Plasma Heating to Super-Hot Temperatures (>30 MK) in the August 9, 2011 Solar Flare
我们调查了2011年8月9日X射线等级为X6.9的太阳耀斑，这是2000年至2012年“最热”的耀斑，根据GOES数据，峰值等离子体温度为32.5 MK。我们的目标是确定这样一个异常高的等离子体温度的原因，并调查在耀斑区域的能量平衡与津贴的超热等离子体（>30 MK）的存在。我们分析了RHESSI，GOES，AIA/SDO和EVE/SDO数据，并讨论了耀斑区域的空间结构和我们的光谱分析的结果，其X射线发射。我们的RHESSI X射线光谱的分析是在一个温度和两个温度的近似下进行的，考虑到热（20 MK）和超热（45 MK）等离子体的发射。两种模型中的硬X射线谱均符合幂律。所观察到的特点的耀斑被证明是更好地解释在两个温度模型，其中的超热等离子体位于耀斑环顶部（或在磁尖区）。超热等离子体的形成可以与其通过初级能量释放的加热以及与热传导的抑制相关联。异常高的温度（根据GOES为32.5 MK）最有可能是基于双通道GOES测量值计算温度的方法的伪像，该方法应用于多温度耀斑等离子体的发射，差分发射测量的低温部分具有较小的贡献。
2015-02-11 astro-ph.SR
A Hot Ultraviolet Flare on the M Dwarf Star GJ 674
作为哈勃空间望远镜（HST）财政部计划的一部分，我们获得了M2.5V恒星GJ~674的时间序列紫外光谱。在FUV监测观测期间，目标出现了几个小耀斑和一个大耀斑（E_FUV = 10^{30.75}尔格），在整个HST轨道上持续存在，等效持续时间> 30，000秒，与FUV先前记录的最高相对振幅事件相当。耀斑光谱表现出色球、过渡区和日冕跃迁的增强线发射和一个前所未有的色温为Tc ~ 40，000 +/-10，000 K的蓝色FUV连续谱。在本文中，我们比较了耀斑FUV连续辐射参数化的辐射流体动力学模型大气的M星耀斑。我们发现，所观察到的耀斑连续可以重现使用耀斑模型，但只有特设的热，密集的发射组件。这一观测结果表明，具有热FUV连续温度和显著EUV/FUV能量沉积的耀斑将继续对系外行星大气化学和加热具有重要意义，即使宿主M矮星的年龄超过其最活跃的演化阶段。
2019-01-24 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
How Common are Hot Magnetic Flux Ropes in the Low Solar Corona? A Statistical Study of EUV Observations
利用太阳动力学观测站（SDO）大气成像组件（AIA）131、171和304 A的观测数据，对141个M级和X级太阳耀斑中的热流绳进行了研究。一半的耀斑与日冕物质抛射（CME）有关。我们调查的目的是评估大耀斑中热流绳的频率，而不管它们相对于爆发开始的形成时间。使用形态学标准在131 A图像中识别通量绳，并且通过它们在较冷的171和304 A通带中的不存在来确认它们的高温。我们发现热通量绳在我们的45个事件（耀斑的32%），其中11个与局限耀斑，而其余34个与爆发耀斑。因此，几乎一半（49%）的喷发事件涉及热通量绳配置。补充的日出型X射线望远镜（XRT）数据的使用表明，这些百分比应被视为在大耀斑的热流绳的实际发生率的下限。
2015-07-14 astro-ph.SR
Study of Time Evolution of Thermal and Non-Thermal Emission from an M-Class Solar Flare
我们在1.5-100 keV的能量范围内进行了宽波段X射线光谱分析，以研究2016年7月23日M7.6级耀斑的时间演化，使用小型X射线太阳光谱仪（MinXSS）CubeSat和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）航天器。使用MinXSS（用于软X射线）和RHESSI（用于硬X射线）的组合，同时测量非热分量和三温度多热分量-“冷”（$T \approx$ 3 MK）、“热”（$T \approx$ 15 MK）和“超热”（$T \approx$ 30 MK）。此外，我们成功地获得了多热和非热分量的光谱演化与10秒的节奏，这对应于阿尔文时间尺度的太阳日冕。我们发现冷、热热分量的发射量都在急剧增加数百倍以上，并且在非热发射峰值之后逐渐出现超热热分量。我们还研究了微波光谱获得的野边山射电偏振计（NoRP），我们发现，有连续的回旋同步辐射从温和的相对论性非热电子。此外，我们进行了差分发射测量（DEM）的分析，通过使用大气成像组件（AIA）板载的太阳动力学天文台（SDO），并确定冷等离子体的DEM增加的耀斑环路。我们发现冷、热等离子体成分与色球蒸发有关。超高温等离子体成分可以用捕获在耀斑环中的非热电子的热化来解释。
2022-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
When hot meets cold: post-flare coronal rain
大多数太阳耀斑表现出一个延长的，长达一小时的耀斑后（或渐进）阶段，其特征是在许多极紫外（EUV）通带中可见的拱形耀斑后环（PFL）。这些日冕环充满了热的-- $\sim 30 \,\mathrm{MK}$ --和致密的等离子体，在耀斑的脉冲阶段从色球层蒸发，它们非常逐渐地恢复到正常的日冕密度和温度条件。在这个逐渐冷却到$\sim 1 \,\mathrm{MK}$的过程中，在PFLs内经常观察到更冷的-- $\sim 0.01 \,\mathrm{MK}$ --和更密集的日冕雨。了解PFL在这一长时间、渐进阶段的动力学对整个日冕色球层质量和能量循环至关重要。在这里，我们报告了一个模拟，其中一个太阳耀斑演变从耀斑前，在脉冲阶段的所有方式进入其渐进阶段，成功地再现后耀斑日冕雨。这场雨是由热不稳定引起的灾难性冷却造成的，我们分析了驱动这种突然冷凝现象的整个质量和能量预算演变。我们发现，失控的冷却和雨的形成也诱导出现黑暗的耀斑后环系统，在EUV通道中观察到的。我们确认和增强早期的观测结果，表明热传导和辐射损失交替主导的PFL冷却。
