Evolution of Solar Magnetic Field and Associated Multi-wavelength Phenomena: Flare events on 20 November 2003
利用2003年11月20日NOAA 10501活动区发生的两次同源耀斑（M1.4/1 N和M9.6/2B）的H-α图像、软X射线剖面、磁象图、极紫外图像和射电观测资料，研究了扭曲暗条系统之间的重联、能量释放和与之相关的日冕物质抛射（CME）的发射特性。在这两个事件中，在H-α中观察到的扭曲细丝相互接近，并启动了耀斑过程。然而，第二个事件显示了尖点的形成，因为细丝相互作用。从磁图推断，相反极性的太阳黑子的旋转可能为扭曲的细丝和螺旋度的注入提供了动力。沿着这两个极性相反的太阳黑子之间的电流片，剪切力最大，这可能导致了暗条的扭曲。在暗条相互作用时，发生了重联，热能区和非热能区的耀斑辐射达到最大值。无线电信号揭示了由于重连而导致的磁力线的开放。H-alpha图像和无线电数据提供了导致重联的流入速度和粒子加速区的尺度大小。第一个事件产生了一个狭窄而缓慢的CME，而后者与快速的全晕CME有关。使用白光和闪烁图像以及现场测量在太阳和地球之间观察到的晕CME特征表明了在膨胀和传播中使用的磁能。地球上的磁云特征证实了在暗条相互作用和重连时喷射出的通量绳。
2009-12-07 astro-ph.SR
Did the 2000 November 8 solar flare accelerate protons to >=40 GeV?
据报道，在2000年7月14日太阳耀斑期间，L3精密μ子谱仪记录到了一个5.7 σ方向μ子过剩[王瑞光，天体粒子物理，31（2009）149]。用同样的分析方法和相似的事例选择准则，分析了2000年11月的L3精密μ子谱仪数据。结果表明，在2000年11月8日的太阳耀斑期间出现了一个4.7 σ μ介子过剩。这个μ子过剩对应于40 GeV以上的初级质子，来自一个天空细胞的立体角0.048 sr。被背景波动的概率估计为约0.1%。X类太阳耀斑通常引起太阳宇宙线地能级增强（GLE）事件，在这些事件中，太阳质子被加速到几十GeV。然而，像2000年11月8日的非GLE事件那样的M级太阳耀斑是否也可能将太阳质子加速到如此高的能量？这是有趣和值得注意的。
2017-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Multiple Plasmoid Ejections and Associated Hard X-ray Bursts in the 2000 November 24 Flare
太阳号上的软X射线望远镜（SXT）显示，在太阳耀斑中，有时会观察到发射X射线的等离子体团的喷射。研究发现，耀斑的硬X射线发射峰值期间，喷射出的等离子体团被强烈加速。在本文中，我们提出了一个检查的GOES X 2.3级耀斑，发生在2000年11月24日14.51 UT。在SXT图像中，我们发现了多个等离子体团喷射，速度在250-1500 km/s范围内，显示出斑点状或环状结构。此外，我们还发现，每个等离子体团喷射与硬X射线发射的脉冲爆发。虽然等离子体团喷射和硬X射线发射之间的一些相关性已经讨论过，我们的观察显示出类似的行为，多个等离子体团喷射，使每个等离子体团喷射发生在强烈的能量释放的太阳耀斑。作为这样的等离子体团的温度发射测量分析的结果，它揭示了等离子体团喷射的表观速度和动能显示出与硬X射线发射的峰值强度的相关性。
2013-01-26 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Instrumental oscillations in RHESSI count rates during solar flares
目的：我们试图通过研究RHESSI的X射线探测器在6-12千电子伏和12-25千电子伏的能量范围内测量的光变曲线中发现的持续仪器振荡来说明RHESSI航天器运动所带来的分析问题，在2004年11月4日和6日的耀斑衰变阶段。方法：研究RHESSI航天器的各种运动可能有助于振荡的表现。每个探测器的响应反过来也进行了研究。结果：我们发现，2004年11月6日观测到的振荡对应于RHESSI仪器的章动周期。这些振荡对于探测器5也是最大幅度的，而在许多其他探测器的光变曲线中，振荡很小或不可检测。我们还发现，在这次耀斑期间，探测器指向的变化要比2004年11月4日的反例大得多。结论：RHESSI航天器的足够大的章动运动导致计数率的明显可观察的振荡，对数据分析构成重大危险。由于检测器5的设计特性，该问题对于检测器5尤其成问题。RHESSI计数的动态校正，占生存时间，数据间隙，和每个探测器的双网格准直器的传输，需要克服这个问题。这些修正应适用于所有未来的振荡研究。
2011-02-25 astro-ph.SR
Initiation of CME event observed on November 3, 2010: Multi-wavelength Perspective
太阳物理学中尚未解决的主要问题之一是CME的启动问题。利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和RHESSI（RHESSI）高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的多波段观测资料，对2010年11月3日发生的一次耀斑相关CME的爆发过程进行了研究。我们报告了一个流入结构的观察，最初在304 ° C和1600 ° C的图像，几秒钟后。这一流入结构被认为是CME的分支之一。我们还观察到一个非热致密源并发和近共空间的增亮和流入结构的运动。这种致密的非热源的出现、入流结构的增亮和运动以及日冕中CME结构的向外运动使我们得出结论，CME的起源是由磁重联引起的。
2014-07-22 astro-ph.SR
A Challenging Solar Eruptive Event of 18 November 2003 and the Causes of the 20 November Geomagnetic Superstorm. I. Unusual History of an Eruptive Filament
这是四篇配套论文中的第一篇，分析了2003年11月18日AR 10501的复杂爆发事件以及2003年11月20日最大的太阳活动周期23地磁风暴的原因。对一个完整的数据集的分析，以前没有考虑过，揭示了硬X射线和微波爆发的连锁反应。AR 10501中的暗条并不像通常认为的那样是较大通量绳的被动部分。暗条爆发并成为日冕物质抛射的起源。事件链如下：i）07：29的喷发伴随着未报告的M1.2级耀斑，与第一个东南部CME 1的爆发有关，这不是超级风暴的原因; ii）07：41的局限性喷发（M3.2耀斑）破坏了暗条的稳定性; iii）暗条加速（07：56）; iv）爆发的暗条分叉，转变成一个大的云; v）AR 10501中的一个M3.9耀斑与这一转变有关。细丝的转变可能是由于其与零点附近的磁场的相互作用，所述零点位于由AR 10501、10503及其环境形成的复合物上方约100 μ m的高度处。CORONAS-F/SPIRIT望远镜在304 A观测到的云是一个大的Y形暗化，从分叉区域移动到边缘。云和暗条的质量和运动学是相似的。在第二个西南方的CME 2中没有观测到暗条的残留，之前被认为是11月20日超级风暴的来源。这些事实并不支持一个简单的假设，即行星际磁云被认为是由最初与AR 10501中爆发前暗条相关的结构形成的通量绳。观测表明，在08：07至08：17之间，靠近太阳盘中心的分叉区域上方可能…
