Notes of frequency of occurence and energetics of the solar-type stellar flares
根据30年前的地基测光和最近的开普勒空间实验，研究了太阳型恒星耀斑的发生频率和能量学。得出的结论是，这种耀斑发生的频率与恒星表面的大小成正比，根据地面测光和空间观测的结果对最大耀斑辐射的估计实际上是一致的。
2015-08-02 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
New classification parameter of solar flares based on the maximum flux in soft X-rays and on duration of flare
太阳耀斑活动的特点是不同的分类系统，在光学和X射线范围。最普遍接受的太阳耀斑分类描述了耀斑的重要参数，例如耀斑在光学范围内的最大亮度- $H_α$耀斑级（从F改为B），$H_α$中的光斑面积（面积小于2平方度的S变为面积大于24.7平方度的4）和软X射线的最大振幅0.1 - 0.8 nm（$F_{0.1-0.8}^{max}$）波段的（SXR通量）--C至X级X射线耀斑。本文根据GOES对SXR波段太阳辐射的测量，提出了一个新的太阳耀斑分类参数--耀斑X射线指数XI。XI指数有一个明确的物理解释与SXR范围内的总耀斑能量。利用现有的GOES数据，可以很容易地计算出每次耀斑的XI。XI指数可以与其他太阳活动的地球效应参数一起用来评估耀斑和与之相关的日冕物质抛射（CME）。
2020-01-27 astro-ph.SR
Stellar flares observed in long cadence data from the Kepler mission
我们的目标是对开普勒观测到的恒星耀斑进行统计研究。我们希望研究耀斑的振幅、持续时间、能量和发生率，以及它们与光谱类型和旋转周期的关系。为此，我们开发了一种自动耀斑检测和表征算法。我们已经从开普勒输入目录和McQuillan等人（2014）的旋转周期中获得了恒星参数。我们发现了几颗新的候选A星，显示出燃烧的活动。此外，我们还发现了653颗带有耀斑的巨星。从耀斑性质的统计分布来看，F+ G型和K+ M型耀斑的振幅分布具有相似的特征。耀斑持续时间和耀斑能量似乎集中在G+K+ M型与F型和巨星之间。我们还发现了一个尾巴的恒星在所有光谱类型的耀斑发生率高（但最突出的光谱类型），这是兼容的“耀斑星”的存在。最后，我们发现耀斑发生率和耀斑振幅与恒星自转周期有很强的相关性：快速旋转的恒星更容易经常发生耀斑，并且有更高的机会产生大耀斑。
2017-11-07 astro-ph.SR
Unprecedented Fine Structure of a Solar Flare Revealed by the 1.6~m New Solar Telescope
太阳耀斑意味着磁能的突然释放，是所谓的空间天气的来源。耀斑的精细结构（500公里以下）很少被观测到，全世界只有少数仪器可以观测到。本文介绍了大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率观测结果。观测以前所未有的细节揭示了耀斑的过程，包括耀斑带在太阳黑子上的传播，日冕雨（由冷凝等离子体组成）沿着耀斑后的环流下，以及色球层对日冕雨影响的反应，在下降的等离子体的脚点处显示出精细的增亮。利用NST的分辨能力，我们测量的横截面宽度的耀斑带，后耀斑环和足点增亮，这通常是在80-200公里的范围内，远低于目前用于耀斑研究的仪器的分辨率。限制这样的精细结构的规模提供了一个必不可少的信息在模拟耀斑的能量传输机制，这是一个重要的问题，在太阳和等离子体物理。
2016-04-28 astro-ph.SR
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
Frequencies of flare occurrence: Interaction Between convection and coronal loops
对太阳和恒星耀斑的观测表明，耀斑能量与耀斑间隔时间之间存在幂律关系。已经提出了各种模型来解释这些依赖关系，并解释幂律指数的数值。在这里，我们提出了一个模型，在颗粒对流的力量的脚点的日冕磁环，这是冻结在光球气体，进行随机行走。在某些情况下，这可能导致线圈扭曲，如果扭曲超过临界值，则会导致线圈不稳定。太阳耀斑可能是由环中的这种扭曲引起的不稳定性引起的，这种可能性在文献中已经存在了几十年。在这里，我们量化的过程中，以近似的方式，以复制幂律指数。我们发现，对于相对较小的耀斑，随机游走扭曲模型导致一个相当陡峭的幂律斜率，这与GOES卫星报告的56，000+太阳X射线耀斑样本得出的指数非常吻合。对于相对较大的耀斑，我们发现幂律的斜率较浅。耀斑星的经验幂律斜率也有一个范围与这里得到的斜率重叠。我们认为，在最冷的恒星，一个显着的变化，斜率应该发生时，冻结通量假设打破了由于低电导率。
2018-01-23 astro-ph.SR
The effect of flares on total solar irradiance
