II 型射電暴射電增強與太陽高能粒子事件關系的統計*

周坤論 丁留貫2)? 錢天麒 朱聰 王智偉4) 封莉

1) (南京信息工程大學空間天氣研究所, 南京 210044)

2) (南京信息工程大學濱江學院, 南京 210044)

3) (中國科學院暗物質與空間天文重點實驗室, 南京 210008)

4) (中國極地研究中心, 上海 200000)

1 引 言

日冕物質拋射(coronal mass ejection, CME)是太陽大尺度爆發活動的重要形式, 能將大量的日冕物質和磁通量快速拋射到行星際太陽風中, 它們在太陽風中稱為行星際日冕物質拋射(interplanetary coronal mass ejection, ICME). 當CME 在日冕中的運動速度超過局地阿爾芬(Alfvén)速度時, 就會在CME 的頂部或者側翼產生激波[1]. 此時, 在射電波段出現劇烈且短促的流量增強現象叫太陽射電暴, 根據其頻譜形態可分為I, II, III, IV, V 型射電暴及伴隨的精細結構, 而II 型射電暴通常作為日冕激波的最佳示蹤器.

CME 爆發驅動激波加速粒子能產生太陽高能粒子(solar energetic particle, SEP)事件. 普遍認為SEP 有兩種不同的加速源: 耀斑加速[2]和CME 激波加速[3,4], 分別稱之為脈沖型SEP 事件和緩變型SEP 事件. 也有研究認為耀斑加速和CME 激波加速在部分大SEP 事件中都起作用, 并稱這類事件為混合型事件[5,6], 且這類混合型事件往往具有脈沖型事件的觀測特點[7,8]. Kahler 的研究表明, 緩變型SEP 事件的能量粒子峰值通量與CME 的投影速度呈較強的正相關, 但同一速度區間CME 產生的SEP 事件強度跨越幾個量級[2]. 早期部分研究認為, 耀斑加速可能在緩變型SEP 事件的通量上升上占主導地位[8,9]. Le 等[10,11]近期的研究結果表明, CME 激波加速主要貢獻在低能量段, 而高能量段(如 > 30 MeV)主要由耀斑加速產生, 高能段的粒子強度與耀斑軟X 射線強度比CME 速度具有更高的相關性. Wu 和Qin[12]通過能量譜參數分析顯示, 地面水平增強(groud level enhancement, GLE)事件明顯可分為兩類: 激波加速和非明顯激波加速. 此后, Zhao 等[13,14]的研究也進一步表明, 部分GLE 事件中GeV 量級的相對論高能粒子是由耀斑加速產生的. 耀斑加速的部分粒子可被CME 激波繼續加速[13]. Mason 等[15,16]提出CME 驅動的激波速度和種子粒子(seed population)可能是決定SEP 事件強度的兩個重要因素. 種子粒子可能來自耀斑或先前的CMEs[17?19].

除CME 速度外, CME 驅動激波的強弱是判斷能否產生SEP 事件的另一個重要因素. 研究顯示驅動激波的強弱并不僅僅與CME 速度有關. 如Shen 等[20]的研究顯示, 慢速CME 可驅動較強激波并產生SEP 事件, 同時伴隨長時間II 型射電暴,而快速CME 僅能驅動較弱的激波且未能產生SEP 事件, 同時只伴隨較短時間II 型射電暴.Gopalswamy 等[21]的統計結果表明大部分伴隨跨越米波-百米波的II 型射電暴與SEP 事件相關. 近年來, Winter 和Ledbetter[22]的統計結果表明, 大SEP 事件(峰值通量大于15 pfu)普遍伴隨十米-百米(deca-hectometric, DH)波段II 型射電暴, 進一步也表明, II 型射電暴(激波強弱)特性可作為判斷CME 能否產生SEP 事件的重要標志.

