Drift-Kinetic Modeling of Particle Acceleration and Transport in Solar Flares
基于漂移动力学理论，我们建立了一个太阳耀斑中粒子加速和输运的模型。该模型描述了粒子分布函数的演变漂移动力学弗拉索夫方程，这使我们能够直接比较模拟结果与观测的实际参数范围内的太阳日冕的数值模拟。利用这个模型，我们研究了耀斑区电子分布的时间演化。模拟确定了两个主要机制的电子加速。一个是在闭合回路的顶部的电子感应加速器加速，其增强了垂直于磁场线的电子速度。另一种是开放磁场线中的惯性漂移加速度，它产生反日电子。所得的速度空间分布显著偏离各向同性分布。前一种加速可能是辐射环顶非热辐射的电子的产生机制，而后者是从太阳逃逸的电子，应该通过行星际空间的原位测量来观察，并通过等离子体不稳定性产生无线电爆发。
2010-03-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Acceleration and Confinement of Energetic Electrons by a Termination Shock in a Magnetic Trap: An Explanation for Nonthermal Loop-top Sources during Solar Flares
太阳耀斑中的非热环顶源是日冕中能量释放和粒子加速的最显著的观测信号。虽然已经提出了几种粒子加速的方案，但环顶源的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个模型，结合了大规模的磁流体动力学模拟的两个带状耀斑的粒子加速和传输模型调查电子加速的快模终止冲击在looptop。我们的模型提供了空间分辨的电子分布的动态耀斑的几何形状的演变。我们发现一个凹下的磁结构位于耀斑终止激波下方，由快速重联下降流引起。它作为一个磁阱，将电子长时间限制在环顶。当电子穿过冲击波阵面时，它们被显著地激发，并最终建立起延伸到数百keV的幂律能谱。我们认为，这种粒子加速和运输方案驱动的耀斑终止冲击是一个可行的解释所观察到的非热环顶源。
2019-11-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron acceleration by turbulent reconnection in solar flares
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory for Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）
本研究通过高分辨率MHD模拟，发现太阳耀斑的湍流重联可快速加速电子至约90keV，加速由湍流驱动压缩结构实现，为高能粒子加速机制提供了新见解。
2026-09-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
CME acceleration and non-thermal flare characteristics
我们研究了37个脉冲耀斑-日冕物质抛射（CME）事件的RHESSI非热X射线观测结果所证实的日冕物质抛射（CME）的主加速相与耀斑粒子加速之间的关系。CME峰值速度和峰值加速度与表征耀斑加速电子谱的各种参数产生明显的相关性。CME峰值速度与加速电子总能量的相关系数最高（c = 0.85），支持CME的加速和伴随耀斑的粒子加速从共同的能量源获得能量的观点，即可能是喷发构造后电流片中的磁重联。一般来说，CME峰值速度与非热耀斑参数的相关性比与CME峰值加速度的相关性高，但加速电子谱的谱指数与CME峰值加速度的相关性更高（c = -0.6），这表明耀斑加速电子谱的硬度与CME上升结构的脉冲加速过程紧密耦合。我们还得到了CME起始高度$h_0$与非热耀斑参数之间的高度相关性，其中$h_0$与耀斑加速电子谱指数（c = 0.8）的相关性最高。这意味着CME在低日冕高度爆发，即在较强磁场的区域，伴随着耀斑，耀斑更有效地将电子加速到高能量。在大多数的事件（80%），非热耀斑发射开始后，CME加速（6分钟），给电流片长度在发病的磁重联21 \pm 7微米。耀斑HXR峰值是很好地同步与CME加速曲线的峰值。
2012-05-11 astro-ph.SR
Particle acceleration and their escape into the heliosphere in solar flares with open magnetic field
本研究结合磁流体动力学与试验粒子模拟，揭示开放磁场太阳耀斑中加速区周围磁场结构如何作为过滤器，使留存在日冕与逃逸至日球层的粒子呈现不同能谱。
2023-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Radio emission from acceleration sites of solar flares
这封信提出了一个问题，即在太阳耀斑的加速点上，电子产生了什么样的无线电发射。具体来说，我们计算两个竞争加速模型内产生的非相干无线电发射-随机加速级联MHD湍流和经常加速崩溃磁陷阱。我们的分析清楚地表明，来自加速站点的无线电发射：（i）具有足够强的强度，可以通过现有的无线电仪器进行观测;（ii）具有在这两个竞争模型中明显不同的光谱和光变曲线，这使得它们在观测上是可区分的。特别是，我们认为，一些窄带微波和分米连续爆发可能是一个签名的随机加速太阳耀斑。
