Near-Ultraviolet Continuum Modeling of the 1985 April 12 Great Flare of AD Leo
白光恒星耀斑现在报告了数以千计的长基线，高精度，宽波段测光任务，如开普勒，K2和TESS。这些观测结果对于评估系外行星大气中的生物特征和低质量恒星周围宜居带行星的表面紫外线辐射剂量至关重要。然而，这些评估的一个局限性是缺乏对恒星耀斑的近紫外光谱观测。为了激发进一步的实证研究，我们使用网格的辐射流体动力学模拟与更新的治疗的压力加宽的氢线预测的$λ\approx 1800-3300$连续通量的上升和峰值阶段的一个良好的研究superflare从dM 3e星AD狮子座。这些预测是基于半经验叠加的辐射通量谱组成的高通量电子束模拟与一个大的，低能量的截止（$\gtrsim 85$ keV）和较低的通量电子束模拟与一个较小的，低能量的截止（$\lesssim 40$ keV）。双分量模型全面解释了氢原子的巴耳末谱线展宽、光学连续谱色温、巴耳末跃变强度以及耀斑上升/峰值阶段的远紫外连续谱强度和形状。我们使用空间分辨分析的太阳耀斑数据的接口区域成像光谱仪，结合先前的辐射流体动力学建模的结果2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48），解释的两个组件的电子束模型，代表明亮的内核和较暗的带状物在一个更大的区域的空间叠加。
2022-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Bayesian timing analysis of giant flare of SGR 1806-20 by RXTE PCA
利用软γ射线中继站（SGR）探测巨耀斑衰变尾部的高频准周期振荡（QPO）并估算其频率，通过与理论预测的本征频率进行比较，可以得到超密物质状态方程（EoS）的有用约束条件。利用2004年12月27日SGR 1806-20的Rossi X射线定时探测器（RXTE/XTE）正比计数器阵列（PCA）收集的数据，应用贝叶斯周期检测方法（Gregory & Loredo，1992）搜索瞬态性质的振荡。除了已经检测到的频率之外，我们还发现了Colaiuda等人（2009）基于f_{QPOs} EoS（Akmal等人，1998）用于SGR 1806-20。
2010-12-27 astro-ph.SR
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
Kinematics and Energetics of the EUV Waves on 11 April 2013
在这项研究中，我们提出了与2013年4月11日M6.5耀斑相关的极紫外（EUV）波的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）在不同的EUV通道上观测到了这一事件。耀斑还与晕CME和II型射电爆发有关。我们观察到了EUV波的快分量和慢分量。快分量（被识别为快模式MHD波）的速度在600至640 km s ^-1的范围内变化，而慢分量的速度约为140 km s ^-1。我们观察到一个不寻常的现象，即当快分量EUV波通过两个连续的磁准分界线层（QSL）时，在局部形成两个稳定的波前。我们提出，部分向外传播的快模EUV波被转换成慢模磁流体动力学波，这些波被捕获在局部磁场结构中，形成连续的稳定波前。沿着另一个方向，快分量EUV波也在距离耀斑站点约225 Mm的日冕环中产生振荡。我们计算出极紫外波的能量为10^20焦耳。
2019-03-28 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
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
Energy-Dependent Timing of Thermal Emission in Solar Flares
通过对10个M级耀斑的热辐射的理论模型和与能量相关的时序研究，我们认为太阳耀斑等离子体是多热的。我们采用高分辨率的X射线光谱观测的Si探测器的“太阳X射线光谱仪”（SOXS）。印度GSAT-2号航天器上的SOXS于2003年5月8日由GSLV-D2火箭发射。首先，我们通过对一系列等温等离子体通量的积分，模拟了耀斑X射线谱线和连续辐射通量F（ε）的光谱演化。我们发现多温积分通量F（ε）是ε的幂律函数，谱指数（γ）为\approx-4.65。其次，基于耀斑的谱时演化，我们发现在E= 4 - 15 keV能量范围内的辐射主要由T= 12 - 50 MK的温度控制，而多热幂律DEM指数（γ）在-4.4和-5.7之间变化。假设多温度等离子体由热传导冷却控制，X射线通量F（ε，t）随时间的演化表明，随温度变化的冷却时间在296 ~ 4640 s之间变化，电子密度（n_e）在n_e=（1.77-29.3）× 10^10 cm-3范围内变化。采用时间演化技术在目前的研究中作为一种替代方法，用于分离热从非热成分的能谱中，我们测量的断裂能点范围在14和21 \pm 1.0千电子伏之间。
