Three-dimensional Magnetic Restructuring in Two Homologous Solar Flares in the Seismically Active NOAA AR 11283
我们进行了全面的调查比较三维磁场重组，耀斑能量释放，和日震响应，两个同源耀斑，2011年9月6日X2.1（FL 1）和9月7日X1.8（FL 2）在NOAA AR 11283耀斑。在我们的分析中，（1）在FL 1部分喷发后，扭曲的磁通绳（FR）以1.5 km/s的速度坍塌到地表。然后，FR逐渐增长到更高的高度，并在FL 2更充分的喷发后以3 km/s的速度再次坍塌。此外，FL 2示出了相反磁极性的通量加权质心分离的较大减小和表面上的水平场的较大变化。这意味着一个更猛烈的日冕内爆与相应的更强烈的表面签名在FL 2。(2)事件发生后，北半球的风场向北倾斜，并与周围的风场一起发生南转。这与在外围区域观察到的半影的不对称衰减相一致。(3)在FL 1期间释放的自由磁能和非热电子能量的量在测量的不确定性内与FL 2的量相当。(4)在FL 1中没有检测到太阳地震;相反，FL 2产生了两个地震发射源S1和S2，它们都位于半影区域。有趣的是，S1和S2由磁环连接，并且较强的源S2具有较弱的垂直磁场。我们讨论了这些结果与低日冕内爆过程和日震产生的关系。
2014-09-23 astro-ph.SR
Alfvénic Wave Heating of the Upper Chromosphere in Flares
我们已经开发了一个数值模型的耀斑加热由于阿尔夫文波的耗散传播从日冕到色球。有了这个模型，我们提出了这些波的能量传输，加热和随后的动力学的关键参数的调查。对于足够高的频率和垂直波数，波在上层色球层中显著消散，强烈地将其加热到耀斑温度。这种加热可以驱动强烈的色球蒸发，将热而致密的等离子体带到日冕。因此，我们发现了三个重要的结论：（1）阿尔夫文波，从日冕传播到色球层，能够加热上部色球层和日冕，（2）由于阿尔夫文波的耗散，大气对加热的反应可以惊人地类似于电子束加热，（3）这种加热可以产生爆炸性蒸发。
2016-01-08 astro-ph.SR
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Plasma heating in the very early and decay phases of solar flares
在本文中，我们分析了两个单圈太阳耀斑的能量收支的假设下，非热电子是唯一的来源，在所有阶段的等离子体加热的事件。2002年9月20日和3月17日，Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球同步业务环境卫星（GOES）分别观测到了耀斑。对于这两个研究的耀斑，我们推导出的能量通量包含在非热电子束从RHESSI观测数据约束观测到的GOES光变曲线。我们发现，非热电子提供的能量完全足以满足两个耀斑的预热和脉冲阶段以及其中一个的衰变阶段的等离子体的能量预算。我们的结论是，在调查耀斑的情况下，没有必要使用任何额外的特设加热机制以外的非热电子加热。
2011-03-17 astro-ph.SR
A statistical correlation of sunquakes based on their seismic, white light, and X-ray emission
已经提出了几种机制来解释瞬态地震发射，即，一些太阳耀斑引起的地震。一些理论将高能电子和/或白光发射与太阳地震联系起来。高能带电粒子及其随后对光球层和色球层的加热可以在太阳内部诱发声波。我们进行了太阳耀斑与硬X射线（HXR）发射、6173度连续增强辐射和瞬态地震辐射的相关研究。我们选择了2010年1月1日至2014年6月26日期间RHESSI（拉马蒂高能太阳光谱成像仪）观测到的通量超过50 keV的耀斑。然后，我们使用太阳动力学天文台（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪的数据来搜索以前没有报道过的过量可见连续辐射和新的日震。我们在75次调查中发现了18次。所有的日震都与耀斑期间可见光连续体的增强有关。最后，我们计算了一组与这些观测相关的二分变量的相关系数。我们发现了两种标准日震探测技术之间的强相关性，以及日震和可见连续增强之间的强相关性。我们讨论了这些物理量之间的唯象连接和探测地震信号和过量连续辐射的观测困难。
2015-02-27 astro-ph.SR
The Neupert Effect of Flare UltraViolet and Soft X-ray Emissions
