Simulating Solar Flare Irradiance with Multithreaded Models of Flare Arcades
了解能量如何在耀斑中释放是太阳和恒星天体物理学的核心问题之一。对高温耀斑等离子体的观测为这种能量释放的性质提供了许多潜在的线索。然而，很明显，耀斑并不是由几个脉冲加热的环组成的，而是许多小尺度线程随着时间的推移而被加热的结果，这使得很难详细比较观测和数值模拟。以前的一些研究表明，通过将耀斑视为一系列独立加热的环，可以重现观测到的发射的某些方面，但这些研究通常集中在小尺度特征上，而忽略了耀斑的全球特征。在本文中，我们开发了一个多线程模型，包括随时间变化的几何形状和加热速率的一系列连续加热的环路，包括一个拱廊。为了验证，我们与MinXSS CubeSat的五个耀斑的光谱观测以及GOES/XRS和SDO/AIA测量的光变曲线进行比较。我们表明，该模型可以成功地再现光变曲线和准周期脉动在GOES/XRS，软X射线光谱看到MinXSS，和光变曲线在各种AIA通带。AIA光变曲线与长时间加热最一致，但元素丰度不能受模型约束。最后，我们展示了如何使用这个模型来外推极端事件的光谱，可以预测辐照度在很宽的波长范围内，包括未观察到的波长。
2020-05-07 astro-ph.SR
Spectral Irradiance Variability in Lyman-Alpha Emission During Solar Flares
本研究利用SORCE/SOLSTICE和RHESSI观测两个M级耀斑，发现Lyα谱线增强与HXR爆发相关，红色不对称源于色球蒸发，蓝色不对称与丝状物喷发有关，增进了对耀斑期间Lyα光谱变化的理解。
2025-04-24 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
A Deep Learning Framework for Predicting Solar EUV Irradiance During Significant Flares
Sam Houston State University（萨姆休斯顿州立大学）
该研究提出FlareEUV框架，利用NASA的SDO多仪器观测，通过轻量级基于注意力的架构从原始成像数据学习磁结构与日冕发射关系，用于预测重大太阳耀斑期间连续三天6.5纳米处每日EUV辐照度，实验证明其性能优于基线方法。
2026-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Improving Solar EUV Irradiance Modeling with Differential Emission Measure Informed Spectra
University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学环境科学研究合作研究所）；NOAA National Centers for Environmental Information（美国国家海洋和大气管理局国家环境信息中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁先进技术中心）；Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation（联邦科学与工业研究组织）
研究太阳极紫外（EUV）辐照度建模问题，采用结合基于物理的微分发射量（DEM）前向建模与传统代理相关方法的混合模型，结果表明该模型提升了耀斑条件下的精度。
2026-07-07 astro-ph.SR
Measurements and Modeling of Total Solar Irradiance in X-Class Solar Flares
来自NASA太阳辐射和气候实验（SORCE）的总辐照度监测器（TIM）可以检测到太阳总辐照度（TSI）的变化，精度为2ppm，首次允许观测由于最大的X级太阳区域而引起的变化。这里提出的是一个强大的算法，用于确定TIM TSI测量中的辐射输出，在脉冲和渐进阶段，在伍兹等人（2006年）提出的四个太阳区域，以及2006年12月6日测量的一个额外的。这五个区域的两个阶段的辐射输出进行比较，真空紫外线（VUV）辐照度输出的耀斑辐照度光谱模型（FISM），以获得FISM VUV模型和TIM TSI数据输出之间的经验关系，以估计TSI辐射输出的其他八个X级区域。该模型为Emslie等人（2012年）研究中分析的太阳区域的热能量估计提供了基础。
2015-09-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
He I 10830 Å Dimming During Solar Flares, I. The Crucial Role of Non-Thermal Collisional Ionisations
虽然太阳耀斑的主要特点是强烈的宽带增强太阳辐射输出，某些谱线和连续，在理论上，将表现出耀斑诱导的调光。正氦He I $λλ10830$跃迁和He I D3跃迁的观测显示了这种变暗的证据，通常伴随着增强的发射。有人认为，氦的非热碰撞电离由电子束，其次是重组为orthohelium，是负责过度填充这些水平，导致更强的吸收。然而，在观测上还不可能排除正氦通过来自闪耀日冕的EUV辐照增强He I的光电离，然后再组合而过量填充的可能性。在这里，我们提出了非热电子束驱动耀斑的辐射流体动力学模拟，其中（1）包括非热碰撞电离的氦和日冕辐照度，（2）只包括日冕辐照度。覆盖由电子束沉积的总能量的范围和非热电子束低能量截止值的范围的模拟网格被模拟。为了获得耀斑引起的He I 10830Xe线的变暗，非热碰撞电离是必要的。这种效应在具有较大低能截止值的耀斑中更为突出，在较弱的耀斑和具有更平缓能量沉积时间尺度的耀斑中寿命更长。这些结果证明了正氦谱线发射作为耀斑能量输送诊断的有用性。
