Oscillations in the 45-5000 MHz Radio Spectrum of the 18 April 2014 Flare
利用一种新型的振荡图，对2014年4月18日M7.3耀斑（SOL 2014 -04- 18 T13：03：00 L245 C 017）进行了研究。我们发现这个耀斑的周期在65-115秒范围内的准周期字符。在耀斑的初始阶段，我们发现65-115 s的振荡相位随脉动结构（等离子体团喷射）的漂移而缓慢地向低频漂移，这表明在磁重联开始时有一个向上传播的波。在漂移脉动结构中，发现许多周期（1-200秒）记录了多尺度和多周期过程。在该漂移结构上叠加了特征周期约为1秒的光纤脉冲串，其频率漂移与漂移65-115秒振荡相位的频率漂移相似。我们还检查了在这个耀斑的EUV成像光谱仪（EIS）/日野成像光谱仪（IRIS）的观测发现的周期。我们承认III型爆发（电子束）的建议，但他们的时间与EIS和IRIS峰的重合度不是很好。这可能是由于无线电频谱是一个整盘记录，包括来自任何位置的所有爆发，而EIS和IRIS峰只从EIS和IRIS观测的狭缝位置发射。
2017-06-09 astro-ph.SR
Radio and Optical Flares on the dMe Flare Star EV Lac
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Washington（华盛顿大学）；Rice University（莱斯大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究通过协同观测M矮星耀星EV Lac的射电与光学耀斑，发现仅部分光学耀斑存在射电响应，且射电响应与更高低能截止值相关，两者峰值存在1-7分钟延迟，揭示了多磁环结构与电子不同加速机制。
2025-11-04 astro-ph.SR
No Evidence Supporting Flare Driven High-Frequency Global Oscillations
在全球低频（< 5.3 mHz）太阳声功率谱中产生激励的基本物理学是归因于太阳对流的众所周知的过程;然而，尚未找到关于是什么导致在高频范围（> 5.3 mHz）中的激励的明确解释。J. 678，73-76，2008）得出结论，在太阳耀斑和全球高频太阳声波之间存在相关性。我们使用了全球振荡网络组（GONG）日震数据，试图验证Karoff和Kjeldsen（2008）的结果，并比较了31次太阳耀斑的耀斑后声功率谱和耀斑前声功率谱。在分析的31个耀斑中，我们观察到太阳耀斑后声功率的减少和增加一样可能。此外，虽然我们确实观察到声功率的变化，最有可能与通常的p-模式与太阳对流，这些变化并没有显示出任何显着的时间关联耀斑。我们没有发现一贯支持耀斑驱动的高频波的证据。
2012-06-26 astro-ph.SR
Temporal Evolution of Chromospheric Oscillations in Flaring Regions - A Pilot Study
我们已经分析了H-α强度图像获得的1分钟的节奏与全球振荡网络组（GONG）系统，以调查在0-8 mHz频带的振荡的性质，在位置和时间的强M-和X-级耀斑。对于两个耀斑活动区域内的三个子区域中的每一个，我们从多个不同的位置提取时间序列，包括耀斑核心和更安静的周边地区。使用移动功率图分析来分析时间序列，以检查功率作为频率和时间的函数。我们发现，在耀斑核心的所有三个子区域，低频功率（~1-2兆赫）大大增强之前和之后的耀斑，并在所有频率高达8兆赫的功率耗尽耀斑最大。这种损耗是频率和时间相关的，这可能反映了在滤波器的带通中的耀斑期间可见的变化的深度。这些变化在火炬核心之外没有观察到。这种损耗可能表明，在耀斑最大时，声能正在转化为热能，而低频增强可能是由于色球层的不稳定性引起的，并提供了耀斑爆发的早期预警。在功率图中还可以看到减少的波功率的暗道，其可能由声波和磁场的相互作用引起。
2018-03-07 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variation of Radio Emissions from Thermal-Rich and Thermal-Poor Solar Flares
利用1996-2009年野边山射电日像仪事件表，对射电耀斑事件进行了统计分析。我们研究了中心到肢体的变化，17 GHz和34 GHz的流量划分耀斑事件到不同的组相对于“热等离子体丰富度”（软X射线的峰值通量的比率，非热无线电发射）和无线电爆发的持续时间。结果发现，对于短持续时间的富热耀斑，17和34 GHz的峰值通量倾向于向临边偏高。我们建议，热丰富的耀斑，这应该是与高能量粒子到色球层的有效沉淀，有一个俯仰角分布的非热电子具有较高的人口沿耀斑环。
2011-07-10 astro-ph.SR
Radio emission from acceleration sites of solar flares
这封信提出了一个问题，即在太阳耀斑的加速点上，电子产生了什么样的无线电发射。具体来说，我们计算两个竞争加速模型内产生的非相干无线电发射-随机加速级联MHD湍流和经常加速崩溃磁陷阱。我们的分析清楚地表明，来自加速站点的无线电发射：（i）具有足够强的强度，可以通过现有的无线电仪器进行观测;（ii）具有在这两个竞争模型中明显不同的光谱和光变曲线，这使得它们在观测上是可区分的。特别是，我们认为，一些窄带微波和分米连续爆发可能是一个签名的随机加速太阳耀斑。
2009-07-31 astro-ph.SR
An estimate of the magnetic field strength associated with a solar coronal mass ejection from low frequency radio observations
我们报告了2013年3月15日在太阳大气中发生的与“晕”日冕物质抛射（CME）相关的漂移、非热射电连续体的地面低频日像仪（80 MHz）、光谱仪（85-35 MHz）和偏振仪（80和40 MHz）观测结果。射电源附近的磁场强度（$B$）估计为80 MHz时的$B \approx 2.2 \pm 0.4$ G和40 MHz时的$B \approx 1.4 \pm 0.2$ G。相应的径向距离（$r$）为$r \approx 1.9~R_{\odot}$（80 MHz）和$r \approx 2.2~R_{\odot}$（40 MHz）。
