Statistical characteristics on SEPs, radio-loud CMEs, low frequency type II and type III radio bursts associated with impulsive and gradual flares
我们统计分析了一组115个低频（十赫波长范围）II型和III型爆发，这些爆发与1997年至2014年观测到的主要太阳高能粒子（SEP：Ep > 10 MeV）事件及其太阳成因（如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME））有关。根据太阳耀斑的持续时间，我们将它们分为两组：75个脉冲耀斑（持续时间< 60 min）和40个渐变耀斑（持续时间> 60 min），脉冲耀斑SEP事件（Rt = 989.23 min：2.86 d）的持续时间较短，与渐变耀斑（Rt =1275.45 min：3.34 d）相比，它们很快达到峰值强度（上升时间较短）。我们发现所有SEP的对数峰强度与CME（空间速度：cc = 0.52，SEcc = 0.083）和太阳耀斑（log积分通量：cc = 0.44，SEcc = 0.083）的性质之间有很好的相关性。对于这组主要SEP事件，这一特定结果没有明确区分耀斑相关和CME相关SEP事件。我们从Wind/WAVES观测到的射电动力学谱中导出了这些爆发的峰值强度、积分强度、持续时间和斜率。DH II型爆发的大部分属性（峰值强度，积分强度和起始频率）与脉冲和渐进耀斑事件被发现是相似的幅度。此外，我们还发现SEPs的属性和DH III型爆发的关键参数之间存在显着的相关性。这一结果表明，一个更密切的关联的峰值强度的SEP与DH III型射电暴的属性比DH II型射电暴的属性，至少…
2020-07-11 astro-ph.SR
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
Diagnostic Analysis of the Solar Proton Flares of September 2017 by Their Radio Bursts
2017年9月4日至10日发生在太阳上的强大耀斑是在1970- 1980年代在IZMIRAN开发的质子耀斑定量诊断技术的基础上进行分析的。结果表明，能量为几十MeV的质子来地球的通量和能谱与2.7- 15.4GHz微波射电爆发的强度和频谱有定性和定量的对应关系。特别是，9月4日的耀斑。在频率f ~ 3GHz处具有峰值无线电通量S ~ 2000 sfu（即，（具有软射电频谱）伴随着一个显著的质子通量J（> 10 MeV）~ 100 pfu和γ指数~ 3.0的软能谱，以及9月10日的强耀斑。在f ~ 15 GHz时具有S ~ 21000 sfu（即，具有硬无线电频谱）导致非常强烈的质子事件，J（> 10 MeV）~ 1000 pfu，具有硬能谱（γ ~ 1.4），包括地能级增强（GLE 72）。这进一步证明，无论太阳上粒子加速的具体来源是什么，微波射电爆发的数据都可以成功地用于诊断质子耀斑。
2018-08-15 astro-ph.SR
Flare processes evolution and polarization changes of fine structures of solar radio emission in the April 11, 2013 event
在2013年4月11日M6.5耀斑的太阳射电光谱精细结构观测中，射电源的位置和大小的测量是由四个不同天文台的多台射电仪器同时观测到的：怀柔太阳宽带射电频谱仪捷克共和国Ondrejov射电频谱仪（ORSC/Ondrejov）、Badary宽带微波分光偏振仪（BMS/Irkutsk）和光谱仪/IZMIRAN（Moscow，Troitsk）。精细结构包括微波斑马纹（ZP），快速脉动和纤维。它们是在位于环形拱廊顶部的耀斑增亮期间观测到的。偏振的动力学与耀斑激发器的运动有关，这在171 A和131 A的EUV图像（SDO/AIA）中观察到。结合SDO日震磁象仪（HMI）观测到的磁象图和极紫外耀斑增亮与ZP爆发的同源假设，我们推断观测到的ZP对应于普通的射电发射模式。然而，未来的分析需要验证这样的假设，即斑马射电源确实与闭合的磁回路有关，并且位于太阳大气中比脉动源更低的高度。
2015-09-22 astro-ph.SR
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
Flare-associated type III radio bursts and dynamics of the EUV jet from SDO/AIA and RHESSI observations
本文详细描述了2011年2月15日07：58 UT活动区AR 11158的III型射电爆发与耀斑活动相关的高能现象之间的相互关系。由Wind/WAVE上的无线电波实验和地面射电望远镜阵列测量的III型射电爆发的时间与SDO/AIA和RHESSI观测到的EUV喷流和硬X射线发射相吻合。分别有明确的证据表明，EUV喷流与硬X射线发射共享相同的源区。由AIA的多波长测量确定的射流的温度表明，III型发射与热，7 MK，等离子体在射流的足点。
2013-04-10 astro-ph.SR
Dynamics of flare processes and variety of the fine structure of solar radio emission over a wide frequency range of 30 - 7000 MHz