2021-05-23 astro-ph.SR
Lyman-alpha Variability During Solar Flares Over Solar Cycle 24 Using GOES-15/EUVS-E
中性氢的色球莱曼α线（\lya ; 1216）是太阳光谱中最强的发射线。众所周知，\lya \的波动会驱动行星大气的变化，尽管很少有仪器能够在太阳耀斑期间捕捉到快速增强的\lya \。在本文中，我们描述了耀斑相关的排放量通过统计研究的477 M-和X-级耀斑所观察到的EUV传感器上的第15地球同步业务环境卫星，一直在监测全磁盘太阳\lya \辐照度在10~s的时间尺度上的太阳周期24。绝大多数（95%）耀斑产生的\lya增强值比背景值高10%或更低，最大增加值为$\sim$ 30%。在某些情况下，\lya \的辐照度超过了1-8毫米X射线辐照度的两个数量级，尽管发现更靠近太阳边缘的耀斑表现出更少的\lya \增强。这种中心到边缘的变化是通过对一个X级耀斑的联合立体观测来验证的，从地球上看，这个耀斑出现在边缘附近，但从火星轨道上的MAVEN航天器看，它靠近圆盘中心。发现峰值\lya \的频率分布具有幂律斜率$2.8\pm0.27$。我们还表明，增加的\lya \通量密切相关的感应电流在电离层E层通过检测的太阳耀斑效应所观察到的Kakioka磁强计。
2020-06-04 astro-ph.SR
Nowcast of an EUV dynamic spectrum during solar flares
除了X射线，太阳耀斑辐射的极紫外线（EUV）也会造成严重的问题，如通信故障和卫星阻力。因此，预测耀斑期间EUV动态光谱的方法是迫切需要的。然而，由于缺乏仪器，最近很少观察到EUV动态光谱。因此，我们开发了一种新的方法，通过使用太阳动力学天文台/大气成像组件图像，数值模拟和原子数据库，将大耀斑事件期间观察到的软X射线光变曲线转换为EUV动态光谱。该模拟提供了一个由强耀斑加热的日冕环的解决方案，原子数据库计算其动态光谱，包括X射线和EUV辐照度。转换所需的系数可以通过比较所观察到的软X射线光变曲线与模拟计算。我们将我们的新方法应用于2017年9月6日在活动区域12673发生的三次耀斑。结果表明，耀斑辐照度光谱模型的相似之处，并重建了一些极紫外线观测到的太阳动力学天文台的极紫外线变率实验的峰值。
2020-05-13 astro-ph.SR
On the signatures of flare-induced global waves in the Sun: GOLF and VIRGO observations
最近，已经做出了一些努力来识别太阳和类太阳恒星中耀斑和磁活动的地震特征。在这项工作中，我们已经分析了从GOLF和VIRGO/SPM仪器，分别获得的磁盘集成的速度和强度观测的太阳，在船上的SOHO空间任务涵盖了几个连续的耀斑事件，从2011年2月11日至2011年2月17日，其中2011年2月11日相对平静，成为调查的“无效检验”。这些磁盘集成太阳作为一个明星的速度和强度信号的频谱分析的应用表明，有增强的权力的全球模式的振荡在太阳耀斑期间，相比，安静的一天。GOLF仪器利用形成于太阳上层光球层的Na I D谱线获得速度观测，而我们分析中所用的强度数据是由VIRGO/SPM仪器在862 nm处获得的，它形成于太阳光球层内。尽管这两种仪器使用两种不同的参数（速度v/s强度）对太阳大气的不同层进行采样，但我们发现这两种观测都显示了太阳耀斑引起的全球波的特征。这些结果足以识别类太阳恒星中恒星耀斑和磁场活动的星震特征。
2017-10-17 astro-ph.SR
The GOES-R EUVS Model for EUV Irradiance Variability
地球静止业务环境卫星R（GOES-R）系列的四颗卫星是下一代NOAA GOES卫星。一旦进入轨道并投入使用，它们将被重新命名为GOES 16 - 19，在2035年之前进行关键的地面和空间天气测量。GOES 16号和17号分别于2016年和2018年发射，目前已在轨运行。GOES-R卫星包括极紫外和X射线辐照度传感器（EXIS）仪器套件，该仪器套件使用极紫外传感器（EUVS）仪器测量25至285 nm之间的8条线或波段的校准太阳辐照度。EXIS还包括X射线传感器（XRS）仪器，该仪器可在传统的GOES波段测量太阳软X射线辐照度。EUVS测量值被用作EUVS模型的输入，EUVS模型是一个用于空间天气操作的太阳光谱辐照度模型，它以30秒的节奏预测从5 nm到115 nm的22个5 nm宽间隔和从117到127 nm的一个10 nm宽间隔的辐照度。一旦全面运行，NOAA将分发EUVS模型辐照度，延迟时间为1分钟，作为主要的空间天气数据产品，从而开创一个快速传播和测量连续性极紫外辐照度光谱的新时代。本文介绍了EUVS模型的算法，数据来源，校准方法和相关的不确定性。典型的模式（相对）不确定性小于$\sim$ 5\ %的可变性在时间尺度超过6小时，和$\sim$ 25\ %的太阳耀斑引起的可变性。绝对不确定度（源自用于校准EUVS模型的仪器）为$\sim$ 10\ %。模型结果的例子都在每日和…
2019-11-20 astro-ph.SR
Sun-as-a-Star Observation of Flares in Lyman α by the PROBA2/LYRA radiometer
