Energy partition in a confined flare with an extreme-ultraviolet late phase
本文对2011年9月9日发生的M1.2级极紫外（EUV）大尺度晚相局限耀斑进行了再分析，重点研究了耀斑的能量分配。1 $-$ 70 μ m中的辐射（$\sim$ 5.4 $\times$ 10 $^{30}$ erg）比70 $-$ 370 μ m中的辐射大近11倍，比1 $-$ 8 μ m中的辐射大近180倍。根据简化的示意图，估计耀斑后环的峰值热能为（1.7 $-$ 1.8）$\times$ 10 $^{30}$ erg。基于以前的基于焓的环路热演化（EBTEL）模拟结果，主燃烧环路和后期环路的能量输入分别为（1.5 $-$ 3.8）$\times$ 10 $^{29}$ erg和7.7 $\times$ 10 $^{29}$ erg。耀斑加速电子的非热能（（1.7 $-$ 2.2）$\times$ 10 $^{30}$ erg）与峰值热能相当，足以提供主耀斑环和晚期环的能量输入。耀斑前的磁自由能（9.1 $\times$ 10 $^{31}$ erg）足够大，可以提供加热要求和辐射，表明磁自由能足以为耀斑提供动力。
2021-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Flare Energy Partitioning and Transport -- the Impulsive Phase (a Heliophysics 2050 White Paper)
太阳耀斑是太阳爆发事件（SEE;以及太阳高能粒子，SEPs和日冕物质抛射，CME）的基本组成部分。耀斑是SEE影响我们大气的第一个组成部分，它可以为相关SEPs和CME的到来奠定基础。磁重联通过重组太阳日冕磁场来驱动SEE，释放出大量的能量，这些能量被分成各种物理表现：粒子加速、质量和磁场爆发、大气加热以及随后的辐射发射（如太阳耀斑）。为了解释和最终预测这些地球效应事件，太阳物理学界需要全面了解将储存的磁能转化和分配为其他形式的过程，包括耀斑特有的宽带辐射增强。这份提交给太阳物理2050研讨会的白皮书讨论了SEE的耀斑脉冲阶段部分，提出了需要通过理论，建模和观测研究相结合来解决的问题。简而言之，到2050年，我们必须确定粒子加速和传播的机制，并且必须超越通过非热电子束进行能量传输的范式，以解释加速的质子和离子以及向下定向的阿尔芬波。
2020-09-17 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
Hybrid simulations of chromospheric HXR flare sources
最近基于Ramaty高能光谱成像仪（RHESSI）观测的色球硬X射线（HXR）耀斑源的垂直范围和位置的测量显示出与基于标准碰撞厚靶模型（CTTM）的理论预测显著不一致。使用一个混合耀斑代码Flarix，我们同时和自洽模型的传播，散射和能量损失的电子束与幂律能谱和各种初始的俯仰角分布在一个纯粹的碰撞近似，同时加热色球的动态响应的时间尺度上典型的RHESSI图像重建。模拟的结果被用来模拟一个奇异的（紧凑的）环路内的色球HXR源的垂直分布的时间演化。采用典型的RHESSI成像时间尺度，给出了RHESSI所能观测到的能量相关的垂直尺度和位置。
2016-01-26 astro-ph.SR
Predicted white-light solar flare emission from the F-CHROMA grid of models
Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）
研究利用F-CHROMA模型网格分析纯电子束驱动日冕暴中白光发射的普遍性及成因，发现总能量是决定白光增强可检测性的关键因素。
2025-12-01 astro-ph.SR
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Observations of conduction driven evaporation in the early rise phase of solar flares
在经典的耀斑图片中，来自色球层的硬X射线发射被来自耀斑环中的热等离子体的软X射线发射所取代，软X射线发射是非热粒子束撞击的直接结果。然而，存在这样的事件的观测，其中在硬X射线发射开始之前几分钟观察到软X射线发射的显著增加。这种耀斑前的辐射明显与经典的耀斑图像相矛盾。首次详细研究了这类太阳耀斑的耀斑前相位。我们希望通过热传导等替代能量传输机制来解释所观察到的发射的时间演化。在成像和光谱学中分析了显示明显的耀斑前发射的RHESSI事件。耀斑前阶段的特征是来自日冕源的纯热辐射，其辐射量和密度不断增加。在这个最早的阶段之后，一个小的非热尾到更高的能量出现在光谱中，变得越来越明显。然而，图像仍然只显示一个X射线源，这意味着这种非热发射是日冕。发射强度和密度的增加表明日冕区有物质的增加。最合理的来源是色球层蒸发的物质。热通量提供的能量能够驱动色球层蒸发。
