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
A Statistical Survey of Hard X-ray Spectral Characteristics of Solar Flares with Two Footpoints
利用RHESSI资料，分析了53次具有双足点结构的太阳耀斑中的172个硬X射线峰。用幂律拟合两个足点，我们发现光谱指数的差异范围大多在0到0.6之间，很少超过。足迹之间的不对称性没有观察到显着依赖于他们的平均日面位置，他们的相对位置相对于彼此，也不是他们的方向相对于太阳赤道。假设一个对称的加速过程，也很清楚，足点光谱指数和足点流量比的差异很少能归因于冕环两条腿之间的柱密度差异。我们的结果证实更好的磁镜陷阱的情况。此外，足迹不对称性更显着的峰值HXR通量的时间比平均在整个HXR爆发，这表明在个别HXR爆发的磁配置的演变。我们还观察到峰值50 keV通量和峰值GOES 1-8A通道通量之间的线性相关性，并且HXR爆发持续时间似乎与环路长度相关。
2011-11-18 astro-ph.SR
Electrons re-acceleration at the footpoints of Solar Flares
Hinode的观测揭示了一个非常动态和复杂的色球层。这就需要重新考虑这样一个假设，即太阳耀斑的色球足点是加速粒子仅因碰撞而损失能量的区域。传统上，电子被认为是在环的日冕部分加速，然后旅行到脚点，在那里它们失去能量并辐射出观察到的硬X射线。越来越多的观察证据挑战了这一假设。我们回顾了反对这一假设的证据，并提出了新的局部再加速厚靶模型（LRTTM），在该模型中，除了通常的碰撞损失外，电子在足点处还获得了再加速的增强。这样的模型可以提供一个替代的“标准”碰撞厚靶注入模型（TTM）（布朗1971）的太阳HXR爆发源，需要少得多的电子和解决一些最近的问题与TTM解释。我们看看不同的情况下，可能会导致这种重新加速，并从其中之一，目前的数值结果。
2010-11-02 astro-ph.SR
Manifestations of three dimensional magnetic reconnection in an eruption of a quiescent filament: \\ Filament strands turning to flare loops
我们报告的观测转换明亮的灯丝股到耀斑环在2012年8月31日灯丝爆发。在爆发之前，在大气成像组件的171 A过滤器通道数据中观察到构成灯丝的一条腿的单独明亮的线。在爆发开始后，其中一条钩状带状物开始传播和收缩，横扫明亮的细丝束的足迹以及附近的日冕环。后来，在被钩子扫过的区域出现了热耀斑环，那里是细丝的根。这些现象的时间和位置表明，它们是由构成钩丝的场线重新连接引起的，据我们所知，以前没有观察到过。这一过程不包括在标准耀斑模型（CSHKP）中，因为它不涉及喷发通量绳和带状钩的足点。然而，它已被预测使用最近的三维扩展的标准耀斑模型。在那里，爆发的通量绳可以与周围的日冕弧重新连接，因为电流带的钩状延伸扫过它的脚点。这一过程导致形成的耀斑环扎根在以前的足点的磁通绳。我们对灯丝足点扫描的观察在这个场景中得到了很好的描述。在所有观测到的情况下，所有爆发的暗条的足点都变成了耀斑环的足点。这一过程在整个喷发过程中持续了大约150分钟。
2019-09-09 astro-ph.SR
The sub-arcsecond hard X-ray structure of loop footpoints in a solar flare
利用新近发展的X射线可见度前向拟合技术，对一次临边耀斑的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测数据进行了拟合，研究了硬X射线色球足点源的大小、形状和位置对能量和高度的影响.这提供了有关电子输运和色球密度结构的信息。利用PIXON、最大熵法、CLEAN和可见度前向拟合算法，分析了两个足点X射线源在$\sim 20$ ~ $\sim 200$ keV非热能量范围内的空间分布。我们的报告，第一次，垂直范围和宽度的硬X射线色球源测量作为一个功能的一个肢体事件的能量。我们的观察表明，足迹的垂直和水平尺寸都随着能量的增加而减小。更高的能量发射起源于色球层的更深处，与向下的耀斑加速流电子相一致。足点的椭圆率随着能量从$ \sim 20$ keV的$\sim 0.5$增加到$\sim 150$ keV的$\sim 0.9$。X射线发射的位置与标度高度$\sim 150$ ~km的指数密度分布一致。沿肢体的硬X射线足点源的特征尺寸随能量减小，表明足点中存在会聚磁场。X射线源的垂直尺寸与单一密度尺度高度的简单碰撞输运不一致，但可以用色球层中的多线程密度结构来解释。
2010-05-04 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
Observational Analysis on the Early Evolution of a CME Flux-rope: Pre-flare reconnection and Flux-rope's Footpoint Drift
