日冕物质抛射驱动激波的射电观测研究
发布时间：2022-02-15 13:49
本文基于Learmonth、BIRS和Wind/WAVES、STEREO/SWAVES等多卫星射电观测资料,筛选了第24太阳活动周2007年1月至2015年12月期间79个米波-十米-百米波（M-DH）、十米-百米波（deca-hectometric,DH）Ⅱ型射电暴事件,利用日冕密度模型假设及频率-时间漂移演化进行激波高度时间拟合,推演其对应激波速度,分析了激波参数与日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection,CME）、耀斑和太阳高能粒子（Solar Energetic Particle,SEP）等参数的相关关系及变化规律,并探讨了射电增强对这些关系的影响及其在粒子加速中的作用。论文主要结果如下:（1）在Ⅱ型射电暴起始时刻,激波高度比CME前沿高度略高一点,即激波脱体距离（standoff distance）约0.4 Rs,且这个高度随CME向外传播而增大。在低日冕和高日冕,激波脱体距离随CME速度的变化呈现明显相反的规律;在低高度上,CME速度越快,激波脱体距离越大,而在高高度上,CME速度较慢时,脱体距离反而较大。（2）射电增强伴随事件的激波速度与CME质量、动能的...
【文章来源】：南京信息工程大学江苏省
【文章页数】：75 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
典型耀斑在极紫外和X射线波段爆发过程的图像[6]
南京信息工程大学硕士学位论文2高能粒子沿着耀斑环轰击色球层，通过韧致辐射在足点产生硬X射线辐射[8]。1.1.2日冕物质抛射（CME）日冕物质抛射（CoronalMassEjection，CME）是太阳活动的重要形式。能将大量等离子体和磁通量（1011-1013kg）从日冕高速抛射到太阳风中，它们在太阳风中叫做行星际日冕物质抛射（ICME），能造成地球空间环境的许多扰动。图1.2典型的CME三分量结构（量核、暗腔、亮的外环）[9]典型的CME由以下三部分构成：亮的前端、暗的空腔以及亮密的内核，亮环的双足在太阳上（如图1.2）。外环具有高密度，高温度和较强磁场；暗腔有强磁场，低密度；腔内亮核具有更高的密度，更强的磁场和较低的温度，当然，大量的CME没有三部分结构。“CME的三部分结构”是重要的形态学特点[10]。爆发前的CME结构包括日珥及其上方的“日珥空腔”，以及再往上的盔状冕旒。当爆发发生时，可以看到与这三部分结构相对应的部分从太阳大气抛出。CME的速度分布跨度较宽，而这里所说的速度通常是指在天空平面中的速度，SMM的观测结果表明，速度分布峰值约为350km/s，而速度分布从低于100km/s直到2000km/s[10]。然而，Sheeley等认为CME可分为两种类型：①慢速CME，速度范围为400～600km/s，显然与爆发日珥相关；②快速CME，速度大于750km/s，与耀斑相关[11]。1.2II型射电暴
第一章前言3太阳爆发时在射电波段出现的剧烈且短促的流量增强现象称为太阳射电暴。根据其频谱形态结构可分为I、II、III、IV和V型射电暴。早在1947年，Payne-Scott等在200-60MHz频率上就发现具有慢速频率漂移的现象，随后Wild和McCready把这种缓慢漂移的现象定义为II型射电暴[12]。1.2.1II型射电暴简介II型射电暴是用来判断爆发活动是否产生激波的重要依据[13,14]。II型射电暴与日冕激波之间不是充分必要关系。通常认为，II型射电暴的发生表征存在日冕激波，但是反之不一定，这是由于II型射电暴的产生相对于日冕激波需要更苛刻的物理条件，比如需要大的压缩比和马赫数[15]。II型射电暴的频谱特征为：（1）相对于III型射电暴，II型射电暴由高到低缓慢的频率漂移，频率漂移速率通常<1MHz/s。（2）带宽比较窄，通常不会超过几百MHz，米波II型射电暴的持续时间约为5-15分钟[7]，起始频率为几十到几百MHz；十米-百米波段（deca-hectometric，DH）II型射电暴的持续时间约为几十分钟到数小时，起始频率为1-14MHz，最高只能识别到16MHz。此外，II型射电暴存在基频谐频结构（约60%），基频谐频比值为1:2或者略高，且基频起始频率一般不高于150MHz；特别地，有少部分事件出现多次谐频[7]。图1.3典型II型射电暴的动态频谱图[16]图1.3是一个典型的II型射电暴的动态频谱图（2010/06/13），从中可以看到明显的谐频，基频部分也能辨别，在谐频部分出现了频带分裂。根据射电观测，大部分II
【参考文献】：
期刊论文