在太阳光谱中最强的121.5 nm处的H i Lyman α太阳辐照度中，很少有耀斑信号的报道。PROBA 2上的LYRA辐射计观测到了几次耀斑，在其Lyman-α通道中发现了明确的信号。在这里，我们提出了一个简短的概述，这些意见，然后详细研究其中之一，M2耀斑，发生在2010年2月8日。对于这次耀斑，LYRA Lyman-α通道中的通量增加了0.6%，这大约是GOES软X射线通道中辐射能量的两倍，与He ii线30.4 nm处辐射的能量相当。莱曼-α辐射只占这个耀斑的总辐射能量的一小部分，它的白光连续谱被探测到。此外，我们还发现Lyman-α耀斑轮廓遵循渐变相位，但峰值出现在其他波长之前。这个M2耀斑非常局部化，并且具有非常短暂的脉冲相位，但是需要更多的统计数据来确定这些因素是否影响莱曼-α耀斑信号的存在，该信号足够强以出现在太阳辐照度中。
2012-10-08 astro-ph.SR
A systematic study of hot O production and escape from Martian atmosphere in response to enhanced EUV Irradiance from Solar Flares
本研究基于2017年9月10日太阳耀斑，系统分析了增强的极紫外辐射对火星热氧产生与逃逸的影响，发现逃逸通量随耀斑强度先增后减，且能量耗散过程在长时间尺度上对逃逸率有显著作用。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The acoustic low-degree modes of the Sun measured with 14 years of continuous GOLF & VIRGO measurements
SoHO上的日震全球低频振荡（GOLF）和太阳辐照度变化和重力振荡（VIRGO）仪器在过去14年中一直在持续观测太阳。在这个初步的工作中，我们在整个p-模式范围内的多普勒速度和光度的声学模式的特征，特别照顾的低频模式，利用空间观测的稳定性和高占空比。
2010-12-02 astro-ph.SR
On the variation of the scaling exponent of the flare fluence with temperature
太阳耀斑导致所有波长的太阳辐照度增加。虽然在日冕辐射中观测到的耀斑通量的分布已被广泛研究，并发现其比例为f（E）~ E^{-α}，α略低于2，但对色球谱线中耀斑通量的分布知之甚少。我们使用SDO/EVE仪器以10 s的节奏观测到的太阳辐照度测量值来研究标度指数是否依赖于线的形成区域（或温度）。我们分析了自EVE观测开始（2010年5月）以来C1级以上的所有耀斑，以确定覆盖大范围温度的16条谱线中的耀斑通量分布，其中有几条以前没有研究过。我们的结果表明，PDF的标度指数随温度的变化有一个小的下降趋势，从较低温度（几个10^4 K）的2以上下降到热日冕发射（几个10^6 K）的1.8左右。然而，因为较冷的线也具有较小的对比度，所以我们不能排除这种行为是由这些线的较小耀斑包括更多噪声引起的。我们讨论的方法及其局限性，并尝试性地将这种可能的趋势与耀斑期间色球层和日冕加热的不同机制联系起来。
2015-10-07 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Observation of White-Light Flares
太阳耀斑辐射出所有波长的能量，但对这种能量的光谱分布仍然知之甚少。有时会观察到白光连续发射，这种耀斑被称为“白光耀斑”（WLF）。本文研究了是否所有的耀斑都是白光耀斑以及辐射能量的谱分布。我们进行叠加历元分析的光谱和总辐照度测量自1996年以来SOHO和GOES航天器在各种波长，从软X射线到可见光域。太阳辐照度和良好的占空比的测量的长期记录，使我们能够检测到可见光辐照度的信号，即使是中等（C级）耀斑，主要是在脉冲阶段。我们确定这一信号为白光耀斑发出的连续辐射，并发现它与~ 9000 K的黑体辐射一致。我们估计几组耀斑的WL连续的贡献，并发现它是总辐射能量的~70%。我们重新分析了2003年10月28日发生的X17耀斑，发现了类似的结果。本文证明了所有耀斑都是白光耀斑，白光连续谱是总辐射能量的主要贡献者，在~ 9000 K时，白光连续谱与黑体谱一致。这些观测结果是重要的，以了解耀斑期间的物理机制，并开辟了道路，耀斑TSI变化的可能贡献。
2011-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improving Solar Flare Soft X-ray Classification With FOXES: A Framework For Operational X-ray Emission Synthesis
Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Graz（格拉茨大学）；NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家科学基金会国家大气研究中心）；The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Quantellia LLC（Quantellia有限责任公司）
本文提出FOXES框架，利用视觉Transformer将EUV空间分辨观测转化为SXR辐射预测，提升太阳耀斑分类精度，实现空间分辨的耀斑检测。
2026-04-12 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Spectral Irradiance Observations of Transiting Active Regions
