Modelling Solar Energetic Neutral Atoms from Solar Flares and CME-driven Shocks
我们研究生产的高能中性原子（ENAs）在太阳耀斑和日冕物质抛射驱动的冲击和随后的传播到1 AU。计算了两种情况下1 au太阳ENA的时间剖面和注量谱：1）ENA产生于日冕物质抛射驱动的下游激波，2）ENA产生于太阳耀斑的大尺度耀斑后环。这两种情况下的时间分布和注量谱都有很大的不同。计算结果表明，太阳ENA可以作为研究太阳高能粒子（SEP）加速过程的一种新的探针，并区分大SEP事件中的两个加速点：太阳耀斑中的大环和CME驱动的激波下游。
2023-01-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Wave generation and energetic electron scattering in solar flares
本文通过二维粒子模拟研究太阳耀斑中电子热流被自生斜向电磁波散射的机制，发现漂移速度与电子Alfvén速度之比是控制散射率的关键参数，并推导出相应标度律。
2023-07-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The role of diffusion in the transport of energetic electrons during solar flares
太阳耀斑中超热电子的能量输运对我们理解耀斑物理的许多方面起着关键作用，从硬X射线发射的空间分布和环境大气中的能量沉积到全球能量学。从历史上看，这些粒子的传输主要是通过一个确定性的方法，其中一阶长期的能量损失的电子在周围的目标被视为占主导地位的影响，与二阶扩散条款（在能量和角度）通常被视为一个小的修正，甚至被忽略。我们在这里批判性地分析这种方法，我们表明，通过俯仰角散射的空间扩散必然在电子的传输中起着非常重要的作用。我们进一步表明，一个令人满意的处理扩散过程需要考虑非局部效应，使电子通量不仅取决于局部梯度的电子分布函数，但在一个扩展的区域内，包括一个显着的分数的平均自由程。我们的分析一般适用于俯仰角散射的各种机制，从库仑碰撞到湍流散射。我们进一步表明，电子沿磁场的耀斑环的空间传输可以建模，而有效地作为一个连续时间随机游走速度依赖的概率分布函数的跳跃大小和发生，这两者都可以表示在散射平均自由程。
2016-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XI. Flare Magnitude Predictions of the GOES-Class
在这项研究中，我们确定观测到的太阳耀斑的标度关系，可以用来预测的GOES级的太阳耀斑的震级上限。耀斑预测方案是基于缓慢变化的位能$E_p(t)$的标度，它是在$Δt \le$ 24小时的时间间隔内外推的。所观察到的耗散能$E_{diss}$的标度与势场能量成比例，为$E_{diss} \propto E_p^{1.32}$。此外，观测到的耀斑体积$V \propto E_{diss}^{1.17}$、多热能$E_{th} \propto V^{0.76}$、耀斑发射测量$EM \propto E_{th}^{0.79}$、EM加权温度$T_{w}$和GOES通量$F_8(t) \propto E_p(t)^{0.92}$的标度关系允许我们预测外推时间窗中GOES级耀斑量级的上限。我们发现一个很好的相关性（CCC $\approx 0.7$）之间的观测和预测的GOES级耀斑的大小（在172 X和M级事件）。这是第一个采用观测到的物理耀斑参数的标度律来预测GOES通量上限的算法，这是一种重要的能力，补充了以前基于空间天气预报中使用的机器学习算法的耀斑预测方法。
2020-07-08 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
Comparative study of electric currents and energetic particle fluxes in a solar flare and Earth magnetospheric substorm
磁场-线重联是一种普遍的等离子体过程，负责将磁场能量转化为等离子体加热和带电粒子加速。太阳耀斑和地球的磁层亚暴是两个研究最多的动力学系统，其中磁重联被认为是全球磁场重构和等离子体粒子群重排的原因。这种重新配置包括形成一个长寿命的电流系统，连接主要的能量释放区和冷的密集的导电等离子体的光球层/电离层。在耀斑和亚暴中，这个电流系统的演化与高能粒子通量的形成和动力学有关。我们的研究集中在耀斑和亚暴之间的这种相似性。使用广泛的数据集可用于耀斑和亚暴的调查，我们比较定性动力学的电流和高能粒子通量的一个耀斑和一个亚暴。我们发现高能粒子爆发（与磁重联引起的能量释放有关）与电流系统的磁场重构/形成之间存在明显的相关性。然后，我们讨论了如何在磁层亚暴的现场测量数据集可以帮助解释收集的数据集的太阳耀斑。
2021-05-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical Modeling of Energetic Electron Acceleration, Transport, and Emission in Solar Flares: Connecting Loop-top and Footpoint Hard X-Ray Sources
