Successive Solar Flares and Coronal Mass Ejections on 2005 September 13 from Noaa Ar 10808
我们提出了一个多波长的研究，2005年9月13日从NOAA 10808的爆发，产生了总共四个耀斑和两个快速日冕物质抛射（CME）在1.5小时内。我们主要注意的是，这些喷发发生在时间上的紧密连续性，并且所有这些都位于活动区的S形磁极性反转线（PIL）。在我们的分析中，（1）第一次耀斑产生的扰动沿着PIL向南传播，导致了一次主要的暗条爆发，导致了第一次CME和下面的第二次耀斑。(2)第一次CME部分去除了三角洲北部黑子上方的叠加磁场，以允许第三次耀斑和第二次CME。(3)在第四次耀斑期间的带状分离将表明由第二次CME打开的叠加场线的重新闭合。这一系列耀斑和日冕物质抛射是通过膨胀的磁结构和附近的磁场之间的磁重联相互关联的。这些结果补充了以前的作品在这一事件与建议的因果关系之间的连续爆发。
2009-08-04 astro-ph.SR
Dynamics of Late-Stage Reconnection in the 2017 September 10 Solar Flare
在这篇多仪器论文中，我们寻找持续磁重联的证据，远远超过2017年9月10日X8.2级太阳耀斑的脉冲阶段。利用Hinode/EIS、CoMP、SDO/AIA、K-Cor、Hinode/XRT、RHESSI和IRIS等方法，研究了耀斑动力学和拓扑结构的后期演化，并与标准太阳耀斑模型的重联特征进行了比较。检查以前未发表的EIS数据，我们提出了著名的等离子体片结构内的非热的速度和温度的演变，耀斑的持续时间的前四个小时。在更长的时间尺度上，我们使用差分发射测量和偏振数据来研究耀斑等离子体片和尖点结构的寿命，发现等离子体片在2017年9月11日的CoMP线性偏振观测中仍然可见，在其最后一次出现在EUV之后很久。我们推断，在耀斑爆发后27小时，某种形式的磁重联仍在进行中。
2020-09-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fermi-LAT observations of the 2017 September 10$^{th}$ solar flare
费米-大面积望远镜（LAT）探测到2017年9月10日的X8.2 GOES级太阳耀斑，首次观测到与地面增强（GLE）相关的长时间高能伽马射线耀斑。这个耀斑的100 MeV以上的辐射持续了12个多小时，包括脉冲阶段和扩展阶段。我们提出了伽马射线发射的本地化，并发现它是一致的活动区（AR），从耀斑发生在一个持续6个多小时的时间，而不是什么被发现为2012年3月7日耀斑。从伽马射线数据推断的质子指数的时间变化似乎表明两个阶段的加速质子人口。基于时间参数，我们解释的第二阶段是捆绑到加速机制供电的GLE，被认为是粒子加速日冕物质抛射驱动的日冕冲击。
2018-03-20 astro-ph.HE 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
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
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
Eruption of a multi-flux-rope system in solar active region 12673 leading to the two largest flares in Solar Cycle 24
2017年9月的太阳活动区（AR）12673产生了第24太阳活动周中最大的两次耀斑：9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2耀斑。我们试图详细地研究这两个大耀斑的演化过程以及与之相关的复杂磁系统。借助于NLFFF模型，我们确定了一个双层磁通绳配置以上的极性反转线（PIL）的AR核心区域。这两条磁绳的北端根植于一个负极性磁斑，在9月6日X9.3级耀斑之前，磁斑开始沿PIL运动并逆时针旋转。强烈的剪切运动和旋转导致两条磁通量绳的失稳，其中上一条绳随后由于扭结不稳定而向上爆发。紧接着，在这些绳索旁边的另外两组扭环束受到扰动，在5分钟内相继爆发，就像一个链式反应。同样，在9月10日同一AR发生的X8.2耀斑期间，检测到多个喷出物成分连续喷发。本文分析了03年9月至06年9月的AR磁场的演化，发现在主黑子的东面有五个偶极相继出现。这些偶极子之间的相互作用不断发生，伴随着磁通量抵消和强烈的剪切运动。在AR 12673中，显著的磁通出现和不同出现的偶极子之间的连续相互作用导致了复杂的磁系统，伴随着多个磁通绳和扭曲的环束的形成。我们认为，一个多通量绳系统的爆发导致了太阳活动周期24中的两个最大的耀斑。
2018-10-22 astro-ph.SR
Successive flux rope eruptions from $δ$-Sunspots region of NOAA 12673 and associated X-class eruptive flares on 2017 September 6
在本文中，我们对2017年9月6日发生在S形活动区NOAA 12673的两个X2.2和X9.3级X级太阳爆发耀斑进行了多波长分析，结合了太阳动力学观测站上的大气成像组件和日震磁成像仪仪器的观测。在报告的活动当天，活动区的光球结构显示出一个非常复杂的$δ$ -太阳黑子网络，导致在热极紫外通道中观察到的日冕S形。这两个X级耀斑都是在$\sim$ 3小时的间隔内从S形核心依次启动的，并作为一个单一的“S形-到-拱廊”事件进行。差分发射测量分析揭示了强烈的加热等离子体的核心活动区的权利，从预耀斑阶段，进一步加强和空间扩展，在每个事件。在耀斑爆发前阶段，通过对早期耀斑增亮和遥远的微弱带状结构位置的日冕磁场进行非无力场模拟，识别出一个预先存在的磁零点，为太阳爆发模型提供了支持。磁外推还揭示了磁绳结构之前，随后支持的观测热EUV通道的爆发的两个耀斑。第二次X级耀斑在两组耀斑带的演变中与标准耀斑情景偏离，这两组耀斑带在空间上分离良好，提供了两个日冕高度处的磁重联的确凿证据。