本文分析了SBRS在第24周上升相两年多时间里观测到的具有精细结构的放射性尘埃。在斑马结构的五个事件中，观察到各种纤维爆发和快速脉动。2011年2月15日和24日的事件最令人感兴趣。这三种情况下的射电辐射偏振都与射电辐射的常波模式有关，微波范围内的事件几乎都含有超精细结构。可能每种精细结构都是由相同的机制激发的，并且各种各样的事件与耀斑过程的动力学有关。
2014-09-02 astro-ph.SR
Sun-as-a-Star Observation of Flares in Lyman α by the PROBA2/LYRA radiometer
在太阳光谱中最强的121.5 nm处的H i Lyman α太阳辐照度中，很少有耀斑信号的报道。PROBA 2上的LYRA辐射计观测到了几次耀斑，在其Lyman-α通道中发现了明确的信号。在这里，我们提出了一个简短的概述，这些意见，然后详细研究其中之一，M2耀斑，发生在2010年2月8日。对于这次耀斑，LYRA Lyman-α通道中的通量增加了0.6%，这大约是GOES软X射线通道中辐射能量的两倍，与He ii线30.4 nm处辐射的能量相当。莱曼-α辐射只占这个耀斑的总辐射能量的一小部分，它的白光连续谱被探测到。此外，我们还发现Lyman-α耀斑轮廓遵循渐变相位，但峰值出现在其他波长之前。这个M2耀斑非常局部化，并且具有非常短暂的脉冲相位，但是需要更多的统计数据来确定这些因素是否影响莱曼-α耀斑信号的存在，该信号足够强以出现在太阳辐照度中。
2012-10-08 astro-ph.SR
Modeling of gyrosynchrotron radio emission pulsations produced by MHD loop oscillations in solar flares
本文对耀斑冕环中香肠、扭折和扭转MHD振荡模式的可观测射电特征进行了定量研究。考虑这些不同的MHD振荡模式对射电源参数如磁场、视线、等离子体密度和温度、电子分布函数以及源尺寸的一阶非零效应，我们计算了随时间变化的射电源辐射（光谱和光变曲线）。在所有考虑的射频下的无线电光变曲线（通量密度和偏振度）然后在时域（经由作为频率的函数的全调制幅度的计算）和傅立叶域（振荡谱、相位和部分调制幅度）中被量化，以形成特定于特定振荡模式和/或源参数状态的签名。我们发现，参数政权和所涉及的MHD模式确实可以区分使用的定量测量模型中得出的。我们应用开发的方法来分析无线电爆发记录欧文斯谷太阳能电池阵列和报告可能检测到的香肠模式振荡在一个（部分掩盖）耀斑和扭结或扭转振荡在另一个耀斑。
2011-12-02 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
Radio, EUV, and X-Ray Observations During a Filament Rise in the 2011 June 7 Solar Flare
能量最高的耀斑开始于暗条上升，随后是暗条下方的磁重联。重连的开始对应于耀斑脉冲阶段的开始。在本文中，我们研究这个阶段之前的过程。在暗条上升期间，我们发现了一个不寻常的射电连续谱，其起始边界向低频漂移。产生这种连续边界的介质的估计速度约为400 km/s，与上升的暗条的速度相似。与此灯丝上升，瞬态X射线源和极紫外（EUV）增亮被发现附近的灯丝脚点和外部的位置，后来两个平行的耀斑带出现。此外，在射电、EUV和X射线观测中同时发现了周期为30 s的振荡。在这些振荡结束时，耀斑脉冲相开始，如在漂移脉动结构和X射线源位于上升暗条的上部的观察。我们解释了不寻常的无线电连续谱和瞬态X射线源，这是位于两个平行的耀斑带外，在上升的灯丝与上面躺的磁环的相互作用过程中产生的。灯丝脚点处的EUV增亮可能是携带灯丝的磁绳内部的磁重联的特征。讨论了射电、X射线和极紫外光中~30 s周期振荡的可能情况。
2020-03-31 astro-ph.SR
Relationship of type III radio bursts with quasi-periodic pulsations in a solar flare
我们研究了一个太阳耀斑，在微波、X射线和无线电波段探测到明显的准周期脉动。我们使用相关，傅立叶和小波分析的方法来研究时间的精细结构和时间剖面之间的关系，在每个波段。我们发现微波、硬X射线和III型射电爆发的时间剖面呈准周期性变化，共同周期为40-50 s。变化的平均幅度很高，超过背景通量水平的30%，在耀斑最大值之后达到80%。我们没有发现周期性的热X射线通量分量或源大小动态。我们的研究结果表明，检测到的周期性很可能与非热电子注入的周期性动力学，可以产生周期性调制的磁重联。
2016-07-30 astro-ph.SR
A Study of Halo Coronal Mass Ejections and Related Flare and Radio Burst Observations in Solar Cycle 23
我们提出了一个统计研究的动力学和动力学特征的CME显示的时间和空间关联的耀斑和II型射电爆发或复杂的射电事件的II型爆发和IV型连续。这项研究的基础是一组地球定向的全晕日冕物质抛射发生在目前的太阳周期，从大角度光谱日冕仪（LASCO）和极端紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）的飞行任务和磁场调查（MFI）和三维等离子体和高能粒子分析仪调查实验上的风航天器上的数据。
2010-09-22 astro-ph.SR
What determine Solar Flares Producing Interplanetary Type III Radio Bursts?
