太阳高能粒子事件起始释放高度研究

陈玉林,季晶晶,董丽花,丁留贯,李鹏

(1.南京信息工程大学 物理与光电工程学院,江苏 南京 210044;2.南京信息工程大学 数学与统计学院,江苏 南京 210044;3.中国传媒大学南广学院 传媒技术学院,江苏 南京 211172)



太阳高能粒子事件起始释放高度研究

陈玉林1,季晶晶2,董丽花3,丁留贯1,李鹏2

(1.南京信息工程大学 物理与光电工程学院,江苏 南京 210044;2.南京信息工程大学 数学与统计学院,江苏 南京 210044;3.中国传媒大学南广学院 传媒技术学院,江苏 南京 211172)

对第23太阳周的太阳高能粒子、米波段和DH波段Ⅱ型射电暴的爆发时间和高度进行了统计分析。结果表明:耀斑和日冕物质抛射(coronal mass ejection,CME)产生后,先后爆发米波、DH波Ⅱ型射电暴和高能粒子事件,它们爆发的高度也由低到高。米波、DH波Ⅱ型射电暴的爆发时间和高度同太阳高能粒子事件是否发生并无明显关系,但伴随米波段和DH波段Ⅱ型射电暴的CME有更高的产生太阳高能粒子事件的概率。

太阳高能粒子事件;太阳耀斑;日冕物质抛射;Ⅱ型射电暴

0 引言

太阳是人类赖以生存的能量源泉,太阳活动存在一定的周期(丁留贯等,2012)。太阳风暴是太阳上爆发的剧烈活动,对地球空间环境产生影响,使20～30 km以上的中高层大气条件、电离层、磁层以及粒子辐射和电磁辐射等条件发生急剧的变化,如地磁扰动(程国胜等,2011)、电离层扰动(汪四成等,2013)等空间天气效应。太阳高能粒子(solar energetic particles,SEP)是来自太阳、能量大于10 keV的粒子,对卫星设备的寿命和宇航员的健康有直接危害。因此,研究太阳高能粒子事件的发生机制具有很重要的意义。

关于太阳高能粒子的加速机制有两种说法:一种是由耀斑环加热产生日冕激波加速粒子;另一种是由日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)驱使的行星际激波加速。Kahler et al.(1978)发现CME是质子向星际空间逃逸、SEP事件发生的一个重要因素;在耀斑爆发位置的上方可能存在加速区,耀斑粒子流在下游可能存在二次加速区域。Kahler et al.(1984) 研究耀斑和CME与质子事件之间的联系,指出CME角宽度和速度与质子通量峰值之间存在明显的联系,某些斜率较大的质子谱可能是由速度更快、角宽度更大的CME加速形成的。Kahler et al.(1987)分析太阳活动极小年的SEP事件认为,SEP峰值通量跟CME速度有关,而与CME角宽度无关;分布于西半球黄道面附近的CME伴随SEP事件的概率比较大,高速(大于800 km/s)CME伴随SEP的几率明显较高,相比而言,没有CME、且与地球磁场联接良好的耀斑却没有观测到伴随SEP事件。Kahler et al.(1990) 指出CME能驱动日冕激波加速SEP。这些结论对SEP加速机制的研究有着非常重要的意义。Webb (1996) 认为CME是联系行星际粒子事件与太阳活动的关键,SEP事件虽然常常伴随耀斑发生,但高能粒子的能量值仍取决于CME以及激波。Luhn et al.(1987) 发现耀斑中含有大量高能Si和Fe,认为它们高能都来自温度较高的日冕。Reames (1990) 分析大耀斑伴随的高能粒子成分,发现多数太阳粒子事件的Fe/O比较小,只有少数耀斑源区与地球磁力线联接良好的事件中早期测得Fe含量高,多数高能粒子来自CME加速区。但有些耀斑粒子也能够进入行星际空间并加速到达地球(Cliver et al.1989),这类与耀斑有关的太阳粒子事件多为低能事件(张桂清,1997)。伴随CME的耀斑,峰值电子通量更高,X射线通量更大,CME对耀斑起到“放大”的作用,是联系耀斑和地球响应的纽带(Kahler et al.,1994),伴随SEP的CME速度相比普通CME并没有显著性的提高(Zhao and Song,2008)。

