Multi-wavelength Diagnostics of the Precursor and Main phases of an M1.8 Flare on 2011 April 22
研究了2011年4月22日发生在NOAA AR 11195（S17 E31）的M1. 8级耀斑的时间、空间和光谱演化，探讨了前兆发生期间的物理过程及其与主相的关系。使用SDO/AIA在131 °A波长和6-14 keV下观察到的合成图像对源形态的研究揭示了一个多回路系统，该系统在前体和主阶段期间系统地不稳定。相比之下，HXR发射（20-50 keV）是不存在的前体阶段期间，只出现在从脉冲阶段的发射环的脚点的形式的开始。这项研究还揭示了加热的环顶之前，环发射，虽然没有伴随的脚点源观察到在前体阶段。我们估计耀斑等离子体参数，即T，EM，幂律指数，光子翻转能量通过前向拟合RHESSI光谱观测。前驱阶段释放的能量是热能，约占耀斑期间释放的总能量的1%。结合合成的T和EM地图的灯丝的形态演变的研究已经进行了揭示（a）部分灯丝喷发前的先驱体发射的发病，（b）加热的致密等离子体的极性反转线和附近的缓慢上升的灯丝在前体阶段。基于多波长观测的启示，我们提出了一个方案，统一的前体和主相发射过程中的能量释放，其中，前体相发射已起源于通过导电前沿形成由于部分灯丝喷发。接下来，加热的剩余S形灯丝经历了缓慢的上升和加热，由于磁重联，并最终爆发，产生在脉冲和渐进阶段的发射。
2013-10-21 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
Dynamic Precursors of Flares in Active Region NOAA 10486
本文用四种不同的方法研究了NOAA 10486活动区耀斑活动的前兆。有两种方法跟踪适当选择的特征的时间行为（一种是加权水平梯度WGM，它是从磁场的水平梯度GM中概括出来的;另一种是所有太阳黑子对的磁场的水平梯度GS的总和）。WGM是一种光球指标，是活动区特定区域磁非潜力的替代测量，即它捕获相反磁极高度混合的区域的磁通量加权水平梯度的时间变化。第三个，被称为分离参数S（lf），考虑整体形态。此外，GS和S（lf）是光球新定义的快速查看整个活动区的极性混合的指标。第四种方法是跟踪小型X射线耀斑的时间变化、它们的连续时间和它们的能量，这些都是由Ramaty高能太阳光谱成像仪观测到的。所有的方法都产生了耀斑即将来临的特定的预先粗略的信号。
2015-03-16 astro-ph.SR
Differential Emission Measure Evolution as a Precursor of Solar Flares
本文分析了太阳活动区差分辐射量（DEM）的时间演化，并探讨了它在太阳耀斑预报中的应用。DEM地图由高斯大气成像组件（GAIA-DEM）档案提供，假设DEM对对数温度的高斯依赖性进行计算。我们分析了16个太阳活动区域的时间序列和9454个时间点观测的统计显著样本，这些时间点观测对应于太阳活动周期24期间观测到的数百个区域。时间序列分析表明，时间导数的排放量dEM/dt和最大DEM温度dTmax/dt经常表现出高正值前几个小时的M-和X-级耀斑，表明耀斑区域变得更亮，更热的耀斑爆发的方法。从时间点的观测，我们计算耀斑发生的条件概率使用的dEM/dt的正值的分布，和dTmax/dt，并将它们与相应的耀斑概率的总无符号磁通量，一个传统上使用的，标准的耀斑预测。对于C级耀斑，条件概率值较低或类似的无符号磁通量，为24和12小时的预测窗口。对于M-和X-级耀斑，这些概率是高于那些更高的参数值的无符号通量。与无符号磁通量的条件概率相比，较短的预测窗口提高了dEM/dt和dTmax/dt的条件概率。我们的结论是耀斑先导事件，如耀斑前加热或小耀斑活动之前，主要耀斑反映的EM和Tmax的时间演变。这两个，电磁的时间衍生物可以想象地被用作一个可信的前兆，或短期预测，即将爆发。
2020-11-12 astro-ph.SR
Improving Solar Flare Nowcasting with the Hot Onset Precursor Event (HOPE) Technique
本研究分析太阳耀斑热起始前驱事件（HOPE）的等离子体特征，开发基于HOPE的耀斑临震预报算法，可提前5-15分钟预警，有望比现有NOAA R3警报更早，为高频通信和耀斑观测提供支持。
2025-09-05 astro-ph.SR
Applying the weighted horizontal magnetic gradient method to a simulated flaring Active Region
在这里，我们测试加权水平磁梯度（$WG_M$）作为耀斑的前兆，介绍了Korsos等。（2015，ApJ，802，L21），通过将其应用于类太阳耀斑的磁流体动力学（MHD）模拟，Chatterjee et.（2016，Physical Review Letters，116，10，101101）。在模拟的$δ$型黑子中，研究了耀斑前$WG_M$的演化和不同高度上相反极性黑子面积加权重心间距离参数的行为。这个太阳黑子发出四个耀斑。我们发现了光球层以上的最佳高度，其中的耀斑前兆的$WG_M$方法是可识别的每个耀斑之前。这些最佳的高度同意相当不错的耀斑发生的高度，确定从他们的热和欧姆加热签名的分析在模拟中。我们还从每次耀斑前极性相反的质心的接近-后退运动的持续时间估计了耀斑的预计爆发时间。在相应的最佳高度上，每个耀斑的估计开始时间和实际发生时间是一致的。该数值试验进一步支持了基于$WG_M$方法的耀斑前兆的应用。
