Spectroscopic EUV observations of impulsive solar energetic particle event sources
上下文太阳耀斑离子加速的远程观测是相当有限的。对于EUV谱线轮廓中的离子加速特征有理论预测。以前的测试涉及耀斑的观测，没有高能离子的证据。目的。我们的目标是检查源耀斑的脉冲（或3 He丰富）太阳高能粒子事件与EUV线光谱。方法.我们检查了所有（90+）报告的前太阳活动周期23的3 He丰富的耀斑，发现只有四个（经常性）喷流在SOHO CDS的视野。详细分析了具有最佳时空覆盖范围的射流。结果在较冷的色球/过渡区线中观察到两个增强的（非热）线加宽，它们位于闭合磁回路与开放磁场线重新连接的位置附近。这两种增强增宽都出现在谱线红移的位置，周围是蓝移区域。一个增强的谱线增宽与没有高能粒子特征的小耀斑有关，而另一个谱线增宽则发生在主耀斑的粒子加速特征终止之后。结论.所观察到的过度增宽似乎与高能离子的产生和运动没有直接关系。进一步的调查，其中的关键脉冲阶段的耀斑是必要的，理想的高分辨率光谱仪故意指向3 He丰富的太阳高能粒子源。
2018-07-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Investigating the Soft X-ray Spectra of Solar Flare Onsets
本研究利用DAXSS和AIA数据分析2022年6次太阳耀斑的起始阶段，发现该阶段耀斑等离子体已达10-15 MK高温，存在两种日冕环结构，且与脉冲相热等离子体特性相似，可能对耀斑起预调节作用。
2024-03-09 astro-ph.SR
Coronal Sources of Impulsive Fe-Rich Solar Energetic Particle Events
我们回顾了1994年至2013年期间观测到的111个富铁脉冲太阳高能（$\sim$ 3 MeV/nuc）粒子（SEP）事件的最新工作。强元素丰度增强与A/Q（离子质荷比）成比例，为（A/Q）$^α$，其中2 $< α<$ 8用于不同事件。大多数富铁事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关，而那些具有较大$α$的事件与较小的耀斑、较慢和较窄的CME以及较低的SEP事件注量有关。满足观测到的A/Q增强所需的窄平衡温度范围为2.5- 3.2 MK，远低于$>$ 10 MK的特征耀斑温度。只有少量的SEP事件稍微超出这个温度范围，发现在扩大搜索的脉冲富铁事件。在时间上孤立的事件和在集群中发生的事件的特征是相似的。目前的挑战是确定富铁事件的太阳来源。在2.5- 3.2 MK范围内的环境日冕区广泛分布在活动区内外。我们探讨的可能性，从热等离子体在重接电流片的背景下观察到的标准和井喷射流加速。最近的电流片重连建模提供了一个基础的A/Q增强。
2015-09-30 astro-ph.SR
Element Abundances in Impulsive Solar Energetic Particle Events
本文提出脉冲太阳高能粒子事件中超铁元素丰度增强的模型，将分馏区域置于色球层，以扭转阿尔芬波有质动力和声波抑制机制解释从FIP分馏到与质量相关的脉冲SEP分馏的转变。
2023-05-19 astro-ph.SR
Energetics of the solar atmosphere
日冕在光球层上的过高温度构成了一个挑战。多个高能事件有助于维持日冕在如此高的温度。不同事件释放的能量可以在几个数量级上变化。像耀斑和日冕物质抛射（CME）这样具有地磁重要性的大能量事件对日冕的全球能量学贡献很小。因此，需要非常详细地研究具有几个（9-10）数量级的较低能量的事件，其发生频率要高得多。观测表明，这些具有不同能量的脉冲事件遵循幂律分布，表明一个共同的潜在机制。我们进行观测动机的日冕环（磁通量管）的建模，以了解这些小的瞬态事件的能量和它们的相似性脉冲事件，如耀斑。本论文采用基于日冕环0维流体动力学描述的EBTEL程序。这种方法是适当的快速估计系统的能量在很宽的参数范围。然后，我们讨论了EBTEL的改进，使其适用于更广泛的参数范围。其次，使用改进的EBTEL，探索使用单一的幂律分布模拟不同能量的脉冲事件的可能性。从多热等离子体和流体动力学模型的各个组成部分所观察到的排放量之间的比较表明加热是脉冲的。由于脉冲事件引起的场向流是我们模拟日冕循环的重要组成部分，我们讨论了过渡区加热的背景下，这种流动的影响。
2023-02-18 astro-ph.SR
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
Coronal magnetic topology and the production of solar impulsive energetic electrons
我们调查了2002年10月20日太阳脉冲高能电子（SIEE）事件的两个候选太阳源或活动区（AR）。考虑仪器效应，利用SIEE的速度色散，导出了SIEE的太阳粒子释放时间。发现在太阳上存在双电子注入。低能量（<13 keV）的电子注入与AR 10154中的C6.6耀斑一致，并伴随着突出的III型射电爆发，而不是AR 10160中更强的M1.8耀斑。然而，M1.8耀斑产生微弱的III型射电暴。而当一个类似喷流的日冕物质抛射到2.6个太阳半径时，9分钟后释放出25到300 keV的电子。基于位场源面（PFSS）模型，我们进一步研究了这两个AR上方的日冕磁位形。研究发现，起源于AR10154并与地球连接良好的开放场线为高能电子提供了逃逸通道。只有一小部分磁场在AR 10160上方开放，这是微弱的III型射电爆发的原因。然而，这些线并没有很好地连接起来，使得近地航天器无法探测到SIEE。这些结果似乎建立了日冕磁拓扑结构，III型射电暴的形成和SIEE的产生之间的物理联系。
2013-07-17 astro-ph.SR
Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections
研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。
2014-04-12 astro-ph.SR
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 astro-ph.SR