2011-03-29 astro-ph.SR
Simultaneous Detection of Optical Flares of the Magnetically Active M Dwarf Wolf 359
本文报道了位于太阳附近（2.41秒差距）的M6.5矮星沃尔夫359的耀斑观测结果。观测于2020年4月23日至29日在中国新疆进行，使用1米和0.5米望远镜，相距近300公里。在27小时的光度监测中，共探测到13个光学耀斑，每个耀斑的总能量为$\gtrsim 5 \times 10^{29}$ erg。测得的事件发生率约为每两小时一次，这与之前报道的这颗恒星的无线电，X射线和光学波长一致。4月26日，这两台望远镜都探测到了这样一个耀斑，它是一个释放能量接近$10^{33}$ ~erg的高能事件。在不同的节奏和曝光时间采样的这一重大事件的两个望远镜的光变曲线，使我们能够更好地估计的内在耀斑的轮廓，达到了峰值的恒星静态亮度的1.6倍，否则会被低估的约$0.4$和$0.8$，分别与单望远镜观察到的耀斑振幅。快速采样，以解决耀斑配置文件与更长的积分时间，更高的光度信号噪声之间的折衷提供了一个有用的指导，在未来的耀斑观测的实验设计。
2022-02-07 astro-ph.SR
Stellar flares observed by LOFT: implications for the physics of coronae and for the "space weather" environment of extrasolar planets
这是一份支持大型X射线定时观测站（LOFT）飞行任务概念的白皮书，该观测站被提议作为欧空局的一项中型飞行任务。我们讨论了LOFT的恒星耀斑研究的潜力。关于摘要，我们参考了该文件。
2015-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multiple spacecraft detection of the 2 April 2022 M-class flare and filament eruption during the first close Solar Orbiter perihelion
本文利用太阳轨道器、IRIS、SDO和Hinode的多视角协同观测，首次从不同光谱角度完整覆盖2022年4月2日M级耀斑及暗条爆发，揭示寄生极性浮现驱动磁绳失稳的关键作用，并验证了标准耀斑模型需考虑周围磁活动的影响。
2023-07-05 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
Fermi-LAT observations of the 2017 September 10$^{th}$ solar flare
费米-大面积望远镜（LAT）探测到2017年9月10日的X8.2 GOES级太阳耀斑，首次观测到与地面增强（GLE）相关的长时间高能伽马射线耀斑。这个耀斑的100 MeV以上的辐射持续了12个多小时，包括脉冲阶段和扩展阶段。我们提出了伽马射线发射的本地化，并发现它是一致的活动区（AR），从耀斑发生在一个持续6个多小时的时间，而不是什么被发现为2012年3月7日耀斑。从伽马射线数据推断的质子指数的时间变化似乎表明两个阶段的加速质子人口。基于时间参数，我们解释的第二阶段是捆绑到加速机制供电的GLE，被认为是粒子加速日冕物质抛射驱动的日冕冲击。
2018-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Empirical flare energy limits for the largest historical sunspots
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
通过统计关系估算太阳爆发能量上限，发现太阳可能产生几10^34 erg的爆发能量。
2026-03-10 astro-ph.SR
Multiple electron acceleration instances during a series of solar microflares observed simultaneously at X-rays and microwaves
