中高层大气是与人类航天活动关系极为密切的区域，监测中高层大气有助于深入理解中高层大气环境本身的变化，并为航天器的飞行提供环境保障。人类对中高层大气的探测有着悠久的历史，特别是进入太空时代后，探测手段越发多种多样。

    1.中高层大气对航天活动的影响

    中高层大气区域是低轨道航天器（如国际空间站、神舟系列飞船等）的主要运行区，该层大气环境的波动都会时时刻刻对其中的航天器产生一定的影响，主要现在以下两个方面。

    首先，中高层大气密度对航天器所产生的阻力效应，将导致航天器的轨道姿态、轨道衰变率和在轨寿命的改变。当空间环境扰动强烈时，短时间内大气密度会出现剧烈的波动，航天器的轨道也因此而出现一定程度的变动，有可能下降几百甚至上千米，会影响到地面观测网对该航天器的跟踪情况，甚至会追踪不到航天器轨迹，造成航天器“丢失”。极端情况下，有可能导致航天器的轨道下降太快而提前陨落，于是航天器就真正损失了。

图1 美国天空实验室因大气扰动提前陨落

    其次，主要是原子氧对航天器表面的腐蚀效应，将引起表面材料质量损失和材料的物理与化学性质的改变。中高层大气是由多种气体组成的，主要成分是原子氧。低轨道航天器相对大气的速度高达约8千米/秒，因此具有定向速度的航天器遭遇氧原子时，后者的流量是相当大的；并且原子氧是一种极强的氧化剂，那么当大量的原子氧不断地撞击航天器表面时会导致材料的“氧化”、“腐蚀”和“挖空”。

图2KAPTON 材料被原子氧剥蚀

    因此，必须对中高层大气进行监测，对不同高度的大气资料做到定量的数据储备，并且还要积累一定的时间，以获得不同太阳活动情况下中高层大气的波动情况。

    2.中高层大气监测的历史

    （1）早期的探测

    人类生活在大气底层，中高层大气中发生的各种现象，一直是地球物理学家所关注和思考的对象。在漫长的历史时期中，人们只能通过一些自然现象或人为现象，利用原始的仪器简单地推测中高大气中的情况。

    长期以来，人们对大气中发生的现象一直以定性的经验观察推断为主。直到16世纪末，有人发明了第一批大气探测仪器，才开始了对大气的定量探测。

    1783年，法国人查理在巴黎上空用氢气球携带温度表和气压表探测大气状况以后，人们陆续开始了进行天基高空大气的探测。1919年，法国人巴洛第一次用气球搭载无线电探空仪探测大气，为高空大气探测事业开辟了新的途径。1923年，英国科学家林德曼和多布森提出了利用光学或无线电设备对流星及其余迹的观测来推算高层大气特性参量的方法。 1940年开始，有人用测风雷达进行追踪气球进行高空风的测量。到1945年第二次世界大战结束前夕，美国首次将雷达应用于大气观测，并获得了宝贵的大气资料。

图3 气球探测大气

图4 流星划过夜空

（2）太空探测的开始

    20世纪40年代中期以后，随着各种高空飞行工具（如火箭）的陆续发明，大气探测技术也有了飞跃的进步。

    火箭是探测高层大气的重要工具，美国和苏联等国利用火箭进行了大量的探测。从1946年春开始，美国采用德国的V-2火箭对大气开展系统的探测，至1951年，共发射了66枚，取得了120千米以下大气大压力、密度和温度的资料。1947年冬，美国首次发射了史上著名的空蜂式火箭，至1957年约发射了250多枚，获得了大量的大气探测数据。1949年初，苏联也开始利用火箭进行高空大气的探测。在1957年，苏联发射了一种新型的气象火箭，可以直接测量温度和压力，共发射了125枚，取得了80千米以下大气压力、密度和温度的资料。此外，为了探测更高层的大气，苏联还发射了四种地球物理火箭，取得了110~470千米高空的许多宝贵资料。

图5 美国空蜂火箭

    （3）卫星探测大气的时代

    通过火箭探测积累的大量高空大气数据资料，为人造地球卫星的升空铺平了道路。1957年，苏联发射了人类第一颗人造地球卫星，各国立即开展了卫星对中高层大气密度和成分的探测。

