Microwave Imaging of Quasi-periodic Pulsations at Flare Current Sheet
准周期脉动（QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑中经常观测到的现象，但其物理机制尚不清楚。在这里，我们显示微波QPP在太阳耀斑起源于准周期性磁重联在耀斑电流片。它们呈现为两个垂直分离但密切相关的源，较亮的源位于耀斑环，较弱的源沿着拉伸的电流片。虽然两个微波源的亮温相差很大，但它们的相位变化周期约为10- 20 s和30- 60 s。回旋同步加速器主导的微波谱也呈现准周期性的软-硬-软演化。这些结果表明，相关的高能量电子加速准周期性的重联，可能产生的调制磁岛内的电流片验证的2.5维磁流体动力学模拟。
2022-12-16 astro-ph.SR
Powerful Solar Flares of September 2017: Correspondence Between Parameters of Microwave Bursts and Proton Fluxes near Earth
在这篇文章中，我们考虑了三个质子耀斑的射电特征，这些耀斑导致了地球附近太阳高能粒子（SEP）的离散增强。分析证实，微波爆发的通量密度和频谱反映了加速粒子的数量和能谱，包括进入地球的10-100 MeV质子，尽管后者是由电子传播到光球层产生的。
2018-02-01 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Diagnose Physical Conditions Near the Flare Energy-release Sites from Observations of Solar Microwave Type III Bursts
在太阳耀斑物理学中，诊断耀斑能量释放点附近的物理条件是至关重要的。然而，目前还不清楚如何诊断这些身体状况。太阳微波III型爆发被认为是太阳耀斑中初级能量释放和电子加速的敏感信号。本文考虑了磁场对等离子体密度的影响，导出了一套估算等离子体密度、温度、磁重联区和粒子加速区附近的磁场以及电子束速度和能量的公式。我们将这些公式应用于X级耀斑中的三组微波III型对，得到了一些合理而有趣的结果。该方法可应用于其他微波III型爆发，诊断源区的物理条件，为理解耀斑能量释放点附近的内在本质和基本过程提供一些基本信息。
2015-12-30 astro-ph.SR
Cold Solar Flares I. Microwave Domain
本文在微波波段对约100个“冷”耀斑进行统计分析，发现其具有持续时间短、谱峰频率高和谱指数硬等特征，多数耀斑中Razin效应的存在表明耀斑环稠密，并探讨了其与电子加速效率的关系。
2023-09-07 astro-ph.SR
The Patterns of High-Level Magnetic Activity Occurring on the Surface of V1285 Aql: The OPEA Model of Flares and DFT Models of Stellar Spots
通过对V1285 Aql三个观测季的Johnson UBVR观测结果的统计分析，讨论了该星的活动水平和行为。我们还讨论了耀斑外的变化，由于旋转调制。在2006年的U波段观测中发现了83个耀斑。首先，根据独立样本t检验的统计分析，将耀斑分为快耀斑和慢耀斑两类。根据试验结果，慢耀斑和快耀斑的耀斑等效持续时间相差约73 s。差异应该是理论模型中提到的差异。其次，使用单相指数关联函数，耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布进行了建模。通过对模型的分析，得到了平台期、半衰期值、耀斑等效持续时间的平均值、最大耀斑上升量和总持续时间等参数。在该模型中，作为白光耀斑饱和水平的指标的平台值被推导为2.421{ \pm }0.058 s，而半衰期被计算为201 s。分析表明，观测到的耀斑总持续时间最大值为4641 s，观测到的最大耀斑上升时间为1817 s。根据这些结果，虽然V1285 Aql表面耀斑的计算能量一般低于其他恒星，但其耀斑环的长度可能高于更活跃的恒星。
2012-06-24 astro-ph.SR
New classification parameter of solar flares based on the maximum flux in soft X-rays and on duration of flare
太阳耀斑活动的特点是不同的分类系统，在光学和X射线范围。最普遍接受的太阳耀斑分类描述了耀斑的重要参数，例如耀斑在光学范围内的最大亮度- $H_α$耀斑级（从F改为B），$H_α$中的光斑面积（面积小于2平方度的S变为面积大于24.7平方度的4）和软X射线的最大振幅0.1 - 0.8 nm（$F_{0.1-0.8}^{max}$）波段的（SXR通量）--C至X级X射线耀斑。本文根据GOES对SXR波段太阳辐射的测量，提出了一个新的太阳耀斑分类参数--耀斑X射线指数XI。XI指数有一个明确的物理解释与SXR范围内的总耀斑能量。利用现有的GOES数据，可以很容易地计算出每次耀斑的XI。XI指数可以与其他太阳活动的地球效应参数一起用来评估耀斑和与之相关的日冕物质抛射（CME）。
2020-01-27 astro-ph.SR
A Peculiar Microwave Quasi-periodic Pulsation with Zigzag Pattern in a CME-related Flare on 2005-01-15
