The Flare-energy Distributions Generated by Kink-unstable Ensembles of Zero-net-current Coronal Loops
有人提出，日冕的百万度温度是由于在整个太阳大气中发生的几乎无法检测到的能量释放的综合效应，即所谓的纳米耀斑。唉，这一假设所暗示的纳米耀斑密度和亮度意味着结论性的验证超出了目前的观测能力。然而，我们调查的nanoflare假说的可解释性，通过构建一个磁流体动力学（MHD）模型，可以得到一个nanoflare的能量从一个理想的扭结不稳定性的性质。一组能量释放不稳定性被捕获的线性扭结模式的不稳定性阈值。阈值上的每个点都与一个独特的能量释放有关，因此我们可以预测纳米耀斑能量的分布。当线性不稳定阈值被越过时，不稳定性进入非线性阶段，因为它是由电流片重联驱动的。随着随后的耀斑爆发和下降，场过渡到较低的能量状态，这是由弛豫理论模拟的，即，螺旋度是守恒的，并且电流与场的比率在环内变得不变。我们应用该模型，使所有的循环内的合奏实现不稳定，然后释放能量放松。其结果是一个纳米耀斑能量分布。此外，我们产生不同的分布，通过改变环路的纵横比，每个环路所采取的不稳定的路径的性质，也可能伴随着环路松弛的径向膨胀的水平。所得到的加热速率刚好足够日冕加热。此外，我们还表明，扭结不稳定性不能与一个临界磁扭曲值沿不稳定性阈值的每一个点。
2011-07-13 astro-ph.SR
Observation of kink instability during small B5.0 solar flare on 04 June, 2007
利用SoHO/MDI、SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）、G波段（4305 μ m）、Ca II H（3968 μ m）和TRACE 171 μ m的多波长观测资料，给出了2007年6月4日04：43 UT-04：52 UT期间AR 10960高扭曲磁环的观测特征。SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）观测表明，正极性黑子的半影丝具有逆时针方向的扭曲，这可能是由黑子本影的顺时针旋转引起的。日冕环，其一个足点锚定在这个太阳黑子中，在色球SOT-Hinode/Ca II H（3968）和日冕TRACE 171\图像中显示出强烈的右旋扭曲。环的长度和半径分别为$L\sim$ 80 μ m和$a\sim$ 4.0 μ m。磁场线的相邻匝之间的距离（即节距）估计为$\approx$ 10 μ m。总扭转角$Φ\sim$ 12 $π$（针对扭转沿环的均匀分布估计）远大于Kruskal-Shafranov不稳定性准则。在04：47-04：51 UT期间，我们在TRACE 171图像上检测到环顶部的清晰双重结构，这与弯曲冠状环中的模拟扭结不稳定性一致（T{<$}r{<$}k等人，2004）。我们认为，该扭曲磁环的扭结不稳定性触发了该活动区04：40 ~ 04：51 UT之间的B5.0级太阳耀斑。
2010-04-09 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
The contribution of microbunching instability to solar flare emission in the GHz to THz range of frequencies
最近在亚太赫兹范围内对太阳耀斑的观测提供了一种新的光谱成分的证据，这种成分的通量随着频率的增加而增加，与众所周知的在GHz范围内最大的微波辐射分开。建议的解释解释太赫兹光谱分量，但不占同步微波分量。我们提出了一个机制，产生所观察到的双光谱。基于实验室加速器中长波长同步辐射的相干增强，我们考虑了在太阳耀斑中如何发生类似的过程。被称为微聚束的不稳定性来自于产生电子束密度调制的扰动，从而在与微聚束结构的特征尺寸相当的波长处产生宽带相干同步辐射。这种相干同步辐射（CSR）的光谱强度可以远远超过非相干同步辐射（ISR）的光谱强度，非相干同步辐射（ISR）在较高频率处达到峰值，从而产生双峰光谱。成功的CSR模拟显示，以适应实际的突发光谱观测，使用典型的耀斑物理参数和幂律能量分布的加速电子。模拟考虑的能量阈值低于微聚束是不可能的，因为库仑排斥。只有一小部分的辐射电荷加速到阈值以上的能量需要产生的微波组件观察到的几个事件。ISR-CSR机制可以与产生微波组件的其他发射过程一起发生。它可以带来一个重要的贡献，在微波至少为某些事件的物理条件发生的ISR-CSR微聚束机制是可能的。
2014-06-20 astro-ph.SR
Generation of low-frequency kinetic waves at the footpoints of pre-flare coronal loops
在这项研究中，我们讨论了低频等离子体波的激发时，可以被认为是在耀斑前状态的情况下，在较低的中色球区域的环路足点。结果表明，在已知的太阳大气半经验模型中，只有VAL（F）模型和一组特定的等离子体基本参数以及电场和磁场的振幅支持低频波不稳定性的产生。我们的研究结果表明，它是可以预测的耀斑过程中的活动区的发病，通过使用动力学阿尔芬和动力学离子声波，这是所导出的色散方程的解决方案的相互作用。VAL（F）模型允许的情况下，上述不稳定性的主要来源可能是一个子Dreicer电场和漂移等离子体运动由于空间不均匀性的存在。我们还表明，动力学阿尔芬和动力学离子声波的产生可以发生在纯库仑电导率的等离子体中，并在存在小规模的伯恩斯坦湍流。本文还讨论了在相对较低的磁场强度下，由于低阈值不稳定性的发展而激发出的小振幅动力波。