2018-04-27 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection of Flux Rope Structures as a Precursor to an Eruptive X-class Solar Flare
我们介绍了在2015年3月11日爆发的X级耀斑爆发之前磁绳结构的准周期滑动运动，由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）和\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）获得。滑动运动发生在磁绳的北部，似乎是连续剥离磁绳。滑动速度为30 $-$ 40 km s $^{-1}$，平均周期为130 $\pm$ 30 s。Si { \sc iv} 1402.77 X线在滑动构造的西端表现出10 $-$ 30 km s $^{-1}$的红移和50 $-$ 120 km s $^{-1}$的线宽，表明了向下的重联流。滑动运动持续约40 min，在滑动后期，磁绳开始缓慢上升。然后，一个X2.1耀斑被启动，通量绳被脉冲加速。其中一个耀斑带扫过一个负极性的太阳黑子，在耀斑之后，太阳黑子的半影部分迅速衰减。我们研究了耀斑区的磁拓扑结构，结果表明存在扭曲的磁通绳，以及约束磁通绳的准分界线层（QSL）结构。我们的观测结果表明，在耀斑爆发前，准周期滑动磁重联发生在与磁通绳相关的QSL上，它驱动了后来的磁通绳爆发和耀斑爆发。
2016-08-06 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
Systematic non-thermal velocity increase preceding soft X-ray flare onset: A large-scale Hinode/EIS study
基于1,449个Hinode/EIS耀斑样本，发现耀斑环足点非热速度在软X射线爆发前系统性增加，且与耀斑级别和CME关联性密切相关，为耀斑预报提供了新的前兆观测指标。
2025-09-22 astro-ph.SR
Plasma Heating and Energization in Hot-Onset Flare Precursor Events
IREAP, University of Maryland（马里兰大学 IREAP）；Dept. of Physics, Institute for Physical Science and Technology, and the Joint Space Science Institute, University of Maryland（马里兰大学物理系、物理科学与技术研究所和联合空间科学研究所）
该研究通过磁重联模拟揭示引导场演化导致两种能量化机制，自洽解释了太阳耀斑热起始阶段先于非热辐射的现象。
2026-09-23 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
Multi-instrument Comparative Study of Temperature, Number Density, and Emission Measure during the Precursor Phase of a Solar Flare
我们对NOAA活动区12371中M6.5耀斑（SOL2015 - 06 - 22T18：23）之前的两个前体增亮进行了多仪器研究，重点关注温度（T），电子数密度（n）和发射测量（EM）。本研究中使用的数据是从具有各种波长的四台仪器中获得的，即，太阳动力学观测台的大气成像装置（AIA），在六个极紫外线（EUV）通带;扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA），在微波（MW）;拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI），在硬X射线（HXR）;和地球静止业务环境卫星（GOES），在软X射线（SXR）。我们比较了来自不同数据集的T，n和EM的时间变化。以下是主要结果。(1)GOES SXR和AIA EUV具有几乎相同的EM变化（1.5 - 3x10^48/cm^3）和非常相似的T变化，从8百万开尔文（MK）到15百万开尔文（MK）。(2)从最高到最低，EOVSA MW提供最高的温度变化（15 - 60 MK），其次是RHESSI HXR（10 - 24 MK），然后是GOES SXR和AIA EUV（8 - 15 MK）。(3)RHESSI HXR测量的EM变化总是小于AIA EUV和GOES SXR测量值的最多20倍。来自EOVSA MW的数密度变化比来自AIA EUV的值大至多100倍。结果定量地描述了在前体阶段的热参数的差异，测量不同的仪器在不同的波长制度和不同的发射机制。
2023-02-14 astro-ph.SR
Analysis of Solar Flare and Sunspots on 4th Jan 2025 and Their Effects on Space Weather
UPES（尤皮斯大学）
本研究利用SunPy分析2025年1月4日太阳耀斑与黑子，揭示其磁性前兆及对空间天气的影响，为预测模型提供支持。
2026-01-09 astro-ph.SR
The Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares Observed with AIA/SDO: Fractal Diffusion, Sub-Diffusion, or Logistic Growth ?
