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| 內容簡介： |
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太空射电辐射是典型的多尺度物理现象，相关研究涉及大尺度天体能量释放、激波重联等粒子加速，以及不同类型的等离子体动理论不稳定等，也包括共振或非共振的、线性或非线性的波粒与波波作用等。《空间等离子体相干辐射》从集中展现太阳系主要射电辐射现象出发，结合近年来在数据分析和数值模拟等方面的最新进展，全面介绍有关的等离子体线性波模和动理论基础，以及有关的动理论不稳定性和相干辐射过程，为理解太空中的相干辐射现象提供理论基础。
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目录前言第1章 空间射电辐射现象 11.1 太阳和行星际射电暴 21.1.1 概述与分类 31.1.2 米—十米波射电暴（Ⅰ～Ⅴ型） 31.1.3 分米—厘米—毫米波射电暴 191.1.4 百米—万米波射电暴 281.2 行星射电辐射 361.2.1 概述与分类 361.2.2 行星极光射电辐射 371.2.3 行星常规或非热连续谱辐射 591.2.4 行星激波射电辐射 691.3 日球层顶射电辐射 701.4 空间等离子体相干辐射机制简介 76参考文献 77第2章 冷等离子体波模的磁离子理论 852.1 磁离子波动理论色散关系推导 852.2 截止与共振频率 892.3 模式的色散关系 912.3.1 平行传播情形 922.3.2 垂直传播情形 942.4 模式的波场性质 96第3章 等离子体动理论初步：朗道阻尼与非磁化等离子体中的波动模式 1043.1 双流不稳定性与朗道阻尼 1043.1.1 等离子体振荡 1043.1.2 双流不稳定性 1063.1.3 朗道阻尼 1083.2 电子朗缪尔波色散关系与相应朗道阻尼现象 1103.2.1 几种典型的粒子速度分布函数 1123.2.2 傅里叶变换及积分的奇点问题 1143.2.3 拉普拉斯变换——朗道的求解过程 1153.2.4 热分布下的积分主值与朗道阻尼 1213.3 离子声波及其朗道阻尼 1283.4 非磁化等离子体中的电磁波模式 1303.4.1 各向同性速度分布下的电磁波模 1303.4.2 速度空间各向异性情况下的电磁波本征模——韦伯不稳定性 132参考文献 135第4章 等离子体动理论色散关系推导 1364.1 弗拉索夫—麦克斯韦系统的拉普拉斯—傅里叶变换 1374.2 弗拉索夫方程的线性化处理与特征线求解方法 1384.3 未扰轨道积分 1404.4 色散关系的一般形式 1444.5 考虑相对论效应的色散关系一般形式 1474.6 平行和垂直传播情形 1524.7 冷等离子体色散关系、模式与增长率求解 1554.7.1 重新推导色散关系 1554.7.2 冷等离子体波动模式 1564.7.3 增长率求解 1594.7.4 相对论模式 162第5章 热磁化等离子体中传播的线性波动模式 1675.1 静电波的Harris色散关系 1675.1.1 平行传播：静电朗缪尔波 1685.1.2 垂直传播：电子伯恩斯坦波与静电电子回旋谐波 1695.1.3 双麦克斯韦分布等离子体中传播的静电波色散关系 1745.2 热磁化等离子体中的线性波动模式 1755.2.1 色散关系一般形式 1755.2.2 平行传播的波动模式 1775.2.3 垂直传播的波动模式 180参考文献 184第6章 等离子体动理论不稳定性 1856.1 束流—尾隆不稳定性 1856.1.1 冷等离子体中的束流模及不稳定性 1856.1.2 动理论束流（尾隆）不稳定性 1886.2 韦伯不稳定性 1906.2.1 双向束流激发的韦伯不稳定性 1916.2.2 热各向异性分布电子驱动的动理论韦伯不稳定性 1946.3 热各向异性驱动的动理论不稳定性 1976.3.1 火龙带不稳定性 1986.3.2 电磁离子回旋不稳定性 1996.3.3 哨声波不稳定性 2026.3.4 O模电磁不稳定性 2056.4 电子回旋共振不稳定性 2076.4.1 共振条件 2076.4.2 共振*线 2086.4.3 粒子扩散*线 2156.5 等离子体双共振不稳定性 