人们总是对流星雨充满了浪漫的想象。想看流星雨，一般要去远离光污染的郊外，但是在城市生活的我们，年年都听说有流星雨，但就是从来没有见到过。 

（图片来源：网络截图）

    如果你缺少特意跑到郊外看流星的“追星”热情，又想趁此机会浪漫一下，怎么办？或许你可以闭上眼睛，用另外一种方式感知流星，听流星的“声音”。

流星雨从哪里来

    流星雨来自太阳系中某些彗星、小行星的碎片。这些星体运行在大椭圆轨道上，几十年至上百年绕太阳一周，当它们接近太阳时，受到太阳风的作用会喷射出大量颗粒。这些颗粒直径介于100微米至10米之间，密度、质量很低（0.1～0.5 g/cm³），含有钠、锂、铁、镁、铝、钙等多种元素。在几个世纪的时间内，这些颗粒在彗星或小行星的轨道附近形成一条广阔的尘埃带。

    每当地球穿越这些尘埃带时，彗星或小行星的碎片以18km/s的平均速度投射进地球大气，流星雨就会降临地球。由于地球轨道与尘埃带之间的方位是固定的，因此在夜空上看来流星雨似乎是从同一个位置投射出来，流星雨的名字就用辐射中心处的星座命名。 

图1  地球在彗星留下的流星体带中穿行而过

    例如每年12月中旬，地球会从小行星Phaeton产生的碎片带中穿行而过，在观测条件好的情况下，以双子座为中心，平均每小时能看到120颗流星，这就是双子座流星雨。

    那么我们要如何才能听到流星呢？这要从我们熟悉的收音机说起。

高层大气电离 传播电波信号

    距地表60公里至几千公里的高层大气被太阳紫外线电离，称为电离层。电离层能够反射频率低于30MHz的短波无线电波。电波在地面和电离层之间来回反射，可以传播到上千公里之外。

    常听广播的朋友可能会注意到，收音机可以接收到的广播频段分为两种，一种是频率比较低（3-30MHz）的AM调幅广播，另一种为频率较高（87.5-108MHz）的FM调频广播。AM调幅广播就是利用电离层反射的方式传播的。条件好的情况下，来自大洋彼岸的AM广播都能被接收到。一般来讲，电离层只能反射低频的无线电波。频率较高的FM调频广播不会受电离层反射，在大气层中只能沿直线传播。由于广播信号受地平线阻挡，传播距离会大大缩短。正因为如此，收音机通常只能接收到同城几十公里以内的FM广播信号。

图2 电离层反射无线电波

    流星“转播”声音的原理与电离层传播AM广播信号的原理类似。当流星雨来临时，大量的流星体在电离层底部与大气作用，烧蚀殆尽，留下一道道被电离的轨迹。这些轨迹可能有几十公里长，位于距离地面80~120公里的高度上，称为流星余迹。流星余迹增大了低层电离层的电子、离子密度。在一些情况下，流星余迹会像电离层对AM无线电波的作用一样，反射高频率的FM无线电波。这样我们就能突然听到由流星带来的远方电台的声音。

图3 流星产生余迹（图来自网络）

 一起来“听”流星雨 

    怎样收听流星“转播”的FM广播呢？首先我们需要找到一个目标电台。由于流星余迹的高度在100公里左右，它能够“转播”的电台与收听者的距离需要在1000至2000公里之间。我们可以拿出中国地图，在距离本地1000至2000公里之间找一个大城市，上网查询一下这个城市热门的广播电台频率。电台功率越大，收听到的几率也就越大。选择一个跟本地电台频率不冲突的电台，把收音机调到这个频率上。

    如果你足够幸运，当一颗流星幸运地出现在收听者和电台的正中间时（距离我们500至1000公里处），收音机里的“嘶嘶”声会突然变为电台节目的声音。由于流星尾迹在几秒的时间内快速消散，信号就会消失，收音机里很快会又会变回无信号的状态。如果这颗幸运流星迟迟不出现，我们还可以试试其它方向的电台，碰碰运气。

