Extreme Solar Eruptions and their Space Weather Consequences
太阳爆发一般指的是日冕物质抛射（CME）和耀斑。两者都是空间天气的重要来源。太阳耀斑引起电离层电离水平的突然变化。日冕物质抛射引起太阳高能粒子（SEP）事件和地磁暴。具有异常高强度的耀斑和/或具有极高能量的CME可以被认为是太阳极端事件的例子。这些事件也可能导致极端SEP事件和/或地磁风暴。最终，为CME和耀斑提供动力的能量存储在太阳上的磁性区域，称为活动区域。具有特大面积和磁场的活动区有可能产生极端事件。根据目前的数据集，我们估计了百年一遇和千年一遇事件的大小，作为事件极端性的指标。我们既考虑了爆发的根源，也考虑了后果的极端性。然后，我们将估计的100年和1000年的规模与测量或推断的历史极端事件的规模进行比较。
2017-09-10 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle Event Associated with the 2012 July 23 Extreme Solar Storm
我们研究了与2012年7月23日极端太阳风暴相关的太阳高能粒子（SEP）事件，STEREO和L1航天器提供了多点遥感和原位观测。在STEREO A的1天文单位附近观测到的极端太阳风暴具有超快激波和极强的喷出物磁场，是由连续的日冕物质抛射（CME）组合造成的。与此同时，STEREO和ACE和SOHO等近地航天器观测到高能粒子，表明粒子在1 AU处有很宽的纵向分布。结合SEP观测和现场等离子体和磁场测量，我们研究了SEP事件与相关激波和CME的纵向分布。我们的研究结果强调了太阳爆发形成的内日球层的复杂磁结构。粒子强度、质子各向异性分布、元素丰度比、磁连接性和光谱的研究也为粒子的加速、输运和分布提供了重要线索。
2016-07-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Automatic method for detection of solar coronal width using extreme ultra-violet (EUV) radiation
日冕是太阳大气层的最后一个主要层，在EUV和X射线中可以探测到。日冕正在向数百万公里的太空扩张，在日食期间可以观察到。温度上升了几百万开。这一层的研究对太阳物理学家来说具有重要意义，因为它是动态的和特征的。活动区（AR）和太阳物质抛射（CME）是日冕的重要特征。利用SOHO/EIT在$284 Å$上拍摄的11年（2000-2010年）的全星盘图像，研究了太阳临边和日冕宽度。其次，利用图像处理方法，通过应用区域生长函数，从不同角度的图像中分割和提取日冕。提取了日冕物质抛射的径向速度。
2019-03-29 astro-ph.SR
Extreme solar events
本文回顾了从1859年卡林顿事件到近二十年来太阳极端事件和日地极端事件研究的发展历程。我们的重点是最大的观测/推断/理论的情况下，太阳黑子群，耀斑的太阳和类太阳恒星，日冕物质抛射，太阳质子事件，地磁风暴。审查的研究是基于现代观测、历史或长期数据，包括极光和宇宙成因放射性核素记录，以及开普勒对类太阳恒星的观测。我们根据上述空间天气现象的发生频率分布编制了一个百年和千年事件表。考虑的问题包括超级耀斑恒星的太阳性质，以及存在影响力大但不可预测的太阳“黑天鹅”和极端的“龙王”太阳现象，这些现象可能涉及与仅在大事件中运行的物理学不同的物理学。
2022-05-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Extreme Solar Flare Prediction Using Residual Networks with HMI Magnetograms and Intensitygrams
本文提出利用HMI磁图和强度图的残差网络预测极端日冕暴，通过提取太阳黑子和磁场斑块，提升空间天气预报的准确性。
2026-01-08 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
Self-Organized Criticality in Solar and Stellar Flares: Are Extreme Events Scale-Free ?
