STEREO/EUVI Event Catalog 2006-2012
我们生成了一个事件目录与自动检测算法的基础上观察到的两个日地关系天文台STEREO-A和-B航天器在任务的前六年（2006年，--\，2012年）的整个EUVI图像数据库。事件目录包括约20\,000个EUV事件的日面位置，从航天器坐标转换为地球坐标，以及有关GOES耀斑事件（低至GOES A5级耀斑）的信息。304 \ang \波长被证明是最有效的耀斑探测通道（79\，%），而171 \ang \（4\，%）、195 \ang \（10\，%）和284 \ang \通道（7\，%）检索到的耀斑事件显著较少，部分原因是EUV调光的抑制效应，部分原因是特派团后期工作节奏较低。由于STEREO-A和STEREO-B的绕日轨道，在太阳的背面探测到了大量的耀斑，这些耀斑从地球上是看不见的，或者被看作是部分被掩盖的事件。EUV峰值通量（具有$α_P = 2.5\pm0.2$的幂律斜率）和事件持续时间（具有$α_T=2.4\pm0.3$的幂律斜率）的统计尺寸分布被发现与分形扩散自组织临界性模型一致。EUVI事件目录可在\url{http://secchi.lmsal.com/EUVI/euvi__autodetection/euvi__events.txt}上获得，并可作为一个综合工具，用于识别立体观察到的耀斑事件，以进行3D重建，并研究掩蔽耀斑事件。
2013-06-13 astro-ph.SR
Observations of Thermal Flare Plasma with the EUV Variability Experiment
太阳耀斑的特征之一是极高温等离子体的脉冲形成。然而，热辐射的性质还没有得到很好的理解，对太阳耀斑观测结果的分析往往是基于耀斑等离子体是等温的假设。太阳动力学天文台（SDO）的极紫外变率实验（EVE）提供了对跨越广泛温度范围的发射线的光谱分辨观测（例如，Fe XV-Fe XXIV），并允许对热耀斑等离子体进行详细研究。本文描述了一种利用EVE观测计算耀斑中的差分辐射测量分布的方法，并将其应用于几个典型事件。我们发现，在耀斑的所有阶段的差分发射测量分布是广泛的。比较EVE谱与基于GOES软X射线通量的参数计算表明，等温近似一般是一个差的耀斑的热结构的代表。
2012-11-08 astro-ph.SR
A universal scaling between damping time and period of quasi-periodic pulsations from solar EUV brightenings to X-ray stellar flares
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-星际卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（KU鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Physics Department, University of Warwick（华威大学物理部聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)”, Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学“文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）”工程研究所）；Centro de Investigacion en Astronomía, Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学天文学研究中心）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚玻塔观测科学研究所（ARIES））
研究太阳和恒星耀斑中QPPs，通过分析太阳轨道器/EUI的2146次EUV增亮及SDO/AIA的300次EUV太阳耀斑，发现EUV增亮和耀斑的阻尼时间与振荡周期遵循共同幂律标度，表明QPPs受共同物理机制支配。
2026-07-21 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
Radio, EUV, and X-Ray Observations During a Filament Rise in the 2011 June 7 Solar Flare
能量最高的耀斑开始于暗条上升，随后是暗条下方的磁重联。重连的开始对应于耀斑脉冲阶段的开始。在本文中，我们研究这个阶段之前的过程。在暗条上升期间，我们发现了一个不寻常的射电连续谱，其起始边界向低频漂移。产生这种连续边界的介质的估计速度约为400 km/s，与上升的暗条的速度相似。与此灯丝上升，瞬态X射线源和极紫外（EUV）增亮被发现附近的灯丝脚点和外部的位置，后来两个平行的耀斑带出现。此外，在射电、EUV和X射线观测中同时发现了周期为30 s的振荡。在这些振荡结束时，耀斑脉冲相开始，如在漂移脉动结构和X射线源位于上升暗条的上部的观察。我们解释了不寻常的无线电连续谱和瞬态X射线源，这是位于两个平行的耀斑带外，在上升的灯丝与上面躺的磁环的相互作用过程中产生的。灯丝脚点处的EUV增亮可能是携带灯丝的磁绳内部的磁重联的特征。讨论了射电、X射线和极紫外光中~30 s周期振荡的可能情况。
2020-03-31 astro-ph.SR
Flux rope, hyperbolic flux tube, and late EUV phases in a non-eruptive circular-ribbon flare
