Spectral and spatial observations of microwave spikes and zebra structure in the short radio burst of May 29, 2003
分析了2003年5月29日与AR 10368中M1.5耀斑有关的异常射电爆发。它是由太阳宽带射电频谱仪（SBRS/怀柔站，北京）在5.2-7.6 GHz范围内观测到的。事实证明，这只是第三个在如此高的频率下出现在所有观测中的整齐斑马结构。尽管爆发的持续时间很短（25秒），但它为研究毫秒分辨率（5毫秒）的超细结构提供了丰富的数据。我们本地化的耀斑区域的发射源的网站，估计等离子体参数的生成网站，并提出适用的机制解释尖峰和斑马结构的生成。射电爆发的位置由西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）（5.7 GHz）和Nobeyama射电日像仪（NoRH）（17 GHz）获得。源的强度在17 GHz处被吸引到短环的顶部，在5.7 GHz处被吸引到长环。在17 GHz（时间分辨率为100 ms）的短脉冲登记在R-极化源的N-磁极性（非常模式）。动态光谱表明，所有的发射包括在70至100 MHz的瞬时频带中的持续时间为5-10 ms的毫秒脉冲（尖峰），形成不同突发的超细结构，基本上以快或慢漂移纤维和各种斑马结构条纹的形式。斑马结构的五个尺度已经被挑出来。作为产生尖峰（作为初始发射）的主要机制，我们建议在哨声和离子-声波之间的相互作用的脉冲制度的等离子体波与哨声的合并。在这种情况下，可以解释纤维和零星斑马结构条纹的出现，表现出频率分裂。
2011-11-28 astro-ph.SR
A Very Small and Super Strong Zebra Pattern Burst at the Beginning of a Solar Flare
在太阳耀斑和蟹状星云脉冲星中经常观测到具有光谱斑马结构的微波辐射。以往的观测表明，ZP只是一个叠加在宽带连续体上的结构，有轻微的增加和减少。这项工作报告了一个极不寻常的强烈ZP爆发发生在太阳耀斑的开始，由位于中国和捷克共和国的两台射电望远镜和美国宇航局卫星太阳动力学观测站上的极紫外（EUV）望远镜于2013年4月11日同时观测到。这是一个非常短暂和超强的爆炸，其强度超过了潜在的耀斑宽带连续辐射的几倍，持续时间仅为18秒。EUV图像显示，耀斑开始于几个小耀斑爆发点（FBPs）。在ZP突发期间，在这些FBP之一中存在具有额外增强的突然EUV闪光。分析表明，伴随着极紫外闪光的ZP爆发是一种不寻常的爆发，在耀斑开始时，在一个持续时间很短的小区域内，粒子加速、能量释放和等离子体快速加热同时发生。
2014-06-30 astro-ph.SR
Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on Feb 15, 2011
在太阳微波爆发的动态谱图上，斑马纹结构（ZP）是最令人感兴趣的精细结构。2011年2月15日，太阳盘面上爆发了一次X2.2级耀斑事件，这是自太阳施瓦贝周期24以来的第一次X级耀斑。中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在6.40 ~ 7.00 GHz（ZP 1）、2.60 ~ 2.75 GHz（ZP 2）和云南太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Yunnan）在1.04 ~ 1.13 GHz（ZP 3）观测到多个微波ZP。最重要的现象是在耀斑的早期上升阶段出现了异常的高频ZP结构（ZP 1，高达7.00 GHz），在耀斑的衰减阶段出现了两个频率相对较低的ZP结构（ZP 2，ZP 3）。通过对目前流行的ZP结构产生的理论模型的研究，并比较它们在相应源区的磁场强度，我们认为双等离子体共振模型是解释微波ZP形成的最可能的模型，它可以导出磁场强度约为230 - 345 G，126 - 147 G，在ZP 1、ZP 2和ZP 3的源极区中分别为23 - 26 G。
2011-09-27 astro-ph.SR
Relaxation of magnetic field relative to plasma density revealed from microwave zebra patterns associated with solar flares
一般认为，微波斑马纹（ZP）结构的发射需要高密度和高温度，这类似于一次能量释放的耀斑区的情况。因此，对ZPs的参数分析可以揭示耀斑源区的物理条件。利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2.6- 3.8GHz波段观测到的9次太阳耀斑中的74个微波ZP结构，发现在耀斑过程中，等离子体密度标度高度LN与发射源磁场标度高度LB的比值呈减小趋势。耀斑极大值前LN/LB约为3-5。它在最大值之后减小到大约2。对3个典型X级耀斑的详细分析表明，耀斑过程中LN/LB的变化很可能是由于耀斑源区磁场拓扑结构的变化，LN/LB的逐步减小可能反映了耀斑能量释放时磁场相对于等离子体密度的弛豫.这一结果也可能在一定程度上制约了太阳耀斑的建模。
2012-10-09 astro-ph.SR
Effect of a sausage oscillation on radio zebra-pattern structures in a solar flare
香肠模式是日冕环的轴对称快磁声振荡，其特征是等离子体密度和磁场的变化，并由此引起电子等离子体频率和回旋频率的时变。后者的参数决定了双等离子体共振（DPR）的条件，这是负责斑马图案（ZP）结构的出现在太阳IV型射电爆发的时间谱。我们进行数值模拟的站立和传播香肠振荡的日冕环建模为一个直的，场对齐的等离子体板，并确定DPR层位置的时间变化。在DPR层的等离子体密度和磁场的即时值允许我们构建骨架的无线电频谱中的ZP条纹的时间变化。在香肠振荡的存在下，所示的ZP结构具有特性的摆动与香肠振荡规定的时间段。站立和传播香肠振荡被发现有不同的签名ZP模式。我们的结论是，ZP摆动可用于检测短周期香肠振荡和开发其地震学潜力。
2016-08-15 astro-ph.SR
