The Role of Reconnection at Magnetic Separators in Complex Solar Flare Ribbons
NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析两个日冕喷流带事件，探讨磁分离器处的重联机制，解释复杂喷流带的形成，揭示重联在不同位置的多重作用。
2026-03-24 astro-ph.SR
Fine structure of flare ribbons and evolution of electric currents
在电磁波谱中，太阳耀斑的发射经常以两条膨胀的带状物的形式被观测到。标准的耀斑模型将耀斑带解释为磁弧的足点，由于高能粒子与色球等离子体的相互作用而发射。然而，这种相互作用的物理学和加速粒子的性质仍然是未知的。利用大熊太阳天文台的新太阳望远镜（NST）、太阳动力学天文台（SDO）、GOES和FERMI卫星对2013年8月15日的C2.1耀斑进行了多波长观测。观测结果揭示了在强磁场区域中由许多小尺度亮结组成的耀斑带的以前未解决的亚弧秒结构。我们观察到的红-蓝不对称的H α耀斑带的宽度小到100公里。我们讨论了带状物和垂直电流之间的关系，从矢量磁图估计，并表明焦耳加热可以负责的H α结的带状物中。
2014-05-19 astro-ph.SR
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
The Impulsive Phase in Solar Flares: Recent Multi-wavelength Results and their Implications for Microwave Modeling and Observations
这篇简短的论文回顾了最近对耀斑期间低层大气（色球层和光球层）中发生的过程的几个关键观测。这些是：在耀斑色球层的紧凑和碎片结构的证据，在光学耀斑的脚点，在耀斑脉冲阶段，在磁场的阶梯状变化的条件，热，密集的'色球'的脚点。这些意见的微波的影响进行了讨论。
2013-11-27 astro-ph.SR
Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
Are all flare ribbons simply connected to the corona?
我们认为，耀斑带在色球层的能量传输从上覆日冕的信念，观测基础。我们研究带状的小耀斑使用磁以及强度数据从日出，SDO和IRIS任务。虽然大多数带状物似乎与日冕相连，并且它们覆盖着显著的垂直磁场区域，但我们检查了一个带状物，没有明确的证据表明这种连接。Hinode观测到的不断变化的水平磁场表明，与日冕下方预先存在的磁场重新连接可以解释这些数据。识别只有一个，虽然小，带，没有明显的连接到日冕，使我们得出结论，至少有两种机制是负责加热，导致耀斑带状排放。
2017-07-21 astro-ph.SR
A statistical Analysis of Magnetic Field Changes in the Photosphere During Solar Flares Using High-cadence Vector Magnetograms and Their Association with Flare Ribbons
我们分析了太阳动力学天文台对37个耀斑的高节奏矢量磁图（135~s）和耀斑带观测，以了解光球矢量磁场变化的时空特性及其与重连场足点的关系。重复以前的研究，我们发现，最大的永久性变化的水平场分量位于极性反转线附近，而在垂直场的变化不太明显，分布在整个活动区。我们发现，被丝带扫过的像素并不总是表现出永久性的变化。但是，当它们这样做时，色带发射通常发生在场变化开始前几分钟。磁场性质的变化与耀斑活动区的大小无关，而与耀斑带的性质如带的磁通量和带的面积等密切相关。我们首次发现，磁场中永久变化的持续时间与耀斑的持续时间密切相关，平均持续时间为GOES耀斑持续时间的29%。我们的研究结果表明，光球磁场的变化是由两种情况的组合：由磁重联和日冕内爆驱动的耀斑环的收缩。
2023-01-12 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
Electric current in flares ribbons: observations and 3D standard model
我们提出了第一次的光球电流的演变过程中爆发的X级耀斑，准确预测的标准三维耀斑模型。我们分析了2011年2月15日耀斑使用HMI/SDO磁观测的演变，发现本地化电流在\J形带增加到两倍的耀斑前的强度。我们的3D耀斑模型，开发与OHM代码，表明这些电流带，在EUV增亮的位置与AIA图像，是由耀斑的日冕电流层的崩溃驱动。这些研究结果的增加电流限制在本地带是一致的整体自由能减少在耀斑期间，这些带状物的形状也给出了一个指示有多少扭曲的爆发通量绳。最后，这项研究进一步提高了标准的3D模型和耀斑观测的理论预测之间的密切对应关系，表明主要的关键物理元素被纳入模型。
2014-04-23 astro-ph.SR
Circular Ribbon Flares and Homologous Jets
太阳耀斑在色球层中的发射经常在磁极反转线（PIL）两侧出现细长的条带，这被认为是磁重联的典型结构的证据。然而，耀斑有一个圆形的丝带很少有报道，虽然它是预期在扇-脊柱磁拓扑结构涉及重联在三维（3D）冠零点。我们提出了五个圆形带状耀斑与相关的浪涌，使用高分辨率和高节奏halpha蓝翼观测从最近的数字化电影大熊太阳天文台。在所有事件中，中心寄生磁场被相反极性包围，形成由细丝材料追踪的圆形PIL。因此，中心的耀斑核被圆形耀斑带包围。1991年3月17日和18日发生的四个与喷流有关的同源耀斑特别令人感兴趣，因为（1）圆形带状物连续增亮，具有同空间的浪涌，而不是同时增亮，（2）中心耀斑核心显示出有趣的"往返"运动，并变得细长，以及（3）远程增亮发生在具有与中心寄生场相同的磁极性的区域处，并且与耀斑发射的单独相位同时发生。在1991年2月25日的另一次耀斑中，环形耀斑发射和浪涌活动相继发生，该事件可能与穿过环形PIL的磁通量抵消有关。我们讨论了这些意见相结合的圆形耀斑带，同源喷流，远程增亮了解三维磁重组的动力学的影响。