我们研究了热通道状磁通量绳（MFR）向喷发的早期演化。结合成像观察和磁场外推，我们发现热通道可能起源于一个预先存在的种子MFR与双曲线通量管（HFT）。在前体阶段，HFT处的三维系绳切割重连最有可能导致热通道的加热和积聚。在这个过程中，正在形成的热流道，空间尺寸迅速扩大，双脚滑向两个遥远的位置。随后，它瞬间爆发，速度暴增，在脚下留下了两个核心黯淡的痕迹。我们认为，耀斑前的重联在HFT发挥了至关重要的作用，在扩大种子MFR和促进其最终的太阳爆发的开始。此外，最近预测的漂移MFR的足迹被检测到在两个核心调光。特别是，我们发现，MFR的西足点漂移是由一个新的重联几何之间的爆发MFR的腿，从而倾斜的拱廊。随着MFR的西足点逐渐漂移到一个新的位置，一组新生的非典型耀斑环连接到西核心变暗，导致该核心变暗内的变暗区域迅速减少，并在其远端脚处产生次级耀斑带。这表明，由于爆发的MFR的足迹漂移，核心昏暗可能会明显减少，这意味着将爆发的MFR的真实足迹映射到太阳表面比以前想象的要困难得多。
2019-11-01 astro-ph.SR
The relationship between hard X-ray pulse timings and the locations of footpoint sources during solar flares
太阳耀斑中准周期脉动（QPP）的成因至今仍是争论的主题。最近，Nakariakov & Zimovets（2011）提出了一个新的模型，认为在双带耀斑中，这种脉动可以通过传播慢波来解释。这些波可能会斜向传播到磁场，在色球层反射，并在日冕中空间分离的位置相长干涉，导致准周期性重联事件沿着耀斑拱廊进行。这样的慢波状态将具有某些观测特征。我们在RHESSI，SOHO和TRACE观测到的两个带状耀斑的选择过程中寻找这种现象的证据; 2002年11月9日，2005年1月19日和2005年8月22日的耀斑。在这些事件中，我们无法观察到硬X射线足点间隔和脉冲定时之间的明确相关性。此外，硬X射线足点的运动被证明是连续的观测误差内，而一个不连续的运动可能是预期的慢波模型。最后，我们发现，对于一个优选的慢波传播角为25-28度，预计最快的波，硬X射线足点的速度导致估计的脉冲周期和色带长度显着大于测量值。因此，对于所研究的三个事件，我们得出结论，当仅考虑25-28度角时，通过Nakariakov & Zimovets（2011）传播慢波模型无法轻松解释观测特征。我们提供了建议耀斑参数，以优化未来的研究。
2013-03-25 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
Drifting of the line-tied footpoints of CME flux-ropes
现有的3D扩展的标准模型表明，磁通绳足迹包围弯曲形状的QSL足迹，可以与钩形耀斑带。我们建立在这一发现的基础上，并进一步解决他们的时间演化的联合问题，并形成耀斑环的两端爆发的双极，这都是相关的耀斑理解一般和ICME研究特别是在耀斑环。本文用磁流体力学方法计算了环面不稳定磁通绳中的量子线和相应的场线。不断发展的QSL足迹被用来定义在不同的时间的磁通绳的外边缘，并识别和表征新的三维重联的几何形状和序列，发生在两端的扩口PIL。我们还分析了在两次X级耀斑期间，SDO/AIA和IRIS在EUV波段观测到的耀斑带。在喷发过程中，磁通绳足点漂移，这是由于系线而意外的。这种漂移是由于一系列的日冕重连，在一边侵蚀了通量绳，在另一边扩大了通量绳。磁通绳足点区域的其他变化是由于单个场线的多次重连，其拓扑结构可以从拱廊到磁通绳，最后到耀斑环依次演变。这些都与变形和位移的QSL足迹，这类似于那些研究耀斑带。我们的模型预测了连续的变形和漂移的ICME通量绳足点，其区域所包围的平等发展的钩形耀斑带，以及耀斑环的形成在两端的耀斑PIL起源于通量绳本身，这两者都是由于纯粹的三维重联几何形状。两次事件中观察到的耀斑带演化支持了该模型，但需要更多的观察来检验其所有预测。
2018-11-10 astro-ph.SR
Non-thermal Sources from Stereoscopic Hard X-ray and Earth-based Microwave Observations in a Data-Constrained Magnetohydrodynamic Simulation
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学艺术大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）
通过立体HXR和微波观测约束MHD模拟，分析2024年10月1日X7.1耀斑，发现非热环顶源高度与模拟一致，二次微波源对应南向等离子体抛射形成的电流片，其低能截止更高。
2026-06-29 astro-ph.SR
What Causes the Asymmetry of Conjugate Hard X-Ray Footpoints in Solar Flares?
