The Solar Orbiter Mission: an Energetic Particle Perspective
Solar Orbiter是ESA和NASA的联合任务，计划于2018年10月发射。科学有效载荷包括遥感和现场仪器，其主要目的是了解太阳如何产生和控制日光层。该航天器将沿着椭圆形轨道绕太阳运行，近日点接近0.28 AU。在轨道后期阶段，轨道平面将达到30度以上的倾角，从而可以直接观测太阳极区。高能粒子探测器（EPD）是一种仪器套件，由多个传感器组成，用于测量宽能量区间（电子为2 keV至15 MeV，质子为3 keV至100 MeV，离子为几十keV/nuc至450 MeV/nuc）的电子、质子和离子，提供成分、光谱、定时和各向异性信息。我们从高能粒子的角度概述了太阳轨道器，总结了EPD的能力，以及这些新的观测将为了解高能粒子在太阳爆发期间如何加速以及它们如何通过日光层传播提供的机会。
2017-01-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
On the faintest solar coronal hard X-rays observed with FOXSI
太阳纳米耀斑是在平静的日冕中释放磁能的小爆发事件。如果纳米火花遵循与较大对应物相同的物理学原理，它们应该发射硬X射线（HXR），但强度相当微弱。大量且持续存在的纳米耀斑将向日冕输送巨大的能量，这可能是日冕高温的原因。到目前为止，还没有直接观测到来自静止太阳的这种持续和持久的HXR。然而，Hannah等人在2010年使用RHESSI近12天的静止太阳偏离观测限制了安静的太阳HXR发射。这些观测结果分别为3-6 keV和6-12 keV能量范围设定了$3.4\times 10^{-2}$光子$^{-1}$ s $^{-1}$ cm $^{-2}$ keV $^{-1}$和$9.5\times 10^{-4}$光子$^{-1}$ s $^{-1}$ cm $^{-2}$ keV $^{-1}$ $^{-1}$的上限。观测微弱的HXR是具有挑战性的，因为它需要HXR中的高灵敏度和动态范围仪器。聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI）探空火箭实验在这两个属性中表现出色。FOXSI于2018年9月7日完成了第三次成功飞行（FOXSI-3）。在FOXSI-3的飞行中，太阳呈现出相当安静的状态，只显示出一个老化的非耀斑活动区域。使用整个$\sim$ 6.5分钟的FOXSI-3数据，我们限制了HXR中的安静太阳发射。我们发现$2σ$上限的顺序为$\sim 10^{-3}$光子$^{-1}$ s $^{…
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
KW-Sun: The Konus-Wind Solar Flare Database in Hard X-ray and Soft Gamma-ray Ranges
我们提出了一个数据库的太阳耀斑注册的Konus风仪器在超过27年的运作，从1994年11月到现在（2022年6月）。不断更新的数据库（以下简称KW-Sun）包含在仪器触发模式下检测到的1000多个事件，可在http://www.ioffe.ru/LEA/kwsun/上在线访问。对于每个耀斑，该数据库以FITS格式提供能量范围从~20 keV到~15 MeV的时间分辨能谱，以及ASCII和IDL SAV格式的高时间分辨率（低至16 ms）的三个宽能带G1（~20-80 keV）、G2（~80-300 keV）和G3（~300-1200 keV）的计数率光变曲线。本文重点介绍太阳观测中的仪器功能、KW-Sun数据的结构及其预期用途。在两个以上的完整的太阳活动周期的高时间分辨率的宽能量范围内获得的均匀的数据集是有益的统计和案例研究，以及上下文数据的来源太阳耀斑研究。
2022-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Solar Electron and Proton Telescope aboard STEREO -- understanding proton spectra
日地关系天文台上的太阳电子和质子望远镜（SEPT）旨在提供具有良好能量和时间分辨率的高能电子和质子的三维分布。每个SEPT仪器由两个双端磁铁/箔粒子望远镜组成，可以干净地分离和测量能量范围从30 keV到400 keV的电子和60 keV到7000 keV的质子。非旋转航天器的各向异性信息由两个独立但相同的仪器提供：SEPT-E沿着黄道平面上的帕克螺旋磁场对准，朝向和远离太阳，SEPT-NS垂直于黄道平面，朝向北方和南方。双设置是指两个相邻的传感器孔径用于四个观察方向太阳，反太阳，北，南：一个用于质子，一个用于电子。在这方面的贡献，模拟SEPT利用GEANT 4工具包已经建立了一个扩展的仪器模型，以计算改进的响应函数的四个不同的望远镜。这将有助于理解和纠正测量中的仪器效应。
2018-01-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Accelerated electrons observed down to <7 keV in a NuSTAR solar microflare
我们报告的检测从一个小的太阳微耀斑（GOES类A5.7）的核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观察到的非热电子分布的发射，与支持观测的拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。耀斑等离子体是很好地占厚靶模型的加速电子碰撞热化内的循环，类似于“日冕厚靶”的行为偶尔观察到较大的耀斑。这是第一次使用直接成像仪（而不是间接成像仪器）对来自太阳的非热硬X射线进行积极探测。加速电子分布的光谱指数为6.3 +/- 0.7，向下延伸到至少6.5 keV，并以约2x 1027 erg/s的速率沉积能量，将耀斑环加热到至少10 MK。在低至<5 keV的X射线中，主要的非热发射的存在意味着RHESSI发射几乎完全是非热的，这与RHESSI光谱学中通常假设的相反。非热能与热能之比与大耀斑相似，而与先前对小RHESSI耀斑的研究结果相反。基于平均电子能量和碰撞平均自由程，我们认为日冕厚靶可能是许多小微耀斑的共同特性，未来的观测将有助于了解耀斑粒子加速度如何在能量尺度上变化，并将有助于推动对纳米耀斑的观测制度，这是一个可能的日冕加热源。