我们在天体物理数据集的统计尺寸分布的极端事件中搜索异常值，其动机是Sornette（2009）的{ \sl Dragon-King hypothesis}，这表明统计分布中最极端的事件可能属于不同的群体，因此可能由不同的物理机制产生，与{ \sl自组织临界性（SOC）}模型的严格幂律行为相反。识别这些不同的异常值对于空间天气预测非常重要。产生这种异常值的可能物理机制可以由交感燃烧产生。然而，我们发现龙王事件是不常见的太阳和恒星耀斑，确定在4出25太阳和恒星耀斑数据集。因此，小的、大的和极端的耀斑基本上是无标度的，可以用单一的物理机制来模拟。在非常大的数据集（$N \gapprox 10^4$），我们发现显着偏离理想的幂律在几乎所有的数据集。然而，拟合的幂律斜率约束耀斑面积和体积的物理标度律，其标度律具有最高的非线性。
2019-06-13 astro-ph.SR
Linking Solar Magnetism, Extreme Solar Particle Events and Stellar Superflares
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Space Physics and Astronomy Research Unit and Sodankylä Geophysical Observatory, University of Oulu（奥卢大学空间物理与天文学研究部及索丹屈莱地球物理观测站）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）
研究太阳磁性、极端太阳粒子事件和恒星超闪焰之间的潜在联系，探讨其物理机制和能量释放过程。
2026-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Extreme Fluctuations in the Sun's Activity over the Modern Maximum: Understanding the Enigmatic Solar Cycles 19-20
该研究利用数据驱动的耦合磁场演化模型，证明双极太阳黑子倾斜角和极性取向的随机偏差足以解释现代极大期第19–20太阳周的极端活动波动，并支持极向场源扰动是太阳活动极端变化主要驱动因素的理论。
2025-05-21 astro-ph.SR
The Vertical Current Approximation Nonlinear Force-Free Field Code - Description, Performance Tests, and Measurements of Magnetic Energies Dissipated in Solar Flares
在这项工作中，我们提供了一个更新的描述的垂直电流近似非线性无力场（VCA-NLFFF）代码，这是为了测量的潜力，非潜力，自由能的演变，和耗散的磁能在太阳耀斑。该码为现有的传统NLFFF码提供了一种补充和替代方法。与传统的NLFFF程序相比，VCA-NLFFF程序的主要优点是避免了磁场外推法中不切实际的无力光球假设，能够最大限度地减小观测到的日冕环（或色球纤维结构）与理论模型磁力线之间的不对准角，以及计算速度。在VCA-NLFFF程序的性能测试中，通过与Wiegelmann（2004）的NLFFF程序进行比较，我们发现在势能、非势能和自由能方面的一致性约为1.3倍，但Wiegelmann程序产生的耀斑能量平均低2倍。的VCA-NLFFF代码被发现，以检测在大多数X，M和C级耀斑的耀斑能量的减少。VCA-NLFFF程序成功地探测到了各种耀斑过程中的能量下降，这表明电流驱动的磁场扭曲和解扭曲是一个足够的模型，可以量化活动区中磁能的储存和耀斑过程中磁能的耗散。- VCA-NLFFF代码也可在Solar SoftWare（SSW）中公开获得。
2016-02-01 astro-ph.SR
Time-energy correlations in solar flare occurrence
耀斑发生是否存在时间-能量相关仍然是一个开放的和有争议的问题。这项研究解决了一个问题，即连续耀斑的能量以及能量和等待时间之间是否存在统计上显着的相关性。我们分析的GOES目录与统计方法的基础上比较的真正的目录与重新洗牌的能量是去相关的。这种分析减少了背景活动的影响，并能够揭示遮蔽的作用。我们证明了等待时间和能量之间以及随后的耀斑能量之间存在非平凡的相关性。更准确地说，我们发现耀斑在时间上接近往往有第二个事件与大能量。此外，在大耀斑之后，耀斑速率显著增加，同时也增加了其他大耀斑的概率。结果表明，能量和等待时间之间的相关性是一个物理属性，而不是一个模糊的效果。这些发现可以为太阳日冕中能量储存和释放的机制提供重要信息。
2010-03-01 astro-ph.SR
Estimating the Maximum Intensities of Soft X-ray Flares Using Extreme Value Theory
太阳耀斑是太阳系中能量最大的事件之一，其对地球地面和大气层的影响仍在研究之中。这一现象对我们的技术基础设施的影响包括无线电中断以及地理定位和导航系统的错误，在越来越多的国家，这些都被视为自然灾害。在国家民事保护方案中考虑到了能量最大的太阳耀斑的发生频率和强度，以便减少空间天气事件的风险并提高抵御能力。在这项工作中，我们使用的极值统计理论以及其他统计方法，以评估的最极端的太阳耀斑事件预计将发生在一个给定的时间段的大小。我们发现，所研究的数据集呈现出双尾行为。我们的结果表明，平均每25年我们可以预期一个大于X23的太阳耀斑，也就是说，每两个太阳周期一个这样的事件。
2018-07-31 astro-ph.SR
Solar extreme events
太阳耀斑和日冕物质抛射有很宽的星等范围。这篇评论讨论了“极端事件”的可能性，极端事件的定义是那些震级大于现有历史记录的事件。对于大多数量化措施，这种直接信息不会延伸到最近的过去超过一个半世纪。震级分布太阳事件（发生频率）（耀斑/日冕物质抛射）通常随着测量或推断的参数而减少耀斑辐射通量趋于遵循比$S^{-2}$稍平坦的幂律，其中S表示峰值通量;太阳粒子事件（SPE）遵循一个更平坦的幂律，直到极限量级，然后似乎转向一个更陡峭的分布，其可以采用指数形式或遵循破幂定律。这一推论来自陆地的$^{14}$ C记录，以及月球风化层和陨石中各种放射性同位素代用指标的深度依赖性。最近，一些重要的新观测结果以新的方式影响了我们对相对有限的历史记录的利用：探测到$^{14}$ C树轮记录中的实际事件，以及开普勒航天器对耀斑和“超级耀斑”的系统观测。我将讨论这些新发现可能会影响我们对极端太阳事件的分布函数的理解。
2015-04-18 astro-ph.SR
Solar energetic events, the solar-stellar connection, and statistics of extreme space weather
对太阳和类太阳恒星的观测提供了对恒星磁活动不同方面的了解，当这些方面结合起来时，有助于我们拼凑出一幅比仅从太阳或恒星角度所能获得的更全面的图景。太阳为我们提供了不错的空间分辨率，例如，磁双极和覆盖在上面的动态热大气，恒星的集合使我们能够在至少某些场合看到罕见的事件。太阳向我们展示了通量在表面复杂的极性混合中是如何出现、扩散和消失的，只有恒星观测才能向我们展示古代或未来太阳的活动。在这篇评论中，我专注于统计特性的比较，从双极区出现耀斑能量，并从日光层事件的太阳高能粒子对地球的影响。在这样做的时候，我指出了一些有趣的对应关系，以及我们的知识无法得出明确结论的领域，例如，我们可以从现在的太阳中预期的最极端的空间天气事件。解释恒星日冕光变曲线的高能事件的困难说明了SDO，STEREO，和GOES航天器提供的一些例子。
2010-12-13 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Scenarios to explain extreme Be depletion in solar-like stars: accretion or rotation effects ?
