太阳活动

太阳活动（solar activity）是太阳大气层里一切活动现象的总称，包括太阳黑子、耀斑、日珥及日冕物质抛射等。^[1][3]

现今世界公认的最早的黑子记事，是西汉河平元年(公元前28年)三月所见的太阳黑子现象。^[4]1609年，伽利略发明了历史上第一具天文望远镜，欧洲首先在1611年使用望远镜观察太阳黑子，开始了近代太阳物理的研究。^[5][6]1843年，海因里希·施瓦贝(Heinrich Schwabe)首次确定了太阳活动周期，其确定的周期为10年，不久之后，德国柏林天文台的瑞士天文学家鲁道夫·沃尔夫(Rudolf Wolf)将这一周期的数值改进为11.1年。^[7]

由于太阳上各部分的自转速度不同，与光球层下方持续的对流，共同导致了太阳磁场不断地扭曲和转变，这就产生了太阳黑子和耀斑。^[8]太阳活动具有周期性特点，而且太阳活动状态和太阳黑子数有明显的关联性。^[9]按照尺度变化、运动速度及能量释放的快慢，太阳活动又被分成了缓变型太阳活动和爆发型太阳活动，^[10]此外，太阳活动还有重现性和非重现性之分。^[11]

太阳的一切微小变化都可能影响地球和地球上的人类，太阳的爆发性活动可以使近地太空环境发生剧烈的变化，对地球气候、电离层、磁场、航天活动都会产生剧烈影响，从而严重影响航天器安全和人类的生活。^[12]科学家通过不断研究，现在已经形成了以地面观测系统为主，地面与空间观测相结合的太阳观测网，从而不断提高太阳风暴预报产品制作与服务水平，增强预报预警能力。^[13]

太阳黑子是太阳表面上的阴暗区域，一般成群出现，主要出现在太阳纬度5°～30°。它拥有很强的磁场，而其温度则较其他地区低，长期观测发现，太阳黑子数与太阳活动状态有明显的关联性，因此太阳黑子的数量通常用作太阳活动的指标，黑子数高称为太阳活动高年，黑子数低称为太阳活动低年。^[9]

太阳黑子数有大约11年的周期变化。太阳黑子数时间序列的谱分析表明，还存在着其他重要变化的周期。11年的周期并不是特别稳定，可以在9～14年变化，比较强的周期似乎较早到来。太阳活动与某些地球现象的关系研究表明，还存在22年周期，与11年周期不太稳定相反，22年周期相当稳定。^[14]

太阳黑子温度较周围区域低，这是由太阳黑子的磁场非常强，其磁场强度在1000～4000T，比地球上的磁场高出一万倍。在强磁场作用下，太阳内部能量通过对流方式向外传递就会受到抑制。所以当强磁场浮现到太阳表面时，该区域的背景温度会缓慢地从5700 ℃降到4000 ℃左右，使该区域以暗点形式出现，从而产生太阳黑子。太阳黑子倾向于成群出现，每个黑子群中的黑子有一两个至几十个，每个黑子的直径有几百千米至几千千米。^[15]

在太阳活动周开始时，太阳南、北半球黑子群的平均纬度在30°附近，随着时间推移，黑子出现的纬度逐渐向太阳赤道转移，在太阳活动极大年附近为15°左右，在活动年结束时黑子群的平均纬度在8°左右。同时，在每个活动周末尾，新的黑子群又开始在高纬度出现，形成前一周黑子在低纬度和新一周黑子在高纬度同时存在的情形，这样的情形大约维持一年。如果把日冕纬度作为纵坐标，以时间作为横坐标，黑子分布的演化图就像一连串翩翩起舞的蝴蝶。^[16]

