Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
2009-09-14 astro-ph.SR
Slow-Mode Oscillations of Hot Loops Excited at Flaring Footpoints
利用SOHO/SUMER、GOES/SXI和RHESSI观测资料对一次热环振荡事件进行了分析。SUMER在Fe XIX谱线上探测到阻尼多普勒频移振荡，并将其解释为基本的慢驻模。GOES/SXI的软X射线发射和RHESSI的硬X射线源的演化表明，一个大环的振荡是由一个小耀斑触发的，这可能是由这个大环与其足点处的一个小环的相互作用（局部重联）产生的。这项研究提供了明确的证据，支持我们早期的猜想，慢模式驻波在热日冕环的冲击加热（小或微耀斑）在环的足点激发。
2017-06-16 astro-ph.SR
Inference of Heating Properties from "Hot" Non-flaring Plasmas in Active Region Cores. II. Nanoflare Trains
尽管其预测超过二十年前，微弱的，高温（“热”）排放的检测由于nanoflare加热在非耀斑活动区核心已被证明是具有挑战性的。使用一个有效的双流体动力学模型，本文研究了预期的发射从重复的纳米耀斑（纳米耀斑训练）的不同频率，以及单独加热的电子和离子的属性。如果发射测量分布（$\mathrm{EM}(T)$）在$T = T_m$处达到峰值，我们发现$\mathrm{EM}(T_m)$与纳米耀斑训练的细节无关，并且$T_m$上方和下方的$\mathrm{EM}(T)$反映了加热的不同方面。在$T_m$以下，主要影响是连续纳米耀斑之间的等待时间与纳米耀斑能量的关系。以上$T_m$幂律纳米耀斑分布导致广泛的等离子体人口不存在于单能训练。此外，在某些情况下，$\mathrm{EM}(T)$中存在特征性特征。如果有足够的光谱分辨率和对相关原子物理学的良好了解，这些细节是可以探测到的。在没有这样的决议，我们提出了一些指标，可以用来推断“热”等离子体的存在。
2016-10-19 astro-ph.SR
Impact of stellar flares on the chemical composition and transmission spectra of gaseous exoplanets orbiting M dwarfs
活动M矮星的恒星耀斑会影响近轨道气体巨星的大气成分，并可能导致随时间变化的透射光谱。我们的目标是研究各种耀斑的影响，不同的能量，持续时间和发生频率，对组成和光谱的近轨道，潮汐锁定的气体行星与气候为主的赤道超旋转。我们使用了一系列的伪二维光和热化学动力学模型，其中考虑到平流的赤道急流，模拟中性分子组成的气态行星（有效温度800 K），轨道燃烧M矮星。然后，我们计算了晚上和早上的肢体的透射光谱。我们发现，白天和晚上的肢体的上部区域严重亏损的CH 4和NH 3的耀斑后几天的总辐射能量为$ 2 \times 10^{33} $尔格。摩尔分数的C2 H2和HCN的增强到一个因素3的夜侧和早晨肢体后，白天到夜侧平流的光解物种。甲烷的消耗减少了100-300百万分之一（ppm）的运输深度在晚上的肢体和C2 H2的生产增加了14微米的功能高达350 ppm的早晨肢体。我们发现，重复的耀斑驱动器的大气组成，不同于其前耀斑分布，这转化为一个永久性的修改的透射光谱。我们发现，单一的高能量耀斑可以影响大气的近轨道气体巨星耀斑事件后的几天，在此期间，他们的透射光谱改变了几百ppm。重复燃烧对未来对活跃恒星周围系外行星的检索分析具有重要意义，因为大气成分和由此产生的光谱特征与不包括燃烧的模型有很大不同。
2022-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with Solar Dynamics Observatory in non-flaring active region cores
我们利用SDO/AIA日冕成像观测和Hinode/EIS光谱数据，探索窄波段EUV成像数据诊断活动区热（T >~ 5 MK）日冕等离子体存在的潜力。我们分析了两个活动区（AR 11281，AR 11289）的观测，同时AIA成像，和EIS光谱数据，包括CaXVII线（在192.8A），这是为数不多的几条线在EIS光谱带敏感的热日冕等离子体，即使在耀斑外。经过仔细的图像和光谱数据的coalignment，我们比较了形态在一个3色图像相结合的171，335，和94 A AIA光谱带，从EIS光谱分析获得的图像CaXVII发射。我们发现，在选定的活动区域中，CaXVII发射仅在非常有限的区域中是强的，与94 A（和335 A）AIA通道中明亮的特征和171 A波段中较弱的特征表现出惊人的相似性。我们的结论是，太阳日冕的AIA成像观测可以用来跟踪热等离子体（6- 8 MK），从而研究其空间变化和时间演化的高时空分辨率。
2012-03-30 astro-ph.SR
Eruption of EUV Hot-Channel near Solar Limb and Associated Moving Type-IV Radio Burst
利用太阳动力学观测站的观测资料，对2015年2月9日太阳临边附近的一次热流道磁绳（FR）爆发进行了研究。喷发前结构主要在EUV 131 $\mathring{\mathrm{A}}$图像中可见，具有两个高度剪切的环结构。它们经历缓慢的上升运动，然后重新连接，形成一个喷发的热通道，就像在系绳切割重连模型中一样。J形耀斑带跟踪FR的足点，这被确定为热通道。最初，观察到的热通道缓慢上升，在40公里秒$^{-1}$，随后从22：55 UT在87 $\pm$ 2 Mm的日冕高度的指数上升。在23：00 UT的爆发开始后，耀斑重连增加到3 R $_\odot$内的CME的加速过程。之后，日冕物质抛射在传播期间继续以8 m s的速度加速$^{-2}$.此外，喷发发射了II型，随后是III，IVm射电爆发。IVm型的开始和结束时间分别对应于1.5和6.1 R $_\odot$的CME核心高度。此外，光谱指数是负的，这表明非热电子被捕获在闭环结构中。该事件与IVm型事件同时发生，其独特之处在于耀斑带与喷发的热通道一起被非常清晰地观测到，这有力地支持了J形耀斑带的钩状部分勾勒出了爆发FR的边界。
2022-01-18 astro-ph.SR
Thermal structure of hot non-flaring corona from Hinode/EIS