2005年1月15日，怀柔太阳宽带光谱仪（SBRS/Huairou）首次在一次太阳耀斑中观测到了一个频率为1.10-1.34 GHz的锯齿型微波准周期脉冲（Z-QPP）。Z-QPP发生在耀斑的早期上升相，具有弱的右旋圆偏振。它的周期只有几十毫秒。特别是在脉动前后，有许多光谱精细结构，如斑马纹、纤维和毫秒尖峰。微波Z-QPP可以提供耀斑早期上升阶段源区的一些运动学信息，即使没有成像观测，源宽也在1000 ~ 3300 km之间变化。丰富的光谱精细结构可能反映了非热粒子的动力学特征。
2013-06-13 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
An Unorthodox X-Class Long-Duration Confined Flare
我们报告了一个X级长持续时间耀斑的观察，这是明确的限制。它在传统的EUV通带（171和195 μ m）中表现为一个紧凑的环耀斑，但在对耀斑等离子体敏感的通带（94和131 μ m）中，它像其他长持续时间事件一样在环拱圈上方表现出尖形结构。在运行差异的方法检查图像，我们发现，看似弥漫，准静态的尖形结构由多个嵌套循环，反复上升，消失接近尖形边缘。在渐进阶段，我们检测到无数次循环上升，每次持续几分钟。差分发射测量分析表明，温度是最高的顶部的拱廊，并成为较低的高度内的尖形结构，相反，典型的长时间耀斑。采用非线性无力模型，分析表明，该事件主要涉及由T型双曲通量管（HFT）分隔的两个相邻剪切弧。其中一个拱廊中有一条磁通量绳，它被认为是一条由于强限制场而在耀斑中幸存下来的灯丝。我们的结论是，一个新出现的磁通量在其他拱廊触发耀斑，而预先存在的HFT和磁绳决定的结构和动力学的耀斑环和带状在长期持久的衰变阶段，和一个准分界线层高以上的HFT可以解释的尖形结构。
2014-05-27 astro-ph.SR
Statistics of "Cold" Early Impulsive Solar Flares in X-ray and Microwave domains
太阳耀斑通常发生在耀斑前/预热阶段之后，这几乎或完全是热的。相比之下，有所谓的早期脉冲耀斑，不显示（显着）preflare加热，而是经常显示Neupert效应-一种关系，其中脉冲阶段之后是一个渐进的，累积式的，热响应。这已被解释为在脉冲阶段的非热能释放的主导地位，即使类似的现象是预期的，如果在脉冲阶段的热能和非热能的释放量相当。然而，有些耀斑在非热电子能量输入和等离子体加热之间确实表现出良好的定量对应，在这种情况下，热响应很弱，这导致称它们为“冷”耀斑。我们对1994年11月至2017年4月期间Konus-Wind仪器记录的早期脉冲耀斑中的此类事件进行了系统的搜索，并根据HXR（Konus-Wind）和SXR（GOES）发射之间的关系选择了27个冷耀斑。对于这些事件，我们收集了来自不同仪器的所有可用微波数据。我们得到的时间和光谱参数的HXR和微波发射的事件，并检查它们之间的相关性。我们发现，与“平均”耀斑相比，冷耀斑：（i）在X射线域中较弱，较短，较硬，（ii）较硬，较短，但在微波中并不弱，（iii）在微波中具有显著较高的光谱峰值频率。我们讨论了可能的物理原因，这些区别和影响的发现。
2018-02-27 astro-ph.SR
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
Microwave Emission of Supra-arcade Structure associated with M1.6 Limb Flare
我们研究了2010年11月4日发生在东南边缘的M1.6耀斑的超拱廊结构。它的微波观测是用Nobeyama射电日像仪（NoRH）在17 GHz，软X射线在8-20 keV的范围内，用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），和EUV大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台（SDO）。根据Reeves & Golub（2011年）的报告，超拱廊结构主要在AIA 131 α通道中观察到，其中含有来自Fe XIX的热11 MK组分（Boerner等人，2011年）。当这种炽热的耀斑等离子体持续到耀斑的衰变阶段时，它在微波和软X射线方面表现出一些有趣的特征：1）在超拱廊结构中，微波辐射的亮温（TB）逐渐增加，最高可达2 \times 10 ^4 K; 2）出现两个软X射线源：一个与超拱廊结构同空间，另一个在耀斑后拱廊上方。我们推导出的变化的发射措施，密度和能量的超拱廊结构使用TB从17 GHz的微波观测。
2012-08-17 astro-ph.SR
Slow Magnetoacoustic Oscillations in the Microwave Emission of Solar Flares
分析2010年11月4日M1.6耀斑期间在野边山射电日像仪17 GHz通道获得的微波数据，发现存在11.8分钟的发射等离子体密度振荡。在SDO/AIA的335 A通道中测量的EUV发射强度的变化中也可以很好地看到这些振荡。观测到的振荡特性与所谓的SUMER振荡的特性一致，SUMER振荡通常在EUV和软X射线波段作为周期性多普勒频移观测到。SUMER振荡的公认解释是一种慢磁声波驻波。我们的分析提出了第一个直接观察的慢磁声振荡的微波发射的太阳耀斑。
2013-10-10 astro-ph.SR
Twin Null-Point-Associated Major Eruptive Three-Ribbon Flares with Unusual Microwave Spectra