The onset of Impulsive Bursty reconnection at a two-dimensional current layer
本文详细研究了嵌入在低β等离子体中的非力自由二维电流层的突然重联现象。由此产生的行为包括两个主要阶段。首先是一个瞬态重联阶段，在该阶段中，层中的电流迅速分散，并且一些磁通重联。这种电流的分散发射了一系列小振幅的磁场和等离子体扰动，这些扰动以局部快和慢的磁音速传播离开零。在这一阶段释放的绝大多数磁能都转化为等离子体的内能，只有极少量的磁能转化为动能。在向外传播的脉冲之后，洛伦兹力和压力的不平衡产生停滞流，其驱动脉冲突发重连的状态，其中当电流密度超过或低于临界值时，快速重连以湍流的方式打开和关闭。在该阶段期间，零电流密度连续地建立在某个临界水平之上，然后非常迅速地消散，并且以随机方式再次建立。有趣的是，在这个准稳态阶段转换的磁能大于在初始瞬态重联阶段转换。在这个阶段，基本上所有的能量都直接转化为内能。这些结果对太阳耀斑和日冕加热具有潜在的重要意义，并为未来的三维研究提供了重要的参考。
2012-05-09 astro-ph.SR
Excess H, Suppressed He, and the Abundances of Elements in Solar Energetic Particles
最近对太阳高能粒子（SEP）事件中H和He相对于重离子丰度的研究表明，SEP事件的物理基础具有新的特征。脉冲SEP事件，定义为独特的大增强的Fe/O，出现在太阳喷流的磁重联。在小的、“纯的”、无激波的脉冲SEP事件中，质荷比A/Q = 1的质子符合元素丰度增加与从较重元素2 < Z < 57外推的A/Q的幂律依赖性。有时这些事件有数量级的He的supplement，即使H适合较重的元素，也许是因为在等离子体从色球层快速上升期间，He的电离较慢。在较大的脉冲SEP事件中，He符合，但相对于Z > 2离子的幂律拟合，存在较大的质子过剩，这可能是因为相关的日冕物质抛射（CME）驱动冲击波的速度足够快，可以重新加速脉冲SEP，但也可以从周围的太阳等离子体中采样质子。相比之下，逐渐SEP事件加速宽，快速日冕物质抛射驱动的冲击波，但那些较小，较弱的冲击，也许是准垂直，有利于脉冲超热残留物留下的许多以前的射流，再次补充过剩的质子从周围的日冕等离子体。在更大、更常见的渐变SEP事件中，更快、更强的冲击波对周围日冕等离子体的采样更深，压倒了任何脉冲离子成分，因此质子丰度再次符合与所有其他元素相同的幂律分布。因此，幂律行为的研究，在A/Q的SEP元素丰度提供了引人注目的新的信息，不同的物理SEP加速和性能的基础电晕。
2019-10-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Seeds and Sequences of Element Abundances in Solar Energetic Particle Events
本研究揭示了太阳高能粒子事件中重元素丰度增强的两种机制，提出通过幂律拟合区分脉冲种子型事件的方法，并分析了不同太阳活动周的事件序列特征及阿尔文波捕获的磁谱仪效应。
2024-08-13 astro-ph.SR physics.space-ph
A numerical simulation of solar energetic particle dropouts during impulsive events
本文研究了太阳能粒子（SEP）强度快速变化（通常称为漏失）产生的条件。特别地，我们利用数值模型模拟，通过求解三维Parker行星际磁场中的聚焦输运方程，对粒子输运系数在垂直和平行于磁场方向上的性质进行了约束。为了模拟场线的效果，可以交替地连接和断开一个观察者从一个紧凑的SEP源在太阳表面上，我们放置了几个较小的SEP源，释放粒子的冲动，同时在太阳表面上的单独的辐射。我们让充满或没有高能粒子的磁通量管通过观测者。垂直的粒子扩散倾向于平滑强度变化。我们的时间强度分布的0.5和5 MeV的质子在地球上的计算表明，垂直扩散必须足够小，而平行的平均自由程应该很长，以重现SEP辍学的现象。当平行平均自由程是1天文单位的几分之一，观测者位于1天文单位时，如果我们想看到粒子通量在3小时内至少下降几倍，垂直与平行扩散比必须低于$10^{-5}$。当观测者位于更大的太阳径向距离时，用于再现辍学的垂直与平行扩散比应甚至低于1AU距离的情况。较短的平行平均自由程或较大的径向距离，从源到观察者将导致粒子到达后，使垂直扩散的效果更加突出，SEP辍学消失。
2014-05-22 astro-ph.SR
Solar Energetic Particles: Spatial Extent and Implications of the H and He Abundances
太阳高能粒子（SEP）激波加速的重要性的最早指标之一是广泛的空间范围的“渐进”SEP事件产生的冲击波，由广泛，快速的日冕物质抛射（CME），扩大整个太阳与跨场传输介导的冲击。对比“脉冲”SEP事件，与特征增强的3 He和重元素，现在与太阳喷流中的开场线上的磁重联。然而，大的冲击波也可以穿越剩余的脉冲超热离子池，喷流可以产生快速的CME，驱动冲击波;在这两种情况下，冲击重新加速离子与“脉冲”丰度签名以及日冕等离子体。这些更复杂的事件产生“过剩质子”，确定这一过程，最近，4 He丰度分布的差异也被发现取决于种子人口和加速模式的组合。4 He丰度的极端差异可能反映了太阳喷流采样的日冕区域丰度的潜在差异，令人惊讶的是，SEP事件冲击波采样两个种子粒子种群似乎有大约两倍的4 He/O比的那些与一个单一的来源。
2022-07-05 astro-ph.SR
Element Abundances and Source Plasma Temperatures of Solar Energetic Particles
30年前，布伦曼和斯通观察到，在大的太阳高能粒子（SEP）事件中，元素丰度的增强或抑制随元素质荷比A/Q的幂而变化。由于加速或传输期间的Q可能取决于源等离子体温度T，因此元件增强的图案可以提供T的最佳拟合测量。我们称之为3 He富集或“脉冲”的小SEP事件显示出相对于日冕丰度的平均增强，在（76<=Z<=82）/O和温度范围2-4 MK的情况下，随着A/Q的3.6次幂上升到~1000倍。据信这种加速发生在太阳耀斑和喷流中开放场线上的磁重联岛中。最近发现，大的激波加速“渐变”SEP事件的源等离子体温度范围很宽，69%的事件的日冕温度T <1.6MK，而24%的事件的日冕温度T ~ 3 MK，后者暗示了一个含有残余脉冲超热离子的种子粒子群。大部分的事件间丰度变化和它们的时间变化在很大程度上是由在运输过程中由A/Q相关分馏放大的T的变化来解释的。然而，脉冲SEP事件的非热方差（~30%）超过了~3 MK渐变事件的非热方差（~10%），因此必须将几个小脉冲事件与环境等离子体一起平均，以形成这些事件中用于冲击加速的种子种群。