2020-10-20 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Formation of an observed eruptive flux rope above the torus instability threshold through tether-cutting magnetic reconnection
本研究通过对活动区NOAA 12241的MHD模拟，揭示M6.9级耀斑中系绳切割磁重联在剪切磁拱内形成环面不稳定区的爆发性MFR，其演化与观测吻合，解释了耀斑爆发机制。
2023-07-13 astro-ph.SR
Current-sheet Oscillations Caused by Kelvin-Helmholtz Instability at the Loop Top of Solar Flares
本文通过2.5维MHD模拟探讨了太阳耀斑环顶电流片振荡的成因，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性激发的横向波导致振荡，并提出利用差分发射度量技术测量电流片磁场强度及分布的新方法。
2022-05-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Supergiant Fast X-ray Transients uncovered by the EXTraS project: flares reveal the development of magnetospheric instability in accreting neutron stars
利用EXTraS项目公开提供的产品，利用XMM-牛顿公开观测，研究了被称为超巨星快速X射线瞬变的高质量X射线双星的子类的低光度、X射线耀斑活动。EXTraS的目标之一是从XMM-牛顿公共档案中提取EPIC（0.2-12 keV）软X射线范围内观察到的所有源的非周期性变化信息。采用贝叶斯分块法对SFXTs样品的X射线光变曲线进行分解，从中挑选出144个X射线耀斑，覆盖了软X射线的大范围光度（1 e32 - 1 e36 erg/s）。我们测量了时间量，如耀斑的上升时间和衰减时间，它们的持续时间和相邻耀斑之间的时间间隔。我们还估算了耀斑的峰值光度、平均吸积率和能量释放。观测到的软X射线的低光度耀斑活动的SFXTs的性质是在定性协议的应用程序的瑞利-泰勒不稳定性模型在吸积等离子体附近的中子星磁层的预期。在快速旋转的中子星的情况下，不能排除来自临时盘的零星吸积。
2019-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Trigger for Solar Flares I: Fragmentation of the Preflare Current Layer
我们考虑了热平衡对耀斑前电流层结构稳定性的影响。小扰动的问题是解决在分段均匀MHD近似考虑到粘性，导电性和导热性，和辐射冷却。该问题的解决方案允许形成热性质的不稳定性。在平衡态下，电流层内部没有外磁场，但当电流层受到扰动时，外磁场可以向内部穿透。层内磁场扰动的形成在经受热不稳定性的宽带扰动中产生专用频率。在线性阶段，不稳定性的增长时间与等离子体辐射冷却的特征时间成正比，并取决于辐射冷却函数相对于等离子体参数的对数导数。不稳定性的结果在横向碎裂的电流层的空间周期为1-10微米沿层在很宽的范围内的日冕等离子体参数。讨论了这种不稳定性在触发太阳耀斑初级能量释放中的作用。
2021-04-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Observational Signatures of Tearing Instability in the Current Sheet of a Solar Flare
磁重联是各种天体物理现象中将磁能转化为等离子体能和粒子能的基本物理过程。在这封信中，我们展示了一个独特的太阳耀斑数据集，其中各种等离子体团是由一个不断拉伸的电流片形成的。EUV图像捕捉到了重连流入、流出，特别是重复出现的等离子体团（等离子体团）。X射线图像揭示了电流片下端的非热发射源，可能是捕获了足够数量的高能电子的大等离子体团。在射电域，观测到一个向上缓慢漂移的脉动结构，随后是一对罕见的反向漂移结构。这些结构被认为是映射的演化的初级和次级等离子体团形成的电流片。我们对不同位置和尺度的等离子体团的研究结果揭示了湍流电流片中的动力学、等离子体加热、粒子加速和输运过程，并为级联磁重联过程提供了观测证据。
2022-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Saddle-shaped solar flare arcades