日珥是太阳大气中美丽而复杂的等离子体活动现象，它们由低温、稠密的等离子体组成，动态地悬浮在光球磁场中性线上方高温稀薄的日冕中。日珥由许多向下伸出的足连接到光球。在日面上，日珥呈现为暗的条状结构，因此又被称为暗条。日珥的形成、维持和抛射等现象，是一个非常复杂的物理过程，涉及到辐射、热传导、加热、磁场重联、太阳重力等物理因素的非线性相互作用。^[17]

日珥的形态是多姿多彩的。有的如色球外的浮云，有的像喷泉，有的似环形拱桥。有的日珥可以高达几万到几十万千米。它们的底部在色球，而活动已深入到日冕广阔的空间。日珥出现的次数和抛射的高度，都与太阳活动的周期有密切关系。一般来说，一次日珥活动要经历几小时到几十天。根据日珥的形态和运动特征，把日珥分成3种类型：爆发日珥、宁静日珥和不规则日珥。最为壮观剧烈的是爆发日珥，它的物质以几百千米/秒的速度向外抛射。^[18]

太阳耀斑是发生在太阳大气层局部区域的一种最剧烈的爆发现象，具体表现为在短时间内释放大量能量，引起局部区域瞬时加热，向外发射各种电磁辐射，并伴随粒子辐射突然增强。耀斑的持续时间为几分钟到几十分钟，在这短暂的时间里却能释放出1020～1025J的巨大能量，这相当于上百亿颗巨型氢弹同时爆炸释放的能量，或者相当于十万至百万次强大火山爆发释放的能量总和。不过对于太阳这个巨大的能源来讲，它也不过只占太阳辐射总能量的万分之一左右。^[19]

由于太阳光球的背景辐射太强，因此大多数耀斑不能在白光中观测到，辐射增强主要是在某些谱线上。根据观测手段的不同，太阳耀斑主要分为光学耀斑、X射线耀斑等。通常，可见光范围内的单色光观测的耀斑称为光学耀斑，X射线波段观测的耀斑称为X射线耀斑，与质子事件相对应的耀斑则称为质子耀斑。^[20]

耀斑发生的规模不同，释放的能量也会不同，对近地太空环境造成的影响也会有所不同。耀斑面积是其辐射规模的重要指数，国际上采用耀斑亮度达到极大时的面积作为耀斑级别的主要依据，同时定性地描述耀斑的极大亮度。根据耀斑的Hα单色光面积大小，光学耀斑分为S、1、2、3、4五个级别，光学耀斑的极大亮度以F、N、B表示，分别代表了弱、普通、强三个等级。例如最大最亮的耀斑是4B，最小最暗的耀斑是SF。^[21]

地球电离层对太阳软X射线辐射强度变化反应敏感，所以国际上也广泛采用0.1～0.8nm的软X射线辐射强度对X射线耀斑进行定级。目前，按照美国GOES卫星观测的软X射线峰值流量的量级，将耀斑分成A、B、C、M和X五级，这五级耀斑所释放的能量依次增大。一般来讲，C级以下的耀斑均为小耀斑，M级耀斑为中等耀斑，X级耀斑则为大耀斑。各等级后面的数值表示软X射线峰值流量的具体数值，例如M4级表示耀斑软X射线峰值流量为4×10-5W/m2。^[22]

通过长期观测发现，大多数耀斑都发生在黑子群的上空，且黑子群的结构和磁场极性越复杂，发生大耀斑的概率越高。平均而言，一个正常发展的黑子群几乎几小时就会产生一个耀斑，不过真正对近地太空环境有强烈影响的耀斑则很少。太阳耀斑的发生频次随太阳活动周的变化表现出11年左右的周期性，爆发位置也随时间呈现蝴蝶图样的分布。在太阳活动极大年，平均每天都有M级以上级别的耀斑发生；而在太阳活动极小年，几乎全年都不发生一个M级以上级别的耀斑。^[23]