2016-11-16 astro-ph.SR
Origin of radio-quiet coronal mass ejections in flare stars
II型射电爆发在太阳中被观测到，与许多日冕物质抛射（CME's）有关。鉴于这种关联，人们期望，通过从太阳耀斑到在M矮星上观测到的耀斑的比例，类似于太阳II型爆发的无线电发射应该与M矮星耀斑有关。然而，几项调查显示，这一期望似乎并未实现。在这里，我们假设，存在较大的全球磁场强度低质量的恒星，建议最近的磁对流模型，引起这样大的阿尔芬速度在日冕中，它变得难以满足的条件下产生的II型射电暴。因此，CME在耀斑星的日冕/风中传播，就II型爆发而言，预计是“无线电安静”的。鉴于此，我们建议，在II型爆发的背景下，从太阳耀斑到恒星耀斑的缩放是有限的有效性。
2019-02-02 astro-ph.SR
Statistical characteristics on SEPs, radio-loud CMEs, low frequency type II and type III radio bursts associated with impulsive and gradual flares
我们统计分析了一组115个低频（十赫波长范围）II型和III型爆发，这些爆发与1997年至2014年观测到的主要太阳高能粒子（SEP：Ep > 10 MeV）事件及其太阳成因（如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME））有关。根据太阳耀斑的持续时间，我们将它们分为两组：75个脉冲耀斑（持续时间< 60 min）和40个渐变耀斑（持续时间> 60 min），脉冲耀斑SEP事件（Rt = 989.23 min：2.86 d）的持续时间较短，与渐变耀斑（Rt =1275.45 min：3.34 d）相比，它们很快达到峰值强度（上升时间较短）。我们发现所有SEP的对数峰强度与CME（空间速度：cc = 0.52，SEcc = 0.083）和太阳耀斑（log积分通量：cc = 0.44，SEcc = 0.083）的性质之间有很好的相关性。对于这组主要SEP事件，这一特定结果没有明确区分耀斑相关和CME相关SEP事件。我们从Wind/WAVES观测到的射电动力学谱中导出了这些爆发的峰值强度、积分强度、持续时间和斜率。DH II型爆发的大部分属性（峰值强度，积分强度和起始频率）与脉冲和渐进耀斑事件被发现是相似的幅度。此外，我们还发现SEPs的属性和DH III型爆发的关键参数之间存在显着的相关性。这一结果表明，一个更密切的关联的峰值强度的SEP与DH III型射电暴的属性比DH II型射电暴的属性，至少…
2020-07-11 astro-ph.SR
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
Diagnostic Analysis of the Solar Proton Flares of September 2017 by Their Radio Bursts
2017年9月4日至10日发生在太阳上的强大耀斑是在1970- 1980年代在IZMIRAN开发的质子耀斑定量诊断技术的基础上进行分析的。结果表明，能量为几十MeV的质子来地球的通量和能谱与2.7- 15.4GHz微波射电爆发的强度和频谱有定性和定量的对应关系。特别是，9月4日的耀斑。在频率f ~ 3GHz处具有峰值无线电通量S ~ 2000 sfu（即，（具有软射电频谱）伴随着一个显著的质子通量J（> 10 MeV）~ 100 pfu和γ指数~ 3.0的软能谱，以及9月10日的强耀斑。在f ~ 15 GHz时具有S ~ 21000 sfu（即，具有硬无线电频谱）导致非常强烈的质子事件，J（> 10 MeV）~ 1000 pfu，具有硬能谱（γ ~ 1.4），包括地能级增强（GLE 72）。这进一步证明，无论太阳上粒子加速的具体来源是什么，微波射电爆发的数据都可以成功地用于诊断质子耀斑。
2018-08-15 astro-ph.SR
Flare processes evolution and polarization changes of fine structures of solar radio emission in the April 11, 2013 event
在2013年4月11日M6.5耀斑的太阳射电光谱精细结构观测中，射电源的位置和大小的测量是由四个不同天文台的多台射电仪器同时观测到的：怀柔太阳宽带射电频谱仪捷克共和国Ondrejov射电频谱仪（ORSC/Ondrejov）、Badary宽带微波分光偏振仪（BMS/Irkutsk）和光谱仪/IZMIRAN（Moscow，Troitsk）。精细结构包括微波斑马纹（ZP），快速脉动和纤维。它们是在位于环形拱廊顶部的耀斑增亮期间观测到的。偏振的动力学与耀斑激发器的运动有关，这在171 A和131 A的EUV图像（SDO/AIA）中观察到。结合SDO日震磁象仪（HMI）观测到的磁象图和极紫外耀斑增亮与ZP爆发的同源假设，我们推断观测到的ZP对应于普通的射电发射模式。然而，未来的分析需要验证这样的假设，即斑马射电源确实与闭合的磁回路有关，并且位于太阳大气中比脉动源更低的高度。
2015-09-22 astro-ph.SR
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
Type II Shocks Characteristics: Comparison with associated CMEs and Flares
在1998-2000年期间，ARTEMIS-IV无线电摄谱仪记录了一些公制（100-650 MHz）II型爆发;样本包括CME驱动的冲击和源自耀斑爆炸的冲击。我们研究他们的特点与相关的日冕物质抛射和耀斑的特点进行比较。
2010-09-22 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
Interferometric Observations of the Quiet Sun at 20 and 25 MHz in May 2014
