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
Modeling Electron Acceleration and Transport in the Early Impulsive Phase of the 2017 September 10 Solar Flare
2017年9月10日的X8.2级临边耀斑是研究得最好的太阳耀斑事件之一，因为它与标准耀斑模型非常相似，并且被多个航天器和地面观测广泛覆盖。这些多波长观测表明，电子加速和运输是有效的重联和耀斑环顶区域。然而，缺乏一个全面的模型来解释和解释多方面的观察。在这项工作中，我们模型的电子加速和输运的早期脉冲阶段的耀斑。我们解决帕克输运方程，其中包括在磁重联的大尺度耀斑区域的MHD模拟模拟的主要加速机制。我们发现，电子被加速到几兆电子伏，并填补了大量的重联区，类似于微波中所示的观察。电子的空间分布和光谱形状的looptop区域同意以及来自微波和硬X射线发射磁岛长大之前，占主导地位的加速。未来使用电子地图的发射建模将能够与微波和硬X射线观测进行直接比较。这些结果揭示了新的光的电子加速和传输在一个广泛的区域内的太阳耀斑的数据约束的现实耀斑几何。
2022-05-10 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
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
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
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
Anisotropic Turbulent Flows Observed in Above the Loop-top Regions During Solar Flares
本文利用正视视角窄带EUV图像和流动追踪算法，首次定量揭示太阳耀斑ALT区域湍流的各向异性及其高度分布，支持Rayleigh-Taylor型不稳定性机制。
2025-03-18 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 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
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE 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
Spectral Power-law Formation by Sequential Particle Acceleration in Multiple Flare Magnetic Islands
我们提出了一个第一性原理模型的俯仰角和能量分布函数的演变，粒子顺序加速多耀斑磁岛。从磁流体动力学（MHD）模拟的爆发耀斑/日冕物质抛射的数据提供了不断变化的粒子分布的环境条件。在自洽形成的耀斑电流片上，由零星的重联产生的磁岛收缩并加速粒子。粒子分布的演变使用我们以前的工作中得出的规则。在这项研究中，我们假设一个规定的部分粒子顺序地“跳”到另一个加速器，并接收额外的能量和各向异性的提升。这个顺序的过程中产生的粒子数谱，服从近似幂律在中等范围的能量，并提出了低，高能量的休息。我们分析这些光谱区域作为模型参数的函数。我们还提出了一个完整的分析方法，形成和解释这样的频谱，独立的顺序加速模型。该方法只需要几个受约束的物理参数，如加速器之间转移的粒子的百分比，每个加速器的能量增益，以及访问的加速器的数量。我们的研究旨在通过结合全球模拟和分析动力学理论，弥合磁流体和动力学制度之间的差距。该模型再现并解释了观测到的耀斑硬X射线光谱的关键特征以及加速粒子的基本性质。我们的分析模型为任务和望远镜提供了解释高能观测的工具，如RHESSI，FOXSI，NuSTAR，太阳轨道器，EOVSA和未来的高能任务。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Energy Release, Plasma Dynamics, and Particle Acceleration during Relativistic Turbulent Magnetic Reconnection
在强磁化天体物理等离子体系统中，磁重联被认为是一个主要的过程，在此过程中发生爆炸性能量释放和粒子加速，导致显著的高能辐射。相对论性磁重联的动力学模型在过去几年中得到了积极的发展，支持了磁主导的假设。一个较少探讨的问题是3D动力学的后果，其中湍流结构是随着各种类型的不稳定性的发展而自然产生的。本文对正电子-电子等离子体中的相对论湍流磁重联（RTMR）进行了一系列三维、全动力学模拟，系统域远大于动力学尺度。我们的模拟从一个无力的电流片与几种不同的模式的长波长磁场扰动，驱动额外的湍流在重联区。因此，电流层破裂，重联区迅速演变成充满通量绳和电流片等相干结构的湍流层。我们发现RTMR中的等离子体动力学在许多方面与二维等离子体动力学有很大的不同。磁通绳在产生后迅速演化，并且由于二次扭结不稳定性而完全被破坏。这种湍流演化导致了磁场线的超扩散行为，如湍流重联的MHD研究中所见。同时，非热粒子加速和能量释放时间尺度可以非常快，并不强烈地依赖于湍流振幅。主要的加速机制是由运动电场支持的类费米加速过程，而非理想电场加速起次要作用。我们讨论了高能天体物理学中3D RTMR可能的观测意义。
2021-07-29 astro-ph.HE 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
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
3D MHD simulation of flare supra-arcade downflows in a turbulent current sheet medium
