Evolution of twist-shear and dip-shear during X-class flare of 13 December 2006: Hinode observations
太阳磁场的非势能（NP）传统上是根据磁剪切角来测量的，即，观测场方位角与位场方位角之间的夹角。在这里，我们介绍了另一种措施的剪切，还没有被研究的早期在太阳活动区，即一个与倾斜角的磁场。这种形式的剪切，我们称之为“倾向剪切”，可以通过观察和位场倾斜之间的差异来计算。在这封信中，我们研究的演变倾向剪切以及传统的扭转剪切在一个$δ$-黑子使用高分辨率矢量磁图从{ \it日之出}空间任务。我们在2006年12月12日和13日期间在靠近耀斑部位的半影区域监测这些超声刀。发现：（i）与半影的其它部分相比，靠近耀斑位置的半影区域显示出高的扭转剪切和倾斜剪切值，（ii）在耀斑之后，该区域中的倾斜剪切值下降，而在耀斑之后，该区域中的扭转剪切趋于增加，（iii）倾斜剪切和扭转剪切是相关的，使得具有大的扭转剪切的像素也趋于表现出大的倾斜剪切，（iv）耀斑后扭剪与倾剪的相关性更强。目前的研究表明，在耀斑期间单独监测扭剪是不够的，但我们需要监测它与倾向剪切。
2010-07-16 astro-ph.SR
Features of Microwave Radiation and Magnetographic Characteristics of Solar Active Region NOAA 12242 Before the X1.8 Flare on December 20, 2014
本文继续了作者利用太阳活动区（AR）的微波辐射和磁象特征探测大耀斑（M5级及以上）前兆的工作。对强耀斑前兆的归纳可用于发展强耀斑预报方法。本文分析了NOAA AR 12242的发展，其中2014年12月20日发生了X1.8耀斑。该分析基于RATAN-600射电望远镜在1.65-10厘米范围内的定期多方位角和多波长观测，以及强度和圆偏振分析以及太阳动力学天文台（SDO）的数据。发现在X耀斑爆发前两天的AR微波辐射中出现了一个新的成分。它在发作前一天在AR中占主导地位，并在发作后显著降低。利用RATAN-600的多方位观测和野边山射电日像仪1.76厘米处的观测，可以确定在X耀斑之前出现的射电源，其位置是AR中性线附近的相反极性场的最近会聚点。已确定X射线耀斑发生在根据SDO/HMI数据计算的整个区域的磁场总梯度达到其最大值后20小时。通过对AR 12242 X耀斑前微波源演化过程的分析，以及与AR微波辐射其它分量参数的比较，表明该新的微波源可归类为中性线伴源（NLS），在大耀斑前1-3天，RATAN-600等射电望远镜曾多次探测到该辐射源。
2017-11-24 astro-ph.SR
G-band and Hard X-ray Emissions of the 2006 December 14 flare observed by Hinode/SOT and RHESSI
我们报告的G-波段发射观测太阳光学望远镜船上的日之出卫星与2006年12月14日的X1.5级耀斑。G波段增强源自耀斑日冕磁回路的足点，与Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪观察到的非热硬X射线韧致辐射源相一致。在可用的2分钟节奏下，G带和硬X射线强度在时间上进一步良好地相关。假设G波段的增强是黑体的连续辐射，我们推导出白光耀斑的总辐射损失（白光功率）。如果G-波段增强另外有来自线的贡献，则导出的值被高估。在厚靶假设下，我们比较了白光功率和硬X射线产生电子的功率。与加速电子谱的截止能量无关，白光功率与加速电子的功率大致成正比。使用所观察到的截止能量的上限~30 keV，硬X射线产生电子提供比产生白光发射所需的功率多至少2倍的功率。对于高于40 keV的电子，功率大致匹配脉冲阶段期间可用的所有四个时间间隔。因此，耀斑加速的电子包含足够的能量来产生白光耀斑辐射。观测到的时间、空间和能量的相关性强烈地表明，太阳耀斑中的电子加速和白光产生是密切相关的。然而，结果也呼吁注意的不一致性，在视源高度的硬X射线（色球）和白光（上层光球）源。
2010-04-24 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Event Responsible for GLE63. I. Observations of a Major Long-Duration Flare with the Siberian Solar Radio Telescope
宇宙射线强度的地能级增强（GLE）平均每年发生一次。由于它们的稀有性，研究GLE的太阳来源对于了解它们的起源尤为重要。SOL 2001 -12-26爆发耀斑事件对GLE 63的影响在某些方面似乎是具有挑战性的。不充分的观察限制了对它的理解。对这一事件的额外观测结果的分析提供了新的结果，使耀斑变暗。本文介绍了西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）对这次耀斑的观测。利用其仪器的特点，我们分析了详细的SSRT观测的一个主要的长持续时间的耀斑在5.7 GHz的图像不清洗。分析证实，GLE 63的来源与活动区9742的一个事件有关，该事件包括两个耀斑。第一次耀斑（04：30-05：03 UT）达到了GOES的重要性，约为M1.6。观测到两个微波源，其在5.7 GHz的亮度温度超过10 MK。主耀斑，高达M7.1的重要性，开始于05：04 UT，并发生在强磁场。观测到的微波源达到约250 MK。它们不是静止的。微波源出现在活动区的弱场外围，几乎沿着磁中性线相互靠近，接近活动区的强场核心，然后像扩展的丝带一样远离中性线。这些运动排除了非热微波源与单个燃烧环的关联。
2016-09-08 astro-ph.SR
Buildup and Release of Magnetic Twist during the X3.4 Solar Flare of December 13, 2006
利用太阳光学望远镜{ \it Hinode}观测到的光球矢量磁场外推的非线性无力场，分析了耀斑活动区（AR）NOAA 10930的三维（3D）磁结构的时间演化.这个AR主要由两种类型的扭曲磁场线组成：一种是由于正黑子的逆时针运动而产生的强烈的负（左手）扭曲，它植根于黑子中的两极区域，与极性反转线（PIL）相距相当远。在耀斑阶段，扭转绝对值大于半圈的负扭转线发生剧烈的磁重联。另一种类型由正扭曲和负扭曲的磁力线组成，形成在两个太阳黑子之间相对靠近PIL的地方。在这个混合极性的区域中，一个强的CaII图像开始变亮，其中发现正扭曲的磁力线在一天内被注入到预先存在的负扭曲区域中，沿着该区域嵌入了强电流。因此，中心区域附近的PIL分布的不同扭曲的磁力线和强大的电流的混合可能在耀斑爆发中发挥了突出的作用。
2012-09-27 astro-ph.SR
Solar source of energetic particles in interplanetary space during the 2006 December 13 event
