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熊明 馮學(xué)尚 王威 顏毅華

中國(guó)科學(xué)院國(guó)家空間科學(xué)中心，太陽(yáng)活動(dòng)和空間天氣重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室

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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(yǔ)國(guó)家的膾炙人口的經(jīng)典童謠，形象而生動(dòng)地描述夜空星星閃爍現(xiàn)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(xiàn)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(xiàn)象是由于地球的大氣層的折射和散射效應(yīng)導(dǎo)致的。特別地，當(dāng)存在較強(qiáng)的大氣湍流時(shí)，肉眼可見(jiàn)閃爍明顯增強(qiáng)。以小星星為點(diǎn)光源，人眼類比為探測(cè)器，湍流大氣表現(xiàn)為鏈接星星和人眼的光線傳播介質(zhì)。大氣湍流是大氣極其重要的運(yùn)動(dòng)形式，導(dǎo)致平均風(fēng)速和風(fēng)向以及壓強(qiáng)、溫度、濕度等氣象要素在準(zhǔn)穩(wěn)態(tài)的大氣背景場(chǎng)中疊加多時(shí)空尺度的無(wú)規(guī)則漲落，使得光線折射指數(shù)等大氣光學(xué)特性發(fā)生隨機(jī)起伏。該大氣湍流運(yùn)動(dòng)導(dǎo)致的光學(xué)相位瞬變是夜空星星閃爍的物理本質(zhì)原因。

類似古人已知曉的星星光學(xué)閃爍現(xiàn)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(jì)中葉被發(fā)現(xiàn)存在神秘閃爍的時(shí)序特征，被命名為行星際閃爍(IPS)專有科學(xué)名詞。如圖1 所示，3C48、3C119、3C188、3C147射電源的流量時(shí)序輪廓表現(xiàn)為貝塞爾函數(shù)形狀，類似點(diǎn)光源衍射擴(kuò)展。對(duì)于同一個(gè)致密射電源，該貝塞爾形狀的流量輪廓在不同的觀測(cè)時(shí)間段基本保持不變。根據(jù)英國(guó)劍橋大學(xué)安東尼·休伊什的地基射電觀測(cè)：當(dāng)致密射電天文源過(guò)境當(dāng)?shù)嘏_(tái)站上空時(shí)，其“時(shí)間-流量”觀測(cè)曲線在大尺度表現(xiàn)為貝塞爾函數(shù)的形狀；該貝塞爾形狀的包絡(luò)上疊加有鋸齒狀的隨機(jī)抖動(dòng)信號(hào)，其特征時(shí)間尺度是0.1 至10 秒。如果把射電望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)頻段比喻為通訊信道，那么射電源自身輻射的大尺度時(shí)序流量如同載波，而小尺度的抖動(dòng)則如同傳輸途中外界施加的調(diào)制信號(hào)。該閃爍信號(hào)僅出現(xiàn)在太陽(yáng)附近的天區(qū)，其調(diào)制區(qū)域主要發(fā)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(guò)上中天時(shí)，其射電幅度被太陽(yáng)風(fēng)湍流調(diào)制所形成的行星際閃爍觀測(cè)現(xiàn)象

行星際閃爍的神秘天象歸因于日地空間無(wú)處不在的湍流，受制于太陽(yáng)持續(xù)外流的太陽(yáng)風(fēng)。太陽(yáng)風(fēng)是由太陽(yáng)大氣向行星際空間發(fā)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(huán)境變化。太陽(yáng)風(fēng)湍流譜呈現(xiàn)為多段冪律譜特征：低頻段的含能區(qū)、中間頻段的磁流體尺度的串級(jí)區(qū)、高頻段的離子尺度的第二串級(jí)區(qū)和耗散區(qū)、更高頻段的電子尺度的第三串級(jí)區(qū)和耗散區(qū)。不同于人類日常生活所熟悉的流體湍流，隨著太陽(yáng)風(fēng)湍流能量向離子和電子的動(dòng)理學(xué)尺度的串級(jí)輸運(yùn)，粒子的微觀行為與粒子和電磁場(chǎng)的宏觀擾動(dòng)耦合在一起，表現(xiàn)為湍動(dòng)能量向粒子熱能的轉(zhuǎn)換、微觀電子密度不規(guī)則體的可壓縮性等動(dòng)理學(xué)特征。行星際閃爍的嚴(yán)謹(jǐn)科學(xué)定義可表述為：遙遠(yuǎn)致密射電源輻射在行星際空間傳播時(shí)，被太陽(yáng)風(fēng)等離子體密度的湍流不規(guī)則結(jié)構(gòu)所散射，最終形成射電流量的隨機(jī)起伏現(xiàn)象。