耀斑是发生在恒星大气中的强大能量释放。太阳耀斑是太阳系中最强烈的能量爆发，但在太阳总光度中却很难被注意到。因此，它们辐射的总能量1）在很大程度上仍然是未知的，2）被忽视为总太阳辐照度（TSI）变化的潜在贡献者，即在地球上接收的总太阳通量。在这里，我们报告的耀斑信号的检测在TSI即使是中度耀斑。我们发现，耀斑辐射的总能量超过软X射线辐射的两个数量级，在可见光区的重要贡献。这些结果对耀斑的物理学和我们恒星的可变性有影响。
2010-07-19 astro-ph.SR
Multi-wavelength Study of Energetic Processes during Solar Flares occurrence
本文试图了解在太阳耀斑期间太阳大气不同层中发生的物理过程。为了全面了解耀斑，我们必须分析多波长数据集，因为不同波长的辐射来自太阳大气的不同层。此外，耀斑是短暂的和局部的事件观察到发生在所有的耀斑。基于这些考虑，我们对两个典型的耀斑事件进行了多波长分析。一个事件发生在靠近太阳圆盘中心的地方，另一个发生在靠近边缘的地方。在前一种情况下，我们研究了来自太阳大气低层的发射。因此，色球、过渡区和光球磁图都可以进行分析。另一方面，在近临事件中，日冕特征可以清楚地研究。本文研究的第一个事件是位于S10E14的活动区NOAA 10649的M1.1级耀斑，第二个事件是位于S12W90的活动区NOAA 10713的M1.4级耀斑。在这两种情况下，我们都观察到了优秀的多波长数据集。多仪器数据的观测清楚地表明，耀斑发生在太阳黑子附近。这些是具有混合极性的强磁场区域。
2020-05-24 astro-ph.SR
Cycle 23 Variation in Solar Flare Productivity
NOAA列出的第21-24周的太阳耀斑，包括GOES软X射线星等，使得能够简单地确定每个耀斑活动区在其寿命期间产生的耀斑数量。我们研究了1975-2012年期间耀斑生产率的这种测量方法。耀斑生产力的年平均值在第21和22周期期间保持大致恒定，每个区域约有两个M或X耀斑报告，但在第23周期的下降阶段（2004-2005年）显着增加。我们已经证实了这一点，使用独立的RHESSI耀斑目录，以检查NOAA的事件列表在可能的情况下。我们注意到，这种太阳活动的测量与太阳周期无关。耀斑生产力的异常峰值紧接在第23和24周之间的漫长的太阳极小期之前。
2014-01-24 astro-ph.SR
Solar Flare Occurrence Rate and Waiting Time Statistics
我们使用更新理论的估计和解释的耀斑速率从地球同步业务环境卫星（GOES）软X射线耀斑目录。结果发现，除了耀斑速率随太阳活动周期的变化外，还发生了更快的变化。从天和小时到分钟的时间尺度上的快速变化似乎与两次连续耀斑之间的时间间隔（等待时间）相当。检测到的快速非平稳性的燃烧率讨论的框架内，先前公布的随机模型的等待时间动态。
2012-09-13 astro-ph.SR nlin.AO
The relationships of solar flares with both sunspot and geomagnetic activity
太阳耀斑参数（总重要性、持续时间、耀斑指数和通量）与太阳黑子活动（Rz）以及地磁活动（aa指数）与耀斑参数之间的关系可用一个响应时间尺度分别为8个月和13个月的积分响应模型来描述。与线性关系相比，耀斑参数与Rz、aa与耀斑参数、aa与Rz的相关系数平均分别提高了6%、17%和47%。该模型对耀斑参数到Rz、aa到耀斑参数和aa到Rz峰值的时间延迟分别有82%、47%和78%的预测精度。当使用具有更宽窗口的余弦滤波器时，这些结果可以进一步改善。这意味着太阳耀斑与过去太阳磁场能量的积累通过一个时间衰减因子有关。上述结果有助于理解太阳活动周期的机制，并有助于改进太阳耀斑的预报。
2011-12-24 astro-ph.SR
Measuring X-ray anisotropy in solar flares. Prospective stereoscopic capabilities of STIX and MiSolFA
在下一个太阳活动高峰期，两个即将进行的空间X射线飞行任务，即太阳轨道飞行器上的STIX和MiSolFA，将在两个不同的位置对太阳耀斑进行立体X射线观测：STIX在0.28天文单位（近日点），倾角高达$\sim25^{\circ}$，MiSolFA在低地球轨道。这些交叉校准的探测器的综合观测将使我们能够第一次自信地推断单个耀斑的电子各向异性。我们模拟了STIX和MiSolFA的仪器效应和物理效应，包括热屏蔽、背景和太阳光球层中的X射线康普顿背散射（康普顿效应）。我们预测在下一个太阳活动高峰期可观测到的耀斑立体测量的预期数量。我们还讨论了接近各向同性耀斑各向异性的具有挑战性的情况下，有用的航天器观测角度的范围。模拟结果表明，STIX和MiSolFA将能够探测到低水平的耀斑各向异性，对于M1级或更强的耀斑，即使航天器角间距相对较小，为20-30°。这两种仪器将在下一个太阳活动高峰期直接测量大约40个M级和X级太阳耀斑的耀斑X射线各向异性。不久的将来与太阳轨道器/STIX和MiSolFA的立体观测将有助于区分竞争耀斑加速机制，并提供必要的限制碰撞和非碰撞传输过程中发生的耀斑大气中的个人太阳耀斑。
2017-08-04 astro-ph.SR
SADCat: A Catalog of Supra-Arcade Downflow Events in Solar Flares
