Physics of Solar Neutron Production: Questionable Detection of Neutrons from the 2007 December 31 Flare
在内日光层的航天器观测首次提供了测量1-10 MeV太阳中子的机会。我们讨论了太阳耀斑中低能中子产生的物理过程，并指出即使在相互作用粒子能量为2 MeV/核子时，也会产生能量大于10 MeV的中子。另一方面，在典型的耀斑谱中，1-10 MeV中子中的很大一部分是由>10 MeV/核子离子的相互作用产生的。我们计算逃逸中子谱的单能和幂律粒子谱在太阳的位置和观测角度的信使在其报告的检测到低能中子与2007年12月31日太阳耀斑。我们详细关注这个可疑的观测太阳中子：1。在太阳上，这个中等的M2级耀斑的加速质子的推断数量是迄今为止观测到的任何耀斑的10倍，2。“太阳”中子计数率的起始和持续时间与太阳高能粒子（SEP）的相似;作者的论点，即SEP主要由电子控制，因此不能在航天器中局部产生中子计数。相反，我们认为，太阳高能质子和α粒子，通过当地的中子生产和偶然的巧合，是大多数的“太阳中子”计数的来源。
2011-05-05 astro-ph.SR
Features of Microwave Radiation and Magnetographic Characteristics of Solar Active Region NOAA 12242 Before the X1.8 Flare on December 20, 2014
本文继续了作者利用太阳活动区（AR）的微波辐射和磁象特征探测大耀斑（M5级及以上）前兆的工作。对强耀斑前兆的归纳可用于发展强耀斑预报方法。本文分析了NOAA AR 12242的发展，其中2014年12月20日发生了X1.8耀斑。该分析基于RATAN-600射电望远镜在1.65-10厘米范围内的定期多方位角和多波长观测，以及强度和圆偏振分析以及太阳动力学天文台（SDO）的数据。发现在X耀斑爆发前两天的AR微波辐射中出现了一个新的成分。它在发作前一天在AR中占主导地位，并在发作后显著降低。利用RATAN-600的多方位观测和野边山射电日像仪1.76厘米处的观测，可以确定在X耀斑之前出现的射电源，其位置是AR中性线附近的相反极性场的最近会聚点。已确定X射线耀斑发生在根据SDO/HMI数据计算的整个区域的磁场总梯度达到其最大值后20小时。通过对AR 12242 X耀斑前微波源演化过程的分析，以及与AR微波辐射其它分量参数的比较，表明该新的微波源可归类为中性线伴源（NLS），在大耀斑前1-3天，RATAN-600等射电望远镜曾多次探测到该辐射源。
2017-11-24 astro-ph.SR
G-band and Hard X-ray Emissions of the 2006 December 14 flare observed by Hinode/SOT and RHESSI
我们报告的G-波段发射观测太阳光学望远镜船上的日之出卫星与2006年12月14日的X1.5级耀斑。G波段增强源自耀斑日冕磁回路的足点，与Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪观察到的非热硬X射线韧致辐射源相一致。在可用的2分钟节奏下，G带和硬X射线强度在时间上进一步良好地相关。假设G波段的增强是黑体的连续辐射，我们推导出白光耀斑的总辐射损失（白光功率）。如果G-波段增强另外有来自线的贡献，则导出的值被高估。在厚靶假设下，我们比较了白光功率和硬X射线产生电子的功率。与加速电子谱的截止能量无关，白光功率与加速电子的功率大致成正比。使用所观察到的截止能量的上限~30 keV，硬X射线产生电子提供比产生白光发射所需的功率多至少2倍的功率。对于高于40 keV的电子，功率大致匹配脉冲阶段期间可用的所有四个时间间隔。因此，耀斑加速的电子包含足够的能量来产生白光耀斑辐射。观测到的时间、空间和能量的相关性强烈地表明，太阳耀斑中的电子加速和白光产生是密切相关的。然而，结果也呼吁注意的不一致性，在视源高度的硬X射线（色球）和白光（上层光球）源。
2010-04-24 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
Buildup and Release of Magnetic Twist during the X3.4 Solar Flare of December 13, 2006
利用太阳光学望远镜{ \it Hinode}观测到的光球矢量磁场外推的非线性无力场，分析了耀斑活动区（AR）NOAA 10930的三维（3D）磁结构的时间演化.这个AR主要由两种类型的扭曲磁场线组成：一种是由于正黑子的逆时针运动而产生的强烈的负（左手）扭曲，它植根于黑子中的两极区域，与极性反转线（PIL）相距相当远。在耀斑阶段，扭转绝对值大于半圈的负扭转线发生剧烈的磁重联。另一种类型由正扭曲和负扭曲的磁力线组成，形成在两个太阳黑子之间相对靠近PIL的地方。在这个混合极性的区域中，一个强的CaII图像开始变亮，其中发现正扭曲的磁力线在一天内被注入到预先存在的负扭曲区域中，沿着该区域嵌入了强电流。因此，中心区域附近的PIL分布的不同扭曲的磁力线和强大的电流的混合可能在耀斑爆发中发挥了突出的作用。
2012-09-27 astro-ph.SR
Solar source of energetic particles in interplanetary space during the 2006 December 13 event