太阳耀斑期间高能电子的加速和输运是太阳物理学的突出课题之一。最近的X射线和无线电成像和光谱观测提供了非热电子分布的诊断，并建议，在某些耀斑事件中，电子主要在环顶加速，并可能经历捕获和/或散射效应。通过结合聚焦粒子输运方程和磁流体动力学（MHD）模拟太阳耀斑，我们提出了一个宏观粒子模型，自然包括电子加速和输运。模拟结果表明，湍流俯仰角散射等物理过程对电子在环顶的加速和在耀斑环中的输运都有重要影响，并且它们的影响与能量密切相关.在环顶中具有增强的空间依赖性湍流散射可以使高效的电子加速到高能量和将丰富的电子传输到足点两者成为可能。我们进一步生成空间分辨的合成硬X射线（HXR）发射图像和光谱，揭示了环顶和足点HXR源。与观测结果类似，我们发现足点HXR源比环顶HXR源更亮更硬。我们认为，宏观粒子模型提供了新的见解，了解所观察到的环顶和脚点非热发射源之间的连接相结合的粒子模型与动态演变的MHD模拟的太阳耀斑。
2022-11-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evolution of the Solar Flare Energetic Electrons in the Inhomogeneous Inner Heliosphere
太阳耀斑加速电子逃逸到行星际空间，被视为第三类太阳射电爆发，经常在地球附近检测到。利用数值模拟的方法，我们考虑了日球层内部和地球附近高能电子谱的演化。朗缪尔波的产生，日球等离子体密度波动，和磁场线上的电子峰值通量和注量谱的扩展的作用进行了研究，以预测的电子特性，可以观察到的太阳轨道器和太阳探测器加。考虑到各种能量损失机制，我们表明，初始高能电子能量的相当大的一部分是通过波等离子体过程由于等离子体的不均匀性损失。结果表明，对于所采用的参数，电子能谱的变化主要发生在$\sim20 R_\odot$之前的距离处。进一步进入日光层，电子的电子通量谱形成了一个破碎的幂律相对类似于在1天文单位观察到的。
2012-09-24 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
Global Energetics of Solar Flares: VIII. The Low-Energy Cutoff
太阳耀斑物理学中的一个关键问题是确定低能截止值，该值决定了非热电子的能量，从而决定了耀斑能量学。本文讨论了确定加速电子能谱低能截止区的不同方法：（i）总电子数模型，（ii）飞行时间模型（基于飞行时间和碰撞偏转时间的等价性），（iii）Kontar等人的热靶模型，（iv）等离子体模型，（v）等离子体模型。（2015），和（iv）热和非热成分之间的光谱交叉模型。我们发现，前三个模型是一致的低能量截止的平均值为$\approx 10$ keV，而交叉模型提供了一个上限为低能量截止的平均值为$ \approx 21$ keV。结合前三个模型，我们发现太阳耀斑中的非热能与耗散磁能之比的平均值为$q_E=0.57\pm0.08$，这与早期基于单独的暖目标模型（$q_E=0.51\pm0.17$）的简化近似的研究结果一致。这一研究证实了三种不同低能截止模型在计算非热耀斑能量时的自洽性。
2019-06-13 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
Spectroscopic EUV observations of impulsive solar energetic particle event sources
上下文太阳耀斑离子加速的远程观测是相当有限的。对于EUV谱线轮廓中的离子加速特征有理论预测。以前的测试涉及耀斑的观测，没有高能离子的证据。目的。我们的目标是检查源耀斑的脉冲（或3 He丰富）太阳高能粒子事件与EUV线光谱。方法.我们检查了所有（90+）报告的前太阳活动周期23的3 He丰富的耀斑，发现只有四个（经常性）喷流在SOHO CDS的视野。详细分析了具有最佳时空覆盖范围的射流。结果在较冷的色球/过渡区线中观察到两个增强的（非热）线加宽，它们位于闭合磁回路与开放磁场线重新连接的位置附近。这两种增强增宽都出现在谱线红移的位置，周围是蓝移区域。一个增强的谱线增宽与没有高能粒子特征的小耀斑有关，而另一个谱线增宽则发生在主耀斑的粒子加速特征终止之后。结论.所观察到的过度增宽似乎与高能离子的产生和运动没有直接关系。进一步的调查，其中的关键脉冲阶段的耀斑是必要的，理想的高分辨率光谱仪故意指向3 He丰富的太阳高能粒子源。
2018-07-02 astro-ph.SR physics.space-ph
The MUSCLES Treasury Survey. V. FUV Flares on Active and Inactive M Dwarfs
M型矮星以其剧烈的燃烧而闻名。这种耀斑可能会影响轨道行星的气候，因此在驱动大气化学和逃逸的短波长下描述M矮耀斑非常重要。我们进行了一个远紫外耀斑调查的6 M矮星从最近的MUSCLES（低质量系外行星系统的紫外光谱特征的测量）的观测，以及4个高活性的M矮星的档案数据。当比较绝对耀斑能量时，我们发现活跃的M星耀斑比不活跃的M星耀斑能量高出大约10 $\times$。然而，当耀斑能量由恒星的静态通量归一化时，活动和非活动样本表现出相同的耀斑分布，幂律指数为- $0.76^{+0.1}_{-0.09}$（累积分布）。耀斑的速率和分布是这样的，它们可以支配M矮星的FUV能量预算，假设与开普勒和地面测量所编目的耀斑一样具有相同的分布。我们使用观察到的事件来创建一个理想化的模型耀斑与现实的光谱和时间的能量预算用于系外行星大气的光化学模拟。应用到我们自己的模拟直接光解的光子单独（没有粒子），我们发现观测到的最具活力的耀斑对地球一样的大气几乎没有影响，光解$\sim$ 0.01%的总O $_3$柱。观测时间太有限（73小时累积曝光），无法捕捉到罕见的高能耀斑。幂律拟合预测每月发生的那些将光解O $_3$柱的$\sim$ 1%，而它预测每年发生的那些将光解整个O $_3$柱。这样的高能耀斑是否以预测的速度发生是一个悬而未决的问题。