由于磁重联为太阳耀斑和爆发提供动力，形成了耀斑环弧。我们分析了在五个著名的爆发耀斑形成的耀斑弧的形态和演化。我们表明，拱廊有一个共同的鞍状形状。尽管耀斑属于不同的类别（C到X），发生在不同的磁环境中，并且在各种投影中被观察到，但鞍形还是发生了。鞍点与较长、相对较高和倾斜的耀斑环的存在有关，这些耀斑环一直在拱廊的末端观察到，我们称之为“角点”。我们的观察表明，典型的cantles连接直的耀斑带的共轭带的钩状延伸部分。利用大气成像仪（AIA）和极紫外成像仪（EUVI）对2011年5月9日爆发性耀斑进行的立体观测，研究了角点的起源。仪器的相互分离导致了理想的观测条件，允许同时分析演变的cantle和潜在的带状钩。根据我们的分析，我们认为其中一个角的形成可以用喷发构造与其上覆弧之间的磁重联来解释。我们建议耀斑拱廊的形态可以提供有关重联几何形状的信息，其中个别耀斑环起源。
2021-02-22 astro-ph.SR
Generalisation of the Magnetic Field Configuration of typical and atypical Confined Flares
非典型耀斑无法用标准模型自然解释。为了预测这样的耀斑，我们需要定义它们的物理特征，特别是它们的磁环境，并识别重新连接的环对。在这里，我们详细介绍了一个案例研究的封闭耀斑之前，通量抵消，导致形成的灯丝。非爆发性暗条的缓慢上升有利于上覆环的生长和重连。耀斑虽然只有C5.0级，但持续时间较长。原因是它由三个连续的重连阶段组成。非线性无力场外推和磁拓扑分析使我们能够确定参与重联过程的回路，并为这种非典型的受限耀斑建立一个可靠的方案。主要结果是，在活动区的弯曲磁极性反转线是产生这种非典型耀斑的关键因素。与以前的典型和非典型约束耀斑的外推的比较，使我们提出了一个漫画的概念推广
2018-11-03 astro-ph.SR
Nonlinear force-free modeling of flare-related magnetic field changes at the photosphere and chromosphere
在耀斑期间经常观察到磁场的快速和阶梯式变化，但还不能用模型来解释。使用2014年3月29日X1耀斑的SDO/HMI 135 s快节奏矢量磁图的45 min序列，我们在每个时间步构建了日冕磁场的非线性无力模型。观测到的耀斑相关变化的视线磁场$B_{\rm LOS}$在光球层和色球层的磁场的变化进行了比较。我们发现一个温和的协议在光球层（模型的基础），但没有协议在色球层。在光球层和色球层观察到的变化是令人惊讶的不同，不太可能被无力模型再现。观测到的变化很可能需要改变磁场的大小，而不仅仅是方向。
2018-08-21 astro-ph.SR
The Evolution of $T = 10^4$ K Blackbody-Like Continuum Radiation in the Impulsive Phase of dMe Flares
近紫外和光学（白光）连续辐射在M矮耀斑表现出一系列的观察到的特征，这表明在大的光学深度加热量的变化之间的脉冲型和渐进型耀斑。从高时间节奏光谱和窄带连续测光的比流量比也表明，这些特性从耀斑的峰值到逐渐衰减阶段各不相同。在这些程序中，我们提出了最高的时间节奏（$\sim1$ ~s），最高的信号-噪声（$\sim100$）的光学色温演变的限制在上升阶段的一个大的，脉冲型dMe耀斑事件。耀斑表现出令人信服的证据，热，色温（$T \sim 10,000$ K），但巴耳末跳跃比表明，耀斑不能解释的等温板或黑体表面在任何时候的演变。新的数据分析建立这些属性作为任何耀斑模型的关键挑战，我们讨论了一维辐射流体动力学建模，将在这个有趣的事件中的耀斑颜色的演变进行比较。
2018-10-16 astro-ph.SR
Thermal synchrotron radiation from RRMHD simulations of the double tearing mode reconnection - Application to the Crab flares
本文研究了存在引导场时双电流片位形中的磁流体力学撕裂不稳定性。这是通过电阻相对论磁流体动力学（RRMHD）模拟研究。根据双撕裂模（DTM）的动力学，我们能够计算在爆炸重联阶段的合成同步辐射光谱。脉冲星条纹风模型代表了这样的电流片形成的地点，包括一个引导场。蟹状星云/脉冲星系统的变化，被视为耀斑，因此可以自然地解释的DTM爆炸阶段的条纹风。我们的结果表明，如果磁化参数$σ$在$10^5$附近，则Crab GeV耀斑可以用条纹风区的双撕裂模来解释。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Superflares on Solar-Type Stars Observed with Kepler II. Photometric Variability of Superflare-Generating Stars : A Signature of Stellar Rotation and Starspots
我们进行了简单的点模型计算的准周期亮度变化的太阳型恒星的超级耀斑，使用开普勒光度数据。大多数超耀斑星都表现出准周期的亮度调制，典型周期为1 ~几十天。我们的研究结果表明，这些亮度变化的超耀斑的恒星可以解释的旋转与相当大的星斑。利用周期分析的结果，我们研究了超耀斑的能量和频率与自转周期的关系。自转速度相对较慢的恒星仍然可以产生与自转速度较快的恒星一样高能量的耀斑，尽管自转速度较慢的恒星的平均耀斑频率较低。我们发现超耀斑的能量与恒星黑子的总覆盖度有关。超耀斑的光斑覆盖度与耀斑能量的相关性与太阳耀斑相似。这些结果表明，超级耀斑的能量可以用储存在恒星黑子周围的磁能来解释。