2006年12月13日发生了一次X3.4级的太阳耀斑和一次快速的晕日冕物质抛射（CME），伴随着在近地空间和地面上记录到的高能量粒子流。我们的目的是提供一个主要的太阳高能粒子（SEP）事件的耀斑加速的证据。我们首先介绍ACE/EPAM，GOES和Apatity中子监测仪的观测结果。结果表明，初始粒子释放时间与耀斑发射时间一致，粒子注入过程中，谱变软，各向异性变弱，表明加速源由局限的日冕位置转变为广泛的行星际日冕物质抛射驱动的激波。然后，我们描述了一个全面的研究相关的耀斑活动区。利用HINODE/SOT和SOHO/MDI磁象资料，以磁通量变化率的形式，推断耀斑的磁重联率。这在时间上与微波辐射相关，表明耀斑磁重联和非热粒子加速之间存在物理联系。结合来自怀柔/NOAC、Culgoora/IPS、Learmonth/Rendezvous和WAVES/WIND的无线电频谱仪数据，可以得到从几GHz到几kHz的连续和持久的无线电爆发。利用怀柔/NOAC的光球矢量磁图和非线性无力场（NFFF）重建方法，得到了爆发后短期内的三维磁场位形。此外，我们还计算了日冕场线延伸到几个太阳半径使用的位场源面（PFSS）模型。所谓的III-1型爆发和磁场配置都表明，开放磁力线从耀斑活动区延伸到行星际空间，使加速和带电粒子逃逸。
2013-05-24 astro-ph.SR
Two step chromospheric Moreton wave excitation in a blast-wave scenario. A case study: the December 06, 2006 event
我们研究的能力，一个爆炸波的情况下-与日冕耀斑或CME侧翼的扩张-重现色球摩尔顿现象。我们还模拟了2006年12月6日的摩尔顿事件，考虑日冕和色球层。为了获得足够强的日冕激波--能够产生可探测的色球莫尔顿波--与活动区的值相比，需要相对较低的磁场强度。采用合理的日冕约束，我们表明，耀斑点燃的冲击波或扩展的CME侧翼模拟为一个瞬时或时间活塞模型，分别能够重现的意见。
2015-08-05 astro-ph.SR
Different Signatures of Chromospheric Evaporation in Two Solar Flares Observed with IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）观测了两次太阳耀斑中色球蒸发的不同特征。在2016年12月6日的B1.6耀斑（SOL 2016 -12- 06 T10：40）中，过渡区Si IV线和色球C II和Mg II线显示出蓝移，在上升阶段的耀斑环足点处速度最高可达20 km/s，表明色球蒸发温和。而在2015年12月19日的C1.6耀斑（SOL 2015 -12- 19 T10：51）中，Si IV，C II和Mg II线在足点处表现出红移，速度从几到几十km/s，这可能意味着爆炸性的色球蒸发。在IRIS捕获的许多耀斑中都观察到了爆炸性蒸发，然而，温和的蒸发，特别是在冷Si IV，C II和Mg II谱线中表现为蓝移，几乎没有报道。我们的结果带来了一些新的见解色球蒸发在IRIS时代。
2019-05-23 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. II. Multi-Loop Structure of Microwave Sources in a Major Long-Duration flare
对与地面事件GLE 63有关的SOL 2001 -12-26事件的观测结果进行分析，包括17和34 GHz的NoRH、5.7 GHz的SSRT和1600 GHz的TRACE的微波光谱和图像，得出以下结果。耀斑带与太阳黑子本影重叠，这是典型的大粒子事件。非典型的是：i）超过一小时的长耀斑持续时间; ii）中等强度的微波爆发，约为$10^4$ sfu; iii）回旋同步加速器光谱的低峰值频率，约为6 GHz;其对通量的不敏感性增加了一个数量级以上。这是伴随着一个几乎恒定的比例的流量发射的体积在频谱的高频部分，其升高的低频部分所确定的来源的面积。利用光谱的自相似性，在1600 μ m处观测到运动微波源与耀斑带最亮部分的相似性。17 GHz和1600 GHz图像的比较证实了微波源与多个耀斑环有关，其足迹在紫外线中出现为间歇性明亮的内核。为了了解事件的属性，我们模拟了它的微波发射使用的几个均匀的回旋同步辐射源的系统以上的带状。光谱之间的散射和各个源的大小是由带内的磁场的不均匀性决定的。微波通量主要由通过带和源的磁通量决定。微波成像的空间分辨率和动态范围较差，导致微波结构明显简单。结果表明，微波表现的加速电子对应的结构中观察到的热发射，众所周知的模型预测。
2016-11-25 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
CME acceleration and non-thermal flare characteristics
我们研究了37个脉冲耀斑-日冕物质抛射（CME）事件的RHESSI非热X射线观测结果所证实的日冕物质抛射（CME）的主加速相与耀斑粒子加速之间的关系。CME峰值速度和峰值加速度与表征耀斑加速电子谱的各种参数产生明显的相关性。CME峰值速度与加速电子总能量的相关系数最高（c = 0.85），支持CME的加速和伴随耀斑的粒子加速从共同的能量源获得能量的观点，即可能是喷发构造后电流片中的磁重联。一般来说，CME峰值速度与非热耀斑参数的相关性比与CME峰值加速度的相关性高，但加速电子谱的谱指数与CME峰值加速度的相关性更高（c = -0.6），这表明耀斑加速电子谱的硬度与CME上升结构的脉冲加速过程紧密耦合。我们还得到了CME起始高度$h_0$与非热耀斑参数之间的高度相关性，其中$h_0$与耀斑加速电子谱指数（c = 0.8）的相关性最高。这意味着CME在低日冕高度爆发，即在较强磁场的区域，伴随着耀斑，耀斑更有效地将电子加速到高能量。在大多数的事件（80%），非热耀斑发射开始后，CME加速（6分钟），给电流片长度在发病的磁重联21 \pm 7微米。耀斑HXR峰值是很好地同步与CME加速曲线的峰值。
2012-05-11 astro-ph.SR
Radio emission from acceleration sites of solar flares