2018-10-31 astro-ph.SR
Drifting Pulsation Structure at the Very Beginning of the 2017 September 10 Limb Flare
漂移脉动结构是太阳耀斑爆发初期观测到的重要射电精细结构。有人认为，DPS携带着太阳耀斑能量释放过程的重要信息。我们研究了2017年9月10日在微波，EUV和X射线观测提供的空间和光谱诊断背景下在X8.2级耀斑中观察到的DPS。我们描述的DPS和它的子结构，观察到的第一次。我们使用一种新的小波技术来揭示DPS的特征周期及其频带。比较这个DPS中发现的脉动周期与以前的DPS中发现的脉动周期，我们发现新的非常短的周期在0.09-0.15秒的范围内。我们目前的EOVSA图像和光谱的微波源观测期间的DPS。这个DPS在其最开始时具有两个频带（1000-1300 MHz和1600- 1800 MHz）中的脉动，这两个频带通过快速漂移突发相互连接。我们表明，这些双带脉动开始的时刻，当喷出的灯丝分裂在撕裂运动的位置，其中一个签名的耀斑电流sheetlater出现。使用标准耀斑模型和以前的观测DPS，我们解释这些双带脉动作为超热电子的射电签名被困在上升的磁绳和耀斑拱廊的时刻，耀斑磁重联开始。结果进行了讨论的情况下，在上升的磁绳的等离子体团。
2020-03-26 astro-ph.SR
RESIK and RHESSI observations of the 20 September 2002 flare
CORONAS-F上RESIK仪器的软X射线光谱3.33 A - 6.15 A构成了研究太阳耀斑等离子体物理条件的独特数据库，使计算差分发射措施成为可能。最短波长的两个RESIK通道与RHESSI光谱能量范围的低端重叠，该范围位于3 keV左右，从而可以比较两个数据集。我们的目标是比较RESIK和RHESSI光谱仪的观测结果，并将这些仪器相互关联。观测结果进行了比较与合成光谱计算的基础上的一维流体动力学（1D-HD）建模的结果。2002年9月20日对耀斑进行了分析。根据RHESSI和SOHO/EIT的图像，我们估计了1D-HD建模所需的耀斑环的几何形状。从RHESSI谱确定非热电子（NTE）的分布。1D-HD模型假设具有幂律谱的非热电子被注入到耀斑环的顶点。然后，NTE加热并蒸发色球层，用软X射线辐射的热而致密的等离子体填充环。通过比较GOES 1 - 8 A数据的观测通量和计算通量，限制了电子的总能量。我们确定了在整个耀斑演化过程中耀斑环每一点的温度和密度，计算了由此产生的X射线光谱。根据2002年9月20日耀斑的流体动力学模拟结果计算的合成光谱与观测到的RESIK光谱在大部分时间的耀斑是一致的。该差异因子可能与RESIK和RHESSI仪器之间交叉校准的不确定度有关。
2020-08-13 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations of gamma-ray emissions from a solar flare on 2017 September 06
我们研究了X9.3耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53）的高能非热辐射的准周期脉动（QPP），这是自太阳活动周期24开始以来最强大的耀斑。QPP被确定为一系列规则的和重复的峰值在光变曲线中的伽马和硬X射线（HXR）的渠道记录的Konus风，以及无线电和微波通量测量的CALLISTO无线电频谱仪在脉冲阶段。周期是从全球小波和傅立叶功率谱，作为24-30秒的HXR和微波通道，这是与非热电子，和~20秒的伽马射线带相关的非热离子。在脉冲阶段，非热电子和离子都可以通过重复的磁重联来加速。然而，我们不能排除其他机制，如香肠模式的MHD振荡。由于X9.3太阳耀斑的能量范围与典型的恒星耀斑相差无几，因此，本次研究所探测到的QPP有助于理解太阳耀斑中的粒子加速和动力学过程，也有助于弥合恒星耀斑和太阳耀斑之间的鸿沟。
2019-12-03 astro-ph.SR
Large Magnetic Flux Rope Formation in an X2.1 Flare observed on September 6, 2011
针对2011年9月6日X2.1耀斑的观测特征，通过数据约束的MHD模拟，揭示S形场与扇脊等结构重联传递磁扭曲形成大MFR，其足点与观测的环形耀斑带及远程增亮对齐，为现象提供解释。
2025-11-18 astro-ph.SR
Modeling Electron Acceleration and Transport in the Early Impulsive Phase of the 2017 September 10 Solar Flare
2017年9月10日的X8.2级临边耀斑是研究得最好的太阳耀斑事件之一，因为它与标准耀斑模型非常相似，并且被多个航天器和地面观测广泛覆盖。这些多波长观测表明，电子加速和运输是有效的重联和耀斑环顶区域。然而，缺乏一个全面的模型来解释和解释多方面的观察。在这项工作中，我们模型的电子加速和输运的早期脉冲阶段的耀斑。我们解决帕克输运方程，其中包括在磁重联的大尺度耀斑区域的MHD模拟模拟的主要加速机制。我们发现，电子被加速到几兆电子伏，并填补了大量的重联区，类似于微波中所示的观察。电子的空间分布和光谱形状的looptop区域同意以及来自微波和硬X射线发射磁岛长大之前，占主导地位的加速。未来使用电子地图的发射建模将能够与微波和硬X射线观测进行直接比较。这些结果揭示了新的光的电子加速和传输在一个广泛的区域内的太阳耀斑的数据约束的现实耀斑几何。