我们通过拟合一个径向膨胀模型$r(t)$来探索太阳耀斑的时空演化，该模型包括一个指数增长的加速阶段，然后是一个由广义扩散函数$r(t) \propto κ(t-t_1)^{β/2}$参数化的减速阶段，其中包括逻辑增长极限（$β=0$）、亚扩散（$β= 0-1$）、经典扩散（$β=1$）、超扩散（$β= 1-2$）和线性膨胀极限（$β=2$）。我们分析了在SDO任务的头两年中用GOES和AIA/SDO观察到的所有M和X级耀斑，共计155个事件。我们发现，大多数耀斑的子扩散制度（$β=0.53\pm0.27$），我们解释在低等离子体$β$电晕间歇性磁重联事件的各向异性链反应。我们发现一个平均传播速度$v=15\pm12$公里的$^{-1}$，最大速度为$v_{max}=80 \pm 85$公里的$^{-1}$每个耀斑，这是大大低于预期的耀斑等离子体的热扩散的声速。这里建立的扩散特性（首次为太阳耀斑）是一致的分形扩散自组织临界（FD-SOC）模型，预测扩散运输仅仅基于元胞自动机模拟。
2012-08-07 astro-ph.SR
Identification of Pre-flare Processes and Their Possible Role in Driving a Large-scale Flux Rope Eruption with Complex M-class Flare in the Active Region NOAA 12371
在这篇文章中，我们研究了前体耀斑活动的起源，并调查了它对触发通量绳爆发的作用，该通量绳导致活动区NOAA 12371的双峰M级耀斑（SOL 2015 -06- 21 T02：36）。该耀斑分为两个不同的阶段，峰值通量水平为M2.1和M2.6，间隔为$\approx$ 54分钟。活动区随着太阳黑子的旋转而表现出引人注目的移动磁性特征（MMFS）。活动区日冕的非线性力自由场（NLFFF）建模揭示了一个磁通量绳沿极性反转线在尾随太阳黑子群，这是观测表现为一个活动区灯丝和热通道的共空间结构中确定的304和94毫米图像，分别从大气成像组件（AIA）。活动区经历了一个长期的阶段，通量增强，其次是一个相对较短的时间内的通量取消之前，耀斑的爆发，导致建立和激活的通量绳。极紫外线（EUV）图像显示本地化和结构化的前耀斑发射，从该地区的MMF，邻近的主耀斑的位置。我们的分析揭示了强大的，局部地区的光球电流的相反极性的前体位置，从而使该地区容易受到小规模的磁重联。从这个位置的前兆重联活动最有可能引起一个滑动reconneton向北腿的热通道，导致不稳定的通量绳。应用磁维里定理表明，在耀斑前阶段，活动区的磁自由能总体上是增长的，而在热通道爆发并成功转化为晕日冕物质抛射（CME）后，磁自由能迅速衰减。
2020-02-14 astro-ph.SR
Spatio-temporal dynamics of sources of hard X-ray pulsations in solar flares
本文系统地分析了太阳耀斑中硬X射线脉动源的时空演化。我们集中在盘耀斑的脉冲阶段伴随着一系列的三个以上的峰值（脉动）的HXR发射检测到的RHESSI 50-100千电子伏通道与4秒的节奏。研究了2002年2月至2015年6月期间观测到的29个这样的耀斑，连续峰值之间的时间差为8-270 s。主要的观测结果是，所有耀斑中的HXR脉动源都不是静止的，它们表现出从脉动到脉动的明显位移。根据HXR源的动力学特征，耀斑可分为两类。第1组由16个耀斑（55%）组成，HXR源相对于磁极性反转线（MPIL）从脉动到脉动的系统动力学，该磁极性反转线在光球上具有简单的延伸轨迹。第二组由13个耀斑（45%）组成，其中HXR源相对于MPIL具有更复杂的结构，具有更多的混沌位移。根据观测结果，我们认为耀斑HXR脉动的机制与不同磁回路中能量释放的连续触发有关。第1组耀斑区由沿MPIL延伸的磁弧环叠加而成。第二组耀斑区的磁结构较复杂，磁环排列较混乱。我们还发现，至少有14个（88%）第一组耀斑和11个（85%）第二组耀斑伴随着日冕物质抛射，即绝大多数耀斑都是喷发事件。这表明喷发过程在HXR脉动的产生中起着重要作用。我们认为，爆发通量绳可以作为一个触发器的能量释放。它与不同环的连续相互作用可以导致HXR源的视运动和一系列HXR脉动。
2016-08-23 astro-ph.SR
Preflare very long-periodic pulsations observed in Halpha emission before the onset of a solar flare
在全圆盘太阳软X射线（SXR）通量中检测到了耀斑前阶段（耀斑前VLP）的非常长周期的脉动（参见Tan等人2016）。它们可以被看作是太阳耀斑的前兆，并有助于我们更好地了解太阳耀斑的触发机制。在这封信中，我们报告了2015年10月16日M1.1环形带状耀斑爆发前的VLP事件。它同时在Halpha，SXR和极紫外（EUV）波长下观察到，分别由NVST，GOES，EVE和AIA记录。耀斑前VLP是指耀斑前光变曲线中的重复脉冲和准周期脉冲，它可能受到载流等离子体回路中LRC电路振荡的调制。准周期性可以用基于马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的贝叶斯（例如，Liang等人，2020年），例如约9.3分钟。我们提出了第一个报告的预耀斑VLP事件在当地的H α线和EUV波长，这可以被认为是一个太阳耀斑的前兆。因此，这一发现应该证明是有用的预测太阳耀斑，特别是对强大的耀斑。
2020-06-26 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsation detected in Lyman-alpha emission during solar flares
