II 型射电暴分类及其与太阳高能粒子事件的关系*

朱聪 丁留贯2)3)† 周坤论 钱天麒

1) (南京信息工程大学空间天气研究所, 南京 210044)

2) (南京信息工程大学滨江学院, 南京 210044)

3) (中国科学院暗物质与空间天文重点实验室, 南京 210008)

4) (广西区气象技术装备中心, 南宁 530022)

基于Wind, STEREO 等卫星联合观测资料, 选取第24 太阳活动周2010 年1 月至2018 年3 月共计273个II 型射电暴事件, 按起始-结束频率对事件进行分类, 统计分析各类II 型射电暴观测特性差异及其伴随的日冕物质抛射(coronal mass ejection, CME)与太阳高能粒子(solar energetic particle, SEP)事件之间的关联.研究结果显示: 1)每一类II 型射电暴事件中, SEP 事件对应的CME 角宽、速度、质量、动能及耀斑等级均普遍大于不产生SEP 的事件, 表明SEP 事件的产生需要快速大角宽且高能的CME; 2)相比从DH 波段开始的II 型射电暴, 从米波段开始的II 型射电暴伴随大SEP 事件的比例更高, 多频段II 型射电暴事件比单频段事件更容易产生SEP 事件, 其中M-DH-KM II 型射电暴伴随SEP 事件比例最高(73%), DH IIs only 类最低(19%);3)同一类II 型射电暴中, 有SEP 事件产生的II 型射电暴比无SEP 的事件具有更高的起始频率(更低的激波形成高度)、更低的结束频率(更高的结束高度)、以及更长的持续时间, 容易产生SEP 事件(尤其是大型SEP 事件)的日冕激波普遍在较低高度开始形成(如小于3Rs, Rs 为太阳半径), 且能维持到很高的高度(如大于30Rs); 4) II 型射电暴持续时间和结束频率呈很强的负相关(cc = –0.93), 产生SEP 事件的比例随II 型射电暴持续时间增加而明显增大, 随结束频率增加而明显降低, 且很大程度上取决于CME 的速度等参数.本文结果进一步表明, SEP 事件产生与否与II 型射电暴种类及特性明显相关, II 型射电暴起始频率越高、结束频率越低, 如M-DH-KM II 型射电暴, 其CME 在很低高度驱动形成激波并传播至很高高度, 激波持续时间越长, 加速粒子时间越长, 产生SEP 事件(尤其是大SEP 事件)的概率也就越大.

1 引 言

太阳耀斑和日冕物质抛射(coronal mass ejection, CME)是剧烈的太阳活动现象.耀斑是太阳大气局部突然变亮的活动现象, 并伴随着粒子发射.CME 是太阳大气中出现的大规模的物质快速抛射现象.在太阳爆发过程中, 常伴随射电辐射,因此射电观测通常作为研究太阳爆发及相关物理过程的重要观测手段.太阳射电爆发可以提供日冕激波、磁场、密度分布和高能粒子加速等信息.根据爆发的频率, 太阳射电爆发分为微波爆发(简称微波暴)和射电爆发(简称射电暴), 大体上, 频率高于1 GHz 的为微波暴, 低于1 GHz 的为射电暴.根据射电暴动态频谱形态特征可以分为I, II, III,IV 和V 型射电暴[1,2].

Payne-Scott 等[3]在200, 100 和60 MHz 频率上发现一种具有慢速频率漂移特征的太阳射电暴,Wild 和McCready[4]把这类特征的太阳射电暴称为II 型射电暴.目前通常认为II 型射电暴是由于激波向外传播时引起等离子体振荡产生朗缪尔波,并以本征等离子体频率或二倍频向外辐射的电磁波[5].II 型射电暴按起始频率是否大于14 MHz分为米波II 型射电暴和十米-百米波(deca-hectometric, DH) II 型射电暴, 以及小于1 MHz 的千米波II 型射电暴[6].通常米波II 型射电暴作为日冕激波出现的标志[4,7], DH 波、千米波II 型射电暴作为行星际激波出现的标志[8].

Prakash 等[9,10]的研究表明米波II 型射电暴与耀斑释放的能量有关, 而DH 波II 型射电暴往往与CME 有关.有DH 波II 型射电暴伴随的CME比无II 型射电暴伴随的CME 速度更快, 角宽更大[11].此外, 相比米波II 型射电暴, 与DH 波II 型射电暴相关的CME 质量更大, 动能更高[12].

