Estimation of Key Sunquake Parameters through Hydrodynamic Modeling and Cross-Correlation Analysis
太阳地震是与太阳耀斑相关的更明显的次级现象之一，其中太阳大气层较低层中的能量沉积激发了在日震和磁成像仪（HMI）多普勒图中容易看到的声波。我们探讨了两种可能的来源的日震的背景下，电子束假说：一个瞬时转移的动量和一个逐渐施加的力，由于耀斑爆发。我们模拟的太阳地震激发和比较，与五个观测到的太阳地震事件，使用互相关分析。我们发现，至少有一半的事件研究是一致的电子束假说和估计所需的能量激发的日震是在以前的研究所确定的范围内。
2020-06-17 astro-ph.SR
On the Origin of a Sunquake during the 29 March 2014 X1 Flare
来自HMI仪器的日震数据显示，在活动区域NOAA 12017中发生了与X1耀斑SOL 2014 -03- 29 T17：48相关的日震。我们试图发现是否是类似声音的脉冲或洛伦兹力的作用引起了日震。我们分析光谱偏振数据获得的设施红外光谱仪（FIRS）在邓恩太阳望远镜（DST）。在脉冲阶段，FIRS狭缝偶然地穿过靠近声源的耀斑核。红外FIRS数据在整个耀斑期间保持不饱和。分析了Si I 1082.7nm和He I 1083.0nm谱线的斯托克斯轮廓。在耀斑足点处，Si I 1082.7 nm核心强度增加了几倍，IR连续谱增加了4 +/-1%。值得注意的是，Si I核心类似于经典的Ca II K线的自反转轮廓。利用氢、碳、硅和铁的nLTE辐射模型，这些特性将耀斑加热的穿透深度设置为100 +/- 100 km，即光球层。对非磁性能量通量的估计至少是太阳地震能量通量的两倍。Si I线的Milne-Eddington反演表明，局部磁能变化也太小而不能驱动声脉冲。我们的工作提出了几个问题：我们是否“错过”了向下能量传播的特征？它是间歇性的时间和/或非本地？1-2秒光球辐射阻尼时间是否会使压缩模打折？
2014-09-22 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
Highly Energetic Electrons Accelerated in Strong Solar Flares as a Preferred Driver of Sunquakes
日震是在某些高能太阳耀斑中激发的增强型地震波。到目前为止，它们的起源仍有争议。本文选取了24太阳活动周的20个强耀斑，其脉冲相位被\emph{Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\emph{RHESSI}）完全捕获。在我们的样本中，12个日震活动耀斑中有11个的硬X射线（HXR）辐射与白光（WL）增强和日震表现出良好的时空相关性。光谱分析还揭示了一个更硬的光子光谱，延伸到几百千电子伏，这意味着相当大的人口耀斑加速非热电子在高能量。从数量上看，在300 keV以上的电子总能量的太阳活动耀斑是系统的不同，在太阳平静耀斑，而差异是边缘的电子超过50 keV。所有这些事实都支持高能电子作为太阳地震的首选驱动力。这样一个电子驱动的情况下，可以合理地容纳在最近提出的选择规则的框架内产生的太阳地震。对于剩下的一个事件，日震震中与磁印记是同空间的，即，光球上磁场的永久变化。定量计算表明，耀斑引起的向下洛伦兹力可以做足够的功来驱动日震，作为一个可行的日震驱动器为这个特定的事件。
2023-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
An Acoustic Model for Sunquakes Unifying the Solar Interior and Atmosphere
本研究扩展全球太阳声学模型至日冕，利用RADYN模拟的加热率激发日震，并观察到类似莫顿-拉姆齐波和LCPFs的波，为约束日震激发模型提供新途径。
2025-09-08 astro-ph.SR
Flare Induced Sunquake Signatures in the Ultraviolet as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly
在太阳光球层中经常观察到太阳地震（SQ），但直到最近才在色球层中检测到这些事件的特征。我们调查是否签名的SQs是常见的紫外线（UV）连续，采样太阳等离子体几百公里以上的SQs通常被检测到。我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）1600毫米和1700毫米通带的观测结果，太阳活动周期24耀斑引起的SQ签名。我们的分析基于Sharykin & Zosovichev（2020）最近的统计研究中检测到的62个SQs。我们发现62个SQ候选者中有9个产生了响应，该响应在来自AIA 1600 nm和1700 nm通道的运行差异图像中被清楚地检测到。对数据应用宽度为2 mHz（以6 mHz为中心）的二进制频率滤波器。每个SQ的第一个特征是在距离相关耀斑带5.2 Mm至25.7 Mm之间的距离处检测到的。时间-距离和回归分析使我们能够计算的表观横向速度的SQ在UV数据集，并发现最大速度高达41公里s-1，87毫米远离SQ源。我们的分析表明，可以在SDO/AIA 1600 Å和1700 Å通带中检测到耀斑诱导的SQ特征，暗示它们存在于较低的色球层中。GOES耀斑分类和SQ在这些高度的出现之间没有明显的相关性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Comparison of seismic signatures of flares obtained by SOHO/MDI and GONG instruments
对地震对太阳耀斑的反应的第一次观测是利用时间-距离和全息技术对从空间获得的不受地面大气扰动影响的SOHO/MDI多普勒图进行的。然而，地面网络GONG可能是一个非常有价值的日震观测来源，特别是在空间观测不可用的情况下。本文介绍了用于从属全息术的GONG观测数据预处理的新技术。使用这种方法和TD图，我们调查了与M和X级太阳耀斑观测到的几个日震，并与先前使用MDI数据报告的结果进行了比较。在GONG和MDI数据集中，我们还首次检测到与2001年9月9日耀斑相关的TD脊。我们的研究结果令人放心地显示，从GONG数据中可以提供有关与太阳耀斑相关的地震过程物理学的进一步信息。
2011-07-09 astro-ph.SR
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
Properties of the 15 February 2011 Flare Seismic Sources
2011年2月发生了第24太阳活动周期的第一次近侧X级耀斑，并在光球层产生了非常强烈的地震反应。在2011年，Zavichev报道了一次日震，随后Zharkov等人又发现了第二次日震。耀斑有一个双带结构，并与磁绳喷发和晕日冕物质抛射（CME）的CACTus目录中的报告。在发现第二次太阳地震以及两个源与爆发通量绳脚位置的空间关联之后（Zharkov等人，2011年），我们在这里对观测到的地震源及其周围的光球变化进行了更详细的分析。这些日震是非常不寻常的，发生在耀斑脉冲阶段的早期，震源几乎没有硬X射线（HXR）发射，最强的X射线发射源位于耀斑带中。我们给出了第二个震源的定向时距图，它清楚地显示了一个与传播的声波波包相对应的脊，并发现第二个震源的地震比第一个震源早发生约45秒到1分钟。使用声全息，我们报告不同的频率响应的两个源。我们发现强烈的下行流在地震的位置和超声水平运动在声波激发的第二个网站。
2012-08-21 astro-ph.SR
Spectroscopic Signatures Related to a Sunquake
在某些耀斑中存在与耀斑有关的声发射（日震），这对我们目前对耀斑能量输运过程的理解提出了严峻的挑战。我们提出了一个新的光谱观测的比较，从日出的EUV成像光谱仪（EIS）和界面区域成像光谱仪（IRIS）的大气以上的太阳地震，并将它们与光谱中观察到的一部分的耀斑区域没有声学签名。使用时间距离和声学全息方法来确定日震的证据，我们发现，与许多以前的日震探测不同，信号相当分散，但时间距离和6和7 MHz的源会聚在同一空间位置。我们还看到了一些证据，表明在不同的频率下有不同的进化，7 mHz的峰值比6 mHz的峰值早。使用光谱测量，我们发现在这个位置，在7 mHz峰值时，光谱发射明显更强烈，显示出比没有太阳地震的位置更大的速度位移和更宽的轮廓，并且蓝移，热日冕，硬X射线（HXR）和红移色球发射之间有很好的相关性，这与由非热电子快速加热驱动的强烈向下运动和色球冲击形成的想法一致。利用Mg II三重线的诊断潜力，我们还发现了一个单一的，大的温度增加在大气深处的证据，符合这种情况。6 mHz和时间-距离峰值信号的时间与能量释放过程中的第二个峰值重合，但在这种情况下，我们在地震位置没有发现HXR发射的证据，但非常宽的谱线强烈地向红色移动，表明可能存在向下传播的阿尔芬波的显著通量。