这封信提出了一个问题，即在太阳耀斑的加速点上，电子产生了什么样的无线电发射。具体来说，我们计算两个竞争加速模型内产生的非相干无线电发射-随机加速级联MHD湍流和经常加速崩溃磁陷阱。我们的分析清楚地表明，来自加速站点的无线电发射：（i）具有足够强的强度，可以通过现有的无线电仪器进行观测;（ii）具有在这两个竞争模型中明显不同的光谱和光变曲线，这使得它们在观测上是可区分的。特别是，我们认为，一些窄带微波和分米连续爆发可能是一个签名的随机加速太阳耀斑。
2009-07-31 astro-ph.SR
Combined STEREO/RHESSI study of CME acceleration and particle acceleration in solar flares
利用两个前所未有的任务，STEREO和RHESSI的潜力，我们研究了三个观测良好的快速日冕物质抛射发生在靠近肢体连同其相关的高能耀斑排放的RHESSI HXR光谱和通量演变。从STEREO/EUVI和STEREO/COR 1数据的脉冲加速度阶段的完整CME运动学高达4 Rs的测量与一个高的时间节奏少等于2.5分钟。对于推导CME速度和加速度，我们应用和测试一个新的算法的基础上正则化方法。CME最大加速度在高度h < 0.4 Rs时达到，峰值速度在h < 2.1 Rs（在一种情况下小至0.5 Rs）时达到。我们发现，CME加速配置文件和耀斑的能量释放，证明在RHESSI硬X射线通量的演变同步的方式。这些结果支持标准耀斑/CME模型，其特征在于大尺度CME加速过程和相关耀斑的能量释放之间的反馈关系。
2010-02-16 astro-ph.SR
Constraining turbulent solar flare acceleration regions by connecting kinetic modeling and X-ray observations
University of Minnesota（明尼苏达大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
通过结合动能建模和X射线观测，研究太阳耀斑中湍流对电子加速的影响，确定加速区域和时间尺度。
2026-03-06 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Rapid Variability in the SOL2011-08-04 Flare: Implications for Electron Acceleration
太阳耀斑中的粒子加速问题一直是太阳物理学中的一个突出问题。目前尚不清楚哪种加速机制占主导地位，以及过量的磁能如何准确地转移到非热能和其他形式的能量。我们强调，最终的加速机制必须能够在最极端的条件下有效地工作，例如最短的检测时间尺度和最高的加速效率。在这里，我们专注于详细的多波长分析的SOL 2011 -08-04耀斑的初始阶段，表现出突出的短亚峰的非热发射与耀斑爆发期间的灯丝。我们表明，三维配置的耀斑，结合时间和光谱行为的快速变化的组件，把非常严格的限制的加速制度。具体地说，快速次峰是由非热电子的短注入产生的，该非热电子具有相当硬的单一幂律谱和沿平均磁场的相对窄的俯仰角分布。加速部位是位于扩展冠状环顶部附近的紧凑体积。电子被加速到几百千电子伏迅速，与特征加速时间短于50毫秒。我们表明，这些属性是难以调和的广泛采用的随机加速模型，而数据不可避免地需要由一个超级德莱塞电场，无论是定期或随机加速。
2019-09-09 astro-ph.SR
Particle acceleration by strong turbulence in solar flares: theory of spectrum evolution
提出了一个描述太阳耀斑中湍流非共振粒子加速的非线性自洽模型。考虑到被加速粒子对湍流的反作用，模拟了被强长波MHD湍流加速的带电粒子谱随时间的演化。主要发现是加速粒子和MHD湍流的非线性耦合导致了加速粒子谱的显著演化，根据粒子注入效率的不同，这种演化可以是软-硬-软或软-硬-硬。这种演化模式在太阳耀斑的硬X射线和伽马射线辐射中被广泛观察到。
2009-01-18 astro-ph.SR
GeV Particle Acceleration in Solar Flares and Ground Level Enhancement (GLE) Events
{ \sl地能级增强（GLE）}事件代表最大类别的{ \sl太阳高能粒子（SEP）}事件，其需要加速过程来产生$\gapprox 1$ GeV离子，以便在地球大气中产生具有足够强度的次级粒子簇射，以被地能级中子监测器检测到，在宇宙射线的背景之上。虽然GLE事件与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关联是无可争议的，但问题是负责加速的地点：日冕耀斑地点还是日球层CME相关的冲击？为了研究第一种可能性，我们探讨了GLE事件的时间与硬X射线生产在太阳耀斑，考虑高度和磁拓扑的耀斑，扩展加速的作用，和粒子捕获。我们发现，50%（12个中的6个）的最近（非掩）GLE事件在脉冲耀斑阶段加速，而其余一半则明显加速。看来，提示GLE组件，这是在几乎所有的GLE事件中观察到的，是由耀斑加速粒子在较低的日冕，而延迟逐渐GLE组件可以产生的，无论是通过延长加速和/或捕获在耀斑网站，或粒子加速CME相关的冲击在其传播过程中通过日光层。
2011-12-20 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Effect of collisions and magnetic convergence on electron acceleration and transport in reconnecting twisted solar flare loops
本文研究了在不稳定扭曲冕环中粒子加速模型与磁重联MHD模型的耦合。扭结不稳定性导致形成具有强平行电场的螺旋电流，从而导致电子加速。电子在重联环的电场和磁场中的运动研究使用的测试粒子的方法，考虑碰撞散射。讨论了库仑碰撞和磁会聚对高能电子布居的空间分布和能谱的影响，以及对太阳耀斑中硬X射线辐射的可能影响。
2015-01-26 astro-ph.SR