    由于当时各国科学探测设备研究的滞后，跟不上搭载卫星迫切要上天的进度。无论是苏联、美国，甚至中国发射的第一颗卫星，都没携带什么重要的探测仪器，只能将探测大气密度作为主要的任务。这是因为卫星运行中受到了一定大气阻力作用而导致轨道发生改变，利用地面探测到的卫星轨道参数的变化，便可以反推计算得到卫星轨道高度的大气密度。并且，在早期各国发射的卫星任务中，例如美国的探索者系列9号、Vanguard 系列和AD系列卫星等，都利用卫星轨道反推得到大气密度。

图6 东方红1号

图7 Aeros-B卫星

    随着人类科学仪器研究技术的不断进步，陆续有新的大气探测方法投入应用。1963年，美国发射的大气探测AE-A卫星，就携带了电离真空计和质谱仪探测大气密度和成分。后来上天的AE后续系列卫星、德国和美国合作的Aeros-A和Aeros-B卫星等也都载有质谱仪来探测大气成分。

    1967开始，意大利和美国合作发射的San Marco 2及其后续系列卫星，该卫星利用卫星外壳和内部结构联合作为内外壳平衡仪，成为了一种典型的加速仪，可以测定卫星因大气阻力而产生的加速度，用以反推获得了大气密度的资料。

    1967年，美国发射的Agena-D卫星，携带了一种新型的三轴加速仪——微小静电加速仪，用以测量卫星加速度，反推获得大气密度。第二年，美国发射的OV1-15和OV1-16卫星，以及后来升空的AE-C及其后续系列卫星和S3系列卫星都载有这种加速仪。

    到了2000年，德国发射的CHAMP卫星和美国发射的GRACE双星，携带了精度更高的三轴加速仪，经过近十年的积累获得了大量的卫星加速度数据，所探测的低轨道大气密度精度可达10-15~10-14千克/立方米。

图8 CHAMP卫星

    在中国的载人航天任务中，2001年升空的神舟二号飞船以及其后的神舟三号、神舟四号也曾携带了中国自己研发的电离真空计和质谱仪，并探测了高度350千米左右的大气密度和成分，获得了最新的大气探测资料。

    随着在天上飞行的卫星的日益增多，不同轨道高度的卫星划过天际，犹如层层蛛网覆盖了地球高空的，美国提出了高精度卫星拖曳计划。该计划充分利用空间监测网的精密追踪数据，基于遍布不同经度、纬度和高度的几十颗卫星的高精度轨道根数的变化，反测大气阻力，校正卫星轨道，联合反推全球大气密度的波动情况。

    附：人类第一颗人造地球卫星的大气探测

    1957年10月4日，世界上第一颗人造地球卫星——“斯普特尼克1号”由苏联发射成功，该卫星的唯一有价值的科学任务就是探测大气密度。

    最早在1954年5月，苏联的火箭设计师谢尔盖·科罗廖夫提出要发展人造卫星计划。到1955年7月29日，美国总统艾森豪威尔宣布美国将于1957年发射第一枚人造卫星。仅一星期后，8月8日苏共中央政治局马上同意科罗廖夫的建议。

    1956年 1月，苏联部长会议批准了发射人造卫星的立案，并暂以“D”命名；年底，“D”过分具野心及繁复的设计，终因科技水平未能跟上而致使问题陆续浮现，苏共中央决定押后“D”的发射。由于恐防美国会先于苏联发射人造卫星，苏联国防工业部提出第一颗卫星不应迟于1957年7月前发射。由于时间已所剩无几，设计被大幅简化：简单、轻型、易于操作并只携带一台简陋的无线电发送器。

  斯普特尼克1号终于1957年10月4日发射，成为第一个进入外层空间的人造物体，在外层空间以20.005至40.002兆赫的频率向地球发送无线电波信号。斯普特尼克1号升空的意义，在于通过量度其轨道变化，有助研究高空地球大气层的密度，并为电离层作无线电波传递提供原始的资料。

斯普特尼克1号

    最近网上盛传这样一则消息科学家称，2030年太阳将休眠，地球温度恐大幅下降，地球将进入小冰河期！”在这炎炎夏日，微博上流传的这个消息，有没有令你感到一丝寒意？然而，这则消息的真实度又有多少呢？