研究了两次太阳耀斑期间莱曼α、X射线和极紫外辐射的准周期脉动（QPP），X级（SOL 2012 -01- 27 T）和C级（SOL 2016 -02- 08 T）。这些太阳耀斑期间的全天莱曼α和X射线通量由地球同步业务环境卫星上的极紫外传感器和X射线传感器记录。°是从大气成像组件测量的EUV图像定位的区域。QPP在光变曲线上表现为一系列规则的周期峰，其准周期性由整体小波谱和傅立叶功率谱确定。在X级耀斑的脉冲阶段检测到大约3分钟的准周期性，这可以解释为色球层中的声波（例如，Milligan et al. 2017）。有趣的是，在太阳耀斑的整个演化阶段，包括前兆阶段、脉冲阶段和渐变阶段，都发现了一个大约为1分钟的准周期。这是首次报道在太阳耀斑期间，特别是在耀斑前兆期间的莱曼α发射的1分钟QPP。这可以解释为磁重联的自振荡机制，如磁滴。
2020-03-04 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Extrapolation and Topological Analysis of Fine-Scale Structures during Solar Flare Precursors
本文融合GST高分辨率磁图与SDO/HMI大视场磁图，采用非均匀网格NLFFF外推与拓扑分析，揭示M级耀斑前兆中跨极性反转线剪切磁力线的磁重联结构。
2023-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
On the Uniqueness and Causal Relationship of Precursor Activity to Solar Energetic Events: I. Transient Brightenings -- Introduction and Overview
本文通过对比活动区耀斑前与平静期的瞬态增亮，结合成像、磁场及拓扑分析，揭示其作为太阳高能事件前兆的独特空间分布特征。
2025-03-16 astro-ph.SR
Revisiting Approaches to Stellar White-Light Flare Energy Based on Spatiotemporally Resolved Solar Observations
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气全国重点实验室）；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全国重点实验室）；Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
利用高时空分辨太阳观测分析70个白光耀斑的辐射面积和温度演化，提出允许两者动态变化的新能量估算方法，发现该方法系统性地降低耀斑能量，并影响经典宏观标度律。
2026-06-16 astro-ph.SR
Formation and Eruption of Hot Channels during an M6.5 Class Solar Flare
我们研究了与2015年6月22日发生在NOAA AR 12371的M6.5级耀斑（SOL 2015 -06- 22 T18：23）相关的热通道的形成和喷发。在耀斑主相之前观测到两次耀斑前兆。SDO/AIA在94 °和131 °的观测揭示了第一条热通道的早期形态，即一组热环，称之为种子热通道。极性反转线（PIL）上方形成了少量的种子热通道，其形成与足点增亮沿PIL的平行运动有关，并进入耀斑主相的早期阶段。在此过程中，种子热通道建立并缓慢上升，在第二前体的峰值处加速。它们在加速过程中合并，形成较大的热通道，进而形成“倒γ”形扭折结构。在耀斑峰前，在第一条已爆发的扭折热通道附近出现了第二条负交叉的扭折热通道。这两个热通道的爆发在主耀斑的GOES光变曲线上产生了两个峰值。足点增亮沿PIL的传播表明，第一个扭结热通道可能是由于拉链重新连接而形成的。外推的非线性无力场模型支持AIA观测到的种子热通道合并现象。所观察到的第一扭结热通道的扭动运动可能是由洛伦兹力驱动的。
2022-11-11 astro-ph.SR
Pre-flare processes, flux rope activation, large-scale eruption and associated X-class flare from the active region NOAA 11875
我们结合AIA/SDO、HMI/SDO、RHESSI和HiRAS的观测，对活动区NOAA 11875的X1.0耀斑（SOL 2013 -10- 28 T02：03）相关的热日冕通道喷发进行了多波长分析。在高日冕温度下的EUV图像表明，在活动区的核心存在一个热通道，从早期的耀斑前阶段证明预先存在准稳定的磁通量绳。热通道经历了一个激活阶段后，本地化和长期的耀斑前事件发生在其脚点之一附近。随后，通量绳继续缓慢上升$\approx$ 16分钟，在此期间，软X射线通量逐渐建立，表征了明显的前体相。随着X1.0耀斑脉冲相的开始，磁绳从缓慢上升状态过渡到爆发运动。热通道的爆发性扩张伴随着一系列III型射电爆发，这些爆发与强硬X射线非热发射的脉冲上升有关，其中包括来自日冕环的能量高达$\approx$ 50 keV的明确硬X射线源和来自其足点位置的能量高达$\approx$ 100 keV的硬X射线源。我们的研究包含的证据表明，耀斑前的活动发生在一个稳定的通量绳的空间范围内，可以使其不稳定的爆发。此外，突然过渡的磁通绳从缓慢上升到快速加速的状态，精确地分叉的前兆和脉冲阶段的耀斑指向早期CME动力学和大规模磁重联的强度之间的反馈关系。