    为我们“转播”节目的流星一般离我们很远，位于地平线附近，因此是看不到的，只能通过这种方法听到它们的“声音”。这一现象称为流星突发通信。它可使半径2000 km 以内的两个点之间短暂达到通信条件，而不需要中继器的帮助。实际上，更多情况下流星雨对电波通信的影响是负面的。流星尾迹的等离子体可能引起不规则反射和漫反射，改变电波传播的路径、分散电波的强度，降低通讯质量。例如在1966 年超大规模的狮子座流星雨来临时，流星尾迹造成电离层电子密度上升了100倍，电波传播被严重破坏。流星雨的精确的预报一般参考国际流星组织(IMO)的年度流星雨日历，每年6-8月以及10-12月均有较大的流星雨出现。

    下次流星雨来临时，虽然在城市中难以一睹流星的阵容，但可以打开收音机，试试收听流星的“声音”，想想也是非常浪漫呢~

1   日冕

      太阳，就像地球内部有分层结构、外部有大气层一样，根据物理性质的不同，太阳从内到外也可分成若干层次。我们肉眼看到的发光圆球只不过是太阳的一个圈层——光球。光球以内是太阳内部，从里到外依次分为核心、辐射层和对流层；光球以外是色球和日冕，它们与光球统称为太阳大气。

图1  太阳的分层结构

     我们平常用肉眼看到的非常耀眼的太阳圆面就是太阳的光球。可见光波段的太阳电磁辐射几乎全部是由光球发射出来的，这也是称之为“光球”的原因。它有一个非常清晰的边界，太阳的直径就是以这个边界来定义的。

    色球是紧挨着光球上面的气层，它的物质密度比光球更低，温度反而比光球高。平时，色球被地球大气分子和尘埃散射的太阳光完全淹没了，所以人们看不见它。当发生日全食时，月亮遮掩了光球明亮光辉的一瞬间，大气与尘埃散射的太阳光也同时消失，便可在黑暗的天空背景上看到在月轮边缘上呈现粉红色的锯齿形状，那就是色球。色球边缘不像光球那样清晰整齐，其结构很不均匀，平均厚度大约是2500公里.

    日全食时，如果从粉红色区域的色球再往外面看，还能够看到一片银白色的光辉，这就是太阳的最外层大气——日冕。

 图2   日全食原理图日全食照片（2009/7/22）

2   日冕的监测

     日冕仪发明思想来源于日全食，是由法国科学家李奥发明的。根据日全食的原理，日冕仪实际就是一架安装了遮挡盘的太阳望远镜。遮挡盘就像一个人工“月球”，挡在望远镜和太阳中间，把太阳光遮掉，形成人造日全食。

    日冕仪大多采用折射系统，主要有内掩式和外掩式两种日冕仪。内掩式日冕仪的遮挡盘置于望远镜的筒内，外掩式日冕仪的遮挡盘则安装在主镜前方。由于日冕光十分微弱，不采取措施的话，日冕就会淹没在仪器内外的散射光中。因此消除散射光是日冕仪设计和制造的关键问题。

    在内掩式日冕仪的光学结构的物镜焦点处，设置投影直径等于太阳光球像大小的遮挡盘，将来自光球部分的太阳光反射出镜筒。外围光线经过照相透镜，聚焦在照相底片上，就得到了日冕像。成像光路中物镜采用单块薄透镜，目的是将透镜材料及玻璃到空气界面数减少到最低限度，有利于减少材料内部和界面反射引起的散射光.

