Sunspot waves and flare energy release
我们解决的耀斑过程的启动和进一步维护其能量释放的可能性，由于转换的太阳黑子纵波到横向磁回路振荡与启动重联。这导致在能量释放峰值之后保持加热并且在X射线轮廓上形成平坦阶段。应用时距图和像元小波滤波（PWF）方法，得到SDO/AIA数据中波功率变化的时空分布。为了找到磁波导，我们使用SDO/HMI磁图的磁场外推。波前的传播速度是在特定时间从它们的空间位置测量的。在17 GHz（NoRH）射电辐射的相关曲线中，我们发现2012年6月7日耀斑之前太阳黑子本影中3分钟波的单调能量放大。这种动力学与日冕环（SDO/AIA，171光年）中波列长度的增加一致，在耀斑爆发前30分钟达到最大值。在软X射线（RHESSI，3-25千电子伏）的耀斑时间分布的一个特点是保持恒定水平的耀斑发射10分钟后，短脉冲阶段，这表明在能量释放的延续。在这段时间里，我们发现30秒周期的横向振荡的耀斑环的射频范围内（NoRH，17 GHz）。这种周期性显然与从太阳黑子到环横向振荡的传播纵向3分钟波的转变有关。磁场外推表明，存在磁波导（环）连接太阳黑子和能量释放区。这种横向振荡波导与底层扭曲环路的相互作用（重连）可能导致耀斑环路加热。
2014-09-10 astro-ph.SR
Long-period energy releases during a C2.8 flare
通过分析C2.8级耀斑的长周期脉动，发现三次能量释放事件分别由磁重联加速电子和环-环相互作用两种不同机制触发。
2024-08-02 astro-ph.SR
Flare Energy Release at the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of 2015 March 15. II. Investigation of Photospheric Electric Current and Magnetic Field Variations Using HMI 135-second Vector Magnetograms
这项工作是论文I [Sharykin等人，2018]致力于分析受限的M1.2级太阳耀斑SOL 2015 -03- 15 T22：43中的非热电子动力学和等离子体加热，揭示了极性反转线（PIL）上方低日冕中高度剪切相互作用磁环中的能量释放。目前的工作范围是使第一次广泛的定量分析的光球磁场和光球垂直电流（PVEC）动力学在封闭的耀斑区域附近的PIL使用新的矢量磁图获得的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）与高时间分辨率为135秒。数据分析揭示了磁结构和PVEC的急剧变化与耀斑爆发附近的PIL。结果表明，耀斑带中等离子体加热和电子加速最强时，磁重联率、总PVEC和有效PVEC密度的增加最大。观测和非线性无力场（NLFFF）外推表明，PIL周围的磁场结构与系留切割磁重联（TCMR）的几何结构一致。我们给出了定性的解释所观察到的动力学的耀斑带，磁场和PVEC，和电子加速，在TCMR方案。
2020-04-20 astro-ph.SR
Recurrent narrow quasi-periodic fast-propagating wave trains excited by the intermittent energy release in the accompanying solar flare
关于准周期快传播（QFP）波列的驱动机制，存在两种主要的相互竞争的物理解释：与耀斑能量释放有关或归因于波导色散。利用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）171 A图像，研究了2011年11月11日伴随耀斑期间由多个波前组成的一系列QFP波列沿环系统传播。波列的起始时间与伴随耀斑的能量释放有很高的相关性。测量结果表明，波列相速度与群速度基本一致，约为1000 km s-1，表明该波列不应是弥散波。这些波列的周期与耀斑释放的X射线辐射中振荡信号的周期相同。因此，我们认为QFP波列最有可能是由耀斑而不是色散触发的。我们研究了QFP波在地震学中的应用，得到了波导的磁场强度约为10高斯。同时，我们还估算了这些波列的能量通量约为1.2 × 105尔格·cm ~（-2）·s ~（-1）。
2022-11-26 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Rates and Energy Release in a Confined X-class Flare
