Production of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of an X Class Flare in a Three-Stage Magnetic Reconnection Process
我们报告了2011年9月6日太阳动力学天文台（SDO）上的仪器观测到的X级耀斑。耀斑发生在一个具有多重极性的复杂活动区。暖日冕辐射的极紫外（EUV）变率实验（EVE）观测揭示了三个增强，其中第三个对应于EUV晚期阶段。这三个增强与空间分辨大气成像组件（AIA）观测确定的耀斑演化的三个阶段一一对应，其特征分别是通量绳喷发，中等灯丝喷射和EUV晚期相位环的出现。EUV晚期相位环在空间和形态上与主耀斑环不同。多通道分析表明，在EUV后期阶段的温暖的日冕性质的后期阶段环路的结果，连续但分散的能量注入的存在。基于这些观测事实，我们提出了一个解释耀斑演化的三阶段磁重联方案。不同阶段的重联涉及不同的磁场，但它们之间表现出因果关系。极紫外后期相位环主要是由最后阶段能量最小的磁重联产生的。
2013-07-18 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
Extreme-ultraviolet Late Phase in Homologous Solar Flares from a Complex Active Region
最近对极紫外波长的观测揭示了某些太阳耀斑的一个新的晚期阶段，这被视为在软X射线峰值之后几十分钟到几小时的暖日冕发射（$\sim3$ MK）的第二个峰值。EUV后期（ELP）的起源是由长ELP回路中的长期冷却过程或主耀斑加热后延迟的能量喷射到ELP回路中来解释的。利用\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）的观测资料，研究了起源于复杂活动区（AR）NOAA 11283的6个同源耀斑（F1-F6）中ELP的产生，着重研究了耀斑的发射特征。发现ELP的主要产生机制从耀斑F1的额外加热转变为耀斑F3-F6的持续冷却，而这两种机制在耀斑F2中都起作用。ELP峰的时滞的突然减小证明了这种转变，并且大多数耀斑中的长期冷却过程通过耀斑带通量与ELP峰强度之间的正相关来验证。我们将ELP产生机制的变化归因于AR上方包络磁场的增强，这有助于ELP环路更迅速和更有活力的加热。此外，最后一个也是唯一的受限耀斑F6表现出极大的ELP。这次耀斑中不同的发射模式可能反映了ELP环内部不同的能量分配，这是由于不同的磁重联过程。
2021-05-21 astro-ph.SR
The Lyman-$α$ Emission in a C1.4 Solar Flare Observed by the Extreme Ultraviolet Imager aboard Solar Orbiter
太阳耀斑期间氢Lyman- $α$（H { \sc i} Ly $α$）的发射在空间分辨图像上很少被研究，其物理起源也没有被完全理解。在本文中，我们提出了新的Ly $α$图像的C1. 4太阳耀斑（SOL 2021 -08- 20 T22：00）从太阳轨道器上的极紫外成像仪，以及多波段和多角度的观测，从太阳地关系天文台和太阳动力学天文台航天器。结果表明，在1- 8 keV和5- 7 keV，Ly $α$辐射与热辐射有很好的时间相关性，说明在这个小事件中，耀斑Ly $α$主要是由热过程产生的.然而，非热电子发挥次要作用，在耀斑的上升阶段期间，在耀斑带产生的Ly $α$，揭示了硬X射线成像和光谱拟合。Ly $α$辐射除了来自耀斑带外，还可能来自耀斑环，可能是由不同耀斑阶段的等离子体加热和冷却引起的。同时发现，Ly $α$发射与He { \sc ii} 304荧光发射在光变曲线和时空变化上表现出非常相似的特征，但差异很小。这些观测结果加深了我们对太阳耀斑中Ly $α$发射的理解，也为研究恒星耀斑中Ly $α$发射提供了一些启示。
2022-08-12 astro-ph.SR
Extreme ultraviolet late-phase flares as observed by EVE and AIA on board the Solar Dynamics Observatory
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；University of Graz（格拉茨大学）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析EVE和AIA数据，发现约10%的耀斑经历EUV晚期相，其特征与一般耀斑不同。
2025-12-01 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Ultraviolet and extreme-ultraviolet line ratio diagnostics for O IV
目的：我们产生的理论紫外线和极紫外线的发射线比O IV和显示其强大的多功能性作为电子温度和密度诊断天体物理等离子体。研究方法：最近完全相对论计算的辐射率和电子碰撞激发截面O IV，补充了早期的数据A-值和质子激发率，用于推导理论O IV线强度比的电子温度和密度范围很广。结果如下：诊断线比涉及紫外或极紫外跃迁O IV，适用于各种各样的天体物理等离子体，从低密度气体星云的dennial太阳和恒星耀斑。与观测数据的比较，在可用的情况下，显示出良好的理论和实验之间的协议，为诊断的准确性提供支持。然而，诊断也提出了涉及线混合在现有的天文光谱，希望这可能会鼓励进一步的观测研究在更高的光谱分辨率。
2009-01-15 astro-ph.SR
Detection of flare multi-periodic pulsations in mid-ultraviolet Balmer continuum, Ly-alpha, hard X-ray, and radio emissions simultaneously