2014-10-29 astro-ph.SR
Plasma properties from the multi-wavelength analysis of the November 1st 2003 CME/shock event
本文分析了2003年11月1日LASCO日冕仪在白光和SOHO UNOPS紫外波段观测到的一次CME/激波事件的光谱特性和动力学演化，计算了2个太阳半径以下的中冕区的一些重要等离子体参数。与MLSO/Mk 4白光日冕仪同时获得的观测结果，提供了日冕中CME膨胀的早期演变和沿CME前沿的冲击前电子密度分布，也被用来研究这一事件。通过将上述信息与地基射电光谱仪检测到的公制II型射电发射的分析相结合，我们最终得出了日冕局部阿尔夫文速度和磁场强度值的估计值。
2012-11-19 astro-ph.SR
The Great Flare of 2021 November 19 on AD Leo. Simultaneous XMM-Newton and TESS observations
我们提出了一个详细的分析活动M矮星AD狮子座的超级耀斑。这一事件是一个罕见的情况下，同时观察到恒星耀斑的X射线（与XMM-牛顿）和光学（与凌日系外行星调查卫星，TESS）。在0.2-12 keV X射线波段（$1.26 \pm 0.01 \cdot 10^{33}$ erg）和测辐射热值（$E_{F,bol} = 5.57 \pm 0.03 \cdot 10^{33}$ erg）的辐射能量都把这次事件放在超级耀斑类的低端。来自AD狮子座附近的特殊的光子统计数据，使测量在1-8 AA GOES波段的峰值通量（X1445类）和综合能量（$E_{F,GOES} = 4.30 \pm 0.05 \cdot 10^{32}$ erg），使直接比较数据的耀斑从我们的太阳。从太阳耀斑的经验关系外推，我们估计，质子通量至少$10^5\,{cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}}$伴随着辐射输出。由于TESS白光耀斑峰值和GOES波段耀斑峰值之间有300秒的时滞，以及明显的Neupert效应，该事件非常接近标准（太阳）耀斑场景。在X射线耀斑的时间分辨光谱揭示，除了等离子体温度和排放措施的时间演变，电子密度和元素丰度的暂时增加，并在日冕中延伸的恒星半径（$4 \cdot 10^9$厘米）的13%的环路。独立估计的足迹面积的耀斑从TESS和XMM-牛顿数据表明高温的光学耀斑（25000 K），但我…
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Impulsive Phase in Solar Flares: Recent Multi-wavelength Results and their Implications for Microwave Modeling and Observations
这篇简短的论文回顾了最近对耀斑期间低层大气（色球层和光球层）中发生的过程的几个关键观测。这些是：在耀斑色球层的紧凑和碎片结构的证据，在光学耀斑的脚点，在耀斑脉冲阶段，在磁场的阶梯状变化的条件，热，密集的'色球'的脚点。这些意见的微波的影响进行了讨论。
2013-11-27 astro-ph.SR
Multi-wavelength Study of Energetic Processes during Solar Flares occurrence
本文试图了解在太阳耀斑期间太阳大气不同层中发生的物理过程。为了全面了解耀斑，我们必须分析多波长数据集，因为不同波长的辐射来自太阳大气的不同层。此外，耀斑是短暂的和局部的事件观察到发生在所有的耀斑。基于这些考虑，我们对两个典型的耀斑事件进行了多波长分析。一个事件发生在靠近太阳圆盘中心的地方，另一个发生在靠近边缘的地方。在前一种情况下，我们研究了来自太阳大气低层的发射。因此，色球、过渡区和光球磁图都可以进行分析。另一方面，在近临事件中，日冕特征可以清楚地研究。本文研究的第一个事件是位于S10E14的活动区NOAA 10649的M1.1级耀斑，第二个事件是位于S12W90的活动区NOAA 10713的M1.4级耀斑。在这两种情况下，我们都观察到了优秀的多波长数据集。多仪器数据的观测清楚地表明，耀斑发生在太阳黑子附近。这些是具有混合极性的强磁场区域。
2020-05-24 astro-ph.SR
An investigation of flare emissions at multiple wavelengths
我们报告了2014年7月7日对四次太阳耀斑的多波长观测。我们首先根据极紫外光变率实验和地球同步轨道环境卫星观测到的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）辐射数据，对耀斑进行了筛选。然后从大气成像组件（AIA）测量的全圆盘图像中识别它们的位置和几何形状，并识别不同通道中光变曲线之间的时间延迟。使用差分发射测量方法估计电子数密度。我们发现，四个耀斑中有三个在SXR通道和高温（>6 MK）EUV波长的脉冲阶段显示出强发射，即，AIA 131 A和94 A，然后在中温（~0.6-3 MK）EUV通道中发射峰值辐射.此外，它们持续时间长，电子密度小，这可能是由热扩散耀斑环的相互作用驱动的。只有一个耀斑几乎同时在所有观测到的波长中发出辐射，持续时间相对较短，并且具有较大的电子密度。它还伴随着III型射电爆发。在EUV通道处的明亮发射可以对应于相关联的爆发灯丝。
2020-09-10 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
A Seven-Day Multi-Wavelength Flare Campaign on AU Mic I: High-Time Resolution Light Curves and the Thermal Empirical Neupert Effect
本文基于 AU Mic 的七日多波段观测，分析了 73 个耀斑并发现 65% 不遵循经验 Neupert 效应，据此提出四分类方案，指出单一模型无法解释所有恒星耀斑。
2023-04-12 astro-ph.SR
A Dragon's Flame of Many Colours: Multi-wavelength Observations of Flares from the Active M Binary CR Draconis
