位于日冕微波区的微波III型爆发界面频率的发现

在北京天文台１．０－２．０ＧＨｚ射电频谱仪记录到的１９９４年１月５日爆发图上，首次发现一界面频率位于１２４０ＭＨｚ与１３４０ＭＨｚ之间的微波ＩＩ型爆发对，其频漂率为－０．２２ＧＨｚ／ｓ和＋０．２３ＧＨｚ／ｓ．由此推出电子加速区位于光球之上３．７×１０４ｋｍ的高度，电子加速区及ＩＩ型爆发形成区的高度范围约为１０００公里，而电子束的速度相应为０．１０２ｃ及０．１０６ｃ．

微波Ⅲ型爆发在1-2GHz太阳射电快速频谱仪上的观测

叙述了１９９７年１月至１９９８年４月，使用北京天文台７ｍ射电望远镜在１－２ＧＨｚ频率上观测的微波Ⅲ型爆发的分析结果．共分析６０个事件，获得了单峰、多峰、群集和负吸收微波Ⅲ型爆发的四种型别．通过对它们的频宽、频漂、偏振等重要参量的分析，初步得出微波Ⅲ型爆发在１－２ＧＨｚ上的一些基本特性．

1998年4月15日射电爆发中的微波Ⅲ型爆发

详细介绍了北京天文台 2 .6— 3 .8GHz太阳射电频谱仪在 1 998年 4月 1 5日观测到的一群微波Ⅲ型爆发 .它们具有宽频带 (>1 0 0MHz)、短时标 (<1 0 0ms)、高偏振 (1 0 0 % )、短周期脉动 (百毫秒 )、内向快速频率漂移 (高于 1GHz/s)等显著特征 .讨论了它的观测特征、时间轮廓和脉动现象 ,认为该群微波Ⅲ型爆发起源于等离子体基波辐射 .

微波Ⅲ型爆发的统计分析

本文统计分析了国家天文台5.2～7.6GHz频段高时间分辨率频谱仪23周太阳活动峰年期间(1999.8～2002.1)观测到的87个Ⅲ型爆发,对这些事件的频率漂移、半功率持续时间、带宽和偏振及相关事件作了详细分析。认为这些Ⅲ型爆发可能是由非热电子束引起的谐波等离子体辐射和电子回旋脉泽辐射而产生。

太阳微波M型爆发

分析北京天文台１９９８年４月１５日观测到的一个太阳微波Ｍ型爆发事件．Ｍ型爆发实质上是Ⅲ型爆发的一个次型，它由两个连续的Ｕ型爆发所组成，即爆发源在同一个磁环中由于磁镜的作用而连续往返运动后的轨迹，但是在低时间分辨率（０．２ｓ）记录资料中却是 Ｕ型爆发的形态．因此高时间分辨率（８ ｍｓ）的记录资料能更准确地反映Ｍ型爆发源的真实运动情况．对比组成Ｍ型爆发的两个Ｕ型爆发，可以看到，该磁环很可能处在下降的演化阶段．最后讨论该磁环可能的空间分布．

伴随米波Ⅲ型爆发的快速脉动现象的观测分析

统计分析了太阳22周峰年期间云南天文台声光频谱仪在230～300MHz频率范围,记录到的Ⅲ型爆发和毫秒级快速脉动共存事件。发现有两种不同的脉动现象:(1)普通型脉动;(2)包迹型脉动。并在此基础上对Ⅲ型-脉动共存事件与之对应的光学活动及相关事件,脉动的形态、周期、带宽等观测特征作了分析和讨论。

日冕中的Ⅲ型爆发源与行星际磁场线的比较

本文将ＮａｎｃａｙＭａｒｋⅢ射电日像仪１９８０年３月至１９８１年９月高空间、高时间分辨率观测资料作了处理，发现日冕中大多数Ⅲ型爆发源都集中在黄道面附近；分布在黄道面北面的Ⅲ型爆发多于南面，西面多于东面；９２．０％的Ⅲ型爆发源分布在黄纬４０°以内．这些源与同期的ＩＳＥＥ—３飞船射电频谱仪获得的行星际磁场线相比对，发现行星际磁场的黄纬分布同Ⅲ型爆发源的分布有明显的对应关系．证实了行星际Ⅲ型爆发与日冕中的Ⅲ型爆发源的密切关系．