1.凛冬将至，人们恐慌

    全球变暖引发的极端气候事件及生态系统变化越来越受到关注。7月10日，英国《每日邮报》援引英国女科学家瓦伦蒂娜·扎尔科瓦（ValentinaZharkova）在2015年英国国家天文会议上的报告内容，报道称太阳将在2030年“休眠”，这将导致地球气温大幅度下降、使得地球步入“小冰河期”。

图1 北极冰川

    扎尔科瓦提出，太阳存在两个波，虽然周期都是11年左右，相位却稍有不同。这两个波叠合在一起，时而相加，时而相抵，才导致太阳在每一个周期的活动强弱都各不相同。按照扎尔科瓦的说法，他们的模型能够准确再现当前太阳周期的观测数据，准确率高达97%。他们还对比了此前的3个太阳周期（1976年－2008年），发现模型预言和观测记录相符得很好。

    这个模型还进一步预言，太阳的这两个波正在错开步调，到下一个太阳周期，也就是2030年－2040年间，它们就将完全相反而相互抵消，导致太阳活动强度大幅度减弱。这就是《每日邮报》报道里所说的，“太阳活动将在2030年前后减少60%”。

    那么上述中提及的太阳活动是什么呢？现在科学家能否对太阳活动作出准确预报？如果太阳活动真的大幅度下降，是否会对地球温度产生巨大影响？

2. 太阳活动预报

    按照尺度变化速度、运动速度或者能量释放的速度，太阳活动可以分成两种类型，一种是缓变型太阳活动，另一种为爆发型太阳活动。顾名思义，缓变型太阳活动在尺度变化速度、运动速度或者能量释放的速度上都相对缓慢，主要包括黑子、光球中的光斑，色球中的谱斑、日珥（暗条），日冕中的冕洞、凝聚区和冕环等。爆发型太阳活动则是更具有“爆发”的意义，所以也直接称之为太阳爆发活动，主要包括耀斑、日冕物质抛射等。

    太阳活动预报主要关注太阳活动水平的高低与太阳爆发活动的发生。太阳黑子是太阳光球表面的强磁场区域，从太阳黑子发出的磁场会在太阳大气中形成复杂的磁场结构，为太阳活动提供动力和能源。因此，太阳活动的长期预报常常通过对黑子数的长期预报来实现。

    黑子数的长期积累记录成为太阳活动长期预报的重要依据。从黑子数的长期记录来看，黑子数的多少明显地表现出11年左右的周期变化。黑子数的长期预报就是预报未来太阳活动周的变化特征，如黑子数极大值、极小值以及出现时间等。

图2  黑子数的周期变化

    黑子数长期预报方法的研究开始于20世纪中期，经过半个多世纪的发展，已呈现出“百家争鸣”的格局。在预报因子上既有单纯的黑子数，也有太阳极向场、地磁指数等其它相关因素；预报技术上既有一般的经验公式，也存在较为复杂的统计分析，近几年还发展了数值模拟。预报方法可谓五花八门，预报效果也各有千秋。依据指导思想、预报技术或预报因子的差异，黑子数长期预报方法可分为统计方法和太阳发电机模型预报方法。

● 统计方法

    黑子数长期预报的统计方法主要是在假设太阳活动遵循统计规律的基础上提出的。通过对黑子数的系列数据进行各种分析得出统计规律，从而对未来的太阳黑子数进行长期预报。常用的数学分析方法有很多，如频谱分析法、时间序列法、活动周参量法、自回归方法、长周期方法、相似周方法、人工神经网络法等。统计方法不仅能预报太阳活动周的最大强度，还能预报太阳活动周的轮廓曲线，方法也相对简单，因此应用十分广泛。随着统计分析方法的发展，黑子活动长期预报方法的统计分析技术也在不断改进中。

● 太阳发电机模型预报方法

    太阳活动实际上是磁场演化的产物，黑子在本质上就是强磁场区，只要强磁场区存在，各种活动现象都可以解释，包括太阳活动周的发生原因。太阳发电机理论就是用来解释太阳磁场的起源、磁场的特征以及与各种活动现象之间的相关性及其变化规律。现有的发电机理论认为太阳磁场是由活动周开始时（甚至开始之前3年）太阳的极向磁场演化而来，即较强的中低纬度磁场源于太阳活动周开始时极区或高纬区域的弱磁场。

