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

　　北京时间2015年6月22日23:00起，地球磁场发生强烈扰动，有3小时达到大磁暴水平（Kp=8），6小时达到小磁暴水平。此次大磁暴事件是由19日和21日的日冕物质抛射共同作用引起，受此影响，太阳风速度最高达到730km/s左右，行星际磁场南向分量最低达到-39nT。

　　北京时间2015年6月22日04:35发生太阳质子事件，11:50达到橙色警报级别（大于10MeV质子通量超过100pfu），受日冕物质抛射到达地球的影响，质子通量持续上升，6月23日03:00达到峰值1070pfu，截止6月23日08:00质子通量下降至175pfu。

　　受日冕物质抛射的持续影响，预计此次地磁暴事件还将持续2天左右。预计太阳质子事件将持续1-2天。6月22日活动区AR2371（N13W13）产生了1个M6.5级耀斑，伴随有朝向地球的全晕日冕物质抛射，预计24-25日将发生中等到大地磁暴。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。

图1 6月19日和21日卫星观测到的CME

图2 6月23日发生的大地磁暴

　　北京时间2015年6月22日02:20，活动区AR2367（S18W64）爆发一个小的M耀斑（M1.1级），随后，地球同步轨道大于10MeV的高能质子通量快速上升，04:35超过质子事件阈值（10pfu），发生质子事件，11:50达到橙色警报级别（大于10MeV质子通量超过100pfu），通量最高曾达114pfu。

　　预计该质子事件将持续1-2天。受6月18日、19日和21日爆发的日冕物质抛射的共同影响，预计22-23日将发生中等到大地磁暴。

图1 SDO卫星观测到的M1.1级耀斑

图2 太阳X射线流量和GOES卫星质子通量

    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

    “工欲善其事，必先利其器”，对于太阳风暴预报，“器”就是各类客观、准确的预报方法。尽管太阳风暴预报比较困难，但是由于太阳风暴对人类技术系统的巨大危害，自认识到太阳风暴这种自然灾害现象后，人类从未停止对太阳风暴预报的探索和努力，并发展了多种预报方法，林林总总，比如人工经验预报、模式预报等。

     人工经验预报

    简单讲，经验预报就是从现象到规律再到现象的一种外推。我国民间丰富的气象谚语，“朝霞不出门，暮霞行千里”等等，就是朴素的经验天气预报。在太阳风暴预报的历史长河中，最初的预报方法也是经验预报，例如美国上世纪曾通过太阳黑子和耀斑来预测地磁扰动，60年代利用“M区”（神秘区）来开展地磁扰动的27天预测等。

    在日常的太阳风暴预报业务中，预报员的预报经验主要来源于对典型太阳风暴过程及相关信息的积累和综合，此外，已经掌握的规律也是经验的来源之一。如果说一个预报员“经验丰富”，通常是因为长期从事预报工作，积累了大量典型案例，预报经验经过反复修正和验证，从而能对预报对象的未来发展判断较为准确。

    在今天的太阳风暴预报中，经验预报仍然占据重要的地位，尤其在太阳风暴的短期预测中，比如太阳耀斑、质子事件和地磁暴未来三天的发生概率预测，太阳10.7厘米射电流量（F10.7）和地磁Ap指数的短期预测等。这里，我们以F10.7的预测为例，说明经验预报基本过程。太阳F10.7预报依据大致有三个，首先是最近一段时间的历史观测值，作为未来三天的预报基准值，这是因为F10.7的变化缓慢，观测值在预报中占有重要分量；其次是F10.7的变化量，主要与太阳上黑子群的演化情况，包括黑子群个数的变化，面积的增减等相关；最后是太阳F10.7的预测模式给出的未来三天的预测结果。预报员综合分析这些预报依据后，依据个人预报经验，最终给出F10.7未来三天的预报值。

    经验预报实际上是一种主观性预报，因为预报结果依赖于预报员的主观判断，对于相同的观测资料，不同的预报员能得到不同的预报结论。因此，预报会商成为制作太阳风暴预报的重要环节，这对于提高预报准确率，充分发挥每个预报员的预报能力起着关键作用。在太阳风暴预报过程中，预报员经常要进行预报会商，尤其在形势比较复杂，有可能或者已经发生了发生太阳风暴的时候。

    经验预报这种预报手段还不能达到人类对预报结果的客观一致性要求。随着科学技术的发展，对太阳风暴变化规律了解程度的加深和太阳风暴观测资料的增多，可以预期，太阳风暴预报将逐渐由经验预报转向客观预报。

图1 太阳F10.7经验预报过程

     模式预报

    预报模式是以一定的算法给出预报对象未来的状态，算法可以是统计规律，也可以是物理机制，算法的输入是实时观测数据和合适的边界条件。模式预报结果的“好”和“坏”取决于观测水平和对空间天气现象变化规律的认知程度。不同模式的理论基础、建模所使用的历史资料状况和输入数据的实时性等都存在差异，因此，当代的空间天气模式处于不同的发展阶段，有些仅处于研究阶段，也有部分已通过试验验证，转化为预报工作中的业务模式。