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Samarkand State University（撒马尔罕国立大学）；Institute of Nuclear Technologies, Samarkand State University（撒马尔罕国立大学核技术研究所）；University of Delhi（德里大学）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
研究太阳耀斑中共轭硬X射线足点不对称性的成因，通过对67个耀斑的103个时间间隔分析，发现足点源在光子通量等方面不对称，磁场和PVEC不对称性与HXR不对称正相关，表明电流相关物理过程影响非热电子产生和沉降。
2026-07-14 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of C-class flare footpoints
利用IBIS全斯托克斯成像偏振光谱仪在光球层（6302.5 A线）和色球层（8542 A线）进行了准同步测量，研究了C类耀斑的衰变相。我们分析了来自两个视场的数据，每个视场跨度约为40 "\times 80"，并瞄准耀斑的两个足点。从V/I图像中确定了一个感兴趣的区域：较小的太阳黑子半影中的一个相反极性的补丁。我们在光球层水平上发现了这个补丁中不寻常的流动：多普勒频移为-4 km/s，但也可能是4 km/s的径向流入太阳黑子。这样的斑块似乎在耀斑期间很常见，但只有高分辨率的观测才能让我们看到流入，这可能与未来在该地区观察到的耀斑有关。色球图像显示变量叠加排放和流动和不寻常的斯托克斯轮廓。我们还研究了不规则半影，其形成可能被相反极性斑块和通量出现所阻碍。40分钟的时间演变描绘了较大的耀斑带变得更暗，并改变其形状。可测量的光球磁场保持不变，我们没有检测到耀斑能量传输从色球层。我们在8542A谱线中没有发现明显的撞击极化迹象.我们不能排除碰撞极化的可能性，因为较弱的信号可能隐藏在显著的塞曼特征中，或者它可能在耀斑早期就存在。
2012-01-30 astro-ph.SR
A fully self-consistent model for solar flares
"标准太阳"耀斑模型收集了太阳多波长观测所确定的所有物理成分：磁重联、快速粒子加速以及由此产生的各种波长的发射，特别是在软到硬X射线通道中。它的卡通形象在太阳和等离子体天体物理学的教科书中随处可见，并指导对其他恒星、吸积盘和喷流上未解决的高能耀斑事件的解释。到目前为止，一个完全自洽的模型，再现标准的情况下，在其所有方面是缺乏的，因为这需要一个大规模的组合，多维磁流体动力学（MHD）等离子体描述与一个现实的快速电子治疗。在这里，我们展示了这样一个新的组合，其中MHD结合了分析的快电子模型，调整处理时间演变，重新连接磁场和粒子捕获。这允许研究（1）快速电子沉积在色球蒸发流触发中的作用;（2）在色球足点或环顶产生各种硬X射线源的物理机制;以及（3）在整个耀斑环演化过程中软X射线和硬X射线通量之间的关系。这是第一次，这个自洽的太阳耀斑模型演示了观测建议的硬X射线足点区域扫出的通量之间的关系，和实际的重联率在X点，这是一个主要的未知的耀斑的情况。我们还证明了一个环型硬X射线源可以导致快速电子捕获。
2020-05-18 astro-ph.SR
Evidence of Solar Flare Triggering due to Loop-Loop Interaction Caused by Footpoint Shear-Motion
我们分析了2006年4月27日发生的M7.9/1 N级太阳耀斑的多波长数据，该数据来自AR NOAA 10875。GOES软X射线图像提供了两个相互作用的环及其重新连接的最有可能的特征，这触发了太阳耀斑。TRACE 195 A图像还揭示了环与环之间的相互作用，以及在相互作用的环系统之间的重联点处以会聚运动（约30公里/秒）形成的“X”点。这提供了证据的渐进重联和耀斑最大化的相互作用网站在活动区。在这段时间内没有III型射电爆发表明在耀斑能量释放过程中没有磁场线的开放，这意味着在环-环相互作用和重联过程中只有磁力线连接/方向的变化。Ondrejov动态射电频谱显示，耀斑爆发期间有一个强的分米波（DCIM）爆发（2.5--4.5GHz，持续时间~3 min），揭示了环-环相互作用期间重联点的粒子加速特征。在4.9和8.8 GHz的双峰结构提供了最有可能的确认签名的环-环相互作用的耀斑网站在活动区。RHESSI硬X射线图像还显示了相应的两个环系统的环顶和足点源以及它们在耀斑最大值期间的合并，它们的作用就像载流通量管，具有合成的相反磁场和净吸引力。我们还认为，剪切运动/旋转的足迹较小的环，这是锚定在相反的极性点，可能是负责耀斑能量积累，然后释放由于环-环相互作用。
2010-10-06 astro-ph.SR
The spectral difference between solar flare HXR coronal and footpoint sources due to wave-particle interactions
研究耀斑加速电子束在太阳大气中碰撞输运和波粒相互作用下硬X射线（HXR）发射的空间和光谱演化。我们数值跟踪的幂律的加速电子在一维空间和时间的传播与响应的背景等离子体的形式的朗缪尔波使用准线性近似。{We发现对于初始注入的瞬态电子束，在碰撞输运中加入波粒相互作用会使足点源的谱变窄。日冕源没有变化，因此日冕源和足点源之间的光谱指数差Δγ> 2，这比纯粹碰撞输运的预期要大。一个稳定状态的电子束显示两种情况下的差异不大，如前所述，作为一个瞬态注入的电子束需要产生显着的波的增长，特别是在较高的速度。对于这种瞬时注入的光束，波粒相互作用在日冕中占主导地位，而碰撞损失在色球层中占主导地位。在波粒相互作用的情况下，随着电子束密度的增加，光谱的形状是不同的，而纯粹的碰撞运输，只有归一化被改变。我们还发现，源电子束以上的光球的起始高度的影响时，朗缪尔波增长的足点的光谱指数。这可以解释不同的光谱指数之间发现的双足点，如果不对称注入发生在燃烧环路。
2011-03-11 astro-ph.SR
First time delay observation between two mid-infrared channels in solar flare footpoints
