Thermodynamic Evolution of Solar Flare Supra-arcade Downflows
太阳耀斑是一种快速的能量释放现象，分别表现为色球层中的亮带和日冕中的高温环。超拱廊下行流（SAD）是首先出现在耀斑环上方的等离子体空洞，然后在耀斑的衰变阶段迅速向耀斑环顶部移动。在我们的工作中，我们研究了三次耀斑中出现的20个SAD。通过差分排放量（DEM）分析，计算了南亚热带气旋锋面和主体的DEM加权平均温度和排放量（EM）。结果表明，在SAD向下流动的过程中，SAD锋面和主体的温度有升高的趋势。SAD锋面和主体的压力与温度的关系均符合绝热方程，说明SAD的加热主要是由绝热压缩引起的。此外，我们还估计了SAD的速度通过傅立叶局部相关跟踪（FLCT）的方法，发现SAD锋面的温度的增加与SAD的动能的减少呈现相关性，而SAD体不，这意味着粘性过程也可以加热SAD锋面，尽管有限的作用。
2021-07-20 astro-ph.SR
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 astro-ph.SR
A holistic approach to understand Helium enrichment in Interplanetary coronal mass ejections: New insights
尽管氦的丰度（AHe = nH/nHe）在太阳光球/色球层高度约为8%，但在行星际日冕物质抛射（ICME）中，AHe可以在许多场合超过8%。虽然行星际激波、色球蒸发和“污泥去除”等因素在过去被分别用来解释ICME中AHe的增强，但这些过程都不能全面解释ICME中AHe的变化。通过对275个ICME事件的分析，我们发现ICME平均AHe值存在着太阳活动的变化。研究还表明，第一电离势效应以及日冕温度不是ICME中AHe增强的主要贡献因素。对63例太阳耀斑和ICME事件的研究表明，色球蒸发和重力沉降共同决定了ICME中AHe的增强和超过8%的变化。当色球蒸发将氦从色球层释放到日冕中时，重力沉降的氦在ICMEs期间被抛出。我们表明，来自CME爆发的同一活动区的先前耀斑的强度和时间是理解ICMEs中AHe增强的重要因素。
2022-02-03 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
He I 10830 Å Dimming During Solar Flares, I. The Crucial Role of Non-Thermal Collisional Ionisations
虽然太阳耀斑的主要特点是强烈的宽带增强太阳辐射输出，某些谱线和连续，在理论上，将表现出耀斑诱导的调光。正氦He I $λλ10830$跃迁和He I D3跃迁的观测显示了这种变暗的证据，通常伴随着增强的发射。有人认为，氦的非热碰撞电离由电子束，其次是重组为orthohelium，是负责过度填充这些水平，导致更强的吸收。然而，在观测上还不可能排除正氦通过来自闪耀日冕的EUV辐照增强He I的光电离，然后再组合而过量填充的可能性。在这里，我们提出了非热电子束驱动耀斑的辐射流体动力学模拟，其中（1）包括非热碰撞电离的氦和日冕辐照度，（2）只包括日冕辐照度。覆盖由电子束沉积的总能量的范围和非热电子束低能量截止值的范围的模拟网格被模拟。为了获得耀斑引起的He I 10830Xe线的变暗，非热碰撞电离是必要的。这种效应在具有较大低能截止值的耀斑中更为突出，在较弱的耀斑和具有更平缓能量沉积时间尺度的耀斑中寿命更长。这些结果证明了正氦谱线发射作为耀斑能量输送诊断的有用性。
2021-05-23 astro-ph.SR
Metastable Helium Absorptions with 3D Hydrodynamics and Self-Consistent Photochemistry I: WASP-69b, Dimensionality, XUV Flux Level, Spectral Types, and Flares
$10830~{\rm A}$附近的亚稳态氦（He*）线是大气侵蚀的理想探针-这是近距离系外行星演化的常见现象。少数系外行星的观测结果在凌日时产生了分辨率很高的He* 吸收特征，但它们大多是用规定质量损失率的一维等温模型进行分析的。本文设计了三维流体动力学与射线追踪辐射转移和非平衡热化学的协同演化。从所观察到的恒星/行星的属性与合理的假设主机的高能量照射，我们预测从第一性原理的质量损失率，温度和电离分布，和3D外流运动学。我们的模拟很好地再现了所观察到的He* 线轮廓和WASP-69 b的光变曲线。我们进一步研究了He* 观测值对模拟条件和宿主辐射的依赖性。主要调查结果如下：（1）模拟显示WASP-69 b的光蒸发外流（$\sim 0.5~M_{\oplus}~{\rm Gyr}^{-1}$）没有突出的彗星状尾部，与对称的过境形状一致（Vissapragada等人，2020）。(2)3D模拟对于流体动力学特征是强制性的，包括科里奥利力、平流和运动学线加宽。(3)EUV（$>13.6~{\rm eV}$）光子主导光蒸发流出，并通过复合填充He*; FUV通过破坏He* 也是有害的; X射线起次要作用。(4)K星达到了He* 线观测的EUV/FUV平衡的最佳点，而G和M星也是值得关注的目标。(5)恒星耀斑在He* 线轮廓中产生特征响应。
2020-12-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Helioseismic response to X2.2 solar flare of February 15, 2011
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了一次强烈的日震事件，这是太阳动力学天文台（SDO）的HMI仪器观测到的太阳光球对耀斑影响的日震响应。脉冲激发的声波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。观测到初始耀斑撞击的形式是多普勒速度、视线磁场和连续强度的紧凑和快速变化。这些变化形成了典型的双带耀斑结构，并被认为与高能粒子加热低层大气的热和流体动力学效应有关。对SDO/HMI和来自Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的X射线数据的分析表明，日震波是在硬X射线（50-100 keV）脉冲之前观测到的，由早期脉冲阶段的光球撞击引发的，并且可能与相对低能电子（~6-50 keV）和热通量传输的大气加热有关。在日震波出现之前，撞击造成了太阳黑子半影的短暂运动。研究发现，日震波阵面穿过太阳黑子时振幅较低，且相对于黑子外的阵面有明显的延迟。这些观测结果为研究耀斑对光球的影响和利用耀斑激发的波进行太阳黑子地震学研究开辟了新的前景。
