RESIK and RHESSI observations of the 20 September 2002 flare
CORONAS-F上RESIK仪器的软X射线光谱3.33 A - 6.15 A构成了研究太阳耀斑等离子体物理条件的独特数据库，使计算差分发射措施成为可能。最短波长的两个RESIK通道与RHESSI光谱能量范围的低端重叠，该范围位于3 keV左右，从而可以比较两个数据集。我们的目标是比较RESIK和RHESSI光谱仪的观测结果，并将这些仪器相互关联。观测结果进行了比较与合成光谱计算的基础上的一维流体动力学（1D-HD）建模的结果。2002年9月20日对耀斑进行了分析。根据RHESSI和SOHO/EIT的图像，我们估计了1D-HD建模所需的耀斑环的几何形状。从RHESSI谱确定非热电子（NTE）的分布。1D-HD模型假设具有幂律谱的非热电子被注入到耀斑环的顶点。然后，NTE加热并蒸发色球层，用软X射线辐射的热而致密的等离子体填充环。通过比较GOES 1 - 8 A数据的观测通量和计算通量，限制了电子的总能量。我们确定了在整个耀斑演化过程中耀斑环每一点的温度和密度，计算了由此产生的X射线光谱。根据2002年9月20日耀斑的流体动力学模拟结果计算的合成光谱与观测到的RESIK光谱在大部分时间的耀斑是一致的。该差异因子可能与RESIK和RHESSI仪器之间交叉校准的不确定度有关。
2020-08-13 astro-ph.SR
RHESSI Investigation of X-ray Coronal Sources During Decay Phase of Solar Flares: II. Energy Balance
正如许多作者所指出的那样，在长持续时间耀斑（LDE）的衰变阶段观察到的X射线的缓慢减少只能用磁重联和耀斑日冕部分持续不断的能量释放来解释。使用RHESSI数据，我们试图回答以下两个问题。这些过程在LDE衰变阶段的有效性如何？如何根据这些数据精确计算能量释放率？为了回答这些问题，重建了所选LDE在其衰减阶段的图像。通过图像光谱分析获得的耀斑日冕源的物理参数，使我们能够研究能量释放过程的效率。我们还检查了能量方程中包含的项，以了解确定每个项的准确性。
2011-04-07 astro-ph.SR
RHESSI Investigation of X-Ray Coronal Sources During Decay Phase of Solar Flares: I. Observations
本文分析了一组长时程事件（LDE）的观测特征。用RHESSI重建的HXR图像具有良好的能量分辨率（1 keV），使我们能够对耀斑最大值后观察数小时的日冕环顶源（LTS）进行成像光谱学。我们发现这些源是大型结构。LTS的直径随着时间和能量而变化。高温成分最多可观察几十个小时。对于一些时间间隔，在光谱中观察到明显的非热成分，但当时没有显著的足迹发射。所有的热和非热辐射都来自LTS。获得的观测特征被用于计算LTS内的能量平衡，该平衡在Kolomanski，2011年（本期）中提出。
2011-04-05 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
Flare-associated type III radio bursts and dynamics of the EUV jet from SDO/AIA and RHESSI observations
本文详细描述了2011年2月15日07：58 UT活动区AR 11158的III型射电爆发与耀斑活动相关的高能现象之间的相互关系。由Wind/WAVE上的无线电波实验和地面射电望远镜阵列测量的III型射电爆发的时间与SDO/AIA和RHESSI观测到的EUV喷流和硬X射线发射相吻合。分别有明确的证据表明，EUV喷流与硬X射线发射共享相同的源区。由AIA的多波长测量确定的射流的温度表明，III型发射与热，7 MK，等离子体在射流的足点。
2013-04-10 astro-ph.SR
Derivation of Stochastic Acceleration Model Characteristics for Solar Flares From RHESSI Hard X-Ray Observations
湍流对粒子的随机加速模型已成功地解释了太阳耀斑的许多观测特征。本文提出了一种利用RHESSI（RavenRamaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）提供的高分辨率硬X射线观测数据获得加速电子能谱和重要加速模型参数的新方法。在我们的模型中，电子加速或非常接近环顶部产生薄的目标韧致辐射，然后向下逃逸产生厚的目标发射在循环的足点。基于RHESSI计数粒子的正则化反演得到的电子通量谱图像，我们导出了加速模型的几个重要参数。我们将此方法应用于2003年11月03日的太阳耀斑，它显示了一个环顶源高达100- 150千电子伏的硬X射线与一个相对平坦的频谱，除了两个脚点源。结果表明，存在强散射和湍流能量的高密度与陡峭的频谱中的加速区域。
2010-02-13 astro-ph.SR
Statistical relationship between the succeeding solar flares detected by the RHESSI satellite
自2002年2月$12^{\rm th}$发射升空以来，拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）已观测到8万多个太阳高能事件。利用观测到的大样本耀斑，我们研究了后续耀斑之间的时空关系。我们的结果表明，后续耀斑的时间和空间差异之间的统计关系可以描述为一个幂律的形式$R(t)\sim t^p$与$p=0.327\pm 0.007$。我们讨论了可能的解释，这一结果作为一个假设的基本物理特性的功能。不同的情况下被认为是解释这种关系，包括的情况下，后续事件之间的连接是通过在后Sedov-泰勒阶段的冲击波实现或耀斑之间的空间和时间关系应该是由一个不断扩大的耀斑区域中的子扩散制度。此外，我们不能排除统计关系背后的物理过程是耀斑对磁场的重新排序或由于某些未知过程的可能性。
2014-03-27 astro-ph.SR
Global Oscillation Pattern in Succeeding Solar Flares
研究了大太阳耀斑前后一段时间内微耀斑事件的时间重现性。我们的样本是基于X射线耀斑观测的地球同步业务环境卫星（GOES）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。分析的数据包括1330/301 M级和X级GOES/RHESSI高能太阳耀斑和4062/4119 GOES/RHESSI微耀斑，涵盖了2002年以来的时间。通过快速傅立叶变换（FFT）对微耀斑的复发进行时间分析，显示出多个显著的周期。基于GOES和RHESSI数据，时间分析还表明，多个周期同时出现在两个统计样本中，没有任何显着的变化。在GOES样本中，检测到的有效周期为：$11.33$、$5.61$、$3.75$、$2.80$和$2.24$分钟。RHESSI数据在$8.54$、$5.28$、$3.66$、$2.88$和$2.19$分钟时显示了相似的显著周期。周期被解释为驻波的特征，最长的周期（$P_{1}$）是基波，其他的是高次谐波模式。还分析了基波和高次谐波的周期比（$P_{1}/P_{N}$）。驻模可能是整个太阳大气层的全球振荡的签名，包括从光球到活动区日冕的磁化等离子体。