2006年12月13日发生了一次X3.4级的太阳耀斑和一次快速的晕日冕物质抛射（CME），伴随着在近地空间和地面上记录到的高能量粒子流。我们的目的是提供一个主要的太阳高能粒子（SEP）事件的耀斑加速的证据。我们首先介绍ACE/EPAM，GOES和Apatity中子监测仪的观测结果。结果表明，初始粒子释放时间与耀斑发射时间一致，粒子注入过程中，谱变软，各向异性变弱，表明加速源由局限的日冕位置转变为广泛的行星际日冕物质抛射驱动的激波。然后，我们描述了一个全面的研究相关的耀斑活动区。利用HINODE/SOT和SOHO/MDI磁象资料，以磁通量变化率的形式，推断耀斑的磁重联率。这在时间上与微波辐射相关，表明耀斑磁重联和非热粒子加速之间存在物理联系。结合来自怀柔/NOAC、Culgoora/IPS、Learmonth/Rendezvous和WAVES/WIND的无线电频谱仪数据，可以得到从几GHz到几kHz的连续和持久的无线电爆发。利用怀柔/NOAC的光球矢量磁图和非线性无力场（NFFF）重建方法，得到了爆发后短期内的三维磁场位形。此外，我们还计算了日冕场线延伸到几个太阳半径使用的位场源面（PFSS）模型。所谓的III-1型爆发和磁场配置都表明，开放磁力线从耀斑活动区延伸到行星际空间，使加速和带电粒子逃逸。
2013-05-24 astro-ph.SR
Two step chromospheric Moreton wave excitation in a blast-wave scenario. A case study: the December 06, 2006 event
我们研究的能力，一个爆炸波的情况下-与日冕耀斑或CME侧翼的扩张-重现色球摩尔顿现象。我们还模拟了2006年12月6日的摩尔顿事件，考虑日冕和色球层。为了获得足够强的日冕激波--能够产生可探测的色球莫尔顿波--与活动区的值相比，需要相对较低的磁场强度。采用合理的日冕约束，我们表明，耀斑点燃的冲击波或扩展的CME侧翼模拟为一个瞬时或时间活塞模型，分别能够重现的意见。
2015-08-05 astro-ph.SR
Different Signatures of Chromospheric Evaporation in Two Solar Flares Observed with IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）观测了两次太阳耀斑中色球蒸发的不同特征。在2016年12月6日的B1.6耀斑（SOL 2016 -12- 06 T10：40）中，过渡区Si IV线和色球C II和Mg II线显示出蓝移，在上升阶段的耀斑环足点处速度最高可达20 km/s，表明色球蒸发温和。而在2015年12月19日的C1.6耀斑（SOL 2015 -12- 19 T10：51）中，Si IV，C II和Mg II线在足点处表现出红移，速度从几到几十km/s，这可能意味着爆炸性的色球蒸发。在IRIS捕获的许多耀斑中都观察到了爆炸性蒸发，然而，温和的蒸发，特别是在冷Si IV，C II和Mg II谱线中表现为蓝移，几乎没有报道。我们的结果带来了一些新的见解色球蒸发在IRIS时代。
2019-05-23 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. II. Multi-Loop Structure of Microwave Sources in a Major Long-Duration flare
对与地面事件GLE 63有关的SOL 2001 -12-26事件的观测结果进行分析，包括17和34 GHz的NoRH、5.7 GHz的SSRT和1600 GHz的TRACE的微波光谱和图像，得出以下结果。耀斑带与太阳黑子本影重叠，这是典型的大粒子事件。非典型的是：i）超过一小时的长耀斑持续时间; ii）中等强度的微波爆发，约为$10^4$ sfu; iii）回旋同步加速器光谱的低峰值频率，约为6 GHz;其对通量的不敏感性增加了一个数量级以上。这是伴随着一个几乎恒定的比例的流量发射的体积在频谱的高频部分，其升高的低频部分所确定的来源的面积。利用光谱的自相似性，在1600 μ m处观测到运动微波源与耀斑带最亮部分的相似性。17 GHz和1600 GHz图像的比较证实了微波源与多个耀斑环有关，其足迹在紫外线中出现为间歇性明亮的内核。为了了解事件的属性，我们模拟了它的微波发射使用的几个均匀的回旋同步辐射源的系统以上的带状。光谱之间的散射和各个源的大小是由带内的磁场的不均匀性决定的。微波通量主要由通过带和源的磁通量决定。微波成像的空间分辨率和动态范围较差，导致微波结构明显简单。结果表明，微波表现的加速电子对应的结构中观察到的热发射，众所周知的模型预测。
2016-11-25 astro-ph.SR
Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during X-class Flare
现在，对Hinode航天器搭载的天基50厘米太阳光学望远镜拍摄的太阳光球层高分辨率照片进行了例行观测。2006年12月13日，日野号拍摄了NOAA 10930中的三角洲黑子，当时该活动区发生了X级耀斑。两个明亮的丝带可见，即使在白光和G-波段的图像除了色球Ca II H图像。我们使用互相关技术对太阳黑子进行了全球登记，并分析了耀斑间隔期间的局部效应。我们发现在耀斑期间，半影暗条有横向运动。此外，我们定位两个补丁，一个在任何极性，这表明收敛运动的极性反转线（PIL）。在钙II H图像中，我们发现内核与耀斑前的增亮，位于沿PIL。
2010-02-02 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. III. CME, Shock Waves, and Energetic Particles
SOL 2001 -12-26中等太阳爆发事件（GOES重要性M7.1，微波高达4000 sfu，频率9.4 GHz，CME速度1446 km/s）产生了强的太阳高能粒子通量和地面宇宙线强度增强（GLE 63）。为了找到一个可能的原因，这一事件的高质子的结果，我们研究多波长图像和动态无线电频谱和定量协调的结果与对方。另一次喷发可能发生在同一活动区约半小时前的主要喷发。后者在脉冲阶段产生了两次类似爆炸波的冲击。这两个激波最终在径向方向上合并成一个激波，其轨迹可追溯到$25R_\odot$，作为扩张的CME天体前方的一个晕，这与风号航天器上的无线电和等离子体波研究（WAVES）实验记录的行星际II型事件一致。晕的形状和运动学表明，在这些距离的冲击波和弓形激波之间的中间制度。结果表明：（1）激波出现在耀斑上升过程中，对粒子的加速作用比通常认为的要早;（2）前一次爆发对粒子事件有放大作用，它拉伸了正在发展的CME上方的封闭结构，促进了CME的离地和耀斑加速粒子的逃逸，使CME的速度更快，前方的激波更强; iii）逃逸的耀斑加速粒子可以通过重新连接的通量绳，在那里他们被困，与一个大的日冕洞，另外促进; iv）第一次爆发提供了丰富的种子人口加速的尾随冲击波。
