Observations of a Faint Nonthermal Onset before a GOES C-class Flare
本研究联合NuSTAR、STIX等设备观测2022年9月6日的GOES C1级耀斑，发现耀斑前7分钟存在日冕非热辐射与等离子体加热，证实耀斑前有持续电子加速，且该非热起始是耀斑主相加速机制的早期特征。
2025-10-02 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares I: Modeling the Brightest NUV Footpoints in the X1 Solar Flare of 2014 March 29
2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48）在远紫外和近紫外（NUV）和高度不对称的色球发射线中产生了明亮的连续发射，为太阳耀斑中低层大气的加热机制提供了长期寻求的限制。我们分析了连续谱和发射线数据的接口区成像光谱仪（IRIS）的最明亮的耀斑磁足迹在这个耀斑。我们比较NUV光谱的最亮的像素，新的辐射流体动力学预测计算的RADYN代码使用的约束推断从碰撞厚目标模型的硬X射线数据RHESSI的非热电子束。我们表明，大气响应高光束通量密度令人满意地实现了观察到的连续亮度在NUV。在这个耀斑的NUV连续辐射是一致的氢（巴耳末）复合辐射，起源于低光学深度在一个密集的色球凝聚和从静止的光束加热层下面的凝聚。在低层大气中产生两个耀斑区域（凝结和静止层）的模型也与在脉冲阶段观察到的不对称Fe II色球发射线轮廓一致。
2016-09-23 astro-ph.SR
Total Power and Low-energy Cut-off Time Evolution of Solar Flare Accelerated Electrons Using X-Ray Observations and Warm-Target Model
本文结合RHESSI与SolO/STIX的硬X射线光谱成像观测和暖靶模型，揭示耀斑电子低能截止、总功率、注入速率及超额热辐射量的时间演化规律。
2025-06-10 astro-ph.SR
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
2017-05-06 astro-ph.SR
Probing Twisted Magnetic Field Using Microwave Observations in an M Class Solar Flare on 11 February, 2014
这项工作证明了利用微波极化观测进行磁场拓扑调查的可能性。我们研究了2014年2月11日发生的GOES M1.7级太阳耀斑。这个耀斑揭示了无线电发射偏振符号的空间反转的明显特征。我们发现，所观察到的偏振模式可以解释从扭曲的磁结构的非热回旋同步辐射。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪、野边山射电天文台、射电太阳望远镜网络和太阳动力学天文台的观测资料，确定了耀斑能量释放的非热电子和热等离子体参数，并确定了耀斑能量释放的磁结构。为了重建日冕磁场，我们使用非线性无力场（NLFFF）和潜在的磁场的方法。用GX Simulator程序，利用外推的磁场和从观测中推断的非热电子和热等离子体参数，模拟了非热电子的射电辐射，并将模型的射电图和射电谱与观测结果进行了比较。我们已经发现，潜在的磁场的方法无法解释所观察到的圆极化图案，另一方面，斯托克斯$V$地图是成功地解释通过假设非热电子分布沿扭曲的磁性结构所确定的NLFFF外推法。因此，我们表明，无线电极化图可以用于诊断的拓扑结构的耀斑磁结构的非热电子注入。
2018-01-13 astro-ph.SR
Energy budget in the 2017-09-07 "cold" solar flare
本文研究2017年9月7日的冷耀斑，结合扩展欧文斯谷太阳阵列等仪器首次动态测量其日冕磁场，发现非热电子光谱演化显著，非热能量沉积或足以驱动热响应，磁能不确定度高于热与非热能一个数量级。
2025-06-18 astro-ph.SR
Spatially-Resolved Nonthermal Line Broadening During The Impulsive Phase of a Solar Flare
本文详细研究了C类太阳耀斑脉冲阶段极紫外辐射线的超宽现象。在这项工作中，利用来自Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）的数据，观察到加宽的线轮廓与RHESSI观察到的两个HXR足点是共空间的。通过绘制Fe XV和Fe XVI光栅内每个像素的非热速度与其相应多普勒速度的关系图，发现其中一个足点的两个参数之间存在很强的相关性（|r| > 0.59）。这表明，在这些温度下的过度增宽是由于流的叠加（湍流），可能是由于非热电子引起的色球蒸发的结果。还提出了使用五对密度敏感线比的电子密度的诊断。利用Mg XII和Si X线对得到的密度图显示，在足点处电子密度没有明显增加，而Fe XII、Fe XIII和Fe XIV线对显示的密度接近10^（11.5）cm^（-3）。利用这些信息，根据两条Fe XIV线的宽度得出的非热速度与根据它们的比率得出的相应密度值进行了对比。这表明具有大的非热速度的像素与中等密度的像素相关联。这表明，在这些温度下的非热展宽可能是由于在足点的密度增加，虽然不透明度展宽和压力展宽的估计似乎是可以忽略不计的。
2012-02-08 astro-ph.SR