即使是很小的太阳耀斑，其形态和时间演化也会表现出令人惊讶的复杂性。它们的许多性质，如能量释放和电子加速，可以使用X射线和无线电波长的高度互补观测来研究。我们介绍了X射线观测的拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和无线电观测的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）的一系列GOES A3.4到B1.6级耀斑在2013年4月23日观察到。在X射线和极紫外线（EUV）中看到的耀斑起源于活动区域NOAA 11726内的多个位置。一个名副其实的动物园不同的无线电发射之间的1 GHz和2 GHz的同时观察到的X射线耀斑。除了宽带连续辐射外，还观察到宽带短寿命爆发和窄带尖峰，表明电子加速。然而，这些源位于距离耀斑X射线源150弧秒的地方，但只有一些辐射可以解释为在主耀斑附近加速的电子的特征。对于其他来源，没有发现明显的磁连接到主耀斑网站。这些排放可能源于次级加速点的耀斑触发，但可能是由于重联和加速完全无关的共时观测到的耀斑。由于极高的灵敏度的VLA，没有实现与当前的X射线仪器，它表明，粒子加速发生频繁，并在多个位置内的一个耀斑活动区域。
2021-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546
我们描述的到达时间测量和定时建模的周期性无线电耀斑和光学亮度变化的M9超冷矮星，TVLM 513-46546。我们确认了观测周期的稳定性，并确定其最佳拟合值为7054.468（+/-）0.007秒，在过去的7年中，基于新的和存档的无线电观测和存档的光学数据。当分别测量射电耀斑和光学周期时，周期相同，在（+/-）0.02秒内。我们表明，无线电耀斑的相位相对于光学亮度最大值由0.41（+/-）0.02的周期。我们的分析还表明，在较短的时间尺度上，周期随其长期平均值的（+/-）1-2 s的振幅而变化，并且这些变化与无线电波长和光波长之间相关。这些结果提供了进一步的证据，证明TVLM 513-46546配备了稳定的、近似偶极的磁场，该磁场为在宽波长范围内观察到的恒星活动提供动力，并且活动区域在不少于7年的时间里一直保持其身份和位置稳定性。根据2012年底和2013年初的阿雷西博射电望远镜定时观测，TVLM 513-46546的视射电耀斑周期逐步下降，这表明这种效应可能是恒星差异旋转的表现。
2014-04-18 astro-ph.SR
The direct relation between the duration of magnetic reconnection and the evolution of GOES light curves in solar flares
GOES软X射线光变曲线用于测量太阳耀斑发射的时间和持续时间。磁重联的时间和持续时间以及随后驱动太阳耀斑的能量释放是未知的，尽管光变曲线可能是相关的。因此，理解连接两者的物理学是至关重要的：重联的时间尺度如何产生观测到的GOES光变曲线？在这项工作中，我们建立了一个流体动力学模型，然后我们用它来合成GOES光变曲线的形成和扩大的一个拱廊的循环。我们计算的光变曲线的半高宽和e-折叠衰减时间，并将它们与拱廊跨越的两个带状物的质心的分离进行比较，这是代表环的尺寸尺度。我们再现了两者之间的线性关系，在以前的工作中发现观测。我们表明，这表明了能量释放的持续时间和这些光变曲线的演变之间的直接联系。我们还表明，冷却过程的个别环路，包括耀斑拱廊直接影响测量的时间尺度。从观测到的和模拟的线性之间的明确一致性，我们得出结论，控制耀斑时间尺度的主要因素是重连的持续时间和环的长度。
2017-11-01 astro-ph.SR
On the Triggering of M-Class Solar Flare due to Loop-loop Interaction in AR NOAA 10875
本文对2006年4月27日发生在ARNOAA 10875上的一次M7.9 /1 N太阳耀斑进行了多波长分析。耀斑是由于两个环系统的相互作用而触发的。GOES软X射线和TRACE 195 Oscilloscope图像序列显示了三维X型环-环相互作用的观测证据，并在相互作用部位进行了会聚运动。在环-环相互作用过程中，我们发现了以下特征：（i）服从Neupart效应的短持续时间/脉冲耀斑，（ii）射电流量剖面（4.9和8.8 GHz）的双峰结构，（iii）射电流量剖面的准周期振荡持续时间为\sim 3 min，（iv）没有CME和III型射电爆发。耀斑期间观察到的上述特征与Sakai等人（1986）的电流回路聚并理论和模拟结果一致。这些独特的多波长观测提供了环-环相互作用和太阳耀斑触发的证据。