2009-07-31 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
Particle-in-cell simulations of particle energization via shock drift acceleration from low Mach number quasi-perpendicular shocks in solar flares
在太阳耀斑的磁重联流出中，可以出现低马赫数、高β的快模激波。这些发生在耀斑环顶上方的激波，可能提供了一些观测到的硬X射线和同期射电辐射的电子源。在这里，我们提出了新的二维粒子在细胞模拟低马赫数/高β准垂直冲击。模拟表明，电子在一定的能量阈值以上经历冲击-漂移-加速。在$E\lesssim 40\sim 100$ keV的能量范围内，热谱和非热谱之间的跃迁能以及来自模拟的谱指数与来自RHESSI的一些X射线谱一致。等离子体不稳定性与激波结构，如修改后的双流和电子哨声不稳定性的动力学色散关系的数值解确定。我们还表明，减少离子/电子质量比的PIC模拟的结果可以缩放到那些与现实的质量比。
2013-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Recent Advances in Understanding Particle Acceleration Processes in Solar Flares
我们回顾粒子加速的基本理论概念，特别强调可能发生在磁重联区域的过程。几个新的发展进行了讨论，包括在三维磁场配置的重联的详细研究（例如，电流片、塌陷陷阱、分界线区域）和湍流环境中的随机加速。流体，测试粒子，和粒子在细胞的方法和结果进行比较。虽然这些研究在解释太阳耀斑的各种观测表现方面显示出相当大的希望，但它们受到一些因素的限制，主要是与现有的计算能力有关。这些问题中最重要的是需要明确地将加速粒子本身的电动反馈纳入它们被加速的环境中。提供了一个简短的预测未来的进步。
2011-10-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining turbulent solar flare acceleration regions by connecting kinetic modeling and X-ray observations
University of Minnesota（明尼苏达大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
通过结合动能建模和X射线观测，研究太阳耀斑中湍流对电子加速的影响，确定加速区域和时间尺度。
2026-03-06 astro-ph.SR
Energy Release and Particle Acceleration in Flares: Summary and Future Prospects
综述了与耀斑能量释放和粒子加速基本过程有关的RHESSI测量。RHESSI对硬X射线连续谱的精确测量使模型无关的反卷积能够获得母电子谱。考虑到耀斑的影响，这些结果表明，电子幂律谱的低能截止值通常低于几十keV，这证实了加速电子包含了耀斑释放的大部分能量。RHESSI探测到一个高日冕硬X射线源，其中充满了加速电子，其能量密度与磁场能量密度相当。这表明先前存储在磁场中的能量有效地转换为电子的整体加速。一种新的无碰撞（霍尔）磁重联过程已经通过理论和模拟得到确认，并在空间和实验室中直接观测到;它也应该发生在日冕中，其重联速度快到足以在耀斑中释放能量。重连过程可能导致形成多个细长的磁岛，然后塌陷以加速电子，足够快地产生观察到的硬X射线发射。RHESSI开创性的高能离子γ射线线成像，揭示了跨越耀斑环拱廊的足迹，提供了强有力的证据，表明离子加速也与磁重联有关。耀斑粒子加速与行星际介质中观测到的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件、快速日冕物质抛射和渐变SEP事件有密切关系。
2011-10-09 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.plasm-ph
Cold, tenuous solar flare: acceleration without heating
我们报告了一个不寻常的冷，微弱的太阳耀斑，它揭示了自己通过许多和突出的非热表现，而缺乏任何明显的热发射签名的观察。RHESSI硬X射线和来自OVSA和Phoenix-2的0.1-18 GHz无线电数据显示了大量的电子加速（10 keV以上每秒10^35个电子），这是GOES M级耀斑的典型特征，电子能量高达100 keV，但GOES温度不超过6.1 MK。耀斑的成像、时间和光谱特征使我们得出一个坚定的结论，即该耀斑的大部分微波连续谱发射是直接在加速区域产生的。这一发现的耀斑能量释放和粒子加速的影响进行了讨论。
2011-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle acceleration in solar flares with imaging-spectroscopy in soft X-rays
