太陽高能電子事件

王 雯，王玲華

北京大學(xué) 空間物理與應(yīng)用技術(shù)研究所，北京 100871

0 引 言

太陽高能電子事件最早在1960年代由搭載在水手四號(hào)衛(wèi)星上的蓋革計(jì)數(shù)器以及硅面壘控探測(cè)器所觀測(cè)到（Anderson and Lin, 1966; Van Allen and Krimigis, 1965），觀測(cè)到的40 keV 以上電子通量隨時(shí)間呈現(xiàn)快速上升緩慢下降的特征（見圖1）.隨著探測(cè)技術(shù)的進(jìn)步，觀測(cè)到的太陽高能電子事件里面，除了通量隨時(shí)間變化具有快速上升緩慢下降特征的事件（見圖1 和圖2b）外，也觀測(cè)到了具有快速上升快速下降特征的事件（見圖2a），并且觀測(cè)到的部分太陽高能電子事件，其能量范圍能夠延伸到1 keV，甚至0.1 keV 量級(jí)（Gosling and Skoug, 2003; Lin, 1974; Wang et al., 2016）.Wang 等（2012）根據(jù)WIND 衛(wèi)星在地球附近的探測(cè)數(shù)據(jù)，推測(cè)在太陽活動(dòng)極大期，太陽電子事件于全日面的發(fā)生頻率約為104/年，表明太陽電子事件是在行星際中能被觀測(cè)到的最普遍的太陽粒子加速現(xiàn)象之一.

圖1 水手4 號(hào)觀測(cè)到的～40 keV 能量太陽高能電子的通量隨時(shí)間變化（修改自Van Allen and Krimigis, 1965）Fig.1 Temporal profile of ～40 keV electrons from Sun,observed by Mariner 4 (modified from Van Allen and Krimigis, 1965)

圖2 WIND 衛(wèi)星觀測(cè)到的太陽高能電子的通量隨時(shí)間變化.（a）脈沖型事件，通量隨時(shí)間變化呈現(xiàn)快速上升快速下降特征.（b）漸變型事件，呈現(xiàn)快速上升慢速下降特征（修改自Wang et al., 2012）Fig.2 Temporal profile of solar energetic electron events, observed by WIND.(a) Impulsive event, characterized by a fast-rise, fastdecay temporal profile.(b) Gradual event, characterized by a fast-rise, slow-decay temporal profile (modified from Wang et al., 2012)

1 太陽高能粒子事件的分類

Wang 等（2012）基于高精度WIND/3DP 電子觀測(cè)和ACE/ULEIS 離子觀測(cè)所做的統(tǒng)計(jì)研究表明，約有76%的太陽高能電子事件，其相關(guān)的3He/4He豐度≥0.01，顯著高于日冕和背景太陽風(fēng)中的豐度（3He/4He～5×10-4）.此類電子事件電子通量隨時(shí)間呈現(xiàn)快速上升、快速下降的特征，也被稱為脈沖型太陽高能粒子事件，又被稱為富含電子和3He 的太陽高能粒子事件.之前人們通常認(rèn)為脈沖型太陽高能粒子事件與脈沖型X 射線耀斑有很好的相關(guān).而Wang 等（2012）的統(tǒng)計(jì)研究中發(fā)現(xiàn)，富含電子/3He離子的太陽高能粒子事件中僅有35%關(guān)聯(lián)GOES軟X 射線耀斑，并且這些耀斑中，約90%為脈沖型耀斑.另外，許多個(gè)例研究表明（如, Krucker et al., 2011; Pick et al., 2006; Wang et al., 2006, 2021），富含電子/3He 離子的太陽高能粒子事件也伴隨著位于耀斑活動(dòng)區(qū)附近的窄日冕物質(zhì)拋射/噴流，表明這類粒子事件的產(chǎn)生過程可能與耀斑中開放閉合磁力線的磁重聯(lián)有關(guān)，并且粒子可沿著開放磁力線傳播.

