一次太阳耀斑非热辐射的对比分析和电子输运的研究

用BeppoSAX伽马射线暴监测仪对SGR1900 +14两次大耀斑的对比研究

Comparative study of the two large flares from SGR1900+14 with the BeppoSAX Gamma-Ray Burst Monitor

我们报告的光谱和时间的40-700千电子伏的观测结果，获得的伽马射线暴监测器（GRBM）的BeppoSAX，两个大耀斑从软伽玛射线中继站SGR 1900 +14发生在1998年8月27日和2001年4月18日。从其强度、通量和持续时间来看，第一次被归类为“巨型”，第二次被归类为“中型”。光谱结果已经得到了改进的响应函数的GRBM。我们发现，这两个事件有相似的光谱特性，但不同的时间属性。主要的区别在于光变曲线的时间分布，而在2001年的耀斑中缺乏证据表明在1998年的耀斑中发现的高频（10-1000 Hz）的不稳定的时间变率可以归因于较低的计数统计。我们讨论了这些结果的光磁星模型提出的SGR源。

通过ART-P望远镜侧屏观测太阳耀斑

Observation of solar flares through the ART-P telescope side shield

本文介绍了1990-1992年通过ART-P望远镜侧屏观测六次太阳耀斑的初步结果。

太阳耀斑中的锂-6

Lithium-6 from Solar Flares

通过引入一个迄今为止被忽略的Li-6产生过程，由于加速He-3与He-4的反应，我们表明，加速粒子相互作用在太阳耀斑产生更多的Li-6比Li-7。通过将我们的计算归一化到伽马射线数据，我们证明了太阳耀斑中产生的Li-6与光球Li-7相结合，可以解释最近确定的太阳风锂同位素比，该同位素比是从月球土壤中的测量获得的，前提是大部分耀斑产生的锂被太阳风抽空。在这一领域的进一步研究可以提供关于各种问题的独特信息，包括太阳大气传输和混合、太阳对流和锂耗尽问题，以及太阳风和太阳粒子加速。

等离子体中的高温相变与强太阳耀斑机制

High-temperature phase transition in a plasma and the mechanism of powerful solar flares

本文指出，等离子体中的高温相变给出了1967年H.Alfven和P.Carlqvist首次提出的太阳耀斑“电路”模型中等离子体从高导电态到高电阻态的转变机制。有了这个补充，现代版本的电路模型可以解释太阳耀斑中能量的快速耗散和粒子的加速。

Solar Neutron Event in Association with a Large Solar Flare on November 24, 2000

Solar neutrons have been detected using the neutron monitor located at Mt. Chacaltaya, Bolivia, in association with a large solar flare on November 24, 2000. This is the first detection of solar neutrons by the neutron monitor that have been reported so far in solar cycle 23. The statistical significance of the detection is 5.5 sigma. In this flare, the intense emission of hard X-rays and gamma-rays has been observed by the Yohkoh Hard X-ray Telescope (HXT) and Gamma Ray Spectrometer (GRS), respectively. The production time of solar neutrons is better correlated with those of hard X-rays and g…

根据BATSE探测到的太阳耀斑在羊八井中子监测器上太阳-中子通量的上限

Upper limits on the solar-neutron flux at the Yangbajing neutron monitor from BATSE-detected solar flares

本文利用羊八井中子监测站1998年10月至2000年6月的观测资料，对与太阳耀斑有关的太阳中子进行了研究。利用BATSE探测到的166个GOES峰值通量（1 - 8 μ m）高于$1.0 \times 10^{-5}$ $\mathrm{Wm^{-2}}$的耀斑的爆发时间，我们为每个耀斑准备了羊八井中子监测器的光变曲线，从BATSE爆发时间开始跨越$\pm$ 1.5小时。根据光变曲线，从166个耀斑中系统地寻找能量在100 MeV以上的太阳中子。在目前的工作中，没有发现统计上显着的信号，由于太阳中子。因此，我们把上限的$>$ 100 MeV的太阳中子通量的18个事件组成的2 X和16 M级耀斑。计算假设了幂律形状的中子能谱和三种类型的太阳中子发射剖面。与其他X级耀斑的正中子探测结果相比，这两个X级耀斑的正中子探测值的95%可信度上限与大气顶部的最低和次低中子通量相当，而M级耀斑的正中子探测值的上限则在$10^{-2}$ ~ 1中子$\mathrm{cm^{-2}s^{-1}}$的范围内。这提供了第一个上限的太阳中子通量从M级太阳耀斑，使用空间观测站以及地面的中子监测器。

