大溪天文電波台觀測日誌

[曹大貓咪]

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  

[曹大貓咪]

太陽黑子的電離流體和閃焰的爆發關係

Physical Processes of Sunspot Formation and Flare Eruption
Originated (Ionized hydrodynamics)

有幾位鄉親來信給我,對於太陽的黑子產生和磁力有點不解,我將回信內容做一個簡單整理如下:
由於太陽和地球不同,不是固態質量，太陽是一個因高溫產生的電離氣體的球體，加上本身自轉速度在赤道與極地之間有所不同。這有人稱為微分旋轉. 若仔細看其太陽的南北緯度轉速的特性,以赤道附近
大約24天.在南北45度左右的中緯度速度較慢一點,若是靠近極點大夠要花超過30天，所以速度是最慢的. 這種旋轉速度因地緯不同的速度差異就是磁力線扭曲的起點。
所以太陽的自轉,因微分自轉和內部對流會使磁力線隨著時間慢慢拖慢為扭曲或變形.
黑子的形成就是當太陽在一段時間後,這些拖慢,慢慢扭曲的磁力線.在赤道+/-40度左右的部分磁力線會逐漸上升到太陽光球表面時.因為磁場逐漸加強,造成磁力線上升的區域,因擠壓磁力線,造成壓力最高的電離化電子被困住,最後就形成具有強烈磁場的太陽黑子.
在太陽黑子中，強烈的磁場因抑制熱力對流(溫度無法上升)，使溫度低於周遭環境，使黑子的本影和半影環境看起來更暗.
重點在這裡:
1.太陽黑子是磁場強大的區域. 大約在數千個高斯在抑制電離氣體的熱力對流，阻礙能量傳輸，導致溫度下降，使區域看起來更暗淡.
2.低溫並不代表低電離溫度，而是比較黑子區域實際溫度低於周圍光球環境.
最後是太陽閃焰爆發! 這是能量在扭曲的磁場中累積後爆發, 發出x光和高能粒子等物質,爆發後,我們可以觀測到磁力線會迅速重新斷裂後連線重置.
京都大學有許多研究試圖從觀測與理論模型來解釋這一連串過程。akari.c.u-tokyo.ac.jp
結論:
太陽內部就是一座發電機,發電機的作用會因太陽自轉產生南北磁力線和扭轉. 這些磁力線逐漸漂浮在太陽光球層的表面.
最後在赤道附近的扭曲磁力線因磁場累積增加. 強烈的磁場抑制電離氣體的熱力對流作用.也就是減少內部的熱能供應. 圖1
這樣的結果造成黑子產生和溫度低於光球面的周邊現象. 最後如果磁場在於黑子面積較大時,會聚集較高的能量需要釋放.這種大量的能量釋放,就是太陽閃焰的爆發. 這在許多的研究中所發展出的最新的太陽黑子和閃焰爆發的電離流體動力學模型來解釋太陽的黑子形成和閃焰爆發.
圖2: 美國SDO 太陽動力天文衛星觀測到,利用極紫外線,觀測到閃焰的連續爆發.可以觀測到電離氣體因閃焰爆發噴出,造成磁力線重新連接配置.
圖3:利用電磁流力的偏微分和差分修改演算出超級電腦模擬太陽閃焰中高溫電離氣體流體模型(電磁流體力學).
圖4: 在1990年代末,日本的太陽衛星 陽光.拍攝到閃焰爆發時和結束後的磁力線重新連接.和美國動力天文衛星觀測一致.因而確定太陽在閃焰爆發後的磁力線重新連接在一起.

參考文獻:
Cosmical Magnetohydrodynamic Phenomena and Solar Flares
Kazunari Shibata , Astronomical Observatory, Kyoto University
∗Email for correspondence: shibata@kwasan.kyoto-u.ac.jp

[曹大貓咪]

北冕座 T 變星 觀測日誌

2026.0706
1.T CRB 2026 Jul 6.5542 Visual mag= 9.7 mag Johnson V
2.T CRB 2026 Jul 6.5562 Blue mag =11.2 mag Johnson B
3.T CRB 2026 Jul 6.5576 Red mag = 9.0 mag Cousins R
B-V color index=+1.4

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)
2026年07月06日          溫度 27.3度C    濕度  75%     大溪         風速 1級( 陣風)    SQM= 17.86

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.

觀測變星:21顆   CCD:21顆   目測:0顆           北冕座   Crb     武仙座 Her     蛇夫座 Oph    


Observations submitted since last login:
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         Name              JD          CalendarDate              Mag                 Filter               Notes
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1   T CRB   2461228.05417   2026 Jul 6.5542              9.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2   T CRB   2461228.05625   2026 Jul 6.5562            11.2      Johnson B   ensemble            ASTROART8.0   N      
3   T CRB   2461228.05764   2026 Jul 6.5576              9.0      Cousins R   ensemble            ASTROART8.0   N      
4   R CRB   2461228.06319   2026 Jul 6.5632              6.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5   S CRB   2461228.06944   2026 Jul 6.5694             6.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
6   U CRB   2461228.07083   2026 Jul 6.5708              7.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
7   V CRB   2461228.07292   2026 Jul 6.5729              8.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8   W CRB   2461228.07431   2026 Jul 6.5743            11.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
9   X CRB   2461228.075   2026 Jul 6.575                   9.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
10   Y CRB   2461228.07847   2026 Jul 6.5785            9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11   Z CRB   2461228.08056   2026 Jul 6.5806          14.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
12   R HER   2461228.08403   2026 Jul 6.584             13.3      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
13   S HER   2461228.08681   2026 Jul 6.5868           12.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
14   T HER   2461228.08681   2026 Jul 6.5868             8.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
15   U HER   2461228.08681   2026 Jul 6.5868             8.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
16   V HER   2461228.09097   2026 Jul 6.591             10.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
17   W HER   2461228.09653   2026 Jul 6.5965          11.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
18   X HER   2461228.09861   2026 Jul 6.5986             7.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
19   Y HER   2461228.10069   2026 Jul 6.6007             7.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
20   Z HER   2461228.10347   2026 Jul 6.6035             7.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
21   R OPH   2461228.10625   2026 Jul 6.6063            11.3      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
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Celestron 14" SCT +Sbig ST-10XME  直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V,B,R FILTER / CHROMA V -Bessell
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 2026  0706取樣  16.03mag   ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )
 image field: 26'x19' (ST-2000XM)  41'x34' (STL11K)  26'X21' (ST-10)
大溪及世界各地業餘觀測者的觀測資料及曲線可參考  http://www.aavso.org/data/lcg
*.Vmag=photometry  RADEC=astrometry by Astroart5.0
TYGA TW : AAVSO global obse