II 型射电暴射电增强与太阳高能粒子事件关系的统计*

周坤论 丁留贯2)† 钱天麒 朱聪 王智伟4) 封莉

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) (中国极地研究中心, 上海 200000)

1 引 言

日冕物质抛射(coronal mass ejection, CME)是太阳大尺度爆发活动的重要形式, 能将大量的日冕物质和磁通量快速抛射到行星际太阳风中, 它们在太阳风中称为行星际日冕物质抛射(interplanetary coronal mass ejection, ICME). 当CME 在日冕中的运动速度超过局地阿尔芬(Alfvén)速度时, 就会在CME 的顶部或者侧翼产生激波[1]. 此时, 在射电波段出现剧烈且短促的流量增强现象叫太阳射电暴, 根据其频谱形态可分为I, II, III, IV, V 型射电暴及伴随的精细结构, 而II 型射电暴通常作为日冕激波的最佳示踪器.

CME 爆发驱动激波加速粒子能产生太阳高能粒子(solar energetic particle, SEP)事件. 普遍认为SEP 有两种不同的加速源: 耀斑加速[2]和CME 激波加速[3,4], 分别称之为脉冲型SEP 事件和缓变型SEP 事件. 也有研究认为耀斑加速和CME 激波加速在部分大SEP 事件中都起作用, 并称这类事件为混合型事件[5,6], 且这类混合型事件往往具有脉冲型事件的观测特点[7,8]. Kahler 的研究表明, 缓变型SEP 事件的能量粒子峰值通量与CME 的投影速度呈较强的正相关, 但同一速度区间CME 产生的SEP 事件强度跨越几个量级[2]. 早期部分研究认为, 耀斑加速可能在缓变型SEP 事件的通量上升上占主导地位[8,9]. Le 等[10,11]近期的研究结果表明, CME 激波加速主要贡献在低能量段, 而高能量段(如 > 30 MeV)主要由耀斑加速产生, 高能段的粒子强度与耀斑软X 射线强度比CME 速度具有更高的相关性. Wu 和Qin[12]通过能量谱参数分析显示, 地面水平增强(groud level enhancement, GLE)事件明显可分为两类: 激波加速和非明显激波加速. 此后, Zhao 等[13,14]的研究也进一步表明, 部分GLE 事件中GeV 量级的相对论高能粒子是由耀斑加速产生的. 耀斑加速的部分粒子可被CME 激波继续加速[13]. Mason 等[15,16]提出CME 驱动的激波速度和种子粒子(seed population)可能是决定SEP 事件强度的两个重要因素. 种子粒子可能来自耀斑或先前的CMEs[17−19].

除CME 速度外, CME 驱动激波的强弱是判断能否产生SEP 事件的另一个重要因素. 研究显示驱动激波的强弱并不仅仅与CME 速度有关. 如Shen 等[20]的研究显示, 慢速CME 可驱动较强激波并产生SEP 事件, 同时伴随长时间II 型射电暴,而快速CME 仅能驱动较弱的激波且未能产生SEP 事件, 同时只伴随较短时间II 型射电暴.Gopalswamy 等[21]的统计结果表明大部分伴随跨越米波-百米波的II 型射电暴与SEP 事件相关. 近年来, Winter 和Ledbetter[22]的统计结果表明, 大SEP 事件(峰值通量大于15 pfu)普遍伴随十米-百米(deca-hectometric, DH)波段II 型射电暴, 进一步也表明, II 型射电暴(激波强弱)特性可作为判断CME 能否产生SEP 事件的重要标志.

普遍认为II 型射电暴射电增强主要由CMECME 相互作用产生, 但也不是所有的CMECME 相互作用都能产生II 型射电暴增强.Gopalswamy 等[23]的研究表明, 快速CME 追赶慢速CME, 合并过程发生相互作用可导致II 型射电暴射电增强; 在CME 相互作用过程中, II 型射电暴增强可作为富太阳高能粒子(SEP-rich)和贫太阳高能粒子(SEP-poor)的重要信号[17]. Ding 等[24]在研究CME 相互作用与SEP 事件关系时发现,主CME 前沿追赶上先行CME 后沿的时间恰好与射电增强开始时间及SEP 近太阳附近起始释放时间基本一致. 此后, Ding 等[25]的统计结果进一步显示伴随射电增强的CME 更容易产生SEP 事件.Al-Hamadani 等[26]的研究表明: 当II 型射电暴形成高度明显低于CME 前沿高度时, 射电增强成因可能是CME 与冕流相互作用; 而II 型射电暴形成高度与CME 前沿高度相当时, 射电增强主要是CME 与相同或者相邻源区的先行CME 或其残留物质发生相互作用引起的.