耀斑和CME 都能产生太阳高能粒子(solar energetic particle, SEP), SEP 辐射会对地球周围太空的航空航天和生产活动造成很大的危害.一般来说, SEP 事件按照加速源不同分为两类: 脉冲型SEP 事件和缓变型SEP 事件, 其中脉冲型SEP 事件中的粒子是由耀斑加速的, 缓变型SEP 事件是由CME 驱动的激波产生的.与脉冲型SEP 事件相比, 缓变型SEP 事件通常具有更显著的观测特征,如峰值通量高、粒子能量高、持续时间长等[13−16].有研究表明, 缓变型SEP 事件的强度和CME 速度呈正比, 但是, 数据点较分散, 即同一个CME 速度对应的粒子强度可以变化几个数量级[15,16].这表明, 除CME 激波速度外, 激波强度和激波扫过区域的种子粒子数量可能是决定SEP 事件强度和谱的另一个因素[17,18].一般而言, 大SEP 事件(如Ip≥ 10 pfu, 1 pfu = 1 proton/(cm2·s·sr))通常与快而宽的CME 爆发事件相关, 但不是所有快而宽的CME 都能产生SEP 事件.于是, 决定CME 产生SEP 事件的多种因素被提出, 如日冕激波的强度、激波与CME 的相互作用、twin-CMEs 等[19,20].此外, 也有研究认为更高能量的SEP ( > 30 MeV)主要是由太阳耀斑加速产生的, 而CME 激波加速通常只对较低能量的SEP 有贡献[21−24].

2003 年, Gopalswamy 等[25]指出, 伴 随II 型射电爆发的大多数CME 通常也同时伴随大SEP事件, 即大SEP 事件通常与CME 驱动的激波相关[26].Gopalswamy 等[27]将一个跨越米波、DH波和千米波频段的II 型射电暴称为M-DH-KM II 型射电暴, 并且无II 型射电暴、米波II 型射电暴、DH II 型射电暴和M-DH-KM II 型射电暴伴随CME 的动能呈现依次增大的趋势, 而78%的M-DH-KM II 型射电暴与SEP 事件有关, 未产生SEP 的部分M-DH-KM II 型射电暴其太阳源区似乎呈现较差的SEP 磁联接条件.磁联接条件是指SEP 的源区(日面源区、II 型射电暴源或激波)与观测点(卫星)之间磁力线联接的好差, 常用于分析SEP 的传播与观测, 若观测点所在行星际磁力线的日面足点与源区较远, 不利于高能粒子从源区传播到观测位置, 则称SEP 磁联接条件较差, 反之称SEP 磁联接条件较好.Winter 和Ledbetter[28]的研究也表明, 所有峰值大于15 pfu 的大SEP 事件全部伴随DH 波II 型射电暴.陈玉林等[29]认为有米波和DH 波II 型射电暴伴随的CME 有更高的概率产生SEP 事件.此外, 还有研究表明, 存在少数较小的SEP 事件观测不到明显的II 型射电暴, 这类事件称为RQ (radio quiet)事件[30].

目前对II 型射电暴与SEP 之间关系的研究已经比较深入, 但是按II 型射电暴不同类型进行分类比较的研究较少.同时, 由于太阳爆发源区与观测卫星相对位置及磁联接条件对此研究的影响, 多卫星多经度联合观测可在一定程度上降低由于磁联接较差导致的事件遗漏情况.本文主要研究不同类型II 型射电暴的观测特征及其与SEP 事件的关系, 探讨不同类型II 型射电暴对应的CME 激波对SEP 加速效果的差异及可能原因分析.以上问题的解决有助于进一步理解II 型射电暴与SEP 事件之间的关联以及激波加速产生SEP 的物理机理.

2 数据来源及处理

综合多个卫星(Wind/WAVES, STEREO/WAVES)及地面台站(Learmonth, Culgoora, SS RT, YNAO 等)射电观测资料, 本文筛选出2010年1 月至2018 年3 月间273 个(0.02—450 MHz)可以清晰地识别射电频谱结构的II 型射电暴.在确定II 型射电暴与CME 一一对应方面, 采用文献[31, 32]方法进行处理; 并结合SOHO/LASCO,SDO/AIA 和STEREO A (B)/SECCHI, EUVI 仪器视频、耀斑相关信息以及卫星位置对CME 进行核对.事件对应CME 的速度(v)、质量(m)、动能(Ek)、加速度(a)、中心角(CPA)和角宽(WD)等参数均取自CDAW 数据库(https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list).耀斑等级、活动区位置信息取自CDAW, LMSAL (https://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html)以及Solar Monitor (https://solarmonitor.org).

