太阳射电爆发事件，主要是耀斑、日冕物质抛射，是太阳系中最剧烈、最活跃的能量释放过程，其中高能粒子有可能对地球周围的空间环境及地磁场产生强烈的扰动，直接影响卫星、通讯、电力等现代化系统，并且影响人体健康，对人类的生活环境带来直接影响。

太阳的射电辐射主要来自日冕，不同波段的射电辐射反映了日冕不同层次的活动情况。对太阳射电辐射的观测研究是诊断日冕物理参数(如温度、密度、磁场等)的最重要手段。10 m波段(约15~100 MHz)，大约对应日冕1~2个太阳半径的高度范围的高日冕区域。10 m波段的太阳射电辐射监测，对研究该区域日冕物理特性，监测日冕物质抛射和激波在高日冕中的传播，预警预报空间天气，有着重要的意义^[1]。

目前国内对10 m波段的观测是一个空白，因此建立观测10 m波段的太阳射电望远镜十分重要，其关键设备接收机的研制也显得十分重要。

云南天文台射电天文研究组建造完成的低频段太阳射电天线阵，是由4单元倒V 型双极化半波振子天线组成的小型天线阵。考虑到本地的无线电环境，将工作频率设置在30~65 MHz频段，主要用于探测高日冕区的太阳活动。它与云南天文台已经拥有的10 m太阳射电望远镜(625~1 500 MHz)和11 m太阳射电望远镜(70~700 MHz)一起，实现对太阳日冕从底部到2个太阳半径范围内日冕射电辐射的全覆盖频谱观测。期望在四个方面发挥作用：日冕物质抛射初始阶段实时动态监测；日冕和行星际激波的诊断；能量释放及粒子加速和空间天气预警预报。

首先测试了云南天文台在10~150 MHz频段的无线电环境，并详细测试了其中干扰信号较少的30~70 MHz频段，作为接收机设计的依据。图 1给出了10~150 MHz和30~70 MHz频段的无线电环境情况，从中可以看出30~70 MHz频段的干扰较少，无线电环境相对较好。

图 1 云南天文台10~150 MHz的无线电环境 Fig. 1 The radio environment in the frequency range of 10MHz to 150MHz at the Fenghuang Mountain of the Yunnan Observatories

图选项

图 2给出太阳在低频段宁静和爆发时与星系背景噪声流量值的比较^[2]。由图可见，在低频段，太阳宁静时的辐射小于星系背景噪声，但当爆发时，辐射流量值会有若干数量级的增加。

图 2 低频段的射电流量谱 Fig. 2 Low-frequency radio spectra of the sun in various states and the background radio spectra of Galactic origins

图选项

根据10 m波段的太阳辐射特征和无线电环境情况，要求接收机具有高的动态范围、高的增益和较好的抗干扰能力。

接收机是由放大模块、滤波器模块和巴伦模块组成^[3]。

放大器模块：分别基于MINI-CIRCUITS公司生产的Gali-74和RAM-6A+两种放大集成芯片设计了两种放大模块，由稳压芯片LM7812设计的偏置电路对放大集成芯片供电，偏置电路用一个22 uH的电感与射频微波电路分开。其中RAM-6A+放大模块功耗小，噪声系数低，适合放在接收机的第一级，有利于降低接收机的噪声温度，提高接收系统的灵敏度；Gali-74放大模块的输出1 dB 压缩点较大，适合放在接收机的中间级和末级，能够提高接收机的动态范围。

滤波器模块：设计了三阶定K型+m推演型的滤波器和波纹为0.05 dB的五阶切比雪夫滤波器两种类型的滤波器。前者的带外抑制能力比较好，适于放在接收机的前端，滤除带外的强干扰；后者的带内损耗和驻波比较小，适于放在接收机的中间级，有利于降低信号在接收机内的损耗。

巴伦模块：巴伦是由1个180°混合连接器(MCL F310 T1-1T)、2个放大模块和4个滤波器模块组成。其中最重要的部分是180°混合连接器，它不仅实现了天线与同轴电缆之间平衡-不平衡的转换，而且实现了半波振子天线两臂之间的180°的相移。

图 3是10 m波段的太阳射电观测系统组成框图，图中只给出一个极化方向的接收系统。接收机的原理图如图 4和图 5，电路板图如图 6。

图 3 工作原理框图 Fig. 3 A block diagram of the analog receiver (showing only the part for measurement of one polarization direction)