太阳的微波组合Ⅲ型爆发

微波组合Ⅲ型爆发是指由低频端的微波普通Ⅲ型爆发和同时出现在高频端的微波连续U型爆发构成的组合体 .微波连续U型爆发是单个微波U型爆发在同一磁环中的进一步演化的结果 ,它仍是Ⅲ型爆发的一个次型 ,因此整个微波组合Ⅲ型爆发也是Ⅲ爆发的一个次型 .微波组合Ⅲ型爆发的辐射源 (即高能电子束 )来自同一个加速区 ,只不过在与低日冕区的磁环相互作用中被分离成捕获电子和逃逸电子束 ,并有不同的运动轨迹 ,最终同时辐射产生高频端的微波连续U型爆发和低频端的微波普通Ⅲ型爆发 .微波组合Ⅲ型爆发的形成与低日冕区的磁环结构密切相关 ,因而它是微波段的特有现象 .

微U型爆发及微波精细结构

我们用新的时间分辨率短至８ｍｓ 的２ ．６ ～３ ．８ＧＨｚ 微波动态频谱仪在１９９８ 年４ 月１５ 日爆发和１９９７ 年１１ 月３ 日爆发中发现了微Ｕ 型爆发。其顶部频率为３ ．２ ～３ ．４ＧＨｚ（ 相应的等离子体密度：基波：１ ．２ ×１０１１ － １ ．４ ×１０１１／ｃｍ ３ ，二次谐波：３ ．２ ×１０１０ － ３ ．５ ×１０１０／ｃｍ ３） ；根部频率为３ ．４ ～３ ．６ＧＨｚ；单个Ｕ 型爆发的频率范围为６０ ～２２０ ＭＨｚ ；上升段频漂率为７ ～２８ＧＨｚ／ｓ；上升段持续时间为８ ～２４ｍｓ；寿命为１６ ～４８ｍｓ；偏振度大于８０ ％ 。在活动区为偶极子磁场的假设下，估计源区高度约为１ ．３ ×１０４ 公里，单一环的高度为２５０ ～８００ 公里。由此得出结论：１ ．由于高频漂率和高偏振度，似乎发现的微Ｕ 型爆发不是Ⅲ型爆发形成，而是尖峰辐射（Ｓｐｉｋｅ） 形成。２ ．我们发现的是小尺度的微磁环，其尺度与Ｓｐｉｋｅ 辐射的寿命相当。我们在１９９７ 年１１ 月２ 日的爆发中发现平均周期为数十ｍｓ 的准周期振荡群。在高密度流管的磁声波ＭＨＤ 振荡条件下，可取得磁环半径约９０ 公里的结果。

2．6～3．8GHz长寿命微波Ⅲ型爆发统计特性

通过对2．6～3．8GHz射电频谱仪观测数据的检索。挑选出73个孤立的特征寿命为20s的Ⅲ型爆发进行统计分析。得到了太阳射电Ⅲ型爆发在2600—3800MHz间的辐射寿命的统计分布；并用相应的数据检验了在米波和分米波辐射存在的经验关系，结果显示在2．6-3．8GHz的射电波段上，Ⅲ型爆发的寿命和频率之间仍然成反比的关系，但是系数不同于米波和分米波对应的系数。

由束流不稳定性直接激发电磁波来解释太阳射电Ⅲ型爆发

本文在用MHD理论研究等离子体束流不稳定性时发现:在电子等离子体频率附近可以激发出宽频带电磁波,其时间尺度、方向性、相对带宽、偏振特性及谐波结构等理论预期,在典型的日冕参数下,和米波段太阳射电Ⅲ型爆发的观测结果基本吻合.这一机制还可避免经典的等离子体辐射理论中由Langmuir波转换成横电磁波的效率较低的主要困难.

微波Ⅲ型爆发的观测特征

统计分析了国家天文台2．6-3．8 GHz高时间分辨率射电动态频谱仪在23周峰年期间(1998．4—2003．1)观测到的266个III型爆发．对这些事件的频率漂移、持续时间、偏振、带宽、开始和结束频率做了详细分析．开始和结束频率的统计分析表明,开始频率在一个非常大的范围,从小于2．6 GHz到大于3．8 GHz,而结束频率的截止区相对集中,从2．82-3．76 G．Hz．这些现象说明,电子加速的高度相当分散,在观测频率范围内具有正、负漂移率的III型爆发数基本相等,这可能意味着被加速的向上和向下传播的电子束在2．6—3．8 GHz范围有相同的比例．统计结果表明,微波III型爆发的辐射机制主要是等离子体辐射和电子回旋脉泽辐射过程．