2020-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Solar Wind Charge-Exchange Production Factor for Hydrogen
在ROSAT 1/4 keV（R12）波段，太阳风与氢产生发射进行电荷交换的产生因子或宽带平均截面为$3.8\pm0.2\times10^{-20}$计数度$^{-2}$ cm $^4$。这一数值来自ROSAT全天巡天中的长期（背景）增强与磁鞘磁流体动力学模拟的比较。这个值比从有限的原子数据得出的值高1.8到4.5倍，这表明这些值可能丢失了大量的微弱线。这个生产因素是很重要的1/4千电子伏波段通量，是由于当地的热气泡，规划未来的观测在1/4千电子伏波段，并评估建议遥感磁鞘的准确金额。同样的方法不能应用于3/4 keV波段，因为该波段主要由氧谱线组成，对太阳风中详细的丰度和电离平衡更为敏感。我们还表明，顺便说一句，最近的努力相关的XMM-牛顿观测几何与磁鞘太阳风电荷交换发射的氧线已经，从字面上看，误导。对内日光层的模拟表明，将日光层太阳风电荷交换与当地太阳风参数联系起来的更广泛的努力不太可能产生有用的结果。
2015-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Solar Irradiance Measurements from the Miniature X-Ray Solar Spectrometer CubeSat
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS）CubeSat的目标是探索静止太阳、活动区域和太阳耀斑期间软X射线发射的能量分布，并模拟对地球电离层和热层的影响。在SXR范围内（0.1 - 10 keV）发射的能量可以变化超过100倍，但我们在SXR中的光谱测量有限，以准确地量化这种变化的光谱依赖性。MinXSS主要科学仪器是Amptek，Inc. X123 X射线光谱仪，能量范围为0.5- 30 keV，标称能量分辨率为0.15 keV。已经建立了两个飞行模型。第一个是MinXSS-1，自2016年6月9日以来一直在进行科学观测，并观察到了许多耀斑，包括40多个C级和7个M级耀斑。这些SXR光谱测量比宽带SXR观测具有优势，例如提供导出日冕等离子体的多温度成分和元素丰度的能力，提高辐照度精度，以及作为行星电离层模拟输入的更高分辨率光谱辐照度。在2016年7月23日的M5.0耀斑期间获得的MinXSS光谱突出了这些优势，并表明在耀斑期间元素丰度似乎从主要的日冕到更多的光球变化。MinXSS-1观测结果与地球同步业务环境卫星（GOES）X射线传感器（XRS）测量的SXR辐照度和估计的电晕温度进行了比较。此外，建议改进GOES XRS数据的校准。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic reconnection-driven energization of protons up to 400 keV at the near-Sun heliospheric current sheet
本研究借助帕克太阳探测器的抵近观测，证实日球层电流片的磁重联可将质子加速至400 keV，结合kglobal模型模拟揭示磁岛合并的加速机制，为近日太阳风高能粒子来源提供新证据。
2025-01-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Spectrometer Telescope for Imaging X-rays (STIX) on Solar Orbiter
STIX 是 Solar Orbiter 上的硬 X 射线成像光谱仪，通过 4-150 keV 观测提供热等离子体和非热电子诊断，助力探索太阳对日球层的动力学输入。
2022-07-05 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Flare Element Abundances from the Solar Assembly for X-rays (SAX) on MESSENGER
在$1.5-8.5$ ~keV范围内的X射线光谱已经分析了2007年至2013年期间水星{ \em MESSENGER}航天器上的X射线太阳组件（SAX）探测到的526个大耀斑。对于每个耀斑，发射等离子体的温度和发射测量从光谱的连续。此外，在6 keV能量分辨率为0.6keV（FWHM）下，测定了6.7keV和3.9keV清晰分辨的Fe线络合物和Ca线络合物的强度，以及较低能量下未分辨的S、Si和Ar线络合物的强度。这些线强度与理论光谱的比较允许这些元素相对于氢的丰度被导出，由于仪器校准和未知的发射等离子体的温度分布的不确定性。虽然在不同的耀斑之间发现Fe和Ca的丰度有显著的差异，但发现在所有耀斑上平均的丰度在光球值上增加了$1.66 \pm 0.34$（Fe）、$3.89~\pm~0.76$（Ca）、$1.23~\pm~0.45$（S）、$1.64~\pm~0.66$（Si）和$2.48~\pm~0.90$（Ar）的因子。这些因素不同于以前报道的Fe和Si的值至少。他们提出了一个更复杂的关系，丰度增强与第一电离势（FIP）的元素比以前考虑的，与分馏发生在耀斑的可能性，FIP小于$\sim$ 7~eV，而不是$\sim10$ ~eV的元素。
2015-03-05 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
Solar Corona Thermal Background and Energy Spectrum of the Weak Solar Soft X-ray Bursts
利用Interball项目的观测数据，研究了弱太阳软X射线爆发的能谱。
2016-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar wind He pickup ions as source of tens-of-keV/n neutral He atoms observed by the HSTOF/SOHO detector
上下文自1996年以来，在低太阳活动期间，SOHO卫星上的HSTOF仪器一直在测量28-58 keV/n的He原子（氦高能中性原子- He ENA）的弱通量。可能的源区是内日鞘。目标。我们的目标是了解的基础上的日鞘空间范围和等离子体含量的知识，旅行者1号和2号测量终止激波交叉后的一段时间内，他ENA的发射机制。方法. He ENA是由高能氦离子与星际中性H和He的电荷交换中和产生的。氦离子在日鞘中的能谱计算如下的演变时，进行和经历二进制的相互作用与等离子体成分的背景流的粒子群建模近似呈现后终止冲击旅行者数据的速度分布函数。结果观测到的HSTOF He ENA是日球He ENA总通量中能量较高的一部分，可以用提出的机制解释，误差在2σ以内。决定发射水平（及其不确定性）的主要因素是终止后冲击等离子体中He^+拾取离子的能谱。