我们研究了2014年10月22日发生在AR 12192中的受限X1.6耀斑的能量释放过程。磁重联率和重联通量来自三个不同的数据集：来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）1600 μ m滤波器的天基数据和来自Kanzelhöhe天文台的地面H $α$和Ca II K滤波图。从三个数据集确定的磁重联率都非常类似于由拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）测量的硬X射线的时间分布，这是释放到高能电子中的耀斑能量的代理。导出的总磁重联通量位于$4.1 \times 10^{21}$ Mx（AIA 1600 μ m）和$7.9 \times 10^{21}$ Mx（H $α$）之间，其对应于强源AR的总无符号通量的约2%至4%。从以前的研究中收集的27个喷发事件（包括B到$>$ X10级耀斑）的磁重联通量对GOES类的依赖性的比较揭示了$\approx 0.8$在双对数空间中的相关系数。所研究的X1.6级局限耀斑位于爆发耀斑的分布范围内。该事件显示了耀斑带的大的初始分离，并且在耀斑期间没有分离运动。此外，我们注意到在耀斑带状结构和连接这些结构的热环事件开始之前，增强的排放。这些观测结果与新兴通量模型一致，即新出现的小通量管与先前存在的大日冕环重新连接。
2015-09-24 astro-ph.SR
Study of flare energy release using events with numerous type III-like bursts in microwaves
射电爆发动力学谱中类III型结构的窄带漂移分析可以获得有关太阳耀斑初级能量释放机制的独特信息。SSRT的空间分辨图像和高光谱和时间分辨率允许直接确定不仅其源的位置，而且沿耀斑环的激励器速度。实际上，当SSRT（约5.7 GHz）在两个高阶条纹中观察耀斑区域时，在一些特殊的时间间隔内进行这种测量是可能的;因此，在两个频带上同时记录两个1D扫描。分析了2002年4月14日耀斑期间记录的类III爆发。本文利用SSRT、SBRS、NoRP、RINGS等仪器记录的多波长射电观测资料，研究了一个由几十个漂移微波脉冲组成的事件，其漂移速率在-7到13 GHz/s之间。快速漂移爆发的源位于耀斑环顶部附近，体积为几毫米。激发子沿耀斑环的缓慢漂移表明发射电子具有很高的螺距各向异性。
2012-06-19 astro-ph.SR
An MHD Model For Magnetar Giant Flares
软伽马射线中继器上的巨大耀斑被认为发生在磁星上，在短时间内释放出巨大的能量。它们的能量可以用磁场结构中发生的灾难性不稳定性和随后的磁重联来解释。通过类比太阳上的日冕物质抛射（CME）事件，我们发展了一个理论模型，通过分析方法的磁星巨星耀斑。在这个模型中，地壳的旋转和/或位移导致磁场扭曲和变形，导致磁层中的磁绳形成和相关配置中的能量积累。当位形中储存的能量和螺旋度达到阈值时，系统失去平衡，磁通绳以灾难性的方式向外喷射，而磁重联有助于灾难发展为可能的爆发。以SGR 1806 - 20为例，计算了其喷发过程中释放的自由磁能，发现其大于$10^{47}$尔格，足以为一次大耀斑提供能量。释放的自由磁能被转换成磁绳的辐射能、动能和重力能。计算了SGR 1806 - 20、SGR 0526-66和SGR 1900+14的爆发过程的光变曲线，并与观测资料进行了比较。计算的光变曲线与观测到的巨耀斑光变曲线符合得很好。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantifying Chromosphere Response to Flare Energy Release Using AIA Observations in 1600~Å and 304~Å Passbands
本研究利用AIA的1600 Å和304 Å波段观测，对18次耀斑的色球响应开展半定量测光分析，揭示了耀斑带像素的光变特征与波段亮度关联，证明AIA观测数据可用于耀斑色球的系统性研究。
2025-05-19 astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
Dynamics of Electric Currents, Magnetic Field Topology and Helioseismic Response of a Solar Flare
2011年7月30日的太阳耀斑属于中等X射线级别（M9.3），但它对光球层产生了强烈的影响，并产生了“日震”，这是由美国宇航局太阳动力学观测站（SDO）的日震和磁成像仪（HMI）观测到的。除了日震波（也是用SDO/AIA仪器观测到的）之外，耀斑还造成了大面积的白光发射，并伴随着磁场的重大重组，导致耀斑区域迅速形成太阳黑子结构。耀斑没有产生明显的硬X射线发射，也没有日冕物质抛射。这表明耀斑能量释放主要局限于低层大气。没有明显的日冕物质抛射排除了磁绳喷发作为日震波的机制。我们讨论了连接的耀斑能量释放的电流动力学和高速等离子体流在低层太阳大气中的耀斑能量释放过程中的潜在重要性。
2015-02-18 astro-ph.SR