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
研究通过整理太阳动力学天文台大气成像组件拍摄的178次耀斑事件形成SADCat目录，对比有、无超拱廊向下流动（SAD）的耀斑X射线和日冕物质抛射（CME）特性，发现多种因素对SAD产生有影响。
2026-07-07 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842. II. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X9.0 Solar Flare
本文利用以非线性无力场为初始条件的数据约束 MHD 模拟，研究了太阳活动区 NOAA 13842 中 X9.0 级耀斑的爆发动力学，成功重现了系绳切割重联、磁通量绳、耀斑带与耀斑环等现象，并指出未来需直接模拟磁通量浮现这一初始触发机制。
2025-08-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in the most powerful solar flare of Cycle 24
准周期脉动（QPP）在太阳耀斑中很常见，现在在恒星耀斑中也经常观察到。我们在X9.3级太阳耀斑SOL 2017 -09- 06 T12：02的热发射光变曲线中检测到两种不同类型的QPP信号，这是第24周最强大的耀斑。在耀斑期间，较短周期的QPP的周期从大约12秒漂移到25秒。这个QPP的观察到的属性是一致的香肠振荡的等离子体回路中的耀斑活动区。较长周期QPP的周期约为4至5分钟。它的特性与常在日冕环中检测到的持续缓慢磁声振荡兼容。然而，对于两个QPP信号，不能排除诸如重复重连的其他机制。所研究的太阳耀斑的能量在观测到的恒星耀斑的范围内，并且有证据表明太阳耀斑典型的短周期QPP信号以及恒星耀斑更典型的长周期QPP信号，这一事实表明，通常在太阳和恒星耀斑中观察到的不同范围的QPP周期可能是由于观测限制，类似的物理过程可能发生在太阳和恒星耀斑中。
2018-04-13 astro-ph.SR
Solar Flares and the Chromosphere
为（美国）国家科学院空间研究委员会太阳和空间物理学（太阳物理学）十年调查编写的白皮书，审查并鼓励对色球层中的耀斑物理学进行研究。
2010-11-23 astro-ph.SR
A magnetic confinement nuclear fusion mechanism for solar flares
我们提出了一种磁约束核聚变机制来解释太阳大气中太阳耀斑的演化。该机制与观测到的两个特征一致，即$^{3}He$的大量富集和高能γ射线辐射，这两个特征已被证明是很难用以前的机制解释的。扭曲磁通量绳是太阳耀斑期间的一种典型结构，它与磁场几乎完全控制等离子体的太阳活动区密切相关。因此，通过绝热压缩过程，磁绳内的等离子体被加热到1.0 $\times10^{7}$ K以上，然后在伴随高能γ射线的磁绳中发生热核聚变。利用含时的理想2.5维磁流体动力学（MHD）模拟方法，对耀斑产生的物理机制进行了研究，揭示了在太阳耀斑和日冕物质抛射期间，耀斑发展的三个阶段，即太阳大气中的磁能转换和强烈释放过程。此外，我们还讨论了磁重联与太阳爆发的关系。
2019-11-30 astro-ph.SR
Predictions for solar flares activity in solar cycle 25
对单个太阳活动周期演变的预测是一个发展中的领域，甚至在未来几年内都面临着预测分歧。特别是对于太阳耀斑，长期建模几乎是缺乏的，即使在粗略的条款。本文用太阳耀斑活动对第25太阳活动周的演变作了预报。它是从现有的现象学模型的基础上耦合的内部太阳组件和行星组件。除了有能力的时间分辨率外，预测的特点是既将模型与其他空间气候预测区分开来，又使其具有可证伪性。
2020-07-29 astro-ph.SR
The reported durations of GOES Soft X-Ray flares in different solar cycles
自1970年代以来，地球静止轨道环境卫星软X射线传感器提供了除其他外与太阳耀斑的时间、强度和持续时间有关的数据。GOES SXR耀斑清单已成为太阳耀斑的标准参考目录，广泛用于太阳物理学研究和空间天气。我们在这里报告，在目前版本的列表有显着的差异之间的平均持续时间的耀斑发生在1997年5月之前和耀斑的平均持续时间之后。我们的分析表明，1997年5月前的数据报告的耀斑时间是不基于相同的标准，因为目前的情况。这一发现对所有那些将耀斑持续时间（或通量，取决于所选择的开始和结束时间）作为1997年5月前太阳活动分析的一部分，或对耀斑的大样本进行统计分析，例如作为评估太阳高能粒子预测算法的一部分的人具有严重的影响。
2018-06-07 astro-ph.SR
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
2010-05-20 astro-ph.SR
VIEWPOINT: A New Twist in Simulating Solar Flares
模拟首次展示了产生太阳耀斑的磁场如何通过获得扭曲而延伸到太阳之外。
2016-03-07 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
