1) solar radio burst
太阳射电爆发
1.
Besides,the relationship between solar radio bursts and SPA/SFA is analysed too.
同时还对SPA及SFA与太阳射电爆发之间的关系进行了分
2.
Finally the parameters of fine structures is calculated and analyzed so as to understand the physics of solar radio burst.
由此,可以计算精细结构的特征参数,并进行统计分析,从而揭示太阳射电爆发的本质。
3.
Solar radio bursts are usually accompanying with solar flares.
太阳射电爆发通常发生在太阳耀斑期间,它携带着爆发源区的物理环境以及辐射机制等诸多重要信息,尤其是微波爆发的精细结构,持续时间短、变化快、结构复杂,可以反映重联过程复杂的磁场结构、高能粒子运动等许多特征。
2) Solar radio type Ⅲ bursts
太阳射电Ⅲ型爆发
3) solar X-ray burst
太阳Ｘ射线爆发
4) solar gamma-ray burst
太阳γ射线爆发
5) Solar radio spikes
太阳射电尖峰爆
6) solar eruption
太阳爆发
1.
The solar-terrestrial events of late October and early November 2003 represent the best observed class of extreme space weather activity observed to date and have generated research covering multiple aspects of solar eruptions and their space weather effects.
本文综述对这次日地重大事件的国际集会讨论和公开出版的文献,在太阳爆发方面包括:(1)太阳活动区与耀斑;(2)日冕物质抛射CMEs;(3)日冕激波;(4)太阳高能粒子SFPs;(5)活动区能量与面积、耀斑大小和CME速率。
补充资料：太阳射电爆发
太阳射电的一种急剧变化的过程，发生在与活动区有关的日面局部区域。与宁静太阳整个表面辐射相比,爆发时的辐射流量可以从百分之几到几十万倍以上，辐射增强的特征时间从 1秒（如微波脉冲爆发和米波Ⅲ型爆发）到数日之久（如米波噪暴）。
太阳射电爆发是1942年发现的。按爆发的频段分为微波爆发、分米波爆发、米波爆发（包括十米波爆发）。根据射电辐射在太阳大气中的传播特性，可以确定各频段射电爆发来自太阳大气的不同高度：微波爆发来自色球－日冕过渡层，与耀斑发生区域相衔接；米波爆发则来自日冕层。辐射特征复杂多样。用澳大利亚射电日像仪（具有二维高分辨率）快速观测得到的米波爆发图像，形象地表现出太阳活动由内层经过日冕向行星际空间传播的生动图画。太阳射电爆发对太阳活动现象的研究具有重要意义。
微波爆发 微波波段（波长 0.3～10厘米）的太阳射电爆发，根据辐射强度随时间变化的特点可分为渐升渐降爆发、脉冲爆发和微波大爆发。渐升渐降爆发变幅较小,通常为几十个太阳流量单位──1太阳流量单位为10-22瓦/(米2·赫)，即104央,变化缓慢为几十分钟，多数人认为这种爆发是日冕活动区中局部升温引起的。但坎杜用美国国立射电天文台的三面干涉仪发现其中也有显著的高温非热成分(见热辐射和非热辐射)，因此，辐射机制尚待探索。脉冲爆发持续时间短（一至数分钟），变幅大，往往发生于耀斑的闪光阶段。微波大爆发在形态上可以看作由若干个脉冲爆发和渐升渐降爆发所组成，总持续时间可达数小时，变幅可达宁静太阳射电的数十倍以上。脉冲爆发和渐升渐降爆发都具有较宽的频谱，而微波大爆发频谱更宽。频谱特点都是：在某一频率辐射流量密度最大，两端逐渐减小。高频往往可用幂律谱描述，即强度Sv∝ν-α（ν为电波频率）。
通常认为这两种爆发是耀斑中加速的非相对论性电子在磁场中的回旋加速辐射。根据回旋加速辐射理论，频谱指数α与电子能谱指数存在简单关系。因此,根据峰值频率和高频端谱指数可以推断出有关磁场和粒子加速的有用资料。低频截止与各种吸收机制有关，也可推断出发射区的一些有用参数和性质。它们与空间天文的硬X射线观测、粒子观测一起,是研究耀斑中粒子加速与辐射过程的重要工具，近年来受到广泛的注意。目前已有一些高分辨率射电望远镜用于微波爆发现象的研究。初步结果表明,爆发源具有小于0奞5的精细结构及精细的偏振特征。