对太阳型恒星大样本中铍丰度的研究表明，极缺乏铍的恒星中有一小部分，这挑战了我们目前对这些恒星中轻元素耗尽的理解。我们提出了两种可能的情况，可以解释这种高水平的被耗尽：早期吸积和旋转混合。我们表明，在这两种情况下，所需的条件，以达到所观察到的水平的被耗尽是相当极端的，这解释了检测到的异常值的非常小的部分。我们认为，大量的被耗尽，可以在恒星中，如果他们在过去的快速旋转，具有高的初始旋转速度和短的光盘寿命。我们的分析表明，旋转混合可能没有足够的效率，耗尽Be在不到10万年。因此，在年龄小于$\sim$ 1000万年的星团中探测到强缺Be星可能提供了吸积过程的真实特征，并证明某些原恒星在其嵌入的演化阶段可能经历了许多极端的吸积爆发。
2012-09-09 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
Image calibration between the Extreme Ultraviolet Imagers on Solar Orbiter and the Solar Dynamics Observatory
本文扩展仪器到仪器转换（ITI）框架，对太阳轨道器EUI/FSI与SDO/AIA的极紫外图像进行非配对相互校准，生成优于基线校准的同质数据序列，适用于太阳活动周和多视角研究。
2025-09-19 astro-ph.SR
Extreme space weather events caused by super active regions during solar cycles 21-24
研究了21-24太阳活动周期间由超活动区（SAR）引起的$\ge$ X5. 0耀斑、地面增强（GLE）事件和超级磁暴（Dst $\le$-250 nT）等极端空间天气事件。$\ge$ X5.0太阳耀斑共62次，其中X5.0-X9.9级耀斑41次，$\ge$ X10.0级耀斑21次。我们发现83.9%的$\ge$ X5.0耀斑是由SAR产生的。X5.0-X9.9和$\ge$ X10.0太阳耀斑的78.05%和95.24%是由SAR产生的。在21-24太阳活动周共记录了46次GLE，其中25次GLE是由SAR引起的，占GLE的54.3%。在21-24太阳周期间共记录到24次超级磁暴，其中12次是由SAR引起的，即50%的超级磁暴是由SAR引起的。发现只有29个SAR能产生$\ge$ X5. 0耀斑，15个SAR能产生GLE，10个SAR能产生超级磁暴。在51个SAR中，只有33个SAR可以产生至少一次极端空间天气事件，而其余18个SAR都不能产生极端空间天气事件。其中4个SAR不仅可以产生$\ge$ X5.0耀斑，还可以产生GLE事件和超级磁暴。由SAR引起的极端空间天气事件大多出现在第22和23太阳活动周，特别是GLE事件和超级磁暴。还研究了合成孔径雷达引起的极端空间天气事件的源位置的纵向分布。
2021-03-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar neutrinos at keV energies: thermal flux
地球上的中微子通量在keV能量范围内主要由太阳通过热过程产生的中微子控制，热过程包括光产生、韧致辐射、等离子体衰变以及比氢和氦重的部分电离元素在自由束缚和束缚-束缚跃迁中的发射。中微子流中的这种成分在对地球上所有来源光谱的流行分析中明显缺席，而如果被检测到，它可能是太阳物理学的信息来源。此外，它将是直接搜索千电子伏质量的无菌中微子暗物质的相关背景。
2017-09-13 astro-ph.SR hep-ph
Optimal Electron Energies for Driving Chromospheric Evaporation in Solar Flares
在太阳耀斑的标准模型中，电子束的能量沉积驱动了强烈的色球蒸发，导致了明显更密集的日冕和更明亮的光谱发射。Fisher，Canfield，& McClymont（1985 a，b，c）对色球蒸发进行了详细的研究，他们描述了两种不同的状态之间的区别，称为爆发蒸发和温和蒸发。在这项工作中，我们研究的重要性，电子能量和停止深度的两个制度和大气响应。我们发现，爆炸蒸发，大气响应并不强烈依赖于电子能量。在温和蒸发的情况下，较低能量的电子在加热大气和驱动向上流动方面比较高能量的电子更有效。我们还发现，爆炸和温和的蒸发之间的阈值并不固定在一个给定的束流能量通量，但也强烈依赖于电子能量和加热的持续时间。此外，在低电子能量下，需要弱得多的束流来驱动爆炸性蒸发。
2015-06-26 astro-ph.SR
Extreme Value Analysis of Solar Flare Events
太阳耀斑等空间天气事件可能对地球或近地轨道上的生命和基础设施造成危害。在本文中，我们采用极值理论（EVT）来模拟极端的太阳耀斑事件; EVT提供了适当的工具，用于研究和估计外推到已经观察到的范围之外的概率。在过去，这种现象被建模为遵循幂律，这可能会由于高估而对此类事件做出较差的估计。研究中使用的数据是来自NOAA/GOES的X射线通量，并计算了卡林顿或万圣节等事件的预期回报水平，其结果是现有数据预测类似事件分别发生在110年和38年。
2018-02-16 astro-ph.SR physics.data-an physics.space-ph
Using Extreme Value Theory for Determining the Probability of Carrington-Like Solar Flares