图3 太阳发电机模型

    将某一特定周期的太阳活动极小时的极区磁场作为输入条件，直接利用太阳发电机模型通过数值模拟的方式就可以预报下一个太阳活动周强度。太阳发电机模型预报方法具有明确的物理思想，是太阳活动长期预报方法的研究方向。但太阳发电机模型预报方法只能实现对太阳活动周上升期以及极大期的预报，对活动周的下降期还不能进行预报。

3.预言真假 

    虽然太阳活动预报方法很多，但是到目前为止，没有任何理论或者模型，能够准确预言下一个周期的太阳活动会剧烈或者平淡到什么程度。扎尔科瓦的模型实质上仍然是一个经验性的规律，是从过去3个周期对太阳活动强弱的观测数据中归纳出来的。它背后的具体物理过程，也就是扎尔科瓦提出的两个周期，这只是一种科学上的合理猜测。所以扎尔科瓦模型预测的2030年太阳活动是否会下降60%，这还是个未知数。

    可是如果扎尔科瓦模型预测准确，到了2030年太阳活动真的下降了60%，那么地球是否真的会进入到“小冰河期”呢？

    首先，我们在前面已经介绍了什么是太阳活动，了解概念之后，我们自然会认识到它和给予地球光和热的太阳辐射并不是一个概念。实际上，太阳活动对太阳辐射的总能量影响非常有限，仅仅在0.1%左右。

    太空飞船的观测表明，在地球大气层外接收到的太阳辐射相当稳定，总在1366W/m^2左右。虽然它会随着太阳活动变化，但太阳活动高年的总辐射量比太阳活动低年仅高0.1%。太阳活动的变化无法引起太阳辐射量较大的变化，是因为太阳给予我们的能量，主要集中在波长较长的可见光和红外波段。而太阳活动减弱时，辐射减弱的主要是波长较短的X射线、极紫外和紫外波段。它们在太阳辐射的能量中所占的比重较低。因此即使太阳活动下降很多，也不会引起地球大幅度降温。

图4 通过重建历史数据得到的过去400年间太阳总辐射通量的变化

    其次，我们再来看看如果太阳活动极其平静，地球是否会进入“小冰河期”。

    太阳活动长期处于平静状态，这在历史上不是没有出现过，最有名便是“蒙德极小期”。根据历史观测资料，从1645年到1715年，太阳黑子几乎没有记录，太阳活动衰减到极低状态，这段时期被称为“蒙德极小期”。

图5 近400年来对太阳黑子的观测记录，可以看到太阳活动以11年为周期发生着波动，而在1645年到1715年间，黑子的观测记录几乎为零。

    那么“小冰河期”又是什么呢？世界各地在16世纪到18世纪都出现了有历史记录的严寒天气，这段时期因此又被称为“小冰河期”。从时间上，这段“小冰河期”似乎与“蒙德极小期”确有重合。然而，根据重建的历史气温记录，全球气温下降的趋势始于1560年到1600年间，而“蒙德极小期”要到近50年后的1645年才出现。所以将历史上的“小冰河期”原因归结为太阳活动趋于平静至少在时间线上是说不通的。同时，地质研究则表明，地质历史上的大多数“小冰河期”都出现在大规模火山活动发生的时候。火山活动会喷发出烟尘，包裹住地球，遮蔽一部分阳光——这才是导致地球降温的主要原因。至于当太阳活动极弱时，有研究表明到2100年，地球平均气温也只会下降大约0.10C。而由于其他因素导致地球的升温幅度却可能高达3-40C。

    因此，从以上分析我们可以看出，扎尔科瓦模型预测的2030年太阳活动是否会下降60%，这将等待时间来验证，而届时地球是否会进入冰河期，这将取决于太阳辐射变化对全球气候变化的影响。所以就算《每日邮报》所说“凛冬将至”的预言成真，对于越升越高的地球平均气温来说，太阳活动减弱也完全于事无补。

参考文献：

[1]Science Vol.294.no.5549 pp.2149-2152,doi:10.1126/science.1064363.

[2] Geophysical Research Letters, VOL.37, L05707,

doi:10.1029/2010GL042710,2010

[3] 2030年太阳休眠，凛冬将至？没谱的事儿！果壳网，Steed.

[4] The effects of solar variability on earth’s climate: A workshop report. National Academies Press, 2012.

[5]Amplifying the pacific climate system response to a small 11-year solar cycle forcing, Gerald A. Meehl, et.al, Scinece,325(5944),1114-1118.