Call and Response: A Time-Resolved Study of Chromospheric Evaporation in a Large Solar Flare
我们研究了2014年10月22日NOAA AR 12602产生的X1.6太阳耀斑。RHESSI、IRIS和Hinode/EIS涵盖了这一事件的全部，允许分析色球层对非热电子驱动器的响应。我们通过RHESSI光谱拟合推导出非热电子中所含的能量，并将此调用的随时间变化的参数与多普勒速度、密度和非热宽度在宽温度范围内的响应联系起来。注入的总能量为$4.8\times10^{30}$ erg，持续$352$秒。这种能量驱动色球爆炸性蒸发，在1.35- 1.82 MK之间的流动逆转温度下，多普勒和非热速度都有描绘。峰值电子注入的时间（14：06 UT）对应于最高速度的时间。在这个时候，我们发现200公里秒的$^{-1}$蓝移的核心Fe XXIV，这是通常假设是在休息。在此之前不久，非热电子的人口有最浅的光谱指数（$\approx$ 6），对应的峰值非热速度在Si IV和Fe XXI。在Fe XIV中，在流动反转温度附近形成的非热速度较低，并且与密度或多普勒速度不相关。在离子与类似的温度的非热速度观察到增加和多普勒速度相关，这意味着未解决的流动周围的流动逆转点。这项研究提供了一个全面的，时间分辨的一套色球诊断的大型X级耀斑，随着时间分辨的能量注入剖面，理想的进一步建模研究。
2022-08-30 astro-ph.SR
Collisional relaxation of electrons in a warm plasma and accelerated nonthermal electron spectra in solar flares
本文扩展了以往对太阳耀斑中的非热电子输运的研究，包括碰撞能量扩散和快电子热化的影响，提出了一种从硬X射线谱的观测中推断出更精确的太阳耀斑中加速电子谱的分析方法。与标准冷靶模型不同，需要考虑耀斑区域的空间特性，特别是考虑源中有限体积的热等离子体的必要性，以便从源积分电子通量谱（从硬X射线观测直接获得的量）正确地获得注入的电子谱。我们表明，电子热化的效果可以是显着的，足以抵消需要引入一个{ \it特设}低能量截止注入电子光谱，以保持在非热电子注入功率在一个合理的值。相反，与从冷目标分析中推导出的注入光谱相比，推断出的注入光谱的低能量端的抑制允许从硬X射线观测中推断出太阳耀斑中注入的非热电子中的更现实的能量。
2015-07-03 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy on Preflare Coronal Nonthermal Sources Associated with the 2002 July 23 Flare
本文对2002年7月23日发生的X4.8级耀斑的耀斑前阶段日冕非热辐射进行了详细的研究。利用日本野边山太阳射电观测站的微波（17 GHz和34 GHz）数据和{ \it Joven Ramaty高能太阳光谱成像仪}的硬X射线（HXR）数据，可以明显地看出耀斑前阶段耀斑环上方存在非热源。我们在微波和HXR中对非热发射源进行了成像光谱分析，并证实即使在这个阶段，电子也会从几十keV加速到1 MeV以上。假设HXR发射源为薄靶模型，在观测不确定度范围内，得到的电子谱指数（$\sim 4.7$）与微波谱指数（$\sim 4.7$）相同，这意味着加速电子的分布遵循单一的幂律。然而，微波发射电子的数密度大于HXR发射电子的数密度，除非我们假设HXR发射区域的环境等离子体密度约为$1.0 \times 10^9$ cm $^{-3}$。另一方面，如果我们对HXR发射源采用厚靶模型，则电子谱指数（$\sim 6.7$）有很大不同，而加速电子数密度的间隙有所减小。
2009-01-23 astro-ph.SR
Modeling the Transport of Nonthermal Particles in Flares Using Fokker-Planck Kinetic Theory
我们描述了一种新的方法来模拟耀斑期间加速的高能粒子的运输，从加速区在太阳日冕，直到他们最终热化在耀斑的足迹。我们的技术数值求解福克-普朗克方程，并包括相应的库仑碰撞在一个通量环与非均匀电离，同步辐射反应，磁镜和回流电场的力量。我们的福克-普朗克方程的解包括二阶俯仰角和动量扩散。它适用于任意质量和电荷的粒子。通过跟踪碰撞，我们预测了这些粒子与周围恒星大气相互作用时产生的韧致辐射。这可以直接与观测结果进行比较，并用于约束加速粒子的能量分布。我们将我们的数字代码命名为FP，并将其分发供一般使用。我们证明了它的有效性在几个测试案例。
2020-08-24 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Detected in Ly$α$ and Nonthermal Emissions During Solar Flares
本文报道了三次太阳耀斑（SOL 2011-Feb-15 T01：44，SOL 2011-Sep-25 T04：31，SOL 2012-May-17 T01：25）期间的双周期准周期脉动（QPP）。通过Ly $α$的光变曲线、硬X射线和微波发射观测到了耀斑的QPP，其中Ly $α$发射由地球静止运行环境卫星记录，HXR发射由Raven Ramaty高能太阳光谱成像仪和费米伽马射线暴监测仪记录，微波发射由Nobeyama射电偏振仪和射电日像仪记录。利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，首次在Ly $α$发射中发现了具有约2分钟和1分钟双周期的QPP.然后用同样的方法，在HXR和微波辐射中也发现了几乎相同的约两分钟的QPP。考虑到Ly $α$和HXR/微波辐射之间可能存在共同的起源（非热电子），我们认为两分钟QPP是由磁重联过程中非热电子的周期性加速引起的。发现Ly $α$发射中的双周期之间的比率接近于2，这与基模和谐波模之间的理论预期一致。然而，我们不能排除其他可能的驱动机制的一分钟QPP在HXR/微波发射，由于其相对较大的偏差。
