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1、太阳射电爆发参数与日冕动力学过程,2022/12/7,2,提纲太阳物理前沿问题及太阳射电天文学的优势太阳射电爆发类型划分日冕动力学及太阳射电爆发参数提取总结,2022/12/7,3,1. 太阳物理前沿问题及太阳射电天文学的优势,太阳物理前沿问题,Coronal heating processesNature of solar eruptionsOrigin of solar cyclesInterior structure of the Sun,http:/solarscience.msfc.nasa.gov/quests.shtml,2022/12/7,4,太阳射电天文学的优势,射电观测对太
2、阳大气中的各种非热过程、粒子加速和传播、等离子体不稳定性活动等都有非常灵敏的响应射电观测可以用毫秒级的时间分辨率对太阳爆发过程进行快速频谱和成像观测射电探测：空间范围广、动态范围大、对爆发活动灵敏度高,射电探测：能对几乎所有太阳物理前沿问题给出新的观测证据,2022/12/7,5,太阳射电天文学的复杂性,多种辐射机制共存非相干辐射 韧致辐射 回旋共振辐射 回旋加速辐射 同步加速辐射相干辐射电子回旋脉泽辐射等离子体辐射,2022/12/7,6,太阳射电流量计单天线、在单一频段或少数几个频点上测量太阳辐射流量。可获得极高的灵敏度和时间分辨率。如怀柔2840流量计、日本NoRP偏振计（7个频段）等,
3、太阳射电观测手段,每日数据量较小，大约几MB到几十MB,2022/12/7,7,太阳射电频谱仪单天线、在宽带多频点观测，可得到宽带动态频谱图，有较高的时间分辨率和频率分辨率。如怀柔的SBRS/Huairou, 捷克ORSC/Ondrejov等,SBRS/Huairou,每日数据量可达几百MB到几个GB量级,2022/12/7,8,单频射电日像仪在单一频点或少数几个频点上进行全日面成像观测，如日本NoRH (17、34GHz)、法国Nancay (150-500 MHz，10个频点)等。每日数据量可达几十到几百GB,NoRH is composed of 84 antenna with diam
4、eter 80 cm in T-shape array. Its spatial resolution is 10 with cadence of 1 s and 50 ms.,NoRH,2022/12/7,9,射电频谱日像仪用许多望远镜组成干涉阵列，利用合成孔径成像技术，可以同时获得较高的时间-空间-频率分辨率。,MUSER,2014-11-11 event observed by MUSER,每日观测数据量非常巨大，可达几百GB到若干TB左右，MUSER, etc.,2022/12/7,10,太阳射电流量计,太阳射电频谱仪,单频射电日像仪,射电频谱日像仪,每日数据量：1-100MB,每日数
5、据量：300MB-10GB,每日数据量：1-100GB,每日数据量：2-6TB,随着探测能力的不断提高，积累的观测数据也呈指数地迅速增加,如何从海量观测数据中提取有价值的信息，是太阳物理研究的重要任务,2022/12/7,11,2. 太阳射电爆发的类型划分,太阳射电辐射包含非常丰富的太阳爆发过程的信息: 热过程 非热过程 粒子加速及相关传播和能量释放 等离子体不稳定性 (相干过程及非相干过程) 辐射源区的磁场信息太阳射电爆发的时标跨越从毫秒级到几个小时的很宽的范围，其源区空间尺度也大到整个活动区、小到亚角秒量级对不同类型太阳射电爆发的准确描述是我们理解相应日冕动力学过程的基础,2022/12/
6、7,12,(1) Type I storm/bursts,(Iwai, et al. ApJ, 2014),300 MHz, enhanced broadband continuum (Type I storm), overlapped with short-life, narrow band strong bursts (Type I bursts),2022/12/7,13,(2) Type II bursts,(Du, et al., ApJ, 2015),The frequency drift rate:,Frequency drifts slowly, always have har
7、monic structures, associated to CME or shocks, important indicator of fast plasma flows,2022/12/7,14,(Tan, et al, 2016, ApJ),(3) Type III bursts,The frequency drift rate:,Type III burst is a signature of energetic electron beams, and the type III pair can pinpoint the acceleration site, and be a ind
8、icator of magnetic reconnection.,Fast frequency drifts, range from decameter to decimeter wavelengths.,2022/12/7,15,(4) Type bursts,(Aurass, et al, 2003, AA, 410, 1001),Overlapping many fine structures: QPP, ZP, fiber, narrow type III, spike, dot, etc. These fine structures reveal complex physical p
9、rocesses in the source regions.,Broadband continuum bursts,2022/12/7,16,(5) Type V bursts,Observed by Culgoora Spectropolarimeter, after a train of type III bursts (Dulk, et al, A&A, 1980),2022/12/7,17,各类型射电爆发的主要特征,2022/12/7,18,Finger-like structureWeakly polarization.,Zebra pattern structureWeakly
10、polarization, strips with paralleled equidistance.,(Huang & Yan, 2007, AdSpR),(Chernov et al., 2011, RAA),其他频谱结构类型,2022/12/7,19,纤维状爆发Fiber burst,There are several segments fiber bursts in the flare decay phase.df/dt: -58 -73 MHz/sCentral freq: 1220 MHzPolarization: 100%,2022/12/7,20,窄带III型爆Narrow-ba