2022-05-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Hot Plasma Flows and Oscillations in the Loop-top Region During the September 10 2017 X8.2 Solar Flare
在这项研究中，我们研究了2017年9月10日X8.2耀斑事件期间耀斑环上方热等离子体的运动。我们研究了主耀斑拱廊以南的区域，那里有来自界面区成像光谱仪（IRIS）和日出星极紫外成像光谱仪（EIS）的数据。我们发现，在IRIS的Fe XXI线和EIS的Fe XXIV线上，在该区域观测到20- 60 km/s的初始蓝移，并且这些蓝移的位置在大约10 min的时间内沿着拱廊向南移动。我们发现在Fe XXIV线的每个初始蓝移位置，多普勒速度都有周期约为400 s的阻尼振荡。我们的结论是，这些周期是独立的环路长度，排除磁声驻模作为一种可能的机制。欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的微波观测表明，在观测到多普勒频移的区域有非热辐射，这表明存在加速粒子。我们认为，流动和振荡是由于运动的磁场所造成的重联外流干扰的环顶区。
2020-10-22 astro-ph.SR
Evidence for flare-accelerated particles in large scale loops in the behind-the-limb gamma-ray solar flare of September 29, 2022
本研究通过多波段观测分析了2022年9月29日日缘后耀斑，发现其100 MeV以上伽马射线源于边缘后方母活动区加速的离子，并经大尺度磁结构传输至可见日面，排除了CME激波作为辐射源的可能。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X9.3 Flare on 2017 September 6: Evolving Magnetic Topology
三维磁拓扑结构对于理解太阳耀斑期间日冕中磁能的爆炸性释放至关重要。人们对耀斑前的磁拓扑结构给予了很大的关注，以确定磁重联的候选地点，但目前还不清楚磁重联及其伴随的拓扑结构变化如何塑造喷发结构，以及拓扑结构如何在喷发过程中演变。在这里，我们采用了一个现实的，数据约束的磁流体动力学模拟来研究发生在2017年9月6日的X9.3爆发耀斑的演变磁拓扑。模拟成功地再现了喷发的特点和过程中前所未有的细节。数值结果表明，耀斑爆发前日冕中存在多个不同连接方式的扭曲磁通系统，在爆发过程中，这些扭曲磁通通过绳切割式的磁重联形成一条相干磁通绳.拓扑分析表明，上升的通量绳被一个准分界线层包裹，该层在绳下方相交，形成一个称为双曲通量管的拓扑结构，在那里形成电流片，触发重联。通过绘制新重新连接的场线的足迹，我们能够再现的空间位置和，第一次，所观察到的耀斑带的时间分离，以及通量绳的脚的动态边界。此外，总重联通量的时间分布与软X射线光变曲线相当。这种对不断演变的磁拓扑结构的复杂描述为最终理解和预测太阳爆发提供了重要的见解。
2018-10-31 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
The 2017 September 6 Flare: Radio Bursts and Pulsations in the 22-5000 MHz Range and Associated Phenomena
对于2017年9月6日的耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53），我们不仅展示了不寻常的射电爆发，而且还展示了它们与EUV，白光，X射线和$γ$射线发射中观察到的其他耀斑现象的有趣时间关联。使用我们基于小波的新方法，我们发现准周期脉动（QPP）在几个位置的整个时间-频率域的分析无线电频谱（11：55-12：07 UT和22-5000 MHz）。其中漂移的QPP是新的和最有趣的，特别是在硬X射线和$γ$射线峰值时的双向QPP，以及一个日震开始。在预脉冲阶段，我们发现了一个不寻常的漂移脉动结构（DPS）与EUV增亮所造成的磁绳的相互作用。在耀斑脉冲阶段，我们发现了一个特殊的无线电爆发漂移从5000 MHz到800 MHz。关于这个漂移爆发，我们在极紫外扭曲结构的开始时间附近显示了U型爆发，并在高频（1050-1350 MHz）下显示了漂移无线电爆发作为冲击波的特征。在耀斑的高峰期，我们发现了一个额外的能量释放过程位于太阳大气中的较高海拔的迹象。这些现象解释考虑上升磁绳，磁声波和粒子束。利用密度模型，我们估计的密度，波速和源高度的双向漂移QPP，密度的预脉冲DPS和U-爆发，和密度和磁场强度的漂移无线电爆发。
2020-09-12 astro-ph.SR
Global energetics of solar powerful events on 6 September 2017
本文分析2017年9月6日太阳重大爆发的能量收支，量化耀斑辐射、CME与SEP能量，指出耀斑和CME能量相当且同源于活动区磁自由能。
2023-04-30 astro-ph.SR
On the origin of hard X-ray emissions from the behind-the-limb flare on 2014 September 1
在被遮蔽的太阳耀斑期间，从太阳大气中发射出的硬X射线和伽马射线的起源仍然存在争议。硬X射线的发射可能来自于边缘上方的环形顶部燃烧或日冕物质抛射（CME）冲击波，这是高能太阳风暴的两个副产品。为了使冲击波的假设成立，加速粒子必须在可见圆盘上的磁场线上释放并沉淀。我们提出了一个新的蒙特卡罗代码，计算粒子加速沿大日冕磁环传播的冲击。该模型的第一个实施进行了2014年9月1日的事件和建模的电子光谱进行比较，从费米伽马射线暴监测器（GBM）的测量推断。当调用粒子扩散过程时，我们的模型可以再现硬电子谱测量GBM近十分钟后，估计磁盘上的硬X射线似乎已经停止从耀斑网站。