2011-05-04 astro-ph.SR
Statistical Investigation of the Kinematic and Thermal Properties of Supra-arcade Downflows Observed During a Solar Flare
超拱状下降流（SAD）是极紫外或X射线观测中观测到的向重联后耀斑环下降的暗结构，与太阳耀斑期间的磁重联密切相关。由于缺乏对单一耀斑中SAD的统计研究，SAD在耀斑过程中的运动学和热性质演化至今仍不清楚。在这项工作中，我们确定了81 SAD的耀斑，发生在2013年5月22日使用的观测大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。记录每个SAD的运动学特性，包括出现时间、高度、投射速度和加速度。我们发现耀斑期间SAD的出现高度变大，这可能是由于等离子体片底部的抬升。在耀斑衰减阶段，SAD主要出现的区域从北侧向南侧移动，可能与南侧的二次喷发有关。大多数SAD的轨迹可以用一个或两个减速过程来拟合，而一些特殊的SAD在下降过程中具有正加速度。对于热特性，我们选择了54个SAD，其前部和身体在整个下降过程中可以与周围环境清楚区分，以进行差分发射测量分析。结果表明，SAD锋面和体的温度在下降过程中呈上升趋势，密度与温度的关系表明，SAD锋面和体的加热主要是由绝热压缩引起的。
2022-08-31 astro-ph.SR
Angular and Abundance Distribution of High-energy Gamma Rays and Neutrons Simulated by GEANT4 Code for Solar Flares
在2012年6月3日观测到的太阳耀斑中，观测到了高能伽马射线和中子。该事件包括一个显着的特点，高中子/伽马比的二次粒子。我们已经研究了这种高n/ $γ$比是否可以通过模拟来解释。作为使用GEANT 4程序的模拟结果，高n/ $γ$ -比可以再现的情况下，氦和其他重离子主要加速在耀斑。
2019-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Dynamical Behavior of Reconnection-driven Termination Shocks in Solar Flares: Magnetohydrodynamic Simulations
在爆发性太阳耀斑中，高速重联流出流与闭合的致密耀斑环碰撞形成的终止激波（TS）被认为是等离子体加热和粒子加速的可能候选者之一。本文利用电阻磁流体动力学模拟方法研究了典型Kopp-Eklan耀斑中TS的形成和演化，详细分析了TS的动力学特征和激波强度的时空变化。本研究的重点是快速重联阶段时，等离子体团的形成和产生小尺度结构内的耀斑电流片。研究发现，一旦向下的外流与闭合磁环碰撞成为超磁声，TS就会出现，并立即变得高度动态。TS的形态可以是平坦的、倾斜的或弯曲的，这取决于流出物/等离子体团与环顶区域中的高动态等离子体之间的详细相互作用。当等离子体团穿过时，TS变得更弱，甚至可能被发育良好的等离子体团破坏，然后在等离子体团上方重建。我们还对沿激波前沿和穿过激波前沿的重要物理量进行了详细的统计分析。TS前沿的密度和温度比范围为1至3，压力比通常具有高达10的较大值。我们发现，弱的引导场并不强烈影响的马赫数和压缩比，和TS长度变得稍微大的情况下，热传导。
2018-12-04 astro-ph.SR
Complex Flare Dynamics Initiated by a Filament-Filament Interaction
我们报告的喷发涉及相对罕见的磁丝相互作用2013年6月21日，观察SDO和STEREO-B。两个长丝在高度上分开，具有“双层”构型。下灯丝的喷发与上灯丝的下降同时开始，导致两条灯丝的会聚和直接相互作用。这种相互作用伴随着周围等离子体的加热和一个明显的环状结构穿过上部灯丝。随后的丝状物合并在喷发结构的前方形成了一个明亮的锋面。整个过程与C3.0耀斑相关，紧接着是M2.9耀斑。在M2.9耀斑期间，在C形耀斑拱廊上方的不同位置观察到收缩环和下降的暗空洞，作为能量释放的一部分，这使我们对耀斑动力学有了独特的了解。
2015-09-28 astro-ph.SR
Observational Evidences of Electron-driven Evaporation in two Solar Flares
研究了2014年9月10日和10月22日两次X1. 6级太阳耀斑中色球蒸发引起的硬X射线（HXR）辐射与多普勒速度之间的关系。这两个事件都显示出双条带，并且从耀斑爆发开始，界面区成像光谱仪（IRIS）狭缝就固定在其中一个条带上。在这两个耀斑中都检测到了爆炸性蒸发。Fe XXI 1354.09 A的日冕谱线在脉冲阶段出现蓝移，而C I 1354.29 A的色球谱线在脉冲阶段出现红移。色球蒸发倾向于出现在耀斑带的前部。Fe XXI和C I都显示它们的多普勒速度，具有与HXR发射的"上升-最大值-衰减“相很好相关的”增加-峰值-减少“模式。这种HXR辐射与Fe XXI多普勒频移的反相关以及与C I多普勒频移的相关表明这两个耀斑中的电子驱动蒸发。
2015-09-24 astro-ph.SR
Radio Spectroscopic Imaging of a Solar Flare Termination Shock: Split-Band Feature as Evidence for Shock Compression
太阳耀斑终止激波被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的驱动因素，但观测证据仍然很少。Chen等人利用爆发耀斑中分米波随机尖峰爆发的射电动力学光谱成像，发现爆发在环顶上方快速等离子体下降流的终点处形成了一个动态表面状特征，解释为耀斑终止激波。强烈支持终止激波解释的一个观测证据是发射带偶尔分裂成两个频率更细的通道，类似于快速日冕激波驱动的II型射电爆发中看到的分裂带特征。在这里，我们进行空间，光谱和时间分辨分析的分裂带的耀斑终止冲击事件的功能。我们发现，从两个分裂带通道的无线电质心的合奏，每个概述了一个近共空间的表面。高频通道略低于低频通道约0.8 Mm，这有力地支持了上游-下游解释。在这种情况下，通过激波阵面的密度压缩比可以从频率分裂中推断出来，这意味着激波的马赫数高达2.0。此外，密度压缩沿激波阵面的时空演化与磁流体动力学模拟的结果一致。我们的结论是，详细的变化的冲击波压缩比可能是由于在重联流出的动态等离子体结构的影响，这导致了扭曲的冲击波阵面。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