本文的SEP 数据来源于STEREO-A(B)/HET(23.8—60 MeV)和SOHO/COSTEP EPHIN (25—53 MeV), 并采取文献[33, 34]的方法处理SEP 事件强度.在HET 观测的峰值通量和修正后的EPHIN 峰值通量中选择最大值作为SEP 事件的峰值强度(Ip), 并以0.0114 (cm2·s·src·MeV)–1作为大SEP 事件(large SEP)的判断阈值.

SEP 在近太阳附近释放时刻(solar particle release time, SPR)的估算采用速度离散分析方法[35−37], SEP 起始释放高度(HSPR)对应于高能粒子SPR 时刻的CME 前沿高度.对于大多数II 型射电暴而言, 射电辐射源主要分布在CME 激波前沿鼻区, 即II 型射电暴的产生高度与CME 激波前沿高度接近[38].本文通过对CME 的高度-时间观测数据进行线性拟合, 并假设II 型射电暴相应时刻对应的CME 前沿高度近似为此时的激波前沿高度.由于日冕激波和CME 前沿之间存在等离子体鞘层, 两者之间的距离称为脱体距离(standoff distance), 所以激波前沿的实际高度应略高于CME 前沿高度[39].

3 统计结果

SEP 事件与II 型射电暴呈强相关性, 预处理的候选样本中大约有97%的SEP 事件伴随明显的II 型射电暴, 约3%的SEP 事件未观测到II 型射电暴.为了研究SEP 事件的观测特征与II 型射电暴的关联, 探讨不同类型II 型射电暴及对应的CME 和耀斑对SEP 事件的影响, 将所有II 型射电暴事件按起始-结束频率波段分为五类: 1) G1,米波II 型射电暴(M IIs only, 14—450 MHz); 2) G2,DH 波II 型射电暴(DH IIs only, 1—14 MHz); 3) G3,M-DH 波II 型射电暴(M-DH IIs, 1—450 MHz);4) G4, DH-KM 波II 型射电暴(DH-KM IIs, 0.02—14 MHz); 5) G5, M-DH-KM 波II 型 射 电 暴(MDH-KM IIs, 0.02—450 MHz).本文分别对五类II 型射电暴及其对应的CME, 耀斑参数进行分析,探讨不同类型事件产生的SEP 事件及其对应CME, 耀斑和II 型射电暴的统计特征差异.

3.1 II 型射电暴伴随SEP 事件的分类统计

表1 为五类II 型射电暴伴随SEP 事件的统计表.本文所有II 型射电暴事件(All)样本数共273 个, 其中M IIs only (G1) 107 个、DH IIs only(G2) 32 个、M-DH IIs (G3) 36 个、DH-KM IIs(G4) 38 个和M-DH-KM IIs (G5) 60 个; 所有统计样本中, 伴随SEP 事件发生的有109 个, 无SEP事件伴随的有164 个.整体上看, 除G5 (SEP 事件44 个, 无SEP 事件16 个)外, 其余四类II 型射电暴伴随SEP 事件数明显少于无SEP 事件数; 五类事件中大SEP 事件/SEP 事件/无SEP 事件数分别为G1 (13/27/80), G2 (3/6/26), G3 (12/16/20), G4 (13/16/22)和G5 (40/44/16).伴随SEP事件和大SEP 的比例分别为G1 (25%和12%),G2 (19%和9%), G3 (44%和33%), G4 (42%和34%)和G5 (73%和67%), 特别地, G5 中产生大SEP 事件的比例超过了2/3, 且产生SEP 事件的比例达到了73%, 远远大于其他四类事件, 这和Gopalswamy 等[27]得到的78%的M-DH-KM IIs(0.02—180 MHz)与SEP 事件相关的结果基本一致.多频段II 型射电暴产生SEP 事件的比例明显高于单频段II 型射电暴事件, 如三频段事件(G5)高于两频段事件(G3, G4)、两频段事件高于单频段事件(G1, G2).由表1 可以看出, 除M-DH-KM IIs 外, 其他各类事件中的SEP 事件比例低于50%,SEP 事件样本数较少(尤其G2 中只有6 个SEP事件), 故在统计分析时未分析SEP 事件和无SEP事件的分布规律差异, 本文只对均值和中值进行统计对比分析.

表1 II 型射电暴伴随SEP 事件的统计表Table 1.SEP events associated with different group of type II radio bursts.