2021-01-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Very Narrow RHESSI X-ray Flare on 25 September 2011
在2011年9月25日GOES C7.9耀斑期间持续$\sim$ 10秒的脉冲尖峰期间，RHESSI成像的异常狭窄的X射线源（SOL 2011 -09- 25 T03：32）仅为$\sim$ 2弧秒宽和$\sim$ 10弧秒长。与HMI磁图和1700 ° C下的AIA图像的比较表明，X射线发射主要来自正极性区域中的长带，很少有（如果有的话）来自负极性带的发射。然而，从RHESSI导出的发射测量和源面积估计的$\sim$ 10 $^{12}~cm^{-3}$的热等离子体源密度表明，这可以最好地解释为日冕硬X射线源，其中能量小于$\sim$ 50 keV的加速电子被日冕中的库仑碰撞阻止，从而解释了更常见的明亮X射线足迹点的缺乏。RHESSI谱的分析显示出更大的一致性与多温度分布和低能量截止到22千电子伏的加速电子谱相比，12千电子伏，如果假设一个单一的温度分布。这导致电子总能量的下限改变了一个数量级，给出了具有$\sim$ 6的幂律指数的最佳拟合电子光谱的陡度。
2019-10-29 astro-ph.SR
Evolution of the Non-potential Magnetic Field in the Solar Active Region 12673 Based on a Nonlinear Force-free Modeling
活动区（AR）12673产生了许多M级和几个X级耀斑，其中一个是X9.3级耀斑，这是第24太阳活动周记录到的最大的太阳耀斑。利用非线性无力场外推的时间序列，研究了AR 12673内部三维耀斑产生磁场的演化。我们的分析发现，到9月4日形成了三条磁通量绳（MFR），其中一条在9月6日产生了X9.3耀斑。一个MFR具有正的磁扭曲，其与其他两个MFR的符号不同。由于累积正扭的MFR的磁通量的时间演化与9月4日至6日观测到的GOES X射线通量的剖面一致，我们认为具有正扭的MFR的形成与M级耀斑（包括M5.5耀斑）的发生密切相关。我们进一步发现，磁零的磁场周围的MFR，特别是，在M5.5耀斑之前，这是在此期间观察到的最大的M-耀斑具有正扭曲的MFR上方。通过与AIA 1600埃的图像进行比较，我们发现上覆场线的足迹锚定在最初观察到增亮的区域。因此，我们认为，由正扭曲的MFR在零处的环面不稳定性引起的重联可能驱动了M5.5耀斑。
2020-12-02 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad Non-Gaussian Fe XXIV Line Profiles in the Impulsive Phase of the 2017 September 10 X8.3 class Flare Observed by Hinode/EIS
我们分析了\emph{Hinode} /EIS在2017年9月10日X8.3级耀斑脉冲阶段观测到的高温\fexxiv ~线的光谱。线条轮廓很宽，显示出明显的翅膀，明显偏离单一的高斯形状。这些线可以很好地与$κ$分布拟合，$κ$的值在~ $\approx$ 1.7至3之间变化。我们观察到的非高斯分布的区域与\emph{RHESSI}观察到的高能（$\approx$ 100- 300 keV）HXR源的位置相一致，表明存在粒子加速或湍流，也证实了与\emph{Expanded Owens Valley Solar Array}（EOVSA）的非热微波源在HXR looptop源和以上的观察。我们还研究了在基于\fexxiii ~263.76~ EIS ~和\fexxiv ~255.1~ EIS ~的比率的温度诊断中考虑$κ$分布的效果。我们发现，这些线可以形成在比预期高得多的温度（高达log（$T$ \，[K]）\，$\approx$\，7.8），如果偏离麦克斯韦分布考虑在内。尽管由于这些较高的形成温度而预期较大的线宽，但是观察到的线宽仍然意味着超过~200 μ l，\kps的非热加宽。与HXR发射有关的非热展宽更好地解释为湍流，而不是色球蒸发。
2018-07-24 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Solar Neutrons Observed from September 4 to 10, 2017 by SEDA-FIB
SEDA-FIB是一种用于测量太阳中子的探测器。该太阳中子探测器于2009年7月16日和2018年3月31日在国际空间站上运行。随后，GOES卫星在太阳活动区12673观测到了18个大的太阳耀斑，这些耀斑出现在2017年9月4日，持续到2017年9月10日，强度高于> M2。在其中的九次太阳耀斑中，SEDA-FIB探测到了清晰的太阳中子信号，以及五次轻微的过量。在这些事件中，我们重点关注与X2.2（SOL 2017 -09-06）和X8.2（SOL 2017 -09-10）耀斑相关的两个事件，它们具有共同的功能：FERMI-GBM探测器清楚地记录了将电子加速到高能量的过程。这些事件可以为我们提供有用的信息来阐明离子加速过程。X8.2事件是一个临边耀斑，它被证明足以固定解释粒子加速到高能量过程所需的参数。根据我们的分析，电子加速过程可能用冲击波加速模型来解释。然而，我们发现很难解释离子与电子同时加速的现象，除非离子在快速加速之前被预热。
2019-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Statistical Analyses of the White-Light Flares: Two Main Results About Flare Behaviours