2017-06-08 astro-ph.SR
Konus-Wind and Helicon-Coronas-F Observations of Solar Flares
介绍了1994年11月至2013年12月Konus-Wind实验和2001年至2005年Helicon Coronas-F实验运行期间获得的太阳耀斑观测结果。对于所指示的期间，Konus-Wind在触发模式下检测到834个太阳耀斑，Helicon-Coronas-F检测到超过300个太阳耀斑。文中介绍了仪器和数据处理技术。作为例子，利用Konus-Wind数据分析了耀斑SOL 2012 -11- 08 T02：19（M1.7）和SOL 2002 -03- 10 T01：34（C5.1）的光谱演化，利用Helicon-Coronas-F数据分析了耀斑SOL 2003 -10- 26 T06：11（X1.2）在2.223MeV氘线上的光谱演化。
2014-12-05 astro-ph.SR
Coronal Behavior Before the Large Flare Onset
耀斑是我们太阳系中的一个主要爆炸事件。它们通常伴随着日冕物质抛射，有可能引发地磁暴。有各种各样的研究旨在预测耀斑可能发生的时间和地点。这些研究主要集中在耀斑爆发前的光球和色球活动。本文研究了2006年12月13日著名的大耀斑爆发前的日冕特征。本文利用太阳和日光层天文台（SOHO）/极紫外成像望远镜（EIT）、太阳和日光层成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）的观测资料，讨论了耀斑爆发前大尺度（约100弧秒）的日冕特征。结果表明：（1）耀斑爆发前，活动区及其周围的上升气流开始增长，增长速度约为10 ~ 30 km /s/d。2)在耀斑爆发前几个小时，可以清楚地观察到不断膨胀的日冕环。3)软X射线和EUV强度逐渐降低。4)耀斑后上升气流进一步增强。从这些观测到的特征，我们得出结论，低密度的活动区环的外部扩张的耀斑爆发前一天，和高密度的内部扩张的爆发前几个小时。
2014-08-12 astro-ph.SR
Quasi-periodic wiggles of microwave zebra structures in a solar flare
利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2006年12月13日的一次X级太阳耀斑中观测到了2.6-3.8 GHz的微波斑马结构的准周期摆动，其周期范围约为0.5 - 1.5 s。周期图和相关分析表明，在不同的频率下，这些摆动具有2 ~ 3个显著的周期性，且条间几乎同相。根据斑马纹结构估计的阿尔芬速度约为700 Km/s。我们得到的波导等离子体结构的空间尺寸约为1微米，检测周期约为1秒。这表明ZP摆动可能与耀斑活动区的快速磁声振荡有关。不同条纹的摆动之间缺乏显着的相移表明，ZP摆动是由一个站立的香肠振荡。
2013-09-23 astro-ph.SR
Search for correlations between solar flares and decay rate of radioactive nuclei
用NaI和Ge探测器测量了~（40）K、~（137）Cs和~（137）natTh三种不同放射源的衰变率。对数据进行了分析，以寻找与2011年和2012年两次最强的太阳耀斑相一致的可能变化。未观察到与标准预期的显著偏离，灵敏度为10-4。因此，我们找不到任何像Jenkins和Fischbach最近报道的那样的效应：在2006年12月的太阳耀斑期间，54 Mn的衰变率降低了每百万分之几。
2013-02-05 astro-ph.SR nucl-ex
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
我们从这里开始一系列的论文研究色球和日冕的太阳活动区的性质。这第一篇论文描述了一个广泛的图像数据集，从大气成像组件的太阳动力学观测策划的大样本分析这一主题。基于（并且被构造成与之协调）如由同一任务上的日震和磁成像仪（HMI）的管线数据分析系统识别的“活动区域块”，"HARP“），" AIA活动区域块”（AARP），包括仅通过以HARP为中心的片提取而在空间上下采样的FITS文件的无偏多波长集合（保留全空间采样），并且在时间域中下采样，但仍然能够描述短期运动学和长期趋势。AARP数据库可以使用本系列论文II中的非参数判别分析进行物理参数化和分析，并使用差分发射测量技术进行分析。AARP数据集目前涵盖2010年中期至2018年12月，大小约为9 TB，可通过太阳能数据分析中心获得。
2022-12-21 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulations for Studying Solar Flare Trigger Mechanism
为了了解耀斑触发机制，我们进行了三维磁流体动力学模拟，使用日冕磁场模型来自日之出卫星观测数据。2006年12月13日，在活动区NOAA 10930的非线性无力场（NLFFF）模型的光球边界上施加了几种类型的磁偶极子，以研究什么样的磁扰动可能触发耀斑。因此，我们确认，某些小的双极场，出现到高度剪切的全球磁场的活动区，可以有效地触发耀斑。这些双极场可以根据其相对于极性反转线的方向分为两组：所谓的反极性（OP）和反向剪切（RS）结构，如Kusano等人（2012）所建议的那样。我们还研究了重连场线足点的结构。通过比较重建的磁力线分布和观测到的耀斑带，可以推断耀斑的触发结构。模拟结果表明，考虑大尺度磁结构和出射通量等小尺度磁扰动的数据约束模拟是寻找耀斑活动区进行空间天气预报的有效方法。
2017-06-22 astro-ph.SR
Study on Triggering Process of Solar Flares Based on Hinode/SOT Observations
利用日之出卫星搭载的太阳光学望远镜（SOT）观测数据，对发生在活动区NOAA 10930（2006年12月13日和14日）和NOAA 11158（2011年2月13日和15日）的4次主要太阳耀斑事件进行了研究。为了揭示太阳耀斑的触发机制，我们分析了耀斑爆发前数小时内耀斑中心部分的详细磁场结构与Ca H线发射图像之间的时空相关性。我们观察到，在所有的耀斑事件中，在耀斑区域的磁剪切角超过70度，以及在耀斑前阶段的耀斑区域的中心发展的特征磁扰动。根据磁极性反转线的结构，这些磁扰动可以分为两组：我们小组最近提出的所谓的“反极性”和“反向剪切”磁场，尽管四个样品中的一个事件中的磁扰动太微妙，无法清楚地识别详细结构。结果表明，一些大的太阳耀斑是由相当小的磁扰动触发的。我们还表明，耀斑触发场的临界大小不同的耀斑事件，并简要讨论了耀斑触发过程如何取决于活动区的演变。