2021-09-24 astro-ph.SR
Revealing the Binarity of HD 36030 -- One of the Hottest Flare Stars
本研究针对TESS探测到耀斑的B9 V型恒星HD 36030开展光谱与光度研究，发现其为含低质量伴星的双星系统，提出耀斑源于双星成员间的磁相互作用，为热B-A型恒星耀斑形成理论提供了观测依据。
2023-04-28 astro-ph.SR
Flares hunting in hot subdwarf and white dwarf stars from Cycles 1-5 of TESS photometry
基于TESS第1至5周期数据对约1.2万颗热亚矮星和白矮星开展耀发普查，建立含193颗致密星1016次耀发的星表，发现sdB/sdO星耀发频率分布与热B/A型主序星相似，提示二者可能共享耀发机制。
2024-02-25 astro-ph.SR
Plasma Heating and Energization in Hot-Onset Flare Precursor Events
IREAP, University of Maryland（马里兰大学 IREAP）；Dept. of Physics, Institute for Physical Science and Technology, and the Joint Space Science Institute, University of Maryland（马里兰大学物理系、物理科学与技术研究所和联合空间科学研究所）
该研究通过磁重联模拟揭示引导场演化导致两种能量化机制，自洽解释了太阳耀斑热起始阶段先于非热辐射的现象。
2026-09-23 astro-ph.SR
Locating Hot Plasma in Small Flares using Spectroscopic Overlappogram Data from the Hinode {\it EUV} Imaging Spectrometer
与“标准”耀斑模型相关的关键过程之一是色球蒸发，这是一个通过在耀斑足点处的能量沉积而加热到高温的等离子体被向上驱动到日冕中的过程。尽管经过几十年的研究，仍然存在一些悬而未决的问题，包括在此过程中产生的等离子体与早期“超热”等离子体的观测之间的关系。Hinode/EIS有一个宽槽，常用作He II发射谱带的耀斑触发器。一旦强度超过阈值水平，研究切换到聚焦于张开区域的研究。然而，当强度不足以达到耀斑触发阈值时，这些数据集在整个耀斑期间可用，并在大视场内提供高节奏的光谱观测。我们使用一分钟的节奏数据从两个这样的研究C4.7耀斑和C1.6耀斑探测热Fe XXIV等离子体和RHESSI和XRT观测到的等离子体之间的关系，以跟踪发射来自哪里，当它开始。虽然空间和光谱信息合并在宽缝数据，它仍然是可能的提取时，热等离子体出现使用Fe XXIV光谱图像。也可以从EIS数据中获得光谱纯的Fe XXIV光变曲线，并将其与硬X射线的光变曲线进行比较，从而全面探索热发射的演变。Fe XXIV的发射峰值正好在硬X射线光变曲线的峰值之后;与能量转移到低层大气后加热等离子体蒸发的起源一致。在RHESSI峰值温度中还发现了C4.7耀斑的峰值，该峰值发生在硬X射线峰值之前。这表明热等离子体发射的第一个峰值可能与能量释放过程直接相关。
2020-03-05 astro-ph.SR
The impact of coronal mass ejections and flares on the atmosphere of the hot Jupiter HD189733b
高能恒星辐射可以使行星大气光蒸发，这可以在氢线的光谱凌日中观察到。对于系外行星HD 189733 b，在Ly- $α$线上的多次观测表明，大气蒸发是可变的，在$1.5$ -年的间隔内从未检测到的蒸发到增强的蒸发。巧合的是，当HD 189733 b被观测到蒸发时，在观测前8小时刚刚发生了一次恒星耀斑。这就引出了一个问题，即蒸发量的这种时间变化是否是由于耀斑、一次看不见的相关日冕物质抛射（CME），或者甚至是两者同时发生的影响而发生的。在这项工作中，我们调查耀斑（辐射），风和日冕物质抛射（粒子）对HD 189733 b大气的影响，使用三维辐射流体动力学模拟大气蒸发，自洽包括恒星光子加热。我们研究四个案例：第一-恒星的静止阶段，包括恒星风，第二-耀斑，第三-CME，第四-耀斑之后是CME。与静止的情况相比，我们发现，耀斑单独增加的蒸发率只有25%，而CME导致逃逸率增加了4倍。我们计算了Ly- $α$合成凌日，发现耀斑本身不能解释在Ly- $α$观测中观察到的高蓝移速度。然而，日冕物质抛射导致逃逸大气的速度增加，在高蓝移速度下增强了过境深度。虽然CME的影响显示出解释蓝移线特征的潜力，但我们的模型无法完全解释蓝移过境深度，这表明它们可能需要额外的物理机制。
2021-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Pre-eruption processes: heating, particle acceleration and the formation of a hot channel before the 2012 October 20 M9.0 limb flare
我们报告了导致2012年10月20日在NOAA AR 11598中发生M9.0耀斑/CME事件的喷发前活动的详细研究。这包括对大约25分钟前在同一AR上发生的先前受限C2.4耀斑的研究。我们观察到，M9.0耀斑的发生是两个不同的触发事件的结果，以及在时间上分开。第一次触发事件发生在M9.0耀斑爆发前约20分钟，证据是在C2.4耀斑的衰变阶段，一个预先存在的暗条在更高的日冕高度上不稳定并上升到一个新的平衡位置。这使系统处于有利于建立第二触发事件的磁配置。第二次触发事件发生在大约17分钟后，在M9.0耀斑的早期阶段，由暗条的进一步上升和成功的喷射证明。第二次触发之后是耀斑前兆阶段，其特征是非热发射和热通道的顺序形成，如SDO/AIA DEM（差分发射测量）图，RHESSI X射线图像和光谱所示。这些观测结果表明，磁重联和粒子加速可以解释前体相，并可以直接关系到热通道的形成。我们讨论的触发机制，其影响在早期和前兆阶段，并强调早期活动和前小的局限耀斑的重要性，以了解大爆发耀斑的启动。