普遍認為II 型射電暴射電增強主要由CMECME 相互作用產生, 但也不是所有的CMECME 相互作用都能產生II 型射電暴增強.Gopalswamy 等[23]的研究表明, 快速CME 追趕慢速CME, 合并過程發生相互作用可導致II 型射電暴射電增強; 在CME 相互作用過程中, II 型射電暴增強可作為富太陽高能粒子(SEP-rich)和貧太陽高能粒子(SEP-poor)的重要信號[17]. Ding 等[24]在研究CME 相互作用與SEP 事件關系時發現,主CME 前沿追趕上先行CME 后沿的時間恰好與射電增強開始時間及SEP 近太陽附近起始釋放時間基本一致. 此后, Ding 等[25]的統計結果進一步顯示伴隨射電增強的CME 更容易產生SEP 事件.Al-Hamadani 等[26]的研究表明: 當II 型射電暴形成高度明顯低于CME 前沿高度時, 射電增強成因可能是CME 與冕流相互作用; 而II 型射電暴形成高度與CME 前沿高度相當時, 射電增強主要是CME 與相同或者相鄰源區的先行CME 或其殘留物質發生相互作用引起的.

本文主要對2007 年至2015 年期間的82 個II 型射電暴的頻譜結構進行擬合, 結合有無SEP 以及II 型射電暴射電增強與否, 進一步分析II 型射電暴(激波)與CME, SEP 相關參數的關聯, 從而研究II 型射電暴及射電增強信號與SEP 事件的關聯.

2 數據處理

2.1 數據來源

本文主要基于CDAW 數據庫Wind/WAVES DH II 型 射 電 暴 列 表①https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/radio/waves_type2.html, 結 合 Learmonth,YNAO②http://secchirh.obspm.fr/index.php以及BIRS③http://www.astro.umd.edu/~white/gb/index.shtml#events等地面站的米波射電觀測與Wind/WAVES 和 STEREO/WAVES 的 DH 波段頻譜觀測圖像, 篩選出2007 年1 月至2015 年12 月82 個可清晰辨別出II 型射電頻譜形態結構的射電暴事件. CME 觀測數據來源于SOHO/LASCO C2, C3[27], II 型射電暴事件對應爆發活動伴隨的CME 參數均取自CDAW 數據庫, 耀斑等級、活動區位置信息取自CDAW, LMSAL①http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html和SolarMonitor.org②https://solarmonitor.org.

太陽高能粒子數據主要采用能量為25—60 MeV的高能質子通量數據, 數據來源于SOHO/COSTEP EPHIN[28]和STEREO-A(B)/HET[29]. 此外, 本文采用參考文獻[25,30]中的方法和標準, 以0.0114(cm2·s·sr·MeV)–1作為大SEP 事件的判斷標準; 并取SOHO 與STEREO-A(B)中通量峰值最大值作為該事件的強度. 太陽高能粒子近太陽附近起始釋放時刻的估算采用速度離散分析方法(velocity dispersion analysis, VDA)[6,31?33]. 假設SEP 沿行星際磁力線無散射傳播, 則能量為E的粒子在近太陽附近的起始釋放時間trel可表示為

其中,to為SEP 在1 AU 處的爆發時間;L為粒子傳播路徑長度(使用文獻[5]假設, 取L=1.2 AU);v(E) 為粒子傳播速度. 本文考慮粒子的相對論效應, 能量為E的粒子速度可估算為

其中,c為光速,為質子的靜能量938.27 MeV.

2.2 處理方法

本文在判斷II 型射電暴有無明顯射電增強方面, 采用文獻[23,25]中的方法, 即對II 型射電暴頻譜進行人工識別判斷有無明顯射電增強, 并結合日冕觀測視頻, 判斷該事件對應CME 有無相同或相鄰源區CME 爆發, 以及射電增強時間內二者有無相互作用. 本文判斷CME 相互作用主要依據兩個CME 在SOHO 和STEREO 觀測視界中投影傳播方向是否基本一致, 且CME 前沿高度-時間軌跡曲線是否有交叉, 即保證后一個快速CME 是否能追趕上前一個慢速CME. 基于Newkirk[34],Vr?nak[35]和SPM[36]三種日冕密度模型分別對米(M)波和DH 波II 型射電暴頻譜進行擬合, 反演得到II 型射電暴對應激波速度. 基于II 型射電輻射最大概率發生在激波前沿的假設, 通過選擇適合的密度模型及密度倍數, 確定與CME 速度最相符的激波速度[37?39]. 如有II 型射電暴事件在Wind/WAVES 和STEREO/WAVES 同時被觀測到, 則選取擬合速度與CME 速度最接近的那一個作為此事例的激波速度. 對射電增強區域擬合時, 選取該事件非增強區域擬合時所采用的日冕密度模型,并假設射電增強最大概率發生在激波前沿[40], 從而確定密度模型倍數.