2018-05-24 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
The RHESSI Microflare Height Distribution
我们提出了第一次深入的统计调查耀斑源高度观测RHESSI。当RHESSI的全灵敏度可用时，使用耀斑发现算法发现耀斑，该算法被设计为搜索6-10 keV的计数率，以便找到最小的事件（Christe等人，2008年）。在2002年3月至2007年3月期间，共发现了25，006个事件，每个事件的源位置在4-10 keV，10-15 keV和15-30 keV的能量范围内确定。为了从观测到的投影源位置中提取高度分布，开发了一个前向拟合模型，该模型假设源高度分布，其中高度是从光球测量的。我们发现最佳耀斑高度分布由g（h）\propto exp（-h/λ）给出，其中λ = 6.1 \pm 0.3 μ m是标度高度。具有负幂律指数γ = 3.1 \pm 0.1的幂律高度分布也与数据一致。解释为热循环顶部源，这些高度相比，由势场模型（PFSS）产生的环路。观测到的耀斑高度分布比位场环高度分布陡得多，这可能是耀斑爆发过程的一个特征。
2011-04-13 astro-ph.SR
Hybrid simulations of chromospheric HXR flare sources
最近基于Ramaty高能光谱成像仪（RHESSI）观测的色球硬X射线（HXR）耀斑源的垂直范围和位置的测量显示出与基于标准碰撞厚靶模型（CTTM）的理论预测显著不一致。使用一个混合耀斑代码Flarix，我们同时和自洽模型的传播，散射和能量损失的电子束与幂律能谱和各种初始的俯仰角分布在一个纯粹的碰撞近似，同时加热色球的动态响应的时间尺度上典型的RHESSI图像重建。模拟的结果被用来模拟一个奇异的（紧凑的）环路内的色球HXR源的垂直分布的时间演化。采用典型的RHESSI成像时间尺度，给出了RHESSI所能观测到的能量相关的垂直尺度和位置。
2016-01-26 astro-ph.SR
A Very Narrow RHESSI X-ray Flare on 25 September 2011
在2011年9月25日GOES C7.9耀斑期间持续$\sim$ 10秒的脉冲尖峰期间，RHESSI成像的异常狭窄的X射线源（SOL 2011 -09- 25 T03：32）仅为$\sim$ 2弧秒宽和$\sim$ 10弧秒长。与HMI磁图和1700 ° C下的AIA图像的比较表明，X射线发射主要来自正极性区域中的长带，很少有（如果有的话）来自负极性带的发射。然而，从RHESSI导出的发射测量和源面积估计的$\sim$ 10 $^{12}~cm^{-3}$的热等离子体源密度表明，这可以最好地解释为日冕硬X射线源，其中能量小于$\sim$ 50 keV的加速电子被日冕中的库仑碰撞阻止，从而解释了更常见的明亮X射线足迹点的缺乏。RHESSI谱的分析显示出更大的一致性与多温度分布和低能量截止到22千电子伏的加速电子谱相比，12千电子伏，如果假设一个单一的温度分布。这导致电子总能量的下限改变了一个数量级，给出了具有$\sim$ 6的幂律指数的最佳拟合电子光谱的陡度。
2019-10-29 astro-ph.SR
The association of the Hale Sector Boundary with RHESSI solar flares and active longitudes
日球磁场（HMF）被构造成正负极性的大扇区。这些扇区之间的边界部分，其中极性变化与太阳半球中的前黑子到后黑子极性相匹配，称为黑尔扇区边界（HSB）。我们调查了耀斑发生率附近的HSBs和活动的耀斑之间的关联。以前的工作确定的时间HSB在太阳中央子午线，使用的HMF扇区边界在地球上交叉检测。除此之外，我们使用了一种新的方法，找到HSB的位置在任何时候都确定他们从位场源表面（PFSS）外推光球磁图。我们使用RHESSI X射线耀斑列表与HSB进行比较，因为它提供了14年来（从2002年2月到2016年2月）的准确耀斑位置，涵盖周期23和24。对于活跃的经度位置，我们使用以前发表的工作的基础上太阳黑子的观测。我们发现这两种测定HSB的方法基本一致，并且41%（第23周）和47%（第24周）的RHESSI耀斑发生在PFSS测定HSB的$30^\circ$范围内。HSB的行为在所研究的两个周期中变化，并且正如预期的那样，它们随着周期的变化而在半球中交换。HSB和活跃的CSB确实重叠，但并不一致。它们通常以不同的速率相对于彼此（以及卡林顿太阳自转速率）移动，并且这些在每个周期中都有所不同。HSB提供了一个有用的额外活动指标，特别是在难以确定活动指标的时期。
2018-09-06 astro-ph.SR
Solar flare hard X-ray spikes observed by RHESSI: a statistical study
上下文硬X射线尖峰是指太阳耀斑爆发期间高能HXR辐射剖面中秒到毫秒尺度上的精细时间结构。目标。我们提出了一个初步的统计调查的时间和光谱特性的HXR尖峰。方法.使用一个三西格玛尖峰选择规则，我们检测到184尖峰在94 322耀斑的显着计数在给定的光子能量，这是从解调的HXR光变曲线所获得的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）检测。在光子能量高于100 keV时，也检测到约五分之一的尖峰。结果尖峰的统计特性如下。(1)脉冲耀斑和长持续时间耀斑都产生了HXR尖峰，其发生率几乎相同。90%的尖峰发生在耀斑的上升阶段，约70%的尖峰发生在耀斑的峰值时间前后。(2)尖峰的持续时间从0.2到2秒不等，平均值为1.0秒，这与光子能量无关。尖峰表现出对称的时间曲线，上升和衰减时间之间没有显著差异。(3)在最具活力的尖峰中，几乎所有的尖峰都具有比其潜在的慢变分量更硬的计数谱。还有一个微弱的迹象表明，在高能发射中表现出时间滞后的尖峰往往比在低能发射中具有时间滞后的尖峰具有更硬的光谱。
2012-10-26 astro-ph.SR
Solar flare hard X-ray spikes observed by RHESSI: a case study