此外, 对比G1, G3, G5 三种类型产生SEP 事件和大SEP 事件的比例及对应事件强度可知, 从米波段开始的II 型射电暴, 其结束频段越低, 产生(大) SEP 事件的可能性就越大, 产生的(大) SEP事件的强度也越大; 对比G2, G4 两类可知, 从DH波段开始的II 型射电暴, 其结束频段越低, 产生(大) SEP 事件的可能性同样越大, 产生的(大) SEP事件强度也越大.比较G2, G3 和G4, G5, 同样的结束频段, 则起始频段越高, 产生SEP 事件的比例就越高, SEP 事 件 强度越大.由表1 可以看出,CME 爆发伴随的II 型射电暴起始频段越高且结束频率能持续到较低频段, 如M-DH-KM IIs, 产生SEP 事件(尤其是大SEP 事件)的概率就越高.这可以理解为从米波段开始的II 型射电暴预示着激波在更低的高度形成, 且一直维持到很高高度,一方面激波面可以扫过更多的种子粒子, 另一方面激波加速粒子的时间更长, 这样的条件有利于SEP 事件的产生, 尤其是大SEP 事件.

3.2 CME 和耀斑属性

3.2.1 CME 速度、角宽、质量和动能

图1 CME 速度、角宽、质量和动能统计直方图Fig.1.Histogram of CME speed (v), angular width (WD), mass (m) and kinetic energy (Ek).

图1 为II 型射电暴对应CME 的速度、角宽、质量和动能统计直方图, 红色为有SEP 事件, 蓝色为无SEP 事件, 数字代表对应参数的均值(中值).图1 中直方柱高度代表当前区间内两类事件数的多少, 这与区间内的总样本数有关, 并不代表当前区间内产生SEP 事件的占比(下同).由图1 可知,从整体上看, 五种类型II 型射电暴对应的CME 参数, 产生SEP 事件的CME 速度、角宽、质量、动能等明显高于无SEP 产生的事件.特别地, 有SEP产生的事件中, 除了M-DH IIs (G3)和DH-KM IIs (G4) CME 质量相当外, CME 的(均值)速度、角宽、质量和动能从小到大依次均为G1, G2, G3,G4, G5.尤其是达到KM 波段的II 型射电暴(G4和G5)对应的CME 各参量明显高于达到DH 波段的II 型射电暴(G2 和G3), 即能够到达KM 波段的II 型射电暴对应的CME 更高能.

对比五种不同类型的II 型射电暴可知, 有SEP 事件产生的CME 比无SEP 事件的具有更大的角宽、更高的速度、更大的质量和动能.显然,若CME 具有更大的角宽、速度、质量和动能, 则容易在更大的高度范围内驱动激波加速粒子, 更易产生SEP 事件, 同时伴随从高频向更低频漂移的II 型射电暴.

3.2.2 耀斑等级和特征时间

活动区爆发时耀斑和CME 几乎是同时出现的, 一般耀斑等级越高表示太阳源区爆发和能量释放越剧烈, 伴随发生的CME 的速度也更高, 更易驱动日冕激波, 而且激波也更强.图2 为耀斑等级统计直方图, 红色为有SEP 事件, 蓝色为无SEP事件.从整体上看, 产生SEP 事件的耀斑等级普遍高于无SEP 事件的.对比图2(b)、图2(d)、图2(f)(G1, G3, G5), 从米波段开始的II 型射电暴事件,伴随耀斑等级随着II 型射电暴结束频段的降低而增加(G1 < G3 < G5), 而从DH 波段开始的II 型射电暴(G2 和G4)则相反(图2(c)、图2(e)).在结束频段相同的情况下, 起始频段越高, 耀斑等级越大(如G2 < G3, G4 < G5).另外, 无论有/无SEP 发生, M-DH-KM IIs (G5)类事件对应耀斑等级(M7.1/M6.9)均明显高于另外四类事件; 而M IIs only (G1)对应耀斑等级(M1.1/C6.5)最小.从耀斑等级可以看出, M-DH-KM IIs 对应的太阳爆发在五种II 型射电暴事件中最强烈, CME 驱动激波最强, 传播空间范围也应最广, 这与其产生SEP事件的概率最高相符合.

图2 耀斑等级统计直方图Fig.2.Histogram of solar flare classes.

表2 为耀斑特征时间统计表, 其中T1 为耀斑起始与峰值之间的时间间隔(上升相时间),T2 为耀斑起始与结束之间的时间间隔(持续时间).更长的上升相时间和持续时间通常代表耀斑具有更长的能量持续释放过程, 形成的激波可加速粒子到更快的速度[40].结果显示, 起始于米波段的II 型射电暴M IIs only, M-DH IIs 和M-DH-KM IIs,T1 均值(中值)分别为G1 (14 (10)) < G3 (19 (16)) < G5(46 (22)),T2 均值(中值)分别为G1 (26 (19))

表2 耀斑特征时间统计表Table 2.Characteristic times of associated solar flares.