行星際閃爍的觀測(cè)原理如圖2 所示。太陽(yáng)風(fēng)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(shí)，其相位都會(huì)被湍流微觀結(jié)構(gòu)所調(diào)制。太陽(yáng)風(fēng)媒介對(duì)射電波傳播的調(diào)制作用可等效為其傳播路徑的一系列“相位屏”疊加效應(yīng)。從地球的視角來(lái)看，來(lái)自遙遠(yuǎn)射電天文源的平行入射波被太陽(yáng)風(fēng)湍流的多層“相位屏”結(jié)構(gòu)所連續(xù)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(jié)構(gòu)可比喻為波光粼粼的清澈河流，其亮暗相間的斑紋會(huì)隨著太陽(yáng)風(fēng)流動(dòng)而平移，從而表現(xiàn)為太陽(yáng)風(fēng)流動(dòng)的“浮標(biāo)”示蹤物。調(diào)制行星際閃爍現(xiàn)象的太陽(yáng)風(fēng)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(jié)構(gòu)被太陽(yáng)風(fēng)向遠(yuǎn)日輸運(yùn)，依次橫越多個(gè)地基射電望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)視線，并被記錄為射電信號(hào)強(qiáng)弱起伏的一維時(shí)間序列。

圖2使用行星際閃爍手段探測(cè)太陽(yáng)風(fēng)的示意圖

行星際閃爍現(xiàn)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(jiàn)的光學(xué)波段，夜空不是所有的星星都會(huì)光學(xué)閃爍，例如月亮、金星、火星等行星由于距離地球很近，視覺(jué)張角比較大，不能像遙遠(yuǎn)恒星那樣近似為點(diǎn)光源，因而表現(xiàn)為一盞盞穩(wěn)定的明燈掛在天穹。發(fā)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(fā)現(xiàn)的類星體，處于星系中心吸積的活躍星系核，距離地球高達(dá)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(yuǎn)，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(jí)。央斯基是國(guó)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(jī)，那么地面射電望遠(yuǎn)鏡就可以檢測(cè)到它，其強(qiáng)度相當(dāng)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(hào)，地面射電望遠(yuǎn)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”。

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行星際閃爍觀測(cè)史和脈沖星科學(xué)發(fā)現(xiàn)

行星際閃爍現(xiàn)象歸因于太陽(yáng)風(fēng)湍流的密度不規(guī)則體對(duì)射電波的相位調(diào)制，其地基觀測(cè)可用于遙測(cè)太陽(yáng)風(fēng)的微觀湍流譜和宏觀流速，其觀測(cè)史可上溯至諾貝爾獎(jiǎng)獲得者英國(guó)劍橋大學(xué)休伊什的先驅(qū)工作)。休伊什始于1948 年研究射電波在不均勻透明介質(zhì)中傳播過(guò)程的強(qiáng)度起伏，提出“相位屏衍射”理論，并于1962 年預(yù)言：一個(gè)角徑足夠小的射電天文源，其輻射通過(guò)太陽(yáng)日冕及其行星際空間時(shí)將產(chǎn)生明顯的閃爍，其閃爍的時(shí)間尺度在0.1 至10 秒。基于當(dāng)時(shí)的射電技術(shù)水平，行星際閃爍的信號(hào)捕捉需要射電望遠(yuǎn)鏡具有極高的時(shí)間分辨率。為了測(cè)量行星際閃爍，休伊什設(shè)計(jì)國(guó)際首臺(tái)行星際閃爍射電望遠(yuǎn)鏡，其建設(shè)期從1965 年至1967 年7 月，其觀測(cè)頻率為81.5 兆赫茲(對(duì)應(yīng)波長(zhǎng)3.7 米)。如圖3 所示，該望遠(yuǎn)鏡由2048 個(gè)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(guò)21000 平方米。劍橋行星際閃爍望遠(yuǎn)鏡具有當(dāng)時(shí)世界上極為靈敏的射電天線，不僅能接收遙遠(yuǎn)天體的射電輻射，也容易接收臺(tái)站附近的無(wú)線電干擾。為了區(qū)分閃爍源和干擾源，為了測(cè)定行星際爍對(duì)日角距的關(guān)系，都要求對(duì)每個(gè)射電源每天重復(fù)地進(jìn)行測(cè)量，記錄射電源每次過(guò)境臺(tái)站的幾分鐘流量變化，認(rèn)證行星際閃爍的信號(hào)。劍橋行星際閃爍的測(cè)量技術(shù)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(dāng)時(shí)劍橋射電干涉儀在159兆赫茲頻率觀測(cè)的全球最享盛名3C星表也只有角分量級(jí)的空間分辨率。