Temperature dependent growth rates of the upper-hybrid waves and solar radio zebra patterns
上下文在太阳射电辐射中观测到的斑马斑图对等离子体诊断是非常重要的。最有前途的模型，这些模式是基于双等离子体共振不稳定性，产生上混合波，然后可以转化为斑马发射。目标。我们的目标是详细研究热电子的双等离子体共振不稳定性，以及更密集的热背景等离子体。特别是，我们分析了如何增长率的不稳定性取决于两个热等离子体和背景等离子体成分的温度。方法.我们使用Python和Wolfram Mathematica对分析的模型方程进行了数值积分。结果我们发现，增长率的最大值的上混合波的非零温度的热和背景等离子体移向较低的频率相比，零温度的情况下。这种偏移随着电子回旋频率的谐波数s以及热等离子体成分和背景等离子体成分的温度的增加而增加。我们展示了这种转变如何改变从观察到的斑马估计的磁场强度值。我们证实，在较低的热电子温度下，生长速率与电子等离子体和电子回旋频率之比的关系呈现明显的峰值，随着温度的升高，这些峰值变得平滑。我们发现，在某些情况下，最大增长率的上混合波的波数矢量分量的值强烈偏离他们的分析估计。我们确认了推导模型方程时所用假设的有效性。
2017-01-23 astro-ph.SR
Frequency Dependence of Polarization of Zebra Pattern in Type-IV Solar Radio Bursts
研究了2011年6月21日AMATERAS观测到的IV型太阳射电爆发中斑马斑（ZP）的偏振特性，以评估ZP的产生过程。分析高分辨率的光谱和偏振数据揭示了圆偏振度的频率依赖性和两个偏振分量之间的延迟首次。圆偏振度为50%-70%的右旋，它几乎不随频率变化。互相关分析确定，在ZP的整个频率范围内，左手圆偏振分量相对于右手分量延迟50-70 ms，并且该延迟随频率增加。我们研究了所获得的极化特性，通过使用预先存在的ZP模型，并得出结论，ZP产生的双等离子体共振过程。我们的研究结果表明，ZP发射最初是在一个完全偏振态的O-模式，并在源附近部分转换成X-模式。随后，O模和X模的群速度之间的差异导致了时间延迟。
2015-08-11 astro-ph.SR
Development of Solar Flares and Features of the Fine Structure of Solar Radio Emission
在分米和厘米波长范围内出现太阳射电爆发精细结构不同要素的原因，已根据地面和卫星观测的所有现有数据确定。在某些现象中，快速脉动，斑马结构，纤维爆发和尖峰几乎同时被观察到。选择了两种现象来说明射电辐射的脉动是由在磁重联区域加速的粒子引起的，斑马结构是在一个源中激发的，例如快速粒子的磁阱。在2004年12月1日的现象中，不寻常的纤维爆发，斑马结构和尖峰的复杂组合与一个单一的来源有关，一个在日冕物质抛射后形成的磁岛。
2017-11-20 astro-ph.SR
Alternative zebra-structure models in solar radio emission
在文献中，继续讨论斑马结构（ZS）在IV型射电暴的性质，甚至理解最扩展的机制与双等离子体共振已在一系列的工作中得到改善。此外，在最近的工作中（Benáčhek，Karlicknov，Yasnov，2017），在无线电源中通常采用的条件下显示了其无效性。在这种情况下，在一些作品中，我们证明了建模与哨声解释许多薄组件的ZS条纹，考虑到散射哨声对快粒子的影响的可能性。这种情况促使人们寻求新的机制。例如，前面我们已经指出了爆炸不稳定性的重要性，至少对于具有质子喷射的大耀斑是这样。在弱相对论性质子束、非等温等离子体系统中，空间电荷的慢束模式具有负能量，在三重态慢束模式和快束模式以及离子声波中，激发出离子声谐波的爆炸级联。由于快质子在这些谐波上的散射，出现了ZS条纹形式的电磁波。这样的机制也可能是有希望的一个ZS在无线电发射的脉冲星在蟹状星云。
2018-07-23 astro-ph.SR
Polarization Characteristics of Zebra Patterns in Type IV Solar Radio Bursts
研究了太阳IV型爆发中斑马斑的偏振特性。我们分析了2010年至2015年期间米带孔径望远镜和实时分析系统组件观测到的21个ZP事件，并确定了以下特征：圆偏振度（DCP）在0%-70%范围内，两个圆偏振分量之间的时间延迟为0-70 ms（即，右手和左手分量），和占主导地位的普通模式发射约81%的事件。对于大多数事件，占主导地位的和延迟的组件之间的关系可以解释的基本等离子体发射和传播过程中的去极化的框架，虽然DCP和延迟的值分布在很宽的范围。此外，还发现DCP和延迟呈正相关（等级相关系数R = 0.62）。作为这种关系的一种可能的解释，我们考虑了一个模型的基础上去极化由于反射在尖锐的密度边界假设基本等离子体发射。对非均匀日冕中多次反射和群延迟的退偏振模型计算表明，随着反射次数的增加，退偏振度和群延迟减小，这与观测结果一致。色散偏振特性可以用引起退偏振的反射次数的不同来解释。
2017-07-03 astro-ph.SR
A model of so-called `Zebra' emissions in type IV radio bursts
提出了一种简单的产生电磁斑纹辐射的机理。该机制是基于产生的离子环分布在磁镜几何形状中的存在下，一个适当的定向场对齐的电势场。离子回旋脉泽产生一系列电磁离子回旋谐波，这些谐波调制电子脉泽发射。该机制能够准周期性地打开和关闭发射或放大发射，这是观测的主要特征。
2011-04-13 astro-ph.SR physics.geo-ph physics.space-ph
Brightness Temperature of Radio Zebras and Wave Energy Densities in Their Sources