日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection， CME)是太阳爆发活动的重要现象，具体表现为在几分钟至几小时内从太阳大气中向行星际空间抛射出一团日冕物质，使很大范围的日冕受到扰动，从而剧烈地改变日冕的宏观形态和磁场位形。日冕物质抛射的形态有很多中，主要有环状、泡状、云状、束流状、射线状等，其中环状最多。日冕物质抛射向外抛出的物质，本质上是等离子体云，总质量为几十亿吨到几百亿吨，速度一般从每秒几十千米到每秒一千多千米，并携带着强烈的磁场。日冕物质抛射出来的离子体云如果对着地球方向传播，经过1～4天会到达地球空间，与地球磁场相互作用。同时，当快速日冕物质抛射穿过太阳风时，还会加速其中的粒子，成为强度高且持续时间长的高能粒子源，这就是大多数在地球附近观测到的强太阳质子事件的来源。^[24]

日冕物质抛射的发生频率，取决于太阳活动周的不同阶段。简单来说，在太阳活动周的极小年，发生率为0.5个/天；在太阳活动周的极大年，发生率为2～5个/天。日冕物质抛射的位置随太阳活动周的变化而变化，在太阳活动周的极小年，通常出现在赤道附近，而在太阳活动周的极大年，会分布在较大纬度范围内，有时会出现在南、北维60°附近。日冕物质抛射经常与其他太阳活动联系在一起，如太阳黑子、耀斑等。在一次强太阳风暴中，这些太阳活动现象通常均能观测到。尽管人们对它们之间具体的联系还未充分地了解，但现在普遍认为日冕物质抛射和耀斑具有共同成因，这些现象都是太阳磁场结构大规模变动的结果。^[25]

太阳耀斑等太阳剧烈活动爆发时，来自太阳的高能粒子经日地空间传播到达地球附近，引起地球轨道附近的高能粒子强度的突然增加事件，称为太阳高能粒子事件。因高能粒子总数中质子成分占了90%以上，因此又称为太阳质子事件。太阳质子事件的持续时间很短且粒子能量较低，但由于其通量可超过银河宇宙射线几个数量级，因此由太阳质子事件诱发的单粒子效应不可忽视。在太阳质子事件高能质子的长期轰击下，卫星上某些仪器设备，如太阳能电池、存储设备、姿态控制设备等的工作性能将严重衰退甚至失效，对于在航天器外执行任务的宇航员也是种威胁。^[26]

太阳是距离人类生存空间最近的空间等离子体源，本身就是一个高温等离子体火球，高温高导电的太阳日冕气体向外膨胀时，生成超声速等离子体，这种连续不断向外喷发的等离子体流称为太阳风。太阳风主要由电子和正离子组成，正离子由近95%的质子、3%~4%的双电荷的氮离子及少量其他重离子组成。太阳风的主体为来自太阳的径向流，充斥行星际空间的太阳风构成了行星际介质的主体，它是地球空间重要的外部环境，也是引起近地环境扰动的媒介。当太阳风等离子体运动到地球磁场附近时，其与地球磁场相互作用形成了地球周围的磁层。在磁层里充满了各种能量的等离子体，大部分航天器在这个区城里活动。^[27]

太阳风的参量会随着高度发生变化，存在着复杂的时空变化结构，它既有瞬变结构（如行星际激波、磁云、高密度结构等）。亦有大尺度结构（如太阳冕洞发出的高速等离子体流、日球电流片附近的低速等离子体流等），这些结构与太阳磁场的性状以及源自太阳的波动及扰动等紧密相关，也就是说它们受太阳本体控制，因而太阳风等离子体参量也有着类似太阳活动的周期性变化，以及共转变化及瞬态变化等。同时，太阳风中的这些结构在行星际传输中还受到波一波、波-粒子、粒子-粒子等相互作用的影响。^[27]

由于太阳不是固体，所以各部分自转速度是不同的。举例来说，两极自转周期是35天，而赤道自转周期是25天。自转速度的不同，与光球层下方持续的对流，共同导致了太阳磁场不断地扭曲和转变，这就产生了太阳黑子和耀斑。^[8]

