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
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
Global Energetics of Solar Flares: III. Non thermal Energies
这项研究是全球耀斑能量学项目的第三部分，其中分析了太阳动力学天文台（SDO）任务前3.5年的191个M和X级耀斑事件的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据。我们适合的热和非热组件RHESSI光谱，产生的温度的差分发射测量（DEM）的尾巴，非热幂律斜率和通量，和热/非热交叉能量$e_{\mathrm{co}}$。根据这些参数，我们用两种不同的方法计算电子的总非热能$E_{\mathrm{nt}}$：（i）使用观测到的交叉能量$e_{\mathrm{co}}$作为低能量截止，以及（ii）使用由Kontar等人的暖厚靶韧致辐射模型预测的低能量截止$e_{\mathrm{wt}}$（\bf）。热靶模型的能量截止能量为$e_{\mathrm{wt}} =6.2\pm 1.6$ keV，这明显低于交叉能量$e_{\mathrm{co}}=21 \pm 6$ keV。通过比较磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热能$E_{\mathrm{th}}$的统计特性，发现在热靶模型下，磁耗散能$E_{\mathrm{mag}}$和热耗散能$E_{\mathrm{th}}$的平均（对数）能量比分别为：$E_{\mathrm{nt}} = 0.41 \ E_{\mathrm{mag}}$，$E_{\mathrm{th}} = 0.08 \ E_{\mathrm{mag}}$和$E_{…
2016-08-15 astro-ph.SR
On the global and local magnetic fields in flare stars. Study of YZ CMi and OT Ser
耀斑星的全球磁场可以在数百天或数十天的时间尺度上迅速演化。我们相信，这种变化是由这些恒星的差异旋转产生的局部磁场的快速叠加造成的。我们讨论了样本耀斑星OT Ser和YZ CMi局部和全局磁场的产生和耗散的可能机制。我们提出了这些恒星的磁制动机制，即差动旋转产生局部磁场，最终聚集在局部磁场中的能量被耀斑辐射出去。我们得到了OT Ser和YZ CMi的转动能和整体磁场能量的估计。我们还发现，2008年2月9日（UT 20：22：00）YZ CMi的超级耀斑所耗散的局部磁场能量并没有影响到该星的全局磁场。
2017-02-18 astro-ph.SR
Non-Stationary Fast-Driven Self-Organized Criticality in Solar Flares
最初的自组织临界性概念（Bak et al.~ 1987），应用于太阳耀斑统计（Lu and Hamilton 1991），假设一个缓慢驱动和稳定的耀斑速率，保证时间尺度分离（耀斑持续时间和耀斑间等待时间），它再现了耀斑峰值通量和持续时间的幂律分布，但预测了指数等待时间分布。与这些经典的假设相反，我们观察到：（i）在大多数耀斑中存在多个能量耗散事件，（ii）违反时间尺度分离原则，（iii）快速驱动的非平稳耀斑速率，（iv）等待时间$Δt$服从幂律分布，斜率为$α_{Δt} \approx 2.0$，这是由平均耀斑速率和平均等待时间之间的普遍互易性预测的;以及（v）脉冲，其耗散的磁自由能的上升时间和衰减时间在$12\pm6$分钟的时间尺度上，在长持续时间（$\lapprox 4$小时）耀斑中高达13次。这些结果与日冕的长期能量储存不一致（Rosner和Vaiana 1978），但需要光球-色球层电流注入日冕。
2019-09-18 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XI. Flare Magnitude Predictions of the GOES-Class
在这项研究中，我们确定观测到的太阳耀斑的标度关系，可以用来预测的GOES级的太阳耀斑的震级上限。耀斑预测方案是基于缓慢变化的位能$E_p(t)$的标度，它是在$Δt \le$ 24小时的时间间隔内外推的。所观察到的耗散能$E_{diss}$的标度与势场能量成比例，为$E_{diss} \propto E_p^{1.32}$。此外，观测到的耀斑体积$V \propto E_{diss}^{1.17}$、多热能$E_{th} \propto V^{0.76}$、耀斑发射测量$EM \propto E_{th}^{0.79}$、EM加权温度$T_{w}$和GOES通量$F_8(t) \propto E_p(t)^{0.92}$的标度关系允许我们预测外推时间窗中GOES级耀斑量级的上限。我们发现一个很好的相关性（CCC $\approx 0.7$）之间的观测和预测的GOES级耀斑的大小（在172 X和M级事件）。这是第一个采用观测到的物理耀斑参数的标度律来预测GOES通量上限的算法，这是一种重要的能力，补充了以前基于空间天气预报中使用的机器学习算法的耀斑预测方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Density distribution of photospheric vertical electric currents in flare active regions of the Sun