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE 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
Episodic energy release during the main- and post-impulsive phase of a solar flare
研究通过多波段观测2017年C9.4级爆发性临边耀斑，揭示主脉冲相后的三次偶发非热能释放与磁通量绳加速及引导磁场减弱有关。
2024-03-01 astro-ph.SR
Observational Investigation of Energy Release in the Lower Solar Atmosphere of a Solar Flare
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳低层大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解太阳大气层较低层（光球层和色球层）耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构。NLFFF模型揭示了PIL中反向磁通量管的相互作用。这两个相互作用的磁通量管在NST的高分辨率宽带连续图像中被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了对应于小尺度光球磁拱的薄三带结构的形成。观测结果表明，在致密色球层中，等离子体部分电离在极性反转线附近的强电流集中的区域，有利于初级能量释放的位置。磁重联可以由两个相互作用的磁通量管触发，形成沿着PIL伸长的电流片。
2016-04-18 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
Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures
我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。
2014-08-03 astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Lower Solar Atmosphere Near the Magnetic Field Polarity Inversion Line
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解光球层和色球层中耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构和电流。NLFFF模型揭示了PIL中两个具有相反方向磁场的磁通量绳的相互作用。在NST的高分辨率宽带连续图像中，这些磁绳被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了一个薄的三带结构的形成，对应于一个小规模的光球磁拱。观测结果表明，在极性反转线附近有强电流集中的色球等离子体中存在初级能量释放点。在这种情况下，通过相互作用的磁通量绳触发磁重联，从而形成沿PIL伸长的电流片。
2018-01-13 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar flares: a key diagnostic of energy release on the Sun
太阳耀斑是我们太阳系中最强大和最具破坏性的事件之一，然而驱动和传输这种能量释放的物理机制尚未完全了解。与耀斑能量释放相关的一个重要特征是在亚秒至分钟的时间尺度上高度可变的发射，其通常表现出振荡行为，统称为准周期性脉动（QPP）的特征。为了充分确定QPP的驱动机制，开发其作为诊断工具的潜力，并将其纳入我们对太阳和恒星耀斑的理解，需要新的观测能力和举措。显然，社区需要对太阳进行以耀斑为焦点、节奏快、分辨率高、多波长的成像，并具有足够高的灵敏度和动态范围，以便在总强度很大的情况下观测强度的微小波动。此外，需要多学科的资金和举措，以缩小数值模型和观测之间的差距。QPP是发生在耀斑磁重联和能量释放站点的物理的直接签名，因此是至关重要的，包括在一个统一的耀斑模型。尽管有大量的建模和理论工作，没有一个单一的机制或模型可以完全解释耀斑中QPP的存在。此外，QPP也可能属于不同机制产生的不同类别。目前，我们没有足够的信息来观察区分机制。耀斑对地球电离层的地球效应，以及恒星耀斑表现出类似的QPP特征，加强了理解QPP的动机。QPP提供了一个黄金机会，以更好地了解耀斑物理学和利用太阳恒星的类比，有利于天体物理学，太阳物理学和日地联系。
2023-03-14 astro-ph.IM 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