2012-10-10 astro-ph.SR
Development of a Confined Circular-cum-parallel Ribbon Flare and Associated Pre-flare Activity
我们研究了2015年1月26日在太阳活动区NOAA 12268发生的复杂GOES M1.1圆形带状耀斑和相关的耀斑前活动[SOL 26 -01-2015]。SDO上的AIA和RHESSI观测到了这次耀斑活动。在事件发生前的延长期内，对光球磁图的检查表明，一种所谓的“海葵”型磁位形的连续发展。NLFFF外推揭示了一个扇脊磁配置与冠状零点的存在。我们发现，在活动区的预耀斑活动开始约15分钟前的主耀斑的形式在两个位置的本地化亮斑。耀斑前活动的位置和空间结构与相应区域磁位形的比较表明，磁重联在零点开始，低层大气磁重联则是由磁通量的出现和抵消引起的。M1.1级主耀斑的特征是形成了一个发育良好的环形带，并伴随着一个遥远的增亮区。值得注意的是，一组相对紧凑的平行带状物形成在圆形带状物的外围内部，其横向发展到圆形带状物的最亮部分。在耀斑的峰值阶段，在环形带的东北边缘观察到一个日冕喷流，这表明大尺度场线和低位闭合场线之间的交换重连。我们的调查表明，两个不同的过程，其中正在进行的耀斑前零点重联得到进一步加强的局限性喷发，随着射流活动进行从内的圆形带状区域，从而形成内部平行带和相应的后重联拱廊的组合。
2020-05-19 astro-ph.SR
Evolution of Flare Ribbon Bead-like Structures in a Solar Flare
研究通过高分辨率观测揭示了日闪带中珠状结构的动态演化及多过程并存现象，发现其与撕裂模式不稳定性相关。
2025-11-30 astro-ph.SR
Transition from circular-ribbon to parallel-ribbon flares associated with a bifurcated magnetic flux rope
磁通量绳在引发太阳大气中的太阳耀斑中起着关键作用。本文研究了2015年1月29日至30日36小时内活动区NOAA 12268的演化，在此期间形成了一条通量绳，触发了3次M级和3次C级耀斑，没有发生日冕物质抛射。在活动区的演化过程中，在H $α$和紫外波段看到的耀斑发射从一个圆形（加上一个相邻的共轭带和一个远程带）变成三个相对直和平行的带。基于一系列重构的非线性无力场，我们发现了四极磁场中存在剪切或扭曲的磁场线以及与三维零点相关的大尺度准分界线层。这些特征在这两天里一直存在，并不断演变。弦索的扭曲，逐渐累积，最终导致弦索的不稳定。在磁绳的周围，有一些拓扑结构，包括秃斑，双曲通量管和环面QSL。我们讨论了特殊的磁结构及其演化是如何产生耀斑的。特别地，磁通绳的分叉可以解释耀斑从圆形到平行带状的转变。我们提出了一个两阶段的演变的磁结构及其相关的耀斑。在第一阶段，穹隆状大尺度QSL下的剪切弧通过磁重联逐渐转变为磁绳，产生了环形带状耀斑。在第二阶段，通量绳分叉形成三个相对直和平行的耀斑带。
2018-12-26 astro-ph.SR
Solar Flare Ribbon Fronts I: Constraining flare energy deposition with IRIS spectroscopy
在太阳耀斑期间，低层大气谱线在带状物的前缘显示出特殊的轮廓。特别是，BBSO/GST \hei ~10830-γ线\citep的吸收增加[例如] []{Xu 2016}，以及\iris ~卫星\citep观测到的\mgii ~和\cii ~谱线的宽谱和中心反转谱[例如] []已报告{Panos 2018，Panos 2021 a}。在这项工作中，我们的目标是了解\iris \ ribbon前线轮廓的物理起源，这似乎是许多（如果不是全部）耀斑的共同点。为了实现这一点，我们量化的光谱特性的\iris ~ \mgii ~带状前配置文件在四个大耀斑，并进行了详细的比较与网格的辐射流体动力学模型使用\radynfp ~代码。我们还研究了它们的过渡区对应物，发现这些带前位置是过渡区发射和色球蒸发与带的其他部分相比要弱得多的区域。基于我们之间的比较\iris ~观测和建模，我们的解释是，有不同的加热制度在发挥领先和落后地区的丝带。更具体地说，我们认为，更渐进和温和的非热电子能量通量的色球层的轰击可以定性地解释\iris ~观测在带前，而更强，更脉冲的能量通量需要驱动色球层蒸发和更强烈的TR发射。我们的结果为带状前缘\iris ~色球谱线的特殊行为提供了一个可能的物理起源，并为耀斑模型提供了新的约束条件。
2022-11-10 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations of flare loops and slipping motion of ribbon substructures during a C-class flare
本文基于SDO和IRIS观测，报道一次C9.1级耀斑中耀斑环准周期强度振荡与耀斑带子结构准周期滑动运动共存的现象，并提出该准周期模式可能源于磁重联出流撞击耀斑环引起的环顶动力学。
2024-07-04 astro-ph.SR