正则化的能量相关太阳耀斑硬X射线谱指数

Regularized energy-dependent solar flare hard x-ray spectral index

从太阳耀斑的X射线光子谱数据中推导出与能量有关的与模型无关的谱指数，被认为是一个反问题。利用正则化方法分析了Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）提供的高分辨率能谱的谱指数与能量的关系。正则化技术产生更平滑的导数，同时避免了有限差分的典型附加误差。结果表明，观测意味着光谱指数随能量显着变化，在某种程度上，也随时间变化的耀斑进展。这些发现的影响进行了讨论的太阳耀斑的背景下。

用兆吨级和千米^3探测器探测太阳中微子耀斑

Detecting Solar Neutrino Flare in Megaton and km^3 detectors

为了预测太阳耀斑的中微子信号，我们推断了它的上下限。最近几年，人们根据观测到的太阳粒子耀斑，用一般的能量均分理论推导出了这个上限。根据2005年1月由太阳耀斑引起的硬γ碰撞的最新记录（中性π衰变），导出了中微子信号的最有说服力的下限，观测到的γ通量几乎是一对一地反映到中微子的相应γ通量中。因此，我们得到的最小界限已经在目前的边缘，但在不久的将来兆吨中微子探测器。这种探测器被认为主要是揭示宇宙超新星背景或罕见的本星系群（少数Mpc）超新星事件。然而，百万吨级甚至内部的十兆吨级冰立方探测器在十GeV的阈值下也可能揭示出太阳耀斑最硬能量中的太阳中微子痕迹。冰立方，也是。太阳中微子的味道可能会照亮中微子混合角。

太阳软X射线耀斑的时间特征和频率分布

Temporal aspects and frequency distributions of solar soft X-ray flares

对1976-2000年期间GOES观测到的近5万次软X射线耀斑（SXR）进行了统计分析。在此基础上，统计软X射线耀斑的时间特性，如持续时间，上升和衰减时间方面的SXR耀斑类。不同的耀斑参数之间的相关性，即SXR峰值通量，通量和特征时间，以及耀斑发生的频率分布作为峰值通量，通量和持续时间的函数。我们讨论了统计耀斑模型的分析结果，由nanoflares日冕加热的想法，并阐述了所获得的结果的影响在太阳耀斑的Neupert效应。

耀斑产生的太阳地震波的特性

Properties of Flares-Generated Seismic Waves on the Sun

由太阳耀斑（"日震"）激发的太阳地震波被观测为太阳表面的圆形膨胀波。1996年7月9日，太阳和日光层天文台（SOHO）太空任务观测到了第一次太阳地震。然而，当1997年新的太阳活动周期开始时，SOHO对太阳耀斑的观测没有显示出类似于1996年事件的地震波，即使是2000 - 2002年太阳活动极大期期间的大型X级耀斑。在这个太阳活动周期中，地震耀斑信号的第一个证据是由Donea和Lindsey通过声学的“外出功率”在2003年的“太阳耀斑”事件中获得的。在这之后，又观测到了其他几次强烈的地震。本文详细分析了2003 - 2005年三次太阳耀斑产生的日震波的基本特征。对于其中的两个耀斑，2003年10月28日的X17耀斑和2005年1月15日的X1.2耀斑，日震观测与RHESSI卫星测量的耀斑X射线通量的同步观测进行了比较。这些观测结果表明，耀斑地震波和硬X射线源之间存在密切联系，表明在耀斑脉冲阶段加速的高能电子在光球中产生了强烈的压缩波，导致了日震。结果还揭示了新的物理性质，如地震波的强各向异性，其振幅随传播方向的变化显着。波通过周围的太阳黑子区域传播到很远的距离，可达120 Mm，没有明显的衰减。这些观测为太阳耀斑活动区的日震诊断和理解太阳耀斑的能量释放和传输机制开辟了新的视角。

用GEOTAIL观测到的1998年和2004年SGR巨耀斑初始尖峰的比较研究：磁层不稳定性是否触发了磁星地壳的大尺度破裂？

Comparative study of the inial spikes of SGR giant flares in 1998 and 2004 observed with GEOTAIL: Do magnetospheric instabilities trigger large scale fracturing of magnetar's crust?