主要的太阳耀斑容易发生在与大型、复杂、动态演变的太阳黑子相关的活动区大气中。这表明不仅在可见光中而且在紫外线和X射线中监测星点的演变对于了解恒星耀斑的起源和发生的重要性。为此，我们使用各种全盘面天气观测资料，对不同类型的凌日活动区进行了光谱辐照度分析。目标事件是一个孤立的太阳黑子，一尘不染的plage，并在长期安静的太阳条件下，从过去的十年中选择新兴的通量。结果表明，当黑子位于中央子午线时，可见光连续谱和太阳总辐照度变暗，而在太阳边缘附近变亮，对色球层敏感的紫外波段与光球层总无符号磁通量的变化有很好的相关性; EUV和软X射线的振幅随着特征温度的增加而增加，其光变曲线是平顶的，这是由于它们对光学薄日冕的敏感性;过境的无斑在可见光辐照度下不显示变暗，而新兴的通量在中央子午线周围的所有光变曲线中产生不对称。这里描述的多波长太阳作为一颗恒星的研究表明，日冕和光球光变曲线之间的这种时间滞后有可能探测恒星黑子上方日冕磁场的范围。此外，对过渡区温度敏感的EUV波长有时会显示出反相变化，这可以用于诊断星点周围的等离子体。
2020-08-10 astro-ph.SR
Solar total irradiance in cycle 23
在最近的太阳活动最低期间，TSI的明显不寻常的行为被解释为反对太阳表面磁性作为TSI长期变化的主要驱动力的证据。我们测试声称，太阳表面磁场的演变并没有重现观察到的TSI在第23周。我们使用敏感的，60分钟的平均MDI磁图和准同步连续图像作为我们的SATIRE-S模型的输入，并计算TSI的变化在第23个周期，大约每月两次采样。然后将计算出的TSI与TSI测量值的PMOD复合数据以及SORCE/TIM和UARS/ACRIM II两台仪器的数据进行比较，这两台仪器分别在第23周期的下降阶段和1996年的前一个最低值期间监测TSI。极好的协议之间的趋势所示的模型和几乎所有的测量。唯一的例外是早期，即1996年至1998年的PMOD数据。尽管模型和PMOD复合数据在1999-2009年期间的一致性几乎是完美的，但模型TSI显示1996 - 1999年期间的增长比PMOD复合数据所暗示的要陡峭。另一方面，模型中的陡峭趋势与ACRIM II数据非常吻合。仔细观察1996年后构成PMOD复合数据基础的VIRGO数据，发现两台VIRGO仪器中只有一台PMO 6V显示复合数据中存在较浅的趋势，而DIARAD测量显示较陡的趋势。我们的结论是：（1）前两年VIRGO内PMO 6V辐射计的灵敏度变化很可能没有得到正确的评估，（2）第23周的TSI变化以及1996年和2008年最低值之间的TSI水平变化与太阳…
2011-02-15 astro-ph.SR
Modelling solar irradiance variability on time scales from minutes to months
我们分析和模拟总太阳辐照度的变化从几分钟到几个月的时间尺度上，不包括由于p模式振荡的变化，使用对流和磁组件的组合。这些包括颗粒，磁网络，光斑和太阳黑子。对处女座数据的分析表明，在一天或更长的时间内，太阳的变化取决于磁场活动，但在较短的时间内几乎是独立的。我们假设，只有造粒影响太阳辐照度的变化从分钟到小时的时间尺度。粒化被描述为明亮的细胞和黑暗的泳道，根据从观察和辐射流体动力学模拟推导出的规则演变的大样本。该模型结合了高时间分辨率的磁场辐照度重建，与太阳能数据的比较揭示了良好的对应关系，除了在10至30小时的周期。这表明，该模型在这些时间段丢失了一些功率，这可能是由于用于基于磁场的辐照度重建的重建的MDI磁图的超颗粒化或灵敏度不足而导致的。我们的模型还表明，即使是空间未解析的数据（如可用于恒星）的傅立叶或小波变换的时间序列采样在高节奏可能允许恒星颗粒的属性，特别是颗粒寿命被确定。
2013-03-08 astro-ph.SR
Extremely Large EUV Late Phase of Solar Flares
极紫外光变率实验（EVE）在太阳耀斑期间观测到的Fe XVI 33.5 nm谱线辐照度的第二个峰值被称为极紫外光（EUV）晚期相。我们之前的论文（Liu et al. 2013）发现，晚期阶段的主要排放来自与后耀斑环（PFL）密切相关但不同的大规模环弧，我们还提出，没有额外加热的长期冷却过程可以解释晚期阶段。在本文中，我们定义了极大的后期阶段，因为它不仅在温暖的33.5辐照度轮廓中具有更大的峰值，而且比主阶段释放更多的EUV辐射能量。从三个角度对极紫外图像进行了详细的分析，发现除了后期的相位环弧外，后期的巨大相位弧的贡献主要来自于一个未喷发的热结构。这种热结构被认为是一个通量绳，它很快被耀斑重联所激励，然后在渐变阶段持续产生热能。未喷发的磁通绳与附加加热一起与后期环路拱廊一起产生了极大的EUV后期。
2015-04-21 astro-ph.SR
Rieger-type periodicity in the total irradiance of the Sun as a star during solar cycles 23-24
上下文总的太阳辐照度允许使用太阳作为一颗恒星来研究最近空间飞行任务中恒星光变曲线的观测。目的。我们的目标是研究如何在太阳活动指数中观察到的中期周期性影响太阳总辐照度。方法.利用SATIRE-S和SOHO/VIRGO资料，研究了太阳活动周23-24期间太阳总辐照度在Rieger型周期时间尺度上的周期性变化。然后，我们比较了太阳总辐照度振荡的功率谱，太阳黑子和光斑数据，以确定其贡献。结果TSI数据的小波分析显示，在第23个周期中，强峰值出现在180天和115天，而第24个周期显示170天和145天的周期。太阳黑子和光斑数据中有几个时期在太阳总辐照度中看不到，因为它们可能通过同时变亮（光斑）和变暗（太阳黑子）而相互抵消。Rieger型周期性可能是由内部发电机层中的磁Rossby波引起的，其中太阳周期性磁场产生。因此，观测到的太阳总辐照度周期和波色散关系使我们能够估计发电机磁场强度为10-15 kG。结论.太阳总辐照度可以用来估算发电机层的磁场强度。这一工具在利用空间飞行任务获得的光变曲线估计类太阳恒星的发电机磁场强度方面具有重要意义。