我们估计的亮度温度的无线电斑马（斑马图案- ZP），考虑到ZP产生的循环具有指数密度分布在其横截面。我们考虑到，当在等离子体中有一个在所有方向上发射的源时，那么在从等离子体的逃逸过程中，发射获得了几乎垂直于恒定密度分布的方向性。由于等离子体发射的高方向性，发射逸出的区域可以非常小。我们估计的亮度温度的三个观察到的ZPs的两个值的密度尺度高度（1和0.21毫米）和两个值的循环宽度（1和2弧秒）。在所有情况下，获得高亮度温度。对于密度标度高度的较高值，亮度温度估计为1.1 $\times$ 10 $^{15}$ - 1.3 $\times$ 10 $^{17}$ K，对于较低值，亮度温度估计为4.7 $\times$ 10 $^{13}$ - 5.6 $\times$ 10 $^{15}$ K。我们还计算了饱和能量密度的上混合波（根据双等离子体共振模型中产生的斑马源），使用三维粒子在细胞模型与损失锥型的热电子分布。我们发现这个饱和能量正比于热电子和背景等离子体密度的比值。因此，通过比较上混合波的增长率和碰撞阻尼，我们估计了超热电子的最小密度以及上混合波的饱和能量密度的最小值。最后，我们比较了计算的能量密度的上混合波的电磁波的能量密度的斑马源，从而估计波转换的效率。
2017-10-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Double plasma resonance instability as a source of solar zebra emission
双等离子体共振（DPR）不稳定性在太阳射电斑马的产生中起着基础作用。在等离子体中，由热电子的损失锥型分布和更密集和更冷的背景等离子体组成，这种不稳定性产生上混合波，然后将其转化为电磁波并作为无线电斑马观察。在本文中，我们从斑马解释的角度数值研究了双等离子体共振不稳定性。我们使用一个三维电磁粒子在细胞（3-D PIC）的相对论模型。首先利用多模模型研究了双等离子体共振不稳定性的细节。我们展示了如何在这种不稳定性的热电子的分布函数的变化。然后，我们表明，有一个非常好的协议之间得到的结果由多模式和特定模式的模型，这是由一个优势的波的最大增长率。因此，对于在广泛的模型参数范围内的计算，我们使用特定模式模型。我们计算了双等离子体共振不稳定性的最大增长率。并与解析解进行了比较。我们发现数值和分析的增长率之间有很好的一致性。我们还计算了在一个非常广泛的参数范围内的上混合波的饱和能。我们发现，上混合波的饱和能量显示出极大值和极小值几乎相同的值的$ω_\mathrm{UH}/ω_\mathrm{ce}$的增长率。此外，我们还发现上杂化波的饱和能与超热电子密度成正比。最大饱和能量可以达到热电子动能的百分之一。这些发现可用于太阳射电斑马的解释。
2017-11-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
PIC Simulation of Double Plasma Resonance and Zebra Pattern of Solar Radio Bursts
最新研究表明，在等离子体振荡频率与电子回旋频率之比（$ω_{pe}/Ω_{ce}$）较大的等离子体中，具有DGH分布的高能电子通过电子回旋脉塞不稳定性（ECMI）可以产生等离子体发射。本文在ECMI等离子体发射机制的基础上，采用不同的$ω_{pe}/Ω_{ce}$，利用PIC模拟方法研究了等离子体双共振（DPR）效应以及相应的谐波（H）和基波（F）带等离子体发射。这使我们能够直接模拟斑马纹（ZP）的太阳射电爆发中观察到的第一个特征。我们发现：（1）从强度和线性增长率随$ω_{pe}/Ω_{ce}$的变化可以看出，模拟很好地再现了上杂化（UH）和Z模的DPR效应;（2）H发射的强度比F发射的强度强2个数量级，并随$\sim$的增加而周期性地变化，而F发射的强度太弱而不明显，（3）H的总强度的峰谷对比度为$\sim 4$，峰值位于$ω_{pe}/Ω_{ce}$的整数值（= 10和11）附近。我们还评估了高能电子能量对ECMI激发波和等离子体辐射特性的影响。该研究为太阳射电爆发ZPs的物理起源提供了新的见解。
2021-02-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Growth rates of the electrostatic waves in radio zebra models
斑马不仅在太阳射电辐射中被观测到，而且在木星和蟹状星云脉冲星的射电辐射中也被观测到。在他们的模型中，静电波的增长率起着重要的作用。考虑由热背景等离子体和Dory-Guest-Harris分布的热稀组分组成的等离子体，计算了静电波在$ω- k_\perp$域内的增长率$γ$和色散分支。我们显示了复杂的静电波分支的上混合带。为了比较动力学理论和粒子模拟的结果，我们定义并计算了积分增长率$Γ$，其中考虑了弥散分支的“特征宽度”。我们发现一个非常好的协议之间的综合增长率和PIC模拟。对于最大和最小的$Γ$，我们显示了分散分支的位置在$ω- k_\perp$域。我们发现，$Γ$有一个最大值时，分散分支不仅交叉的区域具有高增长率$γ$，但当在这个区域中的分散分支是足够长和宽。我们还提到了背景等离子体和热部件温度变化的影响。
2019-08-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alternative Models of Zebra Patterns in the Event on June 21, 2011
2011年6月21日爆发无线电发射的频谱特征的分析是在改进的方法的基础上进行的，用于确定斑马结构的相应条纹的谐波数。利用时间频谱中的斑马结构参数，基于双等离子体共振模型，确定了爆发产生区的磁场及其动力学、电子密度以及频率183 MHz附近谐波s = 55和56的条带与相邻条带之间距离的时间变化。还确定了场的尺度特性与沿功率管轴向和跨轴向的密度之间的关系以及它们对时间的依赖关系。所得到的磁场（等离子体频率的一次谐波为1.5G，二次谐波为0.75G）是如此之小，以至于首先，它不能解释基于MHD波的频谱的动态特征，其次，它导致等离子体贝塔的大值（> 1）。本文还指出了基于双等离子体共振的斑马斑图爆发产生机制的其他可能的困难。另一种可能的机制，与哨声定性地解释了这斑马的主要观察特征。在这种情况下，所需的磁场约为4.5 G，等离子体贝塔为0.14，这完全对应于日冕条件。
2020-01-27 astro-ph.SR