[6]Prediction of solar activity from solar background magnetic field variations in cycles 21-23, Simon J. Shepherd, Sergei I. Zharkov, and Valentina V. Zharkova, The Astrophysical Journal, 795:46 (8pp), 2014 November 1.

      2015年2月11日，NASA为了庆祝太阳动力学观测台（SDO）成立五周年，在互联网上发布了一段绝美视频。该视频以SDO所拍摄到的太阳惊人爆发活动场面为素材，视频中利用紫外线和X射线光谱技术拍摄的太阳照片华美异常，是迄今获得的最为震撼的太阳照片。从这个视频中可以看到壮观的太阳耀斑爆发和日珥，让人感觉这些很不真实。有网友评论说：“原来太阳也能展现如此令人窒息的美丽，不得不再次感叹下宇宙的神奇！”那么，SDO到底搭载了哪些仪器，它的科学目标又是什么呢？

     太阳动力学观测台（SDO）于2010年2月11日，在NASA在佛罗里达州卡纳维拉尔角空军基地成功发射。SDO运行在36000千米的地球同步轨道，设计寿命为5年，但其携带的燃料可以保证它运行10年。

     SDO是SOHO卫星的后继者，也是美国“与日同在”计划的第一颗卫星。它搭载了三部研究太阳的科学仪器：极紫外线变化实验仪（Extreme Ultraviolet Variability Experiment，EVE）、大气成像组件（Atmospheric Imaging Assembly，AIA）、日震与磁场成像仪（Helioseismic and Magnetic Imager，HMI），能够实现不间断地观测太阳。SDO的科学目标是在小尺度的时间和空间下，多波段研究太阳大气活动，了解太阳对地球和近地球太空区域的影响，以提高空间天气预报的能力。

                                         图1 SDO卫星发射                             SDO卫星

        ● 观测太阳的新“眼睛”

     SDO平均每0.75秒拍摄一次太阳图像，所有图像的像素都是4096×4096，成像分辨率比高清电视还要高10倍。卫星每天向地面发送大约1.5太比特数据，相当于380部完整长度电影，运行期间传回的数据量将是美国以往任何一个观测台的50倍。美国航天局说，它是迄今研究太阳及其动态特性最先进的航天器，将成为科学家观测太阳的新“眼睛”。

   极紫外线变化实验仪EVE由科罗拉多大学大气和空间物理实验室（Laboratory for tmospheric and Space Physics，LASP）制造，用于测量太阳极紫外辐射照度。太阳释放的高能极紫外线辐射主要会使地球的高层大气加热和电离层形成。EVE的基本科学目标是确定太阳极紫外辐射照度和在多时间尺度上的变化特性，提高预报极紫外辐射照度变化特性的能力，了解地球空间环境对极紫外辐射照度变化的反应和由此给人类带来的影响。在SDO卫星之前，借助于TIMED、SOHO和SORCE卫星的观测，人类对太阳极紫外辐射照度的了解已经取得了很大进展。EVE仪器在短波（低于30纳米）范围内的光谱分辨率比以往的卫星提高70倍，时间分辨率则提高30倍。

图2 EVE观测结果

  大气成像组件AIA由洛克希德马丁太阳与天文物理实验室(Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory，LMSAL)负责，用于高精度观测日冕，在多波段上同时对太阳成像，空间分辨率约1角秒，时间分辨率为10秒。与以往观测仪器不同的是，AIA首次提供多谱段、近实时、宽覆盖的连续温度范围的高分辨率日冕图像。在设计上，AIA采用4个20厘米孔径、双通道正入射望远镜，每个望远镜选择不同的谱段，整体上可观测10个极紫外通道。AIA的视场为41角分，可以保证AIA能对整个日冕成像。

图3 SOHO/EIT、TEREO/SECCHI、SDO/AIA在极紫外辐射波段的观测结果比较

      日震与磁场成像仪HMI由斯坦福大学负责，用来研究太阳变化的源，了解太阳的内部结构和磁活动。HMI测量太阳光球层的运动，用于研究太阳震荡，测量谱线的偏振，及研究光球层磁场的三分量。利用HMI获得的数据，确定太阳变化的内部源和机制、太阳内部的物理过程与表面磁场和活动之间的关联。HMI与SOHO卫星上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）原理相同，都是通过测量选定谱线的多普勒频移，确定光球层的震荡速度，不过HMI具有1角秒的高分辨率，时间分辨率为4.1秒，视场为34角分，成像稳定性为0.1角秒。