我们模拟的Neupert效应，耀斑加热能量与观测到的SXR排放。Neupert效应的传统形式是指时间积分的HXR或微波光变曲线与SXR光变曲线之间的相关性。在本文中，相反，我们使用的代理加热能量的紫外线（UV）发射在脚点的耀斑环，并修改模型的纽珀特效应考虑到离散性质的耀斑加热以及冷却。在修改后的经验模型中，空间分辨的UV光变曲线从过渡区或上色球层的每个卷积的核函数表征的耀斑环发射的衰减。将所有回路的贡献相加，以与观察到的总SXR发射进行比较。该模型成功地再现了观测到的SXR发射从上升到衰减的过程。为了估计耀斑环路中的加热能量，我们还采用了紫外足点量热计（UFC）方法，该方法从这些紫外光变曲线推断耀斑环路中的加热速率，并用零维流体动力学代码模拟耀斑环路的演变。实验表明，大量的脉冲加热事件不能很好地再现观测到的耀斑SXR光变曲线，但两相加热模型导致更好的协议与观测。通过比较两种模型的Neupert效应，我们进一步校正了UFC方法，并改进了在耀斑演化过程中由磁重联连续形成的耀斑环加热率的估计。
2021-01-26 astro-ph.SR
Decay Phase Cooling and Inferred Heating of M- and X-class Solar Flares
本文用GOES/XRS和SDO/EVE研究了72个M级和X级耀斑的冷却过程。所观察到的冷却速率进行量化和所观察到的总冷却时间进行比较的分析0-D流体动力学模型的预测。结果发现，该模型不适合的观测，但确实提供了一个很好的定义的耀斑的总冷却时间的下限。观测和模型之间的差异，然后假设主要是由于在衰变阶段加热。衰变阶段加热需要考虑的差异进行量化，并发现约50%的总热辐射能量与GOES计算。发现这种衰变阶段加热与观察到的峰值热能成比例。据预测，近似的总热能从峰值是最小的影响，在小耀斑的衰变阶段加热。然而，在能量最大的耀斑中，从模型中推断出的衰变相加热可能比峰值热能大几倍。
2014-01-16 astro-ph.SR
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 astro-ph.SR
Flares on A-type stars: Evidence for heating of solar corona by nanoflares?
我们分析了开普勒观测到的光谱类型为K、G、F和A的恒星上耀斑的发生率。我们发现，恒星耀斑的发生频率的直方图是系统地向高能量的尾巴A型恒星相比，恒星的冷光谱类型。我们外推拟合的幂律对耀斑与较小的能量（nanoflares）和估计的总能量通量恒星大气的耀斑。我们发现，A型恒星的总能量通量密度至少比G型恒星小4倍。我们推测，这种能量供应的不足可能解释了A型恒星上缺乏热日冕的原因。我们的研究结果表明，纳米耀斑的加热和太阳日冕的形成的重要性。
2016-08-11 astro-ph.SR
Plasma heating in the very early phase of solar flares
本文分析了2002年9月20日RHESSI和GOES卫星观测到的M1.8 GOES级太阳耀斑的软、硬X射线辐射。在这个耀斑事件中，软X射线发射之前的主要散装硬X射线发射的发病约5分钟。这表明，一个额外的加热机制可能是在工作中的早期开始的耀斑。然而，RHESSI光谱表明，非热电子的存在下，也在脉冲阶段。因此，我们假设电子束驱动蒸发是太阳耀斑上升阶段的主要能量传输机制。我们使用非热电子束来自RHESSI光谱作为热源的流体动力学模型的分析耀斑。我们发现，非热电子束提供的能量足以将耀斑环加热到它发出的软X射线严格遵循GOES 1-8 A光变曲线的温度。我们还分析了非热电子数、低能截止、电子谱指数以及这些参数随时间的变化。
2009-10-05 astro-ph.SR
The Response of the Lyman-Alpha Line in Different Flare Heating Models
太阳Ly $α$谱线是紫外波段最强的谱线，在太阳耀斑期间会大大增强。在这里，我们提出了不同的加热模式下的太阳耀斑的辐射流体动力学模拟，并考虑到氢的非平衡电离和部分频率重新分布计算这条线的响应。我们发现，在非热加热模型中，Ly $α$线可以显示红色或蓝色的不对称性，分别对应于色球蒸发或冷凝。如果电子束通量足够大以产生显着的色球凝结区域，则不对称性可能从红色变为蓝色。在Ly $α$强度光变曲线中，当不对称性发生变化时，出现一个凹陷。在热模型中，Ly $α$线强度迅速达到峰值，然后下降，并且该轮廓具有整体红色不对称性，这与由软电子束加热的轮廓相似。Ly $α$曲线在热加热结束时显示出单一的红色峰，并且在非常小的高度范围内形成了整条线。
2019-05-30 astro-ph.SR
Determining Heating Rates in Reconnection Formed Flare Loops of the M8.0 Flare on 2005 May 13