本文给出了1998年8月27日SGR 1900+14大耀斑的不饱和峰形.这是由GEOTAIL航天器上低能粒子仪器的粒子计数器获得的。所观察到的峰形揭示了四个特征结构：初始陡峭的上升，中间上升到峰值，指数衰减和小驼峰在衰减阶段。从该光变曲线，我们发现各向同性峰值亮度为$2.3\times10^{46}$ erg s $^{-1}$，总能量为$4.3 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$（$E\gtrsim$ 50 keV），假设到SGR 1900+14的距离为15 kpc，光谱为光学薄的热韧致辐射，$kT =$ 240 keV。这些都是一致的，与以前报道的下限来自于ESTA和Konus-Wind观测。对1998年SGR 1900+14和2004年SGR 1806-20的初始尖峰进行了对比研究。初始急剧上升的时间尺度表明其起源于磁层，而中间上升到峰值的时间尺度表明其起源于地壳破裂。最后，我们认为，这四个结构和相应的时间尺度提供了一个线索，以确定河外SGR巨型耀斑之间的短伽玛暴。

太阳耀斑的局部泊松假设

The local Poisson hypothesis for solar flares

耀斑是否以泊松过程发生的问题对耀斑物理学有着重要的影响。最近，Lepreti等人提出了在地球同步运行环境卫星（GOES）X射线耀斑目录中局部偏离泊松统计的证据。在这里，有人认为，这种效果产生于软X射线观测中固有的选择效应，即在大耀斑之后增强通量的缓慢衰减使得后续耀斑的检测不太可能。它还表明，幂律尾的GOES等待时间分布随太阳活动周期而变化。这与幂律的外观或其指数的值的任何内在意义相抵触。

伴随日冕物质抛射的爆发性X级耀斑与封闭X级耀斑的比较研究

A Comparative Study Between Eruptive X-class Flares Associated with Coronal Mass Ejections and Confined X-class Flares

我们研究了太阳大气中发生的两种主要的能量现象：爆发事件和封闭事件。前者描述了伴随着日冕物质抛射（CME）的耀斑，而后者表示没有伴随CME的耀斑。我们发现，大约90%的X级耀斑是爆发性的，但其余的10%是封闭的。为了探索为什么最大的能量释放可能是爆发性的或局限性的，我们调查了两种类型中的每一种的四个X级事件。这两组事件被选择为在软X射线观测中具有非常相似的强度（X1.0至X3.6）和持续时间（上升时间低于13分钟，衰减时间不超过9分钟），以减少由于耀斑大小对CME发生的任何偏差。我们发现，爆发（或禁闭）的发生是敏感的位移的位置的能量释放，定义为耀斑网站和源活动区的通量加权磁中心之间的距离。封闭事件的位移为6 - 17 Mm，而喷发事件的位移可达22 - 37 Mm。这意味着封闭事件发生在靠近磁中心的地方，而喷发事件往往发生在靠近活动区边缘的地方。本文利用位场源-面模型，推算了源活动区上方的日冕磁场，并计算了低（<1.1 Rs）与高（>1.1 Rs）日冕的通量比。我们发现，封闭事件的比率（<5.7）比喷发事件（>7.1）低。这些结果意味着，一个更强的覆盖拱廊场可能会阻止能量释放在低日冕喷发，导致耀斑，但没有日冕物质抛射。

太阳耀斑等待时间分布的起源

The Origin of the Solar Flare Waiting-Time Distribution

最近有人指出，太阳耀斑之间的时间分布（耀斑等待时间分布）遵循幂律，等待时间很长。根据25年的软X射线耀斑观测资料，分析表明：1。耀斑的等待时间分布符合时间依赖的泊松过程; 2.太阳在不同的耀斑速率下所花费的时间比例近似服从指数分布。第二个结果是耀斑的一个新的唯象定律。它示出了分析如何观察到的幂律行为的等待时间起源于指数分布的燃烧率。这些结果被认为是一致的耀斑的非平稳雪崩模型。

太阳耀斑活动的软X射线辐射经验时间序列统计模拟

Statistical Modeling of Solar Flare Activity from Empirical Time Series of Soft X-ray Solar Emission