2009-03-16 astro-ph.SR
The spectral difference between solar flare HXR coronal and footpoint sources due to wave-particle interactions
研究耀斑加速电子束在太阳大气中碰撞输运和波粒相互作用下硬X射线（HXR）发射的空间和光谱演化。我们数值跟踪的幂律的加速电子在一维空间和时间的传播与响应的背景等离子体的形式的朗缪尔波使用准线性近似。{We发现对于初始注入的瞬态电子束，在碰撞输运中加入波粒相互作用会使足点源的谱变窄。日冕源没有变化，因此日冕源和足点源之间的光谱指数差Δγ> 2，这比纯粹碰撞输运的预期要大。一个稳定状态的电子束显示两种情况下的差异不大，如前所述，作为一个瞬态注入的电子束需要产生显着的波的增长，特别是在较高的速度。对于这种瞬时注入的光束，波粒相互作用在日冕中占主导地位，而碰撞损失在色球层中占主导地位。在波粒相互作用的情况下，随着电子束密度的增加，光谱的形状是不同的，而纯粹的碰撞运输，只有归一化被改变。我们还发现，源电子束以上的光球的起始高度的影响时，朗缪尔波增长的足点的光谱指数。这可以解释不同的光谱指数之间发现的双足点，如果不对称注入发生在燃烧环路。
2011-03-11 astro-ph.SR
X-ray and EUV Observations of GOES C8 Solar Flare Events
我们提出了一个分析的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）观测的太阳耀斑与一个近似的C8 GOES类。我们对峰值GOES SXR通量的约束允许调查各种耀斑参数之间的相关性。我们表明，耀斑的衰减阶段的持续时间是成正比的上升阶段的持续时间。此外，我们显示出显着的相关性，在耀斑的上升和衰减阶段发出的辐射。这些结果表明，一个给定的耀斑的总辐射能量是成比例的上升阶段期间单独的辐射能量。在SXR和EUV波长中都观察到辐射能量在上升和衰减阶段之间的这种划分。虽然EVE的观测结果表明，在不同的C8事件期间，单个EUV谱线的行为存在显着变化，但这项工作表明，宽带EUV发射受到很好的约束。此外，GOES和AIA的数据，使我们能够确定几个热参数（如温度，体积，密度和排放量）的耀斑在我们的样本。这些参数的分析表明，在这个受约束的GOES类，持续时间较长的太阳耀斑是更大的体积能够发射大量的辐射冷事件。最短的C8耀斑通常是最热的事件，物理尺寸较小，并且具有较低的相关总能量。这些关系与几个标度律和耀斑环模型直接可比。
2013-05-07 astro-ph.SR
Investigating Energetic X-Shaped Flares on the Outskirts of A Solar Active Region
典型的太阳耀斑在色球层上显示出两条准平行的明亮带状物。在它们之间的是极性反转线（PIL），其分离有源区（AR）中相反极性的集中磁通量。有趣的是，在NOAA AR 11967外围的类似位置也发生了一系列X形条带的耀斑，那里的磁通量分散，但其中三个耀斑的能量惊人。X形状，其中心与硬X射线发射重合，在UV/EUV中是相似的，这在标准耀斑模型中是不能容纳的。绘制出势场中的磁连通性，我们发现X形态由两个准分界线层的交叉决定，即，双曲线通量管（HFT），其中嵌入连接双零的分离器。这种拓扑结构不是纯粹的局部，而是受整个AR的通量和流量的调节。非线性无力场模型建议在HFT处形成电流层，其中电流耗散可以通过场对准热传导映射到X形带。这些结果突出了高频电磁场在三维磁重联中的关键作用，并对天体物理和实验室等离子体具有重要意义。
2016-09-09 astro-ph.SR
Statistical study of hard X-ray emitting electrons associated with flare-related coronal jets
本文对33个与耀斑有关的日冕喷流进行了统计分析，并讨论了这些事件中喷流与耀斑性质之间的联系。我们选择了2010年至2016年期间由太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的喷流，这些喷流在时间和空间上都与拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测到的耀斑相关。对于每一个喷流，我们计算了喷流的持续时间和在天空平面上的投影速度。射流持续时间分布的中位数为18.8分钟。预计速度在31公里/秒和456公里/秒之间，中值为210公里/秒。对于每个相关的耀斑，我们进行了X射线成像和光谱学，并确定非热发射。非热发射仅在所考虑的事件的1/4中被检测到。我们没有发现耀斑热能或SXR峰值通量与喷流速度之间存在明显的相关性。喷流持续时间和耀斑SXR峰值通量之间存在中等程度的反相关。在耀斑和喷流之间没有优先的时间延迟。X射线发射通常位于射流的底部。本文提出的分析表明，耀斑和喷流是同一爆炸事件的一部分，喷流是由传播的Alfvenic扰动驱动的，耀斑和喷流之间的能量分配从一个事件到另一个有很大的不同。