2019-02-22 astro-ph.SR
Resolving Two Distinct Thermal X-ray Components in A compound Solar Flare
X射线发射是对太阳耀斑能量释放过程最直接的诊断。偶尔，超热X射线源被发现高于~10 MK温度的热耀斑环。虽然超高温等离子体的起源仍然难以捉摸，但它已经让人联想到一个有趣的图像，即在耀斑环上方的重联点附近的原位等离子体加热，与色球蒸发的传统图像形成对比。在这里，我们调查了一个非常长的持续时间的太阳耀斑，其中EUV图像显示两个不同的耀斑环系统，连续出现沿伽马形极性反转线（PIL）。当两个耀斑环系统同时存在时，HXR谱可以很好地拟合出一个热成分（Te ~12 MK）和一个超热成分（Te ~30 MK）。与快速日冕物质抛射相关的超热X射线源位于较早出现的耀斑拱廊的顶部，横跨并沿着伽马形PIL的长“臂”延伸。与缓慢的日冕物质抛射有关，热X射线源位于稍后出现的耀斑拱廊的顶部，横跨伽马形PIL的短“臂”。借助不同视角的观测，我们可以证实超热X射线源在投影上位于热源之上，但两个源属于不同的耀斑环系统。因此，本研究提供了一个立体观测解释共存的超热和热X射线发射等离子体在太阳耀斑。
2021-12-09 astro-ph.SR
Spots and flares in hot main sequence stars
从1-24扇区，约有22000颗开普勒星和近60000颗TESS星已被按变率类型分类。所有光谱类型的大部分恒星似乎都有与预期的自转周期一致的周期。先前对A星和B星晚期的分析强烈表明，这些恒星确实是旋转变星。在本文中，我们已经积累了足够的数据表明，旋转调制是目前甚至在早期的B星。对TESS A和B星的耀斑搜索导致在68颗恒星中检测到110个耀斑。耀斑的能量超过典型的K和M矮星至少两个数量级。这些结果，再加上目前的模型来解释恒星脉动在A和B星的严重困难，建议我们需要修改目前的理解与辐射信封的恒星外层。
2020-08-14 astro-ph.SR
A systematic study of hot O production and escape from Martian atmosphere in response to enhanced EUV Irradiance from Solar Flares
本研究基于2017年9月10日太阳耀斑，系统分析了增强的极紫外辐射对火星热氧产生与逃逸的影响，发现逃逸通量随耀斑强度先增后减，且能量耗散过程在长时间尺度上对逃逸率有显著作用。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The collisional relaxation of electrons in hot flaring plasma and inferring the properties of solar flare accelerated electrons from X-ray observations
X射线观测是对太阳耀斑中产生的快速电子的直接诊断，这些电子在能量释放过程中被激发并射向太阳。由于加速电子的性质在其传输和与背景等离子体的相互作用过程中会发生很大的变化，因此最终必须将一个模型应用于X射线观测，以了解加速电子的机制。冷厚靶模型被普遍用于此任务，因为它提供了一个简单的分析关系之间的加速电子谱和发射电子谱的X射线源，后者的数量很容易从X射线观测。然而，这样的模型对于大多数太阳耀斑来说是不合适的，因为它没有考虑到快速电子热化的物理学。使用一个更现实的模型，适当考虑背景等离子体的性质，碰撞扩散和热化的电子，可以减轻或甚至消除许多传统的问题与冷厚靶模型和推导加速电子光谱从X射线光谱，如数量问题和需要强加一个特设的低能量截止。
2015-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Very Bright, Very Hot, and Very Long Flaring Event from the M Dwarf Binary System DG CVn
2014年4月23日，雨燕卫星对它的爆发警报望远镜探测到的一个硬X射线瞬变做出了反应，这是附近一个年轻的M矮星双星DG~CVn的恒星耀斑。我们利用观测在X射线，紫外线，光学和无线电波长来推断两个大耀斑的属性。在0.3-100 keV的带通范围内，主爆发的X射线谱可以用单个高温等离子体或非热厚靶韧致辐射模型来描述，我们排除了基于能量基础的非热模型。这是恒星耀斑中光谱观测到的最高温度，T $_{X}$为290 MK。第一个事件之后，几乎一天后发生了一个能量巨大的事件。我们约束的光球面积在两个耀斑中的每一个是$>$ 10 $^{20}$厘米$^{2}$，并找到证据，从流量比在第二个事件的贡献，除了通常的热，T $\sim$ 10 $^{4}$ K黑体发射耀斑的脉冲阶段。X射线和白光的辐射能量表明，这两个事件是从M矮星观测到的两个能量最高的X射线耀斑，X射线辐射能量在0.3-10 keV带通范围内分别为4 $\times$ 10 $^{35}$和9 $\times$ 10 $^{35}$ erg，E $_{V}$的光学耀斑能量分别为2.8 $\times$ 10 $^{34}$和5.2 $\times$ 10 $^{34}$ erg。这里介绍的结果应纳入大型恒星耀斑对近地系外行星大气的天体物理影响的最新模型。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scaling of electron heating by magnetization during reconnection and applications to dipolarization fronts and super-hot solar flares