本文主要对2007 年至2015 年期间的82 个II 型射电暴的频谱结构进行拟合, 结合有无SEP 以及II 型射电暴射电增强与否, 进一步分析II 型射电暴(激波)与CME, SEP 相关参数的关联, 从而研究II 型射电暴及射电增强信号与SEP 事件的关联.

2 数据处理

2.1 数据来源

本文主要基于CDAW 数据库Wind/WAVES DH II 型 射 电 暴 列 表①https://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/radio/waves_type2.html, 结 合 Learmonth,YNAO②http://secchirh.obspm.fr/index.php以及BIRS③http://www.astro.umd.edu/~white/gb/index.shtml#events等地面站的米波射电观测与Wind/WAVES 和 STEREO/WAVES 的 DH 波段频谱观测图像, 筛选出2007 年1 月至2015 年12 月82 个可清晰辨别出II 型射电频谱形态结构的射电暴事件. CME 观测数据来源于SOHO/LASCO C2, C3[27], II 型射电暴事件对应爆发活动伴随的CME 参数均取自CDAW 数据库, 耀斑等级、活动区位置信息取自CDAW, LMSAL①http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html和SolarMonitor.org②https://solarmonitor.org.

太阳高能粒子数据主要采用能量为25—60 MeV的高能质子通量数据, 数据来源于SOHO/COSTEP EPHIN[28]和STEREO-A(B)/HET[29]. 此外, 本文采用参考文献[25,30]中的方法和标准, 以0.0114(cm2·s·sr·MeV)–1作为大SEP 事件的判断标准; 并取SOHO 与STEREO-A(B)中通量峰值最大值作为该事件的强度. 太阳高能粒子近太阳附近起始释放时刻的估算采用速度离散分析方法(velocity dispersion analysis, VDA)[6,31−33]. 假设SEP 沿行星际磁力线无散射传播, 则能量为E的粒子在近太阳附近的起始释放时间trel可表示为

其中,to为SEP 在1 AU 处的爆发时间;L为粒子传播路径长度(使用文献[5]假设, 取L=1.2 AU);v(E) 为粒子传播速度. 本文考虑粒子的相对论效应, 能量为E的粒子速度可估算为

其中,c为光速,为质子的静能量938.27 MeV.

2.2 处理方法

本文在判断II 型射电暴有无明显射电增强方面, 采用文献[23,25]中的方法, 即对II 型射电暴频谱进行人工识别判断有无明显射电增强, 并结合日冕观测视频, 判断该事件对应CME 有无相同或相邻源区CME 爆发, 以及射电增强时间内二者有无相互作用. 本文判断CME 相互作用主要依据两个CME 在SOHO 和STEREO 观测视界中投影传播方向是否基本一致, 且CME 前沿高度-时间轨迹曲线是否有交叉, 即保证后一个快速CME 是否能追赶上前一个慢速CME. 基于Newkirk[34],Vršnak[35]和SPM[36]三种日冕密度模型分别对米(M)波和DH 波II 型射电暴频谱进行拟合, 反演得到II 型射电暴对应激波速度. 基于II 型射电辐射最大概率发生在激波前沿的假设, 通过选择适合的密度模型及密度倍数, 确定与CME 速度最相符的激波速度[37−39]. 如有II 型射电暴事件在Wind/WAVES 和STEREO/WAVES 同时被观测到, 则选取拟合速度与CME 速度最接近的那一个作为此事例的激波速度. 对射电增强区域拟合时, 选取该事件非增强区域拟合时所采用的日冕密度模型,并假设射电增强最大概率发生在激波前沿[40], 从而确定密度模型倍数.

此外, 根据射电增强II 型射电暴对应CME(称为主CME, 记为CME2)的爆发时间、源区位置、耀斑爆发时间等, 筛选来自相同或者附近活动区的24 h 内所有先行CME[41], 判断可能与CME2 发生作用而引起II 型射电暴增强的先行CME(记为CME1)[26]. 本文假定射电增强主要起因于CME-CME 相互作用[23,42].