2016-12-05 astro-ph.SR
The white-light continuum in the impulsive phase of a solar flare
本文讨论了太阳耀斑脉冲相的红外/可见光/真空紫外连续辐射，利用TRACE紫外和极紫外图像来表征光谱能量分布。这种连续性很少被观察到，但在能量上占主导地位。最近对太阳耀斑的测热观测进一步指出，脉冲阶段是辐射能量的主要来源。这一部分似乎表现出巴耳末跳跃，因此必须起源于安静光球上方的光学薄区域，具有升高的温度和强电离。
2010-01-06 astro-ph.SR
The Two Sources of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP）加速的两种不同物理机制的证据出现在50年前的射电观测中，即向外流动的电子产生的III型爆发和来自日冕和行星际冲击波的II型爆发。从那时起，我们发现前者与脉冲耀斑或喷流的“脉冲”SEP事件有关。在这里，共振随机加速，与涉及开放场线的磁重联有关，不仅产生电子，而且产生3 He/4 He和（Z>50）/O的1000倍增强。另外，在“渐进”SEP事件中，由日冕物质抛射（CME）从太阳中驱逐出的冲击波，更民主地采样离子丰度，甚至用于测量日冕元素丰度。有时，剩余的脉冲超热离子有助于种子人口的冲击加速，复杂的丰度图片，但这个过程现在已经在理论上建模。最初，脉冲事件在太阳上定义了一个点源，选择性地填充几个磁通量管，而渐进事件显示了广泛的加速，可以填充一半的内日光层，当冲击达到2个太阳半径时开始。当离子被加速的质子本身放大的共振阿尔芬波在激波上来回散射时，激波加速发生。这些波也可以产生流限制的最大SEP强度和冲击上游的平台区域。在冲击波的后面是大片的“水库”，一个空间上广泛的捕获体积的均匀SEP强度与不变的能量谱形状，其中整体强度随时间的推移而减少，作为封闭的“磁瓶”膨胀膨胀。这些水库现在解释了缓慢的强度下降，定义了渐进的事件，一旦错误地归因于缓慢向外扩散。
2013-06-15 astro-ph.SR
Abundances, Ionization States, Temperatures, and FIP in Solar Energetic Particles
化学元素和同位素的相对丰度一直是我们识别和理解高能粒子的最有效工具。太阳高能粒子（SEP）的早期惊喜是3 He/4 He在小的“脉冲”SEP事件中的共振波-粒子相互作用中增强了1000倍，这些事件发射出产生III型射电暴的电子束。进一步的研究发现，在Fe/O的增强，然后在丰度的极端增强，增加了质荷比A/Q的1000倍，从He到Pb产生的磁重联在太阳喷流的开放场线。相比之下，在最大的SEP事件中，即“渐变”事件，加速发生在由快速、广泛的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波中。平均许多事件提供了一个衡量太阳日冕的丰度，但A/Q依赖的散射在运输过程中会导致随时间的变化，因此，如果铁散射小于O，铁/O是增强早期和耗尽后。使问题复杂化的是，冲击波经常会在产生许多脉冲事件的活动区域上方重新加速脉冲超热离子。由于脉冲和渐进SEP事件都具有随A/Q的幂变化的丰度增强，因此我们可以使用丰度来推断加速期间的Q值和1 - 3 MK源等离子体温度。比较来自SEP和来自慢太阳风的日冕丰度作为元素第一电离势（FIP）的函数，剩下的差异是元素C，P和S。阿尔文波对离子的分离理论表明，C、P和S在色球层传输过程中，在闭合的磁回路上受到波共振的抑制，而在提供太阳风的开放磁场上则没有。冲击波可以加速离子从封闭的日冕环中，很容易作为SEP逃逸，而太阳风必须出现在开放的领域。
2018-03-14 astro-ph.SR
The Origin of Element Abundance Variations in Solar Energetic Particles
在渐变和脉冲太阳高能粒子（SEP）事件的加速和输运过程中，离子的质量电荷比[A/Q]近似按幂律变化。由于Q值取决于源等离子体的电子温度，这允许从元素丰度增强的模式确定该温度，并验证用于从SEP事件扩散传输离子的A/Q功率的预期逆时间依赖性，发现散射平均自由程在0.2和1 AU之间。不同温度等离子体产生的SEP事件在典型的丰度交会图中分布到不同的区域，使分布范围扩大。在SEP事件与温度高于2 MK的比较中，脉冲事件比渐变事件显示出更广泛的丰度非热变化。在渐变事件中加速离子的广泛冲击波可以在许多活跃区域上平均，在活跃区域中，大量但较小的磁重联（“纳米喷射”）产生超热种子离子，从而在变化的丰度上平均，而脉冲SEP事件仅对丰度变化的一个局部区域进行采样。的参考He/O丰度比为91，而不是57的证据，也被发现为较热的等离子体。然而，虽然这与太阳风的He/O丰度相似，但太阳风丰度为SEP丰度增强提供了不可接受的不良参考，产生了极大的误差。
2016-07-21 astro-ph.SR
Hot X-ray Onsets of Solar Flares
对太阳耀斑脉冲相前局部等离子体条件的研究有助于我们理解导致主耀斑能量释放的物理过程。在这里，我们提出了一个热的X射线发病间隔的增强等温等离子体温度在10-15 MK的范围内高达几十秒之前的耀斑的脉冲阶段的证据。该“热起始”间隔发生在初始软X射线增加期间和可检测的硬X射线发射之前。由地球静止业务环境卫星（GOES）X射线传感器估计并由拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的数据证实的等温温度没有显示出逐渐上升的迹象，无论耀斑的分类或结构如何，都会出现“热启动”现象。在一个小样本的四个有代表性的耀斑事件，我们确定这种早期热发作软X射线发射主要是在足点和低洼的环路，而不是与日冕结构，从大气成像组件（AIA）的图像的基础上。我们证实这一点，通过临掩星的一个耀斑区。这些热的X射线开始出现之前，有证据表明碰撞加热的非热电子，因此，他们挑战标准的耀斑加热建模技术。
2020-07-10 astro-ph.SR