分米波爆发 太阳分米波爆发比较复杂，按照频谱性质分为如下两类：一类为分米波连续辐射，其频带较宽,形态与微波爆发相似,故认为它是微波爆发在长波端的延伸，它的亮温度约为106～109K,其辐射源一般处于缓变射电源的位置上。另一类为分米波快漂移爆发，其持续期很短，常成群出现，它的特征是辐射频率随时间发生很快的变化，从高频漂移到低频，也有小部分由低频向高频漂移，漂移速率很大，通常超过每秒 100兆赫。
米波爆发 太阳米波射电爆发相当复杂，通常根据米波动态频谱仪记录到的不同特征，把米波爆发划分为五种主要类型。附图是一个典型的Ⅲ型爆发动态频谱记录，即时间-频率-强度图，图中的浓淡表示强度的大小。在给定时刻，爆发所占的频率范围就是爆发的频宽。如果爆发频率随时间变化，则称为频率漂移。如果爆发频率从高频向低频方向移动，称为正向漂移，反之，称为逆向漂移。有时在同一次爆发中，记录上会出现两个或更多的分立的频带，而且相互之间有着近似整数的比例(1:2，1:3等)关系，这种现象称为谐波结构。频宽、频率漂移、谐波以及运动频谱中其他一些细节，是目前米波爆发分类的依据。米波爆发有几种类型：
噪暴（包括增强辐射和Ⅰ型爆发） 是米波段太阳活动的一种很突出的表现。它的持续时间最长，发生的频次很高，和太阳大黑子群关系密切。单频观测得到的噪暴辐射具有如下特征：①这种辐射包含一系列持续时间很短(几分之一秒至几秒)的爆发，这种爆发称为Ⅰ型爆发。它们迭加在一个稳定或缓变的连续背景之上，这种背景成分称为连续增强辐射。②辐射是强圆偏振的，Ⅰ型爆发的偏振度及其偏振符号通常与连续增强辐射相同。③辐射来自大黑子群上空日冕的局部区域，这个局部区域称为米波Ⅰ型源或噪暴活动中心。例如,在146兆赫上Ⅰ型源高度约为光球之上 0.3R嫯（R嫯为太阳半径）。由于噪暴辐射具有很强的方向性，因此当Ⅰ型源过日面中心时,通常会观测到辐射增强。④在波长1～30米范围内，其观测特征基本相同。
Ⅱ型爆发 与太阳耀斑有密切关系，几乎所有Ⅱ型爆发都与耀斑相伴发生。Ⅱ型爆发具有较慢的频率漂移，因此又称慢漂移爆发,持续时间约5～10分钟。大多数Ⅱ型爆发都具有很高的强度,通常超过宁静太阳辐射100～1,000倍，流量密度可达1,000个太阳流量单位（见射电流量密度）。?蛐捅⑵德事扑俾什怀棵? 1兆赫；正向漂移，频宽较窄，一般只有几兆赫。Ⅱ型爆发的一个突出特点是具有谐波结构,两个频率之比接近1:2。Ⅱ型爆发是非偏振的，或偏振非常微弱。统计研究表明，Ⅱ型爆发与太阳质子事件密切相关，这表明它同高能粒子加速过程有关。近年来从高分辨率射电观测得知，Ⅱ型爆发与通过光学Hα线翼观测到的耀斑的类波状扰动是同一过程──激波传播──的不同表现。Ⅱ型爆发是激波扰动日冕等离子体引起的等离子体辐射。
Ⅲ型及其变型（U型）爆发 Ⅲ型爆发是一种快速频率漂移爆发,在100兆赫附近漂移速率约为每秒20兆赫。爆发频率上限约为600兆赫,下限可延伸到几十千赫。在活动极大年出现频繁。爆发流量密度大部分为 4～50太阳流量单位,强的爆发可超过200太阳流量单位。Ⅲ型爆发有时出现谐波结构,谐波与基波频率之比接近2:1。一般没有偏振成分。U型爆发是Ⅲ型的一种变型,爆发始于高频端，向低频快速漂移,在到达某一频率转折点时,反向漂移，并终止于高频端。漂移速度与Ⅲ型相同。Ⅲ型爆发是高能电子束沿开放磁场由低向高穿越太阳日冕引起的等离子体辐射,U型爆发则是这种高能电子束沿日冕内的封闭磁弧运动所激发的辐射。
Ⅳ型爆发 也是某些耀斑伴生的重要射电现象，但与Ⅱ型不同，它不是一种剧变现象，而是属于连续辐射类型，即在很宽频带上比较持久的均匀辐射。辐射强度随时间作缓慢变化。一个发展完全的Ⅳ型爆发，几乎可以完全覆盖地面可观测的全部射电频率范围。因此，Ⅳ型并不是米波所特有的类型。它通常发生在大耀斑之后，持续时间从几十分钟到2小时。在米波段,它通常在Ⅱ型爆发之后（平均约迟 10分钟）发生。爆发源较大(8┡～12┡)，以每秒钟几百至几千公里的速度向外运动，到达相当高的高度(≥5R嫯)后缓慢降落。Ⅳ型爆发很强,源的亮温度可达1010～1012K,有部分圆偏振。Ⅳ型爆发是高能电子在磁场中回转而发出的辐射，即同步加速辐射。
V 型爆发 与某些Ⅲ型爆发相伴发生的连续辐射。辐射频带较宽，强度较大（在150兆赫上，强度可达108央），持续时间较短（0.5～5分钟）。一般只发生在低频（＜150兆赫）范围内。大约10%的Ⅲ型爆发伴随有Ⅴ型爆发。有关爆发频谱特征见太阳射电附图。
参考书目
V.V.日列兹尼亚科夫著，王绶琯等译：《太阳射电辐射理论》,科学出版社,北京,1973。(V.V.Zheleznyakov,Radio Emission of the Sun and Planets, Pergamon Press,Oxford,1970.)