太阳活动区含有电流。关于电流分布的信息对于了解太阳表面和上覆层的能量释放过程非常重要。对2010- 2017年耀斑前后48个活动区的光球垂直电流密度（$|j_z|$）绝对值的概率密度函数（PDF）进行了分析。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）观测到的光球矢量磁图，应用安培环路定律的微分形式计算了$|j_z|$。已经确定，对于所研究的有源区，PDF（$|j_z|$）在低$|j_z|$区域（$|j_z| < 10110 \pm 1321$静态安培/cm $^2$）中由高斯函数描述，在较高$|j_z|$值的区域中由衰减幂律函数描述。对于某些有源区，PDF（$|j_z|$）可以用特殊的κ函数来描述。用最小二乘法求出了近似函数的参数分布。幂律函数指数的平均绝对值为$3.69 \pm 0.51$，κ函数的平均绝对值为$3.99 \pm 0.51$。在耀斑期间没有检测到参数的系统变化。一个明确的参数和耀斑X射线类之间的连接，以及与活动regions. Arguments的海尔磁类，提出赞成的建议，高斯分布在低值区域的PDF（$|j_z|$）代表噪声的数据，而幂律“尾巴”反映了太阳活动区的电流的性质。
2019-08-23 astro-ph.SR
Failed Eruption of a Filament as a Driver for Vertical Oscillations of Coronal Loops
我们目前的观测失败的喷发的磁通量绳记录在2004年7月14日的M6.2耀斑。主要使用TRACE 171 μ m和1600 μ m滤光片进行观察。耀斑伴随着磁结构的不稳定，被观察为暗条爆发。在最初的加速之后，爆发速度减慢，最后被覆盖的日冕环阻止。观测结果表明，整个事件可以用太阳耀斑的四极模型很好地描述。失败的喷发拉伸了上面的环，然后他们被观察到振荡。我们能够在TRACE图像中观察到清晰的振荡运动的垂直偏振。得到的振荡运动参数为：初始振幅9520 km，周期377 s，指数衰减时间500 s。分析的事件是Wang和Solanki（2004）发现的第一个全球垂直扭折波样本之后的第二个。
2011-05-05 astro-ph.SR
Rapid Transition of Uncombed Penumbrae to Faculae during Large Flares
在过去的二十年里，太阳黑子的复杂性质已经被高分辨率的观测所揭示。最重要的发现之一是“未梳理的”半影结构，其中携带大部分Evershed流的更水平的磁性分量嵌入在更垂直的磁性背景中（Solanki & Montavon 1993）。半影亮颗粒是热上升流的位置，暗纤维是由近水平磁场引导的水平流动的位置。另一方面，人们发现耀斑可能会改变$δ$配置中的太阳黑子的拓扑结构：耀斑极性反转线处的结构变暗，而外围半影的部分可能会迅速消失，并与耀斑永久相关（Liu et al. 2005）。Hinode/ SOT获得的高空间和时间分辨率观测为研究与大耀斑相关的半影精细结构的演化提供了极好的机会。利用两个近临事件，我们发现，在部分外围半影耀斑带扫过，黑暗的纤维完全消失，而明亮的颗粒演变成光斑的垂直磁通量管的签名。相应的磁通量测量在衰变半影显示阶梯变化的时间与耀斑。这些观测表明半影的水平磁场分量可以向上拉直（即，由水平转向垂直），这是由于与耀斑相关的磁场重组，导致半影向光斑的转变。
2012-03-10 astro-ph.SR
Hinode/EIS coronal magnetic field measurements at the onset of a C2 flare
在目前的工作中，我们研究的Hinode/EIS观测的活动区采取之前，期间和之后的一个小C2.0耀斑，以监测的演变的磁场的演变和它的关系的耀斑事件。我们发现，虽然耀斑离开活动区本身不变，事件包括一个大的磁场增强（MFE），其中包括一个大的磁场的强度增加到短短的500 G在一个相当小的区域，没有磁场测量耀斑之前。在耀斑的脉冲阶段，在耀斑环的足点处观察到这种MFE，其磁能足以为整个耀斑的辐射损失提供能量，并且在耀斑之后完全消散。我们认为MFE可能发生在触发耀斑的重连事件的位置，并注意到它在耀斑开始的22分钟内形成（由EIS光栅返回时间给出）。这些结果为一系列新的研究打开了大门，这些研究的目的是确定MFE 1）是否可以是耀斑前兆事件，2）是否可以用于空间天气预报; 3）它们可以允许的提前预警时间;以及探索哪些物理过程导致它们的形成和消散，这些过程在长持续时间和脉冲耀斑中是否相同，以及它们是否可以通过理论模型来预测。
2021-02-11 astro-ph.SR
Oscillations excited by plasmoids formed during magnetic reconnection in vertical gravitationally stratified current-sheet
利用求解二维非理想（电阻性）含时磁流体动力学（MHD）方程组的FLASH程序，研究了垂直重力分层电流片中的磁重联过程.我们表明，在这些过程中，这对应于太阳耀斑的过程中，等离子体团形成由于撕裂模不稳定的电流片。这些等离子体团沿着垂直电流片向上或向下移动，其中一些合并成更大的等离子体团。我们详细研究了这些等离子体团的密度和温度结构以及它们的时间演化。我们发现，在合并的两个等离子体团产生的较大的等离子体团开始振荡，在我们的模型与$\sim 25~\mathrm{s}$周期。另一方面，向下移动的等离子体团与基础耀斑拱合并，在此过程中，耀斑拱也开始振荡;在我们的模型中，有一个$\sim 35~\mathrm{s}$周期。结果表明，等离子体团与耀斑弧的合并过程是一个复杂的过程，表现为振荡弧复杂的密度和温度结构。此外，所有这些过程都与等离子体团的运动和合并产生的磁声波有关。