2021-08-09 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations of gamma-ray emissions from a solar flare on 2017 September 06
我们研究了X9.3耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53）的高能非热辐射的准周期脉动（QPP），这是自太阳活动周期24开始以来最强大的耀斑。QPP被确定为一系列规则的和重复的峰值在光变曲线中的伽马和硬X射线（HXR）的渠道记录的Konus风，以及无线电和微波通量测量的CALLISTO无线电频谱仪在脉冲阶段。周期是从全球小波和傅立叶功率谱，作为24-30秒的HXR和微波通道，这是与非热电子，和~20秒的伽马射线带相关的非热离子。在脉冲阶段，非热电子和离子都可以通过重复的磁重联来加速。然而，我们不能排除其他机制，如香肠模式的MHD振荡。由于X9.3太阳耀斑的能量范围与典型的恒星耀斑相差无几，因此，本次研究所探测到的QPP有助于理解太阳耀斑中的粒子加速和动力学过程，也有助于弥合恒星耀斑和太阳耀斑之间的鸿沟。
2019-12-03 astro-ph.SR
Observations of Electron-driven Evaporation during a Flare Precursor
我们研究了2014年10月27日太阳耀斑前体期间热发射线的蓝移与微波和硬X射线（HXR）波长的非热发射之间的关系。在GOES耀斑爆发之前，耀斑前兆在软X射线和极紫外波段出现一个小而发达的峰，并伴随着微波17 & 34 GHz和HXR 25-50 keV的显著爆发。界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝在耀斑前兆期间停留在一个带状瞬态，在NoRH和RHESSI图像中显示可见的非热辐射。IRIS光谱观测表明，Fe XXI 1354.09 A（logT ~ 7.05）的热谱线发生了蓝移，Si IV 1402.77 A（logT ~ 4.8）的冷谱线发生了红移。的蓝移和红移是很好的相互关联，在耀斑的前兆，特别是结合高的非热能量通量和短的特征时间尺度的爆炸色球蒸发的指示。此外，Fe XXI 1354.09 A的蓝移与微波和HXR辐射有很好的相关性，这意味着耀斑前体期间色球层的爆炸性蒸发是由非热电子驱动的。
2018-01-21 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations with periods that change depending on whether the pulsations have thermal or nonthermal components
上下文准周期脉动（QPP）在耀斑期间的光变曲线中通常显示出周期性和规则的峰值。有时，QPP在同一波长处显示多个周期。然而，在各种渠道的变化周期是罕见的。目标。我们报告了2014年10月27日太阳耀斑中的QPP。它们显示出一个周期的变化，这取决于是否包括热或非热组件。这次耀斑被许多仪器同时观测到。方法.利用快速傅立叶变换（FFT），我们将多个波长的光变曲线分解为慢变和快变信号。然后我们从快速变化的信号中识别出规则的和周期性的峰。利用小波分析方法得到了周期，并根据快速变化信号的FFT谱确定了周期。结果我们发现，在耀斑的脉冲阶段，即在软X射线波段的热辐射的50秒的周期。同时，从非热发射，如硬X射线和微波通道检测到约100 s的周期。周期比正好为2.0，这可能是由于磁流体动力学波的基模和谐波对磁重联速率的调制。我们的研究结果进一步表明，100秒的周期是目前在一个广泛的波长，如硬X射线，极端紫外/紫外，和微波辐射，表明周期性的磁重联在这个耀斑。结论.据我们所知，这是第一个报告的周期变化，从热到非热成分在一个单一的耀斑，发生在几乎相同的时间。这一新的观测发现可能是对耀斑QPP理论的挑战。
2016-12-08 astro-ph.SR
Evolution of Flare-accelerated Electrons Quantified by Spatially Resolved Analysis
在太阳耀斑中被加速的非热电子在两个不同的、高度互补的领域产生电磁辐射--硬X射线（HXR）和微波（MW）。本文报告了2017年9月9日发生的M1.2耀斑的扩展欧文斯谷太阳能阵列的MW成像光谱观测，从中我们推导出不断变化的日冕参数图。我们分析这些数据与互补的Ramaty高能太阳光谱成像仪HXR数据，揭示了空间分辨的非热电子在耀斑体积的演变。我们发现，非热电子分布的高能量部分，负责MW发射，显示出比低能量部分，负责HXR发射更突出的演变（在强光谱硬化的形式）。我们发现，所揭示的趋势是一致的，根据一个简化的陷阱加沉淀模型与持续注入/加速的非热电子，产生一个双幂律与稳定增加的断裂能量的单电子人口演变。
2020-04-27 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