Latest news on zebra pattern
本文综述了近三年来有关太阳射电IV型爆发中最有趣的精细结构斑马斑（ZP）的研究成果。主要关注的是新的观察结果，无论一篇论文是否包括对事件的详细解释，或者只是报告新工具的开始运作。双等离子体共振（DPR）上的ZP辐射机制仍然是最普遍和标准的，尽管已经提供了十种替代机制。然而，在一些工程的困难与解释一个复杂的斑马注意到，特别是在结合纤维爆裂和尖峰。因此，几篇论文中的辐射机制的ZP上的DPR的改进的描述被认为是更详细的。在没有位置观测的情况下，我们有很大的机会使用SDO / AIA图像在几条EUV线上跟踪耀斑过程的动态。在讨论中，有争议的问题，有关的机制比较与DPR的等离子体波与哨声的相互作用的模型进行了说明。
2016-03-14 astro-ph.SR
Flare processes evolution and polarization changes of fine structures of solar radio emission in the April 11, 2013 event
在2013年4月11日M6.5耀斑的太阳射电光谱精细结构观测中，射电源的位置和大小的测量是由四个不同天文台的多台射电仪器同时观测到的：怀柔太阳宽带射电频谱仪捷克共和国Ondrejov射电频谱仪（ORSC/Ondrejov）、Badary宽带微波分光偏振仪（BMS/Irkutsk）和光谱仪/IZMIRAN（Moscow，Troitsk）。精细结构包括微波斑马纹（ZP），快速脉动和纤维。它们是在位于环形拱廊顶部的耀斑增亮期间观测到的。偏振的动力学与耀斑激发器的运动有关，这在171 A和131 A的EUV图像（SDO/AIA）中观察到。结合SDO日震磁象仪（HMI）观测到的磁象图和极紫外耀斑增亮与ZP爆发的同源假设，我们推断观测到的ZP对应于普通的射电发射模式。然而，未来的分析需要验证这样的假设，即斑马射电源确实与闭合的磁回路有关，并且位于太阳大气中比脉动源更低的高度。
2015-09-22 astro-ph.SR
Zebra stripes with high gyro-harmonic numbers
利用太阳射电斑马线测量了太阳耀斑等离子体的密度和磁场。分析观察到的斑马条纹，并假设它们是由双等离子体共振（DPR）不稳定性产生的，发现它们有很高的回旋谐波数，在某些情况下超过100，这与迄今为止计算的DPR增长率不一致，DPR增长率随着回旋谐波数的增加而减小。我们解决的问题是如何产生的斑马与高值的陀螺谐波数$s$。为此，我们计算的DPR不稳定性在一个非常广泛的范围内的$s$的增长率，考虑一个损失锥$κ$分布的超热电子和变化的损失锥角，电子能量，和背景等离子体温度。我们数值计算了上混合波的色散关系和增长率，发现当损耗锥角为$\sim80^\circ$时，增长率随陀螺谐波数的增加而增加。这些损失锥角的最高增长率是在速度$v_κ= 0.15\,c$下获得的。增长率的函数的陀螺谐波数仍然显示出明显的峰值，这对应于斑马条纹频率。随着$κ$指数的增加和背景温度的降低，生长速率峰值与周围生长速率水平的对比度增加。具有高$s$值的斑马可以在具有大损耗锥角（$\sim80^\circ$）的超热电子的损耗锥分布存在的区域中产生。此外，由于$s$的高值，磁场相对较弱并且在这些区域中具有小的空间梯度。
2022-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Growth Rates of the Upper-hybrid Waves for Power-law and Kappa Distributions with a Loss-cone Anisotropy
射电爆发的精细结构在太阳耀斑等离子体诊断中起着重要的作用。其中斑马是最重要的一类，它被认为是由双等离子体共振不稳定性产生的。在本文中，我们计算了两种类型的电子分布：a）的幂律分布和b）的kappa分布，在这两种情况下的损失锥型各向异性的这种不稳定性的增长率。我们发现，幂律动量分布的上混合波的增长率强烈依赖于俯仰角边界。最大的增长率被发现为间距角$θ_\mathrm{c} \approx$ 50 $^\circ$。对于小角度的增长率曲线是非常平坦的，并为高俯仰角的波吸收发生。进一步分析了kappa动量分布的上混合波的增长率，发现特征动量$p_κ$的减小使增长率的最大值向电子-等离子体和电子-回旋频率之比的低值移动，并且增长率峰值的频率宽度非常宽。但是，如果我们考虑kappa分布，它是各向同性的一些大的动量$p_m$和各向异性的损失锥以上的这个动量，然后出现明显的峰值的增长率，从而可以产生明显的斑马条纹。这意味着对分布的各向异性部分的小动量的限制对于斑马条纹的产生是至关重要的。最后，对于2010年8月1日的斑马条纹，计算了依赖于射频的生长率。结果表明，在这种情况下，生长速率的峰值比通常提出的生长速率对等离子体和回旋频率的比率的依赖性更明显。
2019-04-10 astro-ph.SR
Dynamics of flare processes and variety of the fine structure of solar radio emission over a wide frequency range of 30 - 7000 MHz
本文分析了SBRS在第24周上升相两年多时间里观测到的具有精细结构的放射性尘埃。在斑马结构的五个事件中，观察到各种纤维爆发和快速脉动。2011年2月15日和24日的事件最令人感兴趣。这三种情况下的射电辐射偏振都与射电辐射的常波模式有关，微波范围内的事件几乎都含有超精细结构。可能每种精细结构都是由相同的机制激发的，并且各种各样的事件与耀斑过程的动力学有关。
2014-09-02 astro-ph.SR
Small-scale inhomogeneity effects on coherent solar radio emission
本文利用2.5维PIC模拟研究日冕等离子体不均匀性对环束高能电子激发射电波的影响，发现束流与ECM不稳定性可被触发并产生斑马条纹频谱，且不均匀密度或温度影响波的带宽和位置，可用于诊断太阳射电暴源区等离子体性质。