CME等太阳活动会伴随波长为厘米、米、十米至千米波段的射电辐射增强。其中有一种在射电频谱仪上表现为由高频向低频缓慢漂移的窄带,称之为Ⅱ型射电暴。它由太阳活动驱动激波加速的高能电子激发,随激波向外传播,辐射频率由背景等离子体密度决定。Cliver et al.(2004)指出SEP中90%伴随DH 波段Ⅱ射电暴,高能粒子大多在DH波段Ⅱ型暴特征高度(距日心3个太阳半径)外被激波加速,而CME从低日冕向外传播导致Ⅱ型暴从米—DH波段频移。Gopalswamy et al.(2005)也提出米—千米频移是CME驱动激波从日冕驶向行星际空间所致。

郭晓博等(2011)发现耀斑与相关CME有密切的时序关系,耀斑等级越大,时序关系越密切。李小聪(1999)统计第22周太阳活动周的太阳质子事件,发现太阳质子事件100%与耀斑相关,92%与CME有关,认为CME和耀斑对太阳质子事件的发生都起着非常重大的作用。Golpalwamy et al.(2012)对地面粒子事件(ground level enhancement,GLE)的研究显示米波段Ⅱ型射电爆发平均早于GLE粒子释放17 min,激波在粒子释放前已经形成。与地球磁场联接较好的GLE事件中,粒子释放于距离日心平均3.09个太阳半径处,而在磁链接不佳的事件该值变为5.18个太阳半径。相关的米波Ⅱ型射电爆发于距离日心平均1.53个太阳半径处。

高能粒子释放高度、SEP事件相关太阳活动的时序关系对高能粒子事件的预报有重要意义,对第23太阳活动周(1997—2006年)的60个太阳高能粒子事件以及20个既伴随耀斑又伴随米和DH波段Ⅱ型暴的大的CME进行了研究。

1 数据来源及分析

CME数据来自SOHO卫星LASCO日冕观测仪(http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/),耀斑数据来自www.SolarMonitor.org,米波段Ⅱ型暴数据来自http://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/,DH波段Ⅱ型射电暴数据来自http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/radio/waves_type2.html。高能质子数据来自ACE卫星OMIN探测器,其他粒子数据来自该卫星SIS探测器。

太阳高能粒子释放时刻的估算采用速度离散分析法(velocity dispersion analysis,VDA)(Tylka et al.,2003),假设太阳高能粒子从日面附近逃逸后做匀速运动,不同能量的粒子逃逸时刻相同,逃逸后走的长度也相同,则SEP逃逸后的运动近似满足下式

Huttunen-Heikinmaa et al.(2005)用该方法计算高能粒子路径长度平均(1.40±0.69)AU,释放高度分布于距日心1～9个太阳半径范围。Reames(2009)用该方法得到1994—2007年的13个GLE路径长度为1.1～2.2 AU。VDA法的准确性依赖于SEP事件爆发前后不同能量通道粒子通量的增加幅度。通量增加不明显时,无法明显区分出事件的开始时刻,结果会出现较大误差(Lintunen and Vainio,2004)。计算出的逃逸时刻误差可能只有几分钟,但得到的路径长度同阿基米德螺旋线长度的比值可能很大(Siz et al.,2005)。计算时为了增加结果的可信度,尽可能反映粒子在源区附近的特点,所以只选用粒子通量上升较快的事件来计算高能粒子的起始释放时刻和路径。

图1为2000年6月10日18时(世界时,下同)的太阳高能粒子事件。横坐标为粒子速度的倒数,纵坐标为世界时间。其中有效高能粒子数据共有47个,释放时刻为17时13分,路径长度为1.23 AU。本文统计的60个SEP事件,高能粒子的路径长度分布于1.07～2.86 AU,平均为1.76 AU(表1)。一些爆发源区跟地球磁场联接不佳的事件中,观测的粒子数据背景扰动较大,粒子通量上升不明显,可供拟合的有效数据较少,有些事件的数据分布比较离散,导致路径拟合结果的准确度无法保证。

图1 2000年6月10日18时高能粒子的路径长度及释放时刻Fig.1 Path length of solar energetic particles(SEP) and solar particle release(SPR) time at 1800 UTC 10 June 2000