在以往的研究中，人们曾通过SDO/AIA三个不同窄带通道的图像诊断出太阳活动区存在一个非常热的等离子体成分。这种诊断从EUV成像数据也支持了匹配形态的发射在热的Ca XVII线，与Hinode/EIS观察。这一证据是有争议的，因为未知的分布的排放措施沿视线。在这里，我们详细调查的热分布的一个这样的区域使用EUV光谱数据。在SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT观测到的活动区域中，我们选择了一个具有非常热的等离子体成分的子区域和另一个较冷的子区域进行比较。提取两者的平均光谱，并选择14条强谱线进行分析，这些谱线均匀地探测5.5 < log T < 7的温度范围。从这些线的发射测量分布与MCMC方法重建。结果进行交叉检查与比较的两个分区，用不同的反演方法，与图像的形态，并与从窄和宽带成像仪测量的通量。我们发现，而冷区域具有平坦且无特征的分布，其在温度log T >= 6.3时下降，热区域的分布在log T = 6.6处显示出明确的峰值，并且在两侧上逐渐减小趋势，从而支持用成像仪诊断的热分量的非常热的性质。其他交叉检查与此结果一致。这项研究提供了一个完整的活动区组件的分析，并由此产生的方案支持在核心的一个小的非常热的等离子体组件的存在，与温度log T > 6.6。
2014-02-26 astro-ph.SR
Constraining Hot Plasma in a Non-flaring Solar Active Region with FOXSI Hard X-ray Observations
我们提出了新的限制高温排放措施的非耀斑太阳活动区的观测，从最近飞行的聚焦光学X射线太阳成像仪探空火箭有效载荷。FOXSI在2012年11月2日的首次成功飞行中首次对太阳进行了聚焦硬X射线（HXR）观测。聚焦光学器件与小型条形探测器相结合，使以前的间接成像仪能够进行高灵敏度的观察。这种能力，以及HXR制度对高温排放的敏感性，提供了更好地表征日冕中高温等离子体的潜力，正如纳米耀斑加热模型所预测的那样。我们提出了一个联合分析的差分发射测量（DEM）的活动区11602使用协调观测FOXSI，Hinode/XRT和Hinode/EIS。Hinode派生的DEM预测显着的排放量之间的1 MK和3 MK，在DEM预测在2.0-2.5 MK的峰值。组合的XRT和EIS DEM还显示了来自8 MK以上的较小群体的等离子体的发射。这与FOXSI观测结果相矛盾，FOXSI观测结果显著限制了8 MK以上的发射。这表明，在较高的温度下，Hinode DEM分析具有较大的不确定性，并且在该活动区域中排除了高于3 × 10^44 cm^-3发射测量值的>8 MK等离子体。
2015-09-17 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
Revealing the Binarity of HD 36030 -- One of the Hottest Flare Stars
本研究针对TESS探测到耀斑的B9 V型恒星HD 36030开展光谱与光度研究，发现其为含低质量伴星的双星系统，提出耀斑源于双星成员间的磁相互作用，为热B-A型恒星耀斑形成理论提供了观测依据。
2023-04-28 astro-ph.SR
Evidence of widespread hot plasma in a non-flaring coronal active region from Hinode/XRT
纳米耀斑，在空间上无法分辨的磁链中的短而强的热脉冲，现在被认为是解决日冕加热问题的主要候选者。然而，频繁出现的纳米耀斑要求耀斑热等离子体始终存在于日冕中。到目前为止，它的探测被证明是难以捉摸的，部分原因是预测的强度非常微弱。在这里，我们报告的一个活跃的区域观察到的5个过滤器的日之出/XRT在2006年11月的分析。我们已经使用的过滤器比率的方法来获得软，硬比率的温度和排放量的地图。这些图是近似的，因为等离子体被假设为沿着每个视线是等温的。尽管如此，最难的可用比率揭示了约10 MK的血浆的明显存在。为了获得更详细的等离子体特性的信息，我们进行了蒙特卡罗模拟假设各种非等温发射测量分布沿视线。我们发现，所观察到的过滤器的比率意味着双峰分布组成的一个强冷（log T ~ 6.3-6.5）的组件和较弱（百分之几）和较热（6.6 < log T < 7.2）的组件。数据与沿所有视线的双峰分布一致，即，整个活跃区域。我们还发现，从过滤器的比率推断的等温温度敏感地依赖于冷组件的精确温度。该分量的轻微偏移可能导致热分量在硬比率测量中被遮蔽。因此，以硬比率和软比率制作的温度图往往是反相关的。我们的结论是，这一观察结果支持存在广泛的nanoflaring活动的活跃区域。
2009-04-06 astro-ph.SR
LAMOST J113208.06-005052.3 and LAMOST J052957.56+344127.0: two new binaries with a hot white dwarf and a flaring companion star
Institute of Astrophysics, Chuxiong Normal University（楚雄师范学院天体物理研究所）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心（ICESUN），云南省重点实验室）；Faculty of Science, Kunming University of Science and Technology（昆明理工大学理学院）
研究发现两个新双星系统，包含高温白矮星和耀斑伴星，通过光谱分析揭示其物理特性。
2026-01-19 astro-ph.SR
Pre-eruption processes: heating, particle acceleration and the formation of a hot channel before the 2012 October 20 M9.0 limb flare
我们报告了导致2012年10月20日在NOAA AR 11598中发生M9.0耀斑/CME事件的喷发前活动的详细研究。这包括对大约25分钟前在同一AR上发生的先前受限C2.4耀斑的研究。我们观察到，M9.0耀斑的发生是两个不同的触发事件的结果，以及在时间上分开。第一次触发事件发生在M9.0耀斑爆发前约20分钟，证据是在C2.4耀斑的衰变阶段，一个预先存在的暗条在更高的日冕高度上不稳定并上升到一个新的平衡位置。这使系统处于有利于建立第二触发事件的磁配置。第二次触发事件发生在大约17分钟后，在M9.0耀斑的早期阶段，由暗条的进一步上升和成功的喷射证明。第二次触发之后是耀斑前兆阶段，其特征是非热发射和热通道的顺序形成，如SDO/AIA DEM（差分发射测量）图，RHESSI X射线图像和光谱所示。这些观测结果表明，磁重联和粒子加速可以解释前体相，并可以直接关系到热通道的形成。我们讨论的触发机制，其影响在早期和前兆阶段，并强调早期活动和前小的局限耀斑的重要性，以了解大爆发耀斑的启动。