在Wang 等（2012）的統(tǒng)計(jì)研究中，僅有2%的太陽高能電子事件伴隨漸變型X 射線（持續(xù)時(shí)間超過1 小時(shí)）耀斑，并且其3He/4He 豐度＜0.01，此類事件被稱為漸變型太陽高能電子事件.漸變型太陽高能電子事件都伴隨寬角度（111°±55°）的快速（1 484±894 km/s）日冕物質(zhì)拋射，表明此類電子事件的加速可能與日冕物質(zhì)拋射相關(guān).表1 給出太陽高能粒子事件的分類特征.

表1 太陽高能粒子事件的分類特征Table 1 Characteristics of solar energetic particle events

另外，約99%太陽高能電子事件伴隨有III 型射電暴.漸變型太陽高能電子事件中有～50%伴隨II 型射電暴，～52%伴隨有GOES 高能（＞10 MeV）質(zhì)子事件（峰值通量＞1 cm-2s-1sr-1）而富含電子和3He 的太陽高能粒子事件中僅有～2%伴隨II 型射電暴，～2%伴隨有GOES 高能質(zhì)子事件.這些結(jié)果可能表明太陽高能電子和富含3He 粒子與質(zhì)子的加速機(jī)制或加速過程有區(qū)別.

2 富含電子/3He 的太陽高能粒子事件在太陽上的釋放

如圖2a 顯示，富含電子和3He 的太陽高能粒子事件的通量隨時(shí)間變化通常呈現(xiàn)快速上升，快速下降，幾乎對(duì)稱的脈沖型的峰.這表明，在太陽上電子釋放的通量隨時(shí)間變化在峰值附近也應(yīng)當(dāng)是接近對(duì)稱的（Wang et al., 2006）.Wang 等（2006）假設(shè)電子事件在太陽上的釋放通量隨時(shí)間是對(duì)稱的線性快速上升快速下降，即如圖3 左圖所示的通量隨時(shí)間變化的等腰三角形，并且假設(shè)電子傳播路徑長(zhǎng)為1.2 AU（經(jīng)典日地Parker 螺旋線長(zhǎng)度），從而根據(jù)WIND/3DP 在1 AU 處的觀測(cè)反推電子事件在太陽上的釋放時(shí)間以及持續(xù)時(shí)長(zhǎng)，最佳擬合結(jié)果見圖4 紅色曲線.通過比較圖3 的擬合結(jié)果可以看出，太陽高能電子在太陽上的釋放分為兩個(gè)部分：低能電子（～0.4～10 keV）釋放，始于III 型射電暴前～9 min，持續(xù)時(shí)間長(zhǎng)，可達(dá)數(shù)百分鐘；高能電子（～15～300 keV）釋放，始于III 型射電暴后～8 min，持續(xù)時(shí)間短.高能電子相較于低能電子的延遲釋放，可能與電子二次加速過程相關(guān)（Krucker et al., 2007; Wang et al., 2006），也可能與電子加速后的逃逸過程有關(guān)（如, Masson et al.,2013, 2019），也有學(xué)者認(rèn)為跟日冕物質(zhì)拋射所引起的磁場(chǎng)重聯(lián)過程（Maia and Pick, 2004）或者激波加速（Haggerty and Roelof, 2002）有關(guān).

圖3 在太陽上推測(cè)的電子事件釋放時(shí)間（菱形）與III 型射電暴（虛線）釋放時(shí)間的比較（修改自Wang et al., 2006）Fig.3 Comparison of the start times of inferred electron injections at different energies (diamonds) and the release time of type III burst (dash line) at the Sun (modified from Wang et al., 2006)

圖4 WIND/3DP 觀測(cè)的電子事件通量隨時(shí)間變化（黑色曲線）以及利用正演模型得到的擬合的電子通量隨時(shí)間變化（紅色曲線）.虛線表示III 射電暴（底圖）的起始時(shí)間（引修改自Wang et al., 2006）Fig.4 Comparison between electron temporal profile observed by WIND/3DP (black curves) and fitted electron temporal profile at 1 AU (red curved).Dashed line indicates onset time of type III radio burst (bottom panel) (modified from Wang et al., 2006)