A statistical search for a uniform trigger threshold in solar flares from individual active regions
本研究通过统计搜索太阳耀斑中的均匀触发阈值，发现GOES数据不支持静态阈值预测的耀斑大小与等待时间互相关，表明阈值或驱动速率可能随时间变化或现有理论不完整。
2023-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Generation of large scale electric fields in coronal flare circuits
在太阳耀斑期间产生大量高能电子。它们携带了耀斑释放的能量的很大一部分，但这些电子是如何产生的还没有完全弄清楚。本文提出光球活动区等离子体运动是大电流的来源。这些电流可以用宏观电路来描述。在特殊情况下，电流可以沿着磁场线在电晕中建立。当对当地条件作适当假设时，这些电流释放的能量与耀斑能量相当。
2009-08-06 astro-ph.SR
Observations of quasi-periodic solar X-ray emission as a result of MHD oscillations in a system of multiple flare loops
我们调查了2002年10月20日的太阳耀斑。耀斑伴随着RHESSI在3-50 keV能量范围内观测到的热和非热硬X射线发射（HXR）的准周期脉动（QPP）。使用Lomb周期图对不同能量通道中的HXR时间曲线进行分析，结果显示约16秒和36秒的两个统计学显著时间段。36秒的QPP只在耀斑脉冲相的非热HXR辐射中观测到。16秒的QPP在热HXR发射中更为明显，并且在耀斑的脉冲和衰减阶段都观察到。对耀斑区的成像分析、QPP的确定时间和耀斑区磁环的估计物理参数使我们能够对观测结果作如下解释。1)在脉冲阶段，能量被释放，电子被加速的连续行为，平均时间约为36秒，在不同的部分，两个空间上分离，但相互作用的环系统的耀斑区域。2)36秒的能量释放周期可能是由连接这些耀斑站点的环路中的快速MHD振荡的作用引起的。3)在第一次能量释放的爆炸行为中，在一个耀斑环系统中激发了时间为16秒的MHD振荡（很可能是香肠模式）。4)这些振荡在脉冲阶段由随后的能量释放的爆炸行为维持，并在耀斑的衰减阶段被完全阻尼。
2009-10-01 astro-ph.SR
RHESSI Investigation of X-ray Coronal Sources During Decay Phase of Solar Flares: II. Energy Balance
正如许多作者所指出的那样，在长持续时间耀斑（LDE）的衰变阶段观察到的X射线的缓慢减少只能用磁重联和耀斑日冕部分持续不断的能量释放来解释。使用RHESSI数据，我们试图回答以下两个问题。这些过程在LDE衰变阶段的有效性如何？如何根据这些数据精确计算能量释放率？为了回答这些问题，重建了所选LDE在其衰减阶段的图像。通过图像光谱分析获得的耀斑日冕源的物理参数，使我们能够研究能量释放过程的效率。我们还检查了能量方程中包含的项，以了解确定每个项的准确性。
2011-04-07 astro-ph.SR
Evolution of magnetic fields and energy release processes during homologous eruptive flares
我们探索了重复积累和爆炸释放磁能的过程，以及磁通量绳的形成，最终导致三个强度依次增加的同源喷发耀斑（即，M2.0、M2.6和X1.0）。2014年3月28日至29日期间，耀斑起源于NOAA活动区12017。极紫外线观测和磁图测量以及日冕磁场模拟表明，耀斑是由活动区一小部分内密集的环系统嵌入的通量绳爆发引发的。在X射线中，第一和第二个事件显示出类似的演变与单一的，紧凑的源，而第三个事件表现出多个发射质心与一组强的非热共轭源在50-100 keV的HXR峰值期间。光球磁场在约44小时的时间间隔，包括三个耀斑经历了重要的阶段的出现和取消过程，以及显着的变化附近的极性反转线的耀斑区域。我们的观察指向系绳切割机制作为喷发的合理触发过程。在第二次和第三次事件之间，我们观察到一个突出的阶段的磁通量的出现，在时间上与活动区日冕中的自由磁能的积累阶段。总之，我们的分析揭示了一个有效的耦合之间的快速发展的光球和日冕磁场的活动区域，导致了一个连续的阶段的自由能的积累，导致成同源耀斑的强度依次增加。
2022-12-08 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
The relationships among solar flare impulsiveness, energy release, and ribbon development
本文基于 SDO/EVE 304 Å 光变曲线提出太阳耀斑脉冲性指数，并结合大样本统计与六个案例揭示其与重联率、耀斑带运动、引导场和磁剪切的关系。
2024-03-04 astro-ph.SR