我们提出了一个详细的研究与3紫外线后期阶段，以更准确地了解哪些拓扑元素是存在的，以及它们如何约束的动态耀斑的一个封闭的圆形耀斑的动力学。我们对SDO上的HMI和AIA仪器观测到的受限耀斑进行了非线性无力场外推。从三维磁场中，我们计算了挤压因子，并分析了其分布。同时，我们分析了AIA EUV光变曲线和图像，以确定耀斑后的环，它们的时间和热演化。通过结合这两种分析，我们能够提出一个详细的方案，解释耀斑的动态。我们的拓扑分析表明，除了一个空点拓扑与风扇分界线，脊柱线及其周围的准Separatix层晕（典型的圆形耀斑），磁通绳及其双曲通量管（HFT）被封闭在零以下。通过比较磁场拓扑结构和EUV耀斑后环，我们获得了1）在分界面的足点和EUV 1600~ 1600带之间以及2）在HFT的场线足点和在圆形带内观察到的亮点之间的几乎完美的匹配。我们表明，第一次在一个封闭的耀斑，磁重联最初发生在HFT，下面的通量绳。磁绳和上覆磁场之间的零点处的重联仅在第二阶段中开始。此外，我们还发现，在主耀斑爆发后观测到的EUV晚期相是由不同长度的冷却环在脉冲相期间在零点处重新连接而引起的。
2017-04-05 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
Extremely Large EUV Late Phase of Solar Flares
极紫外光变率实验（EVE）在太阳耀斑期间观测到的Fe XVI 33.5 nm谱线辐照度的第二个峰值被称为极紫外光（EUV）晚期相。我们之前的论文（Liu et al. 2013）发现，晚期阶段的主要排放来自与后耀斑环（PFL）密切相关但不同的大规模环弧，我们还提出，没有额外加热的长期冷却过程可以解释晚期阶段。在本文中，我们定义了极大的后期阶段，因为它不仅在温暖的33.5辐照度轮廓中具有更大的峰值，而且比主阶段释放更多的EUV辐射能量。从三个角度对极紫外图像进行了详细的分析，发现除了后期的相位环弧外，后期的巨大相位弧的贡献主要来自于一个未喷发的热结构。这种热结构被认为是一个通量绳，它很快被耀斑重联所激励，然后在渐变阶段持续产生热能。未喷发的磁通绳与附加加热一起与后期环路拱廊一起产生了极大的EUV后期。
2015-04-21 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
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Production of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of an X Class Flare in a Three-Stage Magnetic Reconnection Process
我们报告了2011年9月6日太阳动力学天文台（SDO）上的仪器观测到的X级耀斑。耀斑发生在一个具有多重极性的复杂活动区。暖日冕辐射的极紫外（EUV）变率实验（EVE）观测揭示了三个增强，其中第三个对应于EUV晚期阶段。这三个增强与空间分辨大气成像组件（AIA）观测确定的耀斑演化的三个阶段一一对应，其特征分别是通量绳喷发，中等灯丝喷射和EUV晚期相位环的出现。EUV晚期相位环在空间和形态上与主耀斑环不同。多通道分析表明，在EUV后期阶段的温暖的日冕性质的后期阶段环路的结果，连续但分散的能量注入的存在。基于这些观测事实，我们提出了一个解释耀斑演化的三阶段磁重联方案。不同阶段的重联涉及不同的磁场，但它们之间表现出因果关系。极紫外后期相位环主要是由最后阶段能量最小的磁重联产生的。
2013-07-18 astro-ph.SR
UV and EUV Emissions at the Flare Foot-points Observed by AIA
太阳耀斑是由磁重联产生的脉冲能量释放事件组成的，它形成并加热耀斑环。最近的研究揭示了在这些环脚下的紫外线1600nm发射的两个阶段的演变模式：持续几秒到几分钟的快速脉冲，然后是几十分钟的时间尺度上的逐渐衰减。AIA的多波段EUV观测进一步揭示了非常相似的特征。这两个阶段代表了日冕中脉冲能量释放的不同但相关的特征。快速脉冲是低层大气对日冕突然加热到高温所产生的强烈热传导通量的立即反应（由于缺乏显著的硬X射线发射，我们排除了高能粒子）。逐渐阶段与已经蒸发到电晕中的热等离子体的冷却相关联。所观察到的足迹发射再次由热传导（和焓）提供动力，但是现在是在回路中建立近似稳态条件的时段期间。因此，单个像素的UV和EUV光变曲线可以被分成来自两种不同物理机制的贡献，以揭示耀斑中能量传输的性质。我们证明了这种技术使用协调，空间分辨观测紫外线和极紫外线发射的足迹的C3.2热耀斑。
2013-05-29 astro-ph.SR
A swirling flare-related EUV jet
{We报告我们在2011年10月15日观测到的与耀斑相关的极紫外线漩涡喷流。{We利用SDO/AIA的EUV观测。我们沿喷流轴提取了一条宽缝，沿喷流轴提取了12条细缝，以研究喷流的纵向运动和横向旋转。我们还使用STEREO/EUVI的数据来研究射流的3D结构。基于地面的H $α$图像提供了一个很好的机会，探讨冷涌和热射流之间的关系。SDO/HMI的LOS磁图使我们能够研究耀斑/喷流事件的磁演化。{The喷流爆发的开始时间与C1.6耀斑脉冲相的开始时间相吻合。纵向运动的初速度和加速度分别为254 $\pm10$ km s $^{-1}$和$-97\pm5$ m s $^{-2}$。喷流在喷发初期呈现螺旋状结构和横向旋转运动。逆时针旋转从平均速度PDMATHAMR 122 km s $^{-1}$减慢到PDMATHAMR 80 km s $^{-1}$。在持续1个周期的旋转过程中，射流的相互缠绕的粗丝解捻成多个细丝，周期为$\sim$ 7 min，振幅从底部的$\sim$ 3.2 μ m增加到上部的$\sim$ 11 μ m。之后，喷流的幕状前缘继续上升，没有旋转，留下一个昏暗的区域，然后回落到太阳表面。变暗的出现/消失与急流的纵向上升/下降运动相对应。同空间H $α$浪涌和EUV调光表明，调光是由冷浪涌吸收热EUV辐射造成的。耀斑/喷流事件是由耀斑开始前持续的磁抵消引起的。喷流与AR…
2013-12-04 astro-ph.SR