2019-12-05 astro-ph.SR
Performance of Major Flare Watches from the Max Millennium Program (2001-2010)
触发太阳耀斑的物理过程还没有得到很好的理解，围绕粒子加速、能量分配以及粒子和能量传输的过程仍然存在重大争论。在能量，时间和空间的高分辨率观测需要在多个能量范围内的许多耀斑的整个过程中，以建立这些过程的理解。从地面和空间仪器获得高质量的同时数据对于实现这一目标至关重要，这也是启动Max Millennium方案和重大耀斑观测警报的主要动机，目的是协调对所有耀斑的观测，这些耀斑>X1 GOES X射线分类（包括被边缘部分遮蔽的耀斑）。我们回顾了2001年2月1日至2010年5月31日（包括首尾两天）的MFW表现，发现：（1）在3，407天内发出了220个MFW（2）56%的大于X1的耀斑被捕获，发生在19%的MFW日;（3）MFW周期在适当的时间结束，但如果提前24小时开始，捕获耀斑的百分比可能会有很大的增加;（4）MFW成功预报X级耀斑，真实技能统计（TSS）验证度量得分为0.500，这与NOAA空间天气预测中心概率预报的分类耀斑/无耀斑解释（TSS = 0.488）相当。
2015-12-14 astro-ph.SR
Energy budget in the 2017-09-07 "cold" solar flare
本文研究2017年9月7日的冷耀斑，结合扩展欧文斯谷太阳阵列等仪器首次动态测量其日冕磁场，发现非热电子光谱演化显著，非热能量沉积或足以驱动热响应，磁能不确定度高于热与非热能一个数量级。
2025-06-18 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
The effect of wave-particle interactions on low energy cutoffs in solar flare electron spectra
RHESSI观测到的太阳耀斑硬X射线谱通常被解释为纯粹的碰撞电子束传播，忽略了空间演化和集体效应。在本文中，我们提出了自洽的数值模拟的空间和时间演化的电子束碰撞输运和束驱动的朗缪尔波湍流。这些波粒相互作用代表了背景等离子体对从日冕传播到色球层的电子束的响应，并且发生在比库仑碰撞快得多的时间尺度上。从这些模拟中，我们得到的平均电子通量谱，恢复从高分辨率的硬X射线观测的太阳耀斑与RHESSI等光谱。我们发现，负谱指数（即随能量增加的谱），或局部极小值时，包括预期的热谱分量在低能量，发生在标准的厚靶模型，当库仑碰撞只考虑。包含波粒相互作用不会产生局部极小值，保持正的谱指数。这些模拟是一个更完整的治疗太阳耀斑的电子输运的一步，并建议，一个平坦的光谱（光谱指数为0至1）下降到热能可能是一个更好的近似，而不是在注入的电子光谱急剧截止。
2009-11-02 astro-ph.SR
Explainable AI for Solar Flare Prediction: Quantitative Magnetic Field Analysis of Model-Focused Regions
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）
针对太阳耀斑预测模型缺乏物理可解释性的问题，提出定量XAI框架，通过Grad-CAM识别MFRs并分析其磁参数，揭示MFRs与耀斑发生的强关联，提高了深度学习耀斑预测模型的物理可解释性。
2026-07-20 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
Simultaneous IRIS and Hinode/EIS observations and modelling of the 27 October 2014 X 2.0 class flare
我们介绍了2014年10月27日发生的X2级耀斑的研究，并使用Hinode卫星上的界面区域成像光谱仪（IRIS）和EUV成像光谱仪（EIS）进行了观测。由于IRIS和EIS仪器的高节奏和空间分辨率，我们能够比较在色球蒸发阶段耀斑带中的\xxi ~1354.08~ K ~和\xxiii ~263.77~ K ~高温发射（$\gtrsim$ 10~MK）的同时观测。我们发现，IRIS观察到完全蓝移\xxi ~线轮廓，高达200 km s $^{-1}$在耀斑的上升阶段，表明等离子体上升流的网站是解决了IRIS。相反，\xxiii ~线通常是不对称的，我们将其解释为由于EIS的较低空间分辨率。SDO/AIA和Hinode/XRT的温度估计表明，热发射（log（$T$）[K] $>$ 7.2）在填充环路之前首先集中在足点。IRIS和EIS的密度敏感谱线给出了脉冲相过渡区谱线的电子数密度估计为$\gtrsim$ ~10 $^{12}$ ~cm $^{-3}$，日冕谱线的电子数密度估计为10 $^{10}$ ~cm $^{-3}$。为了将观测结果与理论预测进行比较，我们使用HYDRAD 1D Hydro代码对正在加热的耀斑环进行了模拟。我们发现，模拟的等离子体参数与IRIS，Hinode和AIA的观测值接近。这些结果支持电子束加热模型，而不是一个纯粹的热传导模型作为驱动机制，这个耀斑。