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Spatio-temporal energy partitioning in a non-thermally dominated two-loop solar flare
太阳耀斑表现出显着的变化的能量分配之间的热和非热的成分。那些具有显著非热成分但只有适度热成分的电子特别适合于研究非热电子对等离子体加热的直接影响。在这里，我们分析了这样一个观测良好的脉冲单尖峰非热事件，一个SOL 2013 -11- 05 T035054太阳耀斑，其中等离子体加热可以完全归因于这些脉冲加速电子的能量损失。利用X射线、微波和极紫外观测和三维模型分析了耀斑期间热分量和非热分量的能量收支演变。结果表明：（i）耀斑的几何结构符合双环结构，磁能很可能是由于这两个环之间的相互作用而释放的;（ii）释放的磁能只转化为加速电子的非热能，然后再转化为等离子体的热能;（iii）能量在这两个耀斑环中的分配相当;（iv）其中一个燃烧环保持相对稀薄但相当热，而另一个保持相对较冷但比第一个更致密。因此，这个太阳耀斑表明了一个极端的效率转换的自由磁能的非热能粒子加速和能量流到两个环路从非热到热的一个可以忽略不计的直接加热。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sunquakes: helioseismic response to solar flares
在太阳耀斑期间观测到的太阳表面上以膨胀波波纹形式出现的地震，代表了耀斑撞击激发的声波包，并穿过太阳内部。激发碰撞与脉冲耀斑相位密切相关，是由能量释放点输送的能量和动量引起的。耀斑能量以高能粒子、波、质量运动和辐射的形式释放。然而，产生日震的局部流体动力学影响的确切机制尚不清楚。解决太阳震动机制的问题将大大提高我们对耀斑物理的理解。此外，日震提供了一个独特的机会，研究声波与磁场和流动的相互作用，在耀斑活动区，并制定新的方法，以日震声层析成像。
2014-02-06 astro-ph.SR
Energy Definition and Minimization in Avalanche Models for Solar Flares
本研究针对太阳耀斑雪崩模型的磁能定义问题，构建了与三种能量定义内部一致的雪崩模型，验证了能量最大化假设的影响，发现晶格节点远离失稳阈值是重现类太阳幂律分布的关键。
2024-01-25 astro-ph.SR
The Origin of Underdense Plasma Downflows Associated with Magnetic Reconnection in Solar Flares
磁重联是一个普遍的过程，它为爆炸性能量释放事件提供动力，如太阳耀斑、地磁亚暴和一些天体物理喷流。磁重联的一个特征是在等离子体阿尔文速度附近产生快速重联流出喷流。在爆发的太阳耀斑中，向耀斑拱廊移动的暗的指状等离子体下降流通常被认为是这种重连驱动流出的主要观测证据。然而，它们的速度往往比重联理论中预期的要慢得多，这对标准耀斑模型中重联驱动的能量释放场景提出了挑战。本文提出了一个太阳耀斑的三维磁流体动力学模型。通过比较模型的预测与观察到的等离子体的下行流的功能，我们得出结论，这些黑暗的下行流是自组织的结构形成在一个湍流的界面区域下面的耀斑终止激波的流出满足耀斑拱廊，类似的超新星遗迹中形成类似的结构的现象。这个界面区域有无数的湍流、电子流和激波，对耀斑能量释放和粒子加速至关重要。
2021-11-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Energy Release and Particle Acceleration in Flares: Summary and Future Prospects
综述了与耀斑能量释放和粒子加速基本过程有关的RHESSI测量。RHESSI对硬X射线连续谱的精确测量使模型无关的反卷积能够获得母电子谱。考虑到耀斑的影响，这些结果表明，电子幂律谱的低能截止值通常低于几十keV，这证实了加速电子包含了耀斑释放的大部分能量。RHESSI探测到一个高日冕硬X射线源，其中充满了加速电子，其能量密度与磁场能量密度相当。这表明先前存储在磁场中的能量有效地转换为电子的整体加速。一种新的无碰撞（霍尔）磁重联过程已经通过理论和模拟得到确认，并在空间和实验室中直接观测到;它也应该发生在日冕中，其重联速度快到足以在耀斑中释放能量。重连过程可能导致形成多个细长的磁岛，然后塌陷以加速电子，足够快地产生观察到的硬X射线发射。RHESSI开创性的高能离子γ射线线成像，揭示了跨越耀斑环拱廊的足迹，提供了强有力的证据，表明离子加速也与磁重联有关。耀斑粒子加速与行星际介质中观测到的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件、快速日冕物质抛射和渐变SEP事件有密切关系。