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 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
CME-Driven and Flare-Ignited Fast Magnetosonic Waves Successively Detected in a Solar Eruption
利用SDO/AIA观测了2013年4月23日GOES C3. 0耀斑中的三种快模传播磁声波，该耀斑伴随着日珥喷发和广泛的日冕物质抛射（CME）。在日珥快速上升阶段，CME气泡前方首先形成一个大尺度的圆顶状极紫外（EUV）波，并以430 km/s的速度向CME横向传播。可以识别EUV波从CME气泡的分离过程。当它与远程活动区域相互作用时，还观察到该EUV波的盘上对应物的反射效应。在EUV波首次出现后6分钟，CME气泡内部出现了周期约为120秒的大规模准周期EUV训练，从耀斑震中发出，以高达1100 km/s的平均速率向外传播。此外，沿连接两个相邻活动区的闭环系统观测到另一个窄的准周期EUV波列，它也是从耀斑震中发出的，传播速度约为475 km/s，周期约为110 s。我们认为，所有观测到的波都是快模磁声波，其中CME气泡前方的大规模圆顶形极紫外波是由CME气泡的膨胀驱动的，而CME气泡内的大规模准周期极紫外波训练和闭环系统中的窄准周期极紫外波列则是由耀斑中间歇性的能量释放过程激发的。并根据实测的波参数对日冕地震学的应用和携带的能量进行了估算。
2021-09-07 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
Power-law Indices of EUV Intensity Power Spectrum in Flaring Coronal Active Regions
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Warwick（华威大学）
研究日冕耀斑活跃区极紫外强度功率谱的幂律指数时空演变，发现低频指数α_lf在耀斑前显著变化，可能作为短时耀斑前兆。
2026-02-20 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
Coronal Signatures of Flare Generated Fast Mode Wave at EUV and Radio wavelengths
本文通过多波段联合分析2014年3月6日的II型射电暴，发现耀斑压力脉冲同时触发EUV波和日冕激波，并产生观测到的II型射电暴，而CME与激波无关。
2024-03-29 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Extremely energetic EUV late phase of a pair of C-class flares caused by a non-eruptive sigmoid
Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
研究发现，非喷发Sigmoid通过持续磁重联加热导致极端能量EUV后期阶段。
2025-12-09 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Observations of Enhanced EUV Continua During An X-Class Solar Flare Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站上的极紫外光变率实验（EVE）观测了2011年2月15日01：44 UT发生的X级太阳耀斑的极紫外光（EUV）辐射。完整的EVE光谱范围涵盖了自由束缚连续H I（莱曼连续），他我，和他II，与重组边缘分别在91.2，50.4和22.8 nm。通过用指数函数拟合每个复合边缘向蓝的波长范围，在耀斑的过程中产生了每个积分连续光谱的光变曲线，以及自由-自由连续光谱（6.5-37 nm）的发射。He II 30.4 nm和Lyman-alpha 121.6 nm谱线以及GOES的软X射线（0.1-0.8 nm）发射也包括在内以进行比较。每个自由束缚的连续被发现有一个快速上升阶段，在耀斑发作类似于从RHESSI的25-50 keV的光变曲线中看到的，这表明它们是通过与色球层中的自由电子复合形成的。然而，自由-自由发射表现出一个缓慢的上升阶段，也看到在软X射线发射从GOES，这意味着一个主要的日冕起源。通过对整个耀斑进行积分，确定了每个过程发射的总能量。我们发现，在EVE光谱范围内的耀斑能量最多占总耀斑能量的百分之几，但EVE给我们一个全面的看看这些诊断重要的连续组成部分。
2012-02-08 astro-ph.SR
Total reflection of a flare-driven quasi-periodic EUV wave train at a coronal hole boundary
大尺度极紫外（EUV）波（统称为次级波）在与日冕结构（如活动区（AR）和冕洞（CH））相互作用过程中被观测到反射、折射和透射。然而，EUV波的全反射效应在文献中尚未报道。在这里，我们提出了第一个明确的观测证据的准周期EUV波列的全反射的相互作用过程中与极性CH。该事件发生在NOAA AR 12473，位于靠近东南边缘的太阳能盘，其特点是由一个喷气式日冕物质抛射。在这项研究中，我们特别关注的准周期波列的驱动机制和全反射效应在CH边界。我们发现入射和反射的波列的周期都在100秒左右。准周期波列的激发可能是由于伴随耀斑的间歇性能量释放，因为它的周期与伴随耀斑的准周期脉动的周期相似。我们的观测结果表明，波列在CH边界的反射是全反射，因为测得的入射角和临界角满足全反射理论，即，入射角小于临界角。
2021-12-30 astro-ph.SR
A solar tornado triggered by flares?