圖3國(guó)際首臺(tái)行星際閃爍射電望遠(yuǎn)鏡，其構(gòu)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(shè)備竟然為發(fā)現(xiàn)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(xué)獎(jiǎng)。休伊什設(shè)計(jì)的行星際閃爍望遠(yuǎn)鏡也特別適合觀測(cè)脈沖星：其巨大接收面積解決脈沖星的輻射特別微弱的問(wèn)題；其0.1 秒的接收機(jī)時(shí)間分辨率恰好比大多數(shù)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(qiáng)；行星際閃爍的觀測(cè)要求重復(fù)測(cè)量則是發(fā)現(xiàn)這種與“人工干擾”很像的脈沖星信號(hào)所必不可少的步驟。隨著1967 年8 月劍橋大學(xué)行星際閃爍望遠(yuǎn)鏡的建成和啟用，當(dāng)年在劍橋大學(xué)跟隨休伊什攻讀博士學(xué)位的喬瑟琳? 貝爾對(duì)全天所有可能測(cè)得著的射電天體系統(tǒng)地進(jìn)行觀測(cè)，每天檢查大約30 米長(zhǎng)的紙帶觀測(cè)數(shù)據(jù)。當(dāng)時(shí)望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到的數(shù)據(jù)是記錄到紙帶上，只能由人眼識(shí)別來(lái)判斷射電天文信號(hào)。作為脈沖星的最先發(fā)現(xiàn)者，貝爾功績(jī)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(cè)研究。她對(duì)觀測(cè)資料的分析一絲不茍，不放過(guò)任何一個(gè)疑點(diǎn)，終于發(fā)現(xiàn)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(dāng)年的情形“記錄紙帶在筆尖下徐徐移動(dòng)，我看得出這種信號(hào)是由一系列脈沖所組成；我又覺(jué)得這些脈沖好像是等時(shí)間間隔的，當(dāng)我從觀測(cè)儀器中把紙帶一取出來(lái)，這種猜測(cè)馬上就得到證實(shí)。相鄰脈沖的時(shí)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(dāng)時(shí)認(rèn)為這種脈沖只能是人為的現(xiàn)象。這在當(dāng)時(shí)的具體條件下還有相當(dāng)?shù)览怼２贿^(guò)，我不知怎么的，總有點(diǎn)不明白，何以見(jiàn)得這不是來(lái)自某一星體呢？由于這件事畢竟吸引住了他。第二天，正當(dāng)該射電源通過(guò)望遠(yuǎn)鏡視場(chǎng)的時(shí)候，他來(lái)到現(xiàn)場(chǎng)并幸運(yùn)地目睹了那些脈沖。”該不可思議的神秘脈沖信號(hào)在觀測(cè)記錄紙帶上被貝爾標(biāo)記為“小綠人一號(hào)(LGM-1)”的昵稱，當(dāng)時(shí)被懷疑是外星文明發(fā)出的信號(hào)。這類極其規(guī)律的時(shí)變輻射顯然不是來(lái)源于當(dāng)時(shí)已知的任何天體，遠(yuǎn)超出當(dāng)時(shí)的學(xué)術(shù)界認(rèn)知前沿。該遙遠(yuǎn)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(yù)為“宇宙燈塔”。后續(xù)科學(xué)研究認(rèn)定脈沖星其實(shí)就是旋轉(zhuǎn)的中子星，雖然Walter Baade 和Fritz Zwicky 早于1934 年就提出大質(zhì)量恒星死亡后形成的致密殘骸“中子星”的概念。

圖4發(fā)現(xiàn)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(xiě)；B是1950年建立的標(biāo)準(zhǔn)歷元貝塞爾紀(jì)元B1950.0的首字母；1919+21代表了脈沖星的赤道坐標(biāo)位置赤經(jīng)19時(shí)19分與赤緯+21度。)