高能电子被太阳耀斑加速后，往往会产生宽波段的III型射电爆发，当波长扩展到十米-千米时，甚至会产生行星际III型射电爆发（IT 3）。在这封信中，我们基于1996年至2016年观测到的2272个M级以上耀斑样本，研究了产生IT 3的耀斑的概率。结果表明，只有49.6%的耀斑伴随有IT 3。在频域中，有IT 3和无IT 3的耀斑的持续时间、峰值通量和注量都呈幂律分布，但前者的谱指数（2.06 $\pm$ 0.17、2.04 $\pm$ 0.18和1.55 $\pm$ 0.09）明显小于后者（2.82 $\pm$ 0.22、2.51 $\pm$ 0.19和2.40 $\pm$ 0.09），表明IT 3的耀斑具有较长的持续时间和较高的峰值通量。我们进一步研究的相关性日冕物质抛射（CME）的两组耀斑。结果表明，有IT 3的耀斑中有58%（655/1127）与日冕物质抛射有关，而无IT 3的耀斑中只有19%（200/1078）与日冕物质抛射有关，且IT 3耀斑的日冕物质抛射更宽、更快。这表明CME也可能在产生IT 3中发挥作用，推测促进了加速电子从低日冕逃逸到行星际空间。
2020-07-08 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Radio Observations of Solar Flares
太阳耀斑是由于太阳日冕中的磁能灾难性释放，导致等离子体加热，质量运动，粒子加速，以及无线电发射到$γ$射线波长的辐射。它们与等离子体进入行星际介质的全球日冕喷发-日冕物质抛射-有关，这可能导致各种“空间天气“现象。耀斑释放的能量范围很广，从$\sim\!10^{23}$尔格（纳米耀斑）到超过$10^{32}$尔格。太阳耀斑是一种具有普遍天体物理学意义的现象，可以详细研究磁能释放、爆发过程、激波形成和传播、粒子加速和传输以及辐射过程。无线电波段的观测提供了对耀斑物理学的独特诊断。为了充分利用这些诊断，需要执行时间分辨成像分光偏振法的手段。最近的观测与Jansky甚大阵列（JVLA）和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA），支持广泛的发展，在向前建模，已经证明了这种方法的力量。ngVLA有可能通过其高空间分辨率，宽频率范围和成像动态范围的组合，使我们对耀斑过程的理解达到一个新的水平-特别是当与硬X射线能量的多波长观测和数据配合使用时。
2018-10-15 astro-ph.SR
Quasi-periodic Accelerations of Energetic Particles during a Solar Flare
本文报道了2002年7月23日在一次X4.8级耀斑的脉冲相期间观测到的高能粒子中的非定常准周期脉动（QPP）（SOL 2002 -07- 23 T00：35）。X4.8级耀斑是由拉马蒂高能太阳光谱成像仪、野边山射电偏振仪和野边山射电日像仪同时测量的。在γ射线谱线辐射中检测到由小波变换确定的约50 s的准周期。用同样的方法，在几乎相同的时间内，在伽马射线连续谱、硬X射线（HXR）和射电辐射中发现了大约90 s的准周期。我们的观测结果表明，耀斑QPP应该与高能离子和非热电子，准周期性加速的重复磁重联。γ射线谱线和连续谱/HXR/射电辐射之间的不同准周期表明，这次太阳耀斑的高能离子和非热电子之间的加速或传播存在明显差异。
2022-05-16 astro-ph.SR
The 2017 September 6 Flare: Radio Bursts and Pulsations in the 22-5000 MHz Range and Associated Phenomena
对于2017年9月6日的耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53），我们不仅展示了不寻常的射电爆发，而且还展示了它们与EUV，白光，X射线和$γ$射线发射中观察到的其他耀斑现象的有趣时间关联。使用我们基于小波的新方法，我们发现准周期脉动（QPP）在几个位置的整个时间-频率域的分析无线电频谱（11：55-12：07 UT和22-5000 MHz）。其中漂移的QPP是新的和最有趣的，特别是在硬X射线和$γ$射线峰值时的双向QPP，以及一个日震开始。在预脉冲阶段，我们发现了一个不寻常的漂移脉动结构（DPS）与EUV增亮所造成的磁绳的相互作用。在耀斑脉冲阶段，我们发现了一个特殊的无线电爆发漂移从5000 MHz到800 MHz。关于这个漂移爆发，我们在极紫外扭曲结构的开始时间附近显示了U型爆发，并在高频（1050-1350 MHz）下显示了漂移无线电爆发作为冲击波的特征。在耀斑的高峰期，我们发现了一个额外的能量释放过程位于太阳大气中的较高海拔的迹象。这些现象解释考虑上升磁绳，磁声波和粒子束。利用密度模型，我们估计的密度，波速和源高度的双向漂移QPP，密度的预脉冲DPS和U-爆发，和密度和磁场强度的漂移无线电爆发。
2020-09-12 astro-ph.SR
Detection of flare multi-periodic pulsations in mid-ultraviolet Balmer continuum, Ly-alpha, hard X-ray, and radio emissions simultaneously
准周期脉动（Quasi-periodicpulsation，QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑的光变曲线中经常出现的一种总流量的时间脉动。利用大当量射电计（LYRA）、硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）和地面BLENSW同时观测了2017年9月6日发生的一次强耀斑脉冲阶段的多周期非定常QPP。多个周期，检测到通过应用小波变换和Lomb-Scargle周期图的趋势光变曲线，被发现是约20-55秒的Ly-alpha和中紫外的巴尔默连续辐射在耀斑脉冲阶段。在硬X射线辐射和低频射电辐射中也发现了类似的多周期QPP。我们的观测结果表明，耀斑QPP可能与重复能量释放过程加速的非热电子有关，即，触发重复的磁重联，而多个周期可能由热等离子体回路的香肠振荡调制。对于多周期脉动，不能完全排除其他产生机制。
2021-08-09 astro-ph.SR
Location of Decimetric Pulsations in Solar Flares
这项工作研究了日冕X射线源和相干无线电发射之间的空间关系，两者通常被认为是粒子加速的特征。选择了两个肢体事件，在此期间，无线电发射在时间上与硬X射线有很好的相关性。无线电发射是分米波脉动的类型，由苏黎世联邦理工学院的凤凰2号观测到的频谱图确定。无线电的位置是由Nancay Radioheliograph在236和432 MHz之间的观测测量的，并与RHESSI成像的日冕X射线源的位置进行了比较。射电脉动起源于日冕硬X射线源上方至少30 - 240毫米。无线电发射的高度通常随着频率的降低而增加。不同频率下的平均位置在一条近似指向日冕硬X射线源的直线上。因此，脉动不可能是由耀斑环中捕获的电子引起的，而是与日冕源上方电流片的发射一致。