2013-09-21 astro-ph.SR
Frequent flare events on the short-period M-type eclipsing binary BX Tri
我们提出了长期的，多色测光监测和光谱观测的短周期M型食双星BX三。从2014年到2017年的4年中记录了6起耀斑事件。其中三个是在一个轨道周期内的一个晚上探测到的。最强的一次是在2014年12月23日。当$Δ$ B=0.48 mag，$Δ$ V=0.28 mag，$Δ$ R=0.10 mag，$Δ$ I=0.02 mag时，测量到耀斑事件产生的总能量为4.08（$\pm$ 0.24）$\times$ $10^{34}$ erg，超过超级耀斑水平（$10^{34}$）。根据观测结果，分析了双星系统的演化状况以及长期轨道周期的变化。这表明BX Tri可能是一个半分离系统，其主要成分充满其Roche叶。双星极高的耀斑事件发生率可能与组分之间的快速质量转移有关。
2019-01-18 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
Evidence of Significant Energy Input in the Late Phase of a Solar Flare from NuSTAR X-Ray Observations
我们在2014年12月11日第三次{ \em NuSTAR}太阳活动期间对被掩盖的活动区AR 12222进行了观测，同时进行了{ \em SDO/}AIA和{ \em FOXSI-2}探空火箭观测。活动区在观测前一天，即2014年12月10日的$\sim18$ UT，产生了一个中等大小的太阳耀斑，在{ \em NuSTAR}观测时仍然可以看到耀斑后的环。通过对{ \em SDO/}AIA $335\textrmÅ$通道源辐射的时间演化研究，揭示了极紫外晚相事件的特征，这是由于新的耀斑后环在日冕中拱得越来越高而引起的。{ \em NuSTAR}观测的光谱拟合产生等温源，温度为$3.8-4.6$ MK，发射测量值为$0.3-1.8 \times 10^{46}\textrm{ cm}^{-3}$，密度估计为$2.5-6.0 \times 10^8 \textrm{ cm}^{-3}$。观察到的AIA通量与推导出的{ \em NuSTAR}温度范围一致，有利于$4.0-4.3$ MK范围内的温度值。通过研究耀斑后环的冷却时间和能量含量，我们估计至少有12组耀斑后环形成，随后冷却之间的耀斑和{ \em NuSTAR}的观测，其总热能含量的数量级大于耀斑峰值时间的能量含量。这表明，仅使用耀斑峰值时间来推导耀斑总热能含量的标准方法可能会导致其值大大低估。
2017-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
HINODE Observations of Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during a X-class Flare
2006年12月13日的X-3.4级耀斑是由HINODE/SOT FG仪器以0.2弧秒的分辨率以2分钟的高节奏观测到的。在G波段图像中也可以看到耀斑带。对这些观测结果进行仔细分析后，正确的图像注册显示耀斑相关的变化，在半影灯丝的相关太阳黑子，第一次。在大耀斑期间观测到的太阳黑子变形、半影面积衰减和磁通量变化在文献中已有报道。在这封信中，我们报告了X级耀斑期间三角洲黑子剪切区域中半影暗条的横向运动。这样的转变以前从未出现过。横向运动分两个阶段，（i）耀斑带穿过半影暗条之前的运动和（ii）之后的运动。前一个运动是远离膨胀的耀斑带，持续约4分钟。后一种运动方向相反，持续了四十多分钟。此外，我们还在相邻的极性相反的斑点中定位了一个补丁，该补丁向与半影丝相反的方向移动。这些斑块一起表示极性反转线（PIL）两侧的共轭足点，相互移动。这种会聚运动可以解释为磁力线的收缩。
2009-10-28 astro-ph.SR
Predicting Solar Flares Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Product and Random Forest Algorithm
不利的空间天气影响往往可以追溯到太阳耀斑，对太阳耀斑的预测引起了人们极大的研究兴趣。日震和磁成像仪（HMI）产生连续高节奏的全磁盘矢量磁图，而利用这一前所未有的数据源进行耀斑预测的努力仍然有限。在这里，我们报告耀斑预测的结果，使用空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）和相关数据产品提供的物理参数。我们调查了2010年5月至2016年12月发生的X射线耀斑，并根据它们产生的最大GOES震级将其源区分为四类（B，C，M和X）。然后，我们检索SHARP相关参数为每个选定的地区在其耀斑日期开始建立一个数据库。最后，我们训练一个机器学习算法，称为随机森林（RF），预测在24小时内发生的某类耀斑在一个给定的活动区域，使用10倍交叉验证方案评估分类器的性能，并使用标准的性能指标的结果进行表征。与以往的工作相比，我们的实验表明，使用HMI参数和RF是一个有效的方法，耀斑预报具有相当合理的预测性能。据我们所知，这是第一次使用RF对太阳耀斑进行多级预测。我们还发现，总的无符号量的垂直电流，电流螺旋度，和极性反转线附近的通量是最重要的参数分类耀斑区域到不同的类。
2017-06-08 astro-ph.SR
Type I Solar Radio Bursts Modulated by Solar Flares
Dezhou University（德州学院）；Purple Mountain Observatory & Key Lab. of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）
该研究分析2023年12月24日的I型太阳射电暴，发现M2.9级耀斑可通过磁场重构调制该射电暴，揭示了耀斑与I型噪声风暴的关联及噪声风暴的产生机制。
2026-09-01 astro-ph.SR
Kinematic study of radio-loud CMEs associated with solar flares and DH type II radio emissions during solar cycles 23 and 24