空间气象事件可对卫星、电网、卫星导航系统和人类健康产生不利影响。因此，极端空间天气已被列入联合王国和其他国家的风险登记册。极端空间气象事件就其性质而言很少发生，因此需要使用统计方法来确定其发生概率。空间天气事件可由一系列自然现象来表征，如X射线（太阳）耀斑、太阳高能粒子通量、日冕物质抛射和各种地球物理指数（Dst、Kp、F10.7）。本文用极值理论研究了极端太阳耀斑的发生概率。以前的工作假设太阳耀斑的分布遵循幂律。然而，由于概率分布函数尾部的不确定性，这种方法可能导致对此类事件的返回时间的不良估计。使用EVT和GOES的X射线通量数据，它表明，预期的150年的回报水平约为X60耀斑，而卡林顿一样的耀斑是一个在100年的事件。它还表明，EVT的结果是一致的耀斑数据从开普勒太空望远镜任务。
2017-10-19 astro-ph.SR physics.data-an stat.AP
Cause and Extent of the Extreme Radio Flux Density Reached by the Solar Flare of 2006 December 06
2006年12月6日的太阳爆发达到了超过100万太阳通量单位（1 sfu = $10^{-22}$ W/m $^2$ /Hz）的无线电通量密度，是以前记录的10倍，并导致GPS接收器的卫星跟踪广泛丢失。NJIT的欧文斯谷太阳能阵列（OVSA）对这一事件进行了很好的观察。这项工作集中在准确确定的通量密度（由于接收器系统被驱动到非线性变得困难），并讨论了太阳上的物理条件，引起了这一不寻常的事件。在同一地区至少发生了另外两次射电爆发（2006年12月13日和14日），对GPS产生了重大但较小的影响。我们讨论这三个事件之间的差异，并考虑这些事件对即将到来的太阳活动周期的影响。
2019-01-26 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
Space storm measurements of the July 2005 solar extreme events from the low corona to the Earth
雅典中子监测器数据处理中心（ANMODAP）记录了一次不寻常的福布什下降，在2005年7月16日福布什下降的主要阶段之后，宇宙射线强度急剧增强，随后在不到12小时内第二次下降。这一异常事件既不是地平面增强，也不是宇宙射线的地磁效应。它更像是2005年7月13-14日期间一组日冕物质抛射（CME）产生的行星际扰动的特殊结构的影响。日冕物质抛射的开始伴随着IV型射电爆发和太阳西翼（AR 786）的强烈太阳耀斑（SF）;这组高能现象出现在2005年7月的太阳极端事件的标签下。我们研究了这些事件的特点，使用组合数据从地球（ARTEMIS IV射电日像仪，雅典中子监测器（ANMODAP）），空间（风/波）和数据档案。我们提出了一个不寻常的福布什配置文件的磁结构和一系列行星际冲击与磁层相互作用的解释。
2010-09-18 astro-ph.SR
EUV SpectroPhotometer (ESP) in Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE): Algorithms and Calibrations
极紫外分光光度计（ESP）是美国宇航局太阳动力学天文台（SDO）上极紫外可变性实验（EVE）的五个通道之一。ESP通道的设计是以高度稳定的衍射透射光栅为基础的，是太阳极紫外线监测器的先进版本，自1995年12月以来，太阳极紫外线监测器一直在太阳和日光层观测台上成功地观测太阳辐照度。ESP设计用于测量衍射光栅的四个第一级波段中的太阳极紫外（EUV）辐照度，所述四个第一级波段以19 nm、25 nm、30 nm和36 nm为中心，以及光栅的第零级中的软X射线波段（从0.1到7.0 nm）。每个波段的探测器系统将光电流转换为计数率（频率）。计数率以0.25秒为增量进行积分，并传输到EVE科学和操作中心进行数据处理。描述了将测量的计数率转换为太阳辐照度和ESP校准参数的算法。ESP飞行前校准是在国家标准和技术研究所的同步加速器紫外辐射设施进行的。校准参数用于计算2008年4月14日探空火箭飞行测量的绝对太阳辐照度。ESP波段的这些辐照度与同时飞行的另外两个EUV通道（EVE的多EUV光栅光谱仪（MEGS）和SOHO的电荷、元素和同位素分析系统/太阳EUV监测器（CELIAS/SEM））的辐照度密切匹配。
2009-11-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar neutrino flux at keV energies
我们计算了keV能量范围内的太阳中微子和反中微子通量。主要的热源过程是光生（$γe\to e ν\barν$），韧致辐射（$e+Ze\to Ze+e+ν\barν$），等离子体衰变（$γ\toν\barν$），和$ν\barν$发射在自由束缚和束缚束缚过渡的部分电离元素比氢和氦。后者的过程中占主导地位的能量范围内的几个千电子伏，从而携带有关太阳金属丰度的信息。为了计算它们的速率，我们使用单色光子辐射不透明度库，类似于之前对太阳轴子发射的计算。我们的整体通量谱和许多细节与以前的作品有很大不同。虽然这种低能量通量无法用现代技术测量，但它可能成为未来直接搜索keV质量无菌中微子暗物质的重要背景。
2017-12-13 astro-ph.SR hep-ph
Revisited reference solar proton event of 23-Feb-1956: Assessment of the cosmogenic-isotope method sensitivity to extreme solar events