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；School of Physics, Costa Rica Institute of Technology（哥斯达黎加理工学院物理学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Engineering School, Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学工程学院麦肯锡射电天体物理学中心）
本文通过分析中红外波长（5.2微米和8.2微米）在太阳耀斑脚点的时滞，发现8.2微米通道比5.2微米通道早0.3-0.45秒达到峰值，探讨了时滞成因及能量沉积对色球层的影响。
2026-05-07 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection During the Post-Impulsive Phase of a Long-Duration Solar Flare: Bi-Directional Outflows as a Cause of Microwave and X-ray Bursts
磁重联在为太阳耀斑提供动力、高能粒子的产生和等离子体加热方面起着至关重要的作用。然而，磁重联发生在哪里，释放的磁能如何和在哪里被传输，以及它如何被转换为其他形式仍然不清楚。在这里，我们报告了在2017年9月10日X8.2太阳耀斑的脉冲后逐渐阶段期间，在极紫外线发射和散射白光中观察到的大规模等离子体片内反复出现的双向等离子体流出。每一个双向流出起源于等离子体片从一个离散的网站，确定为一个磁重联网站。这些重联点位于耀斑拱廊顶部上方非常低的高度（$< 180$ Mm，或0.26 $R_{\odot}$），距离仅为等离子体片总长度的$<3\%$，延伸到至少10 $R_{\odot}$。每次到达环顶区的向阳外流似乎与环顶区的一个以热源（10-20 MK）为主的脉冲微波和X射线爆发相一致，紧接着是位于环管区的一个非热微波爆发。我们提出重联流出将局部磁重联点释放的磁能以动能通量和/或电磁坡印亭通量的形式向外传输。指向太阳的能量通量在耀斑后的拱廊中引起粒子加速和等离子体加热，被观测为热的和非热的耀斑发射。
2020-07-23 astro-ph.SR
A Model for the Origin of High Density in Loop-top X-ray Sources
在一些大的太阳耀斑中探测到的超热环顶源是HXR发射的紧凑源，其光谱与超过30兆开尔文的热电子数相匹配。观测到的高发射测量，以及小源区内电子热化的推断，都提供了环顶高密度的证据;通常比周围环境高出一个数量级以上。有些研究人员提出，这种密度增强的结果从快速增强的磁场强度，我们提出了一个替代模型，Petschek重联的基础上，looptop等离子体加热和压缩的缓慢磁声冲击产生自洽通过磁通量收缩后重联。在稳定的条件下，这种冲击能使密度增加不超过四倍。由于热传导的瞬态效应，这些定常激波关系（Rankine-Hugoniot关系）不适用于Petschek模型。实际上，在整个重联流出过程中，密度的增加可以超过10倍。在不同地点的集合处重新连接后缩回的通量管集合将具有与通量管产生速率成比例的集体发射测量。这个速率不同于单个管内的局部重联速率，可以通过耀斑带运动单独测量。典型的通量传输率和回路参数产生的排放措施，在超热源中观察到的。
2011-07-13 astro-ph.SR
The Impulsive Phase in Solar Flares: Recent Multi-wavelength Results and their Implications for Microwave Modeling and Observations
这篇简短的论文回顾了最近对耀斑期间低层大气（色球层和光球层）中发生的过程的几个关键观测。这些是：在耀斑色球层的紧凑和碎片结构的证据，在光学耀斑的脚点，在耀斑脉冲阶段，在磁场的阶梯状变化的条件，热，密集的'色球'的脚点。这些意见的微波的影响进行了讨论。
2013-11-27 astro-ph.SR
Evidence for Solar Tether-cutting Magnetic Reconnection from Coronal Field Extrapolations
磁重联是引发太阳爆发事件的主要机制之一，但对其快速过程的直接观测一直是一个挑战。在这封信中，我们提出，使用非线性无力场（NLFFF）外推技术，可视化的场线连接的变化，在2011年2月13日在NOAA AR 11158的M6.6耀斑约30分钟的系绳切割重联。首先通过多波长观测收集了系绳切割重连的证据，然后通过分析从事件发生时观察到的四个明显的耀斑1700 A足点的位置追踪到的磁力线。就在耀斑之前，这四个足点非常靠近磁扭曲指数的局部最大值区域。特别地，来自内部两个足点的场线形成两个强扭曲的磁通束（高达~1.2匝），其彼此剪切并分别接近外部两个足点。耀斑发生后，足点周围区域的扭曲指数立即大大减小，上述磁力线变得低洼，扭曲程度降低（约0.6圈），由连接后来形成的两个耀斑带的环所覆盖。来自内部足点的大约10%的通量（~3x10^19 Mx）经历了足点交换。这部分光通量源自首先变亮的内部足点的边缘区域。从NLFFF外推推断的磁场连通性的这些快速变化与系留切割磁重联模型是一致的。
2013-10-18 astro-ph.SR
Generation of low-frequency kinetic waves at the footpoints of pre-flare coronal loops
在这项研究中，我们讨论了低频等离子体波的激发时，可以被认为是在耀斑前状态的情况下，在较低的中色球区域的环路足点。结果表明，在已知的太阳大气半经验模型中，只有VAL（F）模型和一组特定的等离子体基本参数以及电场和磁场的振幅支持低频波不稳定性的产生。我们的研究结果表明，它是可以预测的耀斑过程中的活动区的发病，通过使用动力学阿尔芬和动力学离子声波，这是所导出的色散方程的解决方案的相互作用。VAL（F）模型允许的情况下，上述不稳定性的主要来源可能是一个子Dreicer电场和漂移等离子体运动由于空间不均匀性的存在。我们还表明，动力学阿尔芬和动力学离子声波的产生可以发生在纯库仑电导率的等离子体中，并在存在小规模的伯恩斯坦湍流。本文还讨论了在相对较低的磁场强度下，由于低阈值不稳定性的发展而激发出的小振幅动力波。
