Accelerated electrons observed down to <7 keV in a NuSTAR solar microflare
我们报告的检测从一个小的太阳微耀斑（GOES类A5.7）的核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观察到的非热电子分布的发射，与支持观测的拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。耀斑等离子体是很好地占厚靶模型的加速电子碰撞热化内的循环，类似于“日冕厚靶”的行为偶尔观察到较大的耀斑。这是第一次使用直接成像仪（而不是间接成像仪器）对来自太阳的非热硬X射线进行积极探测。加速电子分布的光谱指数为6.3 +/- 0.7，向下延伸到至少6.5 keV，并以约2x 1027 erg/s的速率沉积能量，将耀斑环加热到至少10 MK。在低至<5 keV的X射线中，主要的非热发射的存在意味着RHESSI发射几乎完全是非热的，这与RHESSI光谱学中通常假设的相反。非热能与热能之比与大耀斑相似，而与先前对小RHESSI耀斑的研究结果相反。基于平均电子能量和碰撞平均自由程，我们认为日冕厚靶可能是许多小微耀斑的共同特性，未来的观测将有助于了解耀斑粒子加速度如何在能量尺度上变化，并将有助于推动对纳米耀斑的观测制度，这是一个可能的日冕加热源。
2020-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Slow-Mode Oscillations of Hot Loops Excited at Flaring Footpoints
利用SOHO/SUMER、GOES/SXI和RHESSI观测资料对一次热环振荡事件进行了分析。SUMER在Fe XIX谱线上探测到阻尼多普勒频移振荡，并将其解释为基本的慢驻模。GOES/SXI的软X射线发射和RHESSI的硬X射线源的演化表明，一个大环的振荡是由一个小耀斑触发的，这可能是由这个大环与其足点处的一个小环的相互作用（局部重联）产生的。这项研究提供了明确的证据，支持我们早期的猜想，慢模式驻波在热日冕环的冲击加热（小或微耀斑）在环的足点激发。
2017-06-16 astro-ph.SR
Radio and X-ray Observations of Short-lived Episodes of Electron Acceleration in a Solar Microflare
太阳耀斑是日冕中突然的能量释放事件，由磁重联引起，加速粒子并加热周围的等离子体。在耀斑期间，通常存在多个时间和空间上分离的单个能量释放事件，这些事件可能难以根据观测仪器来解决。我们目前的多波长成像和光谱观测的多个电子加速事件在GOES B1.7级双带耀斑2012年2月25日，同时观察到的卡尔G。Jansky甚大天线阵（VLA）在1- 2 GHz，Ramatay高能太阳光谱成像仪（RHESSI）在X射线，太阳动力学观测台在极紫外线。在耀斑的初始阶段，观测到五次射电爆发。一个非热X射线源被认为是同时间，但不是同空间，与前三个无线电爆发。它们的射电光谱被解释为光学厚的回旋同步辐射。通过用回旋同步加速器模型拟合射电谱，我们得到了每个加速事件中的磁场强度和非热电子谱参数。值得注意的是，从X射线得到的非热参数与从射电推断的非热参数有很大的不同。这些观测结果表明，在太阳微耀斑的脉冲阶段存在多个同时加速事件。X射线和射电爆发源可能源自不同磁环中的不同电子分布。
2020-09-30 astro-ph.HE 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
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
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
Combined STEREO/RHESSI study of CME acceleration and particle acceleration in solar flares