2011-09-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of the Solar Eruption on 2010 April 8
爆发前日冕磁场的结构和爆发的条件是通过研究非线性无力场（NLFFF）模型的磁流体动力学稳定性和演化来解决的重要问题。本文使用2010年4月8日爆发的太阳活动区的数据约束NLFFF模型作为MHD模拟的初始条件。这些模型，构造的磁通绳插入和磁摩擦松弛的技术，包括一个稳定的，一个近似边缘稳定，和一个不稳定的配置。模拟证实了以前的相关结果的磁摩擦弛豫运行，特别是稳定的磁通绳平衡所观察到的喷发前日冕结构的关键特征非常好，有一个极限值的轴向磁通在绳中的稳定NLFFF平衡的存在。具体的极限值位于一个更严格的范围内，由于稳定性和不稳定性之间的MHD描述的更尖锐的歧视。MHD处理的喷发配置产生非常好的协议与一些观察到的功能，如强烈倾斜的初始上升路径和密切的时间关联之间的日冕物质抛射和耀斑重联的发病。在耀斑带状扩张的速度和倾角的进一步演变中会出现微小的差异;这些差异可以通过精细的模拟来消除。我们认为，在喷发源区水平弯曲通量的弹弓效应可以显着贡献的上升方向的倾斜。最后，我们证明了发病标准制定的阈值的轴向通量在绳对应的阈值的环面不稳定性在所考虑的活动区域。
2014-07-08 astro-ph.SR
A Very Small and Super Strong Zebra Pattern Burst at the Beginning of a Solar Flare
在太阳耀斑和蟹状星云脉冲星中经常观测到具有光谱斑马结构的微波辐射。以往的观测表明，ZP只是一个叠加在宽带连续体上的结构，有轻微的增加和减少。这项工作报告了一个极不寻常的强烈ZP爆发发生在太阳耀斑的开始，由位于中国和捷克共和国的两台射电望远镜和美国宇航局卫星太阳动力学观测站上的极紫外（EUV）望远镜于2013年4月11日同时观测到。这是一个非常短暂和超强的爆炸，其强度超过了潜在的耀斑宽带连续辐射的几倍，持续时间仅为18秒。EUV图像显示，耀斑开始于几个小耀斑爆发点（FBPs）。在ZP突发期间，在这些FBP之一中存在具有额外增强的突然EUV闪光。分析表明，伴随着极紫外闪光的ZP爆发是一种不寻常的爆发，在耀斑开始时，在一个持续时间很短的小区域内，粒子加速、能量释放和等离子体快速加热同时发生。
2014-06-30 astro-ph.SR
XMM-Newton observations of HD189733 during planetary transits
我们报告两个XMM牛顿观测的行星宿主星HD 189733。该系统有一个接近行星，它可以通过与磁层的相互作用潜在地影响日冕结构。我们已经获得了X射线光谱和光变曲线，从EPIC和RGS上的XMM-牛顿，我们已经分析和解释。我们分别对2007年4月17日和2009年5月18日的一次凌日和二次日食的X射线数据进行了整理。在2007年4月的观测中，只有弱耀斑引起的变率被确认。在2009年，HD 189733的X射线通量总是大于2007年的观测。2009年的平均通量比2007年的观测值高出45%。在2009年的二次日食期间，我们观察到X射线光谱在~3 sigma水平显着软化。此外，我们观察到最强烈的耀斑记录在任何时代。这个耀斑发生在日食结束后3公里处，耀斑的衰减显示了几次小的点火，可能与主事件有关，暗示着由主环触发的次级环。磁流体动力学（MHD）模拟表明，行星和恒星之间的磁相互作用增强了行星和恒星之间的区域的密度和磁场，因为它们的相对轨道/旋转运动。尽管MHD模型相当简单，并且缺乏对恒星和行星磁场的排列和强度等参数的精确估计，但X射线观测和模型预测在全球范围内是一致的。未来的观测应该通过确定耀斑是否在同一行星相位的光变曲线中系统地重复出现来证实或反驳这一假设。
2010-08-20 astro-ph.SR
A Database of Magnetic and Thermodynamic Properties of Confined And Eruptive Solar Flares
该研究构建了480个C5.0级以上太阳耀斑的磁学与热力学数据库，对比发现受限耀斑与爆发性耀斑在固定峰值X射线通量下重联通量相似，但受限耀斑重联率更高、更紧凑且发生在更大活动区，表明其由更紧凑强磁场快速重联引发，可能加速粒子更高效。
2023-10-16 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
Remote Oscillatory responses to a solar flare