太阳龙卷风是一种动态的、显著的螺旋状磁场结构，主要作为日珥活动被观测到。我们对2011年9月25日SDO/AIA观测到的日珥空洞中的太阳龙卷风进行了研究，并提出了一个触发机制。利用SDO/AIA和STEREO/EUVI Ahead卫星的高拍频EUV图像，对邻近活动区（NOAA 11303）的三个耀斑及其EUV波与龙卷风的动力学发展进行了关联。分析了1950年观测到的耀斑和极紫外波的时间与1710年观测到的龙卷风活动的关系。三次耀斑及其相关的极紫外波都发生在龙卷风开始后10小时内。它们与龙卷风发展的日珥中活动的开始有一种观察到的因果关系。在第二次耀斑之后，日珥侧面开始出现类似龙卷风的旋转。在第三次耀斑后，日珥空洞随着龙卷风运动的加速而扩大。邻近活动区的耀斑可能影响了空腔日珥系统，引发了太阳龙卷风。一个可能的机制是，由于耀斑时磁能的损失，活动区日冕场受到“哈德逊效应”的影响而收缩。随后，空洞因其磁压而膨胀，填满周围的低日冕。我们认为龙卷风是螺旋日珥场对空洞膨胀的动力学响应。
2012-11-28 astro-ph.SR
On the Nature of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of Solar Flares
太阳耀斑的极紫外（EUV）晚期是暖日冕发射的第二个峰值（例如，Fe XVI）在GOES软X射线峰之后的许多分钟到几个小时。它首先由太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测到。晚相发射源自第二组较长的环（晚相环），其高于主耀斑环。它被认为是由额外的加热或长期冷却引起的。在本文中，我们研究的作用，长期持续的冷却和额外的加热在产生EUV后期使用“基于循环的热演化”（EBTEL）模型。我们发现，一个长期的冷却过程中的后期阶段环路可以很好地解释的EUV后期阶段发射的存在，但我们不能排除在衰变阶段的额外加热的可能性。此外，我们提供了两个初步的方法的基础上的紫外线和极紫外线发射的大气成像组件（AIA）上SDO，以确定是否有额外的加热发挥一定的作用或没有在后期阶段的排放。利用非线性无力场模型，我们研究了极紫外后期的磁位形。研究发现，晚相既可以在与磁零点相关联的热脊磁力线中产生，也可以在多极磁场的大尺度磁环中产生。在本文中，我们还讨论了为什么在暖日冕辐射中通常观察到EUV晚期相，以及为什么大多数耀斑不表现出EUV晚期相。
2014-07-22 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
A Very Small and Super Strong Zebra Pattern Burst at the Beginning of a Solar Flare
在太阳耀斑和蟹状星云脉冲星中经常观测到具有光谱斑马结构的微波辐射。以往的观测表明，ZP只是一个叠加在宽带连续体上的结构，有轻微的增加和减少。这项工作报告了一个极不寻常的强烈ZP爆发发生在太阳耀斑的开始，由位于中国和捷克共和国的两台射电望远镜和美国宇航局卫星太阳动力学观测站上的极紫外（EUV）望远镜于2013年4月11日同时观测到。这是一个非常短暂和超强的爆炸，其强度超过了潜在的耀斑宽带连续辐射的几倍，持续时间仅为18秒。EUV图像显示，耀斑开始于几个小耀斑爆发点（FBPs）。在ZP突发期间，在这些FBP之一中存在具有额外增强的突然EUV闪光。分析表明，伴随着极紫外闪光的ZP爆发是一种不寻常的爆发，在耀斑开始时，在一个持续时间很短的小区域内，粒子加速、能量释放和等离子体快速加热同时发生。
2014-06-30 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
Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare
在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。
2019-05-02 astro-ph.SR
Long-period energy releases during a C2.8 flare
通过分析C2.8级耀斑的长周期脉动，发现三次能量释放事件分别由磁重联加速电子和环-环相互作用两种不同机制触发。
2024-08-02 astro-ph.SR
Kinematics and Energetics of the EUV Waves on 11 April 2013
在这项研究中，我们提出了与2013年4月11日M6.5耀斑相关的极紫外（EUV）波的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）在不同的EUV通道上观测到了这一事件。耀斑还与晕CME和II型射电爆发有关。我们观察到了EUV波的快分量和慢分量。快分量（被识别为快模式MHD波）的速度在600至640 km s ^-1的范围内变化，而慢分量的速度约为140 km s ^-1。我们观察到一个不寻常的现象，即当快分量EUV波通过两个连续的磁准分界线层（QSL）时，在局部形成两个稳定的波前。我们提出，部分向外传播的快模EUV波被转换成慢模磁流体动力学波，这些波被捕获在局部磁场结构中，形成连续的稳定波前。沿着另一个方向，快分量EUV波也在距离耀斑站点约225 Mm的日冕环中产生振荡。我们计算出极紫外波的能量为10^20焦耳。