2018-09-25 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$E_{\mathrm{nt}}$），直接加热的能量（$E_{\mathrm{dir}}$），以及日冕物质抛射的能量（$E_{\mathrm{CME}}$）是耀斑的主要能量耗散过程，与耗散的磁自由能$E_{\mathrm{mag}}$相比，其比值为$(E_{\mathrm{nt}}+E_{\mathrm{dir}}+ E_{\mathrm{CME}})/E_{\mathrm{mag}} = 0.87 \pm 0.18$，这证实了在测量不确定度范围内的能量封闭性，并证实了耀斑和日冕物质抛射的磁起源：（2）耗散磁自由能的能量分配为：$0.51\pm0.17$在$\ge 6$ keV电子的非热能中，$0.17\pm0.17$在非热能$\ge 1$ MeV离子中，$0.07\pm0.14$在CME中，以及$0.07\pm0.17$在直接加热中;（3）白光耀斑的热能几乎总是小于非热能，这与厚靶模型一致：（4）白光耀斑的热光度与软X射线（SXR）的热能相当;（5）太阳高能粒子（SEP）事件携带CME能量的一部分$\approx 0.03$…
2017-02-07 astro-ph.SR
Forward modelling of particle acceleration and transport in an individual solar flare
本研究的目的是生成太阳耀斑中高能电子产生的硬X射线辐射图，并将其与观测结果进行比较。最终目标是测试结合MHD/测试粒子方法的可行性，用于日冕活动事件及其对日光层的影响的数据驱动建模。基于2017年9月8日观测到的X级太阳耀斑的MHD模型，我们利用相对论导向中心方法计算了大量电子和质子的运动轨迹。使用所获得的粒子轨迹，我们推导出的空间和能量分布的高能电子和质子，并计算韧致辐射硬X射线发射使用“薄靶”近似。我们的方法预测了所考虑的耀斑中高能粒子的一些关键特征，包括加速区域的大小和位置，高能粒子的轨迹和能谱。最重要的是，硬X射线韧致辐射强度图预测的模型是在一个很好的协议与RHESSI观察。此外，质子和电子沉淀的位置似乎是接近的日震响应的来源，在这个耀斑检测。因此，所采用的方法可用于观测驱动的建模的个人太阳耀斑，包括高能粒子在日冕中的表现，以及内日光层。
2020-09-21 astro-ph.SR
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
Spatially-resolved Energetic Electron Properties for the 21 May 2004 Flare from Radio Observations and 3D Simulations
我们详细调查了2004年5月21日耀斑使用的同时观测的野边山射电日像仪，野边山射电偏振仪，拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和太阳和日光层天文台（SOHO）。不同光谱范围内的耀斑图像揭示了该事件中存在一个定义明确的单一耀斑环。我们使用最近开发的交互式IDL工具GX模拟器模拟了回旋同步微波辐射。通过模拟结果与观测结果的比较，我们得到了非热电子分布的空间和光谱特性。微波辐射被发现是由高能电子（$>100$ keV）产生的，具有相对硬的光谱（$δ\simeq 2$）;电子强烈集中在环顶部附近。与此同时，脚点附近的高能电子数量太少，无法在RHESSI图像和空间未分辨数据中检测到。SOHO极紫外成像望远镜的图像和低频微波光谱表明存在一个较低磁场的环的扩展“包络”。最有可能的是，在考虑耀斑的高能电子分布反映了本地化（环顶部附近）粒子加速（注入）过程伴随着捕获和散射。
2014-03-23 astro-ph.SR
Energetics and Emission in a Simulated Solar Flare Initialised by a Non-Force Free Magnetic Field
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Statkraft AS（斯塔特勒克公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文比较了两种三维电阻磁流体动力学模拟，探讨初始磁场假设对日冕暴能量和观测特征的影响，发现非力-free初始化模型释放更多磁能并更符合X类暴的预期。
2026-05-14 astro-ph.SR
Investigating Energetic X-Shaped Flares on the Outskirts of A Solar Active Region
典型的太阳耀斑在色球层上显示出两条准平行的明亮带状物。在它们之间的是极性反转线（PIL），其分离有源区（AR）中相反极性的集中磁通量。有趣的是，在NOAA AR 11967外围的类似位置也发生了一系列X形条带的耀斑，那里的磁通量分散，但其中三个耀斑的能量惊人。X形状，其中心与硬X射线发射重合，在UV/EUV中是相似的，这在标准耀斑模型中是不能容纳的。绘制出势场中的磁连通性，我们发现X形态由两个准分界线层的交叉决定，即，双曲线通量管（HFT），其中嵌入连接双零的分离器。这种拓扑结构不是纯粹的局部，而是受整个AR的通量和流量的调节。非线性无力场模型建议在HFT处形成电流层，其中电流耗散可以通过场对准热传导映射到X形带。这些结果突出了高频电磁场在三维磁重联中的关键作用，并对天体物理和实验室等离子体具有重要意义。
2016-09-09 astro-ph.SR