另外Zhao 等（2019）以及Li 等（2020）提出，除了通常利用電子事件峰值和起始時(shí)間來做速度色散分析外，通過對(duì)電子事件通量抬升段中的達(dá)到峰值通量的幾分之一時(shí)的時(shí)間進(jìn)行分析（Fractional Velocity Dispersion Analysis)，可以得到更精確的對(duì)電子事件在太陽上的釋放時(shí)間的估計(jì).并且該方法因?yàn)閮H考慮抬升期通量與峰值通量的相對(duì)比值，相較于傳統(tǒng)的速度色散分析不需要對(duì)電子事件的峰值和起始時(shí)間準(zhǔn)確估計(jì).

Wang 等（2016）研究了10 個(gè)WIND 和ULEIS觀測(cè)到的富含電子/3He 的太陽高能粒子事件，通過比較離子與電子的釋放時(shí)間，發(fā)現(xiàn)富含3He 離子的釋放時(shí)間平均要比電子的釋放時(shí)間晚1 小時(shí)左右（如圖5 所示），而且這些事件都伴隨日面西側(cè)的日冕物質(zhì)拋射.如圖5c 所示，這些日冕物質(zhì)拋射在低能電子釋放時(shí)處于低日冕，在高能電子釋放時(shí)平均高度距日面以上約1 個(gè)太陽半徑，在離子釋放時(shí)平均高度距日面約4.7 個(gè)太陽半徑.然而，產(chǎn)生隨著能量增加的高電離態(tài)（如, DiFabio et al.,2008）這種觀測(cè)，通常在脈沖型太陽高能粒子事件中看到（Popecki, 2006），這需要NτA～1010～1011s cm-3，其中N對(duì)應(yīng)等離子體密度，τA對(duì)應(yīng)加速時(shí)間尺度（如, Kartavykh et al., 2006; Kocharov et al., 2000）.考慮到τA應(yīng)該小于離子釋放持續(xù)時(shí)間（約200 min），N應(yīng)該≧106～107cm-3，這對(duì)應(yīng)源區(qū)高度低于距日心1.5 太陽半徑（取決于密度模型）左右.這說明離子加速可能發(fā)生在CME 的低高度側(cè)翼區(qū)域而不是在CME 頂部.離子的初始加速過程可能由于與波模的共振，這些波模因?yàn)楹少|(zhì)比不同可以優(yōu)先加速或者加熱3He 和重離子（如, Fisk, 1978）.

圖5 （a）最佳擬合得到的電子（黑色）與離子（紅色）在太陽上釋放通量隨時(shí)間變化，釋放起始時(shí)間用圓圈表示，粒子速度單位為光速c.虛線代表III 型射電暴釋放時(shí)間.（b）10 個(gè)電子事件中離子、高能電子、相對(duì)與低能電子的釋放延遲.（c）根據(jù)日冕物質(zhì)拋射速度線性外推得到的日冕物質(zhì)拋射在各粒子釋放時(shí)間時(shí)處于的高度.圖（b）和圖（c）中圓圈表示粒子釋放起始時(shí)間，紅色表示離子，藍(lán)色表示高能電子，黑色表示低能電子（修改自Wang et al., 2016）Fig.5 (a) Best-fit temporal profile of electrons (black) and ions (red) at the Sun.Release time is marked with circles; Particle speed is normalized by light speed c.Dash line represents the release time of type III burst.(b) The time delay of ions and high energy electrons, relative to low energy electrons for the ten events.(c) The altitude of CMEs at the release time of particles, estimated by a constant CME speed times time delay.In figure (b) and (c), particle release times of ions (red), high energy electrons (blue) and low energy electrons (black) are marked by circles (modified from Wang et al., 2016)