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
Energy Partition in Four Confined Circular-Ribbon Flares
在这项研究中，我们研究了四个封闭的圆带耀斑（CRF）的能量分配，这是同时观察到的SDO，GOES和RHESSI太阳盘中心附近。我们计算了不同的能量成分，包括1 $-$ 8，1 $-$ 70，70 $-$ 370的辐射输出，总辐射损失，峰值热能来自GOES和RHESSI，耀斑加速电子的非热能，和耀斑前的磁自由能。结果表明，随着耀斑级别的增加，能量分量有系统地增加，表明较大的耀斑涉及更多的能量。磁自由能大于耀斑的非热能和辐射输出，这与耀斑的磁性是一致的。四个耀斑的比值$\frac{E_{nth}}{E_{mag}}$为0.70：$-$ 0.76，明显高于喷发耀斑的比值。因此，这个比值可以作为区分局限耀斑和爆发耀斑的一个重要因素。非热能足以提供加热要求，包括峰值热能和辐射损失。我们的研究结果对封闭条件反射函数的理论模型提出了约束，对空间天气预报具有潜在的意义。
2021-02-19 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
2022-01-31 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: III. Non thermal Energies
这项研究是全球耀斑能量学项目的第三部分，其中分析了太阳动力学天文台（SDO）任务前3.5年的191个M和X级耀斑事件的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据。我们适合的热和非热组件RHESSI光谱，产生的温度的差分发射测量（DEM）的尾巴，非热幂律斜率和通量，和热/非热交叉能量$e_{\mathrm{co}}$。根据这些参数，我们用两种不同的方法计算电子的总非热能$E_{\mathrm{nt}}$：（i）使用观测到的交叉能量$e_{\mathrm{co}}$作为低能量截止，以及（ii）使用由Kontar等人的暖厚靶韧致辐射模型预测的低能量截止$e_{\mathrm{wt}}$（\bf）。热靶模型的能量截止能量为$e_{\mathrm{wt}} =6.2\pm 1.6$ keV，这明显低于交叉能量$e_{\mathrm{co}}=21 \pm 6$ keV。通过比较磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热能$E_{\mathrm{th}}$的统计特性，发现在热靶模型下，磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热耗散能$E_{\mathrm{th}}$的平均（对数）能量比分别为：$E_{\mathrm{nt}} = 0.41 \ E_{\mathrm{mag}}$，$E_{\mathrm{th}} = 0.08 \ E_{\mathrm{mag}}$和$E_{…
2016-08-15 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$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
Observational Evidence Linking Loop Length and Thermal-Nonthermal Peak Timing in Solar Flares
Mackenzie Presbyterian University（麦肯基长老会大学）；Institute of Astronomy and Space Physics, UBA/CONICET（天体物理学与空间物理研究所，布宜诺斯艾利斯大学/阿根廷国家科学研究委员会）；SUPA School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（苏格兰联合物理天文学院，格拉斯哥大学）
研究通过观测太阳耀斑磁环长度与热非热峰值时间延迟的关系，证实磁环几何形状对能量传输时间演变的关键作用。
2026-02-23 astro-ph.SR
Solar Flare X-ray Source Motion as a Response to Electron Spectral Hardening
内容：太阳耀斑的硬X射线（HXR）被认为是由停在色球层的非热日冕电子产生的，或者被困在日冕中。碰撞厚靶模型（CTTM）预测，由更硬的幂律注入光谱产生的源应该出现在耀斑环的腿或脚点的更远的地方。因此，在耀斑爆发期间注入的幂律电子谱的硬化应该与下降的硬X射线源同时发生。目的：通过将其预测的HXR源位置与观测到的太阳耀斑（在HXR峰值之前表现出非热主导的光谱，称为早期脉冲事件）的位置进行比较，来测试CTTM的这一含义。方法：利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）获得了一次早期脉冲C级耀斑的HXR图像和光谱。重建图像以产生三个能带的HXR源高度演变。空间积分光谱分析进行隔离非热发射，并确定幂律指数的电子注入光谱。然后将观察到的高度-时间演变与基于CTTM的模拟高度进行拟合。结果如下：一个很好的匹配模型和观测到的源高度达到，需要一个密度模型，同意与以前的研究耀斑环密度。结论：CTTM已被用来产生一个下降的模型HXR源的高度，以及与此事件的观察比较。基于这种解释，非热源的向下运动确实应该发生在任何耀斑中，在耀斑期间的电子分布中存在光谱硬化。然而，这通常会被与耀斑等离子体预热相关的热发射所掩盖。