Highly Energetic Electrons Accelerated in Strong Solar Flares as a Preferred Driver of Sunquakes
日震是在某些高能太阳耀斑中激发的增强型地震波。到目前为止，它们的起源仍有争议。本文选取了24太阳活动周的20个强耀斑，其脉冲相位被\emph{Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\emph{RHESSI}）完全捕获。在我们的样本中，12个日震活动耀斑中有11个的硬X射线（HXR）辐射与白光（WL）增强和日震表现出良好的时空相关性。光谱分析还揭示了一个更硬的光子光谱，延伸到几百千电子伏，这意味着相当大的人口耀斑加速非热电子在高能量。从数量上看，在300 keV以上的电子总能量的太阳活动耀斑是系统的不同，在太阳平静耀斑，而差异是边缘的电子超过50 keV。所有这些事实都支持高能电子作为太阳地震的首选驱动力。这样一个电子驱动的情况下，可以合理地容纳在最近提出的选择规则的框架内产生的太阳地震。对于剩下的一个事件，日震震中与磁印记是同空间的，即，光球上磁场的永久变化。定量计算表明，耀斑引起的向下洛伦兹力可以做足够的功来驱动日震，作为一个可行的日震驱动器为这个特定的事件。
2023-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
X-ray Super-Flares From Pre-Main Sequence Stars: Flare Energetics And Frequency
太阳型恒星在其早期对流主序前（PMS）演化阶段表现出最高水平的磁活动。最强的PMS耀斑，超级耀斑和巨型耀斑，其X射线峰值亮度为$\log(L_X)=30.5-34.0$ ~erg~s $^{-1}$，总能量为$\log(E_X)=34-38$ ~erg。在$>24,000$ X射线选择的年轻（$t<5$ ~Myr）成员的40个附近的恒星形成区，从我们早期的$Chandra$ MYStIX和SFiNC调查，我们确定和分析了一个明确的样本1,086 X射线超级耀斑和巨型耀斑，有史以来最大的样本研究。大多数比在主序星上探测到的光学/X射线超级耀斑要强大得多。本研究提出了这些X射线耀斑的能量估计和它们的宿主星的性质。这些事件是由所有质量的年轻恒星在从原恒星到无盘恒星的演化阶段产生的，发生率与恒星质量呈正相关。耀斑的性质是不可区分的盘轴承和无盘的恒星表明星盘磁场不涉及。耀斑能量分布$dN/dE_X \propto E_X^{-α}$的斜率$α\simeq2$与来自老恒星和太阳的光学/X射线耀斑的斜率一致。太阳质量恒星的大耀斑（$\log(E_X) > 36.2$ ~erg）的发生率为$1.7_{-0.6}^{+1.0}$耀斑/星/年，对PMS X射线总能量的贡献至少为$10-20$的1/2。这些爆炸事件可能对原行星盘的光蒸发、盘气体的电离、盘固体中散裂放射性核素的产生以及年轻行星大气的流体动…
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
Multi-wavelength Study of Energetic Processes during Solar Flares occurrence
本文试图了解在太阳耀斑期间太阳大气不同层中发生的物理过程。为了全面了解耀斑，我们必须分析多波长数据集，因为不同波长的辐射来自太阳大气的不同层。此外，耀斑是短暂的和局部的事件观察到发生在所有的耀斑。基于这些考虑，我们对两个典型的耀斑事件进行了多波长分析。一个事件发生在靠近太阳圆盘中心的地方，另一个发生在靠近边缘的地方。在前一种情况下，我们研究了来自太阳大气低层的发射。因此，色球、过渡区和光球磁图都可以进行分析。另一方面，在近临事件中，日冕特征可以清楚地研究。本文研究的第一个事件是位于S10E14的活动区NOAA 10649的M1.1级耀斑，第二个事件是位于S12W90的活动区NOAA 10713的M1.4级耀斑。在这两种情况下，我们都观察到了优秀的多波长数据集。多仪器数据的观测清楚地表明，耀斑发生在太阳黑子附近。这些是具有混合极性的强磁场区域。
2020-05-24 astro-ph.SR
Suppression of parallel transport in turbulent magnetized plasmas and its impact on non-thermal and thermal aspects of solar flares
在太阳耀斑中，热电子和超热电子中所含能量的传输在我们理解耀斑现象的许多方面，从硬X射线发射的空间分布到全球能量学，都起着关键作用。最近的{ \em RHESSI}观测指出，存在一种机制，限制电子的耀斑环的日冕部分更有效地比库仑碰撞的动机，我们在这里考虑的影响，俯仰角散射湍流磁波动的电子在耀斑日冕环的平行运输。它示出，除了库仑碰撞散射这样的散射机制的存在下，可以显着降低平行的热传导率和电导率相对于它们的碰撞值。我们提供了说明性的表达式所产生的热电系数，涉及的热通量和电流密度的温度梯度和所施加的电场。然后，我们评估这些修改后的传输系数对耀斑日冕温度，可以达到的效果，后脉冲阶段冷却的加热日冕等离子体，和对环境加热和加速电子的能量损失率的重要性的束中和返回电流。我们还讨论了可能的方式，异常传输过程有影响所需的总能量与加速电子在太阳耀斑。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XII. Energy Scaling Laws
