太阳日冕爆发过程中释放的能量可加速产生能量电子，这些电子在日冕磁场中运动辐射出射电波段的信号，表现为日冕射电爆发。日冕射电暴携带了太阳爆发和电子加速过程的物理信息，可用于诊断日冕参数、研究电子加速物理机制。早期与日冕射电暴相关的研究缺乏同时的高质量射电和光学波段日冕数据，无法进行精细结构的观测研究。文中我们使用了最新高质量射电和极紫外波段的观测数据研究了一次复杂日冕射电暴的精细结构。

这次复杂射电暴包含了I、II、III、IV四种射电爆发（图1）。其中，II型暴分高（>200MHz）、低(<200 mhz)频段分量，高频段呈现herringbone结构，低频段有频带分裂特征；iii型暴有正、逆漂和双向漂iii型暴。本文主要关注高频段ii型暴和倒漂iii型暴的源区位置，并利用射电暴的源区位置诊断能量电子的起源和能量大小。

对高频段II型暴，图2中，在大于400 MHz的频率上辐射源区位于激波北侧，在小于327MHz的频率区间射电源区位于激波中部，II型暴源区随频率的降低发生了转移。AIA的观测数据显示，II型暴的源区与CME驱动的激波特征的传播和演化紧密相关，源区位置的转移发生在侧向EUV波特征减弱和中部EUV波特征增强的时间区间。

图3(a-b)中，倒漂III型暴由低频漂移至高频的时间是1-2秒，(c-h)中432MHz上倒漂III的辐射源区位于日面上方100角秒，由此可计算出激波倒漂III型暴的能量电子能量为0.1-0.2c。

此次在观测上首次发现的II型暴源区位置转移现象对于射电暴的物理起源的认识和有关空间天气学应用具有重要价值。一方面，这很可能反映了在激波演化过程中，不同区域电子加速能力的相对变化：在爆发初期，电子先是主要在激波侧翼得到加速，之后加速区域移动到激波顶部区域。另一方面，本文的观测结论意味着日冕中II型暴源区并非严格在激波面上相对固定的区域径向向外传播，这使得当前一些空间天气学模型中利用II型暴和某一日冕密度模型来推算激波速度的物理基础存在问题。

我们还发现此处的倒漂III型暴很可能源自抛射体内部的重联过程(见图3中的蓝色箭头)。利用III型暴的观测可以推测重联的高度以及重联区域的电子数密度。这是首次在文献中给出倒漂III型暴事件的成像观测。此类射电事件为诊断日冕能量释放过程提供了很好的机会。

本工作由山东大学空间科学研究院冯士伟、陈耀、宋红强、王冰和孔祥良共同完成，该研究结果《An imaging study of a complex solar coronal radio eruption》已被《Astrophysical Journal Letters》接收，将于近期发表。感谢山东省自然科学基金、国家自然科学基金以及空间天气国家重点实验室专项基金的联合资助。

图1.(a)ORFEES和RSTN/SVTO观测数据拼合成的2014年8月24日太阳射电动态频谱图。(b)框出的(a)图放大后的射电频谱图；红、白和蓝框标出II型暴herringbone结构和两倒漂III型暴；白色曲线为NRH在228、270、327、408、432和445 MHz上的总亮温曲线，黑色十字标出最大亮温时刻。

图2. AIA观测的EUV波叠加了NRH观测的II型暴亮温轮廓曲线（最大值的80%、85%、90%和95%）。

图3．(a-b)三段倒漂III型暴动态频谱图。(c-h)倒漂III型暴发生期间的AIA成像图像，轮廓曲线为NRH在432MHz上的亮温轮廓，箭头指出磁场重联位置。