        ● “日夜坚守”—SDO已经取得的观测结果

     NASA于2010年4月下旬公布了来自SDO的首批探测结果，展示了物质流从黑子向外运动的细节和太阳表面活动的特写，首次对太阳耀斑进行了大范围极紫外波段的高清晰度测量。NASA太阳物理学部门负责人理查德费舍尔说：“探测卫星这次传来的初期图片展示了一个充满活力的太阳，在40多年的研究中我从未见过的场景。SDO卫星将改变我们对太阳和其活动过程的理解，将对科学领域产生巨大影响，其影响力就如同哈勃太空望远镜对现代天体物理学的贡献一样。”

     SDO运行五年多来，记录了大量太阳活动的细节，很多照片都让人印象深刻。如2010年8月1日，日面上爆发了一个持续时间较长的C3.2级小耀斑，同时距离该耀斑40万千米之外有一大暗条爆发，大团的等离子体物质被快速抛射出来，引起了日冕结构的巨大扰动。刚刚发射不久的SDO卫星就记录下了太阳这次大尺度爆发活动的许多细节，使得此次太阳爆发活动更加引人注目。2011年2月15日，太阳爆发了24太阳活动周的首个X级大耀斑，打破了太阳长达4年之久的沉寂期。SDO记录了这具有历史意义的时刻，充分展现了太阳耀斑爆发的过程和细节。再例如，2014年10月下旬，日面上出现自1990年11月以来面积最大的活动区并在日面爆发了6次大X级耀斑和35次M级耀斑、2015年3月15日，造成24周最强地磁扰动的源头—日面物质抛射（CME），SDO都一一全程拍摄记录。今后，SDO仍将日夜坚守，继续呈现给我们更多惊心动魄的太阳爆发活动的壮观画面，为科学研究提供宝贵的观测资料。

 图4 SDO/AIA拍摄到的太阳耀斑

图5 SDO/AIA拍摄到的日珥爆发

图6 SDO/AIA拍摄到的活动区爆发

    宇宙中存在着各种波长的电磁波。地球大气层吸收了来自宇宙的大部分电磁波，只有可见光和部分无线电波可以穿透大气层。天文学把这部分无线电波称为射电波。人眼是没有自然的能力来直接发现波长较长的射电波的，正常情况下我们也不会意识到射电辐射的存在，因此我们就需要借助于一种中间的探测仪，把射电波转化为可以看见或者听到的形式，这种仪器就是射电望远镜。

      1．射电望远镜

   射电望远镜是地面监测太阳射电活动的主要常规设备。其基本原理和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。与光学望远镜不同的是，射电望远镜既没有高高竖起的望远镜镜筒，也没有物镜和目镜，而主要由汇聚电磁波的反射面（即天线）、收集信号的接收机以及指向装置三部分构成。天线或天线阵将收集到的太阳射电波经过馈电线送到接收机上；接收机具有极高的灵敏度和稳定性，它将太阳射电波记录下来，并按特定的要求进行某些处理后显示出来。

图1 射电望远镜

    射电望远镜是我们聆听太阳射电波的巨耳，巨大的天线是其显著的标志。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此射电望远镜的天线多采用抛物面型。

      2．太阳射电监测

    太阳射电爆发通常与耀斑有关，它们一般起源于低色球层到太阳外日冕的整个太阳大气中。太阳向宇宙空间发射的电磁波中，从3毫米到40米的波段都可以观测到。当太阳上有射电爆发时，在某些射电频率太阳辐射流量会显著增长。为了确定射电源的位置甚至其细节，有必要得到射电源在一定波长里的像。因此，射电监测主要包括三个内容：单一频率的太阳射电流量密度监测、太阳射电爆发频谱监测和太阳射电成像监测。

      ● 太阳活动的单频率射电流量密度监测

    单一频率的射电流量监测要素是该频率射电流量密度随时间的变化曲线。由于太阳辐射较强，利用一套小的抛物面天线（口径约2米）的无线电接收系统即可实现对太阳射电流量的监测。