2011-10-09 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.plasm-ph
Remote Oscillatory responses to a solar flare
控制太阳能量储存和释放的过程都与太阳磁场有关。我们证明了在太阳低层大气中，耀斑释放的能量和振荡功率增加之间存在磁联系。在活跃区域的振荡功率往往会增加，在不同的位置，但不是在该地区本身的爆炸事件的反应。我们进行定时研究，并表明，这可能是由一个大规模的区域之间的磁连接，而不是全球传播的波。我们表明，振荡往往存在于较长的寿命波列在短周期（P<200秒）的耀斑的时间。这可能是耀斑能量在整个太阳大气中重新分布的一种机制。
2013-06-14 astro-ph.SR
Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI
我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…
2015-03-04 astro-ph.SR
Rethinking the solar flare paradigm
人们普遍认为，太阳耀斑涉及释放的磁能储存在太阳日冕上方的活动区，但现有的模型不包括明确的时间依赖电动力学需要描述这种能量释放。一个耀斑范例进行了讨论，包括电动势（EMF）作为耀斑的驱动程序，和耀斑相关的电流，连接不同的区域，其中磁重联，电子加速，加速质量运动和电流闭合发生。EMF在发生能量转换的区域上变得局部化，并且参与这些区域之间的能量传播。
2018-03-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two-stage energy release process of a confined flare with double HXR peaks
对封闭耀斑的发生和随后的演变还没有完全了解。早期的研究主要是分析盘事件，以揭示其磁拓扑结构和禁闭原因。在这项研究中，利用在不同波长的X射线，EUV和微波下工作的一系列仪器，我们展示了2016年7月24日在太阳盘西北边缘观察到的受限耀斑的动态细节。从一开始的整个动态演化过程符合一个循环相互作用的情景。X射线剖面显示出有趣的双峰特征。从光谱拟合中发现，第一个峰是非热主导的，而第二个峰主要是多热的，具有热（~10 MK）和超热（~30 MK）分量。这种双峰特征的独特之处在于，两个峰值明显地分开4分钟，并且第二个峰值达到25-50 keV;此外，在高于3 keV的能带处，X射线通量在两个峰值之间显著下降。这与其他可用的成像和光谱数据一起，表明了两个阶段的能量释放过程。进行了全面的分析，调查这两个阶段的过程的性质。我们的结论是，第二阶段与热和超热源主要涉及直接加热通过环-环重联在一个相对较高的高度在日冕。事件特征的独特性和完整的数据集使研究成为对现有太阳耀斑文献的一个很好的补充。
2018-01-24 astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
A Statistical Study of Soft X-ray Flares on Solar-type Stars
本文基于Chandra和Gaia数据对103颗邻近太阳型恒星上的129个软X射线耀斑进行统计研究，揭示了耀斑能量范围、持续时间与能量的关系以及频率分布规律，为理解多波段辐射机制提供了依据。
2023-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simultaneous Kepler/K2 and XMM-Netwon observations of superflares in the Pleiades
耀斑是由磁能的突然释放所引发的强烈事件。为了研究同时在光学和X射线光下观察到的昴星团中1.25亿年前恒星的耀斑，我们在开普勒K2 Campaign 4的观测期间获得了该星团的新XMM-牛顿观测。我们的目标是描述在这两个波段观察到的最强大的耀斑，并限制在光学和X射线中释放的能量，环的几何形状，以及它们的时间演化。我们的目标是将我们的结果与现有的太阳和恒星在不同年龄发生的耀斑研究进行比较。我们选择了明亮的X射线/光学耀斑发生在12个已知的成员的昴星团从他们的K2和XMM牛顿光变曲线。样本包括10颗K-M星，一颗F9星和一颗G8星。通过对耀斑期间光变曲线的综合分析获得了耀斑的平均特性。时间分辨的X射线光谱分析的等离子体在磁回路中的时间演化的约束。在这项研究中，大多数耀斑都是以光学形式发射的能量多于X射线形式，就像大多数太阳耀斑一样，尽管昴星团耀斑以X射线形式发射的能量在其总能量中所占的比例比典型的太阳耀斑要大。此外，两个频带中的能量预算弱相关。我们还在光学和X射线中发现了可比的耀斑持续时间，并观察到快速旋转的恒星（例如，自转周期短于0.5天）优先承载短耀斑。我们估计了耀斑冷却路径在log（EM）-versus-log（T）平面上的斜率。我们得到的值是受很大的不确定性，但他们的名义值表明，耀斑在本文中分析的主要是由于单回路没有持续加热发生在冷却阶段。我们还观察和分析了一次耀斑期间周期为50…
