A Model for Radio Emission from Solar Coronal Shocks
日冕冲击是太阳大气中非常常见的现象，被认为是太阳II型射电暴的驱动因素。然而，这些排放物的微物理性质仍然是一个悬而未决的问题。本文提出电子回旋脉塞（ECM）辐射是日冕激波辐射产生的主要原因。在本模型中，由激波加速的高能离子束激发第一Alfvén波（AW），然后激发的AW导致沿激波前震边界形成密度耗尽管道。在这个密度耗尽的管道中，通过冲击加速产生的高能电子束可以有效地激发ECM不稳定性的无线电发射。我们的结果表明，该模型可能有潜在的应用太阳II型射电爆发。
2014-03-23 astro-ph.SR
Electron Beam Evolution and Radio Emission in the Inhomogeneous Solar Corona
本论文研究加速电子束在等离子体中的传输。我们认为，这些经历的波粒子相互作用，导致其演变，这些相互作用的等离子体密度不均匀性的影响，这可能对生产的硬X射线和无线电发射的光束的影响。...
2013-07-04 astro-ph.SR
Radio emission from acceleration sites of solar flares
这封信提出了一个问题，即在太阳耀斑的加速点上，电子产生了什么样的无线电发射。具体来说，我们计算两个竞争加速模型内产生的非相干无线电发射-随机加速级联MHD湍流和经常加速崩溃磁陷阱。我们的分析清楚地表明，来自加速站点的无线电发射：（i）具有足够强的强度，可以通过现有的无线电仪器进行观测;（ii）具有在这两个竞争模型中明显不同的光谱和光变曲线，这使得它们在观测上是可区分的。特别是，我们认为，一些窄带微波和分米连续爆发可能是一个签名的随机加速太阳耀斑。
2009-07-31 astro-ph.SR
Harmonic maser emissions from electrons with loss-cone distribution in solar active regions
电子回旋脉泽发射（ECME）被认为是太阳活动区（如，太阳射电尖峰）。在这封信中，我们提出了一个2D3V完全动力学电磁粒子在细胞（PIC）模拟研究波激发和随后的非线性过程中引起的高能电子的损失锥分布。等离子体频率与电子回转频率之比$ω_{pe}/Ω_{ce}$设置为0.25，足以满足太阳活动区的条件。作为主要结果，我们在二次谐波X模式（X2）获得强发射。当基模X（X1）和Z模通过电子回旋脉塞不稳定性被直接放大时，X2辐射可以通过两个Z模之间以及Z和X1模之间的非线性合并产生。这代表了一种新的等离子体谐波发射产生机制，具有较低的$ω_{pe}/Ω_{ce}$值，这可能解决逃逸困难解释太阳射电发射的ECME机制。
2021-10-29 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric simulations of the solar limb: absorption-emission FeI $6301.5\mathrmÅ$ and $6302.5\mathrmÅ$ line profiles and torsional flows in the intergranular magnetic flux concentrations
使用辐射磁流体动力学模拟的磁化太阳光球和详细的光谱偏振诊断与FeI $6301.5\mathrmÅ$和$6302.5\mathrmÅ$光球线在当地的热力学平衡近似，我们模拟活跃的太阳颗粒，如果它被观察到在太阳的边缘。我们分析了太阳临边辐射的一般性质，如连续谱、线芯临边变暗和颗粒反差。我们证明了模拟太阳临边处存在具有发射和吸收特征的轮廓，以及临边上方的纯发射轮廓。这些配置文件与区域的强线性极化的出射辐射，表明的影响，晶间磁场的线形成。我们分析的物理起源的斯托克斯配置文件中的发射翼在肢体，并证明这些功能是由本地化的加热和扭转运动的颗粒间的磁通量浓度。
2015-01-05 astro-ph.SR
The total solar irradiance, UV emission and magnetic flux during the last solar cycle minimum
我们分析了太阳总辐照度（TSI）和光谱太阳辐照度作为紫外线发射（UV）在波长范围115-180 nm，在SORCE（太阳辐射和气候实验）的框架内的仪器TIM和SOLSTICE观察到的第23和第24周期之间的长太阳极小期。小波分析揭示了太阳黑子活动纬向带的磁通量增加，伴随着太阳活动复合体表面自转时标的TSI和UV的增加。当太阳活动的长寿命复合体存在时，中纬磁通量和TSI/UV之间出现同相相干结构。这些复合体与光球层下长寿命的磁场源有关，它们是由在同一纵向区域重新出现的磁通量维持的。在深太阳极小期（没有太阳黑子的时期）的相干结构已被发现，其中的综合中纬度磁通量之间的相位是提前的总太阳辐照度的时间尺度上的表面旋转。
2013-07-23 astro-ph.SR
Solar prominences with Na and Mg emissions and centrally reversed Balmer line
我们研究了异常明亮的太阳临边带中的谱线，这些谱线具有明显的钠和镁发射。我们发现，大多数具有显着的NaD 2和MgB 2发射的双折射显示中央反转的H-α，偶尔甚至H-β，这是很好地再现了半无限模型的配置文件。最大的H-α源函数对应于3950 K的激发温度，对于显著的中心反转4000 K;相关的光学厚度超过10.0。NaD 2和Mgb 2剖面的窄宽度产生5 km/s的非热加宽。
2012-10-20 astro-ph.SR
The Science Case for the $4π$ Perspective: A Polar/Global View for Studying the Evolution & Propagation of the Solar Wind and Solar Transients
