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
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
The Role of Magnetic Fields in Transient Seismic Emission Driven by Atmospheric Heating in Flares
耀斑中的瞬态地震辐射的物理学在很大程度上仍然是个谜。它的发现者提出，这些“日震”是由耀斑色球层的“厚目标加热”驱动的冲击的特征。H-α观测显示了这种冲击的证据。然而，对脉冲色球加热驱动的冲击的模拟显示，随着冲击的向下进行，辐射损失逐渐减少。受冲击气体的压缩加热并增加其密度，使其更具辐射性。因此，辐射损失随着冲击的强度急剧增加。这引起了怀疑，从这样的冲击足够的能量可以渗透到太阳内部，以匹配所显示的日震签名。我们指出，由脉冲加热驱动的声学瞬变的模拟没有考虑瞬态震源环境的磁场特性。这对传导到太阳内部的地震通量一定有重大影响。例如，一个强的水平磁场会大大增加色球介质的压缩模量。这大大减少了气体的压缩，从而减少了瞬变通过时的辐射损失，这可以解释震源与强的、高度倾斜的半影磁场区域的强烈亲和力。因此，倾斜磁场的作用对于我们理解脉冲加热在瞬态地震辐射中的作用至关重要。
2013-03-13 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
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
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
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
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
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
Observations of solar chromospheric heating at sub-arcsec spatial resolution
各种各样的现象，如温和但持续的增亮，动态细长特征（~100公里）和紧凑（~ 1“）紫外线（UV）爆发与太阳色球层的加热有关。需要高时空分辨率来捕捉可能的磁重联驱动的快速演变的爆发的更精细细节。也需要这样的观测来揭示它们与大规模耀斑的相似之处，大规模耀斑也被认为是重联驱动的，更普遍地说，它们在色球加热中的作用。在这里，我们报告的观测色球加热的紫外线爆发的形式获得的气球载天文台，日出。观测到的爆发显示出类似于一个大规模的太阳耀斑的环形带状空间形态。虽然太阳动力学天文台在1.5“空间分辨率和24秒节奏下的同时紫外线观测显示出紧凑的增亮，在7秒的节奏下，在衍射极限空间分辨率为0.1“的情况下进行的日出观测揭示了爆发的动态子结构，它是由扩展的带状特征和快速发展的薄拱组成的（~ 0.1“宽）磁环状特征，类似于耀斑后的环。这样一个动态的子结构揭示了色球加热在这些爆发的小尺度性质。此外，基于磁场外推，该加热事件与复杂的扇脊磁拓扑结构相关联。我们的观测强烈地暗示了太阳大气中从一些大规模耀斑到小规模爆发的磁加热的统一图像，所有这些都与这样的磁拓扑结构有关。
2018-07-03 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
Simulating Solar Flare Irradiance with Multithreaded Models of Flare Arcades
了解能量如何在耀斑中释放是太阳和恒星天体物理学的核心问题之一。对高温耀斑等离子体的观测为这种能量释放的性质提供了许多潜在的线索。然而，很明显，耀斑并不是由几个脉冲加热的环组成的，而是许多小尺度线程随着时间的推移而被加热的结果，这使得很难详细比较观测和数值模拟。以前的一些研究表明，通过将耀斑视为一系列独立加热的环，可以重现观测到的发射的某些方面，但这些研究通常集中在小尺度特征上，而忽略了耀斑的全球特征。在本文中，我们开发了一个多线程模型，包括随时间变化的几何形状和加热速率的一系列连续加热的环路，包括一个拱廊。为了验证，我们与MinXSS CubeSat的五个耀斑的光谱观测以及GOES/XRS和SDO/AIA测量的光变曲线进行比较。我们表明，该模型可以成功地再现光变曲线和准周期脉动在GOES/XRS，软X射线光谱看到MinXSS，和光变曲线在各种AIA通带。AIA光变曲线与长时间加热最一致，但元素丰度不能受模型约束。最后，我们展示了如何使用这个模型来外推极端事件的光谱，可以预测辐照度在很宽的波长范围内，包括未观察到的波长。
2020-05-07 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet Late Phase in Homologous Solar Flares from a Complex Active Region
最近对极紫外波长的观测揭示了某些太阳耀斑的一个新的晚期阶段，这被视为在软X射线峰值之后几十分钟到几小时的暖日冕发射（$\sim3$ MK）的第二个峰值。EUV后期（ELP）的起源是由长ELP回路中的长期冷却过程或主耀斑加热后延迟的能量喷射到ELP回路中来解释的。利用\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）的观测资料，研究了起源于复杂活动区（AR）NOAA 11283的6个同源耀斑（F1-F6）中ELP的产生，着重研究了耀斑的发射特征。发现ELP的主要产生机制从耀斑F1的额外加热转变为耀斑F3-F6的持续冷却，而这两种机制在耀斑F2中都起作用。ELP峰的时滞的突然减小证明了这种转变，并且大多数耀斑中的长期冷却过程通过耀斑带通量与ELP峰强度之间的正相关来验证。我们将ELP产生机制的变化归因于AR上方包络磁场的增强，这有助于ELP环路更迅速和更有活力的加热。此外，最后一个也是唯一的受限耀斑F6表现出极大的ELP。这次耀斑中不同的发射模式可能反映了ELP环内部不同的能量分配，这是由于不同的磁重联过程。