2021-08-09 astro-ph.SR
New Solar Irradiance Measurements from the Miniature X-Ray Solar Spectrometer CubeSat
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS）CubeSat的目标是探索静止太阳、活动区域和太阳耀斑期间软X射线发射的能量分布，并模拟对地球电离层和热层的影响。在SXR范围内（0.1 - 10 keV）发射的能量可以变化超过100倍，但我们在SXR中的光谱测量有限，以准确地量化这种变化的光谱依赖性。MinXSS主要科学仪器是Amptek，Inc. X123 X射线光谱仪，能量范围为0.5- 30 keV，标称能量分辨率为0.15 keV。已经建立了两个飞行模型。第一个是MinXSS-1，自2016年6月9日以来一直在进行科学观测，并观察到了许多耀斑，包括40多个C级和7个M级耀斑。这些SXR光谱测量比宽带SXR观测具有优势，例如提供导出日冕等离子体的多温度成分和元素丰度的能力，提高辐照度精度，以及作为行星电离层模拟输入的更高分辨率光谱辐照度。在2016年7月23日的M5.0耀斑期间获得的MinXSS光谱突出了这些优势，并表明在耀斑期间元素丰度似乎从主要的日冕到更多的光球变化。MinXSS-1观测结果与地球同步业务环境卫星（GOES）X射线传感器（XRS）测量的SXR辐照度和估计的电晕温度进行了比较。此外，建议改进GOES XRS数据的校准。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Active Region Irradiance During Quiescent Periods: New Insights from Sun-as-a-star Spectra
太阳活动区（AR）在静止期通常辐射多少能量？这是耀斑和AR的储存和释放模型的一个基本问题，但它目前的观测回答得很差。在这里，我们使用的“太阳作为一个点源”光谱的EUV变化实验（EVE）的太阳动力学天文台（SDO）提供一个新的估计辐射能量损失的不断发展的活动区域。虽然EVE为AR分析提供了出色的光谱（5- 105 nm）和温度（2- 25 MK）覆盖范围，但据我们所知，由于缺乏空间分辨率和源混淆的可能性，这些数据尚未用于此目的。在这里，我们提出了一个解决这个问题的方法。我们分析EVE数据的时间序列，当只有一个大的AR 11520存在于磁盘上。通过减去安静的太阳背景，我们估计的辐射贡献在EUV从AR单独。我们估计的平均AR辐照度和累积AR辐射能量损失在1- 300 A和天文标准ROSAT-PSPC，3- 124 A，通带和比较这些通过光球的磁能注入率，和太阳周期光度的变化。我们发现，虽然AR辐射能量损失是~100倍小于典型的磁能注入率在光球，他们是一个数量级较大或类似的热辐射能量与大耀斑。这项研究是第一个使用EVE太阳作为恒星观测的AR热特性的详细分析，为其他恒星的AR研究打开了大门。
2020-08-06 astro-ph.SR
Soft X-ray Pulsations in Solar Flares
太阳耀斑的软X射线辐射主要来自明亮的日冕环，其温度通常是耀斑过程中达到的最高温度。它们的普遍存在导致它们被用作耀斑发生和能量的标准测量，尽管绝大多数的总耀斑能量都在其他地方。最近，Dolla等人（2012年）注意到X级耀斑SOL 2011 -02-15的软X射线特征中的准周期脉动（QPP），这是通过GOES（地球同步运行环境卫星）航天器的标准光度数据观测到的。在本文中，我们分析了这种分析的GOES数据的适用性，并发现他们是普遍有价值的2010年9月后（GOES-15）。然后，我们将Dolla等人的结果扩展到第24周X级耀斑的完整列表，并表明其中大多数（80%）在脉冲相中显示QPP。利用辐照度差异的时间序列（2秒采样的数字时间导数），脉动在GOES数据的两个通道中清晰地显示出来。我们部署不同的技术来表征GOES脉动的周期性，考虑到耀斑信号的红噪声特性，为每个事件找到一系列QPP的特征时间尺度，但通常没有强有力的单一周期的信号在功率谱中占主导地位。QPP也可能在后来的渐进阶段出现在更长的时间尺度上，可能具有更大的相干趋势，但GOES差异数据中大辐照度值（X级耀斑）的采样噪声使这些变得更加不确定。我们发现，有最小的相位差之间的差异GOES能量通道，或它们之间的硬X射线的变化在短的时间尺度。在脉冲相期间，新形成的耀斑环的足点也可能对观测到的软X射线变化有贡献。
2015-05-13 astro-ph.SR
Magnitudes and Timescales of Total Solar Irradiance Variability
太阳的净辐射输出在几分钟到十亿年的时间尺度上变化。直接测量的太阳总辐照度（TSI）显示的变化，在空间和光谱集成的辐射能量的时间尺度短至分钟，只要一个太阳周期。在几分钟内的~ 0.01%的变化是由对流和振荡的叠加引起的，在罕见的情况下，非常大的太阳耀斑会导致稍微更大的可测量信号。在几天到几周的时间尺度上，光球磁活动的变化对太阳亮度的影响约为0.1%。11年的太阳活动周期显示出相当的变化幅度，辐照度在太阳活动最大值附近达到峰值。由于受到仪器稳定性和空间记录持续时间相对较短的限制，长期变化较难辨别。根据太阳表面磁活动的指标，如太阳黑子、光斑和宇宙成因同位素记录，对太阳辐照度的历史重建表明，太阳亮度在几十年到几千年之间会发生变化，尽管这些变化的幅度由于它们所依赖的间接历史记录而具有很高的不确定性。恒星演化影响更长的时间尺度，并对最大的太阳变化负责。在这份手稿中，我总结了太阳的变化幅度在不同的时间制度，并讨论了辐照度记录的太阳和气候研究的相关性，以及探测太阳系外行星凌日类恒星。