分析了1974-2007年（GOES）观测到的软X射线发射时间序列。结果表明，在1977-1981，1988-1992，1999-2003年的太阳活动高峰期，M类和C类软X射线太阳耀斑的能量统计可以用具有Pareto新息的FARIMA时间序列很好地描述。该模型的特点是两个效果。其中之一是长程相关（长期记忆），另一个对应于重尾分布。它们的参数在统计上足够稳定。然而，当太阳活动趋于最小时，它们发生了本质上的变化。我们讨论了这种演变的可能原因，并提出了预测耀斑能量统计的统计模型。

太阳耀斑X射线环顶源早期异常温度结构

Early Abnormal Temperature Structure of X-ray Looptop Source of Solar Flares

这封信是为了研究一种新发现的现象--在太阳耀斑的早期阶段收缩的耀斑环的物理学。经典的耀斑模型是根据耀斑环的膨胀现象建立的，在耀斑环的上方放置一个能量释放点。这些模型可以预测，由于热传导和冷却效应，耀斑环顶部存在垂直温度梯度。因此，在更高的能量带处的X射线环顶源的质心在高度上将更高，对此我们可以定义为正常温度分布。利用{ \it RHESSI}的观测，我们分析了10个M级或X级耀斑（9个肢体耀斑）。对于所有这些耀斑，环顶源的运动都表现出明显的U型轨迹，我们认为这是耀斑环收缩到膨胀的标志。我们发现，对于所有这些耀斑，正常的温度分布确实存在，但只是沿着膨胀的路径。沿收缩路径的温度分布是不正常的，没有空间秩序。结果表明，这些太阳耀斑在收缩和膨胀阶段的磁重联过程是不同的。

太阳耀斑驱动太阳全球振荡的证据

Evidence that solar flares drive global oscillations in the Sun

太阳耀斑是太阳表面突然释放的磁能引起的大爆炸。已知它们会引起局部短暂的振荡，像水环一样远离爆炸。在这里，我们表明，在太阳声频谱的能量与耀斑。这意味着耀斑驱动太阳的全球振荡，就像2004年12月苏门答腊-安达曼地震等大地震后，整个地球会响几个星期一样。耀斑和能量之间的相关性在磁盘集成的太阳光的声谱是强的高频波比普通的p-模式，激发的湍流在近地表对流区的光球下面。

利用12微米发射谱线研究太阳磁场。IV。一次三角洲区太阳耀斑的观测

Solar Magnetic Field Studies Using the 12-Micron Emission Lines. IV. Observations of a Delta-Region Solar Flare

我们最近开发的能力，使太阳矢量（斯托克斯IQUV）磁图使用12.32微米的MgI红外线。2001年4月24日，我们获得了太阳活动区NOAA 9433的矢量磁图，恰好在M2耀斑发生之前。对SOHO/MDI磁图序列的检查以及与地面H-α图像的比较表明，耀斑是由主黑子外部新出现的磁通量抵消而产生的。非常高的塞曼灵敏度的12微米的数据使我们能够测量磁场强度的空间尺度上，这是不能直接解析。在耀斑触发现场，相反的极性领域的2700和1000高斯发生在一个单一的2弧秒分辨率的元素，揭示了两个解决塞曼分裂在一个单一的频谱。我们的研究结果意味着一个非常高的水平磁场强度梯度（5 G/km）之前的耀斑，显着大于在以前的研究中看到的。我们还发现，抵消场的磁能是足够多的帐户耀斑的X射线光度。

太阳耀斑与日冕物质抛射的空间关系

Spatial Relationship between Solar Flares and Coronal Mass Ejections

我们报告了1996-2005年期间观测到的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）之间的空间关系。我们确定了496个耀斑-CME对，考虑到软X射线耀斑大小> C3级的临边耀斑（与中央子午线的距离> 45度）。日冕物质抛射是由太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）探测到的。我们分别研究了X级、M级和C级耀斑的耀斑位置与CME跨度的关系。结果发现，最频繁的耀斑网站是在所有三类CME跨度的中心，但频率是不同的类。许多X级耀斑通常位于相关CME的中心，而C级耀斑则广泛传播到CME跨度的外部。前者与以往的研究不同，以往的研究得出的结论是不存在首选的耀斑部位。通过与前人的研究结果的比较，我们认为LASCO的长期观测使我们能够获得耀斑与日冕物质抛射之间的详细空间关系。我们的发现呼吁一个更密切的耀斑CME的关系，并支持CSHKP磁重联模型为代表的喷发模型。