介绍了UTR-2（\textit{Ukrainian T-shaped Radio telescope of the second modification}）射电望远镜在2014年5月27日至6月2日干涉测量期间在20和25 MHz进行太阳观测的结果。在这种情况下，使用了UTR-2射电望远镜东西臂和南北臂部分之间的不同基线225、450和675米。2014年5月29日，观测到了由III型、II型和IV型爆发组成的强零星射电辐射。在其他日子里，在十月范围内没有太阳射电活动。我们讨论了这样的安静的太阳的观测结果。测量了太阳在东西和南北方向上的通量和大小。在20和25 MHz时，平均通量分别为1050- 1100 Jy和1480- 1570 Jy。平静太阳在赤道和极地方向的角大小在20 MHz时为55'和49'，在25 MHz时为50'和42'。射电辐射的亮温分别为Tb = 5.1 × 10^5 K和Tb = 5.7 × 10^5 K（20和25 MHz）。
2018-06-22 astro-ph.SR
Sun-as-a-Star Observation of Flares in Lyman α by the PROBA2/LYRA radiometer
在太阳光谱中最强的121.5 nm处的H i Lyman α太阳辐照度中，很少有耀斑信号的报道。PROBA 2上的LYRA辐射计观测到了几次耀斑，在其Lyman-α通道中发现了明确的信号。在这里，我们提出了一个简短的概述，这些意见，然后详细研究其中之一，M2耀斑，发生在2010年2月8日。对于这次耀斑，LYRA Lyman-α通道中的通量增加了0.6%，这大约是GOES软X射线通道中辐射能量的两倍，与He ii线30.4 nm处辐射的能量相当。莱曼-α辐射只占这个耀斑的总辐射能量的一小部分，它的白光连续谱被探测到。此外，我们还发现Lyman-α耀斑轮廓遵循渐变相位，但峰值出现在其他波长之前。这个M2耀斑非常局部化，并且具有非常短暂的脉冲相位，但是需要更多的统计数据来确定这些因素是否影响莱曼-α耀斑信号的存在，该信号足够强以出现在太阳辐照度中。
2012-10-08 astro-ph.SR
Modeling of gyrosynchrotron radio emission pulsations produced by MHD loop oscillations in solar flares
本文对耀斑冕环中香肠、扭折和扭转MHD振荡模式的可观测射电特征进行了定量研究。考虑这些不同的MHD振荡模式对射电源参数如磁场、视线、等离子体密度和温度、电子分布函数以及源尺寸的一阶非零效应，我们计算了随时间变化的射电源辐射（光谱和光变曲线）。在所有考虑的射频下的无线电光变曲线（通量密度和偏振度）然后在时域（经由作为频率的函数的全调制幅度的计算）和傅立叶域（振荡谱、相位和部分调制幅度）中被量化，以形成特定于特定振荡模式和/或源参数状态的签名。我们发现，参数政权和所涉及的MHD模式确实可以区分使用的定量测量模型中得出的。我们应用开发的方法来分析无线电爆发记录欧文斯谷太阳能电池阵列和报告可能检测到的香肠模式振荡在一个（部分掩盖）耀斑和扭结或扭转振荡在另一个耀斑。
2011-12-02 astro-ph.SR
Synthetic solar X-ray flares time series since AD 1968 /s2
基于1980-2009年期间最定性的GOES卫星数据和多元回归模型，建立了1968-2009年时期软X射线耀斑月数量的“合成”系列（分别为C，M，X和总数）。公元1980年以前的系列的早期部分是在上述模型的基础上衍生的。四个频率（29-33、609、8800和15400 MHz）的射电爆发月数和2800 MHz（F10.7）的射电通量被用作因子。相关性非常强（相关系数R为0.79 - 0.93，Snedekor-Fisher的F参数为2.5-7）。早期的GOES X射线数据（AD 1975-1979）和较老的SOLRAD卫星数据（AD 1968-1974）不够确定，这表明可能是由于仪器灵敏度低而产生的还原效应。还发现，相对较弱的太阳黑子苏黎世周期No 20比接下来的三个周期No 21-23基本上更富含最强X级耀斑。
2010-11-28 astro-ph.SR
First detections of 610 MHz radio emission from hot magnetic stars
我们使用巨型米波射电望远镜对磁性O型和B型恒星的小样本进行了无线电发射研究，目的是在低频下研究它们的磁层。这是有史以来对热磁星进行的最低频率的无线电测量。观测是在1390和610 MHz频段的随机旋转相位下进行的。在这8颗恒星中，我们在1390和610 MHz波段都探测到了5颗B型恒星。O型星只在1390 MHz波段被观测到，没有被探测到。我们解释这一结果的自由自由吸收的结果，由自由流动的恒星风外部封闭的磁层。我们还研究了单个恒星的变化。其中一颗恒星HD 133880，其低频通量密度的变化非常强烈和迅速。我们讨论了这种发射是Trigilio等人（2000）对CU Vir报道的相干发射的可能性。
2015-05-08 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
Radio, EUV, and X-Ray Observations During a Filament Rise in the 2011 June 7 Solar Flare
能量最高的耀斑开始于暗条上升，随后是暗条下方的磁重联。重连的开始对应于耀斑脉冲阶段的开始。在本文中，我们研究这个阶段之前的过程。在暗条上升期间，我们发现了一个不寻常的射电连续谱，其起始边界向低频漂移。产生这种连续边界的介质的估计速度约为400 km/s，与上升的暗条的速度相似。与此灯丝上升，瞬态X射线源和极紫外（EUV）增亮被发现附近的灯丝脚点和外部的位置，后来两个平行的耀斑带出现。此外，在射电、EUV和X射线观测中同时发现了周期为30 s的振荡。在这些振荡结束时，耀斑脉冲相开始，如在漂移脉动结构和X射线源位于上升暗条的上部的观察。我们解释了不寻常的无线电连续谱和瞬态X射线源，这是位于两个平行的耀斑带外，在上升的灯丝与上面躺的磁环的相互作用过程中产生的。灯丝脚点处的EUV增亮可能是携带灯丝的磁绳内部的磁重联的特征。讨论了射电、X射线和极紫外光中~30 s周期振荡的可能情况。
2020-03-31 astro-ph.SR
Drifting Pulsation Structure at the Very Beginning of the 2017 September 10 Limb Flare