电子环速度空间分布先前已经在磁重联排气的数值模拟中看到，并且已经被认为是由压缩重联磁场对电子流出射流的磁化引起的[Shuster等人，${\it Geophys.~Res.~Lett.}, {\bf 41}$，5389（2014）]。我们提出了一个理论的主要和次要半径的环分布的依赖性仅在上游（波瓣）等离子体条件，从而允许预测的相关温度和温度各向异性的环上游参数。我们使用2.5维粒子在细胞（PIC）模拟不同的上游等离子体密度和温度的预测的有效性进行测试，发现预测值和模拟值之间的良好协议。我们证实了Shuster等人关于环形分布原因的建议，并且还发现环形分布位于重连磁场剖面中以平台或肩部为标志的区域中。温度的预测与观测到的电子温度在偶极锋是一致的，并可能提供一个解释的产生等离子体的温度在10秒MK的超热太阳耀斑。一个可能的扩展模型昼面重联进行了讨论。由于环分布是已知的激发哨声波，目前的结果应该是有用的量化的哨声波的产生在重联排气。
2022-08-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic Field Modeling of hot channels in Four Flare/CME Events
我们研究了四个具有双曲-S形系统的耀斑/CME事件的形成和磁拓扑结构，其中S形热通道位于暗条上方，它们在爆发前成对出现。热通道的形成通常需要数小时至数十小时，在此期间，两个J形剪切弧逐渐演化为S形热通道，然后保持稳定数十分钟或数小时，然后爆发。而低纬丝则无明显变化。我们建立了一系列的磁场模型，发现最适合的耀斑前模型包含了双曲线通量管（HFT）的磁通量绳。在HFT上方的场线对应于高位的热通道，而在HFT下方的场线围绕着下面的灯丝。特别是，在三个事件中，代表位于HFT上方的通量绳的连续和长的场线与观察到的热通道很好地匹配。而对于SOL 2014 -04-18事件，模拟观测到的热通道的通量束位于通量绳上方。这4次事件的磁绳轴都位于光球层上方19.8 ~ 46 μ m的高度范围内，其中SOL 2012 -07-12事件的磁绳轴高度最大，这可能解释了为什么人们通常认为它是双层结构。我们的模型表明，高地势的热通道可能是由磁重联之间的剪切场线发生在爆发前的灯丝。
2018-10-09 astro-ph.SR
Pre-flare processes, flux rope activation, large-scale eruption and associated X-class flare from the active region NOAA 11875
我们结合AIA/SDO、HMI/SDO、RHESSI和HiRAS的观测，对活动区NOAA 11875的X1.0耀斑（SOL 2013 -10- 28 T02：03）相关的热日冕通道喷发进行了多波长分析。在高日冕温度下的EUV图像表明，在活动区的核心存在一个热通道，从早期的耀斑前阶段证明预先存在准稳定的磁通量绳。热通道经历了一个激活阶段后，本地化和长期的耀斑前事件发生在其脚点之一附近。随后，通量绳继续缓慢上升$\approx$ 16分钟，在此期间，软X射线通量逐渐建立，表征了明显的前体相。随着X1.0耀斑脉冲相的开始，磁绳从缓慢上升状态过渡到爆发运动。热通道的爆发性扩张伴随着一系列III型射电爆发，这些爆发与强硬X射线非热发射的脉冲上升有关，其中包括来自日冕环的能量高达$\approx$ 50 keV的明确硬X射线源和来自其足点位置的能量高达$\approx$ 100 keV的硬X射线源。我们的研究包含的证据表明，耀斑前的活动发生在一个稳定的通量绳的空间范围内，可以使其不稳定的爆发。此外，突然过渡的磁通绳从缓慢上升到快速加速的状态，精确地分叉的前兆和脉冲阶段的耀斑指向早期CME动力学和大规模磁重联的强度之间的反馈关系。
2019-08-12 astro-ph.SR
The existence of hot X-ray onsets in solar flares
本文利用太阳轨道器/STIX结合GOES和AIA观测研究四次太阳耀斑最早期阶段，证实存在温度超过10 MK的“热起始”现象，且STIX比GOES更早探测到该模式，表明热起始对耀斑触发、早期发展和预测可能具有重要意义。
2023-10-06 astro-ph.SR
Improving Solar Flare Nowcasting with the Hot Onset Precursor Event (HOPE) Technique
本研究分析太阳耀斑热起始前驱事件（HOPE）的等离子体特征，开发基于HOPE的耀斑临震预报算法，可提前5-15分钟预警，有望比现有NOAA R3警报更早，为高频通信和耀斑观测提供支持。
2025-09-05 astro-ph.SR
Hot Plasma Flows and Oscillations in the Loop-top Region During the September 10 2017 X8.2 Solar Flare
在这项研究中，我们研究了2017年9月10日X8.2耀斑事件期间耀斑环上方热等离子体的运动。我们研究了主耀斑拱廊以南的区域，那里有来自界面区成像光谱仪（IRIS）和日出星极紫外成像光谱仪（EIS）的数据。我们发现，在IRIS的Fe XXI线和EIS的Fe XXIV线上，在该区域观测到20- 60 km/s的初始蓝移，并且这些蓝移的位置在大约10 min的时间内沿着拱廊向南移动。我们发现在Fe XXIV线的每个初始蓝移位置，多普勒速度都有周期约为400 s的阻尼振荡。我们的结论是，这些周期是独立的环路长度，排除磁声驻模作为一种可能的机制。欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的微波观测表明，在观测到多普勒频移的区域有非热辐射，这表明存在加速粒子。我们认为，流动和振荡是由于运动的磁场所造成的重联外流干扰的环顶区。
2020-10-22 astro-ph.SR
Hard X-Ray Imaging of Individual Spectral Components in Solar Flares
我们提出了一种新的分析技术，结合RHESSI高分辨率成像和光谱观测，将太阳耀斑发射可视化为光谱分量的函数（例如，温度，而不是能量。这种计算上廉价的技术适用于所有空间不变的光谱形式，并且对于可视化光谱确定的各个源并将它们置于上下文中是有用的，例如，将多个等温源与非热发射位置进行比较。例如，虽然极紫外图像通常可以用窄的温度范围来紧密识别，但由于发射主要来自特定离子种类的谱线，X射线图像由连续发射主导，因此具有宽的温度响应，使得难以识别特定温度的源，而不管图像的能带如何。我们结合RHESSI校准的X射线vibrium与空间集成的光谱模型，包括多个等温组件，以有效地隔离各个热源的组合发射和图像分别。我们将这种技术应用于2002年7月23日X4.8事件的研究在以前的作品中，和图像的第一次的超热和冷却器的热源独立。超热源离足点更远，在整个脉冲阶段更长，与超热等离子体的原位加热机制一致。