我们分析和模拟了2005年5月13日TRACE和RHESSI观测到的一次M8.0耀斑，以确定形成和加热大量耀斑环的磁重联的能量释放率。耀斑在紫外1600 nm处有两条带状辐射.分析表明，每个耀斑像元的紫外光变亮曲线在几分钟内呈脉冲式上升，并以>10 min的时间尺度缓慢衰减。由于低层大气（过渡区和色球层）对能量沉积的响应几乎是瞬间的，因此紫外光变亮的快速变化被认为反映了新形成的耀斑环的能量释放过程。我们利用空间分辨（下至1 arcsec）的紫外光变曲线和厚靶硬X射线发射来构建几千个耀斑环锚定在紫外足点的加热函数，并计算等离子体演化在这些循环使用EBTEL模型。模拟的日冕温度和这些耀斑环的密度被用来计算合成的软X射线光谱和光变曲线，比较有利的RHESSI和GOES/XRS所观察到的。随时间变化的过渡区DEM的每个循环在其衰减阶段也计算与简化的模型，并用于计算光学薄的C IV线发射，这主导了紫外1600毫瓦的带通在耀斑。计算的C IV线发射以与观察到的相同的速率衰减。这项研究提出了一种方法来约束加热的重联形成的耀斑环独立使用所有可用的观测值，并提供洞察耀斑过程中的能量释放和等离子体加热的物理。用这种方法，在这一事件中，用于加热耀斑环的总能量的下限估计为1.22e31尔格，其中只有1.9e30尔格是由束驱动的上升流在脉冲阶段进行，这表明日冕等离子体主要是在原位加热。
2013-04-17 astro-ph.SR
Heating and Eruption of a Solar Circular Ribbon Flare
我们研究了一个圆形带状耀斑，SOL 2014 -12- 17 T04：51，重点是它的热演化，通过太阳动力学天文台（SDO）机载大气成像组件（AIA）仪器的极紫外（EUV）图像的差分发射测量（DEM）反演分析确定。温度和排放措施开始上升远早于耀斑，随着喷发和热晕的形成在风扇结构。在主耀斑阶段，另一组带状物在圆形带状物内部形成，并在耀斑后拱廊的足点处扩展为带状物。一个额外的加热事件进一步延长了衰变阶段，这也是一些爆发性耀斑的特征。基本的磁结构似乎是一个扇形脊拓扑结构，植根于一个少数极性补丁包围多数极性通量。我们认为，在零点的重联开始之前的脉冲阶段，当零被扭曲成一个突破电流片，耀斑和突破重联是必要的，以解释随后的局部热演化和喷发活动，在这个封闭的磁结构。使用当地的DEM，我们发现了一个postflare风扇表面内的温度增加，表明所谓的EUV后期阶段是由于持续加热的耀斑环。
2020-08-11 astro-ph.SR
Spectral Evidence for Heating at Large Column Mass in Umbral Solar Flare Kernels I: IRIS NUV Spectra of the X1 Solar Flare of 2014 Oct 25
GOES X1耀斑SOL 2014 -10- 25 T17：08：00是利用IRIS在近、远紫外波段观测到的一个三带太阳耀斑。其中一个耀斑带穿过太阳黑子本影，产生了戏剧性的，$\sim1000$ %的近紫外（NUV）连续辐射增加。我们全面分析了本影耀斑增亮的紫外光谱数据，这为色球速度场和白光连续辐射的辐射流体动力学模拟提供了新的挑战。在本影耀斑增亮的发射线轮廓表现出红移和轮廓不对称性，但这些都显着小于另一个，充分研究的X级太阳耀斑。我们提出了NUV连续谱强度与Fe II 2814.45 Ang强度的比率。这种连续谱线比是一种新的光谱诊断显着加热柱质量（log $m/$ [g cm $^{-2}] >-2$）在太阳耀斑，因为连续谱线和发射线辐射起源于相对相似的温度，但适度不同的光学深度。这些IRIS数据的全光谱读数也允许全面调查的耀斑NUV景观：除了许多线的Fe II和Cr II，我们确定了一个新的太阳耀斑发射线，他我$\lambda2829.91$（如以前确定的实验室和早期类型的恒星光谱）。费米/GBM硬X射线数据提供输入的辐射流体动力学模型（这将在文件II），以更好地了解大的连续线比，白光连续辐射的起源，以及在低层大气中的电子束加热的作用。
2019-05-07 astro-ph.SR
Time-dependent Stellar Flare Models of Deep Atmospheric Heating
本研究利用RADYN代码构建1D辐射流体动力学恒星耀斑模型网格，模拟高能电子束加热，成功匹配脉冲相光学光谱流量比和谱线形，揭示压力展宽与光学深度对氢巴尔默γ线宽分量的贡献，并公开模型网格供应用。
2024-07-22 astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
Magnetic field variations and the seismicity of solar active regions
日冕的动力学变化已被证明是非常重要的诱导地震波进入光球。已经提出了它们产生的不同机制。在这项工作中，我们探讨了磁场力作为合理的机制，产生太阳地震提出的哈德逊，费舍尔和Welsch。我们提出了一个空间和时间分析的视线磁场变化引起的地震活跃的2003年10月29日和2005年1月15日太阳耀斑，并比较这些结果与其他支持的意见。
2009-02-27 astro-ph.SR
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