利用两个前所未有的任务，STEREO和RHESSI的潜力，我们研究了三个观测良好的快速日冕物质抛射发生在靠近肢体连同其相关的高能耀斑排放的RHESSI HXR光谱和通量演变。从STEREO/EUVI和STEREO/COR 1数据的脉冲加速度阶段的完整CME运动学高达4 Rs的测量与一个高的时间节奏少等于2.5分钟。对于推导CME速度和加速度，我们应用和测试一个新的算法的基础上正则化方法。CME最大加速度在高度h < 0.4 Rs时达到，峰值速度在h < 2.1 Rs（在一种情况下小至0.5 Rs）时达到。我们发现，CME加速配置文件和耀斑的能量释放，证明在RHESSI硬X射线通量的演变同步的方式。这些结果支持标准耀斑/CME模型，其特征在于大尺度CME加速过程和相关耀斑的能量释放之间的反馈关系。
2010-02-16 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
Multiple electron acceleration instances during a series of solar microflares observed simultaneously at X-rays and microwaves
即使是很小的太阳耀斑，其形态和时间演化也会表现出令人惊讶的复杂性。它们的许多性质，如能量释放和电子加速，可以使用X射线和无线电波长的高度互补观测来研究。我们介绍了X射线观测的拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和无线电观测的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）的一系列GOES A3.4到B1.6级耀斑在2013年4月23日观察到。在X射线和极紫外线（EUV）中看到的耀斑起源于活动区域NOAA 11726内的多个位置。一个名副其实的动物园不同的无线电发射之间的1 GHz和2 GHz的同时观察到的X射线耀斑。除了宽带连续辐射外，还观察到宽带短寿命爆发和窄带尖峰，表明电子加速。然而，这些源位于距离耀斑X射线源150弧秒的地方，但只有一些辐射可以解释为在主耀斑附近加速的电子的特征。对于其他来源，没有发现明显的磁连接到主耀斑网站。这些排放可能源于次级加速点的耀斑触发，但可能是由于重联和加速完全无关的共时观测到的耀斑。由于极高的灵敏度的VLA，没有实现与当前的X射线仪器，它表明，粒子加速发生频繁，并在多个位置内的一个耀斑活动区域。
2021-09-27 astro-ph.HE 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 height of a white-light flare and its hard X-ray sources
本文描述了对太阳边缘附近的白光耀斑（SOL 2011 -02- 24 T07：35：00，M3. 5）的观测，并由此获得了光学连续谱源和相关硬X射线源的高度估计。我们发现，在白光和硬X射线（30-80 keV）的脉冲相位发射的质心匹配密切的中心距离（角位移从太阳中心），在0.2”的顺序的不确定性。这直接意味着这些辐射的共同来源高度，加强了可见耀斑连续体形成和加速电子之间的联系。我们还估算了这些辐射的绝对高度，即距离太阳中心的垂直距离。据我们所知，这种直接的估计以前没有做过。利用日地关系天文台同时拍摄的195厘米的图像，（STEREO-B）航天器，以确定耀斑足迹点的日面坐标，我们确定光球上方的平均高度（通常定义为; τ= 1（5000 Ω时），分别为305 \pm 170 km和195 \pm 70 km，耀斑的硬X射线（HXR）和白光（WL）足点源的质心。这些高度在大气中出乎意料地低，并且分别与观测到的6173千电子伏和~40千电子伏光子的τ= 1的预期位置一致。
2012-06-05 astro-ph.SR
The Solar X-ray Limb
我们描述了一种新的技术来测量的高度的X射线肢体的观测从被掩盖的X射线耀斑源所观察到的RHESSI（拉马蒂高能光谱成像仪）卫星。该方法具有不同于在光学波长处的传统观测中存在的模型依赖性，其依赖于涉及具有复杂几何形状和流动的介质中的辐射转移的详细建模。因此，它提供了一个独立的和更严格的测量“真正的”太阳半径，这意味着质量分布。RHESSI的测量利用了耀斑X射线源的空间傅立叶分量（vibrium），该分量对掩蔽源下边界处的尖锐边缘的存在很敏感。我们已经找到了一个合适的耀斑事件进行分析，SOL 2011 -10- 20 T03：25（M1.7），并报告了这种新技术的第一个结果。在3-25 keV光子能量范围内使用4分钟积分，我们发现$R_{\mathrm{X-ray}} = 960.11\ \pm\ 0.15 \pm 0.29$ arcsec，在1 AU，其中的不确定性包括统计不确定性的方法和系统误差。标准VAL-C模型预测的值为959.94角秒，比我们的值低约1 $σ$。