太阳活动具有周期性特点。通过长期的观测结果显示，太阳活动水平存在被称为“太阳活动周”的周期性变化。太阳活动周通常以太阳表面黑子数量的周期性变化为标志，其平均周期为11.2年，具体每个太阳活动周的长度为9~13年不等。太阳活动周期从太阳活动水平较低时开始计算，一般分为上升期、峰值期和下降期。在一个周期开始的4年左右为上升期，此时黑子不断在太阳表面产生，数量越来越多，太阳表面发生的爆发性活动加剧，黑子数达到极大值的1年，称为太阳活动峰年或太阳活动极大年；在随后的7年左右时间里，日面黑子数量越来越小，太阳表面爆发性活动逐渐减弱，黑子数极小的1年，称为太阳活动谷年或太阳活动极小年。^[28]

黑子既是太阳活动区的核心，又是活动区的典型标志。新的太阳活动周开始时，日面上的黑子通常出现在南北半球平均纬度30°的位置，随着时间的推移，黑子出现的位置逐渐向太阳赤道移动，在太阳活动周结束时，黑子出现的平均纬度为8°。在每一个太阳活动周的末尾，属于新太阳活动周的黑子又开始在30°左右的日面纬度出现。国际上规定，第一个太阳活动周从1755年开始，然后顺序排列。^[28]

太阳活动现象可依照尺度变化、运动速度及能量释放的快慢被分为缓变型太阳活动和爆发型太阳活动两类，太阳大气中的异常结构，如太阳黑子群、光斑、谱斑、宁静日珥、日冕宁凝区和冕洞等都归属于缓变型太阳活动。这些活动现象在几何尺度上、位置上或能量方面的变化速度相对于爆发型太阳活动而言具有缓慢的变化率。太阳耀斑、日冕物质抛射等则属于爆发型太阳活动，爆发型太阳活动的能量释放过程则更加剧烈，所以通常称为太阳爆发活动。这些活动对地球大气气压、大气的臭氧含量和大气电状态都有明显扰动作用。^[10][29]

对于持续时间长的太阳活动现象，存在着随太阳自转周期的重现性，如太阳黑子；有些太阳活动现象则是爆发性的，如耀斑、日珥、日冕物质抛射等，这些活动并不能随着太阳自转周期重现。^[11]

表征太阳活动有不同的量化形式，最常用的有太阳黑子数、耀斑发生率、10.7 cm射电流量（F10.7指数）。太阳黑子数也称R指数，与太阳活动存在显著相关性，因此最常用来表征太阳活动或预测未来周期的时间和强度。根据R指数的变化幅度，将周期性太阳活动分为太阳活动高年和太阳活动低年。另一个度量太阳活动的指标是太阳耀斑的发生率，它与太阳黑子数量有以下关系：Nf=α(R-10)。在公式中，Nf为在一个自转周期27天内观测到的耀斑数目，R为平均黑子数，α为取决于观测站的常数，α=1.5～2。太阳活动第三种重要的表征是10.7 cm射电通量，也称为F10.7指数，指的是从地球表面接收到的波长为10.7 cm的太阳电磁辐射噪声，单位是10-22W·m-2·Hz-1。这个量与太阳黑子数密切相关，用一窄束天线扫描太阳盘面，能画出活动区的位置。而且F10.7指数从地面上观测十分方便，不受天气的影响，又很高的价值。此外，对爆发性太阳活动来说，针对不同的事件有多种表征方法，如太阳日冕物质抛射、太阳质子事件、高能电子暴等采用相应的烈度、能量及通量进行分级。^[30]

