非相对论的缓变型太阳质子事件与太阳耀斑和日冕物质抛射关系的研究

The period over which the flux of solar energetic particle (SEP) increases conspicuously is called prompt component (PC) of the SEP event or the impulsive phase of the SEP event, while the period over which the flux of SEP increases or decreases gradually is defined as the gradual component (GC) or gradual phase of the SEP event in this paper. The calculation of the correlation between the flares/CMEs and the integral or differential flux of the non-relativistic protons with different energy for PC can provide some clues of the possible acceleration mechanisms for the non-relativistic protons with different energy at the early phase of a SEP event. By anakyzing the variation in the integral or differential flux of the non-relativistic protons with different energy, and the variation of the spectra index duing gradual phase and the the intensity, and the normal direction of the shock driven by interplanetary mass ejection in the near-Earth interplanetary space, and the Grad-Shafranov reconstruction of magnetic clouds for the ICME, and then compare with the properties of the CME to obtain the dynamic information of the location and intensity of the shock, which magnetically connected with the GOES satellite.If the solution of a diffusion equation can agree well with the real observation of the SEP event when the injected particle source was only caused by the associated flare and CME, this kind of diffusion equation will be selected to simulate the impulsive pahse and the primary gradual phase of the SEP event caused only by the associated solar flare and CME. The difference between the observed gradual phase and the simulated primary gradual phaseis the real contribution made by interplanetary shock to the non-relativistic proton's intensity. Statistical analysis of CME features corresponding to each kind type of intensity-time profile solar proton event may help us would produce the key parameters that define the CME time-intensity pattern of a gradual solar proton event.

太阳耀斑和日冕物质抛射(CME)爆发后太阳高能粒子强度快速增加和缓慢变化过程分别称为太阳高能粒子事件的脉冲相和缓变相。通过研究耀斑和CME与脉冲相非相对论质子积分或微分通量的相关性，分析太阳高能粒子事件早期非相对论质子可能的主要加速机制。通过分析GOES卫星观测到的缓变相质子通量和谱指数的变化以及相应的CME在L1点形成的激波强度和法向特征并对驱动激波的ICME进行磁云重构，然后与CME初始特征进行比对来分析与GOES卫星磁链接的行星际激波面位置和强度的变化。选择合适的扩散方程，使得扩散方程能准确地拟合耀斑和CME爆发时的初始粒子注入源导致的高能粒子事件的脉冲相和缓变相。把观测到的太阳高能粒子事件的缓变相减去扩散方程拟合的缓变相就得到行星际激波对非相对论质子通量的定量贡献。通过对每一种太阳质子事件时间强度剖面对应的CME特征进行统计分析，研究CME的什么参数决定着太阳质子事件时间强度剖面。

在1995年之前，主流的观点是，太阳耀斑被认为是缓变型太阳高能粒子事件的起源，尽管也有一些论文提出日冕物质抛射（CME）驱动的激波可能是太阳高能粒子的加速源。SOHO/LASCO和WIND卫星上的射电观测以来，尤其是米波，十米波和百米波等的观测以来，人们把太阳高能粒子事件与CME驱动的激波紧紧地联系在一起，而耀斑对太阳高能粒子事件的贡献没有受到重视，甚至认为太阳耀斑对大的缓变型太阳高能粒子事件没有贡献。不过相当多的事例，特别是23周单个相对论质子事件的分析似乎支持相对论的质子是耀斑加速的。也有学者开展了耀斑与太阳高能粒子事件的统计研究工作，但是，这些研究的物理图像都不是特别清晰，如计算耀斑与粒子强度的相关系数时，并未考虑耀斑的区域特征。我们知道，耀斑的尺度远小于CME的尺度，因此，在耀斑粒子主要集中在磁链接区域。由于磁链接区域在西半球，为此，我们把粒子源区分为W0-W39，W40-W70，W71-W90三个区域。我们计算了耀斑的积分流量与不同能量质子峰值强度的相关系数，计算结果表明，只有W40-W70区域的事件，耀斑与太阳高能质子的相关性非常好，而且能量越高的质子，其峰值强度与耀斑的相关系数越高。对于E>30 MeV的质子，在磁链接区域耀斑与质子峰值强度的相关系数为0.8，而在非磁链接区域，相关系数非常低，凸显了耀斑粒子的经度依赖特征。对于E>50 MeV的质子，在磁链接区域耀斑与质子峰值强度的相关系数为0.83，而在非磁链接区域，相关系数非常低，也凸显了耀斑粒子的经度依赖特征。对于E>100 MeV的质子，在磁链接区域耀斑与质子峰值强度的相关系数为0.84，而在非磁链接区域，相关系数非常低，更凸显了耀斑粒子的经度依赖特征，而CME的速度与粒子的相关性未出现明显的经度特征。研究结果支持耀斑可以加速太阳高能粒子，而且能量越高的质子与耀斑关系越密切。我们还研究利用太阳质子事件的时间强度剖面特征来预测伴随太阳质子事件CME的地磁暴，以及利用太阳高能粒子在行星际空间扩散方程的解析解来拟合太阳高能粒子事件的强度随时间的变化。