根据模型和对1672个U波段耀斑的统计分析，我们给出了两个主要结果。我们还讨论了白光耀斑的行为。此外，还给出了两年来在CR Dra上观测到的耀斑参数。通过与其他鲸鱼座UV型恒星的耀斑参数进行比较，我们研究了光学耀斑过程沿光谱类型的行为。此外，我们的目的是，使用大的白光耀斑数据，分析耀斑的时间尺度方面的一些结果，从X射线观测。利用SPSSV17.0和GraphPadPrism V5.02软件，对CRDra观测到的耀斑进行OPEA函数建模，并采用t检验方法进行分析，比较其他恒星的类似耀斑事件。此外，为了得到最佳的直方图，还利用一些回归计算对白光耀斑的时间尺度进行了分析。首先，CR Dra耀斑揭示了白光耀斑的行为方式与X射线中观察到的类似。在X射线观测中，电子密度似乎也是白光耀斑过程中的一个主要参数。其次，耀斑时间尺度的分布表明，观测到的耀斑数量在某些特定的比率下达到最大值，这些比率是0.5或其倍数，特别是正整数。这些白光耀斑的热过程可能占主导地位，而非热过程可能占主导地位的其他。为了更好地了解白光耀斑过程在光谱类型上的行为，必须在白光耀斑巡逻中观测到更多光谱范围很宽的恒星，从光谱类型dK5e到dM6e。
2012-09-12 astro-ph.SR
Relative yield of thermal and nonthermal emission during weak flares observed by STIX during September 20-25, 2021
本研究利用STIX等观测数据，分析2021年9月弱耀斑的热与非热发射产额，发现环等离子体初始参数（如密度）决定能量分配，并得到流体动力学模拟验证。
2024-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-ray emission from the impulsive phase of the 2017 September 06 X9.3 flare
我们报告了SOL 2017 -09- 06 T11：55 X9.3太阳耀斑脉冲阶段的硬X射线和伽马射线观测结果。我们专注于一个高能量的频谱，>100 keV的一部分，并执行时间分辨的频谱分析的脉冲阶段的一部分，记录的Konus-Wind实验，显示突出的伽马射线发射。考虑到各种可能的辐射成分对伽马射线辐射的贡献，我们采用了贝叶斯推断来建立最可能的拟合模型。分析结果显示，在511 keV处的核去激发线、电子正电子湮没线和2.223 MeV处的中子俘获线以及韧致辐射连续谱的两个分量都有贡献。所揭示的光谱分量的时间演化是特别有趣的。低能量的韧致辐射连续体表现出典型的脉冲耀斑的软-硬-软模式，而高能量的韧致辐射连续体在耀斑过程中表现出持续的硬化。中子俘获线的发射显示出一个异常短的时间延迟相对于核去激发线组件，这意味着中子的生产显着减少后不久，事件发生。这反过来可能意味着在耀斑过程中加速质子光谱的显著软化，类似于观察到的导致低能韧致辐射连续体的加速电子的低能分量的软化。我们讨论可能的物理场景，这可能会导致这些伽马射线组件之间的关系。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heating of the solar photosphere during a white-light flare
日出/SOT分光偏振仪观测到的\ion{Fe}{i}谱线总是在吸收中出现，除了极端的太阳边缘。在这里，我们分析了一个独特的数据集捕捉这些线在太阳白光耀斑的发射。本文分析了白光耀斑期间太阳光球层的温度分层，并与白光耀斑后的温度分层进行了比较。我们使用了两次扫描的Hinode/SOT分光偏振仪推断，通过LTE反演码斯托克斯反演响应函数（SIR）的基础上，在太阳光球的物理性质期间和之后的白光耀斑。比较了产生的模型大气，发现这些变化与白光耀斑有关。我们表明，分析白光耀斑连续增亮可能不是由光球连续形成高度的温度升高引起的。然而，光球被耀斑加热到大约$\log τ= -0.5$，这导致了观测到的\ion{Fe}{i}线的发射轮廓。通过与白光耀斑后大气状态的比较，我们估计对连续谱强度增加的主要贡献来自于加热的色球层。
2018-11-19 astro-ph.SR
A Circular White-Light Flare with Impulsive and Gradual White-Light Kernels
白光耀斑是指在光学连续谱中发射可见光的耀斑。它们被认为是罕见的，对低层大气的能量传输和加热提出了最严格的要求。在这里，我们介绍了2015年3月10日的一个几乎圆形的白光耀斑，它被光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学观测台很好地观测到。在这个耀斑中，同时出现了脉冲和渐变的白光核。普遍接受的厚目标模型将负责脉冲内核，但不足以解释渐进内核。其他一些机制，包括软X射线回温或向下传播的阿尔芬波，与电子束轰击共同作用，提供了一个可能的解释。然而，这种白光核的起源仍然是一个悬而未决的问题，需要更多的观察和研究来解开它。
2017-12-20 astro-ph.SR
Sigmoid eruption associated with X9.3 flare from AR 12673 drives gradual SEP event on 2017 September 6
本研究分析2017年9月多起缓变型SEP事件的源头AR 12673，结合Hinode/EIS观测与Wind卫星原位数据，证实含高度分馏等离子体的S形结构爆发是近地SEP的来源，明确了其逃逸传输的直接通道。
2024-10-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Automatic detection of white-light flare kernels in SDO/HMI intensitygrams