在本文中，我们分析硬X射线尖峰观察RHESSI了解他们的时间，光谱和空间特性。将新近开发的解调程序应用于RHESSI观测到的几个能带的硬X射线光变曲线。硬X射线尖峰是从解调的耀斑光变曲线中选择的。我们测量了尖峰持续时间，能量依赖的时间延迟，并计数这些尖峰的频谱指数。我们还定位了硬X射线源发射这些尖峰从RHESSI映射，是协调与成像观测在可见光和紫外线波长。我们确定快速变化的结构<1秒的硬X射线在五个耀斑的上升。这些硬X射线尖峰可以在超过100 keV的光子能量下观察到。它们表现出急剧的上升和衰减，持续时间（FWHM）小于1 s。在某些尖峰中存在依赖于能量的时间滞后。可以看出，尖峰表现出更硬的光谱比基本组件，通常由0.5的光谱指数时，他们被拟合到幂律分布。RHESSI在25-100 keV的清晰图，积分为2 s，以尖峰峰值为中心，表明硬X射线尖峰主要由极性相反的磁场中的双足点源发射。在RHESSI映射分辨率为4 arsec的情况下，硬X射线尖峰图在空间结构上与发射底层成分的源没有表现出可检测的差异。协调的高分辨率成像紫外和红外观测证实，硬X射线尖峰是在嵌入在相同的磁性环境的底层组件的磁性结构。一个事件的协调的高节奏TRACE紫外观测可能揭示了在尖峰叠加在基础组件上时空间尺度<1-2 arsec的新结构。它们可能是硬X射线尖峰的来源。
2012-10-26 astro-ph.SR
Electron Distribution Functions in Solar Flares from combined X-ray and EUV Observations
利用SDO和RHESSI对太阳耀斑进行同步观测，可以提供耀斑中热等离子体和高能粒子的空间分辨信息。RHESSI可以推断热（> 8 MK）热等离子体和非热电子分布的性质，而SDO/AIA对较低的温度更敏感。提出并实现了一种从SDO/AIA数据重建电子分布函数的新方法。RHESSI和AIA数据的组合分析允许在从~0.1 keV到几十keV的宽能量范围内推断电子分布函数。两个观测良好的耀斑的分析表明，在一般同意的分布在一个因素的三个RHESSI值外推到中间范围1-3千电子伏时，与AIA系统地预测较低的电子分布。可能的仪器和数值的影响，以及潜在的物理起源，这种差异进行了讨论。推断的电子分布函数一般显示一个或两个接近麦克斯韦组件的能量低于15千电子伏和非热尾以上。
2013-10-15 astro-ph.SR
A Hot Microflare Observed With RHESSI and Hinode
结合RHESSI和Hinode对GOES B级耀斑的观测，研究了15 MK等离子体的起源。没有任何可探测到的硬X射线发射，加上微弱的蓝移发射线（表明向上的速度平均只有14 km/s），这表明这是日冕直接加热的结果，而不是非热电子沉淀导致色球层蒸发。这些发现与最近对微耀斑等离子体的流体动力学模拟一致，该模拟发现，当使用较少的能量来加速电子脱离热分布时，可以获得更高的温度。此外，不寻常的红移在2 MK铁XV线（表明向下的速度为14公里/秒），观察到同空间的耀斑带之一，在事件期间。这样的高温等离子体的下行流是没有任何常见的耀斑模型预测。
2010-03-02 astro-ph.SR
Measurements of electron anisotropy in solar flares using albedo with RHESSI X-ray data
在太阳耀斑中被加速的电子的角分布是理解那里发生的加速和传播机制的关键参数。然而，高能电子的各向异性仍然是一个知之甚少的量，观测研究提供了各向同性分布的证据，理论模型主要考虑强波束的情况。利用RHESSI的硬X射线数据，利用光球散射的影响，推断出发射X射线的电子的俯仰角分布。一个双向近似和正则化反演进行8个大耀斑事件，推导出电子光谱在两个向下（朝向光球）和向上（远离光球）的方向。电子光谱和电子各向异性比计算宽的能量范围从约10和高达~ 300 keV附近的耀斑的峰值。在脉冲峰值附近的时间间隔持续4，8和16秒的短周期的电子各向异性的变化已被检查。结果表明，强各向异性的证据很少，平均电子通量谱是一致的各向同性电子分布。3 σ水平的不确定性，虽然能量和事件的依赖，被发现表明，各向异性大于~ 3的各向异性分布是不一致的硬X射线数据。在能量高于150-200 keV时，不确定性更大，因此可能的电子各向异性可能更大。
2012-10-17 astro-ph.SR
RHESSI and TRACE observations of multiple flare activity in AR 10656 and associated filament eruption
我们目前RHESSI和TRACE观测的多个耀斑活动发生在活动区NOAA 10656在2004年8月18日的两个小时内。在四次连续的耀斑中，有三次C级事件，而最后一次事件是一次X1.8级的太阳爆发耀斑。喷发前阶段的事件，即，在X1.8耀斑之前，其特征是在活动区灯丝附近发生的局部能量释放事件，该活动区灯丝产生强烈的加热以及非热发射。在爆发前几分钟，暗条经历了一个激活阶段，在此期间它以约12 km/s的速度缓慢上升。暗条爆发伴随着一个X1.8耀斑，在此期间观察到多个HXR爆发，能量高达100-300 keV。我们观察到一个明亮的和细长的日冕结构，同时在E（UV）和50-100 keV的HXR图像下膨胀的灯丝在HXR爆发期间，这为正在进行的磁重联提供了强有力的证据。这一阶段伴随着非常高的等离子体温度~31 MK，随后日珥从太阳源区脱离。从HXR发射的位置、时间、强度和光谱，我们得出结论，日珥爆发是由在爆发暗条下方形成的电流片中发生的磁重联事件驱动的。这些多波长观测还表明，与喷发前阶段暗条不同演化阶段相关的局部磁重联在通过系绳切割过程导致暗条不稳定方面发挥着至关重要的作用，从而导致大规模喷发和X级耀斑。
2013-05-07 astro-ph.SR
IRIS, Hinode, SDO, and RHESSI observations of a white light flare produced directly by non-thermal electrons
2014年10月22日14：02 UT，AR 12192发生X1.6耀斑，由Hinode，IRIS，SDO和RHESSI观测到。我们分析了一个明亮的内核，产生了白光（WL）耀斑与连续增强和硬X射线（HXR）峰。利用IRIS和Hinode/EIS的光谱观测，我们测量了色球和日冕亮核等离子体性质的时间变化。我们发现，爆炸蒸发时观察到的WL发射发生，即使在较热的线的强度增强是相当弱的。WL发射、HXR峰和蒸发流的时间相关性表明WL发射是由加速电子产生的。为了理解白光发射过程，我们计算了由非热电子沉积的能量通量（由RHESSI观察到），并将其与由IRIS观察到的色球线（Mg II三重态）估计的耗散能量进行比较。在30 ~ 40 keV的低能截止能量下，在厚靶模型下，非热电子的能流约为3 ~ 7.7 × 10^（10）erg cm^（-2）s^（-1）。利用Mg II副谱线测量色球层温度变化，估算出的能流约为4.6 - 6.7 × 10（9）erg cm^（-2）s^（-1）：约为沉积能量的6-22%。这种估计的能量通量的比较意味着连续增强是由非热电子直接产生的。