为了在CME/CIR传播、它们的相互作用以及周围太阳风的作用和性质的未决问题上取得进展，我们需要在与这些现象的演变时间尺度相匹配的时间尺度（数十分钟至数小时）上，从多个有利位置，对日光层内部进行空间分辨覆盖-原位和（临界）成像。极地的优势是独特的有益的，因为它提供了广泛的覆盖面和独特的视角。最终目标是到2050年实现太阳表面和大气层的完全$4π$覆盖。
2020-09-10 astro-ph.SR
Development of Solar Flares and Features of the Fine Structure of Solar Radio Emission
在分米和厘米波长范围内出现太阳射电爆发精细结构不同要素的原因，已根据地面和卫星观测的所有现有数据确定。在某些现象中，快速脉动，斑马结构，纤维爆发和尖峰几乎同时被观察到。选择了两种现象来说明射电辐射的脉动是由在磁重联区域加速的粒子引起的，斑马结构是在一个源中激发的，例如快速粒子的磁阱。在2004年12月1日的现象中，不寻常的纤维爆发，斑马结构和尖峰的复杂组合与一个单一的来源有关，一个在日冕物质抛射后形成的磁岛。
2017-11-20 astro-ph.SR
Solar Physics from Unconventional Viewpoints
我们探索太阳物理学的新机会，这些机会可以通过未来的任务来实现，这些任务可以从远离日地线的有利位置进行持续观测。这些包括从太阳的远侧、在包括太阳两极的高纬度或从相对于地球的近正交角度（例如，太阳-地球L4和L5拉格朗日点）。这些观测填补了我们对太阳和日光层的三维、随时间演变的科学理解中的已知漏洞，并有可能通过新观点带来的发现开辟新的领域。
2018-10-09 astro-ph.SR
Solar Coronal Heating by Gravity-Induced Resonant Emission
太阳日冕加热是一种非线性量子力学现象。电晕是X射线和电离的强大来源&这种辐射的发射是量子力学的，并且水平高度不稳定到飞秒量级。像碰撞电离这样的能量转移的线性方法实际上是不可行的。我们提出了这一问题的机制，并讨论了它的物理机制，发现它是一个多光子吸收的非线性过程，类似于超快激光的多重电离。在这里，我们讨论了所有日冕元素电离的能量收支，发现gire是足够的。太阳日冕加热平衡太阳系的能量质量条件，是一个经典的数学问题，但它是通过一个非线性的量子力学过程来完成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
Statistics of Local Seismic Emission from the Solar Granulation
我们应用计算地震全息术的高频日震观测安静的太阳从SDO/HMI定位地震发射的主要来源相对于太阳的颗粒结构。地震辐射最强的区域是光球颗粒的边缘。从连续亮度为平均值的95-100%的区域发出的地震辐射，如HMI所分辨的，是亮度为平均值的100-104%的区域发出的地震辐射的约2.5倍。亮度略低于平均值的区域的地震发射率较高，这与将大多数地震发射归因于从颗粒边缘喷出的冷羽流的理解的预期大致一致。然而，连续亮度显著超过平均值104%的地区的地震辐射也非常高。这种来自太阳颗粒的高频地震辐射的意外特征有待理解。
2013-07-04 astro-ph.SR
Fast Differential Emission Measure Inversion of Solar Coronal Data
提出了一种利用日冕数据重建差分辐射测量（DEM）的快速方法。平均而言，该方法每秒计算超过1000 DEM的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）观察到的样本活动区域，并实现了减少卡方的顺序统一，没有负发射，但在所有的测试情况下。这种方法的高性能在AIA的背景下尤其相关，AIA每秒成像一百万个太阳像素。本文介绍了该方法，分析其保真度，比较其性能和结果与其他DEM方法，并将其应用于一个活动区和环AIA和极紫外成像光谱仪（EIS）日出观测。
2012-10-22 astro-ph.SR
Modeling Metric Gyrosynchrotron Radio Emission From the Quiet Solar Corona
本文利用MHD模型和Fast Gyrosynchrotron Codes框架，研究了低中日内回旋同步辐射对低频太阳射电辐射的贡献，并通过LOFAR观测验证，为解释日冕洞亮度变化和约束日冕磁场提供新视角。
2025-05-02 astro-ph.SR
On the Branching in the Emission Relations of Ca II lines in Solar Prominences
我们同时观察到的Ca II K，Ca II 8542和H-β的排放在太阳能电池在高空间和光谱分辨率。我们确认分支的钙II和H-β的发射关系。这与非热谱线展宽有关，其对Ca II谱线的影响远大于H-β。经典的非热（麦克斯韦）线加宽，确定由氢线的宽度与钙线的宽度比较，是不足以解释钙II宽度。这表明了未解决的日珥精细结构的大尺度运动的额外增宽。
2012-11-16 astro-ph.SR
Investigating the Behavior and Spatiotemporal Variations of Green Line Emission in the Solar Corona
本研究利用MHDS数据集和多种分析方法，研究9个太阳活动周内低高纬度绿线发射的时空行为，发现其与太阳现象的关联、半球不对称及44年周期等特征，为理解日冕结构提供新见解。
2024-11-25 astro-ph.SR
A Scenario for the Fine Structures of Solar Type IIIb Radio Bursts Based on the Electron Cyclotron Maser Emission