2015-12-20 astro-ph.SR
Flare Ribbon Energetics in the Early Phase of an SDO Flare
在太阳耀斑期间色球层激发的位置由延伸的极紫外带和硬X射线足迹标记。标准的解释是，这些是加热和从日冕沉淀的非热电子的韧致辐射的结果。我们使用M级耀斑SOL 2010 -08- 07 T18：24早期阶段的多波长观测来检查这张照片。我们的目标是确定的耀斑带状加热等离子体的属性，并了解到辐射和传导损失的功率输入的分区。用GOES、SDO/EVE、SDO/AIA和RHESSI等方法测量了耀斑带的温度、辐射量和差分辐射量，并推导出了近似的密度值。非热发射测量，和碰撞厚靶的能量输入到带从RHESSI使用标准方法获得。我们推导出大量的等离子体在10 MK的耀斑带中的存在，在预脉冲和早期脉冲阶段的耀斑。这个热组分的平均柱发射测量值是10^28/cm ^5的几倍，我们可以计算出它的预测传导损耗主导了它的测量辐射损耗。如果输入到热带状等离子体的功率是由于来自电晕的电子束的碰撞能量沉积，则需要约5 keV的低能量截止来平衡传导损耗，这意味着非常大的电子能量含量。与标准的碰撞厚靶电子束解释无关，如果10 MK（1 keV）带状等离子体中10^3 - 10^4个电子中有一个电子的能量超过10 keV，则可以提供观察到的非热X射线。我们推测，如果在带状等离子体中产生非热尾，则可能会出现这种情况，带状等离子体正通过其他方式加热，例如通过波或湍流。
2014-01-25 astro-ph.SR
JW-FD: A 15-Year Multimodal Dataset for Solar Flare Forecasting
针对太阳耀斑预报的长时程数据需求，构建含3064个活动区的15年多模态数据集JW-FD，采用活动区分层划分避免时间泄漏，经Transformer实验确定Bth=1000 G为≥C1.0级耀斑预报的初步默认磁饱和阈值。
2026-10-01 astro-ph.SR
The Duration of Energy Deposition on Unresolved Flaring Loops in the Solar Corona
太阳耀斑的形成和释放能量跨越大量的磁环。耀斑的全球参数，如释放的总能量、持续时间、物理大小等，日冕环受到强烈加热时的流体动力学也得到了广泛的研究。然而，目前还不清楚有多少环组成一个耀斑，也不清楚总能量如何在它们之间分配。在这项工作中，我们采用了一个流体动力学模型，以更好地理解的能量分配合成硅IV和铁XXI线发射和比较这些线与IRIS的观测。我们发现，所观察到的多普勒频移的时间演变的加热持续时间的重要信息。为了证明这一点，我们首先研究了一个单回路模型，并发现在Fe XXI中看到的色球蒸发的性质可以通过长时间加热的回路来再现，而在Si IV中看到的持续红移不能通过任何单回路模型来再现。然后，我们研究一个多线程模型，假设所有回路上的加热持续时间都是固定的，并且加热持续时间分布。对于一个固定的加热持续时间，我们发现，持续时间为100 - 200秒做一个公平的工作复制的红色和蓝色的位移，而分布的持续时间，中位数约为50 - 100秒，做得更好。最后，我们比较我们的模拟直接观察到的M级耀斑IRIS，并找到良好的协议，给出这些限制的建模和观测值之间。
2018-02-24 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$E_{\mathrm{nt}}$），直接加热的能量（$E_{\mathrm{dir}}$），以及日冕物质抛射的能量（$E_{\mathrm{CME}}$）是耀斑的主要能量耗散过程，与耗散的磁自由能$E_{\mathrm{mag}}$相比，其比值为$(E_{\mathrm{nt}}+E_{\mathrm{dir}}+ E_{\mathrm{CME}})/E_{\mathrm{mag}} = 0.87 \pm 0.18$，这证实了在测量不确定度范围内的能量封闭性，并证实了耀斑和日冕物质抛射的磁起源：（2）耗散磁自由能的能量分配为：$0.51\pm0.17$在$\ge 6$ keV电子的非热能中，$0.17\pm0.17$在非热能$\ge 1$ MeV离子中，$0.07\pm0.14$在CME中，以及$0.07\pm0.17$在直接加热中;（3）白光耀斑的热能几乎总是小于非热能，这与厚靶模型一致：（4）白光耀斑的热光度与软X射线（SXR）的热能相当;（5）太阳高能粒子（SEP）事件携带CME能量的一部分$\approx 0.03$…
2017-02-07 astro-ph.SR
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 astro-ph.SR
Revised Results for Non-thermal Recombination Flare Hard X-Ray Emission