我们统计分析了1996 - 2019年期间379个射电响亮（RL）CME及其相关耀斑，涵盖太阳活动周期（SC）23和24。我们根据观察期将它们分为两组人群：i）235起事件属于SC 23（1996年8月至2008年12月），ii）144起事件属于SC 24（2009年1月至2019年12月）。SC 24中RL CME的平均剩余加速度（-17.39 $\pm$ 43.51 m s $^{-2}$）比SC 23中RL CME的平均剩余加速度（-8.29 $\pm$ 36.23 m s $^{-2}$）低两倍，这意味着SC 24中RL CME的减速比SC 23中快两倍。SC 23的RL CME（1443 $\pm$ 504 km s $^{-1}$ ; 13.82 $\pm$ 7.40 \emph{R} $_{\circledcirc}$）在比SC 24的RL CME更高的高度达到其峰值速度（1920年$\pm$ 649公里秒$^{-1}$ ;我们还观察到，SC 23中RL CME的平均表观宽度小于SC 24，这具有统计学显著性。在DH II型爆发开始时，SC 23的平均CME鼻高度（3.85 \emph{R} $_{\circledcirc}$）低于SC 24（3.46 \emph{R} $_{\circledcirc}$）。与SC 24的RL CME相关联的DH II型爆发的起始频率…
2022-04-17 astro-ph.SR
A Deep Learning Approach to Operational Flare Forecasting
本文提出基于变换器的SolarFlareNet框架，利用活动区磁参数时间序列预测未来24-72小时γ级耀斑，并扩展为概率预报，实现业务化近实时预报。
2024-05-25 astro-ph.SR
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Magnetic Energy Spectra in Active Regions
利用1997年1月至2006年12月在日面中心观测到的217个不同耀斑速率活动区的视线磁图，研究了湍流区及其与耀斑产率的关系.使用了以高分辨率模式记录的来自{ \it SOHO}/MDI仪器的数据和来自BBSO磁力仪的数据。通过磁能谱和磁耗散谱对湍流区进行了探测。我们发现更陡峭的能谱AR的耀斑生产力更高。我们还报告，功率指数，$α$，能量谱，$E(k) \sim k^{-α}$，和总的光谱能量$W=\int E(k)dk$与耀斑指数，$A$，一个活跃的区域。的相关性被认为是强于耀斑指数和总无符号通量之间的关系。AR的耀斑指数可以基于$α$和$W$作为$A=10^b (αW)^c$的测量来估计，其中具有$b=-7.92 \pm 0.58$和$c=1.85 \pm 0.13$。我们发现，制度的充分发展的湍流发生在衰减的AR和新兴的AR（在非常早期的出现阶段）。发达的AR显示欠发达的湍流与强磁耗散在所有尺度上。
2010-07-21 astro-ph.SR
Solar Flares with an Exponential Growth of the Emission Measure in the Impulsive Phase Derived from X-ray Observations
太阳耀斑在脉冲相的光变曲线一般比较复杂，表明其中涉及多种物理过程。利用GOES（Geostationary Operational Environmental Satellite）观测数据，我们发现存在一个耀斑子集，其脉冲相位由一个指数增长的周期所控制。分析了1999年1月至2002年12月期间发生的耀斑事件，并对GOES 8和GEOS 10卫星的观测结果进行了比较，估计了仪器不确定度。它们在指数生长阶段的平均温度呈正态分布。在该温度分布的1σ范围内，大多数耀斑属于GOES B或C类，在GOES低能通道处的峰值通量服从对数正态分布。指数生长期的生长速率和持续时间也遵循对数正态分布，其中持续时间分布在半分钟到约半小时的范围内。正如预期的那样，生长时间与软X射线通量的衰减时间相关。我们还发现，排放措施的增长率是强烈的指数增长阶段的持续时间的反相关，和平均温度略有增加的增长率的增加。最后讨论了这些结果对太阳耀斑能量释放研究的意义。
2013-08-07 astro-ph.SR
Magnetic Field Structures Triggering Solar Flares and Coronal Mass Ejections
太阳耀斑和日冕物质抛射是我们太阳系中最具灾难性的爆发，已知它们会影响地球环境和基础设施。然而，由于对它们的触发机制仍然没有充分的了解，我们预测太阳爆发和预测空间天气的能力受到很大的阻碍。尽管已经提出了各种模型来确定太阳爆发的开始，但能够触发这些爆发的磁性结构的类型仍然不清楚。在这项研究中，我们解决了这个问题，通过系统地调查各种各样的磁结构的三维磁流体动力学模拟的非线性动力学。因此，我们确定了两种不同类型的小磁结构有利于太阳爆发的发生。这些结构应出现在磁极性反转线（PIL）附近，包括与PIL上的主磁场的势分量或非势分量反向的磁通量。此外，我们分析了两个大耀斑，2006年12月13日的X级耀斑和2011年2月13日的M级耀斑，使用Hinode卫星提供的成像数据，我们证明了它们符合模拟预测。这些结果表明，预测太阳爆发是可能的，与复杂的观测太阳磁场，虽然提前时间必须限制的时间尺度变化的小磁结构。
2012-10-01 astro-ph.SR
JW-FD: A 15-Year Multimodal Dataset for Solar Flare Forecasting
针对太阳耀斑预报的长时程数据需求，构建含3064个活动区的15年多模态数据集JW-FD，采用活动区分层划分避免时间泄漏，经Transformer实验确定Bth=1000 G为≥C1.0级耀斑预报的初步默认磁饱和阈值。
2026-10-01 astro-ph.SR
CMEs and SEPs During November-December 2020: A Challenge for Real-Time Space Weather Forecasting
日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的预测是空间天气预测的核心问题。近年来，对空间天气预测的兴趣已经扩大到包括对地球以外其他行星的影响以及散布在日光层的航天器。从这个意义上说，空间天气科学的范围现在涵盖了整个日光层系统，对太阳瞬变的多点测量可以为预测模型提供有用的见解和验证。在这项工作中，我们的目标是分析2020年底发生的两次爆发性耀斑（即11月29日的M4.4耀斑和12月7日的C7.4耀斑）之间的整个日光层内部环境。这段时间特别有趣，因为STEREO-A航天器位于日地线以东约60°处，使我们有机会利用拉格朗日L1和L5点的遥感观测作为输入，测试“360°预测”的能力。我们模拟的CME，在我们感兴趣的时期和SEP的冲击加速使用WSA-Enlil-SEPMOD建模链和四套输入参数，形成一个“迷你合奏”期间喷出。我们使用包括地球和火星在内的六个地点的原位观测来验证我们的结果。我们发现，尽管模型的架构和假设产生了一些限制，CME和冲击加速SEP可以合理地研究和预测，至少在几十度远离喷发现场使用这里采用的预测工具。
2022-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Fast Photometric Variability of Very Low Mass Stars in IC 348: Detection of Superflare in an M-dwarf
