。就觀測太陽Ⅱ型射電暴而言，已經(jīng)不僅僅滿足于地基和空基的射電頻譜觀測，而向著地基和空基射電成像觀測邁進（例如將于2023年發(fā)射的SunRISE）。這樣就可以完成米波到10米直至百米波的射電頻譜和成像觀測全覆蓋，可以追蹤CME驅(qū)動激波產(chǎn)生Ⅱ型射電暴在整個日地空間的運動和傳播，將有助于研究CME/激波加速、太陽風加速以及日冕和行星際磁場等關(guān)鍵問題，并可以大大提升對災害性空間天氣的預報預警能力。