Brown和Mallik（BM）最近表明，对于热源，与作为耀斑硬X射线（HXR）源的非热韧致辐射（NTB）相比，非热电子（NTR）与高度电离重离子的复合不可忽略，因此应包括在非热HXR耀斑发射的建模中。鉴于BM结果的热连续体和那些基安蒂代码和RHESSI太阳能数据之间的重大差异，我们严格地重新检查和纠正BM分析和修改的结论，关于NTR的重要性。虽然分析克拉默斯表达式所使用的BM是正确的纯氢复合截面，启发式表达式所使用的BM扩展克拉默斯表达式超出了“裸核”的情况下，它适用有严重的错误。因此，BM结果已使用校正表达式重新计算，并已根据详细计算结果进行验证。在T ~ 10-30 MK时，主要离子是Fe ~（22+）、~（23+）、~（24+），BM错误地将其NTR发射高估了约一个数量级。与BM的主张相反，热耀斑等离子体中的NTR并不优于NTB，尽管在某些情况下它可以与NTB相当，因此在反演光子谱以获得电子谱时仍然非常重要，特别是当NTR包括锐边特征时。BM声称NTR在deka-keV发射中占主导地位，这是不正确的，因为他们的分析中存在严重错误。然而，NTR的贡献仍然可以大到足以要求包括在光谱拟合中，光谱边缘对HXR光谱的反演具有潜在的严重影响，以推断快电子光谱。
2010-02-24 astro-ph.SR
Relative yield of thermal and nonthermal emission during weak flares observed by STIX during September 20-25, 2021
本研究利用STIX等观测数据，分析2021年9月弱耀斑的热与非热发射产额，发现环等离子体初始参数（如密度）决定能量分配，并得到流体动力学模拟验证。
2024-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stochastic Particle Acceleration by Helical Turbulence in Solar Flares
只有当磁场偏离一个位场时，日冕中的磁能才有可能发生耀斑释放。我们发现，在非势磁场上激发的线性MHD模具有非零的动力学螺旋度。因此，这必然会导致湍流的明显动力螺旋度，该湍流由初级能量释放在耀斑地点产生的具有各种尺度和随机相位的线性模式组成，这对于许多应用来说可能很重要。特别是，一个非零的湍流螺旋度有一个潜在的强烈影响的粒子加速，因为湍流的螺旋分量诱导的平均规则的大尺度（DC）电场能够直接加速带电粒子，除了通常认为的随机湍流电场。本文推导了在大尺度扭曲磁场上激发的线性MHD模的动力学螺旋度密度，估算了相应的湍流螺旋度，并考虑了湍流螺旋度对粒子随机加速的影响，特别地，我们将诱导的平均电场与电子和估算的有效离子Dreicer场进行了比较。我们已经发现，这一迄今为止缺失但非常重要的耀斑现场湍流成分可以负责耀斑中的热能与非热能的分配，通过控制粒子从热池中提取的过程和种子粒子群的形成，然后随机加速到更高的能量。此外，它也与令人困惑的耀斑现象相一致，如电子和质子发射点的空间分离、电子束的形成以及$^3He$和其他稀有离子对加速粒子群的富集。
2012-11-29 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
Global energetics of solar powerful events on 6 September 2017
本文分析2017年9月6日太阳重大爆发的能量收支，量化耀斑辐射、CME与SEP能量，指出耀斑和CME能量相当且同源于活动区磁自由能。
2023-04-30 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
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
Numerical simulations of chromospheric hard X-ray source sizes in solar flares
X射线观测是研究太阳耀斑中电子传输、加速和加热的有力诊断工具。X射线足点源的高度和尺寸测量可以用来确定色球密度，约束磁场会聚和电子俯仰角演化的参数。研究了色球密度、磁镜效应和碰撞俯仰角散射对X射线源尺寸的影响。用数值和解析方法求解了与时间无关的电子输运Fokker-Planck方程，得到了电子分布随光球层高度的变化关系。从这个分布，预期的X射线通量作为高度的函数，它的峰值高度和半高宽计算和RHESSI观测比较。一个纯粹的仪器解释所观察到的源的大小被排除使用模拟RHESSI图像。我们发现，磁镜和碰撞俯仰角散射往往会改变电子通量，使电子停止在大气中的简单情况下，碰撞能量损失相比，更高。然而，由此产生的X射线通量主要是由色球层的密度结构决定的，并且只发现源宽度的边际增加。非常高的环密度（>10^{11} cm^{-3}）可以解释在更高能量下观测到的尺寸，但这是不现实的，并且与观测相反，在40 keV以下不会导致足点发射。我们的结论是，在一个整体的密度模型的垂直尺寸主要是由密度标度高度和预测小于RHESSI的结果显示。
2012-04-05 astro-ph.SR