3 太陽電子事件的能譜

在地球附近觀測(cè)到的太陽高能電子事件中，電子峰值微分通量Je隨能量E的變化通?？梢杂呻p冪律譜（如圖6a）形式描述（Krucker et al., 2009;Lin, 1985; Wang et al., 2006）：

如圖6 所示，根據(jù)Krucker 等（2009）對(duì)電子事件的統(tǒng)計(jì)研究中，電子事件能譜彎折能量EB呈現(xiàn)近高斯分布（見圖6c），峰約為60 keV，能量低于EB的低能譜指數(shù)βLow和高于EB的高能譜指數(shù)βHigh也呈現(xiàn)高斯分布（見圖6b），峰值分布為βLow=1.9±0.3 和βHigh=3.6±0.7.低能譜指數(shù)βLow和高能譜指數(shù)βHigh呈現(xiàn)較好的正相關(guān)（見圖6c），相關(guān)系數(shù)為0.61，而低能和高能譜指數(shù)與彎折能量EB沒有明顯相關(guān)性（見圖6d）.

圖6 （a）WIND 衛(wèi)星所觀測(cè)到的電子事件樣例，其峰值電子微分通量隨能量變化（星號(hào)表示W(wǎng)IND 靜電分析儀的觀測(cè)，加號(hào)表示半導(dǎo)體探測(cè)器的觀測(cè)），黑色曲線表示背景通量.藍(lán)色和紅色直線表示雙冪律譜能譜中的低能段和高能段.（b）低能譜指數(shù)（藍(lán)色）和高能譜指數(shù)（紅色）的統(tǒng)計(jì)直方圖.（c）彎折能量的統(tǒng)計(jì)直方圖.（d）低能譜指數(shù)和高能譜指數(shù)的散點(diǎn)圖.紅色直線是其線性擬合的結(jié)果.（e）低能譜指數(shù)（藍(lán)色十字）和高能譜指數(shù)（紅色十字）對(duì)彎折能量的散點(diǎn)圖（修改自Krucker et al., 2009）Fig.6 (a) An example of solar energetic electron event observed by WIND spacecraft.The peak differential flux vs.energy are marked with stars (observed by WIND/3DP) and crosses (observed by WIND/SST).Black curves represent background detection.(b) Histograms of low energy spectral indexes (blue) and high energy spectral indexes (red).(c) Histograms of break energies.(d) The scatter diagram between low energy spectral indexes and high energy spectral indexes.The red line shows the linear regression.(e) The scatter diagram between break energy and low energy spectral indexes (blue) [high energy spectral indexes (red)] (modified from Krucker et al., 2009)

除了雙冪律譜外，Krucker 等（2009）也提到部分電子事件中觀測(cè)到的能譜呈現(xiàn)單冪律譜形式Je∝E-β，并且可能是由于彎折能量以上的能譜低于背景通量從而未被觀察到.Dresing 等（2020）基于STEREO/SEPT 的觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)統(tǒng)計(jì)到的電子事件中約有44%（344/781）的事件呈現(xiàn)單冪律譜，譜指數(shù)平均為3.5±1.2.能譜呈現(xiàn)單冪律譜有可能是事件本身呈現(xiàn)單冪律譜，也可能是彎折段能譜低于儀器背景（Krucker et al., 2009），或者彎折能量不在儀器測(cè)量范圍內(nèi)（Dresing et al., 2020），有待進(jìn)一步的研究.