2013-05-07 astro-ph.SR
Energy partition in two M-class circular-ribbon flares
本文研究了活动区（AR）12434中两个同源的M1.1圆带耀斑（CRF）的能量分配。分别于2015年10月15日和16日通过\textit{SDO}、\textit{GOES}和\textit{RHESSI}对其进行了观察。计算了耀斑加速电子的峰值热能、非热能、热等离子体的总辐射损失以及1 $-$ 8和1 $-$ 70耀斑的辐射能。这两个耀斑具有相似的能量。峰值热能为（1.94 $\pm$ 0.13）$\times$ 10 $^{30}$ erg。耀斑加速电子的非热能为（3.9 $\pm$ 0.7）$\times$ 10 $^{30}$ erg。耀斑环在1 $-$ 70 ° C的辐射输出是1 $-$ 8 ° C的辐射输出的$\sim$ 200倍，占峰值热能的$\sim$ 62.5%.发射SXR的等离子体的辐射损失比峰值热能低一个数量级。因此，包括辐射损失在内的耀斑环的总加热要求是（2.1 $\pm$ 0.1）$\times$ 10 $^{30}$ erg，这可以由非热电子充分提供。
2019-08-07 astro-ph.SR
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
Spatio-temporal energy partitioning in a non-thermally dominated two-loop solar flare
太阳耀斑表现出显着的变化的能量分配之间的热和非热的成分。那些具有显著非热成分但只有适度热成分的电子特别适合于研究非热电子对等离子体加热的直接影响。在这里，我们分析了这样一个观测良好的脉冲单尖峰非热事件，一个SOL 2013 -11- 05 T035054太阳耀斑，其中等离子体加热可以完全归因于这些脉冲加速电子的能量损失。利用X射线、微波和极紫外观测和三维模型分析了耀斑期间热分量和非热分量的能量收支演变。结果表明：（i）耀斑的几何结构符合双环结构，磁能很可能是由于这两个环之间的相互作用而释放的;（ii）释放的磁能只转化为加速电子的非热能，然后再转化为等离子体的热能;（iii）能量在这两个耀斑环中的分配相当;（iv）其中一个燃烧环保持相对稀薄但相当热，而另一个保持相对较冷但比第一个更致密。因此，这个太阳耀斑表明了一个极端的效率转换的自由磁能的非热能粒子加速和能量流到两个环路从非热到热的一个可以忽略不计的直接加热。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Fast Drifting Radio Bursts in an X1.3 Flare on 2014 April 25
太阳耀斑最重要的产物之一是非热的高能粒子，在耀斑过程中释放的能量可达50%。在射电观测中，非热粒子通常表现为具有快速频率漂移的光谱精细结构，称为太阳快速漂移射电爆发（FDRB）。在2014年4月25日的一次X1.3级耀斑中，观测到了三种类型的FDRB，包括III型成对爆发、III型爆发之后的窄带随机尖峰爆发和叠加在II型爆发上的类尖峰爆发。我们发现，虽然它们都具有快速的频率漂移速率，但它们在频率带宽、漂移速率和统计分布上有着本质的不同。我们认为它们可能是由不同的加速机制产生的。III型对爆发可以由通过闪耀的磁重联加速的高能电子束触发，尖峰爆发由通过快速重联等离子体流出撞击闪耀的环顶触发的终止冲击波加速的高能电子产生，和斯派克-类似的爆发可能是由CME和CME之间的相互作用触发的移动磁重联加速的非热电子产生的。背景磁化等离子体。这些结果有助于我们理解太阳耀斑中非热粒子的产生机制和能量释放。
2019-09-29 astro-ph.SR
A Joint Microwave and Hard X-Ray Study Towards Understanding the Transport of Accelerated Electrons during an Eruptive Solar Flare
本研究利用EOVSA和SolO/STIX的同步微波与X射线观测，从不同视角对比了太阳耀斑冕源与足点源的非热电子分布，揭示了沉降电子通量高于环顶且足点谱更软的特性，为理解电子传输效应及多波段诊断提供了关键依据。
2024-04-22 astro-ph.SR
Solar flare hard X-rays from the anchor points of an eruptive filament
上下文我们提出了一个GOES M1.8耀斑的分析，具有良好的观测范围在紫外线，EUV和X射线，包括从仪器IRIS，SDO与AIA，Hinode/EIS，Hinode/XRT，和太阳轨道器与光谱仪/望远镜成像X射线（STIX）的观测。硬X射线辐射经常在耀斑环的足点处观测到，偶尔也在日冕中观测到。在这个耀斑中，可以看到四个非热硬X射线源。瞄准我们的目标是了解为什么我们可以在这个耀斑中观察到四个独立的非热源，以及我们如何描述这四个源的物理特性。方法.我们使用多波长的方法来分析耀斑和表征的四个源。为此，我们结合了不同波长的成像和EUV和X射线范围内的光谱拟合。结果耀斑是喷发的，伴随着日冕物质抛射，它显示了经典的耀斑图片，在EUV和X射线中看到的加热耀斑环，以及环端的两个非热硬X射线足点。除了主要的耀斑源，我们观察到两个外部源的紫外线，EUV和非热X射线范围内位于远离主耀斑环的东部和西部。这两个外部源在时间上明显相关，它们只在脉冲阶段的前两分钟被看到，总共持续了大约四分钟。结论.在此基础上，我们确定了爆发暗条的锚点是外部源。硬X射线辐射被解释为耀斑加速的电子向上注入暗条，然后沿着暗条向色球层沉淀，产生韧致辐射。虽然像这样的来源已经被推测存在，但这是第一次发现它们。