2011-03-28 astro-ph.SR
Type I Solar Radio Bursts Modulated by Solar Flares
Dezhou University（德州学院）；Purple Mountain Observatory & Key Lab. of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）
该研究分析2023年12月24日的I型太阳射电暴，发现M2.9级耀斑可通过磁场重构调制该射电暴，揭示了耀斑与I型噪声风暴的关联及噪声风暴的产生机制。
2026-09-01 astro-ph.SR
Unstable phenomena in stable magnetospheres: searching for radio flares from magnetic OBA stars using VCSS
针对热磁性恒星，利用VCSS巡天数据搜索射电耀斑，发现三个候选源，其成像伪影概率低于1%，数据支持耀斑起源于恒星磁层的假设。
2023-10-16 astro-ph.SR
Observations of the 2024 May 14 X8.7 Solar Flare with the Goldstone-Apple Valley Radio Telescope (GAVRT)
本文利用GAVRT太阳巡视项目的多频微波栅格扫描观测，呈现了2024年5月14日X8.7级耀斑的微波图像和通量密度谱，揭示了其中轻度相对论性电子的非热微波爆发辐射，并表明GAVRT微波数据可有效补充X射线、毫米波和γ射线对高能电子的追踪。
2024-06-28 astro-ph.SR
Spatially-resolved Energetic Electron Properties for the 21 May 2004 Flare from Radio Observations and 3D Simulations
我们详细调查了2004年5月21日耀斑使用的同时观测的野边山射电日像仪，野边山射电偏振仪，拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和太阳和日光层天文台（SOHO）。不同光谱范围内的耀斑图像揭示了该事件中存在一个定义明确的单一耀斑环。我们使用最近开发的交互式IDL工具GX模拟器模拟了回旋同步微波辐射。通过模拟结果与观测结果的比较，我们得到了非热电子分布的空间和光谱特性。微波辐射被发现是由高能电子（$>100$ keV）产生的，具有相对硬的光谱（$δ\simeq 2$）;电子强烈集中在环顶部附近。与此同时，脚点附近的高能电子数量太少，无法在RHESSI图像和空间未分辨数据中检测到。SOHO极紫外成像望远镜的图像和低频微波光谱表明存在一个较低磁场的环的扩展“包络”。最有可能的是，在考虑耀斑的高能电子分布反映了本地化（环顶部附近）粒子加速（注入）过程伴随着捕获和散射。
2014-03-23 astro-ph.SR
Oscillations in the 45-5000 MHz Radio Spectrum of the 18 April 2014 Flare
利用一种新型的振荡图，对2014年4月18日M7.3耀斑（SOL 2014 -04- 18 T13：03：00 L245 C 017）进行了研究。我们发现这个耀斑的周期在65-115秒范围内的准周期字符。在耀斑的初始阶段，我们发现65-115 s的振荡相位随脉动结构（等离子体团喷射）的漂移而缓慢地向低频漂移，这表明在磁重联开始时有一个向上传播的波。在漂移脉动结构中，发现许多周期（1-200秒）记录了多尺度和多周期过程。在该漂移结构上叠加了特征周期约为1秒的光纤脉冲串，其频率漂移与漂移65-115秒振荡相位的频率漂移相似。我们还检查了在这个耀斑的EUV成像光谱仪（EIS）/日野成像光谱仪（IRIS）的观测发现的周期。我们承认III型爆发（电子束）的建议，但他们的时间与EIS和IRIS峰的重合度不是很好。这可能是由于无线电频谱是一个整盘记录，包括来自任何位置的所有爆发，而EIS和IRIS峰只从EIS和IRIS观测的狭缝位置发射。
2017-06-09 astro-ph.SR
Termination shock as a source of unusual solar radio bursts
利用2003年11月18日和2004年9月12日耀斑的厘米波和分米波太阳射电光谱观测资料，讨论了两次米波类Ⅱ型爆发。射电爆发表明，从高频到低频的普通频率漂移减慢并停止，出现从低频到高频的频率漂移。对相应耀斑的所有数据的分析提供了形成准静止快模激波（终止激波，TS）的证据。TS能够产生高能电子，导致新的硬X射线辐射源的出现，并产生快速射电暴（尖峰）、纤维和斑马结构。具有异常频率漂移的射电辐射带的源位于耀斑后环顶部（TS下部）或与爆发的日珥或日冕物质抛射（CME，TS上部）有关。估算了太阳耀斑中普通等离子体参数的临界马赫数，给出了在耀斑事件中容易实现的值1.3。产生不寻常的射电暴的必要条件可能发生在日冕中的头盔形磁结构中。
2020-08-13 astro-ph.SR
Probing Twisted Magnetic Field Using Microwave Observations in an M Class Solar Flare on 11 February, 2014
这项工作证明了利用微波极化观测进行磁场拓扑调查的可能性。我们研究了2014年2月11日发生的GOES M1.7级太阳耀斑。这个耀斑揭示了无线电发射偏振符号的空间反转的明显特征。我们发现，所观察到的偏振模式可以解释从扭曲的磁结构的非热回旋同步辐射。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪、野边山射电天文台、射电太阳望远镜网络和太阳动力学天文台的观测资料，确定了耀斑能量释放的非热电子和热等离子体参数，并确定了耀斑能量释放的磁结构。为了重建日冕磁场，我们使用非线性无力场（NLFFF）和潜在的磁场的方法。用GX Simulator程序，利用外推的磁场和从观测中推断的非热电子和热等离子体参数，模拟了非热电子的射电辐射，并将模型的射电图和射电谱与观测结果进行了比较。我们已经发现，潜在的磁场的方法无法解释所观察到的圆极化图案，另一方面，斯托克斯$V$地图是成功地解释通过假设非热电子分布沿扭曲的磁性结构所确定的NLFFF外推法。因此，我们表明，无线电极化图可以用于诊断的拓扑结构的耀斑磁结构的非热电子注入。
2018-01-13 astro-ph.SR