太阳黑子数变化周期和地球上的气候变化有些密切关系，虽然现在还没有研究清楚具体的作用机制，但是已经发现世界许多地区降水量的年变化与黑子活动的11年周期有一定相关性。此外，在亚寒带有很多树龄很高的树木，通过研究它们的年轮，发现和太阳黑子11年周期有相对应的、有规律的疏密变化。同时从统计资料中发现，凡是太阳黑子活动的高峰年，地球上特异性的反常气候出现的概率就明显增多；相反，黑子活动低谷年，地球上的气候变化就平稳得多。^[31]

在太阳辐射的紫外线、X射线等作用下，地球大气形成电离层，进行无线电通信的无线电波，就是靠电离层反射向远距离传播的。当太阳活动剧烈，特别是耀斑爆发时，在向日半球电离层D层变厚，造成靠D层反射的长波变强，而靠E层、F层反射的短波却在穿过时被D层强烈吸收而衰减甚至中断，出现“电离层突然骚扰”，这些反应几乎与太阳耀斑同时出现。当太阳耀斑发生后，只需要8 min即可由太阳到达地球表面，经过一段时间以后，耀斑产生的带电高能粒子逐渐到达地球，在地球磁场作用下逐渐向地磁两极运动，因而影响极区电离层。造成高纬度地球雷达和无线电通信的骚扰甚至中断，这被称为“极盖吸收”和“极光带吸收”，其影响时间较长。^[32]

科学家将整个地磁场近似看做一个偶极子磁场，地球被地磁场笼罩，平时就会受到多方面影响，由太阳活动引发的磁暴现象是对地磁场影响最大的方面。磁暴一般发生在耀斑爆发后的20～40 h，对地磁场产生强烈扰动，这时太阳风速往往增大，并且向阳面的磁面边界（磁层顶）会从（8～11）RE被压缩到（5～7）RE。磁暴的发生对人类活动，特别对与地磁场有关的活动都会产生影响，例如使罗盘磁针摇摆、不能正确指示方向，影响海上航行、飞机飞行，甚至信鸽飞行等。^[33]

在磁暴发生时，在高纬度地区常伴有极光出现，它是大气中的彩色发光现象，五彩斑斓、形状各异。由于来自太阳活动区的高能带电粒子流到达地球，在地磁场作用下运动到两极，使极区高层大气分子或原子激发或电离而发光。太阳活动剧烈时，极光出现的频次也增大。^[33]

太阳活动对航天活动的影响主要是太阳耀斑，当大耀斑出现时会发射高能量的质子，对航天活动造成严重威胁。高能质子最容易到达极区，影响极轨航天器系统安全，引起航天器上集成电路及微电子器件的单粒子效应、太阳电池性能退化，乃至航天员的辐射损伤。太阳爆发活动还会引起辐射带高能电子通量增强，诱发航天器表面充电及内部充电，放电产生的脉冲会干扰航天器上的电子系统及敏感器件，甚至导致系统失效。此外，太阳活动的增强会引起整个近地空间环境扰动的链式反应，对航天发射、在轨飞行、遥测遥控等方面带来多方面影响。^[34]

现今世界公认的最早的黑子记事，是西汉河平元年(公元前28年)三月所见的太阳黑子现象。事实上，在这以前，我国还有更早的黑子记载。在约成书于公元前140年的《淮南子》这一著作中，就有:“日中有踆乌”的叙述，踆乌，也就是黑子的形象。《汉书·五行志》记载永光元年（公元前43年）出现了太阳黑子，公元188年和公元1131年的太阳黑子也被中国的史书记录下来。^[4]

欧洲发现最早的黑子记事，是公元807年八月十九日，还被误认为是水星凌日。^[4]1609年，伽利略发明了历史上第一具天文望远镜，欧洲首先在1611年使用望远镜观察太阳黑子。开始了近代太阳物理的研究。^[5][6]

1843年，海因里希·施瓦贝(Heinrich Schwabe)首次确定了太阳活动周期，其确定的周期为10年，不久之后，德国柏林天文台的瑞士天文学家鲁道夫·沃尔夫(Rudolf Wolf)将这一周期的数值改进为11.1年。^[7]