本文通过多波段专业-业余联合观测，研究活跃M型双星CR Draconis的耀斑行为，测得耀斑峰值温度约7100 K，低于常用的9000 K黑体假设，并揭示了耀斑模型准确性的相位依赖性。
2024-02-21 astro-ph.SR
Understanding the Duration of Solar and Stellar Flares at Various Wavelengths
本研究利用辐射流体力学代码模拟了不同波长下太阳和恒星耀斑的持续时间，发现其取决于等离子体温度、发射高度及冷却机制，并揭示了低层大气直接加热响应与日冕间接响应色球蒸发（Neupert效应）辐射的明显区别。
2023-09-07 astro-ph.SR
Detections of Multi-Periodic Oscillations during a Circular Ribbon Flare
利用2013年11月10日（SOL 2013 -11- 10 T05：14）圆带状耀斑的多波长观测资料，分析了三种振荡行为。该事件是一个典型的具有外脊结构和同源喷流的环带耀斑。我们发现了三种振荡（或扰动）：i）通量振荡（或QPP），在X射线，EUV和微波发射中具有约20秒的主导周期，ii）周期性射流，间歇性节奏约为72秒，iii）外环扰动半个周期，持续时间约为168秒。类似于非热过程（如重复的磁重联）可能产生的周期性喷流，热辐射中检测到的耀斑QPP可能与非热辐射中看到的振荡具有相同的起源。外环扰动可能是由圆带状耀斑驱动的冲击波触发的，也可能是由香肠波或慢磁声波调制的。所得结果为进一步数值研究耀斑振荡的物理起源提供了数据。
2021-12-28 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of the 2014 June 11 M3.9 flare: temporal and spatial characteristics
我们提出了2014年6月11日发生的M级耀斑（M3.9）的多波长观测。我们的观测是用Dunn太阳望远镜（DST）、自适应光学、多相机系统ROSA（太阳大气快速振荡）和新的HARDcam（氢-α快速动力学）相机在各种波长下进行的，如Ca~II~K，Mg~I~b $_2$（5172.7 Ang）和H $α$窄带和G波段连续滤光片。使用Kiepencheuer-Institut散斑干涉法软件包（KISIP）代码重建图像，以提高图像分辨率。在耀斑期间，我们观察到Mg、Ca~K和H $α$窄带滤光片中$\approx$的强度增加120-150%。在SDO EUV通道中观察到的耀斑的强度增加了几倍，而GOES X射线在较硬的波段增加了30倍。只有一个适度的延迟之间的发作，发现附近的交感耀斑和主耀斑带状观察到这些窄带滤波器。对于Ca~K、Mg和H $α$带，峰值耀斑发射在几秒内发生。时间-距离技术发现主耀斑带的传播速度为$\approx$ 60 km/s，而我们认为较小区域的传播速度高达300 km/s，这是暗条爆发造成的。这一结果以及SDO（$\approx$ 100 km/s）观测到的不同日冕高度的延迟和速度与能量传播随高度变化的简单模型吻合得很好，尽管需要一个更详细的耀斑太阳大气模型。最后，我们在Ca~K，Mg和H $α$带探测到了40- 60秒范围内的边缘准周期脉动（QPP），这些测量对…
2019-02-19 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of a B-class flare using XSM, AIA, and XRT
本研究利用三台不同仪器对2021年2月的一次B级微耀斑开展多波段观测，验证了不同仪器测温的一致性，分析了耀斑演化中的元素丰度变化，证实XRT滤光片组合适用于微耀斑高温测量。
2023-08-28 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observation of Electron Acceleration in the 2006 December 13 Flare
利用日本日出、RHESSI和野边山射电天文台对2006年12月13日发生的一次太阳耀斑进行了多波长观测，研究了电子加速的位置和机制。日出号上的太阳光学望远镜（SOT）观测到拉长的耀斑带，RHESSI观测到双足点硬X射线（HXR）源出现在部分耀斑带中。由SOT得到的光球矢量磁图表明，HXR源位于水平磁场改变方向的区域。该区域被解释为磁分界线的足点。用野边山射电日像仪拍摄的微波图像显示了连接HXR源的环形结构。微波强度的较亮部分位于环的顶部和脚部之间。我们认为这些观测结果是磁分界线附近电子加速和平行于磁力线注入的证据。
2009-03-06 astro-ph.SR
Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
Multi-wavelength characterization of stellar flares on low-mass stars using SDSS and 2MASS time domain surveys
我们提出了第一速率的耀斑从M矮星的红色光学和近红外（NIR）过滤器。我们已经研究了SDSS Stripe 82区域的约50，000 M矮星，以及来自2 MASS校准扫描点源工作数据库的1，321 M矮星，它们与SDSS成像场重叠。我们使用（r-i）和（i-z）颜色为样本中的每颗恒星分配从M0到M6的光度光谱类型。条纹82星每个有50-100个历元的数据，而2 MASS校准星有~1900个历元。从这些数据中，我们估计的观测率和理论检测阈值耀斑在八个光度带光谱类型的函数。光学耀斑率被发现与以前的研究一致，而每小时的近红外耀斑探测频率被发现是两个以上的数量级低。过量的小振幅通量增加，在所有波段表现出幂律分布，我们解释为耀斑低于我们的检测阈值的结果。为了研究每个滤波器对耀斑的恢复效率，我们将一个双分量耀斑模型扩展到近红外光谱中。用静止的M0-M6光谱模板预测了耀斑从u到Ks的光度响应。我们确定红色光学滤波器对u波段振幅>2等的耀斑敏感，而NIR滤波器对δ u>4.5等的耀斑敏感。我们的模型预测，M0星对J波段的探测具有最佳的颜色对比度，但是M4-M6星应该显示出最高的近红外耀斑率，其振幅为Δ J ~表征耀斑率和光度变化在较长的波长是重要的预测签名的M矮星的变化在下一代的调查，我们讨论了它们的影响，如LSST调查。
2012-02-10 astro-ph.SR
The calm before the storm: High spatial resolution mosaic of active region NOAA 14274 at the onset of an X1.2 flare
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本研究通过高分辨率成像揭示了NOAA 14274活跃区域在X1.2闪焰前夕的磁场结构和动态特征。