此外, 根據射電增強II 型射電暴對應CME(稱為主CME, 記為CME2)的爆發時間、源區位置、耀斑爆發時間等, 篩選來自相同或者附近活動區的24 h 內所有先行CME[41], 判斷可能與CME2 發生作用而引起II 型射電暴增強的先行CME(記為CME1)[26]. 本文假定射電增強主要起因于CME-CME 相互作用[23,42].

圖1 為II 型射電暴射電增強和無射電增強的典型事例. 圖1(a)為2013 年5 月22 日的II 型射電暴頻譜, 顯示II 型射電暴在持續時間內射電頻譜有明顯增強現象(時間約為14:02—17:10, 頻率約為1.98—0.34 MHz, 高度約為11.4—38.1 Rs,CME2 與CME1 前沿軌跡相遇時間約為16:30, 見文獻[24]). 該事例基于Vr?nak 密度模型及頻率與日冕密度的關系, 分別采用4 倍和4.5 倍Vr?nak密度模型對事例中的頻譜非增強區和增強區進行擬合. 圖1(c)為2012 年4 月15 日的II 型射電暴頻譜, II 型射電暴持續時間很短(時間約為02:37—02:53, 頻率約為6.6—3.0 MHz, 高度約為3.9—5.7 Rs). 該事件擬合時采用1 倍Vr?nak 密度模型, 且存在CME-CME 相互作用, CME2(前沿軌跡)追趕上CME1 的時間約為04:40, 但沒有出現射電增強. 本文采用文獻[43]的方法, 假定在擬合高度內激波速度為常數(即線性擬合). 圖1(a)和(c)中白色紫色虛線為II 型射電暴(非增強區域)和射電增強區域對應的擬合結果. 圖1(b)和(d)為基于日冕密度模型擬合得到的激波高度-時間變化曲線, 黑色虛線和實線分別為CME1 和CME2 高度-時間線性擬合, 綠色和紫色實線分別為II 型射電暴非增強區和增強區的擬合結果. 由圖1 可以看出, 擬合的激波速度與CME 速度、射電增強時間和高度與CME 相互作用時間和高度等符合較好.Newkirk 密度模型不適用于圖1 中DH 波段低頻擬合; 若采用SPM 密度模型, 則CME 前沿高度-時間曲線與反演的激波高度-時間曲線發生交叉,或者激波高度明顯小于CME 前沿高度, 這與本文假設不符. 對于正常產生于CME 激波前端的大部分II 型射電暴事件而言[44], 擬合激波高度應該約等于或稍高于CME 前沿高度較為合理. 而對于少部分產生于激波側翼的II 型射電暴[45?49]而言, 擬合的激波高度則整體比CME 前沿高度低, 且只能擬合得到較低的激波速度.

圖1 (a, c)有射電增強和無射電增強的II 型射電暴頻譜圖; (b, d) CME1, CME2 及擬合激波高度-時間變化圖Fig. 1. (a, c) Spectrum diagram of a type II radio burst with and without enhancement; (b, d) the height-time profile of CME1,CME2 and its shock.

3 統計結果

通常認為II 型射電暴射電增強是由CMECME 相互作用引起的[17,25,42], 但并非所有CME相互作用都能產生射電增強現象. 為了探討射電增強事件和非射電增強事件之間的特征差異以及與SEP 事件之間的關聯, 將82 個事件分為兩類: I)39 個II 型射電暴增強事件(Group I); II) 43 個無增強II 型射電暴事件(Group II). 其中, Group I 有30 個SEP 事 件, 9 個無SEP 事 件, Group II 有27 個SEP 事件, 16 個無SEP 事件. 下文分別對兩類事件的CME 速度、質量、動能和耀斑等級進行分析, 并比較不同組中SEP 事件差異以及與II 型射電暴, CME, 激波的關聯等.