2017-06-14 astro-ph.SR
First detection of transverse vertical oscillation during the expansion of coronal loops
在这封信中，我们对2022年1月20日发生在活动区12929的M5.5级爆发耀斑进行了详细的分析。一个热通道的爆发产生快速的日冕物质抛射（CME）和圆顶形的极紫外（EUV）波的速度为740 $-$ 860 km s $^{-1}$。CME与II型射电爆发相关联，这意味着EUV波是一种快模冲击波。在脉冲阶段，耀斑在EUV，硬X射线和无线电波段显示出准周期性脉动（QPP）。QPP的周期在18 s ~ 113 s之间，表明耀斑能量释放和非热电子的间歇性加速具有多个时间尺度。极紫外波与邻近低冕环的相互作用导致冕环的收缩、膨胀和横向垂直振荡。171、193和211 ℃的收缩速度高于304 ℃。在304 °和171 °时，振荡周期分别为253 s和275 s.提出了一个新的方案来解释这种相互作用。解释耀斑核心上方覆盖日冕环收缩和振荡的方程也可以解释耀斑核心的膨胀和振荡，这表明这两种现象在本质上是相同的。
2022-09-01 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
Global Energetics of Solar Flares. XII. Energy Scaling Laws
在这项研究中，我们测试了5个物理标度定律的30个变体，这些定律描述了太阳耀斑的不同方面。我们用磁势场能量$E_p$、平均势场强度$B_p$、自由能$E_{free}$、耗散磁耀斑能量$E_{diss}$、平均环长尺度$L$、平均螺旋扭曲通量管半径$R$、黑子半径$r$、辐射测量加权耀斑温度$T_w$、电子密度$n_e$、和总排放量$EM$，从$\lapprox 400$ GOES M级和X级耀斑事件的数据集测量。这5类物理标度律包括（i）位场能量标度律、（ii）螺旋扭曲标度律、（iii）Petschek型磁重联标度律、（iv）Rosner-Tucker-Vaiana标度律和（v）Shibata-Yokoyama标度律。我们需要两个条件来测试这些理论标度律与观测参数的自洽性：观测和理论预测标度律之间的交叉相关系数CCC $>$ 0.5，以及斜率为$α\approx 1$的线性回归拟合。在这两个判据下，我们发现30个标度律变量中有10个与观测数据一致，这有力地证实了所测试的耀斑标度律的存在性和有效性。
2020-09-15 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VIII. The Low-Energy Cutoff
太阳耀斑物理学中的一个关键问题是确定低能截止值，该值决定了非热电子的能量，从而决定了耀斑能量学。本文讨论了确定加速电子能谱低能截止区的不同方法：（i）总电子数模型，（ii）飞行时间模型（基于飞行时间和碰撞偏转时间的等价性），（iii）Kontar等人的热靶模型，（iv）等离子体模型，（v）等离子体模型。（2015），和（iv）热和非热成分之间的光谱交叉模型。我们发现，前三个模型是一致的低能量截止的平均值为$\approx 10$ keV，而交叉模型提供了一个上限为低能量截止的平均值为$ \approx 21$ keV。结合前三个模型，我们发现太阳耀斑中的非热能与耗散磁能之比的平均值为$q_E=0.57\pm0.08$，这与早期基于单独的暖目标模型（$q_E=0.51\pm0.17$）的简化近似的研究结果一致。这一研究证实了三种不同低能截止模型在计算非热耀斑能量时的自洽性。
2019-06-13 astro-ph.SR
A spatio-temporal description of the abrupt changes in the photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during the 2011 February 15 X2.2 flare
活动区NOAA 11158于2011年2月15日01：44 UT产生了第24太阳活动周的第一个X级耀斑，一个X2.2级耀斑。在这里，我们分析了以此次耀斑为中心的12小时间隔的SDO/HMI磁图。描述了与耀斑有关的光球磁场变化的空间分布，包括磁场矢量、垂直电流和洛伦兹力矢量的突变。我们还跟踪这些参数的时间演变。突然的磁场变化集中在中性线附近和两个相邻的太阳黑子中。在耀斑期间，中性线附近的场矢量变得更强和更水平，切变增加。这是由于中性线附近的水平场分量的强度增加，在平行于中性线的水平分量中最显著，但垂直分量的强度也增加。垂直分量在中性线处没有显示出显著的、永久的总体变化。中性线处总通量的增加伴随着周围体积中的补偿通量减少。在中性线附近的两个黑子中，耀斑期间的方位角通量突然减少，但这种变化仅在其中一个黑子中是永久性的。在耀斑期间，有一个大的、突然的、向下的垂直洛伦兹力变化，与过去的分析和最近的理论工作的结果一致。水平的洛伦兹力沿中性线的两侧以相反的方向作用，两端的两个黑子受到突然的扭转力。剪切力与中性线附近的磁场收缩和剪切力减小一致，而磁场本身由于通量从周围体积向中性线塌陷而变得更加剪切。
2012-08-20 astro-ph.SR
A Helioseismic Survey of Near-surface Flows Around Active Regions and their Association with Flares