2020-10-20 astro-ph.SR
Electric current evolution at the footpoints of solar eruptions
电流在太阳耀斑的触发和演化过程中起着至关重要的作用。本文的目的是检验表面电流是否如耀斑物理学的电路方法所预测的那样具有表面或地下固定源，或者如MHD方法所建议的那样是表面磁场对日冕磁场演化的响应。在SDO从2011年到2016年在盘中心附近观测到的所有19个X级耀斑中，我们分析了仅有的9个可以识别出清晰带状钩的爆发耀斑。在MHD耀斑模型中，带钩的耀斑带被认为是喷发通量绳的足迹。对于第一次，精细测量的时间演变的电流内的观察，以及在欧姆3D MHD模拟钩进行。我们的分析表明，在喷发期间和之后，带状钩包围的区域的电流减少。我们解释的电流的减少，由于在爆发过程中的日冕中的磁通绳的扩张。我们的分析为3D中的标准耀斑模型带来了新的贡献。
2020-04-16 astro-ph.SR
Characteristics of the Accelerated Electrons Moving along the Loop Derived from Cyclical Microwave Brightenings at the Footpoints
本研究通过分析2014年10月22日M级耀斑足点的循环微波增亮，估算出沿磁环运动的加速电子平行磁场速度与投掷角，发现多数电子在足点反射，证实增亮源于电子弹跳运动。
2023-10-04 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
Electron Beams Cannot Directly Produce Coronal Rain
日冕雨在耀斑环中普遍存在，形成于太阳耀斑爆发后不久。雨被认为是由热不稳定性引起的，即日冕中物质的局部冷却失控。证明这一点的模型需要极长的持续加热时间，辐射冷却时间的顺序，局部附近的循环的足点。在耀斑中，电子束被认为是主要的能量传输机制，在脉冲阶段驱动强烈的足点加热，导致蒸发，填充和加热耀斑环。然而，电子束的作用时间并不长，即使假设它们作用了，它们的加热也不会局限于足点。通过一系列数值实验，我们直接证明了这两个问题意味着电子束不能在耀斑环中形成雨。这一结果表明，要么有另一种机制在耀斑环负责雨，或耀斑环的冷却模型是有缺陷的。为了充分描述耀斑，标准模型必须解决这个问题，以考虑日冕雨的存在。
2020-02-18 astro-ph.SR
Observations of a Footpoint Drift of an Erupting Flux Rope
我们分析了2015年11月4日M级爆发耀斑的成像观测。用非线性无力场模型模拟了爆发前的H α细丝，表明它由两个螺旋系统组成。涉及这两个系统的系绳切割重连导致了一个热S形环结构的形成，该结构植根于耀斑带末端形成的小钩。紧接着，那些热环开始从小钩子上滑落，直到消失。环继续滑动，丝带自己拉长了几十弧秒。一个新的和更大的钩，然后出现在年底的细长丝带与热和扭曲的循环扎根在那里。在这些热环爆发后，带状钩膨胀，后来收缩。我们解释这些意见的框架内最近的三维（3D）扩展到标准的太阳耀斑模型，预测漂移的通量绳足点。热S形环被解释为通量绳，其足点在喷发期间漂移。虽然新钩的变形和漂移可以通过模型来描述，但磁通绳足点从细丝到喷发磁通绳足点的位移表明，钩的演变可能比模型捕获的更复杂。
2019-08-06 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observation of Electron Acceleration in the 2006 December 13 Flare
利用日本日出、RHESSI和野边山射电天文台对2006年12月13日发生的一次太阳耀斑进行了多波长观测，研究了电子加速的位置和机制。日出号上的太阳光学望远镜（SOT）观测到拉长的耀斑带，RHESSI观测到双足点硬X射线（HXR）源出现在部分耀斑带中。由SOT得到的光球矢量磁图表明，HXR源位于水平磁场改变方向的区域。该区域被解释为磁分界线的足点。用野边山射电日像仪拍摄的微波图像显示了连接HXR源的环形结构。微波强度的较亮部分位于环的顶部和脚部之间。我们认为这些观测结果是磁分界线附近电子加速和平行于磁力线注入的证据。
2009-03-06 astro-ph.SR
Precise timing of solar flare footpoint sources from mid-infrared observations
本文通过中红外观测分析太阳耀斑两个足点源的时间延迟，发现0.75秒延迟无法由日冕电子束能量传输或电离时间尺度差异解释，表明该耀斑需要非电子束的能量传输机制。
2024-06-17 astro-ph.SR
Hard X-ray Emission During Flares and Photospheric Field Changes
我们研究了GONG和HMI观测到的X级耀斑磁场的突变与RHESSI观测到的硬X射线（HXR）辐射之间的相关性，将光球场的变化与日冕重构联系起来，并探讨了磁场变化的起源。我们发现，空间上的早期RHESSI发射对应的强场变化的位置。磁场变化主要发生在极性反转线（PIL）附近的强磁场区域。随着耀斑足迹点远离PIL，后期RHESSI发射不对应于显著的场变化。大多数场变化在可检测的HXR信号的开始时间之前或附近开始，并且它们在可检测的HXR耀斑发射的大约相同时间或更晚的时间结束。在耀斑的后期阶段，一些场的变化以接近HXR足点的速度传播。场变化的传播通常发生在HXR信号中的最强峰值之后，此时足点开始远离PIL移动，即场变化遵循与HXR足点相同的轨迹，但在更早的时间。因此，场变化和HXR发射是时空相关的，但不是共空间的，也不是同时的。我们还发现，在最强的X级耀斑中，场的振幅变化的峰值比HXR信号的峰值早几分钟。我们简要地讨论了这一观察到的时间延迟在喷发过程中的电流片的形成。
2015-05-04 astro-ph.SR