High resolution He I 10830 Å narrow-band imaging of an M-class flare. I - analysis of sunspot dynamics during flaring
本文报道了2012年7月5日对一个M1.8级双带耀斑进行高分辨率He\，\textsc{i} 10830窄带成像（带通：0.5）的第一步结果。这次耀斑是由大熊太阳天文台的1.6米口径新太阳望远镜观测到的。对于这个独特的数据集，首次分析了耀斑期间的太阳黑子动力学。通过直接对上色球层成像，运行的半影波被清楚地看作是本影闪光的向外延伸，两者在10830窄带图像中都采取吸收的形式。从耀斑带和黑子之间的狭缝所形成的时空图像中，我们发现耀斑后的本影闪光和半影波的暗带明显加宽。最显著的特征是当带状物扫入太阳黑子的半影和本影区域时，带状物内突然出现振荡的吸收带。在每次振荡期间，向外传播的本影闪光和随后的半影波冲出到向内扫掠的带中，随后吸收带以类似的速度返回。我们尝试性地解释这种现象的结果，在该地区的太阳黑子正氦原子的密度突然增加被激发耀斑的EUV照明。这个解释是基于观测到的，在耀斑期间，太阳黑子区域周围的10830吸收增强了。然而，问题仍然是开放的，我们需要进一步精心设计的观测，以调查耀斑期间太阳黑子动力学的行为。
2016-10-28 astro-ph.SR
Analysis of Solar-like X-Class Flare on Wolf 359 Observed Simultaneously with TESS and XMM-Newton
基于 TESS 和 XMM-Newton 同时观测，首次分析了 Wolf 359 上能量堪比 X 级太阳耀斑的恒星耀斑，通过多波段光谱测定温度、发射量及电子密度等参数，证实其物理过程与太阳耀斑高度相似。
2023-07-18 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
Chromospheric Bubbles in 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。
2020-05-21 astro-ph.SR
Multi-Passband Observations of A Solar Flare over the He I 10830 Å line
本研究介绍了BBSO/GST和IRIS于2018年5月28日17：10左右（UT）观测到的C3.0耀斑。将GST的近红外成像分光偏振仪（NIRIS）设置为光谱成像模式，以扫描He I 10830的$\pm$ 0.8 μ m、$\pm$ 0.4 μ m和线中心处的五个光谱位置。在耀斑带的前缘，观察到这条线经历了增强的吸收，而带的其余部分被观察到处于发射状态。当发射时，在不同的光谱位置，与耀斑前相比，对比度的范围从大约$30~\%$到接近$100~\%$。两种类型的光谱，“凸”的形状与线芯的高强度和“凹”的形状与线翼的高发射，被发现在拖尾和峰耀斑区域，分别。在色带正面，在所有五个波长中出现约$\sim 10\% - 20\%$的负对比度或增强的吸收。这一观测结果有力地表明，以前在He I 10830中观测到的负耀斑不是由这条谱线的纯多普勒频移引起的。相反，增强的吸收似乎是耀斑能量注入的结果，即由高能电子沉淀引起的氦的非热碰撞电离，如我们最近的数值模拟结果所示。此外，虽然不是严格同步的，但IRIS航天器对Mg II的观测显示，在He I 10830吸收增强的位置处有明显的中心反转图案，这与以前的观测结果一致。
2021-12-18 astro-ph.SR
A Study of a long duration B9 flare-CME event and associated piston-driven shock
我们提出并讨论了2011年5月11日与静止暗条爆发、全球极紫外波和CME相关的一个小的长持续时间GOES B级耀斑的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）、GONG Hα、STEREO和HiRAS摄谱仪都观测到了这一事件。当暗条爆发时，我们在暗条前方观测到EIT波阵面的传播，以及太阳表面极性反转线（PIL）两侧的两条耀斑带。观测结果表明，两种类型的EUV波共存，即，一快一慢一个II型射电爆发高达三次谐波分量也与此事件。光层磁场的演化表现为爆发前暗条部位的磁通量出现和抵消。
2017-10-24 astro-ph.SR
Identifying typical Mg II flare spectra using machine learning
IRIS在大范围的大气高度上进行太阳观测，包括大部分耀斑能量消散的色球层。强Mg II H&K谱线能够提供优异的大气诊断，但尚未被充分利用于燃烧大气。我们的目标是调查是否色球层的物理是相同的所有耀斑观测分析，如果有一定的光谱，发生在所有的耀斑。为了实现这一目标，我们自动分析数十万的Mg II H&K线配置文件从一组33耀斑，并使用机器学习技术，我们称之为监督分层k均值，聚类所有的轮廓形状。我们确定了一个单一的峰值镁II配置文件，在相反的双峰安静的太阳配置文件，出现在每一个耀斑。此外，我们发现非常广泛的配置文件与特征蓝移中心反转出现在前面的快速移动的耀斑带。这些配置文件发生在脉冲阶段的耀斑，我们目前的时间和空间的相关性与非热硬X射线签名的结果，表明耀斑加速电子在这些配置文件的形成中发挥了重要作用。综合镁II的H&K线的比率也可以作为一个不透明度诊断，我们发现更高的不透明度在每个耀斑最大。我们的研究表明，机器学习是大规模统计太阳分析的有力工具。
2018-05-26 astro-ph.SR
3D magnetic reconnection and its application to solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气中的强烈辐射。它们由磁重联提供动力，磁重联是一种可以将磁能转化为热能和动能等其他形式能量的现象，据信它在宇宙中无处不在。随着太阳观测的空间和时间分辨率的不断提高，以及受益于计算机能力不断提高的数值模拟，我们现在可以探讨三维磁重联的性质和特征，以更好地了解其在我们的恒星大气层爆发耀斑期间的后果。我们在下面回顾了在不同战线上为解决磁重联问题所作的努力。特别是，我们将看到理解3D中的磁拓扑如何帮助定位最可能发生重联的区域，电流层如何在3D中演变，以及重联如何导致通量绳，等离子体团和耀斑环的形成。
2016-12-20 astro-ph.SR
Correlated Spatiotemporal Evolution of Extreme-Ultraviolet Ribbons and Hard X-rays in a Solar Flare