2022-01-31 astro-ph.SR
Rotation Modulations and Distributions of the Flare Occurrence Rates on the Surface of Five UV Ceti Type Stars
在这项研究中，我们考虑了恒星黑子，恒星耀斑，以及这两个磁过程之间的关系，发生在UV Cet星。此外，还对Gurzadyan（1986 Ap&SS，125，127）提出的慢耀斑假说进行了研究。所有这些讨论都是基于三年来对UV Cet型恒星的观测结果：AD Leo，EV Lac，V1005 Ori，EQ Peg和V1054 Oph。首先，结果表明，恒星黑子活动发生在EV Lac，V1005 Ori和EQ Peg的恒星表面，而AD Leo没有表现出任何短期变化，V1054 Oph没有表现出任何变化。我们报告新的星历表EV紫胶，V1005奥利，EQ PEG，从时间序列分析。相位，计算在0.10相位长度的间隔，其中的平均耀斑发生率，以获得最大振幅;还，旋转调制的相位进行了比较，以调查是否有任何恒星耀斑和斑点之间的纵向关系。虽然结果表明，耀斑事件与恒星表面的斑点面积在一些观测季节，我们没有发现任何明确的相关性。最后，根据观测者的方向，测试了慢耀斑是否是发生在恒星对面的快耀斑，正如<A >Gurzadyan（1986）</A>提出的假设。耀斑发生率表明，慢耀斑和快耀斑都可以发生在任何旋转相位。对于所有程序星，快耀斑和慢耀斑的发生率沿辐散带的变化规律相同。根据假设中提到的情况，这些结果不是预期的。
2012-06-24 astro-ph.SR
Definition of reconnection rate of solar flares registered in 2011-2012 years
定义了SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳耀斑的重联率。测量了15个耀斑的时间尺度、大小和磁通量密度等物理参数。使用观察值估计重连流入速度、冠状Alfven速度和重连率。
2012-12-13 astro-ph.SR
Unified Relationship between Cold Plasma Ejections and Flare Energies Ranging from Solar Microflares to Giant Stellar Flares
在太阳和恒星大气中，我们经常发现色球冷等离子体喷射伴随耀斑的光谱特征。然而，冷喷出物的物理量（如质量，动能和速度）和耀斑能量之间的关系还没有被调查在一个统一的方式为整个范围的耀斑能量的日期。本研究分析了与小尺度耀斑和太阳耀斑（能量$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$）相关的冷等离子体喷射的光谱，以提供更小的能量样本。利用太阳磁活动研究望远镜（SMART/SDDI）上的太阳动力学多普勒成像仪进行了H $α$成像光谱观测。我们确定的物理量的喷出物的云模型拟合的H $α$光谱。我们确定耀斑能量的差分发射测量分析使用大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）的小尺度耀斑和估计的热辐射能量的大尺度耀斑。结果表明，耀斑的抛射质量$M$与耀斑总能量$E_{\mathrm{tot}}$之间存在$M\propto E_{\mathrm{tot}}^{2/3}$关系。我们表明，从一个简单的物理模型导出的标度律解释了太阳和恒星的观测与日冕磁场强度作为一个自由参数。我们还发现，喷出物的动能和速度与耀斑能量相关。这些结果表明，一个共同的机制驱动的磁场，导致冷等离子体喷射与耀斑的太阳和恒星。
2022-12-17 astro-ph.SR
Solar Irradiance Variability Due To Solar Flares Observed in Lyman-alpha Emission
由于中性氢的莱曼-α（Lya）线是太阳光谱中最亮的发射线，由于非常高的背景，检测由于在该波长处的太阳耀斑引起的辐照度增加可能是具有挑战性的。以前专注于最大耀斑的研究表明，即使在这些极端情况下，Lya也只比背景高出几个百分点。在这项研究中，对约8500个大于B1级的耀斑进行了叠加历元分析，以确定耀斑对太阳EUV辐照度变化的贡献。以1-8A的X射线辐射峰值为基准时间，对GOES-15上的EUV传感器在Lya辐射中观测到的3123个B级和4972个C级耀斑的时间序列进行平均，以减小背景起伏，改善耀斑信号。这些较弱的事件的总和表明，它们产生了0.1-0.3%的太阳Lya辐照度的增强。为了进行平均比较，将相同的技术应用于453个M级和31个X级耀斑，导致Lya排放增加1-4%。耀斑也被平均相对于他们的日射角调查任何潜在的中心到边缘的变化。对于每个GOES类，在耀斑峰值的Lya的相对增强被发现减少耀斑发生更接近太阳的边缘，由于线的不透明性，和/或缩短的足迹。研究中包括的一个中等事件，C6.6耀斑，表现出异常高的Lya增加7%，可能归因于灯丝喷发失败。迄今为止，这种量级的增加只与少数X级耀斑有关。
2021-02-01 astro-ph.SR
Evolutionary aspects and north-south asymmetry of soft X-ray flare index during solar cycles 21, 22, and 23