2019-08-12 astro-ph.SR
Flare Forecasting Algorithms Based on High-Gradient Polarity Inversion Lines in Active Regions
太阳耀斑是从具有复杂和强双极磁通量的太阳活动区发出的。估算活动区发生耀斑的概率并确定强耀斑的可靠前兆是空间天气领域一项极具挑战性的任务。在这项工作中，我们专注于两个指标作为耀斑的前兆，无符号通量R，MDI/SOHO数据和耀斑预测应用程序中最常用的参数之一进行测试，和一个新的拓扑参数D代表太阳活动区的复杂性。更详细地说，我们提出了一种算法的R值的计算，利用HMI地图的更高的空间分辨率。该算法导致不同的计算R值，其功能上测试的一组周期24日太阳耀斑。此外，我们还引入了一个基于活动区磁极性反转线自动识别的拓扑参数，并能够评估其磁拓扑复杂性。我们使用启发式方法和监督机器学习方法来验证这两个描述符的有效性，以预测在接下来的24小时内，在给定的太阳活动区域发生X级或M级耀斑。我们的特征排序分析表明，这两个参数在预测性能中起着重要作用。此外，分析表明，新的拓扑参数D是唯一一个，在173个整体的预测，这是始终存在的所有测试子集，并系统地排名在前十名的位置在所有的测试有关的权重计算，每个预测影响耀斑的预测。
2021-05-03 astro-ph.SR
Investigating the inferred spatiotemporal evolution of magnetic fields during an X1-class flare
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究通过NLTE反演和三维模拟，发现X1级耀斑中磁场时间变化多为真实演化，但约36%区域受不透明度效应影响，需谨慎解释。
2026-09-18 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
Unveiling Spatiotemporal Properties of the Quasi-periodic Pulsations in the Balmer Continuum at 3600 Å in an X-class Solar White-light Flare
本研究利用先进天基太阳天文台的白光数据，分析了X2.8级太阳白光耀斑中3600 Å巴尔末连续谱的准周期脉动，发现其与硬X射线辐射高度相关，并利用傅里叶变换定位了11 s和20 s准谐波脉动主要源于东耀斑带，为耀斑脉动建模提供了重要观测约束。
2025-04-03 astro-ph.SR
Features of Microwave Radiation and Magnetographic Characteristics of Solar Active Region NOAA 12242 Before the X1.8 Flare on December 20, 2014
本文继续了作者利用太阳活动区（AR）的微波辐射和磁象特征探测大耀斑（M5级及以上）前兆的工作。对强耀斑前兆的归纳可用于发展强耀斑预报方法。本文分析了NOAA AR 12242的发展，其中2014年12月20日发生了X1.8耀斑。该分析基于RATAN-600射电望远镜在1.65-10厘米范围内的定期多方位角和多波长观测，以及强度和圆偏振分析以及太阳动力学天文台（SDO）的数据。发现在X耀斑爆发前两天的AR微波辐射中出现了一个新的成分。它在发作前一天在AR中占主导地位，并在发作后显著降低。利用RATAN-600的多方位观测和野边山射电日像仪1.76厘米处的观测，可以确定在X耀斑之前出现的射电源，其位置是AR中性线附近的相反极性场的最近会聚点。已确定X射线耀斑发生在根据SDO/HMI数据计算的整个区域的磁场总梯度达到其最大值后20小时。通过对AR 12242 X耀斑前微波源演化过程的分析，以及与AR微波辐射其它分量参数的比较，表明该新的微波源可归类为中性线伴源（NLS），在大耀斑前1-3天，RATAN-600等射电望远镜曾多次探测到该辐射源。
2017-11-24 astro-ph.SR
Power-law Indices of EUV Intensity Power Spectrum in Flaring Coronal Active Regions
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Warwick（华威大学）
研究日冕耀斑活跃区极紫外强度功率谱的幂律指数时空演变，发现低频指数α_lf在耀斑前显著变化，可能作为短时耀斑前兆。
2026-02-20 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
Hα spectroscopy and multiwavelength imaging of a solar flare caused by filament eruption
我们研究了一系列爆发事件，包括暗条爆发、GOES C4.3耀斑和日冕物质抛射。我们的目标是确定暗条不稳定的可能触发因素和前兆;研究耀斑核特征;耀斑带/核的形成和演化;研究作为整体活动区磁场位形一部分的连续喷发/耀斑/日冕物质抛射现象的相互关系;确定喷发现象期间Hα线轮廓的演化。分析了多仪器观测资料，包括DST/NSO IBIS的Hα谱线剖面、Hα-0.8和Hα+0.8的散斑像、SDO的EUV像和磁图、STEREO的日冕仪像以及FERMI和GOES的X射线通量观测。我们确定暗条不稳定和爆发是耀斑活动的主要触发因素。在其中一个灯丝脚点中具有圆形带状物的浪涌状事件被确定为灯丝不稳定的可能触发因素。在此足点处的等离子体排出被确定为细丝喷发的前兆。在耀斑活动期间，在暗条不稳定之前出现了一个磁通量，随后出现了1.34 $\times10^{16}$ Mx s $^{-1}$的高通量抵消率。耀斑的X射线光变曲线揭示了三个阶段，被发现与三个不同的带状连续发生。选择并分析来自每个带的核。核光变曲线和H α谱线表明，谱线中心的辐射增强比谱线翼强.在线中心的增加和红色不对称的发生之间发现大约5-6分钟的延迟。只有红色的不对称性，观察在色带在脉冲阶段。蓝色的不对称性只与动态灯丝有关。