3.3 II 型射电暴特征

3.3.1 起始/结束频率

图3(a)为五类II 型射电暴起始频率分布, 黑色空心圈为每个II 型射电暴事件的起始频率;图3(b)—(f)为II 型射电暴起始频率统计直方图,红色为SEP 事件, 蓝色为无SEP 事件.从图3(a)可以看出, 在五类II 型射电暴中, 开始于米波段的射电暴起始频率呈现M IIs only > M-DH-KM IIs >M-DH IIs, 开始于DH 波段的事件起始频率基本呈现DH IIs only > DH-KM IIs.对比图3(b)—(f)可以看出, 对于伴随SEP 事件或无SEP 事件的II 型射电暴, 除呈现类似图3(a)中总体规律外, 还显示有SEP 事件的射电暴起始频率均明显高于无SEP 事件的, 表明同类II 型射电暴中有SEP 产生的事件具有更高的起始频率, 即起始频率高的II型射电暴更容易产生SEP 事件.

图3 (a) II 型射电暴起始频率分布; (b)−(f) 五类II 型射电暴起始频率统计直方图(G1−G5)Fig.3.(a) Starting frequency distribution of type II radio bursts; (b)−(f) histogram of the starting frequencies of type II radio bursts for five groups (G1−G5).

图4 (a)为五类II 型射电暴的结束频率分布,黑色空心圈为每个II 型射电暴事件的结束频率;图4(b)—(f)为II 型射电暴结束频率统计直方图,红色为SEP 事件, 蓝色为无SEP 事件.由图4(a)中的结束频率可清晰辨别各类II 型射电暴的结束频段, 与本文的分类一致, M IIs only 结束频率最高 (均值57 (中值52), 其次是M-DH IIs 和DH IIs only, DH IIs 略低, 最后是DH-KM IIs 和M-DH-KM IIs, M-DH-KM IIs 最 低(0.25 (0.2)).图4(b)—(f)显示, 总体上有SEP 事件伴随的II 型射电暴结束频率比无SEP 事件的略低, 但同一类型II 型射电暴差距不大.

综合图3 和图4 可知, 伴随SEP 事件的II 型射电暴通常具有更高的起始频率和更低的结束频率; 在同一类II 型射电暴中, 能否产生SEP 事件似乎很大程度上与射电暴起始频率相关, 即更高起始频率的射电暴对应的太阳爆发更容易产生SEP 事件.

3.3.2 持续时间

图5(a)为五类II 型射电暴的持续时间分布,黑色空心圈为每个II 型射电暴事件的持续时间;图5(b)—(f)为II 型射电暴持续时间的统计直方图, 红色为有SEP 事件, 蓝色为无SEP 事件.从图5(a)可以清晰地看出, 五类II 型射电暴中, 持续时间最短的为M IIs only, 最长的是M-DH-KM IIs, G1—G5 依次增加, M IIs only (均值8.9/中值8) < DH IIs only (29/21) < M-DH IIs (46/39)

图4 (a) II 型射电暴结束频率分布; (b)−(f) 五类II 型射电暴结束频率统计直方图(G1−G5)Fig.4.(a) Ending frequency distribution of type II radio bursts; (b)−(f) histogram of the ending frequencies of type II radio bursts for five groups (G1−G5).

图5 (a) II 型射电暴持续时间分布; (b)−(f) 五类II 型射电暴持续时间统计直方图(G1−G5)Fig.5.(a) Duration distribution of type II radio bursts; (b)−(f) histogram of the durations of type II radio burst for five groups(G1−G5).

图6 (a)—(e)显示了II 型射电暴持续时间与结束频率的关系, 空心圆为有SEP 事件, 实心圆为无SEP 事件, 图中的黑色虚线为II 型射电暴持续时间与结束频率的拟合直线.由图6 可以看出,II 型射电暴持续时间与结束频率间具有很强的负相关, 相关系数达–0.93, 即II 型射电暴结束频率越低, 持续时间越长, 反之越短, 其中有SEP 事件伴随的事件相关系数达–0.96, 而无SEP 伴随的事件相关系数略低, 为–0.89.比较II 型射电暴对应的CME 参数分布可明显看出, 射电暴结束频率较高、持续时间较短的事件通常具有较小的CME 速度、角宽、质量和动能, 而结束频率低、持续时间长的事件的这些参数通常较大.CME 的加速度对射电暴的持续时间和结束频率无明显影响.图6 中分布表明, 如果II 型射电暴的持续时间足够长并一直持续很低的频率, 其对应的CME 必须要有足够的能量才能驱动激波并维持很长时间.