Modeling the initiation of the 2006 December 13 coronal mass ejection in AR 10930: the structure and dynamics of the erupting flux rope
利用三维磁流体动力学（MHD）方法模拟了2006年12月13日在新出现的δ黑子活动区NOAA 10930发生的日冕物质抛射（CME）。模拟的设置类似于Fan（2011）之前的模拟，但具有显著加宽的模拟域以适应宽CME。模拟结果表明，CME可能是由于出现了一个东西向的扭曲通量绳，其正的，随后出现的极对应于观测到的正旋转太阳黑子出现对南部边缘的占主导地位的预先存在的负太阳黑子。模拟中爆发的磁通绳加速到超过1500公里/秒的终端速度，并经历了近180度的逆时针旋转，使得其前部和侧翼都表现出指向南方的磁场，解释了在磁云中观察到的南向磁场撞击地球。随着持续驱动的通量出现，源区日冕磁场也显示了一个日冕通量绳的改造下的耀斑电流片的爆发通量绳，准备第二次爆发。这可能解释了第二天在同一地区发生的另一次X级爆发性耀斑的形成。
2016-04-19 astro-ph.SR
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
Derivation of Stochastic Acceleration Model Characteristics for Solar Flares From RHESSI Hard X-Ray Observations
湍流对粒子的随机加速模型已成功地解释了太阳耀斑的许多观测特征。本文提出了一种利用RHESSI（RavenRamaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）提供的高分辨率硬X射线观测数据获得加速电子能谱和重要加速模型参数的新方法。在我们的模型中，电子加速或非常接近环顶部产生薄的目标韧致辐射，然后向下逃逸产生厚的目标发射在循环的足点。基于RHESSI计数粒子的正则化反演得到的电子通量谱图像，我们导出了加速模型的几个重要参数。我们将此方法应用于2003年11月03日的太阳耀斑，它显示了一个环顶源高达100- 150千电子伏的硬X射线与一个相对平坦的频谱，除了两个脚点源。结果表明，存在强散射和湍流能量的高密度与陡峭的频谱中的加速区域。
2010-02-13 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
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Particle Acceleration in Solar Flares and Associated CME Shocks
对近地电子（SEP）和产生耀斑辐射的电子特征的观测表明，在某些（瞬发）事件中，这两个群体的起源似乎都是耀斑的位置，这表明SEP和硬X射线辐射电子的数量和光谱指数之间有很强的相关性，但在其他（延迟）与快速CME有关的事件中，这种关系很复杂，SEP往往更难。瞬发事件谱关系与厚靶或薄靶模型的预期结果不一致。我们表明，使用一个更准确的处理的加速电子的运输到的足迹和地球可以解释这种差异。我们的结果与Chen和Petrosian（2013）使用非参数反演方法对两个耀斑的结果一致，根据这些结果，我们具有弱扩散条件和由磁场会聚介导的捕获。延迟事件的弱关联和硬谱可以通过CME冲击环境中电子的再加速来实现。我们描述了在什么条件下可以实现这种硬化。使用这个（加速耀斑和再加速的CME）的情况下，我们表明，我们可以描述类似的二分法之间存在的所谓的脉冲，高度富集（$^3$他和重离子）和软SEP事件，更强的更渐进的SEP事件与接近正常的离子丰度和更硬的光谱。这些方法可以用来区分加速机制和约束其特性。
2016-05-13 astro-ph.SR
Electrons re-acceleration at the footpoints of Solar Flares
Hinode的观测揭示了一个非常动态和复杂的色球层。这就需要重新考虑这样一个假设，即太阳耀斑的色球足点是加速粒子仅因碰撞而损失能量的区域。传统上，电子被认为是在环的日冕部分加速，然后旅行到脚点，在那里它们失去能量并辐射出观察到的硬X射线。越来越多的观察证据挑战了这一假设。我们回顾了反对这一假设的证据，并提出了新的局部再加速厚靶模型（LRTTM），在该模型中，除了通常的碰撞损失外，电子在足点处还获得了再加速的增强。这样的模型可以提供一个替代的“标准”碰撞厚靶注入模型（TTM）（布朗1971）的太阳HXR爆发源，需要少得多的电子和解决一些最近的问题与TTM解释。我们看看不同的情况下，可能会导致这种重新加速，并从其中之一，目前的数值结果。
2010-11-02 astro-ph.SR
Acceleration of Relativistic Protons during the 20 January 2005 Flare and CME
在大耀斑/CME事件期间的相对论太阳质子的起源还没有唯一的确定到目前为止，我们进行了详细的比较分析的时间剖面的相对论质子的全球网络的中子监测器在地球上的电磁签名的粒子加速在太阳日冕中的大粒子事件的2005年1月20日。从中子监测器数据导出的相对论质子的强度-时间曲线表明两个连续的峰。我们发现，微波，硬X射线和伽马射线的排放显示几个情节的粒子加速脉冲耀斑阶段内。在地球上探测到的第一批相对论质子与相对论电子以及在第二集期间产生π衰变伽马射线的质子一起加速。地球上相对论质子分布图的第二个峰值伴随着光球层上方大约1个太阳半径范围内日冕中粒子加速的新特征，这些特征由低强度的硬X射线和微波发射以及电子束和日冕冲击波的重新无线电发射所揭示。我们讨论的意见，在不同的情况下，粒子加速的日冕。
2009-05-12 astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