本文提出了一种基于电子回旋脉泽辐射的太阳射电辐射精细结构方案。研究表明，在一定条件下，超低频波对等离子体频率与电子回旋频率之比的调制可能导致无线电波的间歇发射，而超低频波是激发电子回旋脉塞不稳定性的关键参数。作为例子，详细讨论了太阳IIIb型爆发中观测到的精细结构分量的解释。IIIb型爆发的三个主要问题得到解决：1）在IIIb型爆发的动态谱中，什么是导致间歇性发射元素形成链的物理机制，2）是什么导致分裂对（或双纹）和三纹，3）为什么在基谐对发射事件中只有IIIb-III，但很少观察到IIIb-IIIb或III-IIIb病例。
2015-08-14 astro-ph.SR
Fermi-LAT Observation of Quiescent Solar Emission
大面积望远镜（LAT）是费米伽马射线太空望远镜上的两个仪器之一，是一个对转换探测器，旨在研究能量范围为30 MeV至300 GeV的伽马射线天空。费米探测到了来自平静太阳的高能伽马射线，这些射线是宇宙射线核子与太阳表面相互作用产生的，宇宙射线电子与日光层中的太阳光子相互作用产生的。虽然EGRET在CGRO上以低统计数据探测到太阳，但费米每天都提供高质量的探测，允许解决可变性。这种观测将提供对太阳表面附近极端条件的探测，并监测日光层内部宇宙射线的调制。我们讨论了静态太阳辐射的研究，包括光谱分析的两个组成部分，磁盘和逆康普顿。
2009-07-03 astro-ph.SR
The Thermal Properties of Solar Flares Over Three Solar Cycles Using GOES X-ray Observations
太阳耀斑X射线辐射是由耀斑活动区环内温度和辐射量的快速上升引起的。迄今为止，地球静止业务环境卫星（GOES）上的X射线传感器（XRS）的观测结果已被用于推导这些属性，但受到许多因素的限制，包括缺乏能够自动应用于大量耀斑的一致的背景减除方法。在本文中，我们描述了一个自动化的温度和发射测量为基础的背景减除方法（TEBBS），它建立在Bornmann（1990）的方法。我们的算法确保导出的温度总是大于仪器的限制和耀斑前的背景温度，并且在耀斑上升阶段的温度和排放量增加。此外，TEBBS还利用了White等人（2005年）对GOES温度和排放量的改进估计。TEBBS成功应用于近三个太阳活动周期（1980-2007年）发生的50，000多个太阳耀斑，并用于创建太阳耀斑热特性的广泛目录。我们证实峰值辐射测量和总辐射损失与扣除背景的GOES X射线通量成幂律关系，而峰值温度则成几何关系。正如预期的那样，峰值发射量随峰值温度的增加而增加，但总辐射损失并不增加。虽然这些结果与以前的研究相比，我们发现，耀斑的一个给定的GOES类有较低的峰值温度和较高的峰值排放措施比以前报道的。由此产生的热耀斑等离子体特性TEBBS数据库可在太阳监测器（www.solarmonitor.org/TEBBS/）上公开查阅，并将在太阳物理综合观测站（www.helio-vo.eu）上查阅。
2013-03-06 astro-ph.SR
On the influence of magnetic helicity on X-rays emission of solar and stellar coronae
对类太阳恒星的观测表明，X射线发射与它们的自转之间存在着明显的关系。更高的恒星自转可以导致更大的恒星磁螺旋度的产生。我们的目标是了解恒星表面的磁螺旋度与其日冕X射线发射之间的关系。我们使用3D MHD模拟来模拟类太阳恒星的日冕。我们把观测到的磁图作为光球活动的输入，并注入不同的磁螺旋度值。我们使用合成发射来计算每个模拟的X射线发射通量，并研究这如何与注入的磁螺旋度成比例。我们发现，对于较大的注入磁螺旋度的温度增加和X射线发射的增加。X射线发射与注入的螺旋度成正比。我们可以把这与水平磁场的增加，从而在日冕底部更高的坡印廷通量。使用典型的缩放与恒星旋转的磁螺旋度的生产，我们可以解释的X射线辐射的增加与旋转，只有在一个恒星表面的磁螺旋度的增加。
2019-10-16 astro-ph.SR
Fermi Large Area Telescope observations of high-energy gamma-ray emission from behind-the-limb solar flares
费米LAT>30 MeV观测使探测到的太阳耀斑的数量比以前的空间观测增加了近10倍。这些样本的冲击和长期阶段的GOES M和X级耀斑。特别令人感兴趣的是，最近探测到三个太阳耀斑，STEREO-B航天器确认了这些耀斑在边缘后面的位置。虽然之前已经从被掩盖的太阳耀斑中探测到质子相互作用产生的高达数十MeV的伽马射线发射，但这些特殊事件的意义在于，这些是首次从足点掩盖的耀斑中探测到>100 MeV的伽马射线发射。我们将介绍这些耀斑的费米-LAT，RHESSI和STEREO观测，并讨论这些源的各种排放方案和粒子加速机制的影响。
2015-08-16 astro-ph.SR
The 2023 Australian Total Solar Eclipse: Line Emission of Fe XIV, Fe X and Fe XI out to 6 solar radii
Wentworth Institute of Technology（文特沃斯理工学院）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Brno University of Technology（布尔诺理工大学）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
2023年澳大利亚日全食观测揭示Fe XIV、Fe X和Fe XI在日冕中的发射特征，首次确定中日冕区域的发射比，为日冕加热和太阳风形成研究提供新数据。
2025-11-30 astro-ph.SR