2022-12-21 astro-ph.SR
Spectral Irradiance Variability in Lyman-Alpha Emission During Solar Flares
本研究利用SORCE/SOLSTICE和RHESSI观测两个M级耀斑，发现Lyα谱线增强与HXR爆发相关，红色不对称源于色球蒸发，蓝色不对称与丝状物喷发有关，增进了对耀斑期间Lyα光谱变化的理解。
2025-04-24 astro-ph.SR
Type I Solar Radio Bursts Modulated by Solar Flares
Dezhou University（德州学院）；Purple Mountain Observatory & Key Lab. of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）
该研究分析2023年12月24日的I型太阳射电暴，发现M2.9级耀斑可通过磁场重构调制该射电暴，揭示了耀斑与I型噪声风暴的关联及噪声风暴的产生机制。
2026-09-01 astro-ph.SR
Observational Analysis of Lyman-alpha Emission in Equivalent Magnitude Solar Flares
本研究通过分析3次等M3级耀斑的多卫星联合观测数据，发现X射线强度相同的耀斑Lyα响应差异显著，谱指数更硬的耀斑Lyα增强更强，且FISM2模型存在低估现象，为空间天气研究和第25太阳周观测解读提供参考。
2023-07-24 astro-ph.SR
Data-constrained 3D modeling of a solar flare evolution: acceleration, transport, heating, and energy budget
针对太阳耀斑遥感诊断中的视线模糊问题，提出一种多环耀斑的数据约束演化 3D 模型，通过调整热等离子体与非热电子分布匹配观测，揭示了能量分配、粒子加速传输及等离子体直接加热的新机制。
2023-07-31 astro-ph.SR
Statistics of "Cold" Early Impulsive Solar Flares in X-ray and Microwave domains
太阳耀斑通常发生在耀斑前/预热阶段之后，这几乎或完全是热的。相比之下，有所谓的早期脉冲耀斑，不显示（显着）preflare加热，而是经常显示Neupert效应-一种关系，其中脉冲阶段之后是一个渐进的，累积式的，热响应。这已被解释为在脉冲阶段的非热能释放的主导地位，即使类似的现象是预期的，如果在脉冲阶段的热能和非热能的释放量相当。然而，有些耀斑在非热电子能量输入和等离子体加热之间确实表现出良好的定量对应，在这种情况下，热响应很弱，这导致称它们为“冷”耀斑。我们对1994年11月至2017年4月期间Konus-Wind仪器记录的早期脉冲耀斑中的此类事件进行了系统的搜索，并根据HXR（Konus-Wind）和SXR（GOES）发射之间的关系选择了27个冷耀斑。对于这些事件，我们收集了来自不同仪器的所有可用微波数据。我们得到的时间和光谱参数的HXR和微波发射的事件，并检查它们之间的相关性。我们发现，与“平均”耀斑相比，冷耀斑：（i）在X射线域中较弱，较短，较硬，（ii）较硬，较短，但在微波中并不弱，（iii）在微波中具有显著较高的光谱峰值频率。我们讨论了可能的物理原因，这些区别和影响的发现。
2018-02-27 astro-ph.SR
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
The Radiated Energy Budget of Chromospheric Plasma in a Major Solar Flare Deduced From Multi-Wavelength Observations
本文介绍了在X级太阳耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）期间，太阳低层大气在光学、紫外和极紫外波长处辐射的能量的测量结果，该测量结果响应于假定为非热电子形式的能量注入。RHESSI的硬X射线观测被用来跟踪非热电子分布参数的演变，以揭示耀斑加速电子中包含的总功率。通过在脉冲阶段的持续时间内积分，发现包含在非热电子中的总能量为$>2\times10^{31}$ erg。在自由束缚的H I（Lyman）、He I和He II的EUV连续谱中，加上He II在304 nm和H I的发射线，测量了太阳低层大气的响应。（Ly $α$）在1216 ℃（SDO/EVE），UV连续谱在1600 ℃和1700 ℃（SDO/AIA），WL连续谱在4504 ℃、5550 ℃和6684 ℃，以及使用Hinode/SOT在3968 nm处的Ca II H线。这些仪器检测到的能量总和为$\sim3\times10^{30}$ erg;约占总非热能的15%。发现Ly $α$线主导测量的辐射损失。参数的驱动电子分布和由此产生的色球响应的详细介绍，以鼓励耀斑加热的数值模拟，这一事件，以确定太阳大气的深度，这些线和连续过程的起源，以及负责其生成的机制（S）。
2014-06-30 astro-ph.SR
