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曹大貓咪
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我們利用業餘電波觀測太陽的物理意義和現實
我們人類利用電波正式觀測太陽的歷史非常短,還不到80年. 使用電波觀測太陽,主要目的是觀察太陽看不見的大氣運動與能量傳輸的重要窗口。
人類數百年前用光學望遠鏡觀測太陽, 在20世紀才發現太陽還會發出廣泛的無線電波。這些無線電可以觀察到太陽大氣的溫度與密度結構(例如色球層和日冕) 和電離化的電子在閃焰爆發加速下的行為。就學術研究上,電波可以取代光學看不到的 氫氣體在高溫稀薄電離子體動力學等粒子加速過程.在運用上,以公尺波長波段(VLF-UHF)觀測到的太陽閃焰的無線電爆發對應於太空天氣預報直接相關，特別是在預測通訊中斷和電離層擾動方面。
利用電波觀測太陽,我們要了解多少電波頻率能觀測到什麼？
天文電波觀測,在理解上,電波的頻率越低，我們可以看到太陽大氣層和上層的稀薄日冕, 如果觀測電波頻率越高，我們可以看到太陽大氣層(色球層)越往太陽內部的結構. 這就是電波觀測頻率對太陽電波觀測的大致分類.
電波(從 VLF ,MHz到數十個GHz 頻段):
在米波波段，主要是觀測各種太陽色球層的閃焰爆發(或稱太陽電波爆發)，如閃焰電波爆發有I型到V型.早期閃焰爆發後階段電子束加速噴離至更高空太陽日冕區域.若在研究上,利用頻率頻譜分析(FFT).它能以高解析監看閃焰爆發到日冕期間的衝擊波與密度變化結構，作為快速時間演化與頻率的二維光譜分析。
在地面上, 專業的太陽電波天文台,在公尺波長電波監測閃焰爆發後,會以GHz 頻段到十幾個 GHz 頻段電波望遠鏡作接力式的同步觀測.主要是閃焰爆發後的高速粒子從色球層到日冕區域的磁場和高密度熱輻射觀測(日本的野邊山電波天文台,在約17.34 GHz 觀測) 觀測目的是追蹤太陽黑子區域的磁場與受到約束的電離溫度結構變化.所以我們可以看到太陽在閃焰爆發期間的磁場/溫度干涉後的黑白影像區域圖.至於更內部的太陽結構,由於太陽內部無法直接利用光學或電波可見，現代的太陽研究其內部結構主要透過太陽震動(日震學)和太陽內部深層發出的微中子量化觀測來估算。然而，為了驗證是否能重現與太陽色球大氣與日冕溫度結構的數據結果一致，天文學家會以連續GHz頻率(更高的奈米波)電波觀測做輔助觀測.
以業餘的現實面而言,我們能夠做到的公分波長,是以1.42到2.8 GHz 為主.至於更高的ku頻率 5-10GHz或數十到百GHz以上的頻率,則無法和更專業的天文電波設備比擬.
所以1.42 GHz 是我最感興趣的觀測頻段.因為它有幾個觀測上的好處....
1. 1.42 GHz (21 公分中性H-I 氫線)而聞名的頻率，以專業天文而言,對太陽和星系間的結構研究極為重要。所以1.42GHz 頻段在地面無線電通訊上特別受到保護. 空出這一段專門提供給天文觀測使用.
2.1.42GHz 的電波觀測所需要的硬體,如天線,LNA, RF Detector A/D(如AD 836), 降頻器 和 全頻接收機等.很多設備都可以比較平價的費用找的到.....
在天文觀測上,1.42GHz 可以觀察到來自太陽高層的日冕區域,相對日冕外層至中層的熱輻射，以及色球層閃焰爆發期間的非熱輻射電波。然而，1.42 GHz 本身更被定位為星際間的氫氣研究的頻率.對於遙遠的星系間的電波偵測,這個波段極為重要!
2.8 GHz（10.7公分波長）的重要性:
2.8 GHz是太陽發出的電波通量(solar radio flux)指數的標準頻率，全球稱為「F10.7」它與太陽黑子活動和數量相關，並被用作太陽活動的代表性數據。它的好處就是對於熱輻射與非熱輻射都很有感覺，穩定追蹤太陽移動,定時測量其電波強度再換算成電波通量,就能夠穩定追蹤太陽活動的變化。
在日本的野邊山電波天文台，現階段持續觀測以固定頻率2.8 GHz為基礎.
最後整理簡單的電波頻率對於天文觀測的意義:
頻段 主要對應區域 主要科學意義
從數十 MHz 到 數百 MHz 高層日冕 – 星際空間 監測太陽閃焰爆發、衝擊波與電子流動
大約 1 GHz 日冕中層 日冕熱輻射與活動區域的結構
2.8 GHz（F10.7） 日冕活動區域 太陽活動指數、長期變異性、太空天氣
數 GHz 到 數十 GHz 太陽色球到日冕低層 色球層到日冕磁場與溫度結構，以及閃焰爆發至日冕的流體溫度加熱
野邊山 太陽電波望遠鏡 天線直徑:25cm-3M 鏡面誤差: 0.1mm 観測頻率: 1、2、3.75、9.4、17、35、80GHz
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