2021-05-21 astro-ph.SR
Solar Flare Heating with Turbulent Suppression of Thermal Conduction
在太阳耀斑期间，等离子体通常被加热到非常高的温度，并且通过热传导产生的能量重新分布是在整个耀斑太阳大气中传输能量的主要机制。热通量通常使用斯皮策理论建模，该理论基于携带热通量的电子与背景中的电子之间的局部库仑碰撞。然而，经常在耀斑期间，温度梯度变得足够陡峭，使得碰撞平均自由程超过温度梯度尺度大小，使得热传导变得固有地非局部。此外，湍流角散射，这是可检测的非热宽度的原子发射线，也可以起到增加碰撞频率，从而抑制热通量。Emslie & Bian（2018）最近的工作扩展了Spitzer的热传导理论，以解释非局域性和湍流抑制。我们已经实现了他们的理论表达式的热通量（这是一个卷积的斯皮策通量与核函数）到RADYN耀斑建模代码，并进行了参数研究，以了解所产生的热传导的变化如何影响耀斑动力学，因此产生的辐射。我们发现，减少热通量的模型预测较慢的批量流量，不太强烈的线发射，和较长的冷却时间。通过比较由模型预测的原子发射线的多普勒速度和非热线宽从一个特定的耀斑观测的功能，我们发现，抑制因子在0.3至0.5之间的模型相对于斯皮策值最好地再现观测到的多普勒速度在很宽的温度范围内形成的发射线。有趣的是，与观测到的非热谱线宽度最匹配的模型具有卡帕型速度分布函数。
2022-04-25 astro-ph.SR
Thermal to Nonthermal Energy Partition at the Early Rise Phase of Solar Flares
在某些耀斑中，X射线波段的热分量出现得比非热分量早得多。利用敏感的微波观测，我们重新审视了Battaglia等人（2009）基于RHESSI数据分析得出的这一发现。我们已经发现，非热微波辐射产生的加速电子与至少几百keV的能量，出现早的热软X射线发射表明，电子加速发生在非常早期的耀斑阶段。因此，在耀斑的早期阶段没有探测到硬X射线是一个有限的RHESSI灵敏度的人为因素。在所有考虑的事件中，微波发射强度在早期耀斑阶段增加。我们发现，无论是热或非热的回旋同步辐射可以占主导地位的低频部分的微波光谱低于发生在3-10 GHz的光谱峰值。相比之下，光谱的高频光学薄部分总是由非热的加速电子组成，其幂律能谱在早期耀斑阶段可以扩展到几MeV。这意味着，即使在这个阶段被加速的电子的总数很小，它们的非热光谱也得到了充分的发展。这意味着可用种子粒子的加速过程是完全可操作的。虽然等离子体加热效率很高，但是这种种子群体的产生（通常称为粒子从热池“注入”到加速中的过程）在该阶段具有相当低的效率。这种加热和加速之间的不平衡（有利于加热）在大多数可用的耀斑模型中很难调和。这让人想起焦耳加热和逃逸电子加速之间的权衡，它对电子注入加速过程施加了额外的约束。
2012-09-04 astro-ph.SR
How gas-dynamic flare models powered by Petschek reconnection differ from those with ad hoc energy sources
太阳耀斑动力学的各个方面，如色球蒸发和耀斑光变曲线，长期以来一直使用静态耀斑环内的等离子体动力学的一维模型进行研究，受到一些能量输入。虽然在解释观测到的耀斑特征方面非常成功，但到目前为止，所有这些模型都指定了临时的能量输入，而不是自洽地推导出它。人们普遍认为耀斑是由重联释放的磁能驱动的。最近的工作已经推广Petschek的基本重联的情况下，拓扑结构的变化，其次是场线收缩和冲击加热，允许其列入一个一维耀斑环模型。在这里，我们比较气体动力学驱动的收缩和冲击，从更传统的静态回路模型激励特设源项。我们发现显着的差异在第一分钟，当回缩导致较大的动能，并产生较高的密度在循环顶部，而特设加热往往rarify循环顶部。环顶密度浓度与Petschek模型的特征--慢磁声激波有关，但在外流射流中发生的收缩阶段之后仍然存在。这提供了一个解释所观察到的环顶源的X射线和EUV发射，与特设加热方案所提供的优势。然而，这两个模型的冷却阶段非常相似，这表明在该阶段的观测将产生关于能量输入性质的信息很少。
2015-10-20 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. II. Modeling
太阳峰年任务的结果表明，硬X射线和太阳耀斑过渡区发射之间存在密切联系。类似地，RHESSI和IRIS数据的现代组合可以以前所未有的方式告知加热过程的细节。我们研究了RHESSI，IRIS，SDO和Hinode观测到的一个小事件，使我们能够强烈地约束耀斑的加热和流体动力学性质，详细的观测结果在以前的论文中介绍。在这一事件中观察到的过渡区线的长时间红移，以及许多其他事件，从根本上与色球凝聚在一个单一的环不相容。我们结合RHESSI和IRIS数据来测量组成耀斑的许多磁链之间的能量分配。使用观测确定的能量分区，我们表明，一个适当的多线程模型可以重现这些红移的幅度，持续时间和线强度，同时被很好地约束所观察到的密度，温度和排放措施。我们评论了RHESSI和IRIS耀斑观测的一般意义，即：（1）单圈模型与长持续时间红移等观测量不一致;（2）两股X射线之间的平均间隔时间小于10秒，这意味着对于持续10分钟的硬X射线爆发，在耀斑带上的单个IRIS像元内至少有60条线：（3）这些线中的大多数被爆炸加热，能量分布符合幂律斜率$\approx -1.6$;（4）多链模型再现了观测到的谱线轮廓、峰值温度、差分发射测量分布和密度。
2016-07-22 astro-ph.SR