CME在特定时刻的高度通过日冕仪观测高度和时间近似拟合获得(图2)。大多数CME的高度和时间数据近似在一条直线上,表示CME在日冕仪观测范围内呈匀速运动,这类CME特定时刻高度的计算由直线拟合确定。但也有CME的高度和时间呈现曲线关系,类似匀减速运动,推算某时刻高度时采用二次拟合确定(图2)。由于不考虑CME形成初期在低日冕附近的一段加速运动,用该方法得到的CME在低日冕起始的时间应偏晚;CME高度为日冕仪观测的投影高度,计算出的CME速度、加速度也为平面投影值;在此情况下,CME源区经度对起始时间的计算也有很大影响。为便于之后的计算,不考虑CME实际起始时间,而将推算的CME在日心处的时刻当做CME的初始时刻(onset time)。

图2 2000年6月10日17时08分日冕物质抛射(coronal mass ejection,CME)的二次拟合高度和时间(计算了相应米波、DH波Ⅱ型暴和SEP的爆发高度)Fig.2 Quadratic fitting height and time of coronal mass ejection(CME) at 1708 UTC 10 June 2000(heights of corresponding metric,DH type Ⅱ radion bursts and SEP are calculated)

图2为图1中SEP事件所对应的CME高度—时间二次拟合曲线。图中纵坐标为CME距日心的高度,单位为太阳半径(Rs),横坐标为对应时间,图中已对CME和Ⅱ型暴时间消除光从太阳传播到地球所用499 s误差。该CME近似呈匀减速运动,曲线二阶导数为加速度,在纵轴的截距为CME在日心处的时刻(记作onset time)。假设SEP主要在CME前沿释放,其释放高度为在粒子逃逸时刻CME前沿的高度,则根据SEP的逃逸时间,通过拟合出的CME高度—时间关系可以确定SEP的逃逸高度。

Ⅱ型射电爆发高度通常采用太阳表面密度模型计算,为求简便,本文中亦通过爆发时刻CME高度得到。Ⅱ型暴主要起源于CME前沿,只有少数情况由CME侧翼发出 (Cho et al.,2008)。据此假设这些Ⅱ型暴都爆发于CME前沿,米、DH波段Ⅱ型暴的爆发时刻的CME高度即可作为它们的爆发高度(图2)。由于CME高度数据是平面投影高度,较实际高度偏小,且未考虑CME在形成初期的一段加速过程,用匀速或匀减速推算CME初始观测时刻之前的射电爆发高度时,偶尔出现高度小于1 Rs的情况,个别米波Ⅱ型射电爆发高度出现负值,这些小于1 Rs的值以及负值也列入统计分析。

2 统计结果

第23太阳周SEP事件共有86个,包含11个发生在东半球的事件。所有事件均有相应CME数据,直线拟合的CME速度分布于478～3 387 km/s,其中小于1 000 km/s有19个,大于3 000 km/s的有1个,平均速度约1 551 km/s。,共73个(84.9%)SEP事件观测到伴随耀斑,X级耀斑33个、M级32个、C级8个;58个(67.4%)事件伴随米波段Ⅱ型暴;72个(83.7%)伴随DH波段Ⅱ型暴。共有31组SEP粒子通量上升明显,50组(58.1%)SEP既伴随CME和耀斑,又伴随米波和DH波段Ⅱ型射电爆发(表1)。