3.1 CME, 耀斑, SEP 事件屬性

圖2 為所選樣本事件對應的CME 的速度、質量、動能和耀斑等級統計直方圖. 統計結果顯示,射電增強事件的CME 速度、質量、動能和耀斑等級均值分別為1368 km/s, 1.6 × 1016gram, 2.0 ×1032erg 和M8.6, 而無射電增強事件的均值分別為895 km/s, 8.1 × 1015gram, 4.8 × 1031erg 和M5.3. 顯然, 伴隨射電增強的II 型射電暴事件對應的CME 速度、質量、動能和耀斑等級等明顯高于無射電增強事件, 即伴隨射電增強的II 型射電暴事件對應的CME 通常具有更高的能量, 爆發更劇烈.

圖2 CME 速度、質量、動能和耀斑統計直方圖. 藍色為有射電增強事件(Group I), 紅色為無射電增強事件(Group II)Fig. 2. Histogram of CME velocity, mass, kinetic energy and flare class. Blue denotes radio enhancement events (Group I), and red denotes no enhancement events (Group II).

圖3為II 型射電暴伴隨的SEP 事件峰值通量統計. 由圖3 可知, 射電增強事件的SEP 峰值普遍高于0.01 (SEP 通量單位為(cm2s sr MeV)–1), 最大峰值超過100, 均為大SEP 事件, 即大于0.0114.無射電增強事件的SEP 峰值分布在10–4—10, 絕大部分事件峰值小于1. 比較二者可以看出, 有射電增強事件伴隨的SEP 峰值通量普遍較大, 且明顯高于無射電增強事件, 也就是說有射電增強的II 型射電暴對應太陽爆發具有更高的大SEP 事件產生概率.

圖3 SEP 事件峰值通量統計直方圖Fig. 3. Statistical histogram of SEP peak intensity.

3.2 射電增強與SEP 事件

為深入了解射電增強事件和無射電增強事件與SEP 事件產生之間的關聯, 對樣本事件進行分組來討論CME 屬性之間差異以及與SEP 事件之間的關聯(圖4), 由圖4 可知, 無論有無射電增強,產生SEP 事件的CME 速度、質量、動能等明顯高于無SEP 事件的. 在有射電增強的事件中, 無SEP 事件對應的CME 速度、質量、動能普遍偏小(低速、低質量、低動能), 而產生SEP 事件的CME速度、質量、能量普遍偏大(速度 > 1000 km/s, 質量 > 1016g, 動能 > 1032erg, 高速、高質量、高動能).無射電增強事件中, 產生SEP 事件的CME 速度、質量、動能等也明顯高于不產生SEP 事件的CME.

圖4 CME 速度、質量、動能與SEP 事件關聯的統計直方圖. 藍色是有SEP 事件, 紅色是無SEP 事件Fig. 4. Histogram of CME velocity, mass, kinetic energy with SEP/No SEP, and blue denotes the events with SEP, and red denotes the events without SEP.

對比圖4 中Group I 和II 可知, 有或無射電增強, 產生SEP 事件的CME 比不產生SEP 事件的CME 具有更高的速度、質量和動能. 相對于無射電增強事件, 無論產生SEP 與否, 有射電增強事件的CME 具有更高的能量. 無論有無射電增強,產生SEP 事件的CME 通常比同情形下無SEP 產生的CME 具有更高的能量. 也就是說, 不管射電增強與否, CME 若要產生SEP 事件, 都需要具有較高的速度、質量、能量.

3.3 特征時間分析

圖5 以SEP 事件起始時刻作為參考點0, 各時間點與參考點之差的統計直方圖. II 型射電暴起始(T1 紅色)和結束時刻(T2 藍色)、射電增強起始(T3 紫色)和結束時刻(T4 綠色)、SEP 峰值時刻(T5 灰色)Fig. 5. Uses the starting moment of the SEP events as the reference point (0), histogram of the difference between type II radio burst start /stop time(T1/T2), radio enhancement start/stop(T3/T4), SEP stop time(T5) and the reference point respectively.