本文指出软X射线成像光谱学可揭示太阳耀斑粒子加速的精确背景，结合多波段观测与数值模拟，有望成为理解电子加速的里程碑。
2023-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Energy Conversion and Electron Acceleration and Transport in 3D Simulations of Solar Flares
本文结合三维MHD模拟与帕克输运方程，研究太阳耀斑中电流片、终止激波和拱上下降流对电子加速的协同作用，揭示高能电子能谱与空间分布特征，为耀斑辐射建模提供依据。
2025-08-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Rapid Variability in the SOL2011-08-04 Flare: Implications for Electron Acceleration
太阳耀斑中的粒子加速问题一直是太阳物理学中的一个突出问题。目前尚不清楚哪种加速机制占主导地位，以及过量的磁能如何准确地转移到非热能和其他形式的能量。我们强调，最终的加速机制必须能够在最极端的条件下有效地工作，例如最短的检测时间尺度和最高的加速效率。在这里，我们专注于详细的多波长分析的SOL 2011 -08-04耀斑的初始阶段，表现出突出的短亚峰的非热发射与耀斑爆发期间的灯丝。我们表明，三维配置的耀斑，结合时间和光谱行为的快速变化的组件，把非常严格的限制的加速制度。具体地说，快速次峰是由非热电子的短注入产生的，该非热电子具有相当硬的单一幂律谱和沿平均磁场的相对窄的俯仰角分布。加速部位是位于扩展冠状环顶部附近的紧凑体积。电子被加速到几百千电子伏迅速，与特征加速时间短于50毫秒。我们表明，这些属性是难以调和的广泛采用的随机加速模型，而数据不可避免地需要由一个超级德莱塞电场，无论是定期或随机加速。
2019-09-09 astro-ph.SR
Wave Generation by Flare-Accelerated Ions and Implications for 3He Acceleration
该研究通过粒子模拟发现，耀斑加速的高能质子和α粒子产生的斜向波能有效加热并输运$^3$He至加速区，其丰度可接近$^4$He，从而解释脉冲耀斑中$^3$He的增强现象。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration by strong turbulence in solar flares: theory of spectrum evolution
提出了一个描述太阳耀斑中湍流非共振粒子加速的非线性自洽模型。考虑到被加速粒子对湍流的反作用，模拟了被强长波MHD湍流加速的带电粒子谱随时间的演化。主要发现是加速粒子和MHD湍流的非线性耦合导致了加速粒子谱的显著演化，根据粒子注入效率的不同，这种演化可以是软-硬-软或软-硬-硬。这种演化模式在太阳耀斑的硬X射线和伽马射线辐射中被广泛观察到。
2009-01-18 astro-ph.SR
GeV Particle Acceleration in Solar Flares and Ground Level Enhancement (GLE) Events
{ \sl地能级增强（GLE）}事件代表最大类别的{ \sl太阳高能粒子（SEP）}事件，其需要加速过程来产生$\gapprox 1$ GeV离子，以便在地球大气中产生具有足够强度的次级粒子簇射，以被地能级中子监测器检测到，在宇宙射线的背景之上。虽然GLE事件与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关联是无可争议的，但问题是负责加速的地点：日冕耀斑地点还是日球层CME相关的冲击？为了研究第一种可能性，我们探讨了GLE事件的时间与硬X射线生产在太阳耀斑，考虑高度和磁拓扑的耀斑，扩展加速的作用，和粒子捕获。我们发现，50%（12个中的6个）的最近（非掩）GLE事件在脉冲耀斑阶段加速，而其余一半则明显加速。看来，提示GLE组件，这是在几乎所有的GLE事件中观察到的，是由耀斑加速粒子在较低的日冕，而延迟逐渐GLE组件可以产生的，无论是通过延长加速和/或捕获在耀斑网站，或粒子加速CME相关的冲击在其传播过程中通过日光层。
2011-12-20 astro-ph.SR
A Classification Scheme For Turbulent Acceleration Processes In Solar Flares
本文建立了强磁化等离子体中低频等离子体湍流随机加速模型的分类方案。这种分类考虑了加速电磁场的性质和加速区域中带电粒子的传输性质。我们分组的加速过程，无论是共振，非共振或共振加宽，这取决于粒子运动是否是自由流沿磁场，扩散或两者的组合。随机加速移动磁镜和绝热压缩作为说明性的例子。我们得到的动量相关的扩散系数$D(p)$的表达式，无论是一般形式的加速力和电磁力是波浪形的情况下，与指定的色散关系$ω=ω(k)$。最后，对于所考虑的模型，我们计算了与能量相关的加速时间，这个量可以直接与加速粒子产生的辐射场的时间分布的观测结果进行比较，例如在太阳耀斑期间。