2019-03-28 astro-ph.SR
An investigation of flare emissions at multiple wavelengths
我们报告了2014年7月7日对四次太阳耀斑的多波长观测。我们首先根据极紫外光变率实验和地球同步轨道环境卫星观测到的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）辐射数据，对耀斑进行了筛选。然后从大气成像组件（AIA）测量的全圆盘图像中识别它们的位置和几何形状，并识别不同通道中光变曲线之间的时间延迟。使用差分发射测量方法估计电子数密度。我们发现，四个耀斑中有三个在SXR通道和高温（>6 MK）EUV波长的脉冲阶段显示出强发射，即，AIA 131 A和94 A，然后在中温（~0.6-3 MK）EUV通道中发射峰值辐射.此外，它们持续时间长，电子密度小，这可能是由热扩散耀斑环的相互作用驱动的。只有一个耀斑几乎同时在所有观测到的波长中发出辐射，持续时间相对较短，并且具有较大的电子密度。它还伴随着III型射电爆发。在EUV通道处的明亮发射可以对应于相关联的爆发灯丝。
2020-09-10 astro-ph.SR
A Deep Learning Framework for Predicting Solar EUV Irradiance During Significant Flares
Sam Houston State University（萨姆休斯顿州立大学）
该研究提出FlareEUV框架，利用NASA的SDO多仪器观测，通过轻量级基于注意力的架构从原始成像数据学习磁结构与日冕发射关系，用于预测重大太阳耀斑期间连续三天6.5纳米处每日EUV辐照度，实验证明其性能优于基线方法。
2026-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Eruption of a plasma blob, associated M-class flare, and large-scale EUV wave observed by SDO
我们提出了一个等离子体斑点和相关的EUV波在AR NOAA 11176，观察SDO/AIA和STEREO在2011年3月25日的形成和喷射的多波长研究。SDO/AIA图像清楚地显示了在M1.0耀斑爆发前9分钟从低层太阳大气中形成和喷射等离子体团。M级耀斑的爆发发生在斑点形成的地点，而斑点以大约300 km/s的平均速率沿抛物线路径上升。在低层日冕中，团状体还表现出扭曲和去扭曲运动，团状体的速度在~10-540 km/s之间变化。在等离子体团的脉冲加速阶段，在等离子体团的前面观察到更快和更慢的EUV波前。较快的EUV波以约785至1020 km/s的速度传播，而较慢的波前速度在约245至465 km/s之间变化。更快的波的时间和速度与从相关的II型射电爆发的漂移率估计的冲击速度相匹配。较快的波会被附近的AR NOAA 11177反射。此外，当一次快波和等离子体团撞击漏斗形日冕环时，还观察到了二次波（仅在171通道中）。HMI磁图揭示了新的磁通量的连续出现以及在团块形成部位的剪切流。我们推测，拱丝/“海葵型”环的扭曲磁场的出现可能是等离子体团形成和伴随M级耀斑爆发的原因。此外，更快的EUV波前面形成的斑点显示快模式MHD波的签名，而较慢的波似乎是由场线压缩的等离子体斑点。从漏斗状环中产生的次级波列可能是快磁声波。
2013-03-31 astro-ph.SR
Analysis of UV and EUV emission from impacts on the Sun after 2011 June 7 eruptive flare
2011年6月7日，一个巨大的丝状体喷发的碎片落回太阳，造成明亮的紫外线（UV）和极紫外线（EUV）在太阳表面飞溅。这些撞击可能为恒星吸积过程提供线索。其目的是调查如何影响的影响排放的结构，在下降的喷出物和太阳表面。我们确定了一个样本的影响的紫外和极紫外光曲线。根据弹射和着陆时间估计弹道撞击速度，并在可能的情况下，与通过跟踪SDO/AIA和STEREO/EUVI图像中的下行流得出的速度进行比较。撞击前的柱密度是根据193 A通道中下落的等离子体的黑暗来估计的。撞击速度在230至450公里/秒之间。所有撞击都在撞击点产生明亮的极紫外辐射，但只有在撞击碎片到达色球层时才观察到明亮的紫外辐射。EUV强度与动能之间没有明确的关系。低紫外线与极紫外线强度比（I{UV}/I{EUV}）是由于以下原因造成的：（一）低柱密度碎片的撞击;（二）某些撞击产生的飞溅阻止了随后的碎片到达色球层;以及（三）在活跃区域的撞击。最早的撞击速度最低（约250公里/秒），I{UV}/I{EUV}最高。I{UV}/I{EUV}随撞击速度、撞击位置处的磁场和EUV电离通量而减小。许多坠落的碎片在色球层上方消散，这要么是由于电离和被磁性结构捕获，要么是因为它们遇到了早期撞击的飞溅。如果在吸积恒星中也发生了同样的情况，那么与观测到的光学发射相比，减少的X射线更有可能是由于尾流的吸收，而不是在撞击地点的局部吸收。