2025-02-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Termination shock as a source of unusual solar radio bursts
利用2003年11月18日和2004年9月12日耀斑的厘米波和分米波太阳射电光谱观测资料，讨论了两次米波类Ⅱ型爆发。射电爆发表明，从高频到低频的普通频率漂移减慢并停止，出现从低频到高频的频率漂移。对相应耀斑的所有数据的分析提供了形成准静止快模激波（终止激波，TS）的证据。TS能够产生高能电子，导致新的硬X射线辐射源的出现，并产生快速射电暴（尖峰）、纤维和斑马结构。具有异常频率漂移的射电辐射带的源位于耀斑后环顶部（TS下部）或与爆发的日珥或日冕物质抛射（CME，TS上部）有关。估算了太阳耀斑中普通等离子体参数的临界马赫数，给出了在耀斑事件中容易实现的值1.3。产生不寻常的射电暴的必要条件可能发生在日冕中的头盔形磁结构中。
2020-08-13 astro-ph.SR
Automatic detection of solar radio bursts in NenuFAR observations
本研究应用卷积神经网络对NenuFAR太阳观测动态光谱进行图像分割，初步成功实现了太阳射电暴与背景的分离，并概述了后续射电暴分类的步骤。
2024-01-09 astro-ph.SR
A Review of Solar Type III Radio Bursts
太阳III型射电爆发是理解太阳加速电子束的重要诊断工具。它们是在太阳大气和太阳系中传播的非热电子束的特征。因此，它们提供了关于电子加速和传输的信息，以及它们穿过的背景环境等离子体的条件。我们回顾了III型爆发的观测特性，重点是最近的结果，以及每个属性如何帮助识别电子束和周围背景等离子体的属性。我们还回顾了III型射电暴的一些理论方面，并涵盖了一些数值模拟的努力，通过太阳日冕和日光层的电子束传输。
2014-04-24 astro-ph.SR
Radio emission from acceleration sites of solar flares
这封信提出了一个问题，即在太阳耀斑的加速点上，电子产生了什么样的无线电发射。具体来说，我们计算两个竞争加速模型内产生的非相干无线电发射-随机加速级联MHD湍流和经常加速崩溃磁陷阱。我们的分析清楚地表明，来自加速站点的无线电发射：（i）具有足够强的强度，可以通过现有的无线电仪器进行观测;（ii）具有在这两个竞争模型中明显不同的光谱和光变曲线，这使得它们在观测上是可区分的。特别是，我们认为，一些窄带微波和分米连续爆发可能是一个签名的随机加速太阳耀斑。
2009-07-31 astro-ph.SR
Radio Wave Propagation as a Probe of the Solar Corona and Solar Wind
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究学院）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
利用无线电波在太阳日冕和太阳风中传播时的畸变效应（如角展宽和闪烁），通过观测相位结构函数、湍流振幅等参数，研究日冕和太阳风的物理过程，SKA望远镜将大幅提升探测能力。
2026-06-28 astro-ph.SR
A Model for Radio Emission from Solar Coronal Shocks
日冕冲击是太阳大气中非常常见的现象，被认为是太阳II型射电暴的驱动因素。然而，这些排放物的微物理性质仍然是一个悬而未决的问题。本文提出电子回旋脉塞（ECM）辐射是日冕激波辐射产生的主要原因。在本模型中，由激波加速的高能离子束激发第一Alfvén波（AW），然后激发的AW导致沿激波前震边界形成密度耗尽管道。在这个密度耗尽的管道中，通过冲击加速产生的高能电子束可以有效地激发ECM不稳定性的无线电发射。我们的结果表明，该模型可能有潜在的应用太阳II型射电爆发。
2014-03-23 astro-ph.SR
Harmonics of Solar Radio Spikes at Metric Wavelengths
本文介绍了在\emph{Chashan Solar Observatory}新建的太阳射电频谱仪的最新观测结果。2016年7月18日，光谱仪记录了一次太阳尖峰爆发事件，其中有几个片段显示了谐波结构，包括第二，第三和第四谐波。低次谐波尖峰辐射的观测时间晚于高次谐波，二（三）次谐波相对于四次谐波的时间延迟约为30 - 40（10）ms.基于电子回旋脉泽发射机制，分析了时间延迟的可能原因，并进一步推断了日冕相关参数.例如无线电源处的磁场强度和电子密度。
2018-02-10 astro-ph.SR
Solar radio emission as a disturbance of aeronautical radionavigation
2015年11月4日，瑞典和其他一些欧洲国家的二级空中交通管制雷达受到强烈干扰。干扰发生在雷达天线指向太阳的时候。在本文中，我们发现，扰动与一个异常强的太阳射电爆发（$\sim 10^5$太阳通量单位）的峰值时间相一致，在一个相对较窄的频率范围内约1~GHz。这表明射电爆发是解释雷达扰动的最有可能的空间天气候选者。动态射电频谱表明，高通量密度不是由于高能电子的同步辐射，而是由于相干发射过程，产生了大量快速变化的短爆发（如脉动，纤维爆发和斑马图案）。射电爆发发生在相关耀斑的脉冲阶段之外，大约在软X射线峰值之后30分钟，它暂时与发生在强太阳磁场中的快速演变活动有关。虽然与强磁场的关系和无线电爆发的相干光谱性质为产生这种扰动的物理过程提供了线索，但我们迄今还没有办法预测它们。覆盖超高频波段的全太阳无线电通量的校准良好的监测仪器至少可以实时查明这种干扰的来源，文献中的报告表明，这种干扰也会影响全球定位系统信号的接收。
2018-08-21 astro-ph.SR
Electron Beam Evolution and Radio Emission in the Inhomogeneous Solar Corona
本论文研究加速电子束在等离子体中的传输。我们认为，这些经历的波粒子相互作用，导致其演变，这些相互作用的等离子体密度不均匀性的影响，这可能对生产的硬X射线和无线电发射的光束的影响。...