2019-02-22 astro-ph.SR
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
2020-05-20 astro-ph.SR
Mapping the magnetic field of flare coronal loops
在这里，我们报告的独特观测耀斑日冕环在太阳边缘使用高分辨率成像光谱偏振从瑞典1米太阳望远镜。充满耀斑环的色球物质的有利位置、方向和性质使我们能够使用弱场近似方法以前所未有的精度确定它们的磁场。我们的分析揭示了日冕磁场强度高达350高斯的高度高达25毫米以上的太阳边缘。这些测量结果大大高于先前的一些估计，可能对我们目前对扩展太阳大气的理解产生相当大的影响。
2019-02-20 astro-ph.SR
Clumping in the inner winds of hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations
我们研究了恒星边缘变暗和光球扰动对线驱动恒星风的强的、内在的线消影不稳定性（LDI）所产生的风结构的影响。线性扰动分析表明，包括临边暗化降低了散射辐射的稳定作用，导致净不稳定增长率，即使在风基地。数值辐射流体动力学模拟的非线性演化的这种不稳定性，然后表明，与以前的模型相比，假设一个均匀明亮的恒星没有基地扰动，风结构现在发展得更接近（$r \la 1.1 R_\star$）的光球。这与O型星的观测结果更吻合，O型星通常表明在风底附近存在强烈的聚集。
2012-10-05 astro-ph.SR
Microwave Emission of Supra-arcade Structure associated with M1.6 Limb Flare
我们研究了2010年11月4日发生在东南边缘的M1.6耀斑的超拱廊结构。它的微波观测是用Nobeyama射电日像仪（NoRH）在17 GHz，软X射线在8-20 keV的范围内，用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），和EUV大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台（SDO）。根据Reeves & Golub（2011年）的报告，超拱廊结构主要在AIA 131 α通道中观察到，其中含有来自Fe XIX的热11 MK组分（Boerner等人，2011年）。当这种炽热的耀斑等离子体持续到耀斑的衰变阶段时，它在微波和软X射线方面表现出一些有趣的特征：1）在超拱廊结构中，微波辐射的亮温（TB）逐渐增加，最高可达2 \times 10 ^4 K; 2）出现两个软X射线源：一个与超拱廊结构同空间，另一个在耀斑后拱廊上方。我们推导出的变化的发射措施，密度和能量的超拱廊结构使用TB从17 GHz的微波观测。
2012-08-17 astro-ph.SR
The collisional relaxation of electrons in hot flaring plasma and inferring the properties of solar flare accelerated electrons from X-ray observations
X射线观测是对太阳耀斑中产生的快速电子的直接诊断，这些电子在能量释放过程中被激发并射向太阳。由于加速电子的性质在其传输和与背景等离子体的相互作用过程中会发生很大的变化，因此最终必须将一个模型应用于X射线观测，以了解加速电子的机制。冷厚靶模型被普遍用于此任务，因为它提供了一个简单的分析关系之间的加速电子谱和发射电子谱的X射线源，后者的数量很容易从X射线观测。然而，这样的模型对于大多数太阳耀斑来说是不合适的，因为它没有考虑到快速电子热化的物理学。使用一个更现实的模型，适当考虑背景等离子体的性质，碰撞扩散和热化的电子，可以减轻或甚至消除许多传统的问题与冷厚靶模型和推导加速电子光谱从X射线光谱，如数量问题和需要强加一个特设的低能量截止。
2015-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetry and Dynamical Constraints in 2-Limbs Retrieval of WASP-39 b Inferring from JWST Data
基于JWST数据对WASP-39 b进行1D与2D retrievals对比分析，引入动力学约束，证实其存在显著的limb不对称性，并支持晨昏侧均匀C/O但云霾存在差异。
2025-04-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Hot Plasma in Non-Flaring Active Regions Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪在两个波长范围内获得太阳大气层的高分辨率光谱：170 - 210埃和250 - 290埃。这些波长区域包含覆盖来自色球/过渡区域的温度区域的大量发射线（例如，He II，Si VII）到耀斑温度（Fe XXIII，Fe XXIV）。对于理解日冕加热特别感兴趣的是在192.858埃处的Ca XVII线，其形成温度接近600万度。然而，这条线与两条Fe XI和六条O V线混合。在本文中，我们讨论了一个具体的程序，以提取钙XVII线的共混物。我们对五个活动区域和一个肢体耀斑的光栅数据执行了该程序，并证明如果Ca XVII通量占混合物的至少~10%，则可以从混合物中满意地提取Ca XVII线。我们展示了由Ca XVII发射描绘的高温日冕的例子，并发现Ca XVII发射在这些活动区域中具有三个形态特征-- 1）“胖”中等大小的环被限制在比100万度日冕更小的空间中，2）围绕这些环的较弱的扩散发射遍布活动区域的核心，以及3）强Ca XVII环的位置在由1百万度等离子体形成的线发射中通常较弱。我们发现，使用Ca XVII到Fe XI线强度比作为代理，在活动区域的核心中，600万度等离子体相对于较冷的100万度等离子体的发射测量比可以高达10。在活跃区核心之外，100万度环是丰富的，该比率的上限约为0.5。
2009-03-17 astro-ph.SR
High-Density Off-Limb Flare Loops Observed by SDO
