[拼音]：taiyang yuzhouxian
[外文]：solar cosmic rays
太阳活动产生的高能粒子流，又称太阳高能粒子。太阳活动主要是耀斑活动。太阳宇宙线的主要成分是质子和电子，也包括少量其他核成分。近年来的观测已证实，有的耀斑也辐射中子。
质子耀斑太阳活动激烈时，在磁场结构复杂的活动区中，磁场梯度很强的区域，可能发生质子耀斑。它的特性是：在厘米和毫米波段有太阳射电爆发，且具有Ⅱ型和Ⅳ型暴；有硬X射线爆发，能谱变硬。太阳粒子可能从这些区域被加速至相当高的能量，进入日球空间，形成太阳高能粒子事件。粒子的通量和微波射电特性密切相关。现在已有可能根据质子耀斑活动特征对太阳质子事件作出预报。
太阳质子太阳宇宙线中能量高于5×108电子伏的质子能进入地球大气层，产生次级粒子，这种高能事件称为相对论性太阳宇宙线事件或地平面事件。地平面事件的次数很少，从1942年到1978年全世界只记录到31次。其中最大的一次发生在1956年2月23日，粒子的最大磁刚度（见宇宙线地磁效应）至少高达2×1010伏特，磁刚度超过109伏特的质子积分方向通量为107粒子／（米2·球面度·秒），相当于银河宇宙线强度的几十倍。这类高能事件对宇宙飞行器和宇航员有一定的损伤作用。
太阳高能粒子中能量低于5×108电子伏的太阳质子称为低能太阳宇宙线。其中能量高于10×106电子伏的质子能进入地球极区电离层，使D层电子密度增加，导致无线电波衰减，形成“极盖吸收事件”，甚至还能影响到高层大气的光化学反应，增加大气NO成分，降低臭氧成分。极盖吸收事件的次数比地平面事件多得多。1956～1978年记录到的86次事件（包括10余次地平面事件）中，最大的一次发生在1972年8月4日，电波吸收高达60分贝以上，臭氧降低20％左右。能量更低的事件只能通过卫星仪器观测到，称为“卫星敏感事件”，它的次数更多。目前记录到的太阳质子的最低能量约为3×105电子伏。
太阳质子的能谱比银河宇宙线能谱陡，或者说比较软，也就是低能粒子丰富、高能粒子稀少。不同事件的能谱有相当大差别，其中低能部分容易因行星际传播效应而发生变化。高能谱较陡，幂指数在3.0～4.5之间；低能谱较平坦，幂指数在1.1～4.3之间。有好几个事件的高、低能谱都可用指数接近于3的动能幂律谱表示，有的用磁刚度谱表示，低能部分仍比较平坦。
核成分与同位素表列出在行星际空间测量到的太阳粒子的核成分及其元素丰度。在正常情况下，低能事件的核成分与太阳核成分相当接近。在更高能量，其成分也与太阳大体接近。但是低能事件核成分的变化是很大的，尤其是常规测到“富铁事件”，即重元素的丰度随核电荷数增加而增大(相对太阳丰度而言)。近年来观测证实，这种富铁事件的3He同位素也相当丰富。在正常情况下，耀斑事件中3He/4He的值为光球估计值（约10-4）的10～30倍，一般认为这是耀斑粒子与太阳大气核反应的产物。但是在重元素丰富的事件中，3He/4He的值竟然超过1，而且质子数大为降低，观测不到2H和3H同位素，对应的耀斑也往往是小耀斑。目前有一种看法认为，这是由于太阳离子声波与3He核及其他重核的离子相互作用，导致共振加热所引起的。