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日地空間天氣的行星際閃爍監(jiān)測(cè)手段

日地空間包括太陽(yáng)大氣、行星際空間、磁層、電離層等多個(gè)關(guān)鍵空間區(qū)域，這些區(qū)域的狀態(tài)顯著受控于太陽(yáng)活動(dòng)，表現(xiàn)出非常復(fù)雜的時(shí)空變化特征。太陽(yáng)風(fēng)暴泛指太陽(yáng)大氣中發(fā)生的持續(xù)時(shí)間短暫、規(guī)模巨大的能量釋放過(guò)程，常表現(xiàn)為太陽(yáng)耀斑、日冕物質(zhì)拋射等現(xiàn)象，向行星際空間輸出增強(qiáng)的電磁輻射、高能帶電粒子流、等離子體云，從而劇烈擾動(dòng)日地空間甚至整個(gè)日球?qū)樱憩F(xiàn)為災(zāi)害性的空間天氣事件。空間天氣的科學(xué)研究和業(yè)務(wù)預(yù)報(bào)必須從日地系統(tǒng)的耦合角度來(lái)剖析“太陽(yáng)大氣爆發(fā)—行星際空間傳播—地球空間響應(yīng)”的因果時(shí)序完整鏈。行星際空間扮演銜接太陽(yáng)和地球的關(guān)鍵紐帶作用，是日地系統(tǒng)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(zhǎng)的一條鏈，也是目前最缺乏空間連續(xù)性監(jiān)測(cè)的區(qū)域。

地基射電望遠(yuǎn)鏡通過(guò)探測(cè)天文致密源的射電輻射，感知太陽(yáng)風(fēng)湍流引起的流量閃爍信號(hào)，遙測(cè)行星際太陽(yáng)風(fēng)的徑向速度和密度變化，因而是行星際空間天氣常規(guī)監(jiān)測(cè)的有效地基設(shè)備。行星際閃爍研究大致分為三個(gè)階段：(1) 1970 年之前，主要研究太陽(yáng)風(fēng)的電子密度不規(guī)則體結(jié)構(gòu)、太陽(yáng)風(fēng)速度、致密射電源角徑大小；(2) 20 世紀(jì)70 年代末至90 年代初，主要研究日地空間射電源瞬變現(xiàn)象，開(kāi)展短期日地?cái)_動(dòng)預(yù)報(bào)；(3) 20 世紀(jì)90 年代初至今，研究太陽(yáng)風(fēng)與日球?qū)佑^測(cè)的對(duì)比、行星際擾動(dòng)與地磁活動(dòng)預(yù)報(bào)等。

地基行星際閃爍觀測(cè)不但能測(cè)量很寬日心距和高日球緯度的太陽(yáng)風(fēng)速度，而且能長(zhǎng)期監(jiān)測(cè)行星際空間和跟蹤行星際激波傳播。以行星際閃爍觀測(cè)數(shù)據(jù)為基礎(chǔ)，從長(zhǎng)期可預(yù)報(bào)太陽(yáng)活動(dòng)周尺度上的背景太陽(yáng)風(fēng)演化，從短期可預(yù)報(bào)行星際激波到達(dá)地球的時(shí)間和速度。行星際閃爍研究是空間物理學(xué)和空間天氣學(xué)領(lǐng)域的重要分支。基于行星際閃爍觀測(cè)的重要科學(xué)貢獻(xiàn)可歸納為：太陽(yáng)風(fēng)湍流譜的形狀和振幅、太陽(yáng)風(fēng)高速流的徑向加速剖面、行星際大尺度擾動(dòng)的三維層析反演(如圖5)、行星際激波擾動(dòng)和地磁活動(dòng)預(yù)報(bào)等。如圖6 所示，基于行星際閃爍觀測(cè)數(shù)據(jù)的大樣本統(tǒng)計(jì)分析，發(fā)現(xiàn)：(1) 行星際激波傳播向日球電流片方向偏轉(zhuǎn)和會(huì)聚；(2) 電流片將阻礙激波的跨越傳播，并產(chǎn)生近地空間環(huán)境變化的電流片同、異側(cè)效應(yīng)。

圖5借助計(jì)算機(jī)層析成像的先進(jìn)反演算法，行星際閃爍的多視線探測(cè)能反演行星際擾動(dòng)傳播的三維空間分布。其中，紅點(diǎn)和藍(lán)點(diǎn)分別表示太陽(yáng)和地球。

圖6基于行星際閃爍觀測(cè)，揭示子午面內(nèi)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(yáng)北極、太陽(yáng)南極、太陽(yáng)赤道面、耀斑在日面的法向、日球?qū)与娏髌恢谩?/p>