Connecting Flares and Transient Mass Loss Events in Magnetically Active Stars
我们探讨了极端磁场重联事件的能量学与太阳爆发事件恒星类比中的瞬时质量损失的关联。我们建立的能量分区相对于总的热辐射耀斑能量的不同观测到的恒星耀斑的组成部分，并表明，这些值与太阳耀斑大致一致。我们应用的热辐射耀斑能量和动能之间的均分在伴随的质量喷射，看到在太阳爆发事件和预期的重联。这允许使用特定波段中的积分耀斑速率来估计相关联的瞬时质量损失的量。这种方法得到了高耀斑速率恒星和太阳上观测到的耀斑签名之间的良好对应关系的支持，这表明了一个共同的物理起源。如果年轻的类太阳恒星和低质量恒星经历的频繁和极端的耀斑伴随着日冕物质抛射形式的短暂质量损失，那么这种质量损失的累积效应可能很大。我们发现，对于年轻的类太阳恒星和活跃的M矮星，由于瞬态磁爆发而损失的总质量可能对盘的演化产生重大影响，从而对行星形成以及系外行星的可居住性产生重大影响。
2015-06-16 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Multimodal Flare Forecasting with Deep Learning
Instituto De Astrofisica E Ciências Do Espaço, University of Coimbra（科英布拉大学天体物理与空间科学研究所）；University of Rome La Sapienza（罗马第一大学（萨皮恩扎大学））；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学（托尔韦尔加塔大学））；MIDA（MIDA机构）
本文利用深度学习比较色球层、日冕紫外与极紫外辐射同光球层磁图的耀斑预测能力，发现单个EUV波长可媲美或优于磁图，并提出多模态神经网络架构以融合不同太阳大气层的前兆信息，提升耀斑预报性能。
2024-10-21 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.AI
Circular-ribbon flares and the related activities
本文综述了环带耀斑（CRFs）的观测特征、能量释放机制、相关伴生活动及研究现状，指出磁流体力学模拟和多波长先进观测是未来突破方向。
2024-01-29 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopic Analysis of Chromospheric Line Evolution during an Energetic Flare on AD Leo
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Astronomy Program, Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔大学天体物理与天文系天文研究中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology（科学技术大学）
利用高分辨率光谱分析AD Leo超耀斑的色球谱线演化，发现Hα辐射能量8.8×10^30 erg，总能量约10^33 erg，Ca II H&K和红外三重线延迟发射符合Neupert效应，表明累积加热主导缓变相。
2026-07-07 astro-ph.SR
Energy Evolution from the Chromosphere to the Heliosphere in the 2021 October 28 Solar Eruption
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Lunar & Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Montana State University（蒙大拿州立大学）
本文研究了2021年10月28日一次观测良好的太阳爆发事件，通过远程传感、原位观测和以往观测的缩放定律，分析了自由磁能、非热电子能、非热离子能、bolometric能、色球中沉积的能量、日冕喷流中辐射的热能、EUV波耗散的能量、CME动能和引力势能、日球层中CME能量通量以及CME激波中的能量分配，发现总释放能量与事前存储的磁能一致，CME动能加势能主导了能量分配。
2026-05-18 astro-ph.SR
The Study of Quasi-Periodic Pulsations in Solar and Stellar Flares with SKA
University of Warwick（华威大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；University College London（伦敦大学学院）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；University of Science and Technology（科学技术大学）