我们使用日震全息术来研究2010年至2014年期间使用太阳动力学天文台的日震和磁成像仪观察到的约250个大型太阳黑子群中的浅流与太阳耀斑活动的关联。四个基本流量参数：水平速度，水平分量的散度，垂直分量的涡度，和垂直动力螺旋度代理，映射为每个活动区在其通过太阳盘。流量指数的推导表示这些参数的平均值和标准偏差超过磁掩模和耀斑X射线通量的当代措施相比。一些流动指数存在相关性，特别是那些基于速度和所有流动参数的标准差的流动指数。然而，它们与X射线通量的相关性类似于在相同掩模上用平均无符号磁通量密度观察到的相关性。研究了流动指数的时间变化，并对70 M级和X级耀斑的发生进行了叠加历元分析。虽然流动演变的活动区通过整个磁盘，没有明显的前兆或其他时间变化，特别是与耀斑检测。
2016-01-29 astro-ph.SR
Sub-surface Plasma Flows and the Flare Productivity of Solar Active Regions
太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）等高能事件导致的极端空间天气条件要求可靠的空间天气预报。磁通量管在上升通过对流区时被湍流等离子体流扭曲，从而激励系统并导致耀斑。本文研究了耀斑活动区次表层等离子体流与其表面磁通量和电流螺旋度之间的关系。使用全球振荡网络组（GONG）多普勒速度测量的活动区补丁的环形图分析得出的近地表水平速度被用来计算流体动力学的描述符，如垂直散度，涡度和动力螺旋度在这项工作中使用。耀斑活动区具有较大的垂直涡度和动力螺旋度。此外，水平流散度，涡度，通量，动力和电流螺旋度被观察到显着相关，并与彼此同相演变。我们观察到，耀斑前一天观测到的上述流动和磁性参数的积分值与活动区的积分耀斑强度显著相关。因此，我们表明，强涡度/动力学螺旋度导致更大的活动区扭曲，大概产生高强度耀斑。
2022-10-18 astro-ph.SR
On the Mechanical Energy Available to Drive Solar Flares
太阳耀斑能量从何而来？更具体地说，假设耀斑能量的最终来源是对流区的机械能，这是如何转化为能量耗散或储存在日冕？这个问题似乎得到了相对较少的思考，因为注意力主要集中在日冕磁场能量通过MHD不稳定性和等离子体微不稳定性快速耗散的机制上。我们考虑三种类型的耀斑理论：稳态“光球发电机”模型，其中耀斑功率代表光球下流动同时产生的电流的日冕耗散;“磁能量储存”模型，其中光球下流动再次诱发日冕电流，但在这种情况下，日冕电流是在突然释放之前在较长的时间内建立的;和“新兴通量”模型，其中新的磁通量上升到光球已经包含自由能，并不需要随后的压力光球运动。我们的结论是：光球发电机只能为非常小的耀斑提供能量;日冕能量储存原则上可以满足大耀斑的需要，尽管可能不是最大的耀斑，但有效地耦合到能源的困难可能会限制这种机制到中等大小的耀斑;太阳内部产生的新兴磁通量管可以携带足够的自由能，甚至可以为观测到的最大耀斑提供动力。
2010-04-29 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. IX. Refined Magnetic Modeling
本文给出了{ \sl垂直流近似非线性无力场（VCA 3-NLFFF）}模型的一个更精确的解析解，它除了包括径向$(B_r)$和方位$(B_φ)$磁场分量外，还包括极向分量$(B_θ \neq 0)$。这种新的解析解在无发散条件下具有二阶精度，在无力条件下具有三阶精度。我们重新分析了173个GOES M级和X级耀斑的样本，这些耀斑是用{ \sl大气成像组件（AIA）}和{ \sl太阳动力学天文台（SDO）}上的{\sl日震和磁成像仪（HMI）}观测到的。新的代码再现螺旋扭曲的循环与低绕组数低于扭结不稳定一致，避免不稳定，高扭曲的结构的黄金霍伊尔磁通绳型。在$E_{VCA3}/E_W=0.99\pm0.21$内的磁能与Wiegelmann（W-NLFFF）代码一致。磁场的时间演化揭示了多个，间歇性的能量积累和释放，在大多数耀斑，矛盾的Rosner-Vaiana模型（在日冕中逐渐储存能量）和时间尺度分离的原则（$τ_{flare} \ll τ_{storage}$）假设在自组织临界模型。平均耗散耀斑能量被发现的数额$7\%\pm3\%$的势能，或$60\%\pm26\%$的自由能，一个结果，可用于预测耀斑的强度的基础上的活动区的位场。
2019-09-18 astro-ph.SR
Toward Improved Understanding of Magnetic Fields Participating in Solar Flares: Statistical Analysis of Magnetic Field within Flare Ribbons
剧烈的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）都是磁现象。然而，如何磁场重联在耀斑不同于非耀斑磁场仍然不清楚，由于缺乏研究的耀斑的磁性。在这里，我们提出了第一个统计研究的耀斑（突出的耀斑带）矢量磁场在光球。我们的系统的方法使我们能够描述太阳耀斑磁性的关键物理特性，包括分布的磁通量，磁剪切，垂直电流和净电流在耀斑与非耀斑部分的活动区域，并比较这些与耀斑/CME属性。我们的分析表明，虽然耀斑是由与AR大小成比例的物理性质引导的，如参与重联过程的磁通量总量和总电流（广泛的属性），日冕物质抛射是由平均属性，如部分AR磁通量，参与（强度特性），对极性反转线（PIL）处的剪切量或净电流的依赖性很小。我们发现，非中和电流是成比例的剪切量在PIL，提供直接的证据表明，净垂直电流形成的任何机制，可以产生沿PIL的磁剪切的结果。我们还发现，喷发事件往往有较小的PIL通量和较大的磁剪切比封闭事件。我们的分析为更现实的太阳和恒星耀斑模型提供了参考。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑磁性的定量研究。