2015-08-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
Expansion of Solar Coronal Hot Electrons in an Inhomogeneous Magnetic Field: 1-D PIC Simulation
炽热电子在耀斑磁环中的膨胀对于理解太阳耀斑的动力学是至关重要的。在本文中，我们调查，为第一次，超热电子在磁镜场的基础上的一维粒子模拟（PIC）的输运。小俯仰角的热电子输运到冷等离子体中，导致冷等离子体中的朗缪尔波和热等离子体中的离子声波的产生。磁镜可以限制大俯仰角电子，导致电子平行和垂直温度演化时间尺度不同。这将导致电子温度各向异性的形成，从而在热电子和冷电子之间的界面附近产生哨声波。哨声波可以通过回旋共振将大俯仰角电子散射到较小的值，导致电子从热区逃逸。这些结果表明，哨声波在电子在耀斑磁环中的输运过程中可能起着重要的作用。本研究的发现为理解太阳耀斑的电子动力学提供了一些新的见解。
2019-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multiwavelength Stereoscopic Observation of the May 1, 2013 Solar Flare and CME
2013年5月1日的一次M级翼后太阳耀斑（SOL 2013 -05- 01 T02：32）伴随着一次（$\sim$ 400 km/s）日冕物质抛射，由几个具有不同视角的天基观测台观测到。我们研究了RHESSI观测到的起源于耀斑现场上方至少0.1 \solrad{}的遮蔽硬X射线发射。低于$\sim$ 10 keV的辐射揭示了一个来自逃逸的CME核心的热的、扩展的（11 MK，>60 arcsec）热源，其密度约为$10^{9}$ cm $^{-3}$。在这样一个稀薄的热等离子体中，电离时间尺度是几分钟，这与SDO/AIA的131 μ m过滤器中没有检测到热CME核心是一致的。非热RHESSI源起源于一个更大的区域（$\sim$ 100弧秒），密度较低（$10^{8}$ cm $^{-3}$），位于热核心上方，但仍然在CME前沿后面。这表明，所观察到的非热电子部分并不负责加热CME核心。可能热的核心在从地球上可见之前被非热电子加热，这意味着非热发射的未被掩盖的部分可能来自CME核心的更脆弱的部分，在那里非热电子存活足够长的时间，以便从地球上可见。来自火星奥德赛任务的同时硬X射线光谱，它观察了磁盘上的耀斑，表明在高日冕源内的非热电子$>$ 20 keV的数量是$\sim$ 0.1 - 0.5\%，与色球耀斑带内的数量相比。在这个中等规模的事件中探测到高日冕硬X射线源表明，这种源可能是太…
2020-12-18 astro-ph.SR
Spectral component imaging of solar X-ray flares
University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（西北瑞士应用科学与艺术大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Università di Genova（热那亚大学）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）
通过光谱成分成像方法，研究太阳耀斑中热和超热成分的空间分离及能量分布。
2025-11-17 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes
内容：许多先前的研究表明，日冕物质抛射的磁性前兆采取磁通量绳的形式，其中一部分由于其在$\sim$ 10 MK等离子体中的发射特征而被称为“热磁通绳”。目的：我们试图确定这些热通量绳形成的过程，以期发展我们对日冕物质抛射的理解，从而改善空间天气预报。方法：利用极紫外线观测，确定了日冕中的五条爆发前热流绳，并研究了它们是如何演化的。在每一条磁绳爆发前的几小时和几天里，都观测到了约束耀斑，这些耀斑被用作形成每一条磁绳的磁重联的阵发性爆发的指标。在每个形成时期的光球磁场的演变进行了观察，以确定的过程（es），使磁重联发生在$β<1$电晕和形成的通量绳。结果：被限制的耀斑被发现是同源事件，并建议磁通绳的形成时间范围从18小时到5天。在这些期间，观测到光球磁通量的碎片在通量绳有一个足点的太阳黑子中相互绕轨道运行。活动区的右手（左手）扭曲的磁通量表现出顺时针（反时针）的轨道运动，并形成右手（左手）磁通绳。结论：我们推断，光球磁通量碎片的轨道运动彼此带来的磁通量管在日冕，使组件重联，形成一个磁通量绳以上的一个燃烧的拱廊。这代表了一种新的太阳爆发触发机制，在预测太阳磁活动时应予以考虑。
2020-12-11 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Energetics of a solar flare and a coronal mass ejection generated by a hot channel eruption
本研究利用多波长多视角观测，计算了2011年9月22日热通道爆发产生的X1.4级耀斑及快速CME的各项能量分量，发现HC热能不可忽略且需持续加热以平衡冷却，为大规模太阳爆发的能量过程提供了见解。
2023-10-21 astro-ph.SR
The Flare-ona of EK Draconis