A formation mechanism for the type II radio emission in the solar corona unrelated to shock waves
Mark 4、COR 1/STEREO和LASCO/SOHO的数据分析表明，日冕中观测到的II型射电爆发中至少有一部分是在CME存在的情况下发生的，但它们前面没有激波。CME锋面结构中的漂移电流不稳定性作为一个可能的原因进行了讨论。
2011-05-18 astro-ph.SR
Incoherent Solar Radio Emission
非相干太阳射电辐射来自自由-自由、回旋共振和回旋同步辐射机制。自由-自由主要由热电子和离子之间的库仑碰撞产生。回旋共振和回旋同步加速分别由低能电子和温和相对论性电子在磁场存在下的加速产生。在非耀斑太阳中，自由-自由是主要的发射机制，除了强磁场区域会发射微波回旋共振。由于其无处不在的存在，自由-自由发射可以用来探测温度最低以上的非耀斑太阳大气。回旋共振不透明度强烈依赖于磁场强度和方向，因此它提供了一个独特的工具，用于估计冠状磁场。回旋同步加速器是频率高于1-2 GHz的耀斑的主要发射机制，并取决于磁场和加速电子的性质以及周围等离子体的性质。在本文中，我们详细讨论了上述机制及其诊断潜力。
2020-07-29 astro-ph.SR
Hydrogen Lyman emission through the solar cycle
我们目前的观测和结果的辐射和辐照度的研究完成的SoHO-SUMER在过去的太阳周期。我们发现，在Ly-alpha辐照度的周期变化，例如UARS-SOLSTICE观察到的，不能解释安静的太阳辐射数据，并得出结论，解释必须与不同的太阳能功能的Ly-alpha辐射的差异和变化，在他们的分数分布在太阳周期。因此，我们研究了各种太阳特征中氢Ly-alpha线的发射-这是SUMER首次在磁盘上以全分辨率观察到的-以研究磁场对线轮廓和辐射分布的影响。我们还比较了准同时Ly-alpha和Ly-beta线配置文件。这种高分辨率的观测--不受地冠吸收的影响--以前从未完成过。
2010-02-18 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
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
2022-03-22 astro-ph.SR
Measurement of the Height of the Chromospheric Network Emission from Solar Dynamics Observatory Images
我们测量了色球网络的高度，在1700，1600，和304 A波段的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）从磁盘上的功能相对于相应的功能在SDO/日震和磁成像仪（HMI）图像的纵向磁场的绝对值的移位。我们发现，在临边附近的304 A网络发射形成3.60 $\pm$ 0.24 Mm以上的1600 A的发射，这反过来，形成0.48 $\pm$ 0.10 Mm以上的HMI（6173 A）的水平。在盘的中心处，相应的高度差分别为2.99 $\pm$ ± 0.02 μ m和0.39 $\pm$ ± 0.06 μ m。我们还发现1600 A的网络发射在1700 A的发射之上在边缘附近形成0.25 $\pm$ 0.02 Mm，在盘中心形成0.20 $\pm$ 0.02 Mm。最后，我们研究了太阳周期的可能变化。我们的结果可以帮助检查和改进大气模式。
2019-11-02 astro-ph.SR
Sphinx measurements of the 2009 solar minimum x-ray emission
日冕-光子航天器上的SphinX X射线分光光度计测量了2009年太阳活动最小期期间1-15千电子伏能量范围内的软X射线发射，其灵敏度远高于GOES。确定了X射线通量异常低的几个间隔，并估算了通量和太阳X射线光度。对这些时间点发射的光谱拟合得出温度为1.7-1.9 MK，发射测量值在4 x 10^47 cm^-3 ~ 1.1 x 10^48 cm^-3之间。通过比较SphinX的辐射与日出X射线望远镜的辐射，我们推断大部分辐射来自一般的日冕结构，而不是像亮点这样的局限特征。对于SphinX数据中确定的27个异常低活动间隔中的一个，太阳的X射线光度在大致外推到ROSAT的能量范围（0.1-2.4千电子伏）的能量范围内小于大多数附近的K和M矮星。
2012-03-30 astro-ph.SR
Solar ALMA Observations - A new view of our host star
ALMA提供了必要的空间，时间和光谱分辨率，以探索当代太阳物理学的核心问题，对恒星大气和等离子体物理具有潜在的深远影响。它可以独特地限制太阳色球层的热和磁场结构，其测量结果与其他地面和空间仪器的同步观测结果高度互补。在这里，我们重点介绍一些科学案例。
2015-02-23 astro-ph.SR
Radiative emission of solar features in Ca II K
我们研究了不同类型的太阳能功能的钙II K线的光谱范围内的辐射发射。我们分析了PSPT精密太阳光度望远镜的全磁盘2k x 2k观测。数据是通过使用三个窄带干涉滤光片，样品的Ca II K线与不同的通带。两个过滤器位于线路核心的中心，另一个位于线路的红色翼。我们测量了各种太阳特征的强度和对比度，特别是安静的太阳（网络间），网络，增强的网络，plage和明亮的plage（光斑）区域。此外，我们得到的结果进行了比较与那些来自三个PSPT滤波器的数值合成与广泛使用的辐射代码上的一组参考半经验大气模型。
2010-02-01 astro-ph.SR
Quantifying weak non-thermal solar radio emission at low radio frequencies