2013-06-30 astro-ph.SR
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
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
Identification of Stellar Flares Using Differential Evolution Template Optimization
我们探索了在地基时域测量的不规则采样数据中识别恒星耀斑事件的方法。特别是，我们描述了一种新的技术，用于识别燃烧的恒星，我们已经实现了一个公开的Python模块称为“PyVAN”。该方法使用差分进化算法优化参数的经验推导的不同类型的恒星的光变曲线模板，以适应候选光变曲线。这些最佳拟合的模板产生的观测数据的可能性的差异，然后被用来描绘目标，很好地解释了耀斑模板，但同时不好解释的常见污染物的模板。通过测试光曲线的已知身份和形态，我们表明，我们的技术是能够恢复耀斑状态$69\%$的所有光曲线包含耀斑事件以上的阈值绘制，包括$\lt1\%$的任何污染物人口。通过应用到Palomar瞬变工厂的数据，我们显示出与先前的样本的一致性，并确定了一个小的选择候选耀斑G型星可能的后续行动。
2019-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Thermal Trigger for Solar Flares II: Effect of the Guide Magnetic Field
我们调查的热不平衡的结构稳定性的磁流体动力学模型的preflare电流层（Ledentsov，溶胶。296，74，2021）。电流层的分段均匀模型由相对于电流方向纵向的磁场补充。结果表明，存在一个弱的纵向场不改变先前计算的空间周期的热不稳定性的preflare电流层的参数在最预期的范围内，而且，有助于形成的不稳定性。另一方面，强纵向磁场有助于电流层的空间稳定。
2021-05-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Suppression of Hydrogen Emission in an X-class White-light Solar Flare
我们提出了独特的NUV观测的一个良好的观测X级耀斑从NOAA 12087在Ondjuejov天文台获得。耀斑显示出强烈的白光连续谱，但在较高的巴耳末线和莱曼线中没有可检测到的发射。RHESSI和费米的观测表明它有极硬的X射线谱和伽马射线辐射。我们使用的RADYN辐射流体动力学代码进行两种类型的模拟。第一种是用光谱指数约为3的电子束沉积3 x 10^11 erg/cm^2/s的能量，第二种是将同样的能量直接施加到光球层。观测和模拟的结合使我们能够得出结论，白光发射和氢发射线的抑制或完全缺乏最好地解释了一个模型，其中占主导地位的能量沉积层位于太阳大气层的较低层，而不是色球层。
2017-02-02 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc
本文报道了在红矮星食双星CU Cnc的R波段观测到的一个光学耀斑，其组成星位于完全对流的上边界（M_1 =0.43，M_2 = 0.4M_0，M_0为太阳质量）。在R波段观测到的耀斑中，耀斑的振幅最大（~0.52mag），持续时间约为73分钟。与在太阳上观测到的一样，在耀斑期间和之后都看到了准周期振荡。通过跟踪监测，又发现了三个R波段耀斑。总的来说，这个双星通过使用R滤光片进行光度测量监测了79.9小时，这表明R波段的耀斑速率约为每小时0.05次。这些探测以及其他强烈的色球和日冕活动，即，很强的H_α和H_β发射特征以及极紫外和X射线源，表明它具有很强的磁活动。因此，与其他相同质量的红矮星相比，CU Cnc的视亮度较暗（约1.4等V），可以用高覆盖率的黑点来解释。
2012-04-27 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsation detected in Lyman-alpha emission during solar flares
研究了两次太阳耀斑期间莱曼α、X射线和极紫外辐射的准周期脉动（QPP），X级（SOL 2012 -01- 27 T）和C级（SOL 2016 -02- 08 T）。这些太阳耀斑期间的全天莱曼α和X射线通量由地球同步业务环境卫星上的极紫外传感器和X射线传感器记录。°是从大气成像组件测量的EUV图像定位的区域。QPP在光变曲线上表现为一系列规则的周期峰，其准周期性由整体小波谱和傅立叶功率谱确定。在X级耀斑的脉冲阶段检测到大约3分钟的准周期性，这可以解释为色球层中的声波（例如，Milligan et al. 2017）。有趣的是，在太阳耀斑的整个演化阶段，包括前兆阶段、脉冲阶段和渐变阶段，都发现了一个大约为1分钟的准周期。这是首次报道在太阳耀斑期间，特别是在耀斑前兆期间的莱曼α发射的1分钟QPP。这可以解释为磁重联的自振荡机制，如磁滴。
2020-03-04 astro-ph.SR
Electron Beams Cannot Directly Produce Coronal Rain
