太阳耀斑中粒子的快模加速

太阳耀斑电子加速：理论与观测的比较

Solar flare electron acceleration: comparing theories and observations

太阳耀斑中电子加速的一个普遍的假设是重联及其流出所激发的低频MHD波的渡越时间阻尼。这种情况需要几个过程依次产生观测到的大量高能电子。到目前为止，这种情况的证据很少，因为甚至不清楚耀斑能量是在哪里释放的。RHESSI测量的非热耀斑电子产生的韧致辐射的能量估计，以及在哪里的能量沉积的位置。因此，定量测量可以放入全球磁场配置的框架，如在日冕极紫外线观测。我们目前RHESSI观测结合TRACE数据表明，主要的能量输入到电子加速和一小部分到日冕加热和初级运动。RHESSI的更灵敏和更低能量的X射线观测也发现了电子束加速时激发米波III型爆发的小事件（C类）。然而，并非所有的RHESSI耀斑都涉及III型射电辐射。从电子加速的角度总结了其他分米射电辐射，如窄带尖峰和脉动，与X射线的关系

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。

耀斑后分米波连续源中的电子加速

Electron acceleration in a post-flare decimetric continuum source

目的：计算耀斑后分米波连续源中电子加速的功率收支和等离子体发射机制的效率。方法：我们用1060 MHz的巨型米波射电望远镜（GMRT）对一个高亮温（$\sim 10^{9}$ K）耀斑后源进行了成像。我们使用来自这些图像的信息和来自Hiraiso摄谱仪的动态光谱以及Subramanian & Becker（2006）中描述的理论方法来计算电子加速过程的功率输入。该方法假设电子通过二阶费米加速机制加速。结果：我们发现输入到非热电子的功率范围为$3\times 10^{25}$- $10^{26}$ erg/s。从电子加速开始并在观察到的发射中达到顶点的整个等离子体发射过程的效率可以在从$2.87\times 10^{-9}$到$2.38 \times 10^{-8}$的范围内。

太阳和恒星耀斑的标度律

Scaling laws of solar and stellar flares

在这项研究中，我们编制的第一次全面的数据集的太阳和恒星耀斑参数，包括耀斑峰值温度T_p，耀斑峰值体积排放措施EM_p，和耀斑持续时间t_f从太阳和恒星的数据，以及耀斑长度尺度L从太阳数据。关键的结果是，太阳和恒星的数据都符合EM_p ~ T_p ^[4.7]的共同标度律，但恒星耀斑的发射量要高出约250倍（在相同的耀斑峰值温度下）。对于太阳耀斑，我们还观察到耀斑长度尺度L（T_p）~ T_p ^0.9和耀斑持续时间t_F（T_p）~ T_p ^0.9作为耀斑峰值温度的函数的系统趋势。利用理论RTV标度律和观测到的太阳耀斑的分形体积标度，V（L）~ L ^[2.4]，我们预测了EM_p ~ T_p的标度律^[4.3]，这与观测结果是一致的，并且预测了耀斑环中电子密度的标度律，n_p ~ T_p ^[2]/L ~ T_p ^[1.1]。RTV预测的电子密度也被发现与从总发射测量中推断出的密度一致，n_p=（EM_p/q_V*V）^1/2，其中使用的体积填充因子q_V=0.03-0.08受太阳耀斑中测量到的分形维数的约束。我们的结果也影响到辐射和传导冷却时间，热能，太阳和恒星耀斑能量的频率分布的测定。

根据第23太阳活动周事件的统计分析预测太阳耀斑

Prediction of Solar Flares from a Statistical Analysis of Events during Solar Cycle 23

本文根据对第23周太阳活动的统计分析，提出了太阳耀斑的中短期预报方法。小波分析结果表明，C级和M级耀斑的时间分布在这一周期中均表现出13.2和26.4个月的两个主周期;另一方面，特定磁位形的活动区及其演化使C类耀斑的产率较高，而高能（M和X类）耀斑的产率相对较低。此外，通过考虑活性区的可测量动力学特征，即，由于太阳黑子的自转，一些特定类型的活动区被观测到具有高能量耀斑产生率，超过66%。所揭示的活动周期性可用于C级和M级耀斑的中期预报，而活动区的高生产力则构成了单个高能耀斑短期预报的基础。

1998年11月10日太阳耀斑中电子的周期性加速

Periodic Acceleration of Electrons in the 1998 November 10 Solar Flare

本文对1998年11月10日发生的一次C7.9耀斑的多波长观测进行了研究。这是首次对准周期脉动（QPP）进行成像观测。在耀斑的脉冲阶段，用横滨号上的硬X射线望远镜和野边山射电日像仪观测到了四次爆发。在第二次爆发中，硬X射线和微波时间剖面清楚地显示了QPP。我们利用Yohkoh软X射线望远镜的图像和光球磁场图估算了沿耀斑环的Alfven渡越时间，发现渡越时间几乎等于QPP的周期。因此，我们建议，基于冲击加速模型，宏观磁结构的变化，例如日冕环的振荡，会影响粒子注入/加速的效率。

有没有无线电宁静的太阳耀斑？

Are there Radio-quiet Solar Flares?

此提交已被arXiv管理员撤回，因为它是astro-ph/0701570的副本。

强可压缩MHD turbulence中慢模粒子加速及其在太阳耀斑中的应用

Particle acceleration by slow modes in strong compressible MHD turbulence, with application to solar flares

高能粒子，经历强俯仰角散射和扩散通过等离子体包含强可压缩MHD湍流进行扩散的动量空间中的扩散系数Dp。在本文中，慢模式的贡献Dp的计算假设均方根湍流速度是阿尔芬速度的顺序。加速粒子的能谱推导出假设慢模式的主要贡献Dp，考虑到库仑损失和粒子逃逸的加速区域与能量无关的逃逸时间。结果被应用到太阳耀斑。

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。

耀斑中重联X点的场引导质子加速

Field-guided proton acceleration at reconnecting X-points in flares

一个显式的能量守恒的全轨道程序CUEBIT，最初是为了描述实验室聚变实验中的高能粒子效应而开发的，已被应用于太阳耀斑中的质子加速问题。模型场由X型中性点处重连模的线性化MHD方程的解得到，外加纵向磁场分量。为了将质子加速到耀斑时间尺度上观测到的最高能量，有必要在MHD解中引入异常电阻率。它示出的纵向场分量的添加大大增加了离子加速的效率，基本上是因为它大大降低了漂移运动的幅度远离附近的X点，其中的电场的加速分量是最大的。使用等离子体参数一致的耀斑观测，我们得到的质子分布延伸到γ射线发射能量（>1MeV）。在某些情况下，能量分布在MeV范围内表现出尾部隆起。一般来说，分布的形状对模型参数敏感。

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。

人马座A中NIR和X射线耀斑的随机电子加速

Stochastic Electron Acceleration During the NIR and X-ray Flares in Sagittarius A*

最近的近红外（NIR）和X射线观测人马座A* 的光谱已经产生了几个强有力的约束的瞬态的加速机制，证明了重新审查的随机加速模型提出了这些事件。我们在这里证明，新的结果是完全一致的电子通过渡越时间阻尼过程的加速。但更重要的是，这些新的近红外和X射线耀斑现在可以限制源的大小，气体密度，磁场，以及湍流等离子体中的波能量密度。此外，未来具有良好光谱信息的同时多波长观测将使我们能够研究它们的时间演化，这最终将导致精确确定等离子体在被黑洞吸收前几分钟的行为。

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。

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。

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。

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。

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。

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。

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。