我们研究的过程发生后，突然加热的色球层在耀斑拱廊的脚点，这是假设所造成的粒子束。对于数值模拟，我们采用了2-D磁流体动力学（MHD）模型，其中我们解决了一个完整的时间相关的MHD方程组的FLASH代码，使用自适应网格细化（AMR）方法。在初始状态下，我们考虑了一个具有VAL-C模型密度的太阳大气模型，其磁场弧具有上述X点结构，并假定存在磁重联。我们发现，突然脉冲束加热的色球在耀斑拱廊的脚点产生磁流体动力学冲击，一个向上传播，第二个向下传播的太阳大气中。向下移动的冲击波在深而密的大气层反射，并触发这些层的振荡。这些振荡产生向上移动的磁流体动力学波，可以以准周期的方式影响上述位置的磁重联。由于这些过程需要在色球层中非常局部的区域突然加热，因此它们也可能与地震波有关。
2019-02-01 astro-ph.SR
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK
色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。
2015-05-13 astro-ph.SR
Heating of the solar photosphere during a white-light flare
日出/SOT分光偏振仪观测到的\ion{Fe}{i}谱线总是在吸收中出现，除了极端的太阳边缘。在这里，我们分析了一个独特的数据集捕捉这些线在太阳白光耀斑的发射。本文分析了白光耀斑期间太阳光球层的温度分层，并与白光耀斑后的温度分层进行了比较。我们使用了两次扫描的Hinode/SOT分光偏振仪推断，通过LTE反演码斯托克斯反演响应函数（SIR）的基础上，在太阳光球的物理性质期间和之后的白光耀斑。比较了产生的模型大气，发现这些变化与白光耀斑有关。我们表明，分析白光耀斑连续增亮可能不是由光球连续形成高度的温度升高引起的。然而，光球被耀斑加热到大约$\log τ= -0.5$，这导致了观测到的\ion{Fe}{i}线的发射轮廓。通过与白光耀斑后大气状态的比较，我们估计对连续谱强度增加的主要贡献来自于加热的色球层。
2018-11-19 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare
在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。
2019-05-02 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
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
Heating and Dynamics of Two Flare Loop Systems Observed by AIA and EIS
我们研究了2011年2月13日C4.7双带耀斑中耀斑环的加热和演化。从SDO/AIA成像观察，我们可以确定两组环。Hinode/EIS光谱观测揭示了两组环脚下的蓝移。这两套系统的演变和动态是完全不同的。第一组环显示出蓝移约25分钟，然后是红移，而第二组显示出更强的蓝移，持续约一小时。AIA的UV 1600观测还显示，第二组环的脚变亮了两次。这些表明，在第二组回路中可能存在持续加热。我们使用空间分辨的紫外光曲线来推断加热速率在几十个单独的环路，包括两个环路系统。有了这些加热速率，我们然后计算等离子体演化在这些回路与“基于循环的热演化回路”（EBTEL）模型。结果表明，对于第一组环，由该模型计算的EUV光变曲线与6条AIA通道和8条EIS谱线的实测光变曲线吻合较好，计算的平均焓流速度与EIS多普勒频移测量值吻合较好。对于用两次加热建模的第二组回路，在低温带中建模的和观察到的EUV光曲线之间存在一些差异，并且模型没有完全产生观察到的延长的蓝移特征。我们讨论了差异的可能原因。
2013-12-18 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
Plasma heating in solar microflares: statistics and analysis
在本文中，我们提出的481个弱太阳耀斑，从A0.01到B \textit{GOES}类，在2009年4月至7月的太阳活动极低期间观察到的分析结果。对于所有的耀斑，我们测量的等离子体的温度在等温和两个温度的近似，并试图拟合其关系与X射线类使用指数和幂律函数。我们发现从A0.01到X级的整个温度分布不能用一个指数函数来拟合。对于A1.0以下的弱耀斑，拟合比中、大耀斑明显陡峭。幂律近似似乎是更可靠的：相应的功能被发现是在很好的协议与实验数据的微耀斑和正常耀斑。我们的研究预测，等离子体加热的证据可以发现耀斑从A0.0002 X射线类。较弱的事件大概不能加热周围的等离子体。我们还估计了所有耀斑的排放措施和113个事件的热能。
2017-06-19 astro-ph.SR