图1 为II 型射电暴射电增强和无射电增强的典型事例. 图1(a)为2013 年5 月22 日的II 型射电暴频谱, 显示II 型射电暴在持续时间内射电频谱有明显增强现象(时间约为14:02—17:10, 频率约为1.98—0.34 MHz, 高度约为11.4—38.1 Rs,CME2 与CME1 前沿轨迹相遇时间约为16:30, 见文献[24]). 该事例基于Vršnak 密度模型及频率与日冕密度的关系, 分别采用4 倍和4.5 倍Vršnak密度模型对事例中的频谱非增强区和增强区进行拟合. 图1(c)为2012 年4 月15 日的II 型射电暴频谱, II 型射电暴持续时间很短(时间约为02:37—02:53, 频率约为6.6—3.0 MHz, 高度约为3.9—5.7 Rs). 该事件拟合时采用1 倍Vršnak 密度模型, 且存在CME-CME 相互作用, CME2(前沿轨迹)追赶上CME1 的时间约为04:40, 但没有出现射电增强. 本文采用文献[43]的方法, 假定在拟合高度内激波速度为常数(即线性拟合). 图1(a)和(c)中白色紫色虚线为II 型射电暴(非增强区域)和射电增强区域对应的拟合结果. 图1(b)和(d)为基于日冕密度模型拟合得到的激波高度-时间变化曲线, 黑色虚线和实线分别为CME1 和CME2 高度-时间线性拟合, 绿色和紫色实线分别为II 型射电暴非增强区和增强区的拟合结果. 由图1 可以看出, 拟合的激波速度与CME 速度、射电增强时间和高度与CME 相互作用时间和高度等符合较好.Newkirk 密度模型不适用于图1 中DH 波段低频拟合; 若采用SPM 密度模型, 则CME 前沿高度-时间曲线与反演的激波高度-时间曲线发生交叉,或者激波高度明显小于CME 前沿高度, 这与本文假设不符. 对于正常产生于CME 激波前端的大部分II 型射电暴事件而言[44], 拟合激波高度应该约等于或稍高于CME 前沿高度较为合理. 而对于少部分产生于激波侧翼的II 型射电暴[45−49]而言, 拟合的激波高度则整体比CME 前沿高度低, 且只能拟合得到较低的激波速度.

图1 (a, c)有射电增强和无射电增强的II 型射电暴频谱图; (b, d) CME1, CME2 及拟合激波高度-时间变化图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 统计结果

通常认为II 型射电暴射电增强是由CMECME 相互作用引起的[17,25,42], 但并非所有CME相互作用都能产生射电增强现象. 为了探讨射电增强事件和非射电增强事件之间的特征差异以及与SEP 事件之间的关联, 将82 个事件分为两类: I)39 个II 型射电暴增强事件(Group I); II) 43 个无增强II 型射电暴事件(Group II). 其中, Group I 有30 个SEP 事 件, 9 个无SEP 事 件, Group II 有27 个SEP 事件, 16 个无SEP 事件. 下文分别对两类事件的CME 速度、质量、动能和耀斑等级进行分析, 并比较不同组中SEP 事件差异以及与II 型射电暴, CME, 激波的关联等.

3.1 CME, 耀斑, SEP 事件属性

图2 为所选样本事件对应的CME 的速度、质量、动能和耀斑等级统计直方图. 统计结果显示,射电增强事件的CME 速度、质量、动能和耀斑等级均值分别为1368 km/s, 1.6 × 1016gram, 2.0 ×1032erg 和M8.6, 而无射电增强事件的均值分别为895 km/s, 8.1 × 1015gram, 4.8 × 1031erg 和M5.3. 显然, 伴随射电增强的II 型射电暴事件对应的CME 速度、质量、动能和耀斑等级等明显高于无射电增强事件, 即伴随射电增强的II 型射电暴事件对应的CME 通常具有更高的能量, 爆发更剧烈.

图2 CME 速度、质量、动能和耀斑统计直方图. 蓝色为有射电增强事件(Group I), 红色为无射电增强事件(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).

图3为II 型射电暴伴随的SEP 事件峰值通量统计. 由图3 可知, 射电增强事件的SEP 峰值普遍高于0.01 (SEP 通量单位为(cm2s sr MeV)–1), 最大峰值超过100, 均为大SEP 事件, 即大于0.0114.无射电增强事件的SEP 峰值分布在10–4—10, 绝大部分事件峰值小于1. 比较二者可以看出, 有射电增强事件伴随的SEP 峰值通量普遍较大, 且明显高于无射电增强事件, 也就是说有射电增强的II 型射电暴对应太阳爆发具有更高的大SEP 事件产生概率.