准周期脉动（Quasi-periodicpulsation，QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑的光变曲线中经常出现的一种总流量的时间脉动。利用大当量射电计（LYRA）、硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）和地面BLENSW同时观测了2017年9月6日发生的一次强耀斑脉冲阶段的多周期非定常QPP。多个周期，检测到通过应用小波变换和Lomb-Scargle周期图的趋势光变曲线，被发现是约20-55秒的Ly-alpha和中紫外的巴尔默连续辐射在耀斑脉冲阶段。在硬X射线辐射和低频射电辐射中也发现了类似的多周期QPP。我们的观测结果表明，耀斑QPP可能与重复能量释放过程加速的非热电子有关，即，触发重复的磁重联，而多个周期可能由热等离子体回路的香肠振荡调制。对于多周期脉动，不能完全排除其他产生机制。
2021-08-09 astro-ph.SR
HAZMAT. IV. Flares and Superflares on Young M Stars in the Far Ultraviolet
M星是远紫外线的强发射体。在很长的时间尺度上，这种辐射的一个重要的，可能是主导的部分是由恒星耀斑产生的。确定这种辐射的特征对于理解产生它的恒星的大气层以及受到它影响的轨道行星的大气层演化至关重要。已知紫外线辐射在M星形成后的数亿年内会升高。紫外线耀斑活动是否也是如此，是系外行星大气演变的一个关键问题。哈勃太空望远镜（HST）的HAZMAT计划（适宜带和M矮星活动的时间跨度）在10小时的观测中，在杜鹃座-钟表座星协的年轻（4千万年）早期M星上发现了18个耀斑，其中10个具有$>10^{30}$ erg的能量。这意味着年轻的M星上的耀斑比“不活跃”的场龄M矮星上以相同速率发生的耀斑能量高100- 1000 $\times$。然而，当能量是由静态发射归一化有没有年轻和现场年龄的样品之间的统计差异。观测到的能量最高的耀斑被称为“Hazflare”，在FUV中发射出$10^{32.1}$ erg的能量，比以前用HST的COS或STIS摄谱仪在FUV中观测到的任何恒星耀斑都要高出30 $\times$。它伴随着$15,500\pm400$ K黑体发射，亮度足以将其命名为超级耀斑（$E>10^{33}$ erg），估计热辐射能量为$10^{33.6_{-0.2}^{+0.1}}$ erg。该黑体在FUV（912- 1700 nm）中发射其通量的18 $^{+2}_{-1}$ %，在FUV中分子通…
2020-11-24 astro-ph.SR
FUMES IV: Optical and Far-ultraviolet Spectra of a Flare on the M Dwarf GJ 4334
本研究通过多光谱仪观测中等活动M型矮星GJ 4334的耀斑，发现其光学与远紫外发射线的动态特征及巴尔末系时标趋势，对比EV Lacertae揭示大耀斑过剩，为恒星磁活动关键转变附近的耀斑研究提供数据。
2025-08-25 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
Near and Mid UltraViolet Observations of X-6.3 flare on 22nd February 2024 recorded by the Solar Ultraviolet Imaging Telescope on board Aditya-L1
利用 Aditya-L1/SUIT 八个窄带滤光片首次观测到 2024 年 2 月 22 日 X6.3 耀斑的近/中紫外辐射，发现不同波段的峰值延迟差异，并首次在 NB02 中探测到亮核，展示了 SUIT 的耀斑研究能力。
2025-02-27 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
Evolution of Hard X-ray Sources and Ultraviolet Solar Flare Ribbons for a Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope
研究了2005年5月27日活动区NOAA 10767中M1.1耀斑的硬X射线源和耀斑带的磁场结构。在非线性无力场外推中，我们发现在同一极性反转线上，一个小的喷发前磁通量绳位于剪切磁弧附近。Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和过渡区和日冕探测器（TRACE）分别在X射线和紫外线（UV）1600 nm波段观测到了这一局限耀斑。在该事件中，在几个位置发生了磁重联。它首先开始在爆发前的弦绳的位置。观测结果表明，在耀斑爆发前10分钟左右，爆发前的磁通量绳与剪切磁弧之间发生了磁重联。这意味着形成了更大的通量绳，正如TRACE所观察到的那样。接下来，硬X射线（HXR）源出现在耀斑峰值的这个较大通量绳的足点。相关联的高能粒子可能已经在磁通绳下方、重联区域内或周围加速。尽管如此，HXR源和通量绳足点之间的紧密空间关联有利于通量绳内的加速度。最后，一个大的太阳区域，包括活动区NOAA 10766和10767的拓扑分析表明，存在大规模的准分界线层（QSL）的爆发前的通量绳。在耀斑期间，在这些QSL没有发现增强的发射，但紫外耀斑带停止在最近的大规模QSL的边界。
2011-11-08 astro-ph.SR
Evidence of Extreme Ultraviolet Resonant Excitation in the Middle Corona During A Solar Flare
本研究利用STEREO、MAVEN等对2016年1月6日地球临边后的太阳耀斑观测，结合模型证实共振激发可使耀斑附近冕区极紫外发射增强约45%，与观测到的约60%亮度增幅相符，提示该效应需纳入冕区发射模型。
2025-04-11 astro-ph.SR
Chromospheric Evaporation in an M1.8 Flare Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
我们讨论的色球蒸发的复杂耀斑，发生在2012年3月9日03：30 UT附近的日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的观测。这是一个具有强能量输入的多重事件，在EIS观察时达到了M1.8级。EIS获得了耀斑的全CCD光谱。色球蒸发的特征是150-200 km/s的上升流，在多个位置的数百万度谱线的耀斑离子，如Fe XXII，Fe XXIII，和Fe XXIV，同时20-60 km/s的上升流，在数百万度的日冕线的离子，如Fe XII - Fe XVI。较冷的过渡区离子如O VI、Fe VIII、He II和Fe X的行为更为复杂，但在Fe VIII和Fe X线中也观察到了上升流。在接近强能量输入的空间和时间点，耀斑离子Fe XXII，Fe XXIII和Fe XXIV揭示了一个等温源，温度接近14 MK，没有强蓝移成分。在该位置处，在较冷的活性区线中存在来自诸如Fe XIII和Fe XIV的离子的强向下流动。我们推测，这种下降流可能是MHD模拟中看到的电流片重联产生的向下冲击的证据。在这个位置附近也发生了一次日震。