我们对太阳爆发事件的直接了解仅限于几十年，不包括极端事件，这些事件只能通过间接代理方法研究数千年，或者通过大量的太阳类恒星来研究。在直接观测到的事件和重建的事件之间，事件的强度有一个跨越1- 2个数量级的差距。在这里，我们研究的代理方法的灵敏度，以确定极端的太阳粒子事件（SPE）。首先，最强的直接观察到的SPE（1956年2月23日），作为一个参考的代理为基础的重建，使用新开发的方法进行了重新访问。接下来，宇宙成因同位素方法检测参考SPE的灵敏度针对单个同位素记录的精度和数量进行了评估，表明它太弱了，因子$\approx$ 30，无法在单个记录中可靠地识别。10 Be和14 C数据的不确定性分别由局部/区域模式和测量误差主导。通过组合几个代理记录，可以潜在地检测到比参考强4- 5倍的SPE，从而将当今的灵敏度提高一个数量级。这将填补SPE强度分布的观测空白，从而丰富极端事件的统计数据，从目前已知的3- 4个增加到几十个。这将为极端事件领域的研究提供坚实的基础，既包括基础科学，即太阳和恒星物理学，也包括实际应用，如对现代技术社会严重天基危害的风险评估。
2020-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
The role of Solar Activity in shaping Precipitation Extremes: A Regional Exploration in Kerala, India
本研究探讨了印度喀拉拉邦极端降水对太阳活动的响应，分析了1965-2021年三个太阳指数与降雨量的关系，发现太阳活动高发期冬季和季风期降水相关性显著，为预测极端降雨提供了物理依据。
2024-11-02 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.space-ph
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
Reconstruction of Solar Extreme Ultraviolet Flux 1740-2015
太阳极紫外线（EUV）辐射主要通过分子氧的光电离产生电离层的导电E层。太阳对电离层的加热产生热风，热风通过发电机作用感应出电场，驱动电流，电流具有在地面上可观察到的磁效应，如G.格雷厄姆在1722年。电流随着太阳的上升和下降，从而导致容易观察到的地磁场的日变化，使我们能够推断出电导率，从而推断出远在可靠的磁性数据到达之前的EUV通量。高质量的数据可以追溯到19世纪30年代的“磁性十字军东征”，在此之前的一百年中，数据不太可靠，但仍然可用。J.R.沃尔夫和J. A.戈蒂埃发现了日变化对太阳活动的依赖性，今天我们了解并可以反转这种关系，以根据地磁记录构建可靠的极紫外通量记录。我们将其与F10.7通量和太阳黑子数进行比较，发现重建的EUV通量以很高的精度再现了F10.7通量。另一方面，目前定义的相对太阳黑子数似乎开始不再是太阳磁活动的忠实代表，至少是通过EUV和相关指数测量的。重建表明，EUV通量达到相同的低（但非零）值在每个太阳黑子最小值（可能包括大极小），代表一个不变的“太阳磁场基态”。
2015-06-14 astro-ph.SR
Prompt emission of relativistic protons up to GeV energies from M6.4-class solar flare on July 17, 2023
本研究证实2023年7月17日M6级太阳耀斑瞬发阶段可将质子加速至GeV级相对论能量，而非源于CME激波，且该事件引发接近S3级的辐射风暴，同时发现地面μ子超额与耀斑的时间关联及两个低置信度边际粒子超额。
2023-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of an extreme storm in interplanetary space caused by successive coronal mass ejections
空间天气系指太阳和地球空间环境中的动态状况，这种状况往往是由太阳爆发及其随后的行星际扰动造成的。目前还不清楚极端空间天气风暴是如何形成的，以及它有多严重。本文利用多点遥感和实地观测资料对一次极端事件进行了调查和报道。这次极端风暴的形成具有鲜明的特点。我们认为，在运输过程中的相互作用之间的两个紧密发射的日冕物质抛射导致了极端增强的喷出物磁场在1天文单位附近的STEREO A。快速穿越到STEREO A（仅需18.6小时），或者说异常微弱的减速，是由早期太阳爆发对上游太阳风的预处理造成的。这些结果为太阳物理学和空间天气提供了一种新的观点，即太阳爆发的组合如何产生极端的空间天气事件。
2014-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare
在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。
2019-05-02 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: III. Non thermal Energies
这项研究是全球耀斑能量学项目的第三部分，其中分析了太阳动力学天文台（SDO）任务前3.5年的191个M和X级耀斑事件的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据。我们适合的热和非热组件RHESSI光谱，产生的温度的差分发射测量（DEM）的尾巴，非热幂律斜率和通量，和热/非热交叉能量$e_{\mathrm{co}}$。根据这些参数，我们用两种不同的方法计算电子的总非热能$E_{\mathrm{nt}}$：（i）使用观测到的交叉能量$e_{\mathrm{co}}$作为低能量截止，以及（ii）使用由Kontar等人的暖厚靶韧致辐射模型预测的低能量截止$e_{\mathrm{wt}}$（\bf）。热靶模型的能量截止能量为$e_{\mathrm{wt}} =6.2\pm 1.6$ keV，这明显低于交叉能量$e_{\mathrm{co}}=21 \pm 6$ keV。通过比较磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热能$E_{\mathrm{th}}$的统计特性，发现在热靶模型下，磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热耗散能$E_{\mathrm{th}}$的平均（对数）能量比分别为：$E_{\mathrm{nt}} = 0.41 \ E_{\mathrm{mag}}$，$E_{\mathrm{th}} = 0.08 \ E_{\mathrm{mag}}$和$E_{…