2021-11-11 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
The sub-arcsecond hard X-ray structure of loop footpoints in a solar flare
利用新近发展的X射线可见度前向拟合技术，对一次临边耀斑的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测数据进行了拟合，研究了硬X射线色球足点源的大小、形状和位置对能量和高度的影响.这提供了有关电子输运和色球密度结构的信息。利用PIXON、最大熵法、CLEAN和可见度前向拟合算法，分析了两个足点X射线源在$\sim 20$ ~ $\sim 200$ keV非热能量范围内的空间分布。我们的报告，第一次，垂直范围和宽度的硬X射线色球源测量作为一个功能的一个肢体事件的能量。我们的观察表明，足迹的垂直和水平尺寸都随着能量的增加而减小。更高的能量发射起源于色球层的更深处，与向下的耀斑加速流电子相一致。足点的椭圆率随着能量从$ \sim 20$ keV的$\sim 0.5$增加到$\sim 150$ keV的$\sim 0.9$。X射线发射的位置与标度高度$\sim 150$ ~km的指数密度分布一致。沿肢体的硬X射线足点源的特征尺寸随能量减小，表明足点中存在会聚磁场。X射线源的垂直尺寸与单一密度尺度高度的简单碰撞输运不一致，但可以用色球层中的多线程密度结构来解释。
2010-05-04 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
Abrupt changes in photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during neutral-line flares
我们分析的空间和时间变化的突然光球磁场变化与六个主要耀斑使用12分钟，0.5弧秒的矢量磁图从美国宇航局的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学观测卫星。这六次大耀斑发生在四个活动区的主磁中性线附近，分别是NOAA 11158、11166、11283和11429。在所有六个耀斑的中性线场矢量变得更强，更水平，在每一种情况下，几乎完全是由于加强的水平场分量平行于中性线。在所有六种情况下，中性线耀斑前场比参考位场更垂直，并且在每次耀斑期间突然和永久地接近位场倾斜角，这意味着与非位倾斜角相关的磁应力松弛在大耀斑期间起着重要作用。相对于参考位场的剪切角并没有显示出这样的模式，这表明耀斑过程通常不会缓解与光球磁剪切相关的磁应力。在四次最大的耀斑期间，水平场变得明显且永久地与中性线对齐，这表明塌陷场平均而言比耀斑前的中性线场更与中性线对齐。垂直方向的洛伦兹力在每次耀斑期间都有一个大的、突然的、永久性的向下变化，这与环坍缩是一致的。水平洛伦兹力的变化主要是平行于中性线，在两侧的方向相反，这是耀斑期间场收缩的标志，将中性线的两侧拉向彼此。耀斑对场倾斜的影响大于对剪切的影响，这可以用光球线结来解释。
2012-11-09 astro-ph.SR
Flare Expansion to a Magnetic Rope Accompanied by Rare Radio Bursts
我们提出了多光谱分析（无线电，H $α$，UV/EUV和硬X射线）的限制耀斑从2015年3月12日。这个耀斑开始于活动区NOAA 12 297内，然后扩展成一个嵌入冷灯丝的大的预先存在的磁绳。膨胀开始于沿着绳子的几个发光点。这一过程伴随着一组在0.8- 2GHz范围内缓慢正漂移的爆发。这些脉冲串的频率漂移为45 - 100 MHz s $^{-1}$。其中一个爆发具有类似S的形式。在绳的增亮过程中，我们观察到一个独特的明亮的EUV结构横向于绳轴。该结构被观察到在一个广泛的温度范围内，它沿着绳子移动的速度约为240公里秒$^{-1}$。当这个结构消散时，我们看到等离子体进一步沿着绳子上扭曲的线延伸。观察到的缓慢正漂移的爆发解释考虑粒子束，我们表明，一个与S-样的形式可以解释通过磁绳的螺旋结构的束传播。考虑视线效应和耗散扩散过程，我们发现更有可能解释了横向于绳轴的明亮结构。
2021-01-21 astro-ph.SR
The Initiation Mechanism of the First On-disk X-Class Flare of Solar Cycle 25
本文研究了太阳活动第25周首个日面X级耀斑的触发机制，发现其遵循基于重联的触发机制，由持续剪切运动形成的电流片重联触发，并随后由环面不稳定性驱动。
2023-04-26 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
Fields and Flares: Understanding the Complex Magnetic Topologies of Solar Active Regions