The white-light continuum in the impulsive phase of a solar flare
本文讨论了太阳耀斑脉冲相的红外/可见光/真空紫外连续辐射，利用TRACE紫外和极紫外图像来表征光谱能量分布。这种连续性很少被观察到，但在能量上占主导地位。最近对太阳耀斑的测热观测进一步指出，脉冲阶段是辐射能量的主要来源。这一部分似乎表现出巴耳末跳跃，因此必须起源于安静光球上方的光学薄区域，具有升高的温度和强电离。
2010-01-06 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late Phase of Solar Flares
极紫外线的第二个峰值有时会出现在太阳耀斑的渐变阶段，这被称为EUV晚期阶段（ELP）。刻板的ELP与两组不同尺寸的火炬回路有关，并且一直在争论ELP是否是由较长回路系统中的额外加热或延长的等离子体冷却引起的。本文对2010- 2014年55个M及以上GOES级耀斑进行了ELP测量。根据耀斑带的形态，这些耀斑被分为圆形带（19个事件），双带（23个事件）和复杂带（13个事件）耀斑。其中，22个事件（40%）与日冕物质抛射有关，而其余的事件是局限的。一个极端的ELP，晚相峰超过主相峰，被发现在48%的双带耀斑，37%的圆形带状耀斑，和31%的复杂带状耀斑，这表明额外的加热是更有可能存在于ELP在双带比在圆形带状耀斑。总的来说，冷却可能是导致ELP峰值相对于主相峰值延迟的主要因素，因为负责ELP发射的环路系统通常大于负责主相发射的环路系统，并且与负责主相发射的环路系统很好地分离。除了一个外，所有的圆带状耀斑都可以用一个复合的“圆顶板”准分界线层（QSL）来解释。其中只有一半显示出磁零点，其扇形和脊分别嵌入圆顶和板块。因此，圆板状QSL是一种普遍而稳健的结构，它表征了圆带状耀斑。
2020-01-20 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
Flare Ribbons Approach Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph and the Solar Dynamics Observatory
我们报告了2015年11月4日在NOAA AR 12443中的多带M级耀斑期间的耀斑带接近（FRA），由界面区域成像光谱仪和太阳动力学观测台获得。耀斑由一对主带和两对次带组成。这两对次级带的形成晚于主带的出现，分别延迟了15分钟和19分钟。负极性的主带比在其前面的具有相同极性的第一次级带更快地向外扩展，因此产生了FRA。就在他们相遇之前，主带急剧变暗，其强度在2分钟内下降了约70%，这意味着产生两个主带的主相重联被抑制。FRA导致主带向副带方向偏转，偏转角约为60度。大约2分钟后形成了后接近拱廊，并沿新拱廊检测到速度为35-40 km/s的下降流，表明FRA过程中的磁重组。我们认为，有三个拓扑结构域的足迹概述的三对丝带。这些域的紧密接近导致与磁场拓扑一致的带的偏转。
2017-09-11 astro-ph.SR
Where do flare ribbons stop?
根据观测资料和磁流体力学理论提出的标准耀斑模型能够成功地解释太阳耀斑的许多观测特征。然而，这个模型只是一个框架，还有许多细节有待填补，包括如何触发重新连接。在本文中，我们解决了一个悬而未决的问题：耀斑带停止在哪里？通过对2003年5月29日耀斑的数据分析，初步证实了耀斑带最终终止于分界线（一般情况下为准分界线层）与太阳表面相交处的猜想。一旦得到验证，这样的猜想就可以用来预测太阳耀斑的最终大小甚至寿命。
2011-09-22 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
The Role of Erupting Sigmoid in Triggering a Flare with Parallel and Large-Scale Quasi-Circular Ribbons
在本文中，我们使用多波长数据集对2014年4月18日发生的有趣的S形形成，喷发和相关耀斑进行了观测和分析。我们讨论了触发耀斑，其中包括两个不同的带状物：平行的带状物以及一个大规模的准圆形带状物的乙状结肠爆发的可能作用。几个观测证据和非线性无力场外推的结果表明，存在一个大规模的扇脊型磁位形的S形躺在一个部分的扇圆顶。这一事件可以用以下两个阶段来解释。在耀斑爆发前阶段，我们通过扇穹下两组剪切场之间的系链切割重联观察到了S形的形成和出现。第二个阶段是主耀斑阶段，特征是S型爆发，随后的耀斑带有平行的带状物和一个准圆形带状物。我们提出了以下的主耀斑的多阶段连续重联方案。首先，栓系切割重连是负责的形成和喷发的乙状结肠结构。第二，在爆发S型的尾流中发生的重联在圆形极性反转线的两侧产生平行的耀斑带。第三，在日冕的较高位置，可能是由爆发的S型触发的零型重联，导致了一个大的准圆形带状物的形成。对于这种类型的耀斑，我们第一次提出了一个机制，由一个爆发的S形在一个大规模的扇脊型磁配置触发的双套带。
2015-09-06 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Vector Magnetic Field Associated with Moving Flare Ribbons As Seen By GST
