太陽射電觀測有記錄的歷史最早可以追溯到1890年，托馬斯·愛迪生提出利用電纜纏繞鐵礦石的方法探測太陽射電信號，然而這一試驗并沒有付諸實施。英國物理學家Sir Oliver J. Lodge在1897-1900年間建造了一個比愛迪生設想更復雜的太陽射電探測器，但靈敏度仍然不足。隨后，德國天文學家Johannes Wilsing 和 Julius Scheiner建造的一個設備也沒有觀測到太陽的射電信號，但他們是第一個將太陽射電觀測目標寫下來并發(fā)表的天文學家。

1900年，法國研究生Charles Norman建造了一個線天線，安裝在阿爾卑斯山的冰川上，他已經(jīng)非常接近于探測到太陽低頻射電爆發(fā)信號。然而，不幸的是，當時正處于太陽活動的谷年。此后，太陽射電觀測沉寂了很多年，直到20世紀20年代，英國物理學家OliverHeaviside證實了電離層的存在，射電天文學家才意識到只有高頻射電接收機（>20MHz）才能接收到穿透地球電離層的太陽射電信號。

1942年，英國防空雷達受到了強烈射電干擾，后經(jīng)分析發(fā)現(xiàn)與太陽耀斑爆發(fā)相關。同年，美國貝爾實驗室首次探測到寧靜太陽的1厘米和10厘米的射電輻射（1945年發(fā)表）。美國天文學家Grote Reber利用自制的射電望遠鏡在持續(xù)的觀測中探測到160MHz的強太陽射電信號，并于1944年在ApJ上發(fā)表了相關研究論文（圖1），成為第一個發(fā)表太陽射電觀測結果的天文學家。二戰(zhàn)結束后，太陽射電天文學迎來了空前蓬勃的發(fā)展。

圖1. Reber 的射電望遠鏡以及論文中太陽經(jīng)過銀河系中心的射電信號（圖源：Reber G., ApJ,1944）

早期的太陽射電望遠鏡一般是在單個或幾個頻點上探測太陽射電輻射在不同極化方向上的總流量，這種設備又叫流量計或偏振計，例如美國空軍天文臺的射電太陽望遠鏡監(jiān)測網(wǎng)、懷柔基地的2840流量計、日本NoRP偏振計（7個頻點）等。這些設備采用超外差結構的接收機，利用平方律檢波器和積分器實現(xiàn)對太陽射電信號功率的檢測。太陽物理學家們發(fā)現(xiàn)，太陽在10.7厘米波段的射電輻射強度與太陽活動的相關性最好，因此從上世紀六十年代起國際上建立了許多10.7cm太陽射電流量計，作為太陽活動監(jiān)測和預報的工具。我國在70年代建設的第一臺太陽射電望遠鏡也正是這樣一臺流量計（圖2）。

圖2. 懷柔2840流量計（左）和從上世紀70年代開始的觀測記錄（右）（圖源：歷史資料）

然而，對于太陽物理研究來說，射電寬帶動態(tài)頻譜觀測是至關重要的，也是太陽射電觀測必然的發(fā)展方向。在頻譜分辨率低時，可采用多組接收機并行工作；而在頻譜分辨率要求較高時，需要采用快速改變本振頻率的方式來實現(xiàn)寬帶頻率連續(xù)掃描。隨著寬帶模擬和數(shù)字接收技術的發(fā)展，超寬帶、高頻譜分辨和高時間分辨的動態(tài)頻譜觀測已經(jīng)可以實現(xiàn)。20世紀90年代以來，國內(nèi)外建立了大量高分辨率動態(tài)頻譜儀，頻譜分辨率達到0.2MHz，時間分辨率達到2ms，利用這些設備獲得了大量科學發(fā)現(xiàn)（圖3）。

圖3. 懷柔太陽射電寬帶動態(tài)頻譜儀和部分該設備首次觀測并由我國科學家命名的射電爆發(fā)（右上：“魚群”爆發(fā)，右下：“手型”爆發(fā)）（圖源：Huang& Tan, ApJ, 2012）

為了進一步研究太陽表面劇烈的爆發(fā)活動，射電爆發(fā)的空間分布信息至關重要，這就需要對太陽進行射電成像。利用望遠鏡對觀測目標進行射電成像的技術主要有掃描式、多波束方式以及綜合孔徑方式等多種（圖4）。

圖4. 射電成像的技術手段，掃描方式（左），多波束方式（中），綜合孔徑方式（右）（圖源：鄭興武，射電望遠鏡天線）

利用單個射電望遠鏡單饋源即可以實現(xiàn)掃描方式的射電成像，這種方式實現(xiàn)簡單，但時間分辨率很低，空間分辨率受限于單個望遠鏡的口徑。即是像FAST這樣大口徑的望遠鏡，在最高工作頻率3GHz處通過掃描方式對太陽成像的空間分辨率約1.5角分，整個太陽也僅有約400個像素。