1908年，乔治·埃勒里·海尔(George Ellery Hale)发现了太阳黑子的磁特征。^[35]20世纪，海尔研制出了三台大型光学望远镜，完成了从经典的天文望远镜到现代大型望远镜的转变。海尔望远镜的口径为5.08m，这使得它的聚光能力超过伽利略望远镜10000倍。海尔还发明太阳单色仪和太阳塔，观测太阳活动和太阳磁场，为人类揭开笼罩太阳的神秘面纱，是当之无愧的“太阳物理之父”^[2]

瑞典天文学家阿尔文研究太阳活动形成机制，提出的磁流体力学理论，成为研究太阳活动现象的有力理论武器之一，为此获得1970年诺贝尔物理学奖。^[36]

在20世纪50年代中期至60年代初期，国际上相继组织了两次大规模的联合的太阳活动和地球物理现象的观测及合作研究。前者称为国际地球物理年(IGY)，后者称为国际宁静太阳年(1QSY)。国内外在这个领域执行的最突出的计划是80～90年代的“日地能量传输研究”，和90年代中后期各国纷纷启动的“空间天气战略研究”。^[6]

根据2022年中国科学院空间环境预报中心的报告，目前正处于第25太阳活动周，根据太阳黑子的监测和国内外专家预测，本活动周峰值将出现在2025年前后。^[37]

2024年1月1日，太阳在5时55分时爆发了一个X5.0级强耀斑，中国科学院国家空间科学中心（以下简称空间中心）、国家空间天气监测预警中心均发布耀斑橙色预警。空间中心判断，本次X5.0级耀斑事件由位于日面东边缘的活动区AR3536（N05E75）爆发产生。当前该活动区比较活跃，后续仍有爆发的可能。本次X5.0级耀斑引起了地球电离层突然骚扰，主要造成太平洋区域短波通信中断，频率在30兆赫兹以下的信号丢失或中断现象持续时间超过60分钟。耀斑发生时，中国区域处于夜侧，因此并未受到影响。^[38]

空间天气扰动的最主要源头是太阳，太阳活动是影响地球空间环境的重要因素。太阳活动经常产生强烈的电磁辐射、高能粒子和抛射大量的磁化等离子体，这些产物在8分钟到数十小时的时间尺度上影响地球磁层和电离层。空间飞行器及宇航员都在此磁层范围内活动，远程通讯依赖电离层对无线电波的反射。因此，对太阳活动的实时监测与预报是空间环境保障体系中不可缺少的重要一环。实时的太阳观测是空间天气预报的基础。而太阳活动区磁场结构是进行太阳活动预报的重要依据。理论上认为，太阳耀斑的爆发现象、日冕物质抛射事件等和太阳活动区的磁场重联有密切的关系，对太阳磁场的观测和研究，对预测太阳耀斑爆发等剧烈的太阳爆发活动有重要的意义。而目前，通过地基望远镜观测全日面太阳光球磁场的方法，是对太阳活动可靠实时监测的基本手段。^[39]

1907年，威尔逊山天文台建成世界上第一座太阳塔。这座太阳塔高18 m，成为现代太阳观测的开端。1908年，海尔用这座太阳塔观测发现了太阳黑子磁场，这是人类首次观测到地球之外的天体的磁场。为了进一步测量黑子磁场，这一年海尔筹建了一座46 m高的太阳塔，当年就开始动工，两年后完成，又过了两年终端设备配齐后投入观测。^[40]

1962年，美国建成了基特峰天文台太阳塔，这座太阳塔高32 m，在塔顶放置一面208 cm口径的反射镜（定天镜），把太阳光反射到150 m以外的152 cm口径的物镜成像。焦距很长，获得的太阳像的直径达到0.8 m。这是在美国和世界多个国家掀起了建造太阳塔的热潮之后最著名的太阳塔。^[41]