我们利用IRIS和SDO/AIA的紫外（UV）图像、SDO/HMI的磁数据、RHESSI的硬X射线（HXR）图像和Fermi/GBM的光变曲线分析了M7.3 SOL 2014 - 04 - 18 T13耀斑的条带结构和演化，以推断日冕磁重联的性质。随着事件的发展，两个耀斑带远离磁极反转线。新亮前沿带状延伸的宽度是高度间歇性的空间和时间，大概反映了耀斑电流片的结构和/或动力学的不均匀性。此外，带状宽度增长最迅速的区域表现出集中的非热HXR发射，与急剧增加略有HXR爆发之前。紫外发射的光曲线在光子能量高于25 keV时与HXR光曲线相匹配。在其他地区的带状宽度的演变和光变曲线不与HXR发射时间相关。这表明耀斑电流片内非热电子的产生是高度不均匀的。我们的研究结果表明，非热电子的产生和耀斑带状锋的局部增强的垂直范围之间有很强的联系，这反过来又反映了电流片的不均匀结构和/或重联动力学。尽管存在这种变化，但带状锋面仍然保持着几乎连续的准一维特征。因此，虽然重连日冕电流片是高度结构化的，但它们仍然是准二维的，并且通过重连磁通量的体积系统地而不是随机地发生磁能释放。
2021-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quantifying Energy Release in Solar Flares and Solar Eruptive Events: New Frontiers with a Next-Generation Solar Radio Facility
太阳耀斑和经常伴随的太阳爆发事件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，这些条件在实验室中难以重现，而且在宇宙其他地方不可能有相当多的时空细节。在过去的十年中，由于多波长成像光谱学的进步，以及理论和数值模拟的发展，我们已经取得了重大进展，提高了我们对太阳耀斑/喷发能量释放的理解。特别是，扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）提供的微波波长的宽带成像光谱学，使测量耀斑重联区域或附近的时间演变的日冕磁场的革命性能力。然而，由于EOVSA的动态范围、成像保真度和角分辨率有限，此类测量只能在信噪比足够大的最亮光源周围的区域中进行。在本白皮书中，在简要介绍了与太阳耀斑和爆发中的磁能释放有关的突出问题和挑战之后，我们将展示具有许多功能的下一代无线电设施如何在太阳耀斑和爆发中释放磁能。（~100-200）个天线元件可以通过实现高动态范围来带来下一次革命，高保真宽带成像光谱偏振法以及亚秒级时间分辨率和角秒级角分辨率。我们建议在本十年内优先执行这样一项地面文书。我们还呼吁促进多波长、多信使观测和先进的数值建模，以便全面了解太阳耀斑和爆发的“系统科学”。
2023-01-28 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.space-ph
Scaling of electron heating by magnetization during reconnection and applications to dipolarization fronts and super-hot solar flares
电子环速度空间分布先前已经在磁重联排气的数值模拟中看到，并且已经被认为是由压缩重联磁场对电子流出射流的磁化引起的[Shuster等人，${\it Geophys.~Res.~Lett.}, {\bf 41}$，5389（2014）]。我们提出了一个理论的主要和次要半径的环分布的依赖性仅在上游（波瓣）等离子体条件，从而允许预测的相关温度和温度各向异性的环上游参数。我们使用2.5维粒子在细胞（PIC）模拟不同的上游等离子体密度和温度的预测的有效性进行测试，发现预测值和模拟值之间的良好协议。我们证实了Shuster等人关于环形分布原因的建议，并且还发现环形分布位于重连磁场剖面中以平台或肩部为标志的区域中。温度的预测与观测到的电子温度在偶极锋是一致的，并可能提供一个解释的产生等离子体的温度在10秒MK的超热太阳耀斑。一个可能的扩展模型昼面重联进行了讨论。由于环分布是已知的激发哨声波，目前的结果应该是有用的量化的哨声波的产生在重联排气。
2022-08-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Non-equilibrium helium ionization in an MHD simulation of the solar atmosphere
动态太阳色球层中气体的电离状态可以强烈偏离数值模拟中通常假设的瞬时统计平衡。我们改进早期的太阳大气模拟，只包括非平衡氢离子化进行二维辐射磁流体动力学模拟具有非平衡电离的氢和氦。模拟包括氢Lyman- $α$和来自日冕的EUV辐射对大气电离和加热的影响。给出了代码实现的细节。我们得到的氦离子分数是远离其平衡值。与LTE电离模型的比较表明，非平衡氦电离导致更高的温度在波阵面和更低的温度在气体之间的冲击。假设LTE电离导致恒温器般的行为，其中物质在LTE电离分数快速变化的温度附近积聚。从我们的模型计算的DEM曲线的比较表明，非平衡电离导致更多的辐射材料在11-18 kK的温度范围内与LTE氦电离模型相比。我们得出结论，非平衡氦电离是重要的动力学和热结构的上色球层和过渡区。它也可能有助于解决由现有模式计算的色球谱线强度小于观测值的问题。
2015-12-15 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
Efficient Calculation of Non-Local Thermodynamic Equilibrium Effects in Multithreaded Hydrodynamic Simulations of Solar Flares
了解太阳色球层的动力学对于了解太阳大气层的能量传输至关重要。色球层在许多波长下都是光学厚度，并由非局部热力学平衡（NLTE）描述，使得很难解释观测结果。此外，有相当多的证据表明，大气层是膨胀的，目前的仪器不足以解决小规模的功能。在耀斑中，很可能需要多线程模型来描述加热。NLTE效应和多线程建模的结合需要计算上苛刻的计算，这促使开发一种可以有效处理两者的模型。我们描述了一个求解器的实现在一个流体动力学代码的氢水平的人口，近似NLTE的解决方案。我们推导出一个准确的电子密度在整个大气中，其中包括非平衡电离的影响，氦和金属。我们展示了对流体动力学模拟的影响，这些模拟用于使用后处理辐射转移代码来合成光变曲线。我们证明了这个模型的实用性IRIS观测的一个小耀斑。我们表明，在镁II，C II和O I的多普勒频移可以解释与多线程模型的循环进行电子束加热，只要NLTE效应进行治疗。然而，强度与观测值并不匹配，这是由于对初始大气的假设。我们简要地展示了如何改变初始大气可以大大改变线的轮廓，因此导出量，并建议它应该调整到耀斑前的观测。