2013-07-04 astro-ph.SR
Characteristics of type III radio bursts and solar S bursts
太阳是一个活跃的无线电发射源，通常与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等过程产生的电子加速有关。在低射频（<100 MHz）下，观测到了许多与耀斑和日冕物质抛射没有直接关系的太阳S型射电爆发（这里S是缩写）和III型射电爆发风暴。在这里，我们扩大我们的理解这两种不同类型的射电爆发的频谱特征的基础上的观测低频阵列（LOFAR）。2013年7月9日，在约8小时的时间内观测到3000多个太阳S爆发，伴随着800多个III型射电爆发。III型射电爆发的特征与以往的研究一致，而S型爆发的带宽、持续时间和漂移率约为III型爆发的1/2。III型爆发和太阳S爆发发生在日冕的一个区域，在该区域中，等离子体发射是由数据约束的密度和磁场模型确定的主要发射机制。
2018-02-27 astro-ph.SR
A long term multi-frequency study of solar rotation using solar radio flux and its relationship with solar cycles
本文通过研究1967-2010年期间太阳大气各层的射电辐射逃逸，研究了太阳自转（超过四个太阳周期）的长期时空波动。通量调制方法也可以用来研究太阳自转的变化，这是太阳物理学中一个有争议的话题。目前的研究利用了1967年至2010年在美国马萨诸塞州萨加莫尔山太阳射电天文台和其他天文台获得的不同频率（245-15400 MHz）的无线电通量数据的时间序列。利用Lomb Scargle Periodogram（LSP）估计时间序列时间变化的周期性。通过统计方法对日冕606、1415、2695 MHz和过渡区4995、8800 MHz等5种射电辐射的自转周期进行了估算，结果表明，这些辐射的自转周期在时间和空间上都是连续变化的。平滑后的自转周期显示出$\sim$ 22年周期和$\sim$ 11年周期的存在，其中22年周期的成分可能与太阳磁场（Hale）周期的反转有关，而11年周期的成分则可能与太阳黑子（Schwabe）周期有关。除了这两个成分外，随机成分也显著存在于分析的数据中。太阳黑子数与自转周期之间的互相关与11年Schwabe周期和22年Hale周期有很强的相关性。在不同的历元中，日冕的自转速度比过渡区快或慢。日冕和过渡区之间的较快转速的交换也遵循22年的周期。
2021-07-03 astro-ph.SR
Radio signatures of solar energetic particles during the 23rd solar cycle
我们提出的关联率之间的太阳高能粒子（SEPs）和无线电发射的签名在整个太阳活动周期23的日冕和IP空间。我们选择了与X和M级耀斑从可见的太阳半球的SEP。所有的SEP事件都伴随着日冕物质抛射。在这里，我们专注于SEP事件和动态频谱上的射电II，III和IV型爆发的外观之间的相关性。为此，我们使用了地面站和风/波航天器提供的无线电数据。协会分别介绍了SEP事件伴随活动在东，西太阳半球。我们发现SEP事件与III型爆发的关联率最高，其次是II型和IV型。而对于III型和IV型没有纵向依赖性注意到，这是一个趋势，更高的SEP关联率与II型爆发在东半球。与以前的研究报告的比较进行了简要讨论。
2014-02-26 astro-ph.SR
Diagnostic functions of solar coronal magnetic fields from radio observations
在太阳物理学中，直接从太阳上层大气（包括色球层和日冕）中观测到的磁场是一个很大的挑战。射电观测被认为是诊断太阳色球和日冕磁场最可行的方法。然而，由于太阳射电辐射机制的复杂性和多样性，以往的研究仅从太阳射电观测中给出了特定机制下磁场的隐含诊断函数。本文收集整理了从太阳射电观测中诊断日冕磁场的各种方法，并将其表达为一组显式诊断函数。特别是，这项工作补充了其他评论中遗漏的一些重要诊断方法。这套诊断功能可以完全覆盖太阳色球层和日冕的所有区域，包括平静区、活动区和耀斑源区。同时，它还包括非相干辐射，如热等离子体的韧致辐射以上的安静区，回旋和回旋同步辐射的磁化热等离子体和温和的相对论性非热电子以上的活动区，以及相干等离子体辐射周围的耀斑源区域。利用这套诊断函数和相关的宽带太阳射电成像观测资料，我们可以得到太阳大气中几乎所有区域的磁场，这可能有助于我们充分利用新一代太阳射电望远镜（如MUSER、EVOSA和未来的FASR等）的光谱成像观测资料。研究太阳活动，为灾害性空间天气事件的预报提供可靠依据。
2022-06-07 astro-ph.SR
Changed Relation Between Radio Flux F10,7 And Some Solar Activity Indices During Cycles 21 - 23
通过对月平均值的分析，发现某些太阳活动指数与F10，7的相关系数Kcorr具有稳定的周期性。这些指数是：沃尔夫数、10，7厘米射电通量F10，7，0，1 - 0，8纳米背景、太阳总辐照度、Mg II紫外线指数（280纳米核心与机翼之比）和耀斑计数。分析了第21 - 23太阳活动周各年的这些太阳活动指数与F10，7的线性回归的相关系数。发现太阳活动指数与F10，7的年相关系数Kcorr值呈现周期性变化，稳定周期接近11年周期的一半（约5，5年）
2015-09-28 astro-ph.SR
A decade of solar Type III radio bursts observed by the Nancay Radioheliograph 1998-2008
我们提出了一个统计调查的近10000个无线电III型爆发观察到的Nancay射电日像仪从1998年到2008年，几乎涵盖了一个完整的太阳周期。特别是，源的大小，位置和通量进行了检查。我们发现，由于磁场向东倾斜了6（+/-）1度，源的位置存在东西不对称性，源的半高宽尺寸s大致遵循太阳周期平均分布dN/ds = 14 ν^{-3.3} s^{-4} arcmin^{-1} day^{-1}，源通量遵循太阳周期平均dN/dS_v = 0.34 ν^{-2.9} S_v ^{-1.7} sfu^{-1} day^{-1}分布（ν单位为GHz，s单位为arcmin，S_v单位为sfu）。拟合气压密度廓线得到的温度为0. 6 MK，而假设谐波发射，在1 RS的高度上，类似太阳风（\propto h^{-2}）的密度廓线得到的密度为1. 2 x 10 ^6 cm^{-3}。最后，我们发现太阳周期平均辐射的III型能量可能与纳米耀斑通过非热韧致辐射过程辐射的能量相似，并且我们暗示了逃逸电子束可能携带尽可能多的能量远离日冕，因为加速的纳米耀斑电子引入了日冕。