2016年7月23日05：00UTC之后，西伯利亚射电日像仪的第一个48天线级在半小时内在同一活动区探测到两个M7.6和M5.5 GOES重要性的耀斑。他们的多仪器分析揭示了以下内容。微波谱在低频处变平，较强爆发的微波谱具有较低的翻转频率。每个耀斑都是爆发性的，发射出超过800 keV的硬X射线和伽马射线，并具有罕见的三带结构。在第二次耀斑中观测到一个扩展的硬X射线源，它与一个最长的中间带有关。我们的模型证实了微波光谱的不寻常性质是由一个分布式多回路系统在一个不对称的磁配置。微波图像没有解决这些耀斑的紧凑配置，也可能显示不完全的硬X射线图像，因为它们有限的动态范围。非热源显然简单而紧凑，与在极紫外线下观察到的结构相对应。在两个连续的三带喷发耀斑的配置与冠空区的情况下，提出的第一次喷发导致耀斑，并促进第二次喷发，也导致耀斑。
2020-09-22 astro-ph.SR
Systematic Microwave Source Motions along Flare-arcade Observed by Nobeyama Radioheliograph and AIA/SDO
我们发现系统的微波源运动沿耀斑拱廊使用野边山射电日像仪（NoRH）17 GHz的图像。这些运动与2011年2月15日发生的X级磁盘耀斑有关。在这项研究中，我们还使用了来自大气成像组件（AIA）的EUV图像和来自太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）的磁图，以及来自Nobeyama Radiopolarimeters（NoRP）和韩国太阳射电爆发探测器（KSRBL）的多通道微波数据。我们追踪了耀斑期间NoRH 17 GHz微波源的质心，发现了两个运动事件：1）微波源沿耀斑弧系统地运动，AIA 94 A观测到微波源沿平行于中性线的方向运动; 2)每次发作时间分别为5 min和14 min。3)第一集的估计平行速度为34 km/s，第二集为22 km/s。NoRP和KSRBL得到的10 GHz以上的微波通量的谱斜率在两个事件中都是负的，而在第二事件的最后阶段，它与150 sfu的通量是平坦的。负谱和高通量的平坦区表明，在源运动期间，加速电子的回旋同步辐射占主导地位。AIA 304 A和94 A通道的连续图像显示，有连续的等离子体爆发，每次爆发都是在微波源运动开始之前开始的。基于这些结果，我们认为微波源的运动体现了等离子体爆发引起的粒子加速点的位移。
2013-10-10 astro-ph.SR
Features of Microwave Radiation and Magnetographic Characteristics of Solar Active Region NOAA 12242 Before the X1.8 Flare on December 20, 2014
本文继续了作者利用太阳活动区（AR）的微波辐射和磁象特征探测大耀斑（M5级及以上）前兆的工作。对强耀斑前兆的归纳可用于发展强耀斑预报方法。本文分析了NOAA AR 12242的发展，其中2014年12月20日发生了X1.8耀斑。该分析基于RATAN-600射电望远镜在1.65-10厘米范围内的定期多方位角和多波长观测，以及强度和圆偏振分析以及太阳动力学天文台（SDO）的数据。发现在X耀斑爆发前两天的AR微波辐射中出现了一个新的成分。它在发作前一天在AR中占主导地位，并在发作后显著降低。利用RATAN-600的多方位观测和野边山射电日像仪1.76厘米处的观测，可以确定在X耀斑之前出现的射电源，其位置是AR中性线附近的相反极性场的最近会聚点。已确定X射线耀斑发生在根据SDO/HMI数据计算的整个区域的磁场总梯度达到其最大值后20小时。通过对AR 12242 X耀斑前微波源演化过程的分析，以及与AR微波辐射其它分量参数的比较，表明该新的微波源可归类为中性线伴源（NLS），在大耀斑前1-3天，RATAN-600等射电望远镜曾多次探测到该辐射源。
2017-11-24 astro-ph.SR
Stationary quasi-periodic pulsations in 20-second cadence TESS flares
本文利用20秒采样TESS光变曲线探测恒星耀斑及准周期脉动，发现QPP周期与耀斑持续时间正相关，并揭示太阳与恒星QPPs具有相似标度律。
2025-06-27 astro-ph.SR
The statistical analyses of flares detected in B band photometry of UV Ceti type stars
在这项研究中，我们收集了未发表的耀斑数据，从222耀斑在B波段观测的五个恒星和统计分析和这些数据的建模得出的结果。对鲸鱼座UV型星B波段观测到的耀斑进行了统计分析，得到了六个基本性质。我们还将U和B带与分析结果进行了比较。这种比较使我们能够评估分析中使用的方法。分析提供了以下结果。(1)耀斑分为两种类型，快耀斑和慢耀斑。(2)慢耀斑和快耀斑的等效持续时间的平均值相差16.2 \pm 3.7倍。(3)无论耀斑的总持续时间如何，每个恒星的最大耀斑能量都可以达到不同的平台水平。(4)EV Lac和EQ Peg的平台值较高。(5)耀斑总持续时间的最小值向光谱类型的后面增加。此值在模型中称为半衰期值。(6)从观测到的耀斑中得到的最大耀斑上升时间和总耀斑持续时间都向后一种光谱类型递减。
2012-06-17 astro-ph.SR
Microwave Type III Pair Bursts in Solar Flares