2012-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Characteristics of the flare acceleration region derived from simultaneous hard X-ray and radio observations
我们研究了一次观测良好的太阳耀斑中的III型射电爆发和加速电子的X射线特征，以发现加速区的空间特性。结合RHESSI硬X射线耀斑观测资料和凤凰二号和南塞射电日像仪观测资料，分析了耀斑加速电子的向外输运。观测结果表明，III型爆发的起始频率与太阳耀斑加速电子的HXR谱指数成反相关。我们证明了解析和数值计算的III型爆发的起始位置是依赖于加速电子的光谱指数和空间加速区域的大小，但弱依赖于相对强的电子束的高能电子的密度。使用这种关系和所观察到的反相关，我们估计的高度和垂直范围的加速区域，给出的值分别约为50毫米和10毫米。推断的加速高度和大小表明，电子在软X射线环顶上方被加速，这可能与耀斑环上方40 μ m和60 μ m之间的电子加速一致。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Effect of collisions and magnetic convergence on electron acceleration and transport in reconnecting twisted solar flare loops
本文研究了在不稳定扭曲冕环中粒子加速模型与磁重联MHD模型的耦合。扭结不稳定性导致形成具有强平行电场的螺旋电流，从而导致电子加速。电子在重联环的电场和磁场中的运动研究使用的测试粒子的方法，考虑碰撞散射。讨论了库仑碰撞和磁会聚对高能电子布居的空间分布和能谱的影响，以及对太阳耀斑中硬X射线辐射的可能影响。
2015-01-26 astro-ph.SR
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
Acceleration, magnetic fluctuations and cross-field transport of energetic electrons in a solar flare loop
等离子体湍流被认为与太阳耀斑中涉及的各种物理过程有关，包括磁重联、粒子加速和输运。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（{ \it RHESSI}）的观测和X射线可见度分析，我们确定了一次耀斑（GOES M3.7级，2002年4月14日23 $:$ 55 UT）的高能电子的空间和光谱分布，这一耀斑以前被认为与重联情景相一致。结果表明，由于环中存在高密度等离子体，电子必须绕长$\sim 2\times 10^9$ cm、宽$\sim 7\times 10^8$ cm的环顶点连续加速。几十keV的电子的能量依赖的运输被观察到发生沿和跨引导磁场的环路。我们表明，交叉场运输是一致的磁湍流的存在下，在循环中，电子被加速，并估计的大小的场线扩散系数的耀斑的不同阶段。在给定的磁场关联长度下，计算了磁涨落的能量密度，它大于非热电子的能量密度。当最大数量的电子被加速时，磁波动的水平达到峰值，并且在衰变阶段低于可检测性或不存在。这些硬X射线观测提供了第一个观测证据，证明磁湍流控制着致密耀斑环中高能电子的演化，并暗示了它们的湍流加速。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Quasi-periodic Accelerations of Energetic Particles during a Solar Flare
本文报道了2002年7月23日在一次X4.8级耀斑的脉冲相期间观测到的高能粒子中的非定常准周期脉动（QPP）（SOL 2002 -07- 23 T00：35）。X4.8级耀斑是由拉马蒂高能太阳光谱成像仪、野边山射电偏振仪和野边山射电日像仪同时测量的。在γ射线谱线辐射中检测到由小波变换确定的约50 s的准周期。用同样的方法，在几乎相同的时间内，在伽马射线连续谱、硬X射线（HXR）和射电辐射中发现了大约90 s的准周期。我们的观测结果表明，耀斑QPP应该与高能离子和非热电子，准周期性加速的重复磁重联。γ射线谱线和连续谱/HXR/射电辐射之间的不同准周期表明，这次太阳耀斑的高能离子和非热电子之间的加速或传播存在明显差异。
2022-05-16 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Particle Acceleration at a Flare Termination Shock: Effect of Large-scale Magnetic Turbulence
我们研究带电粒子（包括电子和质子）在预测存在于太阳耀斑附近的无碰撞冲击中的加速。通过耀斑模型和数值模拟，柴田福布斯我们研究了电子束通过数值积分的运动方程的大量的测试粒子电子的时间依赖性的二维电场和磁场产生的混合模拟（动力学离子和流体电子）使用典型的太阳耀斑等离子体环境的参数。冲击波是通过向刚性活塞注入等离子体流而产生的。大规模的磁波动-已知存在于等离子体中，并已知在冲击时对非热电子加速有重要影响-也包括在我们的模拟中。对于耀斑区的参数特征，我们的计算表明，在重联流出区（以上耀斑环）形成的终止激波可以加速电子的动能的几兆电子伏在100个离子回旋周期内，这是一个毫秒的顺序。给定足够的湍流振幅水平（$δB^2/B_0^2 \sim 0.3$），约10%的热测试粒子电子被加速到超过15 keV。我们发现质子也被加速，但在可用的时间内没有达到高能量，并且对于我们模拟中使用的参数，能谱比电子的能谱陡峭得多。我们的结果与观测到的太阳耀斑中的硬X射线辐射定性一致。