The Specific Acceleration Rate in Loop-structured Solar Flares -- Implications for Electron Acceleration Models
我们分析电子通量地图的基础上RHESSI硬X射线成像光谱数据的一些扩展的冕环耀斑事件。对于每个事件，我们确定的变化的特征环长度$L$与电子能量$E$，我们适合这个观察到的行为与模型，将扩展的加速区域和外部的“传播”区域，其中可能包括碰撞修改的加速区域内的加速电子光谱。该模型的特点是由两个参数：等离子体密度$n$，和纵向范围$L_0$，加速区域。通过确定这些参数的最佳拟合值，可以推断出包含加速区的体积和其中的粒子总数，然后可以直接计算出发射填充因子和{ \it比加速率}（在选定的参考能量以上，每个环境电子的电子数s $^{-1}$）。对于研究的24个事件，推断的填充因子的范围是一致的值的统一。高于$E_0=20$ keV的比加速率的推断平均值为$\sim10^{-2}$ s $^{-1}$，1 $σ$的扩展在该值上下约半个数量级。我们比较这些值与几个模型的预测，包括大规模的，弱（子德莱塞）领域的加速，强（超德莱塞）电场中的重连电流片，和随机加速过程。
2013-03-05 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
Radio Diagnostics of Electron Acceleration Sites During the Eruption of a Flux Rope in the Solar Corona
日冕中的电子加速通常与耀斑和被称为通量绳的扭曲磁结构的爆发有关。然而，在耀斑和喷发过程中，这种粒子加速的位置和机制仍然受到许多调查。观察粒子加速的确切位置可以帮助确认耀斑和喷发是如何开始的，以及它们是如何演变的。在这里，我们使用大气成像组件来分析2014年4月18日的耀斑和爆发通量绳，而来自Nancay射电天文设施的观测使我们能够诊断爆发期间电子加速的位置。我们的分析表明，一个预先形成的通量绳缓慢上升，并在C级耀斑，等离子体射流和>75 keV的电子从绳中心逃逸到日冕时变得不稳定的证据。随着喷发的进行，在通量绳上方持续加速能量约为5 keV的电子，持续时间超过5分钟。在耀斑峰值时，一个电子加速点位于耀斑附近，而另一个电子加速点则被喷发的通量绳以高达400 km/s的速度驱动进入日冕。然后高能电子充满喷发的体积，最终允许通量绳腿从150- 445 MHz的射电源清晰成像。根据Joshi等人（2015）的分析，我们得出结论，高能电子的位置与磁扇脊结构内部的系绳切割或通量抵消情景的通量绳喷发一致。总的来说，我们的射电观测使我们能够更好地了解通量绳喷发及其相关电子加速站点的演变，从喷发开始到传播到日冕。
2016-09-06 astro-ph.SR
Properties of the Acceleration Regions in Several Loop-structured Solar Flares
利用{ \em RHESSI}硬X射线成像光谱观测，我们分析了一些扩展日冕环耀斑的电子通量图。对于每一个事件，我们适合一个扩展的加速区域的碰撞模型与所观察到的变化的循环长度与电子能量$E$，导致在等离子体密度的估计，和纵向范围内，加速区域。这些量又允许推断加速区域内的粒子数，并因此推断填充因子$f$ --发射体积与包围发射区域的体积之比。我们得到的$f$值大多在0.1和1.0之间;（几何）平均值是$f = 0.20 \times ÷3.9$，略小于1，但仍然与1一致。此外，将关于加速区域中的粒子的数量的信息与关于高于某个参考能量的粒子的总加速速率的信息（从空间积分的硬X射线数据获得）相结合还允许推断特定加速速率（高于所选参考能量的每个环境电子的电子s $^{-1}$）。我们得到一个（几何）平均值的特定加速率$η(20$千电子伏）$ = (6.0 \times / ÷3.4) \times 10^{-3}$电子s $^{-1}$每个环境电子，这个值的影响与补充的加速区域和粒子加速过程的性质的全球电动力学。
2012-06-11 astro-ph.SR
Global energetics of solar flares. XIII. The Neupert effect and acceleration of coronal mass ejections
我们的主要目标是建立一个日冕物质抛射（\sl CMEs）传播的高度-时间模型$r(t)$，其中低层日冕自洽地连接到日球路径，我们利用Neupert效应从\sl软X射线（SXR）光变曲线的时间导数中得到日冕物质抛射加速相的峰值时间、持续时间和速率。这种新的方法提供了从{ \sl静止轨道地球卫星（GOES）}和白光数据获得CME高度-时间剖面$r(t)$、CME速度剖面$v(t)=dr(t)/dt$和CME加速度剖面$a(t)=dv(t)/dt$的运动学的优点，而不需要{ \sl硬X射线（HXR）}数据。我们将这种技术应用于576（GOES X和M级）耀斑事件与GOES和{ \sl大角度太阳日冕（LASCO）}观测的数据集。我们的分析产生的加速率范围内的$a_A = 0.1-13$公里秒$^{-2}$，$τ_A = 1.2-45$分钟的加速持续时间，并在$d_A = 3-1063$毫米的范围内的加速距离，与$d_A=39$毫米，这对应于一个温度为$T_e \approx 0.8$ MK的日冕的流体静力学尺度高度的中位数。结果是一致的标准耀斑/CME模型，预测磁重联和同步（初级）CME加速低日冕（在0.1 R_太阳的高度），而二次（较弱）加速可能会发生在更远的日光层距离。
2021-12-14 astro-ph.SR
Spectral and Imaging Diagnostics of Spatially-Extended Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
本研究使用Fokker-Planck方程模拟太阳耀斑中扩展湍流加速区域内的电子加速与传输，通过结合X射线光谱和成像诊断，为约束耀斑加速机制的性质奠定了基础。
2023-01-31 astro-ph.SR