2012-12-17 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Model with Three Machine-Learning Algorithms Using Ultraviolet Brightening and Vector Magnetogram
我们使用机器学习开发了一个耀斑预测模型，该模型经过优化，可以预测接下来24小时内发生的最大耀斑类别。机器学习用于设计可以从大量数据中学习并做出决策的算法。我们使用了2010-2015年期间的太阳观测数据，例如太阳动力学观测台和地球同步业务环境卫星拍摄的矢量磁图，紫外线（UV）发射和软X射线发射。我们检测到的活动区域，从60个功能提取的时间差，包括磁中性线，电流螺旋度，紫外增亮，和耀斑的历史。在对特征数据库进行标准化之后，我们完全打乱并随机将其分为两部分进行训练和测试。为了研究哪种算法最适合耀斑预测，我们比较了三种机器学习算法：支持向量机（SVM），k-最近邻（k-NN）和极端随机树（ERT）。预测得分，真实技能统计量（TSS），在完全混洗的数据集上高于0.9，高于人类预测。结果发现，k-NN具有最高的性能在三种算法。特征重要性的排序表明，以前的耀斑活动是最有效的，其次是磁中性线的长度，无符号的磁通量，紫外线增亮的面积，以及超过24小时的时间差的功能，所有这些都是强烈相关的磁通量出现在一个活动区的动态。
2016-11-06 astro-ph.SR
Multiple Extreme Ultraviolet Peaks Attributed to Three-dimensional Magnetic Reconnection in a Long-duration Solar Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球物理和行星科学系地空间环境中国科学院重点实验室）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）；LESIA, Observatoire de Paris, CNRS, UPMC, Université Paris Diderot（巴黎天文台LESIA实验室（CNRS、UPMC、巴黎第七大学））；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本研究通过三维磁重联解释了长持续时间日冕爆发中多个极端紫外峰值，揭示了双丝后期阶段爆发的成因，并连接了观测、诊断与磁结构之间的关系。
2026-02-24 astro-ph.SR
The Near-Ultraviolet Continuum Radiation in the Impulsive Phase of HF/GF-Type dMe Flares I: Data
我们目前NUV耀斑光谱从哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪在两个中等振幅的U波段耀斑的dM 4 e恒星GJ 1243。这些光谱是第一批精确的通量校准，NUV耀斑光谱在M矮耀斑的脉冲阶段获得。我们同时用9架地面望远镜观测了这些耀斑，这些望远镜在巴尔末跳跃处提供了宽带测光和低分辨率光谱。在HST光谱中出现宽带连续增加，信噪比> 20，而许多Fe II线和Mg II线也增加，但与连续辐射相比，通量增强较小。这两个事件产生的最突出的巴耳末线辐射和最大的巴耳末跳跃已被观察到迄今为止在dMe耀斑光谱。一个T=9000 K的黑体低估了NUV连续耀斑通量的一个因素的两个，是一个穷人的近似白光在这些类型的耀斑事件。相反，我们的数据表明，特定的连续通量密度的峰值被限制在U波段的波长附近的巴耳末系限制。一个非常高的能量沉积率的平均超过时间的脉冲加热和冷却的辐射流体动力学模拟更好地解释了lam>2500埃耀斑连续属性。这两个事件的样本只有一端的经验色-色分布的dMe耀斑，和更多的时间分辨耀斑光谱在NUV，U-波段，和光学从lam=2000-4200埃期间需要更多的脉冲和/或更有活力的耀斑。
2018-11-09 astro-ph.SR
Fluctuations and Flares in the Ultraviolet Line Emission of Cool Stars: Implications for Exoplanet Transit Observations
恒星通量的变化可能会掩盖过境行星的光度信号。这种变化性以前没有在用于探测热彗星周围膨胀大气的紫外线中得到很好的表征。因此，我们调查了38颗F-M星在四个狭窄的光谱波段的强度变化：两个封闭的强线来自已知居住在热木星大气中的物种，CII $λλ$ 1334，1335和SiIII $λ$ 1206;一个封闭的SiIV $λλ$ 1393，1402;和36.5埃的散布连续谱。对于每个星/波段组合，我们从档案HST COS和STIS时间标记的光子数据生成60秒的节奏光变曲线。在这些光变曲线中，我们将耀斑和随机波动描述为不同形式的变化。耀斑：我们使用互相关方法检测到116个耀斑。这些事件在时间序列中平均每2.5小时发生一次，超过50%持续4分钟或更短，并且大多数在SiIV中产生最强的响应。如果耀斑发生在60分钟的凌日测量期间，90/116将破坏地球，27/116海王星和7/116木星的信号，通量的向上偏差范围为静止水平的1-109%。波动：光子噪声和潜在的恒星波动在静态数据中产生散射。我们将恒星波动建模为具有标准差$σ_x$的高斯白噪声。对于60 s测量，$σ_x$的极大似然值范围为1-41%。这些值表明，许多冷星将只允许过境检测到高置信度的紫外线共振线，如果掩星盘的半径是$\gtrsim$ 1 R $_J$。然而，对于某些M矮星，这个极限可以低至几个$R_{Earth}$。
2014-02-23 astro-ph.SR
Flare Induced Sunquake Signatures in the Ultraviolet as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly
在太阳光球层中经常观察到太阳地震（SQ），但直到最近才在色球层中检测到这些事件的特征。我们调查是否签名的SQs是常见的紫外线（UV）连续，采样太阳等离子体几百公里以上的SQs通常被检测到。我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）1600毫米和1700毫米通带的观测结果，太阳活动周期24耀斑引起的SQ签名。我们的分析基于Sharykin & Zosovichev（2020）最近的统计研究中检测到的62个SQs。我们发现62个SQ候选者中有9个产生了响应，该响应在来自AIA 1600 nm和1700 nm通道的运行差异图像中被清楚地检测到。对数据应用宽度为2 mHz（以6 mHz为中心）的二进制频率滤波器。每个SQ的第一个特征是在距离相关耀斑带5.2 Mm至25.7 Mm之间的距离处检测到的。时间-距离和回归分析使我们能够计算的表观横向速度的SQ在UV数据集，并发现最大速度高达41公里s-1，87毫米远离SQ源。我们的分析表明，可以在SDO/AIA 1600 Å和1700 Å通带中检测到耀斑诱导的SQ特征，暗示它们存在于较低的色球层中。GOES耀斑分类和SQ在这些高度的出现之间没有明显的相关性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
2018-08-20 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in extreme-ultraviolet brightenings
本研究通过分析太阳轨道器观测的22,623个极紫外亮化，发现约2.7%存在准周期脉动，周期15-260秒，与耀斑相似，支持其为小尺度耀斑，且驻波非主要驱动因素。
2025-04-21 astro-ph.SR
Eruption-Related Ultraviolet Irradiance Enhancements Associated with Flares
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
研究发现喷发物质对耀斑期间紫外辐射增强有显著贡献，可能通过非热粒子加热、欧姆加热或磁流体动力学波耗散等机制实现。
2025-12-17 astro-ph.SR
On the origin of the Extreme-Ultraviolet late phase of solar flares
太阳耀斑通常有一个脉冲阶段，然后是一个渐进的阶段，最好的软X射线发射。最近基于太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测的发现表明，一些耀斑表现出第二个大峰，与第一个主相位峰相隔数十分钟至数小时，这被称为耀斑的EUV晚期。在本文中，我们详细分析了两个晚相耀斑，M2.9耀斑在2010年10月16日和M1.4耀斑在2011年2月18日，使用多通带成像观测大气成像组件（AIA）机载SDO的EUV晚相的起源。我们发现：（1）晚相发射源自不同的磁环系统，其比主相环系统大得多且高得多。(2)这两个环路系统具有不同的热演化过程。虽然后期相位环路拱廊在从高温到低温跨越一个多小时的稍后时间逐渐达到其峰值亮度，但主相位环路拱廊在所有温度下几乎同时（在几分钟内）达到其峰值亮度。(3)然而，两个环系统似乎是磁性连接的，形成了一个不对称的磁四重配置。(4)此外，紫外波长的足点增亮显示出从主耀斑区域到后期拱廊系统的远程足点的约一分钟的系统延迟。我们认为，EUV后期阶段是一个长期的冷却过程中的较大的磁拱廊系统的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
Constraining the Mass Loss and the Kinetic Energy of Solar Coronal Mass Ejections with Far-Ultraviolet Flares
本研究拓展太阳耀斑与CME的相关性至远紫外波段，建立了1600 Å FUV耀斑参数与关联CME质量、动能等的经验关系，为估算类太阳恒星CME性质、评估系外行星大气侵蚀提供框架。
2025-10-02 astro-ph.SR
Diagnostic Analysis of the Solar Proton Flares of September 2017 by Their Radio Bursts
2017年9月4日至10日发生在太阳上的强大耀斑是在1970- 1980年代在IZMIRAN开发的质子耀斑定量诊断技术的基础上进行分析的。结果表明，能量为几十MeV的质子来地球的通量和能谱与2.7- 15.4GHz微波射电爆发的强度和频谱有定性和定量的对应关系。特别是，9月4日的耀斑。在频率f ~ 3GHz处具有峰值无线电通量S ~ 2000 sfu（即，（具有软射电频谱）伴随着一个显著的质子通量J（> 10 MeV）~ 100 pfu和γ指数~ 3.0的软能谱，以及9月10日的强耀斑。在f ~ 15 GHz时具有S ~ 21000 sfu（即，具有硬无线电频谱）导致非常强烈的质子事件，J（> 10 MeV）~ 1000 pfu，具有硬能谱（γ ~ 1.4），包括地能级增强（GLE 72）。这进一步证明，无论太阳上粒子加速的具体来源是什么，微波射电爆发的数据都可以成功地用于诊断质子耀斑。
2018-08-15 astro-ph.SR
Rising Near-Ultraviolet Spectra in Stellar Megaflares
本文利用哈勃望远镜观测M型矮星超级耀斑的近紫外光谱，发现其无法用单一黑体模型描述，提出需用高能质子或电子束对低层大气进行强碰撞加热才能重现上升的NUV连续谱。
2024-11-12 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Wave and Quasi-periodic Pulsations during an eruptive M-class Flare
本文通过多波段观测和三维重建，研究了2011年2月24日M3.5级耀斑相关的暗条爆发，发现其驱动的EUV波传播速度约381–399 km/s，并揭示耀斑准周期脉动（80–120 s）由电流片中等离子体团引发的准周期磁重联所产生。
2025-09-22 astro-ph.SR
Hard X-ray and ultraviolet emission during the 2011 June 7 solar flare