Observations of the Current Sheet Heating in X-ray during a Solar Flare
本文通过分析 2003 年 C1.4 耀斑的 Mg XII X 射线观测，在预测电流片位置发现 T ≥ 4 MK 辐射，为磁重联导致欧姆加热提供证据。
2023-06-04 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
Plasma Heating to Super-Hot Temperatures (>30 MK) in the August 9, 2011 Solar Flare
我们调查了2011年8月9日X射线等级为X6.9的太阳耀斑，这是2000年至2012年“最热”的耀斑，根据GOES数据，峰值等离子体温度为32.5 MK。我们的目标是确定这样一个异常高的等离子体温度的原因，并调查在耀斑区域的能量平衡与津贴的超热等离子体（>30 MK）的存在。我们分析了RHESSI，GOES，AIA/SDO和EVE/SDO数据，并讨论了耀斑区域的空间结构和我们的光谱分析的结果，其X射线发射。我们的RHESSI X射线光谱的分析是在一个温度和两个温度的近似下进行的，考虑到热（20 MK）和超热（45 MK）等离子体的发射。两种模型中的硬X射线谱均符合幂律。所观察到的特点的耀斑被证明是更好地解释在两个温度模型，其中的超热等离子体位于耀斑环顶部（或在磁尖区）。超热等离子体的形成可以与其通过初级能量释放的加热以及与热传导的抑制相关联。异常高的温度（根据GOES为32.5 MK）最有可能是基于双通道GOES测量值计算温度的方法的伪像，该方法应用于多温度耀斑等离子体的发射，差分发射测量的低温部分具有较小的贡献。
2015-02-11 astro-ph.SR
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
2018-08-20 astro-ph.SR
Eruption-Related Ultraviolet Irradiance Enhancements Associated with Flares
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
研究发现喷发物质对耀斑期间紫外辐射增强有显著贡献，可能通过非热粒子加热、欧姆加热或磁流体动力学波耗散等机制实现。
2025-12-17 astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
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
Bridging High-Density, Electron Beam Coronal Transport and Deep Chromospheric Heating in Stellar Flares
M矮星耀斑中的光学和近紫外连续辐射被认为是恒星低层大气对日冕高度上磁能释放和电子加速的脉冲响应。这种辐射有时被解释为具有$T \approx 10^4$ K的热光球光谱的证据。然而，计算表明，标准的太阳耀斑日冕电子束在色球上部和中部的厚气体靶中损失了能量（log $_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ] $\lesssim -3$）。在较大的射束注入通量下，预计电场和不稳定性将进一步抑制向低空的传播。我们表明，最近的数值解的依赖于时间的方程的幂律电子和背景的日冕等离子体（朗缪尔和离子声波）波从Kontar等人。产生的数量级更大的加热率比发生在深色球层通过标准的太阳耀斑电子束幂律分布。我们表明，在这个理论中的重新分配的光束能量以上$E \gtrsim 100$千电子伏的结果在一个局部加热的最大值，这是类似于一个大的，低能量的截止和硬幂律指数的辐射流体动力学模型。我们使用这种半经验的正演模拟方法，以产生不透明的NUV和光学连续在气体温度$T \gtrsim 12,000$ K以上的深色球与日志$_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ]的$-1.2$到$-2.3$。这些模型解释了高节奏M矮耀斑观测中的色温和巴耳末跳跃强度，并阐明了恒星耀斑中大气、辐射和光学色温之间的关系。
2023-02-04 astro-ph.SR
3D Radiative MHD Modeling of Particle Beam Heating of the Solar Atmosphere
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了粒子束加热在白光闪焰中能量沉积的作用，揭示了大气结构对连续亮化的影响。
2026-09-15 astro-ph.SR
Can Proton Beam Heating Flare Models Explain Sunquakes?