厘米-分米波段Ⅲ型爆发的统计分析

统计分析了太阳第23周期间(2000年7月至2004年9月)在625～1500MHz,2600～3800MHz和5200～7600 MHz范围频谱仪观测到的Ⅲ型射电爆发.给出了Ⅲ型爆发的分布、寿命、频率漂移率、偏振度和频率带宽.结果显示,频率漂移率和频率带宽的平均值随频率的增加而增大,寿命和偏振度的平均值既不是常数也不是在宽频延伸上保持均匀不变的.最多的Ⅲ型爆发分布在625～3800 MHz范围内,且随频率的增加而增多.分析表明,电子加速和能量释放地点主要是在分米波范围内,这个频率范围的特征可能与分米波段上的磁位形有关,并且与主耀斑地点附近磁重联区中的电子加速有关.然而,还有相当数量的Ⅲ型爆发发生在5200～7600 MHz范围内,这个特征表明电子加速的地点是在一个日冕的宽范围中.关于厘米-分米波段Ⅲ型爆发的辐射机制最可能包含相干的等离子体辐射或电子回旋脉泽辐射过程.

微波Ⅲ型爆发与日冕物质抛射的统计分析

对国家天文台2.6～3.8GHz频谱仪在第23太阳活动周上升段(1996～1998)记录到的Ⅲ型爆发,与日冕物质抛射(CME)作了统计分析。发现微波Ⅲ型爆发可能是CME的先兆现象,并讨论了它们的辐射机制。

米波Ⅲ型爆发与日冕物质抛射

对澳大利亚Culgoora天文台射电频谱仪在太阳活动第23周峰年期间记录到的米波Ⅲ型爆发 (20～420 MHz),与日冕物质抛射(CME)、Hα耀斑及相关事件进行了统计分析,发现米波Ⅲ型爆发与CME 的关系没有Ⅱ、Ⅳ型爆发与CME的关系密切;米波Ⅲ型爆发发生的时间在CME之前25～30 min最多; 72％的CME事件伴随长寿命的Hα耀斑．从这些观测特征出发,对米波Ⅲ型爆发、 CME和Hα耀斑进行了定性的解释．

Ⅲ型爆发与日冕物质抛射及相关事件的统计分析

对国家天文台5．2～7．6GHz频谱仪在23周太阳活动峰年期间（1999．8～2003．10）记录到的Ⅲ型爆发，与日冕物质抛射（CME）、Ha耀斑及相关事件作了统计分析。发现微波Ⅲ型爆发与CME的关系没有Ⅱ型射电爆发与CME的关系密切；与CME对应的Ha耀斑91％的都是渐变耀斑，且90％的渐变耀斑发生在CME之前，平均在前29分钟，仅有10％的耀斑发生在CME之后，平均在后4分钟；从这些统计特征出发，讨论了它们的辐射机制。

在分米波段太阳射电Ⅲ型爆发的观测特征

本文叙述了分米波段Ⅲ型爆发的观测结果（１９９７ ．１１９９８ ．４） 。对５０ 个事件分析后，获得了单峰，多峰。

射电爆发显著事件与Ⅱ型爆发

本文分析了北京天文台２８４０ＭＨｚ射电望远镜，１９８９年１月－１９９３年１２月期间观测到的太阳射电爆发的显著事件与米波Ⅱ型、Ⅳ型爆发的对应关系，从相关结果来看，爆发的峰值流量越高△Ｔ越短，这说明当太阳流量越大，高达５００ｓ．ｆ．ｕ．以上时，Ⅱ型爆发会在爆发的峰值前后很短时间内发生，可能与粒子的加速有关．

微波Ⅲ型爆发的一些初步研究

云南天文台“四波段（１．４２ＧＨｚ，２．１３ＧＨｚ，２．８４ＧＨｚ和４．２６ＧＨｚ）太阳射电高时间同步观测系统”在１９９０．１～１９９４．１期间，观测到５个具有短时标漂移结构的射电爆发事件，也就是微波Ⅲ型爆发。本文从中选取较典型的１９９１年３月１３日事件，对Ⅲ型爆发的时间轮廓（持续时间，衰减时间）作了分析，并与米波，分米波和微波段其它观测结果作了一些比较，以求对长厘米～短分米波段（微波低端）Ⅲ型爆发的时间轮廓的特征有一个初步的了解，最后对爆发的物理参数作了估计。