An Optically Thin View of the Flaring Chromosphere: Nonthermal widths in a chromospheric condensation during an X-class solar flare
该研究通过分析X级耀斑中的光学薄谱线，测得约10 km/s的非热宽度，并将其作为约束进行模拟，发现加入微湍流后仍无法完全再现Mg II谱线的宽轮廓。
2023-10-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Relative yield of thermal and nonthermal emission during weak flares observed by STIX during September 20-25, 2021
本研究利用STIX等观测数据，分析2021年9月弱耀斑的热与非热发射产额，发现环等离子体初始参数（如密度）决定能量分配，并得到流体动力学模拟验证。
2024-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
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
Dual-Perspective Microwave and Hard X-ray Constraints of Asymmetric Nonthermal Loops in an X-class Flare
Shandong University（山东大学）；Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院）；N.I. Lobachevsky State University of Nizhny Novgorod（下诺夫哥罗德州立罗巴切夫斯基大学）
该研究利用地球和太阳轨道飞行器的双视角，结合多种仪器数据，对 X 级耀斑中不对称非热环进行观测。通过分析微波和硬 X 射线特征，揭示了能量依赖的电子行为，并用微波磁诊断约束磁结构，支持了能量相关电子过程的自洽图像。
2026-07-21 astro-ph.SR
Plasma Heating and Energization in Hot-Onset Flare Precursor Events
IREAP, University of Maryland（马里兰大学 IREAP）；Dept. of Physics, Institute for Physical Science and Technology, and the Joint Space Science Institute, University of Maryland（马里兰大学物理系、物理科学与技术研究所和联合空间科学研究所）
该研究通过磁重联模拟揭示引导场演化导致两种能量化机制，自洽解释了太阳耀斑热起始阶段先于非热辐射的现象。
2026-09-23 astro-ph.SR
Detections of Multi-Periodic Oscillations during a Circular Ribbon Flare
利用2013年11月10日（SOL 2013 -11- 10 T05：14）圆带状耀斑的多波长观测资料，分析了三种振荡行为。该事件是一个典型的具有外脊结构和同源喷流的环带耀斑。我们发现了三种振荡（或扰动）：i）通量振荡（或QPP），在X射线，EUV和微波发射中具有约20秒的主导周期，ii）周期性射流，间歇性节奏约为72秒，iii）外环扰动半个周期，持续时间约为168秒。类似于非热过程（如重复的磁重联）可能产生的周期性喷流，热辐射中检测到的耀斑QPP可能与非热辐射中看到的振荡具有相同的起源。外环扰动可能是由圆带状耀斑驱动的冲击波触发的，也可能是由香肠波或慢磁声波调制的。所得结果为进一步数值研究耀斑振荡的物理起源提供了数据。
2021-12-28 astro-ph.SR
Solar Flare Ribbon Fronts. II. Evolution of heating rates in individual flare footpoints
本文通过数值实验证明，耀斑带前沿的寿命由耀斑前相对较低的非热电子通量注入色球层的持续时间决定，弱加热阶段越长，前沿持续越久。
2024-05-05 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
Nonthermal line broadening at solar flare footpoints is primarily field-aligned
European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology centre (ESTEC)（欧洲航天局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）
通过分析Hinode/EIS光谱，发现耀斑足点谱线展宽从盘心到边缘系统性减小，表明展宽主要沿磁场方向，而非各向同性或横向，解决了长期争议。
2026-06-04 astro-ph.SR physics.space-ph
Cold Solar Flares I. Microwave Domain
本文在微波波段对约100个“冷”耀斑进行统计分析，发现其具有持续时间短、谱峰频率高和谱指数硬等特征，多数耀斑中Razin效应的存在表明耀斑环稠密，并探讨了其与电子加速效率的关系。
2023-09-07 astro-ph.SR
Multiple Regions of Nonthermal Quasi-Periodic Pulsations during the Impulsive Phase of a Solar Flare
