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
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
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
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
Amended results for hard X-ray emission by non-thermal thick target recombination in solar flares
Brown & Mallik 2008和Brown et al. 2010勘误表给出了薄靶和厚靶碰撞区域的非热复合（NTR）表达式，声称该过程可以解释通常完全归因于热和非热韧致辐射（NTB）的太阳耀斑中硬X射线连续谱的很大一部分。然而，我们已经发现，厚靶的表达，成为非物理的低截止注入电子能谱。我们追溯到推导中的一个错误，推导出一个修正的版本，它是实值和连续的所有光子能量和截止，并表明，对于厚的目标，布朗等人。高估NTR发射在小光子能量。小的截止值和大的光谱指数的制度涉及大的（减少）校正因子，但在其他一些厚目标参数制度NTR/NTB仍然可以是统一的顺序。我们评论这些结果的重要性耀斑和微耀斑建模和光谱拟合。对我们的结果的经验拟合表明，如果delta > 6（E_0c/4 keV）^（0.4），则峰值NTR贡献包括硬X射线信号的一半以上。
2016-04-15 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
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 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
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
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
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
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
On the sensitivity of the GOES flare classification to properties of the electron beam in the thick target model
碰撞厚靶模型，其中大量的电子被加速下来的耀斑环，可以用来解释许多观测到的太阳耀斑的性质。在这项研究中，我们专注于GOES耀斑分类厚目标模型的属性的敏感性。利用RHESSI导出的电子束参数的流体动力学模型，我们探讨了束流的能量通量（或总的非热能），截止能量，和光谱指数的电子分布上的软X射线（SXR）观测的GOES。结果表明：（1）对于低能通带（1-8 Ω）的$α\approx 1.7$和高能通带的$\approx 1.6$，GOES类与非热能$E^α$成正比（2）在两个通带内，GOES类仅弱依赖于谱指数;（3）截止值的增加将增加0.5-4 μ m通带内的通量，但减少1-8 μ m通带内的通量，而截止值的减小将导致0.5-4 μ m通带的减小和1-8 μ m通带的略微增大。
2013-10-11 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
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
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
The Acceleration and Confinement of Energetic Electrons by a Termination Shock in a Magnetic Trap: An Explanation for Nonthermal Loop-top Sources during Solar Flares
太阳耀斑中的非热环顶源是日冕中能量释放和粒子加速的最显著的观测信号。虽然已经提出了几种粒子加速的方案，但环顶源的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个模型，结合了大规模的磁流体动力学模拟的两个带状耀斑的粒子加速和传输模型调查电子加速的快模终止冲击在looptop。我们的模型提供了空间分辨的电子分布的动态耀斑的几何形状的演变。我们发现一个凹下的磁结构位于耀斑终止激波下方，由快速重联下降流引起。它作为一个磁阱，将电子长时间限制在环顶。当电子穿过冲击波阵面时，它们被显著地激发，并最终建立起延伸到数百keV的幂律能谱。我们认为，这种粒子加速和运输方案驱动的耀斑终止冲击是一个可行的解释所观察到的非热环顶源。
2019-11-19 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Non-thermal Observations of a Flare Loop-top using IRIS Fe XXI: Implications for Turbulence and Electron Acceleration
本研究利用IRIS和EOVSA等观测数据，发现耀斑环顶的谱线展宽源于MHD湍流，其耗散率与非热电子功率一致，支持湍流与电子加速的关联。
2024-07-16 astro-ph.SR
Evidence of Electron Acceleration around the Reconnection X-point in a Solar Flare
粒子加速是宇宙和空间等离子体中普遍存在的最重要的特征之一。在太阳耀斑期间，它是最突出的，大量的电磁辐射和高能粒子通过日冕中等离子体粒子的加速被排入行星际空间。虽然人们已经很好地理解耀斑的能量是由一种称为磁重联的机制提供的，这种机制是基于空间望远镜在X射线和EUV中的观测，但是由于耀斑日冕中的等离子体密度很低，所以耀斑磁场中等离子体在何处以及如何被加速仍然是未知的。在这里，我们报告的第一个观测识别的高能非热电子周围的点正在进行的磁重联（X点），与软X射线图像确定的X点的位置和本地存在的非热电子从成像光谱数据确定在两个微波频率。考虑到存在的重联流出，携带等离子体粒子和磁场从X点，我们确定的非热微波辐射周围的X点表明，电子被加速周围的重联X点。此外，X点周围的等离子体也被加热到10 MK。该事件的估计重新连接率约为0.017。