超拱廊下降流（SAD）是向阳的，通常是黑暗的，起源于耀斑拱廊上方的等离子体密度耗尽。在本文中，使用3D MHD模拟，我们调查，如果SAD腔可以产生的撕裂模式和Kelvin-Helmholtz不稳定性的直接组合，导致湍流电流片（CS）介质，或者如果电流片仅仅是背景，其中SAD是由脉冲能量沉积触发产生的。我们发现，考虑到观测到的暗巷结构的一个额外的本地能源，提供的重联事件，是必需的。我们认为，可能有一个密切的关系，特征SAD的大小和CS宽度，必须得到满足，以获得一个可观察到的SAD。
2015-05-11 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
The Acceleration of Ions in Solar Flares During Magnetic Reconnection
太阳耀斑离子在磁重联过程中的加速是通过自洽地跟随质子和$α$粒子的运动的粒子模拟来探索的。我们证明了主导离子加热过程中的引导场（垂直于重联平面的磁分量）的结果从拾取行为在进入重联排气。与反平行重联相反，温度增量主要横向于局部磁场，而不是平行于局部磁场。质子和α的比较揭示了拾取行为中的质荷比（$M/Q$）阈值，该阈值有利于加热高$M/Q$离子而不是质子，这与脉冲耀斑观测结果一致。
2011-10-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
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
Multiple electron acceleration instances during a series of solar microflares observed simultaneously at X-rays and microwaves
即使是很小的太阳耀斑，其形态和时间演化也会表现出令人惊讶的复杂性。它们的许多性质，如能量释放和电子加速，可以使用X射线和无线电波长的高度互补观测来研究。我们介绍了X射线观测的拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和无线电观测的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）的一系列GOES A3.4到B1.6级耀斑在2013年4月23日观察到。在X射线和极紫外线（EUV）中看到的耀斑起源于活动区域NOAA 11726内的多个位置。一个名副其实的动物园不同的无线电发射之间的1 GHz和2 GHz的同时观察到的X射线耀斑。除了宽带连续辐射外，还观察到宽带短寿命爆发和窄带尖峰，表明电子加速。然而，这些源位于距离耀斑X射线源150弧秒的地方，但只有一些辐射可以解释为在主耀斑附近加速的电子的特征。对于其他来源，没有发现明显的磁连接到主耀斑网站。这些排放可能源于次级加速点的耀斑触发，但可能是由于重联和加速完全无关的共时观测到的耀斑。由于极高的灵敏度的VLA，没有实现与当前的X射线仪器，它表明，粒子加速发生频繁，并在多个位置内的一个耀斑活动区域。
2021-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy Transport and Heating by Non-Thermal Electrons in a Turbulent Solar Flare Environment
Western Kentucky University（西肯塔基大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究非热电子在湍流太阳日冕暴发环境中的能量传输与加热机制，通过分析弹性与非弹性碰撞主导的两种情形，揭示湍流散射对等离子体加热和色球层加热的影响，以及非热电子各向同性降低对欧姆加热的抑制作用。
2026-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
MHD turbulence formation in solar flares: 3D simulation and synthetic observations
本研究通过含磁重联的三维MHD模拟重现太阳耀斑湍流，揭示其由重联出流与磁拱非线性作用、KHI驱动形成，验证了湍流与高能电子的关联及能量转化效率。
2022-10-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph 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
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
Implications of X-ray Observations for Electron Acceleration and Propagation in Solar Flares
来自太阳耀斑的高能X射线和伽马射线是在五十多年前才被发现的。从那时起，在几十keV以上的能量的空间积分耀斑X射线光谱的解释标准一直是碰撞厚靶模型。在2002年初发射了拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）之后，X射线光谱和图像的质量已经达到了足够的水平，可以更好地关注产生X射线发射的高能电子，包括它们的起源及其与耀斑等离子体和磁场的相互作用。其结果是对耀斑过程的新见解，以及电子加速和传播以及电子相互作用的耀斑环境的更多定量模型。在这篇文章中，我们回顾了我们目前的理解电子加速，能量损失，和传播的耀斑。这些新的结果碰撞厚目标模型的影响，一般耀斑模型，并为未来的耀斑研究进行了讨论。
2011-09-29 astro-ph.EP 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