该研究利用SKA的高分辨率、宽波段等独特能力，针对太阳和恒星耀斑中的准周期脉冲，计划解决能量分配、磁重联等7类科学问题，以推进耀斑模型与相关物理研究。
2026-07-31 astro-ph.SR
Testing and Improving a Set of Morphological Predictors of Flaring Activity
有效预测太阳耀斑依赖于量化太阳活动区爆发能力的参数。在文献中已经提出了几个这样的定量预测，推断主要是从光球磁图和/或白光观测。其中两个是伊辛能量和总水平磁场梯度之和。前者是从视线磁图发展而来的，而后者则利用太阳黑子探测和特征，以连续图像为基础。旨在包括这些参数的自动预测方案，我们测试它们的适用性定期光球磁场观测所提供的日震和磁成像仪（HMI）仪器板载太阳动力学天文台（SDO）。我们测试他们的效率作为预测的耀斑活动的一个有代表性的样本的活动区域，并调查可能的修改这些数量。伊辛能量似乎是一个有效的预测，如果它被修改来描述相互作用的磁分区或太阳黑子本影的效率甚至提高。水平磁场梯度的总和似乎比我们在本文中实现的伊辛能量的三个变化稍微更有希望。新的预测也比较了两个非常有前途的预测：有效连接的磁场强度和总的无符号非中和电流。我们的分析表明，形态预测的效率依赖于投影效果在一个非平凡的方式。所有四个新的预测被发现有用的列入自动耀斑预报设施，如耀斑可能性和区域喷发预测（FLARECAST），但他们的效用，除其他外，最终将确定的验证工作正在进行的框架内的FLARECAST项目。
2018-07-17 astro-ph.SR
How to Train Your Flare Prediction Model: Revisiting Robust Sampling of Rare Events
Georgia State University（佐治亚州立大学）；Academy of Athens（雅典学院）；University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）
我们提出了一个案例研究的太阳耀斑预测的元数据特征时间序列，通过处理它作为一个突出的类不平衡和时间相干的问题。通过太阳耀斑（SWAN-SF）基准数据集的空间天气分析，充分利用太阳活动区的耀斑前时间序列成为可能;活动区属性的多变量时间序列的分区集合，包括4075个区域，跨越9年的太阳动力学观测站（SDO）运行期间。我们展示了时间序列预测中连续性需求引发的时间相干性的一般概念，并表明缺乏对这种效应的正确理解可能会虚假地提高模型的性能。我们进一步解决了罕见事件预测中另一个众所周知的挑战，即类不平衡问题。SWAN-SF是一个合适的数据集，GOES M级和X级耀斑的不平衡比为60：1，X级耀斑与耀斑安静实例的不平衡比为800：1。我们重新审视了这些挑战的主要补救措施，并提出了几个实验来说明这些补救措施中的每一个可能对性能产生的确切影响。此外，我们承认一些基本的数据操作任务，如数据规范化和交叉验证也可能影响性能-我们也讨论了这些问题。在这个框架中，我们还审查了使用真正的技能统计和Heidke技能得分，作为两个广泛使用的性能验证指标的耀斑预测任务的主要优点和缺点。总之，我们展示并倡导时间序列与时间点预测的优势，前提是上述挑战得到可衡量和定量的解决。
2021-03-12 astro-ph.SR cs.LG
Solar flares in the Solar Orbiter era: Short-exposure EUI/FSI observations of STIX flares
本文展示Solar Orbiter短曝光EUI/FSI观测对耀斑研究的重要性，提供9000多个STIX耀斑数据集，揭示耀斑带亚结构与硬X射线发射重叠，可约束耀斑建模的电子能量通量。
2024-11-19 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Advancing Solar Flare Prediction using Deep Learning with Active Region Patches
Georgia State University（佐治亚州立大学）
本文提出基于活动区磁图形状特征的深度学习方法，利用ResNet34、MobileNet和MobileViT预测全太阳盘面≥M级耀斑，其中MobileNet在±30°经度范围取得CSS=0.51，并首次实现对近边缘区域的有效预测。
2024-06-16 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Instabilities in neutron stars with toroidal magnetic fields
通过线性扰动的数值时间演化，研究了磁化中子星的$m=1$振荡和不稳定性。背景恒星是具有纯环形磁场的静止平衡构型。我们发现，$m=1$不稳定性的环形磁场，已经知道从本地的分析，也可能被发现在我们的相对低分辨率的全球研究。我们提出了定量结果的不稳定增长率和旋转抑制。讨论了这种不稳定性作为软伽玛重复源耀斑可能的触发机制。虽然我们的主要重点是磁化星的演变，我们也考虑了非磁化背景恒星的扰动，以研究$m=1$惯性模式。我们跟踪这些模式的突破频率，扩展已知的慢旋转的结果。