    通常对太阳射电波段上的3.2厘米、10.7厘米和20厘米波长的射电进行监测。其中，太阳10.7厘米波长(2840兆赫兹)的射电辐射流量是表征太阳活动水平的一个重要参量。加拿大不列颠哥伦比亚的彭带克顿无线电天文台每天都会通报10.7厘米射电流量的监测结果，中国国家天文台怀柔观测站也有专门的太阳射电望远镜每日监测太阳10.7厘米射电流量的变化。

图2 加拿大彭带克顿无线电天文2840兆赫兹太阳射电望远镜

图3 2003年10月底11月初万圣节事件期间10.7厘米射电流量变化（F10.7指数）

      ● 太阳射电爆发频谱监测

    射电频谱能使我们了解射电源的运动和源的物理环境以及它们随时间的变化。太阳射电爆发频谱监测就是记录太阳射电频率和时间的连续谱图。

    太阳射电动态频谱仪是对太阳射电进行宽频带连续谱观测的射电望远镜，也是监测太阳射电爆发的主要设备。频谱仪一般由宽频带天线系统、宽频带扫频接收系统和显示记录系统三个主要部分组成。澳大利亚于1949年最先研制成功这种频谱仪，它工作于米波段(70～130兆赫)。随着太阳射电研究工作的深入和无线电电子技术的发展，频段逐渐向高低两端扩展。美国哈佛大学射电天文站在1956年建立了三台动态频谱仪，分别工作于100～180兆赫、180～320兆赫和 320～580兆赫；现在共有九台，覆盖10兆赫到4,000兆赫的整个频段，对太阳射电进行常规监测。

    射电频谱仪现今的最低工作频率为5兆赫，而最高工作频率已接近10,000兆赫。除澳大利亚和美国外，俄罗斯、捷克、瑞士、中国等很多国家都拥有这类仪器。

图4伴随日冕物质抛射的太阳射电爆发频谱

      ● 太阳射电成像监测

    在太阳射电监测要素中，除了监测某一频率射电辐射流量密度随时间的变化外，还包括该射电爆发源在太阳上的位置信息，这就需要对射电进行成像监测。

    射电成像监测技术较复杂，莱尔发明的“孔径综合”技术成功解决了射电望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。利用这种技术研制的望远镜就是综合孔径望远镜。“孔径综合”技术可以设想把抛物面天线分成许多小单元，小单元的两两组合相当于许多副干涉仪，在馈源上汇集所有的两两组合的干涉波。把每个小单元用一个小天线代替，由许多小天线组成的许多干涉仪所得到的信号相加，和一个完整巨大天线的一样。

                            a) 旋转抛物面                           (b) 振子阵                               (c) 两单元

图5综合孔径望远镜成像原理

       国外用于太阳射电成像观测的专用设备主要有日本野边山的太阳射电日像仪，工作频率为17吉赫兹和34吉赫兹，空间分辨率为10秒；法国南锡的米波太阳射电日像仪，可以在150～450兆赫兹之间的5个频率成像；美国欧文斯谷的太阳射电日像仪目前有5个天线单元；俄罗斯伊尔库斯克的十字阵日像仪，工作频率为5.7吉赫兹，空间分辨率为22秒。另外还有美国的甚大阵、荷兰的威斯特堡射电阵、中国科学院国家天文台设在北京密云的米波综合孔径望远镜等，这些设备虽然都不是太阳射电专用监测设备，但它们仍在太阳射电研究中发挥了重要作用。

图6日本野边山日像仪及1992年9月7日拍摄的射电爆发图像

    第24太阳活动周初始，备受关注，因为专家预测第24太阳活动周可能会发生强太阳风暴。当其超低调地完成6年历程之后，再度引起空间科学届的热议，是因为它可能是第17太阳活动周以来最弱的活动周。然而，就在人们认为它将一如既往默默地走向低谷时，一次完全出乎意料的事件再次震撼了空间科学界的科学家们，这便是发生在2015年3月17日的大地磁暴事件。

1.事件回顾

    2015年3月15日，之前曾经爆发过1个Ｘ级Ｘ射线耀斑和多个M级Ｘ射线耀斑的AR2297活动区爆发了一个长时间的C9.7级耀斑，并伴随有全晕日冕物质抛射（CME）。图像显示这是一次普通的CME，是一次强度一般的爆发过程。空间环境预报机构和数值模拟结果都显示：CME会在世界时17日下午到达地球，影响一般。