    空间天气预报模式众多，在下面的内容中，未能逐一进行介绍，而是根据模式建立基础，分别描述了基于数据统计分析的统计模式和基于物理机制的物理模式这两大类。

    ● 统计模式

    统计模式是依据预报对象与预报因子之间的统计关系而建立的预报方法，有时也称为经验模式。在统计预报中，主要的统计分析技术包括自回归、小波分析、时序叠加分析、滤波技术、模糊分析、物理量场的平均和神经网络技术等。对于统计模式来说，模式创新的途径有两个，一是预报因子更新，二是分析技术更新，它们主要受观测积累和数学研究进展的约束。

    统计模式针对性强，模式使用简便快捷，适用于从复杂的现象和过程中寻找和提取规律，给出相关现象和过程之间的定量关系，甚至可以用于寻找和揭示新的物理关系，或验证某一物理模式的正确性。因此，统计模式在空间天气预报中被广泛应用，基本上覆盖了日地空间的各个领域。

    空间天气统计模式众多的一个重要原因是空间天气系统是开放的，它是一个从太阳、行星际空间、磁层、电离层到大气层的一个复杂链式相互作用系统，上下游之间进行着质量、动量和能量的交换。由于上下游之间存在着这种信息交换，藉此诞生了很多统计模式。例如，对于磁层内的模式来说，上游的太阳风和行星际磁场是一个非常有用的输入量。

    在空间天气业务预报中，已经开发了各类指数的预测模式，例如太阳F10.7，行星际太阳风，地磁Dst、Ap和Kp指数，高能电子通量等，这些模式结果是预报的重要参考。对于耀斑和太阳质子事件的预报，也建立了一些统计模式，但结果还不尽如人意。

    此外，还有一类重要而有效的统计模式是气候模式（climatology model），它是一些系统历史观测值的平均。例如，分析最近几个太阳活动周的观测资料，获得太阳、行星际参数或地磁活动在太阳活动周尺度上的变化规律，或者利用长期积累的历史数据，建立磁层内各区域的结构模式等。气候模式虽然不能很好地反映系统的动态变化，但放映了该系统的长期变化情况，这对于空间飞行任务的设计，尤其是系统冗余设计是非常必要的。

    ● 物理模式

    物理模式是以电动力学、磁流体动力学（magnetohydrodynamics，MHD）和运动学理论来描述空间天气事件中能量、动量、质量和磁通量等物理量的传输，它的实现手段主要是数值模拟，这种预报方法也称为数值预报。从经验模式向物理模式过渡需要两个条件：一是人们对日地空间事件的发展过程和物理规律有了清楚的了解，二是空间探测技术的发展为预报提供实时的监测数据。

    空间天气数值预报在20世纪90年代开始得到快速发展，最典型的就是磁层MHD模式和磁层规范和预报模式（MSFM）。现在，已经发展出一些典型的物理模式，例如太阳风三维运动学模式（Hakamada-Akasofu-Fry，HAF），对日冕、太阳风和地球磁层进行描述的MHD模式等。物理模式已经从太阳、太阳风、磁层、电离层、中高层大气各区域模式向耦合模式方向发展。

    物理模式的最大优点是物理过程清楚，便于进行机理分析，一方面有助于对观测现象的认识，开拓对探测区域以外空间的了解，第二可以检验和完善理论体系，对空间天气现象给出定量描述，并为进一步发展成为空间天气事件因果链预报模式提供物理基础。

图2  WSA-Enlil 锥模式模拟的CME在行星际空间的传播过程

    利用已经建立的物理模式，通过输入初始条件和边值条件，数值计算空间天气预报参量的空间分布和时间演化，这是科学家长期奋斗的目标。然而，这种研究型物理模式的预报能力非常有限，迄今为止，独立运用于空间天气预报的物理模式仍然非常稀少。WSA-Enlil锥模式是美国NOAA空间天气预报中心业务化转化的第一个基于物理的大尺度空间天气预报模式，该模式可以提高对冕洞高速流的预测精度，可以提前1-4天提供CME到达地球的时间、地磁暴的强度以及磁暴的持续时间。

    尽管目前数值预报还没有进入业务化应用的阶段，但它代表着依靠定量物理规律作定量预报的方向，是未来空间天气预报的必然之路，随着对空间天气认识的加深和探测资料的增多，必将获得快速发展。

    ● 混合模式

    统计模式和物理模式各有利弊。统计模式灵活，比物理模式更快、更准确地预测它们训练区域的预测对象，但训练区域之外的预测是不确定的，显得比较“僵硬”，缺乏可拓展性。物理模式能够提供一系列变量的预测，但预测结果大多不能满足业务预报对预测精度的要求。

    同时，统计模式和物理模式各有所长，各有所用，一方面物理知识引导经验模式的发展，另一方面，物理模式经常依赖于经验近似来描述一些物理过程。实际的空间天气模式经常是统计关系和物理基础两者的有机结合，这类模式称为混合模式，或半经验模式，例如Wang-Sheeley的太阳风膨胀模式，Tsyganenko的地磁场模式等，都是典型的混合模式。