2015-08-28 astro-ph.SR
Origin of Coronal Extreme Ultraviolet Shockwaves without a Coronal Mass Ejection Event
Tufts University（塔夫茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）
通过比较有无日冕物质抛射（CME）的日冕大尺度传播前沿（LCPF）事件，发现无CME的孤立耀斑产生的日冕波传播较慢，且其软X射线特性表明能量释放率较低，暗示不同的产生机制。
2026-07-10 astro-ph.SR
Spectro-Polarimetric Properties of Sunquake Sources in X1.5 Flare and Evidence for Electron and Proton Beam Impacts
本文利用HMI的FeI 6173A谱线Stokes轮廓分析2022年X1.5耀斑日震源，发现其连续谱和线核变化与硬X射线脉冲同步，并伴随磁场变化，表明脉冲耀斑相物理过程比现有电子和质子束模型预测更复杂。
2023-09-13 astro-ph.SR physics.space-ph
First Sunquake of Solar Cycle 24 Observed by Solar Dynamics Observatory
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了强烈的“日震”事件，代表了对耀斑影响的地震反应。脉冲激发的地震波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）以高分辨率（0.5弧秒/像素）和高节奏（45秒）几乎不间断地观测太阳表面的强度、磁场和等离子体速度（多普勒图）的变化。耀斑对太阳表面的影响是以HMI观测值（多普勒速度、视线磁场和连续强度）的紧凑和快速变化的形式观测到的。这些变化是由光球层中高能粒子的撞击引起的，形成了典型的双带耀斑结构。在原始的多普勒图差异中可以很容易地看到日震，而不需要任何特殊的数据处理。这次地震的震源位于非常复杂的太阳黑子区NOAA 1158的外边界附近，在太阳黑子半影和半影边界。这引起了一个有趣的等离子体动力学的影响区域。我介绍了HMI近实时数据分析的一些初步结果，并讨论了日震和耀斑影响源的性质。
2011-02-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Observable QPOs produced by steep pulse profiles in Magnetar Flares
在SGR 1806-20和SGR 1900+14中看到的巨大伽马射线耀斑尾部的强准周期振荡被认为是由耀斑磁星中的星震产生的。然而，观测到的大分数振幅（高达~20%）很难与预测的星震振幅相一致。在这里，我们证明了在巨大的耀斑的尾部陡峭的脉冲发射轮廓可以增强所观察到的振幅的基础振荡，类似于一束光振荡的视线。该机制还将加宽功率谱中的特征并在振荡的谐波处引入功率。观测到的振荡强度取决于潜在星震的振幅、恒星表面辐射的方向和位置以及光变曲线的梯度。虽然信号的放大可能是显着的，我们证明，即使在发射几何的不确定性，这种效果是不足以产生所观察到的QPO。这一结果排除了直接观测到的星震，并表明观测到的变化来自发射强度的调制。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
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
Dynamics of Electric Currents, Magnetic Field Topology and Helioseismic Response of a Solar Flare