2012-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
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
Particle Acceleration in Solar Flares and Associated CME Shocks
对近地电子（SEP）和产生耀斑辐射的电子特征的观测表明，在某些（瞬发）事件中，这两个群体的起源似乎都是耀斑的位置，这表明SEP和硬X射线辐射电子的数量和光谱指数之间有很强的相关性，但在其他（延迟）与快速CME有关的事件中，这种关系很复杂，SEP往往更难。瞬发事件谱关系与厚靶或薄靶模型的预期结果不一致。我们表明，使用一个更准确的处理的加速电子的运输到的足迹和地球可以解释这种差异。我们的结果与Chen和Petrosian（2013）使用非参数反演方法对两个耀斑的结果一致，根据这些结果，我们具有弱扩散条件和由磁场会聚介导的捕获。延迟事件的弱关联和硬谱可以通过CME冲击环境中电子的再加速来实现。我们描述了在什么条件下可以实现这种硬化。使用这个（加速耀斑和再加速的CME）的情况下，我们表明，我们可以描述类似的二分法之间存在的所谓的脉冲，高度富集（$^3$他和重离子）和软SEP事件，更强的更渐进的SEP事件与接近正常的离子丰度和更硬的光谱。这些方法可以用来区分加速机制和约束其特性。
2016-05-13 astro-ph.SR
Electrons re-acceleration at the footpoints of Solar Flares
Hinode的观测揭示了一个非常动态和复杂的色球层。这就需要重新考虑这样一个假设，即太阳耀斑的色球足点是加速粒子仅因碰撞而损失能量的区域。传统上，电子被认为是在环的日冕部分加速，然后旅行到脚点，在那里它们失去能量并辐射出观察到的硬X射线。越来越多的观察证据挑战了这一假设。我们回顾了反对这一假设的证据，并提出了新的局部再加速厚靶模型（LRTTM），在该模型中，除了通常的碰撞损失外，电子在足点处还获得了再加速的增强。这样的模型可以提供一个替代的“标准”碰撞厚靶注入模型（TTM）（布朗1971）的太阳HXR爆发源，需要少得多的电子和解决一些最近的问题与TTM解释。我们看看不同的情况下，可能会导致这种重新加速，并从其中之一，目前的数值结果。
2010-11-02 astro-ph.SR
The efficiency of electron acceleration during the impulsive phase of a solar flare
本文利用RHESSI硬X射线和SDO/AIA极紫外观测，对2017年9月10日太阳耀斑中加速电子比例给出约10^{-2}的上限，比此前微波推断低两个数量级，为磁重联电子加速机制研究提供了关键约束。
2023-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
The Formation of Kappa-Distribution Accelerated Electron Populations in Solar Flares
在最近的RHESSI观测的驱动下，在太阳耀斑中的限制环顶硬X射线源，我们考虑在库仑碰撞的存在下的电子的随机加速。如果电子从加速区逃逸可以忽略，则电子分布函数由扩散加速和碰撞之间的平衡决定。这样的情况允许采用卡帕分布形式的电子分布函数的稳态解。我们表明，朝着这个卡帕分布的演变涉及到一个“波前”在速度空间中向前传播，使较高能量的电子加速后，根据$τ_{\rm acc} \sim E^{3/2}$的加速时间尺度与能量。在足够高的能量下，从有限长度加速区逃逸最终将占主导地位。对于这样的能量，电子速度分布函数是通过求解含时的Fokker-Planck方程在“漏盒”近似。从一个加速度区域，可以有效地被认为是一个厚的目标的小逃逸率的限制中获得的解决方案。
2014-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Acceleration of Relativistic Protons during the 20 January 2005 Flare and CME
在大耀斑/CME事件期间的相对论太阳质子的起源还没有唯一的确定到目前为止，我们进行了详细的比较分析的时间剖面的相对论质子的全球网络的中子监测器在地球上的电磁签名的粒子加速在太阳日冕中的大粒子事件的2005年1月20日。从中子监测器数据导出的相对论质子的强度-时间曲线表明两个连续的峰。我们发现，微波，硬X射线和伽马射线的排放显示几个情节的粒子加速脉冲耀斑阶段内。在地球上探测到的第一批相对论质子与相对论电子以及在第二集期间产生π衰变伽马射线的质子一起加速。地球上相对论质子分布图的第二个峰值伴随着光球层上方大约1个太阳半径范围内日冕中粒子加速的新特征，这些特征由低强度的硬X射线和微波发射以及电子束和日冕冲击波的重新无线电发射所揭示。我们讨论的意见，在不同的情况下，粒子加速的日冕。
2009-05-12 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