2025-12-01 astro-ph.SR
Time-Resolved Properties and Global Trends in dMe Flares from Simultaneous Photometry and Spectra
我们提出了一个均匀的调查线和连续发射近紫外（NUV）的光学波长在20 M的矮耀斑的同时，高节奏的测光和光谱。获得这些数据是为了研究比巴耳末跳跃更蓝和更红的波长处的白光连续分量。我们的目标是打破已适合宽带颜色的耀斑的发射机制之间的简并性，并为寻求再现白光耀斑发射的辐射流体动力学（RHD）耀斑模型提供约束。连续谱分析的主要结果如下：1）发现了巴耳末连续谱（在发射中）存在于所有耀斑期间，并且在比巴耳末跳跃更蓝的波长处对连续通量具有广泛的相对贡献;（2）耀斑最大值处的蓝色连续谱，在λ= 4000- 4800 nm范围内随波长线性减小，与hot的光谱形状相匹配，黑体辐射，典型温度为T_{BB} ~9000- 14000 K; 3）在波长大于Hβ（λ> 4900 λ）时，出现一个较红的连续谱，这对渐变阶段后期的能量收支变得相对更重要。我们计算了Balmer跳跃通量比，并与RHD模型谱进行了比较。模型比太大，所有20个耀斑的脉冲和渐变阶段的蓝光（λ= 4000- 4800 λ）斜率都太红。这种差异意味着，需要进一步的工作，以了解在高柱质量dMe耀斑加热。（节录）
2013-07-08 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of a Flux Rope Failed in the Eruption and Associated M-Class Flare from NOAA AR 11045
利用TRACE、STEREO、SOHO/MDI、Hinode/XRT和BBSO的空间和地面观测资料，对2010年2月12日试图从NOAA AR 11045爆发的通量绳和相关的M级太阳耀斑进行了多波长观测。当磁绳从活动区上升时，在其一个支点附近触发了M1.1/2F级耀斑。我们认为，耀斑触发是由于重新连接的上升通量绳与周围的低洼磁回路。磁绳以约90 km/s的速度达到约0.15 Rs的投影高度，而软X射线通量在其上升过程中逐渐增强。磁通绳被上覆场抑制，充满的等离子体向其激活位点以西的负极性场移动。我们发现的第一个观测证据的初始抑制的通量绳由于可见的残留灯丝在色球和日冕的温度，在活动区的同一位置前几天的演变。SOHO/MDI磁象图显示在耀斑开始前约12小时出现了一个双极。出现的负极性向磁绳激活点移动，在光球极性反转线（PIL）附近触发耀斑。负极性区域朝向PIL的运动有助于在耀斑和磁绳激活部位积聚磁能。这项研究提供了一个独特的观测证据，上升的通量绳未能爆发，由于残留的灯丝和覆盖的磁场，以及相关的触发M级耀斑。
2011-07-04 astro-ph.SR
Topological Analysis of Emerging Bipole Clusters Producing Violent Solar Events
在第24太阳活动周的上升阶段，太阳上发生了巨大的活动，磁通量快速而紧凑地出现，导致耀斑爆发（C到M，甚至X级）。我们调查了2010年11月在{ \it太阳动力学观测站}和地球上观测到的两个活动区（ARs）（NOAA编号11121和11123）集群中发生的剧烈事件。在一天之内，总磁通量增加了$70\%$，在AR 11123中出现了新的双极组。从11月11日的所有事件，我们研究，特别是，在07：16 UT左右开始在GOES软X射线数据和增亮之前。磁场拓扑分析表明，存在的零点，相关的分界线和准分界线层（QSL）的磁重联是容易发生的。零点的存在被确认的线性和非线性无力磁场模型。它们的位置和一般特征在两种建模方法中是相似的，这支持它们的鲁棒性。然而，为了解释分析的事件增亮，这是不限于光球轨迹的零分离线，我们计算的QSL的位置的全部扩展。基于这个更完整的拓扑分析，我们提出了一个方案来解释一个低能量事件的起源之前的灯丝喷发，这是伴随着两个带状耀斑，并在AR 11123连续封闭耀斑。我们的拓扑计算的结果也可以解释在其他两个事件，一个之前，一个之后的07：16 UT的耀斑带的位置。最后，本研究提供了进一步的例子，耀斑带状位置可以解释时，相比QSL，只有部分，当使用separatrices。
2013-12-11 astro-ph.SR
X-ray and UV investigation into the magnetic connectivity of a solar flare
我们研究了2002年11月16日太阳耀斑背景下RHESSI和TRACE探测到的X射线和紫外辐射，目的是更好地了解耀斑的演变。我们分析了12-25和25-50 keV能量范围内的X射线发射特性，同时观察了1600 nm处的UV发射。耀斑似乎有两个不同的发射阶段，相隔25秒的时间延迟，第一阶段在能量上更重要。我们发现25-50 keV的X射线和1600 keV紫外线发射的最强区域之间有很好的时空一致性。我们还观察到一个扩展的100角秒< 25 keV的源，它在本质上看起来像日冕，并在耀斑后期连接两个分离的紫外带。利用X射线和紫外波段的观测特性，我们提出了两种解释耀斑的演变与脊柱/风扇磁场拓扑结构和加速电子。我们发现，结合准分界线层重联和零点重联需要考虑所观察到的X射线和UV发射的属性。
2012-10-10 astro-ph.SR
A multi-wavelength view of magnetic flaring from PMS stars
来自太阳和其他恒星的耀斑在软X射线波段被观测到。然而，大部分辐射能量以光学/UV波长释放。尽管经过了几十年的研究，耀斑的物理学仍未被完全理解。更少的是所知的强大的耀斑定期观察到的前主序星，这可能会显着影响的演变拱星盘。NGC 2264恒星形成区的观测是在2011年12月，同时使用三台望远镜，钱德拉（X射线），CoRoT（光学）和斯皮策（mIR），作为“NGC 2264协调天气调查”（CSI-NGC 2264）的一部分。在2008年3月还获得了更短的钱德拉和CoRoT观测。我们分析了光变曲线检测X射线耀斑与光学和/或mIR对应。基本耀斑属性从三个数据集，如发射的能量和峰值亮度，然后进行比较，以约束的光谱能量分布的耀斑发射和发射区域的物理条件。来自有和没有星周盘的恒星的耀斑也进行了比较，以确定可能归因于盘存在的任何差异。探测到了78个X射线耀斑与光学和/或中红外对应物。它们的光发射被发现与X射线发射有很好的相关性，并且明显大于X射线发射。相关性的斜率表明，对于最强大的耀斑，差异变得更小。中红外线的耀斑辐射似乎强烈地受到星周盘的影响：来自有盘恒星的耀斑相对于没有盘的恒星有更强的中红外线辐射。这可能是由于光学（和X射线）耀斑发射的再加工的内部拱盘，耀斑引起的磁盘加热提供的证据。
2018-07-23 astro-ph.SR
A secondary fan-spine magnetic structure in active region 11897