2017-01-23 astro-ph.SR
Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI
我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…
2015-03-04 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Plasma heating in the very early phase of solar flares
本文分析了2002年9月20日RHESSI和GOES卫星观测到的M1.8 GOES级太阳耀斑的软、硬X射线辐射。在这个耀斑事件中，软X射线发射之前的主要散装硬X射线发射的发病约5分钟。这表明，一个额外的加热机制可能是在工作中的早期开始的耀斑。然而，RHESSI光谱表明，非热电子的存在下，也在脉冲阶段。因此，我们假设电子束驱动蒸发是太阳耀斑上升阶段的主要能量传输机制。我们使用非热电子束来自RHESSI光谱作为热源的流体动力学模型的分析耀斑。我们发现，非热电子束提供的能量足以将耀斑环加热到它发出的软X射线严格遵循GOES 1-8 A光变曲线的温度。我们还分析了非热电子数、低能截止、电子谱指数以及这些参数随时间的变化。
2009-10-05 astro-ph.SR
Oscillations Accompanying a He I 10830 Å Negative Flare in a Solar Facula II. Response of the Transition Region and Corona
利用太阳动力学观测站（SDO）和RHESSI观测数据，以及地面观测站的观测数据，研究了与耀斑SOL 2012 -09- 21 T02：19相关的过渡区和色球层振荡现象。我们发现耀斑触发的2分钟振荡首先出现在RHESSI通道，然后出现在SDO 171 <$N和304 <$N通道，最后出现在色球He I 10830 <$N线。与RHESSI信号相比，色球层信号的延迟为7分钟，这表明波扰动从日冕传播到色球层。我们利用耀斑期间低层大气中3分钟和5分钟振荡的急剧增加来追踪振荡串向过渡区和日冕的传播。结果表明，171个通道的信号平均滞后于光球和色球信号200 s左右。我们建议，我们观察到慢磁声波的情况下，2分钟的振荡从日冕向下传播的情况下，3-和5分钟的振荡泄漏到日冕从下面。
2019-04-25 astro-ph.SR
G-band and Hard X-ray Emissions of the 2006 December 14 flare observed by Hinode/SOT and RHESSI
我们报告的G-波段发射观测太阳光学望远镜船上的日之出卫星与2006年12月14日的X1.5级耀斑。G波段增强源自耀斑日冕磁回路的足点，与Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪观察到的非热硬X射线韧致辐射源相一致。在可用的2分钟节奏下，G带和硬X射线强度在时间上进一步良好地相关。假设G波段的增强是黑体的连续辐射，我们推导出白光耀斑的总辐射损失（白光功率）。如果G-波段增强另外有来自线的贡献，则导出的值被高估。在厚靶假设下，我们比较了白光功率和硬X射线产生电子的功率。与加速电子谱的截止能量无关，白光功率与加速电子的功率大致成正比。使用所观察到的截止能量的上限~30 keV，硬X射线产生电子提供比产生白光发射所需的功率多至少2倍的功率。对于高于40 keV的电子，功率大致匹配脉冲阶段期间可用的所有四个时间间隔。因此，耀斑加速的电子包含足够的能量来产生白光耀斑辐射。观测到的时间、空间和能量的相关性强烈地表明，太阳耀斑中的电子加速和白光产生是密切相关的。然而，结果也呼吁注意的不一致性，在视源高度的硬X射线（色球）和白光（上层光球）源。
2010-04-24 astro-ph.SR
Broken-up Spectra of the Loop-top Hard X-ray Source during a Solar Limb Flare
太阳硬X射线（HXR）以足点源或日冕源的形式出现，每个单独的源都提供了关于非热电子加速和等离子体加热的关键信息。早期的研究发现，在某些事件中的HXR发射表现出破碎的幂律谱，根据空间积分谱分析，破碎能量约为几百keV，没有区分来自各个源的贡献。在本文中，我们报告了使用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）记录的HXR数据在SOL 2017 -09- 10 T16：06（GOES class X8.2）耀斑期间研究的日冕源的破碎光谱。耀斑发生在西翼的后面，其足点源大部分被盘掩盖，我们可以清楚地识别出这种破碎的光谱只属于日冕源在耀斑峰值时间和之后。由于一个显着的堆积效应的RHESSI光谱预计这一强烈的太阳耀斑，我们选择了堆积校正因子，$p = 2$。在这种情况下，我们发现所得到的\textit{RHESSI}温度（~30 MK）类似于GOES软X射线温度和45- 60 keV的断裂能量。在断裂能以上，谱随时间硬化，从谱指数3.4到2.7，并且在断裂能以下和以上的谱指数的差随时间增加，从1.5到5。然而，我们注意到，当假定$p = 2$时，RHESSI温度比GOES温度高约10 MK时，也可能是单一幂律拟合。简要讨论了环顶HXR源破碎谱的可能情况。
2019-06-09 astro-ph.SR
Multi-thermal representation of the kappa-distribution of solar flare electrons and application to simultaneous X-ray and EUV observations
粒子加速和等离子体加热是太阳耀斑物理中的基本问题之一。在一个广泛的能量范围内，耀斑激发电子的光谱的准确测定对于我们理解加速机制和总耀斑能量等方面至关重要。近年来，人们对kappa分布作为耀斑加速电子的总光谱的代表越来越感兴趣。在这项工作中，我们提出的卡帕分布作为一个差分发射措施。这允许推断电子分布从X射线观测和EUV观测，同时拟合所提出的功能RHESSI和SDO/AIA数据。这就产生了小于0.1 keV到几十keV之间的日冕源的空间积分电子谱。该方法被应用到一个单回路GOES C4.1耀斑。结果表明，只有结合RHESSI和AIA观测才能准确地确定总能量。与常用的RHESSI光谱拟合相比，同时拟合所提出的κ分布表示法将分析的耀斑中的电子数密度降低了约30倍，将总耀斑能量降低了约5倍。在0.043 keV和24 keV之间的耀斑的空间积分电子光谱是一致的组合的低温（~2 MK）组件和热（~11 MK）kappa类成分的光谱指数为4，让人想起太阳风分布。
2015-11-04 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