2016-03-21 astro-ph.SR
Secondary Waves, and/or the "Reflection" From and "Transmission" Through a Coronal Hole of an EUV Wave Associated With the 2011 February 15 X2.2 Flare Observed With SDO/AIA and STEREO/EUVI
首次研究了整个太阳表面日冕波的运动学演化。完整的太阳地图可以通过组合来自日地关系观测卫星，前方和后方，以及太阳动力学观测卫星的图像来制作，这要归功于它们之间的大角度分离。我们研究了日冕波的传播，也被称为“EIT”波，以及它与日冕洞的相互作用，导致二次波和/或反射和透射。我们探讨了波服从波的反射定律的可能性。在一个详细的例子中，我们发现，一个环拱廊在冕洞边界级联和振荡的结果，EUV波通道，并触发一个波指向东方，似乎已经反射。我们发现，这个波的速度减速到一个渐近值，这是小于一半的主要EUV波的速度。由于太阳的完全覆盖，我们能够确定一部分初级波是通过日冕洞传播的。这是第一次观察到这种情况。反射波和透射波轨迹的运动学测量与快速模式MHD波解释是一致的。最终，所有的波迹都减速并在一定距离处消失。整个过程的一种可能的情况是，波最初由膨胀的日冕物质抛射驱动，随后从驱动器中分离，然后以局部快模速度传播。
2012-06-26 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
Microwave and EUV Observations of an Erupting Filament and Associated Flare and CME
2012年6月23日，西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）观测到了一次暗条喷发，大约从世界时06：40开始，在西翼之外。在SSRT影像中，暗条可以追踪到1 Rs以上的高度，并且与LASCO C2影像中看到的CME核心一致。我们简要地讨论了爆发的动力学：顶部的灯丝显示出一个平稳的加速到1100公里/秒的视速度。来自STEREO-A的肢体后面的图像显示了两个带状耀斑和主灯丝的相互作用，沿着主中性线定位，具有拱形结构，在垂直方向上取向。这种相互作用伴随着强烈的发射和扭转运动。微波图像显示了一个低温分量，一个高温分量与两个灯丝的相互作用和另一个高温分量显然与耀斑环的顶部。我们计算了高温AIA波段的差分发射测量值，并由此计算了预期的微波亮度温度;对于与耀斑环顶部相关的发射，计算的亮度比观测值低35%。
2013-10-14 astro-ph.SR
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in extreme-ultraviolet brightenings
本研究通过分析太阳轨道器观测的22,623个极紫外亮化，发现约2.7%存在准周期脉动，周期15-260秒，与耀斑相似，支持其为小尺度耀斑，且驻波非主要驱动因素。
2025-04-21 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late-Phase Flares: Before and During the Solar Dynamics Observatory Mission
SDO的EUV观测揭示了暖日冕辐射的有趣特征，在耀斑期间，暖日冕辐射在热日冕X射线辐射峰值之后很快达到峰值，然后有时在X射线耀斑峰值之后数小时达到第二次峰值。这种耀斑类型，有两个温暖的日冕发射峰，但只有一个X射线峰，被命名为EUV晚期。这些耀斑具有以下独特的性质：i）具有复杂的磁场结构，具有两组初始日冕环，其中一组覆盖在较低的组上，ii）具有在较低的组中启动并干扰两个环组的喷发耀斑，iii）具有仅从较低的组发射的热日冕发射，以及iv）具有与较低集合相关联的暖日冕发射的第一峰值，并且其第二峰值从较高集合发射得晚得多。爆发对日冕环的扰动是在同一时间发生的，但在耀斑后重联期间，加热的日冕环的松弛和冷却有不同的时间尺度，较长的上部环明显滞后于下部环。这些冷却时间尺度的差异与暖日冕发射的两个峰值时间之间的差异有关，并且在具有两个不同衰变的X射线发射的衰变轮廓中也是明显的，在暖日冕发射的第二个峰值的时间期间，第一个衰变斜率更陡，延迟的衰变斜率更小。利用3年SDO/EVE观测资料，分析了Fe XVI两个耀斑峰之间的EUV晚期衰变时间与X射线衰变斜率的频率和关系，并利用X射线双衰变特征估算了过去4个太阳活动周的EUV晚期耀斑频率。这项研究表明，极紫外后期耀斑的频率峰值之前和之后，每个太阳活动周期的最低点。