Stratification of physical parameters in a C-class solar flare using multi-line observations
我们提出了2019年5月6日发生在NOAA AR 12740的C2级太阳耀斑的高分辨率和多线观测。在SST上用CHROMIS仪器在Ca Ⅱ K谱线上，用CRISP仪器在Ca Ⅱ 8542和Fe Ⅰ 6173谱线上连续、准同时地记录了耀斑的上升、峰值和衰减相。色球Ca II谱线的观测结果表明，在耀斑的足点附近有强烈的增亮。在这些位置，一个非LTE反演代码被用来推断温度，磁场，视线（LOS）的速度和微湍流速度分层在燃烧的大气。在耀斑爆发高峰期，色球上层和色球下层的LOS速度分别在耀斑足点附近表现为上升流和下降流。此外，耀斑点处LOS磁场的时间分析显示出~600 G的最大变化。在耀斑之后，LOS磁场减小到非耀斑值，没有表现出永久或逐步变化。对温度、LOS磁场和速度的响应函数的分析表明，Ca II线表现出对更深层（即，log_t_3），而对于非燃烧大气，它们主要在log_t_4附近敏感。我们认为，一小部分的明显增加的LOS磁场在耀斑的脚点可能是由于增加的灵敏度的Ca II 8542在更深的层，在那里的场强相对较强。其余的可能是由于耀斑期间的磁场重新配置。我们的观测表明，即使是强度较低的C级耀斑也可以加热太阳色球层的深层，主要是在耀斑的脚点，而不会影响光球。
2021-03-10 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
Hard X-ray and ultraviolet emission during the 2011 June 7 solar flare
在耀斑期间，特别是在准周期脉动的背景下，X射线和紫外线发射之间的关系仍然不清楚。为了解决这个问题，我们研究了2011年6月7日爆发耀斑期间的脉冲X射线和紫外辐射利用X射线成像RHESSI和紫外1700 A成像SDO/AIA。该事件与X射线和可能的UV发射中的准周期性脉动以及硬X射线足点的基本平行和垂直运动有关。平行于耀斑带的足点运动是不寻常的;它至少在两个场合被证明是反向的。然而，没有相关的短时间尺度运动的UV明亮区域。此外，我们发现，最亮的X射线和紫外线区域的位置是不同的，特别是在耀斑脉冲阶段的早期部分，尽管他们的综合排放强烈相关的时间。相关分析的测量耀斑的属性，如脚点分离，耀斑剪切，光球磁场和日冕重联率，揭示了-在脉冲阶段-25 - 50 keV的硬X射线通量与这些属性只有微弱的相关性，在以前的研究相反。我们解释了这一事件的长期行为，其中的X射线非热，热，紫外线发射源出现时间和空间上的一致性，和短期行为，其中的发射源是不一致的，准周期性脉动是一个占主导地位的功能，需要解释。我们认为，硬X射线足点的短时间尺度行为，所观察到的准周期性脉动的性质，是由基本的，尚未观察到的性质的重联区和粒子加速网站。这对目前的三维耀斑重联模型提出了挑战。
2013-08-09 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and transport in the 28 March 2022, M4-flare using STIX, EUI, and AIA during the first Solar Orbiter nominal mission perihelion
本研究通过多点观测分析2022年3月28日M4级耀斑，发现早期不同剪切场线重连决定了后期硬X射线足点运动，推广了简单重连模型。
2023-10-03 astro-ph.SR
Connecting Chromospheric Condensation Signatures to Reconnection Driven Heating Rates in an Observed Flare
在太阳耀斑重联的时空分辨率很高的观测中，可以间接地在耀斑能量沉积的重联环的足点进行。低层大气对这种能量输入的反应包括一种向下传播的激波，称为色球凝结，可以在紫外线和可见光下观察到。为了使用高分辨率观测这种响应来表征重连，必须建立两者之间的定量关系。这种关系是最近发展起来的，在这里，我们在2014年10月25日X1.0耀斑的耀斑带的单个足点中对色球凝聚的观测进行了测试（SOL 2014 -10- 25 T16：56：36）。利用界面区成像光谱仪（IRIS）对Si iv 1402.77 nm发射光谱进行了单像素测量，结果表明Si iv 1402.77 nm发射光谱中的红移成分发生了特征性的凝聚演化。我们应用称为紫外线足点热量计（UFC）的技术来推断能量沉积到一个足点。这种能量分布，持续时间远长于所观察到的冷凝，输入到一个一维的，流体动力学模拟计算色球响应，其中包含一个非常简短的冷凝插曲。从这个模拟中，我们合成Si IV光谱，并计算随时间变化的多普勒速度。合成速度的演变被发现比较合理，以及与IRIS观测，从而证实了我们的重联凝聚关系。这项工作表明，色球凝聚的特点是一个特定的部分，而不是其整体的重联能量释放，凝聚的时间尺度不一定反映的时间尺度的能量输入。
2021-12-03 astro-ph.SR
Quasi-Static 3D-Magnetic Field Evolution in Solar Active Region NOAA 11166 Associated with X1.5 Flare
研究了在非线性力自由场（NLFFF）近似下日冕磁场的准静态演化，旨在了解活动区（AR）NOAA 11166中X1.5耀斑期间磁场拓扑结构与带状辐射之间的关系. 2011年3月9日23时13分，一个类椭圆形的耀斑和两个遥远的带状物发生在双极AR中心被负通量包围的正通量区域上。我们的日冕磁结构与潜在的NLFFF解决方案的分析揭示了一个单一的磁零点的存在与一个扇形的脊椎拓扑结构，是同空间的硬X射线源。扇形分界线表面的足点与准椭圆带状物的内边缘一致，并且外脊与其中一个远程带状物相连接。在演化过程中，缓慢的足点运动使沿极性反转线的场线受到应力，并在扇形分界面周围的日冕中形成电流层。这些电流层触发磁重联作为耗散电流的结果，这是可见的尖形结构在较低的高度。重联过程重新组织的磁场拓扑结构的签名是观察到的separatrices/QSL结构在光球和日冕在前到后耀斑的演变。与以前的数值研究一致，我们的结果表明，线绑定的足点运动扰动的风扇脊柱系统，并导致零点重联，最终导致耀斑的排放在footpoints的场线。