2019-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Determining Heating Rates in Reconnection Formed Flare Loops of the M8.0 Flare on 2005 May 13
我们分析和模拟了2005年5月13日TRACE和RHESSI观测到的一次M8.0耀斑，以确定形成和加热大量耀斑环的磁重联的能量释放率。耀斑在紫外1600 nm处有两条带状辐射.分析表明，每个耀斑像元的紫外光变亮曲线在几分钟内呈脉冲式上升，并以>10 min的时间尺度缓慢衰减。由于低层大气（过渡区和色球层）对能量沉积的响应几乎是瞬间的，因此紫外光变亮的快速变化被认为反映了新形成的耀斑环的能量释放过程。我们利用空间分辨（下至1 arcsec）的紫外光变曲线和厚靶硬X射线发射来构建几千个耀斑环锚定在紫外足点的加热函数，并计算等离子体演化在这些循环使用EBTEL模型。模拟的日冕温度和这些耀斑环的密度被用来计算合成的软X射线光谱和光变曲线，比较有利的RHESSI和GOES/XRS所观察到的。随时间变化的过渡区DEM的每个循环在其衰减阶段也计算与简化的模型，并用于计算光学薄的C IV线发射，这主导了紫外1600毫瓦的带通在耀斑。计算的C IV线发射以与观察到的相同的速率衰减。这项研究提出了一种方法来约束加热的重联形成的耀斑环独立使用所有可用的观测值，并提供洞察耀斑过程中的能量释放和等离子体加热的物理。用这种方法，在这一事件中，用于加热耀斑环的总能量的下限估计为1.22e31尔格，其中只有1.9e30尔格是由束驱动的上升流在脉冲阶段进行，这表明日冕等离子体主要是在原位加热。
2013-04-17 astro-ph.SR
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
A Correlation in the Waiting-time Distributions of Solar Flares
在孤立的太阳活动区，我们发现耀斑之间的等待时间与耀斑的大小确定的GOES软X射线通量。一个"积累和释放"的情况下，在太阳日冕的磁能储存（BUR）表明存在这样的关系，有关缓慢变化的亚光球能源的突然日冕能量释放的耀斑和日冕物质抛射。大量的研究工作以前没有发现任何明显的观测证据，这样一个BUR过程。这带来了一个难题，因为日冕磁能储存代表了基本耀斑机制的共识。我们重新审视了GOES软X射线耀斑统计的相关性的任何证据，使用两个孤立的活动区域，并发现了“饱和”相关性的重要证据。不是这种弛豫的"重置"形式，其中耀斑的时间\textit{before}与其幅度相关，而是"饱和"关系导致耀斑的时间\textit{after}显示出相关性。所观察到的相关性与GOES灵敏度降低的影响竞争，其中较弱的事件可能被系统地低估。这使观察到的相关性变得复杂，我们讨论了几种方法来解决这个问题。
2019-09-26 astro-ph.SR
Quantifying Energy Release in Solar Flares and Solar Eruptive Events: New Frontiers with a Next-Generation Solar Radio Facility
太阳耀斑和经常伴随的太阳爆发事件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，这些条件在实验室中难以重现，而且在宇宙其他地方不可能有相当多的时空细节。在过去的十年中，由于多波长成像光谱学的进步，以及理论和数值模拟的发展，我们已经取得了重大进展，提高了我们对太阳耀斑/喷发能量释放的理解。特别是，扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）提供的微波波长的宽带成像光谱学，使测量耀斑重联区域或附近的时间演变的日冕磁场的革命性能力。然而，由于EOVSA的动态范围、成像保真度和角分辨率有限，此类测量只能在信噪比足够大的最亮光源周围的区域中进行。在本白皮书中，在简要介绍了与太阳耀斑和爆发中的磁能释放有关的突出问题和挑战之后，我们将展示具有许多功能的下一代无线电设施如何在太阳耀斑和爆发中释放磁能。（~100-200）个天线元件可以通过实现高动态范围来带来下一次革命，高保真宽带成像光谱偏振法以及亚秒级时间分辨率和角秒级角分辨率。我们建议在本十年内优先执行这样一项地面文书。我们还呼吁促进多波长、多信使观测和先进的数值建模，以便全面了解太阳耀斑和爆发的“系统科学”。
2023-01-28 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulent kinetic energy in the energy balance of a solar flare