2014-01-22 astro-ph.SR
Observations of an Eruptive Solar Flare in the Extended EUV Solar Corona
我们在2017年9月10日通过GOES-16航天器上的太阳紫外线成像仪（SUVI）从NOAA活动区12673观测到了一次强大的太阳喷发，伴随着X8.2太阳耀斑。SUVI以其相对较大的视野而闻名，这使得它能够在接近2个太阳半径的高度拍摄太阳现象。这些观测包括探测到与喷发后的磁重联有关的明显电流片，以及在有史以来最高高度出现极端紫外波的证据。我们讨论的加速新生的日冕物质抛射约2000公里/秒，约1.5太阳半径。我们将这些观测结果与火山爆发和火山爆发相关现象的模型进行了比较。我们还描述了SUVI数据，并讨论了科学界如何访问SUVI观测的事件。
2017-12-27 astro-ph.SR
Multiwavelength Sun-as-a-star Analysis of the M8.7 Flare on 2022 October 2 Using H$α$ and EUV Spectra Taken by SMART/SDDI and SDO/EVE
本研究通过Hα和EUV光谱对2022年10月2日M8.7级耀斑做多波长类太阳恒星分析，发现EUV可观测到Hα中不可见的爆发物质，且两类谱线结合可研究恒星活动的多温度结构与演化。
2024-02-01 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
Simultaneous EUV and Radio Observations of Bidirectional Plasmoids Ejection During Magnetic Reconnection
本文对2011年11月3日发生在活动区NOAA 11339的X级耀斑进行了多波长研究。SDO/AIA记录的EUV图像显示，在耀斑发生前约50分钟，一个远程灯丝（位于AR北部）被激活，并出现足点增亮。扭结的灯丝缓慢上升，在达到约49 Mm的投影高度后，它在AR附近弯曲并自由下落，X级耀斑在AR附近触发。绿岸太阳射电暴频谱仪（GSBRBS）的动态射电频谱显示，在耀斑的脉冲阶段，在分米波射频（500-1200 MHz）中同时检测到正负漂移脉动结构（DPS）。在太阳耀斑中出现的全球负DPS通常被解释为与日冕中向上运动的等离子体团有关的电子加速信号。来自AIA 94射电望远镜的EUV图像揭示了多个等离子体团的喷射，这些等离子体团在磁重联期间在日冕中同时向上和向下移动。向上和向下移动的等离子体团的速度分别为~152-362和~83-254 km/s。这些观测结果有力地支持了最近的数值模拟的形成和相互作用的多个等离子体团由于撕裂的电流片结构。基于我们的分析，我们认为，同时检测到的负和正的DPS是最有可能产生的相互作用/合并的多个等离子体团沿电流片结构的上下移动过程中的磁重联。此外，差分发射测量（DEM）分析的活动区揭示了一个热通量绳结构（在AIA 131和94可见）之前的耀斑启动和喷射的多温度等离子体团在耀斑脉冲阶段。
2013-07-15 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
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
Implosion of coronal loops during the impulsive phase of a solar flare
本文研究了太阳耀斑中的内爆运动与以振荡结构和粒子加速形式出现的能量再分配之间的关系。耀斑SOL 2012 -03- 09 T03：53（M6.4）显示了不可逆（逐步）日冕内爆的明确证据。极紫外（EUV）图像显示，在耀斑的脉冲阶段，至少有四组日冕环在不同的高度覆盖在耀斑核心上，进行快速收缩。这些收缩在耀斑爆发后一分钟左右开始，收缩率与硬X射线（HXR）和微波辐射的强度密切相关。它们似乎也与日冕物质抛射（CME）和全球极紫外波的形成有关的变暗有着密切的关系。现在有几项研究已经探测到在太阳耀斑期间日冕的收缩运动，这可以解释为释放能量所必需的内爆。我们的研究结果证实了这一点，并加强与耀斑脉冲阶段的关联。我们添加到现象，注意到存在的振荡变化揭示了GOES软X射线（SXR）和空间积分EUV发射在94和335？我们确定脉动的$\approx 60$秒SXR和EUV数据，我们解释为持久的，半定期压缩的耀斑核心区域调制等离子体温度和排放措施。在一个大的区域内观察到的环路振荡，也使我们能够提供粗略的估计能量暂时存储在本征模式的活动区结构，因为它接近其新的平衡。
2013-09-26 astro-ph.SR
Dual Trigger of Transverse Oscillations in a Prominence by EUV Fast and Slow Coronal Waves: SDO/AIA and STEREO/EUVI Observations