耀斑环的密度分布及其在连续谱中的发射机制仍是一个悬而未决的问题。2017年9月10日，在X8.2耀斑（SOL 2017 -09-10）的渐变阶段出现了一个突出的环路系统，在SDO/AIA的所有通带和SDO/HMI的白光连续体中可见。我们调查它的电子密度，考虑到所有的辐射过程中的耀斑环，即汤姆逊连续，氢Paschen和Brackett复合连续，以及自由-自由连续发射。对于给定的温度和有效环厚度，我们推导出电子密度的二次函数。通过绝对校准SDO/HMI强度，我们将测得的强度转换为环中每个像素的电子密度。对于冷（6000 K）和热（10^6 K）结构之间的合理温度网格，计算了200 km和20 000 km之间代表性有效厚度的电子密度。我们得到了相对较高的最大电子密度，约为10^13 cm^-3。在如此高的电子密度下，汤姆逊连续谱是可以忽略的，因此人们不会期望在密集环中有显著的偏振度。我们的结论是，Paschen和Brackett复合连续辐射在冷耀斑环中占主导地位，而自由-自由连续辐射在暖耀斑环和热耀斑环中占主导地位。
2018-10-04 astro-ph.SR
Small-Scale Structuring Of Ellerman Bombs at Solar Limb
Ellerman炸弹（EBs）是近年来被广泛研究的一种新型炸弹，它具有动态、爆炸性的特点，并与光球磁场有明显的联系，暗示它可能是由光球中的磁重联形成的。尽管大量的研究讨论了EB的形态，但对这些事件如何出现在肢体上的调查有限，特别是，它们是否表现为远离椎间盘的垂直延伸。在这篇文章中，我们利用CRISP仪器收集的太阳边缘AR的高分辨率，高节奏观测，来识别EB并推断它们的物理特性。还使用SDO/AIA探测高层大气。我们分析了这些数据中明显的22个EB事件，发现其中20个似乎以9 km/s^（-1）的平均速率沿着抛物线路径远离太阳表面，从它们的源头延伸580 km，然后以类似的速度撤退。这些结果显示了与EB相关的垂直运动的有力证据，可能解释了在盘上事件中观察到的动态“耀斑”（面积和强度的变化）。还提出了两个深入的案例研究，突出了低层太阳大气中EB的独特动力学性质。这些观测的视角允许这些EB和H-α线翼中的其他小规模事件之间的直接联系，包括潜在的通量出现情景。这里提出的研究结果表明，EBs可能对太阳大气产生比以前认为的更广泛的影响，因为我们揭示了EBs与新兴的小规模环路以及其他附近的小规模爆炸事件之间的直接联系。然而，正如先前的研究发现的那样，这些延伸似乎不会影响H-α线芯，并且不会被SDO/AIA EUV滤光片观察到。
2014-10-21 astro-ph.SR
Different Patterns of Chromospheric Evaporation in a Flaring Region Observed with Hinode/EIS
利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的谱线轮廓，研究了2007年1月16日耀斑中色球蒸发的过程。详细分析了不同磁极性耀斑带上的三个点。我们发现，这三个点显示出不同的模式的上升流和下降流的冲动阶段的耀斑。第一点的谱线大部分是蓝移的，较热的谱线显示出相对于静止谱线的主要蓝移分量。然而，在第二点，只检测到微弱的上升流;相反，在高温下（高达2.5-5.0 MK）出现明显的下降流。第三点与第二点相似，只是它显示了多组分下行流的证据。虽然蒸发的等离子体以暖雨的形式落回地面可能是导致点2和点3红移的原因，但三个点色球蒸发的不同模式意味着耀斑活动区存在不同的加热机制。
2010-11-20 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
Flaring-associated Complex Dynamics in Two M-dwarfs Revealed by Fast, Time-resolved Spectroscopy
尽管在类太阳恒星和晚型恒星中很少发现与之相关的日冕物质抛射（CME），但人们相信系外行星的可居住性受到宿主恒星活动的深刻影响。本文报道了利用地面广角相机系统对两颗M矮星进行的高频差巡天观测所引发的耀斑的观测研究。在这两个事件中，快速，时间分辨光谱，使我们能够识别对称的广泛H $α$发射，不仅具有接近零的体积速度，但也有一个大的预计最大速度高达$\sim700-800\ \mathrm{km\ s^{-1}}$。这种展宽可能是由于斯塔克（压力）效应或耀斑相关的CME在恒星边缘。在CME情景的背景下，CME质量估计为$\sim4\times10^{18}$ g和$2\times10^{19}$ g。此外，我们的光谱分析揭示了在这两个事件中的窄H $α$发射线中心的时间变化。变化幅度为几十个$\mathrm{km\ s^{-1}}$，这可能是由于色球蒸发在一个事件，并在另一个二元情景。通过我们的光度监测器确定的总耀斑能量，我们显示出一种强化的趋势，即耀斑能量越大，CME质量越高。
2022-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
131 and 304 Å Emission Variability Increases Hours Prior to Solar Flare Onset
本文通过分析50余个GOES C5.0级以上临边耀斑爆发前6小时AIA多通道辐射变化，发现耀斑前2–3小时131和304 Å通道变化显著增强，提出一种潜在的耀斑预测新方法。
2024-11-19 astro-ph.SR
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 astro-ph.SR
Thermodynamic Evolution of Flaring Loops with Non-local Thermal Transport
本研究利用改进版Lare2d代码对比三种热输运模型，发现非局域SNB模型能更准确模拟耀斑环热力学演化，凸显其提升耀斑模拟真实性的潜力。
2025-06-17 astro-ph.SR
Hot plasma in a quiescent solar active region as measured by RHESSI, XRT, and AIA