2014-02-19 astro-ph.SR
Electron Distribution Functions in Solar Flares from combined X-ray and EUV Observations
利用SDO和RHESSI对太阳耀斑进行同步观测，可以提供耀斑中热等离子体和高能粒子的空间分辨信息。RHESSI可以推断热（> 8 MK）热等离子体和非热电子分布的性质，而SDO/AIA对较低的温度更敏感。提出并实现了一种从SDO/AIA数据重建电子分布函数的新方法。RHESSI和AIA数据的组合分析允许在从~0.1 keV到几十keV的宽能量范围内推断电子分布函数。两个观测良好的耀斑的分析表明，在一般同意的分布在一个因素的三个RHESSI值外推到中间范围1-3千电子伏时，与AIA系统地预测较低的电子分布。可能的仪器和数值的影响，以及潜在的物理起源，这种差异进行了讨论。推断的电子分布函数一般显示一个或两个接近麦克斯韦组件的能量低于15千电子伏和非热尾以上。
2013-10-15 astro-ph.SR
The X-Ray Line Feature At 3.5 Kev In Galaxy Cluster Spectra
Bulbul等人和Boyarsky等人最近的工作表明，在大约100米处的线特征。3.5用XMM-牛顿观测到的星系团和单个星系的X射线谱中的千电子伏是由于无菌中微子的衰变，这是一种暗物质候选者。这一发现受到了Jeltema和Profumo的批评，因为模型光谱表明，类氦的钾（K XVIII）和氯（Cl XVI）中的原子跃迁更有可能是发射体。本文指出，KXVIII谱线已在许多太阳耀斑的高光谱分辨率谱中被RESIK晶体谱仪观测到，并出现在日冕活动星sigma Gem的Chandra HETG谱中。此外，太阳耀斑光谱至少表明日冕钾的平均丰度比太阳光球丰度高9到11倍。这一事实，连同XMM-牛顿光谱的低统计质量，完全解释了大约。3.5 keV的功能，因此没有必要调用一个不育中微子的解释所观察到的线功能在3.5 keV。
2015-07-16 astro-ph.SR
Diagnostics of non-thermal distributions in solar flare spectra observed by RESIK and RHESSI
本文着重研究了电子分布在keV范围内的非热分量，并分析了RESIK和RHESSI探测到的三次太阳耀斑的高能分辨X射线谱，在2-4 keV范围内，我们假设电子分布可以用n分布来模拟。使用线强度比的方法，我们分析了RESIK观测到的Si的允许线和卫星线，并估计了n分布的参数。在更高的能量，我们探索RHESSI韧致辐射谱。采用前向拟合方法和厚靶近似，我们确定了注入电子束的特性。RHESSI与电子束相关联的非热分量与从RESIK谱获得的非热n分布的存在相关良好。此外，这样的n分布发生在0.61-15.4 GHz范围内观察到的无线电爆发期间。此外，我们表明，n-分布也可以解释RHESSI发射低于5 keV。因此，两种独立的诊断方法表明，耀斑等离子体受到电子束的影响，可以有一个非热的成分在~2-5 keV的范围内，这是描述的n分布井。最后，谱线分析表明，n-分布不占据相同的位置作为RHESSI检测到的热成分在~10 keV。
2011-09-05 astro-ph.SR
Dynamical modulation of solar flare electron acceleration due to plasmoid-shock interactions in the looptop region
快模激波可以在重联外流的前部形成，并被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的场所。最近的磁重联研究表明，在大尺度的电流层中可以产生大量的等离子体团。在这里，我们调查的动态调制的电子加速在looptop区域时，等离子体团间歇性地到达冲击结合磁流体动力学模拟与粒子动力学模型。当等离子体团与激波相互作用时，环顶区域呈现出各种可压缩结构，这些结构调节高能电子的产生。高能电子的数量在时间和空间上都迅速变化。5个$-$ 10 keV电子的数量与压缩面积有很好的相关性，而$>$ 50 keV电子的数量与强压缩面积有很好的相关性，但与冲击参数只有中等的相关性。我们进一步研究的影响，第一等离子体团，这标志着从一个准稳定的冲击波阵面的扭曲和动态冲击的过渡。在15个$-$ 25 keV时，高能电子的数量减少了$\sim 20\%$，而在25个$-$ 50 keV时，高能电子的数量减少了近40%，而5个$-$ 10 keV电子的数量增加了。此外，10 keV以上的电子能谱随着时间的推移而变软。我们还发现当等离子体团穿过激波时，在环顶区可以产生两个甚至多个不同的源。我们的模拟有很强的影响非热looptop源的解释，以及常见的耀斑排放，包括准周期性脉动的快速时间变化。
2020-11-18 astro-ph.SR
Correlation of hard X-ray and white light emission in solar flares
本文对太阳耀斑中硬X射线和白光发射之间的相关性进行了统计研究，以寻找耀斑加速电子和白光形成之间的联系。我们分析了43个耀斑跨越GOES类M和X使用RHESSI（拉马迪高能太阳光谱成像仪）和HMI（日震和磁成像仪）的观测。我们计算的X射线通量在30千电子伏和白光通量在6173毫瓦的总和超过硬X射线耀斑带的积分时间为45秒左右的峰值硬X射线的时间。我们发现硬X射线通量和过量白光通量之间有很好的相关性，能量为30 keV的光子的相关系数最高为0.68。假设厚靶模型，一个类似的相关性之间的沉积功率耀斑加速电子和白光通量。的相关系数被认为是最大的能量沉积的电子以上~50千电子伏。在较高的电子能量的相关性逐渐下降，而迅速下降，如果被认为是由低能电子提供的能量增加。这表明，能量约为50 keV的耀斑加速电子是白光产生的主要来源。
2015-11-24 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
The Integrating Miniature Piggyback for Impulsive Solar Hard X-rays (IMPISH): a spectrometer for the GRIPS-2 balloon campaign