天龙座EK（HD 129333：G1.5 V）是一个著名的年轻（5000万年）太阳类似物。2012年，哈勃太空望远镜返回EK Dra，以跟进两年前宇宙起源光谱仪（COS）的远紫外（FUV）SNAPshot访问。短暂的SNAP指向发现了令人惊讶的红移，脉冲可变的次日冕Si IV 140 nm（T~ 80，000 K）的“热线”发射。偶然的是，2012年的后续计划见证了有史以来在类日恒星上记录到的最大的FUV耀斑之一，它再次显示出30-40 km/s的强烈红移（下行流），即使在通过空间望远镜成像光谱仪（STIS）的交叉校准发现的COS速度标度中补偿了小的系统性。在耀斑间隔之外的（现在减少了，但仍然很大）~10 km/s的热线红移并不随旋转相位而变化，因此不可能是由“多普勒成像”（后退边缘附近的明亮表面斑块）引起的。EK Dra的密度诊断O IV] 140 nm多重谱线比表明log（Ne）~ 11，比低活动太阳双星半人马座阿尔法A大一个数量级，但在大型恒星软X射线事件中推断的密度是典型的。在耀斑衰变和随后的更安静的时期之间的自相似的FUV热线轮廓，以及不变但高的密度，加强了一个长期存在的想法，即过度活跃的矮星的日冕一直在以无尺度的方式燃烧;如果你愿意的话，可以称之为“耀斑”。在这张图片中，亚音速热线下降流可能是耀斑后冷却过程的副产品，类似于太阳上的“日冕雨”。总而言之，新的STIS/CO…
2015-05-09 astro-ph.SR
Unstable phenomena in stable magnetospheres: searching for radio flares from magnetic OBA stars using VCSS
针对热磁性恒星，利用VCSS巡天数据搜索射电耀斑，发现三个候选源，其成像伪影概率低于1%，数据支持耀斑起源于恒星磁层的假设。
2023-10-16 astro-ph.SR
Eruption of EUV Hot-Channel near Solar Limb and Associated Moving Type-IV Radio Burst
利用太阳动力学观测站的观测资料，对2015年2月9日太阳临边附近的一次热流道磁绳（FR）爆发进行了研究。喷发前结构主要在EUV 131 $\mathring{\mathrm{A}}$图像中可见，具有两个高度剪切的环结构。它们经历缓慢的上升运动，然后重新连接，形成一个喷发的热通道，就像在系绳切割重连模型中一样。J形耀斑带跟踪FR的足点，这被确定为热通道。最初，观察到的热通道缓慢上升，在40公里秒$^{-1}$，随后从22：55 UT在87 $\pm$ 2 Mm的日冕高度的指数上升。在23：00 UT的爆发开始后，耀斑重连增加到3 R $_\odot$内的CME的加速过程。之后，日冕物质抛射在传播期间继续以8 m s的速度加速$^{-2}$.此外，喷发发射了II型，随后是III，IVm射电爆发。IVm型的开始和结束时间分别对应于1.5和6.1 R $_\odot$的CME核心高度。此外，光谱指数是负的，这表明非热电子被捕获在闭环结构中。该事件与IVm型事件同时发生，其独特之处在于耀斑带与喷发的热通道一起被非常清晰地观测到，这有力地支持了J形耀斑带的钩状部分勾勒出了爆发FR的边界。
2022-01-18 astro-ph.SR
Observational Analysis on the Early Evolution of a CME Flux-rope: Pre-flare reconnection and Flux-rope's Footpoint Drift
我们研究了热通道状磁通量绳（MFR）向喷发的早期演化。结合成像观察和磁场外推，我们发现热通道可能起源于一个预先存在的种子MFR与双曲线通量管（HFT）。在前体阶段，HFT处的三维系绳切割重连最有可能导致热通道的加热和积聚。在这个过程中，正在形成的热流道，空间尺寸迅速扩大，双脚滑向两个遥远的位置。随后，它瞬间爆发，速度暴增，在脚下留下了两个核心黯淡的痕迹。我们认为，耀斑前的重联在HFT发挥了至关重要的作用，在扩大种子MFR和促进其最终的太阳爆发的开始。此外，最近预测的漂移MFR的足迹被检测到在两个核心调光。特别是，我们发现，MFR的西足点漂移是由一个新的重联几何之间的爆发MFR的腿，从而倾斜的拱廊。随着MFR的西足点逐渐漂移到一个新的位置，一组新生的非典型耀斑环连接到西核心变暗，导致该核心变暗内的变暗区域迅速减少，并在其远端脚处产生次级耀斑带。这表明，由于爆发的MFR的足迹漂移，核心昏暗可能会明显减少，这意味着将爆发的MFR的真实足迹映射到太阳表面比以前想象的要困难得多。
2019-11-01 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
Dynamics of double layers, ion acceleration and heat flux suppression during solar flares
在日冕中观测到的耀斑加热的电子通常表明电子被限制。然而，限制机制仍不清楚。最近，利用粒子模拟（PIC）研究了日冕热电子向周围等离子体的输运。电子输运显着抑制形成的高度本地化，非线性静电电势的形式的双层（DL）。在这项工作中，大规模的PIC模拟进行探索的动态DL在较大的系统中，而不是一个单一的DL，多个DL生成。初级DL加速返回电流电子，导致与环境离子相互作用的高速电子束。这就形成了一个布尼曼不稳定系统，产生了更多的DL。在多个DL之间捕获加热的返回电流电子强烈抑制了电子输运。DL还加速环境离子并在扩展区域上产生强离子流。这阐明了日冕中的热电子耦合并加速离子形成太阳风的机制。在更大的系统中，这些新的动力学揭示了DL发展及其对日冕环境等离子体的影响的更可能的画面。它们适用于太阳探测器增强型等就地日冕空间飞行任务的准备。
2014-08-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Doppler shift oscillations from a hot line observed by IRIS
本文详细研究了2014年10月27日M7.1耀斑期间界面区成像光谱仪观测到的热环中的多普勒频移振荡。在Fe XXI 1354.09（logT~7.05）的多普勒频移中观察到周期振荡，其主周期约为3.1分钟。然而，这种3.1分钟的振荡没有发现在铁XXI 1354.09 A，AIA EUV通量，或微波辐射的线积分强度。SDO/AIA和Hinode/XRT成像观测表明，多普勒频移振荡位于热环顶区（> 11 MK）。此外，差分辐射测量（DEM）结果表明，当多普勒频移振荡时，耀斑环的温度迅速上升，但数密度并没有表现出相应的上升或振荡，这意味着耀斑环可能以不可压缩模式振荡。所有这些事实表明，在耀斑环中，短周期的多普勒频移振荡最有可能是驻波扭折振荡。同时，在多普勒频移和线积分强度、GOES SXR通量和AIA EUV光变曲线的时间序列中，发现了一个约10分钟的较长周期，表明该耀斑的周期性能量释放可能是由慢模波引起的。