本文研究了2010年7月13日在EUV，SXR和HXR中观察到的静止（非耀斑）活动区域，以寻找推测为日冕加热关键特征的热成分。我们使用RHESSI成像和长持续时间的积分（长达40分钟）的组合，以检测在3-8千电子伏范围内的活动区域在明显的非燃烧时间。RHESSI成像揭示了源自整个活动区域的热分量，正如纳米耀斑场景所推测的那样，其中整个活动区域充满了大量未解决的小能量释放。对RHESSI数据进行等温拟合得到的温度约为7 MK，辐射测量值为10^46 cm^-3的数倍。分别添加AIA和XRT进行的EUV和SXR观测，我们得出了一个差分发射测量（DEM），该测量显示了2至3 MK之间的峰值，并具有急剧下降的高温尾部，与先前报道的相似。推导出的DEM揭示了宽范围的温度有助于RHESSI通量（例如，40%的4 keV发射由低于5 MK的等离子体产生，而7 keV的发射几乎完全来自高于5 MK的等离子体），这表明RHESSI谱不应该与等温线拟合。热分量具有相当小的发射测量（总EM的~ 0.1%高于5 MK），并且对于单位填充因子，导出的热能含量为10%的量级，或者对于较小填充因子，导出的热能含量可能低于1%。
2019-03-27 astro-ph.SR
Quiescent and flaring states of three active stars: V834 Tau, LQ Hya, and BY Dra
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
研究三颗K型主序星的X射线静止与爆发冠层，发现其冠层温度、X射线亮度和铁 depletion差异，检测到超新星爆发并探讨其磁活动与恒星环境影响。
2026-04-24 astro-ph.SR
Formation of Magnetic Flux Ropes during Confined Flaring Well Before the Onset of a Pair of Major Coronal Mass Ejections
NOAA活动区（AR）11429是双超快日冕物质抛射（CME）的来源。两次日冕物质抛射都在一小时内发生，第一次日冕物质抛射发生在2012年3月7日。该AR满足“超级活跃区域”的所有要求，即，黑尔定律不兼容性和$δ$ -点磁配置。第24太阳活动周期中最大的风暴之一（$D_{st}=-143$ nT）与其中一个事件有关。磁通量绳（MFR）是日冕中扭曲的磁性结构，在$\sim$ 10 MK热等离子体发射中最常见，通常被认为是喷发结构的核心。然而，它们在太阳大气中的“休眠”存在（即在爆发之前）是一个悬而未决的问题。借助多波长观测（SDO/HMI/AIA和STEREO EUVI B）和日冕磁场的非线性无力（NLFFF）模型，我们的工作揭示了两个独立的，弱扭曲的磁通量系统，这表明存在喷发前的MFRs，最终成为两个CME的种子。MFR可能是在宿主AR 11429发生两次日冕物质抛射的前一天发生的有限（即不导致重大日冕物质抛射）燃烧和次燃烧事件期间形成的。
2015-07-05 astro-ph.SR
A Very Bright, Very Hot, and Very Long Flaring Event from the M Dwarf Binary System DG CVn
2014年4月23日，雨燕卫星对它的爆发警报望远镜探测到的一个硬X射线瞬变做出了反应，这是附近一个年轻的M矮星双星DG~CVn的恒星耀斑。我们利用观测在X射线，紫外线，光学和无线电波长来推断两个大耀斑的属性。在0.3-100 keV的带通范围内，主爆发的X射线谱可以用单个高温等离子体或非热厚靶韧致辐射模型来描述，我们排除了基于能量基础的非热模型。这是恒星耀斑中光谱观测到的最高温度，T $_{X}$为290 MK。第一个事件之后，几乎一天后发生了一个能量巨大的事件。我们约束的光球面积在两个耀斑中的每一个是$>$ 10 $^{20}$厘米$^{2}$，并找到证据，从流量比在第二个事件的贡献，除了通常的热，T $\sim$ 10 $^{4}$ K黑体发射耀斑的脉冲阶段。X射线和白光的辐射能量表明，这两个事件是从M矮星观测到的两个能量最高的X射线耀斑，X射线辐射能量在0.3-10 keV带通范围内分别为4 $\times$ 10 $^{35}$和9 $\times$ 10 $^{35}$ erg，E $_{V}$的光学耀斑能量分别为2.8 $\times$ 10 $^{34}$和5.2 $\times$ 10 $^{34}$ erg。这里介绍的结果应纳入大型恒星耀斑对近地系外行星大气的天体物理影响的最新模型。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Hot Fast Flow above a Solar Flare Aracade
太阳耀斑是造成空间天气事件的主要力量之一。然而，驱动这种充满活力的现象的机制还没有完全理解。标准的爆发耀斑模型预测，磁重联发生在日冕的高温快速流动的地方。一些成像或光谱观察表明了这些热快流的存在，但迄今为止还没有光谱扫描观察来定量测量二维结构。我们分析了2012年1月27日发生在太阳西翼的一次耀斑，发现热（~ 30 MK）快（>500 km/s）分量位于耀斑环上方。这与耀斑环上方发生的磁重联是一致的。
2013-09-13 astro-ph.SR
Spectroscopic evidence of Alfvén wave damping in the off-limb solar corona
我们利用光谱数据研究了太阳活动区和宁静日冕。在1.1- 2.8 MK温度范围内形成的多条谱线中，活性区清晰可见。我们推导出电子数密度使用线比法，和非热的速度在离临区的距离为140微米。我们比较了密度标度的高度来自几个谱线对预期的标度高度，根据流体静力学平衡模型。利用几条孤立的和未混合的谱线剖面，我们估计了活动区和宁静太阳的非热速度。从活动区的暖线得到的非热速度先随高度增加，然后在远离临边区随高度减小或几乎不变，而热线则随高度一致减小。然而，在安静的太阳区域，从各种谱线获得的非热速度显示出逐渐减少或保持几乎恒定的高度。利用这些参数，我们进一步计算了太阳活动区和平静区的阿尔文波能量通量。我们发现波能通量随高度的增加而显著减少，从而提供了阿尔文波阻尼的证据。此外，我们推导出Alfvén波的阻尼长度在这两个地区，并发现他们是在25-170毫米的范围内。不同的阻尼长度在不同的温度下获得的可能的温度依赖性阻尼或测量得到的不同的日冕结构形成在不同的温度沿视线。温度相关的阻尼可能表明在低日冕中阿尔文波的阻尼中热传导的某些作用。
2017-02-06 astro-ph.SR
Thermal Evolution of an Active Region through Quiet and Flaring Phases as Observed by NuSTAR XRT, and AIA
研究结合 NuSTAR、SDO/AIA 与 Hinode/XRT，对 AR 12712 的 170 个时段进行 DEM 分析，揭示微耀发加热过程及不同活动区间极热物质分布的显著差异。
2023-12-08 astro-ph.SR
Effect of surface magnetic fields on limb darkening in main-sequence stars