在电磁波谱的白光范围内具有宽带发射的太阳耀斑属于太阳上最神秘的现象。白光发射的起源尚未完全了解。我们的目标是系统地研究SDO/HMI观测中与太阳耀斑相关的可见光辐射。我们开发了一个代码自动检测的核心耀斑HMI强度增亮和研究检测候选人的属性。代码经过了调优和测试，只需稍加努力，就可以应用于任何合适的数据集。通过研究几个耀斑的例子，我们发现HMI亮度变亮可能是用于计算HMI观测值的简化程序的一个伪影。
2017-06-03 astro-ph.SR
Transient Magnetic and Doppler Features Related to the White-light Flares in NOAA 10486
在2003年10月28日的X17/4 B耀斑和2003年10月29日的X10/2B耀斑期间，在超活动区NOAA 10486的磁和多普勒图像中检测到快速移动的瞬态特征。这两个耀斑都是能量极高的白光事件。瞬变特征出现在耀斑的脉冲阶段，并以30 ~ 50 km/s $^{-1}$的速度移动。这些特征位于先前报告的紧凑的声学\cite{Donea05}和地震源\cite{Zharkova07}附近。我们研究了这些特征的起源及其与耀斑各个方面的关系，{ \it，即}，硬X射线发射源和耀斑核心在不同的层-（i）光球（白光连续），（ii）色球（H $α$ 6563），（iii）温度最低区（UV 1600 ℃），和（iv）过渡区（UV 284 ℃）。
2009-06-01 astro-ph.SR
Correlation of hard X-ray and white light emission in solar flares
本文对太阳耀斑中硬X射线和白光发射之间的相关性进行了统计研究，以寻找耀斑加速电子和白光形成之间的联系。我们分析了43个耀斑跨越GOES类M和X使用RHESSI（拉马迪高能太阳光谱成像仪）和HMI（日震和磁成像仪）的观测。我们计算的X射线通量在30千电子伏和白光通量在6173毫瓦的总和超过硬X射线耀斑带的积分时间为45秒左右的峰值硬X射线的时间。我们发现硬X射线通量和过量白光通量之间有很好的相关性，能量为30 keV的光子的相关系数最高为0.68。假设厚靶模型，一个类似的相关性之间的沉积功率耀斑加速电子和白光通量。的相关系数被认为是最大的能量沉积的电子以上~50千电子伏。在较高的电子能量的相关性逐渐下降，而迅速下降，如果被认为是由低能电子提供的能量增加。这表明，能量约为50 keV的耀斑加速电子是白光产生的主要来源。
2015-11-24 astro-ph.SR
High-resolution Observations of a C9.3 White-light Flare and Its Impact on the Solar Photosphere
基于NVST与ASO-S/HXI观测，本文分析C9.3白光耀斑，发现其光球涡旋流和磁场增强，并归因于Alfvén波脉冲的能量沉积。
2025-06-10 astro-ph.SR
The optical depth of white-light flare continuum
太阳耀斑的白光连续发射在其形成高度和发射机制方面仍然是一个谜。这个连续体，以及它向近紫外线的延伸，包含了耀斑辐射的大部分能量，因此对它的解释是一个高度优先的问题。本文介绍了一种利用MDI伪连续强度图像确定发射层光学厚度的方法，并将其应用于2002年7月15日的耀斑研究。我们发现，在所有的耀斑图像中的可见光连续的光学深度，包括一个脉冲带状结构是小的，在其他事件中的Balmer和Paschen边缘的观察一致。
2010-04-07 astro-ph.SR
The Multiple Continuum Components in the White Light Flare of 16 January 2009 on the dM4.5e Star YZ CMi
M矮星耀斑期间的白光长期以来被认为表现出T~ 10，000 K黑体的宽带形状，而太阳耀斑中的白光被认为主要来自氢的复合。然而，目前缺乏广泛的波长覆盖太阳耀斑光谱的光学/近紫外线禁止直接比较的连续属性，以确定他们是否确实如此不同。在dM4.5e恒星YZ CMi的巨型射电衰变过程中，对次级耀斑的新光谱观测揭示了恒星耀斑白光连续谱中的多种成分，包括黑体光谱和氢复合光谱。最令人惊讶的发现之一是，这两个组成部分是反相关的时间演变。我们结合辐射流体动力学模型的光谱的连续组分的初始唯象建模表明，连续面纱引起测得的反相关。这种建模使我们能够使用组件的推断属性来预测如何使用类比几个太阳耀斑的现象，一个类似的空间分辨，多成分的白光连续可能会出现。我们还比较了光学恒星耀斑白光的性质，太阳上的埃勒曼炸弹。
2011-09-05 astro-ph.SR
Saturation Levels for White-light Flares of Flare Stars: Variation of Minimum Flare Duration for Saturation
考虑到从模型中得到的结果，并从所获得的参数的统计分析，我们讨论了耀斑的活动水平和耀斑特征的五个UV鲸鱼座恒星。我们提出的参数未公布的耀斑检测到超过两年的观测V1005猎户座。我们比较了AD Leo，EV Lac，EQ Peg，V1054 Oph和V1005 Ori几个季节观测到的U波段耀斑的参数。耀斑频率计算的所有程序星和最大能级的耀斑进行比较，我们认为这是最正确的参数作为一个指标的耀斑活动水平。利用单相指数关联函数，对每个程序星的耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布进行了建模。我们使用独立样本t检验对模型参数进行统计分析。结果揭示了鲸鱼座UV型星表面耀斑过程的某些性质。(1)无论耀斑总持续时间的长短，耀斑能量都不能高于特定值。这一定是在U波段观测到的耀斑过程中发生的白光耀斑的饱和水平。因此，它是第一次表明，白光耀斑在特定的能量范围内有一个饱和。(2)跨度值，即总持续时间最短和最长的耀斑的等效持续时间之间的差值，对于每颗恒星几乎相等。(3)半衰期值，饱和的最小耀斑持续时间，增加向后面的光谱类型。
