Periodic variability of the mainline hydroxyl masers in G9.62+0.20E
我们提出的监测活动的结果，使用KAT-7和HartRAO 26米望远镜，与高质量恒星形成区G9.62+ 0.20 E的羟基，甲醇和水蒸气脉泽。周期性耀斑的主线羟基脉泽被发现，类似于在6.7和12.2 GHz的甲醇脉泽中看到的。1667 MHz耀斑的特征是流量密度迅速下降，这与12.2 GHz甲醇脉泽耀斑的开始相一致。OH脉泽通量密度的下降之后是缓慢的增加，直到达到最大值，之后脉泽衰减到耀斑前的水平。对脉泽通量密度的快速下降给出了一种可能的解释。考虑到预测的周期性甲醇和OH脉泽之间的分离，我们得出结论，周期性12.2甲醇脉泽区域位于约1600 AU更深的分子信封相比，周期性OH脉泽的位置。一个单一的水脉泽耀斑也被检测到，这似乎是不相关的相同的事件，引起的周期性甲醇和OH脉泽耀斑。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser Flare Simulations from Oblate and Prolate Clouds
我们调查，通过数值模型，耀斑的变化，可能会出现从旋转的脉泽云的近似椭球形的几何形状，从强扁长到强长的例子。在从不饱和到高度饱和的饱和度范围内获得这些实施例中的每一个的反演解。计算了具有许多随机选择的旋转轴的旋转云的形式解，并绘制了相应的平均脉泽光变曲线和统计信息。的饱和度和从球形的情况下的变形程度的结果的依赖性进行了研究的变化指数和占空比。从观测上区分来自扁圆和长轴天体的耀斑是可能的。来自旋转的脉泽耀斑限于长时间尺度（至少几年）和中等值的可变性指数（$\lesssim 100$），可以是非周期性或准周期性的。因此，旋转不是一个很好的模型H $_2$ O变异的时间尺度上的几周到几个月，或真正的周期性耀斑。
2019-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Scenario for the Fine Structures of Solar Type IIIb Radio Bursts Based on the Electron Cyclotron Maser Emission
本文提出了一种基于电子回旋脉泽辐射的太阳射电辐射精细结构方案。研究表明，在一定条件下，超低频波对等离子体频率与电子回旋频率之比的调制可能导致无线电波的间歇发射，而超低频波是激发电子回旋脉塞不稳定性的关键参数。作为例子，详细讨论了太阳IIIb型爆发中观测到的精细结构分量的解释。IIIb型爆发的三个主要问题得到解决：1）在IIIb型爆发的动态谱中，什么是导致间歇性发射元素形成链的物理机制，2）是什么导致分裂对（或双纹）和三纹，3）为什么在基谐对发射事件中只有IIIb-III，但很少观察到IIIb-IIIb或III-IIIb病例。
2015-08-14 astro-ph.SR
Multi-frequency VLBI observations of maser lines during the 6.7~GHz maser flare in the high-mass young stellar object G24.33$+$0.14}
最近的研究表明，6.7千兆赫甲醇脉泽耀斑可以是一个强有力的工具，用于验证脉泽产生的机制，甚至在高质量恒星形成的早期阶段吸积率变化的具体签名。我们描述的空间结构和演变的甲醇和水脉泽在耀斑的甲醇脉泽发射在6.7 GHz的HMYSO G24.33 $+$ 0.14。利用VLBA对6.7和12.2GHz甲醇脉泽和22.2GHz水汽脉泽进行了三个历元的成像，并利用托伦32米望远镜对甲醇谱线进行了监测。利用EVN和LBA获得了耀斑期间的6.7GHz脉泽图。WISE数据被用来寻找6.7 GHz脉泽和IR通量之间的相关性。6.7 GHz甲醇脉泽云团分布在$\sim$ 3500 Au上，虽然在两个月的时间尺度上其亮度随总通量密度的变化而变化，但大多数云团的形态是稳定的。12.2 GHz的甲醇脉泽云覆盖面积的数量级小于6.7 GHz的发射，和两个过渡出现从相同的脉泽气体。22.2 GHz脉泽云团位于中心区域，在VLBI观测的两个月期间，显示出亮度的系统性增加和大小和方向的适度变化，以及最强云团的速度漂移。时间滞后估计意味着传播的物质条件的变化的区域与亚光速（$\sim$ 0.3 c）。发现IR（4.6 $μ$ m）和6.7 GHz通量密度的紧密相关性，支持辐射泵浦模型。与230 GHz的ALMA数据的比较表明，甲醇脉泽分布在旋转盘的内部，而22.2 GHz的发射痕迹的双极流出或喷流结构的紧凑的内部组件…
2023-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of the H2O maser emission in the accretion burst source G358.93-0.03
巨大的年轻恒星物体（MYSO）G358.93-0.03-MM 1显示了一个非凡的近红外到（亚）毫米暗和远红外大声吸积爆发，这是密切相关的耀斑的几个II类甲醇脉泽过渡，后来，22 GHz的水脉泽耀斑。水脉泽耀斑提供了一个宝贵的洞察喷射事件与吸积爆发。虽然22 GHz水脉泽耀斑的时间尺度很短，不可能进行很长的基线干涉测量观测，但我们可以用卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）利用VLA研究了22 GHz水脉泽耀斑前后两个时期内水脉泽空间结构的演化及其与连续源的关联。水脉泽分布的一个剧烈的变化被揭示：在对比的四个脉泽组期间发现的第一个时期，只有两个新形成的集群期间发现第二个时期。与爆发源MM 1有关的22 GHz水脉泽在形态和发射速度范围上发生了变化。给出了吸积爆发对G358.93-0.03-MM 1抛射影响的明显证据。吸积事件还可能影响半径约2“（6.75 kpc时约13 500 AU）的区域，抑制了与该区域其他点源相关的水脉泽。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1: Spatio-kinematics of Water Masers during a Contemporaneous Flare Event
在NGC 6334 I-MM 1爆发吸积事件之后，触发了各种脉泽种类（包括水脉泽）的耀斑。本文报道了与大质量恒星形成区NGC 6334 I有关的高变水脉泽的相对自行观测结果。在CM 2-W2（弓激波结构）、MM 1-W1、MM 1-W3、UCHII-W1和UCHII-W3 5个脉泽团中探测到高速H $_2$ O脉泽自行。推导出的相对自行的总平均值为85 km s $^{-1}$。这一平均自行与以往VLA多历元观测结果一致。我们的位置和速度的方差和协方差矩阵的脉泽自行分析表明，其主轴有一个位置角$-$ 79.4 $^\circ$，通过周围的尘埃腔切割MM 1B和西北-东南方向排列。我们解释为轴的喷射驱动CM 2冲击和脉泽运动。MM 1-W1复杂的自行可以用MM 1东北-西南双极外流、CS（6-5）南北平行双极外流和射电急流的共同影响来解释。UCHII-W1中H $_2$ O脉泽的相对自行很可能不是由MM 1B原恒星的喷流驱动的，而是由MM 3-UCHII驱动的。总体而言，吸积爆发后的H $_2$ O脉泽的相对自行跟踪喷流运动的冲击。