2016-07-01 astro-ph.SR
First Results for Solar Soft X-ray Irradiance Measurements from the Third Generation Miniature X-Ray Solar Spectrometer
本文报告第三代MinXSS（DAXSS）在INSPIRESat-1上的首批太阳软X射线观测结果，聚焦2022年4月24日的掩星实验和多个耀斑，发现元素丰度降低在耀斑脉冲阶段最大，表明色球蒸发与耀斑温度和强度相关。
2023-07-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Nonextensivity in the solar magnetic activity during the increasing phase of solar Cycle 23
在本文中，我们分析了太阳黑子指数数据中心（SIDC）的每日太阳黑子数的行为，平均磁场强度从国家太阳天文台/基特峰（NSO/KP）和总太阳辐照度从处女座/SoHO的手段，在$q$ -三重态，出现在非广延统计力学的背景下。平均太阳磁场的分布表现出两种不同的行为，$q$ -高斯尺度为1至16天和高斯尺度超过32天。后者对应于平衡状态。太阳总辐照度的分布在128天及更长的时间尺度上也表现出两种不同的行为（近似为高斯），与统计平衡和$q$ --在$<$ 128天尺度上为高斯相一致。太阳黑子数的分布显示出与时间尺度无关的$q$ -高斯分布，与非平衡态一致。所获得的值（“$q$ -三重”$\equiv$ $\{$ $q$ $_{stat}$、$q$ $_{sen}$、$q$ $_{rel}$ $\}$）证明上述数据的高斯或$q$ -高斯行为显著依赖于时间尺度。这些结果表明，分析的数据集具有很强的多重分形行为，多重分形水平从太阳黑子数到太阳总辐照度逐渐降低。此外，我们还发现了$q_{stat}$和$q_{sen}$之间数值上满足的对偶关系.
2010-09-26 astro-ph.SR
A time dependent relation between EUV solar flare light-curves from lines with differing formation temperatures
极紫外线（EUV）太阳耀斑的排放演变的时间作为发射等离子体加热，然后冷却。虽然准确地模拟这种演变在历史上一直很困难，特别是对于经验关系，但它对于理解太阳的过程以及它们对行星大气的影响很重要。为了改进经验耀斑模型，推导了一个新的简单的经验表达式来预测冷排放将如何根据热排放的演变而演变。这项技术最初是通过研究太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）详细观测到的12个耀斑而发展起来的。然后，对EVE观测到的1100多个耀斑进行了分析，以验证这些关系。Cargill和基于焓的热演化环（EBTEL）耀斑冷却模型被用来表明，这种经验关系意味着由人口的热形成的离子辐射的能量近似成比例的能量激发人口的冷形成的离子发射时，两条线的峰值形成温度是高达72%的其他和以上2 MK。这些结果具有实际意义，提高耀斑辐照度的经验建模和识别关键的发射线，为未来的监测耀斑的空间天气业务，也提供了洞察耀斑等离子体的冷却过程。
2017-11-25 astro-ph.SR
Observations and modelling of Helium lines in solar flares
利用辐射流体动力学模拟研究了太阳耀斑中He II 304和He I 584谱线强度对电子束加热的响应。比较不同的电子束参数，我们发现，这两个He线的强度是非常敏感的能量通量沉积在色球层中，或更具体地说，加热速率，与He II 304是更敏感的加热比He I 584。因此，在色球层中，He线比率随着加热速率的增大而增大。一个类似的趋势，发现在观测中，使用SDO/EVE他辐照度比和估计的电子束能量率从硬X射线数据。从模拟中，我们还发现，电子的光谱指数可以影响的He比，但在观测中没有发现类似的效果。
2015-12-10 astro-ph.SR
Sun's Seismic Radius as Measured from the Fundamental Modes of Oscillations and its Implications for the TSI Variations
本文利用{ \it SoHO}和{ \it SDO}星载仪器的不间断观测资料，探讨了最近两个太阳活动周期间太阳地震半径与太阳总辐照度（TSI）之间的关系。地震半径是利用{ \it SoHO}/MDI和{ \it SDO}/HMI的观测从太阳振荡的基本（{ \it f}）模式计算的，总太阳辐照度测量值是从{ \it SoHO}/VIRGO获得的。我们的研究表明，TSI变化的主要贡献来自于磁场的变化，而半径的变化起着次要的作用。我们发现，太阳辐照度的增加与地震半径的减小，但它们之间的反相关性是中等弱。在一个太阳活动周期中，地震半径的估计最大变化约为5公里，并且在第23和24个太阳活动周期中是一致的。以往的研究认为，在太阳活动周期中，TSI值的0.1%变化可以用0.06角秒量级的地表半径变化来解释，而我们推断的地震半径变化要小得多，因此不能用地震半径的时间变化来完全解释TSI的变化。
2018-05-14 astro-ph.SR
Forecasting the Remaining Duration of an Ongoing Solar Flare