2014-06-30 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
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
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
February 15, 2011: sun-quakes produced by flux rope eruption
我们对2011年2月15日的X级太阳耀斑进行了分析，此前有报道称该耀斑在太阳活动周期24中产生了第一次太阳地震（Kovichev 2011）。使用声全息，我们确认了第一个，并报告了第二个，较弱的，地震源与此耀斑。我们发现，这两个源位于两端的S形，这表明存在的磁通绳。与以前报道的大多数太阳地震相反，声发射先于主要硬X射线（HXR）源的峰值几分钟。此外，来自RHESSI数据的最强硬X射线足迹被发现位于远离耀斑带中的震源。我们占这些差异的范围内的磁绳喷发和伴随的双带耀斑的现象学模型。我们建议，太阳地震被触发的爆发通量绳在开始的耀斑脉冲阶段和爆发开始的足点，而主要的硬X射线源出现后，在耀斑环下形成的上升通量绳的足点。可能的影响，这种情况下的理论解释的驱动力的太阳地震进行了讨论。
2011-10-10 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
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
该研究利用ASO-S/WST与SDO/HMI观测到2023年1月6日X1.2级耀斑的四极白光源结构，明确了其足点的辐射差异及与暗条爆发的关联，深化了对白光耀斑演化的认识。
2026-08-20 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
Different Signatures of Chromospheric Evaporation in Two Solar Flares Observed with IRIS
利用界面区成像光谱仪（IRIS）观测了两次太阳耀斑中色球蒸发的不同特征。在2016年12月6日的B1.6耀斑（SOL 2016 -12- 06 T10：40）中，过渡区Si IV线和色球C II和Mg II线显示出蓝移，在上升阶段的耀斑环足点处速度最高可达20 km/s，表明色球蒸发温和。而在2015年12月19日的C1.6耀斑（SOL 2015 -12- 19 T10：51）中，Si IV，C II和Mg II线在足点处表现出红移，速度从几到几十km/s，这可能意味着爆炸性的色球蒸发。在IRIS捕获的许多耀斑中都观察到了爆炸性蒸发，然而，温和的蒸发，特别是在冷Si IV，C II和Mg II谱线中表现为蓝移，几乎没有报道。我们的结果带来了一些新的见解色球蒸发在IRIS时代。
2019-05-23 astro-ph.SR
The Effects of Including Non-Thermal Particles in Flare Loop Models
在这项工作中，我们使用HyLoop（Winter et al. 2011），一个可以结合MHD和非热粒子群效应的环模型，来模拟各种情况下的软X射线发射。首先，我们通过模拟一系列具有不同注入点的非热粒子束的后耀斑环，测试了加速位置对几种XRT滤波器发射的影响。我们使用一个注入分布峰值在循环顶点代表一个直接加速模型，和注入分布峰值在足点代表阿尔芬波相互作用模型。我们发现，足点注入导致几个早期峰值的顶点到足点发射比。其次，我们基于Lin & Forbes（2000）和Reeves & Forbes（2005a）提出的爆发模型，模拟了一个具有尖点形状的环，发现在耀斑早期，如果计算中包括非热粒子，则环足点的发射在XRT滤波器中要亮得多。最后，我们采用多环耀斑模型来模拟热辐射，并与以前使用半圆形几何形状的模型（Reeves等人，2007）进行比较。我们比较了这两个模型的地球同步业务环境卫星（GOES）的排放，并发现尖形的几何形状导致一个较小的GOES类耀斑。
2012-01-27 astro-ph.SR
Temporal evolution of multiple evaporating ribbon sources in a solar flare
我们提出了新的结果，从界面区域成像光谱仪显示色球蒸发和冷凝的动态演变的耀斑带，具有最高的时间和空间分辨率。IRIS使用9.4秒的节奏“坐着看”模式观测了X级耀斑SOL 2014 -09- 10 T17：45的整个脉冲阶段。当带状物在新的位置上沿着狭缝连续变亮时，在日冕和色球线上的几十个单独的像素上观察到了一个独特的脉冲相位演化。每一个新的足点的激活显示相同的初始日冕上升流高达~300 km/s，色球下降流高达40 km/s。虽然日冕流相对于色球层中的日冕流可以延迟超过1分钟，但所有像素之间的流的时间演化惊人地相似，并且与流体动力学耀斑模型的预测一致。鉴于大样本的独立足迹，我们得出结论，每个耀斑像素可以被认为是一个原型，“小学”耀斑内核。
2015-06-10 astro-ph.SR
The Relationship Between EUV Nonthermal Line Broadening and High-energy Particle During Solar Flare
利用太阳动力学观测站（\it）的太阳射电偏振仪、太阳射电日像仪和大气成像组件，研究了大耀斑期间极紫外非热展宽与高能粒子的位置关系。我们分析了五个大耀斑事件，其中包括热丰富，中间和热贫耀斑的定义，在文章中讨论的分类。我们发现，在富热耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时的耀斑环的顶部。17 GHz微波源位于耀斑环的足点。另一方面，在中等/热贫耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时耀斑环的足点。17 GHz微波的源位于燃烧环的顶部。基于非热展宽的空间信息，讨论了富热耀斑和中/贫热耀斑的区别，这可能为湍流在高能电子俯仰角散射中的重要作用提供了线索.