Solar flares with and without SOHO/LASCO coronal mass ejections and type II shocks
我们分析了一组丰富的无线电（伴随IV型或II型爆发）太阳耀斑和他们的协会SOHO/LASCO日冕物质抛射在1998 - 2000年期间。这些事件的强度，冲动和精力充沛的调查。我们发现，平均而言，与II型和日冕物质抛射相关的耀斑比仅与II型相关的耀斑（没有日冕物质抛射报告）以及伴随IV型连续体但不伴随II型冲击的耀斑更冲动，更有活力。从最后两类，耀斑与II型爆发（没有CME报告）是最短的持续时间和最冲动。
2010-09-19 astro-ph.SR
Long-lived energetic particle source regions on the Sun
脉冲太阳高能粒子（SEP）事件发现于40多年前，至今人们对SEP事件的认识还很少。稀有的3He同位素丰度的巨大增强是这些事件最显著的特征，尽管也观察到重核和超重核的大量增强。脉冲事件中经常性的富3He SEP只在有限的时间内被观察到，最多几天，这通常是单个静止航天器与太阳上的源活动区磁连接的时间。随着两个STEREO航天器的发射，我们现在有可能延长与太阳活动区的连接时间。我们研究了源区的演变，显示重复的3He丰富的SEP排放相对较长的时间。我们发现，经常性的3He丰富的SEP在这些长寿命的源出现后，出现的磁通量。
2015-07-10 astro-ph.SR
Observations and modeling of the onset of fast reconnection in the solar transition region
磁重联是一种基本的等离子体过程，不仅在太阳大气中的能量释放中起着关键作用，而且在聚变、天体物理和其他空间等离子体环境中也起着关键作用。在解释太阳观测中，重联被认为起着关键作用，其中一个挑战是解释动力学从缓慢的准连续阶段到持续时间短得多的快速脉冲能量爆发的过渡。尽管在确定可能导致快速发作的机制方面取得了理论进展，但缺乏对这种转变的观察，使得模型受到很大的限制。来自美国宇航局界面区域成像光谱仪（IRIS）的高分辨率光谱观测现在揭示了在太阳大气中的紫外线爆发或爆炸事件期间从缓慢阶段到快速脉冲阶段的重新连接突然过渡的迹象。我们的观测结果与等离子体团不稳定性的数值模拟结果一致，并为等离子体团介导的快速重连的发生提供了证据，为太阳上重连机制的遥感诊断提供了新的机会。
2020-09-24 astro-ph.SR
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
Statistical results for solar energetic electron spectra observed over 12 years with STEREO/SEPT
本文对1au附近的近相对论太阳高能电子事件谱进行了统计分析。我们使用STEREO太阳电子和质子望远镜（SEPT）在45-425 keV能量范围内的测量，并利用SEPT电子事件列表，其中包含STEREO A和STEREO B从2007年到2018年观察到的所有电子事件。我们选取了781个具有显著信噪比的事件进行分析，用单次或破幂律能量函数拟合谱，发现在SEPT能量范围内有437（344）个事件表现出破（单）幂律。幂律破缺事件的平均破缺能量约为120 keV。我们分析了谱指数对事件的上升时间和峰值强度以及相对论电子的存在的依赖性。结果表明，幂律谱指数与谱较软的强脉冲事件的上升时间有一定的关系。长上升时间事件与硬谱以及更高能量（>0.7 MeV）电子的存在有关。这组事件不能用一个纯粹的耀斑场景来解释，但表明了一个额外的加速机制，包括长时间的加速和/或粒子的注入。本文还对脉冲上升事件（上升时间<20分钟）的谱指数作了统计分析。
2019-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy Spectra vs. Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Roles of Magnetic Reconnection and Shock Acceleration
本文重新研究了能量为几MeV/amu的太阳高能粒子（SEP）事件中能谱指数与元素丰度增强之间的关系。我们发现一个相关的行为，只有在最大的逐步SEP 4事件时，所有的离子从周围的日冕等离子体加速的冲击波驱动的快速，广泛的日冕物质抛射（CME）。这种相关的丰度行为可以跟踪事件期间光谱指数的复杂时间变化。在其他（SEP 3）事件中，CME驱动的冲击波，相隔几天，样品种子粒子从一个单一的超热脉冲离子池贡献更早。较小的，富铁，脉冲SEP事件，以前有关的磁重联在太阳喷流，超过一半随后再加速日冕物质抛射驱动的冲击波（SEP 2）造成典型的离子强度有64%的相关性与冲击速度。在这些SEP 2事件中，冲击波加速的开始是由丰度中的一个新的组成部分，即大质子过剩发出的信号。其余的SEP 1事件缺乏冲击加速的证据。然而，对于所有这些事件（SEP 1-SEP 3）与磁重联确定的丰度，光谱和丰度去耦。
2022-03-08 astro-ph.SR
Element abundances in solar energetic particles: two physical processes, two abundance patterns
构成太阳高能粒子（SEP）的元素丰度有两种非常不同的模式。历史上称为“冲动”和“渐进”事件，它们已经被研究了40年，20年的风航天器。逐步SEP事件测量日冕丰度。它们产生时，冲击波，驱动的日冕物质抛射（CME），加速周围的日冕等离子体，我们讨论了21个元素的平均丰度不同，从相应的太阳光球丰度由一个众所周知的依赖于第一电离势（FIP）的元素。较小的脉冲（“3 He丰富”）SEP事件与磁重联，涉及开放的磁力线从太阳耀斑或喷流，也喷射等离子体产生伴随的日冕物质抛射。这些事件使重元素丰度相对于日冕丰度显著增加，Ne平均增加3倍，Fe增加9倍，76<Z<82的元素增加900倍。这是一个强大的，幂律依赖于A/Q的一个~3.6的权力时，Q值确定在日冕温度接近3 MK。来自~2.5 MK等离子体的具有最陡增强（~ 6次A/Q幂）的小个体SEP事件与B级和C级X射线耀斑以及窄（<100度）CME相关。3 He/4 He的增强可以与重元素的增强一样大，但与它们无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄，缓慢的CME，较冷的日冕等离子体和较小的X射线耀斑有更强的联系。脉冲SEP事件不来自热耀斑等离子体，它们被加速早期和/或相邻的开放的磁场线。