Bursty acceleration and 3D trajectories of electrons in a solar flare
本研究利用STIX和NRH观测分析了2022年M5.1级太阳耀斑，构建了14个射电暴的三维轨迹，发现耀斑加速过程在时空上具有碎片化特征，电子在多条磁力线上被加速并产生复杂的HXR和射电辐射。
2025-02-22 astro-ph.SR
Coronal Signatures of Flare Generated Fast Mode Wave at EUV and Radio wavelengths
本文通过多波段联合分析2014年3月6日的II型射电暴，发现耀斑压力脉冲同时触发EUV波和日冕激波，并产生观测到的II型射电暴，而CME与激波无关。
2024-03-29 astro-ph.SR
High-Density Off-Limb Flare Loops Observed by SDO
耀斑环的密度分布及其在连续谱中的发射机制仍是一个悬而未决的问题。2017年9月10日，在X8.2耀斑（SOL 2017 -09-10）的渐变阶段出现了一个突出的环路系统，在SDO/AIA的所有通带和SDO/HMI的白光连续体中可见。我们调查它的电子密度，考虑到所有的辐射过程中的耀斑环，即汤姆逊连续，氢Paschen和Brackett复合连续，以及自由-自由连续发射。对于给定的温度和有效环厚度，我们推导出电子密度的二次函数。通过绝对校准SDO/HMI强度，我们将测得的强度转换为环中每个像素的电子密度。对于冷（6000 K）和热（10^6 K）结构之间的合理温度网格，计算了200 km和20 000 km之间代表性有效厚度的电子密度。我们得到了相对较高的最大电子密度，约为10^13 cm^-3。在如此高的电子密度下，汤姆逊连续谱是可以忽略的，因此人们不会期望在密集环中有显著的偏振度。我们的结论是，Paschen和Brackett复合连续辐射在冷耀斑环中占主导地位，而自由-自由连续辐射在暖耀斑环和热耀斑环中占主导地位。
2018-10-04 astro-ph.SR
Fine structures of radio bursts from flare star AD Leo with FAST observations
利用FAST对耀星AD Leo的高时间分辨率观测发现大量毫秒尺度射电子暴，其形态分为条纹状和团块状两类，分别类似木星S暴和太阳射电尖峰，表明强发射由电子回旋脉泽不稳定性驱动，可能与耀斑或行星伴星相互作用有关。
2023-06-01 astro-ph.SR
Fine Structure of Metric Type-IV Radio Bursts Observed with the ARTEMIS-IV Radio Spectrograph: Association with Flares and Coronal Mass Ejections
IV型爆发连续体中的精细结构可以用来诊断与耀斑/CME事件的低日冕发展相关的磁场重构和相应的能量释放。用ARTEMIS-IV太阳射电频谱仪的SAO接收器在450- 270 MHz范围内以高频率（0.01秒）观测到的36个IV型爆发的目录被汇编;精细结构被分为五个基本类，每个基本类有两个或更多的子类。精细结构发射的时间与高能电子注入的HXR和微波发射，SXR光变曲线和CME的起始时间证明了。我们的研究结果表明，一个很好的时间之间的关联能量释放事件和脉动，尖峰，窄带爆发的III型家庭和斑马爆发。在其余的类别中，无特征的宽带连续体开始于第一次能量释放的时间附近，在CME开始和SXR峰值之间，但在那之后延伸了几十分钟，几乎覆盖了耀斑-CME事件的全部范围。与其他精细结构相比，中间漂移爆发（纤维占大多数）主要遵循第一次能量释放，但分布更广。
2014-06-04 astro-ph.SR
Solar Radio Bursts with Spectral Fine Structures in Preflares
观测好耀斑前的活动，对于了解太阳耀斑的起源和触发机制，预测太阳耀斑的发生具有重要意义。本文报道了用Ondjuejov射电频谱仪在0.8- 2.0GHz波段观测到的四次太阳耀斑耀斑前活动的微波光谱精细结构特征。我们发现，这些发生在耀斑爆发前1- 4分钟的微波爆发具有较弱的强度和很短的时间尺度的光谱精细结构。它们包括微波准周期脉动（QPP）与非常短的周期为0.1-0.3秒和点爆发与毫秒的时间尺度和窄的频率带宽。伴随着这些微波爆发，有细丝运动，等离子体喷射或环增亮的EUV成像观测和非热硬X射线发射增强RHESSI观察。这些事实可能揭示了太阳耀斑爆发前某些独立的非热能释放过程和粒子加速过程。它们可能有助于了解太阳耀斑的性质和预测其发生。
2014-11-18 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Event Responsible for GLE63. I. Observations of a Major Long-Duration Flare with the Siberian Solar Radio Telescope
宇宙射线强度的地能级增强（GLE）平均每年发生一次。由于它们的稀有性，研究GLE的太阳来源对于了解它们的起源尤为重要。SOL 2001 -12-26爆发耀斑事件对GLE 63的影响在某些方面似乎是具有挑战性的。不充分的观察限制了对它的理解。对这一事件的额外观测结果的分析提供了新的结果，使耀斑变暗。本文介绍了西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）对这次耀斑的观测。利用其仪器的特点，我们分析了详细的SSRT观测的一个主要的长持续时间的耀斑在5.7 GHz的图像不清洗。分析证实，GLE 63的来源与活动区9742的一个事件有关，该事件包括两个耀斑。第一次耀斑（04：30-05：03 UT）达到了GOES的重要性，约为M1.6。观测到两个微波源，其在5.7 GHz的亮度温度超过10 MK。主耀斑，高达M7.1的重要性，开始于05：04 UT，并发生在强磁场。观测到的微波源达到约250 MK。它们不是静止的。微波源出现在活动区的弱场外围，几乎沿着磁中性线相互靠近，接近活动区的强场核心，然后像扩展的丝带一样远离中性线。这些运动排除了非热微波源与单个燃烧环的关联。
2016-09-08 astro-ph.SR
Synthetic Radio Imaging for Quiescent and CME-flare Scenarios
无线电观测通过不同的发射机制提供了一系列广泛的物理过程。这些过程的范围从热和静止到爆发现象，如冲击波和粒子束。我们提出了一种新的合成无线电成像工具，计算和可视化的韧致辐射的无线电发射。该工具与使用代码BATS-R-US对日冕进行的最先进的磁流体动力学（MHD）模拟同时工作。我们的模型产生的结果是在很好的协议与高，低频率观测的太阳盘。在这项研究中，射线追踪算法被用来和无线电强度计算沿实际弯曲的射线轨迹。我们通过与无线电成像图的比较，说明了折射在定位无线电发射源时的重要性，而不是考虑折射路径时的视线。我们正计划在未来版本的无线电成像工具中纳入非热无线电发射机制。