2206.6 参量不稳定性或三波作用基本过程 2246.6.1 受迫振子的振荡 2246.6.2 三波谐振与调制不稳 2276.7 强朗缪尔湍流共模耦合不稳定性过程 2406.7.1 强朗缪尔湍流的扎哈罗夫方程组 2416.7.2 强朗缪尔湍流崩塌过程及其发生阈值 2436.7.3 强朗缪尔湍流崩塌过程的粒子模拟与电子调制不稳定性 2446.7.4 实验室和空间中的强朗缪尔湍流研究 247参考文献 250第7章 等离子体辐射机制简介与PIC模拟研究 2527.1 等离子体辐射简介 2527.2 等离子体辐射的PIC模拟 2527.2.1 非磁化等离子体—束流电子情况 2547.2.2 磁化等离子体—束流电子情况 2567.2.3 环束分布高能电子激发模与等离子体辐射过程 2597.2.4 高次谐波等离子体辐射机理 2627.2.5 非束分布高能电子驱动的等离子体辐射过程 2647.2.6 （Z+W→O+F）等离子体基频辐射 2687.2.7 密度梯度区的波模转换线性过程 273参考文献 280第8章 电子回旋脉泽辐射机制简介与PIC模拟研究 2828.1 电子回旋脉泽辐射简介 2828.2 电子回旋脉泽辐射的PIC模拟 2868.2.1 太阳射电尖峰暴：谐频ECME产生机制 2868.2.2 土星千米波辐射源区的回旋脉泽不稳定性 292参考文献 295附录A 数理基础 296A.1 辐射基本概念和辐射转移方程 296A.1.1 辐射强度、能流密度和辐射亮温 296A.1.2 辐射转移方程 297A.2 求解线性偏微分方程的特征线方法 299A.3 速度空间直角坐标与柱坐标转换关系 301A.4 Plenel公式及其积分应用 302A.5 拉普拉斯变换及复变函数有关定理简单介绍 305A.6 δ函数 306A.7 高斯型积分和伪高斯型积分 307A.8 等离子体色散函数 309A.9 贝塞尔函数（**类）及相关求和与积分公式 312A.10 修正贝塞尔函数（虚宗量贝塞尔函数） 315附录B 作者科研报告与科普短文选目录 317后记 319《21世纪理论物理及其交叉学科前沿丛书》已出版书目 322
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第1章空间射电辐射现象 空间中存在着丰富多彩的射电辐射短时增强现象。太阳、木星、土星、地球、天王星、海王星，乃至遥远的日球层顶、类太阳恒星、脉冲星等都是强大的瞬变射电源，辐射亮温（brightness temperature）常远超相应等离子体热力学温度和高能电子平均能量所对应的等效温度，故只能用相干辐射（coherent radiation）来解释。 相干辐射是与非相干辐射（incoherent radiation）相对而言的，二者对应于空间等离子体中的两大类辐射机制。其中，非相干辐射是以单个电荷运动或离子能级跃迁为基础产生的，各光子的频率与传播方向是由相应粒子的运动状态直接决定的，如轫致辐射、回旋同步辐射、离子能级跃迁辐射等，辐射亮温一般低于相应高能电子的能量（或等效温度）；而相干辐射是由高能电子驱动的等离子体不稳定性激发的，是等离子体集体行为的一种表现，所发射的光子具有相同或相近的频率和波矢（传播方向），相干度较高，故辐射亮温可以远超相应等离子体的热力学温度或高能电子的等效温度。 这里涉及一个基本概念：辐射亮温。简单而言（详见附录A.1），辐射亮温是指在同频率上具有相同辐射强度的理想黑体所具有的温度。例如，对于10keV的高能电子，其对应的等效温度大约为1亿摄氏度，而这些电子可激发亮温高达的相干辐射。 在射电天文研究中，常用辐射流量仪（radiometer）或射电频谱仪（radio spectrograph）进行观测，给出的数据主要是射电辐射流量变化*线以及辐射强度随频率和时间的变化图谱（即动态频谱（dynamic spectra））。根据射电信号的时间变化和频谱观测特征，可进行形态学分类，这是进一步理解辐射机制与源区物理过程的基础。 辐射流量仪与射电频谱仪可记录射电信号强度随频率和时间的变化，时间和频率分辨率可以很高，却不具备空间分辨能力，即不知道辐射源在哪里。为此，需建设射电成像系统。相对于可见光，射电波很长很长，根据成像空间分辨率与波长之间的反比关系，需建造很大孔径（例如几千米）的射电望远镜才能达到“稍好”一点的空间分辨效果。