控制太阳能量储存和释放的过程都与太阳磁场有关。我们证明了在太阳低层大气中，耀斑释放的能量和振荡功率增加之间存在磁联系。在活跃区域的振荡功率往往会增加，在不同的位置，但不是在该地区本身的爆炸事件的反应。我们进行定时研究，并表明，这可能是由一个大规模的区域之间的磁连接，而不是全球传播的波。我们表明，振荡往往存在于较长的寿命波列在短周期（P<200秒）的耀斑的时间。这可能是耀斑能量在整个太阳大气中重新分布的一种机制。
2013-06-14 astro-ph.SR
On orbit performance of the solar flare trigger for the Hinode EUV Imaging Spectrometer
我们评估的耀斑事件触发的日野EUV成像光谱仪的在轨性能。我们的目标是了解耀斑发生之间的时间延迟，定义为软X射线发射的迅速上升，并开始响应观测研究。利用He II 256.32 A谱线上的宽（266 $''$）狭缝巡天图像进行耀斑搜索，当达到预定强度阈值时触发响应。我们使用了一个样本的13个$>$ M级耀斑，成功地触发了一个响应，并比较的时间与软X射线数据从GOES，硬X射线数据从RHESSI和费米。排除难以解释的复杂事件，我们样本的平均在轨响应时间为2分10秒，不确定性为84秒。这些结果可能是有用的规划自主行动，为未来的任务，并提供一些指导，如何改进可以捕捉耀斑的重要脉冲阶段。
2023-03-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Observations of a Twin Pair of Atypical Solar Flares and a Magnetic-reconnection Scenario
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
研究通过观测2022年4月22日的非典型日冕爆发，揭示了磁重联情景中滑动重联机制及同源触发过程。
2026-03-02 astro-ph.SR
Solar flares as harbinger of new physics
这项工作提供了额外的证据，涉及外来粒子，如轴子和/或其他WISP，在最近的测量在最安静的太阳和耀斑太阳。因此，SPHINX任务在2009年的极端太阳活动极小期观测到了最小的基底软X射线发射。同样的情况（~17 meV的轴子）也适合白光太阳耀斑的动力学行为，如在可见光和软X射线中测量的光谱成分，以及它们之间的时间。太阳变色龙仍然是一个可行的候选者，因为它们可能优先在太空中转化为光子。
2011-12-19 astro-ph.SR
The reported durations of GOES Soft X-Ray flares in different solar cycles
自1970年代以来，地球静止轨道环境卫星软X射线传感器提供了除其他外与太阳耀斑的时间、强度和持续时间有关的数据。GOES SXR耀斑清单已成为太阳耀斑的标准参考目录，广泛用于太阳物理学研究和空间天气。我们在这里报告，在目前版本的列表有显着的差异之间的平均持续时间的耀斑发生在1997年5月之前和耀斑的平均持续时间之后。我们的分析表明，1997年5月前的数据报告的耀斑时间是不基于相同的标准，因为目前的情况。这一发现对所有那些将耀斑持续时间（或通量，取决于所选择的开始和结束时间）作为1997年5月前太阳活动分析的一部分，或对耀斑的大样本进行统计分析，例如作为评估太阳高能粒子预测算法的一部分的人具有严重的影响。
2018-06-07 astro-ph.SR
The largest ground-based catalogue of M-dwarf flares
Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立罗蒙诺索夫大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Université Clermont Auvergne（克莱蒙奥弗涅大学）
本研究通过地面观测建立了最大的M矮星耀斑目录，利用机器学习和高采样观测数据识别并分析了大量耀斑事件，揭示了耀斑频率与光谱亚型的关系及耀斑分布与银河高度的关系。
2025-10-28 astro-ph.SR
Analysis of sudden variations in photospheric magnetic fields during a large flare and their influences in the solar atmosphere