我们在这里提出的光学I波段光度变化的研究，直到$\simeq$ 19等的年轻（$\sim$ 2-3百万年）恒星形成区IC 348在英仙座分子云。我们的目标是探索包括褐矮星在内的极低质量恒星的快速自转（以小时为时间尺度）。从177光变曲线的样本，使用我们的新的I波段观测，我们检测到新的光度变化在22个年轻的M-矮星，包括6个BD，这是真正的成员在IC 348和良好的特点，在光谱类型的M-矮星。在22颗变星中，包括一颗BD在内的11颗M矮星表现出3.5 - 11小时的小时尺度周期性变化，其余的都是非周期性的。有趣的是，在2016年12月20日的一个晚上的数据中，在一颗年轻的M2.75矮星中检测到了一个光学耀斑。根据耀斑的光变曲线，我们估计出耀斑的能量为1.48 $\times$ 10 $^{35}$尔格.观测到的耀斑能量的不确定性为百分之几十，接近超级耀斑范围（$\sim$ 10 $^{34}$尔格），这是很少在活动的M矮星中观察到的。
2020-11-13 astro-ph.SR
A large-scale search for evidence of quasi-periodic pulsations in solar flares
太阳耀斑中准周期脉动的性质受到很差的限制，而且关键的是，这种信号在太阳耀斑中的普遍性是未知的。因此，我们进行了大规模的搜索信号的证据一致的准周期脉动的太阳耀斑，集中在1 - 300秒的时间尺度。我们分析了GOES在2011年2月1日至2015年12月31日期间在1- 8毫米软X射线中观测到的675个M级和X级耀斑。此外，在同一时期，我们分析费米/GBM 15-25 keV的X射线数据，这些耀斑是与费米/GBM太阳耀斑触发，共261个事件。使用模型比较方法，我们确定是否有证据表明傅立叶功率谱的大幅增强可能与QPP签名一致，基于三个测试模型;幂律加常数，破幂律加常数，以及具有额外QPP签名组件的幂律加常数。由此，我们确定约30%的GOES事件和约8%的费米/GBM事件显示出与QPP的经典解释一致的强签名。对于其余的事件，两个或两个以上的测试模型不能很好地区分彼此，或事件是很好地描述了单一的幂律或打破幂律傅立叶功率谱。对于这两种仪器，在QPP类事件中发现了一个优选的特征时间尺度约为5-30 s，与GOES或GBM数据中的耀斑幅度无关。我们还表明，样本中的单个事件在GBM和GOES数据集中显示出相似的特征时间尺度。我们讨论了这些结果对我们理解太阳耀斑和可能的QPP机制的影响。
2016-10-24 astro-ph.SR
The Solar Origin of an Intense Geomagnetic Storm on 2023 December 1st: Successive Slipping and Eruption of Multiple Magnetic Flux Ropes
本研究分析2023年11月28日太阳爆发引发强地磁暴的起源，发现三个磁通量绳的连续滑移与相互触发爆发，并指出CME间相互作用可能是其显著地磁有效性的关键因素。
2024-05-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic Non-Potentiality of Solar Active Regions and Peak X-Ray Flux of the Associated Flares
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等太阳爆发现象的预测是一个巨大的挑战，尽管几十年来的共同努力。从Hinode（SOT/SP）获得的高质量矢量磁图的出现增加了迎接这一挑战的可能性。特别是，空间平均符号剪切角（SASSA）似乎是一个独特的参数，以量化的非潜在的活动区域。我们证明了有用的SASSA预测耀斑的严重程度。为此，我们提出的情况下，使用115个矢量磁图的四个活动区，即ARs NOAA 10930，10960，10961和10963在2006年12月8日至15日，2007年6月3日至10日，2007年6月28日至7月5日，2007年7月10日至17日，分别演变的磁非潜力的研究。NOAA ARs 10930和10960非常活跃，分别产生X和M级耀斑，以及许多较小的X射线耀斑。另一方面，NOAA ARs 10961和10963相对不太活跃，只产生非常小的耀斑（主要是A级和B级）。在这项研究中，我们使用了大量的高分辨率矢量磁图从日出（SOT/SP）。分析表明，活动区最强太阳耀斑的X射线通量峰值取决于耀斑发生时SASSA的大小。这一发现对X射线耀斑的SASSA存在一个下限，这对空间天气预报是非常有用的。我们还研究了另一个非潜在的参数称为平均加权剪切角（MWSA）的矢量磁图随着SASSA。我们发现，MWSA对太阳耀斑的GOES X射线通量上限没有SASSA那样的区分，但在所研究的活动区演化过…
2010-07-28 astro-ph.SR
The Young Binary DQ Tau Produces Another X-ray Flare Near Periastron
这项工作是一个多波长计划的一部分，研究X射线/紫外线/光学恒星辐射对年轻的高偏心率二进制DQ头周围的环双星盘的化学的影响。2021年12月5日附近的ALMA观测因天气恶劣而推迟，但支持Swift-XRT-UVOT TOO的观测是成功的。这些雨燕观测以及以前的X射线-光学-毫米数据表明，DQ Tau在近星点附近一直表现出强大的耀斑，为研究耀斑对原行星盘气相离子化学的影响提供了独特的实验室。
2022-04-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Current Sheet Instabilities from Flare Ribbon Dynamics
电流片不稳定性的存在，如撕裂模不稳定性，需要解释观测到的能量释放率在太阳耀斑。这些电流片动力学的见解可以通过耀斑带状结构的行为来揭示，因为磁重联使粒子沿着新重联的场线加速进入色球层，以标记耀斑的足迹。因此，带中的行为可以用于探测当前片中发生的过程。在这项研究中，我们使用高节奏（1.7秒）IRIS Slit Jaw Imager观测来探测耀斑带关键空间尺度的增长和演变-这是由2016年12月6日小型太阳耀斑当前片的动力学引起的。结合空间尺度的增长与Si IV非热速度的分析，我们拼凑了一个时间轴的耀斑发作这个封闭的事件，并提供证据的撕裂模式的不稳定性触发级联和逆级联的功率谱一致的等离子体湍流。
2021-09-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
SWAN-SF-V2: A Multivariate Time Series Dataset for Space Weather Data Analytics; Now with AIA and Weighted SHARP Parameters