为提高空间分辨率，目前普遍采用综合孔径技术。对于此类系统，空间分辨率是由相隔*远的两个天线的距离（称为基线长度）决定的；而系统灵敏度或采集到的信号能量则由各天线接收面积之和确定。由此，可以通过在较大空间范围内按照设计好的阵型部署几十个或百余个小孔径天线而构成阵列，以实现所要求的空间分辨率和信号灵敏度。图1.1展示了我国近十余年来建设的两套日像仪照片。 对于太阳和行星空间等离子体，有两个与电子运动有关的特征频率，分别是电子绕磁场回旋运动对应的电子回旋频率和等离子体静电振荡对应的电子等离子体频率。对于由等离子体动理论不稳定性所决定的相干辐射而言，相应频率要么在或其倍频附近，要么在或其倍频附近。当然，如果辐射源区尺度较大，覆盖了一定密度或磁场变化范围，则所得辐射也可能表现为占有一定带宽的连续谱。对于一般的太阳及行星际（IP）物理参数，两个特征频率均位于射电频段（万米、千米波直到厘米、毫米波），因此相应相干辐射自然位于射电频段。这就是射电观测具有至关重要之科学与诊断价值的原因：可以直接用于诊断源区密度或磁场强度。 由太阳至行星际空间，等离子体数密度与磁场强度均有几个至十几个数量级的变化。由内向外，相应辐射频率一般均由高到低变化，通常都是离太阳越远，辐射频率越低，波长越长，可以从毫米波（几十吉赫兹）至千米乃至万米波（几十千赫兹），甚至十万米波（几千赫兹）。合适频段的射电信号可以进入并干扰我们的无线电通信或雷达与导航系统。 本章简单介绍太阳系中观测到的一些射电辐射现象，重点关注目前被归为等离子体相干辐射的太阳系空间射电现象，包括来自太阳和行星际空间的百米-米波、分米-厘米-毫米波射电暴，来自行星磁层空间的极光射电辐射、非热窄带辐射与舷*激波射电辐射，以及来自日球层顶的百千米超长波射电辐射等。 1.1太阳与行星际射电暴 1.1.1概述与分类 顾名思义，太阳射电暴源自太阳大气，而行星际射电暴则源自行星际空间。二者分别对应于太阳活动及其行星际过程所导致的射电频段辐射剧增，可在短时间内增至背景辐射的几千倍至上万倍，甚至更高。 太阳射电爆发是在第二次世界大战期间（1942年）英军雷达受到强烈干扰时被偶然发现的。当时，在强烈干扰影响下，英军雷达没能探测到从法国穿越英吉利海峡到达德国的两艘德军军舰。英军猜测可能是受到了德军先进设备的干扰，于是请雷达专家Hey调查。十天之后，强烈的干扰再次出现，但德军似乎没有什么大的军事行动。Hey发现，当雷达指向太阳天区时，便会受到干扰；而与此同时，英国格林尼治天文台观测到了大的太阳黑子群，二者很可能相关。战后，基于这些雷达设施及Hey的偶然发现，天文学家开启了太阳射电天文学领域的研究，做出了很多重要发现。射电天文学奠基者Grote Reber*早公开报道了太阳射电暴现象（Reber，1944），使之成为*早被发现的射电天文现象之一。 根据射电辐射波长范围，通常可将太阳射电暴分为米-十米波射电暴和分米-厘米-毫米波射电暴等，其辐射的波段和频谱特征有较大差异。波长更长、频率更低的射电辐射（百米、千米波等）通常来自行星际空间，称为行星际射电暴。下文将逐一介绍。 1.1.2米-十米波射电暴（I～V型） 米-十米波太阳射电暴的研究历史很长。上述英军雷达太阳射电信号于1942年2月26日下午*次出现，27～28日连续出现，在夜晚则消失。英国的多个无线电台站均接收到了相应信号。同期，格林尼治等多个天文台观测到太阳活动区及耀斑现象，可确认信号源自太阳（Hey，1946），但强度要比预期（约6000K）高近5个量级。 此后，太阳射电暴被频繁观测并详细研究。根据动态频谱上的射电信号形态及其变化，可将米-十米波段的太阳射电暴区分为I～V型射电暴（Wild and McCready，1950；McLean and Labrum，1985）。各类太阳射电暴分别具有如下大概形态（图1.2）：I型暴表现为持续时间很短的点状爆发群；II型暴为频率随时间缓慢变化的窄带辐射；III型暴则为频率随时间急速下降的窄带辐射；IV型暴为宽带连续谱辐射；而V型暴则是与III型暴同时出现、频率范围被大大展宽的辐射。在分米-厘米波，还经常观测到伴随耀斑的连续谱辐射，称为耀斑分米-厘米波连续谱（decimetric-centimetric continum）。下面将结合山东大学槎山太阳射电观测站及文献中的一些数据介绍各类射电暴的主要特征。 