太阳缓变射电
太阳缓变射电[1]（slowly varying component of solar radio radiation )：在太阳上出现弱扰动时产生的一种太阳射电。缓变射电往往呈圆偏振，其强度变化具有与太阳自转周期相同的27天周期。这种射电成分通常出现于厘米和分米波段,亮温度约为5×10～5×10K。由于太阳射电辐射是电子密度和温度的函数，所以在多种波长上，对缓变射电局部源同时作高分辨观测研究，就有希望改进现有的活动太阳的大气模型。此外，对毫米波的高分辨率偏振测量，有助于确定低色球层的磁场结构。这些观测，对于研究耀斑物理起源有重要意义，而且可为进一步探讨缓变射电的辐射机制提供重要资料。
太阳射电中一种同黑子和谱斑密切相关的缓慢变动的成分(又称S成分)。这种射电成分遍及从 2.25毫米到1.76米的宽阔波段。在波长短于60厘米的厘米和分米波段﹐缓变射电最为突出﹐其亮温度接近日冕电子温度﹔关于缓变射电的大部分观测资料﹐也都集中在这个波长范围内。缓变射电的流量密度约比宁静射电的小一个量级，这种区域的电子密度比周围高几倍﹐温度也较高﹐而且还渗透进黑子磁场。这种区域也称为太阳局部射电源。
缓变射电普遍认为是由两种辐射过程组成的。一种和宁静太阳射电一样﹐是电子在离子的库仑场中沿双曲线轨道运动时产生的热轫致辐射﹔另一种是电子在黑子磁场中沿磁力线作螺旋轨道运动时产生的回旋加速辐射。这种联合机制基本上可以解释缓变射电的全部性质(例如﹐亮度分布特性以及偏振和频谱特性)。在波长超过60厘米的长分米波和米波波段﹐缓变射电非常微弱，业已发现﹐米波缓变射电辐射的方向性比厘米波和分米波的强得多﹐缓变源还存在著周期近半小时的可变性。这种起伏以及较高的亮温度 (10～10K)足以表明其辐射可能有一部分是非热性质的(见热辐射和非热辐射)。毫米波缓变射电的观测研究工作开展得较晚﹐其亮温度仅比宁静太阳射电的稍高﹐其偏振度也较低。值得提出的是﹐毫米波辐射来自耀斑的起源处──色球﹐因而对毫米波缓变射电的观测研究能提供预报耀斑出现的线索。例如﹐毫米波缓变射电的增强就与大耀斑的出现相关。另外﹐毫米波缓变源与钙谱斑和色球磁场关系较密切﹐因而通过对毫米波的偏振测量可能探索到测定色球磁场的途径。
在多个波长上同时作缓变射电的观测研究﹐可以确定太阳活动区上空不同高度上的电子密度﹑温度和磁场分布等重要物理参数。通过对缓变射电的观测研究﹐可以进一步探讨耀斑爆发的起源机制和寻找预报耀斑的重要线索。
参考书目
M.R.Kundu﹐Solar Radio Astronomy﹐pp.146～194﹐Interscience Publ.﹐New York﹐1965.