Magnetic-Island Contraction and Particle Acceleration in Simulated Eruptive Solar Flares
在太阳耀斑中，将粒子加速到产生所观测到的高能脉冲辐射所需能量的机制还没有得到很好的理解。Drake等人（2006）提出了一种在多层电流片中动力学重联形成的收缩磁岛中加速电子的机制。我们将这些想法应用于模拟爆发耀斑中快速重联过程中形成的向日移动的磁通绳（2.5D磁岛）。一个简单的分析模型被用来计算在我们的超高分辨率2.5D数值模拟的收缩磁岛的场线轨道的粒子的能量增益。我们发现，估计在一个单一的岛屿范围内的能源收益高达5倍。这是高于德雷克等人发现的岛屿在地球磁层和日球顶，由于强烈的等离子体压缩，发生在耀斑电流片。为了将它们的能量增加两个数量级，并合理地解释观测到的高能耀斑发射，电子必须访问多个收缩的岛屿。这种机制应该产生零星的排放，因为岛的形成是间歇性的。此外，大量的粒子可以在每个磁流体动力学尺度的岛屿，这可能解释了耀斑的高能电子生产率推断。我们的结论是岛屿收缩的耀斑电流片是一个很有前途的候选人在太阳爆发的电子加速。
2016-03-03 astro-ph.SR
Electron acceleration and transport in the 2023-03-06 solar flare
本研究详细分析了2023-03-06的M5.8级太阳耀斑，结合微波与X射线观测及GX Simulator工具构建3D模型，揭示了由暗条爆发引发的两阶段耀斑中能量电子的加速、传输与演化机制。
2024-05-29 astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares: I. The Numerical Model
高能粒子的加速和输运以及大气等离子体的流体动力学是太阳耀斑相互关联的两个方面。本文提出了自洽的粒子Fokker-Planck模型和耀斑等离子体流体动力学模拟。高能电子模拟与斯坦福大学的统一代码的加速，运输和辐射，而等离子体模拟与NRL通量管代码。我们计算的碰撞加热率的粒子输运程序，这是更准确的比那些基于近似的解析解。我们使用了一个现实的光谱注入电子提供的随机加速模型，它有一个平稳的过渡，在低能量的准热背景在高能量的非热尾。低能电子的加入导致日冕中相对更多的加热（与色球层相比），更大的向下传导通量，因此比以前的研究中获得的色球层蒸发更强，由于任意假设的低能截止，低能电子不足。高能电子和韧致辐射光子的能量和空间分布具有色球蒸发引起的密度分布变化的特征。特别是，在蒸发前沿的密度跳跃引起增强的X射线发射。
2009-06-13 astro-ph.SR
Pre-eruption processes: heating, particle acceleration and the formation of a hot channel before the 2012 October 20 M9.0 limb flare
我们报告了导致2012年10月20日在NOAA AR 11598中发生M9.0耀斑/CME事件的喷发前活动的详细研究。这包括对大约25分钟前在同一AR上发生的先前受限C2.4耀斑的研究。我们观察到，M9.0耀斑的发生是两个不同的触发事件的结果，以及在时间上分开。第一次触发事件发生在M9.0耀斑爆发前约20分钟，证据是在C2.4耀斑的衰变阶段，一个预先存在的暗条在更高的日冕高度上不稳定并上升到一个新的平衡位置。这使系统处于有利于建立第二触发事件的磁配置。第二次触发事件发生在大约17分钟后，在M9.0耀斑的早期阶段，由暗条的进一步上升和成功的喷射证明。第二次触发之后是耀斑前兆阶段，其特征是非热发射和热通道的顺序形成，如SDO/AIA DEM（差分发射测量）图，RHESSI X射线图像和光谱所示。这些观测结果表明，磁重联和粒子加速可以解释前体相，并可以直接关系到热通道的形成。我们讨论的触发机制，其影响在早期和前兆阶段，并强调早期活动和前小的局限耀斑的重要性，以了解大爆发耀斑的启动。
2019-02-22 astro-ph.SR
Forward modelling of particle acceleration and transport in an individual solar flare
本研究的目的是生成太阳耀斑中高能电子产生的硬X射线辐射图，并将其与观测结果进行比较。最终目标是测试结合MHD/测试粒子方法的可行性，用于日冕活动事件及其对日光层的影响的数据驱动建模。基于2017年9月8日观测到的X级太阳耀斑的MHD模型，我们利用相对论导向中心方法计算了大量电子和质子的运动轨迹。使用所获得的粒子轨迹，我们推导出的空间和能量分布的高能电子和质子，并计算韧致辐射硬X射线发射使用“薄靶”近似。我们的方法预测了所考虑的耀斑中高能粒子的一些关键特征，包括加速区域的大小和位置，高能粒子的轨迹和能谱。最重要的是，硬X射线韧致辐射强度图预测的模型是在一个很好的协议与RHESSI观察。此外，质子和电子沉淀的位置似乎是接近的日震响应的来源，在这个耀斑检测。因此，所采用的方法可用于观测驱动的建模的个人太阳耀斑，包括高能粒子在日冕中的表现，以及内日光层。
2020-09-21 astro-ph.SR
Onset of Electron Acceleration in a Flare Loop
我们对2002年8月12日发生的一个简单耀斑环的X射线和射电观测进行了详细的分析，其脉冲硬X射线（HXR）光变曲线主要由一个脉冲控制。早期脉冲阶段的发射光谱与日冕环中的等温模型一致，温度达到几keV。一个幂律的高能量谱尾是明显的HXR峰值附近的时间，根据在高能量的脚点的外观，以及与无线电发射。在非热分量消失后，热分量的能量含量逐渐增加。这些结果表明，电子加速只涵盖了一个更长的时间和更渐进的能量耗散过程的中心时期，环路内的电子输运在推断的幂律电子分布的形成中起着至关重要的作用。幂律光子的光谱指数显示了一个非常渐进的演变，表明电子加速器的准稳态，这是由射电观测证实。这些结果与热背景下电子随机加速的理论是一致的。先进的模拟与耦合的电子加速和空间输运过程，需要更定量地解释这些观察，这可能会揭示电子加速的加速区域的空间结构的依赖。