[1]基于多视角观测的SEP事件与twin-CME关系研究[J]. 王智伟,丁留贯,周坤论,乐贵明. 地球物理学报. 2018(09)
[2]Large solar energetic particle event that occurred on 2012 March 7 and its VDA analysis[J]. Liu-Guan Ding,Xin-Xin Cao,Zhi-Wei Wang,Gui-Ming Le. Research in Astronomy and Astrophysics. 2016(08)
本文编号：3626739
【文章来源】：南京信息工程大学江苏省
【文章页数】：75 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
典型耀斑在极紫外和X射线波段爆发过程的图像[6]
南京信息工程大学硕士学位论文2高能粒子沿着耀斑环轰击色球层，通过韧致辐射在足点产生硬X射线辐射[8]。1.1.2日冕物质抛射（CME）日冕物质抛射（CoronalMassEjection，CME）是太阳活动的重要形式。能将大量等离子体和磁通量（1011-1013kg）从日冕高速抛射到太阳风中，它们在太阳风中叫做行星际日冕物质抛射（ICME），能造成地球空间环境的许多扰动。图1.2典型的CME三分量结构（量核、暗腔、亮的外环）[9]典型的CME由以下三部分构成：亮的前端、暗的空腔以及亮密的内核，亮环的双足在太阳上（如图1.2）。外环具有高密度，高温度和较强磁场；暗腔有强磁场，低密度；腔内亮核具有更高的密度，更强的磁场和较低的温度，当然，大量的CME没有三部分结构。“CME的三部分结构”是重要的形态学特点[10]。爆发前的CME结构包括日珥及其上方的“日珥空腔”，以及再往上的盔状冕旒。当爆发发生时，可以看到与这三部分结构相对应的部分从太阳大气抛出。CME的速度分布跨度较宽，而这里所说的速度通常是指在天空平面中的速度，SMM的观测结果表明，速度分布峰值约为350km/s，而速度分布从低于100km/s直到2000km/s[10]。然而，Sheeley等认为CME可分为两种类型：①慢速CME，速度范围为400～600km/s，显然与爆发日珥相关；②快速CME，速度大于750km/s，与耀斑相关[11]。1.2II型射电暴
第一章前言3太阳爆发时在射电波段出现的剧烈且短促的流量增强现象称为太阳射电暴。根据其频谱形态结构可分为I、II、III、IV和V型射电暴。早在1947年，Payne-Scott等在200-60MHz频率上就发现具有慢速频率漂移的现象，随后Wild和McCready把这种缓慢漂移的现象定义为II型射电暴[12]。1.2.1II型射电暴简介II型射电暴是用来判断爆发活动是否产生激波的重要依据[13,14]。II型射电暴与日冕激波之间不是充分必要关系。通常认为，II型射电暴的发生表征存在日冕激波，但是反之不一定，这是由于II型射电暴的产生相对于日冕激波需要更苛刻的物理条件，比如需要大的压缩比和马赫数[15]。II型射电暴的频谱特征为：（1）相对于III型射电暴，II型射电暴由高到低缓慢的频率漂移，频率漂移速率通常<1MHz/s。（2）带宽比较窄，通常不会超过几百MHz，米波II型射电暴的持续时间约为5-15分钟[7]，起始频率为几十到几百MHz；十米-百米波段（deca-hectometric，DH）II型射电暴的持续时间约为几十分钟到数小时，起始频率为1-14MHz，最高只能识别到16MHz。此外，II型射电暴存在基频谐频结构（约60%），基频谐频比值为1:2或者略高，且基频起始频率一般不高于150MHz；特别地，有少部分事件出现多次谐频[7]。图1.3典型II型射电暴的动态频谱图[16]图1.3是一个典型的II型射电暴的动态频谱图（2010/06/13），从中可以看到明显的谐频，基频部分也能辨别，在谐频部分出现了频带分裂。根据射电观测，大部分II
【参考文献】：
期刊论文
[1]基于多视角观测的SEP事件与twin-CME关系研究[J]. 王智伟,丁留贯,周坤论,乐贵明. 地球物理学报. 2018(09)
[2]Large solar energetic particle event that occurred on 2012 March 7 and its VDA analysis[J]. Liu-Guan Ding,Xin-Xin Cao,Zhi-Wei Wang,Gui-Ming Le. Research in Astronomy and Astrophysics. 2016(08)
本文编号：3626739
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