扇脊是太阳大气中的一种特殊拓扑结构，它与磁零点以及圆带状耀斑密切相关，可以为理解太阳耀斑的三维本质提供重要信息。然而，扇内的精细结构却很少被研究。在本文中，我们研究了一个次级风扇脊柱（SFS）结构内的风扇一个较大的风扇脊柱拓扑结构。在2013年11月18日，这个大型的扇脊结构被追踪出来，是由于一个暗条的部分喷发，它在活动区11897造成了一个环形带状耀斑。外推的3D磁场和挤压因子Q图清楚地描绘了这种扇脊拓扑结构，其周围的准分界线层（QSL）晕，以及位于中心的具有高Q值的较小的准圆形带，这意味着在扇内存在精细结构。11月17日的成像观测、外推三维场和Q图表明，确实存在一个被QSL包围的SFS，QSL被另一个QSL晕包围，对应于上覆的更大的扇形扇。此外，沿此SFS还检测到由零点重联引起的物质流。在检查了下面的磁场的演变，我们认为，连续出现的磁通量内的中心寄生区所包围的相反极性的领域的结果形成的SFS下的大风扇。
2018-11-29 astro-ph.SR
Microwave Emission of Supra-arcade Structure associated with M1.6 Limb Flare
我们研究了2010年11月4日发生在东南边缘的M1.6耀斑的超拱廊结构。它的微波观测是用Nobeyama射电日像仪（NoRH）在17 GHz，软X射线在8-20 keV的范围内，用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），和EUV大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台（SDO）。根据Reeves & Golub（2011年）的报告，超拱廊结构主要在AIA 131 α通道中观察到，其中含有来自Fe XIX的热11 MK组分（Boerner等人，2011年）。当这种炽热的耀斑等离子体持续到耀斑的衰变阶段时，它在微波和软X射线方面表现出一些有趣的特征：1）在超拱廊结构中，微波辐射的亮温（TB）逐渐增加，最高可达2 \times 10 ^4 K; 2）出现两个软X射线源：一个与超拱廊结构同空间，另一个在耀斑后拱廊上方。我们推导出的变化的发射措施，密度和能量的超拱廊结构使用TB从17 GHz的微波观测。
2012-08-17 astro-ph.SR
The JCMT Transient Survey: An Extraordinary Submillimetre Flare in the T Tauri Binary System JW 566
猎户座分子云中的双星T Tauri系统JW 566于2016年11月26日（UT）通过SCUBA-2仪器在亚毫米波长处观察到了一个高能的短暂耀斑。在31分钟的积分过程中，发射衰减了近50%。在450微米和850微米处，同时源通量的平均值分别为500 +/- 107 mJy/束和466 +/- 47 mJy/束。850微米的通量对应的射电光度为$L_ν=8\times10^{19}$ erg/s/Hz，比2003年在猎户座探测到的年轻恒星GMR-A的耀斑亮约一个数量级（以$νL_ν$计）。该事件可能是与年轻恒星物体相关的最明亮的已知耀斑，也是第一个在亚毫米波长发现的日冕耀斑。$α= 0.11$在450微米和850微米之间的光谱指数与非热发射大致一致。亮温超过$6\times10^{4}$ K。我们解释这一事件是一个磁重联，激发带电粒子发射回旋同步辐射/同步辐射。
2018-11-30 astro-ph.SR
Inferring the magnetic field asymmetry of solar flares from the degree of polarisation at millimetre wavelengths
利用毫米波太阳耀斑的偏振测量研究了耀斑发射源的磁场结构。我们分析了两个太阳耀斑（SOL 2013 -02-17和SOL 2013 -11-05）观测到的偏振发射毫米波活动在太阳（POEMAS）在45和90 GHz，微波从1 - 15 GHz的射电太阳望远镜网络（RSENS），并在高频率（212 GHz）的太阳亚毫米望远镜（SST）。此外，来自这些耀斑的硬X射线同时被Rheeven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）探测到。的通量和偏振无线电频谱拟合使用的模型，模拟回旋同步辐射在空间变化的三维磁场环结构。对于{建模}，磁环几何形状是固定的，场强是磁场的唯一自由参数。此外，该模型假定电子分布均匀，以高能电子数密度和电子谱指数为自由参数。拟合模型再现合理以及观察到的偏振度和无线电通量谱产生的物理参数的环和耀斑源的每个事件。我们的研究结果表明，在太阳耀斑的高程度的偏振可以解释两个源位于高度不对称的磁回路的{footpoints}，而低的偏振度产生的对称磁回路的脚点源。
2020-05-04 astro-ph.SR
Formation and eruption of a flux rope from the sigmoid active region NOAA 11719 and associated M6.5 flare: A multi-wavelength study
本文通过对S型活动区NOAA 11719的E（UV）、X射线和射电观测资料的分析，研究了S型活动区通量绳的形成、激活和喷发。在大约7小时的喷发前期间，AIA 94 A图像显示，通过两个J形环束之间的相互作用，出现了一个S形日冕，并伴随着多次日冕环增亮和通过光球的磁通量的显著变化。这些观测结果意味着，重复的磁重联可能在日冕S形磁绳的形成中起着关键作用，也有助于维持磁绳的温度高于周围的日冕结构。值得注意的是，S形的形成与色球层中S形细丝通道的快速形态演化有关。S形激活朝向喷发与上升的一个大的通量绳在日冕，这是由光球磁通量通过核心耀斑区域的减少建议系绳切割重联作为一种可能的触发机制。磁绳爆发导致一个两个带状M6.5耀斑与延长的上升阶段~21分钟。耀斑表现出显着的偏离标准耀斑模型在上升阶段的早期，在此期间，一对J形耀斑带的形式，显然表现出收敛运动平行于极性反转线，这是进一步证实了HXR足点源的运动。在后期阶段，耀斑遵循标准耀斑模型，源区经历了一个完整的S形到弧形的转变。
2017-01-04 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
Magnetic Energy Dissipation during the 2014 March 29 Solar Flares
我们计算了2014年3月29日耀斑（SOL 2014 -03- 29 T17：48）期间自由磁能的时间演化，这是IRIS探测到的第一个X级耀斑。自由能的计算从非势场之间的差异，所观察到的环结构的几何形状的约束，和势场。我们使用AIA/SDO和IRIS图像来描绘极紫外波长的日冕环的几何形状，以及追踪色球层和过渡区中紫外波长的磁场方向。我们发现一个相同的演化的自由能的日冕和色球示踪剂，以及AIA和IRIS的结果之间的协议，与峰值自由能的$E_{free}(t_{peak}) \approx (45 \pm 2) \times 10^{30}$尔格，减少了$ΔE_{free} \approx (29 \pm 3) \times 10^{30}$尔格的量在耀斑衰减阶段。自由能的一致性，从不同的EUV和UV波长测量的第一次在这里，表明垂直电流（表现为螺旋扭曲环的形式）可以检测到和测量的色球和日冕示踪剂。