太阳黑子是太阳可见表面（光球层）上亮度降低的区域，与强磁场有关。它们被发现是与太阳耀斑有关的位置，当储存在太阳黑子磁场中的能量突然释放时，就会发生太阳耀斑。耀斑的过程以及太阳黑子磁场和耀斑之间的联系仍然没有完全了解，本论文旨在更好地了解这些主题。利用Hinode航天器提供的高空间分辨率数据，对若干太阳黑子区域的磁场演变进行了研究。本论文的研究对耀斑区光球和日冕磁场的演化都有一定的认识。在耀斑发生前几个小时，在光球中观察到垂直场强、电流密度和场向垂直方向的倾斜角的显著增加，这比以前研究的时间尺度要短得多。还首次观测到了磁中性线（一般认为是耀斑的典型源区）上磁场倾角的空间变化。以光球磁场数据为边界条件，采用三维磁场外推方法研究日冕磁场。观测到耀斑爆发前几小时磁能和自由磁能显著增加，耀斑爆发后磁能和自由磁能减小，这与观测到的光球场参数变化趋势相似。部分泰勒弛豫的证据也检测到耀斑后，由先前的几项研究预测。在这篇论文中概述的结果表明，这一特殊领域的研究是至关重要的，在进一步了解太阳黑子的磁性及其与耀斑过程的联系。
2013-01-23 astro-ph.SR
Temporal and Spatial Characteristics of Hard X-Ray Sources in Flare Model with a Vertical Current Sheet
本文分析了耀斑中日冕硬X射线源高度的变化，利用塌缩陷阱耀斑模型和非稳态相对论性动力学方程，通过betatron和Fermi一阶加速机制解释了HXR源的空间与时间行为特征。
2023-08-10 astro-ph.HE 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
A Hot Cusp-Shaped Confined Solar Flare
我们分析了一个封闭的耀斑，开发了一个热尖状结构高的日冕（H ~ 66毫米）。在标准的爆发性耀斑模型中，一个不断增长的尖形耀斑拱是一个典型的特征，它是由日冕高度逐渐增大的磁重联引起的。相反，我们观察到一个静态的热点在一个封闭的耀斑。尽管初始的垂直温度分布类似于爆发耀斑，我们观察到一个明显不同的演变过程中的后期（衰变）阶段，在长期的热排放的形式。这种明显的尖点形状植根于非热前驱活动的位置，很可能是由顶部附近扭结的磁场拱廊造成的。我们的观察表明，长时间的加热是由于缓慢的局部重联和附近的扭结顶点由于连续的等离子体上升流的热压力增加。
2019-11-25 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
Transverse vertical oscillations during the contraction and expansion of coronal loops
本文分析了M1.6级耀斑及CME产生的EUV波与邻近日冕环的相互作用，发现EUV波挤压导致日冕环发生持续约15分钟的收缩、随后的缓慢膨胀以及叠加其上的横向垂直振荡，揭示了日冕环丰富的动力学特征。
2023-05-15 astro-ph.SR
Lu and Hamilton model for solar flares over a rewiring complex network
Universidad de Chile（智利大学）；UBA CONICET（布宜诺斯艾利斯大学-阿根廷国家科学研究委员会）；Universidad de Buenos Aires（布宜诺斯艾利斯大学）
提出一种引入动态拓扑连接以模拟磁重连效应的改进Lu & Hamilton型模型，发现重连概率增加使能量分布从幂律转变为指数型，导致系统失去无标度行为并呈现非局域动力学特征。
2025-11-02 astro-ph.SR nlin.AO nlin.CG
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
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
Microwave Imaging of Quasi-periodic Pulsations at Flare Current Sheet
准周期脉动（QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑中经常观测到的现象，但其物理机制尚不清楚。在这里，我们显示微波QPP在太阳耀斑起源于准周期性磁重联在耀斑电流片。它们呈现为两个垂直分离但密切相关的源，较亮的源位于耀斑环，较弱的源沿着拉伸的电流片。虽然两个微波源的亮温相差很大，但它们的相位变化周期约为10- 20 s和30- 60 s。回旋同步加速器主导的微波谱也呈现准周期性的软-硬-软演化。这些结果表明，相关的高能量电子加速准周期性的重联，可能产生的调制磁岛内的电流片验证的2.5维磁流体动力学模拟。
2022-12-16 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
The F-CHROMA grid of 1D RADYN flare models
本文使用一维辐射流体力学代码 RADYN 模拟日冕环顶部电子束注入效应，通过改变总能量输入、能谱陡度及低能截止生成耀斑环模型网格，为社区提供色球能量平衡的详细模拟以支持观测对比。
2023-04-05 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
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
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