2016-08-15 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
Quasi-planar ICME sheath: a cause of first two-step extreme geomagnetic storm of 25th solar cycle observed on 23 April 2023
本文研究第25太阳活动周2023年4月23日的两步极端地磁暴，发现准平面磁结构（PMS）导致的弱绝热膨胀增强了南向磁场分量，从而高效驱动地磁暴。
2024-01-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Mode-Conversion of a Solar Extreme-Ultraviolet Wave over a Coronal Cavity
我们报告了2011年1月13日太阳极紫外（EUV）波事件的观测结果，由\emph{Solar Terrestrial Relations Observatory}（\emph{STEREO}）和\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）正交。在北方向的EUV波前的后缘和前缘都被可靠地追踪，揭示了在两个视角中大致兼容的传播速度和约1/3的速度比。当波阵面在北极冕洞附近遇到冕洞时，波阵面的后缘停止，前缘只出现一个小间隙，并延伸到冕洞上方，同时波阵面的速度明显减慢，但强度却增强。我们认为，向北传播的波前的后缘和前缘分别对应于一个非波的日冕物质抛射（CME）分量和一个快模磁流体动力学（MHD）波分量。快模波和冠状腔的相互作用可能涉及模式转换过程，通过该过程，快模波的一部分被转换为沿磁场线捕获的慢模波。这种情况可以合理地解释冕洞上方波前的异常行为。
2017-01-10 astro-ph.SR
Solar Extreme Ultraviolet Spectrograph and High-energy Imager (SEUSHI): Design, Development, and Pre-Flight Calibration
University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Space Sciences Laboratory, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）
SEUSHI通过结合多小孔SXR成像与掠入射EUV光谱学，解决太阳耀斑和日冕物质抛射的观测缺口，提供高分辨率温度和发射测量图，用于研究日冕加热和空间天气预测。
2026-05-15 astro-ph.SR
Birth places of extreme ultraviolet waves driven by impingement of solar jets upon coronal loops
太阳极紫外（EUV）波是日冕中的大尺度传播扰动。一般认为，极紫外波形成的关键是太阳爆发中覆盖在爆发核上的环的快速膨胀，如日冕物质抛射（CME）和太阳喷流。然而，爆发核心和覆盖环之间相互作用的细节尚不清楚，因为覆盖环总是在高能爆发后立即打开。在这里，我们提出了三个典型的射流驱动的EUV波没有CME研究之间的相互作用的射流和重叠的循环，保持关闭的事件。这三个喷流都是从源区的磁通量抵消点发出的。有趣的是，在喷流与上覆环相互作用后，三个EUV波分别在上覆环的顶部、近端（靠近喷流源）和远端（另一端）形成。根据位场源面法外推得到的环的磁场分布，证实了三个射流驱动的EUV波的发源地都在上覆环的最弱磁场强度部位附近。我们认为，射流驱动的EUV波优先发生在最薄弱的部分覆盖的环，和位置可以受到周围的磁场强度的环的两端。
2022-04-01 astro-ph.SR
The Extreme Ultraviolet and X-Ray Sun in Time: High-Energy Evolutionary Tracks of a Solar-Like Star
目的。我们的目标是描述的前主序星和主序星的X射线和极紫外辐射的太阳质量的恒星的旋转演化的基础上，从一个现实的范围内的初始旋转速率。方法.根据太阳质量星的自转演化模型和自转-活动关系，导出了X射线辐射的演化轨迹。我们将这些轨迹与不同年龄星团中恒星的X射线光度分布进行了比较。结果我们发现来自旋转和X射线光度分布观测的演化轨道之间的协议。根据初始旋转速率的不同，一颗恒星可能会在X射线饱和水平上保持非常不同的时间段，慢转恒星和快转恒星的饱和时间段分别约为1千万年至3亿年。结论.在旋转收敛和X射线光度收敛开始之前，具有初始条件扩展的旋转演化导致年龄范围为2千万年至5亿年的可能X射线光度分布特别宽。这个年龄范围对于年轻行星大气的演化至关重要，因此可能导致非常不同的行星演化历史。
2015-04-17 astro-ph.SR
Contrastive Representation Learning for Predicting Solar Flares from Extremely Imbalanced Multivariate Time Series Data
Utah State University（犹他州立大学）