漂移脉动结构是太阳耀斑爆发初期观测到的重要射电精细结构。有人认为，DPS携带着太阳耀斑能量释放过程的重要信息。我们研究了2017年9月10日在微波，EUV和X射线观测提供的空间和光谱诊断背景下在X8.2级耀斑中观察到的DPS。我们描述的DPS和它的子结构，观察到的第一次。我们使用一种新的小波技术来揭示DPS的特征周期及其频带。比较这个DPS中发现的脉动周期与以前的DPS中发现的脉动周期，我们发现新的非常短的周期在0.09-0.15秒的范围内。我们目前的EOVSA图像和光谱的微波源观测期间的DPS。这个DPS在其最开始时具有两个频带（1000-1300 MHz和1600- 1800 MHz）中的脉动，这两个频带通过快速漂移突发相互连接。我们表明，这些双带脉动开始的时刻，当喷出的灯丝分裂在撕裂运动的位置，其中一个签名的耀斑电流sheetlater出现。使用标准耀斑模型和以前的观测DPS，我们解释这些双带脉动作为超热电子的射电签名被困在上升的磁绳和耀斑拱廊的时刻，耀斑磁重联开始。结果进行了讨论的情况下，在上升的磁绳的等离子体团。
2020-03-26 astro-ph.SR
On the flare induced seismicity in the active region NOAA 10930 and related enhancement of global waves in the sun
2006年12月13日在活动区NOAA 10930发生了一次X3.4级的大耀斑。在耀斑期间释放的能量也被认为会引起太阳的声波振荡。在这里，我们分析了X3.4耀斑期间在这个活动区的视线速度图案使用GONG仪器获得的多普勒。我们还分析了SOHO航天器上GOLF仪器获得的太阳盘积分速度观测值以及GONG观测的全盘塌陷速度信号，以研究太阳局部和全局速度振荡中与耀斑相关的变化之间的任何可能联系。我们应用小波变换的时间序列的本地化速度振荡，以及全球的速度振荡在太阳跨越耀斑事件。在耀斑期间，在活动区半影的某些局部区域，视向速度表现出明显的增强。观察到受影响区域远离耀斑带和硬X射线足点的位置。这种速度的突然增强似乎是由局部半影区的“磁急动”驱动的洛伦兹力引起的。应用小波分析这些耀斑引起的本地化地震信号显示显着的增强，在高频域（5-8兆赫）和微弱的增强，在耀斑期间的p-模式振荡（2-5兆赫）。另一方面，小波分析的GOLF速度数据和整个磁盘崩溃的龚速度数据跨越耀斑事件表明显着的耀斑后增强的高频全球速度振荡在太阳。我们发现耀斑引起的本地化地震信号和激发太阳的全球高频振荡之间的连接的迹象。
2011-10-28 astro-ph.SR
Relationship of type III radio bursts with quasi-periodic pulsations in a solar flare
我们研究了一个太阳耀斑，在微波、X射线和无线电波段探测到明显的准周期脉动。我们使用相关，傅立叶和小波分析的方法来研究时间的精细结构和时间剖面之间的关系，在每个波段。我们发现微波、硬X射线和III型射电爆发的时间剖面呈准周期性变化，共同周期为40-50 s。变化的平均幅度很高，超过背景通量水平的30%，在耀斑最大值之后达到80%。我们没有发现周期性的热X射线通量分量或源大小动态。我们的研究结果表明，检测到的周期性很可能与非热电子注入的周期性动力学，可以产生周期性调制的磁重联。
2016-07-30 astro-ph.SR
Far-IR and radio thermal continua in solar flares
随着新型远红外（FIR）和射电毫米波和亚毫米波仪器（SMESE卫星上的DESIR、ESO-ALMA）的发明，人们对这一迄今为止尚未探索的波长区域的太阳耀斑观测和分析的兴趣越来越大。两种主要的辐射机制起着作用：由于加速粒子束在磁场中运动而产生的同步辐射和由于低层大气中的能量沉积而产生的热辐射。在这篇文章中，我们探讨了热FIR和无线电连续束的时间依赖性的影响。我们展示了如何以及在哪里形成这些连续存在的时间依赖性的光束加热和非热激发/电离的色球氢等离子体。
2009-01-22 astro-ph.SR
Oscillation Maps in the Broadband Radio Spectrum of the 1 August 2010 Event
我们在2010年8月1日事件（SOL 2010 -08- 01 T08：57：00 L075 C 013）的25-2000 MHz无线电频谱中寻找波的迹象，其中在紫外线观测中检测到了日冕中周期为181，69和40秒的快速传播波。使用小波技术，我们构建了一个新的类型的地图选定的周期在整个域的无线电频谱的振荡。虽然在整个25-2000 MHz无线电频谱中识别出周期为181秒的振荡，但仅在250-870 MHz频率范围内确认了周期为69秒和40秒的振荡。在800-2000 MHz范围内，我们发现了50秒和80秒的周期。此外，在250-870 MHz频率范围内，检测到周期约为420秒的振荡。我们还绘制了181秒振荡的相位图，以分析它们的频率漂移。在无线电事件开始时，在2000-500 MHz频率范围内，181秒振荡的相位向较低频率漂移。另一方面，在频率25-500 MHz，我们发现相位几乎是同步的。虽然在较高频率下的相位漂移可以解释为由UV波引起，但在较低频率上的相位同步可以由快电子束解释，其加速度由UV波调制。由于这种调制，电子束以UV波的周期（181秒）加速。这些光束向上传播通过日冕，并产生25-500兆赫的无线电发射与181秒的周期。由于高的光束速度（~c/3，其中c是光速），25-500 MHz的无线电发射，对应于日冕中的大高度间隔，几乎是同步的。
2016-11-07 astro-ph.SR
A Study of Halo Coronal Mass Ejections and Related Flare and Radio Burst Observations in Solar Cycle 23
我们提出了一个统计研究的动力学和动力学特征的CME显示的时间和空间关联的耀斑和II型射电爆发或复杂的射电事件的II型爆发和IV型连续。这项研究的基础是一组地球定向的全晕日冕物质抛射发生在目前的太阳周期，从大角度光谱日冕仪（LASCO）和极端紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）的飞行任务和磁场调查（MFI）和三维等离子体和高能粒子分析仪调查实验上的风航天器上的数据。
2010-09-22 astro-ph.SR
What determine Solar Flares Producing Interplanetary Type III Radio Bursts?