2015-04-13 astro-ph.SR
Solar Neutron Decay Protons observed in November 7, 2004
我们发现了一个有趣的事件，由安装在玻利维亚高山（海拔5250米）的太阳中子望远镜记录。和墨西哥（海拔4600米）。该事件于2004年11月7日被观测到，与X2.0级的大太阳耀斑有关。我们的寄存器和两颗卫星（GOES 11和SOHO）中的一些特征揭示了电子和质子的存在，它们可能是中子衰变的产物。1982年6月3日，ISEE 3卫星记录了太阳中子衰变质子（sndp）。1989年10月19日，安装在鹅湾和深河的地面探测器揭示了太阳中子衰变质子（sndp）的登记。因此，这是第二个例子，这样的证据是登记在地球表面。
2020-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flare heating of the chromosphere: Observations of flare continuum from GREGOR and IRIS
基于GREGOR和IRIS联合观测，研究M5.7耀斑连续谱增强，推导色球层加热温度下限为(3-15)×10^3 K，并估算电子密度约1×10^13 cm^(-3)。
2024-08-20 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
The Radiated Energy Budget of Chromospheric Plasma in a Major Solar Flare Deduced From Multi-Wavelength Observations
本文介绍了在X级太阳耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）期间，太阳低层大气在光学、紫外和极紫外波长处辐射的能量的测量结果，该测量结果响应于假定为非热电子形式的能量注入。RHESSI的硬X射线观测被用来跟踪非热电子分布参数的演变，以揭示耀斑加速电子中包含的总功率。通过在脉冲阶段的持续时间内积分，发现包含在非热电子中的总能量为$>2\times10^{31}$ erg。在自由束缚的H I（Lyman）、He I和He II的EUV连续谱中，加上He II在304 nm和H I的发射线，测量了太阳低层大气的响应。（Ly $α$）在1216 ℃（SDO/EVE），UV连续谱在1600 ℃和1700 ℃（SDO/AIA），WL连续谱在4504 ℃、5550 ℃和6684 ℃，以及使用Hinode/SOT在3968 nm处的Ca II H线。这些仪器检测到的能量总和为$\sim3\times10^{30}$ erg;约占总非热能的15%。发现Ly $α$线主导测量的辐射损失。参数的驱动电子分布和由此产生的色球响应的详细介绍，以鼓励耀斑加热的数值模拟，这一事件，以确定太阳大气的深度，这些线和连续过程的起源，以及负责其生成的机制（S）。
2014-06-30 astro-ph.SR
Signatures of magnetic reconnection in solar eruptive flares: A multi-wavelength perspective
在这篇文章中，我们回顾了多波长耀斑的一些关键方面，这些方面对形成基于磁重联的标准耀斑模型做出了重要贡献。重点是最近的观测结果所采取的拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的X射线发射起源于不同地区的冕环。我们还简要地总结了这些意见，似乎不适应规范的耀斑图片，并讨论了未来的调查面临的挑战。
2012-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of Proxima Centauri
我们报告同时观测附近的耀斑星Proxima Centauri与VLT/UVES和XMM-牛顿在2009年3月的三个晚上。我们的光学和X射线观测涵盖了恒星的静止状态，以及它的耀斑活动，使我们能够探测从光球到色球层的恒星大气条件，然后在其不同的活动阶段的日冕。使用的X射线数据，我们调查日冕密度和丰度的变化，并推断一个中等大小的耀斑环属性。光学数据被用来调查的磁场及其可能的变化，构建一个发射线的色球层列表，并使用某些发射线来构建物理模型比邻星的色球层。我们报告发现一个弱的光学禁止Fe十三行在3388 AA期间更活跃的状态Proxima半人马座。对于中间耀斑，我们发现两个二次耀斑事件，可能起源于相邻的循环，并讨论在此耀斑期间观察到的H i，He i，和Ca ii线的线不对称性。在H α线的高时间分辨率突出了强烈的时间变化，观察到的线的不对称性，再次出现在二次耀斑事件。我们还提出了理论建模与恒星大气代码PHOENIX构建耀斑色球模型。
2011-09-06 astro-ph.SR
CMEs and SEPs During November-December 2020: A Challenge for Real-Time Space Weather Forecasting
日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的预测是空间天气预测的核心问题。近年来，对空间天气预测的兴趣已经扩大到包括对地球以外其他行星的影响以及散布在日光层的航天器。从这个意义上说，空间天气科学的范围现在涵盖了整个日光层系统，对太阳瞬变的多点测量可以为预测模型提供有用的见解和验证。在这项工作中，我们的目标是分析2020年底发生的两次爆发性耀斑（即11月29日的M4.4耀斑和12月7日的C7.4耀斑）之间的整个日光层内部环境。这段时间特别有趣，因为STEREO-A航天器位于日地线以东约60°处，使我们有机会利用拉格朗日L1和L5点的遥感观测作为输入，测试“360°预测”的能力。我们模拟的CME，在我们感兴趣的时期和SEP的冲击加速使用WSA-Enlil-SEPMOD建模链和四套输入参数，形成一个“迷你合奏”期间喷出。我们使用包括地球和火星在内的六个地点的原位观测来验证我们的结果。我们发现，尽管模型的架构和假设产生了一些限制，CME和冲击加速SEP可以合理地研究和预测，至少在几十度远离喷发现场使用这里采用的预测工具。
2022-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Flare Ribbons Approach Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph and the Solar Dynamics Observatory