為了進一步研究射電增強是否與SEP 事件產生有關, 本研究組分析了射電增強開始時間與高能粒子起始釋放時間的先后順序. 圖5 為有射電增強事件中的SEP 事件, 以每個事件的SEP 近太陽附近起始釋放時刻作為參考點0, II 型射電暴及射電增強開始、結束時刻和SEP 的峰值時刻與參考點之差的統計分布圖. 結果顯示, 除了一個事件外,所有事件的II 型射電暴開始時間都早于SEP 起始釋放時間, 即所有高能粒子都是在激波產生(假設以II 型射電暴開始為標志)之后一段時間內開始釋放或產生的. 除4 個事件的射電增強開始時間在SEP 起始釋放時刻之前外, 其余26 個事件射電增強都是在SEP 起始釋放之后才開始, 這表明絕大部分事件中高能粒子在射電尚未增強之前就已經產生. 特別地, 有一個事件的射電增強開始、結束時間都在SEP 起始釋放時刻(參考值0)之前.T1, T2, T3, T4, T5 的均值分別為–60.8, 281.5,50.7, 256.7, 546.2 min. 通過對比T1(–60.8 min),0(SEP 起始釋放時刻), T3(50.7 min)可以看到: 首先, CME 驅動激波并產生II 型射電暴; 其次, 經過一段時間加速, 粒子產生SEP 并向外釋放, 這一過程通常在激波產生后不久就開始發生; 此后, 較強的高能量CME 與先行CME 或殘余物質發生作用, 并伴隨射電增強, 這一過程通常在SEP 產生之后, 也就是發生在較高高度范圍內. 若考慮傳播路徑長度假設帶來的誤差, 可選取更長的粒子傳播路徑(如1.7 AU), 結果表明絕大部分II 型射電暴(25/30)的起始時間仍早于粒子起始釋放時間, 與上述結論基本一致.

通過對比射電增強開始時刻T3(50.7)、結束時刻T4(256.7)與SEP 起始釋放時刻(參考值0)、SEP 峰值時刻T5(546.2), 發現大部分事件射電增強持續時間段在SEP 事件起始釋放至峰值這段時間內.

3.4 II 型射電暴開始、結束高度

1)有射電增強伴隨

圖6 為射電增強事件, 圖6(a)和圖6(b)分別為II 型射電暴起始、結束高度區間均值隨CME 速度的變化關系; 圖6 (c)和圖6(d)分別為II 型射電暴起始、結束高度的統計分布, 紅色為無SEP 事件, 藍色為有SEP 事件. 從圖6(a)可以看出, 無SEP 事件的CME 速度全部小于1500 km/s, 且II 型射電暴起始高度均值隨CME 速度增大而逐漸下降; 有SEP 事件的CME 速度全部大于500 km/s, II 型射電暴開始高度均值小于6 Rs.圖6(c)顯示有SEP 事件產生的II 型射電暴開始高度略低于無SEP 事件產生的II 型射電暴開始高度(均值4.03 Rs > 3.50 Rs). 產生SEP 事件的II 型射電暴或激波具有更低的開始高度, 這與文獻[4,5]中CME 激波的開始高度越低就越容易產生SEP 事件的結果相符.

圖6 射電增強事件 (a, b) II 型射電暴開始、結束高度在不同速度區間內的均值分布; (c, d) II 型射電暴開始、結束高度的統計直方圖Fig. 6. For radio enhancement events, (a, b) the bin-average distribution of the type IIs start/stop height in different speed intervals; (c, d) the histogram of the type IIs start/stop height.

圖6(b)和(d)為II 型射電暴結束高度分析. 從圖6(b)和(d)可以看出, 有SEP 事件產生的II 型射電暴結束高度明顯高于無SEP 事件的(均值33.06 Rs < 47.26 Rs), 且有SEP 伴隨的II 型射電暴結束高度均值隨CME 速度的增大而明顯增大. 部分超強II 型射電暴的結束高度可到達100 Rs 以上.

2)無射電增強伴隨

圖7 為無射電增強事件, (a), (b)為II 型射電暴開始、結束的高度區間均值隨速度分布情況;(c), (d)為II 型射電暴開始、結束高度的統計直方圖. 從圖7(a)可以看出, 在無射電增強事件中,II 型射電暴開始高度均值普遍小于6 Rs, 有無SEP 事件無明顯差別. 從圖7(b)可以看出: 無射電增強事件中, II 型射電暴結束高度普遍小于30 Rs; II 型射電暴結束高度均值都隨CME 速度的增大而升高, 且有無SEP 事件無明顯差異. 從圖7(c), (d)可以看出: 產生SEP 事件的II 型射電暴開始高度一般較低而結束高度較高(均值為3.53—12.81 Rs), 也就是對應激波具有較大的持續高度范圍; 而沒有產生SEP 事件的II 型射電暴開始高度一般較高而結束高度較低(均值為3.85—7.97 Rs), 即激波持續高度范圍較小.

