高脉冲M6 .7太阳耀斑的地震辐射

太阳耀斑脉冲阶段色球温和蒸发的观测证据

Observational Evidence for Gentle Chromospheric Evaporation During the Impulsive Phase of a Solar Flare

利用太阳和日光层观测站上的Ramaty高能太阳光谱成像仪和日冕诊断光谱仪的数据，提出了C9.1太阳耀斑脉冲阶段期间色球温和蒸发的观测证据。到目前为止，在太阳耀斑的衰减阶段，经常有温和蒸发的证据被报道，其中热传导被认为是驱动机制。在这里，我们证明了色球层对低通量非热电子（>= 5 × 10^9尔格·cm^-2·s^-1）的响应，在冷的He I和O V发射谱线以及8 MK Fe XIX谱线中，等离子体的上升流分别为13+/-16、16+/-18和110+/-58 km·s^-1。这些发现，结合其他最近报道的工作，现在证实，太阳大气的动态响应是敏感地依赖于入射电子的通量。

太阳耀斑脉冲相过渡区发射和热等离子体能量输入

Transition Region Emission and Energy Input to Thermal Plasma During the Impulsive Phase of Solar Flares

在太阳耀斑中释放的能量被分为热粒子能量和非热粒子能量，并在很宽的波长范围内损失为热传导和辐射。在耀斑的脉冲阶段，很难确定在过渡区温度下的传导损耗和辐射能量。我们用紫外线测量5个耀斑产生的OVI光子，随后被日冕中的OVI离子散射，以确定5.0 < log T < 6.0的过渡区光度。我们比较他们的热能的增加率和推导出的传导损失从RHESSI和GOES X射线数据使用区域从RHESSI图像估计的环路体积，横截面积和尺度长度。在脉冲阶段的过渡区的亮度超过了X射线的亮度为前几分钟，但它们小于热能的增加率，除非X射线发射气体的填充因子是~ 0.01。估计的热气体的传导损失太大，无法通过蒸发等离子体的辐射损失或加热来平衡，我们得出结论，耀斑磁通量管的面积远小于RHESSI在耀斑的这一阶段测量的有效面积。对于2002年7月23日耀斑，非热粒子的能量沉积超过了X射线和紫外线的能量损失和热能的增加率。

脉冲太阳X射线耀斑的光谱演化

The spectral evolution of impulsive solar X-ray flares

利用RHESSI观测研究了24个GOES M级脉冲太阳硬X射线耀斑的光谱指数和非热通量的时间演化。高光谱分辨率允许在10-30 keV范围内清晰地分离热和非热分量，其中大部分非热光子被发射。光谱指数和通量因此可以确定更好的精度比以前。在上升-峰值-衰减阶段的光谱软-硬-软行为不仅在一般的耀斑发展中被发现，而且在次峰值阶段更为明显。经验发现的幂律之间的依赖关系的光谱指数和归一化的非热通量持有期间的发射峰的上升和衰减阶段。它仍然存在于所有耀斑的组合中。我们发现在这种非热发射的上升和衰减阶段之间的依赖性的不对称性。通量峰值和光谱指数最小值之间没有延迟。软-硬-软行为似乎是基本电子加速过程的固有特征。

X射线弱脉冲太阳耀斑的射电谱演化：等离子体加热和电子加速的意义

Radio Spectral Evolution of an X-ray Poor Impulsive Solar Flare: Implications for Plasma Heating and Electron Acceleration

我们目前的无线电和X射线观测的脉冲太阳耀斑是中等强度的微波，但表现出非常微薄的EUV和X射线发射。这次耀斑发生在2001年10月24日，被野边山射电日像仪（NoRH）、野边山射电偏振仪（NoRP）和欧文斯谷太阳能电池阵（OVSA）在无线电波长上观测到。TRACE、GOES和Yohkoh卫星在EUV和X射线波段也观测到了它。我们发现，脉冲开始的无线电发射是逐步延迟与增加的频率相对于硬X射线发射的开始。相反，通量密度最大值的时间随着频率的降低而逐渐延迟。衰减相位与射频无关。简单的源形态和优良的频谱覆盖在无线电波长，使我们能够采用非线性卡方最小化方案，以适应无线电频谱的时间序列的源模型，占所观察到的无线电发射的回旋同步辐射从兆电子能量的电子在一个相对密集的热等离子体。我们讨论了等离子体加热和电子加速的模型拟合隐含的参数趋势。我们认为，随机加速可能在加速无线电发射电子中发挥作用。