2015-01-03 astro-ph.SR
Observation of solar high energy gamma and X-ray emission and solar energetic particles
我们考虑了2010年6月至2012年7月期间观测到的18个太阳耀斑，其中高能>100 MeV的γ发射被费米GRO上的大面积望远镜（LAT）记录。我们用GOES的软X射线观测、INTEGRAL（ACS SPI）上光谱仪的反符合屏蔽和FermiGRO上的伽马射线暴监测器（GBM）的硬X射线观测来检验这些γ事件。硬X射线和π0衰变γ射线辐射分别被用作电子和质子加速的示踪剂。在13个事件的脉冲相期间，ACS SPI观测到硬X射线爆发。当LAT/FermiGRO记录到延长的硬γ发射时，在时间间隔内未发现>100 keV的硬X射线爆发。这些事件显示出长时间的高能量伽马射线发射，而不伴有>100 keV的硬X射线发射，这被解释为质子和电子不同的加速过程的指示，或者解释为在耀斑的脉冲阶段期间加速并随后被某些磁结构捕获的质子群的存在。由GOES和STEREO（高能望远镜，HET）进行的现场高能粒子测量表明，即使考虑到包括STEREO在内的多点测量，其中5个γ事件在1 AU处也没有伴随SEP事件。因此，加速的质子并不总是释放到日光层。最高温度和最大发射测量之间的较长延迟是耀斑具有长时间高能γ发射和太阳质子事件的特征。
2015-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Temperature of the Source Plasma in Gradual Solar Energetic Particle Events
在大的、“渐进的”太阳高能粒子（SEP）事件的行星际传输期间，散射可以导致元素丰度的增强或增加，这取决于离子的质荷比A/Q在事件早期是递增函数，而在事件后期是剩余散射离子的递减函数。由于离子的Q值取决于源等离子体温度T，最佳拟合，假设增强与A/Q的主要幂律依赖性，提供了一种从根本上新的方法来确定这些事件在3-10 MeV/amu区域的T的最可能值。在最佳拟合温度下，元件增强或补充的分组中的复杂变化与A/Q的类似变化相匹配。我们发现，适合的时间增加和减少的权力给类似的T值，最常见的范围为0.8-1.6 MK的69%的事件，与加速周围的日冕等离子体的冲击波驱动的太阳由日冕物质抛射（CME）。然而，24%的SEP事件的研究表明，等离子体的2.5-3.2 MK，典型的先前确定的较小的脉冲SEP事件，这些粒子可能会被重新加速优先准垂直冲击波，需要一个高的注入阈值，脉冲事件离子超过或简单地由高强度的脉冲超热离子在冲击。样品中10个高能地能级事件的源温分布与其它渐变事件的源温分布相似。一些事件显示出一部分离子被进一步剥离电子的证据;这些事件较小，并且倾向于在太阳活动周期的后期聚集。
2016-01-20 astro-ph.SR
Numerical simulations of solar energetic particle event timescales associated with ICMES
最近，S.W.Kahler通过航天器数据分析研究了与日冕物质抛射（CME）相关的太阳高能粒子（SEP）事件时间尺度。他们获得了不同的SEP事件时间尺度，如TO，即从CME开始到SEP开始的时间，TR，即从开始到峰值强度一半（0.5Ip）的上升时间，TD，即SEP强度高于0.5Ip的持续时间。在这项工作中，我们解决SEPs输运方程考虑ICME冲击高能粒子源。与我们的建模假设，我们的模拟显示类似的结果Kahler的航天器数据分析，TD的加权平均值增加与CME的速度和宽度。此外，从模拟结果来看，TD与CME的速度有直接关系，而与CME的宽度没有直接关系，这一点在观测数据分析中是没有得到的。
2016-11-02 astro-ph.SR
First Solar energetic particles measured on the Lunar far-side
2019年5月6日，嫦娥四号上的月球着陆器中子和剂量测量（LND）实验在月球远端探测到了第一个质子能量高达21 MeV的小太阳高能粒子（SEP）事件。基于LND、SOHO/EPHIN和ACE/EPAM的组合质子能谱研究表明，LND可以提供月球特殊位置的补充数据集，有助于我们现有的空间环境观测和理解。速度色散分析（VDA）结果表明，电子在耀斑爆发后22 min释放，质子在II型射电爆发后$\sim$ 15 min释放，而质子在电子释放后1 h才释放。原位电子的脉冲增强和导出的早期释放时间表明源和地球之间有良好的磁连接。然而，来自地球和STA的立体遥感观测表明，SEP与距离地球磁足点近100 $^\circ$的活动区有关。这表明这些SEP的传播在弹道映射模型下不能遵循名义上的帕克螺旋，并且在该事件期间电子和质子的释放和传播机制可能显著不同。
2021-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
On Aspects Pertaining to the Perpendicular Diffusion of Solar Energetic Particles
近年来，航天器对太阳高能粒子（SEP）事件进行了大量的多点观测，从而有可能对SEP的纵向分布进行详细的研究。SEP，即使是那些在脉冲事件期间加速的SEP，也显示出比预期的纵向范围宽得多的纵向范围，这使得人们对垂直于当地磁场的运输过程产生了疑问。在本文中，我们研究垂直运输的一些方面，包括垂直扩散到一个数值SEP运输模型，模拟脉冲加速SEP电子在黄道面的传播。我们发现：（i）垂直扩散系数的俯仰角依赖性是一个重要的、目前主要被忽视的输运参数。(ii)SEP的强度一般在经度上是不对称的，在最佳磁场连接到加速区的西边增强。(iii)最大SEP强度也可能（依赖于参数）偏离1 AU处的最佳磁连通性经度。我们还计算了最大强度，最大强度的时间，发病时间和最大各向异性作为经度的函数在地球轨道和比较的结果，在一个定性的方式，最近的航天器观测。
2018-04-10 astro-ph.SR physics.space-ph
What are the Sources of Solar Energetic Particles? Element Abundances and Source Plasma Temperatures