2014-04-12 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Particle Acceleration in a Solar Flare
太阳耀斑电磁辐射的一个共同特征是存在随时间变化的强度脉动。被称为准周期性脉动（QPP），这些变化的流量似乎包括周期性成分和特征的时间尺度。在这里，我们分析了一个GOES M3.7级耀斑表现出明显的QPP在一个宽波段的波长使用成像和时间序列分析。我们确定QPPs的时间序列的X射线，低频无线电和EUV波长的小波分析，并定位的区域的耀斑网站从QPPs起源通过X射线和EUV成像。发现171埃、1600埃、软X射线（SXR）和硬X射线（HXR）光变曲线内的脉动产生相似的周期，分别为$\sim$ 122 s、$\sim$ 131 s、$\sim$ 123 s和$\sim$ 137 s，表明有共同的祖先。低频无线电发射在2.5兆赫包含一个较长的周期$\sim$ 231秒。成像分析表明，X射线和EUV脉动的位置源自HXR足点，该足点与附近的开放磁场线系统相关联。我们的研究结果表明，间歇性的粒子加速，可能是由于“突发”的磁重联，是负责的QPP。向色球层加速的沉淀电子产生X射线和极紫外脉冲，而逃逸的电子则以III型射电暴的形式产生低频射电脉冲。调制的重联过程中，在情节粒子加速，解释了这些QPP的存在，在整个空间范围内的耀斑发射。
2021-02-08 astro-ph.SR
Characteristics of the flare acceleration region derived from simultaneous hard X-ray and radio observations
我们研究了一次观测良好的太阳耀斑中的III型射电爆发和加速电子的X射线特征，以发现加速区的空间特性。结合RHESSI硬X射线耀斑观测资料和凤凰二号和南塞射电日像仪观测资料，分析了耀斑加速电子的向外输运。观测结果表明，III型爆发的起始频率与太阳耀斑加速电子的HXR谱指数成反相关。我们证明了解析和数值计算的III型爆发的起始位置是依赖于加速电子的光谱指数和空间加速区域的大小，但弱依赖于相对强的电子束的高能电子的密度。使用这种关系和所观察到的反相关，我们估计的高度和垂直范围的加速区域，给出的值分别约为50毫米和10毫米。推断的加速高度和大小表明，电子在软X射线环顶上方被加速，这可能与耀斑环上方40 μ m和60 μ m之间的电子加速一致。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Radio Diagnostics of Particle Acceleration in Solar Flares with SKAO Observations
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
综述利用SKAO高分辨率射电观测诊断太阳耀斑中粒子加速过程，包括非热辐射机制、磁场诊断及对弱粒子群统计研究的前景。
2026-06-27 astro-ph.SR
Observations of a Faint Nonthermal Onset before a GOES C-class Flare
本研究联合NuSTAR、STIX等设备观测2022年9月6日的GOES C1级耀斑，发现耀斑前7分钟存在日冕非热辐射与等离子体加热，证实耀斑前有持续电子加速，且该非热起始是耀斑主相加速机制的早期特征。
2025-10-02 astro-ph.SR
Particle acceleration and their escape into the heliosphere in solar flares with open magnetic field
本研究结合磁流体动力学与试验粒子模拟，揭示开放磁场太阳耀斑中加速区周围磁场结构如何作为过滤器，使留存在日冕与逃逸至日球层的粒子呈现不同能谱。
2023-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Modeling Electron Acceleration and Transport in the Early Impulsive Phase of the 2017 September 10 Solar Flare
2017年9月10日的X8.2级临边耀斑是研究得最好的太阳耀斑事件之一，因为它与标准耀斑模型非常相似，并且被多个航天器和地面观测广泛覆盖。这些多波长观测表明，电子加速和运输是有效的重联和耀斑环顶区域。然而，缺乏一个全面的模型来解释和解释多方面的观察。在这项工作中，我们模型的电子加速和输运的早期脉冲阶段的耀斑。我们解决帕克输运方程，其中包括在磁重联的大尺度耀斑区域的MHD模拟模拟的主要加速机制。我们发现，电子被加速到几兆电子伏，并填补了大量的重联区，类似于微波中所示的观察。电子的空间分布和光谱形状的looptop区域同意以及来自微波和硬X射线发射磁岛长大之前，占主导地位的加速。未来使用电子地图的发射建模将能够与微波和硬X射线观测进行直接比较。这些结果揭示了新的光的电子加速和传输在一个广泛的区域内的太阳耀斑的数据约束的现实耀斑几何。
2022-05-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stochastic Acceleration of Electrons by Fast Magnetosonic Waves in Solar Flares: the Effects of Anisotropy in Velocity andWavenumber Space
我们发展了一个太阳耀斑中电子随机加速的模型。与之前的几个模型一样，电子通过传输时间阻尼（TTD）相互作用被湍流快磁声波（“快波”）加速。(In在TTD相互作用中，快波就像移动的磁镜，推动电子平行或反平行于磁场）。我们还包括库仑碰撞和波的平行电场的影响。与以前的模型不同，我们的模型是二维的动量空间和波数空间，并考虑到各向异性的波功率谱$F_k$和电子分布函数$f_{\rm e}$。我们利用弱湍流理论和准线性理论得到一组描述$F_k$和$f_{\rm e}$耦合演化的方程。我们数值求解这些方程，发现电子分布函数在有限的能量范围内发展出一个类似幂律的非热尾$E\in (E_{\rm nt}, E_{\rm max})$。我们获得近似的解析表达式$E_{\rm nt}$和$E_{\rm max}$，它描述了这些最小和最大能量如何依赖于参数，如电子数密度和速度，快波能量注入到加速区域在大尺度。我们对比我们的结果与以前的研究，假设$F_k$和$f_{\rm e}$是各向同性的，我们比较我们的数值计算与时间相关的硬X射线光谱观察期间，1980年6月27日耀斑。在我们的数值计算中，电子能谱比各向同性$F_k$和$f_{\rm e}$模型中的电子能谱更软（更陡），更接近于从太阳耀斑观测中推断出的值。
2014-06-03 astro-ph.SR