在太阳耀斑期间，太阳X射线辐照度显著提高，这可能导致由于电离层中原子的电离而导致无线电中断。由于太阳耀斑的持续时间与耀斑的大小无关，目前还不清楚这些停电能持续多久。使用一个随机森林回归模型训练的数据从X射线光变曲线，我们已经开发出一种直接预测方法，预测多久的事件将保持在背景水平以上。我们测试了大量的耀斑观测与GOES-15，并表明，它一般优于简单的线性回归。这种预测在计算上足够轻，可以实时执行，允许在耀斑过程中进行预测。
2021-06-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Detection of 3-Minute Oscillations in Full-Disk Ly$α$ Emission During A Solar Flare
在这封信中，我们报告了在太阳耀斑期间，在盘积分EUV辐照度观测中检测到色球3分钟振荡。对2011年2月15日X级耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）的莱曼α（来自GOES/EUVS）和莱曼连续谱（来自SDO/EVE）发射的去趋势小波分析显示，在耀斑的主相期间存在$\sim$ 3分钟的周期。这种辐射的形成温度将这种辐射定位于耀斑的色球足点，在SDO/AIA 1600和1700通道中也发现了类似的行为，这些通道由色球连续体主导。这意味着色球层在其声学截止频率下动态地响应能量的脉冲注入。由于在RHESSI数据中，在硬X射线能量（50-100 keV）下没有发现3分钟周期，因此我们可以说，这种3分钟振荡不依赖于非热电子的振荡速率。然而，在硬X射线和色球层发射中发现的第二个120秒的周期与2分钟时间尺度上的偶发电子振荡一致。我们对3分钟振荡的发现表明，色球机械能应包括在耀斑能量预算中，莱曼α线的波动可能会影响高活动期间行星大气的组成和动力学。
2017-09-26 astro-ph.SR
On the flare induced high-frequency global waves in the Sun
最近，Karoff和Kjeldsen（2008）提出了太阳声波频谱高频部分（5.3<ν<8.3 mHz）的能量与太阳X射线通量之间存在强相关性的证据。他们使用了SOHO（太阳和日光层观测台）航天器上的VIRGO（太阳辐射和重力振荡的可变性）仪器获得的太阳圆盘综合强度观测结果。在速度观测中类似的耀斑特征至今尚未得到证实。研究太阳中的低度高频波对于我们了解太阳深层的动力学非常重要。本文分析了SOHO卫星上的MDI（迈克尔逊和多普勒成像仪）和GOLF（低频全球振荡）仪器对第23太阳周主要耀斑事件的观测结果。应用小波技术的时间序列的磁盘集成的速度信号从太阳表面使用全磁盘多普勒获得的MDI清楚地表明，有增强的太阳在耀斑期间的高频全球波。在这些速度振荡的傅立叶功率谱中也可以看到耀斑的这种特征。另一方面，从GOLF获得的盘积分速度观测的分析表明，耀斑对高频振荡的影响只有边缘的证据。
2010-01-25 astro-ph.SR
Understanding the Duration of Solar and Stellar Flares at Various Wavelengths
本研究利用辐射流体力学代码模拟了不同波长下太阳和恒星耀斑的持续时间，发现其取决于等离子体温度、发射高度及冷却机制，并揭示了低层大气直接加热响应与日冕间接响应色球蒸发（Neupert效应）辐射的明显区别。
2023-09-07 astro-ph.SR
Evidence of Extreme Ultraviolet Resonant Excitation in the Middle Corona During A Solar Flare
本研究利用STEREO、MAVEN等对2016年1月6日地球临边后的太阳耀斑观测，结合模型证实共振激发可使耀斑附近冕区极紫外发射增强约45%，与观测到的约60%亮度增幅相符，提示该效应需纳入冕区发射模型。
2025-04-11 astro-ph.SR
Soft X-ray irradiance measured by the Solar Aspect Monitor on the Solar Dynamic Observatory Extreme ultraviolet Variability Experiment
太阳表面监视器（SAM）是太阳动力学观测站（SDO）上极紫外线变化实验（EVE）上的一个针孔相机。SAM通过一个金属滤光片将太阳圆盘投射到CCD上，该金属滤光片设计为仅允许短于7 nm的太阳光子通过。然而，来自高能粒子和带外辐照度的污染在SAM观测中是重要的。我们提出了一种从SAM信号中分离0.01- 7 nm积分辐照度的技术，以产生2010年5月至2014年5月期间宽带辐照度的第一个结果。该分析的结果与EVE的EUV分光光度计（ESP）的类似数据产品一致，误差在25%以内。我们比较我们的结果与测量从学生一氧化氮探测器（SNOE）太阳X射线光度计（SXP）和热层电离层中间层能量学和动力学（TIMED）太阳EUV实验（SEE）在类似的太阳活动水平。我们表明，全磁盘SAM宽带的结果比较以及其他测量的0.01- 7 nm的辐照度。我们还探讨了SAM的能力，解决空间的贡献，从太阳能盘的辐照度区域，并证明了这一功能的几个强耀斑爆发的活跃地区的案例研究，2011年3月11日。
2016-05-04 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Observational Analysis of Lyman-alpha Emission in Equivalent Magnitude Solar Flares