2017-06-14 astro-ph.SR
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
Solar Flare X-ray Source Motion as a Response to Electron Spectral Hardening
内容：太阳耀斑的硬X射线（HXR）被认为是由停在色球层的非热日冕电子产生的，或者被困在日冕中。碰撞厚靶模型（CTTM）预测，由更硬的幂律注入光谱产生的源应该出现在耀斑环的腿或脚点的更远的地方。因此，在耀斑爆发期间注入的幂律电子谱的硬化应该与下降的硬X射线源同时发生。目的：通过将其预测的HXR源位置与观测到的太阳耀斑（在HXR峰值之前表现出非热主导的光谱，称为早期脉冲事件）的位置进行比较，来测试CTTM的这一含义。方法：利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）获得了一次早期脉冲C级耀斑的HXR图像和光谱。重建图像以产生三个能带的HXR源高度演变。空间积分光谱分析进行隔离非热发射，并确定幂律指数的电子注入光谱。然后将观察到的高度-时间演变与基于CTTM的模拟高度进行拟合。结果如下：一个很好的匹配模型和观测到的源高度达到，需要一个密度模型，同意与以前的研究耀斑环密度。结论：CTTM已被用来产生一个下降的模型HXR源的高度，以及与此事件的观察比较。基于这种解释，非热源的向下运动确实应该发生在任何耀斑中，在耀斑期间的电子分布中存在光谱硬化。然而，这通常会被与耀斑等离子体预热相关的热发射所掩盖。
2013-05-07 astro-ph.SR
Hard X-ray footpoint sizes and positions as diagnostics of flare accelerated energetic electrons in the low solar atmosphere
太阳耀斑中的硬X射线（HXR）辐射几乎完全来自耀斑区域的一小部分，即磁环的足点。利用RHESSI对太阳耀斑足点的观测，确定了6个近临边事件足点的径向位置和大小随能量的变化，以研究耀斑加速电子的输运和色球层的性质。HXR可见性前向拟合允许在HXR范围内的不同能量下找到沿着和垂直于扩口回路的磁场的HXR足迹点的位置/高度和尺寸。我们发现，在一半的分析事件，一个明确的趋势，降低的高度源的能量found. Supposed碰撞厚靶运输，HXR源位于600和1200公里以上的光球光子能量分别为120和25 keV之间。在其他事件中，作为能量函数的位置在不确定性范围内是恒定的。垂直尺寸（沿电子传播的路径）的范围从1.3到8弧秒，这是高达4倍大于厚目标模型的预测，即使在HXR源的位置/高度与碰撞厚目标模型一致的事件。磁镜，碰撞俯仰角散射和X射线散射的结果进行了讨论作为潜在的解释。
2011-04-15 astro-ph.SR
Height-dependent thermal properties of extreme-ultraviolet campfires in the quiet Sun
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；ETH-Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台太阳-地球卓越中心SIDC）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Research Center for Astronomy and Applied Mathematics (RCAAM), Academy of Athens（雅典科学院天文学与应用数学研究中心）；University of Graz, Institute of Physics（格拉茨大学物理研究所）；European Space Agency (ESA/ESTEC)（欧洲空间局）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理学实验室）
本研究利用Solar Orbiter/EUI数据量化宁静区EUV营火的热能量与高度分布，发现其能量约10^20-10^24尔格，对日冕加热贡献有限，且大气分层主要影响冷却时标而非能量尺度。