2010-12-14 astro-ph.SR
The Effects of Energy Conservation in Simulating Solar Eruptions
University of Michigan（密歇根大学）；Boston University（波士顿大学）
通过对比保守与非保守能量格式的CME模拟，发现保守格式导致动能和热能显著增加，且耀斑重联提前终止，表明等离子体热力学在重联中起关键作用。
2026-07-22 astro-ph.SR
Poloidal-Field Instability in Magnetized Relativistic Stars
我们通过三维广义相对论磁流体动力学模拟研究了非旋转中子星中纯极向磁场的不稳定性，扩展了Ciolfi等人（2011）的工作。我们的目标是绘制一个清晰的动态与不稳定性，并研究系统达到的最终配置，从而获得在磁化中子星可能的平衡的迹象。此外，由于磁场的内部重排是一个高度动态的过程，这已被认为是磁星巨耀斑的背后，我们的模拟可以提供一个现实的估计电磁和引力波的排放，应该伴随着耀斑事件。我们的主要发现是：（1）不稳定性的初始发展符合扰动研究的所有预期，包括不稳定性种子的位置、不稳定性增长的时间尺度和环形分量的产生;（ii）在系统随后的非线性重组中，约90%的磁能主要通过电磁发射在几个阿尔芬时间尺度中损失，（iii）所有的恒星模型都趋向于实现显著的磁螺旋度和极向和环向磁场之间的能量均分，并演化到一个新的构型，在动力学或阿尔芬时间尺度上不显示出随后的不稳定性;（iv）电磁辐射与在巨型耀斑中观测到的初始亮度爆发的持续时间相匹配，支持内部重排的假设;（v）在该过程中释放的能量中只有一小部分被转换成f模式振荡和随后的引力波发射，从而导致检测到该信号的机会非常低。
2012-11-01 astro-ph.SR gr-qc
Leveraging the Mathematics of Shape for Solar Magnetic Eruption Prediction
目前对太阳爆发的业务预测是由人类专家使用基于形状的定性分类系统和有关耀斑频率的历史数据相结合进行的。在过去的十年中，人们对制作机器学习（ML）耀斑预测方法以从训练集中提取潜在模式产生了很大的兴趣-例如，一组太阳磁图图像，每个图像的特征都来自于磁场，并标记了它是否是喷发的前兆。这些模式，通过各种方法（神经网络，支持向量机等）捕获，然后可以用于对新图像进行分类。任何ML方法的一个主要挑战是数据的\textit{featurization}：预处理原始图像以提取更高级别的属性，例如磁场的特征，这可以简化这些方法的训练和使用。从手头任务的角度来看，关键是选择信息丰富的功能。迄今为止，大多数基于ML的太阳喷发方法都使用基于物理的磁场和电场特征，例如总无符号磁通量、场梯度、垂直电流密度等。我们扩展了相关的特征集，以包括纯粹基于2D磁图图像的几何形状和拓扑结构的磁场的特征，并表明这改善了基于神经网络的耀斑预测方法的预测精度。
2020-03-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Particle Heating and Energy Partition in Low-$β$ Guide Field Reconnection with Kinetic Riemann Simulations
动力学黎曼模拟已经完成，以探讨在低$β$环境中的内日光层和日冕的引导场重联粒子加热。重联排气是由两个旋转不连续性（RD）和两个慢激波（SS）的排气内形成的磁流体动力学（MHD）模型。在RD处，离子被磁场张力加速以驱动重联流出以及在面外方向上的流动。面外流流向中平面并汇合以驱动SS。SS与MHD模型中的SS有很大不同。在激波前缘和上游和下游的湍流很弱，所以激波是层流的，几乎没有耗散。在SS的下游，逆流离子束导致更高的密度，这导致SS之间的正电势，其用于限制下游电子以保持电荷中性。电势将电子从SS的上游加速到下游区域，并捕获一小部分，但仅适度地将下游电子温度增加到上游值以上。在低- $β$极限中，释放的磁能在整体流动和离子加热之间分开，其中很少能量流向电子。该模型既不产生强电子加热，也不产生高能电子成分，这表明需要其他机制，如多个x线重联，来解释大耀斑中高能电子的产生。该模型可以用帕克太阳探测器的预期数据进行测试。
2019-07-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. I. Discovery of Prominence Eruptions Associated with Superflares
通过对年轻太阳型恒星EK Draconis的12天多波长观测，发现三次超级耀斑及两次日珥喷发，其中一次伴随候选快速CME，为理解年轻恒星喷发活动及其对行星环境影响提供关键证据。
2023-12-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