Particle Acceleration by a Solar Flare Termination Shock
太阳耀斑--太阳系中最强大的爆炸--也是高效的粒子加速器，能够将大量带电粒子激发到相对论速度。在太阳耀斑的标准模型中，终止激波经常被认为是粒子加速的可能驱动力，然而它的存在和作用仍然存在争议。我们目前的观测太阳耀斑终止冲击波和跟踪其形态和动力学使用高节奏无线电成像光谱。我们表明，中断的冲击与突然减少的高能电子人口。通过模拟很好地再现了所观察到的冲击特性。这些结果有力地表明，终端冲击是负责，至少部分，加速高能电子在太阳耀斑。
2015-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Role of Suprathermal Runaway Electrons Returning to the Acceleration Region in Solar Flares
在太阳耀斑期间，大量高能电子从重新连接的磁通量管的顶部向低层大气传播。在电子传输的过程中，感应出同空间逆流返回电流，从而平衡电流密度。响应于返回电流电场，一部分周围电子将被加速进入失控状态。然而，描述加速电子束/返回电流系统的模型通常未能自洽地考虑这些超热逃逸电子。我们开发了一个模型，在该模型中，加速的电子束驱动一个稳态，子德雷塞共空间返回电流电场，局部平衡的直接束电流和自由加速的背景（返回电流）电子的一小部分。该模型是自洽的，即，考虑了由直接束和逃逸电流的共同演化引起的电场。我们发现：（1）回流电场可以使大量超热电子返回加速区，在那里它们可以被进一步加速到更高的能量，逃逸电子可以是返回到非热束加速区的回流通量的百分之几十;（2）超热电子的能量增益可以达到$10-35$ \，keV，（3）与忽略逃逸分量的模型相比，电晕区的加热率可降低一个数量级。结果依赖于注入束流密度、背景等离子体的温度和密度。
2021-03-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Rethinking the solar flare paradigm
人们普遍认为，太阳耀斑涉及释放的磁能储存在太阳日冕上方的活动区，但现有的模型不包括明确的时间依赖电动力学需要描述这种能量释放。一个耀斑范例进行了讨论，包括电动势（EMF）作为耀斑的驱动程序，和耀斑相关的电流，连接不同的区域，其中磁重联，电子加速，加速质量运动和电流闭合发生。EMF在发生能量转换的区域上变得局部化，并且参与这些区域之间的能量传播。
2018-03-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Probing Particle Acceleration through Gamma-ray Solar Flare Observations
高能太阳耀斑至少有两个不同的阶段：快速脉冲和延迟渐进。确定负责加速电子和离子的机制以及在这两个阶段发生的位置是太阳物理学中的突出问题之一。在过去的十年中，由于新的观测数据和精细的模拟，已经取得了许多进展，这些数据共同有助于阐明这一主题。例如，费米大面积望远镜（LAT）探测到来自可见太阳边缘后面的太阳耀斑的GeV辐射，以及持续20多小时的>100 MeV辐射，这表明在延迟发射阶段需要一个空间扩展的加速源。在这项工作中，我们将审查一些主要的结果，从费米-LAT观测的第24个太阳活动周期，以及如何结合这种新的观测渠道，从整个电磁波谱的观测可以提供一个独特的机会，诊断的机制，高能量发射和粒子加速的太阳耀斑。
2021-09-28 astro-ph.HE 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
The Specific Acceleration Rate in Loop-structured Solar Flares -- Implications for Electron Acceleration Models
我们分析电子通量地图的基础上RHESSI硬X射线成像光谱数据的一些扩展的冕环耀斑事件。对于每个事件，我们确定的变化的特征环长度$L$与电子能量$E$，我们适合这个观察到的行为与模型，将扩展的加速区域和外部的“传播”区域，其中可能包括碰撞修改的加速区域内的加速电子光谱。该模型的特点是由两个参数：等离子体密度$n$，和纵向范围$L_0$，加速区域。通过确定这些参数的最佳拟合值，可以推断出包含加速区的体积和其中的粒子总数，然后可以直接计算出发射填充因子和{ \it比加速率}（在选定的参考能量以上，每个环境电子的电子数s $^{-1}$）。对于研究的24个事件，推断的填充因子的范围是一致的值的统一。高于$E_0=20$ keV的比加速率的推断平均值为$\sim10^{-2}$ s $^{-1}$，1 $σ$的扩展在该值上下约半个数量级。我们比较这些值与几个模型的预测，包括大规模的，弱（子德莱塞）领域的加速，强（超德莱塞）电场中的重连电流片，和随机加速过程。
2013-03-05 astro-ph.SR
Determination of Stochastic Acceleration Model Characteristics in Solar Flares
