日冕物质抛射及其伴生的射电辐射观测特征*

谢瑞祥，汪 敏，颜毅华，谭程明

(1.中国科学院国家天文台云南天文台，云南 昆明 650011;2.中国科学院国家天文台，北京 100012)

日冕物质抛射(CME)是太阳大气观测中最显著的现象，其发生的空间尺度很大，对行星际(IP)空间的影响很强，大尺度CME发生时常常伴生一些射电爆发现象，许多有关太阳的现象都被认为与CME有直接或间接关系，如太阳耀斑、日珥、在日冕和行星际产生和传播的激波以及地磁暴等。有关伴随CME的现象可以在多种多样的电磁辐射中观测到，从微波到千米波的射电观测可以跟踪CME从开始到行星际传播的过程［1－5］。

自SKYLAB、SMM卫星和LASCO/SOHO观测以来，CME被越来越多地研究，但直到现在对CME的起源和触发机制仍是未解决的问题。在CME产生和传播过程中所伴生的射电辐射动态频谱类型也仍然不清楚。本文使用了Culgoora(18～1800 MHz)和国家天文台3频段(1.0～2.0 GHz、2.6～3.8 GHz、5.2～7.6 GHz)射电频谱仪的观测资料，统计分析了2003～2005年对应CME的观测资料，尤其对国家天文台高频率、高时间分辨率资料给予了特别关注，因为厘米—分米波段的射电辐射可能同CME前兆结构的起源一起发生［6］。在本文中厘米—分米波段的射电精细结构(FS)实际上包括了III型爆发、斑马纹、尖峰辐射、纤维爆发等短寿命的爆发［7］。根据文 ［6，8－9］的假设，这些FS是在CME开始时额外能量输入到日冕的指示器，同时也指出，FS是与一个日冕不稳定性同时产生，如小尺度的磁重联，它最终可能触发CME的过程。作为一个日冕活动的预测器，这些低日冕中射电FS的辐射对太阳高能粒子事件的观测也是特别重要的。关于CME和射电辐射之间的关系尚不清楚，在1999～2002年时段记录了274个CME［3］，其中只有42个CME有伴生的射电爆发，约有一半的CME事件只有频率1000～2500 MHz范围内记录到一个类型的射电爆发，其余的有二类或更多类型(如连续辐射、脉动、FS)被记录到。必须指出，使用有限的频段不意味着在更宽频段范围中有同样结果，本文的统计资料已展宽了频率范围(18～7200 MHz)，虽然仍未包括IP空间，但已看出激励CME的动因朝着高日冕传播的趋势。由于CME向外传播时，已经呈现的射电辐射将在一定高度上消失。但不排除CME驱动的基波与高层日冕等离子体相互作用后，激发新的射电辐射，如长寿命和微III型爆发的可能。在厘米—长米波范围内发现了伴生CME的多种类型射电辐射，包括II、III、IV型和FS的辐射，他们都是CME/耀斑经常共生的射电爆发，这些爆发都起源于中日冕以下的等离子体辐射或回旋同步辐射，它们能跟踪CME和激波的传播途径，因此它们与CME密切相关。

1 观测资料和统计

本文使用了Culgoora(18～1800 MHz)和国家天文台3频段(1～2 GHz、2.6～3.8 GHz、5.2～7.6 GHz)射电频谱仪的观测资料，分别找出了CME的开始时间和速度以及所对应的各波段射电爆发类型(如II、III、IV型和FS)，在76个伴生CME的射电爆发事件中有50个快速(速度大于500 km/s)CME和26个慢速(速度小于500 km/s)CME，统计对应CME的射电爆发分为两个频段，一个是国家天文台资料的频率范围 (1.0～7.2 GHz)，另一个是Culgoora频谱仪(18～1800 MHz)范围，比较不同波段射电爆发类型的产率和变化规律，尤其是找出对应事件在厘米—米波范围的射电FS产率，各参数统计结果见表1。为直观起见，还给出了2个典型事件的动态频谱，见附图1(封二)和附图2(封三)。

2 结果和分析

通过统计结果发现了一些观测特征，初步分析如下:

(1)在统计资料中，不论快速或慢速CME，它们所伴生的射电爆发形态总的变化趋势一致，即所对应的II和IV型爆发的寿命是随着观测频率的下降而变长，只是在微波段的射电爆发对应慢速CME比对应快速CME的寿命更短些(见附图1、2和文 ［10］);