本文提出CONTREX对比表示学习方法，通过提取动态特征、构建正负类极值点并以对比重构损失训练嵌入模块，解决多元时间序列极端类别不平衡问题，在SWAN-SF数据集上提升了太阳耀斑预测性能。
2024-10-01 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
Solar extreme ultraviolet variability of the quiet Sun
与以前的极小期相比，最近的太阳极小期异常平静（因为可以获得天基辐射测量）。太阳的磁通量在这一极小期大大降低。一些研究还表明，在第23个周期之后的最低期间，太阳总辐照度可能已经下降到低于在此之前的两个最低期间的已知值。对于色球和日冕辐射，情况就不那么明确了。太阳的10.7\，cm通量表明，与之前的最低值相比，2008年太阳最低值期间的$\sim4\%$有所减少，但\ion{Ca}{II} K没有。在这里，我们考虑在极紫外线（EUV）的其他波长，特别是在584.3\，1000和\ion{O}{V}在629.7\，1000的\ion{He}{I}的过渡，其中SOHO上的CDS光谱仪一直在定期扫描沿太阳中央子午线自1996年以来。我们分析了这个独特的数据集，以验证辐射分布是否以及如何在周期最小值之间经历可测量的变化。为了实现这一目标，我们确定了太阳中心周围安静区域的辐射分布。集中在最后两个太阳极小期，我们发现，在这些极小期之间的色球谱线\ion{He}{I}的辐射分布变化很小。同样的分析表明，过渡区谱线\ion{O}{V}的辐射率分布有4%的变化，尽管变化很大。这些结果与早期采用其他光谱特征的研究结果相当，它们证实色球指数显示出很小的变化，而在TR中，更亮的特征明显减少。
2015-07-21 astro-ph.SR
A Change of Solar He II EUV Global Network Structure of the Transition Region as an Indicator of Geo-Effectiveness of Solar Minima
2007- 2009年期间的太阳活动非常低，导致热层密度非常低。He II波段太阳极紫外辐照度的比较（26至34纳米）从太阳极端紫外线监测器（SEM），太阳和日光层观测站（SOHO）上的电荷元素和同位素分析系统（CELIAS）上的一台仪器显示，最近两次太阳极小期的绝对辐照度下降了约15 ± 6%当使用年运行平均滤波器时，与周期22/23最小值相比，在周期23和24之间的太阳最小值期间。我们发现，与2008- 2011年的最小值相比，1996年的30.4 nm SOHO极紫外成像望远镜（EIT）图像中的一些局部，短期最小值（包括SEM光谱带中具有相同绝对EUV通量的最小值）在全球网络结构中显示出更大的空间功率集中。我们解释这种更大的集中在过渡区的全球网络结构的空间功率作为一个更大的太阳盘面上的面积较大的功能。太阳极小期期间全球网络结构的这种变化可能部分表征太阳He II EUV辐照度的地理有效性，以及基于其绝对水平的估计。
2013-05-09 astro-ph.SR
Soft X-ray irradiance measured by the Solar Aspect Monitor on the Solar Dynamic Observatory Extreme ultraviolet Variability Experiment
太阳表面监视器（SAM）是太阳动力学观测站（SDO）上极紫外线变化实验（EVE）上的一个针孔相机。SAM通过一个金属滤光片将太阳圆盘投射到CCD上，该金属滤光片设计为仅允许短于7 nm的太阳光子通过。然而，来自高能粒子和带外辐照度的污染在SAM观测中是重要的。我们提出了一种从SAM信号中分离0.01- 7 nm积分辐照度的技术，以产生2010年5月至2014年5月期间宽带辐照度的第一个结果。该分析的结果与EVE的EUV分光光度计（ESP）的类似数据产品一致，误差在25%以内。我们比较我们的结果与测量从学生一氧化氮探测器（SNOE）太阳X射线光度计（SXP）和热层电离层中间层能量学和动力学（TIMED）太阳EUV实验（SEE）在类似的太阳活动水平。我们表明，全磁盘SAM宽带的结果比较以及其他测量的0.01- 7 nm的辐照度。我们还探讨了SAM的能力，解决空间的贡献，从太阳能盘的辐照度区域，并证明了这一功能的几个强耀斑爆发的活跃地区的案例研究，2011年3月11日。
2016-05-04 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
2018-08-20 astro-ph.SR
Synthetic Extreme-ultraviolet Emissions Modulated by Leaky Fast Sausage Modes in Solar Active Region Loops
我们研究了太阳活动区环中漏快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射，并通过EIS等光谱仪检查了它们的观测特征。在用MHD模拟计算了有漏FSM的流体变量后，我们通过在计算相关离子分数时加入非平衡电离（NEI），对Fe X 185~（185）和Fe XII 195~（195）~（195）线的强度和光谱性质进行了正演模拟。然后将从强度变化中得到的阻尼时间与波值进行比较，即直接从我们的MHD模拟中得到的阻尼时间。我们的结果表明，在平衡电离的情况下，密度变化和强度变化可以是同相或反相，这取决于回路温度。NEI显著影响强度变化，但对导出的多普勒速度或多普勒宽度仅具有边际影响。我们发现，如果回路温度与相应发射线的名义形成温度没有太大差异，则由强度推导出的衰减时间可以在很大程度上反映波衰减时间。这些结果有助于理解泄漏FSM对EUV辐射的调制，从而有助于识别太阳活动区环路中的FSM。