太阳微波III型对爆发由正向和反向倾斜（RS）爆发分支组成，具有相反的快速频率漂移。它是耀斑中初级能量释放和电子加速的最敏感的信号。本文报道了1994 - 2014年期间在中国和捷克共和国的射电频谱仪上观测到的9个耀斑中的11个微波III型对事件，频率为0.80 - 7.60 GHz。这些III型对发生在耀斑脉冲和耀斑后阶段，频率范围为1.08 - 3.42 GHz，频率间隔为10 - 1700 MHz。频率漂移随着分离频率（f_{x}）而增加，每个突发的寿命与f_{x}反相关，而频率间隙与f_{x}无关。在大多数情况下，正常分支的漂移明显快于RS分支。耀斑脉冲阶段的III型电子对具有较低的分离频率、较长的寿命、较宽的频隙和较慢的频率漂移。而后者总是有很强的圆偏振。进一步分析表明，耀斑能量释放点附近等离子体密度约为10^{10} - 10^{11}·cm^{-3}，温度高于10^{7} K。这些结果对太阳耀斑的加速机制提供了新的约束。
2016-01-20 astro-ph.SR
Long-Duration Nonthermal Motions in the Supra-Arcade and Loop-Top Region During an Eruptive Solar Flare
该研究通过IRIS和SDO/AIA观测发现，X级耀斑缓变相期间弧顶上方和环顶区域存在持续的非热运动，可能源于磁重联产生的湍流，并有助于维持耀斑等离子体的高温。
2025-05-25 astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on Feb 15, 2011
在太阳微波爆发的动态谱图上，斑马纹结构（ZP）是最令人感兴趣的精细结构。2011年2月15日，太阳盘面上爆发了一次X2.2级耀斑事件，这是自太阳施瓦贝周期24以来的第一次X级耀斑。中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在6.40 ~ 7.00 GHz（ZP 1）、2.60 ~ 2.75 GHz（ZP 2）和云南太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Yunnan）在1.04 ~ 1.13 GHz（ZP 3）观测到多个微波ZP。最重要的现象是在耀斑的早期上升阶段出现了异常的高频ZP结构（ZP 1，高达7.00 GHz），在耀斑的衰减阶段出现了两个频率相对较低的ZP结构（ZP 2，ZP 3）。通过对目前流行的ZP结构产生的理论模型的研究，并比较它们在相应源区的磁场强度，我们认为双等离子体共振模型是解释微波ZP形成的最可能的模型，它可以导出磁场强度约为230 - 345 G，126 - 147 G，在ZP 1、ZP 2和ZP 3的源极区中分别为23 - 26 G。
2011-09-27 astro-ph.SR
A Study of a long duration B9 flare-CME event and associated piston-driven shock
我们提出并讨论了2011年5月11日与静止暗条爆发、全球极紫外波和CME相关的一个小的长持续时间GOES B级耀斑的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）、GONG Hα、STEREO和HiRAS摄谱仪都观测到了这一事件。当暗条爆发时，我们在暗条前方观测到EIT波阵面的传播，以及太阳表面极性反转线（PIL）两侧的两条耀斑带。观测结果表明，两种类型的EUV波共存，即，一快一慢一个II型射电爆发高达三次谐波分量也与此事件。光层磁场的演化表现为爆发前暗条部位的磁通量出现和抵消。
2017-10-24 astro-ph.SR
Characteristics of flares on giant stars
虽然晚型矮星和巨星有本质上的不同，但它们的耀斑被认为起源于相似的物理过程，只是能级的比例因子不同。我们研究这种方法的有效性。我们寻找耀斑的活动巨星，这可能是统计上不同于主序星的特点。我们使用了近4000个耀斑的61个巨星和20个其他类型的恒星，观察开普勒在长节奏模式，这是唯一合适的数据库进行比较研究。对于每个耀斑，我们推导出持续时间和能量，并收集恒星参数。研究了耀斑特征与各种恒星参数之间的相关性。强烈的相关性之间的耀斑持续时间和表面的重力，光度和恒星的半径。有30分钟节奏的巨星和矮星上的按比例缩放的耀斑形状看起来是相似的。耀斑能量与持续时间的对数关系在表面重力较低的恒星中更为陡峭。观测到的耀斑在巨星上比在矮星上平均更长，能量更高。耀斑能量和持续时间的对数关系的广义线性标度具有普遍的理论斜率$\approx$ 1/3，应通过引入对表面重力的依赖性来稍微修改。
2022-10-18 astro-ph.SR
Understanding the Duration of Solar and Stellar Flares at Various Wavelengths
本研究利用辐射流体力学代码模拟了不同波长下太阳和恒星耀斑的持续时间，发现其取决于等离子体温度、发射高度及冷却机制，并揭示了低层大气直接加热响应与日冕间接响应色球蒸发（Neupert效应）辐射的明显区别。
2023-09-07 astro-ph.SR
Localizing quasi-periodic pulsations in hard X-ray, microwave and Lya emissions of an X6.4 Flare
本文通过多波段观测发现X6.4级耀斑中存在约200秒和95秒的双周期准周期脉动，揭示其由周期性磁重联加速电子触发，并受邻近太阳黑子慢磁声波调制。
2024-08-10 astro-ph.SR
Relaxation of magnetic field relative to plasma density revealed from microwave zebra patterns associated with solar flares