2014-05-15 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: II. Hydrodynamic Scaling Laws and Thermal Energies
在这项研究中，我们测量了与论文I中分析的相同的155 M和X级太阳耀斑的物理参数，通过执行{ \sl差分发射测量（DEM）}分析来确定耀斑峰值发射测量$EM_p$，峰值温度$T_p$，电子密度$n_p$和热能$E_{th}$，除了空间尺度$L$，面积$A$和体积$V$在论文I中测量。M级和X级耀斑的参数范围是：$\log(EM_p)=47.0-50.5$，$T_p=5.0-17.8$ MK，$n_p=4 \times 10^9-9 \times 10^{11}$ cm $^{-3}$，以及$E_{th}=1.6 \times 10^{28}-1.1 \times 10^{32}$ erg的热能。我们发现，这些参数服从Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律$T_p^2 \propto n_p L$和$H \propto T^{7/2} L^{-2}$在耀斑密度$n_p$的峰值时间$t_p$，当加热率$H$和传导和辐射损失率之间的能量平衡，实现了一个短暂的瞬间，从而使RTV标度律的适用性。RTV标度律的应用预测幂律分布的所有物理参数，我们证明了数值蒙特卡罗模拟以及与分析计算。RTV定律的一个结果是，我们还可以恢复加热速率的尺寸分布，我们发现$N(H) \propto H^{-1.8}$，这是一致的磁通量分布$N(Φ) \propto Φ^{-1.85}$观察到的帕内尔…
2013-08-23 astro-ph.SR
Anticipating Solar Flares
本文利用软X射线观测中的热起始前兆事件（HOPE）定义耀斑预测指数（FAI），可在耀斑峰值前几分钟发出警报，且假阳性率极低。
2024-07-05 astro-ph.SR
The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick's Day Storm
第24太阳活动周中最大的磁暴是由一次快速的日冕物质抛射（CME）引起的，它与2015年3月15日发生在太阳活动区（AR）NOAA 12297的一次小型C9.1耀斑有关。本研究的目的是了解地球有效的巨大太阳爆发的启动机制。我们关注的是发生在暗条爆发的C9.1耀斑之前的C2.4耀斑。AR中的磁场结构很复杂：有几个细丝，包括爆发并导致CME的细丝。因此，我们仔细研究了光球磁场，在太阳大气中观察到的增亮，和三维日冕磁场外推的非线性无力场模型，使用数据从日出和太阳动力学天文台。我们发现了三个有趣的点：（1）在C2.4耀斑区域有一个紧凑但明显高度扭曲的磁场结构，由一个小的灯丝代表，在C2.4耀斑之前观察到一个微小的前体增亮。(2)C2.4耀斑区位于封闭场的足点附近，该足点阻止暗条爆发。(3)暗条在C2.4耀斑后突然爆发，并伴随着小暗条爆发。从我们的分析，我们认为，一个小的磁扰动，代表了微小的前体增亮时的C2.4耀斑是有关的触发巨大的灯丝喷发。
2019-02-13 astro-ph.SR
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatio-temporal energy partitioning in a non-thermally dominated two-loop solar flare
太阳耀斑表现出显着的变化的能量分配之间的热和非热的成分。那些具有显著非热成分但只有适度热成分的电子特别适合于研究非热电子对等离子体加热的直接影响。在这里，我们分析了这样一个观测良好的脉冲单尖峰非热事件，一个SOL 2013 -11- 05 T035054太阳耀斑，其中等离子体加热可以完全归因于这些脉冲加速电子的能量损失。利用X射线、微波和极紫外观测和三维模型分析了耀斑期间热分量和非热分量的能量收支演变。结果表明：（i）耀斑的几何结构符合双环结构，磁能很可能是由于这两个环之间的相互作用而释放的;（ii）释放的磁能只转化为加速电子的非热能，然后再转化为等离子体的热能;（iii）能量在这两个耀斑环中的分配相当;（iv）其中一个燃烧环保持相对稀薄但相当热，而另一个保持相对较冷但比第一个更致密。因此，这个太阳耀斑表明了一个极端的效率转换的自由磁能的非热能粒子加速和能量流到两个环路从非热到热的一个可以忽略不计的直接加热。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Very Long-period Pulsations before the Onset of Solar Flares
太阳耀斑是太阳系中发生的最强烈的爆炸，它可能导致灾难性的空间天气事件，并影响我们地球的各个方面。迄今为止，了解太阳耀斑的起源并预测其爆发仍然是现代天体物理学中的一大挑战。根据对地球同步业务环境卫星（GOES）观测到的软X射线辐射的分析，本文报道了在太阳耀斑爆发前的耀斑前阶段（preflare-VLP）中发生的一个非常长周期的脉动现象。这些脉动通常具有8 - 30分钟的周期并且持续约1 - 2小时。它们可能是由等离子体回路的LRC振荡产生的，其中电流在源区域的磁能积累期间占主导地位的物理过程。耀斑前VLP为理解太阳耀斑的触发机制和起源提供了重要的信息，并可作为一种方便的观测指标，帮助我们对太阳爆发和相应的灾害性空间天气事件作出反应。