图3 SEP 事件峰值通量统计直方图Fig. 3. Statistical histogram of SEP peak intensity.

3.2 射电增强与SEP 事件

为深入了解射电增强事件和无射电增强事件与SEP 事件产生之间的关联, 对样本事件进行分组来讨论CME 属性之间差异以及与SEP 事件之间的关联(图4), 由图4 可知, 无论有无射电增强,产生SEP 事件的CME 速度、质量、动能等明显高于无SEP 事件的. 在有射电增强的事件中, 无SEP 事件对应的CME 速度、质量、动能普遍偏小(低速、低质量、低动能), 而产生SEP 事件的CME速度、质量、能量普遍偏大(速度 > 1000 km/s, 质量 > 1016g, 动能 > 1032erg, 高速、高质量、高动能).无射电增强事件中, 产生SEP 事件的CME 速度、质量、动能等也明显高于不产生SEP 事件的CME.

图4 CME 速度、质量、动能与SEP 事件关联的统计直方图. 蓝色是有SEP 事件, 红色是无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.

对比图4 中Group I 和II 可知, 有或无射电增强, 产生SEP 事件的CME 比不产生SEP 事件的CME 具有更高的速度、质量和动能. 相对于无射电增强事件, 无论产生SEP 与否, 有射电增强事件的CME 具有更高的能量. 无论有无射电增强,产生SEP 事件的CME 通常比同情形下无SEP 产生的CME 具有更高的能量. 也就是说, 不管射电增强与否, CME 若要产生SEP 事件, 都需要具有较高的速度、质量、能量.

3.3 特征时间分析

图5 以SEP 事件起始时刻作为参考点0, 各时间点与参考点之差的统计直方图. II 型射电暴起始(T1 红色)和结束时刻(T2 蓝色)、射电增强起始(T3 紫色)和结束时刻(T4 绿色)、SEP 峰值时刻(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.

为了进一步研究射电增强是否与SEP 事件产生有关, 本研究组分析了射电增强开始时间与高能粒子起始释放时间的先后顺序. 图5 为有射电增强事件中的SEP 事件, 以每个事件的SEP 近太阳附近起始释放时刻作为参考点0, II 型射电暴及射电增强开始、结束时刻和SEP 的峰值时刻与参考点之差的统计分布图. 结果显示, 除了一个事件外,所有事件的II 型射电暴开始时间都早于SEP 起始释放时间, 即所有高能粒子都是在激波产生(假设以II 型射电暴开始为标志)之后一段时间内开始释放或产生的. 除4 个事件的射电增强开始时间在SEP 起始释放时刻之前外, 其余26 个事件射电增强都是在SEP 起始释放之后才开始, 这表明绝大部分事件中高能粒子在射电尚未增强之前就已经产生. 特别地, 有一个事件的射电增强开始、结束时间都在SEP 起始释放时刻(参考值0)之前.T1, T2, T3, T4, T5 的均值分别为–60.8, 281.5,50.7, 256.7, 546.2 min. 通过对比T1(–60.8 min),0(SEP 起始释放时刻), T3(50.7 min)可以看到: 首先, CME 驱动激波并产生II 型射电暴; 其次, 经过一段时间加速, 粒子产生SEP 并向外释放, 这一过程通常在激波产生后不久就开始发生; 此后, 较强的高能量CME 与先行CME 或残余物质发生作用, 并伴随射电增强, 这一过程通常在SEP 产生之后, 也就是发生在较高高度范围内. 若考虑传播路径长度假设带来的误差, 可选取更长的粒子传播路径(如1.7 AU), 结果表明绝大部分II 型射电暴(25/30)的起始时间仍早于粒子起始释放时间, 与上述结论基本一致.

通过对比射电增强开始时刻T3(50.7)、结束时刻T4(256.7)与SEP 起始释放时刻(参考值0)、SEP 峰值时刻T5(546.2), 发现大部分事件射电增强持续时间段在SEP 事件起始释放至峰值这段时间内.