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Graz（格拉茨大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Imperial College London（帝国理工学院）
研究表面磁场对不同基本参数主序星临边昏暗的影响，发现磁场效应在较热、富金属恒星中显著，在M矮星中可忽略，并提供了不同磁化水平的中心-临边光谱数据库。
2026-06-23 astro-ph.SR
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Expansion of Solar Coronal Hot Electrons in an Inhomogeneous Magnetic Field: 1-D PIC Simulation
炽热电子在耀斑磁环中的膨胀对于理解太阳耀斑的动力学是至关重要的。在本文中，我们调查，为第一次，超热电子在磁镜场的基础上的一维粒子模拟（PIC）的输运。小俯仰角的热电子输运到冷等离子体中，导致冷等离子体中的朗缪尔波和热等离子体中的离子声波的产生。磁镜可以限制大俯仰角电子，导致电子平行和垂直温度演化时间尺度不同。这将导致电子温度各向异性的形成，从而在热电子和冷电子之间的界面附近产生哨声波。哨声波可以通过回旋共振将大俯仰角电子散射到较小的值，导致电子从热区逃逸。这些结果表明，哨声波在电子在耀斑磁环中的输运过程中可能起着重要的作用。本研究的发现为理解太阳耀斑的电子动力学提供了一些新的见解。
2019-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Hot Neptune WASP-166~b with ESPRESSO I: Refining the Planetary Architecture and Stellar Variability
本文介绍了ESTERO对超海王星WASP-166~b的高分辨率光谱凌日观测。除了光谱ESTO数据，我们分析光度数据从{ \sl TESS}的六个WASP-166~b的过渡，同时NGTS观测的ESTO运行。这些观测结果被用来拟合行星参数，以及评估ESTERO观测期间存在的恒星活动水平（例如斑点交叉，耀斑）。我们利用的RRM技术空间解决恒星表面，表征中心到肢体对流引起的变化，并完善恒星行星的相似性。我们发现WASP-166~b的预测结晶度为$λ= -15.52^{+2.85}_{-2.76}$ $^{\circ}$和$v\sin(i) = 4.97 \pm 0.09$ ~kms $^{-1}$，这与文献结果一致。我们第一次能够观测到恒星表面几公里$^{-1}$量级的颗粒化导致的中心到边缘的对流变化。我们模拟的中心到肢体的对流变化，使用线性，二次和立方模型与立方是首选。此外，通过同时模拟差异旋转和中心到边缘的对流变化，我们能够检索潜在的反太阳差异旋转剪切（$α\sim$-0. 5）和恒星倾角（$i_*$，如果恒星指向或远离我们，则为42. 03 $^{+9.13}_{-9.60}$ $^{\circ}$或133. 64 $^{+8.42}_{-7.98}$ $^{\circ}$）。最后，我们研究了互相关函数的形状如何随着翼角的变化而变化，并将我们的结果与磁流体动力学模拟进行了比较。
2022-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: III. Investigation of the centre-to-limb variation of the 630nm [OI]-NiI blend
太阳光球层的氧气丰度仍然是一个有争议的问题。大约10年来，一些测定结果支持低氧丰度，这与日震学推断的值不一致。在氧丰度指标中，630 nm处的禁止线通常被认为是最可靠的，即使它与NiI线混合。在本系列的论文I和论文II中，我们报道了在包括太阳在内的矮星中，由630 nm和636 nm处的从属[OI]线得出的氧丰度的差异。在这里，我们分析了几个，部分新的，太阳观测的光谱区域的中心到边缘的变化，包括在630 nm的混合，以分离的氧和镍的个人贡献。我们分析了在不同的肢体角度观察到的强度谱进行比较线形成计算的CO 5 BOLD三维流体动力学模拟的太阳大气。如果在我们的局部热力学平衡计算中假设通常采用的镍丰度为6.25，则从不同肢角的禁戒线获得的氧丰度是不一致的。在镍丰度略低的情况下，A（Ni）~6.1，我们获得一致的拟合，表明氧丰度为A（O）=8.73+/-0.05。在该值下，与辅助氧气管线的差异仍然存在。导出的氧丰度值支持太阳热层中氧丰度相当低的概念。然而，令人不安的是，在630和636 nm处的禁氧线给出了明显不同的结果，并且从630 nm混合物中获得的镍丰度低于其他镍线的预期。
2015-06-02 astro-ph.SR
The Flare-ona of EK Draconis
天龙座EK（HD 129333：G1.5 V）是一个著名的年轻（5000万年）太阳类似物。2012年，哈勃太空望远镜返回EK Dra，以跟进两年前宇宙起源光谱仪（COS）的远紫外（FUV）SNAPshot访问。短暂的SNAP指向发现了令人惊讶的红移，脉冲可变的次日冕Si IV 140 nm（T~ 80，000 K）的“热线”发射。偶然的是，2012年的后续计划见证了有史以来在类日恒星上记录到的最大的FUV耀斑之一，它再次显示出30-40 km/s的强烈红移（下行流），即使在通过空间望远镜成像光谱仪（STIS）的交叉校准发现的COS速度标度中补偿了小的系统性。在耀斑间隔之外的（现在减少了，但仍然很大）~10 km/s的热线红移并不随旋转相位而变化，因此不可能是由“多普勒成像”（后退边缘附近的明亮表面斑块）引起的。EK Dra的密度诊断O IV] 140 nm多重谱线比表明log（Ne）~ 11，比低活动太阳双星半人马座阿尔法A大一个数量级，但在大型恒星软X射线事件中推断的密度是典型的。在耀斑衰变和随后的更安静的时期之间的自相似的FUV热线轮廓，以及不变但高的密度，加强了一个长期存在的想法，即过度活跃的矮星的日冕一直在以无尺度的方式燃烧;如果你愿意的话，可以称之为“耀斑”。在这张图片中，亚音速热线下降流可能是耀斑后冷却过程的副产品，类似于太阳上的“日冕雨”。总而言之，新的STIS/CO…
2015-05-09 astro-ph.SR
Hot X-ray Onsets of Solar Flares