在这项研究中，我们测试了5个物理标度定律的30个变体，这些定律描述了太阳耀斑的不同方面。我们用磁势场能量$E_p$、平均势场强度$B_p$、自由能$E_{free}$、耗散磁耀斑能量$E_{diss}$、平均环长尺度$L$、平均螺旋扭曲通量管半径$R$、黑子半径$r$、辐射测量加权耀斑温度$T_w$、电子密度$n_e$、和总排放量$EM$，从$\lapprox 400$ GOES M级和X级耀斑事件的数据集测量。这5类物理标度律包括（i）位场能量标度律、（ii）螺旋扭曲标度律、（iii）Petschek型磁重联标度律、（iv）Rosner-Tucker-Vaiana标度律和（v）Shibata-Yokoyama标度律。我们需要两个条件来测试这些理论标度律与观测参数的自洽性：观测和理论预测标度律之间的交叉相关系数CCC $>$ 0.5，以及斜率为$α\approx 1$的线性回归拟合。在这两个判据下，我们发现30个标度律变量中有10个与观测数据一致，这有力地证实了所测试的耀斑标度律的存在性和有效性。
2020-09-15 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 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
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. IX. Refined Magnetic Modeling
本文给出了{ \sl垂直流近似非线性无力场（VCA 3-NLFFF）}模型的一个更精确的解析解，它除了包括径向$(B_r)$和方位$(B_φ)$磁场分量外，还包括极向分量$(B_θ \neq 0)$。这种新的解析解在无发散条件下具有二阶精度，在无力条件下具有三阶精度。我们重新分析了173个GOES M级和X级耀斑的样本，这些耀斑是用{ \sl大气成像组件（AIA）}和{ \sl太阳动力学天文台（SDO）}上的{\sl日震和磁成像仪（HMI）}观测到的。新的代码再现螺旋扭曲的循环与低绕组数低于扭结不稳定一致，避免不稳定，高扭曲的结构的黄金霍伊尔磁通绳型。在$E_{VCA3}/E_W=0.99\pm0.21$内的磁能与Wiegelmann（W-NLFFF）代码一致。磁场的时间演化揭示了多个，间歇性的能量积累和释放，在大多数耀斑，矛盾的Rosner-Vaiana模型（在日冕中逐渐储存能量）和时间尺度分离的原则（$τ_{flare} \ll τ_{storage}$）假设在自组织临界模型。平均耗散耀斑能量被发现的数额$7\%\pm3\%$的势能，或$60\%\pm26\%$的自由能，一个结果，可用于预测耀斑的强度的基础上的活动区的位场。
2019-09-18 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
Solar Flare Heating with Turbulent Suppression of Thermal Conduction
在太阳耀斑期间，等离子体通常被加热到非常高的温度，并且通过热传导产生的能量重新分布是在整个耀斑太阳大气中传输能量的主要机制。热通量通常使用斯皮策理论建模，该理论基于携带热通量的电子与背景中的电子之间的局部库仑碰撞。然而，经常在耀斑期间，温度梯度变得足够陡峭，使得碰撞平均自由程超过温度梯度尺度大小，使得热传导变得固有地非局部。此外，湍流角散射，这是可检测的非热宽度的原子发射线，也可以起到增加碰撞频率，从而抑制热通量。Emslie & Bian（2018）最近的工作扩展了Spitzer的热传导理论，以解释非局域性和湍流抑制。我们已经实现了他们的理论表达式的热通量（这是一个卷积的斯皮策通量与核函数）到RADYN耀斑建模代码，并进行了参数研究，以了解所产生的热传导的变化如何影响耀斑动力学，因此产生的辐射。我们发现，减少热通量的模型预测较慢的批量流量，不太强烈的线发射，和较长的冷却时间。通过比较由模型预测的原子发射线的多普勒速度和非热线宽从一个特定的耀斑观测的功能，我们发现，抑制因子在0.3至0.5之间的模型相对于斯皮策值最好地再现观测到的多普勒速度在很宽的温度范围内形成的发射线。有趣的是，与观测到的非热谱线宽度最匹配的模型具有卡帕型速度分布函数。
2022-04-25 astro-ph.SR
Small-scale energetic phenomena in Hε: Ellerman bombs, UV bursts, and small flares
本研究通过正演模拟和辐射转移计算，发现Hε谱线能有效诊断下色球层小尺度能量现象，提供比Hα更可靠的速度估计，并揭示更多能量事件。
2025-03-26 astro-ph.SR
A Statistical Study of Distant Consequences of Large Solar Energetic Events
大规模的太阳耀斑和爆发可能会通过大气层外磁场的扰动影响偏远地区，导致在主要区域以外发生因果相关的事件，或触发被称为“交感事件”的爆发。“我们使用太阳动力学天文台上的大气成像组件的全磁盘观测来量化交感事件的发生，这些观测与2010年5月1日至2014年12月31日期间GOES M5级或更大级别的所有耀斑有关。使用叠加历元分析，我们发现耀斑，暗条爆发，大量的喷雾和浪涌超过20度远离主耀斑在第一个四个小时内在1.8标准差的意义的速率增加。我们还发现，当比较原始大耀斑开始时间前后4小时和24小时之间的间隔时，远距离事件的发生率下降了两个标准差，或1.2倍。我们讨论的结论假设，导致大耀斑的逐渐演变和脉冲释放的能量，耀斑都有助于在遥远的活动区和安静的太阳地区的磁配置的不稳定的证据。从整体意义上说，这些效应似乎使遥远的区域处于更稳定的状态，因此在大型能量事件之后至少一天内发生较少的能量事件。