太阳耀斑中的粒子加速与~ 3 He和重离子的富集

Particle Acceleration in Solar Flares and Enrichment of 3He and Heavy Ions

我们讨论了太阳耀斑中粒子加速的可能机制，并指出湍流在所有机制中起着重要作用。它还认为，随机粒子加速湍流等离子体波是最有可能的机制，生产的高能电子和离子负责观测到的辐射特征的太阳耀斑和太阳高能粒子或SEP，该模型的预测与许多过去和最近的高光谱和时间观测的太阳耀斑。它示出，此外，该模型解释了伴随耀斑的SEP的许多功能。特别是，我们表明，它可以成功地解释所观察到的极端增强，相对于光球值，$^3$ He离子和相对光谱的$^3$他和$^4$他。它也有可能解释大多数离子的相对丰度，包括随着离子质量或质荷比的增加而增加的重离子。

极端太阳耀斑事件饱和的SOHO CELIAS/SEM EUV测量值的修正

Correction of SOHO CELIAS/SEM EUV Measurements saturated by extreme solar flare events

自1995年以来，SOHO太阳极紫外监测仪（SEM）一直以15秒的周期观测极紫外光谱带的太阳辐照度。在非常强烈的太阳耀斑期间，SEM EUV测量在中心（零）级通道（0.1 - 50.0 nm）被耀斑软X射线和EUV通量饱和。一阶极紫外通道（26 - 34 nm）由于带宽有限，未被耀斑通量饱和，但对太阳高能粒子（SEP）的到来敏感。虽然两个通道检测到几乎相等的SEP通量，但它们对计数率的贡献在零阶通道中明显可以忽略不计，但必须考虑并从第一通道计数率中去除。SEP对测量的SEM信号的贡献通常跟随渐进的太阳耀斑事件的EUV峰。校正极端太阳耀斑SEM EUV测量可能会揭示目前不清楚的耀斑幅度之间的关系，在不同的EUV光谱带观察到的动态，和测量的地球大气响应。基于对SEM计数率剖面、GOES X射线和GOES质子数据的分析，提出了一种简单有效的校正技术，并用于校正2000年7月14日、10月28日、2003年11月2日、2003年11月4日和2005年1月20日五次极端太阳耀斑的EUV测量。虽然2000年和2003年的耀斑峰值都没有受到SEP的污染，但2005年1月20日的SEP异常迅速，并污染了峰值。对于大的X级事件，校正的估计精度约为7.5%。

太阳耀斑预报贝叶斯方法的初步试验

Initial test of a Bayesian approach to solar flare prediction

一个新的贝叶斯方法来预测太阳耀斑的测试（Wheatland 2004 a）。该方法使用过去的历史耀斑与耀斑统计的现象学规则，作出预测的概率发生的一个大耀斑的时间间隔内，或完善的初始预测（其中可能包含其他信息）。该方法的测试是基于地球同步观测环境卫星（GOES）的数据，并涉及1976-2003年的软X射线耀斑的全太阳预测。结果表明，该方法在一定程度上高估了所有中等规模以上事件的概率，但在预测大型事件时表现良好。

FLARE是针对太阳耀斑的吗？

Is FLARE for Solar flare?

费米实验室液态氩实验（FLARE）是一个质量为50 kt的大型中微子氩-液计划探测器，它可能在不久的将来提高中微子望远镜的精度，详细揭示太阳、超新星、大气以及最大的太阳耀斑中微子。事实上，太阳高能（E_p > 100 MeV）耀斑粒子（质子，α）在相互散射或撞击太阳大气时，必然会在太阳上产生带电的π介子，π介子衰变（以及π μ子衰变）为秒，这是大量太阳中微子“耀斑”（数十或数百MeV能量）的来源。这些短暂的（分钟）中微子“爆发”在最大的耀斑峰值可能会超过三到五个数量级的稳定的大气中微子噪音在地球上，可能导致他们的出现和检测以上的阈值。未来的FLARE中微子探测器可能会探测到最大的瞬发“爆发”太阳中微子耀斑，包括电子和正电子，也可能包括其μ子对中微子成分。我们对2003年10月至11月的太阳耀斑和2005年1月20日的异常耀斑的估计可能导致未来耀斑的一些事件或目前超级神冈II的接近统一。中微子光谱可以反映中微子在飞行中的味振荡和混合。在中微子探测器中，可能会出现令人惊讶的（相关的）μ介子，而更罕见的τ介子甚至可能会出现。对太阳中微子耀斑信号与其他中微子前景的比较进行了估计：它为解开中微子味之谜提供了第一个独立的路线图，也为危险的太阳耀斑爆发提供了及时的警报系统。