太阳射电爆发是1942年发现的。按爆发的频段分为微波爆发、分米波爆发、米波爆发（包括十米波爆发）。根据射电辐射在太阳大气中的传播特性，可以确定各频段射电爆发来自太阳大气的不同高度：微波爆发来自色球－日冕过渡层，与耀斑发生区域相衔接；米波爆发则来自日冕层。辐射特征复杂多样。用澳大利亚射电日像仪（具有二维高分辨率）快速观测得到的米波爆发图像，形象地表现出太阳活动由内层经过日冕向行星际空间传播的生动图画。太阳射电爆发对太阳活动现象的研究具有重要意义。
微波爆发 微波波段（波长 0.3～10厘米）的太阳射电爆发，根据辐射强度随时间变化的特点可分为渐升渐降爆发、脉冲爆发和微波大爆发。渐升渐降爆发变幅较小,通常为几十个太阳流量单位──1太阳流量单位为10-22瓦/(米2·赫)，即104央,变化缓慢为几十分钟，多数人认为这种爆发是日冕活动区中局部升温引起的。但坎杜用美国国立射电天文台的三面干涉仪发现其中也有显著的高温非热成分(见热辐射和非热辐射)，因此，辐射机制尚待探索。脉冲爆发持续时间短（一至数分钟），变幅大，往往发生于耀斑的闪光阶段。微波大爆发在形态上可以看作由若干个脉冲爆发和渐升渐降爆发所组成，总持续时间可达数小时，变幅可达宁静太阳射电的数十倍以上。脉冲爆发和渐升渐降爆发都具有较宽的频谱，而微波大爆发频谱更宽。频谱特点都是：在某一频率辐射流量密度最大，两端逐渐减小。高频往往可用幂律谱描述，即强度Sv∝ν-α（ν为电波频率）。
通常认为这两种爆发是耀斑中加速的非相对论性电子在磁场中的回旋加速辐射。根据回旋加速辐射理论，频谱指数α与电子能谱指数存在简单关系。因此,根据峰值频率和高频端谱指数可以推断出有关磁场和粒子加速的有用资料。低频截止与各种吸收机制有关，也可推断出发射区的一些有用参数和性质。它们与空间天文的硬X射线观测、粒子观测一起,是研究耀斑中粒子加速与辐射过程的重要工具，近年来受到广泛的注意。目前已有一些高分辨率射电望远镜用于微波爆发现象的研究。初步结果表明,爆发源具有小于0奞5的精细结构及精细的偏振特征。
分米波爆发 太阳分米波爆发比较复杂，按照频谱性质分为如下两类：一类为分米波连续辐射，其频带较宽,形态与微波爆发相似,故认为它是微波爆发在长波端的延伸，它的亮温度约为106～109K,其辐射源一般处于缓变射电源的位置上。另一类为分米波快漂移爆发，其持续期很短，常成群出现，它的特征是辐射频率随时间发生很快的变化，从高频漂移到低频，也有小部分由低频向高频漂移，漂移速率很大，通常超过每秒 100兆赫。
米波爆发 太阳米波射电爆发相当复杂，通常根据米波动态频谱仪记录到的不同特征，把米波爆发划分为五种主要类型。附图是一个典型的Ⅲ型爆发动态频谱记录，即时间-频率-强度图，图中的浓淡表示强度的大小。在给定时刻，爆发所占的频率范围就是爆发的频宽。如果爆发频率随时间变化，则称为频率漂移。如果爆发频率从高频向低频方向移动，称为正向漂移，反之，称为逆向漂移。有时在同一次爆发中，记录上会出现两个或更多的分立的频带，而且相互之间有着近似整数的比例(1:2，1:3等)关系，这种现象称为谐波结构。频宽、频率漂移、谐波以及运动频谱中其他一些细节，是目前米波爆发分类的依据。米波爆发有几种类型：