2026-09-11 astro-ph.SR
The sub-arcsecond hard X-ray structure of loop footpoints in a solar flare
利用新近发展的X射线可见度前向拟合技术，对一次临边耀斑的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测数据进行了拟合，研究了硬X射线色球足点源的大小、形状和位置对能量和高度的影响.这提供了有关电子输运和色球密度结构的信息。利用PIXON、最大熵法、CLEAN和可见度前向拟合算法，分析了两个足点X射线源在$\sim 20$ ~ $\sim 200$ keV非热能量范围内的空间分布。我们的报告，第一次，垂直范围和宽度的硬X射线色球源测量作为一个功能的一个肢体事件的能量。我们的观察表明，足迹的垂直和水平尺寸都随着能量的增加而减小。更高的能量发射起源于色球层的更深处，与向下的耀斑加速流电子相一致。足点的椭圆率随着能量从$ \sim 20$ keV的$\sim 0.5$增加到$\sim 150$ keV的$\sim 0.9$。X射线发射的位置与标度高度$\sim 150$ ~km的指数密度分布一致。沿肢体的硬X射线足点源的特征尺寸随能量减小，表明足点中存在会聚磁场。X射线源的垂直尺寸与单一密度尺度高度的简单碰撞输运不一致，但可以用色球层中的多线程密度结构来解释。
2010-05-04 astro-ph.SR
EUV and HXR Signatures of Electron Acceleration During the Failed Eruption of a Filament
我们在TRACE 171卫星图像和失败的喷发期间观察到的HXR爆发中寻找EUV增亮。我们预计，如果喷发是由于与上覆的磁性结构相互作用而被限制的，那么我们应该观察到与磁性结构和粒子加速之间的重连有关的效应。我们利用TRACE观测了三次观测良好的失败喷发。将EUV图像与从Yohkoh/HXT和RHESSI数据重建的HXR空间分布进行比较。一个选定的区域的EUV光变曲线进行了比较的高度配置文件的喷发，HXR发射和HXR光子光谱指数的幂律拟合HXR数据。我们发现，EUV增亮密切相关的喷发速度降低，HXR爆发和硬化的HXR光谱的情节。极紫外线增亮区是在远离耀斑结构的地方观察到的，在耀斑最大值后30-60分钟观察到的大型环系统的足点。这些不是也观察到的“耀斑后”环，而是在低得多的高度上观察到的。在等于高度的高度上观察到高的环路系统，在该高度上观察到喷发停止。我们观察到HXR源空间相关的EUV增亮只有一次。对于其他EUV增亮区域，我们估计了HXR源的预期亮度。我们发现，EUV增亮的产生是由于喷发结构与覆盖环之间的相互作用。这种相互作用强到足以加热高环系统。这些环冷却下来，大约30-60分钟后在EUV范围内可见。与EUV增亮相关的HXR源的估计亮度表明，它们太弱，无法用现有的仪器检测到。然而，下一代仪器将具有足够的动态范围和灵敏度，以实现此类观测。
2012-09-26 astro-ph.SR
The Low-High-Low Trend of Type III Radio Burst Starting Frequencies and Solar Flare Hard X-rays
利用太阳耀斑的X射线和射电同步观测资料，研究了III型射电爆发起始频率与硬X射线谱指数之间的联系。对于事件的比例之间的关系得出的开始高度（频率）的III型射电爆发和电子束速度谱指数（推导出的X射线）被用来推断的空间特性（高度和大小）的电子束加速区域。这两个量都可以与电子束变得不稳定到朗缪尔波之前所行进的距离有关。为了得到一个合适的事件列表，我们考虑了RHESSI的X射线耀斑目录和凤凰2号的III型射电暴目录。从显示III型和X射线特征的200个事件中，我们选择了30个事件，这些事件在两个波长中同时发射，在X射线域中具有良好的信噪比并且持续时间> 20秒。我们发现，> 50%的选定事件显示出良好的相关性之间的启动频率的组的III型爆发和硬X射线光谱指数。经常观察到III型爆发的起始频率呈低-高-低趋势。假设一个背景电子密度模型和厚目标近似的X射线观测，这导致了III型发射和束电子光谱指数的起始高度之间的相关性。使用这种相关性，我们推断的耀斑加速区域的高度和垂直范围。我们发现高度从183毫米到25毫米，而大小范围从13毫米到2毫米。这些值与以前的工作，把一个扩展的耀斑加速区域高的日冕。我们分析了所需的假设，并探讨了我们假设的模型的可能扩展。我们讨论这些结果与来自X射线观测的加速度的高度和大小。