图3 内掩式日冕仪光学结构图

    对于外掩式日冕仪，光球部分的光线在未进入镜筒前就被挡住了，这样可以有效减小日冕仪内部散射光的大小，使外掩式日冕仪能观测到光强很弱的外冕，但其缺点是遮挡盘引起的渐晕使其无法观测到内冕，一般外掩式日冕观测到的日冕内限约为2个太阳半径。

    通过日冕仪对日冕物质抛射的发现是空间观测技术发展的一个重要成果。1973年美国海军实验室的轨道太阳观测台OSO-7卫星首先观测到一些突如其来的物质抛射使日冕结构发生了突然变化，这种抛射不仅涉及很高的质量和能量，而且发生频繁。随后，高山天文台安装在美国天空实验室Skylab卫星上的日冕仪于1973年5月至1974年2月期间对日冕物质抛射现象进行了首次常规监测。70年代中期，美国的“太阳风”卫星Solwind P78-1、太阳峰年卫星SMM、国际日地探测卫星ISEE-3号及太阳神卫星Helios等积累了大量日冕物质抛射现象的观测资料。90年代以来，阳光卫星Yohkoh和太阳与日球层观测卫星SOHO上的相关仪器对日冕的成像观测更是让天文学家“瞪大了眼睛”，对日冕物质抛射现象充满了极大的兴趣

图4 不同形态日冕物质抛射

     过去，人们往往把观测到各种日地空间环境扰动，如行星际激波、太阳质子事件、磁暴、极光和电离层骚扰等，几乎全部归因于太阳耀斑。然而，经过近40年对日冕物质抛射及其相关现象的观测与分析研究，我们越来越认识到日冕物质抛射所造成的日地空间环境扰动并不亚于太阳耀斑。对地球的高能粒子环境和地磁环境造成的扰动，日冕物质抛射似乎是比太阳耀斑更重要的肇事源。

3   “地掩天蚀”—揭秘太阳风起源

    在自然条件下，只有出现日全食的时候才能观测日冕，而日全食很少发生。利用人工设计的仪器——日冕仪进行观测，又受到日冕仪光学系统中的杂散光等多种影响，日冕观测能力受限。

        “我们借鉴月亮遮挡太阳形成日食的原理，想到地球也能作为遮挡物，可以将望远镜放在太阳和地球连线的远端进行日冕观测”，这是“地掩天蚀”项目负责人中科院国家中间中心的罗冰显研究员概括他们的设计理念。

图5   在太空观测日食的概念图

     罗冰显团队经过详细计算后发现，最合适的观测点距离地球约140万公里，位于日地第二拉格朗日点附近。在这里，望远镜在日地引力和微小的推力作用下，就可与地球以相同的角速度绕太阳公转，太阳、地球、望远镜三者的相对位置保持不变，且地球能恰好完全遮挡太阳，可以获得长时间、高精度的日冕观测数据。

图6   在太空观测日食的概念图

         2018年6月，罗冰显与中国科学技术大学申成龙教授、以及中国科学院微小卫星创新研究院的王亚敏博士组成的研究团队带着这个被命名为“地掩天蚀”的观测设想，参加了在深圳举行的“率先杯”未来技术创新大赛，并位列30个优胜项目之一。

图7  空间中心“率先杯”决赛队伍

     罗冰显说，要实施这个计划还面临两大技术挑战：一是为了获得尽可能长的观测时间，探测器需长期保持在地球阴影区，太阳光照缺失，无法采用传统的太阳能电池阵解决探测器供电问题；二是探测器随着地球一起绕太阳公转时，惯性加速度与日地引力存在细微的不平衡，需要额外的推力来进行补偿。

    目前项目团队正在进一步论证各种解决方案，比如采用放射性同位素电源解决电力问题，通过轨道优化、高比冲推进器解决引力补偿问题等。另一个方案是在合适的太阳光照区域部署太阳帆航天器，与位于阴影区的日冕探测器用系绳连接，这样既能为探测器供电，又能利用太阳光对太阳帆产生的压力平衡引力。罗冰显说“具体采用什么方式，还有没有其他更好的方式，还需要更深入的研究” 。

        “对太阳的认识是人类了解宇宙奥秘、揭示生命规律的重要方式。此外，太阳经常会发生爆发活动，这些爆发活动会影响卫星、电网、海底电缆、输油管道、飞机、定位导航、通讯等人类赖以生存的高技术系统。因此，人类需要具备太阳爆发活动的预警能力，以应对太阳风暴的影响。如果’地掩天蚀’计划能够实施，将大幅度提升现有日冕观测能力，有望帮助解开日冕加热、太阳风暴的秘密，也能服务于空间环境预报，应对太阳风暴对人类技术系统的影响。”罗冰显说。