高能电子被太阳耀斑加速后，往往会产生宽波段的III型射电爆发，当波长扩展到十米-千米时，甚至会产生行星际III型射电爆发（IT 3）。在这封信中，我们基于1996年至2016年观测到的2272个M级以上耀斑样本，研究了产生IT 3的耀斑的概率。结果表明，只有49.6%的耀斑伴随有IT 3。在频域中，有IT 3和无IT 3的耀斑的持续时间、峰值通量和注量都呈幂律分布，但前者的谱指数（2.06 $\pm$ 0.17、2.04 $\pm$ 0.18和1.55 $\pm$ 0.09）明显小于后者（2.82 $\pm$ 0.22、2.51 $\pm$ 0.19和2.40 $\pm$ 0.09），表明IT 3的耀斑具有较长的持续时间和较高的峰值通量。我们进一步研究的相关性日冕物质抛射（CME）的两组耀斑。结果表明，有IT 3的耀斑中有58%（655/1127）与日冕物质抛射有关，而无IT 3的耀斑中只有19%（200/1078）与日冕物质抛射有关，且IT 3耀斑的日冕物质抛射更宽、更快。这表明CME也可能在产生IT 3中发挥作用，推测促进了加速电子从低日冕逃逸到行星际空间。
2020-07-08 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Radio Observations of Solar Flares
太阳耀斑是由于太阳日冕中的磁能灾难性释放，导致等离子体加热，质量运动，粒子加速，以及无线电发射到$γ$射线波长的辐射。它们与等离子体进入行星际介质的全球日冕喷发-日冕物质抛射-有关，这可能导致各种“空间天气“现象。耀斑释放的能量范围很广，从$\sim\!10^{23}$尔格（纳米耀斑）到超过$10^{32}$尔格。太阳耀斑是一种具有普遍天体物理学意义的现象，可以详细研究磁能释放、爆发过程、激波形成和传播、粒子加速和传输以及辐射过程。无线电波段的观测提供了对耀斑物理学的独特诊断。为了充分利用这些诊断，需要执行时间分辨成像分光偏振法的手段。最近的观测与Jansky甚大阵列（JVLA）和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA），支持广泛的发展，在向前建模，已经证明了这种方法的力量。ngVLA有可能通过其高空间分辨率，宽频率范围和成像动态范围的组合，使我们对耀斑过程的理解达到一个新的水平-特别是当与硬X射线能量的多波长观测和数据配合使用时。
2018-10-15 astro-ph.SR
Quasi-periodic Accelerations of Energetic Particles during a Solar Flare
本文报道了2002年7月23日在一次X4.8级耀斑的脉冲相期间观测到的高能粒子中的非定常准周期脉动（QPP）（SOL 2002 -07- 23 T00：35）。X4.8级耀斑是由拉马蒂高能太阳光谱成像仪、野边山射电偏振仪和野边山射电日像仪同时测量的。在γ射线谱线辐射中检测到由小波变换确定的约50 s的准周期。用同样的方法，在几乎相同的时间内，在伽马射线连续谱、硬X射线（HXR）和射电辐射中发现了大约90 s的准周期。我们的观测结果表明，耀斑QPP应该与高能离子和非热电子，准周期性加速的重复磁重联。γ射线谱线和连续谱/HXR/射电辐射之间的不同准周期表明，这次太阳耀斑的高能离子和非热电子之间的加速或传播存在明显差异。
2022-05-16 astro-ph.SR
DH Type II Radio Bursts During Solar Cycles 23 and 24: Frequency-dependent Classification and their Flare-CME Associations
我们给出了太阳活动周23和24的DH Ⅱ型爆发的特征。脉冲串根据它们的结束频率分为三类，即低频组（LFG; 20 kHz $\leq$ $f$ $\leq$ 200 kHz）、中频组（MFG; 200 kHz $<$ $f$ $\leq$ 1 MHz）和高频组（HFG; 1 MHz $<$ $f$ $\le$ 16 MHz）。我们发现，LFG，MFG和HFG事件的源是均匀分布在活动区带。我们的分析表明，在太阳活动周期24期间，DH II型事件急剧减少，仅占总事件的35%（即514个事件中的179个）。尽管在第24太阳活动周期中DH II型事件的数量较少，但与前一个周期相比，它包含了显著更高比例的LFG事件（32% $versus$ 24%）。然而，在LFG组的周期23表现出显着的主导地位的II型爆发，低于50千赫，这表明丰富的人口强大的CME旅行超过一半的太阳-地球距离。LFG组事件与速度更快、范围更广的日冕物质抛射（82%以上为晕）有最强的关联，而在源位置，它们主要触发M/X级大耀斑（83%以上）。我们的分析还表明，CME的初始速度或耀斑能量部分与II型爆发的持续时间和CME相关的冲击的生存是由多个因素/参数相关的CME，耀斑，日冕和行星际介质的状态。CME高度与DH II型爆发结束频率的关系表明，对于HFG和MFG类别，大多数CME的位置（$\approx$ 65%-70%）与…
2021-08-30 astro-ph.SR
Energy and spectral analysis of confined solar flares from radio and X-ray observations
射电爆发的能量和光谱形状可以帮助我们理解太阳爆发的产生机制，包括太阳耀斑、日冕物质抛射、爆发丝状体和各种尺度的喷流。不同类型的耀斑可能具有不同的能量和光谱分布特征。在这项工作中，我们选择了2014年10月期间的10个主要局限的耀斑事件，通过使用从微波到行星际无线电波的无线电观测以及GOES，RHESSI和Fermi/GBM的X射线观测来研究它们的整体光谱行为和微波发射的能量。我们发现：所有的局限耀斑事件都与一个频率为9.4 - 15.4 GHz的微波连续爆发有关，所有的局限耀斑事件的峰值频率都高于4.995 GHz，小于或等于17 GHz。平均值约为9 GHz。微波爆发能量（或注量）以及峰值频率被发现提供有用的判据来估计太阳耀斑的功率。这些观测结果表明，封闭耀斑中的磁场比Nita等人2004年研究的412个耀斑中的磁场更强。研究的所有10个事件都没有产生能量超过300 keV的可检测的硬X射线，这表明在受限的耀斑中缺乏有效的电子加速到高能量。