表1 SEP事件及有关CME、耀斑、Ⅱ型暴

Table 1 SEP events and the associated CMEs,flares and type Ⅱ radio bursts

序号SEP日期SEP时间CME时间耀斑源区耀斑尺寸耀斑时间米波Ⅱ型暴时间DH波Ⅱ型暴时间路径长度/AUSEP释放高度/Rs米波高度/RsDH波高度/Rs11997-11-0407:0006:10:051)S14W33X2.105:5205:5806:002.85±0.301.442.142.3121997-11-0613:0012:10:41S18W63X9.411:4911:5312:202.55±0.248.563.086.7031998-04-2011:0010:07:11S43W90M1.409:383)09:5610:251.07±0.0015.041.035.6941998-05-022)14:0014:06:12S15W15X1.113:3113:4114:251.50±0.212.622.756.3051998-05-062)08:2508:29:13S11W65X2.707:5808:0308:251.10±0.061.761.243.3361998-05-0905:0003:35:58S11W90M7.703:0403:2603:352.86±0.365.561.082.8971999-06-042)08:0007:26:541)N17W69M3.906:5207:0207:052.04±0.253.363.444.0682000-02-182)10:0009:54:05>NW9009:1909:442.58±0.321.821.963.8892000-04-0417:0016:32:37N16W66C9.715:1215:2515:451.66±0.2611.044.356.40102000-06-0619:0015:54:05N20E18X2.314:5815:1615:202.15±0.2611.490.400.78112000-06-102)18:0017:08:051)N22W38M5.216:4016:5517:151.23±0.062.971.463.61122000-07-1411:0010:54:07N22W07X5.710:0310:1910:301.46±0.162.900.191.78132000-07-222)12:0011:54:051)N14W56M3.711:1711:2511:451.78±0.092.481.223.47142000-09-1213:0011:54:051)S17W09M1.011:3011:3312:001.61±0.0012.930.383.25152000-10-162)08:0007:27:21N04W90M2.506:4006:5807:102.50±0.405.301.973.35162000-10-252)12:0008:26:05N10W66C4.008:4509:301.57±0.649.883.07172000-11-082)23:3023:06:05N10W77M7.422:4223:1523:201.20±0.297.184.825.57182000-11-242)16:0015:30:05N22W07X2.314:5115:0715:251.07±0.138.030.842.77192001-03-2911:0010:26:05N20W19X1.709:5710:0310:122.20±0.341.931.842.57202001-04-022)23:0022:06:07N18W82X2021:3221:5122:051.11±0.1710.632.675.69212001-04-102)08:0005:30:001)S23W09X2.305:0605:1305:242.52±0.468.28-0.251.75222001-04-1212:0010:31:29S19W42X2.009:3910:1810:202.11±0.266.961.721.93232001-04-1514:0014:06:31S20W85X1413:1913:4714:051.70±0.442.072.544.40242001-04-1803:0002:30:05S23W92C2.202:1102:1702:551.44±0.1511.522.2510.32252001-05-072)13:0012:06:06>NW9012:001.86±0.467.851.61262001-06-152)16:0015:56:27>SW9015:3316:051.69±0.165.972.226.91272001-09-152)12:0011:54:071)S21W49M1.511:0411:2911:502.30±0.232.282.413.39282001-10-1917:3016:50:051)N15W29X1.616:1316:2416:451.85±0.170.051.202.85292001-10-2217:0015:06:05S21E18M6.714:2714:5315:152.58±0.307.001.564.10302001-11-042)17:0016:35:06N06W18X1.016:0316:1016:301.95±0.178.060.713.83续表序号SEP日期SEP时间CME时间耀斑源区耀斑尺寸耀斑时间米波Ⅱ型暴时间DH波Ⅱ型暴时间路径长度/AUSEP释放高度/Rs米波高度/RsDH波高度/Rs312001-11-222)21:0020:30:33S24W68M3.820:1820:221.72±0.056.651.76322001-12-2605:3005:30:05N08W54M7.104:3205:0205:201.33±0.126.770.502.74332002-01-1406:0005:35:07S28W83M4.405:2906:0806:251.70±0.192.465.467.64342002-02-202)06:3006:30:05N12W72M5.105:5206:151.47±0.261.912.47352002-03-222)13:3012:30:00S09W90M1.610:1213:101.31±0.442.894.94362002-04-172)10:3008:26:05S14W34M2.607:4608:0808:301.31±0.2312.231.874.22372002-04-2102:0001:27:20S14W84X1.500:4301:1801:301.68±0.073.121.263.74382002-07-072)13:0011:30:31S13W90M1.011:1511:351.92±0.264.944.77392002-07-2106:0022:06:091)>SE90X3.321:0421:0721:301.62±0.2569.563.877.72402002-08-1403:0002:30:05N09W54M2.301:4701:5702:201.35±0.253.331.994.59412002-08-222)02:3002:06:061)S07W62M5.401:4701:551.69±0.282.622.61

注：1)表示曲线拟合的CME;2)表示通量上升明显的SEP;3)为根据Gopalswamy et al.(2004)确定.