最近从新一代低射频仪器，如默奇森宽场阵列（MWA）的细粒度高灵敏度数据的可用性开辟了机会，使用新的技术来表征太阳辐射在这些频率的性质。在这里，我们利用这个机会寻找证据，在100-240 MHz频段的弱非热发射的存在，在水平弱于通常被探测。这些特征的存在被认为是基于纳米片的日冕和色球加热理论的必然结果。我们分开校准MWA太阳动力学光谱成一个缓慢变化的和一个脉冲，因此非热，组件。我们表明，高斯混合建模可用于鲁棒性建模后者，我们估计的通量密度分布，以及在频率-时间平面上的脉冲非热发射的患病率。有证据表明，在低至$\sim$ 0.2 SFU（1 SFU = 10 $^4$ Jy）的水平上存在非热发射，使其成为报告的这种性质的最弱发射。我们的工作表明，在中等太阳活动期间，非热脉冲辐射的占有率在17- 45%之间。我们还发现，在脉冲非热辐射辐射的通量密度是非常相似的强度的缓慢变化的组件，占主导地位的热韧致辐射。弱脉冲非热发射的这种显著的普遍性和强度在以前没有被认识到。
2017-09-04 astro-ph.SR
Radial Differential Rotation of Solar Corona using Radio Emissions
本文通过分析1994年7月至1999年5月期间15个不同频率（275-1755 MHz）的太阳射电辐射数据，研究了日冕自转的可能径向变化。我们使用了一个时间序列的磁盘集成无线电流量每天记录在这些频率通过射电望远镜位于天文台的Jagellonian大学在克拉科夫。不同频率的辐射来自日冕的不同高度。现有的模型表明，其起源高度范围从近$\sim12,000$ km（以275 MHz发射），低于高达$\sim2,400$ km（以1755 MHz发射）。在用于研究的时间序列中存在一些数据缺口，因此我们使用Lomb-Scargle周期图（LSP）进行统计分析。该方法成功地估计了时间序列中存在的周期性，即使有这样的数据缺口。通过LSP估计的旋转周期显示的旋转周期的变化，这是与早期报道的估计使用自相关技术进行比较。目前的研究表明，一些相似之处，以及与先前报道的研究矛盾。对太阳自转周期的径向变化和时间变化进行了讨论。
2021-05-27 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Detected in Ly$α$ and Nonthermal Emissions During Solar Flares
本文报道了三次太阳耀斑（SOL 2011-Feb-15 T01：44，SOL 2011-Sep-25 T04：31，SOL 2012-May-17 T01：25）期间的双周期准周期脉动（QPP）。通过Ly $α$的光变曲线、硬X射线和微波发射观测到了耀斑的QPP，其中Ly $α$发射由地球静止运行环境卫星记录，HXR发射由Raven Ramaty高能太阳光谱成像仪和费米伽马射线暴监测仪记录，微波发射由Nobeyama射电偏振仪和射电日像仪记录。利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，首次在Ly $α$发射中发现了具有约2分钟和1分钟双周期的QPP.然后用同样的方法，在HXR和微波辐射中也发现了几乎相同的约两分钟的QPP。考虑到Ly $α$和HXR/微波辐射之间可能存在共同的起源（非热电子），我们认为两分钟QPP是由磁重联过程中非热电子的周期性加速引起的。发现Ly $α$发射中的双周期之间的比率接近于2，这与基模和谐波模之间的理论预期一致。然而，我们不能排除其他可能的驱动机制的一分钟QPP在HXR/微波发射，由于其相对较大的偏差。
2021-08-09 astro-ph.SR
First Detection of Solar Flare Emission in Middle-Ultraviolet Balmer Continuum
我们提出的第一个探测太阳耀斑发射的中紫外波长约2000 A的通道2的大收益率辐射计（LYRA）板载的PROBA 2任务。耀斑（SOL 20170906）也在LYRA通道1中观测到，中心位于1216 A的H I Lyman-α线，在两个通道中都显示出明显的非热轮廓。通道2中的耀斑辐射与加热到10000 K的光学薄色球板产生的氢巴耳末连续谱辐射一致。在通道1和通道2中同时观测，可以将线发射（主要来自莱曼-α线）与巴尔末连续谱发射分离。再加上IRIS最近探测到的近紫外区巴耳末连续谱发射，LYRA观测加强了对宽带耀斑发射的解释，即起源于色球层的氢复合连续谱。
2018-10-23 astro-ph.SR
Observations of microwave emission from solar jets and comparison with MHD simulations
本文通过三维MHD模拟计算太阳喷流的17 GHz热微波辐射，并与观测对比，发现模型能较好再现低强度喷流特征，对强喷流存在差异，并提出了改进模拟以获得更真实喷流的方法。
2025-07-22 astro-ph.SR
Type II Radio Emission and Solar Particle Observations
2003年10月28日的耀斑给了我们一个独特的机会来比较高能质子的加速时间与那些粒子的逃逸时间，这些粒子已经被测量到航天器上和中子监测网络作为GLE事件。高能发射时间尺度和冲击波的高度和速度的时间依赖性进行了研究。
2010-09-19 astro-ph.SR
Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare
Central Astronomical Observatory at Pulkovo of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Ioffe Institute（约费物理技术研究所）；Crimen Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；ITMO University（ITMO大学）