2014-08-06 astro-ph.SR
Nonthermal electron acceleration in turbulent post-flare coronal loops
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
研究日冕环中湍流后 flare 中非热电子的加速机制，揭示KHI湍流对电子能量分布的影响。
2026-02-04 astro-ph.SR
Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during X-class Flare
现在，对Hinode航天器搭载的天基50厘米太阳光学望远镜拍摄的太阳光球层高分辨率照片进行了例行观测。2006年12月13日，日野号拍摄了NOAA 10930中的三角洲黑子，当时该活动区发生了X级耀斑。两个明亮的丝带可见，即使在白光和G-波段的图像除了色球Ca II H图像。我们使用互相关技术对太阳黑子进行了全球登记，并分析了耀斑间隔期间的局部效应。我们发现在耀斑期间，半影暗条有横向运动。此外，我们定位两个补丁，一个在任何极性，这表明收敛运动的极性反转线（PIL）。在钙II H图像中，我们发现内核与耀斑前的增亮，位于沿PIL。
2010-02-02 astro-ph.SR
Numerical Investigation of Efficient Electron Acceleration at an Unsteady Solar Flare Loop-Top
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究大学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Niigata University（新潟大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）
利用磁流体动力学（MHD）场和引导中心测试粒子计算，研究时变环顶动力学如何调节太阳耀斑中电子的绝热能量。结果表明时变环顶结构提高加速效率，揭示电子加速受多种因素影响。
2026-07-02 astro-ph.SR
Thermal to Nonthermal Energy Partition at the Early Rise Phase of Solar Flares
在某些耀斑中，X射线波段的热分量出现得比非热分量早得多。利用敏感的微波观测，我们重新审视了Battaglia等人（2009）基于RHESSI数据分析得出的这一发现。我们已经发现，非热微波辐射产生的加速电子与至少几百keV的能量，出现早的热软X射线发射表明，电子加速发生在非常早期的耀斑阶段。因此，在耀斑的早期阶段没有探测到硬X射线是一个有限的RHESSI灵敏度的人为因素。在所有考虑的事件中，微波发射强度在早期耀斑阶段增加。我们发现，无论是热或非热的回旋同步辐射可以占主导地位的低频部分的微波光谱低于发生在3-10 GHz的光谱峰值。相比之下，光谱的高频光学薄部分总是由非热的加速电子组成，其幂律能谱在早期耀斑阶段可以扩展到几MeV。这意味着，即使在这个阶段被加速的电子的总数很小，它们的非热光谱也得到了充分的发展。这意味着可用种子粒子的加速过程是完全可操作的。虽然等离子体加热效率很高，但是这种种子群体的产生（通常称为粒子从热池“注入”到加速中的过程）在该阶段具有相当低的效率。这种加热和加速之间的不平衡（有利于加热）在大多数可用的耀斑模型中很难调和。这让人想起焦耳加热和逃逸电子加速之间的权衡，它对电子注入加速过程施加了额外的约束。
2012-09-04 astro-ph.SR
Time-dependent Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
Northumbria University（诺森比亚大学）
研究通过时间依赖福克-普朗克方程分析日珥中电子加速与输运，揭示了湍流加速机制与能量响应特性。
2025-11-24 astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
Cold, tenuous solar flare: acceleration without heating
我们报告了一个不寻常的冷，微弱的太阳耀斑，它揭示了自己通过许多和突出的非热表现，而缺乏任何明显的热发射签名的观察。RHESSI硬X射线和来自OVSA和Phoenix-2的0.1-18 GHz无线电数据显示了大量的电子加速（10 keV以上每秒10^35个电子），这是GOES M级耀斑的典型特征，电子能量高达100 keV，但GOES温度不超过6.1 MK。耀斑的成像、时间和光谱特征使我们得出一个坚定的结论，即该耀斑的大部分微波连续谱发射是直接在加速区域产生的。这一发现的耀斑能量释放和粒子加速的影响进行了讨论。
2011-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local re-acceleration and a modified thick target model of solar flare electrons
太阳硬X射线爆发的碰撞厚靶模型（CTTM）已成为耀斑脉冲相能量输运和辐射的几乎“标准模型”。然而，根据最近的数据，它面临着各种问题，特别是它涉及的高电子束密度和各向异性。{We考虑在注入之后，如何通过在整个HXR源本身中局部再加速快电子来增加每个电子的光子产率，并因此降低快电子束强度要求。{We参数化地示出，如果由于例如波或局部电流片电场（${\cal E}$）引起的净再加速率是碰撞损失率、电子寿命的显著部分，则每电子的净辐射HXR输出可以显著增加超过CTTM值。在这种局部再加速厚靶模型（LRTTM）的快速电子数的要求和各向异性，从而减少。一个具体的可能的情况下，涉及这样的再加速进行了讨论，即，在一个随机应力磁回路的电流片级联（CSC）。结合MHD和测试粒子模拟表明，CSC中的局部${\cal E}$场可以有效地加速日冕中的电子，并在注入色球层后重新加速它们。在这种HXR源情景中，脉冲足点发射的快速同步和可变性仍然可以发生，因为初级电子加速是在高阿尔文速度日冕中，在色球CSC中快速再加速。这也与HXR特征中的能量依赖飞行时间延迟一致。