图6(f)和图6(g)为II 型射电暴持续时间和结束频率各区间产生SEP 事件的百分比.从图6(f)和图6(g)可以清晰地看到, 产生SEP 事件的比例随II 型射电暴持续时间增加而增大, 随结束频率的增加而显著减小.有SEP 事件伴随的II 型射电暴持续时间在几十分钟到几个小时的范围内都有分布, 但大部分集中在持续时间较长的范围内(尤其是大SEP 事件), 且具有较大的速度、质量和动能, 绝大部分为halo CME (角宽360°).结果还显示, 不产生SEP 的事件大多对应的II 型射电暴持续时间较短, 且对应的CME 速度、角宽、质量、动能通常较低, 对速度的影响尤为突出.在加速度的分布中, 产生SEP 事件的CME 加速度既有较大的也有较小的, 但对应的CME 速度等都比较大,且射电暴持续时间比较长.也就是说, 要产生SEP事件, 尤其是大SEP 事件, CME 需要具有较大的速度、角宽、质量和能量, 且伴随持续时间较长的射电暴, 而对CME 加速度无明显要求.

3.3.3 II 型射电暴起始/结束高度

图6 (a)−(e) II 型射电暴持续时间与结束频率关系; (f), (g) 持续时间和结束频率各区间SEP 事件百分比Fig.6.(a)−(e) Relationship between duration and ending frequency of type II radio bursts; (f), (g) percentage of SEP events in each interval of duration and ending frequency.

图7 II 型射电暴起始高度的统计直方图Fig.7.Histogram of the starting heights of the different group of type II radio bursts.

本文假定II 型射电暴产生高度近似等于CME的前沿高度[38].图7 为五类II 型射电暴起始高度统计直方图, 红色为SEP 事件, 蓝色为无SEP 事件, 红色和蓝色数字代表SEP 和无SEP 事件起始高度的均值(中值).由图7(a)可知, II 型射电暴的起始高度主要分布在4Rs(Rs表示太阳半径)以下,伴随SEP 事件的起始高度小于不产生SEP 的事件(2.7Rs< 3.3Rs).若考虑II 型射电暴起始时刻激波与CME 前沿的脱体距离(约0.4Rs)[39,41], 这一结果与II 型射电暴起始时刻激波高度在3Rs—4.5Rs的结果基本一致.但有无SEP 事件的分布基本无明显差别, 也就是说, 能否产生SEP 事件不仅仅取决于激波产生的高度(II 型射电暴起始高度),还受其他因素影响, 如可被加速的粒子数量、粒子向外传播的磁场条件等.除M IIs only 外, 有SEP事件伴随的II 型射电暴起始高度均值明显低于不产生SEP 事件的.此外, 起始于米波段的II 型射电暴起始高度主要分布在3Rs以下, 而起始于DH波段的II 型射电暴起始高度普遍介于3Rs—12Rs.

图8 为II 型射电暴结束高度的统计直方图,红色代表有SEP 事件, 蓝色代表无SEP 事件.从图8(a)可以看出, 所有事件中伴随SEP 事件的II 型射电暴结束高度显著大于无SEP 事件(均值49 > 13)的, 且射电结束高度越高, 其伴随SEP事件产生的比例越高.从图8(b)—(f)可以看出,除DH IIs only 以外, 其余四类伴随SEP 事件的II 型射电暴结束高度普遍大于不产生SEP 事件的.G1, G2 和G3 中的II 型射电暴结束高度普遍在10Rs以下, 而G4 和G5 中的II 型射电暴结束高度绝大部分都超过10Rs, 特别地, M-DH-KM IIs 中伴随SEP 事件的结束高度均值达94Rs.

综合图7 和图8 可得, 相比于不产生SEP 的事件, 有SEP 事件产生的II 型射电暴起始高度较低而结束高度较高, 也就是说, 这些事件中激波在较低的高度上形成, 并一直持续传播到很高的高度.一方面说明这些事件中的激波很强, 另一方面也说明激波扫过的区域更大, 被激波加速的粒子更多, 从而产生更强的SEP 事件.

3.3.4 射电暴(激波)维持高度分布

图8 II 型射电暴结束高度的统计直方图Fig.8.Histogram of the ending heights of the different group of type II radio bursts.

图9 II 型射电暴维持高度统计直方图Fig.9.Histogram of the sustained heights of the type II radio bursts.