Georgia State University（佐治亚州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本文介绍SWAN-SF-V2数据集，扩展了太阳耀斑预测的MVTS数据，新增AIA参数，覆盖2010-2025年7,730个样本，含182个参数，支持预测优化与基础研究。
2026-10-06 astro-ph.SR
Statistical Analysis of Soft X-Ray Solar Flares During Solar Cycles 21, 22 and 23
本文对1976年1月至2007年12月期间的软X射线（SXR）耀斑进行了统计分析，涵盖太阳活动周（SC）21，22和23。我们分析了SXR在低纬（小于等于40度）、高纬（大于等于50度）、总纬度和中心子午线距离（CMD）上的南北和东西不对称性。我们也给出了在研究期间不同强度等级（B、C、M和X）的南北和东西不对称性。在SC 21，22和23期间分析后发现南部和东部略有过量。结果表明，在低纬和中纬度，南北半球和东西半球的年不对称性分别与总纬度和中纬度的年不对称性相同。E-W不对称性在低和高CMD下是不同的。我们的统计结果表明，N-S不对称性在统计上比E-W不对称性更显著。与SC 21和22相比，SC 23期间的总SXR耀斑活动较高。SC 23的B级耀斑活动较高，而SC 21的C、M和X级活动较高。我们还分析了耀斑演化的参数，即持续时间，上升时间，衰减时间和事件的不对称性的总SXR以及不同类别的最后三个SC。持续时间、上升时间和衰减时间随着强度等级的增加而增加。在分析事件不对称指数时，我们发现SC 21（64.86%）和SC 22（54.31%）期间的正值更多，但SC 23的负值更多（48.08%）。我们的研究表明，在SC 23期间，我们有更多的SXR耀斑事件，与SC 21和SC 22相比，衰变时间更短。
2009-12-04 astro-ph.SR
No correlation between Solar flares and the decay rate of several $β$-decaying isotopes
我们报告说，2017年9月观测到的两次最强太阳耀斑与$^{60}$ Co、$^{44}$ Ti和$^{137}$ Cs源的衰变率之间没有相关性，这些衰变率是由两个独立的NaI（Tl）探测器装置连续测量的。我们测试的变化，观察到的计数相对于预期的计数在多个时期的数量，时间尺度从1到109小时左右的太阳耀斑。任何超额或亏损均不超过2 $σ$全球重要性。我们将2017年9月两次相关太阳耀斑周围84小时内衰变率偏差的保守下限设定为$0.044\%$，置信度为2 $σ$。在2006年12月的多个太阳耀斑期间，$^{54}$ Mn的衰变率在84小时内的$~0.1\%$分数变化被认为具有7 $σ$意义。我们在4.7 $σ$显著性时排除了这种效应。
2018-10-23 astro-ph.SR nucl-ex
On the evolution of a sub-C class flare: a showcase for the capabilities of the revamped Catania Solar Telescope
太阳耀斑有时会造成严重的空间天气事件，这会影响空间和地面基础设施，危及人类技术活动，甚至危及人类健康和安全。因此，空间天气监测框架内的一项基本活动就是观测太阳的活动水平。在这方面，最近对卡塔尼亚太阳望远镜的采集系统进行了升级，以便通过欧空局门户网站改进其对欧洲空间局（欧空局）空间天气服务网的贡献，欧空局门户网站是欧洲空间天气的主要资产。在这里，我们描述了卡塔尼亚太阳望远镜的硬件和软件升级以及该设施提供的主要数据产品，其中包括光球层和色球层的全光盘图像，以及太阳黑子群的详细特征。作为改造后的卡塔尼亚太阳望远镜观测能力的展示，我们报告了2020年12月7日发生的B5.4级耀斑的分析，IRIS和SDO卫星同时观测到。
2021-12-28 astro-ph.IM 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
Solar Flare Detection Method using Rn-222 Radioactive Source
太阳中微子探测是一项非常具有挑战性的任务，因为中微子的吸收截面和质量都很小。一项研究表明，2006年12月相对较大的太阳耀斑影响了Mn-54的衰变率。由于在太阳耀斑期间发射的大部分辐射在到达地球表面之前被阻挡，因此应该假设这种衰变率的变化可能是由于来自太阳的中微子通量增加，其中只有中微子可以穿透放射性核素。本研究使用Rn-222放射源进行太阳耀斑探测，其依据是它将提供稳定的伽马射线计数率。为了确定计数稳定性，构建了三个计数系统来跟踪计数率的变化。Rn-222的计数率测量显示了几个辐射计数下降，表明放射性核素可以受到来自太阳的中微子通量变化的影响。我们的结论是，使用冷却的氡源获得了最清晰的响应，因此，这是一个较好的系统，用于检测中微子发射的受控源。
2022-01-10 astro-ph.SR nucl-ex physics.ins-det
A Statistical Study of Distant Consequences of Large Solar Energetic Events
大规模的太阳耀斑和爆发可能会通过大气层外磁场的扰动影响偏远地区，导致在主要区域以外发生因果相关的事件，或触发被称为“交感事件”的爆发。“我们使用太阳动力学天文台上的大气成像组件的全磁盘观测来量化交感事件的发生，这些观测与2010年5月1日至2014年12月31日期间GOES M5级或更大级别的所有耀斑有关。使用叠加历元分析，我们发现耀斑，暗条爆发，大量的喷雾和浪涌超过20度远离主耀斑在第一个四个小时内在1.8标准差的意义的速率增加。我们还发现，当比较原始大耀斑开始时间前后4小时和24小时之间的间隔时，远距离事件的发生率下降了两个标准差，或1.2倍。我们讨论的结论假设，导致大耀斑的逐渐演变和脉冲释放的能量，耀斑都有助于在遥远的活动区和安静的太阳地区的磁配置的不稳定的证据。从整体意义上说，这些效应似乎使遥远的区域处于更稳定的状态，因此在大型能量事件之后至少一天内发生较少的能量事件。
2015-09-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Inverse FIP Effects in Giant Solar Flares Found from Earth X-Ray Albedo with Suzaku/XIS