与耀斑相关的射电和X射线波段的准周期脉动（QPP），特别是与非热电子相关的准周期脉动，包含了有关耀斑期间能量释放和输运过程的重要信息。然而，缺乏空间分辨的观测，这样的QPP与快的时间节奏一直是一个障碍，我们进一步了解他们的物理性质。在这里，我们报告这样一个QPP事件发生在C1.8级爆发的太阳耀斑的脉冲阶段的观测使用的射电成像光谱数据从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）和补充X射线成像和光谱数据。VLA在1- 2 GHz频率上以亚秒级的频率观测到的射电准周期脉冲被显示为三个具有不同物理特性的空间上不同的源。两个射电源位于喷发的磁通量绳的共轭足点附近，具有相反的极化方向。其中一个源显示QPP行为，周期约为5 s。第三个射电源位于耀斑后拱廊的顶部，与X射线源的位置相吻合，并且具有相似的~25- 45 s的周期。我们表明，这两个相反极化的射电源可能是由于相干电子回旋脉塞（ECM）的发射。另一方面，在无线电和X射线中观察到的环顶QPP源分别与非相干回旋同步辐射和韧致辐射一致。我们的结论是，并发的，但空间上不同的QPP源必须涉及多个机制，在不同的磁环系统，并在不同的时期。
2022-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational signatures of electron-driven chromospheric evaporation in a white-light flare
本研究通过分析2022年白光耀斑的光谱多普勒速度与非热硬X射线通量及白光发射的时空相关性，证实了非热电子驱动了爆炸式色球蒸发与白光增强。
2023-06-28 astro-ph.SR
Impulsivity Parameter for Solar Flares
在太阳耀斑期间通常可以观察到三个阶段：耀斑前阶段、脉冲阶段和衰减阶段。在脉冲阶段期间，据信在磁场中存储的能量通过重联释放之后，电子和其它粒子被加速。太阳耀斑的冲动性是一种可量化的特性，它显示了这种初始能量释放发生的速度。它是通过冲动性参数来测量的，我们将其定义为冲动阶段的总持续时间的倒数。我们把后者作为耀斑最突出的非热辐射的原始宽度。我们使用三种不同的方法，对当前太阳活动周期24期间发生的48个M级事件的工作样本计算了这一可观察值。第一种方法考虑了所有的非热耀斑发射，并给出了非常准确的结果，而其他两种方法只覆盖固定的能量区间（30-40 keV和25-50 keV），并用于快速计算。我们提出了另一种方法来分类太阳耀斑根据其脉冲参数值，定义三种不同类型的脉冲，即，高，中，低。该分类系统与用于计算冲动性参数的方式无关。最后，我们展示了这个工具作为不同HXR生成过程的一个工具的相关性。
2016-02-12 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
A Large-scale Plume in an X-Class Solar Flare
越来越多的太阳观测多频成像表明，太阳耀斑往往涉及一个以上的磁通量管。一些磁通管是封闭的，而另一些则可以包含开放的磁场。在这些不同的环路中，非热电子的相对比例对于理解能量释放、粒子加速和输运非常重要。非热电子的开放领域的访问是更重要的，因为开放领域促进太阳高能粒子（SEP）从耀斑网站逃逸，从而控制SEP通量在太阳系中，直接和作为种子粒子进一步加速。大型磁通管通常充满了稀薄的等离子体，这在EUV或X射线波长下都很难检测到;然而，它们可以在低射频下占主导地位，其中非热电子的适度成分可以使源光学厚度，因此，足够明亮以被观察到。在这里，我们报告检测到一个大规模的“羽”在脉冲阶段的X级太阳耀斑，SOL 2001 -08- 25 T16：23，使用多频无线电数据从欧文斯谷太阳能电池阵列。为了量化耀斑的空间结构，我们采用三维建模，利用我们的建模工具GX模拟器从视线SOHO/MDI磁图的无力场外推。我们发现，一个显着的一部分非热电子加速耀斑网站低的日冕逃逸到羽流，其中包含封闭和开放的领域。我们认为羽流中封闭场和开放场之间的比例决定了SEP种群逃逸到行星际空间。
2017-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Microwave Spectral Imaging of an Erupting Magnetic Flux Rope: Implications for the Standard Solar Flare Model in Three Dimensions
我们报告了2017年9月10日X8.2级临边耀斑早期脉冲阶段爆发的磁通量绳的微波光谱成像观测，由扩展的欧文斯谷太阳能阵列获得。在爆发前几天，当对着圆盘观察时，通量绳沿着磁极反转线呈现出一个反S形的暗丝。在爆发过程中，绳状体在极紫外和软X射线通带中表现出对~10 MK等离子体敏感的“热通道”结构。磁绳的中心部分几乎与视线对齐，在喷发的早期阶段，它迅速发展成一个泪滴状的黑暗空腔。在空腔下方形成了一个细长的等离子体片，从侧面看就是重联电流片。在中心电流片的位置上有一个非热微波源，它向上延伸，包围了黑暗的空腔。一对非热微波源被观察了几分钟的两侧的主耀斑区。它们与空腔下方的中央微波源具有相似的时间行为和光谱特性，可以解释为爆发通量绳的共轭足点。这些观测结果与喷发太阳耀斑三维标准模型中提出的磁拓扑结构和相关能量释放情景基本一致。特别是，我们在共轭磁通绳足点的非热发射的检测提供了坚实的证据，粒子运输沿爆发磁通量绳。
2020-05-27 astro-ph.SR