對比圖6 和圖7, 總體上有SEP 事件的II 型射電暴起始高度比無SEP 事件的略低, 約為3.5 Rs. 無論有(無)SEP 事件, 有射電增強事件的II 型射電暴結束高度為47.26 Rs (33.06 Rs)顯著大于無射電增強事件的12.81 Rs (7.97 Rs).

3.5 射電增強區與非增強區日冕密度

圖7 無射電增強事件 (a), (b) II 型射電暴起始、結束高度在不同速度區間內的均值分布; (c), (d)II 型射電暴起始、結束高度的統計直方圖Fig. 7. For no radio enhancement events: (a, b) The bin-average distribution of the type IIs start/stop height in different speed intervals; (c, d) the histogram of the type IIs start/stop height.

圖8 射電增強事件 (a)非增強區域擬合密度模型倍數N1; (b)增強區域擬合密度模型倍數N2; (c) N2 與N1 差值的統計直方圖Fig. 8. Histogram of N1, N2, N2-N1. N1 and N2 are the multiples of coronal density model used in the fitting of type II radio burst and its enhancement episode respectively.

圖9 CME1 和CME2 速度、角寬、重疊角寬的統計直方圖Fig. 9. Histogram of CME1 and CME2 with speed, angular width and overlap width.

圖8 為射電增強事件中II 型射電暴非增強區域擬合密度模型倍數(N1)和射電增強區域擬合密度模型倍數(N2)及N2-N1 的統計直方圖. 本研究中采用的日冕密度模型為一維模型及倍數, 只作為日冕密度徑向分布的估算, 不能完整反映激波面周圍日冕密度的三維分布, 所以本研究用來定性比較密度相對高低. 如圖8 所示, 無論是有SEP 事件還是無SEP 事件, 射電增強區域密度普遍高于非增強區域. 這與射電增強起因于CME 相互作用的假設一致, 即相互作用的兩個CME 中, CME2 激波前方為與其發生作用的CME1, 其密度一般比周圍日冕密度要大. 圖8(c)顯示每個事件的N2 和N1 差值統計, 除4 個事件外, 射電增強區域擬合密度模型倍數(N2)均大于或等于非增強區倍數(N1), 表明射電增強區域密度更大. 此外, 有SEP 事件的密度倍數差值均值高于無SEP 事件的. 這一結論表明, 在射電增強事件中, 能夠產生SEP 事件的CME 激波前沿具有更高的日冕密度.

3.6 射電增強事件中CME1 和CME2

本文假設射電增強主要是由于CME 相互作用引起的. 在本文研究樣本中, CME2 速度全部大于CME1 速度(圖9(a)), 這樣, CME2 傳播中可以追趕上CME1 并發生相互作用. 從圖9(b)可以看出, CME2 的角寬普遍大于CME1 的, 且大多數為halo CME(圖9(b)).

在CME 相互作用過程中, CME2 可以部分或者完全掃過CME1. 為了進一步探討射電增強事件中重疊角寬與SEP 事件的產生或者強度有無關聯,分析了CME1 的角寬與重疊角寬的關系. 圖9(c)結果顯示, 射電增強事件中, 除了3 個事件外, 其余所有事件的重疊角寬與CME1 的角寬基本相等,也就是CME2 完全掃過CME1 的傳播區域. 這表明, 當一個快速CME 完全掃過另一個CME 而發生相互作用時更容易產生射電增強, 這一結論與文獻[25]一致. 同時也顯示, 產生SEP 與不產生SEP的事件無明顯差別.