图选项

图 4 接收机的原理图(第1部分) Fig. 4 Schematic diagrams of the first part of the analog receiver

图选项

图 5 接收机的原理图(第2部分) Fig. 5 Schematic diagrams of the second part of the analog receiver

图选项

图 6 接收机的电路板图 Fig. 6 A photo of the circuit board of the analog receiver

图选项

根据每一级元件的参数和相关的计算方法^[4]，计算得到整个接收机的增益(G)、噪声系数(F)和输出三阶互调点(OIP₃)，如表 1。

最终计算得出接收机的主要参数：G=61.2 dB，F=4.28 dB和OIP₃=36.04 dBm，相对应的输入三阶互调点IIP₃=OIP₃-G=-25.16 dBm。一般情况下，输入1 dB压缩点IP_{1 dB}约比输入三阶互调点IIP₃小10~15 dB，所以得输入1 dB压缩点IP_{1 dB}在-40.16~-35.16 dBm之间。

用信号源和频谱仪等仪器测量接收机的主要参数：增益、1 dB压缩点、三阶互调点。图 7给出了接收机的增益随着频率的变化，设置信号源的输入功率-70 dBm，因此测得的增益G=60 dB，约比计算得到的增益61.2 dB小1.2 dB。

图 7 接收机增益随频率的变化 Fig. 7 The frequency response of the analog receiver (measured for gain values)

图选项

图 8给出了在45 MHz处接收机1 dB压缩点的测试情况，输入1 dB压缩点IP_{1 dB}=-39.83 dBm。图 9给出了接收机二阶互调点和三阶互调点的测试情况，输入三阶互调OIP₃=-24 dBm。输出二阶谐波点OIP₂=4 dBm。

图 8 45 MHz的频率处1 dB压缩点测量< Fig. 8 The measurement of the 1dB compression point at 45MHz

图选项

图 9 接收机的非线性特性 Fig. 9 The measured non-linearity characteristics of the analog receiver

图选项

整个接收系统的噪声温度T_sys：

系统的噪声起伏： 式中，T_A为天线噪声温度；T_back为天空背景噪声温度^[5]；T_sun为太阳宁静时的噪声温度；η_t为天线输出到接收机之间的传输系数；T₀为环境温度，290 K；T_N为接收机的噪声温度，等于(F-1)T₀；Δf为积分带宽；τ为积分时间。

由系统的噪声起伏得太阳射电天线阵最小可测流量密度：，式中，k=1.38×10^-23 w/(K·Hz)为波尔兹曼常数；A_eff为天线阵的有效接收面积^[6]。对于目前建造完成的太阳射电天线阵，其单个振子的有效面积是A_{eff，dippole}：.
所以由4个阵子组成的低频天线阵的总有效面积A_eff：，式中，d=5 m是太阳射电天线阵中振子之间的距离。最终得到系统的最小可测流量密度并与太阳宁静时的流量密度S_sun比较如表 2。

从表 2可见，当Δf=100 kHz，τ=1 min时，低频天线阵可以检测到宁静太阳的辐射。当提高时间分辨率即积分时间τ=1 s时，只在50 MHz以上才能检测到宁静太阳的辐射。

接收机的动态范围是衡量接收机性能的一个重要指标。如果输入信号过大，信号会失真；输入信号过小，信号会淹没在接收系统的噪声中而无法被检测，所以动态范围就是指这个输入信号功率的最大最小范围^[7]。一般定义为产生1 dB压缩点的输入功率与基底噪声功率之比。输入端的基底噪声功率：

低频射电观测由于受到电离层和无线电环境的影响而受到限制。近年来随着电子技术的发展，大规模数字化数据采集、数据传输和处理能力大大提高，为低频段射电观测能力的提高和发展带来可能。

目前云南天文台射电研究组的4单元太阳射电天线阵已经建成，即将投入对太阳及木星射电爆发的监测。以后，该天线阵将逐步扩大，灵敏度也会逐渐提高。将逐步发展异地阵列相干技术，实现具有空间分辨率的观测能力。这样的低频阵列，有望在星系及星系介质、宇宙学和再电离时期、银河系巡天、超高能粒子的探测、脉冲星探测等方面发挥作用。