IMPISH是为GRIPS-2南极气球任务设计的太阳硬X射线能谱仪，通过SiPM和LYSO闪烁体实现10-200 keV以上快速测量，以探测耀斑脉冲相亚秒级变化并研究粒子加速机制。
2025-09-08 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Electron Energy Spectra and e-e Bremsstrahlung from Anisotropic Electron Distributions in Extreme Solar Flares
利用RHESSI观测数据，利用HXR和γ能谱研究了两次强太阳耀斑SOL 2003 -10- 28 T 11：06：16（GOES class X17.2）和SOL 2002 -07- 23 T 00：18：16（X4.8）的电子能谱。电子-电子（e-e）韧致辐射在能量高于500 keV时对X射线通量有显著贡献。在X射线通量计算中，考虑了不同的电子俯仰角分布：准横向和准纵向。结果表明，在准纵向各向异性和硬幂律电子能谱的情况下，硬X射线谱中的断裂发生在能量$ε\approx100$ keV上，光子谱指数差为$Δγ\ge 1$。利用2003年10月28日和2002年7月23日两次极端太阳耀斑的RHESSI资料，推导了非热电子能谱参数。在考虑了电子-电子韧致辐射后，厚靶模型中得到的非热电子能谱可用谱指数为$δ\approx 5$的幂律函数拟合。对于2002年7月23日的耀斑，有一个明显的不对称性对南部的脚点，从能量超过100千电子伏。在100 keV以上的能量的HXR源的分离可能与相对论电子输运在耀斑环的功能。
2020-12-14 astro-ph.SR
High-temperature differential emission measure and altitude variations in the temperature and density of solar flare coronal X-ray sources
等离子体加热和加速区域特性的详细知识是太阳耀斑物理观测中的一个主要挑战。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），定量研究了太阳耀斑日冕源的高温差异发射测度DEM（T）和与能量相关的空间结构。观测到日冕X射线源的高度在10和25 keV之间随能量增加~+0.2 arcsec/keV。虽然等温模型可以拟合RHESSI观测到的热X射线谱，但这样的模型不能解释高度的变化，当温度随高度增加时，需要多热日冕源。首次，我们展示了如何RHESSI成像信息可以用来约束的DEM（T）的耀斑等离子体。我们开发了一个热韧致辐射X射线发射模型，具有不均匀的温度和密度分布，同时再现：i）DEM（T），ii）高度作为能量的函数，和iii）耀斑日冕源与能量的垂直范围。我们发现该区域的温度-高度梯度为~+0.08 keV/arcsec（~1.3 MK/Mm）。其他耀斑中类似的高度-能量趋势表明，大多数日冕X射线源是多热源的，具有很强的垂直温度和密度梯度，并具有很宽的DEM（T）。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nanoflare Heating of the Solar Corona Observed in X-rays
在较冷的光球层上存在着百万度的日冕，这是天体物理学中一个尚未解决的问题。对无论太阳活动周期的哪个阶段都存在的静止日冕的详细研究可能会为解决这个难题提供富有成效的线索。然而，加热机制的属性只能在统计上得到这些地区，由于其未解决的性质。在这里，我们基于Upendran & Tripathi（2021 a）的机器学习方案为Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热模型开发了一个两步反演方案，并将其应用于Chandrayaan - 2上X射线太阳监测器（XSM）测量的宁静日冕的圆盘积分通量测量。我们使用三个能量通带中的数据，即，1 - 1.3 keV、1.3 - 2.3 keV和1 - 2.3 keV，并估计典型的脉冲事件频率、时间尺度、幅度和幅度分布。我们发现，脉冲事件发生的频率为$\approx$ 25事件每分钟与一个典型的寿命为$\approx10$分钟。它们的特征在于具有斜率$α\leq2.0$的幂律分布。这些事件的典型振幅位于$10^{21}$ - $10^{24}$尔格的能量范围内，在1 - 2.3 keV的能量范围内，典型辐射损失约为$\approx10^3$尔格cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果提供了进一步的限制亚像素脉冲事件的属性，在维持宁静的日冕。
2022-11-04 astro-ph.SR
Modeling the Daily Variations of the Coronal X-ray Spectral Irradiance with Two Temperatures and Two Emission Measures
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS-1）CubeSat观测到0.5至10千电子伏的太阳X射线。两个温度，两个排放量的测量模型是适合每个每日平均光谱。这些每日平均温度和排放量的措施，绘制对相应的每日太阳10.7厘米无线电通量（F10.7）的值和线性相关性，我们称之为施瓦布-伍兹-梅森（SWM）模型。线性趋势表明，仅基于F10.7测量，可以估计0.5 keV和10 keV之间的太阳光谱。该模型的较冷温度分量表示静止太阳对光谱的贡献，并且基本上与太阳活动无关，这意味着日平均静止太阳可以通过单个温度（1.70 MK）准确描述，而不管太阳强度如何，并且仅需要针对更高或更低的太阳强度调整对应于该温度的排放测量。示出的温暖的温度分量表示活性区域的光谱的贡献，并在5 MK至6 MK之间变化。用GOESXRS-B在1-8埃范围内的数据对该模型进行了验证，发现SWM模型的辐照度与GOESXRS-B的辐照度之比平均接近1。MinXSS-1光谱在静态太阳条件下有非常低的计数超过约3 keV。SWM模型可以生成非常高光谱分辨率的MinXSS-1或DAXSS光谱，并具有扩展的能量范围，以填补测量之间的空白，并将预测扩展到1947年。
2023-01-03 astro-ph.SR
The origin of the 'local' 1/4 keV X-ray flux in both charge exchange and a hot bubble