2009-10-13 astro-ph.SR
Stochastic Particle Acceleration by Helical Turbulence in Solar Flares
只有当磁场偏离一个位场时，日冕中的磁能才有可能发生耀斑释放。我们发现，在非势磁场上激发的线性MHD模具有非零的动力学螺旋度。因此，这必然会导致湍流的明显动力螺旋度，该湍流由初级能量释放在耀斑地点产生的具有各种尺度和随机相位的线性模式组成，这对于许多应用来说可能很重要。特别是，一个非零的湍流螺旋度有一个潜在的强烈影响的粒子加速，因为湍流的螺旋分量诱导的平均规则的大尺度（DC）电场能够直接加速带电粒子，除了通常认为的随机湍流电场。本文推导了在大尺度扭曲磁场上激发的线性MHD模的动力学螺旋度密度，估算了相应的湍流螺旋度，并考虑了湍流螺旋度对粒子随机加速的影响，特别地，我们将诱导的平均电场与电子和估算的有效离子Dreicer场进行了比较。我们已经发现，这一迄今为止缺失但非常重要的耀斑现场湍流成分可以负责耀斑中的热能与非热能的分配，通过控制粒子从热池中提取的过程和种子粒子群的形成，然后随机加速到更高的能量。此外，它也与令人困惑的耀斑现象相一致，如电子和质子发射点的空间分离、电子束的形成以及$^3He$和其他稀有离子对加速粒子群的富集。
2012-11-29 astro-ph.SR
Transfer of Energy, Potential, and Current by Alfvén Waves in Solar Flares
阿尔文波在太阳耀斑的脉冲阶段扮演着三个相关的角色：它们将能量从发生器区域传输到加速区域;它们将交叉场势（与驱动能量释放相关）从发生器区域映射到加速区域;在加速区域内，它们通过建立一个平行的电场来加速电子并将波能传递给它们来阻尼。阿尔文波也可以被认为是建立了新的闭合电流回路，场向电流在边界处穿过磁力线闭合。一个模型的大振幅阿尔文波，阿尔文波如何发挥这些作用，在太阳耀斑。一个栅栏结构的电流被纳入模型中，以考虑到“数的问题”和加速电子的能量。
2013-04-06 astro-ph.SR
Data-constrained 3D modeling of a solar flare evolution: acceleration, transport, heating, and energy budget
针对太阳耀斑遥感诊断中的视线模糊问题，提出一种多环耀斑的数据约束演化 3D 模型，通过调整热等离子体与非热电子分布匹配观测，揭示了能量分配、粒子加速传输及等离子体直接加热的新机制。
2023-07-31 astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares. II. Inclusion of Radiative Transfer with RADYN
太阳耀斑涉及耦合的复杂过程，跨越广泛的时间、空间和能量尺度。在过去，自洽地建模这样的过程一直是一个挑战。在这里，我们提出了从模拟耦合粒子动力学与大气等离子体的流体动力学的结果。我们结合了斯坦福大学统一的福克-普朗克代码，粒子加速和运输模型与RADYN流体动力学代码，通过详细的辐射转移计算模型的大气响应加速电子碰撞加热。我们使用两种不同的电子光谱进行模拟，一个{ \it特设}幂律和其他预测模型的随机加速湍流或等离子体波。令人惊讶的是，后一个模型，即使有能量通量$\ll 10^{10}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，也能引起“爆炸性”的色球蒸发，并驱动更强的上升流和下降流（以及水动力冲击）。这部分是因为我们的加速度模型，像许多其他模型一样，产生了一个由准热分量加上幂律尾部组成的光谱。我们合成了低层大气中不同高度的发射线轮廓，包括H $α$ 6563，HeII 304，CaII K 3934和SiIV 1393。一个有趣的结果是不寻常的高温（高达几个$10^5$ K）的HeII 304的形成地点，这是由于耀斑条件下的光电离复合预期相比，在安静的太阳碰撞激发为主。与观测结果相比，我们的结果可以限制非热电子的性质，从而限制人们对粒子加速机制的了解。
2015-08-26 astro-ph.SR
Non-Gaussian Velocity Distributions in Solar Flares from Extreme Ultraviolet Lines: A Possible Diagnostic of Ion Acceleration
在太阳耀斑中，释放的大部分磁能迅速转化为非热粒子和大块等离子体运动的动能。这将可能导致非平衡粒子分布和湍流等离子体条件。我们通过分析由日出号上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的一次大耀斑（SOL 2014 -03- 29 T17：44）的高温极紫外发射线的轮廓来研究这一点。我们发现，在许多位置的线轮廓是非高斯的，一致的卡帕分布的发射离子的属性，在空间和时间上的变化。在耀斑的脚点，接近非热电子发射硬X射线的位置，Fe XVI 262.976埃线在3 MK的卡帕指数取3-5的值。在日冕中，接近低能HXR源，Fe XXIII 263.760埃线在15 MK显示kappa值通常为4-7。观察到的kappa参数的趋势表明，我们最有可能检测到的离子群体的属性，而不是任何仪器的影响。我们计算出，如果在< 0.1 s的时间尺度上局部加速，则可能存在非热离子群。然而，观察到的净红移线也意味着存在等离子体的下行流，这可能会导致大量的湍流，在较冷的地区增加非高斯性。这两种解释对太阳耀斑粒子加速理论都有重要意义。
2017-01-09 astro-ph.SR