由于局部脉冲重联后的收缩引起的耀斑后环的气体动力冲击加热

Gas-dynamic shock heating of post-flare loops due to retraction following localized, impulsive reconnection

我们提出了一个新的模型，其中缩短的磁通量管本地化，三维重联产生强大的气体动力学冲击周围的顶点。缩短过程以阿尔芬速度离开重联点释放磁能。这会沿着磁力线向内发射气流，它们的碰撞会产生一对气体动力学冲击。冲击使新缩短的通量管内的质量密度和温度都升高。重新连接初始方向相差超过100度的场线可以产生一个集中的等离子体结，其温度超过20 MK，与观测结果一致。尽管温度很高，但冲击波将不到10%的释放的磁能转化为热量，其余的则作为整体运动的动能保留下来。这些气体动力学冲击只出现在重联是脉冲和本地化的所有三个维度，他们是不同的慢磁声冲击的Petschek稳态重联模型。

UV光谱的AB剑鱼座与哈勃太空望远镜。年轻恒星中CIV 1549谱线的脉冲耀斑和双峰轮廓

UV Spectroscopy of AB Doradus with the Hubble Space Telescope. Impulsive flares and bimodal profiles of the CIV 1549 line in a young star

利用后COSTAR哈勃空间望远镜的戈达德高分辨率摄谱仪（时间分辨率为27 s，光谱分辨率为15 km）观测了一颗年轻活跃的晚型星（K 0- K2 IV-V，P= 0.514 d）剑鱼座AB。波长带（1531 - 1565 A）包括强CIV双峰（1548.202和1550.774，形成于100 000 K的过渡区）。平均静态CIV通量状态接近饱和值，是太阳的100倍。谱线轮廓（去除旋转和仪器轮廓后）是双峰的，由窄（FWHM = 70 km/s）和宽（FWHM = 330 km/s）两个高斯组成。这种双峰性可能是由于两个独立的增宽机制和速度场在日冕底部。这是可能的TR瞬态事件（随机多速度），与一个大的表面覆盖，引起的狭窄的组件的扩大，而真正的微耀斑是负责的广泛的。观测到过渡区在不同的时间尺度和震级上频繁地发生耀斑。在CIV 1549中观测到的最大脉冲耀斑在不到1分钟内达到峰值差分发射测量值（10**51.2 cm-3），并在5分钟内指数地返回到低7倍的静止水平，耀斑的3分钟平均谱线轮廓蓝移（-190 km/s）和加宽（FWHM = 800 km/s）。这种脉冲耀斑可能是由于色球层加热和随后的电子束蒸发，在日冕环的顶点加速（通过重连）。

太阳耀斑中快激波的费米加速和脉冲环顶硬X射线源

Fermi acceleration at fast shock in a solar flare and impulsive loop-top hard X-ray source

我们建议，非热电子有效地加速一阶费米过程中的快速冲击，作为一个自然的结果，新的磁流体动力学图片的耀斑区域揭示与Yohkoh。在重联点下方自然形成斜向快激波，加速加速，显著降低注入能量。附着在重联X点上的慢激波将等离子体加热到10- 20 MK，超过了注入能量。斜激波配置和由慢激波预热的组合允许来自热池的体电子加速。由于快激波下游的磁镜，加速的电子被捕获在两个慢激波之间，从而解释了Yohkoh发现的脉冲环顶硬X射线源。加速时间尺度为~ 0.3--0.6s，与脉冲爆发的时间尺度一致。当这些电子从快激波和慢激波包围的区域流出时，它们被释放到足点，并可能在重连场线的足点处形成同时双源硬X射线结构。