一般认为，微波斑马纹（ZP）结构的发射需要高密度和高温度，这类似于一次能量释放的耀斑区的情况。因此，对ZPs的参数分析可以揭示耀斑源区的物理条件。利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2.6- 3.8GHz波段观测到的9次太阳耀斑中的74个微波ZP结构，发现在耀斑过程中，等离子体密度标度高度LN与发射源磁场标度高度LB的比值呈减小趋势。耀斑极大值前LN/LB约为3-5。它在最大值之后减小到大约2。对3个典型X级耀斑的详细分析表明，耀斑过程中LN/LB的变化很可能是由于耀斑源区磁场拓扑结构的变化，LN/LB的逐步减小可能反映了耀斑能量释放时磁场相对于等离子体密度的弛豫.这一结果也可能在一定程度上制约了太阳耀斑的建模。
2012-10-09 astro-ph.SR
Study of flare energy release using events with numerous type III-like bursts in microwaves
射电爆发动力学谱中类III型结构的窄带漂移分析可以获得有关太阳耀斑初级能量释放机制的独特信息。SSRT的空间分辨图像和高光谱和时间分辨率允许直接确定不仅其源的位置，而且沿耀斑环的激励器速度。实际上，当SSRT（约5.7 GHz）在两个高阶条纹中观察耀斑区域时，在一些特殊的时间间隔内进行这种测量是可能的;因此，在两个频带上同时记录两个1D扫描。分析了2002年4月14日耀斑期间记录的类III爆发。本文利用SSRT、SBRS、NoRP、RINGS等仪器记录的多波长射电观测资料，研究了一个由几十个漂移微波脉冲组成的事件，其漂移速率在-7到13 GHz/s之间。快速漂移爆发的源位于耀斑环顶部附近，体积为几毫米。激发子沿耀斑环的缓慢漂移表明发射电子具有很高的螺距各向异性。
2012-06-19 astro-ph.SR
Flare Impulsive-phase Durations
The Catholic University of America（天主教大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
本文基于近期研究，探讨了耀斑硬X射线与软X射线峰值时间延迟与磁环长度的关系，提出电子束加热持续时间及等离子体上升时间的解释。
2026-04-06 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 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
Microwave burst with fine spectral structures in a solar flare on 2011 August 9
2011年8月9日，在日面西翼附近发生了一次X6.9级耀斑事件。根据怀柔中国太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在耀斑周围的观测结果，我们发现这次强耀斑只有一次持续时间只有5分钟左右的短持续微波爆发，并且在短持续微波爆发期间，谱图上出现了几种精细结构。这些精细结构包括非常短周期的脉动，毫秒尖峰爆发和III型爆发。最有趣的是，几乎所有的超短周期脉动（VSP）脉冲的结构由毫秒级的尖峰爆发或III型爆发的集群。VSP存在三种不同的频率漂移率：脉冲组中绝对值约为55 - 130 MHz s^{-1}的频率漂移率，每个单独脉冲上绝对值约为2.91 - 16.9 GHz s^{-1}的频率漂移率，以及在每个单独的尖峰脉冲群或III型脉冲群处具有约15 - 25 GHz（s $^{-1}$）的绝对值的频率漂移率。
2012-07-20 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. II. Multi-Loop Structure of Microwave Sources in a Major Long-Duration flare
对与地面事件GLE 63有关的SOL 2001 -12-26事件的观测结果进行分析，包括17和34 GHz的NoRH、5.7 GHz的SSRT和1600 GHz的TRACE的微波光谱和图像，得出以下结果。耀斑带与太阳黑子本影重叠，这是典型的大粒子事件。非典型的是：i）超过一小时的长耀斑持续时间; ii）中等强度的微波爆发，约为$10^4$ sfu; iii）回旋同步加速器光谱的低峰值频率，约为6 GHz;其对通量的不敏感性增加了一个数量级以上。这是伴随着一个几乎恒定的比例的流量发射的体积在频谱的高频部分，其升高的低频部分所确定的来源的面积。利用光谱的自相似性，在1600 μ m处观测到运动微波源与耀斑带最亮部分的相似性。17 GHz和1600 GHz图像的比较证实了微波源与多个耀斑环有关，其足迹在紫外线中出现为间歇性明亮的内核。为了了解事件的属性，我们模拟了它的微波发射使用的几个均匀的回旋同步辐射源的系统以上的带状。光谱之间的散射和各个源的大小是由带内的磁场的不均匀性决定的。微波通量主要由通过带和源的磁通量决定。微波成像的空间分辨率和动态范围较差，导致微波结构明显简单。结果表明，微波表现的加速电子对应的结构中观察到的热发射，众所周知的模型预测。
2016-11-25 astro-ph.SR
Microwave and EUV Observations of an Erupting Filament and Associated Flare and CME
2012年6月23日，西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）观测到了一次暗条喷发，大约从世界时06：40开始，在西翼之外。在SSRT影像中，暗条可以追踪到1 Rs以上的高度，并且与LASCO C2影像中看到的CME核心一致。我们简要地讨论了爆发的动力学：顶部的灯丝显示出一个平稳的加速到1100公里/秒的视速度。来自STEREO-A的肢体后面的图像显示了两个带状耀斑和主灯丝的相互作用，沿着主中性线定位，具有拱形结构，在垂直方向上取向。这种相互作用伴随着强烈的发射和扭转运动。微波图像显示了一个低温分量，一个高温分量与两个灯丝的相互作用和另一个高温分量显然与耀斑环的顶部。我们计算了高温AIA波段的差分发射测量值，并由此计算了预期的微波亮度温度;对于与耀斑环顶部相关的发射，计算的亮度比观测值低35%。