本研究通过RADYN+FP模拟分析质子束加热的太阳耀斑模型，发现低能质子能更深穿透大气并产生显著的HMI连续谱增强与类日震日震学响应，从而解释了电子束模型难以说明的日震现象。
2023-11-21 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 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
Flare heating of the chromosphere: Observations of flare continuum from GREGOR and IRIS
基于GREGOR和IRIS联合观测，研究M5.7耀斑连续谱增强，推导色球层加热温度下限为(3-15)×10^3 K，并估算电子密度约1×10^13 cm^(-3)。
2024-08-20 astro-ph.SR
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
IRIS Si IV Line Profiles at Flare Ribbons as Indications of Chromospheric Condensation
本文报道了用界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的三次太阳耀斑中耀斑带Si IV谱线的时间变化。在2014年9月6日的M1.1耀斑和2014年9月10日的X1.6耀斑中，Si IV线轮廓随着耀斑的发展从完全红移演变为红翼增强。然而，在2016年12月2日的B1.8耀斑中，Si IV线轮廓在整个耀斑演化过程中完全红移。我们用单高斯函数拟合全部红移的谱线轮廓，而用双高斯函数拟合红非对称谱线轮廓，从而推导出相应的多普勒速度。此外，我们发现，硬X射线发射超过25千电子伏显示在两个大耀斑，这意味着非热电子束加热。在微耀斑中，只有12 keV以下的弱硬X射线辐射，主要是热加热的指示。我们解释的红移或红色的不对称性的Si IV线在三个耀斑的色球凝聚的光谱表现。我们建议，无论是线似乎是完全红移或红不对称取决于加热机制，也对冷凝的传播。
2020-05-05 astro-ph.SR
Probing progression of heating through the lower flare atmosphere via high-cadence IRIS spectroscopy
针对耀斑低层大气加热过程，利用IRIS高时间分辨率光谱观测C级耀斑，结合辐射流体动力学模拟，发现过渡区与色球谱线峰值延迟现象，揭示电子束和阿尔芬波加热机制的作用，为耀斑能量传输模型提供约束。
2025-04-14 astro-ph.SR
Pre-eruption processes: heating, particle acceleration and the formation of a hot channel before the 2012 October 20 M9.0 limb flare
我们报告了导致2012年10月20日在NOAA AR 11598中发生M9.0耀斑/CME事件的喷发前活动的详细研究。这包括对大约25分钟前在同一AR上发生的先前受限C2.4耀斑的研究。我们观察到，M9.0耀斑的发生是两个不同的触发事件的结果，以及在时间上分开。第一次触发事件发生在M9.0耀斑爆发前约20分钟，证据是在C2.4耀斑的衰变阶段，一个预先存在的暗条在更高的日冕高度上不稳定并上升到一个新的平衡位置。这使系统处于有利于建立第二触发事件的磁配置。第二次触发事件发生在大约17分钟后，在M9.0耀斑的早期阶段，由暗条的进一步上升和成功的喷射证明。第二次触发之后是耀斑前兆阶段，其特征是非热发射和热通道的顺序形成，如SDO/AIA DEM（差分发射测量）图，RHESSI X射线图像和光谱所示。这些观测结果表明，磁重联和粒子加速可以解释前体相，并可以直接关系到热通道的形成。我们讨论的触发机制，其影响在早期和前兆阶段，并强调早期活动和前小的局限耀斑的重要性，以了解大爆发耀斑的启动。
2019-02-22 astro-ph.SR
Two-Phase Heating in Flaring Loops
我们分析和模拟了2011年12月26日SDO，Hinode和GOES观测到的C5. 7双带太阳耀斑。耀斑是由许多环形成和加热连续超过一个半小时，他们的足迹在紫外线1600 A增亮之前，增强软X射线和EUV任务观察耀斑环。假设锚定在每个变亮的UV像素处的是半燃烧环，我们识别出超过6，700个半燃烧环，并从脚点处的UV光曲线推断每个环的加热速率。在每个半循环中，加热速率由两个阶段组成，强烈的脉冲加热，然后是持续20分钟以上的低速加热。利用这些加热率，我们用“基于热循环的热演化”（EBTEL）模型模拟了它们的日冕温度和密度的演化。在模型中，还考虑了热传导的抑制。该模型成功地再现了由GOES、AIA、XRT和EVE四台仪器在15个通带中观测到的总软X射线和极紫外光变曲线。在这个耀斑中，需要4.9x10^30尔格的总能量来加热日冕，其中大约40%的能量是在缓慢加热阶段。用于加热日冕的总能量中约有五分之二是由日冕等离子体辐射的，其余五分之三通过热传导传输到低层大气。