电子火管波对脉冲太阳耀斑中~ 3 He的加速和富集

Acceleration and Enrichment of 3He in Impulsive Solar Flares by Electron Firehose Waves

本文提出了一种在脉冲太阳耀斑中加速和富集~ 3 He的新机制。低频电磁等离子体波激发的电子消防管不稳定性（EFIRST）可以解释离子加速高达1 MeV/amu的能量作为一个单一的阶段过程。在加速过程期间，由于存储在体能量化电子布居的温度各向异性（T_parallel>T_perp）中的自由能的直接结果，出现了这种现象。与其他需要特殊等离子体性质的机制相比，电子加速是体电子加速过程的内在特征。作为耀斑等离子体中的副作用存在，这些波可以解释3 He和4 He的加速，同时由于线性增长而建立的光谱能量密度而选择性地增强3 He。线性化动力学理论，分析模型和测试粒子模拟已被应用到调查的能力，波加速和fracketness。当波在平行于磁场的两个方向上增长时，它们可以捕获共振离子并有效地将它们加速到最高能量。已经发现了合理的模型，可以解释观测到的能量，光谱和丰度的3 He和4 He。

脉冲太阳X射线耀斑的光谱演化。II .观测与模型的比较

The spectral evolution of impulsive solar X-ray flares. II.Comparison of observations with models

本文研究了24次太阳硬X射线耀斑期间RHESSI观测到的电子谱的谱指数和非热分量的归一化（通量）的演化。定量的演变面临着简单的电子加速模型的预测，具有软-硬-软的行为。比较的范围是一般的，可以应用到不同的加速度模型，只要他们的预测的行为的频谱指数作为一个功能的归一化。一个简单的随机加速模型产生合理的最佳拟合模型参数的141个事件的上升和衰减阶段的个别硬X射线峰组成的约77%。然而，这意味着其他粒子的电子加速率和总能量不符合物理条件。其他简单的加速模型，如恒定速率的加速电子或恒定的输入功率有类似的故障率。与简单加速度模型不一致的峰值在谱指数中具有较小的变化。与简单随机模型相兼容的情况通常需要每秒加速10^36个电子的数倍，耀斑峰值的上升阶段的阈值能量为18 keV，衰减阶段的阈值能量为24 keV。

次相对论电子的随机费米加速及其在脉冲太阳耀斑中的作用

Stochastic Fermi Acceleration of sub-Relativistic Electrons and Its Role in Impulsive Solar Flares

我们重新审视随机费米加速（STFA）在低能量（牛顿）制度的背景下，太阳耀斑。粒子的传播速率取决于色散项和相干增益项。俯仰角散射的能量依赖性对于确定电子能谱是重要的。对于哨声波湍流散射，STFA产生准热谱。第二个良好的约束散射机制是需要STFA匹配所观察到的10- 100 keV的非热谱。我们认为，STFA最有可能作为两相粒子加速引擎在脉冲耀斑的第一阶段：STFA可以匹配低于10 keV的热谱，并可能在10和100 keV之间的幂律谱，给定适当的俯仰角散射。然而，第二阶段，如冲击加速度在环路顶部，可能需要匹配的频谱以上观察到的膝盖在100千电子伏。如果能通过进一步的观察来理解这个膝盖，那就很棘手了。

2005年1月15日太阳耀斑日震分析

Helioseismic analysis of the solar flare-induced sunquake of 2005 January 15

我们报告的发现，最强大的日震之一检测到的日期，产生的X1.2级太阳耀斑在活动区10720在2005年1月15日。我们利用日震全息照相术对从耀斑现场发射到太阳内部的地震波源进行成像。声学出口功率图在3和6兆赫与2兆赫的带通揭示了一个紧凑的声源强烈相关的脉冲硬X射线和可见光连续发射沿半影中性线分离的两个主要的相对本影在$δ$配置的太阳黑子，占主导地位的AR 10720。声发射信号直接与耀斑期间发出的硬X射线和可见连续辐射对准。在$2.0 \times 10^{23}$ J估计的可见光连续发射，约500倍的地震发射的$\sim 4 \times 10^{20}$ J的耀斑2005年1月15日表现出相同的紧密的空间对齐之间的源的地震发射和脉冲可见光连续发射作为以前的耀斑，加强了假设，声发射可能是由加热低光球。然而，这是一个主要的例外，因为没有签名表明质子包含在被认为提供耀斑辐射能量的粒子束中。在缺乏质子的白光耀斑的情况下，地震发射源和脉冲可见连续发射源之间的持续强烈重合为"回暖“假说提供了实质性的支持，即低光球层被白光耀斑中上覆色球层的强烈巴耳末和帕邢连续边缘辐射显着加热。