日冕雨在耀斑环中普遍存在，形成于太阳耀斑爆发后不久。雨被认为是由热不稳定性引起的，即日冕中物质的局部冷却失控。证明这一点的模型需要极长的持续加热时间，辐射冷却时间的顺序，局部附近的循环的足点。在耀斑中，电子束被认为是主要的能量传输机制，在脉冲阶段驱动强烈的足点加热，导致蒸发，填充和加热耀斑环。然而，电子束的作用时间并不长，即使假设它们作用了，它们的加热也不会局限于足点。通过一系列数值实验，我们直接证明了这两个问题意味着电子束不能在耀斑环中形成雨。这一结果表明，要么有另一种机制在耀斑环负责雨，或耀斑环的冷却模型是有缺陷的。为了充分描述耀斑，标准模型必须解决这个问题，以考虑日冕雨的存在。
2020-02-18 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet Late Phase in Homologous Solar Flares from a Complex Active Region
最近对极紫外波长的观测揭示了某些太阳耀斑的一个新的晚期阶段，这被视为在软X射线峰值之后几十分钟到几小时的暖日冕发射（$\sim3$ MK）的第二个峰值。EUV后期（ELP）的起源是由长ELP回路中的长期冷却过程或主耀斑加热后延迟的能量喷射到ELP回路中来解释的。利用\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）的观测资料，研究了起源于复杂活动区（AR）NOAA 11283的6个同源耀斑（F1-F6）中ELP的产生，着重研究了耀斑的发射特征。发现ELP的主要产生机制从耀斑F1的额外加热转变为耀斑F3-F6的持续冷却，而这两种机制在耀斑F2中都起作用。ELP峰的时滞的突然减小证明了这种转变，并且大多数耀斑中的长期冷却过程通过耀斑带通量与ELP峰强度之间的正相关来验证。我们将ELP产生机制的变化归因于AR上方包络磁场的增强，这有助于ELP环路更迅速和更有活力的加热。此外，最后一个也是唯一的受限耀斑F6表现出极大的ELP。这次耀斑中不同的发射模式可能反映了ELP环内部不同的能量分配，这是由于不同的磁重联过程。
2021-05-21 astro-ph.SR
Frequencies of flare occurrence: Interaction Between convection and coronal loops
对太阳和恒星耀斑的观测表明，耀斑能量与耀斑间隔时间之间存在幂律关系。已经提出了各种模型来解释这些依赖关系，并解释幂律指数的数值。在这里，我们提出了一个模型，在颗粒对流的力量的脚点的日冕磁环，这是冻结在光球气体，进行随机行走。在某些情况下，这可能导致线圈扭曲，如果扭曲超过临界值，则会导致线圈不稳定。太阳耀斑可能是由环中的这种扭曲引起的不稳定性引起的，这种可能性在文献中已经存在了几十年。在这里，我们量化的过程中，以近似的方式，以复制幂律指数。我们发现，对于相对较小的耀斑，随机游走扭曲模型导致一个相当陡峭的幂律斜率，这与GOES卫星报告的56，000+太阳X射线耀斑样本得出的指数非常吻合。对于相对较大的耀斑，我们发现幂律的斜率较浅。耀斑星的经验幂律斜率也有一个范围与这里得到的斜率重叠。我们认为，在最冷的恒星，一个显着的变化，斜率应该发生时，冻结通量假设打破了由于低电导率。
2018-01-23 astro-ph.SR
Detection of Flare-induced Plasma Flows in the Corona of EV Lac with X-ray Spectroscopy
恒星耀斑的特征是来自恒星大气层的电磁辐射突然增强。与太阳耀斑相比，我们对恒星耀斑的日冕等离子体动力学及其与日冕物质抛射（CME）的联系的了解仍然非常有限。利用\textit{Chandra} X射线天文台的时间分辨高分辨率光谱观测，我们在附近的dMe星EV Lac上的几个恒星耀斑期间探测到了明显的日冕等离子体流。在观测到的O~{ \sc{viii} }（3 MK）、Fe~{ \sc{xvii} }（6 MK）、Mg~{ \sc{xii} }（10 MK）和Si~{ \sc{xiv} }（16 MK）谱线中，这些耀斑引起的上升流/下降流表现为几十到\speed{130}的显著多普勒频移，上升流速度一般随温度而增大。Si~{ \sc{xiii} }三重态谱线比率的变化表明，在大多数耀斑中，这些等离子体流伴随着日冕等离子体密度和温度的增加。我们解释这些结果作为X射线证据色球蒸发EV湖。在两个连续的耀斑，等离子体流的模式和急剧增加的测量日冕密度是高度暗示的爆炸蒸发。在这种爆炸性蒸发中，从红移到蓝移的转变发生在至少10 MK的温度下，远高于太阳耀斑中观测到的温度（$\sim$ 1 MK）。然而，在一个耀斑的冷和温暖的上升流似乎伴随着减少等离子体密度，这可能是由恒星灯丝/日珥爆发耦合到这个耀斑解释。这些结果为理解M矮星耀斑期间的日冕等离子体动力学提供了重要线索。
2022-05-28 astro-ph.SR
Two-step evolution of a rising flux rope resulting in a confined solar flare