4 太陽電子事件與相關(guān)硬X 射線耀斑

Lin（1985）發(fā)現(xiàn)，觀測(cè)到的能量達(dá)到15 keV以上的脈沖型太陽高能電子事件中，有約45%的事件伴隨有硬X 射線耀斑.太陽硬X 射線耀斑由非熱電子通過韌致輻射機(jī)制產(chǎn)生（如, Brown, 1971,1972; Kontar and Brown, 2006），其峰值能譜在非熱能量上（通常在10 keV 以上）也呈現(xiàn)雙冪律譜（彎折能量在100 keV 左右）或者單冪律譜形狀（如, Alaoui et al., 2019; Dulk et al., 1992; Krucker et al., 2007; Lin and Schwartz, 1987）.Krucker 等（2007）對(duì)跟硬X 射線耀斑相關(guān)的電子事件進(jìn)行能譜分析，如圖7 所示，通過比較在50 keV 以上電子事件的能譜譜指數(shù)β和硬X 射線耀斑的能譜譜指數(shù)γ，兩者呈現(xiàn)正相關(guān)關(guān)系（相關(guān)系數(shù)為0.83），線性擬合的結(jié)果為β=(0.8±0.1)γ+(0.9±0.4)，但其譜指數(shù)關(guān)系與經(jīng)典韌致輻射理論模型預(yù)測(cè)的結(jié)果（厚靶模型β=γ+1，薄靶模型β=γ-1）不一致.另外，假設(shè)電子事件在行星際傳播近似為角度約為30°的錐形擴(kuò)散，變化范圍為15°～60°，可以估計(jì)逃逸電子總數(shù)，同時(shí)假設(shè)耀斑為點(diǎn)光源，并且電子通過韌致輻射產(chǎn)生硬X 射線，也可以估算X 射線耀斑中產(chǎn)生X 射線電子的總數(shù).通過對(duì)X 射線耀斑中電子總數(shù)和向外逃逸的電子總數(shù)的估計(jì)并對(duì)比發(fā)現(xiàn)，如圖7c 所示，逃逸到行星際電子的總數(shù)僅占耀斑中產(chǎn)生硬X 射線電子總數(shù)的0.1%～1%左右（如, Krucker et al., 2007; Lin, 1974; Pan et al.,1984）.

圖7 （a）電子事件峰值能譜（頂部黑色十字）與硬X 射線耀斑峰值能譜（底部黑色柱狀線）的比較.電子事件呈現(xiàn)雙冪律譜，黑色直線和藍(lán)色直線分布代表低能段和高能段能譜擬合.黑色虛線表示背景.硬X 射線耀斑峰值能譜擬合由兩部分組成：熱麥?zhǔn)蠑M合（紅色曲線）和非熱雙冪律譜擬合（折線，黑色部分表示雙冪律譜低能，藍(lán)色表示雙冪律譜高能）.黑色曲線表示背景.（b）50 keV 以上，高能電子和硬X 射線譜指數(shù)的散點(diǎn)圖.散點(diǎn)處的直線為線性擬合直線，虛線表示1:1 關(guān)系.散點(diǎn)周邊的兩條直線分別表示厚靶（THICK target）和薄靶（THIN target）韌致輻射模型給出的理論譜指數(shù)關(guān)系.（c）硬X 射線耀斑中電子總數(shù)與逃逸電子總數(shù)的散點(diǎn)圖，直線表示線性擬合結(jié)果，虛線表示1:1 關(guān)系（修改自Krucker et al., 2007）Fig.7 (a) Comparison between solar energetic electron event peak spectrum (Top, black crosses) and hard X-ray flare peak spectrum(Bottom, black histogram).Top: Electron spectrum is fitted with double-power-law shape (black line indicates low energy part and blue line indicates high energy part).Dash line shows the background.Bottom: X-ray spectrum is fitted with a thermal component (red curve) plus a double-power-law nonthermal component (black line indicates low energy part and blue line indicates high energy part).Black curve indicates the background.(b) The scatter diagram of spectral indexes between electron events and X-ray flares at energies above 50 keV.Dash line shows 1:1 relation and black line shows the linear regression.The black lines show the theoretical relationship between electron spectral indexes and X-ray spectral indexes based on Thick target (Top) and Thin target (bottom) bremsstrahlung mechanism.(c) The scatter diagram between the total number of electrons in X-ray flares and the total number of escaping electrons.Black line represents the linear regression.Dash line shows 1:1 relation (modified from Krucker et al., 2007)