2021-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for correlations between solar flares and decay rate of radioactive nuclei
用NaI和Ge探测器测量了~（40）K、~（137）Cs和~（137）natTh三种不同放射源的衰变率。对数据进行了分析，以寻找与2011年和2012年两次最强的太阳耀斑相一致的可能变化。未观察到与标准预期的显著偏离，灵敏度为10-4。因此，我们找不到任何像Jenkins和Fischbach最近报道的那样的效应：在2006年12月的太阳耀斑期间，54 Mn的衰变率降低了每百万分之几。
2013-02-05 astro-ph.SR nucl-ex
The Association of Solar Radio Bursts with Eruptive and Confined Flares
Space Warfare Directorate, Air Force Research Laboratory（太空作战司令部，空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；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）
本研究通过对比2010-2016年喷发与受限耀斑的射电暴关联率，发现受限耀斑缺乏II型和IV型辐射，而喷发耀斑与多种射电暴高度关联，并基于重联拓扑解释了这一差异。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
In search of radio emission from exoplanets: GMRT observations of the binary system HD~41004
本文报道了巨米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）对双星系统HD 41004的观测结果，这是迄今为止在150 MHz和400 MHz波段上获得的最深的图像之一。HD 41004双星系统由一颗K1 V主星和一颗M2 V副星组成;两颗恒星都有一颗大质量行星或褐矮星。类似于我们太阳系中的行星，由于其强大的磁场而发射无线电波长，HD 41004双星系统中的一颗或两颗行星或棕矮星也被认为是无线电发射源。各种模型预测HD~ 41004 Bb在150 MHz时具有最大的预期通量密度之一。在150 MHz的观测几乎覆盖了HD 41004 Bb的整个轨道周期，而在400 MHz的观测则覆盖了轨道的大约$20\%$。我们没有检测到无线电发射，设置3个$σ$限值，150 MHz时为1.8 mJy，400 MHz时为0.12 mJy。我们还讨论了一些可能的原因，为什么没有无线电发射检测到的HD 41004双星系统。
2020-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectral Analysis of Solar Radio Type III Bursts from 20 kHz to 410 MHz
本文对20 kHz ~ 410 MHz宽频段太阳射电III型爆发的光谱响应进行了统计分析。为此目的，我们使用了空间（风/波）和地面（南赛December Array和南赛射电日像仪）设施进行的观测。为了比较不同仪器观测到的通量密度，我们仔细校准了数据，并以太阳通量单位显示。我们的研究的主要结果是，III型爆发，在公制到百米波长范围内，统计上表现出一个明确的最大值，其中位数无线电通量密度约为2 MHz。虽然这一结果已经通过检查频率范围为20 kHz - 20 MHz的III型突发的频谱分布报告，但我们的研究首次将这种分析扩展到度量射频（即，从20 kHz到410 MHz），并确认了2 MHz左右的最大频谱响应。此外，使用一个简单的经验模型，我们表明，所研究的数据集的中值无线电通量$S$服从多项式形式$Y = 0.04 X^3 - 1.63 X^2 + 16.30 X -41.24$，与$X=\ln{(F_\text{MHz})}$和$Y=\ln{(S_\text{SFU})}$。使用Sittler和Guhathakurtha模型的日冕流光\citep{Sit1999}，我们已经发现，无线电功率的最大值落在4至10 $R_{\odot}$的范围内，这取决于III型发射是假设在基波或谐波。
2021-10-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Statistical properties of radio flux densities of solar flares
短时间尺度的通量变化与太阳耀斑期间磁重联的能量释放过程密切相关。利用运行平滑技术分析了野边山射电偏振计2000 - 2010年观测到的209个耀斑的1、2、3.75、9.4和17 GHz射电光变曲线。我们发现脉冲分量（变化时间尺度小于1秒）的1GHz辐射在几十个太阳通量单位处达到峰值，持续时间约1分钟，而2GHz辐射的脉冲分量持续时间较短，在较低的通量水平处达到峰值，而在三个高频通道上，耀斑的出现频率随通量密度的减小而增大，直至达到相应背景的噪声水平。然而，这些排放的渐变成分具有相似的持续时间和峰值通量密度分布。我们还推导出不同时间尺度上的功率谱，并使用归一化小波分析来确认短时间尺度上的特征。在0.1秒的时间分辨率下，这些射电光变曲线中超过$\sim$ 60 $\%$在1秒或更短的时间尺度上显示出显著的通量变化。这一比例随着频率的降低而增加，在1 GHz时达到$\sim$ 100 $\%$，这意味着短时间尺度的过程在太阳耀斑中是普遍存在的。我们还研究了GOES卫星获得的脉冲射电流量密度和软X射线流量之间的相关性，发现超过65个具有脉冲分量的耀斑$\%$的脉冲射电辐射在软X射线流量之前达到峰值，并且这一比例随着射频的增加而增加。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The variability of the Crab Nebula in radio: No radio counterpart to gamma-ray flares
