大家所说的太阳无线电波指的是什么

天体的无线电辐射是在1931年由美国无线电技师杨斯基首先发现的。他研究天电干扰，偶然地察觉来自人马座（银河系中心方向）的波长为15米的无线电辐射。经过反复察核，他确信这是来自字宙空间的无线电讯号，就写了一篇文章，投寄《天体物理学杂志》，报道这一个划时代的重大发现。

到1943年，一个英国人在1.87米收到太阳的无线电波。用射电方法研究太阳有好些突出的优点。首先是很容易观测到色球和日冕，这与光学观测正好相反。其次，射电观测对太阳活动极为敏感。当耀斑出现时，太阳的射电辐射可以猛增成千上万倍，而可见光波段的强度变化不超过1-2%。此外，射电观测阴雨无阻，不象光学观测要“靠天吃饭”。但是，一般的射电观测有一个致命的缺点，就是分辨率太低。

射电望远镜是射电天文观测的主要工具。射电望远镜的天线用来接收天体的无线电波，它的作用和光学望远镜中的物镜相似。天线有各种不同的类型，一般采用抛物面反射天线。记录仪把天体的射电讯号记录下来，它的作用和光学望远镜的目镜或照相机类似。一架射电望远镜只能接受一定波长的射电辐射。这意味着，每架射电镜都是一个单色观测仪器。

实测结果告诉我们，太阳射电辐射分为宁静的和扰动的两部分。前者属于太阳主体，后者来自活动区。假设太阳是一个黑体，那么由宁静太阳的射电辐射强度不难算出相应的温度。对于厘米波，这种温度约为一万度；而米波对应于一百万度左右的高温。这表明太阳的厘米波和米波射电辐射分别由色球和日冕发出。总的情况是这样：波长愈长，射电辐射来自愈高的大气层，相应的温度也愈高。至于扰动部分，它与太阳活动现象密切相关。

当日面上出现大黑子群时，太阳的扰动射电辐射往往大为增强。有一点要说清楚，射电辐射并不是黑子发出的（后面要谈到，黑子是光球中的活动现象），而是来自黑子上空的日冕。特别引人注目的是，耀斑往往伴随着射电爆发，这时太阳的米波射电辐射可以骤增上百万倍！大致情况是这样：波长愈长，扰动的幅度愈大，而持续的时间愈短。