2014-03-07 astro-ph.SR
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
2020-05-20 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of a Flux Rope Formation by Series of Magnetic Reconnection in the Chromosphere
使用高分辨率的观测，从1.6米的新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO），我们报告的直接证据的合并/重新连接冷H $α$环在色球层在两个同源耀斑（B-和C-类）所造成的剪切运动在两个循环的脚点。这些环之间的重联导致形成了一个不稳定的磁绳，显示出逆时针旋转。磁绳无法达到环面不稳定的高度，未能形成日冕物质抛射。HMI磁图揭示了负/正（N1/P2）极性太阳黑子在相反方向上的旋转，这增加了以N1/P2为基础的磁性结构的右手和左手扭曲。在第一次B6.0耀斑期间甚至之后都观测到快速光球通量抵消（持续时间$\sim$ 20-30分钟，速率$\approx$ 3.44 $\times$ 10 $^{20}$ Mx h $^{-1}$），并持续到第二次C2.3耀斑结束。RHESSI X射线源位于环的合并部位。据我们所知，这样一个明确的相互作用的色球环，随着快速通量抵消还没有报道过。这些高分辨率的观测结果表明，色球圈内的一系列磁重联与非常快速的磁通抵消有关，从而形成了一个小的磁通绳。
2017-03-29 astro-ph.SR
Positions and sizes of X-ray solar flare sources
本文研究了X射线太阳耀斑源的位置和大小，并考虑了康普顿背散射。利用蒙特卡罗模拟模拟了X射线光子输运过程，包括光电吸收和康普顿散射，计算了不同源尺寸、光谱指数和主源方向性时太阳圆面上X射线源的视源尺寸和位置。我们表明，EQUIPDO效应将改变真实的源的位置，并大大增加了测量源的大小。源的位置被转移到$\sim 0.5"$径向朝向磁盘中心和5弧秒源的大小可以是两倍大，即使是各向同性源（最小的双折射效应）在1微米以上的光球。因此，X射线源应具有最小观测尺寸，因此，对于光球上方1 μ m高度处的盘中心点源（$\sim 1.4"$），FWHM源尺寸（2.35倍二阶矩）将与20-50 keV范围内的$\sim 7"$一样大。源的大小和位置的变化是最大的平坦的主要X射线光谱，较强的向下各向异性，源更接近太阳盘中心，和之间的能量为30和50千电子伏。当解释来自RHESSI或Yohkoh数据的X射线足点位置、足点运动或源大小时，应考虑反照率，并建议足点源在X射线中应大于在光学或EUV范围中。
2010-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasmoid Ejections and Loop Contractions in an Eruptive M7.7 Solar Flare: Evidence of Particle Acceleration and Heating in Magnetic Reconnection Outflows
粒子加速和等离子体加热在何处发生与磁重联的关系是太阳耀斑的一个基本问题。我们报告了2012年7月19日SDO/AIA和RHESSI观测到的M7.7耀斑的分析。等离子体团喷射和收缩尖形环形式的双向外流起源于爆发的通量绳和下面的耀斑环之间，速度通常为200-300 km/s，最高可达1050 km/s。这些外流与空间分离的双冠状X射线源与质心分离减少的能量。最高温度位于非热X射线环顶源附近，远低于推断的重联位点附近的收缩尖点的原始高度。这些观察结果表明，粒子加速和等离子体加热的主要场所是在重联流出区域，而不是重联网站本身。此外，有一个最初的上升的X射线和EUV环顶源之前，最近认识到下降，我们归因于多个过程之间的相互作用，包括向上发展的重联和向下收缩的重联环。脉冲相的开始延迟了10分钟，从下降的开始，但与向上的等离子体团，个别回路收缩，和整体的环顶下降，暗示的能量释放率和重连流出速度的密切关系的快速增加相一致。
2013-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