噪暴（包括增强辐射和Ⅰ型爆发） 是米波段太阳活动的一种很突出的表现。它的持续时间最长，发生的频次很高，和太阳大黑子群关系密切。单频观测得到的噪暴辐射具有如下特征：①这种辐射包含一系列持续时间很短(几分之一秒至几秒)的爆发，这种爆发称为Ⅰ型爆发。它们迭加在一个稳定或缓变的连续背景之上，这种背景成分称为连续增强辐射。②辐射是强圆偏振的，Ⅰ型爆发的偏振度及其偏振符号通常与连续增强辐射相同。③辐射来自大黑子群上空日冕的局部区域，这个局部区域称为米波Ⅰ型源或噪暴活动中心。例如,在146兆赫上Ⅰ型源高度约为光球之上 0.3R嫯（R嫯为太阳半径）。由于噪暴辐射具有很强的方向性，因此当Ⅰ型源过日面中心时,通常会观测到辐射增强。④在波长1～30米范围内，其观测特征基本相同。
Ⅱ型爆发 与太阳耀斑有密切关系，几乎所有Ⅱ型爆发都与耀斑相伴发生。Ⅱ型爆发具有较慢的频率漂移，因此又称慢漂移爆发,持续时间约5～10分钟。大多数Ⅱ型爆发都具有很高的强度,通常超过宁静太阳辐射100～1,000倍，流量密度可达1,000个太阳流量单位（见射电流量密度）。?蛐捅⑵德事扑俾什怀棵? 1兆赫；正向漂移，频宽较窄，一般只有几兆赫。Ⅱ型爆发的一个突出特点是具有谐波结构,两个频率之比接近1:2。Ⅱ型爆发是非偏振的，或偏振非常微弱。统计研究表明，Ⅱ型爆发与太阳质子事件密切相关，这表明它同高能粒子加速过程有关。近年来从高分辨率射电观测得知，Ⅱ型爆发与通过光学Hα线翼观测到的耀斑的类波状扰动是同一过程──激波传播──的不同表现。Ⅱ型爆发是激波扰动日冕等离子体引起的等离子体辐射。
Ⅲ型及其变型（U型）爆发 Ⅲ型爆发是一种快速频率漂移爆发,在100兆赫附近漂移速率约为每秒20兆赫。爆发频率上限约为600兆赫,下限可延伸到几十千赫。在活动极大年出现频繁。爆发流量密度大部分为 4～50太阳流量单位,强的爆发可超过200太阳流量单位。Ⅲ型爆发有时出现谐波结构,谐波与基波频率之比接近2:1。一般没有偏振成分。U型爆发是Ⅲ型的一种变型,爆发始于高频端，向低频快速漂移,在到达某一频率转折点时,反向漂移，并终止于高频端。漂移速度与Ⅲ型相同。Ⅲ型爆发是高能电子束沿开放磁场由低向高穿越太阳日冕引起的等离子体辐射,U型爆发则是这种高能电子束沿日冕内的封闭磁弧运动所激发的辐射。
Ⅳ型爆发 也是某些耀斑伴生的重要射电现象，但与Ⅱ型不同，它不是一种剧变现象，而是属于连续辐射类型，即在很宽频带上比较持久的均匀辐射。辐射强度随时间作缓慢变化。一个发展完全的Ⅳ型爆发，几乎可以完全覆盖地面可观测的全部射电频率范围。因此，Ⅳ型并不是米波所特有的类型。它通常发生在大耀斑之后，持续时间从几十分钟到2小时。在米波段,它通常在Ⅱ型爆发之后（平均约迟 10分钟）发生。爆发源较大(8┡～12┡)，以每秒钟几百至几千公里的速度向外运动，到达相当高的高度(≥5R嫯)后缓慢降落。Ⅳ型爆发很强,源的亮温度可达1010～1012K,有部分圆偏振。Ⅳ型爆发是高能电子在磁场中回转而发出的辐射，即同步加速辐射。
V 型爆发 与某些Ⅲ型爆发相伴发生的连续辐射。辐射频带较宽，强度较大（在150兆赫上，强度可达108央），持续时间较短（0.5～5分钟）。一般只发生在低频（＜150兆赫）范围内。大约10%的Ⅲ型爆发伴随有Ⅴ型爆发。有关爆发频谱特征见太阳射电附图。
参考书目
V.V.日列兹尼亚科夫著，王绶琯等译：《太阳射电辐射理论》,科学出版社,北京,1973。(V.V.Zheleznyakov,Radio Emission of the Sun and Planets, Pergamon Press,Oxford,1970.)
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条