2018-09-25 astro-ph.SR
Two Successive Type II Radio Bursts Associated with B-class Flares and Slow CMEs
从2018年10月12日至13日，在同一个活动区NOAA AR 12724发生了三次连续的太阳爆发（E1-E3），其中包括B级耀斑和弱白光日冕物质抛射（CME）。有趣的是，前两次爆发与II型射电暴有关，但第三次则不然。利用软X射线通量数据、射电动力学谱和双透视极紫外强度图像，对这三次事件进行了对比研究。我们的结果表明，它们的耀斑是弱的（B2.1，B7.9和B2.3）和短的（13，9和14分钟）。E1和E2的主要喷发方向是沿其径向以北的$\sim$ 45 $^\circ$，而E3主要沿径向传播。在EUV信道中，前两个CME的早期速度具有$\sim$ 320 km s $^{-1}$和$\sim$ 380 km s $^{-1}$的表观速度，这可能超过它们各自的本地Alfv $\acute{e}$ n速度$\sim$ 300 km s $^{-1}$和$\sim$ 350 km s $^{-1}$。然而，在第三次爆发的CME具有一个低得多的$\sim$ 160公里秒$^{-1}$。这些结果表明，在E1和E2爆发中观测到的II型射电爆发可能是由它们的相关CME触发的，爆发的方向和周围的等离子体和磁环境可能在产生II型射电爆发或冲击中也起着重要的作用。
2020-04-30 astro-ph.SR
Detection of acceleration processes during the initial phase of the 12 June 2010 flare
我们对2010年6月12日耀斑初始阶段的等离子体参数进行了分析（SOL 2010 -06- 12 T00：57）。耀斑的一个特点是探测到了$γ$ --这种发射在如此微弱和短暂的事件中是不寻常的。分析表明，耀斑爆发前约5分钟，在94个耀斑图像，空间上与非极化微波（MW）源在17 GHz（\textit{the Nobeyama Radio Heliograph}），这是中性线相关的源（NLS）检测到耀斑的前兆。通过比较\textit{the Nobeyama Radio Polarimeters}和\textit{the multi-frequency Siberian radioheliograph}（4.6和6.4 GHz的新的10天线射电日像仪原型）的MW数据和\textit{the Fermi Gamma-ray Space Telescope}的硬X射线（HXR）观测结果，发现在耀斑初始阶段存在加速电子。MW和HXR光谱的分析也证实了加速粒子的存在。此外，在不同的HXR能带和MW频率的几个光变曲线之间的良好的时间相关性表明HXR和MW发射由一个共同的人口加速电子的产生。在耀斑的初始阶段和软-硬-硬（SHH）的光谱行为的加速粒子的检测表明粒子加速的几个情节，并确认耀斑演化的非脉冲型。
2012-07-25 astro-ph.SR
Relation between coronal type II bursts, associated flares and CMEs
我们研究了一个复杂事件的样本，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪（100-650兆赫范围）记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别从太阳地球物理数据表和LASCO清单获得。比较了射电爆发-耀斑-CME的特征，并分离出两组具有相似行为的事件。在第一种情况下，II型激波激励器似乎是在CME尾流中传播的耀斑爆炸波。在第二种情况下，II型爆发似乎是由CME引发的，尽管它并不总是清楚它是由CME的弓形或侧翼驱动的，还是重联激波。
2010-09-15 astro-ph.SR
Solar Fast Drifting Radio Bursts in an X1.3 Flare on 2014 April 25
太阳耀斑最重要的产物之一是非热的高能粒子，在耀斑过程中释放的能量可达50%。在射电观测中，非热粒子通常表现为具有快速频率漂移的光谱精细结构，称为太阳快速漂移射电爆发（FDRB）。在2014年4月25日的一次X1.3级耀斑中，观测到了三种类型的FDRB，包括III型成对爆发、III型爆发之后的窄带随机尖峰爆发和叠加在II型爆发上的类尖峰爆发。我们发现，虽然它们都具有快速的频率漂移速率，但它们在频率带宽、漂移速率和统计分布上有着本质的不同。我们认为它们可能是由不同的加速机制产生的。III型对爆发可以由通过闪耀的磁重联加速的高能电子束触发，尖峰爆发由通过快速重联等离子体流出撞击闪耀的环顶触发的终止冲击波加速的高能电子产生，和斯派克-类似的爆发可能是由CME和CME之间的相互作用触发的移动磁重联加速的非热电子产生的。背景磁化等离子体。这些结果有助于我们理解太阳耀斑中非热粒子的产生机制和能量释放。
2019-09-29 astro-ph.SR
Development of Solar Flares and Features of the Fine Structure of Solar Radio Emission
在分米和厘米波长范围内出现太阳射电爆发精细结构不同要素的原因，已根据地面和卫星观测的所有现有数据确定。在某些现象中，快速脉动，斑马结构，纤维爆发和尖峰几乎同时被观察到。选择了两种现象来说明射电辐射的脉动是由在磁重联区域加速的粒子引起的，斑马结构是在一个源中激发的，例如快速粒子的磁阱。在2004年12月1日的现象中，不寻常的纤维爆发，斑马结构和尖峰的复杂组合与一个单一的来源有关，一个在日冕物质抛射后形成的磁岛。
2017-11-20 astro-ph.SR
Intermittent maser flare around the high mass young stellar object G353.273+0.641 II: Detection of a radio and molecular jet
我们报告的第一次检测到的无线电连续和分子喷流与占主导地位的蓝移脉泽源，G353.273+0.641。射电喷流沿西北-东南方向延伸3000 au。H $_{2}$ O脉泽被发现聚集在双极射电喷流的根部。通过热SiO（$\upsilon$ = 0，$J$ = 2-1）发射检测分子喷流。SiO的光谱非常宽（-120 - +87 km s $^{-1}$），并以明显的蓝移为主，类似于脉泽发射。观测到的H $_{2}$ O脉泽和SiO之间的几何结构和显著的光谱相似性强烈地表明存在一个脉泽尺度（$\sim$ 340 au）的分子喷流，它被扩展的射电喷流所包围。我们提出了一个“光盘掩蔽”的情况下，作为强大的蓝移优势的起源，光学厚光盘掩盖了紧凑型喷气机的红移波瓣。