光球层对太阳耀斑的反应，也称为日冕反反应，经常被观测为耀斑引起的矢量磁场和太阳黑子运动的突然变化。然而，它仍然是模糊的，是否演变耀斑带，耀斑签名最接近光球，是伴随着变化的矢量磁场在其中。在这里，我们探索色球层中耀斑带的动力学与底层光球层中磁场变化之间的关系，使用1.6米古德太阳望远镜在2015年6月22日观测到的M6.5耀斑的高分辨率带外H-α图像和近红外矢量磁图。我们发现，光球场的变化发生在耀斑带前锋的到来，从而类似于耀斑带传播。通常，水平场增加，并且场线变得更倾向于表面。当条带扫过经历旋转运动的区域时，场瞬时变得更加垂直，水平场和倾斜角减小，然后恢复和/或变得比条带到达之前更加水平。带状传播在太阳黑子旋转中心附近减速，在那里垂直场变得永久增强。类似的磁场变化是可辨别的磁图从日震和磁成像仪（HMI），并向内崩溃的日冕磁场推断从HMI磁图推断的非线性无力场模型的时间序列。我们的结论是，光球场几乎是瞬间响应的磁重联在日冕。
2018-10-27 astro-ph.SR
The Relation between Solar Eruption Topologies and Observed Flare Features I: Flare Ribbons
本文利用Hinode、STEREO和SDO观测到的S形活动区7个双带耀斑的拓扑磁场研究。我们首先推导出三维日冕磁场结构的所有地区使用轻微不稳定的三维日冕磁场模型与磁通绳插入方法。不稳定模型已被证明是一个很好的模型的耀斑磁场配置。区域选择的基础上，他们的前耀斑配置以及外观和观测范围的耀斑带，并使用前耀斑的功能，在极紫外和X射线通带观察到的模型受到约束。我们通过计算挤压因子Q对模型进行拓扑分析，以确定突出的准分界线层（QSL）的位置。从这些地图的QSL相比，耀斑带在其全部范围。我们发现，在所有情况下，两个J形带的直段匹配非常好的磁通绳相关的QSL，和钩状段的匹配是不太一致的，但在大多数情况下仍然是好的。此外，我们表明，这些QSL覆盖脊的电流密度图。这项研究是来自三维日冕磁场模型的QSL区域的最大样本，它表明，我们采用的磁摩擦建模技术，给出了一个非常好的代表性的耀斑区域，预测耀斑带状位置的能力，在事件中的耀斑的时间模型。
2015-06-10 astro-ph.SR
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022
本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。
2023-11-04 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
Statistics of "Cold" Early Impulsive Solar Flares in X-ray and Microwave domains
太阳耀斑通常发生在耀斑前/预热阶段之后，这几乎或完全是热的。相比之下，有所谓的早期脉冲耀斑，不显示（显着）preflare加热，而是经常显示Neupert效应-一种关系，其中脉冲阶段之后是一个渐进的，累积式的，热响应。这已被解释为在脉冲阶段的非热能释放的主导地位，即使类似的现象是预期的，如果在脉冲阶段的热能和非热能的释放量相当。然而，有些耀斑在非热电子能量输入和等离子体加热之间确实表现出良好的定量对应，在这种情况下，热响应很弱，这导致称它们为“冷”耀斑。我们对1994年11月至2017年4月期间Konus-Wind仪器记录的早期脉冲耀斑中的此类事件进行了系统的搜索，并根据HXR（Konus-Wind）和SXR（GOES）发射之间的关系选择了27个冷耀斑。对于这些事件，我们收集了来自不同仪器的所有可用微波数据。我们得到的时间和光谱参数的HXR和微波发射的事件，并检查它们之间的相关性。我们发现，与“平均”耀斑相比，冷耀斑：（i）在X射线域中较弱，较短，较硬，（ii）较硬，较短，但在微波中并不弱，（iii）在微波中具有显著较高的光谱峰值频率。我们讨论了可能的物理原因，这些区别和影响的发现。
2018-02-27 astro-ph.SR
Spectroscopic observations of evolving flare ribbon substructure suggesting origin in current sheet waves
我们提出了成像和光谱观测的接口区域成像光谱仪（IRIS）的耀斑带的演变在SOL 2014 -04- 18 T13：03 M级耀斑事件，在高空间分辨率和时间节奏。这些观测结果揭示了小尺度的子结构内的带状，这表现为相干准周期振荡的位置和多普勒速度。我们认为这些振荡的各种替代解释，包括色球蒸发流的调制。其中，我们发现最好的支持某种形式的波本地化的日冕电流片，如撕裂模式或开尔文-亥姆霍兹不稳定性。
2015-07-06 astro-ph.SR
Solar Flare Impulsive Phase Emission Observed with SDO/EVE
利用极紫外光变率实验（EVE）观测数据和马尔可夫链蒙特卡罗方法，构造了太阳耀斑脉冲阶段的差分辐射测度（DEM）。在log T = 5.8 - 7.2的温度范围内形成的离子的发射线允许在宽的温度范围内以10秒的节奏研究DEM的演变。该技术被应用到几个M-和X-类耀斑，脉冲相EUV发射是可观察到的磁盘集成EVE光谱从发射线形成高达3 - 4 MK，我们使用空间未分辨的EVE观测来推断发射区域的热结构。对于所研究的九个事件的DEM表现出两个组件的分布在脉冲阶段，低温组件的峰值温度为1 - 2 MK，和一个广泛的高温从7 - 30 MK。一个双峰高温组件也被发现的几个事件，在脉冲阶段的峰值在8和25 MK。使用AIA图像验证了发射的起源是耀斑带和足点，表明构造的DEM代表了脉冲阶段色球耀斑发射的空间平均热结构。
2013-10-17 astro-ph.SR
High-Cadence and High-Resolution Halpha Imaging Spectroscopy of a Circular Flare's Remote Ribbon with IBIS