2017-09-30 astro-ph.SR
Two-stage energy release process of a confined flare with double HXR peaks
对封闭耀斑的发生和随后的演变还没有完全了解。早期的研究主要是分析盘事件，以揭示其磁拓扑结构和禁闭原因。在这项研究中，利用在不同波长的X射线，EUV和微波下工作的一系列仪器，我们展示了2016年7月24日在太阳盘西北边缘观察到的受限耀斑的动态细节。从一开始的整个动态演化过程符合一个循环相互作用的情景。X射线剖面显示出有趣的双峰特征。从光谱拟合中发现，第一个峰是非热主导的，而第二个峰主要是多热的，具有热（~10 MK）和超热（~30 MK）分量。这种双峰特征的独特之处在于，两个峰值明显地分开4分钟，并且第二个峰值达到25-50 keV;此外，在高于3 keV的能带处，X射线通量在两个峰值之间显著下降。这与其他可用的成像和光谱数据一起，表明了两个阶段的能量释放过程。进行了全面的分析，调查这两个阶段的过程的性质。我们的结论是，第二阶段与热和超热源主要涉及直接加热通过环-环重联在一个相对较高的高度在日冕。事件特征的独特性和完整的数据集使研究成为对现有太阳耀斑文献的一个很好的补充。
2018-01-24 astro-ph.SR
Imaging coronal magnetic-field reconnection in a solar flare
磁场重联被认为在整个宇宙1的磁化等离子体系统中发挥着重要作用，包括行星磁层、磁星和黑洞周围的吸积盘。这封信提出了极紫外线和X射线观测的太阳耀斑显示磁重联与清晰的水平，以前没有实现。SDO/AIA的多波长极紫外观测显示，流入冷环和新形成的流出热环，正如预测的那样。RHESSI X射线光谱和图像同时显示了在预期位置加热到>10 MK的等离子体的外观。这两组数据提供了磁重联产生太阳耀斑的确凿证据，验证了流行的耀斑模型的基本物理机制。然而，也观察到了一些新的特征，需要包括在重联和耀斑的研究，如三维非均匀，非稳态和不对称的演变。
2015-02-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Statistical analysis of the onset temperature of solar flares in 2010-2011
本文利用GOES/XRS数据统计分析2010–2011年745次耀斑，发现75%的耀斑起始温度高于8.6 MK，证明热起始现象普遍存在。
2023-08-21 astro-ph.SR
Identification of Pre-flare Processes and Their Possible Role in Driving a Large-scale Flux Rope Eruption with Complex M-class Flare in the Active Region NOAA 12371
在这篇文章中，我们研究了前体耀斑活动的起源，并调查了它对触发通量绳爆发的作用，该通量绳导致活动区NOAA 12371的双峰M级耀斑（SOL 2015 -06- 21 T02：36）。该耀斑分为两个不同的阶段，峰值通量水平为M2.1和M2.6，间隔为$\approx$ 54分钟。活动区随着太阳黑子的旋转而表现出引人注目的移动磁性特征（MMFS）。活动区日冕的非线性力自由场（NLFFF）建模揭示了一个磁通量绳沿极性反转线在尾随太阳黑子群，这是观测表现为一个活动区灯丝和热通道的共空间结构中确定的304和94毫米图像，分别从大气成像组件（AIA）。活动区经历了一个长期的阶段，通量增强，其次是一个相对较短的时间内的通量取消之前，耀斑的爆发，导致建立和激活的通量绳。极紫外线（EUV）图像显示本地化和结构化的前耀斑发射，从该地区的MMF，邻近的主耀斑的位置。我们的分析揭示了强大的，局部地区的光球电流的相反极性的前体位置，从而使该地区容易受到小规模的磁重联。从这个位置的前兆重联活动最有可能引起一个滑动reconneton向北腿的热通道，导致不稳定的通量绳。应用磁维里定理表明，在耀斑前阶段，活动区的磁自由能总体上是增长的，而在热通道爆发并成功转化为晕日冕物质抛射（CME）后，磁自由能迅速衰减。
2020-02-14 astro-ph.SR
Microwave imaging of a hot flux rope structure during the pre-impulsive stage of an eruptive M7.7 solar flare
太阳爆发前脉冲阶段的日冕结构和过程对于理解导致随后爆发能量释放的物理过程至关重要。在这里，我们提出了第一次微波成像研究的热通量绳结构在爆发M7.7太阳耀斑的前脉冲阶段，与野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz。SDO/AIA还在其94和131 Ω的热通带中观察到磁通绳。在微波数据中，它被揭示为一个整体的拱廊状结构，由几个强度增强组成，通常由弱发射桥接，亮度温度（$T_B$）从~ 10，000 ~ 20，000 K变化。微波强度增强沿结构的位置保持相对固定在某些特定部分的磁通绳，表明发射电子的分布是受大规模的扭曲磁通绳的磁配置。小波分析显示了一个显着的2分钟的微波$T_B$变化期间的预脉冲阶段的利益。该期间同意以及报告的AIA太阳收缩环和向上喷射的等离子体团（建议重联流出）。这表明，这两个周期是由相同的重连过程，间歇性地发生在2分钟的时间尺度控制。我们推断，至少有一部分的发射激发的非热高能电子通过陀螺同步加速器机制。这项研究表明，微波成像在探索磁绳的磁几何形状和相关的重联过程中的太阳爆发的发病潜力。
2016-03-09 astro-ph.SR
Hot Spine Loops and the Nature of a Late-Phase Solar Flare