目的。本文研究了第21、22和23周太阳耀斑发生的时间演化和南北（N-S）不对称性，并与传统的太阳活动指数进行了比较。方法.耀斑活动的特点是一个软X射线（SXR）耀斑指数，其中包括信息耀斑发生在选定的时间间隔以及峰值强度的个别事件。结果SXR耀斑指数与太阳活动的其他常规参数有很好的相关性。此外，它表现出一个显着更高的相关性与太阳黑子面积超过太阳黑子数量，这表明太阳黑子面积的变化与太阳日冕中的瞬态能量释放更密切相关。耀斑指数的累积图表明，在第21个周期期间，北半球的活动略微过剩，而在第22和23个周期，南半球的活动明显过剩。结果表明，该区域存在明显的南北不对称性，并随太阳活动周期的不同而变化。当数据在较长时间内平均时，这种不对称的可靠性和持久性显着增加，而当数据在13次卡林顿旋转中合并时，达到了最佳水平。耀斑指数的时间演化进一步证实了太阳活动极大期内太阳活动周期的双峰演化，以及第22和23太阳活动周期对格涅维舍夫-奥尔规则的违反。结论.在太阳活动周的演化阶段，太阳南北半球的SXR耀斑指数表现出明显的不对称性，这意味着太阳耀斑的南北不对称性不仅表现在耀斑数上，也表现在耀斑事件的强度上。
2017-05-05 astro-ph.SR
The Lyman-$α$ Emission in a C1.4 Solar Flare Observed by the Extreme Ultraviolet Imager aboard Solar Orbiter
太阳耀斑期间氢Lyman- $α$（H { \sc i} Ly $α$）的发射在空间分辨图像上很少被研究，其物理起源也没有被完全理解。在本文中，我们提出了新的Ly $α$图像的C1. 4太阳耀斑（SOL 2021 -08- 20 T22：00）从太阳轨道器上的极紫外成像仪，以及多波段和多角度的观测，从太阳地关系天文台和太阳动力学天文台航天器。结果表明，在1- 8 keV和5- 7 keV，Ly $α$辐射与热辐射有很好的时间相关性，说明在这个小事件中，耀斑Ly $α$主要是由热过程产生的.然而，非热电子发挥次要作用，在耀斑的上升阶段期间，在耀斑带产生的Ly $α$，揭示了硬X射线成像和光谱拟合。Ly $α$辐射除了来自耀斑带外，还可能来自耀斑环，可能是由不同耀斑阶段的等离子体加热和冷却引起的。同时发现，Ly $α$发射与He { \sc ii} 304荧光发射在光变曲线和时空变化上表现出非常相似的特征，但差异很小。这些观测结果加深了我们对太阳耀斑中Ly $α$发射的理解，也为研究恒星耀斑中Ly $α$发射提供了一些启示。
2022-08-12 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
A Catalog of Solar Flare Events Observed by the SOHO/EIT
我们编制了一个太阳耀斑的目录，由极紫外成像望远镜（EIT）上的太阳和日光层天文台（SOHO）航天器和GOES航天器在1997年至2010年的跨度观察。在1998年年中，EIT图像的节奏从每天两个图像修改为12分钟。然而，低的时间分辨率导致在捕捉大部分的耀斑现象的显着的数据差距。因此，我们监测耀斑检测的耀斑参数，如时间重叠，观测波长，并考虑全视场（FOV）的图像可能出现的错误。我们认为GOES耀斑目录作为主要来源。我们描述了用于增强GOES检测到的耀斑使用EIT仪器捕获的极紫外（EUV）图像的技术。为了检测增亮，我们以25分钟的最大节奏减去图像。我们通过虚拟太阳天文台（VSO）下载并分析了EIT数据。SOHO/EIT期间的耀斑数据集被证明是太阳耀斑预测过程中不可或缺的，因为该仪器已经覆盖了太阳活动周期23的大部分时间。
2020-07-10 astro-ph.SR
Estimating the frequency of extremely energetic solar events, based on solar, stellar, lunar, and terrestrial records
太阳上最大的爆炸[…]形成了最严重的太空天气风暴原则上，基于SEP的耀斑能量代理记录可以为研究罕见的大事件提供最长的时间基础。我们的结论是，一个建议的代理，硝酸盐浓度在极地冰芯，不可靠地映射到SEP事件。在自然档案中测量的选定放射性核素的浓度可能证明有助于将直接观测的时间间隔延长至1万年，但由于它们对太阳耀斑注量的校准取决于多个知之甚少的属性和过程，因此这些代理目前无法用于帮助确定耀斑能量频率分布。因此，仅限于使用的直接耀斑观测，我们评估的概率大能量的太阳爆炸相结合的太阳耀斑观测恒星耀斑观测合奏。我们的结论是，太阳耀斑能量形成一个相对平滑的分布，从小事件到大耀斑，而耀斑的磁活性，年轻的太阳类恒星的能量和频率显着超过强太阳耀斑，即使在经验缩放与这些恒星的平均活动水平。为了从经验上量化罕见的大太阳耀斑的频率，需要对近太阳年龄的恒星进行广泛的调查，例如开普勒卫星是可行的。由于耀斑大于约X30的可能性仍然不受经验约束，我们提出了间接的论据，根据太阳黑子的记录和统计论据，过去四个世纪的太阳耀斑可能没有大大超过太空时代观察到的最大耀斑的水平，在未来30年内，最多有10%的可能性会发生大于X30的耀斑。
2012-06-21 astro-ph.SR