我们提出了一个前所未有的高分辨率\ha成像光谱观测的C4.1耀斑与IBIS在2011年10月22日。耀斑由一个发生在寄生磁结构中的主环形带和IBIS观测到的远程带组成。这样一个遥远的增亮的圆形带状耀斑在三维扇脊重联中被预测，但到目前为止很少被观察到。在耀斑的脉冲阶段，我们定义了“核心”和“晕”的结构在所观察到的带状。通过对耀斑核心区和晕区的平均\ha \发射谱的分析，发现只有耀斑核心区的发射谱具有典型的非热电子束加热特征。这些特征包括：宽的和中心反转的发射光谱，红翼相对于蓝翼的过量发射（即，红色不对称性）和发射光谱的红移平分线。我们还观察到相当快的时间尺度的加热（30秒）和冷却（14- 33秒）的耀斑核心位置。因此，我们认为IBIS揭示的耀斑核心跟踪电子束沉淀的网站具有特殊的空间和时间分辨率。在耀斑的两个脉冲阶段，耀斑核心表现出两个阶段的运动（沿着带状的平行运动，然后是垂直于带状的膨胀运动）。一些核心在离散的磁性元件之间快速跳跃（30 \kms），这意味着涉及不同通量管的重联。我们观察到一个非常高的时间相关性（$\gtrsim0.9$）之间的综合\ha \和HXR在耀斑脉冲阶段的排放。相对于HXR爆发，在\ha \发射尖峰中也发现了短时间延迟（4.6 s）。冷色球层的电离时间尺度和电子旅行到遥远的带状位置所需的额外时间可能有助于这种延迟。
2013-04-15 astro-ph.SR
Evolution of Flare Ribbons, Electric Currents and Quasi-separatrix Layers During an X-class Flare
喷发耀斑的标准模型在过去几年中已扩展到三维。它预测了典型的J形光球足迹的日冕电流层，形成在类似的位置作为准分界线层（QSL）。这种形态也被发现耀斑带状观察EUV波段，以及在非线性无力场（NLFFF）磁场外推和模型。我们研究了用SDO仪器获得的电流密度和耀斑带的光球迹线的演化。利用HMI获得的磁场观测数据，研究了2011年9月6日X级耀斑（SOL 2011 -09- 06 T22：20）期间光球电流的演化。这一演变与AIA的EUV滤波器中观察到的耀斑带进行了比较。我们还比较了观测到的电流密度和耀斑带形态与通量绳插入方法/NLFFF模型计算的QSL。NLFFF模型表明，由于寄生极性的存在，存在一个叠加场线的扇形脊配置，嵌入了一个细长的通量绳，在观测中作为灯丝的两个部分出现。通过磁摩擦方法演化的QSL也显示出与耀斑期间多次获得的电流带和EUV耀斑带相似的形态和演化。我们首次提出了一个综合分析的光球痕迹的爆发耀斑，在一个复杂的拓扑结构，直接测量的电流和QSL的观测数据和磁场模型。通过两种不同且独立的方法获得的结果：1）证实了先前在耀斑脉冲阶段电流增加的结果，2）显示了NLFFF模型如何即使在复杂的磁场拓扑结构中也能捕获耀斑的基本物理特征。
2016-04-25 astro-ph.SR
Automatic detection of Flare Ribbon Fine Structures as Proxies for Plasmoid Dynamics in Flare Reconnection
Department of Mathematical Sciences, Durham University（达勒姆大学数学科学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Astronomy Department, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Scottish Universities Physics Alliance, School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院苏格兰大学物理联盟）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理学中心）
提出一种自动检测耀斑带前沿螺旋和波状结构的方法，应用于高分辨率3D爆发耀斑模拟的磁力线长度图，发现这些特征与等离子体团介导的间歇性重联相关。
2026-06-12 astro-ph.SR
Observation and numerical modeling of chromospheric evaporation during the impulsive phase of a solar flare
利用Hinode/EIS观测和一维流体动力学数值模拟结合含时电离研究了耀斑脉冲阶段色球蒸发流动。观测结果清楚地表明，只有在脉冲阶段才能在耀斑环的底部观察到强红移。我们进行了两种不同的数值模拟，以再现强的下降流在FeXII和FeXV在脉冲阶段。通过改变热传导系数，对热传导主导区（导热系数kappa 0 =经典值）和焓通量主导区（kappa 0 = 0.1 ×经典值）的色球蒸发进行了数值计算。在焓通量主导区的色球蒸发计算可以再现耀斑脉冲阶段底部的强红移。这一结果可能表明，在某些耀斑情况下，热传导可以被强烈抑制。我们还发现，随时间变化的电离效应是重要的复制强下降流在Fe XII和Fe XV。
2015-06-15 astro-ph.SR
Evolutionary stages and triggering process of a complex eruptive flare with circular and parallel ribbons
我们报告了一个复杂的M级太阳爆发耀斑的多波长研究，包括三套不同的耀斑带，即圆形，平行，和远程带。源有源区NOAA 12242的磁场建模显示存在包含内部双极区的3D零点磁拓扑。该事件开始于圆形带状物的微弱特征，以及从耀斑前阶段开始的远程增亮，指向正在进行的缓慢而持久的零点重联。我们首先检测到的磁通量抵消和相关的增亮，这是可能的系绳切割重联，建立磁绳附近的极性反转线（PIL）的内部双极区的签名。在下一个阶段，随着M8.7耀斑的爆发，圆形带状物的增亮显著增强，这基本上表明正在进行的零点重联速率增加。最后，底层通量绳的爆发触发了其下方的“标准耀斑重联”，从而使平行条带的强度突然上升，并通过外部强迫提高了零点重联的速率。我们发现，在扇穹内，磁衰减指数n>1.5的区域与零点QSL接壤。我们的分析表明，环面不稳定性和爆发模型都对爆发耀斑的触发机制起了作用。这一事件是一个很好的例子，动力学演化的磁通绳最初局限在一个零点拓扑结构，随后激活和爆发的进展，圆形暨平行带状耀斑。