2021-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term multi-frequency maser observations of the intermediate-mass young stellar object G107.298+5.639
脉泽发射的周期性耀斑被认为是由年轻双星系统中种子光子通量的变化或由恒星和吸积光度调节的泵浦速率引起的。我们试图研究G107.298+5.639中三种不同物质的四个脉泽跃迁的变化，以限制周期耀斑的主导机制。用托伦32米射电望远镜分别获得了6.7GHz甲醇脉泽和22.2GHz水蒸气脉泽39周和34周的光变曲线。该目标还监测了1.6 GHz的羟基跃迁与Nançay射电望远镜超过13个周期。所有这些脉泽谱线都用VLBI阵列成像。研究证实了甲醇和水脉泽的交替耀斑周期为34.4天，并揭示了甲醇和羟基脉泽在此源的同步行为。观测到的甲醇脉泽云团的空间分布和测量的耀斑的时间延迟的个别功能暗示一个环形结构的半径240 au和厚度30 au。内部自行表明，甲醇云的速度主要由盘风分量控制，约为5 km/s。在一次VLBI观测中发现的甲醇辐射位于距离中心恒星约550 au的区域，该区域也存在OH脉泽耀斑。甲醇特征的不稳定外观可能与一个相对较低光度的动力物体有关，在某些变化周期中，它只能激发光盘最近部分的分子。对脉泽和红外线曲线的仔细分析揭示了6.7 GHz谱线和红外通量密度之间的强相关性，支持脉泽的辐射泵浦。羟基和甲醇跃迁的同步行为表明G107.298+5.639周期性耀斑的共同泵浦机制。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared observations of the flaring maser source G358.93-0.03 -- SOFIA confirms an accretion burst from a massive young stellar object
II类甲醇脉泽是大质量年轻恒星天体（MYSO）的标志。最近的研究表明，MYSO吸积爆发导致了这些脉泽的耀斑。因此，微波激射器监测可以用来识别这种爆发。爆发引起的SED变化提供了有价值的信息，一个非常激烈的阶段，高质量的恒星形成。2019年1月中旬，MYSO G358.93-0.03的脉泽耀斑被报道。ALMA和SMA成像解决了恒星形成区的核心，并证明了脉泽与最亮的连续源MM 1的关联。然而，没有显着的通量上升的（子）毫米灰尘continuouswerened. Thus，我们进行了近红外成像与GROND和IFU光谱与FIFI-LS上SOFIA检测可能的对应物（子）毫米源，并比较他们的测光档案测量。爆发前和爆发后的SEDs的比较对于判断爆发引起的亮度增加是否存在以及它是否触发了脉泽耀斑是至关重要的。用FIFI-LS测量的MM 1的远红外辐射通量明显超过Herschel的远红外辐射通量，这清楚地证实了吸积爆发的存在。第二个时期的数据，大约16个月后，仍然显示增加通量。我们的RT模型产生了主要的爆发参数，并建议MYSO具有拱星盘，这可能是短暂的。从多历元的SEDs，加热和冷却的时间尺度上的结论可以得出。探讨了爆发引起脉泽迁移的情况。对G358的吸积爆发的验证再次证实了II类甲醇脉泽耀斑是对这类事件的警报。迄今为止已知的少数事件已经表明，爆炸强度和持续时间以及环境特征有很大的差异。G358事…
2021-03-08 astro-ph.SR
Discovery of recurrent flares of 6.7 GHz methanol maser emission in Cepheus A HW2
背景：6.7 GHz的II类甲醇脉泽起源于高质量年轻恒星天体（HMYSO）附近。它们对局部条件变化的高度敏感性使它们成为新兴大质量恒星活动的有用标志。目的：我们的目标是仔细检查的6.7 GHz甲醇脉泽在Cep A HW 2使用新的和存档的单碟和高分辨率甚长基线干涉（VLBI）数据集的可变性。研究方法：利用托伦32米射电望远镜对2009年至2021年期间的6.7 GHz甲醇脉泽进行了观测，并对16年间的9个VLBI观测数据集进行了分析。结果如下：微弱的，极红移的脉泽辐射位于接近假定的中心恒星位置，并与无线电喷流一致，显示耀斑活动的周期约为5年。耀斑有一个不对称的轮廓，上升-衰减时间比为0.18，相对振幅高于10。在大约11.5年的监测中，耀斑云团的速度以3-4 * 10^-5 km/s/d的速率漂移。两个耀斑特征峰值之间的时滞意味着激发因子的传播速度约为1000 km/s。蓝移和红移特征的通量密度的同步变化和同步相关变化在极端红移的耀斑爆发后约2.5年开始。
2022-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser Flares Driven by Variations in Pumping and Background Radiation
我们模拟微波激射耀斑通过改变泵浦速率或背景辐射水平的微波激射云的三维模型。我们调查不同的云的形状，饱和度和观点的影响。结果被认为是均匀和内部变量不饱和反演云。泵浦和背景变化由几个不同的驱动函数表示，其中一些是从观测中绘制的光变曲线。我们总结了三个可观察到的参数，达到的最大通量密度，可变性指数和占空比方面的抽运可变性的结果。我们展示了从随机视点观察非球面物体可能导致的通量密度的典型范围。耀斑的最佳观测对象是一个扁长云，靠近其长轴观察，并从不饱和状态驱动到至少适度饱和。本底水平变化的结果与变量泵的结果有质的不同，因为在中等饱和度和足够的可变性条件下，它们往往会产生短间隔的低通量密度，从而与强耀斑相一致。可变背景模型通常具有比具有可变泵浦的模型高得多的占空比。
2020-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser Flares Driven by Isothermal Shock Waves
本研究通过三维建模分析等温流体动力学与C型冲击波撞击AU尺度云团引发的22 GHz水脉泽耀发，量化其饱和、光变、强度及辐射束特性。
2024-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recurrent narrow quasi-periodic fast-propagating wave trains excited by the intermittent energy release in the accompanying solar flare