太阳耀斑释放的能量来自磁场重新配置到较低的能量状态，并以几种形式表现出来，包括日冕物质抛射的大部分动能，电子和离子的加速，以及最终通过从光学到X射线的电磁波谱辐射出去的增强的热能。使用一套前所未有的协调观测，从一套仪器，我们在这里报告了迄今为止在很大程度上被忽视的能量成分-与小尺度湍流质量运动相关的动能。我们发现，湍流动能峰值的空间位置和时间一起提供了有说服力的证据表明，湍流能量可能在太阳耀斑的能量转移中发挥关键作用。尽管在任何给定时间，湍流运动的动能仅占所释放能量的$\sim (0.5-1)$ 1%，但其相对快速（$\sim$ $1-10$ ~s）的耗散和耗散导致相关的能量通过量（即，功率），以竞争的主要组成部分，释放的能量在太阳耀斑，因此可能在其他天体物理加速网站。
2017-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the energy release in solar flares
高分辨率观测表明，太阳大气中全球平衡磁场位形的精细结构与传统的“势+无力”场假设有本质的不同。精细场元的相互作用的大尺度结构被许多在传统场图中被忽略的非无力元（切向不连续性）分开。将这些元素纳入模型意味着一个动态的，而不是静态字符的平衡场配置。一个过渡到耀斑系统可以触发的膨胀模式的笛不稳定性的双折射或/和日冕凝聚。撕裂模和MHD不稳定性以及湍流片过热的影响阻止了场的静态重联，因为它是在传统的情况下采用的。我们推测周围的假设，即在活性区域中的能量释放是由相同的情况下，动态电流渗透通过随机网络的电阻器，其中的突变电阻是由本地电流控制。
2012-04-30 astro-ph.SR
A Cold Flare With Delayed Heating
最近，一些奇特的耀斑已被报道，这表明显着的非热粒子签名与低，如果有的话，热发射，这意味着密切关联的观测到的发射与初级能量释放/电子加速区。本文利用\kw的HXR资料、SSRT、RINGS、NoRH和NoRP的微波观测资料、背景观测资料和三维数值模拟，研究了一次耀斑的能量释放、粒子加速和输运，以及非热特征和热特征之间的关系。耀斑过程中发现，涉及一个小的和一个大的循环和加速粒子之间的相互作用，在它们之间大致相等的数量。由于环体积小，小环的电子沉淀只产生微弱的热响应，而大环中捕获的电子在环的日冕部分损失了大部分能量，导致日冕等离子体加热，但没有或只有微弱的色球蒸发，因此异常微弱的软X射线发射。快电子在大环中的能量损失很慢，导致等离子体加热的延迟。我们确定了脉冲加速电子布居数在沿小回线磁场的电力方向上具有波束角分布。大环中粒子的加速输运主要是由湍流波介导的，这与其它已报道的冷耀斑相似。
2016-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Height and Energy Evolution of X-ray Double Sources in a Solar Flare
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Zhejiang Wenzhou High School（浙江省温州中学）
研究日闪中X射线双源的高度与能量演变，揭示衰减阶段能量释放的时空复杂性。
2025-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lorentz Force Evolution Reveals the Energy Buildup Processes during Recurrent Eruptive Solar Flares
太阳日冕中的能量释放和积累过程具有重要意义，特别是对于大的经常性耀斑的情况，这对导致偶发性能量释放过程的条件提出了具有挑战性的问题。目前尚不清楚这些事件的发生是由于自由磁能持续供应给日冕，还是因为在一次主要的耀斑事件中，并非所有可用的自由磁能都被释放出来。为了解决这个问题，我们报告的光球磁场的演变和相关的净洛伦兹力的变化在AR 11261和11283，其中每一个引起了经常爆发的M-和X-级耀斑。我们的研究表明，在每次耀斑期间的突然向下变化之后，净洛伦兹力在连续的耀斑之间增加了（2-5）× 10^22达因。这种明显的净洛伦兹力的重建是太阳活动区（AR）非位势参数演化中发现的第一个观测证据，它表明新的能量被供给到AR以产生周期性的大耀斑。极性反转线附近相反极性的移动磁特征的连续剪切运动的观测进一步证实了AR的磁自由能的重建。在这项研究中报告的净洛伦兹力变化的演化模式具有重要的意义，特别是，预测经常性的大爆发耀斑从同一AR，因此相关的CME之间的相互作用的机会。
2019-10-29 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 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