太阳邻域是银河系星际介质中最接近和最容易研究的样本，对它的理解对于恒星形成和星系演化的模型至关重要。观测到一个意想不到的强扩散通量的容易吸收的1/4 keV X射线，再加上发现星际空间在太阳的100 pc内几乎完全没有冷的吸收气体，导致了一个充满X射线发射热气体的“局部空腔”的图片，被称为局部热泡。这个模型最近被一种说法推翻了，这种说法认为，这种辐射可能是在太阳系内由重太阳风离子与行星际空间中的中性H和He进行电荷交换而产生的，这可能会消除银河系圆盘内存在百万度气体的主要证据。在这里，我们报告的结果表明，总的太阳风电荷交换贡献是40% +/- 5%（统计）+/- 5%（系统）的1/4千电子伏的流量在银河系平面。事实上，测量到的通量并不受电荷交换的支配，这支持了太阳周围有一个100 pc量级的百万度热泡的概念。
2014-07-28 astro-ph.SR
The Instruments and Capabilities of the Miniature X-ray Solar Spectrometer (MinXSS) CubeSats
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS）CubeSat是为美国航天局科学飞行任务理事会飞行的第一个面向太阳科学的CubeSat飞行任务，主要目的是测量太阳软X射线通量，科学目标是确定其对地球电离层和热层的影响。这些观测也可以用来研究太阳静止、活动区和耀斑的性质。MinXSS X射线仪器由一台光谱仪（称为X123）和一台宽带X射线光度计（称为XP）组成，该光谱仪在5.9 keV处具有标称0.15 keV半高宽（FWHM）分辨率。这两种仪器都被设计为在10秒的标称时间节奏下获得0.5 - 30 keV的测量值。本文讨论了MinXSS仪器的描述、性能能力以及与地球同步业务环境卫星（GOES）0.1 - 0.8 nm通量的关系。MinXSS的早期结果表明，它至少能够从GOES A5 - M5（5 $\times$ 10 $^{-8}$ - 5 $\times$ 10 $^{-5}$ W m $^{-2}$）水平测量太阳光谱SXR通量在0.8 - 12 keV之间的变化，并仅从MinXSS数据推断物理特性（温度和排放测量）。此外，日冕元素丰度可以推断，特别是铁，钙，硅，镁，硫，氩和镍，当有足够高的计数率在每个元素的光谱特征。此外，温度响应曲线和发射测量轨迹证明了MinXSS在不同温度下对等离子体发射的敏感性。MinXSS观测与其他太阳观测站的观测相结合，可以帮助解决太阳日冕物理学中一些最引人注目…
2018-01-04 astro-ph.SR
GEANT4 Simulations of Gamma-Ray Emission from Accelerated Particles in Solar Flares
伽马射线光谱学提供了对太阳耀斑中粒子加速的诊断，但由于加速粒子的角分布（如相对论性光束）和太阳大气中辐射的康普顿再处理的影响，在解释光谱时必须小心。在本文中，我们使用GEANT 4蒙特卡罗软件包来模拟加速电子和质子的相互作用，并研究这些影响的γ射线产生的电子韧致辐射和π衰变。我们认为511 keV湮灭线通量与200 keV连续谱和核去激发线（8- 15 MeV）以上的能带的比值是加速粒子的诊断，并与2003年10月28日X17耀斑的数据进行比较。我们还发现，来自加速质子的π次级粒子在$\sim$ 10 g cm $^{-2}$深度处产生正电子湮没线分量，并且随后511 keV光子的康普顿散射产生连续谱，该连续谱可以模拟正电子偶素3 $γ$衰变所预期的光谱。
2010-10-08 astro-ph.SR
Temporal Variations And Spectral Properties of Be/X-ray Pulsar GRO J1008-57 Studied by INTEGRAL
利用积分观测研究了Be/X射线脉冲星GRO J1008-57的自旋周期变化和硬X射线光谱特性。测定了2004年93.66s和2009年93.73s的脉动周期。GRO J1008-57在爆发期间的脉冲轮廓是能量依赖的：在3-7 keV的软带中为双峰轮廓，在7 keV以上的硬X射线中为单峰轮廓。GRO J1008-57在1993-2009年经历了一个自旋下降的趋势，速率为4.1x10^-5 s/天^-1，并可能在2009年之后转入自旋上升的趋势。GRO J1008-57在爆发期间从3-100 keV的光谱与光子指数1.4和截止能量23-29 keV拟合。在2009年爆发的早期阶段，我们发现了一个相对较软的光谱，截止能量为13 keV。当硬X射线通量超过10^-9 erg cm^-2 s^-1时，GRO J1008-57在爆发期间的光谱需要一个柱密度为6 × 10^22 cm^-2的增强氢吸收。GRO J1008-57在软X射线波段观察到的倾斜状脉冲轮廓应该是由这种本征吸收引起的。在爆发峰附近，在GRO J1008-57的光谱中检测到一个可能的74 keV的回旋共振散射特征，使该源成为已知吸积X射线源中磁场最高的中子星（6.6 × 10 ^12 G）。利用GRO J1008-57的RXTE/ASM光变曲线发现了124.38和248.78天的两个调制周期。折叠光变曲线中出现的两个耀斑峰具有…
2013-12-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
First indirect detection constraints on axions in the Solar basin
质量为keV量级的轴子可以在太阳核心内大量产生。大多数太阳产生的轴子逃逸到无穷远，但一小部分通量是以低于逃逸速度的速度产生的。随着时间的推移，这个过程会形成一个盆地，里面充满了被困在束缚轨道上的缓慢移动的轴子。这些轴子可以衰变为两个光子，产生可观察到的信号。我们把第一个限制这个太阳盆地的轴子使用最近的静止太阳观测NuSTAR X射线望远镜。我们比较了三种不同的方法来设置约束，并获得世界领先的限制与质量在5和30千电子伏之间的轴子，在某些情况下，提高恒星冷却边界的数量级以上的耦合。
2022-05-11 astro-ph.SR hep-ph
Development of a method for determining the search window for solar flare neutrinos