2018-11-23 astro-ph.SR
Large-scale Coronal Propagating Fronts in Solar Eruptions as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly on Board the Solar Dynamics Observatory\,--\,An Ensemble Study
本文介绍了一个大样本的全球性扰动的太阳日冕的特征传播锋强度增强，类似的现象，通常被称为EIT波或EUV波的研究。现在，由{\it太阳动力学天文台}（SDO）上的{\it大气成像组件}（AIA）获得的极紫外（EUV）图像提供了这些大尺度日冕传播锋（LCPF）的显着改进视图。在2010年4月至2013年1月期间，透过目视检查193个双通道的AIA图像，共识别出171个LCPFs。在这里，我们专注于138个LCPF，被认为是在太阳盘上传播，首先研究它们是如何与耀斑，日冕物质抛射（CME）和II型射电爆发。我们在各个方向上测量LCPF的速度，直到它被活动区域或冕洞明显改变。为每个LCPF提取最高速度。它通常比EIT波高得多。我们没有发现一种模式，即更快的LCPFs减速和缓慢的LCPFs加速。此外，速度与耀斑强度或CME震级没有很强的相关性，也没有显示出与II型爆发的关联。我们没有找到一个很好的相关性之间的速度LCPFs和日冕物质抛射的一个或两个{\it日地关系天文台}（STEREO）航天器观测到的86 LCPFs的一个子集的临边事件。
2013-08-16 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
Imaging and Spectral Observations of Quasi-Periodic Pulsations in a Solar Flare
利用费米伽马射线暴监测器（GBM）、太阳动力学天文台（SDO）、日地关系天文台（STEREO）和界面区成像光谱仪（IRIS）于2014年9月10日观测到的太阳耀斑中的准周期脉动（QPP）。QPP被识别为快变分量上的规则的和周期性的峰，其是去除慢变分量之后的光变曲线。QPP的硬X射线（HXR）发射在开始时只有3个峰，而色球和日冕谱线发射有10个峰，射电发射有7个以上的峰（每个峰对应于动态谱上的一个III型爆发）。在它们之间检测到一个约为4分钟的均匀准周期。AIA成像观测表明，4分钟的准等时脉冲起源于耀斑带，并倾向于出现在耀斑带的前部。IRIS光谱观测表明，QPP的各峰在Cl、O IV、Si IV和Fe XXI线处都趋向于宽线宽和红多普勒速度。我们的研究结果表明，QPP是由非热电子产生的，而这些电子是由该耀斑中的感生准周期磁重联加速的。
2015-05-13 astro-ph.SR
Blueshifted Si IV 1402.77Å line profiles in a moving flare kernel observed by IRIS
我们分析了2015年6月22日M6.5级耀斑期间由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的滑动耀斑核心的光谱。在耀斑的脉冲和峰值阶段，在SDO/AIA的131 nm通道中观察到了沿带状物明显滑动的环。IRIS摄谱仪狭缝观察到了一部分带状物，包括一个移动的内核，对应于Si IV，C II和Mg II中非常高的1秒节奏的耀斑环足点。在内核中观察到的光谱大部分是红移的，并表现出明显的红翼，这在大型耀斑中是典型的。然而，在其中一个带的一个小区域中，Si IV 1402.77 μ m线部分蓝移，相应的多普勒速度|v_{D}|超过50 km s $^{-1}$。C Ⅱ 1334.53 ~ 1335.66 ~ 1335.71 ~ 1335.66 ~ 1335.71 ~ 1335.77 ~ 135.77 ~| v_{D}| < 20 km s $^{-1}$），并显示出明显的蓝色翅膀，这也在Mg II k 2796.35以及Mg II三重态2798.75和2798.82谱线中观察到。使用高节奏的AIA观测，我们发现，发生蓝移的区域对应于加速内核前，因为它通过一个弱场区域移动。IRIS的高分辨率观测，使我们能够捕捉到的狭缝下的内核的加速度的第一次。蓝移色球线和TR线的独特观测为当前的耀斑模型提供了新的约束。
2022-06-21 astro-ph.SR
Statistical Study of Balmer Continuum Enhancement in Solar Flares
Astronomical Institute of the University of Bern（伯尔尼大学天文研究所）
通过分析234个IRIS耀斑观测数据，量化近紫外连续谱增强的发生统计及其时空特征，发现增强主要出现在耀斑带边缘，且强度随耀斑等级增加，为耀斑模拟提供约束。
2026-04-13 astro-ph.SR
Kinematics and Energetics of the EUV Waves on 11 April 2013
在这项研究中，我们提出了与2013年4月11日M6.5耀斑相关的极紫外（EUV）波的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）在不同的EUV通道上观测到了这一事件。耀斑还与晕CME和II型射电爆发有关。我们观察到了EUV波的快分量和慢分量。快分量（被识别为快模式MHD波）的速度在600至640 km s ^-1的范围内变化，而慢分量的速度约为140 km s ^-1。我们观察到一个不寻常的现象，即当快分量EUV波通过两个连续的磁准分界线层（QSL）时，在局部形成两个稳定的波前。我们提出，部分向外传播的快模EUV波被转换成慢模磁流体动力学波，这些波被捕获在局部磁场结构中，形成连续的稳定波前。沿着另一个方向，快分量EUV波也在距离耀斑站点约225 Mm的日冕环中产生振荡。我们计算出极紫外波的能量为10^20焦耳。
2019-03-28 astro-ph.SR
Comparison of Enhanced Absorption in He I 10830 Å in Observations and Modeling During the Early Phase of a Solar Flare