我们分析了2010年9月8日至9日在一个静止的日珥耀斑相关的横向振荡。耀斑活动区和日珥都位于西翼附近，具有良好的位形和视角。太阳动力学观测台上的大气成像装置以高空间和时间分辨率获得的太阳全圆盘极紫外图像显示了与耀斑有关的日珥片横向振荡。STEREO-A航天器位于日地线前方81.5度，提供了与耀斑有关的日冕扰动的盘上视图。利用图像互相关技术，我们得到了日珥片横向位移的时间剖面。对位移曲线进行去趋势化，并推导出残余振荡模式。我们用一个可变周期的阻尼余弦函数来拟合这些振荡，发现周期在增加。初始振荡周期（P0）为28.2分钟，阻尼时间（t_D）为44分钟。我们确认存在的快速和缓慢的EUV波分量。使用STEREO-A观测，我们推导出的传播速度为250公里/秒的慢EUV波通过应用时间片技术的运行差异图像。我们提出，日珥振荡是由快EUV波激发的，而日珥振荡周期的增加是一个明显的效果，与由于慢EUV波作为次级触发器而引起的相位变化有关。我们讨论的双重触发效应的影响，日冕突出地震学和阻尼机制的标度律研究。
2012-10-24 astro-ph.SR
On the origin of the Extreme-Ultraviolet late phase of solar flares
太阳耀斑通常有一个脉冲阶段，然后是一个渐进的阶段，最好的软X射线发射。最近基于太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测的发现表明，一些耀斑表现出第二个大峰，与第一个主相位峰相隔数十分钟至数小时，这被称为耀斑的EUV晚期。在本文中，我们详细分析了两个晚相耀斑，M2.9耀斑在2010年10月16日和M1.4耀斑在2011年2月18日，使用多通带成像观测大气成像组件（AIA）机载SDO的EUV晚相的起源。我们发现：（1）晚相发射源自不同的磁环系统，其比主相环系统大得多且高得多。(2)这两个环路系统具有不同的热演化过程。虽然后期相位环路拱廊在从高温到低温跨越一个多小时的稍后时间逐渐达到其峰值亮度，但主相位环路拱廊在所有温度下几乎同时（在几分钟内）达到其峰值亮度。(3)然而，两个环系统似乎是磁性连接的，形成了一个不对称的磁四重配置。(4)此外，紫外波长的足点增亮显示出从主耀斑区域到后期拱廊系统的远程足点的约一分钟的系统延迟。我们认为，EUV后期阶段是一个长期的冷却过程中的较大的磁拱廊系统的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
Thermal-nonthermal energy partition in solar flares derived from X-ray, EUV, and bolometric observations
在太阳耀斑中，能量被脉冲式地释放，并部分转化为热等离子体的热能和加速的非热粒子的动能。尽管作出了许多努力，但尚未就量化这种能量平衡达成共识。我们的目的是了解最近的各种研究所获得的能量分配的矛盾结果的原因。我们考虑了最近的五项研究，解决了太阳耀斑中的热能-非热能分配。对它们的结果进行了综述，并对它们的方法进行了详细的比较和讨论。推导能量分配的主要不确定性被确定为（a）差分发射测量（DEM）分布的推导和（b）热分量的传导能量损失的作用，以及（c）注入电子的低能量截止的确定。辐射热能量作为耀斑释放总能量的代表，对热力学和非热力学都是一个有用的独立约束。在大多数情况下，导出的能量与此约束一致。有迹象表明，热-非热能分配随耀斑强度而变化：在弱耀斑中，似乎有一个赤字的高能电子，而注入的非热能是足够的帐户在强耀斑的热分量。这种行为被认为是我们所考虑的研究中不同结果的主要原因。变化的分区有两个重要的后果：（a）必须存在额外的直接（即非束）加热机制，以及（b）考虑到热辐射主要来自更深的大气层，需要传导或波作为额外的能量传输机制。
2020-11-09 astro-ph.SR
Improving Solar EUV Irradiance Modeling with Differential Emission Measure Informed Spectra
University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学环境科学研究合作研究所）；NOAA National Centers for Environmental Information（美国国家海洋和大气管理局国家环境信息中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁先进技术中心）；Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation（联邦科学与工业研究组织）
研究太阳极紫外（EUV）辐照度建模问题，采用结合基于物理的微分发射量（DEM）前向建模与传统代理相关方法的混合模型，结果表明该模型提升了耀斑条件下的精度。
2026-07-07 astro-ph.SR