2016-11-05 astro-ph.SR
Machine learning reveals systematic accumulation of electric current in lead-up to solar flares
太阳耀斑--造成严重空间天气效应的高能辐射爆发--是活动区（AR）内磁场偶尔不稳定的结果。AR演化的复杂性是全面理解火炬燃烧过程和准确预测的障碍。虽然机器学习（ML）已被用于改善耀斑预测，但揭示前兆和相关物理的潜力尚未得到充分利用。在这里，我们训练ML算法来对来自产生至少一个M/X级耀斑的耀斑AR和非耀斑AR的矢量磁场观测进行分类。对由机器准确分类的磁场观测结果的分析提供了以下统计证据：（1）在M级和X级耀斑事件之前和之后，AR持续处于耀斑产生状态--以AR区域为特征--数天，（2）系统性的耀斑前自由能以电流的形式积累，表明相关的地下磁场是扭曲的，（3）在第一次耀斑前数天，在新出现的AR上方的日冕中麦克斯韦应力的增强。这些结果提供了新的见解耀斑物理和改善耀斑预报。
2019-05-24 astro-ph.SR
Thermodynamic and magnetic evolution of an eruptive C-class solar flare observed with SST/TRIPPEL-SP
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Statkraft AS（Statkraft股份公司）
利用SST/TRIPPEL-SP观测，研究C5.1类日冕爆发及丝状物喷发的热力学与磁学演变，揭示磁重联导致丝状物不稳定及能量沉积过程。
2025-10-18 astro-ph.SR
Microwave Imaging Spectroscopy Diagnosis of the Slow-rise Precursor of a Major Solar Eruption
本研究首次利用微波与极紫外观测数据，对2022年3月30日大型CME的缓升前兆开展微波成像光谱诊断，发现前兆阶段微波以热辐射为主，证实中等强度的前兆重联驱动CME前身结构演化至爆发。
2025-07-16 astro-ph.SR
Quasi periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations
黑子源在17 GHz的频率给出了在色球-日冕过渡区的水平上，在B=2000 G的磁场区域的等离子体参数的信息。太阳黑子短周期（1 ~ 10分钟）振荡的观测结果反映了磁流体动力学（MHD）波在黑子磁通量管内的传播。我们调查的振荡参数在活动区与他们的耀斑活动。我们确认存在的振荡光谱和耀斑活动之间的联系。我们发现前耀斑和后耀斑阶段之间的振荡的差异。特别是，我们展示了一个强大的三分钟振荡的情况下，开始前的爆发。这一事件与Sych，R.等（Astron. Astrophys.，第505卷，第791页，2009）。我们还发现了明确的八分钟振荡的微波辐射从太阳黑子。我们解释我们的观测从太阳黑子和耀斑过程中传播的MHD波之间的关系。
2011-07-08 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
On the origin of two X-class flares in active region NOAA 12673 - Shear flows and head-on collision of new and pre-existing flux
耀斑活动区NOAA 12673于2017年9月6日连续产生X2.2和X9.3耀斑。为了仔细研究与这些耀斑相关的形态、磁性和水平流动特性，使用了7小时的时间序列，包括连续图像、视线/矢量磁图和1600张紫外线图像。这些数据通过SDO HMI和AIA获得。白光耀斑发射不同的两个耀斑，而X2.2耀斑显示本地化，局限的耀斑内核，X9.3耀斑表现出双带结构。相比之下，两个耀斑的过量紫外线发射表现出类似的结构，但X9.3耀斑的面积范围更大。这两个耀斑代表了一种情况，其中第一个封闭的耀斑作为前兆，为更广泛的耀斑奠定了基础。连续谱和磁图的差异图揭示了显著变化的位置，即，半影衰减和本影增强。δ斑中弯曲的磁极性反转线是大多数变化的支点。使用DAVE 4VM计算水平自行。持续性流动特征包括：（1）沿极性反转线的强切变流，负寄生极性试图绕过北部δ点的大部分正极性部分;（2）一组正极性点围绕南部δ点移动，以显著的水平流速远离δ点;（3）强烈的护城河流部分地围绕着几个黑子的半影，在半影衰变的区域，护城河流变弱。增强的耀斑活动起源于新出现的通量与已经存在的规则α斑的正面碰撞。
2018-01-25 astro-ph.SR
Observations of a Twin Pair of Atypical Solar Flares and a Magnetic-reconnection Scenario
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
研究通过观测2022年4月22日的非典型日冕爆发，揭示了磁重联情景中滑动重联机制及同源触发过程。
2026-03-02 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