2015-09-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Relationship between Solar Energetic Particles and Properties of Flares and CMEs: Statistical Analysis of Solar Cycle 23 Events
本文对太阳高能粒子（SEP）与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关系进行了统计分析。选择在太阳活动周期23期间的SEP事件，其与源自太阳的可见半球并且至少为M1级的太阳耀斑相关联。考虑到所有耀斑和日冕物质抛射发生在这一时期，发生的概率SEP事件在地球附近的确定。一个强大的上升，这一概率观察到耀斑强度增加，更西部的位置，更大的CME速度和晕CME。质子峰值通量和这些太阳参数之间的相关性推导出了一个低（>10 MeV）和高（>60 MeV）的能量范围内，不包括任何通量增强，由于快速行星际冲击的通道。当E>10 MeV（E>60 MeV）时，与耀斑强度和CME速度的相关系数分别为0.55 ± 0.07（0.63 ± 0.06）和0.56 ± 0.08（0.40 ± 0.09）。对于这两个能量范围，与耀斑经度和CME宽度的相关性非常小或不存在。此外，发生概率，相关系数和平均峰值通量推导出在多维箱结合上述太阳参数。在不同的质子能量通道，从5到200 MeV的相关系数也被确定。结果表明，质子峰值通量与日冕物质抛射速度的相关性随能量的增加而减小，而与耀斑强度的相关性则相反。此外，与CME速度的相关性强于与耀斑强度的相关性，低于15 MeV，并在20 MeV以上变得较弱。排除由于行星际冲击的流量增强，只有一个小的，但不是很显着的变化，观察到的峰值流量低于7 MeV和CME速度之间的相关性。
2014-12-17 astro-ph.SR
Extremely energetic EUV late phase of a pair of C-class flares caused by a non-eruptive sigmoid
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
Statistical Evidence for Contributions of Flares and Coronal Mass Ejections to Major Solar Energetic Particle Events
太阳高能粒子（SEP）事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关。这项工作是一个新的调查SEP峰值强度之间的统计关系-十兆电子伏质子和近相对论电子-和相关的太阳活动的特征量。我们考虑了日冕物质抛射的速度和描述耀斑相关能量释放的量：软X射线（SXR）发射的峰值通量和注量，微波发射的注量。样本包括38 SEP事件与强SXR爆发（类M和X）在西太阳半球1997年和2006年之间，并在耀斑相关的粒子加速伴随着无线电爆发，表明电子逃逸到行星际空间。本统计分析与早期工作的主要区别是，除了经典的皮尔逊相关系数的偏相关系数计算，以解开太阳参数本身之间的相关性的影响。经典的相关分析表明，SEP峰值强度和太阳活动的不同参数之间的广泛分散的相关性，以及太阳活动参数本身之间的强相关性通常的图片。偏相关分析表明，对SEP强度有显著影响的参数只有CME速度和SXR注量。SXR峰值通量和微波注量没有额外的贡献。我们的结论是，这些研究结果带来的统计证据表明，耀斑加速和CME冲击加速的十兆电子伏质子和近相对论电子人口在大SEP事件。
2014-11-15 astro-ph.SR
Scaling Relations in Coronal Mass Ejections and Energetic Proton Events associated with Solar Superflares
为了探讨太阳“超级耀斑”对空间天气的潜在影响，我们研究了能量高于$ 10 \rm MeV$的高能质子峰值通量之间的统计关系（$F_p$），太阳附近的CME速度由{ \it SOHO}/LASCO日冕观测和耀斑1- 8 π波段软X射线峰值通量得到的（$V_{CME}$）（$F_{SXR}$）在1996年至2014年记录的110次主要太阳质子事件（SPE）期间。线性回归拟合得到了$V_{CME} \propto F_{SXR}^α$、$F_p\propto F_{SXR}^β$和$F_p\propto V_{CME}^γ$分别与$α= 0.30\pm 0.04$、$β= 1.19 \pm 0.08$和$γ= 4.35 \pm 0.50$的比例关系。另一方面，在简单的物理假设的基础上，我们导出了CME质量（$M_{CME}$）、CME速度和高能质子通量与耀斑总能量（$E_{flare}$）的标度关系，分别为$M_{CME}\propto E_{flare}^{2/3}$、$V_{CME}\propto E_{flare}^{1/6}$和$F_{p}\propto E_{flare}^{5/6}\propto V_{CME}^5$。然后，我们将导出的标度关系与观测相结合，并估计$V_{CME}$和$F_p$的上限与可能的太阳超级耀斑。
2016-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple injections of energetic electrons associated with the flare/CME event on 9 October 2021
研究2021年10月9日的SEP事件，伴随M1.6耀斑、CME和激波），利用SolO的EPD电子与STIX硬X射线及射电观测，发现耀斑非热相期间持续加速电子至少20分钟，激波亦有贡献，且高低能电子释放存在时间差且各向异性表明两阶段连通性不同。