年经的中国科学家们，为你们点赞，加油！！！

    在南北两极附近地区的夜晚，偶尔可以看到几条光带横跨天空，把黑暗的夜空照得一片光亮，这种壮丽动人的景象就是极光。极光是人们能看到的最美丽、最不可思议的自然现象，也是太阳风暴期间在地面唯一可以用肉眼看到的日地空间现象。极光越壮观，往往标志着太阳爆发越剧烈。

1   极光是怎么产生的？

        极光这一天象之谜，直到最近这些年才逐渐有了合理的解释。其实，这还要从这些光能的来源——太阳说起。从太阳上喷发出来的大量带电粒子，以每秒几百公里的速度吹向行星际空间，形成太阳风。到达地球附近的粒子不断撞击地球磁场，并环绕地球流动。在太阳风的吹动下，地球磁场不再是对称的，已经变成某种“流线型”。由于与行星际磁场的相互作用，变形的地球磁场的两极外各形成一个磁力线集中的“漏斗区”。当磁层出现扰动时，磁尾的带电粒子被加速，沿磁力线运动，如流水般顺着漏斗边缘倒入“漏斗区”，并撞击高层大气中的气体分子和原子，使后者被激发——退激而发光，于是便产生了这种“鬼怪之光”。在极点附近，直接沉积的粒子较少，极少产生极光。

图1   粒子沉降在两极漏斗区

2   看极光的好地方好时间

        从极光的产生原理，可以看出看极光的好地方不在极区，而在极光卵区域，例如以阿拉斯加、北加拿大、西伯利亚、格陵兰冰岛南端与挪威北海岸为主的北极光区；在南极洲附近的南极光区。值得一提的是，阿拉斯加、北加拿大是观赏极光的最佳地点，阿拉斯加的费尔班更赢得“北极光首都”的美称。

图2   阿拉斯加上空的极光

图3  挪威特罗姆瑟市上空的绿色极光带

       太阳风暴期间，会有数量更大的源自太阳的太阳风带电粒子涌入到地球磁尾中。倒进地球“漏斗区”的粒子涓涓细流，这时候变成了奔泻而下的粒子洪水。大量的不同能级的带电粒子冲入地球的大气层中，与更多的大气成分如氮、氖、氦等分子或原子撞击，产生各种各样、多姿多彩的极光。

图4  平静时的极光卵

图5  太阳风暴时的极光卵

        那么如何知道太阳风暴什么时间会到来呢？如何提取安排自己的旅程呢？地磁暴期间极光出现的可能性较大，而地磁暴主要由日冕物质抛射和冕洞高速流引起。日冕物质抛射到达地球的时间需要1-3天，冕洞高速流往往有27天的重现性周期，因此我们可以根据上述时间简单地预判地磁暴的出现时间。如果嫌麻烦，还可以在www.sepc.ac.cn网站查看未来三天的地磁活动状况，以及其他空间环境信息。

3   极光的背后

        极光虽美，也只是太阳风暴的副产品，越绚烂的极光对应着越强烈的地磁暴，而会导致长距离输电线路中产生强力电流，容易使整个电网范围内的变压器同时发生故障，使电力传输线受到严重干扰，从而导致某些地区暂时失去电力供应。1989年的强极光出现在加拿大魁北克上空，伴随而来的地磁暴便使魁北克全省的供电系统瘫痪，600万加拿大人长达9小时无电可用。

        大量带电粒子轰击地球大气，会影响电离层反射短波无线电的能力，使短波通讯受到干扰或中断。另外，带电粒子的轰击加热了地球高层大气，使得大气膨胀，增加了卫星的空气阻力，使卫星的高度降低，缩短了卫星的寿命。通过了解太阳风暴的最美的副产品-极光，了解地球外层空间结构、掌握空间天气、减少太阳风暴对地球的影响以及保障飞行器在外层空间的安全等，都有着重要的意义。