在耀斑期间，特别是在准周期脉动的背景下，X射线和紫外线发射之间的关系仍然不清楚。为了解决这个问题，我们研究了2011年6月7日爆发耀斑期间的脉冲X射线和紫外辐射利用X射线成像RHESSI和紫外1700 A成像SDO/AIA。该事件与X射线和可能的UV发射中的准周期性脉动以及硬X射线足点的基本平行和垂直运动有关。平行于耀斑带的足点运动是不寻常的;它至少在两个场合被证明是反向的。然而，没有相关的短时间尺度运动的UV明亮区域。此外，我们发现，最亮的X射线和紫外线区域的位置是不同的，特别是在耀斑脉冲阶段的早期部分，尽管他们的综合排放强烈相关的时间。相关分析的测量耀斑的属性，如脚点分离，耀斑剪切，光球磁场和日冕重联率，揭示了-在脉冲阶段-25 - 50 keV的硬X射线通量与这些属性只有微弱的相关性，在以前的研究相反。我们解释了这一事件的长期行为，其中的X射线非热，热，紫外线发射源出现时间和空间上的一致性，和短期行为，其中的发射源是不一致的，准周期性脉动是一个占主导地位的功能，需要解释。我们认为，硬X射线足点的短时间尺度行为，所观察到的准周期性脉动的性质，是由基本的，尚未观察到的性质的重联区和粒子加速网站。这对目前的三维耀斑重联模型提出了挑战。
2013-08-09 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to Large Electron Beam Fluxes in Solar Flares III: Comprehensive Modeling of the Brightest Observed Near-Ultraviolet Continuum Source in an X9 Solar Flare
National Solar Observatory, University of Colorado Boulder（美国国家太阳天文台，科罗拉多大学博尔德分校）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（大气与空间物理实验室，科罗拉多大学博尔德分校）
针对2024年X9级太阳耀斑的最亮近紫外连续谱源，本文利用一维辐射流体动力学模型模拟非热电子束产生的色球凝聚，对比观测结果揭示现有模型的冷却速率偏差，且模型结果无法解释恒星超级耀斑的远紫外连续谱观测。
2025-11-14 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Dynamics of plasma heating and energy distributions of accelerated electrons during solar flares based on X-ray and ultraviolet emission
本论文的目的是通过重建加速/加热电子的能量分布来研究太阳耀斑的性质，基于EUV和X射线观测的耀斑等离子体诊断，以及在“标准”耀斑模型中估计热平衡。X射线数据来自Ramaty高能太阳光谱成像仪和俄罗斯太阳观测台KORONAS-F（IRIS实验）。太阳动力学观测/大气成像组件（SDO/AIA）提供的EUV数据。在第一章中，提出了一种新的技术，它允许在第一次确定的光子谱的基础上KORONAS-F/IRIS的观测，然后使用随机搜索方法和Tikhonov正则化方法重建的发射电子的能谱。在第二章中，介绍了同时拟合模型差分发射测量函数（DEM）RHESSI和SDO/AIA数据的技术，它允许推断电子分布的X射线和EUV观测。所提出的方法允许重建加速/加热电子的光谱和耀斑等离子体的基本参数，如温度，发射测量，总电子数密度，和耀斑能量。此外，还开发和应用了适合于DEM分析和耀斑平均电子通量谱的解析函数，以及以差分发射测度形式表示的卡帕分布。第三章考虑了在“标准”耀斑模型下不同耀斑区日冕环的热平衡和硬X射线发射。本论文基于以下论文：Motorina等人，TePh，2012，Motorina & Kontar，Ge&Ae，2015，Battaglia et al.，ApJ，2015，Motorina等人，TePh，2016，Tsap等人，Ge&Ae，2016.
2017-10-29 astro-ph.SR
X-class flare on Dec 31, 2023, observed by the Solar Ultraviolet Imaging Telescope on board Aditya-L1
基于SUIT等多仪器观测，研究2023年12月31日X级耀斑中等离子体团抛射的运动学、热性质及磁重联关联，首次在NUV波段观测到该现象。
2025-04-07 astro-ph.SR
X-Ray and Ultraviolet Flares on AT Microscopii Observed by AstroSat
我们目前的活动M-矮二进制AT Mic（dM4.5e+dM4.5e）与轨道天文台AstroSat获得的意见。在20千秒的观测中，在远紫外（$130-180$ nm）和软X射线（$0.3-7$ keV）光谱范围内，我们发现了静态发射和至少五个耀斑的不同组成部分的二进制。X射线耀斑通常比紫外线耀斑长，并且相对于紫外线耀斑延迟（$5-6$分钟），这与Neupert效应一致。利用X射线光谱拟合，我们估计了发射等离子体的参数。结果表明，存在一个热的多热日冕的平均温度范围内的$\sim 7-15$ MK和$\sim (2.9-4.5)\times 10^{52}$ $\textrm{cm}^{-3}$的排放措施，在耀斑期间的温度和排放措施增加。据估计，AT Mic日冕中重元素的丰度远低于太阳（太阳光球值的$\sim 0.18-0.34$）;日冕丰度在耀斑期间由于色球蒸发而增加。探测到的耀斑的能量为$\sim 10^{31}-10^{32}$ erg;能量-持续时间关系表明存在比典型太阳耀斑更强的磁场。
2022-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late-Phase Flares: Before and During the Solar Dynamics Observatory Mission