我们报告了2015年11月4日在NOAA AR 12443中的多带M级耀斑期间的耀斑带接近（FRA），由界面区域成像光谱仪和太阳动力学观测台获得。耀斑由一对主带和两对次带组成。这两对次级带的形成晚于主带的出现，分别延迟了15分钟和19分钟。负极性的主带比在其前面的具有相同极性的第一次级带更快地向外扩展，因此产生了FRA。就在他们相遇之前，主带急剧变暗，其强度在2分钟内下降了约70%，这意味着产生两个主带的主相重联被抑制。FRA导致主带向副带方向偏转，偏转角约为60度。大约2分钟后形成了后接近拱廊，并沿新拱廊检测到速度为35-40 km/s的下降流，表明FRA过程中的磁重组。我们认为，有三个拓扑结构域的足迹概述的三对丝带。这些域的紧密接近导致与磁场拓扑一致的带的偏转。
2017-09-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic Variations in the Hard X-ray emission of a Large Arcade Flare
本文利用1991年11月2日大耀斑的硬X射线（HXR）光变曲线和由Yohkoh X射线望远镜记录的软X射线和HXR图象，研究了HXR辐射的准周期振荡。对这些观测结果的分析结果如下：i）观测结果证实，电子在包含在尖点磁结构内的振荡磁阱中被加速。ii）HXR脉冲的幅度增加是由于磁阱振荡幅度的增加和色球蒸发上升流引起的磁阱内密度的增加。iii）当陷阱内密度的进一步增加抑制电子加速时，HXR脉冲幅度的增加终止。iv）振荡磁阱的模型能够解释电子沉淀的时间变化、加速电子沉淀的强不对称性以及15和25 keV电子沉淀的系统差异。我们已经获得了直接的观测证据，强HXR脉冲是来自色球蒸发的致密等离子体流入加速体积的结果。
2013-03-05 astro-ph.SR
Interactive Multi-Instrument Database of Solar Flares
太阳耀斑是一种复杂的物理现象，从无线电波到$γ$射线，在很宽的电磁波谱范围内都可以观测到。为了更全面地了解耀斑，有必要利用许多卫星和地面观测站的观测结果进行组合的多波长分析。为了有效的数据搜索，不同耀斑列表的集成和观测数据的表示，我们开发了一个太阳耀斑的交互式多仪器数据库（https：//solarflare.njit.edu/）。可通过网络访问的数据库功能齐全，允许用户根据耀斑的物理描述符和特定仪器组的观测结果搜索可识别的耀斑事件。目前，来自三个主要耀斑列表的数据（GOES、RHESSI和HEK）和各种其他事件目录（Hinode、Fermi GBM、Konus-Wind、OVSA耀斑目录、CACTus CME目录、灯丝喷发目录）和观测日志（IRIS和Nobeyama覆盖范围）集成，并增加了一组物理描述符（温度和发射测量）提供了一个观测摘要，数据链，和多波长光变曲线的每个耀斑事件，自2002年1月以来。我们设想，这个新工具将使研究人员能够大大加快对统计和案例研究感兴趣的事件的搜索。
2017-06-13 astro-ph.SR
Multi-wavelength Diagnostics of the Precursor and Main phases of an M1.8 Flare on 2011 April 22
研究了2011年4月22日发生在NOAA AR 11195（S17 E31）的M1. 8级耀斑的时间、空间和光谱演化，探讨了前兆发生期间的物理过程及其与主相的关系。使用SDO/AIA在131 °A波长和6-14 keV下观察到的合成图像对源形态的研究揭示了一个多回路系统，该系统在前体和主阶段期间系统地不稳定。相比之下，HXR发射（20-50 keV）是不存在的前体阶段期间，只出现在从脉冲阶段的发射环的脚点的形式的开始。这项研究还揭示了加热的环顶之前，环发射，虽然没有伴随的脚点源观察到在前体阶段。我们估计耀斑等离子体参数，即T，EM，幂律指数，光子翻转能量通过前向拟合RHESSI光谱观测。前驱阶段释放的能量是热能，约占耀斑期间释放的总能量的1%。结合合成的T和EM地图的灯丝的形态演变的研究已经进行了揭示（a）部分灯丝喷发前的先驱体发射的发病，（b）加热的致密等离子体的极性反转线和附近的缓慢上升的灯丝在前体阶段。基于多波长观测的启示，我们提出了一个方案，统一的前体和主相发射过程中的能量释放，其中，前体相发射已起源于通过导电前沿形成由于部分灯丝喷发。接下来，加热的剩余S形灯丝经历了缓慢的上升和加热，由于磁重联，并最终爆发，产生在脉冲和渐进阶段的发射。
2013-10-21 astro-ph.SR
The relationship between hard X-ray pulse timings and the locations of footpoint sources during solar flares
太阳耀斑中准周期脉动（QPP）的成因至今仍是争论的主题。最近，Nakariakov & Zimovets（2011）提出了一个新的模型，认为在双带耀斑中，这种脉动可以通过传播慢波来解释。这些波可能会斜向传播到磁场，在色球层反射，并在日冕中空间分离的位置相长干涉，导致准周期性重联事件沿着耀斑拱廊进行。这样的慢波状态将具有某些观测特征。我们在RHESSI，SOHO和TRACE观测到的两个带状耀斑的选择过程中寻找这种现象的证据; 2002年11月9日，2005年1月19日和2005年8月22日的耀斑。在这些事件中，我们无法观察到硬X射线足点间隔和脉冲定时之间的明确相关性。此外，硬X射线足点的运动被证明是连续的观测误差内，而一个不连续的运动可能是预期的慢波模型。最后，我们发现，对于一个优选的慢波传播角为25-28度，预计最快的波，硬X射线足点的速度导致估计的脉冲周期和色带长度显着大于测量值。因此，对于所研究的三个事件，我们得出结论，当仅考虑25-28度角时，通过Nakariakov & Zimovets（2011）传播慢波模型无法轻松解释观测特征。我们提供了建议耀斑参数，以优化未来的研究。
2013-03-25 astro-ph.SR
An Eruptive Circular-ribbon Flare with Extended Remote Brightenings
我们研究了2013年11月10日爆发的X1.1圆带状耀斑，结合多波长观测和使用非无力场方法的日冕场重建。在第一阶段，通过磁重联在两个轻度扭曲的剪切弧之间形成暗条，这两个弧嵌入与零点相关的扇形穹丘之下。这种重联似乎是由内部两个拱廊足点周围的光球剪切和会聚流驱动的，与耀斑相关的横向场变化一致。暗条的南部由于环面的不稳定性而向上升起，并推挤零点。诱导的零点重联，然后产生的圆形带状和初始远程增亮在西方，加速电子沉淀沿风扇和传播向外沿quasi-separix表面与高值的挤压因子（Q）的包络领域，这有一个窗帘状的形状在这里。在第二阶段，通量绳的南端脱离表面，依次破坏圆顶和覆盖场，并以鞭打的方式爆发，成为部分晕日冕物质抛射。这导致了增强的耀斑发射和快速移动的远程增亮在磁幕的脚点，这跨越了一个非常广泛的区域，也与日冕昏暗。这是一个罕见的爆发性环带耀斑的例子，其中完全观察到了磁通绳从形成到成功喷发出圆顶的演变以及由此产生的异常扩展的远程增亮。