关于准周期快传播（QFP）波列的驱动机制，存在两种主要的相互竞争的物理解释：与耀斑能量释放有关或归因于波导色散。利用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）171 A图像，研究了2011年11月11日伴随耀斑期间由多个波前组成的一系列QFP波列沿环系统传播。波列的起始时间与伴随耀斑的能量释放有很高的相关性。测量结果表明，波列相速度与群速度基本一致，约为1000 km s-1，表明该波列不应是弥散波。这些波列的周期与耀斑释放的X射线辐射中振荡信号的周期相同。因此，我们认为QFP波列最有可能是由耀斑而不是色散触发的。我们研究了QFP波在地震学中的应用，得到了波导的磁场强度约为10高斯。同时，我们还估算了这些波列的能量通量约为1.2 × 105尔格·cm ~（-2）·s ~（-1）。
2022-11-26 astro-ph.SR
Infrared variability, maser activity, and accretion of massive young stellar objects
甲醇和水脉泽显示年轻的恒星天体。它们经常表现出耀斑，一小部分表现出周期性的活动。有几种机制可以解释这种行为，但缺乏并发的红外（IR）数据使识别原因变得复杂。最近，6.7 GHz的甲醇脉泽耀斑被观察到，触发的吸积爆发的高质量的YSO证实了这些脉泽的红外泵浦。这表明，有规律的红外变化可能导致脉泽周期性。因此，我们仔细研究了与周期性甲醇脉泽相关的YSO的天基红外成像。我们成功地从中等质量YSO G107.298+5.639的NEOWISE数据中提取了IR光曲线。因此，第一次可以建立微波激射器和红外变化之间的关系。红外光变曲线的周期与脉泽耀斑相同，约为34.6天，但其形状与脉泽耀斑不同。IR周期性的可能原因进行了讨论。
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recurring OH Flares towards o Ceti: I. location and structure of the 1990s' and 2010s' events
本文分析了2010年代在1665 MHz的OH基态主线上观测到的新的OH耀斑事件的爆发，并将其特征与90年代的耀斑事件进行了比较。这是基于南凯射电望远镜（NRT），Medicina和Effelsberg望远镜，欧洲VLBI网络（EVN）和（e）多元素无线电链接干涉仪网络（（e）MERLIN）获得的OH和H2O中的一系列互补单碟和干涉观测。我们比较了鲸鱼座的耀斑事件的整体特征与那些已观察到对其他薄壳米拉，并探讨这些事件的影响与标准OH拱星信封模型。双星的作用，在具体特点的鲸鱼座的耀斑事件进行了研究。在鲸鱼座o的两侧发现的耀斑区域小于~400 $ +/- 40 mas (i.e., ~40 +/- 4$ AU，相对于伴星Mira B的方向似乎没有优先位置。与通常认为OH脉泽区位于H2O脉泽区之外的预期相反，H2O和OH脉泽速度的一致性表明，这两种发射都出现在距离恒星相似的距离处。Mira的OH耀斑特征与以前在各种Mira变星中观测到的OH耀斑特征相似，支持了早先的结果，即瞬态OH脉泽发射发生的区域不同于标准OH脉泽区。
2017-02-20 astro-ph.SR
Episodic ejection from a low-mass young stellar object traced by H$_2$O masers
本文介绍了对低质量原恒星原型系统IRAS 16293-2422中22 GHz H $_2$ O脉泽的VLBI研究项目。进行观测的目的是查明新发现的源中脉泽活动增强的原因，并研究由脉泽发射跟踪的源的喷射行为。单碟监测和档案数据分析表明，IRAS 16293-2422中H $_2$ O脉泽的活动具有周期性，并跟踪源中的幕式喷射事件。最近在一个光谱特征中发现了一个新的脉泽耀斑，该光谱特征以前从未显示出如此显著的通量密度增加。这一特征的爆发似乎预示着一个新的活动周期的开始。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is Cyclotron Maser Emission in Solar Flares Driven by a Horseshoe Distribution?
自20世纪80年代初以来，分米波尖峰爆发一直被认为是电子回旋脉泽发射（ECME）的结果，电子在太阳耀斑的脉冲阶段沉淀到色球层时产生硬X射线爆发。尖峰爆发被认为类似于极光千米辐射（AKR），它与地磁亚暴中极光电子的沉淀有关。最初，为AKR开发的损失锥驱动版本的ECME被应用于尖峰爆发，但现在广泛接受的是，一个不同的，马蹄驱动的版本的EMCE适用于AKR。我们探讨的假设，马蹄驱动ECME也适用于尖峰脉冲的影响。我们开发了一个一维模型的电子加速由一个平行的电场，并表明，在合理的假设下，它会导致一个马蹄形分布的电子在太阳耀斑。马蹄铁驱动ECME的第二个要求是极低的等离子体密度，称为密度腔。我们认为，日冕密度腔应该与硬X射线爆发，这样的密度腔可以克服一个长期存在的问题，ECME通过二次谐波吸收层逃逸。马蹄形分布和相关的日冕密度空洞都是高度局部化的，并且在解释硬X射线爆发所需的大量统计学上的局部降水区域中无法解决。该模型强调了解释硬X射线爆发所需的电子供应中的“数量问题”。
2016-10-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Analysis of intermittency in submillimeter radio and hard X-Rays during the impulsive phase of a solar flare
我们提出了一个间歇性的过程中发生的耀斑SOL 2012 -03-13的脉冲阶段的分析，使用硬X射线和亚毫米波无线电数据。间歇性是湍流等离子体的一个关键特征，最近仅对硬X射线数据进行了分析。由于在一个典型的耀斑，相同的加速电子人口被认为是产生硬X射线和回旋同步，我们比较两个时间剖面搜索的不稳定性签名。为此，我们定义了交叉小波功率谱，用于获得局部间歇性测量或LIM。当大于3时，平方LIM系数指示局部间歇过程。LIM $^2$系数在时间和尺度上的分布有助于识别雪崩或级联能量释放过程。我们发现两个不同的和分离的间歇性行为的亚毫米波数据：规模大于20秒，广泛的分布在上升和最大阶段的排放似乎有利于级联过程;规模低于1秒，短脉冲集中在峰值时间，是雪崩的代表。当将相同的分析应用于硬X射线时，我们发现只有10 s以上的尺度产生与级联能量碎片相关的分布。我们的研究结果表明，不同的加速机制负责几十keV和MeV的能量范围的电子。
2016-06-21 astro-ph.SR
Analysis of the magnetic fields in massive young stellar objects with masers