(2)快速CME事件的数目随着太阳活动周的下降而减少，慢速CME事件的数目随着太阳活动周的下降而增多;

(3)在统计的76个事件中，在分米—米波段中大部分有对应的CME开始前后阶段的FS，其中大部分是射电III型爆发，此外，大约一半的事件中含有II或IV型爆发，而含有III型爆发的数目最多，尤其在分米—米波范围中，在2003年几乎每个事件中都有III型爆发(见表1)。

表1 CME和对应的射电爆发频谱特征Table 1 The CME events and spectral characteristics of their correspond radio bursts

(4)CME对应的射电FS，在数量上是随着太阳活动周的下降而有所减少，然而射电II或IV型爆发的产生并非随着太阳活动周期产生明显变化，只是在2003年期间，在厘米—分米波段II和IV型爆发的产率比分米—米波段的产率更高些。

表1中的III/FS爆发类型实质上都是FS，尤其是厘米—分米范围中，FS包含了微III型和类III型爆发、尖峰辐射、短周期脉动、纤维爆发和斑马纹等［7、11－12］。文 ［13］指出在小于0.5 R⊙的高度上加速电子可以注入到各种各样的开放和封闭磁结构中，显示出辐射信号种类变化的宽范围。在本文的76个事件中，揭示了一个复杂的射电辐射，大多数事件给出了加速电子在不同时间注入到不同日冕结构的证据。米波III型爆发是由加速电子连续注入到开放磁流管中产生，而宽带长寿命米波辐射(IV型爆发)也是一个重复或长持续时间的加速电子的信号。因为日冕中引起射电爆发的电子加速是一个很复杂的、多重脉冲或准连续的过程，所以在加速电子释放的时间和空间上的表现也是很复杂的。在耀斑脉冲相及脉冲相以后的电子加速，可能主要是激波加速和太阳日冕磁场重组加速，这些加速电子造成了日冕不同高度上的射电爆发［13］。

由文［14］可知，II、III和IV型爆发都是由通过日冕和行星际传播的激波加速的非热电子产生。CME常常起源于日冕的分米—米波射电爆发，当一个中等相对论性电子流沿着开放磁场线传播时，由等离子体辐射过程产生了负漂移率的III型爆发，当高能电子被磁环捕获沿封闭磁场传播时，可能产生正漂移率或J、U型爆发［5］。III型爆发是在大尺度磁场发生变化以前，在一个小尺度范围内初始不稳定性的标志，常常作为CME的前兆现象。分米—米波的II型爆发，最可能是起源于MHD激波波前的等离子体辐射，它们能够跟踪等离子体抛射和激波的传播途径，因此，它与CME密切相关。II和IV型爆发常常一起发生，也是与CME密切相关，它们可能是由磁环捕获的加速电子的等离子体辐射或回旋同步辐射［15］。

3 讨论

从观测到的伴生CME的射电爆发类型看，包括了各种各样长短不一的寿命，有II、III、IV和FS，这说明了伴随CME的射电爆发事件磁结构是起源于不同的空间尺度，从很小的磁结构到很大的磁结构［16］(如跨赤道磁结构［5］)都可以产生CME和射电爆发。通过对3年来发生事件的统计和分析，讨论如下:

(1)关于快速和慢速CME

从表1的参数可以看出，发生快速CME的数目似乎随太阳活动周的下降而减少，而发生的慢速CME数目反而增加。这可能与太阳活动周日面黑子和磁场尺度、位置的分布变化有关［17］。

(2)关于产生CME的模型

目前被广泛接受的CME模型是“磁崩溃”模型［18］，该模型的实质是物质在抛射前大尺度磁场线的开放，其初始条件是需要一个多重极的复杂磁场的重联［5］。迄今已有一些观测证据支持该模型。近来文［19］又提出了一个混合模型，它是具有一个先于快速爆发环顶部上的缓慢预爆发重联，该模型指出磁崩溃最强的信号可能是出现在一个耀斑的脉冲相，并且指出在脉冲相以前可能发生正或反漂移的III型爆发，从统计的76个事件中，在CME的前期，微波射电观测的脉冲相曾经产生反漂移(向高频漂移)III和J型爆发，也出现了大量的正常III型爆发，可能是此模型的观测证据，因此从统计结果看，似乎是更支持这个混合模型。

［1］Magara Tetsuya，Chen Pengfei，Shibata Kazunari，et al.A Unified Model of Coronal Mass Ejection-related Type II Radio Bursts［J］.ApJ，2000(538):175 －178.