地基行星際閃爍射電望遠(yuǎn)鏡可與天基衛(wèi)星觀測(cè)手段形成優(yōu)勢(shì)互補(bǔ)，從而極大增強(qiáng)對(duì)太陽(yáng)風(fēng)暴擾動(dòng)傳播的探測(cè)能力。衛(wèi)星就位測(cè)量受限于衛(wèi)星軌道，只能對(duì)行星際空間作有限零星點(diǎn)的采樣，無(wú)法給出行星際三維大尺度結(jié)構(gòu)全貌。天基白光成像受限于低時(shí)空分辨率，無(wú)法診斷行星際局域空間的微觀等離子體狀態(tài)。地基行星際閃爍觀測(cè)能彌補(bǔ)衛(wèi)星就位測(cè)量和天基白光成像的相對(duì)不足，通過(guò)每日監(jiān)測(cè)太陽(yáng)周圍廣袤天區(qū)的致密射電天文源的閃爍幅度，從而遙測(cè)行星際大尺度擾動(dòng)傳播的鋒面結(jié)構(gòu)。當(dāng)前仍在每日常規(guī)觀測(cè)的行星際閃爍專用射電望遠(yuǎn)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(guó)在行星際閃爍觀測(cè)數(shù)據(jù)的分析和建模方面起步較早且有所建樹(shù)，但我國(guó)在行星際閃爍設(shè)備硬件方面與國(guó)際同行有歷史上的顯著差距，在國(guó)家子午工程二期實(shí)施之前一直沒(méi)有行星際閃爍觀測(cè)專用的射電天線。

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我國(guó)子午工程二期的行星際閃爍監(jiān)測(cè)儀

子午工程的行星際閃爍監(jiān)測(cè)望遠(yuǎn)鏡是我國(guó)首臺(tái)專門(mén)用于行星際閃爍觀測(cè)的射電望遠(yuǎn)鏡，采用一主站兩輔站的協(xié)同聯(lián)測(cè)方式，分別部署于內(nèi)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(shí)現(xiàn)對(duì)3 個(gè)頻點(diǎn)的觀測(cè)。三臺(tái)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(duì)行星際閃爍的輻射強(qiáng)源，三站點(diǎn)的協(xié)同觀測(cè)能夠記錄行星際閃爍瞬變信號(hào)的時(shí)空變化特征，通過(guò)行星際閃爍的多時(shí)序數(shù)據(jù)的互相關(guān)分析，測(cè)量行星際太陽(yáng)風(fēng)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(dá)330 噸，其軸向沿南北方向，其機(jī)械結(jié)構(gòu)是分體式、運(yùn)動(dòng)部分隔離的設(shè)計(jì)方案。在東西方向的不同天線俯仰角度，140 米整軸長(zhǎng)的機(jī)械結(jié)構(gòu)件都能保持俯仰轉(zhuǎn)動(dòng)同步和天線幾何面型，并同時(shí)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(shè)計(jì)，沿軸向放置592 個(gè)饋源而構(gòu)成超長(zhǎng)饋線，消除饋源之間的互耦效應(yīng)，保證饋線的幅度和相位一致性，構(gòu)成高穩(wěn)定且低噪聲的數(shù)字波束合成信號(hào)鏈路。所有柱面天線受控于銣鐘計(jì)時(shí)基準(zhǔn)，在南北方向上實(shí)施一維相控陣的電掃描，快速指向天區(qū)的16 個(gè)方向，實(shí)時(shí)記錄雙頻雙極化的射電天文信號(hào)。