Wang 等（2021）基于RHESSI 衛(wèi)星和WIND衛(wèi)星的觀測(cè)，調(diào)查了2002—2016年期間電子通量達(dá)到15 keV 以上、并且伴隨硬X 射線耀斑的237個(gè)電子事件.這些事件中，16 個(gè)事件呈現(xiàn)良好的電子和X 射線能譜，并且耀斑位于日面西側(cè).如圖8所示，這16 個(gè)事件的電子事件能譜均呈現(xiàn)雙冪律譜形狀（圖8b），而硬X 射線耀斑能譜呈現(xiàn)雙冪律譜（圖8e 藍(lán)色直線）（5 個(gè)事件）或者單冪律譜形狀（11 個(gè)事件）.在這項(xiàng)研究中，Wang 等（2016）直接基于相對(duì)論厚靶韌致輻射模型，從X 射線能譜中得到產(chǎn)生X 射線的電子能譜（見圖8e 綠色直線）：∝E-βHPE，其中βHPE是產(chǎn)生X 射線的電子的譜指數(shù).通過將電子事件能譜譜指數(shù)與產(chǎn)生X 射線電子能譜譜指數(shù)對(duì)比，可以發(fā)現(xiàn)：低能電子譜指數(shù)與產(chǎn)生X 射線電子譜指數(shù)呈現(xiàn)較好的正相關(guān)關(guān)系（相關(guān)系數(shù)為0.66），但是產(chǎn)生X 射線電子譜指數(shù)明顯比低能電子譜指數(shù)更陡；在16 個(gè)事件中，有一半里面，高能電子譜指數(shù)與產(chǎn)生X 射線電子譜指數(shù)在誤差范圍內(nèi)一致，另一半產(chǎn)生X 射線電子譜指數(shù)依然比高能電子譜指數(shù)更陡.這些數(shù)據(jù)表明，逃逸到行星際觀測(cè)到的電子與耀斑中產(chǎn)生X 射線電子的關(guān)系比之前預(yù)想的還要復(fù)雜.這16 個(gè)事件也伴隨強(qiáng)3He 的觀測(cè)，有13個(gè)是明顯3He/4He＞0.01 的富含3He 電子事件，另外3 個(gè)3He/4He＜0.01，但考慮到儀器探測(cè)閾值隨著事件強(qiáng)度和背景水平變化（Mann et al., 1999），仍可能反映3He 增強(qiáng).將3He/4He 比與電子事件、產(chǎn)生X射線電子譜指數(shù)比較，如圖9 所示，3He/4He 與高能電子事件譜指數(shù)呈現(xiàn)正相關(guān)關(guān)系（相關(guān)系數(shù)0.55），而與低能電子譜指數(shù)，產(chǎn)生X 射線電子譜指數(shù)無明顯相關(guān).這表明3He 的加速可能與電子事件高能電子相關(guān).

圖8 （a）電子事件通量隨時(shí)間變化.（b）電子事件峰值能譜（三角）和雙冪律譜擬合（黑色折線）.虛線表示背景.（c）低能電子能譜譜指數(shù)與產(chǎn)生硬X 射線的電子譜指數(shù)散點(diǎn)圖，虛線表示1:1 關(guān)系.（d）X 射線耀斑通量隨時(shí)間變化.（e）X 射線耀斑峰值能譜（黑色柱狀線）以及能譜擬合：熱麥?zhǔn)希t色曲線）加上雙冪律譜（藍(lán)色折線）擬合.綠色直線表示厚靶韌致輻射模型得到的產(chǎn)生X 射線電子的能譜.黑色虛線為背景.（f）高能電子能譜譜指數(shù)與產(chǎn)生硬X 射線的電子譜指數(shù)散點(diǎn)圖，虛線表示1:1 關(guān)系（修改自Wang et al., 2021）Fig.8 (a) Temporal profile of electron fluxes for the solar energetic electron event.(b) Peak energy spectrum (triangle) of the electron event, fittted with a double-power-law shape (black line).Dash line represents the background.(c) The scatter diagram between the low energy spectral indexes of electron events and the spectral indexes of hard X-ray producing (HPE) electrons.Dash line shows 1:1 relation.(d) Temporal profile of X-ray fluxes during the flare.(e) Peak energy spectrum (black histogram)of the X-ray flare, fittted with a thermal component (red curve) plus a nonthermal double-power-law (blue line).Dash line represents the background.Green line represents the spectrum of hard X-ray producing electrons derived through relativistic thick target bremsstrahlung mechanism.(f) The scatter diagram between the high energy spectral indexes of electron events and the spectral indexes of HPE electrons.Dash line shows 1:1 relation (modified from Wang et al., 2021)