为了能更好地分析II 型射电暴(激波)的高度与SEP 事件产生概率之间的关系, 把II 型射电暴从开始到结束时间段内CME 前沿传播到达的每一个高度定义为维持高度, 即CME 前沿在射电暴持续时间内经过的任意高度都是维持高度.直方图分析中, 任意一个事件会在其CME 传播经过的每一个高度区间内被统计一次, 结果如图9 所示, 红色代表有SEP 事件, 蓝色代表无SEP 事件, 折线显示了每个区间产生SEP 事件的百分比.图9(a)显示, M IIs only 中伴随SEP 事件的比例随着维持高度的增加而增加, 其中只有很少的SEP 事件能维持到4Rs以上(3/27), 大部分SEP 事件的II 型射电暴能在2Rs—4Rs维持.DH IIs only 事件中产生SEP 事件的比例在各维持高度上都很低,约为20% (图9(b)).M-DH IIs, DH-KM IIs 和MDH-KM IIs 中II 型射电暴伴随SEP 事件的概率总体上随维持高度呈增加趋势(图9(c)—(e), 其中图9(d)和图9(e)为大区间间隔分析); 两类事件(有SEP 事件、无SEP 事件)总数大致随维持高度增加而减少, 即能维持到较高高度上的射电暴较少, 如G3 在Rs—6Rs从最高34 减少到4 个事件,G4 中能维持到30Rs以上的事件占34% (13/38),G5 中能维持到30Rs以上的事件占78% (47/60).从图9(d)和图9(e)可以看出, 在射电暴维持高度超过30Rs后其产生SEP 事件的比例接近80%.通过对比可以看出, M-DH-KM IIs 维持到较高高度(如30Rs以上)的比例最高, 产生SEP 事件的比例也最大(表1).若对10Rs内的事件进行再分析(如图9(d1)和图9(e1), 小区间间隔分析)会发现, 在DH-KM IIs 和M-DH-KM IIs 中维持高度从小于3Rs开始的事件伴随SEP 事件的比例明显高于其他几类事件.显然, 越低维持高度区间内被统计的事件表明其激波形成高度越低, 并一直传播到很高高度(G4 和G5 两类事件最低频率达到千米波段, 表示激波传播到了行星际), 这类事件属于很少数的超强事件, 其产生SEP 的概率自然也更高.图9(a)—(e)呈现的总体趋势体现了产生SEP 事件要求激波传播到尽可能高的高度, 而图9(d1)和图9(e1)的结果体现了产生SEP 事件要求激波具有较低的起始形成高度, 从而拥有足够长的粒子加速时间且能扫过更大空间范围内更多的种子粒子(待加速粒子), 更有效地加速粒子至高能量, 更有利于SEP 事件的形成.因此, 这一结论进一步表明, 若II 型射电暴(激波)能在较低高度(如小于3Rs)形成后并一直维持到较高高度(如大于30Rs),则其对应爆发产生SEP 事件的概率会明显高于其他事件, 而这类爆发事件中的CME 往往具有较高的速度、质量和动能等(图1 和图6).

4 结果及讨论

本文结合多卫星联合观测资料, 对第24 太阳活动周273 个II 型射电暴事件进行统计, 并对比分析M IIs only, DH IIs only, M-DH IIs, DH-KM IIs 和M-DH-KM IIs 五类II 型射电暴与SEP 事件之间的关联.通过分析各类II 型射电暴特征参数、CME 参数及其与SEP 事件之间的关系, 探讨伴随不同类型II 型射电暴的CME 产生SEP 事件的观测特性差异及其可能的物理机理.

主要得到以下结论:

1) 五类II 型射电暴中, 从米波段开始的II 型射电暴更容易产生大SEP 事件, 尤其是M-DHKM IIs 射电暴, 伴随SEP 事件的比例达73%, 明显高于其他几类事件, 其中DH IIs only 伴随SEP事件的比例最低, 只有19%.

2) M IIs only, DH IIs only, M-DH IIs, DHKM IIs 和M-DH-KM IIs 五类II 型射电暴对应CME 的速度、角宽、质量和能量依次逐渐增大, 且每一类事件中产生SEP 事件的CME 参数均普遍大于不产生SEP 的事件.这表明, 不管伴随哪一类II 型射电暴, SEP 事件的产生都需要快而宽的高能CME.五类事件中无论是起始于米波段还是DH 波段的II 型射电暴, 结束频率持续到越低的频段, 耀斑持续时间也就越长, 耀斑爆发等级越高.这与耀斑和CME 伴生关系一致, 即太阳耀斑越强,持续时间越长, 与之伴随的CME 通常也具有更快的速度、更高的能量, 且伴随各类II 型射电暴, 尤其是延续到低频段的射电暴, 更容易产生SEP 事件, 产生的SEP 事件强度也越大.