太阳耀斑期间产生的中微子仍然难以捉摸。然而，经过$50$多年的讨论和搜索，他们的发现所释放的潜在知识使搜索变得至关重要。与太阳耀斑有关的中微子提供了在太阳耀斑期间不为人知的粒子加速机制的信息。对于中微子探测器，大气中微子和太阳耀斑中微子之间的分离在技术上受到能带重叠的阻碍。为了提高从背景中微子的分化，我们开发了一种方法来确定在太阳耀斑期间中微子生产的时间搜索窗口。我们的方法是基于太阳卫星记录的数据，如地球同步业务环境卫星（GOES），拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI），和GEOTAIL。在这项研究中，我们选择了1996年至2018年间发生的23次X5.0级以上的太阳耀斑。分析了软X射线、硬X射线、$γ$射线、中子俘获线$γ$射线以及软X射线的衍生物的光变曲线。平均搜索窗口确定如下：$4,178$ s用于软X射线，$700$ s用于软X射线的导数，$944$ s用于硬X射线（$100$ - $800$ keV），$1,586$ s用于来自中子捕获的线$γ$ -射线，以及$776$ s用于硬X射线（高于$50$ keV）。这种方法可以提高中微子探测器对太阳耀斑中微子的灵敏度。
2020-09-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
SoLEXS - A low-energy X-ray Spectrometer for Solar Coronal Studies
太阳低能X射线光谱仪（SoLEXS）是一种高光谱分辨率（\leq，250 eV，5.9 keV）仪器，具有软X射线能量覆盖范围（\leq，1.5 keV），拟作为Aditya-1号卫星上的额外有效载荷。这背后的动机是为了补充可见发射线空间太阳日冕，这是Aditya-1上的主要有效载荷。SoLEXS数据将补充主要有效载荷的科学目标是：（一）了解直流加热机制，（二）从同一平台研究耀斑与日冕物质抛射的关系，（三）对耀斑现场的温度和排放量进行独立和准确的估计，（四）研究日冕丰度及其在耀斑期间的变化。除了这四个主要科学目标外，该仪器原则上还可以为主有效载荷提供耀斑触发器，并有助于优化机载存储器。
2011-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-thermal representation of the kappa-distribution of solar flare electrons and application to simultaneous X-ray and EUV observations
粒子加速和等离子体加热是太阳耀斑物理中的基本问题之一。在一个广泛的能量范围内，耀斑激发电子的光谱的准确测定对于我们理解加速机制和总耀斑能量等方面至关重要。近年来，人们对kappa分布作为耀斑加速电子的总光谱的代表越来越感兴趣。在这项工作中，我们提出的卡帕分布作为一个差分发射措施。这允许推断电子分布从X射线观测和EUV观测，同时拟合所提出的功能RHESSI和SDO/AIA数据。这就产生了小于0.1 keV到几十keV之间的日冕源的空间积分电子谱。该方法被应用到一个单回路GOES C4.1耀斑。结果表明，只有结合RHESSI和AIA观测才能准确地确定总能量。与常用的RHESSI光谱拟合相比，同时拟合所提出的κ分布表示法将分析的耀斑中的电子数密度降低了约30倍，将总耀斑能量降低了约5倍。在0.043 keV和24 keV之间的耀斑的空间积分电子光谱是一致的组合的低温（~2 MK）组件和热（~11 MK）kappa类成分的光谱指数为4，让人想起太阳风分布。
2015-11-04 astro-ph.SR
StellarICS: Inverse Compton Emission from the Quiet Sun and Stars from keV to TeV
对伽马射线中安静太阳的研究始于十多年前，并迅速引起了广泛的兴趣。来自安静太阳的伽马射线是由宇宙射线（CR）与其表面（圆盘分量）和光子场（空间扩展逆康普顿分量，IC）相互作用产生的。后一个分量在接近太阳时最大，即使在大的角距离上也在背景之上，延伸到整个天空。首先用EGRET检测，现在用Fermi-LAT研究，具有高度统计学意义。IC组件的观测使我们能够获得CR电子和正电子接近太阳和日光层的太阳活动和极性的各个时期的信息。它们允许了解CR相互作用和传播接近恒星，在日光层和太阳表面，并了解太阳本身，它的环境和它的活动。对太阳观测的分析通常是模型驱动的。因此，在模型计算和精确的CR测量的约束条件的进步是及时和必要的。在这里，我们提出了我们的StellarICS代码来计算来自太阳和单颗恒星的伽马射线IC发射。该代码是公开的，它被科学界广泛用于分析费米LAT数据。Fermi-LAT协作组使用它来制作与FSSC费米工具一起发布的太阳模型。我们的模型为分析和解释太阳和恒星的高能数据提供了基础。在介绍了Fermi-LAT能量范围内的更新太阳IC模型的例子后，我们将模型扩展到keV，MeV和TeV能量，用于预测未来可能的望远镜，如AMEGO，GECCO，e-ASTROGAM，HAWC，LHAASO，SWGO和目前的X射线望远镜。我们还预测了一些最接近和最明亮的恒星。
2021-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of AR Sco with $Chandra$ and $AstroSat$ Soft X-ray Telescope
我们提出了我们的$AstroSat$软X射线观测的一个紧凑的二元系统，AR Sco，和分析其X射线观测与$Chandra$，仅约一个星期前的$AstroSat$的意见。对软X射线（$0.3-2.0$ keV）数据的分析将自旋、轨道或拍频周期的调制限制为小于平均计数率的0.03个计数s $^{-1}$或$<$ 10%。从两个天文台获得的X射线通量被发现几乎是相同的（在百分之几）的流量，约30%，低于从9个月前的观测与$XMM-Newton$。具有相同光谱参数的双温度热等离子体模型非常好地拟合$Chandra$和$AstroSat$数据，并且在源的视线中需要非常少的吸收。低温部件具有与先前报道的相同的温度（$\sim$ 1 keV），但是高温部件具有与先前测量的8.0 keV相比更低的温度5.0 $^{+0.8}_{-0.7}$ keV，然而，差异不具有统计学显著性。
2021-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A physical mechanism of solar corona heating
利用RHESSI资料研究了太阳软X射线微耀斑和软X射线日冕热背景结构的时间廓线。对2003年的观测资料进行了分析。揭示了太阳软X射线微耀斑在2-15 keV范围内的通量衰减和日冕热背景。在此基础上提出了新的太阳日冕加热模型.