研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。
2026-02-03 astro-ph.SR
The chromospheric emission of solar-type stars in the young open clusters IC 2391 and IC 2602
本文给出了年轻疏散星团IC 2391和IC 2602中太阳型星的色球层发射能级。高分辨率的光谱数据获得了超过50个F，G，K星从这些集群在几个观测活动使用伦敦大学学院Echelle光谱仪的3.9米英澳望远镜。与较老的星团不同，这两个星团中的大多数（28/52）太阳型恒星都是快速自转恒星（vsini > 20 km/s），其中5颗恒星被归类为超快速自转恒星（vsini > 100 km/s）。钙红外三重线的发射水平被用来衡量恒星的色球活动。当与罗斯贝数（NR）作图时，该恒星的色球层发射水平在Log（NR）< -1.1时显示出一个平台，表明色球层饱和度类似于以前观察到的来自相同恒星的X射线发射的日冕饱和度。然而，与日冕辐射不同的是，恒星的色球层辐射几乎没有显示出星团中超快速旋转子的辐射减少（即过饱和）的证据。因此，我们相信日冕的过饱和并不是超高速旋转体的磁力发电机效率整体下降的结果。
2009-07-02 astro-ph.SR
Theories of the solar cycle : a critical view
一些既定的太阳磁周期的观点进行了批判性的讨论，重点放在两个方面的核心大多数模型：对流湍流的作用，和“速跃层”的对流区的基础上的作用。把太阳活动周期看作对流和磁场之间相互作用的表现的标准观点是错误的。太阳周期的主要成分，除了差异旋转，是相反的浮力不稳定性的磁场本身。这种关于太阳活动周期的物理学观点在20世纪50年代就已经确立，但在数学上已经被平均场湍流形式主义所掩盖，这些形式主义与观测联系不好，并且存在严重的理论问题。这种发展的文学史进行了批判性的讨论。目前假定太阳活动周期的磁场源位于“速斜带”：对流区底部的剪切带。虽然周期的方位场确实最有可能位于对流区的底部，但它不能像这些模型中假设的那样由速跃层的径向剪切提供动力，因为辐射内部不支持显著的剪切应力。相反，它必须由对流区旋转速率的纬度梯度提供动力，就像太阳周期的早期模型一样。未来可能的研究方向进行了简要讨论。
2010-04-26 astro-ph.SR
Hydrogen Emission in Type II White-light Solar Flares
II型WLF具有弱的巴耳末线发射并且没有巴耳末跳跃。我们进行了一组辐射流体动力学模拟，以了解氢辐射损失如何随电子束参数变化，更具体地说，与低能量截止。我们的研究结果表明，对于低能量光束，多余的耀斑莱曼发射减少与增加低能量截止的能量沉积到顶部色球层是低的能量相比，沉积到更深的层。一些巴尔末过量发射总是存在的，并且主要是由光束的直接加热驱动的，莱曼连续谱回温也有很小的贡献。在具有高的低能量截止的电子束模型中没有莱曼过量发射是II型WLF的突出光谱特征。
2019-07-25 astro-ph.SR
On the correlation between Ca and Halpha solar emission and consequences for stellar activity observations
Ca和H α色球层发射之间的相关性，在太阳的情况下是正的，在其他恒星中则在-1和1之间变化。我们的目标是了解影响太阳相关性的因素，然后将我们的解释外推到其他恒星。我们的特征之间的相关性，这两种类型的排放在太阳的情况下，不同的时间尺度。然后，我们确定填充因子，由于plages和细丝，并重建的Ca和H α发射测试不同的物理条件下的plage和细丝的对比。我们已经能够精确地确定在太阳的情况下，作为一个功能的周期阶段的相关性。我们解释的结果，反映了在plages和灯丝的吸收发射之间的平衡。我们发现，当考虑相同的时空分布的斑和细丝比太阳，但具有更大的对比度时，可以获得接近零或略负的相关性。然而，在该假设下，例如不能获得接近-1的相关性。在斑和与斑相关的暗条中具有非常低的Halpha对比度的恒星可以产生接近-1的相关性。这项研究为研究恒星活动开辟了新的途径，并提供了一种新的诊断方法，最终将有助于了解太阳以外恒星的磁结构。
2009-05-25 astro-ph.SR
The Anomalous Temporal Behaviour of Broadband Ly$α$ Emission During Solar Flares From SDO/EVE
尽管是太阳光谱中最突出的发射线，但近年来对太阳耀斑期间Ly $α$发射变化的研究明显不足。然而，少数确实存在的例子表明，Ly $α$辐射是太阳耀斑总能量预算的主要辐射体（约10%）。它也是地球电离层波动的已知驱动力。太阳动力学天文台上的极紫外光变率实验（EVE）现在提供宽带，光度Ly $α$数据在10秒的节奏与它的多极紫外光栅分光光度计（MEGS-P）组件，并观察了几十个太阳耀斑在5年以来，它被发射。然而，MEGS-P时间曲线似乎显示耀斑发作前后数十分钟的上升时间。这与在其他固有色球特征（H $α$、Ly $β$、LyC、C III等）中观察到的快速、脉冲式增加形成鲜明对比。此外，MEGS-P探测到的发射峰值出现在热软X射线发射峰值附近，而不是在色球层能量沉积（通常被认为是非热电子的形式）最大的脉冲阶段。由于SORCE/SOLSTICE耀斑期间的光谱分辨Ly $α$观测结果在脉冲阶段达到峰值，这表明MEGS-P数据的非典型行为是观测结果宽带性质的表现。这可能意味着在耀斑期间增强的其他谱线和/或连续谱发射可能有助于通带。在此敦促用户在解释太阳耀斑的宽带Ly $α$观测时要谨慎。还与其他宽带Ly $α$光度计（如PROBA 2/LYRA和GOES/EUVS-E）进行了比较。
2015-12-07 astro-ph.SR