2018-02-02 astro-ph.SR
Plasma heating in solar flares and their soft and hard X-ray emissions
本文分析了在X射线中观测到的两个单圈状耀斑的能量收支，假定非热电子是两个事件的所有阶段中唯一的等离子体加热源。RHESSI和GOES分别于2002年2月20日和6月2日观测到耀斑。利用RHESSI观测数据，用一维流体动力学程序计算了这两次耀斑的色球能量。利用Fokker-Planck公式计算了耀斑环中NTE的分布，从而计算了选定能量范围内的X射线非热辐射和积分通量的空间分布，并与观测结果进行了比较。对2002年6月2日事件，在0.5- 4A的GOES范围和6-12 keV、12-25 keV、20-25 keV和50- 100 keV能量带的总通量，模型与观测值的相容性最好。在高能量范围内的各个耀斑结构的光度测定结果表明，最好的遵守发生在2002年6月2日耀斑，其中合成的排放量比观测到的排放量高30%或更多。这些差异的一部分可能是由所应用的方法的不可避免的缺陷引起的，例如假设耀斑的模型是对称的，并且来自耀斑环路的脚的排放没有差异，以及所应用的数值1D代码和程序的相对简单性。尽管存在这些问题，模拟结果与观测结果的整理表明，软和硬X射线发射观察到的分析单循环一样的事件可以完全解释由电子束驱动的蒸发。
2014-05-23 astro-ph.SR
High time resolution observations of solar H-alpha flares - II. Search for signatures of electron beam heating
目标。太阳耀斑核的H-α发射和伴随的硬X射线（HXR）发射通常表现出相似的时间变化，但它们的光变曲线由于能量转移机制而随时间发生移动。我们寻找快速辐射响应的色球在H-α线作为电子束加热的签名。方法.我们调查的时间差与亚秒级分辨率的H-α线的发射观察到的多通道减法双通（MSDP）光谱仪上的大型日冕和水平望远镜在Bialkow天文台，波兰，和HXR发射记录的RHESSI航天器在几个耀斑，大大扩展了我们早期的分析（论文I）耀斑在2003年和2005年之间。结果对12次太阳耀斑中观测到的16个H-α耀斑核，我们对RHESSI X射线和H-α辐射的局部极大值之间的时间延迟进行了72次测量。对于大多数内核，在H-α线发射（在线中心和线翼中）和HXR（20-50 keV）通量的时间变化之间存在极好的相关性，其中H-α发射跟随HXR光变曲线中的特征，通常为短时间间隔Δ t = 1-2 s，有时显著更长（10-18 s）。我们还发现了很强的空间相关性。结论.由于我们的时间测量比以前的研究更多，Δ t值的分布显示出更清晰的模式，许多例子的H-α发射的延迟很短（1-2 s），但一些耀斑显示出更长的延迟（10-18 s）。前者与非热电子束沿环腿的能量转移相一致，后者与传导前沿的通过相一致。
2011-10-21 astro-ph.SR
Observations and modelling of Helium lines in solar flares
利用辐射流体动力学模拟研究了太阳耀斑中He II 304和He I 584谱线强度对电子束加热的响应。比较不同的电子束参数，我们发现，这两个He线的强度是非常敏感的能量通量沉积在色球层中，或更具体地说，加热速率，与He II 304是更敏感的加热比He I 584。因此，在色球层中，He线比率随着加热速率的增大而增大。一个类似的趋势，发现在观测中，使用SDO/EVE他辐照度比和估计的电子束能量率从硬X射线数据。从模拟中，我们还发现，电子的光谱指数可以影响的He比，但在观测中没有发现类似的效果。
2015-12-10 astro-ph.SR
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Neutron starquakes and the dynamic crust