受冕洞高速流的持续影响，2018年10月10日，地磁发生小扰动, 有3小时达到小地磁暴水平。10月11-12日，日地球同步轨道大于2MeV 高能电子日积分通量连续2天超过中等高能电子暴事件阈值（1.0E+09 个/cm²·sr·day），达到橙色警报等级，高能电子日积分通量分别为1.13E+09个/cm²·sr·day、1.80E+09个/cm²·sr·day。

预计13日和14日高能电子日积分通量将下降至小高能电子暴水平。鉴于近几日高能电子通量持续处于较高水平，请中高轨道卫星用户关注深层充电可能引起的异常。

图1 2018年10月7日至12日地磁活动及同步轨道高能电子通量

 关于近地空间环境的发展态势，我们将密切关注并及时通报。

具体的预报情况请关注我们的网站www.sepc.ac.cn。

        8月20日至22日，“第十届全国空间环境及其应用专题研讨会”在漠河召开。来自全国26家空间环境相关研究单位和用户单位的103名专家学者齐聚一堂，交流相关研究领域的最新成果和发展趋势。

    中科院重大任务局光电空间处处长章骏平、北京跟踪与通信技术研究所所长董光亮、微小卫星创新研究院副院长龚建村、国家空间科学中心副主任邹自明、宇航动力学国家重点实验室副主任张荣之出席会议并致辞。

 会议合影

    全国空间环境及其应用专题研讨会每两年召开一次，目的是促进和加强国内空间环境应用领域的学术交流，密切基础研究、应用研究、预报与效应服务和用户之间的关系。召开十届的研讨会已发展成为全国具有较强影响力的空间环境及应用领域的盛会，为研究人员及用户的交流、讨论和未来的合作提供一个绝佳的机会。本次会议的3天会期中，大会邀请了美国科罗拉多大学博尔德分校李炘璘教授、美国阿拉巴马大学亨茨维尔分校李刚副教授作了特邀报告，7位专家作了大会报告，45位专家作了口头报告，34篇论文以墙报形式进行了交流。会议共收到论文摘要99篇。

 美国科罗拉多大学李炘璘教授作特邀报告

　　为更好地践行军民融合发展战略，会议期间还举行了“军民融合空间环境态势感知发展专题讨论会”。会上，来自不同领域的几位专家分别就太空态势感知对空间环境的需求、军民融合发展模式以及国内几家主要空间环境研究单位的发展现状和未来规划做了精彩的报告，专家们和参会代表共同就未来空间环境态势感知的军民融合发展前景进行了热烈的探讨、分享和展望。

 墙报讨论

　　会议创新性的设立了“现场空间环境预报”活动，由中科院空间环境研究预报中心的预报员每天早上为参会代表做每日空间环境预报，分析当前空间环境形势，预测未来三天空间环境状况，使广大用户真实感受了预报员的工作方式和服务内容，切实了解到最实时的空间环境资讯，加深了用户对空间环境预报和服务的了解。

　　会议还特别设立了“预报员论坛”和“空间环境预报模式发展论坛”，针对业务预报中预报员共同关心的问题、难题进行讨论，畅谈空间环境预报模式发展现状、业务需求和未来趋势，为与会代表进行沟通交流、拓展合作思路、提高预报水平搭建了更加开放和高效的研讨平台。

　　会议最后安排与会专家参观了中科院地质地球所漠河空间环境综合观测台站。

参观台站

　　本届研讨会由中国科学院空间环境研究预报中心、宇航动力学国家重点实验室、中国科学院空间环境态势感知技术重点实验室联合主办，中国科学院国家空间科学中心、地质与地球物理研究所联合承办。几家主办方一致倡议，将这种联合主办的模式持续坚持下去，进一步促进合作与交流，共同推动我国空间环境研究的深入开展和有效利用。