2012-11-15 astro-ph.SR
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
On the mechanism of radio emission in type III Solar Radiobursts
III型太阳射电爆发是由太阳活动期间在太阳加速的高能电子流产生的。生成过程分两步进行。最初，电子束产生静电朗缪尔波，然后这些波转化为电磁辐射。人们普遍认为，在接近等离子体频率的基频上产生发射的机制是由于朗缪尔波到电磁波中的诱导散射。然而，这一过程对电磁波和朗缪尔波在源区的有效亮温比施加了相当严格的限制。最近的研究表明，在太阳风和日冕中的密度波动水平是如此之高，它可能会显着影响束-等离子体相互作用。在这里，我们表明，强烈的密度起伏的存在不仅至关重要的影响过程中的束等离子体相互作用，但也改变了机制的能量转移从静电波到电磁波。密度不均匀性对朗缪尔波的反射可导致静电波能量部分转化为电磁波能量。我们表明，对于第III类太阳射电爆发的产生，波动量级为1%或更高的线性波能量转换可能比传统上认为的离子诱导散射引起的非线性转换过程更有效。
2018-12-26 astro-ph.SR
A formation mechanism for the type II radio emission in the solar corona unrelated to shock waves
Mark 4、COR 1/STEREO和LASCO/SOHO的数据分析表明，日冕中观测到的II型射电爆发中至少有一部分是在CME存在的情况下发生的，但它们前面没有激波。CME锋面结构中的漂移电流不稳定性作为一个可能的原因进行了讨论。
2011-05-18 astro-ph.SR
Fine Structure of Metric Type-IV Radio Bursts Observed with the ARTEMIS-IV Radio Spectrograph: Association with Flares and Coronal Mass Ejections
IV型爆发连续体中的精细结构可以用来诊断与耀斑/CME事件的低日冕发展相关的磁场重构和相应的能量释放。用ARTEMIS-IV太阳射电频谱仪的SAO接收器在450- 270 MHz范围内以高频率（0.01秒）观测到的36个IV型爆发的目录被汇编;精细结构被分为五个基本类，每个基本类有两个或更多的子类。精细结构发射的时间与高能电子注入的HXR和微波发射，SXR光变曲线和CME的起始时间证明了。我们的研究结果表明，一个很好的时间之间的关联能量释放事件和脉动，尖峰，窄带爆发的III型家庭和斑马爆发。在其余的类别中，无特征的宽带连续体开始于第一次能量释放的时间附近，在CME开始和SXR峰值之间，但在那之后延伸了几十分钟，几乎覆盖了耀斑-CME事件的全部范围。与其他精细结构相比，中间漂移爆发（纤维占大多数）主要遵循第一次能量释放，但分布更广。
2014-06-04 astro-ph.SR
Large scale simulations of solar type III radio bursts: flux density, drift rate, duration and bandwidth
在日冕中加速的非热电子可以产生强烈的相干射电辐射，称为太阳III型射电暴。这种强烈的无线电发射经常被观测到，从日冕中的数百MHz到行星际空间中的数十kHz范围。它涉及到从朗缪尔波的产生到波-波相互作用的非线性过程的一系列物理过程。我们发展了一个自洽模型来计算大频率范围内非热电子布居的射电辐射，包括电子输运、朗缪尔波-电子相互作用、非线性波-波相互作用引起的朗缪尔波的演化、朗缪尔波向电磁辐射的转换以及最终的电磁波逃逸。我们第一次在从500 MHz到几MHz的宽频率范围内模拟逃逸无线电发射，并推断观察到的无线电发射的关键特性：起始（起始）频率，{识别为基波或谐波发射}，峰值通量密度，瞬时频率带宽和上升和衰减的时间尺度。通过与观测结果的比较，这些大尺度模拟结果使我们能够确定控制太阳射电III型爆发的关键特征的过程。
2014-10-09 astro-ph.SR
Constraining the amplitude of turbulence in solar corona using observations of angular broadening of radio sources
通过具有湍流密度不规则性的介质观测到的致密射电源的角展宽通常使用相结构函数来估计。我们采用了一个精确的配方的相位结构函数，有助于获得一个准确的估计角展宽时，基线长度是可比的湍流光谱的内部规模。
2014-06-20 astro-ph.SR
Broadband Radio Spectral Observations of Solar Eclipse on 2008-08-01 and Implications on the Quiet Sun Atmospheric Model
利用2008年8月1日酒泉日食射电宽带光谱联合观测资料，（月全食）和怀柔（日偏食）在2.00 - 5.60 GHz（酒泉），2.60 - 3.80 GHz（中国太阳宽带射电光谱仪，SBRS/怀柔），和5.20 - 7.60 GHz（SBRS/Huairou），连续组合了一系列频率为2.60 - 7.60GHz的宽带光谱，用于日食的同步观测。这是首次尝试在日全食和日偏食期间利用两台不同位置的宽频带望远镜对日食射电辐射进行分析。在此基础上，建立了一个新的宁静太阳日冕等离子体密度的半经验模型，并与经典模型进行了比较。
2009-11-13 astro-ph.SR
Study on the Temporal Evolution of the Radial Differential Rotation of Solar Corona Using Radio Emissions
本研究利用RSTN的多频率射电通量数据，通过集合经验模态分解和小波分析，揭示了1989-2019年日冕径向较差自转的时间演化规律，验证其长时间尺度存在性，明确自转速率与频率、高度的关系，并证明EEMD方法的有效性。
2024-11-27 astro-ph.SR
The Effect of Uniform and Non-uniform Electron Density Models for Determining Shock Speed of a Type II Solar Radio Burst
本研究基于e-CALLISTO数据，对比均匀与非均匀电子密度模型对II型太阳射电暴激波速度的估算，发现非均匀模型因更符合太阳活动区实际情况而更为合理。
2023-08-03 astro-ph.SR
On the occurrence of type IV solar radio bursts in the solar cycle 24 and their association with coronal mass ejections