He I 10830的三重态是色球活动的一个非常有用的指标，因为氦是太阳大气中第二丰富的元素。利用大熊太阳天文台（BBSO）1.6米古德太阳望远镜（GST）的高分辨率，以前的观测已经显示出两个M级耀斑的增强吸收而不是典型观测到的发射的明确证据。在这项研究中，我们分析了He I 10830 10830的发射在数值模式中的演变，并将其与观测结果进行比较。该模型表示从F-CHROMA数据库中获得的RADYN模拟结果。我们详细考虑了注入电子谱参数接近2013年8月17日耀斑事件观测估计值（$δ=8$，$E_c = \{15,20\}$ keV，$F=\{1\times 10^{11}, 3\times{}10^{11}\}$ erg cm $^{-2}$）的模型，以及其他可用的模型。模拟结果与观测结果吻合得很好，在最大强度降低（-17.1%，与观测值-13.7%相比）和时间变化趋势（初始吸收阶段之后是发射）的意义上。所有模型都显示出He I 10830 10830跃迁初始阶段数密度增加，上下能级粒子数比减小，从而增强了不透明度，形成吸收特征。模型表明，在1.3-1.5 μ m高度处的温度和自由电子密度应该大于$\sim 10^4$ K和$6\times 10^{11}$ cm $^{-3}$阈值，以使谱线开始发射。
2020-06-18 astro-ph.SR
Solar radio burst associated with the falling bright EUV blob
在2015年11月4日耀斑开始时，在1300 - 2000 MHz频率范围内，我们观察到一个非常罕见的缓慢正漂移爆发。我们在IRIS，SDO/AIA，Hinode/XRT和H alpha观测的同时EUV观测中寻找相关现象。我们发现，这一射电爆发伴随着在过渡区、日冕和耀斑温度下可见的亮斑，沿暗环以约280 km/s的速度下落到色球层。暗环在H α中可见，但随后消失。此外，我们发现，下降的斑点与色球相互作用所表示的H α光谱的突然变化，在这个相互作用的位置。考虑到不同的可能性，我们建议所观察到的缓慢正漂移的突发产生的热传导前形成的下降热EUV斑点的前面。
2018-04-17 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
Moreton Waves Related to the Flare Event in 3 June 2012 and 6 July 2012
本文对2012年6月3日和7月6日观测到的Moreton波进行了几何学和运动学分析，这些Moreton波记录在全球振荡网络组（GONG）存档的H- $α$图像中。这些大尺度波彼此之间表现出不同的特征。6月3日观测到的波的角跨度约为$70^{\circ}$，具有与NOAA活动区11496相关的漫射波前。发现在17.53 UT开始传播的波的速度约为$931\pm80$ km/s。这种莫尔顿波的宽度性质可以解释为色球层上波的垂直延伸。另一方面，7月6日的波可能与11515活动区周围23.01 UT发生的X1.1级耀斑有关。运动学分析表明，该波传播的初速度约为$994\pm70$ km/s，与II型射电爆发观测得到的日冕激波速度$v\sim1100$ km/s一致。这两个确定的波补充了第24太阳周观测到的大尺度波的清单。
2014-08-28 astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares: I. The Numerical Model
高能粒子的加速和输运以及大气等离子体的流体动力学是太阳耀斑相互关联的两个方面。本文提出了自洽的粒子Fokker-Planck模型和耀斑等离子体流体动力学模拟。高能电子模拟与斯坦福大学的统一代码的加速，运输和辐射，而等离子体模拟与NRL通量管代码。我们计算的碰撞加热率的粒子输运程序，这是更准确的比那些基于近似的解析解。我们使用了一个现实的光谱注入电子提供的随机加速模型，它有一个平稳的过渡，在低能量的准热背景在高能量的非热尾。低能电子的加入导致日冕中相对更多的加热（与色球层相比），更大的向下传导通量，因此比以前的研究中获得的色球层蒸发更强，由于任意假设的低能截止，低能电子不足。高能电子和韧致辐射光子的能量和空间分布具有色球蒸发引起的密度分布变化的特征。特别是，在蒸发前沿的密度跳跃引起增强的X射线发射。
2009-06-13 astro-ph.SR
Highly ionized Calcium and Argon X-ray spectra from a large solar flare
在太阳耀斑光谱中，人们已经观测到了3.17~ 3.21 ~ 3.2.21 ~ 3.21~ 3.2.21较低电离级的双电子卫星（\ion{Ca}{17} ~--~ \ion{Ca}{15}）没有得到很好的表征。在2001年一次大的太阳耀斑期间，由{ \em CORONAS-F}\/航天器上的DIOGENESS X射线光谱仪得到的几个光谱显示了\ion{Ca}{17}和\ion{Ca}{16}卫星以及电离氩线（\ion{Ar}{17}、\ion{Ar}{16}），包括双电子卫星。的DIOGENESS光谱进行了比较，从一个合成代码在这里开发的等温假设的基础上与各种原子源，包括双电子卫星数据的考恩Hartree-Fock代码的光谱。通过改变温度作为代码的输入（Ar/Ca丰度比固定在0.33）进行最佳拟合比较;虽然对某些离子分数进行了调整，但仍然达到了接近的一致性。导出的温度接近于从两个{ \em GOES}\/X射线通道$T_{\rm GOES}$导出的温度。有些线是第一次识别。对{ \em P78-1}/航天器和Alcator C-Mod托卡马克的类似谱也进行了分析，得到了类似的一致性。钙和氩线的混合物的重要性被强调，影响用于温度诊断的线比。这一分析将应用于{ \em太阳极大期任务}\/弯晶光谱仪档案和预期从绕太阳轨道飞行的{ \em Interhelioprobe}\/航天器上的Che…
2018-06-22 astro-ph.SR
Dynamic Processes of the Moreton Wave on 2014 March 29
2014年3月29日，在活动区12017发生了一次强度为X1.0的太阳耀斑。几个相关的现象伴随着这一事件，其中包括快速灯丝喷发，日冕和色球层中的大规模传播扰动，包括莫顿波，以及日冕物质抛射。秘鲁伊卡大学的耀斑监测望远镜（FMT）在H-α线的多波长成像中成功地探测到了这次耀斑。我们提出了一个详细的研究莫尔顿波与耀斑的问题。特别注意的多普勒特性推断FMT翼（H-α $\pm0.8$ ~翼）的观测，这是用来检查的等离子体在色球层的向下/向上运动。我们的研究结果表明，色球物质的向下运动在前面的莫顿波达到最大速度为4公里/秒，而传播速度范围在640和859公里/秒之间。此外，利用弱激波近似，结合Moreton波引起的色球运动的速度幅值，我们导出了日冕中入射激波的马赫数。我们还根据大气成像组件（AIA）的观测结果对日冕波进行了温度-发射测量分析，这使我们能够得出压缩比，并估计阿尔文和快模马赫数为1.06-1.28和1.05-1.27。根据这些结果和MHD线性理论，我们讨论了激波阵面的特性以及与色球等离子体的相互作用。