11、nd Type III bursts,duration: 0.6 sFreq bandwidth: 50 110 MHz Polarization: 85%Part of dots: df/dt 3.20 9.60 GHz/sPeriodicity: P 20-30 ms,2022/12/7,21,尖峰爆发Spike bursts,duration: 18-25 msFreq bandwidth: 28 72 MHz Polarization: 80%Part of spikes: df/dt: -2.31 -9.66 GHz/s,Several clusters of spike burst
12、s distribute irregularly in the decay phase.,2022/12/7,22,点状爆发Dot bursts,7 clusters of dot bursts distribute irregularly in the decay phase.,duration: 16-23 msFreq bandwidth: 24 30 MHz Polarization: 90%Part of dots: df/dt -4.10 -8.60 GHz/s,2022/12/7,23,精细结构爆发的统计特征（以2004年12月1日耀斑事件为例）,2022/12/7,24,短周期
13、脉动结构(SPP): 0.5P10 s,Bandwidth: 600-900 MHzPeriod: 7.5 seconds Strong polarizationDrifting rate: 4.0 GHz/s to 3.5 GHz/s. most faster than that of VLP and LPP. This may imply that they are related to some energetic electrons.,2022/12/7,25,甚短周期脉动结构(VSP): P0.5s,Ordinary VSP: Wg2 Wp,Extraordinary VSP: Wg
14、2 Wp,Wp: pulse width(energy release)Wg: gap width(energy storage),Narrow band, strong polarization, fast drift(Tan et al, 2007, ApJ),2022/12/7,26,26,微波斑马纹结构(ZP),Microwave ZP is the most intriguing and complex phenomenon in solar radio astronomy. SBRS observed many microwave ZPs since 1999, including
15、 the Zebra at the highest frequency (7GHz) Chen & Yan, SoPh, 2007Chernov et al. 2011Altyntsev et al., A&A, 2005etc.,2022/12/7,27,鱼群结构,Moderate frequency drifting rate, weakly polarization, always in pairs.Its formation mechanism is an open problem. Wu et al. (2007, ApJ, 665) proposed that it produce
16、d by a group of “solitary kinetic Alfven waves” (SKAWs) with small cross-field scales.,2022/12/7,28,(Tan, ApJ, 2013),微波小爆发,微波小爆发（Solar small-scale microwave bursts，SMBs）包括点状爆发、尖峰爆发、窄带III型爆发等，具有寿命短、带宽窄、强偏振、超高的辐射亮温等特征，为一类强相干辐射过程,需要提取参数包括：辐射频率带宽辐射强度偏振度频率漂移率时间分布特征频率分布特征,如何扣除背景，是准确提取上述参量的重要前提之一,2022/12/7
17、,29,3. 日冕动力学和太阳射电爆发参数,不同的频谱结构参数反映不同的日冕动力学特征频率 源区位置、辐射机制带宽 源区空间尺度持续时间 爆发寿命辐射强度（亮温度 ） 释放能量、辐射机制偏振度 磁场特征与辐射机制频率漂移率 辐射源的运动特征时间周期性 源区结构、电流、等离子体不稳定性条纹间距 磁场特征,(Tan, 2008, Sol Phys),2022/12/7,30,对于射电II型爆、III型爆、尖峰爆发等，首先希望提取的参数便是中心频率、频漂率、带宽、寿命和辐射亮温等。对于其他各型爆发特征，上述参数也是需要重点考虑的因素,2022/12/7,31,(Yu, Yan, & Tan, 201
18、2, ApJ),斑马纹的条纹迹线和间距确定：条纹间距与源区磁场强度成正比,2022/12/7,32,条纹间距的不同变化特征也反映了辐射源区不同的等离子体波-粒耦合过程,(Tan et al. 2014, ApJ),等间距型,变间距型,间距增长型,2022/12/7,33,对弱磁场的测量，偏振度的测量精度直接决定了对辐射源区磁场的测量精度。偏振度的计算还依赖于如何从辐射强度中扣除背景辐射量,在弱磁场、热辐射情况下，射电辐射机制为韧致辐射(Gelfreikh, 2003)，辐射的圆偏振度与源区磁场成正比，并与谱指数密切相关，可表示为：,当辐射源为光学薄时，谱指数 2，于是可得：,2022/12/7
19、,34,QPP的周期提取亮条纹计数法（DCT）FFT小波分析,(Tan et al., 2007, ApJ),2022/12/7,35,小波分析可以得到QPP更多的时间特征：脉动周期、脉动起止时间、周期漂移特征等。如下例,2022/12/7,36,5. 结论和讨论,如何从背景噪声中确认爆发的存在？ 3？对于宽带爆发现象，如Type I, Type II, Type III、Type IV、ZP、Fiber等 5？对于微波小爆发，如Dot, Spike、Fish-group等完整、准确证认各种太阳射电爆发类型，并提取相关观测参数，是定量开展日冕动力学过程研究的基础；在应用各种数据分析方法，如FFT、wavelet等之前，如何对数据进行合理的预处理，对结果的影响非常明显；引入新的大数据处理方法，如机器学习方法、聚类分析、判别分析等，是我们下一步值得考虑的内容,2022/12/7,37,谢谢大家！,