2012-09-19 astro-ph.SR
Possible Detection of Subsecond-period Propagating Magnetohydrodynamics Waves in Post-reconnection Magnetic Loops during a Two-ribbon Solar Flare
太阳耀斑涉及太阳日冕中的磁能的突然释放。加速的非热电子经常被用作将大部分释放的能量输送到低层太阳大气的主要手段。然而，这种情况仍然存在重大挑战，特别是在解释从观测中推断出的大量加速电子方面。磁流体动力学（MHD）波，特别是那些次秒/秒尺度的周期，已被提出作为一种替代手段来传输释放的耀斑能量，可能与电子束一起，而观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们报告了一个可能的检测这样的波在后期的脉冲阶段的双带耀斑。这是基于卡尔G. Jansky甚大阵。在每个时间和频率像素的无线电成像允许我们跟踪源的时空运动，这与动态频谱中的频率漂移模式的含义一致。射电源，传播在1000- 2000公里秒$^{-1}$的投影，显示出密切的空间和时间的关联与耀斑带上的瞬态增亮。此外，射电辐射中还存在大量的次秒周期振荡。我们将观测到的射电爆发解释为短周期MHD波包沿新重连的连接到耀斑带的磁通量管传播。估计的能量通量进行的波是可比的，需要考虑到等离子体加热在后期脉冲阶段的耀斑。
2019-02-04 astro-ph.SR
Broadband 12-26 GHz Radio Radiation Reveals Evidence for Micro-flares on AU Mic
Rice Space Institute, Rice University（赖斯大学太空研究所）；Department of Physics and Astronomy, Rice University（赖斯大学物理与天文系）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics（大气与空间物理实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学天体物理学中心）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Department of Physics and Astronomy, Michigan State University（密歇根州立大学物理与天文系）
研究通过VLA对AU微星的12-26 GHz射电观测，发现其存在微耀斑，揭示活跃M型矮星日冕非热射电辐射由连续微耀斑和磁场捕获主导。
2026-08-27 astro-ph.SR
Energy and spectral analysis of confined solar flares from radio and X-ray observations
射电爆发的能量和光谱形状可以帮助我们理解太阳爆发的产生机制，包括太阳耀斑、日冕物质抛射、爆发丝状体和各种尺度的喷流。不同类型的耀斑可能具有不同的能量和光谱分布特征。在这项工作中，我们选择了2014年10月期间的10个主要局限的耀斑事件，通过使用从微波到行星际无线电波的无线电观测以及GOES，RHESSI和Fermi/GBM的X射线观测来研究它们的整体光谱行为和微波发射的能量。我们发现：所有的局限耀斑事件都与一个频率为9.4 - 15.4 GHz的微波连续爆发有关，所有的局限耀斑事件的峰值频率都高于4.995 GHz，小于或等于17 GHz。平均值约为9 GHz。微波爆发能量（或注量）以及峰值频率被发现提供有用的判据来估计太阳耀斑的功率。这些观测结果表明，封闭耀斑中的磁场比Nita等人2004年研究的412个耀斑中的磁场更强。研究的所有10个事件都没有产生能量超过300 keV的可检测的硬X射线，这表明在受限的耀斑中缺乏有效的电子加速到高能量。
2021-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for correlations between solar flares and decay rate of radioactive nuclei
用NaI和Ge探测器测量了~（40）K、~（137）Cs和~（137）natTh三种不同放射源的衰变率。对数据进行了分析，以寻找与2011年和2012年两次最强的太阳耀斑相一致的可能变化。未观察到与标准预期的显著偏离，灵敏度为10-4。因此，我们找不到任何像Jenkins和Fischbach最近报道的那样的效应：在2006年12月的太阳耀斑期间，54 Mn的衰变率降低了每百万分之几。
2013-02-05 astro-ph.SR nucl-ex
The Association of Solar Radio Bursts with Eruptive and Confined Flares
Space Warfare Directorate, Air Force Research Laboratory（太空作战司令部，空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究通过对比2010-2016年喷发与受限耀斑的射电暴关联率，发现受限耀斑缺乏II型和IV型辐射，而喷发耀斑与多种射电暴高度关联，并基于重联拓扑解释了这一差异。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical properties of radio flux densities of solar flares
短时间尺度的通量变化与太阳耀斑期间磁重联的能量释放过程密切相关。利用运行平滑技术分析了野边山射电偏振计2000 - 2010年观测到的209个耀斑的1、2、3.75、9.4和17 GHz射电光变曲线。我们发现脉冲分量（变化时间尺度小于1秒）的1GHz辐射在几十个太阳通量单位处达到峰值，持续时间约1分钟，而2GHz辐射的脉冲分量持续时间较短，在较低的通量水平处达到峰值，而在三个高频通道上，耀斑的出现频率随通量密度的减小而增大，直至达到相应背景的噪声水平。然而，这些排放的渐变成分具有相似的持续时间和峰值通量密度分布。我们还推导出不同时间尺度上的功率谱，并使用归一化小波分析来确认短时间尺度上的特征。在0.1秒的时间分辨率下，这些射电光变曲线中超过$\sim$ 60 $\%$在1秒或更短的时间尺度上显示出显著的通量变化。这一比例随着频率的降低而增加，在1 GHz时达到$\sim$ 100 $\%$，这意味着短时间尺度的过程在太阳耀斑中是普遍存在的。我们还研究了GOES卫星获得的脉冲射电流量密度和软X射线流量之间的相关性，发现超过65个具有脉冲分量的耀斑$\%$的脉冲射电辐射在软X射线流量之前达到峰值，并且这一比例随着射频的增加而增加。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The variability of the Crab Nebula in radio: No radio counterpart to gamma-ray flares