磁星是磁化最强的中子星，其磁场的衰变会产生壮观的伽马射线耀斑。快速变化的磁场足够强大，应该能够对恒星的地壳施加压力并使其破裂，从而可能产生有趣的地震后果。几年前，随着罕见的巨型耀斑激发的长寿命地震振动的发现，这一点得到了戏剧性的证实。与巨大耀斑相关的星震，似乎是如此的灾难性，以至于它们让整个恒星都在鸣响。这些发现开启了利用星震学研究中子星内部极端条件的可能性--地壳和地核中的致密物质状态方程，以及地核磁场。本章回顾了在巨型耀斑中看到的振荡的主要观测特性，以及磁星中全球地震振动的理论模型的最新发展。我讨论的努力扩大振荡搜索较小的磁星爆发（这是更频繁，但能量较低），地壳破裂可能在触发磁星耀斑和激发全球地震振荡的作用。
2011-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Simulations of the Mg II k and Ca II 8542 lines from an Alfvén Wave-heated flare chromosphere
我们使用辐射流体动力学模拟研究了两种太阳耀斑色球加热模型：阿尔文波耗散和电子束碰撞损失。这两种机制都能够强大的色球加热，我们表明，独特的大气演变中上部色球的结果在镁II的K线发射波加热和光束加热模拟之间应该是明显不同的。我们还提出了钙II 8542 A的配置文件，形成稍深的色球层。从我们的波加热模拟的Mg II的k-线配置文件是完全不同的，从一个光束加热的模型，更符合IRIS观测。两种型号中Ca II 8542 A之间的预测差异很小。我们的结论是，仔细的观测和理论研究中上部色球层形成的线具有真正的承诺，区分色球加热耀斑的竞争模型。
2016-05-19 astro-ph.SR
Dynamics of plasma heating and energy distributions of accelerated electrons during solar flares based on X-ray and ultraviolet emission
本论文的目的是通过重建加速/加热电子的能量分布来研究太阳耀斑的性质，基于EUV和X射线观测的耀斑等离子体诊断，以及在“标准”耀斑模型中估计热平衡。X射线数据来自Ramaty高能太阳光谱成像仪和俄罗斯太阳观测台KORONAS-F（IRIS实验）。太阳动力学观测/大气成像组件（SDO/AIA）提供的EUV数据。在第一章中，提出了一种新的技术，它允许在第一次确定的光子谱的基础上KORONAS-F/IRIS的观测，然后使用随机搜索方法和Tikhonov正则化方法重建的发射电子的能谱。在第二章中，介绍了同时拟合模型差分发射测量函数（DEM）RHESSI和SDO/AIA数据的技术，它允许推断电子分布的X射线和EUV观测。所提出的方法允许重建加速/加热电子的光谱和耀斑等离子体的基本参数，如温度，发射测量，总电子数密度，和耀斑能量。此外，还开发和应用了适合于DEM分析和耀斑平均电子通量谱的解析函数，以及以差分发射测度形式表示的卡帕分布。第三章考虑了在“标准”耀斑模型下不同耀斑区日冕环的热平衡和硬X射线发射。本论文基于以下论文：Motorina等人，TePh，2012，Motorina & Kontar，Ge&Ae，2015，Battaglia et al.，ApJ，2015，Motorina等人，TePh，2016，Tsap等人，Ge&Ae，2016.
2017-10-29 astro-ph.SR
Non-LTE Calculations of the Mg I 12.32 $μ$m Line in a Flaring Atmosphere
12微米附近的Mg I红外线是一对磁敏感的发射线，已被用于测量太阳磁场。本文计算了Mg I 12.32 $μ$ m谱线在耀斑期间的响应，发现在我们的模拟中，这条谱线具有复杂的行为。在耀斑加热开始时，这条线显示了线中心的强度变暗。当加热继续时，强度增加，色球层中加热层的贡献增加。结果，线形成高度和线宽度也增加。对于偏振谱线，我们发现耀斑加热会减小塞曼分裂宽度，并使斯托克斯$V$波瓣强度衰减。在耀斑加热期间，斯托克斯$V$分布中的较宽特征更为明显，在进行磁场反演时应考虑这一点。
2020-06-10 astro-ph.SR
Cold, tenuous solar flare: acceleration without heating
我们报告了一个不寻常的冷，微弱的太阳耀斑，它揭示了自己通过许多和突出的非热表现，而缺乏任何明显的热发射签名的观察。RHESSI硬X射线和来自OVSA和Phoenix-2的0.1-18 GHz无线电数据显示了大量的电子加速（10 keV以上每秒10^35个电子），这是GOES M级耀斑的典型特征，电子能量高达100 keV，但GOES温度不超过6.1 MK。耀斑的成像、时间和光谱特征使我们得出一个坚定的结论，即该耀斑的大部分微波连续谱发射是直接在加速区域产生的。这一发现的耀斑能量释放和粒子加速的影响进行了讨论。
2011-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