2011-06-15 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Superhalo Electrons Generated by Magnetic Reconnection in the Solar Wind Source Region
超晕电子似乎是连续存在于行星际介质中，即使在非常安静的时间，与幂律谱能量高于$\sim$ 2千电子伏。在这里，我们数值研究超晕电子的产生磁重联在太阳风源区，使用MHD和测试粒子模拟单X线重联和多X线重联。我们发现，直流电场，产生的磁重联区，可以加速电子从T $\sim10^5$ K的初始热能高达数百keV。加速后，一部分加速的电子与由重联驱动的新生太阳风流一起沿着新打开的磁力线向上传播到行星际空间，而其余的则向下移动到低层大气中。类似于在1 AU处观察到的超晕电子，向上行进的加速电子的通量与能量的关系在$\sim$ 2 $-$ 100 keV处显示出幂律分布，$f(E) \sim E^{-δ}$，$δ$为$\sim$ 1.5 $-$ 2.4。对于单（多）X线重联，随着异常电阻率参数$α$（均匀电阻率$η$）的增加，谱变得更硬（更软）。这些模拟结果表明，在太阳风源区的加速可能有助于超晕电子。
2014-06-17 astro-ph.SR
The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
Solar X-ray Monitor (XSM) On-board Chandrayaan-2 Orbiter
太阳X射线监测仪（XSM）是月船2号轨道器上的科学仪器之一。XSM和CLASS仪器（月球大面积软X射线光谱仪）组成了月船2号飞行任务的远程X射线荧光光谱实验，目的是确定全球范围内月球表面的元素组成。XSM仪器将使用最先进的硅漂移探测器（SDD）测量1-15 keV能量范围内的太阳X射线。XSM有效载荷的飞行模型（FM）已被设计，实现和各种操作参数的特点。XSM在5.9 keV下提供180 eV的能量分辨率，具有1秒的高时间节奏。XSM观测到的太阳X射线谱也将有助于日冕的研究。本文介绍了XSM仪器的详细描述和性能特点。
2019-10-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
X-ray and UV investigation into the magnetic connectivity of a solar flare
我们研究了2002年11月16日太阳耀斑背景下RHESSI和TRACE探测到的X射线和紫外辐射，目的是更好地了解耀斑的演变。我们分析了12-25和25-50 keV能量范围内的X射线发射特性，同时观察了1600 nm处的UV发射。耀斑似乎有两个不同的发射阶段，相隔25秒的时间延迟，第一阶段在能量上更重要。我们发现25-50 keV的X射线和1600 keV紫外线发射的最强区域之间有很好的时空一致性。我们还观察到一个扩展的100角秒< 25 keV的源，它在本质上看起来像日冕，并在耀斑后期连接两个分离的紫外带。利用X射线和紫外波段的观测特性，我们提出了两种解释耀斑的演变与脊柱/风扇磁场拓扑结构和加速电子。我们发现，结合准分界线层重联和零点重联需要考虑所观察到的X射线和UV发射的属性。
2012-10-10 astro-ph.SR
Solar axions from nuclear transitions
Indian Association for the Cultivation of Science（印度科学文化研究所）；Indian Institute of Technology (BHU)（印度理工学院（贝拿勒斯））
利用印度月船二号X射线监测仪观测的宁静太阳软X射线数据，研究通过$^{57}$Fe和$^{83}$Kr的M1核跃迁产生的14.4 keV和9.4 keV太阳轴子及类轴子粒子的探测可能性，发现Fe对轴子-核子耦合和轴子-光子耦合的限制比Kr强一个数量级以上。
2026-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Constraints on the axion-electron coupling for solar axions produced by Compton process and bremsstrahlung
对康普顿过程（$γ+e^-\rightarrow e^-+A$）和类韧致辐射过程（$e^-+Z \rightarrow Z+e^-+A$）产生的太阳轴子进行了研究。在这两种情况下的轴子通量取决于轴子-电子耦合常数。寻找$^{169}\rm{Tm}$低核能级的共振激发：$A+^{169}$ Tm $\rightarrow ^{169}$ Tm $^*$ $\rightarrow ^{169}$ Tm $+ γ$（8.41 keV）。Si（Li）探测器和$^{169}$ Tm靶安装在低本底装置内，用于探测8.41 keV的$γ$ -射线。由此得到了一个新的与模型无关的轴子-电子耦合和轴子-核子耦合的约束条件：$g_{Ae}\times|g^0_{AN}+ g^3_{AN}|\leq 2.1\times10^{-14}$。在强子轴子模型中，这个限制对应于轴子-电子耦合和轴子质量$g_{Ae}\times m_A\leq3.1\times10^{-7}$ eV（90% c.l.）的上限。对于DFSZ和KSVZ模型，轴子质量的极限分别为$m_A\leq$ 105 eV和$m_A\leq$ 1.3 keV（90% c.l.）。
2011-01-12 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