Subsecond Spikes in Fermi GBM X-ray Flux as a Probe for Solar Flare Particle Acceleration
众所周知，太阳耀斑会释放大量的能量给加速的电子。研究非热X射线通量的小时间尺度（$\leq$ 2s）波动提供了探测这些加速机制的性质的机会。通过比较持续时间、能带之间的时间差以及这些尖峰的周期性与各种加速机制所要求的相关时间尺度，可以对每个机制的有效性进行测试。本文详细分析了2011年7月30日和2011年8月4日发生的两次M9.3级太阳耀斑的费米伽马射线暴监测器（Fermi GBM）数据的快速波动。这项研究表明，费米GBM数据的有用性，作为一种手段，检查这些小的时间尺度尖峰，并提出了一个严格的方法来识别，计数，并测量这些亚秒级X射线尖峰的时间特性。在检查的两个耀斑中，我们发现尖峰主要发生在脉冲阶段的60-100秒内。相对尖峰强度范围为总计数的5%至46%，取决于测量尖峰的能带。两次耀斑的平均尖峰持续时间分别为0.96和0.66秒，中位持续时间分别为0.79和0.32秒。发现SOL 2011 -08-04耀斑的尖峰持续时间分布遵循幂律，指数为-1.8 $\pm$ 0.5。在确定的3个尖峰间期中，仅发现1个具有周期性，在1.7 $\pm$ 0.1 Hz频率下显示出显著的功率。
2020-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Determination of the Acceleration Region Size in a Loop-structured Solar Flare
为了研究太阳耀斑中产生韧致辐射的电子的加速和传播，我们分析了不同时刻耀斑环大小随能量的演化。利用\textit{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\textit{RHESSI}）观测资料，对2002年4月14日23：55左右开始的GOES M3.7环结构耀斑进行了详细研究。我们构建光子和平均电子通量地图在2 keV的能量箱通过处理观测推导的光子和电子vibrium，分别通过几种图像处理方法：基于可扩展性的前向拟合（FWD）算法，最大熵（MEM）的程序和UV平滑（UVS）的方法。我们估计细长耀斑的大小（即，张开环的长度和宽度）。采用扩展的加速区域的碰撞模型，我们适合的环长度作为能量的函数在光子和电子域。由此得到的拟合参数允许我们估计在$\sim 13 \rm{arcsec}$和$\sim 19 \rm{arcsec}$之间的加速度区域的范围。前向拟合和uv平滑算法的结果基本相似，但在电子域的拟合效果更好，这两种方法的一致性为模型能够可靠地确定加速区的几何参数提供了强有力的支持。加速区域估计是一个相当大的分数（$\sim 1/2$）的循环范围，表明这种密集的耀斑循环结合了加速和运输的电子，与并发厚目标韧致辐射发射。
2012-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Stochastic acceleration by multi-island contraction during turbulent magnetic reconnection
研究了多岛湍流磁重联中磁化等离子体中带电粒子的加速问题。粒子加速模型是为产生绝热压缩的粒子的岛的合奏。该模型考虑到在加速区域中的颗粒在其运输过程中所经历的压缩率的统计波动。粒子分布函数的演化被描述为同时的一阶和二阶费米加速过程。第一阶过程的效率由平均压缩率控制，而第二阶过程涉及压缩率的变化。此外，与二阶过程相关的加速效率涉及压缩场的欧拉性质和粒子的拉格朗日性质。对加速度的随机贡献是非共振的，并且在压缩率的大变化的情况下可以主导系统部分。该模型解决了二阶过程的作用，后者如何可以与大规模的湍流输送的粒子和解释的粒子加速的数值模拟的一些功能，通过多岛收缩在磁重联。
2013-02-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
Searching for sub-populations within the gamma-ray solar flares catalog: a graph-based clustering analysis
本研究针对Fermi-LAT观测的伽马射线太阳耀斑目录，利用X射线、伽马射线通量及CMEs和SEPs数据，采用基于图的算法聚类事件，寻找具有相似物理特性的子群，以探究中微子产生的理论模型并分析子群特征。
2023-10-24 astro-ph.HE 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
Understanding observational characteristics of solar flare current sheets
本研究通过高分辨率3D磁流体动力学模拟，揭示太阳耀斑电流片观测特征与磁重联基本过程的关系，发现湍流重联拓宽表观宽度、高温分量与小尺度重联位点相关、强湍流致谱线非热展宽，模型可解释主要观测特征。
2025-02-20 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
Fermi-LAT observations of the 2017 September 10$^{th}$ solar flare
费米-大面积望远镜（LAT）探测到2017年9月10日的X8.2 GOES级太阳耀斑，首次观测到与地面增强（GLE）相关的长时间高能伽马射线耀斑。这个耀斑的100 MeV以上的辐射持续了12个多小时，包括脉冲阶段和扩展阶段。我们提出了伽马射线发射的本地化，并发现它是一致的活动区（AR），从耀斑发生在一个持续6个多小时的时间，而不是什么被发现为2012年3月7日耀斑。从伽马射线数据推断的质子指数的时间变化似乎表明两个阶段的加速质子人口。基于时间参数，我们解释的第二阶段是捆绑到加速机制供电的GLE，被认为是粒子加速日冕物质抛射驱动的日冕冲击。