在我们最近的论文（Petrosian & Chen 2010）之后，我们开发了一种反演方法，可以在漏箱框架下直接和非参数地从观测中确定粒子加速机制的基本特征。在上面的论文中，我们证明了这种方法获得的逃逸时间的能量依赖性。在这里，通过转换的Fokker-Planck方程的积分形式，我们推导出的能量扩散系数和直接加速率的随机加速的加速和逃逸粒子谱的能量依赖性。结合Piana等人2007年提出的正则化反演方法和我们的程序，我们将太阳耀斑的加速特征直接与RHESSI的计数能见度数据联系起来。我们确定的电子逃逸，俯仰角散射，能量扩散的时间尺度，并在环顶加速区的两个强烈的太阳耀斑的电子通量光谱图像的基础上的直接加速。X3.9级事件显示出加速和散射时间尺度的显著不同的能量依赖性，而M2.1级事件显示出较温和的差异。M2.1级事件可能与具有非常陡峭湍流谱的随机加速度模型一致。对X3.9级事件的一个可能的解释是，电子从加速区的逃逸不是由随机游走过程控制的，而是受磁镜像的影响，其中散射时间与逃逸时间成正比，并且具有类似于能量扩散时间的能量依赖性。
2013-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Trapping and Acceleration in Turbulent Post-flare Coronal Loops
本研究针对太阳耀斑后环内MHD湍流中的高能电子行为，借助MPI-AMRVAC 3.0模拟探究湍流级联与粒子捕获、加速的关联，构建含非热粒子贡献的HXR谱，为日冕辐射模拟与观测对比提供基础。
2024-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Preferential Heating and Acceleration of Heavy Ions in Impulsive Solar Flares
采用三维电磁粒子模拟方法模拟了均匀对等离子体中的衰减湍流。均匀的背景磁场渗透等离子体，使得磁压比热压大三倍，并且湍流由反向传播的剪切阿尔文波产生。能量主要横向于背景磁场级联，使得湍流在较小尺度上各向异性。我们在模拟中同时移动了几种不同荷质比的离子，并表明荷质比较小的粒子以更快的速度被加热并加速到非热能，这与在脉冲太阳耀斑中观察到的重离子和非热尾的增强一致。我们进一步表明，重离子的激励主要是在垂直于背景磁场的方向与我们的分析估计的加热率由于回旋共振与阿尔文波，其中很大一部分是由于倾斜传播波的速率一致。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Detection of acceleration processes during the initial phase of the 12 June 2010 flare
我们对2010年6月12日耀斑初始阶段的等离子体参数进行了分析（SOL 2010 -06- 12 T00：57）。耀斑的一个特点是探测到了$γ$ --这种发射在如此微弱和短暂的事件中是不寻常的。分析表明，耀斑爆发前约5分钟，在94个耀斑图像，空间上与非极化微波（MW）源在17 GHz（\textit{the Nobeyama Radio Heliograph}），这是中性线相关的源（NLS）检测到耀斑的前兆。通过比较\textit{the Nobeyama Radio Polarimeters}和\textit{the multi-frequency Siberian radioheliograph}（4.6和6.4 GHz的新的10天线射电日像仪原型）的MW数据和\textit{the Fermi Gamma-ray Space Telescope}的硬X射线（HXR）观测结果，发现在耀斑初始阶段存在加速电子。MW和HXR光谱的分析也证实了加速粒子的存在。此外，在不同的HXR能带和MW频率的几个光变曲线之间的良好的时间相关性表明HXR和MW发射由一个共同的人口加速电子的产生。在耀斑的初始阶段和软-硬-硬（SHH）的光谱行为的加速粒子的检测表明粒子加速的几个情节，并确认耀斑演化的非脉冲型。
2012-07-25 astro-ph.SR
Radio Diagnostics of Electron Acceleration Sites During the Eruption of a Flux Rope in the Solar Corona
日冕中的电子加速通常与耀斑和被称为通量绳的扭曲磁结构的爆发有关。然而，在耀斑和喷发过程中，这种粒子加速的位置和机制仍然受到许多调查。观察粒子加速的确切位置可以帮助确认耀斑和喷发是如何开始的，以及它们是如何演变的。在这里，我们使用大气成像组件来分析2014年4月18日的耀斑和爆发通量绳，而来自Nancay射电天文设施的观测使我们能够诊断爆发期间电子加速的位置。我们的分析表明，一个预先形成的通量绳缓慢上升，并在C级耀斑，等离子体射流和>75 keV的电子从绳中心逃逸到日冕时变得不稳定的证据。随着喷发的进行，在通量绳上方持续加速能量约为5 keV的电子，持续时间超过5分钟。在耀斑峰值时，一个电子加速点位于耀斑附近，而另一个电子加速点则被喷发的通量绳以高达400 km/s的速度驱动进入日冕。然后高能电子充满喷发的体积，最终允许通量绳腿从150- 445 MHz的射电源清晰成像。根据Joshi等人（2015）的分析，我们得出结论，高能电子的位置与磁扇脊结构内部的系绳切割或通量抵消情景的通量绳喷发一致。总的来说，我们的射电观测使我们能够更好地了解通量绳喷发及其相关电子加速站点的演变，从喷发开始到传播到日冕。