圖9 （a）3He/4He 比與低能電子事件譜指數(shù)，（b）高能電子事件譜指數(shù)和（c）產(chǎn)生硬X 射線的電子譜指數(shù)的散點(diǎn)圖（修改自Wang et al., 2021）Fig.9 The scatter diagram between (a) 3He/4He and low energy electron spectral indexes, (b) high energy electron spectral indexes, and (c) the spectral indexes of hard X-ray producing electrons (modified from Wang et al., 2021)

5 太陽電子事件在太陽上的源區(qū)與加速物理圖像

目前討論最多的涉及開放磁力線的耀斑模型是耀斑交換重聯(lián)模型（如圖11a 所示），在這個(gè)模型中，不斷出現(xiàn)的磁環(huán)，其磁力線方向與開放磁力線方向相反，發(fā)生磁重聯(lián)而因此加熱等離子體和加速粒子（如, Baker et al., 2009; Parker, 1973; Shimojo and Shibata, 2000）.在交換重聯(lián)模型中，重聯(lián)區(qū)加速的粒子除了會(huì)沿著新出現(xiàn)磁環(huán)的兩個(gè)足點(diǎn)傳播產(chǎn)生X 射線外，還會(huì)因?yàn)榇胖芈?lián)沿著開放磁力線的足點(diǎn)傳播產(chǎn)生X 射線，因此，理論上可以觀測(cè)到三個(gè)X 射線源，這也與部分和太陽電子事件相關(guān)聯(lián)的X 射線耀斑的成像觀測(cè)一致，并且這些耀斑中，往往伴隨有極紫外噴流或微小日冕物質(zhì)拋射（如, Krucker et al., 2011）.

圖11 交換重聯(lián)耀斑模型和新太陽高能電子事件加速物理圖像的對(duì)比（修改自Wang et al., 2021）Fig.11 Interchange reconnection flare model and the schematic for the acceleration of solar energetic electron events (modified from Wang et al., 2021)

行星際觀測(cè)到的電子事件，其觀測(cè)可以延伸至～1 keV（Lin, 1974），并且維持冪律譜.我們可以認(rèn)為1 AU 觀測(cè)到的冪律譜形式是物理的，代表電子事件在源區(qū)的性質(zhì)，即源區(qū)處電子事件能譜也應(yīng)該是冪律譜，考慮到電子事件在從太陽上到地球附近的傳播過程中，會(huì)因?yàn)閹?kù)倫碰撞（COL）（Trubnikov, 1965）和克服日地偶極靜電勢(shì)（AEP）（Lemaire and Scherer, 1973）損失能量（Wang et al., 2006）.其具體公式如下：

其中r是日心距離，單位為太陽半徑，n(r) 是從日冕到太陽風(fēng)的等離子體數(shù)密度，單位為cm-3，具體公式根據(jù)Leblanc 等（1998）以及 Mann 等（1999）給出由太陽日冕到行星際1 AU 附近的連續(xù)等離子體密度變化：

