剪下滯後

[拼音]：taiyang huanbian shedian

[外文]：slowly varying component of solar radio radiation

太陽射電中一種同黑子和譜斑密切相關的緩慢變動的成分（又稱S成分）。這種射電成分遍及從 2.25毫米到1.76米的寬闊波段。在波長短於60釐米的釐米和分米波段，緩變射電最為突出，其亮溫度接近日冕電子溫度；關於緩變射電的大部分觀測資料，也都集中在這個波長範圍內。緩變射電的流量密度約比寧靜射電的小一個量級，它與黑子和譜斑的面積有相應的統計關係。緩變射電來自黑子和譜斑上空的日冕凝聚區，這種區域的電子密度比周圍高几倍，溫度也較高，而且還滲透進黑子磁場。這種區域也稱為太陽區域性射電源。

圖中曲線為1957年7月到1958年12月“國際地球物理年”期間，每天測到的10釐米波長上太陽緩變射電流量密度與太陽相對黑子數的變化，可見二者是密切相關的。

緩變射電普遍認為是由兩種輻射過程組成的。一種和寧靜太陽射電一樣，是電子在離子的庫侖場中沿雙曲線軌道運動時產生的熱軔致輻射；另一種是電子在黑子磁場中沿磁力線作螺旋軌道運動時產生的迴旋加速輻射。這種聯合機制基本上可以解釋緩變射電的全部性質（例如，亮度分佈特性以及偏振和頻譜特性）。在波長超過60釐米的長分米波和米波波段，緩變射電非常微弱，而且經常與射電爆發混在一起。例如，米波噪暴往往是在以前存在緩變源的區域中產生的。業已發現，米波緩變射電輻射的方向性比釐米波和分米波的強得多，緩變源還存在著週期近半小時的可變性。這種起伏以及較高的亮溫度 (106～107K)足以表明其輻射可能有一部分是非熱性質的（見熱輻射和非熱輻射）。毫米波緩變射電的觀測研究工作開展得較晚，其亮溫度僅比寧靜太陽射電的稍高，其偏振度也較低。值得提出的是，毫米波輻射來自耀斑的起源處──色球，因而對毫米波緩變射電的觀測研究能提供預報耀斑出現的線索。例如，毫米波緩變射電的增強就與大耀斑的出現相關。另外，毫米波緩變源與鈣譜斑和色球磁場關係較密切，因而通過對毫米波的偏振測量可能探索到測定色球磁場的途徑。

在多個波長上同時作緩變射電的觀測研究，可以確定太陽活動區上空不同高度上的電子密度、溫度和磁場分佈等重要物理引數。通過對緩變射電的觀測研究，可以進一步探討耀斑爆發的起源機制和尋找預報耀斑的重要線索。

參考書目

M.R.Kundu，SolarRadioAstronomy，pp.146～194， Interscience Publ.，New York，1965.