作为比较,找到第23太阳周与地球磁力线联接较好的西半球的89组速度大于900 km/s、且无SEP伴随CME进行分析。其中48个(53.9%)伴随耀斑,分别为X级9个、M级26、C级12个;35个(39.3%)伴随米波Ⅱ型暴;31个(34.8%)伴随DH波段Ⅱ型暴。共有20组CME既伴随耀斑,又伴随米波和DH波段Ⅱ型射电暴发(表2)。

50组既伴随SEP又伴随耀斑、米和DH波段Ⅱ型暴的CME事件,以及20组无SEP但伴随耀斑、米和DH波段Ⅱ型暴的CME事件中,米波和DH波段Ⅱ型射电爆发相对耀斑爆发的延迟时间统计如图3所示。横坐标为时间长度,纵坐标为事件个数,统计平均值(mean)和中值(med)。伴随SEP的米波段Ⅱ型暴平均相对耀斑延迟15 min,DH波段Ⅱ型暴平均相对耀斑延迟34 min。无SEP伴随的米波段Ⅱ型暴平均相对耀斑延迟13 min,DH波段Ⅱ型暴平均相对耀斑延迟32 min。Ⅱ型暴相对耀斑的时间延迟与有无SEP发生无明显联系。

这两类CME事件的Ⅱ型射电爆发高度统计如图4所示,伴随SEP的米波段Ⅱ型暴平均爆发于距日心1.6 Rs处,DH波段Ⅱ型暴平均爆发于距日心4.2 Rs。无SEP伴随的米波Ⅱ型射电爆发高度平均为1.9Rs,DH波段Ⅱ型射电爆发平均高度为4.2 Rs。米和DH波段Ⅱ型暴在爆发高度上与SEP是否发生亦无明显联系。

表2 大CME事件及有关耀斑、Ⅱ型暴

Table 2 Large CME events and the associated flares,type Ⅱ radio bursts

序号CME日期CME时间耀斑源区耀斑尺寸耀斑时间米波Ⅱ型暴时间DH波Ⅱ型暴时间米波高度/RsDH波高度/Rs12000-02-1204:31:20N24W38M1.703:5104:0203:551.500.8322000-6-1520:06:05N20W65M1.819:3819:4319:522.513.3532000-06-2507:54:13N21W61M1.907:1707:5008:103.296.0742000-09-1605:18:14N15W07M5.904:0604:1104:302.084.0752000-11-2422:06:05N21W07X1.821:4321:5222:242.725.5062001-04-0211:26:05N17W60X1.110:581)11:1011:302.624.3372001-04-0915:54:02S21W04M7.915:2015:2615:530.383.1582001-04-1113:31:48S23W32M2.312:5613:1713:152.372.1892001-10-2515:26:00S16W21X1.314:4214:4715:30-0.343.71102002-07-1808:06:08N19W30X1.807:2407:4207:552.433.66112002-08-1606:06:05N06291M2.405:4605:5206:151.774.50122002-11-1003:30:00S12W37M2.403:0403:1403:202.653.52132003-03-1812:30:05S16W53X1.511:5112:1612:252.774.01142003-11-0310:06:05N08W82X3.909:4309:5010:001.552.79152004-04-0810:30:00S15W11C7.409:5310:0610:251.833.58162004-11-0917:26:06N08W51M8.916:5917:1817:353.676.60172004-12-0300:26:05N08W02M1.523:4423:5200:070.762.33182005-01-198:29:39N15W51X1.508:0308:1209:201.6113.45192005-07-922:30:05N12W28M2.821:4721:5922:151.003.12202005-08-2314:54:00S13W91M2.714:1914:4815:001.673.67

注：1)根据Gopalswamy et al.(2004)确定.

图3 米波段(a,b)、DH波段(c,d)Ⅱ型暴的SEP事件(a,c)和大CME事件(b,d)的时间延迟统计Fig.3 Statistical duration between type Ⅱ radio bursts and corresponding flares a.metric-flare delay time of 50 events;b.metric-flare delay time of 20 events;c.DH-flare delay time of 50 events;d.DH-flare delay time of 20 events

图4 米波段(a,b)、DH波段(c,d)Ⅱ型暴的SEP事件(a,c)和大CME事件(b,d)爆发高度统计Fig.4 Statistical onset height of type Ⅱ radio bursts a.metric height of 50 events;b.metric height of 20 events;c.DH height of 50 events;d.DH height of 20 events