SDO的EUV观测揭示了暖日冕辐射的有趣特征，在耀斑期间，暖日冕辐射在热日冕X射线辐射峰值之后很快达到峰值，然后有时在X射线耀斑峰值之后数小时达到第二次峰值。这种耀斑类型，有两个温暖的日冕发射峰，但只有一个X射线峰，被命名为EUV晚期。这些耀斑具有以下独特的性质：i）具有复杂的磁场结构，具有两组初始日冕环，其中一组覆盖在较低的组上，ii）具有在较低的组中启动并干扰两个环组的喷发耀斑，iii）具有仅从较低的组发射的热日冕发射，以及iv）具有与较低集合相关联的暖日冕发射的第一峰值，并且其第二峰值从较高集合发射得晚得多。爆发对日冕环的扰动是在同一时间发生的，但在耀斑后重联期间，加热的日冕环的松弛和冷却有不同的时间尺度，较长的上部环明显滞后于下部环。这些冷却时间尺度的差异与暖日冕发射的两个峰值时间之间的差异有关，并且在具有两个不同衰变的X射线发射的衰变轮廓中也是明显的，在暖日冕发射的第二个峰值的时间期间，第一个衰变斜率更陡，延迟的衰变斜率更小。利用3年SDO/EVE观测资料，分析了Fe XVI两个耀斑峰之间的EUV晚期衰变时间与X射线衰变斜率的频率和关系，并利用X射线双衰变特征估算了过去4个太阳活动周的EUV晚期耀斑频率。这项研究表明，极紫外后期耀斑的频率峰值之前和之后，每个太阳活动周期的最低点。
2014-01-22 astro-ph.SR
New Time-Resolved, Multi-Band Flares In The GJ 65 System With gPhoton
描述耀斑性质和发生率的分布对于理解M矮系外行星的可居住性非常重要。GALEX太空望远镜在两个紫外波段对GJ 65系统进行了15900秒（约4.4小时）的观测，GJ 65系统由活跃的M星BL Cet和UV Cet组成。耀斑和冷星光球之间的流量对比在紫外线波长处最大，GJ 65是最明亮和最近的耀斑M矮星系统，具有显著的GALEX覆盖范围。因此，它是用GALEX测量低能耀斑的最佳机会。我们从校准的光子事件中构造了高节奏的光变曲线，发现了13个新的耀斑事件，其NUV能量范围为10^28.5 - 10^29.5尔格，并恢复了一个先前报道的耀斑，其能量为10^31尔格。新报道的耀斑是在紫外线下观测到的最小的M矮星耀斑之一，具有足够的时间分辨率来辨别光变曲线形态。在这些低能量的估计耀斑频率是一致的外推从其他调查测量的活动M矮星上的高能量耀斑的分布。在我们的样本中最大的耀斑是足够明亮，超过当地的非线性阈值的GALEX探测器，这排除了颜色分析。然而，我们检测到准周期脉动（QPP）在此耀斑在FUV和NUV波段在一个周期的~50秒，我们解释为调制的耀斑的色球热辐射通过定期触发的再连接由外部MHD振荡在日冕。
2022-02-06 astro-ph.SR
Continuum Enhancements in the Ultraviolet, the Visible and the Infrared during the X1 flare on 2014 March 29
在许多耀斑（“白光耀斑”）中观察到增强的连续亮度，但仍然不清楚哪些过程有助于发射。为了理解这种排放所需的能量传输，我们必须首先确定排放过程和排放源区域。可能的原因包括色球层的加热导致氢的自由束缚跃迁产生光学上薄或厚的发射，以及光球层的加热导致H $^-$连续谱亮度的增强。为了研究这些可能性，我们结合了IRIS，SDO/HMI和地面FIRS仪器的观测结果，涵盖了X1耀斑SOL 20140329 T17：48期间的远紫外，近紫外，可见光和红外波长。黑体光谱与红外和可见光波长的拟合是合理的，得到辐射温度$\sim$ 6000-6300 K。NUV辐射，在未受干扰的条件下形成于上层光球，在耀斑期间超过了这些简单的拟合，需要来自色球层中的巴耳末连续谱的额外辐射。因此，连续光谱来源于光球层（可见-IR）和色球层（NUV）的增强辐射。从标准的厚靶耀斑模型出发，计算了RHESSI观测到的非热电子的能量，并与连续谱辐射的能量进行了比较。我们发现，能量包含在大多数电子$>$ 40千电子伏，或可替代地，$\sim$ 10-20%的电子$>$ 20千电子伏是足以解释额外的连续发射的$\sim4-8 \times 10^{10}$尔格的$^{-1}$厘米$^{-2}$。此外，从RHESSI HXR和IRIS观测的时间，我们得出结论，NUV连续发射时，观测到的HXR发射的时间差不超过15秒几乎是瞬间的。
2015-11-13 astro-ph.SR
Enhanced Peak and Extended Cooling of the Extreme-ultraviolet Late Phase in a Confined Solar Flare
研究分析一次X1.8非爆发性太阳耀斑，提出磁通量绳失败爆发加热及环截面随高度扩张机制，解释EUV晚期相的增强峰值与延长冷却。
2024-10-24 astro-ph.SR
Time-Dependent Density Diagnostics of Solar Flare Plasmas Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站（SDO）上的极紫外光变率实验（EVE）数据，对太阳耀斑等离子体的时间分辨电子密度进行了测量。EVE光谱范围包含在10^4 - 10^7 K之间形成的发射线，包括高度电离的铁（> 10 MK）的跃迁。使用三种密度敏感的Fe XXI比率，在四次X级耀斑中发现了10 ^（11.2）-10 ^（12.1）cm ^（-3）的峰值电子密度。虽然以前在这样的高温下的密度测量是在一个耀斑事件期间只在一个点，EVE现在允许这些高温密度的时间演变，以确定在10秒的节奏。与GOES数据的比较表明，密度的时间曲线的峰值，为每一个线的比率相关以及与排放量的时间曲线的每个事件的研究。
2012-07-09 astro-ph.SR
On the Nature of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of Solar Flares
太阳耀斑的极紫外（EUV）晚期是暖日冕发射的第二个峰值（例如，Fe XVI）在GOES软X射线峰之后的许多分钟到几个小时。它首先由太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测到。晚相发射源自第二组较长的环（晚相环），其高于主耀斑环。它被认为是由额外的加热或长期冷却引起的。在本文中，我们研究的作用，长期持续的冷却和额外的加热在产生EUV后期使用“基于循环的热演化”（EBTEL）模型。我们发现，一个长期的冷却过程中的后期阶段环路可以很好地解释的EUV后期阶段发射的存在，但我们不能排除在衰变阶段的额外加热的可能性。此外，我们提供了两个初步的方法的基础上的紫外线和极紫外线发射的大气成像组件（AIA）上SDO，以确定是否有额外的加热发挥一定的作用或没有在后期阶段的排放。利用非线性无力场模型，我们研究了极紫外后期的磁位形。研究发现，晚相既可以在与磁零点相关联的热脊磁力线中产生，也可以在多极磁场的大尺度磁环中产生。在本文中，我们还讨论了为什么在暖日冕辐射中通常观察到EUV晚期相，以及为什么大多数耀斑不表现出EUV晚期相。