强度变化与太阳耀斑发生时间的统计

Intensity Thresholds and the Statistics of the Temporal Occurrence of Solar Flares

引入阈值来分析太阳辐射的时间序列，使得能够对太阳耀斑事件及其发生间隔时间进行新的和简单的定义。通过事件发生率重新标度时间，等待和安静时间分布都符合标度函数，在很宽的范围内与强度阈值无关。标度函数很好地描述了一个两个参数的函数，参数取决于太阳活动周期的阶段。对于根据当前标准定义识别的耀斑，发现了类似的行为。

探测太阳中微子耀斑和味道

Detecting Solar Neutrino Flares and Flavors

源自太阳黑子的强烈太阳耀斑会产生高能粒子（质子，$α$），卫星和地面探测器都能很好地观测到。耀斑爆发产生不同能量带的信号（射电、X射线、伽马射线和中子）。最强大的太阳耀斑发生在1956年2月23日，1989年9月29日和最近的10月28日，2003年11月2日，4日，13日在尖锐的时间释放最大的耀斑能量（${E}_{FL} \simeq {10}^{31}÷{10}^{32} erg). The high energy solar flare protons scatter within the solar corona and they must be source of a prompt neutrino burst through the production of charged pions. Later on, solar flare particles hitting the atmosphere may marginally increase the atmospheric neutrino flux. The prompt solar neutrino flare may be detected in the largest underground $ ν $ detectors. Our estimate for the October - November 20…

在背景上方发现Tau和Muon太阳中微子耀斑

Discovering Tau and Muon Solar Neutrino Flares above backgrounds

太阳中微子耀斑天文学正处于发现的边缘。高能耀斑粒子（质子，α）在日冕内的自散射是一个丰富的瞬发带电π介子的来源，也是尖锐的太阳中微子“爆发”的来源（在数以千计的MeV），由它们的π介子-μ介子初级衰变在飞行中产生。这种短暂的（分钟）太阳中微子“爆发”在最大的峰值克服了四到五个数量级的稳定大气中微子噪音在地球上。稍后，太阳耀斑粒子撞击地球大气层可能会略微增加大气中微子通量，而不会产生相关后果。最大的瞬发太阳中微子耀斑“爆发”有可能在目前或未来最大的中微子地下中微子探测器中被探测到。我们对2003年10月至11月的特殊太阳耀斑的估计给出了一系列高于或接近超级神冈的事件。中微子光谱可能以一种微妙的方式反映了飞行中中微子味道的混合。对于硬耀斑（{E}_{nu}_{mu}--> {E}_{nu}_{tau} > 4 GeV），甚至可能出现令人惊讶的tau现象。本文描述了太阳中微子耀斑（在太阳上的诞生地和在到达地球后的振荡）与其他中微子前景的比较，并提供了一个独立的路线图来解开中微子味道之谜及其秘密的味道混合角。

太阳耀斑的μ子和τ中微子谱

Muon and Tau Neutrinos Spectra from Solar Flares

太阳中微子耀斑和混合被认为是。1956年2月23日、1989年9月29日、2003年10月28日和11月2 - 4日发生的最大能量的太阳耀斑是宇宙射线、X射线、γ射线和中微子暴的来源。这些耀斑发生在正面或边缘以及隐藏的太阳盘中。观测和估计的耀斑总能量应该是由太阳本身产生的质子-质子-π介子引起的次级中微子爆发的一个来源;太阳带电耀斑粒子到达地球大气层时产生了一个更延迟和扩散的中微子通量信号。我们在最大的地下探测器中对中微子信号的首次估计暗示了与伽马射线相关的一些事件。我们的近似光谱的μ子和τ介子从这些罕见的太阳爆发显示在最常见的背景。μ子和τ子的特征在电子和反电子中微子通量上是非常奇特和典型的。μ子中微子的上升将在113 MeV的最小μ子阈值以上被探测到。最罕见的τ星现象只有在最硬的太阳中微子能量超过3.471 GeV时才有可能出现