大太阳耀斑的光谱硬化

Spectral Hardening of Large Solar Flares

利用RHESSI观测资料，定量研究了5个大的太阳耀斑的硬X射线演化过程。来自非热电子的X射线韧致辐射的特征在于两个光谱上不同的阶段：脉冲和渐进。脉冲阶段通常由几个发射尖峰以下的软-硬-软的频谱模式，而逐渐的阶段表现为频谱硬化，而流量缓慢下降。软-硬-软（脉冲）相和硬化（逐渐）相都很好地描述了分段线性依赖的光子光谱指数的对数的硬X射线通量。该关系的不同线性部分对应于发射尖峰的不同上升和衰减阶段。的光谱的时间演化的配置和RHESSI图像中的硬X射线源的运动进行了比较。这些观测结果表明，导致这两种不同行为的电子加速的两个阶段在空间和时间上是密切相关的。冲动和渐进阶段之间的过渡被发现是平滑和渐进的，而不是突然的。这表明它们是由于共同加速器的缓慢变化而产生的，而不是由两个独立和不同的加速过程引起的。我们建议，在衰变阶段的硬化是由持续的粒子加速与更长的捕获在逃逸前的加速器。

脉冲太阳耀斑中电子加速的激波再加工模型

The shock reprocessing model of electron acceleration in impulsive solar flares

我们提出了一个新的太阳耀斑中电子加速的两阶段模型。在第一阶段，电子在后重联湍流下降流中被随机加速。第二阶段是这些电子的一个子集的再加工，因为它们通过一个弱压缩快速冲击上方的闭合耀斑环的顶点上的方式到色球层。我们称之为“冲击后处理”模型。该模型再现了能量依赖的到达时间延迟观察到的脉冲和光滑成分的脉冲太阳耀斑x射线与物理上合理的参数的下降流区域。该模型还预测了环顶上方的发射点，如增田耀斑所示。环顶源将激波后处理模型与以前的模型区分开来。该模型使可测试的预测的能量依赖的足点脉冲强度和位置和光谱的环顶发射，并可以解释所观察到的软-硬-软的趋势，在光谱演化的足点发射。我们的模型强调的概念，重连是一个加速环境，而不是一个单一的过程。哪种过程组合起作用可能取决于初始条件，例如，确定重联下行流是否是湍流。冲击波后处理模型包括一个这样的组合。

磁星耀斑期间的中子星振荡和QPO

Neutron star oscillations and QPOs during magnetar flares

在两颗磁星的巨大耀斑尾部发现的高频振荡被认为是第一次直接探测到来自中子星的地震振动。与引发全球振动的巨大耀斑相关的星震的可能性开辟了利用地震学研究中子星内部结构和组成的前景。这是研究极压条件下物质性质的重大突破。在本文中，我们提供了一个最新的观测和理论框架的总结，包括一个简短的讨论引力波搜索的QPO。我们总结了替代非地震机制的状态，并给出了一个批评最近的论文莱文认为，反对地震振动作为一个可行的机制。最后，我们概述了目前的结果，使用地震技术，约束参数，如状态方程和地壳结构。