1.I型暴 I型暴是*常见的一种米波射电暴，也是*早发现的太阳射电爆发。Hey(1946)报道的4～6m波长的持续几天的射电爆发，便是I型暴的*次观测。 I型暴频谱通常由离散的点状爆发群（也称为噪暴（noise storm））和背景连续谱辐射构成，前者持续时间很短（0.1～1s），带宽很窄（相对带宽约为3%～5%），亮温可高达；后者为宽带辐射，亮温相对较低，约为。整个I型暴有时可持续几天甚至几周时间。I型暴在动态频谱中通常没有明显的频率漂移，其爆发在动态频谱中大多呈离散的随机分布，偶尔会规则排成链状，形成具明显频漂特征的I型暴链（type I chains，图1.3）。 I型暴通常具有较高的偏振水平，靠近日心时源区偏振度可达100%。偏振度会随偏心距离增加而下降，这种中心-边缘变化（centrelimb variation）是I型暴的重要特征。观测发现，当磁场方向远离（指向）观测者时，I型暴表现为右旋（左旋）偏振，符合寻常（ordinary，O）模特征，故通常认为其辐射机制为等离子体辐射（plasma emission，PE）。注意，此处左右旋的定义遵循“射电规则”，即以波传播方向（由太阳指向地球）为准。 I型暴通常发生于相对“安静”的活动区，与耀斑并不直接相关，而是对应于活动区慢演化过程中的小尺度磁重联能量释放过程。I型噪暴与相应连续谱辐射差异较大，可能对应于不同的辐射过程。根据Li等(2017)的研究，I型噪暴与日冕中的极紫外（extreme ultraviolet，EUV）亮点以及光球表面的移动磁结构有关联，可能与由磁足运动引起的日冕磁环间间歇性小尺度磁重联有关，而宽带、长时间的连续谱辐射则可能是由束缚于磁环中的能量电子产生的。这些推论还有待更多观测和理论研究的核验。 2.II型暴 II型暴在动态频谱上表现为从高频到低频缓慢漂移的窄带辐射，频漂率通常小于，瞬时带宽较窄（几兆赫兹至几十兆赫兹），一般持续时间为几分钟到十几分钟。常可观测到基谐频结构，对应于两条频率比大致为2（一般小于2）的谱带，基波起始频率通常低于300MHz，偏振一般较弱。在较少事件中，还会观测到疑似更高次谐波的频谱结构。 主要基于II型暴的基谐频特征以及频漂大小与日冕物质抛射（CME）爆发速度的一致性，学界通常认为II型暴是由太阳爆发驱动激波加速的高能电子激发的等离子体辐射。故II型暴可作为日冕或行星际激波的“示踪器”。此外，在等离子体辐射理论框架下，辐射频率是由当地等离子体振荡频率（或电子密度）决定的，故当激波外传、数密度不断下降时，II型暴频率也随之递减。如已知空间中电子密度随高度变化的规律，则可根据II型暴频漂估算对应激波的传播速度，推断激波的到达时间，这对空间天气灾害事件的预警预报有重要作用。 1）早期发现与研究 Payne-Scott等(1947)展示了观测到的不同频率（200MHz，75MHz，60MHz，30MHz）太阳射电爆发事件，发现在一些事件中不同频率处辐射强度的时变形态较为相似，但并不同时发生，而是由高频向低频依次出现，即出现所谓由高频向低频的频漂特征（图1.4）。该类射电暴随后被归为II型暴（Wild and McCready，1950）。Payne-Scott等还推测，根据观测到的这些爆发在不同频率处（200MHz、100MHz、60MHz）起始时间的相继延迟，猜测它们可能是由某种从太阳大气向外传播的物理过程所引起的。进一步，还依据当时了解到的日冕密度随高度变化规律，推断出辐射源运动速度在，这与日珥爆发的速度在同一水平。这为理解II型暴起源提供了很好的线索。 随后，Dodson等(1953)对比分析了米波射电暴与耀斑的关联性，提出II型暴与高速物质抛射（而非耀斑过程中的Ha增亮）相关；Giovanelli和Roberts(1958，1959)的观测进一步支持了高速物质抛射过程是II型暴驱动源。Uchida(1960)则提出II型暴是由爆发过程驱动的激波产生的。目前，这一观点已被普遍接受。图1.5给出一些II型暴动态频谱数据。 根据II型暴频谱数据，可定义出“主骨”（backbone）、“鱼骨”（herringbone）结构。顾名思义，主骨结构对应于II型暴主干分量，鱼骨结构则对应于由主骨发出
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