2013-08-15 astro-ph.SR
Simultaneous Observations of Chromospheric Evaporation and Condensation during a C-class Flare
我们探索了2019年5月9日C6.7耀斑脉冲阶段期间色球蒸发和凝结的同时观测。太阳耀斑是由多台仪器同时观测到的，新真空太阳望远镜（NVST）、界面区成像光谱仪、大气成像组件（AIA）、费米望远镜、明安图光谱射电日像仪和野边山射电偏振仪。利用单高斯拟合和矩分析技术，在一个耀斑足点位置的C Ⅱ和Si Ⅳ冷谱线中发现了15-19 km/s的慢速度红移速度。红移也见于NVST在双足点测量的H-α视线（LOS）速度图像。这些缓慢的红移可以看作是色球凝聚驱动的低速下降流。同时，在AIA 131 A、94 A和335 A等高温EUV图像中发现了从双足点到环顶的会聚运动。它们的视速度约为126-210 km/s，可以认为是色球蒸发引起的高速上升流。非热能通量估计约为5.7x10^10 erg/s/cm^2。典型的时间尺度大约等于1分钟。这些观测结果表明，在耀斑脉冲阶段色球层发生了爆炸性蒸发。同时发现一个HXR/微波脉冲和一个III型射电爆发，表明色球层爆炸蒸发是由非热电子驱动的。
2021-12-12 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Unprecedented Fine Structure of a Solar Flare Revealed by the 1.6~m New Solar Telescope
太阳耀斑意味着磁能的突然释放，是所谓的空间天气的来源。耀斑的精细结构（500公里以下）很少被观测到，全世界只有少数仪器可以观测到。本文介绍了大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率观测结果。观测以前所未有的细节揭示了耀斑的过程，包括耀斑带在太阳黑子上的传播，日冕雨（由冷凝等离子体组成）沿着耀斑后的环流下，以及色球层对日冕雨影响的反应，在下降的等离子体的脚点处显示出精细的增亮。利用NST的分辨能力，我们测量的横截面宽度的耀斑带，后耀斑环和足点增亮，这通常是在80-200公里的范围内，远低于目前用于耀斑研究的仪器的分辨率。限制这样的精细结构的规模提供了一个必不可少的信息在模拟耀斑的能量传输机制，这是一个重要的问题，在太阳和等离子体物理。
2016-04-28 astro-ph.SR
Infrared spectropolarimetry of a C-class solar flare footpoint plasma -- I. Spectral features and forward modelling
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Evgeni Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（叶夫根尼·哈拉泽格鲁吉亚国家天文台）；Space Research Centre, Ilia State University（伊利亚州立大学太空研究中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕拉纳大学天体物理学系）；AG, Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；National Solar Observatory（美国国家太阳观测台）
研究通过GRIS和HiFI+观测分析C类日闪期间光球层与日冕层的耦合，发现日闪未改变下光球层物理条件，并揭示He I线发射反映日冕层复杂响应。
2026-02-24 astro-ph.SR
Coronal hard X-ray sources revisited
本文报道了对太阳耀斑的再分析，其中硬X射线（HXR）主要来自日冕，而不是更常见的色球足点。所有26个先前分析的事件时间间隔，超过13个耀斑，重新检查与耀斑模型的一致性，其中电子在磁环的顶部附近加速，磁环具有足够高的密度，以阻止大多数电子通过库仑碰撞到达足点之前。在先前的分析中，特别重要的是发现日冕HXR源的长度随着能量在20 - 30 keV范围内的增加而增加。然而，在考虑到较高能量的足点发射影响日冕HXR源的推断长度的可能性之后，并使用抑制这种足点发射的可能影响的分析技术，我们得出结论，不再有证据表明HXR日冕源的长度随着能量的增加而增加。事实上，对于满足我们选择标准的6个耀斑和12个时间间隔，环长度在20和30 keV之间平均减少了1.0 +/- 0.2 arcsec，标准差为3.5 arcsec。我们发现强有力的证据表明，随着能量的增加，日冕HXR源的峰值在海拔高度上增加。对于热成分的排放，这是符合标准的CHSKP耀斑模型，其中磁重联在日冕电流片的结果，在新的热环正在逐步形成更高的高度。对非热发射的解释还不是很清楚。
2018-09-12 astro-ph.SR
H$α$ and H$β$ emission in a C3.3 solar flare: comparison between observations and simulations
氢巴耳末系是耀斑期间太阳色球层的一个基本辐射损失通道。我们在这里报告的分析一个非常罕见的同时观测的太阳耀斑在H $α$和H $β$线在高空间和时间分辨率，这是在邓恩太阳望远镜获得。利用干涉二维光谱仪（IBIS）沿H $α$谱线剖面和H $β$利用太阳大气快速振荡（ROSA）宽带成像仪拍摄的C3.3耀斑（SOL 2014 -04- 22 T15：22）的不同波长图像，分析了耀斑的强度演化。在三个确定的耀斑足点中H $α$和H $β$强度过度在时间上具有良好的相关性。我们检查了H $α$与H $β$耀斑过量的比率，这是由之前的作者提出的，作为电子束能量输入水平的可能诊断。在较强的足点，H $α$ /H $β$强度比的典型值观察到的是$\sim 0.4-0.5$，在广泛的协议从一个RADYN非LTE模拟驱动的电子束参数约束（尽可能）的观察值。较弱的足点具有较大的H $α$ /H $β$比，同样与RADYN模拟一致，但具有较小的能量通量。所观察到的H $α$谱线的中心反转比RADYN结果所预测的要小，但如果H $α$发射材料的填充因子约为0.2- 0.3，则可以达成一致。
2017-10-11 astro-ph.SR