Flare Energy Release at the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of 2015 March 15. II. Investigation of Photospheric Electric Current and Magnetic Field Variations Using HMI 135-second Vector Magnetograms
这项工作是论文I [Sharykin等人，2018]致力于分析受限的M1.2级太阳耀斑SOL 2015 -03- 15 T22：43中的非热电子动力学和等离子体加热，揭示了极性反转线（PIL）上方低日冕中高度剪切相互作用磁环中的能量释放。目前的工作范围是使第一次广泛的定量分析的光球磁场和光球垂直电流（PVEC）动力学在封闭的耀斑区域附近的PIL使用新的矢量磁图获得的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）与高时间分辨率为135秒。数据分析揭示了磁结构和PVEC的急剧变化与耀斑爆发附近的PIL。结果表明，耀斑带中等离子体加热和电子加速最强时，磁重联率、总PVEC和有效PVEC密度的增加最大。观测和非线性无力场（NLFFF）外推表明，PIL周围的磁场结构与系留切割磁重联（TCMR）的几何结构一致。我们给出了定性的解释所观察到的动力学的耀斑带，磁场和PVEC，和电子加速，在TCMR方案。
2020-04-20 astro-ph.SR
Confined Flares in Solar Active Region 12192 from 2014 October 18 to 29
利用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，对10月18 ~ 29日发生在太阳活动区（AR）12192的6次X级和29次M级耀斑进行了研究。其中，30个（包括6个X级和24个M级）耀斑起源于AR核心，另外5个M级耀斑出现在AR外围。其中4个X耀斑具有相似的耀斑结构，表明它们是具有类似触发机制的同源耀斑。可能的情况是：出现的磁通量的光球运动导致相关联的日冕磁场的剪切，这然后产生一个系绳切割的有利配置。在5个外围M耀斑中，4个与喷流活动有关。HMI垂直磁场资料显示，耀斑前，在喷流的足点处，具有相反磁极性的光球通量出现、会聚和相互抵消。只有一个来自AR外围的M耀斑之后是日冕物质抛射（CME）。从10月20日到26日，在40-105毫米高度范围内，水平背景场的平均衰减指数低于环面不稳定开始的典型阈值。这表明，来自上覆磁场的强约束可能是AR 12192的CME产生不良的原因。
2015-07-02 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: II. Thermal Energies
我们提出了一个项目的第二部分，对全球能量的太阳耀斑和日冕物质抛射，其中包括约400 M-和X-级耀斑观察与AIA/SDO在其任务的第一个3.5年。在本文中，我们计算的差分发射测量（DEM）分布函数和相关的多热能，使用空间合成高斯DEM前向拟合方法。多热DEM功能产生一个显着更高的（平均因子$\approx 14$），但更全面的（多）热能比等温能量估计从相同的AIA数据。我们发现多热能$E_{th}$和磁耗散能$E_{diss}$之间的统计能量比为$E_{th}/E_{diss} \approx 2\%-40\%$，比Emslie等人的估计高一个数量级。2012.对于分析的M级和X级耀斑，我们发现以下物理参数范围：$L=10^{8.2}-10^{9.7}$ cm为耀斑区域的长度尺度，$T_p=10^{5.7}-10^{7.4}$ K为DEM峰值温度，$T_w=10^{6.8}-10^{7.6}$ K为发射测量加权温度，$n_p=10^{10.3}-10^{11.8}$ cm $^{-3}$为平均电子密度，$EM_p=10^{47.3}-10^{50.3}$ cm $^{-3}$为DEM峰值发射测量，以及$E_{th}=10^{26.8}-10^{32.0}$ erg为多热能。计算得到的多热能与RTV标度律$E_{th,RTV} = 7.3 \times 10^{-10} \ T_p^…
2015-02-20 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
Magnetic Energy Dissipation during the 2014 March 29 Solar Flares
我们计算了2014年3月29日耀斑（SOL 2014 -03- 29 T17：48）期间自由磁能的时间演化，这是IRIS探测到的第一个X级耀斑。自由能的计算从非势场之间的差异，所观察到的环结构的几何形状的约束，和势场。我们使用AIA/SDO和IRIS图像来描绘极紫外波长的日冕环的几何形状，以及追踪色球层和过渡区中紫外波长的磁场方向。我们发现一个相同的演化的自由能的日冕和色球示踪剂，以及AIA和IRIS的结果之间的协议，与峰值自由能的$E_{free}(t_{peak}) \approx (45 \pm 2) \times 10^{30}$尔格，减少了$ΔE_{free} \approx (29 \pm 3) \times 10^{30}$尔格的量在耀斑衰减阶段。自由能的一致性，从不同的EUV和UV波长测量的第一次在这里，表明垂直电流（表现为螺旋扭曲环的形式）可以检测到和测量的色球和日冕示踪剂。
2015-04-13 astro-ph.SR