2016-09-06 astro-ph.SR
Properties of the Acceleration Regions in Several Loop-structured Solar Flares
利用{ \em RHESSI}硬X射线成像光谱观测，我们分析了一些扩展日冕环耀斑的电子通量图。对于每一个事件，我们适合一个扩展的加速区域的碰撞模型与所观察到的变化的循环长度与电子能量$E$，导致在等离子体密度的估计，和纵向范围内，加速区域。这些量又允许推断加速区域内的粒子数，并因此推断填充因子$f$ --发射体积与包围发射区域的体积之比。我们得到的$f$值大多在0.1和1.0之间;（几何）平均值是$f = 0.20 \times ÷3.9$，略小于1，但仍然与1一致。此外，将关于加速区域中的粒子的数量的信息与关于高于某个参考能量的粒子的总加速速率的信息（从空间积分的硬X射线数据获得）相结合还允许推断特定加速速率（高于所选参考能量的每个环境电子的电子s $^{-1}$）。我们得到一个（几何）平均值的特定加速率$η(20$千电子伏）$ = (6.0 \times / ÷3.4) \times 10^{-3}$电子s $^{-1}$每个环境电子，这个值的影响与补充的加速区域和粒子加速过程的性质的全球电动力学。
2012-06-11 astro-ph.SR
Global energetics of solar flares. XIII. The Neupert effect and acceleration of coronal mass ejections
我们的主要目标是建立一个日冕物质抛射（\sl CMEs）传播的高度-时间模型$r(t)$，其中低层日冕自洽地连接到日球路径，我们利用Neupert效应从\sl软X射线（SXR）光变曲线的时间导数中得到日冕物质抛射加速相的峰值时间、持续时间和速率。这种新的方法提供了从{ \sl静止轨道地球卫星（GOES）}和白光数据获得CME高度-时间剖面$r(t)$、CME速度剖面$v(t)=dr(t)/dt$和CME加速度剖面$a(t)=dv(t)/dt$的运动学的优点，而不需要{ \sl硬X射线（HXR）}数据。我们将这种技术应用于576（GOES X和M级）耀斑事件与GOES和{ \sl大角度太阳日冕（LASCO）}观测的数据集。我们的分析产生的加速率范围内的$a_A = 0.1-13$公里秒$^{-2}$，$τ_A = 1.2-45$分钟的加速持续时间，并在$d_A = 3-1063$毫米的范围内的加速距离，与$d_A=39$毫米，这对应于一个温度为$T_e \approx 0.8$ MK的日冕的流体静力学尺度高度的中位数。结果是一致的标准耀斑/CME模型，预测磁重联和同步（初级）CME加速低日冕（在0.1 R_太阳的高度），而二次（较弱）加速可能会发生在更远的日光层距离。
2021-12-14 astro-ph.SR
Probing Dynamics of Electron Acceleration with Radio and X-ray Spectroscopy, Imaging, and Timing in the 2002 Apr 11 Solar Flare
通过对2002年4月11日耀斑的射电和X射线观测资料的详细分析，并结合三维模拟，确定了耀斑加速区直接产生的射电辐射分量。该加速区域无线电分量具有明显不同的（i）光谱，（ii）光变曲线，（iii）空间位置，并且因此（iv）物理参数，其不同于单独识别的、捕获的或沉淀的电子分量的物理参数。为了得到射电源的物理参数的演变，我们应用前向拟合的无线电频谱的时间序列与回旋同步源函数与5至6个自由参数。在加速区的贡献占主导地位的阶段，X射线和射电导出的电子能谱指数彼此一致。在这段时间内，加速电子谱的最大能量随时间单调增加，在大约一分钟的持续时间内从~ 300 keV增加到~ 2 MeV，这表明加速过程的形式是幂律尾的增长;加速区中的快电子停留时间约为2 - 4秒，其比飞行时间长得多，因此需要强扩散模式以抑制自由流传播。加速区有一个相对较强的磁场，B ~ 120 G，热密度较低，小于2 × 10^9 cm^-3。这些加速区域的属性是一致的随机加速机制。
2013-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ion acceleration in Fermi-LAT behind-the-limb solar flares: the role of coronal shock waves
研究了Fermi-LAT临边后方太阳耀斑中伽马射线与日冕激波射电特征的关系，发现高相对论性离子由CME驱动的日冕激波加速。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coupling between magnetic reconnection, energy release, and particle acceleration in the X17.2 2003 October 28 solar flare
本文通过多卫星观测数据研究2003年10月28日X17.2级太阳耀斑，揭示磁重联率峰值与高能电子、质子加速及π介子衰变γ射线出现之间的物理耦合关系。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