针对NGC6334I等3个大质量恒星形成区，通过分析MYSO盘状结构中甲醇脉泽观测数据，估算恒星到脉泽距离（380-620au）、磁层半径及磁场强度（590-1880G），揭示磁场或与脉泽耀斑及磁重联事件相关。
2025-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of new methanol maser transitions associated with G358.93-0.03
我们报告了在大质量恒星形成区域G358.93-0.03中检测到新的12.178，12.229，20.347和23.121 GHz甲醇脉泽，这些甲醇脉泽在同样短的时间尺度（天）上闪耀，因为6.668 GHz甲醇脉泽也与这个源相关。最亮的12.178 GHz信道在短短50 d内增加了700倍以上。在12.229和20.347 GHz甲醇跃迁中发现的脉泽是首次报道，这是第四个展示相关23.121 GHz甲醇脉泽的物体。12.178 GHz的甲醇脉泽发射似乎比6.668 GHz的发射具有更高的通量密度，这是不寻常的。没有发现相关的近红外耀斑对应物，这表明耀斑的能量来源是深埋的。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
SS 433: flares in H alpha, GRAVITY observations & L2 ejection
摘要微类星体SS433在H α中表现出间歇性耀斑，多普勒频移到红、蓝两个方向。平均值记住了紧凑物体的轨道相位。我表明，耀斑是不是间歇性的目击一个吸积盘，而是等离子体必须通过L2点，从而记住的阶段，因为它侵入的空间以外的系统的轨道。该空间已被绘制成类似耀斑的重力观测图，揭示了强烈的旋转分量。
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bursting Activity in a High-Mass Star-Forming Region G33.64-0.21 Observed with the 6.7 GHz Methanol Maser
我们报告的6.7 GHz的甲醇脉泽发射在高质量的恒星形成区域，G33.64-0.21的检测爆发。其中一个脉泽的光谱分量的流量密度比前一天的变化了7倍，并且以5天的时间尺度衰变。爆发在光谱分量中反复发生，并且没有其他分量显示出这种可变性。日本VLBI观测网（JVN）的VLBI观测表明，爆发位置位于空间分布的西南边缘，爆发现象发生在远小于70 AU的区域。我们认为像恒星耀斑这样的脉冲能量释放是爆发的可能机制。这些结果表明，6.7GHz甲醇脉泽可能是一个有用的新的探针，研究恒星形成过程中的爆发活动的高质量YSO的AU尺度的高分辨率。
2011-09-12 astro-ph.SR
Discovery of four periodic methanol masers and updated light curve for a further one
我们报告了在四个大质量恒星形成区发现的6.7GHz甲醇脉泽周期性耀斑，并更新了已知周期源G22.357+0.066的光变曲线。这些观测是在2009年6月至2014年4月期间使用托伦32米射电望远镜进行的。通量密度的变化与周期为120至245天检测到的一些或所有的光谱特征。在30-60 d的时间尺度上，以快速上升和相对缓慢下降的变化模式为主。在G22.357+0.066的一些特征中观察到反向模式，而在G25.411+0.105中检测到正弦样变化。在G22.357+0.066发生了一次持续约520 d的弱爆发，速度漂移为0.24 km/s/yr。对于三个来源，高分辨率的地图是可用的，我们发现，具有周期性行为的功能是分开的500多个AU从那些没有任何周期性。这表明微波激射耀斑不是由背景种子光子通量或激发源亮度的大尺度均匀变化触发的，需要一种能够产生局部泵浦条件变化的机制。
2015-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Flare-related Decimetric Type-IV Radio Burst Induced by the X2 Radiation of Electron Cyclotron Maser Emission
本研究针对太阳分米波IV型射电暴辐射机制的长期难题，通过观测分析与建模，证实其由谐波X模电子回旋脉泽发射引发，拓展了该机制的应用范围并提供恒星同类暴的太阳样本。
2025-07-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Low-frequency monitoring of flare star binary CR Draconis: Long-term electron-cyclotron maser emission
最近检测到的相干低频无线电发射从M矮系统共享现象相似的磁层过程中产生的气体巨行星的太阳系的排放。这样的电子回旋脉泽辐射可以由恒星与行星之间的相互作用或旋转等离子体盘与恒星磁层之间的共同旋转故障驱动。这两个模型都表明无线电发射可能是周期性的。在这里，我们提出了最长的低频干涉监测活动的M矮系统，由21个$\approx$ 8小时的历元，在两个系列的观察块分开一年。我们实现了6.5天的总源时间。我们发现，M矮二进制CR天龙座有一个低频率3 $σ$检测率为90 $^{+5}_{-8}$ %时，达到噪音本底$\approx$ 0.1毫焦，与0.92毫焦的中位通量密度，一致的圆极化旋向性，和一个中位数圆极化分数为66%。我们解决三个明亮的无线电爆发的动态光谱，揭示最亮的椭圆偏振，局限于4 MHz的带宽集中在170 MHz，并达到205毫焦耳的通量密度。突发结构是斑驳的，表明它由未解析的子突发组成。这种结构与木星的低频发射有着惊人的相似之处。我们建议，高亮度温度，高度圆偏振辐射，具有一致的圆偏振旋向的近恒定检测意味着通过电子回旋脉泽不稳定性产生的排放。光学光度数据显示该系统的自转周期为1.984 $\pm$ 0.003天。我们在无线电数据中没有观察到周期性，但是我们的无线电观测采样产生了一个窗口函数，可以隐藏近两天的信号。
2021-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing Water Masers at their Smallest Scale with VLBI