2014-07-22 astro-ph.SR
Spectral Evidence for Heating at Large Column Mass in Umbral Solar Flare Kernels I: IRIS NUV Spectra of the X1 Solar Flare of 2014 Oct 25
GOES X1耀斑SOL 2014 -10- 25 T17：08：00是利用IRIS在近、远紫外波段观测到的一个三带太阳耀斑。其中一个耀斑带穿过太阳黑子本影，产生了戏剧性的，$\sim1000$ %的近紫外（NUV）连续辐射增加。我们全面分析了本影耀斑增亮的紫外光谱数据，这为色球速度场和白光连续辐射的辐射流体动力学模拟提供了新的挑战。在本影耀斑增亮的发射线轮廓表现出红移和轮廓不对称性，但这些都显着小于另一个，充分研究的X级太阳耀斑。我们提出了NUV连续谱强度与Fe II 2814.45 Ang强度的比率。这种连续谱线比是一种新的光谱诊断显着加热柱质量（log $m/$ [g cm $^{-2}] >-2$）在太阳耀斑，因为连续谱线和发射线辐射起源于相对相似的温度，但适度不同的光学深度。这些IRIS数据的全光谱读数也允许全面调查的耀斑NUV景观：除了许多线的Fe II和Cr II，我们确定了一个新的太阳耀斑发射线，他我$\lambda2829.91$（如以前确定的实验室和早期类型的恒星光谱）。费米/GBM硬X射线数据提供输入的辐射流体动力学模型（这将在文件II），以更好地了解大的连续线比，白光连续辐射的起源，以及在低层大气中的电子束加热的作用。
2019-05-07 astro-ph.SR
Origin of Coronal Extreme Ultraviolet Shockwaves without a Coronal Mass Ejection Event
Tufts University（塔夫茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）
通过比较有无日冕物质抛射（CME）的日冕大尺度传播前沿（LCPF）事件，发现无CME的孤立耀斑产生的日冕波传播较慢，且其软X射线特性表明能量释放率较低，暗示不同的产生机制。
2026-07-10 astro-ph.SR
Flare Induced Photospheric Velocity Diagnostics
利用RADYN和RH程序对太阳耀斑进行了辐射流体动力学模拟，研究了电子束加热引起的光球Fe I谱线的扰动。我们调查如何在光束参数的变化导致在诱导光球速度的可辨别的差异。线合成显示显着的色球贡献的线轮廓，导致一个明显的红色不对称性高达40米/秒接近最大的光束加热的时间，这是不反映的上升流速度，在这些时间产生的辐射流体动力学模拟。整个谱线轮廓的明显红移是由显着的色球发射产生的，它的蓝移高达400米/秒，并填充了近静止光球吸收轮廓的蓝色一侧。因此，在耀斑期间从光球线剖面中可以得到的速度信息必须小心处理，以减轻大气较高部分提供错误速度信号的影响。
2021-05-05 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
Fine-scale flare structures and their energetic implications from short-exposure extreme-ultraviolet imaging
Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学艺术大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）；University College London（伦敦大学学院）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
该研究利用太阳轨道器HRIEUV短曝光观测结合STIX数据，揭示了耀斑致密精细结构，发现其足点面积远小于常规观测结果，为耀斑局部能流研究提供了关键约束。
2026-08-28 astro-ph.SR
Near-Ultraviolet Continuum Modeling of the 1985 April 12 Great Flare of AD Leo
白光恒星耀斑现在报告了数以千计的长基线，高精度，宽波段测光任务，如开普勒，K2和TESS。这些观测结果对于评估系外行星大气中的生物特征和低质量恒星周围宜居带行星的表面紫外线辐射剂量至关重要。然而，这些评估的一个局限性是缺乏对恒星耀斑的近紫外光谱观测。为了激发进一步的实证研究，我们使用网格的辐射流体动力学模拟与更新的治疗的压力加宽的氢线预测的$λ\approx 1800-3300$连续通量的上升和峰值阶段的一个良好的研究superflare从dM 3e星AD狮子座。这些预测是基于半经验叠加的辐射通量谱组成的高通量电子束模拟与一个大的，低能量的截止（$\gtrsim 85$ keV）和较低的通量电子束模拟与一个较小的，低能量的截止（$\lesssim 40$ keV）。双分量模型全面解释了氢原子的巴耳末谱线展宽、光学连续谱色温、巴耳末跃变强度以及耀斑上升/峰值阶段的远紫外连续谱强度和形状。我们使用空间分辨分析的太阳耀斑数据的接口区域成像光谱仪，结合先前的辐射流体动力学建模的结果2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48），解释的两个组件的电子束模型，代表明亮的内核和较暗的带状物在一个更大的区域的空间叠加。
2022-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALEXIS: Recreating the X-Ray Emission from the Full Solar Disk as a Linear Combination of Discrete Regions in the Extreme Ultraviolet and Soft X-Rays
提出ALEXIS流水线，将太阳圆盘X射线通量分解为离散区域，以构建更准确的耀斑普查，其目录优于现有数据库并增加15%的耀斑报告。
2025-04-23 astro-ph.SR