A Comparative Analysis of Machine-learning Models for Solar Flare Forecasting: Identifying High-performing Active Region Flare Indicators
太阳耀斑造成不利的空间天气，影响空间和地球技术。然而，由于缺乏任何独特的耀斑触发器或单一的物理路径，预测耀斑以及严重的空间天气的难度更大。研究表明，多种物理特性有助于活跃区域耀斑的潜力，使挑战更加复杂。机器学习（ML）的最新发展使高维数据的分析成为可能，从而导致越来越好的耀斑预测技术。然而，高性能耀斑预测的共识仍然难以捉摸。在迄今为止最全面的研究中，我们对四种流行的ML技术（k-最近邻，逻辑回归，随机森林分类器和支持向量机）进行了比较分析，通过训练这些从太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的磁性参数，以整个太阳周期24。我们证明了逻辑回归和支持向量机算法在预测活动区燃烧潜力方面表现非常好。逻辑回归算法返回$0.967 \pm 0.018$的最高真实技能分数，可能是任何严格参数研究所达到的最高分类性能。通过比较评估，我们确定了总电流螺旋度，总垂直电流密度，总无符号通量，R_VALUE和总绝对扭曲等磁性是表现最好的耀斑指标。我们还介绍和分析了两个新的性能指标，即严重和明确的空间天气指标。我们的分析限制了最成功的ML算法，并确定了对活跃区域耀斑生产力贡献最大的物理参数。
2022-11-02 astro-ph.SR
Hard X-ray emitting energetic electrons and photospheric electric currents
太阳耀斑期间释放的能量被认为储存在与日冕中流动的电流相关的非潜在磁场中。虽然目前没有日冕电流的测量数据，但现在可以从SDO/HMI观测中得出光球电流的地图。光球电流已被证明是日冕电流的示踪物。粒子加速可以由与日冕电流相关的电场引起。我们在这里重新审视太阳耀斑中粒子加速和活动区中电流之间关系的某些方面。我们研究了2011年2月15日在ARNOAA 11158中的X2. 2耀斑期间，太阳大气中高能电子相互作用位点与光球层水平上测量的垂直电流密度的大小和变化之间的关系。来自RHESSI的X射线图像覆盖在磁场和电流密度图上，这些密度图是使用UNNOFIT反演和Metcalf消歧代码从SDO/HMI的分光偏振测量计算的。还将X射线图像与SDO/AIA的EUV图像进行了比较，以补充耀斑分析。来自热电子和非热电子的部分拉长的X射线发射覆盖了在光球层水平上观察到的拉长的窄电流带。在耀斑过程中观测到一个新的50-100 keV的X射线源（由非热电子产生），它与同期出现新的垂直光球电流的区域（增加15%）同空间。这些观测结果进行了讨论的背景下，其中磁重联（和随后的等离子体加热和粒子加速）发生在载流层的电晕。
2015-06-08 astro-ph.SR
Predicting Solar Flares Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Product and Random Forest Algorithm
不利的空间天气影响往往可以追溯到太阳耀斑，对太阳耀斑的预测引起了人们极大的研究兴趣。日震和磁成像仪（HMI）产生连续高节奏的全磁盘矢量磁图，而利用这一前所未有的数据源进行耀斑预测的努力仍然有限。在这里，我们报告耀斑预测的结果，使用空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）和相关数据产品提供的物理参数。我们调查了2010年5月至2016年12月发生的X射线耀斑，并根据它们产生的最大GOES震级将其源区分为四类（B，C，M和X）。然后，我们检索SHARP相关参数为每个选定的地区在其耀斑日期开始建立一个数据库。最后，我们训练一个机器学习算法，称为随机森林（RF），预测在24小时内发生的某类耀斑在一个给定的活动区域，使用10倍交叉验证方案评估分类器的性能，并使用标准的性能指标的结果进行表征。与以往的工作相比，我们的实验表明，使用HMI参数和RF是一个有效的方法，耀斑预报具有相当合理的预测性能。据我们所知，这是第一次使用RF对太阳耀斑进行多级预测。我们还发现，总的无符号量的垂直电流，电流螺旋度，和极性反转线附近的通量是最重要的参数分类耀斑区域到不同的类。
2017-06-08 astro-ph.SR
Torsional Alfvénic Oscillations Discovered in the Magnetic Free Energy During Solar Flares
我们报道了在太阳耀斑中发现的扭转阿尔夫文振荡，它调制了磁自由能$E_f(t)$的时间演化，而磁势能$E_p(t)$是不相关的，非势能随$E_{np}(t) = E_p + E_f(t)$变化。扭转振荡的平均观测时间周期为$P_{obs}=15.1 \pm 3.9$ min，平均场线长度为$L=135\pm35$ Mm，平均相速度为$v_{phase} =315 \pm 120$ km s $^{-1}$，我们将其解释为耀斑环中电子密度增强的扭转阿尔文波。大多数的扭转振荡被发现是衰减少，但表现出积极或消极的趋势，在自由能的演变，表明新出现的通量（如果是积极的），磁抵消，或耀斑能量耗散（如果是消极的）。自由能的时间演化计算在这项研究中与{ \sl垂直电流近似（版本4）非线性无力场（VCA 4-NLFFF）}代码，它结合了自动检测的日冕环的解决方案，并绕过非力自由光球边界条件，与传统的NLFFF代码。
2020-01-27 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