2013年4月11日，太阳活动区NOAA 11719产生了一个巨大的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁象仪（HMI）在Fe I 6173埃谱线上获得的磁象图，研究了耀斑期间活动区光球磁场的突然变化。HMI的视线磁图的分析表明，突然和持续的磁场变化在不同的位置的活动区的耀斑爆发前和耀斑期间。HMI提供的矢量磁场观测结果也显示了这些位置的总磁场强度及其倾角的一致变化。利用从HMI获得的同步多普勒图，我们观察到扰动的光球多普勒信号的磁场在上述位置的突然变化。这些速度信号的功率谱分析表明，在耀斑期间，这些受影响的位置相比，耀斑前的条件下，增强的声功率。伴随着这些观测，我们还使用了全球振荡网络组（GONG）在谱线H-α 6562.8埃获得的近同步色球观测，以研究耀斑带的演化和活动区的强度振荡。在上述位置的耀斑期间，H-α强度振荡也显示出增强的振荡功率。这些结果表明，与磁场突变相关的瞬态洛伦兹力可以驱动局域光球和色球振荡，类似于耀斑引起的太阳大气振荡。
2016-10-26 astro-ph.SR
Magnetic Properties of Solar Active Regions that Govern Large Solar Flares and Eruptions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），特别是较大的日冕物质抛射（CME），都来自活动区（AR）。为了了解控制此类耀斑和喷发的磁性，我们系统地调查了2010年5月至2016年4月期间距盘中心45度范围内GOES水平>=M5.0的所有耀斑事件。这些标准导致从29个AR的51耀斑，我们分析了太阳动力学天文台获得的观测数据。在这29个太阳黑子中，80%以上的太阳黑子呈现出三角黑子，至少有3个太阳黑子违反了Hale的极性规则。耀斑持续时间与两个耀斑带之间的距离、带内的总磁通量以及带面积近似成比例。从我们的研究中，一个参数，清楚地确定一个给定的耀斑事件是否是CME爆发或不是由太阳黑子面积归一化的带状面积，这可能表明，耀斑区域和整个AR之间的结构关系控制CME生产力。AR表征表明，即使X级事件不需要三角洲太阳黑子或强场，高梯度极性反转线。对历史观测数据的研究表明，最大的太阳AR（磁通量为2 × 10^23 Mx）可能会产生能量为10^34 erg的“超级耀斑”。耀斑持续时间和磁场能量之间的比例关系与恒星耀斑观测结果一致，表明太阳耀斑和恒星耀斑具有共同的物理背景。
2016-11-15 astro-ph.SR
Forecast of Daily Major Flare Probability Using Relationships between Vector Magnetic Properties and Flaring Rates
我们开发的主要耀斑（M级和X级）的每日概率的预测模型的基础上光球磁参数和每日耀斑率之间的经验关系，从2010年5月至2018年4月。在这项研究中，我们考虑了10个磁参数的大小，分布和非潜在的矢量磁场从太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）和地球同步运行环境卫星（GOES）的X射线耀斑数据。将磁参数分为三种类型：总无符号参数、总有符号参数和平均参数。我们将数据按时间顺序分为两组：70%用于训练，30%用于测试。参数与耀斑速率之间的经验关系用于预测给定磁性参数值的耀斑发生概率。本研究的主要结果如下。首先，主要耀斑发生率与相关系数大于0.85的十个参数有很好的相关性。其次，燃烧速率的对数值可以用线性方程很好地近似。第三，总的无符号和有符号的参数取得了更好的性能预测耀斑比平均参数的概率和转换二进制预测的验证措施。我们的结论是，在本研究所考虑的磁参数中，磁场的非位能总量对耀斑预测至关重要。当该模型应用于业务使用时，该模型可以使用21：00 TAI的数据，略低估2 - 6.3%。
2019-07-26 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Flare-associated type III radio bursts and dynamics of the EUV jet from SDO/AIA and RHESSI observations
本文详细描述了2011年2月15日07：58 UT活动区AR 11158的III型射电爆发与耀斑活动相关的高能现象之间的相互关系。由Wind/WAVE上的无线电波实验和地面射电望远镜阵列测量的III型射电爆发的时间与SDO/AIA和RHESSI观测到的EUV喷流和硬X射线发射相吻合。分别有明确的证据表明，EUV喷流与硬X射线发射共享相同的源区。由AIA的多波长测量确定的射流的温度表明，III型发射与热，7 MK，等离子体在射流的足点。
2013-04-10 astro-ph.SR
X-ray activity phased with planet motion in HD 189733?