2003年10月28日富质子耀斑中3个震源的成因

On the origin of 3 seismic sources in the proton-rich flare of October 28, 2003

本文给出了用MDI多普勒时距图技术探测到的S_1、S_2和S_3三个震源的位置、面积和可见波位移的垂直速度和水平速度。在120 μ m的数据立方体内，水平速度和波传播时间随震源略有不同。利用由硬X射线和$γ$射线发射以及由这些粒子引起的流体动力学冲击所导出的参数，将由源S1-S3的TD图所测得的动量和开始时间与由不同种类的高能粒子传递到光球的动量和开始时间进行了比较。高能质子（幂律结合准热的，或射流）被证明提供足够高的动量，并在燃烧的大气中形成流体动力学冲击，使它们能够通过更短的距离和时间被传递到光球层。然后，在源S2和S3中观测到的地震波可以用流体动力学冲击产生的动量来解释，流体动力学冲击是由混合质子束和喷流引起的，这些混合质子束和喷流几乎与硬X射线（HXR）和$γ$射线发射的第三次爆发同时发生在这些源的位置具有足点的环中。源S1中的地震波分别比第一次和第二次HXR爆发延迟4分钟和2分钟，可能与该环中发生的流体动力冲击有关，该流体动力冲击来自与这两次爆发中的任一次爆发产生的准热质子混合的具有较高能量截止的非常强大和硬的电子束的沉淀。

作为动态磁重联特征的太阳耀斑射电脉动

Solar flare radio pulsations as a signature of dynamic magnetic reconnection

对1992年10月5日09：25 UT的脉冲太阳耀斑的分米波射电观测表明，一长串准周期脉动在0.6-2 GHz范围内深度调制了一个缓慢向低频漂移的连续谱。我们提出了一个模型，其中的无线电通量的脉动所造成的准周期粒子加速情节，导致从一个动态阶段的磁重联在一个大规模的电流片。重联是由磁岛的重复形成和随后的合并（称为“二次撕裂”或“脉冲突发”的重联制度），而不断增长的等离子体团是由新合并的岛屿。这样一个模型，包括电流片和一个不断增长的等离子体团，是一致的，与Yohkoh观测到的同一耀斑（Ohyama & Shibata 1998）。我们提出了支持该模型的动态磁重联的二维MHD模拟。在提出的解释框架内，射电观测揭示了耀斑等离子体团形成的细节。

宁静日冕中的加热事件是小耀斑吗？- 单个事件的多波长观测

Are Heating Events in the Quiet Solar Corona Small Flares? - Multiwavelength Observations of Individual Events

在宁静区域日冕发射测量的暂时增强已被证明构成了一个重要的能量输入。这里研究了一些相对较大的事件在过渡区线和无线电发射的同时增亮。相关的排放量进行了讨论和测试的特征，已知的全尺寸脉冲耀斑在活跃地区。加热事件和耀斑被发现有许多共同的属性，包括（i）相关的偏振无线电发射，它通常先于发射测量峰（Neupert效应），有时有一个非热谱，和（ii）相关的，并经常在O V和He I发射峰。另一方面，加热事件也不同于脉冲耀斑：（i）在一半的情况下，它们的厘米波射电辐射显示出与热辐射一致的光谱，（ii）回旋同步辐射与估计的热软X射线辐射的比率小于耀斑，（iii）在O V过渡区线中的相关辐射显示出红移和蓝移，分别表示上升阶段的上升流和衰减阶段的下降流。尽管如此，这些差异似乎主要是定量的，并且所分析的具有大约10 ^26 erg的热能的加热事件原则上可以被认为是微耀斑或大的纳米耀斑，因此是规则耀斑的小版本。

不同波长观测到的太阳耀斑的相对时间

Relative timing of solar flares observed at different wavelengths

本文分析了在硬X射线、软X射线和H-α中同时观测到的503个太阳耀斑的时间。我们研究了不同波长的开始和峰值时间差，以及硬X射线发射的结束和软X射线和H-α发射的最大值之间的差异。在超过90%的分析事件中，在软X射线中看到的热预热存在于脉冲耀斑阶段之前。平均而言，软X射线发射在硬X射线和H-α发射之前3分钟开始。预热阶段的持续时间和随后耀斑的重要性之间没有相关性，而且，预热阶段的持续时间对于脉冲耀斑和渐变耀斑没有区别。对于至少一半的事件，非热发射的结束正好与热发射的最大值一致，与光束驱动蒸发模型一致。另一方面，对于大约25%的事件，有强有力的证据表明，在硬X射线结束之后，蒸发时间延长。对于这些事件，额外的能量传输机制的存在，最有可能是热传导，似乎发挥了重要作用。