扇脊磁拓扑结构被认为是太阳爆炸事件中许多奇怪特征的原因。一个脊柱磁力线连接不同的通量域，但这种功能的直接观察一直很少见。在这里，我们报告了一个独特的事件观察到的太阳动力学天文台在一组热日冕环（超过10 MK）连接到一个准圆形色球带的一端和远程增亮在其他。磁场外推表明，这些线圈部分是演变的脊柱场线的示踪物。连续的滑移和零点型重联可能在起作用，为环等离子体提供能量，并在扇形准分界线层内和穿过扇形准分界线层传输磁通量。我们认为，最初的重联是“突破”的类型，然后过渡到一个更激烈的耀斑重联与喷发的风扇圆顶。预期会发生显著的磁场变化，并且确实会发生变化。这一事件还具有极紫外（EUV）后期，即在温暖的EUV线（约2-7 MK）中延迟的二次发射峰。我们发现，这个峰值来自冷却的大型后重联环旁边和上方的紧凑的风扇，在这样的拓扑设置喷发的直接产品。大型拱廊的冷却时间较长，导致了长时间的延迟;还可能需要额外的加热。我们的结果表明跨尺度磁耦合的临界性质-子系统中的拓扑变化可能导致更大规模的爆炸。
2013-10-05 astro-ph.SR
The Impulsive Phase in Solar Flares: Recent Multi-wavelength Results and their Implications for Microwave Modeling and Observations
这篇简短的论文回顾了最近对耀斑期间低层大气（色球层和光球层）中发生的过程的几个关键观测。这些是：在耀斑色球层的紧凑和碎片结构的证据，在光学耀斑的脚点，在耀斑脉冲阶段，在磁场的阶梯状变化的条件，热，密集的'色球'的脚点。这些意见的微波的影响进行了讨论。
2013-11-27 astro-ph.SR
The Kinematic Evolution of Erupting Structures in Confined Solar Flares
在这封信中，我们研究了与受限耀斑相关的上升热团的运动学性质。利用太阳动力学天文台上的大气成像组件提供的高节奏极紫外图像，我们发现，对于这里选择的26个事件，热团首先向外冲动加速，但随后迅速减速至静止。它们的速度演化与伴随耀斑的地球同步业务环境卫星软X射线通量的时间变化基本同步，只是速度峰值比软X射线峰值早几分钟。此外，爆发斑点的加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间适度相关。在26个案例中，有9个甚至在相关耀斑发生前几分钟就出现了喷发的斑点。我们的研究结果表明，一小部分的局限耀斑也涉及喷发的磁通量绳，这有时是形成和加热之前的耀斑发作。我们认为，这些局限耀斑的起源和发展与爆发耀斑相似，主要区别可能在于背景场的限制，前者比后者强。
2020-11-24 astro-ph.SR
Observations of Post-flare Plasma Dynamics during an M1.0 Flare in AR11093 by SDO/AIA
我们使用SDO/AIA 304 μ m和171 μ m滤波器观测了2010年8月7日AR 11093中一个M1.0级双带状耀斑衰变阶段演化的多股耀斑后环系统中冷热等离子体的运动。观察到了多温度下环系统中的运动光强特征及其反射光强特征。所观察到的热等离子体的对应物，可能包围冷约束等离子体，相对较快地移动（$\sim$ 34 km s $^{-1}$）到后者（29 km s $^{-1}$）的形式的扩展强度功能。传播的等离子体和强度从环的另一个足点的区域反射。等离子体运动的亚声速和相关的强度特征很可能是在耀斑后环系统中通过脉冲耀斑加热过程演化出来的。补充我们的意见，移动多温度的强度功能后耀斑环系统及其反射，我们还试图解决二维理想磁流体动力学方程数值模拟使用VAL-IIIC大气作为初始条件来模拟所观察到的等离子体动力学。我们考虑耀斑过程中在环系统的一个足点附近脉冲产生的局部热脉冲，它沿太阳色球层的磁场线发射。脉冲在沿该环系统移动时在较高高度处变陡成缓慢冲击，这触发了密切显示所观察到的等离子体动力学的等离子体扰动。
2011-09-30 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
A time dependent relation between EUV solar flare light-curves from lines with differing formation temperatures
极紫外线（EUV）太阳耀斑的排放演变的时间作为发射等离子体加热，然后冷却。虽然准确地模拟这种演变在历史上一直很困难，特别是对于经验关系，但它对于理解太阳的过程以及它们对行星大气的影响很重要。为了改进经验耀斑模型，推导了一个新的简单的经验表达式来预测冷排放将如何根据热排放的演变而演变。这项技术最初是通过研究太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）详细观测到的12个耀斑而发展起来的。然后，对EVE观测到的1100多个耀斑进行了分析，以验证这些关系。Cargill和基于焓的热演化环（EBTEL）耀斑冷却模型被用来表明，这种经验关系意味着由人口的热形成的离子辐射的能量近似成比例的能量激发人口的冷形成的离子发射时，两条线的峰值形成温度是高达72%的其他和以上2 MK。这些结果具有实际意义，提高耀斑辐照度的经验建模和识别关键的发射线，为未来的监测耀斑的空间天气业务，也提供了洞察耀斑等离子体的冷却过程。
2017-11-25 astro-ph.SR
NuSTAR detection of a hot stellar superflare with a temperature of 95 MK in hard X-rays
本研究利用 NuSTAR 硬 X 射线数据发现了一个暂现源，经多波段分析确认为发生在 M 型矮星等天体上的高温恒星耀斑，其耀斑环规模异常庞大，推测可能由多个同时发生的感应耀斑引起，并强调了理论模型在判断多重耀斑中的重要性。
2025-01-28 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
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
2015-04-09 astro-ph.SR