我们报告了我们在2011年4月获得的行星托管恒星HD 189733的后续XMM-牛顿观测。我们在热木星二次凌日之后观测到一个耀斑。这一事件与我们在2009年观察到的耀斑具有相同的相位和许多特征。我们认为，行星和恒星磁场之间的系统性相互作用时，行星通过靠近恒星上的活动区域，可以导致周期性的变化与行星运动的阶段。通过RGS高分辨率X射线光谱分析，我们确定这颗恒星的日冕异常致密。
2011-09-30 astro-ph.SR
Towards data-driven modeling and real-time prediction of solar flares and coronal mass ejections
太阳大气中瞬变事件的建模需要3个关键要素的汇合：（1）模型复杂性，（2）数据可用性，（3）数据同化。本白皮书描述了所需的进展，这些进展将使统计耀斑和CME预测（例如喷发概率和时间，强度估计以及CME细节，如速度和磁场方向）类似于地球上的天气预测。
2022-12-29 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
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
Space Storm Measurements of 17 and 21 April 2002 Forbush Effects from Artemis-IV Solar Radio-Spectrograph, Athens Neutron Monitor Station and Coronas-F Satellite
在这份报告中，我们提出了两个复杂的爆发太阳事件和相关的宇宙射线效应（福布什减少）。我们使用来自许多地面接收器、空间实验和数据档案（如ARTEMIS-IV射电光谱仪、雅典中子监测器、LASCO CME列表、{CORONAS-F}卫星的SONG等）的组合记录。分析和讨论了太阳瞬变对行星际介质条件和宇宙线通量的影响。观测到的这段时间的事件时序表明，日冕物质抛射的发生与II型和IV型射电爆发以及强太阳耀斑的出现密切相关。它们的影响从较低的日冕延伸到近地球附近，影响宇宙线测量和空间天气。至于福布什减少，我们的数据表明，在存在MHD冲击显着放大。
2010-09-19 astro-ph.SR
The 17 April 2021 widespread solar energetic particle event
本研究针对2021年4月17日的大范围太阳高能粒子事件，结合多航天器观测与模拟分析，发现质子事件主要由CME驱动激波贡献、电子事件更可能源于耀斑，宽经度注入是事件大范围传播的关键原因。
2023-03-20 astro-ph.SR physics.space-ph
The first flare observation with a new solar microwave spectrometer working in 35-40 GHz
微波光谱包含了有关太阳耀斑的有价值的信息。然而，目前的频谱覆盖范围还远远不够，在20千兆赫以上存在着广泛的数据缺口。本文报道了我国新建成的茶山宽带太阳毫米波光谱仪（CBS）在35~40 GHz波段对2022年4月20日的第一次耀斑（X2.2耀斑）的观测结果。我们使用CBS的新月数据进行校准，并在35 GHz的同步NoRP数据进行交叉校准。脉冲阶段有三个局部峰值，中间一个峰值最强，在35-40 GHz处最大磁通密度达9300 SFU。CBS数据的主峰谱指数（α_C）大部分为正，表明回旋同步加速器的翻转频率（nu_t）超过35 - 40 GHz。根据NoRP-CBS数据的光谱拟合，其他两个峰的频率nut在大多数时间内较小但仍大于20 GHz。CBS指数表现出各峰先快速硬化后软化，衰减阶段逐渐硬化的一般趋势，与nut <35 GHz时拟合的光学薄谱指数（α tn）一致。此外，根据幂律关系（It~nu_t^4.8），得到的整个脉冲阶段的翻转频率与相应的强度（I_t）有很好的相关性，相关系数为0.82。这与早期对低翻转频率（<17 GHz）的耀斑的研究一致，但首次报道了高翻转频率（> 20 GHz）的事件。
2022-12-22 astro-ph.SR
Acceleration, magnetic fluctuations and cross-field transport of energetic electrons in a solar flare loop
等离子体湍流被认为与太阳耀斑中涉及的各种物理过程有关，包括磁重联、粒子加速和输运。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（{ \it RHESSI}）的观测和X射线可见度分析，我们确定了一次耀斑（GOES M3.7级，2002年4月14日23 $:$ 55 UT）的高能电子的空间和光谱分布，这一耀斑以前被认为与重联情景相一致。结果表明，由于环中存在高密度等离子体，电子必须绕长$\sim 2\times 10^9$ cm、宽$\sim 7\times 10^8$ cm的环顶点连续加速。几十keV的电子的能量依赖的运输被观察到发生沿和跨引导磁场的环路。我们表明，交叉场运输是一致的磁湍流的存在下，在循环中，电子被加速，并估计的大小的场线扩散系数的耀斑的不同阶段。在给定的磁场关联长度下，计算了磁涨落的能量密度，它大于非热电子的能量密度。当最大数量的电子被加速时，磁波动的水平达到峰值，并且在衰变阶段低于可检测性或不存在。这些硬X射线观测提供了第一个观测证据，证明磁湍流控制着致密耀斑环中高能电子的演化，并暗示了它们的湍流加速。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