2013-10-14 astro-ph.SR
RHESSI Observations of Long-Duration Flares With Long-Lasting X-ray Loop-Top Sources
内容：Yohkoh/HXT对长持续事件（LDEs）的观测表明，HXR发射（14-23 keV）在耀斑最大值后的几十分钟内存在。因此，预计在此期间将存在一些加热过程。与HXT相比，RHESSI更好的能量分辨率使我们能够以更全面的方式分析LDE。目的：我们选择了RHESSI观测到的三个LDE来回答HXR发射可以存在多久，它在哪里发射，它的性质是什么以及应该释放多少能量来维持发射的问题。方法：我们使用RHESSI数据重建图像的能量分辨率为1 keV的选定耀斑。接下来，我们通过成像光谱估计HXR源的物理参数。然后利用所获得的物理参数计算所观测到的源的能量平衡。结果：我们发现HXR热辐射可以在LDE耀斑最大值后存在数小时。排放来自大型和热回路顶部源。为了维持源的发射，必须释放的总能量高达10^31尔格。
2011-04-06 astro-ph.SR
A Multiwavelength Analysis of the Long-duration Flare Observed on 15 April 2002
本文对2002年4月15日观测到的长持续时间耀斑（软X射线峰值时间为03：55 UT，SOL 2002 -04- 15 T03：55）进行了多波长分析。这次耀斑发生在NOAA 9906的圆盘（S15 W 01）上，并被许多空间仪器观测到，包括太阳和日光层天文台（SOHO/EIT）上的极紫外成像望远镜，Coronas-F航天器上的RESIK光谱仪和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。我们对这些测量结果进行了复杂的分析，并研究了表征燃烧等离子体条件的形态和物理参数。利用195 ASOHO/EIT图像研究了耀斑环的演化。RHESSI数据的分析提供了一个机会，详细分析硬X射线发射与1千电子伏的能量分辨率。我们使用地球同步业务环境卫星（GOES）的观测等温解释的X射线测量。通过基于RESIK X射线谱的差分发射测量（DEM）分析，对耀斑等离子体进行了温度诊断。
2019-12-17 astro-ph.SR
Analysis of the Stellar Occultations During the Unprecedented Long-Duration Flare
该研究分析年轻主序星27小时超级耀斑中的多次掩星，重建冷耀斑环拱的几何与物理参数，首次在太阳以外恒星上证实此类遮蔽结构。
2024-08-05 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Temporal Aspects of Solar Flares and Neupert Effect During October-November 2003
对2003年11月至2004年11月期间发生的H-α耀斑、软X射线耀斑（SXR）和硬X射线耀斑（HXR）的318、401和1920个单次事件数据集进行了统计分析。在此数据集的基础上，统计的时间属性，如持续时间，上升和衰减时间的H-α，SXR和HXR耀斑的耀斑类。H-α耀斑的持续时间、上升和衰减时间随着重要性和亮度等级的增加而增加。持续时间和衰减时间的增加更为明显。同样的关系对于亮度等级也是有效的。另一方面，对于SXR耀斑，持续时间、上升和衰减也随着耀斑类别的持续时间和上升时间的增加而增加。我们还分析了同一时期H-α、SXR和HXR耀斑的事件不对称性。EA指数主要是积极的H-α，但对于SXR和HXR，这表明对称分布在两侧的零不对称性。本文还给出了同期太阳耀斑中的纽珀特效应（NE）的结果。我们研究了在我们研究期间的许多耀斑的SXR发射的最大值和HXR发射的结束之间的时间差（Δt）。我们的研究表明，时间差的分布揭示了一个峰值。在236个事件中，只有48个（20.34%）事件满足NE，而也有相当大比例的耀斑62个（26.27%）显示出强烈的偏离形式。调查期间的重点是太阳周期23的下降阶段。对这一时期的研究是有意义的，因为在这一衰变阶段，放射性会突然增加。
2009-07-22 astro-ph.SR
Short duration high amplitude flares detected on the M dwarf star KIC 5474065
利用RATS-Kepler项目期间获得的数据，我们在对矮星KIC 5474065进行的1小时地面测光序列中确定了一个短持续时间的耀斑。使用GTC进行的观测显示它是一颗光谱类型为M4 V的恒星。开普勒观测表明，KIC 5474065具有大振幅（Δ F/F>0.4）的光学耀斑，其持续时间短至10分钟。我们比较了来自KIC 5474065和KIC 9726699的耀斑能量分布，KIC 9726699也是用1分钟采样观测到的，以及文献中其他M矮星的地面观测。我们讨论了这些持续时间短，能量相对较低的耀斑可能对大气层的系外行星轨道上的宜居带这些耀斑星的影响。
2013-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterising Solar Magnetic Reconnection in Confined and Eruptive Flares