2012-06-24 astro-ph.SR
White-light continuum emission from a solar flare and plage
在光学连续谱中观测到耀斑发射是非常罕见的。因此，对这些观测结果的分析是有用的，可能有助于我们对耀斑色球层和光球层的理解。我们研究了2011年8月9日发生的X6.9耀斑期间观察到的白光连续发射。这种辐射不仅来自耀斑带，也来自附近的谱斑区。本工作的主要目的是解开耀斑和斑（光斑）的排放。通过分析多波长观测数据，分析了耀斑和谱斑性质的空间、光谱和时间演化。我们研究了不同仪器观测到的白光连续发射的形态相关性。我们发现某些产生连续辐射的活动区对应于谱斑而不是耀斑核。我们表明，在某些情况下，从WL耀斑内核的连续辐射是非常相似的光斑的连续辐射。
2016-04-14 astro-ph.SR
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of a White-Light Solar Flare
本文报道了太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）和拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）对一次白光太阳耀斑（SOL 2010 -06- 12 T00：57，M2.0）的观测结果。HMI数据为我们提供了白光耀斑的第一个天基高分辨率成像光谱学，包括6173.34 nm处光球FeI线及其邻近连续谱的连续谱、多普勒和磁特征。在耀斑的脉冲阶段，两个磁足点中的每一个都出现了明亮的白光核。当耀斑发生时，HMI滤波图的光谱覆盖范围（六个等距样本，围绕标称线路中心跨越\pm 172 m2）包括线路核心和距离核心足够远的蓝色连续谱，以消除后者中的显著多普勒串扰，否则可能出现白光耀斑中的极端条件。RHESSI获得了完整的硬X射线和γ射线光谱（这是第24周期的第一个γ射线耀斑）。在耀斑期间，FeI线看起来向蓝色移动，但并没有进入发射状态;在整个线轮廓上，对比度几乎是恒定的。我们没有探测到这次地震的地震波。HMI数据表明白光足点中视线磁场的逐步变化。
2010-12-01 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Observation of White-Light Flares
太阳耀斑辐射出所有波长的能量，但对这种能量的光谱分布仍然知之甚少。有时会观察到白光连续发射，这种耀斑被称为“白光耀斑”（WLF）。本文研究了是否所有的耀斑都是白光耀斑以及辐射能量的谱分布。我们进行叠加历元分析的光谱和总辐照度测量自1996年以来SOHO和GOES航天器在各种波长，从软X射线到可见光域。太阳辐照度和良好的占空比的测量的长期记录，使我们能够检测到可见光辐照度的信号，即使是中等（C级）耀斑，主要是在脉冲阶段。我们确定这一信号为白光耀斑发出的连续辐射，并发现它与~ 9000 K的黑体辐射一致。我们估计几组耀斑的WL连续的贡献，并发现它是总辐射能量的~70%。我们重新分析了2003年10月28日发生的X17耀斑，发现了类似的结果。本文证明了所有耀斑都是白光耀斑，白光连续谱是总辐射能量的主要贡献者，在~ 9000 K时，白光连续谱与黑体谱一致。这些观测结果是重要的，以了解耀斑期间的物理机制，并开辟了道路，耀斑TSI变化的可能贡献。
2011-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The magnetic field environment of active region 12673 that produced the energetic particle events of September 2017
预测太阳高能粒子（SEP），并提前识别活动区（AR）中将产生SEP事件的耀斑/CME是极具挑战性的。我们研究了AR 12673的磁场环境，包括AR的磁场位形、AR附近的磁场位形、衰变指数剖面和地球连接磁场的足点，在四次喷发事件前后。其中两个喷发事件是SEP生产（2017年9月4日20：00~UT和9月6日11：56~UT），而两个不是（9月4日18：05~UT和9月7日14：33~UT）。我们分析了一系列EUV和白光日冕观测以及势场外推，发现与SEP生产事件相关的CME要么触发零点重联，将耀斑加速粒子从耀斑站点重定向到地球连接的领域和/或有显着的膨胀（和冲击形成）到开放的地球连接的领域。衰变指数随高度的变化率表明，该地区可能产生一个快速的CME（$v >$ 1500 km~s $^{-1}$），在事件2和事件3中也是如此。AR的磁场环境，包括开放的磁场和零点的网站，以及磁场连接和CME的传播方向发挥了重要作用，在逃逸和到达地球的SEP。应调查其他产生SEP的AR，以确定它们的磁场环境和CME传播方向是否对SEP逃逸和到达地球有重要影响。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Investigation of white-light emission in circular-ribbon flares
利用太阳动力学天文台2010年6月至2017年12月的观测数据，我们对圆带耀斑（CF）进行了首次统计研究，并研究了这些CF中的白光发射。在36个活动区（AR）中发现了90个CF，其中X级8个，M级34个，C级和B级48个。X级CF的白光闪焰（WLF）发生率为10 0%（8/8），M级CF的白光闪焰发生率为$\sim$ 6 2%（2 1/34），C级和B级CF的白光闪焰发生率为$\sim$ 8%（4/48）。有时我们在一个AR中观察到几个CF，几乎所有的CF都是WLF。与正常CF相比，白光增强CF具有持续时间短、体积小、电流强和磁场复杂等特点。我们发现，对于X类WLF，白光增强与耀斑类正相关，这意味着白光增强在很大程度上取决于释放的能量。然而，对于M类和C类WLF没有这种相关性，这表明如果释放的能量不够高，则诸如时间尺度、空间尺度和磁场复杂性的其他因素可能在白光发射的产生中起重要作用。
