New Insights into White-Light Flare Emission from Radiative-Hydrodynamic Modeling of a Chromospheric Condensation
Adam F. Kowalski, Suzanne L. Hawley, Mats Carlsson, Joel C. Allred, Han Uitenbroek, Rachel A. Osten, Gordon Holman
备注：
50 pages, 2 tables, 13 figures. Accepted for publication in the Solar Physics Topical Issue, "Solar and Stellar Flares". Version 2 (June 22, 2015): updated to include comments by Guest Editor. The final publication is available at Springer via http://dx.doi.org/10.1007/s11207-015-0708-x
M矮星耀斑期间高密度下的加热机制知之甚少。在光学和近紫外波长范围内的M型矮耀斑的光谱揭示了在脉冲阶段期间的三个连续分量：1）在蓝光中具有T $\sim$ 10，000 K的色温的能量主导黑体分量，2）在λ $<$ 3646埃处的近紫外中的较少量的巴耳末连续谱发射和3）明显的伪混合高阶巴耳末线的连续体。这些属性是不能复制的模型，采用一个典型的“太阳型”耀斑加热水平的非热电子，因此，我们对这些光谱的理解是有限的现象学解释。本文提出了一个新的M型矮耀斑的一维辐射流体动力学模型，它是由具有$10^{13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的大能流的非热电子沉淀而成的。模拟产生明亮的连续辐射从一个密集的，热的色球凝聚。第一次，观测到的色温和巴耳末跳跃比产生自洽的辐射流体动力学耀斑模型。我们发现一个T $\sim$ 10，000 K的类黑体连续分量和一个小的Balmer跳跃比的结果，从光学厚的Balmer和Paschen复合辐射，因此，通量谱的性质是由蓝光逃逸在一个更大的物理深度范围内相比，红色和近紫外光。为了模拟近紫外伪连续先前归因于重叠的巴耳末线，我们包括额外的巴耳末连续不透明度从朗道-齐纳转换，导致合并，高阶能级的氢在一个密集的，部分电离的大气。这揭示了一个新的诊断环境电荷密度在dMe和太阳耀斑期间被加热的大气中的dennial区域。
英文摘要：
(abridged) The heating mechanism at high densities during M dwarf flares is poorly understood. Spectra of M dwarf flares in the optical and near-ultraviolet wavelength regimes have revealed three continuum components during the impulsive phase: 1) an energetically dominant blackbody component with a color temperature of T $\sim$ 10,000 K in the blue-optical, 2) a smaller amount of Balmer continuum emission in the near-ultraviolet at lambda $<$ 3646 Angstroms and 3) an apparent pseudo-continuum of blended high-order Balmer lines. These properties are not reproduced by models that employ a typical "solar-type" flare heating level in nonthermal electrons, and therefore our understanding of these spectra is limited to a phenomenological interpretation. We present a new 1D radiative-hydrodynamic model of an M dwarf flare from precipitating nonthermal electrons with a large energy flux of $10^{13}$ erg cm$^{-2}$ s$^{-1}$. The simulation produces bright continuum emission from a dense, hot chromospheric condensation. For the first time, the observed color temperature and Balmer jump ratio are produced self-consistently in a radiative-hydrodynamic flare model. We find that a T $\sim$ 10,000 K blackbody-like continuum component and a small Balmer jump ratio result from optically thick Balmer and Paschen recombination radiation, and thus the properties of the flux spectrum are caused by blue light escaping over a larger physical depth range compared to red and near-ultraviolet light. To model the near-ultraviolet pseudo-continuum previously attributed to overlapping Balmer lines, we include the extra Balmer continuum opacity from Landau-Zener transitions that result from merged, high order energy levels of hydrogen in a dense, partially ionized atmosphere. This reveals a new diagnostic of ambient charge density in the densest regions of the atmosphere that are heated during dMe and solar flares.