2021-01-25 astro-ph.SR
A Circular White-Light Flare with Impulsive and Gradual White-Light Kernels
白光耀斑是指在光学连续谱中发射可见光的耀斑。它们被认为是罕见的，对低层大气的能量传输和加热提出了最严格的要求。在这里，我们介绍了2015年3月10日的一个几乎圆形的白光耀斑，它被光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学观测台很好地观测到。在这个耀斑中，同时出现了脉冲和渐变的白光核。普遍接受的厚目标模型将负责脉冲内核，但不足以解释渐进内核。其他一些机制，包括软X射线回温或向下传播的阿尔芬波，与电子束轰击共同作用，提供了一个可能的解释。然而，这种白光核的起源仍然是一个悬而未决的问题，需要更多的观察和研究来解开它。
2017-12-20 astro-ph.SR
Detections of Multi-Periodic Oscillations during a Circular Ribbon Flare
利用2013年11月10日（SOL 2013 -11- 10 T05：14）圆带状耀斑的多波长观测资料，分析了三种振荡行为。该事件是一个典型的具有外脊结构和同源喷流的环带耀斑。我们发现了三种振荡（或扰动）：i）通量振荡（或QPP），在X射线，EUV和微波发射中具有约20秒的主导周期，ii）周期性射流，间歇性节奏约为72秒，iii）外环扰动半个周期，持续时间约为168秒。类似于非热过程（如重复的磁重联）可能产生的周期性喷流，热辐射中检测到的耀斑QPP可能与非热辐射中看到的振荡具有相同的起源。外环扰动可能是由圆带状耀斑驱动的冲击波触发的，也可能是由香肠波或慢磁声波调制的。所得结果为进一步数值研究耀斑振荡的物理起源提供了数据。
2021-12-28 astro-ph.SR
Round-trip Slipping Motion of the Circular Flare Ribbon Evidenced in a Fan-spine Jet
2014年7月31日的太阳喷流，伴随着GOES C1.3耀斑和喷流底部的迷你灯丝喷发，通过使用新真空太阳望远镜和太阳动力学天文台的观测进行了研究。磁场外推表明，喷流被限制在一个扇脊磁系统，主机在约9毫米的高度从太阳表面的零点。结果表明，火山喷发的主要特征是内部耀斑带被外部环形带和远程带所包围，其中内部环形带和远程带分别位于内脊和外脊的足迹处，而环形带则代表了扇结构的足迹。有趣的是，环形带的西部表现出一个有趣的往返滑动运动，而内部带和环形带的东部表现出一个向北滑动运动。分析结果表明，内耀斑带和环形耀斑带的滑移运动反映了扇准分界线层内的滑移磁重联过程，而远耀斑带则与零点处的磁重联有关。此外，暗条爆发可能是由其南端附近的磁抵消触发的，磁抵消进一步驱动了扇准分界线层的滑动重联和零点重联。
2019-11-07 astro-ph.SR
The Evolution of $T = 10^4$ K Blackbody-Like Continuum Radiation in the Impulsive Phase of dMe Flares
近紫外和光学（白光）连续辐射在M矮耀斑表现出一系列的观察到的特征，这表明在大的光学深度加热量的变化之间的脉冲型和渐进型耀斑。从高时间节奏光谱和窄带连续测光的比流量比也表明，这些特性从耀斑的峰值到逐渐衰减阶段各不相同。在这些程序中，我们提出了最高的时间节奏（$\sim1$ ~s），最高的信号-噪声（$\sim100$）的光学色温演变的限制在上升阶段的一个大的，脉冲型dMe耀斑事件。耀斑表现出令人信服的证据，热，色温（$T \sim 10,000$ K），但巴耳末跳跃比表明，耀斑不能解释的等温板或黑体表面在任何时候的演变。新的数据分析建立这些属性作为任何耀斑模型的关键挑战，我们讨论了一维辐射流体动力学建模，将在这个有趣的事件中的耀斑颜色的演变进行比较。
2018-10-16 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
Slipping magnetic reconnections with multiple flare ribbons during an X-class solar flare
利用太阳动力学天文台的观测资料，研究了2014年1月7日X1.2级耀斑爆发期间，伴随多个耀斑带的滑动磁重联。一个中心负极性被多个正极性所包围，出现三个FR。三个FR出现明显的滑动运动，末端形成钩状结构。由于喷发构造的活动足点，一个紧密的半圆形钩沿其内外边缘滑动后消失，钩内形成冠状凹陷。东钩也因为遥远的暗条弧与被耀斑下的环冲动加热的热环之间的磁重联而消失。我们的结果与三维标准模型中的滑动磁重联区一致。我们认为耀斑的复杂结构可能是光球层中更复杂的通量分布的结果，并且喷发涉及至少两次磁重联。
2016-04-18 astro-ph.SR
Magnetic Structure in Successively Erupting Active Regions: Comparison of Flare-Ribbons with Quasi-Separatrix Layers