An Intriguing Solar Microflare Observed with RHESSI, Hinode and TRACE
研究太阳微耀斑中的粒子加速和加热。在一个微耀斑的非热发射非常高的能量（$>50$ keV），我们调查的硬X射线与RHESSI成像和光谱学和由此产生的热发射看到软X射线与Hinode/XRT和EUV与TRACE。用RHESSI观察到的非热足点在空间和时间上与软X射线和EUV中的亮足点发射相匹配。存在非热谱向下延伸至4keV的可能性。硬X射线爆发显然不符合预期的Neupert效应，时间积分的硬X射线与软X射线时间曲线不匹配。因此，尽管这是一个简单的微耀斑，具有良好的X射线观测覆盖范围，但它并不符合标准的耀斑模型。
2007-12-03 astro-ph astro-ph.SR
The Solar Flare Iron Abundance
利用太阳耀斑期间{ \em RHESSI} X射线谱中6.65 keV（Fe线）和8 keV（Fe/Ni线）的发射线复合体测量了铁的丰度。选择了稳定衰减的长持续时间耀斑的光谱，采用等温假设和改进的数据分析方法。两个光谱拟合模型给出了可比较的结果，即铁丰度低于以前的日冕值，但高于光球值。在优选的方法中，估计的Fe丰度是$A({\rm Fe}) = 7.91 \pm 0.10$（在对数标度上，具有$A({\rm H}) = 12$），或$2.6 \pm 0.6$乘以光球Fe丰度。我们的估计是基于对20次耀斑期间拍摄的1,898个光谱的详细分析。未显示不同扩口之间的差异。这证明了类似于安静太阳等离子体的分馏机制。$A({\rm Fe})$的新值对估算的辐射损失曲线具有重要意义。
2012-01-13 astro-ph.SR
The process of data formation for the Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays (STIX) in Solar Orbiter
X射线成像光谱仪/望远镜是一个硬X射线成像光谱装置，将安装在太阳轨道器集群上，目的是提供太阳耀斑区域在几千电子伏至150千电子伏左右的不同光子能量下的图像和光谱。该望远镜的成像方式基于莫尔图案概念，并利用30个子准直器，每个子准直器包含一对同轴网格。本文应用傅立叶分析提供了第一个严格的描述的数据形成过程中的STIX。具体而言，我们表明，在第一谐波近似下，由STIX子准直器测量的积分计数可以被解释为特定的空间傅立叶分量的入射光子通量，命名为vibrations。傅立叶分析还允许定量评估这种解释的可靠性。STIX数据的描述，在vibrations的图像重建过程中有显着的影响，因为它促进了傅立叶成像算法的应用。
2014-12-21 astro-ph.SR
The Extreme Energies Lines in the Solar Neutrino Spectrum
本文考虑了太阳氢循环中的氚链，包括反应^3He（e^-，ν_（e））^（3）H（p，γ）^（4）He。在1 a.u.的距离处，氚中微子的通量等于8.1 \cdot 10^（4）cm^（-2）s^（-1）。它比（hep）中微子的通量高一个数量级。计算了太阳内部^（3）H中微子产额的径向分布及其在（2，5 ~ 3，0）keV处的线形能谱。热氚中微子流伴随着能量低于18，6 keV的非常弱的反中微子流（~ 10^（3）cm^（-2）year^（-1））。这些反中微子是在厄卡号^3He<=>^3H的过程中产生的。估算了由（hep）反应（与（hep）过程有关）产生的最大可能能量（19.8MeV线）中微子的通量
2010-05-19 astro-ph.SR nucl-ex
Sphinx measurements of the 2009 solar minimum x-ray emission
日冕-光子航天器上的SphinX X射线分光光度计测量了2009年太阳活动最小期期间1-15千电子伏能量范围内的软X射线发射，其灵敏度远高于GOES。确定了X射线通量异常低的几个间隔，并估算了通量和太阳X射线光度。对这些时间点发射的光谱拟合得出温度为1.7-1.9 MK，发射测量值在4 x 10^47 cm^-3 ~ 1.1 x 10^48 cm^-3之间。通过比较SphinX的辐射与日出X射线望远镜的辐射，我们推断大部分辐射来自一般的日冕结构，而不是像亮点这样的局限特征。对于SphinX数据中确定的27个异常低活动间隔中的一个，太阳的X射线光度在大致外推到ROSAT的能量范围（0.1-2.4千电子伏）的能量范围内小于大多数附近的K和M矮星。
2012-03-30 astro-ph.SR
The Role of Solar Soft X-rays Irradiance in Thermospheric Structure
我们使用一个新的大气化学和能量学一维（ACE 1D）热层模型来表明，太阳软X射线在100 - 150 km高度之间的低热层中沉积的能量（Bailey et al. 2000），甚至在300 km以上的高度也会影响整个地球热层的温度。通过迭代地关闭模型中不同波长箱的输入太阳通量，我们能够证明外逸层温度的最大变化是由于软X射线太阳箱的变化。我们还表明，使用热力学热方程，通过非热光电子的分子扩散，是热传递到上层电离层/热层的主要来源，并导致中性大气的温度增加。此外，太阳软X射线的这些温度变化和加热效应与HeII 30.4nm强辐射相当。最后，我们表明，在这些软x射线波长的太阳通量辐照度的不确定性，导致相应的不确定性，在模拟外大气层温度和不确定性随着太阳活动的增加而增加。
2022-09-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