2023-01-18 astro-ph.SR 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
The Role of Energy Diffusion in the Deposition of Energetic Electron Energy in Solar and Stellar Flares
在太阳耀斑期间，释放的磁能的很大一部分由高能电子携带，这些电子在太阳的大气层中转移和储存能量。电子输运通常由冷厚靶模型（CTTM）近似，假设电子能量远大于环境等离子体的温度，并且电子能量演化被建模为系统损失。利用电子的动力学模型，我们重新评估耀斑能量的传输和沉积。使用一个完整的碰撞暖目标模型（WTM），我们占电子热化和周围的日冕等离子体的属性，如它的数密度，温度和空间范围。我们表明，在低层大气中的非热电子能量的沉积是高度依赖于耀斑日冕等离子体的属性。一般来说，热化和降低的WTM能量损失率导致转移到色球层的非热能的增加，以及非热能在更大深度的沉积。模拟表明，能量最初通过高能非热电子沉积在低层大气中，然后通过较低能量的非热电子沉积在低层大气中，这些电子在日冕中部分或完全热化，时间尺度为几秒钟，这在以前的研究中未得到解释。这种延迟加热可以作为一个诊断的注入非热电子分布和日冕等离子体，约束耀斑能量至关重要。
2019-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variations in $p$-Mode Parameters with Changing Onset-Time of a Large Flare
预计在光球层释放大量能量的高能太阳耀斑可能能够激发声学（$p$ -）振荡模式。我们已经确定了模式参数的特征属性，应用环图技术获得的3-D功率谱的太阳活动区NOAA 10486在2003年10月28日的长持续时间的能量X17.2/4 B耀斑。有强有力的证据表明，模式振幅和系统变化在地表下流动中大幅增加，即，速度，动力螺旋度，涡度的纬向和纬向分量，发现从比较的前到后耀斑阶段。
2009-10-22 astro-ph.SR
Global energetics of solar powerful events on 6 September 2017
本文分析2017年9月6日太阳重大爆发的能量收支，量化耀斑辐射、CME与SEP能量，指出耀斑和CME能量相当且同源于活动区磁自由能。
2023-04-30 astro-ph.SR
Estimating the frequency of extremely energetic solar events, based on solar, stellar, lunar, and terrestrial records
太阳上最大的爆炸[…]形成了最严重的太空天气风暴原则上，基于SEP的耀斑能量代理记录可以为研究罕见的大事件提供最长的时间基础。我们的结论是，一个建议的代理，硝酸盐浓度在极地冰芯，不可靠地映射到SEP事件。在自然档案中测量的选定放射性核素的浓度可能证明有助于将直接观测的时间间隔延长至1万年，但由于它们对太阳耀斑注量的校准取决于多个知之甚少的属性和过程，因此这些代理目前无法用于帮助确定耀斑能量频率分布。因此，仅限于使用的直接耀斑观测，我们评估的概率大能量的太阳爆炸相结合的太阳耀斑观测恒星耀斑观测合奏。我们的结论是，太阳耀斑能量形成一个相对平滑的分布，从小事件到大耀斑，而耀斑的磁活性，年轻的太阳类恒星的能量和频率显着超过强太阳耀斑，即使在经验缩放与这些恒星的平均活动水平。为了从经验上量化罕见的大太阳耀斑的频率，需要对近太阳年龄的恒星进行广泛的调查，例如开普勒卫星是可行的。由于耀斑大于约X30的可能性仍然不受经验约束，我们提出了间接的论据，根据太阳黑子的记录和统计论据，过去四个世纪的太阳耀斑可能没有大大超过太空时代观察到的最大耀斑的水平，在未来30年内，最多有10%的可能性会发生大于X30的耀斑。
2012-06-21 astro-ph.SR
Flare Ribbon Energetics in the Early Phase of an SDO Flare
在太阳耀斑期间色球层激发的位置由延伸的极紫外带和硬X射线足迹标记。标准的解释是，这些是加热和从日冕沉淀的非热电子的韧致辐射的结果。我们使用M级耀斑SOL 2010 -08- 07 T18：24早期阶段的多波长观测来检查这张照片。我们的目标是确定的耀斑带状加热等离子体的属性，并了解到辐射和传导损失的功率输入的分区。用GOES、SDO/EVE、SDO/AIA和RHESSI等方法测量了耀斑带的温度、辐射量和差分辐射量，并推导出了近似的密度值。非热发射测量，和碰撞厚靶的能量输入到带从RHESSI使用标准方法获得。我们推导出大量的等离子体在10 MK的耀斑带中的存在，在预脉冲和早期脉冲阶段的耀斑。这个热组分的平均柱发射测量值是10^28/cm ^5的几倍，我们可以计算出它的预测传导损耗主导了它的测量辐射损耗。如果输入到热带状等离子体的功率是由于来自电晕的电子束的碰撞能量沉积，则需要约5 keV的低能量截止来平衡传导损耗，这意味着非常大的电子能量含量。与标准的碰撞厚靶电子束解释无关，如果10 MK（1 keV）带状等离子体中10^3 - 10^4个电子中有一个电子的能量超过10 keV，则可以提供观察到的非热X射线。我们推测，如果在带状等离子体中产生非热尾，则可能会出现这种情况，带状等离子体正通过其他方式加热，例如通过波或湍流。
2014-01-25 astro-ph.SR
Global Energetics of Thirty-Eight Large Solar Eruptive Events