本文研究了连续喷发的活动区11429和12371的磁拓扑结构。利用日震和磁成像仪的矢量磁场观测资料，采用非线性无力场模型（NLFFF）重建了火山喷发前的磁场结构。对于所有五个CME从这些AR，喷发前的磁结构确定了一个反S S形一致的EUV观测的日冕等离子体示踪剂。在所有的爆发事例中，大Q值的准分界线层（QSL）连续地包围着核心场双极区，在这些区域中观察到反S形的耀斑带。这些QSL基本上代表了内部双极区内的扭曲芯通量域与周围类似拱廊的电势之间的大连通梯度。这与观察到的场结构基本一致，主要是剪切拱廊。将色球层的QSL图与耀斑峰时观测到的耀斑带进行了比较。耀斑带多呈倒S形，观测中缺少可见度的连续性。对于AR 12371中的CME，QSL将耀斑带描绘为两个反J形截面的组合，其直线部分被分离。这些QSL是典型的弱扭磁绳。类似地，对于AR 11429中的CME，QSL与PIL中间和钩部分中的扩口带是共空间的。在喷发标准模型框架下，观测到的耀斑带是喷发前磁结构为S形的特征，这一特征由核心有弱扭磁绳的{ \bf the} NLFFF模型再现。
2021-09-29 astro-ph.SR
Inferring Fundamental Properties of the Flare Current Sheet Using Flare Ribbons: Oscillations in the Reconnection Flux Rates
本研究通过耀斑条带演化与矢量磁场数据估算重联通量率，发现其存在1-4分钟的准周期振荡，并与硬X射线爆发近同时，揭示电流片中等离子体团的动力学过程。
2024-02-05 astro-ph.SR
Two Episodes of Magnetic Reconnections During a Confined Circular-ribbon Flare
我们分析了2016年2月13日发生的M1.8封闭圆带耀斑的独特事件，在同一位置连续形成两个圆带。耀斑有两个不同的阶段的紫外和极紫外辐射的间隔约270秒，其中第二个峰值是更重要的能量。第一幕伴随着一个迷你细丝的爆发和一个薄的圆形带（CR 1）沿逆时针方向以约220 km/s的速度快速拉伸运动。还观察到两个细长的脊柱相关的带状物，与内部带状物的时间与CR 1和远程增亮形成约20秒后。在第二幕中，另一个迷你灯丝爆发并形成井喷喷流。第二个圆形带状物和两个脊柱相关的带状物表现出类似的伸长运动，在第一集。外推的3D冠状磁场揭示了存在一个扇形脊拓扑结构，连同一个准分界线层（QSL）晕周围的扇形面和另一个QSL结构概述内脊。我们认为，连续的零点重连接之间的灯丝和周围的开放领域发生在每一个情节，导致连续开放的灯丝和显着转变的扇形平面足迹。首次提出了一个由两组连续形成的环带和多个磁丝在扇脊型磁位形中爆发组成的环带耀斑复合爆发模型。
2018-04-16 astro-ph.SR
Spectral Characteristics and Formation Height of Off-Limb Flare Ribbons
耀斑带是太阳低层大气中耀斑能量耗散的明亮表现。我们首次报道了位于H $β$和Ca II 8542耀斑谱线边缘外的耀斑带的高分辨率成像光谱观测，并与辐射流体动力学模拟进行了详细的比较。使用瑞典太阳望远镜获得的X8.2级太阳耀斑SOL 2017 - 09 - 10 T16：06 UT的观测结果显示，位于耀斑环足点附近的H $β$线翼图像中有明亮的水平发射层。在H $β$机翼上观测到的带状物与名义上的光球边缘之间的视分离约为300 - 500公里。Ca II 8542的翼线图像显示了位于翼边缘的更微弱的带状辐射，与翼没有明显的分离。用RADYN模式研究了耀斑大气的合成谱线廓线，与观测结果符合较好。模拟结果表明，朝向临边，视线基本上是相对于垂直方向倾斜，燃烧的大气模型再现了高对比度的离临边H $β$带和他们的显着海拔以上的光球。在Ca II 8542的翼线图像中，带状物位于太阳低层大气的更深处，对比度较低。电子束能量的高度沉积与强度贡献函数的比较表明，H $β$线翼强度可以作为太阳低层大气耀斑能量沉积的有效示踪剂
2020-05-21 astro-ph.SR
Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare
Central Astronomical Observatory at Pulkovo of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Ioffe Institute（约费物理技术研究所）；Crimen Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；ITMO University（ITMO大学）
研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。
2026-02-03 astro-ph.SR
Deflection of a Filament Eruption with Three Parallel Flare Ribbons via Reconnection at an X-Point
Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究通过磁流体动力学模拟分析了日冕丝喷射中复杂日冕丝带结构的形成机制及丝偏转的物理驱动因素，发现局部重联导致丝偏转，揭示了磁压梯度和磁张力力的作用。
2026-04-25 astro-ph.SR
Episodic energy release during the main- and post-impulsive phase of a solar flare
研究通过多波段观测2017年C9.4级爆发性临边耀斑，揭示主脉冲相后的三次偶发非热能释放与磁通量绳加速及引导磁场减弱有关。
2024-03-01 astro-ph.SR