高质量恒星形成区NGC 6334 I-MM 1在2015年1月经历了一次高能吸积事件。本文报道了用VERA观测到的22 GHz水脉泽在吸积爆发前和吸积爆发期间的大尺度（$10 - 100$ AU）和小尺度（$\sim 1$ AU）空间和速度结构的变化。北部弓形激波CM 2-W2中的脉泽变亮，并在爆发期间更好地跟踪弓形结构。在南部地区，有激活和消失的协会之前和期间爆发。我们测量了每个时期约20个特征的振幅、中心速度和半高宽。我们发现CM 2-W2中最亮特征的线性尺度从爆发前的0.6 AU增长到爆发后的1.4 AU，这可能表明更大体积的气体能够作为吸积爆发的结果来维持激射作用。这一特点也有一个快速（0.2年）的亮度增加了四倍，这是以前在长期的单碟监测报告。我们认为，水脉泽耀斑可以解释为增加碰撞泵率由于辐射加热的H $_2$的高能量辐射（紫外线或X射线）从内部的原恒星核心。本文还介绍了脉泽自行计算的光斑法和谱法。我们认为，对于高光谱分辨率观测的光谱方法是更强大的计算自行比现场的方法。
2022-12-08 astro-ph.SR
Quasi-Quiescent Radio Emission from the First Radio-Emitting T Dwarf
对超冷矮星的无线电探测提供了对它们的磁场和维持它们的发电机的深入了解，特别是在主序列的最底部，那里的其他活动指标显着减弱。直到最近，射电辐射只在M和L矮星区被探测到，但随着阿雷西博探测到来自T6.5矮星2 MASS J10475385+2124234的快速偏振耀斑，这种情况已经改变。在这里，我们报告的检测准静态无线电发射从这个来源在5.8 GHz使用卡尔G。Jansky甚大阵。它的光度为νL_ν =（1.3 +- 0.4）x 10^22 erg/s，比阿雷西博耀斑暗100倍左右。我们的探测是迄今为止对超冷矮星所达到的最低光度。尽管发射与稳定、非极化和宽带完全一致，但我们发现了变化性的诱人暗示。我们排除了阿雷西博所看到的短持续时间耀斑的存在，虽然这并不意外的占空比的估计。对该天体的后续观测将提供限制其旋转周期、电子密度以及磁场的强度和配置的可能性。同样重要的是，后续行动将解决的问题，是否电子回旋脉泽不稳定性，这被认为是产生耀斑看到阿雷西博，也在非常不同的参数制度，我们检测到的排放，或者是否相反，这个超冷矮星表现出脉泽和回旋同步辐射，可能来自实质上不同的位置。
2013-03-13 astro-ph.SR
On the origin of a broad QFP wave train: unwinding jet as the driver
本文利用SDO观测数据研究了同一活动区产生的窄带和宽幅QFP波列，发现窄带波列由伴随耀斑的间歇性能量释放激发，而宽幅波列则由解旋喷流与太阳表面的相互作用触发。
2024-09-26 astro-ph.SR
Detection of the longest periodic variability in 6.7 GHz methanol masers G5.900-0.430
本文介绍日立32米射电望远镜对高质量恒星形成区G5.900-0.430的6.7GHz甲醇脉泽的长期监测观测。在VLSR = 9.77和10.84 km/s的特征中检测到大约1260天的通量变化周期，而在0.66 km/s的特征中确定了第二个较短的周期，130.6天。这只是第二个来源，有两个不同的时期。~1260天的周期大约是已知6.7 GHz甲醇脉泽最长周期的两倍。对称正弦曲线的变化模式和与预期的周期-光度关系的一致性表明，在这个源的脉泽流量变化的9.77和10.84公里/秒的功能机制可以解释原恒星脉动不稳定性。另一方面，由于0.66公里/秒的特征具有间歇性和不对称的变化轮廓，我们建议用CWB或螺旋激波模型来解释这一特征。利用VLBI获得0.66 km/s特征的空间分布将有助于更好地了解该源。
2023-01-10 astro-ph.GA 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
Study of Particle Acceleration using Fine Structures and Oscillations in Microwaves from Electron Cyclotron Maser
本文利用VLA高时间分辨率成像光谱研究太阳黑子上方连续ECM源的亚秒级变化，将5秒QPPs与GOES C1.5级耀斑关联，约束ECM电子能量为4-8 keV、投掷角大于26度，并提出QPP由Lotka-Volterra系统驱动。
2024-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Spectral Resolution Observation of Decimetric Radio Spikes Emitted by Solar Flares - First Results of the Phoenix-3 Spectrometer
一台新的多通道光谱仪-Phoenix-3正在运行，它能够以前所未有的61.0千赫高灵敏度光谱分辨率观测0.1 - 5千兆赫范围内的太阳耀斑无线电发射。目前的设置为常规观测允许测量圆极化，但需要在1 - 5 GHz的范围内的4096个频率通道的数据压缩和时间分辨率为200毫秒。第一个结果是通过一个良好的观察事件，包括在350 - 850 MHz的窄带尖峰。尖峰带宽被发现有一个幂律分布，下降低于2 MHz的半高全宽（FWHM）的值。最窄尖峰的FWHM带宽小于0.3 MHz或中心频率的0.04%。最小的半功率增加发生在0.104 MHz，在443.5 MHz，这是接近于预测的自然脉泽发射宽度。尖峰的频谱被发现是不对称的，具有增强的低频尾部。总尖峰通量的分布近似为指数分布。
2009-09-23 astro-ph.SR
On the Class II Methanol Maser Periodic Variability due to the Rotating Spiral Shocks in the Gaps of Disks Around Young Binary Stars
我们认为，第二类甲醇脉泽的周期性变化可以解释的尘埃温度的变化，在吸积盘周围的原双星至少有一个大质量的组件。尘埃温度的变化是由盘中心间隙中螺旋激波的热而致密的物质的旋转引起的。这项工作的目的是要显示如何不同的是第二类甲醇脉泽亮度在磁盘期间的最大照明的时刻由螺旋激波材料（以下简称MMISS）和时刻时，磁盘是由恒星照明只有（MISO）。我们使用代码CLOUDY（v13.02）来估计MISO和MMISS中平盘的物理条件。然后利用模型的物理参数，采用LVG近似，估算了6.7、9.9、12.1和107 GHz脉泽在不同碰撞参量$p$下的亮度。结果表明，强脉泽在MMISS期间相对于MISO经历了相当大的亮度增加。在MMISS条件下，107GHz脉泽的亮度既可能出现耀斑，也可能出现亮度下降，这取决于系统的性质。MMISS中最亮的9.9 GHz脉泽位于更大的$p$，而强的6.7、12.1和107 GHz脉泽则位于$p<200$ AU。MMISS中9.9 GHz脉泽的亮度在$p<200$ AU处受到抑制，在$p>200$ AU处增加。
2014-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol and water maser observations separate disc and outflow sources in IRAS 19410+2336