结合太阳动力学天文台和新真空太阳望远镜的观测，我们研究了由活动区12733的拖尾黑子内上升的通量绳触发的受限耀斑。位于剪切极性反转线上方的磁绳可以通过磁外推构造，但在耀斑前阶段的多波长图像中无法检测到。光球层中相反极性场之间的明显剪切运动被认为是磁绳形成的原因。磁绳的最大扭曲度高达-1.76，然后由于扭结不稳定性磁绳上升。只有当耀斑开始时，才能在高温波长下观察到通量绳。差分辐射测量结果证实了磁绳是一种高温结构。伴随着上升的磁绳，出现了许多耀斑后环和一对耀斑带。当上升的磁通绳与大尺度上覆磁力线相遇并重连时，形成一组大尺度的扭曲环，并在前者的外围出现两条反向传播的耀斑带，表明磁通绳的扭曲被转移到一个更大的系统中。这些结果表明，上升磁绳和大尺度上覆磁环之间的外部重联在局限耀斑的形成中起着重要的作用。
2019-05-02 astro-ph.SR
Abrupt changes in photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during neutral-line flares
我们分析的空间和时间变化的突然光球磁场变化与六个主要耀斑使用12分钟，0.5弧秒的矢量磁图从美国宇航局的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学观测卫星。这六次大耀斑发生在四个活动区的主磁中性线附近，分别是NOAA 11158、11166、11283和11429。在所有六个耀斑的中性线场矢量变得更强，更水平，在每一种情况下，几乎完全是由于加强的水平场分量平行于中性线。在所有六种情况下，中性线耀斑前场比参考位场更垂直，并且在每次耀斑期间突然和永久地接近位场倾斜角，这意味着与非位倾斜角相关的磁应力松弛在大耀斑期间起着重要作用。相对于参考位场的剪切角并没有显示出这样的模式，这表明耀斑过程通常不会缓解与光球磁剪切相关的磁应力。在四次最大的耀斑期间，水平场变得明显且永久地与中性线对齐，这表明塌陷场平均而言比耀斑前的中性线场更与中性线对齐。垂直方向的洛伦兹力在每次耀斑期间都有一个大的、突然的、永久性的向下变化，这与环坍缩是一致的。水平洛伦兹力的变化主要是平行于中性线，在两侧的方向相反，这是耀斑期间场收缩的标志，将中性线的两侧拉向彼此。耀斑对场倾斜的影响大于对剪切的影响，这可以用光球线结来解释。
2012-11-09 astro-ph.SR
Understanding breaks in solar flares x-ray spectra: Evaluation of a co-spatial return-current model
硬X射线光谱断裂解释的一维模型与空间返回电流。我们研究了RHESSI（Ramaty高能太阳光谱成像仪）观测到的19个耀斑，这些耀斑在几个deka-keV左右的能量处具有很强的光谱突变，这不能单独用各向同性的电离或非均匀电离来解释。我们在HXR峰值时间确定这些中断，但我们获得整个脉冲相位的8 s-节奏谱。具有初始幂律分布和急剧的低能量截止的电子通过返回电流损失能量，直到它们到达厚靶，在那里它们通过碰撞损失剩余的能量。我们的主要结果是：（1）回流碰撞厚靶模型（RCCTTM）对具有强破裂的光谱提供了可接受的拟合。(2)等离子体电阻率的限制来自拟合的电位降和推导出的电子束通量密度，假设返回电流是在环境等离子体中的漂移电流。这些电阻率通常比在拟合温度下的斯皮策电阻率高2-3个数量级，并且提供了对经典电阻率的适当性和返回电流的稳定性的测试。(3)当电子温度低于离子温度的9倍时，利用低能截止的上限，返回电流对于产生离子声和静电离子回旋不稳定性始终是稳定的。(4)在大多数情况下，返回电流最有可能主要由来自热分布尾部的逃逸电子携带，而不是大量漂移的热电子。对于这些情况，不需要异常电阻率。
2018-01-04 astro-ph.SR
Pre-flare coronal dimmings
在本文中，我们主要研究耀斑前日冕的暗化。我们报告了2014年9月10日在NOAA活动区（AR）12158中由S形磁通量绳（MFR）爆发产生的GOES X1.6太阳耀斑和伴随的晕CME的多波长观测结果。太阳动力观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了这次喷发。利用SDO日震磁成像仪（HMI）观测了光球视线磁图。GOES航天器记录了软X射线（SXR）通量。利用SOHO上的大角度日冕光谱仪（LASCO）的白光日冕照相机观测到了晕状CME。在耀斑/CME爆发前约96分钟，在扭曲MFR的两端出现了狭窄的耀斑前日冕变暗。它们的延伸非常缓慢，其强度随时间而减小，而它们的表观宽度（8 $-$ 9 Mm）几乎保持不变。在耀斑的脉冲和衰减阶段，出现了典型的扇形孪晶暗斑，其范围和强度都比耀斑前的暗斑大得多。171 γ射线强度下降率达40%。耀斑前的暗化在171、193和211 ° C最为显著，形成温度为0.6 $-$ 2.5 MK。在131年和335年也可以识别出耀斑前暗化的北部。据我们所知，这是第一次详细研究耀斑前日冕变暗，这可以解释为密度耗尽的结果，在MFR缓慢上升的过程中，围绕MFR的日冕环系统逐渐扩大。
2016-11-25 astro-ph.SR
Angular and Abundance Distribution of High-energy Gamma Rays and Neutrons Simulated by GEANT4 Code for Solar Flares
在2012年6月3日观测到的太阳耀斑中，观测到了高能伽马射线和中子。该事件包括一个显着的特点，高中子/伽马比的二次粒子。我们已经研究了这种高n/ $γ$比是否可以通过模拟来解释。作为使用GEANT 4程序的模拟结果，高n/ $γ$ -比可以再现的情况下，氦和其他重离子主要加速在耀斑。