X-ray fine structure of a limb solar flare revealed by Insight-HXMT, RHESSI and Fermi
我们对2017年7月3日发生的M1. 3临边耀斑进行了详细的分析，其中包括硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT），Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和费米伽马射线空间望远镜（FERMI）等多台硬X射线望远镜记录的X射线观测。联合分析还使用了太阳动力观测站大气成像装置的极紫外成像数据。硬X射线光谱和成像演化表明低日冕源，非热破缺幂律分布具有相当低的破缺能量$\sim$ 15 keV。EUV成像显示，在硬X射线峰相位之前，等离子体配置是相当稳定的，并伴随着在硬X射线耀斑峰相位期间的灯丝喷发。从RHESSI数据重建的硬X射线图像只显示一个足点源。我们还确定了DEM的峰相SDO/AIA数据。积分EM超过10 MK的足点在峰期后开始出现，而重连点周围的$>$ 10 MK源开始消退。EM和硬X射线源的发展支持在非热能耗散之后的较低电晕等离子体加热。硬X射线谱与临边耀斑图像的结合，提供了对非热能与热能交换以及低日冕加热与高日冕不稳定性关系的认识。
2022-02-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Solar Flare Differential Emission Measures with EVE and RHESSI
推导出一个良好的约束差分发射测量（DEM）分布的太阳耀斑历来是困难的，主要是因为没有一个单一的仪器是敏感的耀斑观测到的整个范围的日冕温度，从$\lesssim$ 2到$\gtrsim$ 50 MK。我们提出了一种新的技术，结合极紫外（EUV）光谱的EUV变率实验（EVE）板载太阳动力学天文台与X射线光谱从RHESSI的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），推导出，第一次，一个自洽的，良好的约束DEM联合观测到的太阳耀斑。EVE对~2-25 MK的热等离子体发射敏感，RHESSI对$\gtrsim$ 10 MK敏感;这两种仪器一起覆盖了耀斑日冕等离子体温度的全部范围。我们已经验证了人工测试数据的新技术，并将其应用到两个X级耀斑从太阳活动周期24，以确定耀斑DEM及其时间演化;来自EVE数据的热发射的约束也约束了低能量截止的非热电子，耀斑能量学的一个重要参数。DEM分析还可用于预测观测较差的~0.4-5 nm范围内的软X射线通量，在地球空间科学中具有重要的应用。
2014-05-27 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Hard X-Ray Emission from Partially Occulted Solar Flares: RHESSI Observations in Two Solar Cycles
接近太阳边缘的耀斑，在那里的足点被掩盖，可以揭示X射线日冕环顶源的光谱和结构。我们的目标是研究相应的高能电子在其加速点附近的性质，没有足迹污染。为此，本文对RHESSI观测到的部分掩星耀斑进行了统计研究，涵盖了太阳活动周23和24的大部分。我们对116个耀斑进行了详细的光谱，成像和光变曲线分析，并在可用时包括SDO和STEREO的背景观测，从而进一步了解以前无法访问的耀斑发射。我们发现，大多数光谱拟合以及与热分量加上一个破幂律，非热分量。一个薄的目标kappa分布模型给出了令人满意的拟合后，增加了热组件。X射线成像揭示了小的空间分离之间的热量和非热量的组件，除了少数耀斑与更丰富的日冕源结构。一个全面的光变曲线分析表明，软X射线通量（来自GOES）的导数和大量耀斑的硬X射线之间有很好的相关性，表明了Neupert效应。结果证实，非热粒子加速日冕和估计的时间尺度支持一个薄的目标的情况下，类似的幅度的热和非热能通量的有效性。
2016-12-08 astro-ph.SR physics.space-ph
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 astro-ph.SR
Estimates of Densities and Filling Factors from a Cooling Time Analysis of Solar Microflares Observed with RHESSI
我们使用了4,500多个来自拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）微耀斑数据集的微耀斑（Christe等人，2008年，Ap. J.，677，1385），以估计电子密度和体积填充因子的微耀斑环使用冷却时间分析。我们表明，如果填充因子被假定为统一的，计算的传导冷却时间比观测到的耀斑衰减时间，这反过来又比计算的辐射冷却时间短得多。这可能是非物理的，但矛盾可以通过假设辐射和传导冷却时间是可比的来解决，这在火炬回路温度最大且外部加热可以忽略时是有效的。我们发现，由此产生的辐射和传导冷却时间与观测到的衰变时间相当，这在以前的一些研究中被用作假设。推断出的电子密度平均值为10 ^11.6 cm^-3，填充因子平均值为10^-3.7。填充因子较低，密度高于以前对大耀斑的估计，但与Moore等人（Ap. J.，526，505，1999）。
2011-07-20 astro-ph.SR
Differential Emission Measure and Electron Distribution Function Reconstructed from RHESSI and SDO Observations
为了解决太阳物理学中与日冕能量释放机制有关的许多问题，需要得到热日冕等离子体的能量分布、发射测度、微分发射测度及其随时间的演化等参数。特别令人感兴趣的是太阳等离子体的能量分布，在太阳耀斑期间，太阳等离子体的能量分布可以从接近麦克斯韦分布演变为具有更复杂结构的分布。对于接收大部分耀斑能量的低能粒子，这种分布的确切形式仍然知之甚少;因此，需要进行详细的研究。我们提出了一个开发的方法，同时拟合的数据从两个航天器太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），使用差分发射测量和薄目标模型为2010年8月14日耀斑事件。
2015-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting solar flare hard X-ray spectra to in situ electron spectra. A comparison of RHESSI and STEREO/SEPT observations