对太阳耀斑脉冲相前局部等离子体条件的研究有助于我们理解导致主耀斑能量释放的物理过程。在这里，我们提出了一个热的X射线发病间隔的增强等温等离子体温度在10-15 MK的范围内高达几十秒之前的耀斑的脉冲阶段的证据。该“热起始”间隔发生在初始软X射线增加期间和可检测的硬X射线发射之前。由地球静止业务环境卫星（GOES）X射线传感器估计并由拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的数据证实的等温温度没有显示出逐渐上升的迹象，无论耀斑的分类或结构如何，都会出现“热启动”现象。在一个小样本的四个有代表性的耀斑事件，我们确定这种早期热发作软X射线发射主要是在足点和低洼的环路，而不是与日冕结构，从大气成像组件（AIA）的图像的基础上。我们证实这一点，通过临掩星的一个耀斑区。这些热的X射线开始出现之前，有证据表明碰撞加热的非热电子，因此，他们挑战标准的耀斑加热建模技术。
2020-07-10 astro-ph.SR
The EBLM project -- XIV. TESS light curves for eclipsing binaries with very low mass companions
为解决先前研究中低金属丰度类太阳恒星样本缺乏的问题，本研究分析19颗具凌日M矮星伴星的TESS光变曲线，扩展limb-darkening测量范围，发现低金属丰度类太阳恒星也存在观测与预测limb-darkening的系统偏移，并精确估计M矮星半径和温度。
2025-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of spatially deconvolved polar faculae
极斑是太阳临边观测中可以探测到的明亮特征，它们与磁场浓度有关。虽然有大量的工作研究它们，一些问题的性质，如它们在不同高度的磁性仍然是开放的。因此，我们的目标是提高太阳极地光斑的理解。在这个意义上，我们推断的温度，气体压力，视线速度和磁场矢量的极光斑区域的垂直分层。我们进行了反演的Stokes轮廓观察Hinode/SP后，消除杂散光污染所产生的空间点扩散函数的望远镜。此外，在解决方位模糊后，我们将磁场矢量转换到当地的太阳坐标。结果表明，极斑是由热等离子体组成的，具有低的视线速度和千高斯范围内的单极磁场，几乎垂直于太阳表面。我们还发现，这些磁场的空间位置是轻微移动相对于对光盘中心的连续观测。我们认为这是由于热壁效应，允许检测来自更靠近太阳边缘的更深层的光子。
2016-05-02 astro-ph.SR
Plasma Heating Induced by Tadpole-Like Downflows in the Flaring Solar Corona
作为太阳系中最壮观的能量释放事件之一，太阳耀斑的能量来源通常是日冕中的磁重联。由于重联过程后磁场拓扑的重新排列，常常形成一系列新的环状磁结构，称为耀斑环。一个热的扩散区，由大约5-10 MK等离子体组成，也被观察到以上的环路，被称为超拱廊风扇。通常，黑暗的，蝌蚪状的结构被认为是通过明亮的超级拱廊风扇下降。目前还不清楚这些所谓的超拱廊下行流（SAD）在加热燃烧的日冕等离子体中扮演什么角色。在这里，我们展示了一个独特的耀斑观测，许多SAD与耀斑环碰撞，并强烈加热环到10-20 MK的温度。这些相互作用中的几个产生了清晰的准周期性增强的全太阳集成的软X射线发射的签名，提供了一个替代的解释，通常在太阳和恒星耀斑期间观察到的准周期性脉动。
2021-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the Relationship Between a Hot-channel-like Solar Magnetic Flux Rope and its embedded Prominence
磁通量是一种相干的螺旋状磁场结构，最近发现它可能在太阳爆发前表现为一个细长的热通道。本文通过对2011年9月12日发生的一次临边事件的分析，探讨了热通道与伴随日珥的关系。在上升初期，热通道与日珥处于同空间。然后它迅速膨胀，导致热通道的顶部与日珥的顶部分离。同时，它们都经历了从$Λ$形状到倒Y形状的瞬时形态转变，并且这两个结构的顶部显示出高度的指数增加。这些特征是扭结不稳定性发生的良好指示。此外，扭结不稳定性的发作被发现在时间上一致的脉冲增强的耀斑发射下面的热通道，这表明，理想的扭结不稳定性可能也起着重要的作用，在触发快速耀斑重联除了启动脉冲加速的热通道和扭曲其形态。我们的结论是，热通道是最有可能的MFR系统和日珥只对应于冷的材料，收集在底部的螺旋场线的MFR对重力。
2014-06-17 astro-ph.SR
Predictions of DKIST/DL-NIRSP observations for an off-limb kink-unstable coronal loop
合成强度图是从一个三维扭结不稳定的磁通绳模拟使用几个DKIST/DL-NIRSP谱线，使能量传输和释放的观测信号的预测。重建的大视场强度马赛克和单瓦坐着凝视高节奏的图像序列显示详细的，精细的尺度结构，并表现出波的传播，热量，流量和细尺度爆发的重新分配的签名。这些精细尺度的爆发出现在合成多普勒速度图中，可以解释为环边界处小尺度磁重联的证据。谱线揭示了环的不同热力学结构，较热的谱线显示了环的内部和编织，较冷的谱线显示了环的径向边缘。DL-NIRSP的合成观测保留了径向膨胀，因此可以精确地测量环半径。利用Fe~（\textsc{xiii}）谱线在10747和10798能级处的强度比可以估算出电子数密度。在演化的后期阶段，由该比值估算的密度在$\pm10\%$范围内是正确的，然而，当视线密度不均匀性对Fe~ \textsc{xiii}强度有贡献时，其初始精度较低，导致$\approx30\%$对密度的过度预测。所识别的特征都高于仪器噪声的保守估计，因此将是可检测的。总之，我们使用了正演模拟来证明DKIST/DL-NIRSP的冠状离臂模式将能够检测到扭结不稳定环的多个独立特征，并观察小规模瞬态特征，包括环编织/扭曲和发生在环径向边缘的小规模重连事件。
2018-07-13 astro-ph.SR
The early evolution of solar flaring plasma loops
等离子体环是太阳耀斑活动区的基本结构，控制着整个耀斑爆发过程。标准耀斑模型很好地解释了等离子体环顶部热尖点结构周围磁重联后的演化和爆发，但对磁重联发生前等离子体环的早期演化却知之甚少。考虑到磁场梯度普遍存在于太阳等离子体环中，本文采用磁场梯度抽运（MGP）机制研究耀斑等离子体环的早期演化。结果表明，等离子体的早期演化取决于磁场分布和等离子体环的几何形状，而环的几何形状决定了环顶附近能量的积累和耗散之间的平衡。在MGP过程的驱动下，环顶周围的密度和温度以及等离子体β值在等离子体环演化的早期阶段都会增加。事实上，太阳等离子体环将有两个不同的演化结果：具有相对强的磁场的低的、初始密集的等离子体环由于其最大β值总是小于临界值而趋于稳定，而较高的，具有相对弱的磁场的初始稀释太阳等离子体环由于其β值在太阳辐射后约一小时超过临界值而趋于不稳定。太阳磁化等离子体环的形成。后者可能产生气球状不稳定性，并最终引发随后的磁重联和爆发。这些物理情景为我们理解太阳耀斑的性质和起源提供了新的视角。