我们研究了高质量恒星形成区IRAS 19410+2336内高质量原恒星天体的运动学。我们进行了高角分辨率观测的6.7 GHz的甲醇和22 GHz的水脉泽使用MERLIN（多元素无线电链接干涉仪网络）和e-MERLIN干涉仪。在$\sim$ 16- 27 km/s $^{-1}$速度范围内探测到6.7 GHz甲醇脉泽发射线，峰值通量密度为$\sim$ 50 Jy。这些脉泽斑点在天空中散布在$\sim$ 1.3角秒的范围内，相当于距离为2.16千秒差距的$\sim$ 2800天文单位。这是IRAS 19410+2336在6.7 GHz的首次天体测量。22-GHz水脉泽线在2005年和2019年拍摄（后者具有良好的天体测量学）。它的速度范围从13到$\sim$ 29 km s $^{-1}$。2005年和2019年的峰值通量密度分别为18.7 Jy和13.487 Jy。在2.16 kpc时，水脉泽组分的分布高达165 mas，$\sim$ 350 au.我们发现东方甲醇脉泽最有可能跟踪毫米源mm 1区域的外流。西边的水脉泽位于另一个更先进的毫米波源（13-s）周围的圆盘中（张开或与流出/流入相互作用）。脉泽分布表明，圆盘与天空平面的夹角为60 $^{\circ}$或更大，观测到的视线速度则表明，如果圆盘是侧面的，则封闭质量在44 M $_{\odot}$和小至11 M $_{\odot}…
2021-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Conditions for electron-cyclotron maser emission in the solar corona
上下文太阳是一个活跃的无线电发射源，从与太阳耀斑和日冕物质抛射相关的长时间无线电爆发到更复杂的短时间无线电爆发，如太阳S爆发，无线电尖峰和纤维爆发。虽然等离子体发射被认为是大多数射电爆发的主要发射机制，但电子回旋脉塞（ECM）机制可能是更复杂的短持续时间爆发以及与长持续时间爆发相关的精细结构的原因。目标。通过考虑电子等离子体频率ωp与电子-回旋频率Ωe的比值，研究了日冕中电子-回旋的条件。当ωp/Ωe < 1时，理论上ECM是可能的。方法.利用SDO/AIA和SOHO/LASCO的观测结果以及磁场的位场外推，创建了离翼日冕的二维电子密度、磁场、等离子体频率和电子回旋频率图。这些图然后被用来计算离肢电晕的ωp/Ωe和Alfven速度图。结果我们发现，在靠近边缘的活动区域中，在高度< 1.07 R_sun时，ECM发射的条件（ωp/Ωe < 1）是可能的;也就是说，其中磁场强度> 40 G，电子密度大于3x 10^8 cm-3。此外，在活动区高度< 1.07 R_sun处，我们还发现了相对较高的阿尔文速度（> 0.02 c或> 6000 km s-1）。结论.这表明，在包含大磁场的电晕区域内，例如大活动区域的核心，满足ECM发射的条件。因此，ECM可能是高频无线电和微波爆发的一种可能的发射机制。
2016-04-16 astro-ph.SR
Observations of 12.2 GHz methanol masers towards northern high-mass protostellar objects
上下文在6.7和12.2 GHz的II类甲醇脉泽发生接近高质量的年轻恒星物体（HMYSO）。当它们同时被观察时，这种研究可能有助于改进当地物理条件的特征。目标。我们的目标是寻找12.2 GHz的甲醇发射在6.7 GHz的甲醇脉泽，可能已经在以前的调查中未被发现的北部天空HMYSO，主要是由于他们的变化。这两个过渡的同期观测被用来细化的通量密度比和检查的物理参数。方法.我们用托伦32米射电望远镜在12.2 GHz甲醇谱线上观测到了153个6.7 GHz甲醇脉泽发射点。结果在36个HMYSO中探测到12.2GHz甲醇脉泽发射，其中4个是首次探测到。6.7 GHz至12.2 GHz的通量密度比的光谱特征的同时观察到的源的中值为5.1，这是在协议与以前的报告。该比值在源之间有显著差异，特别是对于周期源G107.298+5.639，该比值在周期与周期之间是弱复发的，但它通常在耀斑峰值附近达到最小值。这与随机脉泽过程是一致的，在随机脉泽过程中，沿着脉泽路径的物理参数的微小变化可以显着影响该比率。我们的数据与历史结果（大约十年前）的比较表明，在12.2 GHz和6.7 GHz下，分别约有47%和14%的显著（> 50%）变化。这种差异可以通过甲醇脉泽的标准模型来解释。
2021-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fine structures of radio bursts from flare star AD Leo with FAST observations
利用FAST对耀星AD Leo的高时间分辨率观测发现大量毫秒尺度射电子暴，其形态分为条纹状和团块状两类，分别类似木星S暴和太阳射电尖峰，表明强发射由电子回旋脉泽不稳定性驱动，可能与耀斑或行星伴星相互作用有关。
2023-06-01 astro-ph.SR
Simultaneous transverse oscillations of a coronal loop and a filament excited by a circular-ribbon flare
为了研究日冕环和暗条中扭结振荡的激发，分析了2015年10月16日活动区12434中与井喷喷流相关的C3.4圆带耀斑（CRF）。耀斑激发了遥远日冕环的小振幅扭折振荡。振荡持续$\ge$ 4个周期，无明显阻尼。振幅和周期分别为0.3 $\pm$ 0.1 μ m和207 $\pm$ 12 s。有趣的是，耀斑还激发了一个遥远的暗条的横向振荡。振荡持续$\sim$ 3.5个周期，振幅衰减。初始振幅为1.7 $-$ ~ 2.2 μ m，周期和阻尼时间分别为437 $-$ ~ 475 s和1142 $-$ ~ 1600 s。冕环和暗条同时振荡的起始时刻与硬X射线峰值时刻一致。虽然体积小，寿命短，耀斑引发了链式反应。它在色球层产生了明亮的次级耀斑带（SFR），与暗条同空间的远程增亮（RB），以及间歇性的向东北方向传播的喷流。环振荡很可能是由耀斑引起的爆炸波激发的，速度为$\ge$ 1300 km s $^{-1}$。灯丝振荡的激发更为复杂。冲击波触发远离主耀斑的次级磁重联，这不仅将局部等离子体加热到更高的温度（SFR和RB），而且产生类似喷流的流动（即，重连流出）。暗条受到二次磁重联的扰动而发生横向振荡。这一发现为日冕环和暗条的横向振荡激发提供了新的见解。
2020-08-04 astro-ph.SR
Automatic detection of Flare Ribbon Fine Structures as Proxies for Plasmoid Dynamics in Flare Reconnection