能量为7.7-8.6 keV的高电离Fe X射线谱线

Highly ionized Fe X-ray lines at energies 7.7-8.6 keV

1.85 A（6.70 keV）的Fe XXV谱线及其附近的Fe XXIV卫星已被广泛用于测定太阳耀斑和托卡马克等离子体最热部分的温度，但谱区较拥挤，在耀斑脉冲阶段谱线会发生混合。本工作的目的是证明在7.7- 8.6keV（1.44- 1.61A）区域内相似激发的Fe谱线具有相同的诊断能力，但不太拥挤。在适合于太阳耀斑的条件（温度、湍流速度）下，使用CHIANTI光谱包合成了7.7- 8.6 keV范围内的光谱。计算结果表明，在7.7- 8.6keV能量范围内，即使存在湍流速度，Fe线也能很好地分离，因此Fe XXIV/Fe XXV线比可为耀斑和托卡马克等离子体的诊断提供有价值的工具。得出结论，Fe谱线在7.7- 8.6keV范围内是测量耀斑温度和探测耀斑脉冲阶段低能非热电子的理想谱线。给出了观察该区域的仪器类型的指示。

Direct observation of high-speed plasma outflows produced by magnetic reconnection in solar impulsive events

Spectroscopic observations of a solar limb flare recorded by SUMER on SOHO reveal, for the first time, hot fast magnetic reconnection outflows in the corona. As the reconnection site rises across the SUMER spectrometer slit, significant blue- and red-shift signatures are observed in sequence in the Fe XIX line, reflecting upflows and downflows of hot plasma jets, respectively. With the projection effect corrected, the measured outflow speed is between 900-3500 km/s, consistent with theoretical predictions of the Alfvenic outflows in magnetic reconnection region in solar impulsive events. Based…

太阳耀斑环顶源的演化--加热和冷却过程

Evolution of the Loop-Top Source of Solar Flares--Heating and Cooling Processes

本文研究了由{ \it RHESSI}观测到的6个耀斑中环顶源的空间和光谱演化。一个独特的日冕源，我们确定为LT源，被认为是在每个这些耀斑从早期的“预热”阶段通过后期衰变阶段。光谱分析揭示了一个明显的陡峭的幂律成分在预热和脉冲阶段，表明粒子加速开始后的耀斑发作。在后期衰变阶段的LT源有一个热谱，似乎是局限在一个小区域内的耀斑环的顶部附近，并没有蔓延到整个环，因为在较低的能量观察。这个源的总能量的下降通常比预期的辐射冷却快，但比由于经典的斯皮策传导冷却沿耀斑环慢得多。这些结果表明存在明显的LT区域，其中热导率被显着抑制和/或存在连续的能量输入。我们认为等离子体波湍流在太阳耀斑衰减阶段对等离子体的加热和对传导的抑制都起着重要的作用。用一个简单的准稳态循环模型，我们表明，在渐进阶段的能量输入可以与在脉冲阶段，并演示如何观察到的冷却和限制LT源可以用来约束波粒相互作用。

在X级耀斑期间在亚毫米波长观测到的通量密度增强

Observed flux density enhancement at submillimeter wavelengths during an X-class flare

分析了2004年10月30日发生在AR 10691（N13 W18）的X1.2/SF太阳事件。太阳亚毫米波望远镜（SST）在212和405 GHz的观测，具有高时间分辨率（5 ms），显示出一个强烈的脉冲爆发，随后是一个长期的热阶段。来自极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）的EUV图像用于识别可能的发射源。来自射电太阳望远镜网络（RSTO）的数据补充了我们在15 GHz以下的光谱观测。在脉冲阶段，翻转频率高于15.4 GHz。长期持续的阶段进行了分析，在热发射和GOES观测相比。从两个GOES软X射线波段之间的比率，我们推导出的温度和发射的措施，这是用来估计自由的亚毫米波通量密度。估计的和观测的配置文件之间的时间协议被发现，但前者是大于后者。