2019-08-09 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
ZIMPOL detects scattering polarization in He I D$_3$ during a solar flare
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院阿尔多和切莱·达科太阳研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Astronomical Institute of the Academy of Sciences, Ondřejov, Czech Republic（捷克科学院天文台奥恩杰约夫研究所）
研究首次在日耀斑中检测到 He I D₃ 线的线偏振，通过 ZIMPOL 极化仪分析偏振变化与等离子体速度演变，发现散射偏振可能由各向异性辐射泵浦引起。
2026-03-25 astro-ph.SR
High time resolution observations of solar H-alpha flares - II. Search for signatures of electron beam heating
目标。太阳耀斑核的H-α发射和伴随的硬X射线（HXR）发射通常表现出相似的时间变化，但它们的光变曲线由于能量转移机制而随时间发生移动。我们寻找快速辐射响应的色球在H-α线作为电子束加热的签名。方法.我们调查的时间差与亚秒级分辨率的H-α线的发射观察到的多通道减法双通（MSDP）光谱仪上的大型日冕和水平望远镜在Bialkow天文台，波兰，和HXR发射记录的RHESSI航天器在几个耀斑，大大扩展了我们早期的分析（论文I）耀斑在2003年和2005年之间。结果对12次太阳耀斑中观测到的16个H-α耀斑核，我们对RHESSI X射线和H-α辐射的局部极大值之间的时间延迟进行了72次测量。对于大多数内核，在H-α线发射（在线中心和线翼中）和HXR（20-50 keV）通量的时间变化之间存在极好的相关性，其中H-α发射跟随HXR光变曲线中的特征，通常为短时间间隔Δ t = 1-2 s，有时显著更长（10-18 s）。我们还发现了很强的空间相关性。结论.由于我们的时间测量比以前的研究更多，Δ t值的分布显示出更清晰的模式，许多例子的H-α发射的延迟很短（1-2 s），但一些耀斑显示出更长的延迟（10-18 s）。前者与非热电子束沿环腿的能量转移相一致，后者与传导前沿的通过相一致。
2011-10-21 astro-ph.SR
Spectral Features of the Solar Transition Region and Chromospheric Lines at Flare Ribbons Observed with IRIS
本研究利用IRIS观测不同级别的双带耀斑，分析过渡区到色球层的三条谱线特征，发现红移速度随耀斑级别降低而减小，且强耀斑中Si IV谱线可变为光学厚，为耀斑大气加热机制提供观测依据。
2023-08-22 astro-ph.SR
Major Solar Eruptions and High Energy Particle Events during Solar Cycle 24
我们报告的所有主要的太阳爆发，发生在太阳正面的上升到峰值阶段的第24周（前62个月）的研究，以了解的关键因素影响发生的大太阳高能粒子事件（SEP）和地面水平增强（GLE）事件。喷发涉及软X射线峰值通量>/= 5.0 x10-5 Wm-2的大耀斑（即，耀斑大小>/= M5.0）和伴随的日冕物质抛射（CME）。选择标准基于循环24中唯一的前侧GLE（GLE 71）的耀斑尺寸为M5.1。在西半球的主要喷发中，只有约37%导致了大规模SEP事件。在较弱的爆发（耀斑大小<M5.0）中产生了几乎相同数量的大SEP事件，这表明软X射线耀斑不是SEP或GLE事件的良好指示器。另一方面，CME速度是SEP和GLE事件的更好指标，因为它始终很高，支持SEP和GLE的冲击加速机制。我们发现CME的速度，与地球的磁连通性和环境条件是导致第24周期缺乏高能粒子事件的主要因素。几次与地球联系不好的喷发（东半球或西翼后面的事件）导致了STEREO航天器探测到的非常大的SEP事件。一些非常快的日冕物质抛射，可能有加速粒子到GeV的能量，并没有导致GLE事件，因为穷人的纬度连接。严格的纬度要求表明，最高能量的粒子很可能在激波的头部加速。还有一些连接良好的快速日冕物质抛射，由于可能的不利环境条件（高阿尔芬速度，第24周期加速效率的整体降低），它们似乎没有加速高能粒子。
2014-08-15 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
Moreton Waves and EIT Waves Related to the Flare Events of June 3, 2012 and July 6, 2012
本文对2012年6月3日观测到的Moreton波和EIT波以及2012年7月6日观测到的Moreton波进行了几何和运动学分析。GONG的H $α$图像和SDO/AIA观测的EIT波记录了Moreton波，特别是在193 nm通道。6月3日观测到的波的角跨度约为$70^{\circ}$，具有与NOAA活动区11496相关的宽波前。发现在17.53 UT开始传播的波的速度在950到1500 km/s之间。与此波的发生有关的是太阳II型和III型射电暴。EIT在这方面的速度约为247公里/秒。另一方面，7月6日的波可能与11514活动区周围23.01 UT发生的X1.1级耀斑有关。运动学分析表明，该波传播的初速度约为1180 km/s，与II型射电爆发观测得到的日冕激波速度$v\sim1200$ km/s一致。
2015-02-13 astro-ph.SR
3D Radiative MHD Modeling of Particle Beam Heating of the Solar Atmosphere
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了粒子束加热在白光闪焰中能量沉积的作用，揭示了大气结构对连续亮化的影响。
2026-09-15 astro-ph.SR
Investigation on spectral behavior of Solar Transients and their Interrelationship