我们比较了耀斑加速高能电子在太阳的特性注入行星际空间。我们已经确定了17个高能电子事件，以及与STEREO上的SEPT仪器观察到的硬X射线（HXR）耀斑与RHESSI航天器观察到一个明确的关联。我们比较的RHESSI HXR谱的谱指数与行星际电子。由于现场电子光谱的双幂律形状频繁，我们特别注意用于比较的光谱指数的选择。电子爆发和相关的III型和微波爆发之间的时间差表明，电子事件是在1天文单位检测到的，明显的延迟范围从9到41分钟。虽然母太阳活动明显是脉冲的，也显示出与极紫外线喷流的高度相关性，但大多数研究事件都与日冕物质抛射（CME）在时间上重合。尽管观察到的发病延迟和CME的存在下，在低日冕，我们发现一个显着的相关性约0.8之间的光谱指数的HXR耀斑和原位电子。如果只考虑具有显著各向异性的事件，则相关性增加。这表明，传输效应可以改变注入的光谱，导致强烈减少耀斑加速的印记。我们的结论是，行星际传输效应时，必须考虑到推断太阳高能电子事件的初始加速。虽然我们的研究结果表明，一个清晰的印记耀斑加速分析的事件样本，二次加速可能存在，这可以解释所观察到的延迟。然而，有限的和可变的俯仰角覆盖的SEPT也可能是观察到的延迟的原因。
2021-08-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Plasma heating in the very early and decay phases of solar flares
在本文中，我们分析了两个单圈太阳耀斑的能量收支的假设下，非热电子是唯一的来源，在所有阶段的等离子体加热的事件。2002年9月20日和3月17日，Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球同步业务环境卫星（GOES）分别观测到了耀斑。对于这两个研究的耀斑，我们推导出的能量通量包含在非热电子束从RHESSI观测数据约束观测到的GOES光变曲线。我们发现，非热电子提供的能量完全足以满足两个耀斑的预热和脉冲阶段以及其中一个的衰变阶段的等离子体的能量预算。我们的结论是，在调查耀斑的情况下，没有必要使用任何额外的特设加热机制以外的非热电子加热。
2011-03-17 astro-ph.SR
RHESSI Line and Continuum Observations of Super-hot Flare Plasma
我们使用RHESSI高分辨率成像和光谱观测从~5至100千电子伏的热热等离子体在2002年7月23日X4.8耀斑的特点。这些急剧下降的热X射线连续谱的测量结果与整个耀斑中两个不同的等温分量非常吻合：一个是超热（T > 30 MK）分量，峰值约为44 MK，另一个是低海拔热（T < 25 MK）分量，其温度和发射测量结果与GOES测量结果密切相关。这两个组成部分似乎是空间上不同的，它们的演变表明，超热等离子体起源于日冕，而GOES等离子体的色球蒸发的结果。在整个耀斑过程中，在~6.7和~8 keV处测量的Fe和Fe-Ni激发线复合物的通量和比率显示出与超热连续谱温度的密切关系。在前脉冲阶段，当日冕的热和非热连续光谱和空间重叠，我们使用这种关系来获得限制的热和非热发射。
2011-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hard X-ray Emission During Flares and Photospheric Field Changes
我们研究了GONG和HMI观测到的X级耀斑磁场的突变与RHESSI观测到的硬X射线（HXR）辐射之间的相关性，将光球场的变化与日冕重构联系起来，并探讨了磁场变化的起源。我们发现，空间上的早期RHESSI发射对应的强场变化的位置。磁场变化主要发生在极性反转线（PIL）附近的强磁场区域。随着耀斑足迹点远离PIL，后期RHESSI发射不对应于显著的场变化。大多数场变化在可检测的HXR信号的开始时间之前或附近开始，并且它们在可检测的HXR耀斑发射的大约相同时间或更晚的时间结束。在耀斑的后期阶段，一些场的变化以接近HXR足点的速度传播。场变化的传播通常发生在HXR信号中的最强峰值之后，此时足点开始远离PIL移动，即场变化遵循与HXR足点相同的轨迹，但在更早的时间。因此，场变化和HXR发射是时空相关的，但不是共空间的，也不是同时的。我们还发现，在最强的X级耀斑中，场的振幅变化的峰值比HXR信号的峰值早几分钟。我们简要地讨论了这一观察到的时间延迟在喷发过程中的电流片的形成。
2015-05-04 astro-ph.SR
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. II. Modeling
太阳峰年任务的结果表明，硬X射线和太阳耀斑过渡区发射之间存在密切联系。类似地，RHESSI和IRIS数据的现代组合可以以前所未有的方式告知加热过程的细节。我们研究了RHESSI，IRIS，SDO和Hinode观测到的一个小事件，使我们能够强烈地约束耀斑的加热和流体动力学性质，详细的观测结果在以前的论文中介绍。在这一事件中观察到的过渡区线的长时间红移，以及许多其他事件，从根本上与色球凝聚在一个单一的环不相容。我们结合RHESSI和IRIS数据来测量组成耀斑的许多磁链之间的能量分配。使用观测确定的能量分区，我们表明，一个适当的多线程模型可以重现这些红移的幅度，持续时间和线强度，同时被很好地约束所观察到的密度，温度和排放措施。我们评论了RHESSI和IRIS耀斑观测的一般意义，即：（1）单圈模型与长持续时间红移等观测量不一致;（2）两股X射线之间的平均间隔时间小于10秒，这意味着对于持续10分钟的硬X射线爆发，在耀斑带上的单个IRIS像元内至少有60条线：（3）这些线中的大多数被爆炸加热，能量分布符合幂律斜率$\approx -1.6$;（4）多链模型再现了观测到的谱线轮廓、峰值温度、差分发射测量分布和密度。
2016-07-22 astro-ph.SR
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observation of Electron Acceleration in the 2006 December 13 Flare
利用日本日出、RHESSI和野边山射电天文台对2006年12月13日发生的一次太阳耀斑进行了多波长观测，研究了电子加速的位置和机制。日出号上的太阳光学望远镜（SOT）观测到拉长的耀斑带，RHESSI观测到双足点硬X射线（HXR）源出现在部分耀斑带中。由SOT得到的光球矢量磁图表明，HXR源位于水平磁场改变方向的区域。该区域被解释为磁分界线的足点。用野边山射电日像仪拍摄的微波图像显示了连接HXR源的环形结构。微波强度的较亮部分位于环的顶部和脚部之间。我们认为这些观测结果是磁分界线附近电子加速和平行于磁力线注入的证据。
2009-03-06 astro-ph.SR
Active Longitude and Solar Flare Occurrences