2011年7月30日的太阳耀斑属于中等X射线级别（M9.3），但它对光球层产生了强烈的影响，并产生了“日震”，这是由美国宇航局太阳动力学观测站（SDO）的日震和磁成像仪（HMI）观测到的。除了日震波（也是用SDO/AIA仪器观测到的）之外，耀斑还造成了大面积的白光发射，并伴随着磁场的重大重组，导致耀斑区域迅速形成太阳黑子结构。耀斑没有产生明显的硬X射线发射，也没有日冕物质抛射。这表明耀斑能量释放主要局限于低层大气。没有明显的日冕物质抛射排除了磁绳喷发作为日震波的机制。我们讨论了连接的耀斑能量释放的电流动力学和高速等离子体流在低层太阳大气中的耀斑能量释放过程中的潜在重要性。
2015-02-18 astro-ph.SR
Global Properties of Solar Flares
这篇文章广泛地回顾了我们对太阳耀斑的认识。有一个特别关注他们的整体属性，而不是微观物理，如磁重联或粒子加速等所需的。事实上，太阳耀斑将永远停留在遥感领域，所以我们不能直接观察到微尺度，必须通过整体性质加上理论推导来理解基本物理。全球观测包括一般能量学--耀斑中的辐射和日冕物质抛射（CME）中的质量损失--以及不同类型的抛射和全球波扰动的形成：II型射电爆发激发器、莫顿波、EIT“波”和太阳内部的“日震”声波。耀斑辐射和日冕物质抛射的动能可以具有相当的量级，对于X级事件来说，它们的量级都是10^32尔格，其中大部分辐射能量在可见光-紫外光连续谱中。我们认为，耀斑的脉冲阶段主导了所有这些表现的能量，并指出，在这个阶段的能量和动量主要驻留在电磁场，而不是在可观察的等离子体
2011-08-17 astro-ph.SR
A Machine Learning Enhanced Approach for Automated Sunquake Detection in Acoustic Emission Maps
Technical University of Cluj-Napoca（克卢日-纳波卡技术大学）；National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心）；Astronomical Institute of the Romanian Academy（罗马尼亚科学院天文研究所）
太阳地震是在太阳表面可见的地震辐射，与一些太阳耀斑有关。虽然在1998年发现，但直到最近才成为一种更常见的现象。尽管有几个手动检测指南，但据我们所知，为太阳地震产生的天体物理数据对机器学习领域来说是新的。探测太阳地震对于人类操作员来说是一项艰巨的任务，这项工作旨在减轻并在可能的情况下改善其探测。因此，我们介绍了一个数据集构造的太阳活动区的声学外出功率图获得的太阳活动周23日和24日使用全息方法。然后，我们提出了一种教学方法，用于使用AutoEncoders，对比学习，对象检测和递归技术进行太阳地震检测的机器学习表示方法的应用，我们通过引入几个定制的特定于域的数据增强转换来增强。我们解决的主要挑战，自动化的太阳地震检测任务，即非常高的噪声模式和活动区域的阴影和极端的类不平衡的有限数量的帧，目前太阳地震签名。通过我们训练的模型，我们找到了特殊声发射的时间和空间位置，并将它们定性地与爆发和高能发射联系起来。虽然注意到这些模型仍处于原型阶段，并且在指标和偏差水平方面还有很大的改进空间，但我们假设它们在示例用例上的一致性有可能检测到微弱的太阳声学表现。
2022-12-13 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Investigation of Relationship Between High-Energy X-ray Sources and Photospheric and Helioseismic Impacts of X1.8 Solar Flare of October 23, 2012
2012年10月23日的X级太阳耀斑产生了连续光球发射和强烈的日震波（“日震”），表明太阳大气层的稠密部分有密集的能量释放。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的光球数据和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线观测数据，研究了具有高时空分辨率的能量释放特性。对于该分析，我们使用1级HMI数据（滤波图），通过以$\sim 3.6$ s的时间节奏和每个像素$\sim 0.5^{\prime\prime}$的空间分辨率扫描Fe I线（6731 μ m）获得。发现耀斑引起的光球扰动在空间上与硬X射线发射区一致，但延迟了$\lesssim 4$秒。这种延迟与耀斑流体动力学RADYN模型的预测是一致的。然而，这些模型无法解释HMI观察到的变化幅度。这些数据表明，光球碰撞和日震波可能是由远高于现有耀斑辐射流体动力学模型的电子能量通量引起的。