［2］Gopalswamy N，Kundu M R，Manoharan P K，et al.X-ray and Radio Studies of a Coronal Eruption:Shock Wave，Plasmoid，and Coronal Mass Ejection ［J］.ApJ，1997(486):1036－1044.

［3］Cecatto J R，Soares H S.Radio Emission Observed in Decimetric Waves Associated with the Onset of CMEs［J］.Journal of Atmospheric and Solar Terrestrical Physics，2005(67):1674 －1679.

［4］Cane H V，Erickson W C，Prestage N P.Solar Flares，Type III Radio Bursts，Coronal Mass Ejections，and Energetic Particles ［J］.Journal of Geophysical Research(Space Physics)，2002，107(A10):SSH 14－1，CiteID 1315－1334.

［5］Pohjolainen S，Vilmer N，Khan J I，et al.Early Signatures of Large-scale Field Line Opening.Multi-wavelength Analysis of Features Connected with a“Halo”CME Event［J］.A＆A，2005(434):329－341.

［6］Jackson B V，Sheridan K V，Dulk G A，et al.A Possible Association of Solar Type III Bursts and White Light Transients［J］.Astronomical Society of Australia，Proceedings，1978，3(3 －4):241－ 242.

［7］Yan Y，Huang J，Chen B，et al.Diagnostics of Radio Fine Structures around 3 GHz with HinodeData in the Impulsive Phase of an X3.4/4B Flare Event on 2006 December 13 ［J］.Publications of the Astronomical Society of Japan，2007，59(S3):S815－S821.

［8］Jackson B V，Dulk G A，Sheridan K V.The Association of Type III Bursts and Coronal Transient Activity［C］//Solar and Interplanetary Dynamics:Proceedings of the Symposium，Dordrecht:D Reidel Publishing Co，1980:379－380.

［9］Jackson B V，Hildner E.Forerunners-Outer Rims of Solar Coronal Transients ［J］.Solar Physics，1978(60):155 －170.

［10］谢瑞祥，龚玲平，施硕彪.不同速度日冕物质抛射的多波段射电观测特征 ［J］.天文研究与技术——国家天文台台刊，2008，5(1):13－20.Xie Ruixiang，Geng Lingping，Shi Shuobiao.Observational Characteristics of Multi-wavelength Radio Emissions Associated with Different Velocities of Solar Coronal Mass Ejection ［J］.Astronomical Research ＆ Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China，2008，5(1):13－20.

［11］Morioka Akira，Miyoshi Yoshizum，Masuda Satoshi，et al.Micro-Type III Radio Bursts ［J］.AJ，2007，657(1):567－576.

［12］Mel＇Nik V N，Konovalenko A A，Rucker H O，et al.Decameter Type III-Like Bursts ［J］.Solar Physics，2008，250(1):133 －145.

［13］Klein K L，Krucker S，Trottet G，et al.Coronal Phenomena at the Release of Solar Energetic Electron Events［J］.A＆A，2005，431(3):1047－1060.

［14］Michalek G，Zaczkowski R.Correlation between the Onset Times of CMEs and Type III Radio Bursts［C］//A Wilson.Solar Variability from Core to Outer Frontiers:The 10th European Solar Physics Meeting.Noordwijk:ESA Publications Division，2002:185－188.

［15］Bastian T S，Pick M，Kerdraon A，et al.The Coronal Mass Ejection of 1998 April 20:Direct Imaging at Radio Wavelengths［J］.AJ，2001，558(1):65－69.

［16］Maia D，Aulanier G，Wang S J，et al.Delaboudinière，J.-P.，Interpretation of a Complex CME Event:Coupling of Scales in Multiple Flux Systems［J］.A＆A，2003(405):313－323.

［17］Hundhausen A J.Sizes and Locations of Coronal Mass Ejections-SMM Observations from 1980 and 1984～1989［J］.Journal of Geophysical Research，1993，98(A8):13177－13200.

［18］Antiochos S K，DeVore C R，Klimchuk J A.A Model for Solar Coronal Mass Ejections［J］.AJ，1999，510(1):485 －493.

［19］Sterling Alphonse C，Moore Ronald L.Evidence for Gradual External Reconnection before Explosive Eruption of a Solar Filament［J］.AJ，2004，602(2):1024 －1036.