50年来，我们一直在热烈讨论哪些太阳高能粒子（SEP）在耀斑中被加速，哪些被日冕物质抛射（CME）从太阳中驱逐出的冲击波加速。大的“渐进”SEP事件与冲击加速的关联得到SEP的广泛空间分布和粒子延迟加速的支持。这些渐变事件中元素的相对丰度是对周围日冕中元素相对丰度的测量，与光球中元素相对丰度的不同之处在于元素的第一电离势（FIP）的广泛观测函数。SEP事件，我们称之为“脉冲”，传统的“3 He丰富”的事件与增强重元素丰度，与III型射电暴，耀斑，和狭窄的日冕物质抛射，他们选择性地填充通量管，线程本地化的源，他们适合新的粒子在细胞模型的磁重联上的开放场线发现太阳喷流。这些模型有助于解释从He到Pb的整个周期表中重元素的质荷比A/Q的幂（2 - 8）的强烈增强。对A/Q随温度变化的研究表明，脉冲SEP事件中的源等离子体必须在2-4 MK范围内才能解释丰度的分布。这比在太阳耀斑的闭合环上看到的>10 MK的温度低得多。最近的研究A/Q依赖的增强或supplement从散射过程中运输显示源等离子体温度在逐渐SEP事件为0.8-1.6 MK的事件，即日冕等离子体的69%，24%的事件显示再加速脉冲事件的材料。
2015-10-20 astro-ph.SR
Short term variability of DS Tuc A observed with TESS
脉冲短期变化发生在所有类型的太阳型恒星。它们是复杂现象的结果，如恒星磁场重联、低水平的变化，在某些情况下甚至是恒星与行星的相互作用。这些事件产生的辐射通常是高能的，在有行星的恒星中，可能与行星大气相互作用。研究这些高能现象的速率对于理解它们在改变化学成分或在某些极端情况下破坏行星大气中的作用至关重要。在这里，我们提出了一个新的程序来识别TESS光变曲线中的脉冲事件。我们的目标是有一个简单而有效的工具来研究一个恒星的短期活动，只使用它的光变曲线，以获得它的分布和能量。作为我们的第一个案例，我们研究了系统DS Tuc。我们的技术包括使用迭代高斯过程拟合TESS光变曲线，以消除所有的长期恒星活动的贡献。然后，我们确定的脉冲事件，并得出振幅，时间尺度和发射的能量的量。我们使用AU Mic TESS光变曲线验证我们的程序，获得的结果与文献中提出的结果一致。我们估计了DS Tuc的能量事件的频率分布。特别是，我们发现每天大约有2个事件的能量大于2x10^32 erg。我们发现的证据有利于恒星相的短期活动的AU Mic，也表明短期活动的阶段与行星轨道。对于DS Tuc，我们发现事件分布在时间上不是等距的，而是经常分组的。由此得到的分布可以用来估计短期变率对行星大气化学成分的影响。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Variable Ion Compositions of Solar Energetic Particle Events in the Inner Heliosphere: A Field-line Braiding Model with Compound Injections
我们提出了一个模型来解释帕克太阳探测器（PSP）最近在$0.3 - 0.45$天文单位观测到的太阳高能粒子（SEP）事件中高度可变的离子组成比。我们使用数值模拟来计算SEP在湍流行星际磁场中的传播，从大尺度到高能粒子的回转尺度，其功率谱都是Kolmogorov谱。我们表明，当不同物种的源区被偏移的距离相当于源区的大小，所观察到的高能粒子组成的He/H可以强烈的变化超过两个数量级，即使源比是在标称值。假设脉冲$^3$富He事件中的$^3$ He/ $^4$ He源比为$10 \%$，并且源区的空间偏移相同，则观测点处的$^3$ He/ $^4$ He比也变化很大。离子组成比的可变性取决于径向距离，这可以通过在不同径向位置进行的观察来测试。我们讨论了这些结果的脉冲事件的离子组成的变化和进一步的PSP和太阳轨道器观测接近太阳的影响。
2021-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar Energetic Particle Events with Short and Long Onset Times
太阳高能粒子（SEP）事件通常被认为是由日冕物质抛射（CME）驱动的激波引起的，它表现出多种多样的时间行为。例如，TO，相对于CME的发射的>10 MeV质子起始时间，具有至少一个数量级的分布，即使当源区离所谓的良好连接的质子束不远时。重要的是要了解是什么控制着TO，特别是在空间天气预测方面。在这里，我们研究了两个SEP事件从西半球是不同的TO的基础上>10 MeV的质子数据从地球同步运行环境卫星，尽管相似的CME的速度和经度的源区。我们试图通过CME高度-时间剖面和射电动力学谱的结合，来寻找CME驱动激波发展和Alfvén马赫数达到某个阈值时，不同TO（质子释放时间）的原因。我们还讨论了如何CME-CME相互作用和活动区的属性可能会影响质子释放时间。
2023-02-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Plasma Heating and Energization in Hot-Onset Flare Precursor Events
IREAP, University of Maryland（马里兰大学 IREAP）；Dept. of Physics, Institute for Physical Science and Technology, and the Joint Space Science Institute, University of Maryland（马里兰大学物理系、物理科学与技术研究所和联合空间科学研究所）
该研究通过磁重联模拟揭示引导场演化导致两种能量化机制，自洽解释了太阳耀斑热起始阶段先于非热辐射的现象。
2026-09-23 astro-ph.SR
The Physics of Solar Energetic Particles
研究日冕高能粒子的产生机制，揭示磁重联和激波加速过程，以及其对太阳辐射和空间天气的影响。
2026-09-09 astro-ph.SR
On the onset delays of solar energetic electrons and protons: Evidence for a common accelerator