2017-06-08 astro-ph.SR
A Statistical Study of Photospheric Magnetic Field Changes During 75 Solar Flares
在太阳耀斑期间观测到光球磁场的突变和永久变化。这些变化似乎与磁场的重新配置有关，但其起源仍不清楚。利用太阳动力学天文台/日震和磁成像仪的观测资料，对18次X级、37次M级、19次C级和1次B级耀斑期间的永久视线磁场（$B_{\rm LOS}$）变化进行了统计分析。我们研究了永久性变化的性质，如频率、面积和位置。我们检测到59/75个耀斑的$B_{\rm LOS}$改变。我们发现，强烈的耀斑更有可能表现出变化，所有的耀斑$\ge$ M1.6展示他们。对于较弱的耀斑，在6/17 C耀斑中观察到永久性变化。34.3%的永久性改变发生在半影区，18.9%发生在本影区。在23/75次耀斑中，部分半影出现或消失。耀斑越强，发生永久变化的区域越大。强耀斑也表现出较大的磁通量变化，但磁通量变化与日心角无关。耀斑相关磁场变化的平均变化率为20.7 Mx cm $^{-2}$ min $^{-1}$。永久性变化的数量随着与极性反转线的距离呈指数衰减。永久性变化强度的频率呈指数下降，观察到的永久性变化高达750 Mx cm $^{-2}$。我们的结论是，永久磁场的变化是一种常见的现象，在耀斑，和未来的研究将澄清它们的关系，加速电子，白光发射，和日震，以进一步调查它们的起源。
2018-01-16 astro-ph.SR
Propagation of Alfvénic Waves From Corona to Chromosphere and Consequences for Solar Flares
磁流体动力学波如何从完全电离的日冕传播，进入并穿过下面部分电离的色球层，以及太阳耀斑的后果是什么？为了解决这些问题，我们已经开发了一个2流体模型（等离子体和中性粒子），并使用它来执行一维模拟阿尔文波在太阳大气中具有现实的密度和温度结构。对一系列太阳特征的研究（光斑、谱斑、半影和本影）表明，对于周期小于等于1秒的波，从日冕到色球层的能量传输可以超过入射能量的20%。周期为10秒或更长的波以相对较小的阻尼通过色球层，然而，对于1秒或更短的周期，进入色球层的波能的很大一部分（37%-100%）被中色球层和上色球层中的离子-中性摩擦阻尼，电子电阻率在下色球层和本影中起一定作用。因此，我们得出结论，周期为几秒或更短的阿尔夫文波能够在太阳耀斑期间加热色球层，并推测它们也可能有助于电子加速或激发日震。
2013-02-11 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
Helioseismic response to X2.2 solar flare of February 15, 2011
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了一次强烈的日震事件，这是太阳动力学天文台（SDO）的HMI仪器观测到的太阳光球对耀斑影响的日震响应。脉冲激发的声波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。观测到初始耀斑撞击的形式是多普勒速度、视线磁场和连续强度的紧凑和快速变化。这些变化形成了典型的双带耀斑结构，并被认为与高能粒子加热低层大气的热和流体动力学效应有关。对SDO/HMI和来自Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的X射线数据的分析表明，日震波是在硬X射线（50-100 keV）脉冲之前观测到的，由早期脉冲阶段的光球撞击引发的，并且可能与相对低能电子（~6-50 keV）和热通量传输的大气加热有关。在日震波出现之前，撞击造成了太阳黑子半影的短暂运动。研究发现，日震波阵面穿过太阳黑子时振幅较低，且相对于黑子外的阵面有明显的延迟。这些观测结果为研究耀斑对光球的影响和利用耀斑激发的波进行太阳黑子地震学研究开辟了新的前景。