本工作的目的是具体说明由拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球静止业务环境卫星（GOES）卫星观测到的耀斑活动的时空特征，以及被称为活动经度（AL）的增强太阳黑子活动的纵向域的行为。通过使用我们的方法，我们确定了AL在每个卡林顿旋转提供的德布勒森光电数据（DPD）。根据南北半球距AL的经度距离，分别估算了耀斑发生的空间概率。我们发现，RHESSI和GOES耀斑的60%以上位于活动经度的$\pm 36^{\circ}$范围内。因此，最能产生耀斑的活动区域往往位于活动纵向带中或靠近活动纵向带。该观察到的特征可以允许预测增强的闪耀概率的域的地理有效位置。进一步研究了活动经度附近耀斑发生的时间特性，发现了几个显著的波动，更准确地说，该方法的结果是：$0.8$年、$1.3$年和$1.8$年。这些活动经度带内太阳耀斑发生的时空特征为我们提供了更好的太阳耀斑预报机会。
2016-01-13 astro-ph.SR
Flare Footpoint Regions and a Surge Observed by the Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS), RHESSI, and SDO/AIA
Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪观测到的耀斑足点区域与2011年9月25日在N12 E33活动区11302观测到的M3.7耀斑的激增相吻合。在O VI、Fe X、Fe XII、Fe XIV、Fe XV、Fe XVI、Fe XVII、Fe XXIII和Fe XXIV的谱线上观察到耀斑。EIS的观测结果与Rheaven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测到的硬X射线爆发一致。在不同波长的EIS光栅图像上的RHESSI图像的叠加显示了在RHESSI图像中的特征与EIS的上流和下流区域以及环顶或近环顶区域的空间重合。观测到了一系列复杂的现象，包括多个蒸发区和浪涌，太阳动力学观测台/大气成像装置的望远镜也观测到了这一现象。EIS光谱仪的狭缝覆盖了几个耀斑足点区域，从这些区域观测到Fe XXIII和Fe XXIV线的蒸发上升流，多普勒速度大于500 km/s $^{-1}$。对于Fe XV等离子，观察到蒸发流出（~200 km s $^{-1}$）和下降流（~30-50 km s $^{-1}$）。在耀斑谱线上测量了120 ~ 300 km/s $^{-1}$的非热运动。在浪涌中，多普勒速度被发现从约0到超过250公里秒$^{-1}$的离子，如铁XIV线。非热运动可能是由于多个源彼此略微多普勒偏移或蒸发等离子体中的湍流。我们估计了硬X射线爆发的能量，得到了$\geq7\t…
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Multiwavelength Analysis of the Long-duration Flare Observed on 15 April 2002
本文对2002年4月15日观测到的长持续时间耀斑（软X射线峰值时间为03：55 UT，SOL 2002 -04- 15 T03：55）进行了多波长分析。这次耀斑发生在NOAA 9906的圆盘（S15 W 01）上，并被许多空间仪器观测到，包括太阳和日光层天文台（SOHO/EIT）上的极紫外成像望远镜，Coronas-F航天器上的RESIK光谱仪和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。我们对这些测量结果进行了复杂的分析，并研究了表征燃烧等离子体条件的形态和物理参数。利用195 ASOHO/EIT图像研究了耀斑环的演化。RHESSI数据的分析提供了一个机会，详细分析硬X射线发射与1千电子伏的能量分辨率。我们使用地球同步业务环境卫星（GOES）的观测等温解释的X射线测量。通过基于RESIK X射线谱的差分发射测量（DEM）分析，对耀斑等离子体进行了温度诊断。
2019-12-17 astro-ph.SR
Flare Impulsive-phase Durations
The Catholic University of America（天主教大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
本文基于近期研究，探讨了耀斑硬X射线与软X射线峰值时间延迟与磁环长度的关系，提出电子束加热持续时间及等离子体上升时间的解释。
2026-04-06 astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of a White-Light Solar Flare
本文报道了太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）和拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）对一次白光太阳耀斑（SOL 2010 -06- 12 T00：57，M2.0）的观测结果。HMI数据为我们提供了白光耀斑的第一个天基高分辨率成像光谱学，包括6173.34 nm处光球FeI线及其邻近连续谱的连续谱、多普勒和磁特征。在耀斑的脉冲阶段，两个磁足点中的每一个都出现了明亮的白光核。当耀斑发生时，HMI滤波图的光谱覆盖范围（六个等距样本，围绕标称线路中心跨越\pm 172 m2）包括线路核心和距离核心足够远的蓝色连续谱，以消除后者中的显著多普勒串扰，否则可能出现白光耀斑中的极端条件。RHESSI获得了完整的硬X射线和γ射线光谱（这是第24周期的第一个γ射线耀斑）。在耀斑期间，FeI线看起来向蓝色移动，但并没有进入发射状态;在整个线轮廓上，对比度几乎是恒定的。我们没有探测到这次地震的地震波。HMI数据表明白光足点中视线磁场的逐步变化。
2010-12-01 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
NuSTAR hard X-ray observation of a sub-A class solar flare
我们报告了太阳微耀斑SOL 2015 -09- 01 T04的NuSTAR观测。虽然它太微弱，无法被GOES X射线传感器观测到，但我们估计该事件的亮度为A0.1级耀斑。RHESSI观测到的这种微耀斑，每个探测器每秒只有5个计数，比现有文献中的任何硬X射线（HXR）耀斑都要微弱。微耀斑发生在高灵敏度的NuSTAR天体物理观测台进行太阳指向时，该观测台使用其直接聚焦光学器件制作了详细的HXR微耀斑光谱和图像。微耀斑表现出HXR特性，通常在较大的耀斑，包括快速上升和更渐进的衰减，更早的峰值时间与更高的能量，空间尺寸类似的RHESSI微耀斑，和高能量过剩超过等温光谱分量在脉冲阶段。微耀斑的发射量、温度和能量都很小，但物理尺寸并不小;观测结果与至少两个磁环相互作用的起源一致。我们估计微耀斑发生时的热能增加量为2.4 × 10^27尔格。观测结果表明，耀斑确实会缩小到极小的能量，并保留我们通常认为的“类似耀斑”的特性。