2018-10-06 astro-ph.SR
Detection of a giant white-light flare on an L2.5 dwarf with the Next Generation Transit Survey
我们提出了一个$ΔV\sim$ -10耀斑的检测超冷L2.5矮ULAS J224940.13-011236.9与下一代过境调查（NGTS）。该耀斑是在NGTS全帧图像中对晚型恒星进行有针对性的搜索时发现的，是有史以来从超冷矮星观察到的最大耀斑之一。这种耀斑还将白光耀斑的探测范围扩展到温度低于2000 K的恒星。我们计算出耀斑的能量为$3.4^{+0.9}_{-0.7}\times10^{33}$ erg，使其比太阳上的卡林顿事件能量高一个数量级。我们的数据显示了高节奏NGTS全帧图像如何用于探测最新光谱类型中的白光闪烁行为。
2019-03-14 astro-ph.SR
White Light Flare Continuum Observations with ULTRACAM
我们提出了亚秒，连续覆盖测光的三个耀斑的dM3.5e的明星，EQ钉A，使用自定义连续滤光片与WHT/ULTRACAM。这些数据提供了一个新的观点耀斑连续发射，每个耀斑表现出非常独特的光变曲线形态。的光谱形状的耀斑发射的两个大振幅耀斑的合成ULTRACAM测量采取的光谱在大的“megaflets”事件类似类型的耀斑星进行比较。在EQ Peg耀斑的脉冲阶段，白光的形状与来自巨射电连续光谱的颜色范围是一致的，已知巨射电连续光谱包含氢复合成分和紧凑的黑体成分。在ULTRACAM光度测定中发现了这些成分的发射之间的反相关性的初步证据。
2011-03-04 astro-ph.SR
Time evolution of white-light flare accompanied by probable postflare loops on M-type dwarf EV Lacertae
本文通过对M型矮星EV Lac的同时测光与高时间分辨率光谱观测，研究了白光耀斑连续谱的温度时间演化，并探测到耀斑后环信号，为理解恒星白光耀斑机制及近距离行星宜居性提供依据。
2025-07-04 astro-ph.SR
White-light flares on cool stars in the Kepler Quarter 1 Data
我们提出了在开普勒1季度长节奏数据中寻找~ 23，000个冷矮星上白光耀斑的结果。我们已经确定了373颗闪耀的恒星，其中一些在观测期间多次闪耀。我们计算相对耀斑能量，耀斑速率和持续时间，并比较这些与我们的样品的静态光度变化。我们发现，M矮星往往耀斑更频繁，但持续时间短于K矮星，他们发出更多的能量相对于他们的静态光度在一个给定的耀斑比K矮星。在静止期光度变化更大的恒星在耀斑期间倾向于发射相对更多的能量，但变化与耀斑频率只有微弱的相关性。我们估计我们的样本的耀斑星的距离，并发现耀斑分数同意与其他观测耀斑统计的恒星在300 PC以上的银道面。这些观测提供了一个更全面的恒星耀斑的采样恒星，没有预先选择他们的活动，并为了解这些耀斑对行星可居住性的影响提供了信息。
2010-10-20 astro-ph.SR
Kepler Flares II: The Temporal Morphology of White-Light Flares on GJ 1243
我们提出了有史以来最大的样本的耀斑编译为一个单一的M矮星，活跃的M4恒星GJ 1243。在开普勒望远镜11个月的1分钟节奏数据中，发现了6100多个单独的耀斑事件，能量范围从$10^{29}$到$10^{33}$ erg。此示例因其完整性和动态范围而独一无二。我们已经开发了自动化工具，用于在短节奏开普勒光变曲线中寻找耀斑，并通过肉眼对样品进行了广泛的验证和分类。从这个原始的耀斑样本中，我们生成了一个中值耀斑模板。这个模板显示，在白光耀斑衰减过程中存在两个指数冷却阶段，为耀斑物理模型提供了基本约束。模板也被用来作为一个基函数分解复杂的多峰耀斑，使我们能够研究这些事件的能量分布。只有少数耀斑事件与我们的模板不太匹配。我们发现，复杂的，多峰耀斑发生在超过80%的耀斑持续时间为50分钟或更长。10分钟及更长时间的事件的耀斑持续时间的基本分布似乎遵循一个破碎的幂律。我们的研究结果支持这样的想法，交感耀斑可能是负责一些复杂的耀斑事件。
2014-11-13 astro-ph.SR
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
2019-06-20 astro-ph.SR
Velocity and Magnetic Transients Driven by the X2.2 White-Light Flare of 2011 February 15 in NOAA 11158
第24太阳活动周的第一个X级耀斑发生在2011年2月15日，活动区NOAA 11158在中央子午线通过期间。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）很好地观测到了这两个带状白光耀斑。在耀斑的峰值阶段，我们检测到磁和多普勒速度瞬变出现在主黑子的本影边界附近。这些瞬变持续了几分钟，并显示出与耀斑内核的空间和时间对应关系。在瞬态位置观察到的磁极性发生了符号反转，同时多普勒速度大幅增强。我们解释这种观测现象，使用HMI光谱数据之前，期间和之后的耀斑。这些变化反映在所有Stokes参数的AR图中。关联的瞬态功能与各种签名的耀斑和原因和影响，他们的外观的基础上，目前的理论模型。
2012-02-10 astro-ph.SR