3.4 II 型射电暴开始、结束高度

1)有射电增强伴随

图6 为射电增强事件, 图6(a)和图6(b)分别为II 型射电暴起始、结束高度区间均值随CME 速度的变化关系; 图6 (c)和图6(d)分别为II 型射电暴起始、结束高度的统计分布, 红色为无SEP 事件, 蓝色为有SEP 事件. 从图6(a)可以看出, 无SEP 事件的CME 速度全部小于1500 km/s, 且II 型射电暴起始高度均值随CME 速度增大而逐渐下降; 有SEP 事件的CME 速度全部大于500 km/s, II 型射电暴开始高度均值小于6 Rs.图6(c)显示有SEP 事件产生的II 型射电暴开始高度略低于无SEP 事件产生的II 型射电暴开始高度(均值4.03 Rs > 3.50 Rs). 产生SEP 事件的II 型射电暴或激波具有更低的开始高度, 这与文献[4,5]中CME 激波的开始高度越低就越容易产生SEP 事件的结果相符.

图6 射电增强事件 (a, b) II 型射电暴开始、结束高度在不同速度区间内的均值分布; (c, d) II 型射电暴开始、结束高度的统计直方图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.

图6(b)和(d)为II 型射电暴结束高度分析. 从图6(b)和(d)可以看出, 有SEP 事件产生的II 型射电暴结束高度明显高于无SEP 事件的(均值33.06 Rs < 47.26 Rs), 且有SEP 伴随的II 型射电暴结束高度均值随CME 速度的增大而明显增大. 部分超强II 型射电暴的结束高度可到达100 Rs 以上.

2)无射电增强伴随

图7 为无射电增强事件, (a), (b)为II 型射电暴开始、结束的高度区间均值随速度分布情况;(c), (d)为II 型射电暴开始、结束高度的统计直方图. 从图7(a)可以看出, 在无射电增强事件中,II 型射电暴开始高度均值普遍小于6 Rs, 有无SEP 事件无明显差别. 从图7(b)可以看出: 无射电增强事件中, II 型射电暴结束高度普遍小于30 Rs; II 型射电暴结束高度均值都随CME 速度的增大而升高, 且有无SEP 事件无明显差异. 从图7(c), (d)可以看出: 产生SEP 事件的II 型射电暴开始高度一般较低而结束高度较高(均值为3.53—12.81 Rs), 也就是对应激波具有较大的持续高度范围; 而没有产生SEP 事件的II 型射电暴开始高度一般较高而结束高度较低(均值为3.85—7.97 Rs), 即激波持续高度范围较小.

对比图6 和图7, 总体上有SEP 事件的II 型射电暴起始高度比无SEP 事件的略低, 约为3.5 Rs. 无论有(无)SEP 事件, 有射电增强事件的II 型射电暴结束高度为47.26 Rs (33.06 Rs)显著大于无射电增强事件的12.81 Rs (7.97 Rs).

3.5 射电增强区与非增强区日冕密度

图7 无射电增强事件 (a), (b) II 型射电暴起始、结束高度在不同速度区间内的均值分布; (c), (d)II 型射电暴起始、结束高度的统计直方图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.

图8 射电增强事件 (a)非增强区域拟合密度模型倍数N1; (b)增强区域拟合密度模型倍数N2; (c) N2 与N1 差值的统计直方图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.

图9 CME1 和CME2 速度、角宽、重叠角宽的统计直方图Fig. 9. Histogram of CME1 and CME2 with speed, angular width and overlap width.

图8 为射电增强事件中II 型射电暴非增强区域拟合密度模型倍数(N1)和射电增强区域拟合密度模型倍数(N2)及N2-N1 的统计直方图. 本研究中采用的日冕密度模型为一维模型及倍数, 只作为日冕密度径向分布的估算, 不能完整反映激波面周围日冕密度的三维分布, 所以本研究用来定性比较密度相对高低. 如图8 所示, 无论是有SEP 事件还是无SEP 事件, 射电增强区域密度普遍高于非增强区域. 这与射电增强起因于CME 相互作用的假设一致, 即相互作用的两个CME 中, CME2 激波前方为与其发生作用的CME1, 其密度一般比周围日冕密度要大. 图8(c)显示每个事件的N2 和N1 差值统计, 除4 个事件外, 射电增强区域拟合密度模型倍数(N2)均大于或等于非增强区倍数(N1), 表明射电增强区域密度更大. 此外, 有SEP 事件的密度倍数差值均值高于无SEP 事件的. 这一结论表明, 在射电增强事件中, 能够产生SEP 事件的CME 激波前沿具有更高的日冕密度.

3.6 射电增强事件中CME1 和CME2

本文假设射电增强主要是由于CME 相互作用引起的. 在本文研究样本中, CME2 速度全部大于CME1 速度(图9(a)), 这样, CME2 传播中可以追赶上CME1 并发生相互作用. 从图9(b)可以看出, CME2 的角宽普遍大于CME1 的, 且大多数为halo CME(图9(b)).