我们提出了新的Jansky甚大阵（VLA）的蟹状星云在5.5 GHz的无线电图像，在两个时代相隔6天约两个月后，在2012年7月的伽马射线耀斑。我们发现，无论是在我们目前的观测之间的6天间隔内，还是在目前的观测与2001年的观测之间，蟹状星云的射电辐射都没有明显的变化。任何射电耀斑的对应物的射电光度都是星云的<~ $2 \times 10^{-4}$倍。然而，将我们的图像与2001年的图像进行比较，我们确实发现了射电亮度的变化，幅度高达10%，这些变化发生在整个星云的十年时间尺度上。变化的形态复杂，提示有结缔组织和多节结构。变化性更强，时间尺度可能更短，更接近星云的中心。我们进一步发现，即使VLA具有良好的紫外覆盖范围和信噪比，反卷积误差也远大于噪声，在这种特殊情况下，反卷积误差高达星云峰值亮度的1.2%。
2014-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristics of the flare acceleration region derived from simultaneous hard X-ray and radio observations
我们研究了一次观测良好的太阳耀斑中的III型射电爆发和加速电子的X射线特征，以发现加速区的空间特性。结合RHESSI硬X射线耀斑观测资料和凤凰二号和南塞射电日像仪观测资料，分析了耀斑加速电子的向外输运。观测结果表明，III型爆发的起始频率与太阳耀斑加速电子的HXR谱指数成反相关。我们证明了解析和数值计算的III型爆发的起始位置是依赖于加速电子的光谱指数和空间加速区域的大小，但弱依赖于相对强的电子束的高能电子的密度。使用这种关系和所观察到的反相关，我们估计的高度和垂直范围的加速区域，给出的值分别约为50毫米和10毫米。推断的加速高度和大小表明，电子在软X射线环顶上方被加速，这可能与耀斑环上方40 μ m和60 μ m之间的电子加速一致。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing Magnetic Reconnection in Solar Flares - New Perspectives from Radio Dynamic Imaging Spectroscopy
磁重联是许多实验室、空间和天体物理等离子体环境中的基本物理过程。太阳耀斑是研究等离子体条件下的磁重联和相关的能量释放和转换过程的杰出实验室，在实验室中难以重现，并且在天体物理学的其他地方不可能有相当多的时空细节。在此，我们强调在无线电波段对太阳耀斑进行遥感观测的独特能力。特别是，我们讨论了宽带无线电动态成像光谱技术的变革作出重大贡献，以解决磁重联，包括精确定位磁重联网站的能力，测量随时间变化的重联磁场，并推导出空间和时间分辨的耀斑加速电子的分布函数的几个突出的挑战。
2019-03-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
The 5 GHz Arecibo Search for Radio Flares from Ultracool Dwarfs
我们提出了一个4.75 GHz的调查结果33褐矮星和一个年轻的系外行星系统的耀斑无线电发射，进行了305米阿雷西博射电望远镜。该计划的目标是探测和表征比光谱类型L3.5更冷的物体的磁场，这是我们调查之前探测到的最冷的棕矮星。我们还试图探测HR 8799行星系统的耀斑无线电发射，理论工作表明，热，大质量的系外行星可能具有强大的磁场，能够产生GHz频率的无线电发射。我们已经探测到并确认了来自T6.5矮星2 MASS J10475385+2124234的射电耀斑。这一发现极大地扩展了褐矮星似乎至少是零星的无线电发射体的温度范围，从~1900 K（L3.5）下降到~900 K（T6.5）。它还表明，无线电探测作为一种独特的工具，研究亚恒星物体的磁场的实用性延伸到最冷的矮星，并可能延伸到热的大质量系外行星。我们还从L1矮星2 MASS J1439284+192915中发现了一个3.6 σ的耀斑。这一发现是暂时的，需要通过额外的监测观察加以确认。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray/Radio Quasi-periodic Pulsations Associated with Plasmoids in Solar Flare Current Sheets
本研究通过SDO/AIA、RHESSI和Fermi GBM观测，发现太阳耀斑电流片中多个等离子体团的形成、抛射与合并与X射线/射电准周期脉动相关，表明高能电子在这些过程中被加速。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Spectroscopic Imaging of a Solar Flare Termination Shock: Split-Band Feature as Evidence for Shock Compression
太阳耀斑终止激波被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的驱动因素，但观测证据仍然很少。Chen等人利用爆发耀斑中分米波随机尖峰爆发的射电动力学光谱成像，发现爆发在环顶上方快速等离子体下降流的终点处形成了一个动态表面状特征，解释为耀斑终止激波。强烈支持终止激波解释的一个观测证据是发射带偶尔分裂成两个频率更细的通道，类似于快速日冕激波驱动的II型射电爆发中看到的分裂带特征。在这里，我们进行空间，光谱和时间分辨分析的分裂带的耀斑终止冲击事件的功能。我们发现，从两个分裂带通道的无线电质心的合奏，每个概述了一个近共空间的表面。高频通道略低于低频通道约0.8 Mm，这有力地支持了上游-下游解释。在这种情况下，通过激波阵面的密度压缩比可以从频率分裂中推断出来，这意味着激波的马赫数高达2.0。此外，密度压缩沿激波阵面的时空演化与磁流体动力学模拟的结果一致。我们的结论是，详细的变化的冲击波压缩比可能是由于在重联流出的动态等离子体结构的影响，这导致了扭曲的冲击波阵面。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