2017-07-18 astro-ph.SR
Numerical simulations of chromospheric hard X-ray source sizes in solar flares
X射线观测是研究太阳耀斑中电子传输、加速和加热的有力诊断工具。X射线足点源的高度和尺寸测量可以用来确定色球密度，约束磁场会聚和电子俯仰角演化的参数。研究了色球密度、磁镜效应和碰撞俯仰角散射对X射线源尺寸的影响。用数值和解析方法求解了与时间无关的电子输运Fokker-Planck方程，得到了电子分布随光球层高度的变化关系。从这个分布，预期的X射线通量作为高度的函数，它的峰值高度和半高宽计算和RHESSI观测比较。一个纯粹的仪器解释所观察到的源的大小被排除使用模拟RHESSI图像。我们发现，磁镜和碰撞俯仰角散射往往会改变电子通量，使电子停止在大气中的简单情况下，碰撞能量损失相比，更高。然而，由此产生的X射线通量主要是由色球层的密度结构决定的，并且只发现源宽度的边际增加。非常高的环密度（>10^{11} cm^{-3}）可以解释在更高能量下观测到的尺寸，但这是不现实的，并且与观测相反，在40 keV以下不会导致足点发射。我们的结论是，在一个整体的密度模型的垂直尺寸主要是由密度标度高度和预测小于RHESSI的结果显示。
2012-04-05 astro-ph.SR
Height structure of X-ray, EUV and white-light emission in a solar flare
大部分太阳耀斑发射来自太阳低层大气中非常紧凑的来源，可以在各种波长范围内看到：近光学、紫外、极紫外、软X射线和硬X射线以及伽马射线发射，但很少有空间分辨成像观测来确定这些区域的结构。本文研究了硬X射线（HXR）、极紫外和白光连续谱源在低层大气中的光球层上高度以及在这些高度上的密度。同时从SDO和HXR RHESSI图像的EUV/连续图像进行比较，研究观测良好的伽玛射线临边耀斑。使用RHESSI X射线光谱仪，我们确定了HXR源的高度作为光球上方能量的函数。将AIA/SDO和HMI/SDO图像与RHESSI图像进行比对，我们首次推断了耀斑足点中HXR、EUV和连续谱源的高度和特征密度。35-100 keV HXR源位于光球层上方1.7 - 0.8 μ m的高度，低于出现在1.5-3 μ m高度的白光连续发射，EUV发射的峰值起源于3 μ m附近。EUV发射位置与发生在完全电离色球顶层的~12 keV的低能电子的能量沉积一致。低日冕，而不是由>20 keV的电子，产生HXR的足迹在较低的中性色球层。白光发射的最大值出现在HXR和EUV发射之间，大概是在电离和中性大气之间的过渡，表明自由束缚和自由-自由连续发射。我们注意到，由低能电子沉积的能量足以解释光学和紫外发射的能量学。
2011-07-19 astro-ph.SR
Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)
本文介绍了RHESSI的X射线和伽马射线成像光谱能力，并概述其在2002至2018年间对太阳耀斑、太阳扁率、磁星及地球伽马射线闪等领域的重要科学贡献。
2022-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reconciliation of Waiting Time Statistics of Solar Flares Observed in Hard X-Rays
本文利用ISEE-3/ICE、HXRBS/SMM、WATCH/GRANAT、BATSE/CGRO和RHESSI等探测器对硬X射线观测到的太阳耀斑的等待时间分布进行了研究。虽然不一致的结果和解释已公布较早，根据相对较小的范围（$< 2$十年）的等待时间，我们发现，所有观察到的分布，跨越60年的等待时间，（$Δt \approx 10^{-3}- 10^3$小时），可以与单个分布函数，$N(Δt) \propto λ_0 (1 + λ_0 Δt)^{-2}$，其在大等待时间（$Δt \approx 1-1000$小时）具有$p \approx 2.0$的幂律斜率，并且在短等待时间$Δt \lapprox Δt_0 = 1/λ_0$时停止。我们从WATCH、HXRBS、BATSE和RHESSI数据中发现了$Δt_0 = 1/λ_0 = 0.80\pm0.14$小时处的一致断点。等待时间的分布是不变的采样与不同的流量阈值，而平均等待时间的比例与检测到的事件，$Δt_0 \propto 1/n_{det}$的数量的倒数。该等待时间分布可以用非平稳泊松过程建模，其爆发率$λ=1/Δt$随$f(λ) \propto λ^{-1} \exp{-(λ/λ_0)}$变化。这种耀斑速率分布代表了具有高耀斑速率的短簇中的高度间歇性的耀斑生产力，其被具有非常低耀斑速率的静止间隔隔开。
2010-02-25 astro-ph.SR
Multi-instrument Comparative Study of Temperature, Number Density, and Emission Measure during the Precursor Phase of a Solar Flare
我们对NOAA活动区12371中M6.5耀斑（SOL2015 - 06 - 22T18：23）之前的两个前体增亮进行了多仪器研究，重点关注温度（T），电子数密度（n）和发射测量（EM）。本研究中使用的数据是从具有各种波长的四台仪器中获得的，即，太阳动力学观测台的大气成像装置（AIA），在六个极紫外线（EUV）通带;扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA），在微波（MW）;拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI），在硬X射线（HXR）;和地球静止业务环境卫星（GOES），在软X射线（SXR）。我们比较了来自不同数据集的T，n和EM的时间变化。以下是主要结果。(1)GOES SXR和AIA EUV具有几乎相同的EM变化（1.5 - 3x10^48/cm^3）和非常相似的T变化，从8百万开尔文（MK）到15百万开尔文（MK）。(2)从最高到最低，EOVSA MW提供最高的温度变化（15 - 60 MK），其次是RHESSI HXR（10 - 24 MK），然后是GOES SXR和AIA EUV（8 - 15 MK）。(3)RHESSI HXR测量的EM变化总是小于AIA EUV和GOES SXR测量值的最多20倍。来自EOVSA MW的数密度变化比来自AIA EUV的值大至多100倍。结果定量地描述了在前体阶段的热参数的差异，测量不同的仪器在不同的波长制度和不同的发射机制。
2023-02-14 astro-ph.SR