4 結果及討論

本文結合多衛星聯合觀測, 對第24 太陽活動周2007 年1 月至2015 年12 月期間82 個II 型射電暴事件進行分析, 并對比分析了射電增強與否與SEP 事件產生之間的關聯. 基于日冕密度模型,對射電頻譜進行擬合, 分析擬合結果與CME,SEP 參數之間的關系, 探討II 型射電暴、射電增強與SEP 事件之間的關系, 主要得到以下結論:

1) 射電增強事件對應的CME 速度、質量、動能和耀斑等級均高于無射電增強事件, 表明射電增強事件對應的CME 具有更高的能量, 這與文獻[25]中的結論一致. 伴隨射電增強的CME 激波加速粒子更易產生SEP 事件(尤其是大SEP 事件).無論有無射電增強, 產生SEP 事件的CME 速度、質量和動能均明顯大于無SEP 的事件, 這表明產生SEP 事件需要更高能的CME 爆發.

2) 特征時間分析表明, SEP 在近太陽附近的起始釋放發生在II 型射電暴開始之后, 而釋放時間又早于射電增強開始時間. 此結果表明, 射電增強并不是直接導致SEP 事件產生的原因, 只能作為CME 激波增強或者CME 更高能的觀測表征,增強的激波加劇了粒子加速過程.

3) 無論有無射電增強, 有SEP 事件伴隨的II 型射電暴開始高度略低于無SEP 事件的, 總體小于6.0 Rs, 平均約為3.5 Rs; 相比于無SEP 事件的情況, 有SEP 事件伴隨的II 型射電暴具有更高的結束高度, 其中有射電增強事件的II 型射電暴結束高度(SEP: 47.26 Rs; No SEP: 33.06 Rs)明顯高于無射電增強事件(SEP: 12.81 Rs; No SEP:7.97 Rs). CME 激波若能持續到足夠高的空間范圍, 也足以表明此CME 具有更高的能量. 統計表明II 型射電暴起始高度越低、結束高度越高的情況下, 產生SEP 事件的概率更高. 也就是說, 當激波在很低的日冕形成后一直持續到很高高度(行星際)或持續很長時間, 則更容易產生SEP 事件. 進一步表明, 若要產生SEP 事件, 則要求CME 長時間驅動激波、具有更高的能量.

4) 相比于II 型射電暴非增強區域, 射電增強區域密度更高; 相比于無SEP 事件, 有SEP 事件II 型射電暴區域密度更高. 顯然, 更高密度的等離子體可提供更多待加速的種子粒子, 從而更容易產生SEP 事件.

5) 射電增強事件中CME2 幾乎完全掃過CME1 的傳播區域, 表明在這種情況下, CME 相互作用更易產生射電增強, 而有無SEP 事件之間則無明顯差異. 這也進一步說明, 要產生SEP 事件, 不僅要有激波或增強的激波, 還要具備其他條件, 如有足夠多的種子粒子、良好的磁聯接條件等.

綜上所述, 伴隨有II 型射電暴射電增強的CME 具有更高的能量, 能驅動更強的激波, 但射電增強不是引起SEP 事件的直接原因, 只是快速高能的CME 與其他先行CME 相互作用而引起激波增強的觀測表現. 結果還顯示, 伴隨有射電增強的CME 普遍比無射電增強的CME 具有更快的速度、更大的質量和動能, 更高能, 更容易產生SEP事件, 尤其是大SEP 事件.

感謝以下數據網站提供本文觀測數據: CME, DH II 型射電暴列表及參數(CDAW, https://cdaw.gsfc.nasa.gov); 耀斑相關數據(LMSAL, http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html; https://solarmonitor.org/); 米波射電觀測數(Radio Monitoring: Learmonth,YNAO, http://secchirh.obspm.fr/index.php, ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/space-weather/solar-data/solarfeatures/solar-radio/rstn-spectral/learmonth/;BIRS,http://www.astro.umd.edu/~white/gb/); DH 波射電觀測數據(Wind/WAVES, https://cdaweb.sci.gsfc.nasa.gov/index.html/; STEREO/SWAVES, http://www.ieap.unikiel.de/et/ag-heber/costep/data.php); 高 能 粒 子 數(STEREO/HET, http://www.ieap.uni-kiel.de/et/ag-heber/costep/data.php; SOHO/EPHIN, http://www2.physik.uni-kiel.de/SOHO/phpeph/EPHIN. htm).