2018-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The coupling of an EUV coronal wave and ion acceleration in a Fermi-LAT behind-the-limb solar flare
我们介绍了2021年7月17日翼后（BTL）耀斑的费米LAT观测以及太阳轨道器上STIX对该耀斑的联合探测。地球和太阳轨道器之间的距离是99.2 $^{\circ}$在05：00 UT，让STIX有一个耀斑的正面视图。耀斑的位置在Stonyhurst日面坐标中为~ S20 E140，这是在$>$ 100 MeV伽马射线中探测到的最远的肢后耀斑。LAT检测持续$\sim$ 16 min，峰值流量为$ 3.6 \pm 0.8 $（10 $^{-5}$）ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$，显著性为$>$ 15 $σ$。冠状波观察到从STEREO-A和SDO在极紫外线（EUV）的起始与LAT发病一致的可见光盘。一个复杂的II型无线电爆发观测GLOSS也符合LAT发射的发病表明存在的冲击波。我们讨论了在193 \angstrom \的EUV波强度分布的时间导数之间的关系，如STEREO-A和LAT流量的观测表明，在可见的磁盘和质子的加速观测到的$>$ 100 MeV的伽马射线发射跟踪的日冕波的外观耦合。我们还报告了这种耦合是如何存在于费米-LAT探测到的其他3个BTL耀斑的数据中的，这表明驱动BTL太阳耀斑和日冕波的伽马射线发射的质子具有共同的起源。
2022-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonthermal electron acceleration in turbulent post-flare coronal loops
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
研究日冕环中湍流后 flare 中非热电子的加速机制，揭示KHI湍流对电子能量分布的影响。
2026-02-04 astro-ph.SR
Are Solar Active Regions with Major Flares More Fractal, Multifractal, or Turbulent than Others?
最近对太阳磁场测量的多项调查提出，从所研究的磁图中推断出的无标度（分形）或多标度（多重分形）参数可能有助于评估太阳活动区的爆发潜力，甚至可能有助于预测这些地区的主要耀斑活动。本文利用370个活动区磁图时间序列的综合数据集，对三个广泛使用的无标度和多标度参数，即分维、多重分形结构函数及其惯性范围指数和湍流功率谱及其幂律指数进行了检验这是SOHO的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）在整个太阳活动周期23期间观测到的（总共17，733张磁图）。我们发现，耀斑和非耀斑活动区表现出显着的分形，多重分形，和非Kolmogorov湍流，但没有三个测试参数管理，以区分活动区与耀斑安静的主要耀斑。我们还发现，多尺度参数，而不是无标度分形维数，敏感地依赖于空间分辨率，也许是所研究的磁图的观测特性。扩展以前的工作，我们归因于耀斑预测的分形和多重分形参数的能力，i）一个广泛的多尺度复杂性所造成的一个可能的潜在的自组织在湍流的太阳磁结构，耀斑和非耀斑一样，和ii）缺乏相关性的光球和覆盖层的分形特性，太阳爆发发生。然而，有用的了解太阳磁性，因此，无标度和多尺度的措施可能不是最佳的工具，活动区的特征，在喷发能力，或最终，为主要的太阳耀斑预测。
2011-01-03 astro-ph.SR
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
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
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
Particle acceleration in self-driven turbulent reconnection
本文通过高分辨率三维MHD模拟与试验粒子方法，首次证明自驱动湍流重联可使粒子在盒子尺度内能量提升约3个数量级，并形成斜率趋于-2.5的能谱。
2023-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
Effect of turbulent density-fluctuations on wave-particle interactions and solar flare X-ray spectra
本文的目的是证明湍流背景密度波动对日冕中耀斑加速电子输运的影响。利用准线性近似，数值模拟了加速电子束从日冕到色球层的传播过程，包括非均匀背景等离子体的朗缪尔波形式的自洽响应。我们计算了X射线光谱从这些模拟使用韧致辐射截面和拟合的足点光谱使用碰撞的“厚靶”模型，在观测研究中采用的标准方法。我们发现，朗缪尔波与背景电子密度梯度的相互作用将波移动到更高的相速度，然后与更高速度的电子共振。其结果是，一些电子被转移到更高的能量，产生更多的高能X射线比预期的，如果不考虑密度不均匀性。我们发现，能量增益的水平是强烈依赖于初始电子束密度在较高的能量和密度梯度的大小在背景等离子体。最显著的增益是陡峭的（软）光谱，最初有几个电子在较高的能量。如果模拟的足点发射的X射线谱与标准的“厚靶”模型（如RHESSI观测的常规做法）相匹配，则某些模拟方案会对源日冕分布中的电子数$>50$ keV产生超过一个数量级的高估。
2012-12-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