2019-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Expanding and Contracting Coronal Loops as Evidence of Vortex Flows Induced by Solar Eruptions
据预测，爆发的太阳耀斑会在爆发的磁通量绳的两侧产生大规模的涡流。该过程类似于众所周知的产生涡环的流体动力学过程。涡旋导致位于耀斑活动区外围的闭合日冕环的平流。预计涡流的上部为外流，下部为回流。在这里，我们研究了两个爆发的太阳耀斑，一个X1.1级耀斑SOL 2012 -03- 05 T03：20和一个C3.5级耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29。在这两个耀斑中，我们发现大气成像仪在其171\，193\，193\，211\，211\，194 ~通带观测到的日冕环都表现出膨胀和收缩运动的共存，与模型预测一致。在X级耀斑中，多个膨胀/收缩环共存超过35分钟，而在C级耀斑中，193\，171\，172中的膨胀环似乎与171\，172中的明显内爆环拱廊靠近并同时。后来，193\，~环也切换到收缩。这些观测结果自然可以用爆发性太阳耀斑模型中的涡流来解释。
2017-06-15 astro-ph.SR
Poloidal-Field Instability in Magnetized Relativistic Stars
我们通过三维广义相对论磁流体动力学模拟研究了非旋转中子星中纯极向磁场的不稳定性，扩展了Ciolfi等人（2011）的工作。我们的目标是绘制一个清晰的动态与不稳定性，并研究系统达到的最终配置，从而获得在磁化中子星可能的平衡的迹象。此外，由于磁场的内部重排是一个高度动态的过程，这已被认为是磁星巨耀斑的背后，我们的模拟可以提供一个现实的估计电磁和引力波的排放，应该伴随着耀斑事件。我们的主要发现是：（1）不稳定性的初始发展符合扰动研究的所有预期，包括不稳定性种子的位置、不稳定性增长的时间尺度和环形分量的产生;（ii）在系统随后的非线性重组中，约90%的磁能主要通过电磁发射在几个阿尔芬时间尺度中损失，（iii）所有的恒星模型都趋向于实现显著的磁螺旋度和极向和环向磁场之间的能量均分，并演化到一个新的构型，在动力学或阿尔芬时间尺度上不显示出随后的不稳定性;（iv）电磁辐射与在巨型耀斑中观测到的初始亮度爆发的持续时间相匹配，支持内部重排的假设;（v）在该过程中释放的能量中只有一小部分被转换成f模式振荡和随后的引力波发射，从而导致检测到该信号的机会非常低。
2012-11-01 astro-ph.SR gr-qc
Two solar flares that became X-ray plasma ejections
太阳耀斑和X射线等离子体喷射（XPE）同时发生，但通常在空间上分开。我们介绍了{ \sl Yohkoh}在2001年10月2日（事件1）和2000年10月16日（事件2）观测到的两个异常事件，其中耀斑和XPE的特征混合在一起。即，软和硬X射线图像显示动态移动的强发射源。这两次地震都发生在广阔的活动区内，显示出复杂的多级结构，高达200毫米。这两个事件也显示出类似的四个阶段的演变：（1）环系统的快速上升，（2）其发射分布的突然变化，（3）导致大量等离子体释放的重新配置，（4）作为最终残留物的小的静态环。然而，这些事件可能是由不同的物理过程引起的：出现的磁通量加上重联（事件1）和重联加上气球不稳定性（事件2）。喷射出的等离子体的最终目的地也不同：在事件1中，覆盖的磁场停止了喷射，在事件2中，喷射使整个磁结构不稳定并形成日冕物质抛射（CME）。
2013-03-07 astro-ph.SR
A possible relation between flare activity in superluminous supernovae and gamma-ray bursts
最近发现的超亮超新星（SLSN）SN 2015bn在第一个峰值之后的光变曲线中出现了显著的波动，而光变曲线的基本轮廓可以很好地解释为来自中央引擎的持续能量供应，可能是毫秒磁星的自旋下降。我们认为这些波动是由间歇性脉冲能量供应引起的，表明SLSN中心引擎的高能耀斑活动。在对伽马射线暴（GRB）的X射线余辉观测中发现了许多暴后耀斑。我们发现，这里描述的SLSN耀斑近似服从GRB耀斑的光度和时间尺度之间的经验相关性，外推到SLSN耀斑的相关更长的时间尺度。这证实了先前提出的这两种不同现象之间的可能联系。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Thermal Trigger for Solar Flares III: Effect of the Oblique Layer Fragmentation
我们认为电流层的倾斜碎裂是Ledentsov（Sol. 296，74，2021 a）。结果表明，横向于电流的碎裂是该模型的一个自然特征。碎片倾斜不超过几个度的日冕等离子体的实际耀斑前参数。因此，斜碎裂一般不会对模拟结果产生强烈影响，然而，极端的变化可以达到一个数量级。因此，斜碎裂可导致太阳耀斑中的基本能量释放位置的空间周期的估计减小到0.1-1 Mm，而不是先前获得的1-10 Mm。