A Model of Zebra Patterns in Solar Radio Emission
我们分析复杂的斑马图案和纤维爆发在2010年8月1日IV型太阳射电爆发。结果表明，所有的主要细节的零星斑马图案可以解释内的斑马图案和纤维爆发等离子体波与哨声的相互作用过程中的模型。此外，分析表明，快粒子对哨声的散射机制导致了斑纹条纹的主要变化，从而导致哨声不稳定性从正常的多普勒效应转变为反常的不稳定性。
2018-06-22 astro-ph.SR
Suppression of Hydrogen Emission in an X-class White-light Solar Flare
我们提出了独特的NUV观测的一个良好的观测X级耀斑从NOAA 12087在Ondjuejov天文台获得。耀斑显示出强烈的白光连续谱，但在较高的巴耳末线和莱曼线中没有可检测到的发射。RHESSI和费米的观测表明它有极硬的X射线谱和伽马射线辐射。我们使用的RADYN辐射流体动力学代码进行两种类型的模拟。第一种是用光谱指数约为3的电子束沉积3 x 10^11 erg/cm^2/s的能量，第二种是将同样的能量直接施加到光球层。观测和模拟的结合使我们能够得出结论，白光发射和氢发射线的抑制或完全缺乏最好地解释了一个模型，其中占主导地位的能量沉积层位于太阳大气层的较低层，而不是色球层。
2017-02-02 astro-ph.SR
The Lyman-alpha Emission in Solar Flares. I. a Statistical Study on Its Relationship with the 1--8 Å Soft X-ray Emission
本文统计研究了{ \em Geostationary Operational Environmental Satellite}在2006- 2016年期间观测到的658个M级和X级太阳耀斑的莱曼α（\lya）和1- 8 μ m软X射线（SXR）辐射之间的关系。根据这两个波段辐射的峰值时间，我们将耀斑分为三种类型。I（III）型在\lya \发射中的峰值时间早于（晚于）SXR发射中的峰值时间，而II型在\lya \和SXR发射之间具有几乎相同的峰值时间（在10 s的时间分辨率内）。在这658个耀斑中，I型耀斑505个（76.8%），II型耀斑10个（1.5%），III型耀斑143个（21.7%），这三种类型与耀斑持续时间、耀斑位置和太阳活动周期无关。这三种耀斑的\lya \发射除了主峰外，还存在一些次峰，这些次峰可以出现在耀斑的脉冲或渐变阶段。研究发现，\lya \的主峰（Ⅰ型）和次峰（Ⅲ型）发射在脉冲相位时基本遵循Neupert效应。这表明这种\lya \发射与非热电子束加热有关。而出现在渐变阶段的\lya \的主峰（对于III型）和次峰（对于I型）发射被认为主要由冷却的热等离子体贡献。
2020-09-22 astro-ph.SR
First Detection of Thermal Radio Emission from Solar-Type Stars with the Karl G. Jansky Very Large Array
我们首次探测到太阳型恒星τ Cet、η Cas A和40 Eri A大气层的热射电辐射。这些恒星在年龄和磁活动水平上都与太阳相似，如X射线光度和钙II H和K线的色球发射所示。我们用卡尔G. Jansky超大型阵列，在10.0、15.0和34.5 GHz组合下的灵敏度为几μJy。τ Cet、η Cas A和40 Eri A均在34.5 GHz下检测到，信噪比分别为6.5、5.2和4.5。15.0-GHz上限意味着在95%置信水平下，τ Cet和η Cas A的上升光谱指数分别大于1.0和1.6。测得的34.5 GHz通量密度对应于恒星盘平均亮度温度约为10，000 K，类似于相同频率下的太阳亮度温度。我们解释这种发射为光学厚的热自由-自由发射的色球，与冠状回旋共振发射以上的活动区域和冠状自由-自由发射可能的贡献。这些数据和其他邻近太阳型恒星的类似质量数据，如果与ALMA观测相结合，将能够构建其色球层和较低过渡区的温度分布。
2014-05-09 astro-ph.SR
Large scale simulations of solar type III radio bursts: flux density, drift rate, duration and bandwidth
在日冕中加速的非热电子可以产生强烈的相干射电辐射，称为太阳III型射电暴。这种强烈的无线电发射经常被观测到，从日冕中的数百MHz到行星际空间中的数十kHz范围。它涉及到从朗缪尔波的产生到波-波相互作用的非线性过程的一系列物理过程。我们发展了一个自洽模型来计算大频率范围内非热电子布居的射电辐射，包括电子输运、朗缪尔波-电子相互作用、非线性波-波相互作用引起的朗缪尔波的演化、朗缪尔波向电磁辐射的转换以及最终的电磁波逃逸。我们第一次在从500 MHz到几MHz的宽频率范围内模拟逃逸无线电发射，并推断观察到的无线电发射的关键特性：起始（起始）频率，{识别为基波或谐波发射}，峰值通量密度，瞬时频率带宽和上升和衰减的时间尺度。通过与观测结果的比较，这些大尺度模拟结果使我们能够确定控制太阳射电III型爆发的关键特征的过程。
2014-10-09 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variability of Hot Coronal EUV Emissions During Solar Flares
一般认为，宁静太阳和活动区等离子体的密度足够低，以证明光学薄近似的合理性，并且它通常用于分析日冕等离子体的线发射。然而，太阳耀斑环的密度要高得多，这就影响了光学薄近似。这项研究开始于一个辐射转移模型，该模型使用典型的太阳耀斑密度和几何形状来显示热日冕发射线通常不是光学薄的。此外，该模型表明，所观察到的线强度应表现出中心到边缘的变化（CTLV），与耀斑观察到的边缘附近比发生在磁盘中心附近的暗淡。该模型的预测进行了验证与分析的200多个耀斑观察到的EVE上SDO使用6条线，峰值形成温度在8.9和15.8 MK之间，显示肢体耀斑系统比盘中心耀斑暗淡。然后，数据被用来表明，沿视线的电子柱密度通常增加了1.76 × 1019 cm-2的边缘耀斑超过盘中心耀斑值。结果表明，热日冕发射的CTLV减少了传播到太阳系的电离辐射量，并改变了通常用于光谱分析的谱线和谱带的相对强度。