我们提出了新的Jansky甚大阵（VLA）的蟹状星云在5.5 GHz的无线电图像，在两个时代相隔6天约两个月后，在2012年7月的伽马射线耀斑。我们发现，无论是在我们目前的观测之间的6天间隔内，还是在目前的观测与2001年的观测之间，蟹状星云的射电辐射都没有明显的变化。任何射电耀斑的对应物的射电光度都是星云的<~ $2 \times 10^{-4}$倍。然而，将我们的图像与2001年的图像进行比较，我们确实发现了射电亮度的变化，幅度高达10%，这些变化发生在整个星云的十年时间尺度上。变化的形态复杂，提示有结缔组织和多节结构。变化性更强，时间尺度可能更短，更接近星云的中心。我们进一步发现，即使VLA具有良好的紫外覆盖范围和信噪比，反卷积误差也远大于噪声，在这种特殊情况下，反卷积误差高达星云峰值亮度的1.2%。
2014-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for radio emission from the exoplanets Qatar-1b and WASP-80b near 150 MHz using the Giant Metrewave Radio Telescope
本文介绍了利用巨型米波射电望远镜对系外行星Qatar-1b和WASP-80 b在150 MHz附近的射电观测结果。这些目标是相对较近的受辐射的巨型系外行星，一个热木星和一个热土星，大小与木星相当，但质量不同，密度较低。这两个目标预计将像木星一样拥有扩展的H/He信封，具有可比或更大的磁矩。没有从这些系外行星探测到无线电发射，从这些有针对性的观测中，卡塔尔-1b和WASP-80 b的3 σ极限分别为5.9和5.2 mJy。这些是相当深的限制比那些可用的系外行星从广泛的领域调查在类似的频率。我们还提出了档案VLA观测以前报告的无线电源接近Vir 61（其中有三个系外行星）。VLA的观测解析了这个来源，我们将其确定为河外射电源，即与Vir 61的偶然关联。此外，我们将最近的系外行星目录与TIFR GMRT巡天ADR 1无线电目录进行交叉匹配，但没有发现任何令人信服的关联。
2020-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristics of the flare acceleration region derived from simultaneous hard X-ray and radio observations
我们研究了一次观测良好的太阳耀斑中的III型射电爆发和加速电子的X射线特征，以发现加速区的空间特性。结合RHESSI硬X射线耀斑观测资料和凤凰二号和南塞射电日像仪观测资料，分析了耀斑加速电子的向外输运。观测结果表明，III型爆发的起始频率与太阳耀斑加速电子的HXR谱指数成反相关。我们证明了解析和数值计算的III型爆发的起始位置是依赖于加速电子的光谱指数和空间加速区域的大小，但弱依赖于相对强的电子束的高能电子的密度。使用这种关系和所观察到的反相关，我们估计的高度和垂直范围的加速区域，给出的值分别约为50毫米和10毫米。推断的加速高度和大小表明，电子在软X射线环顶上方被加速，这可能与耀斑环上方40 μ m和60 μ m之间的电子加速一致。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing Magnetic Reconnection in Solar Flares - New Perspectives from Radio Dynamic Imaging Spectroscopy
磁重联是许多实验室、空间和天体物理等离子体环境中的基本物理过程。太阳耀斑是研究等离子体条件下的磁重联和相关的能量释放和转换过程的杰出实验室，在实验室中难以重现，并且在天体物理学的其他地方不可能有相当多的时空细节。在此，我们强调在无线电波段对太阳耀斑进行遥感观测的独特能力。特别是，我们讨论了宽带无线电动态成像光谱技术的变革作出重大贡献，以解决磁重联，包括精确定位磁重联网站的能力，测量随时间变化的重联磁场，并推导出空间和时间分辨的耀斑加速电子的分布函数的几个突出的挑战。
2019-03-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
The 5 GHz Arecibo Search for Radio Flares from Ultracool Dwarfs
我们提出了一个4.75 GHz的调查结果33褐矮星和一个年轻的系外行星系统的耀斑无线电发射，进行了305米阿雷西博射电望远镜。该计划的目标是探测和表征比光谱类型L3.5更冷的物体的磁场，这是我们调查之前探测到的最冷的棕矮星。我们还试图探测HR 8799行星系统的耀斑无线电发射，理论工作表明，热，大质量的系外行星可能具有强大的磁场，能够产生GHz频率的无线电发射。我们已经探测到并确认了来自T6.5矮星2 MASS J10475385+2124234的射电耀斑。这一发现极大地扩展了褐矮星似乎至少是零星的无线电发射体的温度范围，从~1900 K（L3.5）下降到~900 K（T6.5）。它还表明，无线电探测作为一种独特的工具，研究亚恒星物体的磁场的实用性延伸到最冷的矮星，并可能延伸到热的大质量系外行星。我们还从L1矮星2 MASS J1439284+192915中发现了一个3.6 σ的耀斑。这一发现是暂时的，需要通过额外的监测观察加以确认。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray/Radio Quasi-periodic Pulsations Associated with Plasmoids in Solar Flare Current Sheets
本研究通过SDO/AIA、RHESSI和Fermi GBM观测，发现太阳耀斑电流片中多个等离子体团的形成、抛射与合并与X射线/射电准周期脉动相关，表明高能电子在这些过程中被加速。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
First Solar Radio Burst Observations by the Mexican Array Radio Telescope (MEXART) at 140 MHz