2021-07-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Correlated spin-down rates and radio emission in PSR B1859+07
我们研究了PSR B 1859 $+$ 07在超过28年的无线电观测期间的自旋下降变化。我们确定的时间导数的旋转频率（$ν$）变化的准周期性的周期为$\sim$ 350天，主要是两个自旋下降状态之间的切换。脉冲星的轮廓形状与$\dot ν$的变化相关，产生两种略微不同的轮廓形状，分别对应于高和低$\dot ν$状态。除了这两个正常的发射状态，我们确认偶尔耀斑状态的脉冲星，其中的发射出现在自旋阶段相比，常见的正常发射。耀斑态的轮廓与两个正常发射态的轮廓有很大的不同。相关性分析进一步表明耀斑状态与$\dot ν$变化没有直接联系。用一个简单的发射束模型，我们估计正常发射的发射高度为240公里，并把耀斑状态的起源解释为发射高度相对于束流前缘的变化。我们还认为，这些状态的发射可以解释与部分活跃的光束模型。在这种情况下，无线电波束的尾部通常是活动的，并产生正常发射。耀斑状态发生在光束的前缘变得活跃而尾部被阻挡时。该模型估计的固定排放高度为360公里。然而，耀斑状态的原因（即发射高度变化，或无线电波束上随时间变化的活动）并不容易解释。
2015-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical Study of Solar White-light Flares and Comparison with Superflares on Solar-type Stars
近年来，在太阳型恒星上发现了许多白光耀斑（WLF）。超耀斑的能量（E）和持续时间（t）之间的关系式为$t\propto E^{0.39}$，这可以用磁重联（$t\propto E^{1/3}$）理论解释。在这项研究中，我们进行了统计研究的50个太阳能WLF SDO/HMI检查的t-E关系。结果表明，太阳WLF（$t\propto E^{0.38}$）的t-E关系与恒星超耀斑非常相似，但恒星超耀斑的持续时间比太阳WLF外推的持续时间短得多。我们提出了以下两种解释：（1）在太阳耀斑中，WL发射的冷却时间尺度可能比重联时间尺度长，衰减时间可以由冷却时间尺度决定;（2）这种分布可以通过应用由磁重联理论导出的标度律$t\propto E^{1/3}B^{-5/3}$来理解。
2018-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectropolarimetric Insight into Plasma-Sheet Dynamics of a Solar Flare
我们检查了来自CoMP仪器的分光偏振数据，这些数据是在2017年9月10日太阳西翼X8.2太阳耀斑演变期间获得的。CoMP从1074.7和1079.8 nm的Fe XIII的两条发射线捕获线性偏振光，从1.03到1.5个太阳半径。我们在这里集中在热等离子体片躺在上面的明亮的耀斑环和下面的喷射日冕物质抛射。偏振具有引人注目的和相干的空间结构，与等离子体片对齐，意想不到的小偏振。通过消去，我们发现小尺度的磁场结构是引起这种显著去极化的必要条件，并提出在重联过程中等离子体团的形成（与撕裂模式不稳定性相关）在低于6 μ m仪器分辨率的尺度上产生磁结构。我们得出结论，使用新的日冕仪进行偏振测量，例如即将到来的DKIST，将进一步加深我们对日冕中磁重联和湍流发展的理解。
2019-11-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Statistical Relationship between White-light Emission and Photospheric Magnetic Field Changes in Flares
在太阳耀斑期间，经常观察到连续辐射，也称为白光发射（WLE）和磁场的永久变化（$Δ{B}_{\rm{LOS}}$）。但它们之间的关系和确切的机制仍然是未知的。统计研究了75次不同强度、不同位置的太阳耀斑期间$Δ{B}_{\rm{LOS}}$与WLE的关系。我们分析SDO/HMI数据，并确定每个耀斑中的每个像素是否表现出WLE和/或$Δ{B}_{\rm{LOS}}$。然后，我们调查的发生，强度和空间大小的WLE，它的依赖耀斑能量，其相关性发生的$Δ{B}_{\rm{LOS}}$。我们在44/75个耀斑中检测到WLE，在59/75个耀斑中检测到$Δ{B}_{\rm{LOS}}$。我们发现WLE和$Δ{B}_{\rm{LOS}}$是相关的，它们的位置经常在0- 60%之间重叠。并非所有地点都一致，因此可能表明其来源不同。我们发现，WL区域与耀斑类的幂律和扩展以前的研究结果，即WLE与耀斑类的幂律，也是有效的C级耀斑。为了比较未解决的（太阳作为一个明星）WL测量我们的数据，我们推导出一种方法来计算温度和面积的黑体假设下的数据。计算的未分辨WLE面积有所改善，但仍与分辨的张开面积相差约5-10倍（以前为10-20倍），这可以通过各种物理或仪器原因来解释。这种方法也可以应用于恒星耀斑，以确定其温度和面积独立。
2020-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