2020-07-28 astro-ph.SR
Exploring the origin of multi-periodic pulsations during a white-light flare
本文研究2024年5月10日X4.0级耀斑的多周期准周期脉动，在多个波段识别出五个周期，并分别将其归因于磁重联、等离子体加热、慢磁声波和扭结波等不同物理机制。
2025-04-11 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Diagnostics of Pre-Flare Evolution with Aditya-L1: From the Solar Chromosphere to the Corona
Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育学院）；Physical Research Laboratory（物理研究所）；U R Rao Satellite Centre（U R Rao卫星中心）；Centre for Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答科学与研究教育研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Sri Dharmasthala Manjunatheshwara College (Autonomous)（斯里达尔马斯塔拉曼朱纳特什瓦拉学院（自治））
该研究借助Aditya-L1卫星多仪器观测，分析7个M/X级耀斑的色球层耀斑前瞬变，揭示其特性与起源，为理解大耀斑前活动区不稳定过程提供了观测依据。
2026-07-30 astro-ph.SR
First time delay observation between two mid-infrared channels in solar flare footpoints
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；School of Physics, Costa Rica Institute of Technology（哥斯达黎加理工学院物理学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Engineering School, Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学工程学院麦肯锡射电天体物理学中心）
本文通过分析中红外波长（5.2微米和8.2微米）在太阳耀斑脚点的时滞，发现8.2微米通道比5.2微米通道早0.3-0.45秒达到峰值，探讨了时滞成因及能量沉积对色球层的影响。
2026-05-07 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: II. Hydrodynamic Scaling Laws and Thermal Energies
在这项研究中，我们测量了与论文I中分析的相同的155 M和X级太阳耀斑的物理参数，通过执行{ \sl差分发射测量（DEM）}分析来确定耀斑峰值发射测量$EM_p$，峰值温度$T_p$，电子密度$n_p$和热能$E_{th}$，除了空间尺度$L$，面积$A$和体积$V$在论文I中测量。M级和X级耀斑的参数范围是：$\log(EM_p)=47.0-50.5$，$T_p=5.0-17.8$ MK，$n_p=4 \times 10^9-9 \times 10^{11}$ cm $^{-3}$，以及$E_{th}=1.6 \times 10^{28}-1.1 \times 10^{32}$ erg的热能。我们发现，这些参数服从Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律$T_p^2 \propto n_p L$和$H \propto T^{7/2} L^{-2}$在耀斑密度$n_p$的峰值时间$t_p$，当加热率$H$和传导和辐射损失率之间的能量平衡，实现了一个短暂的瞬间，从而使RTV标度律的适用性。RTV标度律的应用预测幂律分布的所有物理参数，我们证明了数值蒙特卡罗模拟以及与分析计算。RTV定律的一个结果是，我们还可以恢复加热速率的尺寸分布，我们发现$N(H) \propto H^{-1.8}$，这是一致的磁通量分布$N(Φ) \propto Φ^{-1.85}$观察到的帕内尔…
2013-08-23 astro-ph.SR
Preflare very long-periodic pulsations observed in Halpha emission before the onset of a solar flare
在全圆盘太阳软X射线（SXR）通量中检测到了耀斑前阶段（耀斑前VLP）的非常长周期的脉动（参见Tan等人2016）。它们可以被看作是太阳耀斑的前兆，并有助于我们更好地了解太阳耀斑的触发机制。在这封信中，我们报告了2015年10月16日M1.1环形带状耀斑爆发前的VLP事件。它同时在Halpha，SXR和极紫外（EUV）波长下观察到，分别由NVST，GOES，EVE和AIA记录。耀斑前VLP是指耀斑前光变曲线中的重复脉冲和准周期脉冲，它可能受到载流等离子体回路中LRC电路振荡的调制。准周期性可以用基于马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的贝叶斯（例如，Liang等人，2020年），例如约9.3分钟。我们提出了第一个报告的预耀斑VLP事件在当地的H α线和EUV波长，这可以被认为是一个太阳耀斑的前兆。因此，这一发现应该证明是有用的预测太阳耀斑，特别是对强大的耀斑。
2020-06-26 astro-ph.SR
Resolving Protoplanetary Disks at Millimeter Wavelengths by CARMA
我们目前在1.3和2.7毫米的连续观测使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）对金牛座分子云中的6个原行星盘：CI Tau，DL Tau，DO Tau，FT Tau，Haro 6-13和HL Tau。我们使用两种盘模型：耀斑幂律盘模型和耀斑吸积盘模型，用贝叶斯推断来约束盘的物理性质。比较物理性质，我们发现，更广泛的磁盘是少耀斑和尘埃不透明度光谱指数（β）是较小的，在质量较小的磁盘。此外，具有陡峭的中平面密度梯度的盘具有较小的β，这表明晶粒生长并径向移动。此外，我们定量地比较了这两个盘模型，发现吸积盘模型提供了一个更好的整体拟合。我们还讨论了三个扩展的原行星盘上亚结构的可能性。
2015-06-11 astro-ph.SR