我们探讨了太阳耀斑发射的光谱硬化，鉴于相关的太阳质子事件（SEP）在地球和日冕物质抛射（CME）加速的结果。在这项研究中，我们进行了60个太阳活动周23日与相关的太阳耀斑和日冕物质抛射。利用RHESSI观测到的太阳耀斑中的X射线辐射，估算耀斑等离子体参数。此外，我们采用的观测地球同步业务环境卫星（GOES）和大角度和光谱日冕仪（LASCO），SEPs和CME参数估计分别。我们报道了耀斑的软硬硬（SHH）光谱行为与太阳质子事件的发生有很好的关联（RHESSI观测到的质子事件）。此外，我们还发现了一个很好的相关性（R=0.71），在SEPs光谱硬化和CME速度。我们的结论是质子以及CME得到加速耀斑网站和旅行所有的方式在行星际空间，然后通过再加速在行星际空间CME产生地球空间的磁暴。这似乎是一个统计上显着的机制，SEP和初始CME加速除了标准的场景SEP加速在CME的冲击前沿。
2013-06-01 astro-ph.SR
Triggering an eruptive flare by emerging flux in a solar active-region complex
2012年7月1日，在太阳活动区NOAA 11514和11515之间发生了一次耀斑和快速日冕物质抛射，这是对尾随区11515的领先黑子前方出现的通量的响应。通过分析光球磁通量和日冕结构的演化，我们发现光球磁通量的出现是通过与上覆磁通量的非标准相互作用触发爆发的。新的通量既没有相反的方向，也没有一个位置附近的极性反转线，这是有利的强烈重联下出现的拱廊通量。此外，其助焊剂含量仍然显著小于拱廊的助焊剂含量（约40%）。然而，一个植根于尾随的活动区的环路系统部分地在活动区之间的拱廊下运行，经过通量出现的地点。与新兴通量的重新连接，导致一系列喷流排放到环路系统中，导致环路系统强烈但有限的上升。这就抬高了两个活跃区域之间的拱廊，削弱了它向下的张力，从而使拱廊下被大幅剪切的通量不稳定。复杂的事件也与支持前体活动在一个增强的网络附近的活动区，作用于大规模的覆盖通量，并与两个同时封闭的耀斑活动区。
2015-06-26 astro-ph.SR
Chromospheric response during the precursor and the main phase of a B6.4 flare on August 20, 2005
太阳耀斑前兆描绘了能量释放的约束速率，与即将发生的快速能量释放形成对比，这需要不同的等离子体过程。由于在前体阶段的微妙发射，其诊断仍然是欺骗性的，揭示了非热电子（NTE）或热传导是驱动程序。在这方面，我们调查的色球在2005年8月20日的B6.4耀斑的各个阶段的响应。耀斑带状增强的空间-时间的调查在前体阶段，进行了使用光谱图像记录在几个波长位置上的H-α线轮廓，揭示了其延迟响应（180秒）相比，X射线发射，以及连续增量的宽度的线轮廓，这是一个缓慢的加热过程的指示。然而，包含在前体阶段的H-α发射的能量达到高达80%的估计在主阶段。此外，等离子体流体动力学在前体阶段，从一个单回路的一维模型的应用程序，揭示了幂律扩展的存在下，在模型产生的X射线光谱，通量低于RHESSI背景。因此，我们的多波长诊断和流体动力学模拟的前体发射表明一个两阶段的过程的作用。首先，重联触发的NTE，虽然太小的流量，以克服观测的限制，热化在上层色球层。这导致在前体阶段期间引起等离子体加热的缓慢传导前沿的产生。
2018-04-08 astro-ph.SR
Multiwavelength Stereoscopic Observation of the May 1, 2013 Solar Flare and CME
2013年5月1日的一次M级翼后太阳耀斑（SOL 2013 -05- 01 T02：32）伴随着一次（$\sim$ 400 km/s）日冕物质抛射，由几个具有不同视角的天基观测台观测到。我们研究了RHESSI观测到的起源于耀斑现场上方至少0.1 \solrad{}的遮蔽硬X射线发射。低于$\sim$ 10 keV的辐射揭示了一个来自逃逸的CME核心的热的、扩展的（11 MK，>60 arcsec）热源，其密度约为$10^{9}$ cm $^{-3}$。在这样一个稀薄的热等离子体中，电离时间尺度是几分钟，这与SDO/AIA的131 μ m过滤器中没有检测到热CME核心是一致的。非热RHESSI源起源于一个更大的区域（$\sim$ 100弧秒），密度较低（$10^{8}$ cm $^{-3}$），位于热核心上方，但仍然在CME前沿后面。这表明，所观察到的非热电子部分并不负责加热CME核心。可能热的核心在从地球上可见之前被非热电子加热，这意味着非热发射的未被掩盖的部分可能来自CME核心的更脆弱的部分，在那里非热电子存活足够长的时间，以便从地球上可见。来自火星奥德赛任务的同时硬X射线光谱，它观察了磁盘上的耀斑，表明在高日冕源内的非热电子$>$ 20 keV的数量是$\sim$ 0.1 - 0.5\%，与色球耀斑带内的数量相比。在这个中等规模的事件中探测到高日冕硬X射线源表明，这种源可能是太…
2020-12-18 astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics in Solar Flares
太阳耀斑目前被认为是以受应力磁场形式储存的能量的爆炸性释放。在许多情况下，释放的能量似乎以大量电子加速到高能量或等离子体加热到非常高的温度的形式出现。这种能量传输到大气的其余部分导致剧烈的质量运动和强烈的发射穿过电磁波谱。在耀斑期间观察到的一个重要现象是在日冕磁环中出现大量向上流动的软X射线发射等离子体。据信，这是由于色球蒸发，即加热冷色球物质超过其辐射能力的过程。蒸发等离子体中的压力增加导致耀斑色球层中的一些有趣的现象。突然的压力增加引发了向下移动的“色球凝聚”，这是一个过密的区域，随着它吸积物质并传播到引力分层的色球中而逐渐减速。这种凝聚的运动方程的解表明，它的运动在传播到色球层大约一分钟后衰减。当这个下降流区的前缘相对于它前面的大气是超音速的时候，就会形成辐射激波。如果下降气流足够快，激波强度应足以激发通常与过渡区有关的紫外辐射，而且辐射激波将比过渡区更亮。这些结果导致了一些观测检验的光学和紫外光谱之间的关系，从凝聚和辐射冲击。
2010-05-16 astro-ph.SR
Thermodynamic and Magnetic Topology Evolution of the X1.0 Flare on 2021 October 28 Simulated by a Data-driven Radiative Magnetohydrodynamic Model
本文提出纳入热传导与辐射损失的数据驱动辐射MHD模型，再现2021年X1.0耀斑及EUV波特征，并揭示外部QSL决定耀斑带终止位置。
2023-03-24 astro-ph.SR