A Spectroscopic Measurement of High Velocity Spray Plasma from an M-class Flare and Coronal Mass Ejection
与2011年2月16日M1.5级耀斑相关的日冕物质抛射喷射等离子体被发现表现出850 km/s的多普勒蓝移--这是迄今为止从太阳盘和内日冕的紫外线（UV）或极紫外线（EUV）光谱学报告的最大值。观测结果的不寻常之处在于，发射线（Fe XII 193.51 A）没有直接观测到，但多普勒频移如此之大，以至于蓝移分量出现在192.82 A的波长窗口中，旨在观测O V，Fe XI和Ca XVII的线。Fe XII 195.12 A发射线被用作193.51 A其余成分的替代物。这一观测突出了在观测高度动态的太阳现象时使用窄波长窗口进行光谱仪观测的风险。紫外太阳光谱仪，包括即将到来的多缝太阳探测器（MUSE）的任务，大多普勒频移的后果进行了讨论。
2022-04-20 astro-ph.SR
"Dandelion" Filament Eruption and Coronal Waves Associated with a Solar Flare on 2011 February 16
与太阳耀斑相关的日冕扰动，如H $α$ Moreton波、X射线波和极紫外（EUV）日冕波，在此讨论与日冕中的磁流体动力学快模波或冲击的关系。为了了解日冕扰动的机制，在多个波长上进行具有高空间和时间分辨率的全圆盘太阳观测至关重要。在秘鲁伊卡大学耀斑监测望远镜拍摄的H $α$图像中，我们观测到了一个与2011年2月16日M1.6耀斑相关的“”形暗条喷发。我们推导出了爆发暗条的三维速度场。我们还确定闪烁的细丝，位于远离耀斑网站的H $α$图像，而没有摩顿波观察。通过比较闪烁灯丝的时间演变与极紫外图像数据中看到的日冕波的大气成像组件上的{\it太阳动力学观测站}和极紫外成像仪上的{ \it日地关系观测站-Ahead}，我们确认闪烁灯丝被激活的EUV日冕波。
2017-01-02 astro-ph.SR
The chromosphere during solar flares
在过去的一二十年里，观测和理论耀斑研究的重点一直放在耀斑日冕上，注意力已经从耀斑的色球层方面大大转移。然而，虽然耀斑前的能量储存在日冕中，辐射耀斑主要是一种色球现象，其色球发射提出了丰富的诊断耀斑的热和非热成分。我将在这里回顾耀斑能量释放的色球特征，以及在标准耀斑模型的背景下应用这些诊断所带来的问题。我将提出一些关于通过其他方式向色球层传输能量的想法，以及在这样一个模型中人们可能期望的电子加速的计算。
2010-01-05 astro-ph.SR
A Catalog of Solar Flare Events Observed by the SOHO/EIT
我们编制了一个太阳耀斑的目录，由极紫外成像望远镜（EIT）上的太阳和日光层天文台（SOHO）航天器和GOES航天器在1997年至2010年的跨度观察。在1998年年中，EIT图像的节奏从每天两个图像修改为12分钟。然而，低的时间分辨率导致在捕捉大部分的耀斑现象的显着的数据差距。因此，我们监测耀斑检测的耀斑参数，如时间重叠，观测波长，并考虑全视场（FOV）的图像可能出现的错误。我们认为GOES耀斑目录作为主要来源。我们描述了用于增强GOES检测到的耀斑使用EIT仪器捕获的极紫外（EUV）图像的技术。为了检测增亮，我们以25分钟的最大节奏减去图像。我们通过虚拟太阳天文台（VSO）下载并分析了EIT数据。SOHO/EIT期间的耀斑数据集被证明是太阳耀斑预测过程中不可或缺的，因为该仪器已经覆盖了太阳活动周期23的大部分时间。
2020-07-10 astro-ph.SR
Stellar Flares Are Far-Ultraviolet Luminous
Churchill Scholar（丘吉尔学者）；Cavendish Laboratory, Department of Physics, University of Cambridge（剑桥大学物理系卡文迪许实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, Pomona College（波莫纳学院物理与天文系）；FINESST FI；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文系）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics, The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与亚原子物理中心）；Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天体物理研究所）
研究发现恒星耀斑的远紫外辐射强度显著高于近紫外，且与恒星总紫外能量及颜色参数相关，挑战了传统黑体模型假设。
2023-12-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Energy partition in a confined flare with an extreme-ultraviolet late phase
本文对2011年9月9日发生的M1.2级极紫外（EUV）大尺度晚相局限耀斑进行了再分析，重点研究了耀斑的能量分配。1 $-$ 70 μ m中的辐射（$\sim$ 5.4 $\times$ 10 $^{30}$ erg）比70 $-$ 370 μ m中的辐射大近11倍，比1 $-$ 8 μ m中的辐射大近180倍。根据简化的示意图，估计耀斑后环的峰值热能为（1.7 $-$ 1.8）$\times$ 10 $^{30}$ erg。基于以前的基于焓的环路热演化（EBTEL）模拟结果，主燃烧环路和后期环路的能量输入分别为（1.5 $-$ 3.8）$\times$ 10 $^{29}$ erg和7.7 $\times$ 10 $^{29}$ erg。耀斑加速电子的非热能（（1.7 $-$ 2.2）$\times$ 10 $^{30}$ erg）与峰值热能相当，足以提供主耀斑环和晚期环的能量输入。耀斑前的磁自由能（9.1 $\times$ 10 $^{31}$ erg）足够大，可以提供加热要求和辐射，表明磁自由能足以为耀斑提供动力。
2021-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