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Flow and Magnetic Fields Associated with The 2015 June 22 M6.5 Flare
耀斑前后光球流和磁场的演化可以提供有关耀斑触发和反反应过程的重要信息。然而，这种研究的流场是罕见的，由于缺乏高分辨率的观测覆盖整个耀斑期间。本文利用大熊太阳天文台1.6~m古德太阳望远镜在TiO波段的高分辨率成像观测资料，借助差分仿射速度估计方法，研究了2015年6月22日NOAA AR 12371中M6.5耀斑的半影和剪切流的结构演化。伴随光球矢量磁场的变化也进行了分析，使用数据从日震和磁成像仪。结果发现，在耀斑硬X射线（HXR）发射的第一个峰值之后，在靠近磁极性反转线（PIL）的负磁场中的半影段，半影流增强（\sm 2~ \kms达到异常高的值），半影纤维延伸。我们还发现，在PIL与一个前体增亮核同空间的区域中，剪切流速度在耀斑爆发后逐渐增大（达到\sm 0.9~ \kms）。增强的半影区和剪切流区还伴随着水平场的增加和磁倾角的减小（从太阳表面测量）。这些结果进行了讨论的背景下，作为耀斑能量释放的结果的光球日冕重组的反反应的理论。
2018-01-10 astro-ph.SR
Neutrino Solar Flare detection for a saving alert system of satellites and astronauts
最大的太阳中微子耀斑可能很快被深核中微子探测器立即探测到，并与卫星或宇航员通信。它的发现是后来（几十分钟，小时）危险的宇宙阵雨的最快表现。先驱触发器可能会拯救卫星甚至长时间飞行的宇航员的生命。我们将建议如何。而且它们的探测可以在一个新的不同参数窗口中探测到内太阳耀斑的加速位置以及中微子味的混合。本文给出了目前几十兆吨级深核望远镜在几十Gev范围内观测到的最大太阳耀斑中中微子和反中微子的最新期望速率和特征。还考虑了对额外的Icecube千兆吨阵列信号的推测。
2011-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures
我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。
2014-08-03 astro-ph.SR
Analysis of SEP events and their possible precursors based on the GSEP Catalog
本研究扩展 GSEP 目录并分析耀斑与 CME 参数，结合多种机器学习模型评估特征重要性，证明两类参数对 SEP 事件预测均不可或缺。
2023-06-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Quasi-periodic Fast-mode Magnetosonic Wave Trains Within Coronal Waveguides Associated with Flares and CMEs
准周期快模传播波列（QFP）是太阳动力学天文台最近利用极紫外成像观测在日冕中发现的一种新的观测现象。它们起源于耀斑，并在日冕物质抛射（CME）尾迹中的漏斗形波导内以高达2000 km/s的速度传播。QFP可以携带足够的能量通量，在其发生期间日冕加热所需的。它们可以为日冕及其相关的耀斑提供新的诊断方法。我们提出了最近的观测QFP专注于他们的时空特性，温度依赖性，统计相关的耀斑和日冕物质抛射。特别令人感兴趣的是2010年8月2001年C3.2耀斑与相关的QFP和漂移斑马和光纤射电爆发，这可能是不同的表现形式相同的快模波列。我们还讨论了QFP在加速和/或调制太阳风的潜在作用。
2015-12-24 astro-ph.SR
Flare differentially rotates sunspot on Sun's surface
太阳黑子是太阳表面（光球层）上可见的磁场的集中。人们认为，由稀薄日冕中的磁重联引起的太阳耀斑，不可能引起致密光球的直接扰动，使光球发生整体运动。在这里，我们报告的突然耀斑引起的旋转的太阳黑子使用前所未有的时空分辨率的1.6米新太阳望远镜，补充从太阳动力学天文台的磁数据。可以清楚地观察到，太阳黑子的旋转是不均匀的：当耀斑带扫过时，它的不同部分在不同的时间加速（高达每小时50度），对应于耀斑硬X射线发射的峰值。这种旋转可能是由日冕磁重组的反作用引起的表面洛伦兹力变化驱动的，并伴随着向下的坡印亭通量。这些结果对我们理解耀斑相关现象中的能量和动量输运有直接的影响。
2017-05-11 astro-ph.SR
Statistical relationship between the succeeding solar flares detected by the RHESSI satellite
自2002年2月$12^{\rm th}$发射升空以来，拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）已观测到8万多个太阳高能事件。利用观测到的大样本耀斑，我们研究了后续耀斑之间的时空关系。我们的结果表明，后续耀斑的时间和空间差异之间的统计关系可以描述为一个幂律的形式$R(t)\sim t^p$与$p=0.327\pm 0.007$。我们讨论了可能的解释，这一结果作为一个假设的基本物理特性的功能。不同的情况下被认为是解释这种关系，包括的情况下，后续事件之间的连接是通过在后Sedov-泰勒阶段的冲击波实现或耀斑之间的空间和时间关系应该是由一个不断扩大的耀斑区域中的子扩散制度。此外，我们不能排除统计关系背后的物理过程是耀斑对磁场的重新排序或由于某些未知过程的可能性。
2014-03-27 astro-ph.SR