一些爆发源区与地球磁联接不佳的事件中,高能粒子随着激波向外传播过程中横向扩展而跨越与地球联接的磁力线,并伴随粒子的横向扩散,从而1 AU卫星能观测到少量的粒子通量。这些事件中,高能粒子数据比较分散,观测到粒子通量上升不明显甚至没有上升,VDA拟合误差较大,效果不佳。为确保粒子释放时刻和高度统计准确性,从所有的SEP事件中选取大于10 MeV能道内高能质子通量在2 h内上升明显的事件进行统计,以确保选出的SEP事件与地球磁力线联接良好,得出SEP时间、高度更具有参考价值。

除去其中4组没有耀斑数据,质子通量上升明显的27组SEP事件相对耀斑爆发的延迟时间统计结果如图5。SEP释放最早的发生于耀斑后6 s,最晚644 min内,平均时间延迟约66 min,一般爆发于米和DH波段Ⅱ型暴之后。其中2003年10月28日1200 UTC的SEP事件时间延迟为644 min,粒子释放高度为101 Rs,该事件对应耀斑源区为S08E58,与地球磁链接较差,但其高能粒子数据上升仍较明显。质子通量上升明显的31组SEP事件的逃逸高度统计如图6,粒子释放高度分布于1.5～101 Rs,大多小于20 Rs,平均高度约9 Rs。

3 结论

分析第23太阳周SEP事件,米、DH波Ⅱ型射电暴先后爆发于距离日心平均2 Rs和4 Rs处,随后高能粒子在平均9 Rs处释放;米波段Ⅱ型射电爆发一般在耀斑爆发后40 min以内,DH波段Ⅱ型射电暴一般晚于耀斑60 min以内,而SEP一般晚150 min以内;CME伴随的米、DH波段Ⅱ型暴在爆发时间和高度上与SEP是否产生并无明显联系;统计也显示产生SEP事件的CME中伴随米波和DH波段Ⅱ型射电暴的比例比较高。本文的CME高度是投影高度,相对实际高度偏小,CME爆发初的加速期也未作考虑,这对Ⅱ型暴爆发高度计算的准确性有较大影响,今后将拟结合Newkirk日冕密度模型分析Ⅱ型射电暴的爆发高度和位置与SEP的关联。

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图5 高能质子通量上升明显的SEP事件相对耀斑的爆发延迟统计Fig.5 Statistical delay time between flares and obviously rising SEP events

图6 高能质子通量上升明显的SEP事件的粒子释放高度统计Fig.6 Statistical SPR height of obviously rising SEP evnets

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(责任编辑：刘菲)

Study on release height of solar energetic particle events

CHEN Yu-lin1,JI Jing-jing2,DONG Li-hua3,DING Liu-guan1,Li Peng2

(1.School of Physics and Optoelectronic Engineering,NUIST,Nanjing 210044,China;2.School of Mathematics and Statistics,NUIST,Nanjing 210044,China;3.School of Media Technology,CUCN,Nanjing 211172,China)

This paper statistically analyzes the onset time and height of metric,decameter-hectometric(DH) type Ⅱ radio bursts,and solar energetic particle(SEP) events during Solar cycle 23.Results show that the three events occur in sequence after occurrence of solar flares and coronal mass ejections(CMEs),with their onset heights in ascending order.Onset time and height of the type Ⅱ radio bursts has nothing to do with whether SEP happens.However,there is a greater statistical probability of SEP events for CMEs accompanied by metric and DH type Ⅱ radio bursts.

solar energetic particle events;solar flare;coronal mass ejection;type Ⅱ radio burst

2013-12-26；改回日期：2014-02-15

国家自然科学基金资助项目(41304150);江苏省研究生创新计划(N0782002076);江苏省高校自然科学研究项目(12KJB170008)

陈玉林,副教授,研究方向为空间天气学,nimphylab@163.com.

10.13878/j.cnki.dqkxxb.20131226008.

1674-7097(2015)02-0259-08

P353

A

10.13878/j.cnki.dqkxxb.20131226008

陈玉林,季晶晶,董丽花，等.2015.太阳高能粒子事件起始释放高度研究[J].大气科学学报,38(2):259-266.

Chen Yu-lin,Ji Jing-jing,Dong Li-hua,et al.2015.Study on release height of solar energetic particle events[J].Trans Atmos Sci,38(2):259-266.(in Chinese).