在CME 相互作用过程中, CME2 可以部分或者完全扫过CME1. 为了进一步探讨射电增强事件中重叠角宽与SEP 事件的产生或者强度有无关联,分析了CME1 的角宽与重叠角宽的关系. 图9(c)结果显示, 射电增强事件中, 除了3 个事件外, 其余所有事件的重叠角宽与CME1 的角宽基本相等,也就是CME2 完全扫过CME1 的传播区域. 这表明, 当一个快速CME 完全扫过另一个CME 而发生相互作用时更容易产生射电增强, 这一结论与文献[25]一致. 同时也显示, 产生SEP 与不产生SEP的事件无明显差别.

4 结果及讨论

本文结合多卫星联合观测, 对第24 太阳活动周2007 年1 月至2015 年12 月期间82 个II 型射电暴事件进行分析, 并对比分析了射电增强与否与SEP 事件产生之间的关联. 基于日冕密度模型,对射电频谱进行拟合, 分析拟合结果与CME,SEP 参数之间的关系, 探讨II 型射电暴、射电增强与SEP 事件之间的关系, 主要得到以下结论:

1) 射电增强事件对应的CME 速度、质量、动能和耀斑等级均高于无射电增强事件, 表明射电增强事件对应的CME 具有更高的能量, 这与文献[25]中的结论一致. 伴随射电增强的CME 激波加速粒子更易产生SEP 事件(尤其是大SEP 事件).无论有无射电增强, 产生SEP 事件的CME 速度、质量和动能均明显大于无SEP 的事件, 这表明产生SEP 事件需要更高能的CME 爆发.

2) 特征时间分析表明, SEP 在近太阳附近的起始释放发生在II 型射电暴开始之后, 而释放时间又早于射电增强开始时间. 此结果表明, 射电增强并不是直接导致SEP 事件产生的原因, 只能作为CME 激波增强或者CME 更高能的观测表征,增强的激波加剧了粒子加速过程.

3) 无论有无射电增强, 有SEP 事件伴随的II 型射电暴开始高度略低于无SEP 事件的, 总体小于6.0 Rs, 平均约为3.5 Rs; 相比于无SEP 事件的情况, 有SEP 事件伴随的II 型射电暴具有更高的结束高度, 其中有射电增强事件的II 型射电暴结束高度(SEP: 47.26 Rs; No SEP: 33.06 Rs)明显高于无射电增强事件(SEP: 12.81 Rs; No SEP:7.97 Rs). CME 激波若能持续到足够高的空间范围, 也足以表明此CME 具有更高的能量. 统计表明II 型射电暴起始高度越低、结束高度越高的情况下, 产生SEP 事件的概率更高. 也就是说, 当激波在很低的日冕形成后一直持续到很高高度(行星际)或持续很长时间, 则更容易产生SEP 事件. 进一步表明, 若要产生SEP 事件, 则要求CME 长时间驱动激波、具有更高的能量.

4) 相比于II 型射电暴非增强区域, 射电增强区域密度更高; 相比于无SEP 事件, 有SEP 事件II 型射电暴区域密度更高. 显然, 更高密度的等离子体可提供更多待加速的种子粒子, 从而更容易产生SEP 事件.

5) 射电增强事件中CME2 几乎完全扫过CME1 的传播区域, 表明在这种情况下, CME 相互作用更易产生射电增强, 而有无SEP 事件之间则无明显差异. 这也进一步说明, 要产生SEP 事件, 不仅要有激波或增强的激波, 还要具备其他条件, 如有足够多的种子粒子、良好的磁联接条件等.

综上所述, 伴随有II 型射电暴射电增强的CME 具有更高的能量, 能驱动更强的激波, 但射电增强不是引起SEP 事件的直接原因, 只是快速高能的CME 与其他先行CME 相互作用而引起激波增强的观测表现. 结果还显示, 伴随有射电增强的CME 普遍比无射电增强的CME 具有更快的速度、更大的质量和动能, 更高能, 更容易产生SEP事件, 尤其是大SEP 事件.

感谢以下数据网站提供本文观测数据: CME, DH II 型射电暴列表及参数(CDAW, https://cdaw.gsfc.nasa.gov); 耀斑相关数据(LMSAL, http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html; https://solarmonitor.org/); 米波射电观测数(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 波射电观测数据(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 数(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).