太阳电子太阳电子由于磁刚度低，只能在卫星上观测到。几乎所有的太阳质子事件都同时记录到太阳电子，这类事件称为太阳电子-质子事件，也有不伴随质子的纯粹电子事件，其能量为2×104～3×105电子伏。纯电子事件的耀斑特性，除有硬X射线和微波射电爆发外，与电子－质子事件有明显的差别。射电爆发不是Ⅱ型或Ⅳ型，而是Ⅲ型。电子通量与射电流量也无相关关系。典型的电子事件的方向通量为102粒子／(厘米2·球面度·秒)，最大可达104粒子／（厘米2·球面度·秒）。但是纯粹电子事件的方向通量比较小，只有10～102粒子/(厘米2·球面度·秒)。在12～45兆电子伏能量范围，电子对质子的通量比为10-2～5×10-6，平均为10-4。不同电子事件能谱指数差别不大，微分能谱指数平均值γ=3.0±0.4，而质子事件的γ值变化都比较显著。
加速在太阳电子-质子事件中，非相对论性电子常常比相对论电子（ E塼30万电子伏）和质子先到达地球，这表明低能电子先被加速。一般认为，太阳粒子的加速包括两个阶段，首先是对电子预加速到非相对论能量，并激发出各种类型的脉冲爆发，形成耀斑。由于电场和波的作用，使电子进一步加速并汇聚成日冕电子流，产生Ⅲ型射电爆发，电子流离开太阳进入行星际空间；第二阶段是耀斑爆发达到极大时，形成日冕激波，产生Ⅱ型射电爆发。激波或其他湍流使电子加速到相对论能量，同时也对质子进行加速，使电子和质子进入行星际空间。高能电子在磁场中激发同步加速辐射，形成Ⅳ型射电爆发。
传播效应太阳宇宙线进入行星际空间受到太阳风和行星际磁场的作用，强度和方向都会发生变化，称为传播效应。太阳耀斑发生后，要经历十几分钟甚至几十分钟，才能在地球附近观测到各种能量的粒子。粒子的到达时间比按其速度折算的时间长，即使是能量相同的粒子也不是同时到达的。在行星际空间观测到的太阳宇宙线粒子的强度变化，有个时间发展过程，这个过程的长短决定于粒子能量的高低，但是都远超过耀斑活动本身的持续时间。粒子的强度先是在几分钟到几小时内迅速增长至某一极大值，然后近似地随时间按指数函数形式，经历数小时至几天衰减到增加前的水平。根据时间变化曲线，可以估算出粒子的传播距离约为 3～12天文单位，视粒子的能量而定。这些时间变化特征表明，太阳宇宙线是经历了曲折的路程才到达地球的，它走的既不是直线，也不是简单地绕行星际螺旋磁力线作回旋运动到达地球的。它的输运过程很象脉冲点源的扩散过程。行星际介质非常稀薄，只有磁场才能影响太阳粒子的运动。在行星际空间，除了呈螺旋线状的大尺度磁场外（见行星际磁场），还叠加着太阳风的波动和湍流引起的随机小尺度不规则磁场。正是这种不规则磁场，使太阳宇宙线粒子的运动轨道发生随机的散射，形成扩散运动。
低能太阳宇宙线有明显的方向性，即各向异性。在事件开始阶段，各向异性很大，达20～25％，方向明显地沿日地联线偏西的行星际螺旋线方向，这说明粒子最初是沿螺旋磁力线到达观测点的。随着粒子强度增大至极大值，在地球附近粒子密度分布趋于均匀，因此沿螺旋线的各向异性也变小。值得注意的是，各向异性逐渐转到日地联线即太阳风的方向。这说明除了沿磁力线的扩散外，还有随太阳风对流的输运过程。这种对流效应是由于太阳风带动行星际磁场，因而也带动宇宙线粒子运动所引起的，在宇宙线事件后期起着主导作用。太阳风对流会带动密度峰离开太阳。而当密度峰通过观测点后，扩散就会变成沿磁力线方向指向太阳。这种逆向扩散与径向太阳风对流矢量合成，就使各向异性矢量转到沿日地联线以东约45°方向。粒子各向异性的时间变化，有力地说明粒子除沿磁力线扩散外，还存在径向对流效应。在事件开始时，扩散占主导作用，而在后期对流起主导作用。