我们报告了发生在2005年9月7日（X17.0），2005年9月8日（X5.4），2005年9月9日（X6.2）和2006年12月5日（X9.0）的四个巨大的太阳耀斑的X射线光谱结果，获得了地球日冕数据与X射线成像光谱仪（XIS）的朱雀。良好的能量分辨率的XIS（FWHM $\sim$ 100 eV），使我们能够分离出一些线状特征和检测底层的连续发射。这些特征包括来源于太阳耀斑的Si He $α$、Si Ly $α$、S He $α$、S Ly $α$、Ar He $α$和Ca He $α$以及来自地球大气的荧光Ar K $α$和Ar K $β$。四次耀斑的平均绝对元素丰度（X/H）分别为$\sim$ 2.0（Ca）、$\sim$ 0.7（Si）、$\sim$ 0.3（S）和$\sim$ 0.9（Ar）。这种丰度模式类似于活动恒星日冕的丰度模式，显示出逆第一电离势（i-FIP）效应，即，元素丰度随着FIP的降低而降低，在FIP的低端进行周转。的丰度几乎是恒定的耀斑期间，除了硅增加了一个因素的$\sim$ 2在衰变阶段。Si丰度的演变与i-FIP等离子体起源于色球蒸发然后与周围的低FIP偏置材料混合的图片是一致的。耀斑与耀斑之间的丰度相差2倍，与过去观测到的太阳耀斑一致。最后，我们强调，由X射线天文卫星，如朱雀和XRISM获得的地球日冕数据可以显着有助于太阳物理学的研究。
2020-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar flares in the Solar Orbiter era: Short-exposure EUI/FSI observations of STIX flares
本文展示Solar Orbiter短曝光EUI/FSI观测对耀斑研究的重要性，提供9000多个STIX耀斑数据集，揭示耀斑带亚结构与硬X射线发射重叠，可约束耀斑建模的电子能量通量。
2024-11-19 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Location and energy of electrons producing the radio bursts from AD Leo observed by FAST in December 2021
本文利用FAST观测数据，结合ExPRES建模和漂移率拟合两种互补方法，首次约束了耀星AD Leo射电暴的源区位置和电子能量，并讨论了其与太阳系射电暴的异同及未来低频观测前景。
2025-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Observatory Research of Young Stellar Energetic Flares (MORYSEF): X-ray Flare Related Phenomena and Multi-epoch Behavior
本研究作为MORYSEF多天文台项目的一部分，利用钱德拉等多台望远镜数据，分析了猎户座主序前恒星X射线耀斑的特性、多历元行为及与恒星参数的关联，发现兆级耀斑具有普遍性。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Kappa Distribution Model for Hard X-Ray Coronal Sources of Solar Flares
太阳耀斑产生硬X射线发射，其光子光谱通常由热分布和幂律分布的组合表示。然而，非热电子的数量和总能量的估计是敏感的幂律截止能量的确定。在这里，我们重新审视了RHESSI在2007年12月31日观察到的一个“环上”日冕源，并表明卡帕分布模型也可以用来拟合其光谱。由于kappa分布除了具有高能量的幂律尾外，还具有类似麦克斯韦的核，因此可以在不假设截止能量的情况下导出瞬时电子的发射测度和温度。此外，电子数/能量密度的非热分数可以唯一地估计，因为它们是幂律指数的函数。根据卡帕分布模型，我们估计日冕源区的总电子密度约为2.4 × 10^10 cm^-3。我们还估计，在不假设源体积的情况下，源区中的中等比例（约20%）的电子是非热的，并且携带总电子能量的约52%。温度为28 MK，电子密度分布的幂律指数d为-4.3。这些结果进行了比较，传统的幂律模型和没有一个热核心组件。
2012-12-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Geocoronal Solar Wind Charge Exchange Process Associated with the 2006-December-13 Coronal Mass Ejection Event
针对2006年12月13日CME事件，研究利用多条高电离离子非热发射线确认地冕SWCX信号，并揭示其与磁云到达、北半球磁层尖点及太阳风流方位各向异性的关联。
2023-12-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Time Series of Magnetic Field Parameters of Merged MDI and HMI Space-Weather Active Region Patches as Potential Tool for Solar Flare Forecasting
本研究将SMARP与SHARP两类太阳活动区磁场数据产品合并为覆盖1996-2022年的MDI-HMI数据集，通过时滞互相关与滑动窗口分析发现活动区磁场属性超前于耀斑指数，为太阳耀斑预报提供新工具。
2024-09-11 astro-ph.SR physics.data-an stat.AP
FOXSI-2 Solar Microflares II: Hard X-ray Imaging Spectroscopy and Flare Energetics
研究了聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI-2）在2014年12月11日第二次飞行期间观测到的两个亚A类太阳微耀斑的能量释放和转移性质。FOXSI是第一个利用聚焦光学器件在硬X射线（HXR）区域对太阳成像的太阳专用仪器，对4-20 keV的能量范围敏感。通过光谱分析的两个微耀斑使用光学薄等温等离子体模型，我们发现等离子体加热到~10 MK的温度和排放措施下降到~ $10^{44}~$厘米$^{-3}$的证据。虽然FOXSI-2微耀斑没有检测到非热辐射，但对可能隐藏的非热分量的参数空间的研究表明，非热电子中可能有足够的能量来解释微耀斑1中的热能，这表明该耀斑与标准厚靶模型是一致的。通过太阳优化设计和HXR聚焦光学器件的改进，FOXSI-2在10 keV下的灵敏度比核光谱望远镜阵列（NuSTAR）高出约5倍，用于典型的微耀斑观测，并允许首次直接成像光谱学的太阳HXR，其角分辨率与微耀斑相关。利用这些改进的能力来研究小规模事件的演变，我们发现在一个子A级耀斑的空间和时间的复杂性的证据。这些研究与太阳动力学天文台（SDO/AIA）上的大气成像组件的同期观测相结合，表明这些小型微耀斑的演变与大型耀斑的演变更相似，而不是预期的纳米耀斑的能量爆发。
2020-11-09 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