Spectral variations within solar flare ribbons
本研究利用瑞典1米太阳望远镜观测X9.3级耀斑，结合COCOPLOT软件识别出耀斑带内五类光谱子结构，为理解耀斑色球动力学和磁场结构提供了观测依据。
2024-05-17 astro-ph.SR
Chromospheric Condensation and Quasi-periodic Pulsations in a Circular-ribbon Flare
在本文中，我们报告了我们对AR 12434中C3.1圆带耀斑SOL 2015 -10- 16 T10：20的多波长观测。耀斑由一个圆形耀斑带（CFR）、一个内部耀斑带（IFR）和一对短的平行耀斑带（PFR）组成。在耀斑的脉冲阶段，“两步”光栅观测\textit{IRIS}的节奏为6秒，曝光时间为2秒显示等离子体下行流在CFR在Si { \sc iv} $λ$ 1402.77线，这表明色球凝聚。下降流速度首先从几km s $^{-1}$迅速增加到峰值45 $-$ 52 km s $^{-1}$，然后逐渐降低到初始水平。凝聚的衰变时间尺度为3 $-$ 4分钟，表明正在进行的磁重联。有趣的是，下降流速度与Si { \sc iv}线强度的对数和\textit{GOES}软X射线（SXR）通量在1 $-$ 8 μ m的时间导数正相关。射电动力学谱的特征是与耀斑有关的\Rmnum{3}型射电爆发，这意味着色球凝聚很可能是由非热电子驱动的。利用解析表达式和峰值多普勒速度，我们导出了沉淀电子能流的下限，即，0.65 $\times$ 10 $^{10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。Si { \sc iv}线强度和SXR导数显示出准周期性脉动，其周期为32 $-$ 42 s。
2016-09-11 astro-ph.SR
Fine details in solar flare ribbons: Statistical insights from observations with the Swedish 1-m Solar Telescope
University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；George Mason University（乔治梅森大学）
通过高分辨率观测，研究发现日闪带由垂直延伸的细小结构组成，揭示重联区域为碎片化的磁岛区。
2025-10-27 astro-ph.SR
The emission measure distribution of impulsive phase flare footpoints
发射等离子体的温度分布是研究太阳耀斑足点加热的一个关键约束。然而，在过去，由于空间分辨率不足以从环路结构中解析足迹，并且缺乏频谱和时间覆盖，因此难以确定脉冲相位足迹。我们使用的能力Hinode/EIS获得的第一个发射测量分布（EMD）的脉冲相位足迹在六个耀斑。利用正则化反演方法对具有良好光谱覆盖的观测数据进行了分析，以恢复EMD。我们发现，所有的EMD都有一个峰值温度，约为8 MK，在这个温度附近形成的谱线的发射测量峰值在10^28 ~ 10^29 cm^-5之间，这表明在这些足点内存在着大量的高温等离子体。在所有事件中均发现了EM（T）~ T的EMD梯度。以前的理论工作的排放测量梯度表明，这是一致的情况下，沉积的耀斑能量直接加热的耀斑色球层的顶层，而更深层的热传导。
2013-02-11 astro-ph.SR
A Study on Red Asymmetry of H-alpha Flare Ribbons Using Narrowband Filtergram in the 2001 April 10 Solar Flare
本文报道了2001年4月10日太阳耀斑中H-α发射线的“红色不对称”现象。利用日本京都大学飞田天文台60厘米无顶太阳望远镜的H-α观测资料，研究了红不对称的时间演化和空间分布。结果表明，在耀斑带的各个部位都有明显的红色不对称性，而强烈的红色不对称性位于耀斑带的外侧窄边缘，宽度约为1.5”-3.0”（1000 - 2000 km），是耀斑能量释放最强的区域。此外，我们发现，红色的不对称性，这也给出了一个测量的多普勒频移的H-α发射线集中在一定的值，而不是取决于强度的H-α内核。这不仅说明每个耀斑核的红色不对称性和强度的时间演化是不同步的，而且每个耀斑核的峰值不对称性（或色球凝聚速度）也不是峰值强度的强函数。
2011-12-27 astro-ph.SR
Study of Two Successive Three-Ribbon Solar Flares on 2012 July 6
这封信报告了2012年7月6日在NOAA AR 11515中观察到的两个罕见的三带耀斑（M1.9和C9.2），我们用新太阳望远镜的0.1”分辨率的Halpha观测和Hinode的CaII H图像发现了这两个耀斑。耀斑网站的特点是一个有趣的“鱼骨状”的形态证明了这两个Halpha图像和非线性无力场（NLFFF）外推，其中两个半平行行的低洼，剪切环连接一个细长的，寄生的负场与寄生的正场。NLFFF模型还表明，这两排环的高度是不对称的，有相反的扭曲，并被大规模的磁力线，包括开放的领域。两次耀斑在半小时内相继发生，位于耀斑区的两端。每个耀斑的三个带状物平行于PIL，外部两个位于正磁场中，中心一个位于负磁场中。这两个耀斑都显示出明显朝向偏远地区的Halpha浪涌流，而C9.2耀斑也伴随着EUV喷流，可能沿着开放场线。有趣的是，C9.2耀斑的12-25 keV硬X射线源首先与中央带状物对齐，然后转移到集中在环的较高分支的顶部。这些结果进行了讨论有利于重联沿日冕零线产生的三个耀斑带和相关的喷射。
2013-12-23 astro-ph.SR