Department of Mathematical Sciences, Durham University（达勒姆大学数学科学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Astronomy Department, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Scottish Universities Physics Alliance, School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院苏格兰大学物理联盟）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理学中心）
提出一种自动检测耀斑带前沿螺旋和波状结构的方法，应用于高分辨率3D爆发耀斑模拟的磁力线长度图，发现这些特征与等离子体团介导的间歇性重联相关。
2026-06-12 astro-ph.SR
Understanding Accretion Outbursts in Massive Protostars through Maser Imaging
几种分子在厘米到毫米波长产生的明亮脉泽辐射为理解大质量恒星形成过程提供了一个重要的工具。不受影响较短波长观测的高尘埃光学深度的阻碍，这些发射线的高亮度温度提供了一种方法来解决吸积和外流运动的尺度低于$\sim$ 1 au的深埋银河系恒星形成区域在千秒差距的距离。最近在两个大质量原恒星中发现了异常的吸积爆发，这两个原恒星都是由脉泽耀斑预示的，这迅速影响了大质量原恒星演化的传统观点，导致了新的流体动力学模拟，可以产生这种幕式爆发。为了了解这些大质量原恒星如何演化以响应这些事件，需要更大，更灵敏的地面厘米波长干涉仪，可以同时成像分子气体中的多个脉泽物种以及来自中央电离气体的微弱连续体。为了确定未来吸积爆发的祖先，并量化爆发引起的原恒星光球和外流和吸积结构的变化，对大样本的大质量原恒星进行基准观测是必不可少的。从这些研究中获得的知识将对大质量物体的吸积这一一般性主题产生更广泛的影响。
2019-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Electron Cyclotron Maser Emission and the Brightest Solar Radio Bursts
本文基于3800个太阳射电暴目录，通过频谱判据识别1和2 GHz处的相干辐射，发现大多数亮暴由电子回旋脉泽主导，为评估极端射电通量对地面应用的影响及恒星ECM比较研究提供参考。
2024-05-02 astro-ph.SR
Harmonic elctron-cyclotron maser emissions driven by energetic electrons of the horseshoe distribution with application to solar radio spikes
内容电子回旋脉泽发射（ECME）是太阳射电尖峰的有利机制，自20世纪80年代以来得到了广泛的研究。大多数与太阳尖峰相关的研究采用能量电子的损失锥型分布，主要在基本X/O模式（X1/O 1）中产生波，等离子体振荡频率与电子回旋频率之比（$ω_ {pe}/Ω_{ce}$）低于1。尽管这一理论取得了很大的进展，一个主要的问题是基本的发射如何通过二次谐波吸收层的电晕和逃逸。这通常被称为理论的逃避困难。目标。为了解决ECME对太阳尖峰逃逸的困难，我们研究了马蹄形分布的高能电子驱动下ECME产生的谐波辐射。方法.我们进行了一个完全动力学电磁PIC模拟与$ω_ {pe}/Ω_{ce}$ = 0.1，对应于耀斑区域的强磁化等离子体条件下，与高能电子的马蹄形分布的特点。在模拟中，我们还改变了高能电子与总电子的密度比（$n_e/n_0$）。结果我们获得了有效的放大波在Z和X2模式，与一个相对较弱的增长O 1和X3。密度比越高，X2发射越强，高能电子到X2模的能量转换率可分别达到$\sim$ 0.06%和0.17%，其中$n_e/n_0$ = 5%和10%。结论.我们发现，马蹄形驱动的ECME能以较低的$ω_ {pe}/Ω_{ce}$有效激发X2和X3，为解决ECME在太阳射电尖峰中的逃逸难题提供了新的手段. X2和X3的同时增长可以用来解释在太阳尖峰中观察到的一些谐波结构。
2021-05-28 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Particle Acceleration in a Solar Flare
太阳耀斑电磁辐射的一个共同特征是存在随时间变化的强度脉动。被称为准周期性脉动（QPP），这些变化的流量似乎包括周期性成分和特征的时间尺度。在这里，我们分析了一个GOES M3.7级耀斑表现出明显的QPP在一个宽波段的波长使用成像和时间序列分析。我们确定QPPs的时间序列的X射线，低频无线电和EUV波长的小波分析，并定位的区域的耀斑网站从QPPs起源通过X射线和EUV成像。发现171埃、1600埃、软X射线（SXR）和硬X射线（HXR）光变曲线内的脉动产生相似的周期，分别为$\sim$ 122 s、$\sim$ 131 s、$\sim$ 123 s和$\sim$ 137 s，表明有共同的祖先。低频无线电发射在2.5兆赫包含一个较长的周期$\sim$ 231秒。成像分析表明，X射线和EUV脉动的位置源自HXR足点，该足点与附近的开放磁场线系统相关联。我们的研究结果表明，间歇性的粒子加速，可能是由于“突发”的磁重联，是负责的QPP。向色球层加速的沉淀电子产生X射线和极紫外脉冲，而逃逸的电子则以III型射电暴的形式产生低频射电脉冲。调制的重联过程中，在情节粒子加速，解释了这些QPP的存在，在整个空间范围内的耀斑发射。
2021-02-08 astro-ph.SR
154 MHz detection of faint, polarized flares from UV Ceti
我们已经发现了四个耀斑的紫外鲸鱼座在154兆赫使用默奇森宽场阵列。耀斑的通量密度在10- 65毫焦耳--比文献中大多数耀斑在这些频率下的通量密度弱100倍--并且只在偏振中被探测到。圆极化部分在3 $σ$置信度下被限制为$>27$ %，并且两个耀斑表现出极性反转。我们认为，这些耀斑周期性地发生在一个时间尺度上一致的紫外鲸鱼座的旋转周期。在观测到的最亮耀斑期间，我们还检测到偏振分数为$>18$ %的显著线性偏振。平均6分钟，10 MHz频率箱的数据，我们发现，这些耀斑的通量密度不改变超过30 MHz带宽的默奇森宽场阵列，但我们不能排除更精细的时间-频率结构。使用测量的流量密度的耀斑，我们估计亮度温度之间的$(10^{13}-10^{14})\,$ K，指示的相干发射机制。亮度温度和偏振特性表明电子回旋脉塞机制。我们还计算了耀斑速率给出我们的四个观测到的耀斑，并比较它们的耀斑速率为一组M矮星与已知的100- 200 MHz的耀斑。我们的测量是第一次在100-200 MHz的强度为$<100$ mJy的耀斑。