图1 3月15日卫星观测到的CME

     然而，出乎所有科学家和预报员的意料，这次CME来的是如此之快、如此凶，导致了第24太阳活动周以来最强地磁扰动，并引发了一系列空间环境效应。

2.第24太阳活动周最强磁暴

    3月17日凌晨3点，裹挟着强大磁场的CME开始冲击地球，之后地磁Kp指数一路飘红，地球磁场发生剧烈扰动，有12个小时达到大地磁暴水平，Dst一路下降至-200nt，3月17日Ap指数达到117，成为第24太阳活动周以来最强地磁暴。

    对地磁暴反应最快也最明显的莫过于极光。3月17日北极地区极光活跃，最低纬度达到了美国北部地区，其中威斯康星、蒙大拿等州都看到了美丽的极光。

图2 CME引起的强地磁扰动

图3 地磁Dst指数变化和Alaska极光

3.地球磁层顶穿越地球静止轨道

    受快速等离子体云的撞击，3月17日地球磁层受到严重压缩，地球磁层顶大小和形态发生了明显的变化。中科院空间环境预报中心利用自主开发的模式，预测到3月17日磁层顶日下点多次被压缩到地球静止轨道（距地心6.6个地球半径）以内，发生了多次磁层顶穿越地球静止轨道事件。

图4 地球磁层顶（蓝色曲线）穿越地球静止轨道（红色虚线）

图5 空间环境预报中心模式预测地球磁层顶穿越地球静止轨道事件

    此次事件引发了多次地球磁层顶穿越地球静止轨道事件，其中正好被地球静止轨道上GOES13和GOES15空间环境监测卫星所监测到。图6中显示了GOES13和GOES15卫星观测到的磁场水平分量（Hp）。当它们穿越地球磁层顶时，观测到磁场水平分量（Hp）发生了反转。如果此时穿越磁层顶的地球静止轨道卫星是靠磁场来控制姿态的话，那么它将面临姿态控制异常的危险。

图6 GOES13和GOES15卫星观测到的Hp分量

4.电离层负暴

    在此次最强地磁暴期间，中国科学院空间环境监测网所属的9个电离层台站监测到电离层环境发生剧烈的变化。电离层的响应延迟于地磁暴，最强地磁暴开始于世界时3月17日3时左右，电离层扰动变化则开始于17日晚，持续至18日，19日电离层逐渐恢复正常。

    漠河、北京、武汉和三亚站（纬度从高到低）监测到的电离层F2层临界频率(foF2)发生负暴响应，即临界频率下降至远低于背景平均水平。特别是在3月18日白天，漠河、北京的foF2最高值甚至低于平均夜间的最低值，这会对我国大部分地区的短波通讯造成严重影响。

图7 电离层F2层临界频率监测数据

      福州、厦门、广州、南宁和海南富克站（均在低纬）监测到电离层总电子含量（TEC）发生负暴响应。3月18日5站的TEC峰值（约40TECU）明显低于地磁暴前17日峰值（约100TECU）。TEC的剧烈变化，会影响导航定位的精度，但负暴影响较小。

图8 电离层总电子含量变化

 5.低轨卫星轨道下降加快

      地磁暴期间，受焦耳加热和高能粒子沉降等的影响，中高层大气受热膨胀，卫星轨道上大气密度增加，从而使得卫星运行阻力增大，轨道下降速度加快。

        受此次磁暴的影响，天宫一号和国际空间站的轨道下降速度加快，且国际空间站随即进行了抬轨操作。

图9 天宫一号轨道变化情况

图10 国际空间站轨道变化情况

6.小结

    纵观第24太阳活动周，从2008年的12月开始，目前已走过了6个年头，无论从其爆发活动的频次、爆发强度来看，均弱于之前几个太阳周，可以说，是一个名副其实的弱活动周。已出现的太阳黑子峰值是2014年4月的81.9，之后逐渐下降。根据目前国际、国内预报机构（NASA、IPS、SEPC）的太阳黑子数平滑月均值预报结果，81.9将是第24太阳活动周的峰值，之后将进入第24太阳活动周下降期，黑子数将会震荡下降。

    那么，进入下将期的第24太阳活动周是否还会发生像这次强地磁暴般的惊人之举的？空间环境预报中心会密切监测太阳的一举一动，给出及时准确的预报。

图11 SEPC对第24太阳活动周黑子数预测