2017-12-18 astro-ph.SR
Solar flare-related eruptions followed by long-lasting occultation of the emission in the He II 304 A line and in microwaves
等离子体的温度接近色球层的一个是在太阳爆发喷射。这样的等离子体可以掩盖太阳活动区和安静区致密源的部分发射。吸收现象可以在微波范围内观察到所谓的“负爆发”，也可以在He II 304 A线中观察到。本文考虑了与相当强大的耀斑有关的三个爆发事件。从一次喷发的“负爆发”的多频记录中估计了喷发的吸收物质参数。在一些事件中，我们发现了一个爆发的暗条的“破坏”，它像云一样在一个巨大的区域上分散，作为304 A线发射的巨大凹陷。本文考虑了我们已知的三个事件中的一个。另一个事件是可能的。
2011-03-10 astro-ph.SR
Slow Magnetoacoustic Oscillations in the Microwave Emission of Solar Flares
分析2010年11月4日M1.6耀斑期间在野边山射电日像仪17 GHz通道获得的微波数据，发现存在11.8分钟的发射等离子体密度振荡。在SDO/AIA的335 A通道中测量的EUV发射强度的变化中也可以很好地看到这些振荡。观测到的振荡特性与所谓的SUMER振荡的特性一致，SUMER振荡通常在EUV和软X射线波段作为周期性多普勒频移观测到。SUMER振荡的公认解释是一种慢磁声波驻波。我们的分析提出了第一个直接观察的慢磁声振荡的微波发射的太阳耀斑。
2013-10-10 astro-ph.SR
Detection of Low-Level Activities in Solar-Analog Stars from the Emission Strengths of Ca II 3934 Line
对太阳型恒星的活动研究，特别是对我们目前太阳在其中的地位的研究，揭示了（1）均匀地选择样本恒星和（2）可靠地评估它们的活动的重要性。受这些要求的激励，我们对118颗太阳类星体的活动进行了广泛的研究（彼此具有足够相似的性质）通过测量由Subaru/HDS获得的高色散光谱图上的Ca II 3933.663线（K线）的核心处的发射强度，其中特别注意通过去除从经典太阳模型大气层计算出的安装在机翼上的光球轮廓来正确探测色球发射。这使我们能够探测到低至log R' ~ -5.4（R'是色球核心发射通量与总热辐射通量之比）的低水平活动，由此我们可以探测到在以前的研究中无法辨别的细微活动差异。关于太阳，我们发现log R 'sun = -5.33接近分布的低端，这意味着它属于太阳类似物中明显低活动的组。这就排除了曾经提出的蒙德极小恒星的高频率显示出比极小太阳明显更低的活动的可能性。
2012-07-01 astro-ph.SR
On the mechanism of radio emission in type III Solar Radiobursts
III型太阳射电爆发是由太阳活动期间在太阳加速的高能电子流产生的。生成过程分两步进行。最初，电子束产生静电朗缪尔波，然后这些波转化为电磁辐射。人们普遍认为，在接近等离子体频率的基频上产生发射的机制是由于朗缪尔波到电磁波中的诱导散射。然而，这一过程对电磁波和朗缪尔波在源区的有效亮温比施加了相当严格的限制。最近的研究表明，在太阳风和日冕中的密度波动水平是如此之高，它可能会显着影响束-等离子体相互作用。在这里，我们表明，强烈的密度起伏的存在不仅至关重要的影响过程中的束等离子体相互作用，但也改变了机制的能量转移从静电波到电磁波。密度不均匀性对朗缪尔波的反射可导致静电波能量部分转化为电磁波能量。我们表明，对于第III类太阳射电爆发的产生，波动量级为1%或更高的线性波能量转换可能比传统上认为的离子诱导散射引起的非线性转换过程更有效。
2018-12-26 astro-ph.SR
Forecasting the Maxima of Solar Cycle 24 with Coronal Fe XIV Emission
极冠双辉的“冲向两极”及其相关的日冕发射的开始是太阳活动极大期的预兆。Altrock（Solar Phys. 216，343，2003）指出，在第21至23周的极大值之前，在美国国家太阳天文台萨克拉门托峰的Fe XIV日冕中，在1.15 Ro处可以很好地观察到“Rush”。数据显示，这些周期中的太阳活动极大期发生在拉什中心线达到76 ± 2°的临界纬度时。此外，在前三个太阳活动周期中，当每天最高数量的Fe XIV发射特征（平均365天，两个半球）首次到达纬度20 +- 1.7°时，太阳活动最大。周期24显示了一个间歇性的拉什，只有在北半球明确定义。2009年，北部的初始坡度为4.6°/年，而前几个周期的平均坡度为9.4 +- 1.7 °/年。一个早期的适合拉什将达到76°在2014.6。然而，在2010年，斜率增加到7.5°/年（前三个周期没有增加）。将该速率扩展到76 +-2 °表明，北半球的太阳活动极大期已经发生在2011.6 +-0.3。在南半球，如果存在的话，向两极的冲刺是非常不明确的。几个最大值的线性拟合将在2014.2年达到南部的76°。1999年，在北纬70度附近出现了持续的Fe XIV日冕辐射，称为“扩展太阳活动周”，并开始以比前两个太阳活动周慢40%的速度向赤道迁移。然而，在2009年和2010年出现了加速。目前，北半球21°和南半球24°的发射特征数量最多。这表…
2013-02-20 astro-ph.SR