本研究针对以往耀斑样本偏向低级别的问题，选取33个M5至X5级耀斑分析，发现约束型耀斑的级别与持续时间、磁重联通量的相关性均显著高于爆发型耀斑，证实平衡样本量对定量比较的重要性。
2023-12-20 astro-ph.SR
Statistics and Classification of the Microwave Zebra Patterns Associated with Solar Flares
微波斑马纹（ZP）是太阳耀斑中经常观测到的最有趣、最复杂的光谱结构。一个全面的统计研究肯定会帮助我们了解形成机制，这是现在还不完全清楚。本文对2000 - 2013年怀柔太阳宽带射电频谱仪和捷克Ondrejov射电频谱仪在1.00 - 7.60 GHz频率范围内收集的202个ZP事件进行了全面的统计分析。在研究了耀斑相位、频率范围、偏振度、持续时间等ZPs的参数特性后，我们发现斑马条纹频率间隔随频率的变化是对ZPs进行物理分类的最佳指标。微波ZP可分为等距ZP、变距ZP和增距ZP 3种类型，可能分别对应于Bernstein波模型、哨声波模型和双等离子体共振模型机制。这种统计分类有助于澄清现有各种理论模型之间的争议，并有助于理解源区的物理过程。
2013-11-21 astro-ph.SR
Quasi-periodic wiggles of microwave zebra structures in a solar flare
利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2006年12月13日的一次X级太阳耀斑中观测到了2.6-3.8 GHz的微波斑马结构的准周期摆动，其周期范围约为0.5 - 1.5 s。周期图和相关分析表明，在不同的频率下，这些摆动具有2 ~ 3个显著的周期性，且条间几乎同相。根据斑马纹结构估计的阿尔芬速度约为700 Km/s。我们得到的波导等离子体结构的空间尺寸约为1微米，检测周期约为1秒。这表明ZP摆动可能与耀斑活动区的快速磁声振荡有关。不同条纹的摆动之间缺乏显着的相移表明，ZP摆动是由一个站立的香肠振荡。
2013-09-23 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Event Responsible for GLE63. I. Observations of a Major Long-Duration Flare with the Siberian Solar Radio Telescope
宇宙射线强度的地能级增强（GLE）平均每年发生一次。由于它们的稀有性，研究GLE的太阳来源对于了解它们的起源尤为重要。SOL 2001 -12-26爆发耀斑事件对GLE 63的影响在某些方面似乎是具有挑战性的。不充分的观察限制了对它的理解。对这一事件的额外观测结果的分析提供了新的结果，使耀斑变暗。本文介绍了西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）对这次耀斑的观测。利用其仪器的特点，我们分析了详细的SSRT观测的一个主要的长持续时间的耀斑在5.7 GHz的图像不清洗。分析证实，GLE 63的来源与活动区9742的一个事件有关，该事件包括两个耀斑。第一次耀斑（04：30-05：03 UT）达到了GOES的重要性，约为M1.6。观测到两个微波源，其在5.7 GHz的亮度温度超过10 MK。主耀斑，高达M7.1的重要性，开始于05：04 UT，并发生在强磁场。观测到的微波源达到约250 MK。它们不是静止的。微波源出现在活动区的弱场外围，几乎沿着磁中性线相互靠近，接近活动区的强场核心，然后像扩展的丝带一样远离中性线。这些运动排除了非热微波源与单个燃烧环的关联。
2016-09-08 astro-ph.SR
Non-Stationary Fast-Driven Self-Organized Criticality in Solar Flares
最初的自组织临界性概念（Bak et al.~ 1987），应用于太阳耀斑统计（Lu and Hamilton 1991），假设一个缓慢驱动和稳定的耀斑速率，保证时间尺度分离（耀斑持续时间和耀斑间等待时间），它再现了耀斑峰值通量和持续时间的幂律分布，但预测了指数等待时间分布。与这些经典的假设相反，我们观察到：（i）在大多数耀斑中存在多个能量耗散事件，（ii）违反时间尺度分离原则，（iii）快速驱动的非平稳耀斑速率，（iv）等待时间$Δt$服从幂律分布，斜率为$α_{Δt} \approx 2.0$，这是由平均耀斑速率和平均等待时间之间的普遍互易性预测的;以及（v）脉冲，其耗散的磁自由能的上升时间和衰减时间在$12\pm6$分钟的时间尺度上，在长持续时间（$\lapprox 4$小时）耀斑中高达13次。这些结果与日冕的长期能量储存不一致（Rosner和Vaiana 1978），但需要光球-色球层电流注入日冕。
2019-09-18 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
SWAP Observations of Post-flare Giant Arches in the Long-Duration 14 October 2014 Solar Eruption
2014年10月14日，PROBA 2号航天器上的太阳观察者与主动像素和图像处理（SWAP）极紫外太阳望远镜观测到了一次喷发，这可能是第24太阳周期日冕中最大的喷发后环系统。第一次喷发发生在10月14日18：30，在东太阳边缘的后面，被观测到一次日冕物质抛射和一次M2.2的太阳耀斑。在爆发后的48小时内，相关的爆发后环以2-6 km/s的速度增长到大约400000 km（>0.5太阳半径）的高度。我们的结论，从我们的观察，这一事件，普通的爆发后的环和所谓的耀斑后的巨型拱门是基本相同的，是由相同的磁重联机制。