我们已经评估了38个太阳爆发事件的能量观测各种航天器仪器在2002年2月和2006年12月之间，准确的观测允许。测量的能量分量包括：（1）GOES 1 - 8A波段的辐射能量，（2）软X射线（SXR）发射等离子体的总辐射能量，（3）SXR发射等离子体的峰值能量，（4）整个事件持续时间的辐射热能量，（5）等离子体的总辐射能量。（5）20 keV以上的耀斑加速电子能量和1 MeV以上的耀斑加速离子能量：（6）日冕物质抛射（CME）的动能和势能;（7）在行星际空间观测到的太阳高能粒子（SEP）中的能量;（8）估计在相关活动区域中可获得的自由（非势能）磁能的数量。主要结论包括：（1）由SXR发射等离子体辐射的能量超过产生这种辐射的热等离子体的峰值能量含量大约半个数量级;（2）耀斑加速的电子和离子中的能量含量足以提供整个事件中所有波长上辐射的辐射热能量;（3）耀斑加速的电子和离子的能量含量是相当的;（4）SEP中的能量通常是CME动能的几个百分比（在太阳风的静止坐标系中测量）;（5）可用的磁能足以为CME、耀斑加速粒子和热等离子体提供动力。
2012-09-12 astro-ph.SR
Solar source of energetic particles in interplanetary space during the 2006 December 13 event
2006年12月13日发生了一次X3.4级的太阳耀斑和一次快速的晕日冕物质抛射（CME），伴随着在近地空间和地面上记录到的高能量粒子流。我们的目的是提供一个主要的太阳高能粒子（SEP）事件的耀斑加速的证据。我们首先介绍ACE/EPAM，GOES和Apatity中子监测仪的观测结果。结果表明，初始粒子释放时间与耀斑发射时间一致，粒子注入过程中，谱变软，各向异性变弱，表明加速源由局限的日冕位置转变为广泛的行星际日冕物质抛射驱动的激波。然后，我们描述了一个全面的研究相关的耀斑活动区。利用HINODE/SOT和SOHO/MDI磁象资料，以磁通量变化率的形式，推断耀斑的磁重联率。这在时间上与微波辐射相关，表明耀斑磁重联和非热粒子加速之间存在物理联系。结合来自怀柔/NOAC、Culgoora/IPS、Learmonth/Rendezvous和WAVES/WIND的无线电频谱仪数据，可以得到从几GHz到几kHz的连续和持久的无线电爆发。利用怀柔/NOAC的光球矢量磁图和非线性无力场（NFFF）重建方法，得到了爆发后短期内的三维磁场位形。此外，我们还计算了日冕场线延伸到几个太阳半径使用的位场源面（PFSS）模型。所谓的III-1型爆发和磁场配置都表明，开放磁力线从耀斑活动区延伸到行星际空间，使加速和带电粒子逃逸。
2013-05-24 astro-ph.SR
Solar flares with and without SOHO/LASCO coronal mass ejections and type II shocks
我们分析了一组丰富的无线电（伴随IV型或II型爆发）太阳耀斑和他们的协会SOHO/LASCO日冕物质抛射在1998 - 2000年期间。这些事件的强度，冲动和精力充沛的调查。我们发现，平均而言，与II型和日冕物质抛射相关的耀斑比仅与II型相关的耀斑（没有日冕物质抛射报告）以及伴随IV型连续体但不伴随II型冲击的耀斑更冲动，更有活力。从最后两类，耀斑与II型爆发（没有CME报告）是最短的持续时间和最冲动。
2010-09-19 astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
3He-Rich Solar Energetic Particles in Helical Jets on the Sun
恒星耀斑中的粒子加速在宇宙中无处不在，然而，我们的太阳是唯一一个既可以观察到高能粒子又可以观察到它们的源耀斑的天体。太阳耀斑的加速机制，极大地增强了（高达一万倍）稀有元素，如3He和超重核，已经困扰了近50年。在这里，我们提出了一些最激烈的3He和Fe丰富的太阳高能粒子事件的报道。这些事件伴随着非相对论性电子事件和III型射电爆发。相应的高分辨率极紫外成像观测首次揭示了源耀斑中具有喷流状形状的螺旋结构。螺旋喷流起源于相对较小的，紧凑的活动区域，位于冕洞边界。喷流底部的一个迷你灯丝似乎触发了这些事件。这些事件是在2014年太阳活动增加期间由太阳背面的两个日地关系观测站STEREO观测到的。螺旋喷流可能是这些强烈事件的一个明显特征，这与高3He和Fe富集的产生有关。
2017-11-26 astro-ph.SR
Hard X-ray footpoint sizes and positions as diagnostics of flare accelerated energetic electrons in the low solar atmosphere
太阳耀斑中的硬X射线（HXR）辐射几乎完全来自耀斑区域的一小部分，即磁环的足点。利用RHESSI对太阳耀斑足点的观测，确定了6个近临边事件足点的径向位置和大小随能量的变化，以研究耀斑加速电子的输运和色球层的性质。HXR可见性前向拟合允许在HXR范围内的不同能量下找到沿着和垂直于扩口回路的磁场的HXR足迹点的位置/高度和尺寸。我们发现，在一半的分析事件，一个明确的趋势，降低的高度源的能量found. Supposed碰撞厚靶运输，HXR源位于600和1200公里以上的光球光子能量分别为120和25 keV之间。在其他事件中，作为能量函数的位置在不确定性范围内是恒定的。垂直尺寸（沿电子传播的路径）的范围从1.3到8弧秒，这是高达4倍大于厚目标模型的预测，即使在HXR源的位置/高度与碰撞厚目标模型一致的事件。磁镜，碰撞俯仰角散射和X射线散射的结果进行了讨论作为潜在的解释。
2011-04-15 astro-ph.SR
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