本研究使用包含垂直扩散的数值粒子传输模型，成功重现了相距遥远的航天器观测到的太阳高能电子和质子的起始延迟，表明二者可能源自共同的大尺度激波加速器。
2023-05-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Investigating Two Successive Flux Rope Eruptions In A Solar Active Region
我们调查了2012年1月23日两次连续的通量绳（FR 1和FR 2）爆发导致的两次日冕物质抛射（CME）。在CME爆发前的大气成像组件高温通带图像中，这两个FR都表现为EUV通道结构。通过拟合它们的高度演变与一个函数组成的线性和指数分量，我们确定了高的时间精度的FR脉冲加速度的开始时间的第一次。利用这一起始时间，我们将低日冕中FRs的演化分为两个阶段：缓慢上升阶段和脉冲加速阶段。在FR1的缓慢上升阶段，零星的EUV和UV增亮的出现以及沿极性反转线的强剪切表明准分界线层重连可能启动缓慢上升。另一方面，对于FR2，我们主要贡献其缓慢上升的FR1喷发，这部分地打开了上覆场，从而减少了磁约束。在脉冲加速阶段开始时，FR 1（FR 2）达到84.4 $\pm$ 11.2 Mm（86.2 $\pm$ 13.0 Mm）的临界高度，其中，上覆场随高度的下降足够快以触发环面不稳定性。经过很短的间隔（$\sim$ 2分钟），耀斑发射开始增强。这些结果揭示了复合活动涉及多个磁FR，并进一步表明，理想环面不稳定性可能起着至关重要的作用，启动脉冲加速的CME。
2013-04-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022
本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。
2023-11-04 astro-ph.SR
Stationary and impulsive injection of electron beams in converging magnetic field
在这项工作中，我们研究了时间依赖的电子束注入到耀斑大气中的会聚磁场的沉淀，考虑碰撞和欧姆损耗与各向异性散射和俯仰角扩散。研究了两种喷射方式：短脉冲喷射和稳态喷射。比较了具有不同空间分布的会聚磁场的影响，计算了不同深度和区域的电子沉淀所产生的能量沉积。采用综合近似方法，数值求解了含时的Fokker-Planck方程，得到了电子在深度、能量和俯仰角上的分布。据发现，稳态注入建立在0.07-0.2秒后，取决于初始束参数的注入开始的束电子。静止电子束的能量沉积强烈依赖于自感电场，但较少依赖于磁场会聚。短电子脉冲的能量沉积被发现是不敏感的自感电场，但强烈的磁场收敛的影响。短束脉冲产生尖锐的不对称硬X射线爆发在毫秒的时间尺度内经常观察到的太阳耀斑。
2009-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. I. Observations
利用界面区成像光谱仪（IRIS）的高空间分辨率和高节奏，研究了小耀斑期间过渡区和色球层对能量沉积的响应。RHESSI的同时观测提供了对高能电子沉淀到耀斑足点的限制，而XRT，AIA和EIS的观测使我们能够测量由此产生的耀斑环的温度和发射措施。我们找到了明确的证据加热在一个单一的IRIS像素的空间尺度上的一段时间。在这一事件的脉冲阶段期间，Si IV 1402.770、C II 1334.535、Mg II 2796.354和O I 1355.598发射线的每个像素中的强度的特征在于通常持续60秒或更短的许多小规模爆发。在脉冲阶段期间，在Si IV、C II和Mg II中观察到红移。Mg II在爆发期间显示红移，在其他时间则显示稳定发射。相比之下，Si IV和C II的配置文件，观察到在所有的时间在脉冲阶段期间的红移。这些持续的红移是一个挑战的一维流体动力学模型，预测只有短期的下降流，以响应脉冲加热。我们推测，能量被释放在许多小规模的灯丝与幂律分布的加热速率。
2016-06-29 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
Radio impulsive events in quiet solar corona and Axion Quark Nugget Dark Matter
Murchison宽场阵列（MWA）在平静的日冕中记录了频率为98、120、132和160 MHz的\cite{Mondal-2020}脉冲无线电事件。我们认为这些射电事件是在轴子夸克块金（AQN）框架下暗物质湮灭事件的直接表现。\cite{Zhitnitsky:2017rop,Raza:2018gpb}认为，在平静的日冕中的AQN湮灭事件可以用Parker \cite{Parker-1983}拍摄的纳米耀斑来识别。我们进一步支持这一说法，通过证明所观察到的脉冲无线电事件\cite{Mondal-2020}，包括它们的出现率，它们的时空分布和它们的能量，是匹配的一般后果AQN湮灭在安静的日冕。我们建议通过分析不同频段的脉冲无线电事件的相关聚类来测试这一想法。这些相关性用不同频段的无线电事件之间的时间延迟来表示，以秒为单位。我们还对低（80和89 MHz）和高（179，196，217和240 MHz）频段进行了一般性预测，这些频段已被记录，但尚未公布，由\cite{Mondal-2020}。最后，我们建议通过研究MWA无线电信号和太阳轨道器记录的极端紫外光子（又名太阳轨道器）之间可能的互相关来测试我们的提议。“campfires”）。
2020-11-28 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Correcting for interplanetary scattering in velocity dispersion analysis of solar energetic particles
为了了解太阳高能粒子（SEP）的起源，我们必须研究它们相对于其他太阳爆发现象的注入时间。传统上，使用速度色散分析（VDA）来确定注入时间，其中使用在1 AU处观察到的事件开始时间与SEP的反向速度的线性拟合来导出第一到达粒子的注入时间和路径长度。然而，VDA并没有考虑到在1天文单位处产生统计学上可观察到的起始粒子已经分散在行星际空间中。我们使用Monte Carlo测试粒子模拟的高能质子研究粒子散射的影响，可观察到的SEP事件发生以上的事件前的背景，因此对VDA的结果。我们发现，VDA的结果是敏感的事件前和事件粒子谱以及SEP注入和散射参数的属性。特别是，接近标称帕克螺旋长度的VDA获得的路径长度并不意味着VDA注射时间是正确的。我们研究的延迟所观察到的发病所造成的粒子的散射，并推导出一个简单的估计延迟时间，通过使用在SEP发病的强度增加率作为一个参数。我们适用于磁连接SEP事件2000年6月10日的校正，并表明它可以提高路径长度和注入时间的估计，同时也增加了误差限制，以更好地反映VDA的固有不确定性。