JW-Flare: Accurate Solar Flare Forecasting Method Based on Multimodal Large Language Models
针对太阳耀斑预测的挑战性问题，本文提出首个专门训练的多模态大语言模型JW-Flare，通过微调太阳活动区文本参数与磁场图像，在测试中实现X级耀斑全识别，性能优于传统模型，还证实了缩放定律的领域有效性，推动预测规模与精度提升。
2025-11-12 astro-ph.SR
Large flares (M1 - X7) in solar cycle 24
根据GOES-15的观测资料和当前耀斑事件目录的初步资料，分析了第24太阳活动周的大耀斑（X射线类> M1）和特大耀斑（X射线类>X1）。计算了2010 - 2016年光学耀斑指数的月平均值。估算了在地球大气水平上0.1 - 0.8nm范围内的耀斑总能量E（Jm-2）值。建立了115个M5 - X7级耀斑的能谱（具有全能量E的耀斑个数与全能量值的关系）。对当前第24周太阳活动的几个指标：太阳黑子相对数（SSN）、10.7厘米射电通量、莱曼α线辐射通量、太阳常数（TSI）和耀斑指数（FI）的月平均值进行了比较研究。
2017-06-05 astro-ph.SR
Optical Continuum Light Curves and Bolometric Energy Estimates of Solar White-light Flares
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与天体物理前沿研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
本研究利用太阳动力学观测站的数据，构建了70个太阳白光耀斑的光学连续光曲线数据集，并提供了光度学能量和持续时间等关键参数，用于太阳耀斑研究及与恒星耀斑的比较。
2026-01-19 astro-ph.SR
Spectral Evidence for Heating at Large Column Mass in Umbral Solar Flare Kernels I: IRIS NUV Spectra of the X1 Solar Flare of 2014 Oct 25
GOES X1耀斑SOL 2014 -10- 25 T17：08：00是利用IRIS在近、远紫外波段观测到的一个三带太阳耀斑。其中一个耀斑带穿过太阳黑子本影，产生了戏剧性的，$\sim1000$ %的近紫外（NUV）连续辐射增加。我们全面分析了本影耀斑增亮的紫外光谱数据，这为色球速度场和白光连续辐射的辐射流体动力学模拟提供了新的挑战。在本影耀斑增亮的发射线轮廓表现出红移和轮廓不对称性，但这些都显着小于另一个，充分研究的X级太阳耀斑。我们提出了NUV连续谱强度与Fe II 2814.45 Ang强度的比率。这种连续谱线比是一种新的光谱诊断显着加热柱质量（log $m/$ [g cm $^{-2}] >-2$）在太阳耀斑，因为连续谱线和发射线辐射起源于相对相似的温度，但适度不同的光学深度。这些IRIS数据的全光谱读数也允许全面调查的耀斑NUV景观：除了许多线的Fe II和Cr II，我们确定了一个新的太阳耀斑发射线，他我$\lambda2829.91$（如以前确定的实验室和早期类型的恒星光谱）。费米/GBM硬X射线数据提供输入的辐射流体动力学模型（这将在文件II），以更好地了解大的连续线比，白光连续辐射的起源，以及在低层大气中的电子束加热的作用。
2019-05-07 astro-ph.SR
Multi-wavelength view of an M2.2 Solar Flare on 26 November 2000
在本文中，我们提出了一个M2.2级太阳耀斑的2000年11月26日从NOAA AR 9236的研究。各种地面观测站（ARIES，Learmonths Solar Observatory）和空间仪器（SOHO，HXRS，GOES）在02：30 UT至04：00 UT的时间间隔内都很好地观测到了耀斑。耀斑起始于长弧形外耀斑带。之后，主耀斑开始与两个主要带。最初，外带开始以平均速率（$\sim$ 20 km s $^{-1}$）膨胀，随后显示收缩。耀斑与部分晕日冕物质抛射（CME），其平均速率为495公里/秒$^{-1}$。SOHO/MDI观测表明，活动区为四极磁位形。在耀斑爆发前，观测到耀斑附近的通量抵消现象。我们的分析表明耀斑是由磁爆发机制引发的。
2016-08-20 astro-ph.SR
On the Performance of Multi-Instrument Solar Flare Observations During Solar Cycle 24
现有的空间太阳观测站为我们研究各种波长范围内的太阳耀斑提供了大量机会。我们对耀斑物理学的理解的重大进展往往来自多台仪器之间的协调观测。因此，已经并将继续作出相当大的努力来协调各种仪器之间的观测（例如通过太阳耀斑研究最大千年方案）。然而，迄今为止还没有任何研究可以量化各种仪器组合观测到的耀斑数量。在这里，我们描述了一种技术，回顾性地搜索档案数据库的耀斑联合观察RHESSI，SDO/EVE（MEGS-A和-B），日出/（EIS，SOT，和XRT），和IRIS。在SDO发射后的6.5年中，我们考虑了6953次GOES震级C1或更大的耀斑，其中40次被6台或更多仪器同时观测到。使用每个仪器的个别成功率在观察耀斑，我们表明，由三个或更多的仪器共同观察到的耀斑的数量高于预期的假设下，仪器独立操作彼此的数量。特别是，大量仪器观测到的耀斑数量比预期的要多得多。我们的研究表明，这些特派团经常合作行动，或者至少有一致的目标。我们还提供了一个交互式的小部件，现在在SSWIDL，允许用户搜索耀斑事件，已观察到的一组选定的仪器的细节。这提供了更广泛的活动，以回答具体的科学问题。调度协调观测太阳耀斑研究的困难进行了讨论，预计在太阳活动周期25，如DKIST，太阳轨道器和帕克太阳探测器开始运作的仪器。