墨西哥国家空间天气实验室负责协调监测墨西哥上空空间天气影响的仪器。其中两个仪器是墨西哥阵列射电望远镜和电子天文学低成本光谱学和移动式观测台组合低频仪器网络（CALLMEX）的天文学低成本光谱学和移动式观测台组合低频仪器。这两台仪器都位于同一设施（墨西哥Coeneo Michoacan），共用一个以140 MHz为中心的频谱带。在这项工作中，我们展示了电子CALLISTO网络的能力，以支持MEXART射电望远镜的信号中识别太阳射电爆发。我们在MEXART信号中识别出75个太阳射电爆发：2015年9月至2019年5月期间的5个II型事件和70个III型事件。MEXART信号中的太阳射电爆发的分析为我们提供了有价值的信息，无线电事件的发展，由于其高灵敏度，时间分辨率和各向同性的响应。对于III型太阳射电爆发，在140 MHz频段上，我们识别出了三个特征的动态演化阶段：前阶段、主峰阶段、衰减阶段和事件后阶段;对III型太阳射电爆发的MEXART信号进行Morlet波变换，在其频谱中识别出了主事件之前的松树结构。这些特征在来自e-Callistonetwork的数据中不可观察到。
2022-01-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of radio emission from the gamma-ray pulsar J1732-3131 at 327 MHz
虽然J1732-3131最初是作为一颗无线电宁静的伽马射线脉冲星被发现的，但它在十亿分之一波长处表现出了有趣的探测结果。我们报告了一个广泛的后续行动的脉冲星在327兆赫的Ooty射电望远镜。使用以前观察到的无线电特性，并与60小时的有效积分时间，我们提出了一个脉冲星的检测在99.82%的置信水平。327 MHz的平均通量密度估计为0.5-0.8 mJy，这表明脉冲星是一个陡峭的光谱源，也是迄今为止已知的最不明亮的脉冲星之一。我们还相位对齐的脉冲星的无线电和伽马射线的配置文件，并测量两个配置文件中的主峰之间的相位偏移为0.24 $\pm$ 0.06。我们讨论了观测到的相位偏移的背景下所表现出的各种趋势的无线电响亮的伽玛射线脉冲星人口，并建议从J1732-3131的伽玛射线发射是最好的解释外磁层模型。详细介绍了我们的分析导致脉冲星的检测，和测量的各种参数和它们的影响有关的脉冲星的发射机制。
2017-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Flare Detection Method using Rn-222 Radioactive Source
太阳中微子探测是一项非常具有挑战性的任务，因为中微子的吸收截面和质量都很小。一项研究表明，2006年12月相对较大的太阳耀斑影响了Mn-54的衰变率。由于在太阳耀斑期间发射的大部分辐射在到达地球表面之前被阻挡，因此应该假设这种衰变率的变化可能是由于来自太阳的中微子通量增加，其中只有中微子可以穿透放射性核素。本研究使用Rn-222放射源进行太阳耀斑探测，其依据是它将提供稳定的伽马射线计数率。为了确定计数稳定性，构建了三个计数系统来跟踪计数率的变化。Rn-222的计数率测量显示了几个辐射计数下降，表明放射性核素可以受到来自太阳的中微子通量变化的影响。我们的结论是，使用冷却的氡源获得了最清晰的响应，因此，这是一个较好的系统，用于检测中微子发射的受控源。
2022-01-10 astro-ph.SR nucl-ex physics.ins-det
Performance of radio-based detection to operational monitoring M5+ class solar flares
Maastricht University（马斯特里赫特大学）；Netherlands Defence Academy（荷兰国防学院）
本研究利用GOES-16卫星与无线电太阳望远镜网络数据，训练弹性网正则化逻辑回归模型，发现超高频（8800 MHz）无线电测量可作为监测M5+级太阳耀斑的替代方法，信号平均提前3-4分钟出现。
2026-08-04 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.plasm-ph
New Interactive Solar Flare Modeling and Advanced Radio Diagnostics Tools
未来几年将看到太阳数据的常规使用前所未有的空间和光谱分辨率，时间节奏和完整的波长域。为了利用即将推出的无线电设施，如扩展的OVSA，SSRT和FASR，以及它们在多频率数据集的可视化和合成中所面临的挑战，我们建议现在进行逼真，复杂的3D活动区域和耀斑建模是及时的，并将成为未来几年日冕研究的前沿。在这里，我们总结了我们的3D建模工作，旨在成像光谱数据的前向拟合，并描述了目前可用的3D建模工具。我们还讨论了我们的建模工具的未来推广计划。
2010-11-02 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A high-frequency type II radio burst associated with an X2.3 class flare
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚班塔观测科学研究所）；Mahatma Gandhi University（圣雄甘地大学）
该研究分析了2024年11月6日X2.3级耀斑相关的高频II型射电暴，发现无大尺度白光CME时紧凑磁通量绳爆发仍可产生低日冕激波并生成该射电暴。
2026-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Origin of the submillimeter radio emission during the time-extended phase of a solar flare
在200-400 GHz无线电域中观测到的太阳耀斑可能表现出一个缓慢变化和时间延长的分量，该分量跟随一个短的（几分钟）脉冲阶段，并持续几十分钟到一个多小时。在文献中讨论的几个例子表明，这种持久的亚毫米辐射最有可能是热韧致辐射。我们提出了一个详细的分析的时间延长阶段的2003年10月27日（M6.7）耀斑，结合1-345 GHz的总通量射电测量与X射线，EUV和Hα观测。我们发现，正如预期的那样，时间延长的无线电发射是由热制动辐射辐射的。在230 GHz以下，它完全是由7-16 MK和1-3 MK的热材料和冷材料在日冕中产生的。在345 GHz处，色球物质在几个10^4 K处有额外的贡献。这些结果也可能适用于其他毫米-亚毫米射电事件，但与耀斑期间色球层和过渡区的标准半经验模型的预期不一致，该模型预测在日冕透明的所有频率下色球层的可观测无线电发射。
2011-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