2017-02-10 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The accretion burst of the massive young stellar object G323.46 -0.08
本文利用时变辐射传输（TDRT）方法结合红外数据，证实了大质量年轻恒星体G323.46-0.08的吸积爆发，发现其可能是迄今最高能的MYSO爆发，并揭示了致密天体吸积及原恒星脉动现象。
2024-05-21 astro-ph.SR
Searching for stellar flares from low mass stars using ASKAP and TESS
低频（<1 GHz）的太阳射电辐射可以提供有关驱动耀斑和日冕物质抛射（CME）过程的宝贵信息。从活跃的M型矮星中探测到了无线电发射，这表明其活动水平比以前认为的要高得多。在低频率下对活跃的M矮星的观测可以提供关于高能耀斑和可能的恒星日冕物质抛射的发射机制的信息。在这里，我们用澳大利亚平方公里探路者望远镜（ASKAP）进行了两次观测，共计26小时，并计划与凌日系外行星调查卫星（TESS）36区重叠，利用两台望远镜的宽视场搜索多个M矮星。我们检测到可变的无线电发射斯托克斯我中心在888兆赫从四个已知的活动M矮星。其中两个来源也检测到斯托克斯V圆偏振。当检查检测到的无线电发射特性，我们不能区分电子回旋脉塞或回旋同步辐射的模型。这些探测增加了观测到的具有可变低频发射的M矮星数量的增加。
2022-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Multi-Peak Solar Flare with a High Turnover Frequency of The Gyrosynchrotron Spectra from the Loop-Top Source
本文基于SOL2023-05-09T03:54M6.5耀斑的多波段观测，揭示多峰源于耀斑环沿磁中性线依次出现，并结合模拟证明粒子加速发生在环顶附近致密区域，为耀斑间歇性磁重联提供新约束。
2024-05-06 astro-ph.SR
First detection of transverse vertical oscillation during the expansion of coronal loops
在这封信中，我们对2022年1月20日发生在活动区12929的M5.5级爆发耀斑进行了详细的分析。一个热通道的爆发产生快速的日冕物质抛射（CME）和圆顶形的极紫外（EUV）波的速度为740 $-$ 860 km s $^{-1}$。CME与II型射电爆发相关联，这意味着EUV波是一种快模冲击波。在脉冲阶段，耀斑在EUV，硬X射线和无线电波段显示出准周期性脉动（QPP）。QPP的周期在18 s ~ 113 s之间，表明耀斑能量释放和非热电子的间歇性加速具有多个时间尺度。极紫外波与邻近低冕环的相互作用导致冕环的收缩、膨胀和横向垂直振荡。171、193和211 ℃的收缩速度高于304 ℃。在304 °和171 °时，振荡周期分别为253 s和275 s.提出了一个新的方案来解释这种相互作用。解释耀斑核心上方覆盖日冕环收缩和振荡的方程也可以解释耀斑核心的膨胀和振荡，这表明这两种现象在本质上是相同的。
2022-09-01 astro-ph.SR
Detecting fast-variation pulsations in solar hard X-ray and radio emissions
本研究针对小型太阳耀发硬X射线中快速脉动鲜有报道的问题，探测到一次小型耀发中1秒准周期的硬X射线和射电快速脉动，揭示其与磁重联加速电子及聚并不稳定性的关联。
2025-06-17 astro-ph.SR
Energetics of a solar flare and a coronal mass ejection generated by a hot channel eruption
本研究利用多波长多视角观测，计算了2011年9月22日热通道爆发产生的X1.4级耀斑及快速CME的各项能量分量，发现HC热能不可忽略且需持续加热以平衡冷却，为大规模太阳爆发的能量过程提供了见解。
2023-10-21 astro-ph.SR
The Effelsberg survey of FU~Orionis and EX~Lupi objects II. -- H$_2$O maser observations
本研究利用埃菲尔斯贝格100米射电望远镜首次对51个FUor和EXor天体进行22.2 GHz水脉泽系统搜寻，探测到5个水脉泽，爆发源探测率为6%，首次证实该类爆发恒星系统存在水脉泽发射，为后续高角分辨率射电干涉观测研究小尺度结构奠定基础。
2023-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mining the time axis with TRON. II. MeerKAT detects a stellar radio flare from a distant RS CVn candidate
本研究利用TRON管线挖掘MeerKAT存档数据，发现一例来自1334 pc外G型恒星的射电耀发暂现源，其特征符合RS CVn型变源的电子回旋脉泽不稳定性机制，拓展了中等时标射电暂现源的观测样本。
2025-01-17 astro-ph.HE astro-ph.IM 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
Decimetric type U solar radio bursts and associated EUV phenomena on 2011 February 9
2011年2月9日在活动区AR 11153发生了一次GOES M1. 9耀斑。利用云南天文台太阳射电频谱仪（YNSRS），以200 kHz的分辨率和80 ms的时间节奏，观测到了反向漂移（RS）的III型爆发、U型爆发的间歇序列、漂移脉动结构（DPS）和精细结构。综合多波长观测资料显示，在YNSRS观测到的DPS之后，U型爆发的发生率突然增加了5倍。在这种情况下，U型突发的产生速率可以取决于磁重联速率。我们的观察结果与以前的数值模拟结果是一致的。在第一个等离子体团产生（等离子体不稳定性发生）后，磁重联率突然增加到原来的5-8倍。此外，在DPS之后，U型爆发的翻转频率的频率范围比之前明显加宽了3倍，这表明环顶的密度波动幅度。我们的观测结果也支持耀斑脉冲阶段的数值模拟。湍流发生在耀斑环的顶部，等离子体团可以捕获非热粒子并引起环顶的密度起伏。观测结果与数值模拟结果基本一致，有助于我们更好地了解喷发的整个物理过程的特征。
2021-10-19 astro-ph.SR