我们分析了太阳耀斑的辐射流体动力学模拟网格，以研究非热电子束加热的能量平衡和大气响应。色球泡的出现是我们在模拟中发现的最显著的特征之一。这些色球等离子体的口袋被困在过渡区和低层大气之间，因为它被粒子束过热。在合成光谱中可以看到色球泡，它是巴耳末线轮廓的一个额外组成部分，具有高达200 km/s的高多普勒速度。在Ca II 8542 A谱线的两翼也可以看到它们的特征。这些色球等离子体气泡被能量沉积冲击引起的波前向上驱动，需要特定的加热速率和大气位置才能显现出来。
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
Chromospheric condensations and magnetic field in a C3.6-class flare studied via He I D3 spectro-polarimetry
上下文耀斑期间的磁重联发生在日冕中，但耀斑能量的很大一部分沉积在色球层中。然而，耀斑的高分辨率光谱偏振色球观测是非常罕见的。最常用的观测量是Ca II 8542和He I 10830。目的。我们的目标是研究色球在C3.6级耀斑通过光谱偏振观测的He I D3线。方法.我们提出了第一个SST/CRISP光谱偏振观测He I D3。我们使用反演程序HAZEL分析数据，并估计LOS速度和磁场矢量。结果在耀斑期间观测到耀斑足点处的强He I D3发射以及追踪耀斑环的强He I D3吸收剖面。耀斑足点处的He I D3移动发射核在其前缘表现出高达$\sim$ 60 km/s的强烈色球凝聚。我们的观测结果表明，这种凝聚的结果在震撼深色球层，造成广泛的和适度的蓝移He I D3的配置文件，表明随后的上升流。在耀斑脚点测得一个高达$\sim$ 2500 G的强而相当垂直的磁场，证实He I D3线很可能在这些位置的深色球层中形成。我们提供色球视线速度和磁场地图通过He I D3反演。我们提出了一个扇形脊柱配置耀斑磁场拓扑结构。结论. He Ⅰ D3谱线是研究耀斑色球层的极好诊断谱线。观测到了强凝聚对深色球层的影响。获得了耀斑动力学和磁场的详细地图。
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
How important are electron beams in driving chromospheric evaporation in the 2014 March 29 flare?
我们提出了耀斑SOL 2014 -03- 29 T17：48色球蒸发的高空间分辨率观测。FeXXI 1354.1 A线的界面区域成像光谱仪（IRIS）观测表明，在耀斑峰值期间和进入衰变阶段的几分钟内，沿耀斑带在10 MK的温度下蒸发等离子体，上升流速度在30 km s $^{-1}$和200 km s $^{-1}$之间。在耀斑峰值期间，通过RHESSI观察硬X射线（HXR）足点两分钟。它们的位置与南部耀斑带部分上升气流的位置相吻合，但HXR足点源比FeXXI的上升气流早30-75秒。然而，在南部带状的其他部分和北部带状的观察到的上升流不符合HXR源的时间和空间，最突出的是在衰变阶段。在这种情况下，蒸发很可能是由能量输入引起的，通过在整个观测时间间隔内存在的热（25 MK）日冕源和色球层之间建立的传导通量。所提出的意见表明，传导可能会驱动蒸发不仅在衰变阶段，但也在耀斑峰值。电子束加热可能只在耀斑的初始阶段起驱动蒸发的作用。
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
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。
Halpha line profile asymmetries and the chromospheric flare velocity field
在太阳耀斑谱线轮廓中观察到的不对称性可以为耀斑大气的性质和动力学提供重要的诊断。本文利用瑞典1米太阳望远镜对M1.1耀斑的高空间、时间和光谱分辨率地面观测资料研究了Halalpha和Ca II 8542耀斑谱线的演化。从耀斑内核的H α线轮廓的时间演变显示过量的排放在红翼（红色不对称）耀斑最大之前，和过量的蓝翼（蓝色不对称）最大之后。然而，Ca II 8542的红外线并不遵循相同的模式，在耀斑期间只显示出微弱的红色不对称性。用RADYN模拟方法合成了耀斑大气的谱线廓线，与观测结果符合较好。我们发现，在Halpha中观察到的红色不对称性不一定与等离子体向下流动，蓝色不对称性可能与等离子体向上流动无关。事实上，我们的结论是，陡峭的速度梯度在耀斑色球修改的波长的中心反转的H α线的配置文件。最大不透明度的波长向较短和较长波长的偏移分别产生红色和蓝色不对称性。
Plasmoid-Trapped Condensation Associated with a Transient Thermal-Instability-Like Process in Chromospheric Magnetic Reconnection
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Dr. K. S. Krishnan Geomagnetic Research Laboratory, Indian Institute of Geomagnetism（印度地球磁学研究所K.S.克里希南地磁研究实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）