太阳活动，特别是日冕物质抛射（CME），往往伴随着米波长的辐射爆发。其中一些爆发持续时间长，并在很宽的频带上延伸，即IV型射电爆发。然而，IV型爆发与日冕物质抛射之间的联系仍然没有得到很好的理解。本文首次对第24太阳活动周的IV型射电爆发进行了统计研究。我们的研究包括在这个周期中发生的总共446次IV型射电爆发。我们的研究结果表明，一个明确的大多数，$\sim 81 \%$的IV型爆发，伴随着日冕物质抛射，根据与白光日冕物质抛射观测的时间关联。然而，我们发现只有$\sim 2.2 \%$的CME伴随着IV型射电爆发。我们根据光谱特征将IV型爆发分为移动型和静止型，发现在本研究中，只有$\sim 18 \%$是移动型IV型爆发。我们的研究表明，IV型爆发可以发生“快”（$\geq 500$ km/s）和“慢”（$< 500$ km/s），也可以发生“宽”（$\geq 60^{\circ}$）和“窄”（$< 60^{\circ}$）CME。然而，在我们的研究中，移动的IV型爆发大多与“快速”和“宽”CME（$\sim 52 \%$），类似于II型射电爆发。与II型爆发相反，静止的IV型爆发与所有CME类型有更一致的关联。
2020-11-06 astro-ph.SR
Unusual Solar Radio Burst Observed at Decameter Wavelengths
2011年6月3日，两台十年射电望远镜UTR-2（乌克兰哈尔科夫）和URAN-2（乌克兰波尔塔瓦）在16-28兆赫频率范围内同时观测到一次不寻常的太阳爆发。观测到的射电爆发有一些不寻常的性质，这是不典型的其他类型的太阳射电爆发。在高于22 MHz的频率下，其频率漂移率为正（约500 kHz s $^{-1}$），在较低频率下为负（约100 kHz s $^{-1}$）。此事件的完整持续时间从50 s到80 s不等，具体取决于频率。异常爆发的最大射电流量达到$\approx 10^3$ s.f.u，其极化不超过10%。该爆发具有良好的频率-时间结构的不寻常的外观。它由频率带宽为300-400 kHz的条带组成。我们认为SOHO和STEREO卫星观测到的几个伴随的射电和光学事件可能与报告的射电爆发有关。提出了一个解释观测到的异常太阳射电爆发的模型。
2015-08-27 astro-ph.SR
Observations of a Radio-quiet Solar Preflare
耀斑SOL 2011 -08- 09 T03：52的耀斑前阶段是独特的，其持续时间长，其覆盖范围由拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和野边山射电日像仪，以及三个发达的软X射线（SXR）峰的存在。在耀斑前阶段没有观测到硬X射线（HXR）。在这里，我们报告说，也没有相关的无线电发射在17 GHz的发现，尽管更高的灵敏度的无线电仪器。SXR峰值与射电峰值上限之间的比率比常规耀斑大一个数量级以上。结果表明，耀斑前阶段的加速度与加热的比值与常规耀斑不同。加速到相对论能量，如果有的话，发生的效率较低。
2017-09-21 astro-ph.SR
A Radio Observatory on the Lunar Surface for Solar studies (ROLSS)
按体积计算，太阳系99%以上的区域还没有在射频下成像。几乎所有这些空间（太阳风）都可以被快速电子穿越，这些电子产生的无线电发射频率低于地球电离层的截止频率，这阻止了地面的观测。迄今为止，具有射电天文学能力的空间飞行任务由一个或几个卫星组成，通常彼此相距很远，它们测量来自射电源的总功率，但无法产生具有有用的角分辨率的图像。为了产生这样的图像，我们需要分布在许多波长（数百米至公里）的天线阵列，以允许孔径合成成像。这种阵列可以是自由飞行的微型卫星阵列或布置在月球表面的天线。在本白皮书中，我们介绍了月球选项。如果这样的阵列在2020年到位，它将为太阳探测器+近日点通过期间的观测提供背景。对月球电离层的密度和时间变化的研究也是重要的目标。本白皮书适用于太阳和日光层物理学研究小组。
2011-05-03 astro-ph.SR
Study of Calibration of Solar Radio Spectrometers and the quiet-Sun Radio Emission
利用1997-2007年中国太阳宽带射电频谱仪（1.0-2.0 GHz、2.6-3.8 GHz和5.2-7.6 GHz频段）的观测数据，采用高斯拟合、最小卡方线性拟合和小波变换分析方法，系统研究了天气条件对定标误差的影响。我们发现校准系数受当地气温的影响。在2800 MHz时，考虑温度校正，校准误差将减小约$10\%-20\%$。在此基础上，利用一个合适的静日大气混合模式，进一步研究了静日的射电辐射。结果表明，混合模式的数值通量与观测通量相比，前者更接近后者。
2015-07-17 astro-ph.SR
Magnetic Field Geometry and Anisotropic Scattering Effects on Solar Radio Burst Observations
本研究通过模拟揭示非径向磁场与各向异性湍流散射共同塑造太阳射电暴精细结构，解释LOFAR观测的源运动，并发现源分裂现象。
2024-12-16 astro-ph.SR
Kinematic Relationship Between Solar Extreme Ultraviolet Waves and Type II Metric Radio Bursts
Kumaun University（库马恩大学）；Nanjing University（南京大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
该研究结合太阳观测与射电数据，证实太阳EUV快模波速度与II型米级射电暴激波速度呈线性相关，指出EIT波非快模波，纠正了将II型射电暴对应EIT波的误导性做法。
2026-09-02 astro-ph.SR
Radio Interferometric Observations of the Sun Using Commercial Dish TV Antennas
印度天体物理学研究所的射电天文学小组一直在班加罗尔以北约100公里的Gauribidanur天文台对日冕低频（${\approx}$ 40- 440 MHz）的无线电发射进行例行观测。由于国际天文学协会一直在利用Kodaikanal太阳观测台的不同光学望远镜对太阳光球层和色球层进行定期观测，因此正在探讨利用低成本仪器获取太阳色球层二维无线电图像的可能性，以补充光学观测。作为这项工作的一部分，该小组最近开发了使用两个商用碟形电视天线对太阳色球层高频（${\approx}$ 11.2千兆赫）无线电发射进行干涉观测的原型仪器。的硬件设置和初步意见。
2021-09-15 astro-ph.SR