2015-02-03 astro-ph.SR
HXR emission from an activated flux rope and subsequent evolution of an eruptive long duration solar flare
在本文中，我们提出了一个全面的研究M6.6长持续事件（LDE）的演化阶段，特别是其耀斑前阶段的重点。该事件于2015年6月22日发生在NOAA 12371。该事件的一个显着方面是一个活跃的耀斑前阶段持续约一个小时，在此期间，热EUV日冕通道处于建立阶段，并显示出能量高达25 keV的同空间硬X射线（HXR）发射。因此，这是HXR日冕通道的第一个证据。基于NLFFF模型的日冕磁场结构清楚地显示出沿极性反转线（PIL）取向的磁通量绳（MFR），并与日冕通道共空间。我们观察到显着的变化，在AR的光球磁场在延长期间的$\approx$ 42小时的形式旋转的太阳黑子，移动的磁功能，和通量取消沿PIL。在耀斑爆发之前，MFR经历了一个缓慢的上升阶段（$\approx$ 14 km s $^{-1}$），持续$\approx$ 12 min，我们将其归因于MFR的快速建立和激活，这是由于在MFR本身的多个位置发生了系绳切割重连。MFR从缓慢上升到快速上升阶段（$\approx$ 109 km/s $^{-1}$，加速度$\approx$ 110 m/s $^{-2}$）的运动学演化中的突然转变精确地划分了耀斑的前耀斑和脉冲阶段，这指向了喷发早期动力学和耀斑磁重联强度之间的反馈过程。
2020-05-13 astro-ph.SR
Multiple Extreme Ultraviolet Peaks Attributed to Three-dimensional Magnetic Reconnection in a Long-duration Solar Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球物理和行星科学系地空间环境中国科学院重点实验室）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）；LESIA, Observatoire de Paris, CNRS, UPMC, Université Paris Diderot（巴黎天文台LESIA实验室（CNRS、UPMC、巴黎第七大学））；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本研究通过三维磁重联解释了长持续时间日冕爆发中多个极端紫外峰值，揭示了双丝后期阶段爆发的成因，并连接了观测、诊断与磁结构之间的关系。
2026-02-24 astro-ph.SR
Solar flare-related eruptions followed by long-lasting occultation of the emission in the He II 304 A line and in microwaves
等离子体的温度接近色球层的一个是在太阳爆发喷射。这样的等离子体可以掩盖太阳活动区和安静区致密源的部分发射。吸收现象可以在微波范围内观察到所谓的“负爆发”，也可以在He II 304 A线中观察到。本文考虑了与相当强大的耀斑有关的三个爆发事件。从一次喷发的“负爆发”的多频记录中估计了喷发的吸收物质参数。在一些事件中，我们发现了一个爆发的暗条的“破坏”，它像云一样在一个巨大的区域上分散，作为304 A线发射的巨大凹陷。本文考虑了我们已知的三个事件中的一个。另一个事件是可能的。
2011-03-10 astro-ph.SR
Forecasting the Remaining Duration of an Ongoing Solar Flare
在太阳耀斑期间，太阳X射线辐照度显著提高，这可能导致由于电离层中原子的电离而导致无线电中断。由于太阳耀斑的持续时间与耀斑的大小无关，目前还不清楚这些停电能持续多久。使用一个随机森林回归模型训练的数据从X射线光变曲线，我们已经开发出一种直接预测方法，预测多久的事件将保持在背景水平以上。我们测试了大量的耀斑观测与GOES-15，并表明，它一般优于简单的线性回归。这种预测在计算上足够轻，可以实时执行，允许在耀斑过程中进行预测。
2021-06-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Microwave Quasi-periodic Pulsation with Millisecond Bursts in A Solar Flare on 2011 August 9
在2011年8月9日的一次X6.9太阳耀斑最大爆发之前，发生了一次特殊的微波准周期脉动（QPP），并伴随着持续时间约20 s的硬X射线（HXR）QPP。最有趣的是，微波QPP是由毫秒级的时间尺度的超细结构。每个微波QPP脉冲由毫秒尖峰爆发或窄带III型爆发的簇组成。有三种不同的频率漂移率：微波QPP脉冲群的整体频率漂移率、微波QPP脉冲的频率漂移率和单个毫秒尖峰或III型爆发的频率漂移率。物理分析表明，高能电子从耀斑环上方的大尺度高动态磁重联电流片中加速向下传播，撞击耀斑环，产生HXR爆发。电流片中的撕裂模（TM）振荡调制HXR发射并产生HXR QPP;向下传播的高能电子产生朗缪尔湍流和等离子体波，导致等离子体发射。载流等离子体回路中TM振荡对等离子体发射的调制可以产生微波QPP。TM不稳定性在环中产生磁岛。每个X点将是一个小的重连点，并加速周围的电子。这些加速的电子撞击周围的等离子体并触发毫秒尖峰簇或III型爆发组。可能每个毫秒棘波爆发或III型爆发都是基本爆发（EB）之一。大量这样的EB团簇形成强烈的闪耀微波爆发。
2012-02-08 astro-ph.SR