本研究通过分析3次等M3级耀斑的多卫星联合观测数据，发现X射线强度相同的耀斑Lyα响应差异显著，谱指数更硬的耀斑Lyα增强更强，且FISM2模型存在低估现象，为空间天气研究和第25太阳周观测解读提供参考。
2023-07-24 astro-ph.SR
Improving Solar Flare Nowcasting with the Hot Onset Precursor Event (HOPE) Technique
本研究分析太阳耀斑热起始前驱事件（HOPE）的等离子体特征，开发基于HOPE的耀斑临震预报算法，可提前5-15分钟预警，有望比现有NOAA R3警报更早，为高频通信和耀斑观测提供支持。
2025-09-05 astro-ph.SR
The standard flare model in three dimensions. II. Upper limit on solar flare energy
太阳耀斑强烈地影响太阳的大气层以及地球的环境。因此，量化当今太阳的太阳耀斑（如果有的话）的最大可能能量是太阳物理学中的一个关键问题。在过去几十年中观测到的最大的太阳耀斑的能量达到了10^{32}尔格的几倍，可能高达10^{33}尔格。活跃的类太阳恒星的耀斑达到约10^{36}尔格。由于在这一范围内没有对太阳耀斑进行直接观测，因此需要采取补充性的调查方法。利用太阳活动区的历史报告，我们缩放到观测到的太阳值一个现实的无量纲的三维MHD模拟爆发耀斑，这起源于一个高度剪切的双极。这使我们能够在较宽的参数空间内计算模型中的磁通量和耀斑能量。首先，通常观测到的太阳条件导致模拟的磁通量和耀斑能量与观测估计的能量相当。其次，我们从观测中估计，太阳黑子群面积的30%通常涉及耀斑。这与这些群体的强烈分裂有关，这自然是由次光球对流造成的。当模型被缩放到有史以来最大的太阳黑子群面积的30%时，其峰值磁场被设置为太阳黑子中有史以来测量到的最强值，它产生了最大能量约为6 × 10 ^{33}尔格的耀斑。该模型的结果表明，太阳能够产生耀斑高达约6倍的能量，在太阳总辐照通量的最强的直接观察到的耀斑从2003年11月4日。比历史上报道的更大的太阳黑子群将产生范围超过数十度的黑子对的超级耀斑。因此，我们推测产生超耀斑的类太阳恒星应该比太阳中的发电机强得多。
2012-12-10 astro-ph.SR physics.geo-ph
An Atypical Plateau-like Extreme-ultraviolet Late-phase Solar Flare Driven by the Non-radial Eruption of a Magnetic Flux Rope
本研究针对2011年9月7日AR 11283区X1.8级太阳耀斑的非典型平台状EUV晚期相，通过多波段观测与磁场外推等分析，揭示其由磁通量绳非径向爆发引发多次磁重联产生的多组冷却速率不同的晚期相环共同形成。
2023-06-20 astro-ph.SR
Solar flare forecasting with foundational transformer models across image, video, and time-series modalities
NVIDIA AI Technology Center（英伟达人工智能技术中心）
本文通过比较三种基础Transformer模型在太阳耀斑预测中的表现，发现Moirai2在时间序列预测中表现最佳，展示了预训练模型在多模态空间天气预测中的潜力。
2025-12-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Les Trente Glorieuses: 29 years of helioseismic observations with the Luminosity Oscillations Imager
Institut d’Astrophysique Spatiale, UMR8617, Université Paris-Saclay（空间天体物理研究所，UMR8617，巴黎萨克雷大学）
利用亮度振荡成像仪对太阳振荡进行了29年观测，研究太阳活动对模式频率、线宽等的影响，并发现边缘区域信号与理论存在矛盾。
2025-11-17 astro-ph.SR
Is there long-range memory in solar activity on time scales shorter than the sunspot period?
太阳黑子数（SSN），太阳总辐照度（TSI），一个TSI重建，和太阳耀斑指数（SFI），分析了长期持久性（LRP）。标准Hurst分析产生$H \approx 0.9$，这表明强LRP。然而，太阳活动时间序列是非平稳的，由于几乎周期的11年平滑分量，分析没有给出正确的$H$的随机分量。去趋势波动分析（DFA）得到了较好的估计，但由于时间记录短，估计值有偏差，误差很大。这些时间序列可以建模为$x(t)=y(t)+σ\sqrt{y(t)}\, w_H(t)$形式的随机过程，其中$y(t)$是平滑分量，而$w_H(t) $是具有赫斯特指数$H$的平稳分数噪声。从随机模型的数值解的集合和贝叶斯定理的应用，我们可以获得$H$上的偏差和误差条，以及过程不相关的假设的检验（$H=1/2$）。从目前的数据集的结论是，SSN，TSI和TSI重建几乎肯定是长期持续的，但最可能的值$H\approx 0.7$。然而，SFI过程要么是非常弱的持续性（$H<0.6$），要么是完全不相关的。TSI及其重建的随机特性之间的一些差异表明重建方案中存在一些错误。
2011-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph stat.AP