2011-05-04 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
Oscillations in stellar superflares
两种不同的机制可能会导致恒星耀斑的整盘观测准周期脉动（QPP）。一种机制可能是磁流体磁（MHD）力和其他过程作用于耀斑环，如在太阳中看到的。另一种机制可能是由于耀斑产生的高能粒子脉冲（在太阳中称为“日震”）而被迫产生的局部声振荡。我们分析了75颗恒星的257个耀斑的短节奏开普勒数据，以寻找可能归因于这两种机制之一的耀斑衰变分支或耀斑后振荡中的QPP。大约18%的恒星耀斑在耀斑衰变分支中显示出一个明显的凸起，其原因不明。由于小波分析得到的碰撞周期与任何恒星参数都不相关，因此碰撞似乎不是一个高阻尼的全局振荡。我们检测到阻尼振荡覆盖几个周期（QPP），在七个耀斑的五颗星。这些振荡的周期也不与任何恒星参数相关，这表明这些可能是由于耀斑环振荡。我们寻找强耀斑后可能导致的强迫全球振荡。为此，我们研究了耀斑前后八颗恒星的类太阳振荡振幅的行为。然而，未检测到明显的振幅变化。我们还分析了两颗盾牌座δ星和一颗剑鱼座γ星在耀斑前后的自激脉动幅度。我们的结论是，需要找到一个新的过程来解释恒星耀斑光变曲线的高发生率的颠簸，耀斑环振荡可能已经在少数恒星中检测到，并没有确凿的证据存在耀斑引起的全球声振荡（星震）。
2015-04-07 astro-ph.SR
Evidence of the Relationship between the Emerging Magnetic Fields, Electric Currents, and Solar Flares Observed on May 10, 2012
我们分析了2012年5月10日（04：18 UT）太阳耀斑的多波长观测和磁场数据，并在小光斑本影的视线磁测量中检测到信号的符号反转。这种效应至少部分地与新磁场的出现有关。几乎在同一时间，记录到了一次硬X射线爆发，由于能量释放范围内的扰动对光球层的影响，产生了真空紫外（EUV）范围内的波（“日震”）。在事件开始时，记录到一个S形耀斑，但它没有像通常那样沿着极性反转（中性）线传播。利用SDO/HMI全矢量测量数据，将AR 11476磁场外推到日冕，得到光球层垂直电流$j_z$的分布。活动区的电流分布表明，它们与耀斑的发生有着十分复杂的关系。我们已经证实，当前系统在耀斑之前和之后的预期“理想”行为（例如，参见（Sharykin和Kavichev，2015））仅在乙状结肠区观察到。所得的结果与同日在该天文台录得的另外两个耀斑的观测结果比较，其中一个与讨论中的耀斑相似，另一个则不同。我们的研究结果证实了S型耀斑中大尺度磁通量绳的形成和爆发与光球层的剪切运动和扭曲磁管的出现以及随后的环面不稳定性的发展有关。
2016-05-14 astro-ph.SR
Solar Flares and the Axion Quark Nugget Dark Matter Model
我们主张帕克很久以前为解决日冕加热问题而制造的纳米耀斑，也可能引发更大的太阳耀斑。这些论点是基于这样一个模型：太阳的极紫外线（EUV）辐射和软X射线的发射是由入射的暗物质粒子在轴子夸克块（AQN）暗物质模型中提供外部动力的。与太阳能材料的AQN的相应的湮灭事件被确定与nanoflars。这个模型最初是作为一个自然的解释，观察到的比例$Ω_{\rm dark} \sim Ω_{\rm visible}$时，DM和可见物质密度假设相同的数量级值。该模型给出了一个非常合理的EUV辐射强度，而无需调整模型中的任何参数。当同样的块金进入高磁场区域时，它们作为触发器点燃了磁场重联，最终可能导致更大的耀斑。从技术上讲，磁重联是由于冲击波而点燃的，当暗物质块以比声速$c_s$高得多的速度$v_{\rm AQN}\sim ~600~ {\rm km/s}$进入太阳大气层时，冲击波不可避免地产生，使得马赫数$M=v_{\rm AQN}/c_s\gg 1$。这些冲击波产生非常强和非常短的脉冲，用磁场重联区域附近的压力$Δp/p\sim M^2$和温度$ΔT/T\sim M^2$表示。该机制与观测到的耀斑分布$dN\sim W^{-α}dW$作为耀斑能量$W$的函数的比例是一致的。我们还推测，同样的金块可能会引发与大型耀斑相关的日震。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