假設(shè)電子事件在太陽源區(qū)是冪律譜，從而得到1 AU 模擬能譜形狀.如圖10 所示，電子事件能譜在太陽源區(qū)處為雙冪律譜，假定源區(qū)位置不同（距日心1.02 太陽半徑到2.0 太陽半徑），得到了1 AU 處模擬能譜形狀也依次呈現(xiàn)變化.可以看到，隨著假設(shè)源區(qū)位置越靠近太陽，1 AU 模擬能譜在低能段由于能量損失造成的通量下降就越明顯，為了使模擬能譜與實(shí)際觀測(cè)能譜一致（1 AU 處冪律譜能夠維持到低能），可以得到電子事件在太陽源區(qū)位置高度的下界，約為距日心距離1.3 個(gè)太陽半徑處.考慮到日冕密度的變化，該源區(qū)位置下界也會(huì)相應(yīng)變化，根據(jù)對(duì)太陽活動(dòng)區(qū)觀測(cè)（Aschwanden and Action, 2001），考慮在距日心1.1 太陽半徑處等離子體密度變化為108～6×108cm-3，對(duì)應(yīng)估計(jì)的太陽高能電子事件源區(qū)高度在～ 1.1～1.3 太陽半徑（Wang et al., 2021）.

圖10 在太陽源區(qū)處假設(shè)的電子事件的雙冪律譜能譜，以及假設(shè)源區(qū)不同高度后（距日心1.02～2.0 太陽半徑），從源區(qū)到1 AU 考慮傳播過程中能量損失后的電子能譜（修改自Wang et al., 2021）Fig.10 Presumed double-power-law shape of energy spectrum for electron events at solar source region.The corresponding energy spectrum at 1 AU after considering energy losses during the transportation from the Sun to 1 AU, by assuming different altitudes (from a heliocentric distance of 1.02 solar radius to 2.0 solar radius) of the source region (modified from Wang et al., 2021)

通過前人的研究，已經(jīng)知道電子事件的源區(qū)很可能來自于高日冕處（如, Lin, 1985; Wang et al.,2006, 2021）.而在交換重聯(lián)耀斑模型中，粒子的加速應(yīng)該在低日冕附近，這與電子事件源區(qū)的結(jié)果矛盾，另外，粒子在重聯(lián)區(qū)域加速后，向上傳播與向下傳播的電子總數(shù)應(yīng)該接近.而觀測(cè)中向上傳播逃逸的電子總數(shù)也僅為耀斑中產(chǎn)生硬X 射線電子的～0.1%～1%（如, Lin, 1974），也與模型預(yù)期不符.為了更好地與觀測(cè)一致，Wang 等（2021）在交換重聯(lián)模型基礎(chǔ)上提出了改進(jìn)的新太陽高能電子事件加速圖像，如圖11b 所示，電子事件的源區(qū)位于高日冕處（≥1.3 個(gè)太陽半徑），加速后的源區(qū)電子，一部分向上傳播，逃逸到行星際形成太陽高能電子，而另一部分源區(qū)電子向下傳播，在傳播過程中被二次加速，然后與周邊等離子體碰撞，通過韌致輻射機(jī)制產(chǎn)生X 射線.在Wang 等（2021）的研究中，16 個(gè)事件中有15 個(gè)事件有SOHO/LASCO 觀測(cè)，12 個(gè)事件有太陽西側(cè)CME，2 個(gè)事件有暈狀 CME，1 個(gè)事件沒有 CME.在 12 個(gè)太陽西側(cè) CME 事件中，8 個(gè) CME 角寬度 ＜90°.電子的加速可能與日冕物質(zhì)拋射所引起的磁場(chǎng)重聯(lián)過程（Maia and Pick, 2004）或者激波加速（Haggerty and Roelof, 2002）有關(guān).富含3He 離子的加速可能與快速的窄CME 相關(guān)（Wang et al., 2016）.Temerin 和Roth（1992）及Roth 和Temerin（1997）指出，在地球極光中，沉降電子束會(huì)產(chǎn)生傾斜的離子回旋波，它與3He 的回旋頻率或重離子的二次諧波共振，以加速這些離子.他們認(rèn)為，在富含電子/3He 事件中，太陽可能會(huì)發(fā)生類似的過程.其他研究也提出了其他波模對(duì)離子的共振加速（如, Liu et al., 2006; Miller and Vinas, 1993; Miller, 1998; Paesold et al., 2003）.