2017-12-18 astro-ph.SR
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
Unveiling Mass Transfer in Solar Flares: Insights from Elemental Abundance Evolutions Observed by Chang'E-2 Solar X-ray Monitor
本文利用嫦娥二号太阳X射线监测器数据，首次揭示耀斑中Fe的逆第一电离势效应并发现罕见的丰度耗尽现象，基于CSHKP模型结合惯性效应解释了FIP与IFIP效应的形成机制。
2024-07-02 astro-ph.SR
Predictive Capabilities of Avalanche Models for Solar Flares
我们评估了各类雪崩模型对太阳耀斑的预测能力。我们表明，雪崩模型通常不能用于预测特定的事件，由于其嵌入的随机过程的高灵敏度。我们发现，确定性驱动的模型可以减轻这种警告，并有效地用于大型事件的预测。我们的研究结果促进了一种新的方法，大型（通常是X级）太阳耀斑预测的基础上简单和计算成本低廉的雪崩模型。
2014-06-25 astro-ph.SR
The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum
我们研究的关联太阳耀斑与日冕物质抛射（CME）在2007年至2009年的深，延长太阳极小期，使用极紫外（EUV）和白光（日冕）从{ \it日地关系天文台}（STEREO）的图像。虽然所有的快速（v $>$ 900 km s $^{-1}$）{ \it and} wide（$θ>$ 100 $\arcdeg$）日冕物质抛射与至少在GOES软X射线光变曲线中识别的耀斑有关，在太阳活动最小期，大部分耀斑的X射线强度相对较高，（例如$\gtrsim$ 1 \times 10^{-6} $ W m$ ^{-2}$或C1）与CME无关。强烈的耀斑往往发生在具有强大和复杂光球磁场的活动区域，但产生CME相关耀斑的活动区域往往很小，包括那些没有太阳黑子的区域，因此没有NOAA活动区域编号。其他因素的规模可比和大于活跃地区似乎存在的，有助于协会的耀斑与日冕物质抛射。我们发现CME可能的低日冕特征，即喷发，调光，EUV波，III型爆发，分别在91%，74%，57%和74%，我们与CME相关的35个耀斑。这些观测资料都不能完全取代日冕仪对日冕物质抛射的直接观测。
2013-08-07 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares I: Modeling the Brightest NUV Footpoints in the X1 Solar Flare of 2014 March 29
2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48）在远紫外和近紫外（NUV）和高度不对称的色球发射线中产生了明亮的连续发射，为太阳耀斑中低层大气的加热机制提供了长期寻求的限制。我们分析了连续谱和发射线数据的接口区成像光谱仪（IRIS）的最明亮的耀斑磁足迹在这个耀斑。我们比较NUV光谱的最亮的像素，新的辐射流体动力学预测计算的RADYN代码使用的约束推断从碰撞厚目标模型的硬X射线数据RHESSI的非热电子束。我们表明，大气响应高光束通量密度令人满意地实现了观察到的连续亮度在NUV。在这个耀斑的NUV连续辐射是一致的氢（巴耳末）复合辐射，起源于低光学深度在一个密集的色球凝聚和从静止的光束加热层下面的凝聚。在低层大气中产生两个耀斑区域（凝结和静止层）的模型也与在脉冲阶段观察到的不对称Fe II色球发射线轮廓一致。
2016-09-23 astro-ph.SR
Phase and amplitude asymmetry in the quasi-biennial oscillation of solar Halpha flare activity
太阳磁活动准两年振荡（QBO）是发电机机制的内在特征，但目前对QBO的认识还很不够。本文利用集合经验模态分解、互相关分析和小波变换技术，研究了南北半球Halalpha耀斑活动QBO的相位和振幅不对称性。结果表明：（1）两半球太阳耀斑指数的QBO存在复杂的位相关系，但没有表现出系统的规律性;（2）1966 ~ 2014年，北半球太阳耀斑指数的太阳活动周期模式普遍领先南半球约9个月。这些结果的可能来源进行了讨论。
2019-10-07 astro-ph.SR
Feature ranking of active region source properties in solar flare forecasting and the uncompromised stochasticity of flare occurrence