3) 相比无SEP 事件, 伴随SEP 产生的II 型射电暴通常具有较高的起始频率和较低的结束频率, 以及更长的持续时间, 其中DH-KM IIs 和MDH-KM IIs 两类事件中有SEP 的事件持续时间可达数小时甚至十小时以上(均值为9.1 和11.8 h).II 型射电暴的持续时间与结束频率呈现出很好的线性关系, 相关系数为–0.93, 且产生SEP 事件的比例随着射电暴持续时间的增加而明显增加, 随着结束频率的增加而降低.不产生SEP 的事件主要对应结束频率高、持续时间短的射电暴, 同时对应CME 的速度、质量以及动能等都较低.结果显示,CME 的加速度对射电暴持续时间、是否产生SEP 事件等无明显影响, 即是否产生SEP 事件更多地取决于CME 速度、质量、动能以及伴随II 型射电暴的持续时间、频段跨度等.

4) II 型射电暴的起始高度主要分布在4Rs以下, 其中起始于米波段的II 型射电暴起始高度主要在3Rs以下, 起始于DH 波段的II 型射电暴起始高度主要分布于3Rs—12Rs.各类事件中有SEP产生事件的起始高度低于无SEP 产生事件的, 但有无SEP 事件的分布之间无显著差异, 表明是否产生SEP 事件不仅仅取决于是否有激波产生(有无射电暴)及激波开始形成的高度, 还受其他因素影响, 如种子粒子环境等.

5) M IIs only, DH IIs only 和M-DH IIs 三类射电暴的结束高度基本不超过10Rs, 而DH-KM IIs 和M-DH-KM IIs 的结束高度绝大部分超过10Rs, 甚至M-DH-KM IIs 结束高度能达到100Rs以上, 其中能维持到30Rs上的事件约占80%.各类事件中, 产生SEP 的II 型射电暴结束高度均明显高于不产生SEP 事件的, 且产生SEP 事件的比例基本随着维持高度的增加而增加, 其中DH-KM IIs 和M-DH-KM IIs 中能从3Rs以下一直维持到较高高度的事件产生SEP 的比例明显高于其他类型的II 射电暴.

通过以上研究, 可以进一步明晰II 型射电暴与SEP 事件发生之间的关联及物理机制.在各类II 型射电暴事件中, M-DH IIs, DH-KM IIs 和MDH-KM IIs 伴随产生SEP 事件的比例明显高于其他两类II 型射电暴, 其中M-DH-KM IIs 事件比例又远高于其他四类事件, 其对应CME 的速度、动能、射电暴持续时间、维持高度等也明显更高.本文研究表明, 若太阳爆发活动中的CME 具有较高的能量(strong and energetic, 速度、角宽、质量、动能等参数体现), 伴随比较剧烈的长时间耀斑爆发(long duration), 同时伴随有跨越多个波段的II 型射电暴(Multi-band IIs, 如M-DH-KM IIs),则此爆发事件具有更高的SEP 事件发生概率.这一系列的观测特征实际上反映出CME 激波在较低高度(如小于3Rs)形成后一直维持到较高高度(如大于30Rs), 其激波扫过的区域更大, 可被加速的粒子数量更多, 同时激波加速粒子的时间更长,显然其具有更加优越的条件产生(大) SEP 事件,且产生SEP 事件的概率也会大大高于其他类型的射电暴事件.这一结果有助于更好地理解激波加速产生SEP 事件的物理过程和观测特征及判断依据,也有助于SEP 事件的空间天气预报.

感谢以下数据网站提供本文观测数据: CME 列表及参数(https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/; http://spaceweather.gmu.edu/seeds/lasco.php); 耀斑相关数据(LMSAL, http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html; https://solarmonitor.org/); DH 波II 型射电暴列表 (https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/radio/waves_type2.html); 米波射电观测数据(Radio Monitoring: Learmonth, CULG, YNAO, http://www.sws.bom.gov.au/World_Data_Centre/1/9, ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/space-weather/solar-data/solar-features/solar-radio/rstnspectral/learmonth/, http://secchirh.obspm.fr/index.php;BIRS, https://www.astro.umd.edu/~white/gb/Data/Images/); DH 波和KM 波射电观测数据(https://cdaweb.gsfc.nasa.gov/pub/data/wind/waves/; STEREO/SWAVES, https://solar-radio.gsfc.nasa.gov/data/stereo/new_summary/); 高能粒子数据(STEREO/HET, http://www.ieap.uni-kiel.de/et/ag-heber/costep/data.php; SOHO/EPHIN, http://www2.physik.unikiel.de/SOHO/phpeph/EPHIN.htm).