2015-04-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Energetic Particle Reflection by Precursor ICMEs: Multi-spacecraft Observations of Bi-Directional Electron Beams at 1 AU
Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Department of Earth and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球与空间科学系）
研究通过多航天器观测，发现太阳高能电子事件中电子束双向传播现象，首次在地球轨道距离检测到逆向速度分散特征，揭示ICME前导作用于粒子反射的机制。
2026-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hinode/EIS coronal magnetic field measurements at the onset of a C2 flare
在目前的工作中，我们研究的Hinode/EIS观测的活动区采取之前，期间和之后的一个小C2.0耀斑，以监测的演变的磁场的演变和它的关系的耀斑事件。我们发现，虽然耀斑离开活动区本身不变，事件包括一个大的磁场增强（MFE），其中包括一个大的磁场的强度增加到短短的500 G在一个相当小的区域，没有磁场测量耀斑之前。在耀斑的脉冲阶段，在耀斑环的足点处观察到这种MFE，其磁能足以为整个耀斑的辐射损失提供能量，并且在耀斑之后完全消散。我们认为MFE可能发生在触发耀斑的重连事件的位置，并注意到它在耀斑开始的22分钟内形成（由EIS光栅返回时间给出）。这些结果为一系列新的研究打开了大门，这些研究的目的是确定MFE 1）是否可以是耀斑前兆事件，2）是否可以用于空间天气预报; 3）它们可以允许的提前预警时间;以及探索哪些物理过程导致它们的形成和消散，这些过程在长持续时间和脉冲耀斑中是否相同，以及它们是否可以通过理论模型来预测。
2021-02-11 astro-ph.SR
Variations in $p$-Mode Parameters with Changing Onset-Time of a Large Flare
预计在光球层释放大量能量的高能太阳耀斑可能能够激发声学（$p$ -）振荡模式。我们已经确定了模式参数的特征属性，应用环图技术获得的3-D功率谱的太阳活动区NOAA 10486在2003年10月28日的长持续时间的能量X17.2/4 B耀斑。有强有力的证据表明，模式振幅和系统变化在地表下流动中大幅增加，即，速度，动力螺旋度，涡度的纬向和纬向分量，发现从比较的前到后耀斑阶段。
2009-10-22 astro-ph.SR
Sixty Years of Element Abundance Measurements in Solar Energetic Particles
60年前，科学家发表了第一次观测结果，显示了太阳高能粒子（SEP）的化学元素采样。由此开始了对日冕中动力学物理的直接产物的研究。随着我们从4分钟的探测火箭样品到SEP事件的连续卫星覆盖的进展，我们已经将观测扩展到整个周期表中元素丰度的不寻常分布。小“脉冲”SEP事件从岛屿的磁重联开放的磁场线在太阳喷流产生巨大的增强丰度的3 He和最重的元素。太阳耀斑涉及相同的物理，但那里的SEP被困在封闭的环路上，以热和光的形式消耗能量。更大的，充满活力的“渐进”SEP事件在快速，广泛的日冕物质抛射（CME）的冲击波驱动下加速。然而，这些冲击也可以重新加速来自剩余超热脉冲离子池的离子，并且来自喷流的CME也可以驱动快速冲击，使情况变得复杂。SEP事件中的基本元素丰度代表日冕，它与光球中相应的丰度不同，作为元素第一电离势（FIP）的函数，区分低FIP（<10 eV）离子和高FIP中性原子，因为它们在色球层中扩展。SEP加速度对A/Q的依赖性允许离子Q值的最佳拟合估计，因此从丰度导出的~1 - 3 MK的源等离子体温度与最近使用射流的极紫外发射的温度测量相关。然而，新的问题出现的理论基础的相关性的能量谱指数与幂律的丰度，关于共存的机制增强的3 He和重元素，以及关于整体缺乏的C FIP比较。
2021-07-29 astro-ph.SR
Solar Particle Acceleration
本文综述太阳高能粒子加速的两类主导机制：CME驱动激波导致的缓变型事件与磁重联相关的脉冲型事件，并阐明激波俘获、波放大及再加速等过程。
2025-03-18 astro-ph.SR
Case studies of multi-day 3He-rich solar energetic particle periods
上下文内日球层的脉冲太阳高能粒子事件显示了3He的长期富集。目标。研究了长时间的富3He太阳高能粒子（SEP）事件的源区。我们找到了负责任的开放磁场区域，我们结合势场源表面外推（PFSS）与帕克螺旋，并比较了磁场的识别源区域与原位磁场。候选开放视野区域是活性区域谱斑。利用太阳动力学观测站和STEREO的极紫外图像以及STEREO和WIND的射电观测对活动进行了检查。结果多天周期的3He丰富的SEP事件与离子生产在单个活动区。小耀斑或日冕喷流是它们的主要来源。我们还发现，3He的富集可能取决于日冕喷流的出现率。
2015-06-14 astro-ph.SR
Study of Solar Energetic Particles: their Source Regions, Flares and CMEs during Solar Cycles 23-24
本研究分析太阳活动周23-24期间152个耀斑、CME及SEP事件与活动区的关联，发现磁复杂活动区易产生大耀斑、高速/大尺度CME及高强度SEP，且X射线强度与SEP脉冲性负相关。
2025-04-18 astro-ph.SR