太阳耀斑起源于磁活动区，但不是所有的太阳活动区都会产生耀斑。因此，太阳耀斑预测的挑战受益于智能计算分析的物理为基础的属性提取的活动区的可观测的，最常见的视线或矢量磁活动区光球。为了进行耀斑预测，这项研究利用了前所未有的171个耀斑预测活动区域的属性，主要是由太阳动力学天文台（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪在欧盟地平线2020 FLARECAST项目的过程中推断的。使用两种不同的监督机器学习方法，允许特征排名作为预测能力的函数，我们表明：i）客观的训练和测试过程对于每个监督机器学习方法的性能至关重要; ii）大多数属性包括重叠信息，因此对于耀斑预测是高度冗余的; iii）太阳耀斑预测仍然是-而且很可能仍然是-一个主要是概率性的挑战。
2019-08-19 astro-ph.IM 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
Solar Sources of Flares and CMEs
本综述探讨了强耀斑与CME的发源地——高磁复杂性太阳活动区的产生与发展，总结了观测特征，讨论了磁通量浮现模拟与湍流热对流模型，并展望了SOLAR-C任务的未来观测。
2024-09-24 astro-ph.SR
Tuning up Fuzzy Inference Systems by using optimization algorithms for the classification of solar flares
在这项工作中，我们描述了不同的优化算法的实施和分析，用于寻找最佳的一组参数的模糊推理系统旨在分类太阳耀斑。将在各种可能的算法解决方案中确定参数，并将在处理太阳耀斑分类的特定情况下测试该系统。
2017-06-25 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
Solar chromospheric flares: energy release, transport and radiation
本文概述了最近关于太阳耀斑的一些观测和理论结果，重点是耀斑脉冲相色球层特性，包括：电子诊断，光学和紫外发射，以及Hinode任务的发现，特别是在EUV。对未来的观测和理论要求也给出了简要的展望
2012-07-02 astro-ph.SR
Magnetic Properties of Solar Active Regions that Govern Large Solar Flares and Eruptions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），特别是较大的日冕物质抛射（CME），都来自活动区（AR）。为了了解控制此类耀斑和喷发的磁性，我们系统地调查了2010年5月至2016年4月期间距盘中心45度范围内GOES水平>=M5.0的所有耀斑事件。这些标准导致从29个AR的51耀斑，我们分析了太阳动力学天文台获得的观测数据。在这29个太阳黑子中，80%以上的太阳黑子呈现出三角黑子，至少有3个太阳黑子违反了Hale的极性规则。耀斑持续时间与两个耀斑带之间的距离、带内的总磁通量以及带面积近似成比例。从我们的研究中，一个参数，清楚地确定一个给定的耀斑事件是否是CME爆发或不是由太阳黑子面积归一化的带状面积，这可能表明，耀斑区域和整个AR之间的结构关系控制CME生产力。AR表征表明，即使X级事件不需要三角洲太阳黑子或强场，高梯度极性反转线。对历史观测数据的研究表明，最大的太阳AR（磁通量为2 × 10^23 Mx）可能会产生能量为10^34 erg的“超级耀斑”。耀斑持续时间和磁场能量之间的比例关系与恒星耀斑观测结果一致，表明太阳耀斑和恒星耀斑具有共同的物理背景。
2016-11-15 astro-ph.SR
Evaluating Pointing Strategies for Future Solar Flare Missions
太阳耀斑是具有强烈科学意义的事件。虽然已知某些太阳条件与耀斑活动有关，但太阳上单个耀斑的确切位置和时间尚不能确定地预测。科学目标依赖于观测太阳耀斑的飞行任务，如果不能观测整个太阳圆面，就必须经常就观测目标作出困难的决定。然而，文献中几乎没有任何分析可以指导这些飞行任务的行动，以最大限度地利用观察耀斑的机会。在这项研究中，我们使用2011年至2014年的历史耀斑和活动区数据分析和模拟不同观测策略的性能。我们测试了一些不同的目标选择策略的基础上活跃的区域复杂性和最近的耀斑活动，其中每一个都是在一系列的操作假设下进行检查。在每种情况下，我们调查各种指标，如观察到的耀斑的数量，耀斑的大小观察，和操作的考虑，如所需的仪器重新点的数量。总体而言，目标选择方法的基础上，最近的耀斑活动表现出最好的整体性能，但需要更多的repointings比其他方法。任务对新信息的响应被确定为决定耀斑观测性能的一个强有力的因素。它还表明，基于活动区域复杂性的目标选择方法显示出显着的指向偏向太阳西半球。观测到的耀斑数量随着视场的大小迅速增长，直到达到活动区域的近似大小，但是超过活动区域大小的进一步改进更加渐进。这些结果为未来的太阳耀斑飞行任务提供了有价值的性能估计，并为确保飞行任务成功的要求提供了信息。
2021-10-25 astro-ph.SR