更為重要的是大口徑望遠鏡觀測太陽時還需要解決散熱問題，要不然望遠鏡就會變成一個“太陽灶”。在毫米-亞毫米波段，由于波長很短，利用掃描方式仍然可以獲得不錯的太陽射電圖像。圖5為ALMA望遠鏡的太陽掃描成像，在約2分鐘內(nèi)可以獲取一幅全日面圖像。對于寧靜太陽的研究，這樣的時間分辨率是可以接收的。

圖5. 智利阿卡塔瑪毫米-亞毫米波望遠鏡 ALMA的掃描成像，右圖為望遠鏡掃描路徑（圖源：https://www.almaobservatory.org/）

多波束成像則利用單個拋物面望遠鏡焦點處的相控陣饋源（PAF）來實現(xiàn)單次多波束快速成像，實現(xiàn)相對簡單。這種方式同樣也受限于望遠鏡口徑，空間分辨率不高，且波束數(shù)有限。隨著數(shù)字技術發(fā)展，新一代低頻射電望遠鏡多采用數(shù)字化方式實現(xiàn)信號的接收和處理，如歐洲低頻陣LOFAR、美國的長波陣LWA、澳大利亞的墨其森寬視場陣MWA和平方公里陣SKA等。這種望遠鏡的優(yōu)點是可以利用數(shù)字波束合成技術實現(xiàn)望遠鏡的靈活指向，在資源充足的情況下可以一次形成上百個波束來實現(xiàn)快速成像。圖6為LOFAR的太陽射電爆發(fā)成像。

圖6. LOFAR的低頻多波束太陽射電成像，LOFAR陣列形成的127個波束（中），太陽的低頻射電爆發(fā)成像（右）（圖源：Kontar, E. P. et al.， Nature communications，2017）

綜合孔徑技術是一種同時具有高空間和高時間分辨率的射電成像技術。專門用于太陽觀測的綜合孔徑射電望遠鏡也稱為射電日像儀。與一般射電源不同，太陽是展源，變源，且信號的動態(tài)范圍很大，要求射電日像儀具有很好的瞬時成像能力，且圖像的動態(tài)范圍要高，這就對太陽射電日像儀提出了不同的挑戰(zhàn)，例如陣型設計、接收鏈路動態(tài)范圍設計等。

初期的射電日像儀僅能在單個或少數(shù)幾個頻點實現(xiàn)對太陽快速成像，如日本野邊山射電日像儀（NoRH），法國南茜射電日像儀（NRH）以及俄羅斯西伯利亞的射電日像儀（SSRT）。為了實現(xiàn)高頻譜分辨率的太陽射電成像，我國研制了明安圖射電頻譜日像儀（MUSER），于2016年建成并投入使用，可以在~200ms內(nèi)實現(xiàn)0.4-15GHz頻段內(nèi)584個頻率通道的快速射電成像（圖7）。

升級后的俄羅斯SSRT和美國E-OVSA也實現(xiàn)了太陽射電頻譜成像。此外，國際上許多非太陽專用的大型射電望遠鏡也可以對太陽進行全日面或是局部的射電成像，如美國甚大陣（VLA），印度巨型米波陣GMRT、澳大利亞的MWA等。

圖7. 明安圖射電頻譜日像儀MUSER及其在4.1875GHz的太陽成像結果（圖源：Y. Yan,et al., Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 2021）

受到地球大氣層透明度的限制，在大部分毫米-亞毫米波以及甚低頻（<30MHz）頻段，地基射電望遠鏡很難開展太陽射電觀測。為此，我國科研人員提出了在空間建設太陽毫米波譜像結合寬帶動態(tài)探測器以及日地L5點的太陽甚低頻射電陣列等設想。此外，探測行星際閃爍（IPS）信號也可以實現(xiàn)對太陽風的觀測。國家子午工程二期正在建設的中國行星際閃爍望遠鏡（圖8）正是要實現(xiàn)對整個日地空間太陽風結構和擾動的監(jiān)測。

圖8. 中國IPS望遠鏡主站望遠鏡設計圖，由三個140m×40m的拋物柱面構成（圖源：中電54所提供）

未來，隨著一系列新一代空間及地面射電望遠鏡的建設，太陽射電天文學必將迎來全新的發(fā)展。

作者簡介：陳林杰，中國科學院國家天文臺高級工程師，主要從事太陽射電望遠鏡及陣列的信號處理與成像、甚低頻射電天文以及超高能宇宙線和中微子的射電探測研究。

文稿編輯：趙宇豪