GeV Particle Acceleration in Solar Flares and Ground Level Enhancement (GLE) Events
{ \sl地能级增强（GLE）}事件代表最大类别的{ \sl太阳高能粒子（SEP）}事件，其需要加速过程来产生$\gapprox 1$ GeV离子，以便在地球大气中产生具有足够强度的次级粒子簇射，以被地能级中子监测器检测到，在宇宙射线的背景之上。虽然GLE事件与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关联是无可争议的，但问题是负责加速的地点：日冕耀斑地点还是日球层CME相关的冲击？为了研究第一种可能性，我们探讨了GLE事件的时间与硬X射线生产在太阳耀斑，考虑高度和磁拓扑的耀斑，扩展加速的作用，和粒子捕获。我们发现，50%（12个中的6个）的最近（非掩）GLE事件在脉冲耀斑阶段加速，而其余一半则明显加速。看来，提示GLE组件，这是在几乎所有的GLE事件中观察到的，是由耀斑加速粒子在较低的日冕，而延迟逐渐GLE组件可以产生的，无论是通过延长加速和/或捕获在耀斑网站，或粒子加速CME相关的冲击在其传播过程中通过日光层。
2011-12-20 astro-ph.SR
Variability of the Reconnection Guide Field in Solar Flares
太阳耀斑可能是最著名的例子，它通过磁重联将磁能爆炸性地转化为整体运动、等离子体加热和粒子加速。所有耀斑的能量来源是极性反转线（PIL）上方暗条通道的高剪切磁场。在耀斑期间，该剪切场成为所谓的重连引导场（即，非重联分量），这已经被证明在确定重联的关键特性（包括粒子加速的效率）方面起主要作用。我们提出了新的高分辨率，三维，磁流体动力学模拟，揭示了详细的演变的磁剪切/引导场在整个爆发耀斑。磁剪切的演化经历了三个不同的阶段：剪切首先在PIL附近的一个狭窄区域内建立，然后向外扩展形成一个薄的垂直电流片，最后通过耀斑重联转移到剪切耀斑环和爆发通量绳的拱形结构中。我们演示了如何引导字段可以推断剪切耀斑环的观测。我们的研究结果表明，最初的引导场是由约5倍的重连分量，但它减弱了超过一个数量级的过程中的耀斑。瞬时，引导场也在空间上沿着三维电流片在类似的范围内变化。我们讨论的指导领域的时间和本地化的有效粒子加速耀斑的显着变化的影响。
2022-07-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Simultaneous Eruption and Shrinkage of Pre-existing Flare Loops during a Subsequent Solar Eruption
研究太阳活动区12994中两次连续爆发，发现首次形成的耀斑环在第二次爆发时同时发生外层爆发与两侧收缩，并提出预先拉伸磁环收缩将磁能转化为热能的绝热加热机制。
2024-10-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Determination of the Acceleration Region Size in a Loop-structured Solar Flare
为了研究太阳耀斑中产生韧致辐射的电子的加速和传播，我们分析了不同时刻耀斑环大小随能量的演化。利用\textit{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\textit{RHESSI}）观测资料，对2002年4月14日23：55左右开始的GOES M3.7环结构耀斑进行了详细研究。我们构建光子和平均电子通量地图在2 keV的能量箱通过处理观测推导的光子和电子vibrium，分别通过几种图像处理方法：基于可扩展性的前向拟合（FWD）算法，最大熵（MEM）的程序和UV平滑（UVS）的方法。我们估计细长耀斑的大小（即，张开环的长度和宽度）。采用扩展的加速区域的碰撞模型，我们适合的环长度作为能量的函数在光子和电子域。由此得到的拟合参数允许我们估计在$\sim 13 \rm{arcsec}$和$\sim 19 \rm{arcsec}$之间的加速度区域的范围。前向拟合和uv平滑算法的结果基本相似，但在电子域的拟合效果更好，这两种方法的一致性为模型能够可靠地确定加速区的几何参数提供了强有力的支持。加速区域估计是一个相当大的分数（$\sim 1/2$）的循环范围，表明这种密集的耀斑循环结合了加速和运输的电子，与并发厚目标韧致辐射发射。
2012-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