2021-10-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Temporal and spatial relationship of flare signatures and the force-free coronal magnetic field
我们研究了2011年8月2日GOES M1.4耀斑/CME（SOL 2011 -08- 02 T06：19）附近活动区NOAA 11261的等离子体和磁环境。我们比较日冕发射（极端）紫外线和X射线波长，使用SDO AIA和RHESSI图像，以确定相对的时间和位置的重新连接相关的源。我们跟踪耀斑带状签名在紫外线波长，以确定以前重新连接的耀斑环在太阳低层大气的交叉点。这些位置用于计算三维非线性无力磁场模型的磁力线，建立在SDO HMI光球矢量磁场地图的基础上。利用这个过程，我们分析了磁重联中涉及的日冕模型磁场的准静态时间演化。这使我们能够第一次估计出在盘上观测到的耀斑期间电流片下端的上升速度，为每秒几公里。与后来在STEREO EUVI图像中观察到的肢体上方的耀斑后环的比较支持这种速度估计。此外，我们提供了证据的耀斑日冕模型磁场的一部分内爆，并确定相应的日冕子体积与磁能的损失。最后，我们在空间上建立了高度剪切场的三维模型中的磁能，建立由于动态相对运动的极性补丁内的活动区域。
2016-05-12 astro-ph.SR
Dynamics of the coronal magnetic field in the 2022-10-02 X-class flare
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
研究2022年10月2日X1.1类日耀斑，通过微波数据揭示日冕磁场衰减过程及电子加速现象，构建3D模型验证磁场演变特征。
2026-02-16 astro-ph.SR
From thermal dissociation to condensation in the atmospheres of ultra hot Jupiters: WASP-121b in context
一种新的系外行星已经出现：超热类地行星，最热的近距离气体巨星。它们中的大多数在HST/WFC 3探测的$1.1-1.7μm$带通中具有比预期弱的光谱特征，但在斯皮策探测的较长波长处具有较强的光谱特征。这使得以前的作者对这些行星的热结构和化学丰度做出了令人困惑的结论。利用WASP/MITgcm，我们研究了热离解、电离、H $^-$不透明度和云是如何塑造超高温超导体的热结构和光谱特性的，特别关注WASP-121 b。我们扩大我们的研究结果，以整个人口的超热embryiters通过分析量化的热解离及其对光谱特征的强度的影响。我们预测，大多数分子是热解离和碱离子在超高温光球的昼侧光球。这包括H $_{\rm 2}$ O、TiO、VO和H $_{\rm 2}$，但不包括CO，后者具有更强的分子键。由解离产生的垂直分子梯度显著减弱了来自水的光谱特征，而$4.5μm$ CO特征保持不变。H $^-$连续不透明度进一步削弱了HST/WFC 3带通中的水带。预计分子在到达临边之前会重新组合，导致临边和向阳面之间的化学成分和云覆盖量的数量级变化。总体而言，分子解离提供了对在大多数超热蒸发器中观察到的$1-2μm$带通中缺乏水的强光谱特征的定性理解。然而，定量地，我们的模型没有提供一个令人满意的匹配WASP-121 b发射光谱。与WASP-33 b和Kepler-33 Ab一起，它们似乎是需要更彻底了解…
2018-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Differential emission measure Analysis of a limb solar flare on 2012 July 19
我们对2012年7月19日发生的M7.7耀斑进行了差分发射测量（DEM）分析，该耀斑被太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA）很好地观测到。利用AIA 6个日冕通带的高时空分辨率观测资料，计算了耀斑的DEM，得到了DEM加权的温度和辐射量（EM）时间序列图。我们发现，在耀斑期间，最高电磁区域位于耀斑环顶，其值在8.4 × 10^28 cm^-5和2.5 × 10^30 cm^-5之间变化。那里的温度从大约04：40 UT（初始上升阶段）的8 MK上升到大约05：20 UT（硬X射线峰值）的最大值13 MK。此外，我们发现一个热的区域，这是耀斑环顶部的温度甚至高达16 MK。我们还分析了重联点的DEM特性。那里的温度和密度都没有环顶和磁绳那么高，说明主要的加热可能不是发生在重联区。最后，我们研究了耀斑循环的动态行为。沿火炬环，温度和EM都是在环顶部最高，并逐渐减少向足点。在北足点，向上的力出现在脉冲相，并有一个最大值，我们推测它来自色球蒸发。
2014-03-27 astro-ph.SR
Evidence of thermal conduction suppression in a solar flaring loop by coronal seismology of slow-mode waves
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）大气成像装置（AIA）观测到的一次纵波事件。131 A图像的时间序列显示，一个C级耀斑发生在一个大环的一个足点上，并触发了沿其传播的强度扰动（增强），其空间特征和时间演化表明，来自相反足点的两个初始扰动相遇后，可以迅速建立一个基本的慢模驻波。振荡的周期为~12 min，衰减时间为~9 min。测得的相速度为500 $\pm$ 50 km/s，与加热回路中的声速为~10 MK相匹配，证实了所观察到的波是慢波。我们从六个AIA极紫外（EUV）通道得到了随时间变化的温度和电子密度波信号，发现它们几乎是同相的，由温度和密度扰动测得的多变指数为1.64 $\pm$ 0.08，接近于理想单原子气体的绝热指数5/3。基于一维线性MHD模型的解释表明，在9 MK及以上的热耀斑回路中，热导率至少被抑制了3倍。当只考虑压缩粘滞耗散时，粘滞系数是由观测波确定的。我们发现，解释快速波阻尼，经典的压缩粘性系数需要提高15倍的上限。
2015-09-22 astro-ph.SR