2019-08-20 astro-ph.SR
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
2021-08-20 astro-ph.SR
Coronal Holes and Open Magnetic Flux over Cycles 23 and 24
由于太阳磁场线的足迹的观测特征通向日光层，冕洞提供了这些线的结构和演变的关键措施。利用太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）、太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）和日地关系天文台/极紫外成像仪（STEREO/EUVI A/B）的组合，在1996-2015年（近两个太阳周期）进行极紫外（EUV）观测，自动检测和表征冕洞。冕洞面积分布在纬度上表现出不同的行为，定义了极区和低纬度冕洞。南北两极地区表现出明显的不对称性，两极冕洞的出现和消失在半球之间存在滞后。
2016-12-22 astro-ph.SR
A Solar Dynamo Model Driven by Mean-Field Alpha and Babcock-Leighton Sources: Fluctuations, Grand-Minima-Maxima and Hemispheric Asymmetry in Sunspot Cycles
极端的太阳活动波动和太阳极大极小期的发生，是太阳活动周期中公认的观测特征。然而，这种极端的活动波动和太阳周期的动态在蒙德迷你事件仍然不清楚。我们探索这种极端的太阳活动波动的起源和双极向场源的作用，即Babcock-Leighton机制和平均场α效应在太阳周期的动态。我们主要集中在进入和恢复从大极小期的情节，如蒙德极小期和太阳周期的动态。我们使用一个运动学太阳发电机模型与一个新的设置，其中随机扰动力两个不同的极向场α效应。我们探索不同的制度，这些极向源具有不同的操作阈值的操作，以确定每个的重要性。在两个半球中独立地实施扰动，这使得人们能够研究太阳黑子出现时半球耦合和半球不对称的水平。从模拟进行，我们确定了几种不同的方式，发电机可以进入一个宏伟的最小插曲。虽然波动的任何$α$的影响，可以触发不稳定性，我们发现，平均场α效应是至关重要的恢复太阳周期从一个宏伟的极小插曲，一个巴布科克-莱顿源单独，未能实现。我们的模拟还展示了其他周期动态。我们的结论是，在两个相互作用的极向场源的随机波动工作与不同的操作阈值是一个可行的候选人，触发极端的太阳活动的情节和平均场α效应能够工作在弱，次均分场是至关重要的恢复太阳周期后，延长太阳极小期。
2018-03-29 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Microflashes at Plume Bases: A Candidate for Powering the Corona and Solar Wind?
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳天文台）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR), UAH（阿拉巴马大学亨茨维尔分校空间等离子体与大气研究卓越中心）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
报告太阳轨道器极紫外成像仪发现的网络微闪，位于羽流底部的磁网络，能量约10^24 erg，可能由单极磁场交叉腿的精细重联爆发引起，为日冕和太阳风供能。
2026-06-17 astro-ph.SR
Benchmark Test of Differential Emission Measure Codes and Multi-Thermal Energies in Solar Active Regions
通过模拟模拟合成数据，比较了11种差分辐射测量（DEM）正演和反演方法对活动区和太阳耀斑性质的约束能力，这些方法分别使用SDO/AIA、SDO/EVE、RHESSI和GOES/XRS仪器响应函数。这些程序包括单高斯DEM、双高斯DEM、固定高斯DEM、线性样条DEM、空间合成DEM、Monte-Carlo马尔可夫链DEM、正则化DEM反演、Hinode/XRT方法、多项式样条DEM、EVE+GOES和EVE+RHESSI方法。平均所有11种DEM方法的结果，我们发现以下物理参数的反演精度：EM加权温度$T_w^{fit}/T_w^{sim}=0.9\pm0.1$，峰值发射测量$EM_p^{fit}/EM_p^{sim}=0.6\pm0.2$，总发射测量$EM_t^{fit}/EM_t^{sim}=0.8\pm0.3$，和多热能$E_{th}^{fit}/EM_{th}^{sim}=1.2\pm0.4$。我们发现，AIA空间合成，EVE+GOES，和EVE+RHESSI方法产生最准确的结果。
2015-09-24 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
Inverse Velocity Dispersion of Solar Energetic Protons Observed by Solar Orbiter and Its Shock Acceleration Explanation
本研究基于Solar Orbiter观测的10个太阳高能质子事件，发现了反速度色散（IVD）现象，并提出激波扩散加速是导致高能质子延迟到达的主导机制，同时创新性地确定了激波加速过程中的物理条件和时间尺度。
2025-07-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