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(cè)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(guó)家子午工程二期的重大設(shè)備，行星際閃爍射電設(shè)備的科學(xué)目標(biāo)定位于：揭示行星際背景太陽(yáng)風(fēng)的三維時(shí)空分布及其在太陽(yáng)卡靈頓周和太陽(yáng)活動(dòng)周尺度的長(zhǎng)期演化規(guī)律；理解日冕物質(zhì)拋射和共轉(zhuǎn)流相互作用區(qū)在行星際空間的傳播過(guò)程，建立太陽(yáng)風(fēng)暴與地球空間響應(yīng)的因果關(guān)聯(lián)；解密近日太陽(yáng)風(fēng)在不同源區(qū)的湍流差異及其對(duì)不同類型太陽(yáng)風(fēng)形成的動(dòng)理學(xué)效應(yīng)。子午工程的行星際閃爍射電望遠(yuǎn)鏡突破超大型可動(dòng)拋物柱面天線的高精度同步控制、超長(zhǎng)饋線互耦效應(yīng)的測(cè)量與校正、數(shù)字波束合成鏈路中的幅度和相位的高穩(wěn)定接收、觀測(cè)數(shù)據(jù)驅(qū)動(dòng)的行星際三維磁流體數(shù)值層析重構(gòu)等核心關(guān)鍵技術(shù)。特別地，主站射電望遠(yuǎn)鏡天線的總反射面積相當(dāng)于2.5 個(gè)標(biāo)準(zhǔn)足球場(chǎng)，朝天時(shí)最大高度為29 米，壯觀地屹立在內(nèi)蒙古大草原，被贊譽(yù)為“草原天眼”的地標(biāo)性建筑。

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總結(jié)和展望

發(fā)源于英國(guó)劍橋大學(xué)的行星際閃爍射電望遠(yuǎn)鏡是世界科技史上貢獻(xiàn)出1974 年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)的里程碑設(shè)備，迅速激勵(lì)美國(guó)、前蘇聯(lián)、日本、印度等國(guó)競(jìng)相建立同類專用設(shè)備，在歷史上極大推動(dòng)了無(wú)線電波的衍射傳播、類星體星表的精密測(cè)量、太陽(yáng)風(fēng)湍流和加速、行星際激波傳播等科學(xué)前沿。等到20 世紀(jì)80 年代的改革開(kāi)放初期，我國(guó)的行星際閃爍研究已經(jīng)二十年滯后于國(guó)際潮流，開(kāi)始奮起追趕國(guó)際前沿。我國(guó)射電天文學(xué)的先驅(qū)王綬琯院士于1985 年建成由28 個(gè)9 米拋物面天線組成的我國(guó)首臺(tái)大型射電天文設(shè)備“密云米波綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡MSRT”，于1990 年提出利用MSRT 開(kāi)展行星際閃爍觀測(cè)研究的指導(dǎo)意見(jiàn)，實(shí)時(shí)將MSRT所有天線的信號(hào)同相相加，得到等效口徑47 米的望遠(yuǎn)鏡，開(kāi)展行星際閃爍的試觀測(cè)實(shí)驗(yàn)(王綬琯1990)。我國(guó)子午工程科學(xué)構(gòu)想的提出者魏奉思院士以行星際閃爍觀測(cè)數(shù)據(jù)為基礎(chǔ)，綜合行星際擾動(dòng)過(guò)程的物理模型并運(yùn)用模糊數(shù)學(xué)概念，提出一種預(yù)報(bào)由太陽(yáng)風(fēng)暴吹向地球而引起的地磁擾動(dòng)的“ISF”方法，改善空間天氣事件中的地磁擾動(dòng)預(yù)報(bào)(魏奉思等2003)。

隨著“十三五”子午工程二期項(xiàng)目的建設(shè)實(shí)施，行星際閃爍射電監(jiān)測(cè)儀被列為“太陽(yáng)—行星際”分系統(tǒng)的重大設(shè)備，我國(guó)行星際空間天氣的研究和預(yù)報(bào)領(lǐng)域迎來(lái)前所未有的機(jī)遇期。子午工程行星際閃爍監(jiān)測(cè)儀擁有我國(guó)最大口徑的拋物柱面天線，是我國(guó)首臺(tái)且全球最大的專門(mén)用于行星際閃爍觀測(cè)的射電望遠(yuǎn)鏡，其天線口徑、噪聲溫度、探測(cè)靈敏度均處于國(guó)際領(lǐng)先水平。該設(shè)備正填補(bǔ)我國(guó)行星際日常監(jiān)測(cè)的盲區(qū)，遙測(cè)行星際太陽(yáng)風(fēng)速度，追蹤太陽(yáng)風(fēng)暴在行星際空間的動(dòng)態(tài)傳播過(guò)程，從而為我國(guó)行星際空間天氣預(yù)報(bào)提供自主的原始觀測(cè)數(shù)據(jù)和定量數(shù)值預(yù)報(bào)產(chǎn)品。

致謝：國(guó)家自然科學(xué)基金面上項(xiàng)目資助(42074208)

本文選自《現(xiàn)代物理知識(shí)》2024年4期YWA編輯

來(lái)源：《現(xiàn)代物理知識(shí)》

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