1979年，南京大学建成了中国第一座太阳塔，塔高21 m，定天镜口径60 cm，成像镜口径43 cm，焦距21.7 m。^[41]

1984年，中国国家天文台怀柔太阳观测站的太阳塔建成，主要设备是由5台望远镜组成的多通道太阳望远镜，主要观测太阳磁场、速度场和太阳爆发活动等，取得了很多观测成果。^[42]

2015年，中国云南天文台抚仙湖一米新真空太阳望远镜建成，真空太阳望远镜优于老一代塔式太阳望远镜，把成像光学设备都放在真空筒中，没有了空气，当然也就没有了空气流动。这样就解决了内部气流对成像的不利影响，获得的太阳图像更加清晰和稳定。^[42]

2021年，中国首颗空间太阳卫星“羲和号”发射上天，在世界上首次开启监测太阳Hα谱线的观测研究。Hα谱线是太阳爆发时响应最强的色球谱线。虽然地面上有很多色球望远镜进行这种观测，但是在空间很容易做到持续不间断的监测，观测资料更宝贵。^[43]

2022年10月9日，中国的先进天基太阳天文台（Advanced Space-based Solar Observatory， 简称ASO-S)发射成功，ASO-S上共安排三个主要载荷：全日面矢量磁像仪(Full-disc vector MagnetoGraph， 简称 FMG)用来观测太阳光球矢量磁场；硬 X 射线成像仪(Hard X-ray Imager， 简称 HXI)用来观测太阳耀斑非热物理过程；莱曼阿尔法太阳望远镜(Lyman-alpha Solar Telescope， 简称 LST)主要用来观测日冕物质抛射的形成和早期演化。ASO-S 独特的载荷组合首次实现在一颗卫星上同时观测太阳全日面矢量磁场、太阳耀斑高能辐射成像和日冕物质抛射的近日面传播，力争在当代太阳物理前沿领域"一磁两暴"观测和研究方面取得重大突破，揭示太阳磁场演变导致太阳耀斑爆发和日冕物质抛射的内在物理机制，在拓展人类知识疆野的同时，也为严重影响人类生存环境的空间天气提供预报的物理基础。 ^[44]

2023年9月27日，中国在稻城建成了圆环阵太阳射电成像望远镜，这是国家重大科技基础设施子午工程二期标志性设备之一，建成后对太阳开展连续监测，对空间天气进行预报和预警。圆环阵太阳射电成像望远镜位于海拔3820米的甘孜州稻城县嘎通镇，状如一颗巨大的“千眼天珠” 。313部天线均匀分布在直径为1公里的圆环上，是目前全球规模最大的综合孔径射电望远镜。其主要任务是实时监测太阳的活动，预测太阳活动对地球的影响。^[45]

太阳活动预报是空间环境预报的重要组成部分，重点关注太阳活动水平与太阳爆发现象。太阳黑子数是描述太阳活动水平的最重要参数，耀斑、日冕物质抛射等是重要的太阳爆发现象，太阳质子事件是太阳爆发现象导致的典型空间环境事件，这些是目前太阳活动预报的主要内容。^[46]

业务预报：包括日报、周报、月报、未来27天 F10.7、未来27天 Ap、太阳活动周预报。^[47]

事件警报：包括4类事件：高能电子暴、地磁暴、太阳质子事件和太阳X射线耀斑。警报信息有三种：警报、持续警报和综述。当事件达到既定的阈值时发布警报信息，第二天事件仍持续时发布持续警报信息，事件结束时发布综述信息。根据事件爆发的强度将事件分成黄、橙、红三个等级。黄色表示较低级别警报，橙色表示较高级别警报，红色表示最高级别警报。 ^[48]

模式预报：包括AE指数预报、Dst指数预报、电离层突然骚扰、磁层顶和弓激波、Kp指数预报、高能电子暴预报、电离层TEC同化模型。^[49]