We compare time variations of the H$α$ and X-ray emissions observed during the pre-impulsive and impulsive phases of the C1.1-class solar flare on 21 June 2013 with those of plasma parameters and synthesized X-ray emission from a one-dimensional hydro-dynamic numerical model of the flare. The numerical model was calculated assuming that the external energy is delivered to the flaring loop by non-thermal electrons. The H$α$ spectra and images were obtained using the Multi-channel Subtractive Double Pass spectrograph with a time resolution of 50~ms. The X-ray fluxes and spectra were recorded by the Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI). Pre-flare geometric and thermodynamic parameters of the model and the delivered energy were estimated using RHESSI data.
The time variations of the X-ray light curves in various energy bands and the those of the H$α$ intensities and line profiles were well correlated. The time scales of the observed variations agree with the calculated variations of the plasma parameters in the flaring loop footpoints, reflecting the time variations of the vertical extent of the energy deposition layer. Our result shows that the fast time variations of the H$α$ emission of the flaring kernels can be explained by momentary changes of the deposited energy flux and the variations of the penetration depths of the non-thermal electrons.
What Causes the Asymmetry of Conjugate Hard X-Ray Footpoints in Solar Flares?
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Samarkand State University（撒马尔罕国立大学）；Institute of Nuclear Technologies, Samarkand State University（撒马尔罕国立大学核技术研究所）；University of Delhi（德里大学）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
A Statistical Study to Determine the Origin of Long-Duration Gamma-ray Flares
已经提出了两种方案来解释太阳耀斑中持续的$\ge 30$ \，MeV伽马射线发射：（1）长时间的粒子加速/捕获，涉及耀斑现场的大规模磁环，（2）高能（$>$ 300 MeV）质子在日冕/行星际冲击波加速的沉淀。为了确定哪种情况更有可能，我们检查了相关的软X射线耀斑，日冕物质抛射（CME）和太阳高能质子事件（SEP）：（a）由\Fermi上的大面积望远镜观测到的长时间伽马射线耀斑，和（b）太阳峰年任务中伽马射线分光仪观测到的延迟和/或空间扩展的高能伽马射线耀斑，伽马卫星上的伽马-1望远镜和康普顿伽马射线天文台上的高能伽马射线实验望远镜。对于11个持续$\ge \sim 2$小时的100 MeV $>$发射的LDGRF数据集，我们寻找LDGRF，X射线耀斑，CME和SEP之间的关联和反向关联，即，从γ射线耀斑开始，依次是X级软X射线耀斑，快速（$\ge$ 1500 km s $^{-1}$）和宽CME，以及强烈（峰值通量$\ge 2.67 \times 10^{-3}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$，峰值与背景比$>$ 1.38）$>$ 300 MeV SEP，1 A. U。虽然LDGRF往往与明亮的X级耀斑，我们发现，只有1/3的X级耀斑期间的\Fermi监测符合LDGRF。然而，几乎所有的快速，广泛的日冕物质抛射与LDGRF。这些初步的关联分析有利…
He I D3 Observation of the 1984 May 22 M6.3 Solar Flare
He I D3谱线对耀斑对低层大气的影响有独特的响应，可以作为能量输运过程的有力诊断工具。本文利用大熊座太阳天文台最近数字化的胶片图象，报道了1984年5月22日发生在具有圆形磁极性反转线（PIL）的活动区的M6.3耀斑的D3观测结果。耀斑的脉冲阶段始于一个在D3变暗的主要细长源，在其内部，明亮的发射核出现在硬X射线（HXR）的初始小峰值时。这些耀斑核心随后演变成一个尖锐的发射链，位于黑暗的晕内，同时在HXR的主峰，扭转了整体源对比度从-5%至5%。主峰期间D3的辐射能量估计约为10^30尔格，与20 keV以上的非热电子所携带的能量相当。之后，耀斑沿着圆形PIL逆时针方向前进，在D3中形成一个黑暗的圆形带，它显然反映了Ha和He I 10830 A中的明亮带。所有这些丝带持续超过一个小时的后期渐进阶段。我们认为，目前的事件类似于所谓的黑光耀斑，提出了基于连续图像，和D3变暗和变亮的功能，这里可能是由于，分别是热传导加热和高能电子的直接沉淀。
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
ZIMPOL detects scattering polarization in He I D$_3$ during a solar flare
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院阿尔多和切莱·达科太阳研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Astronomical Institute of the Academy of Sciences, Ondřejov, Czech Republic（捷克科学院天文台奥恩杰约夫研究所）
研究首次在日耀斑中检测到 He I D₃ 线的线偏振，通过 ZIMPOL 极化仪分析偏振变化与等离子体速度演变，发现散射偏振可能由各向异性辐射泵浦引起。
Preparing for the Early eVolution Explorer: The Impact of Flare Temperature on Ozone Column Depth in Earth-Like Atmospheres
John Hopkins University（约翰霍普金斯大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰霍普金斯大学应用物理实验室）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares I: Modeling the Brightest NUV Footpoints in the X1 Solar Flare of 2014 March 29
Hard X-Ray Quasi-Periodic Pulsations in X-Class Solar Flares Observed by Aditya-L1/HEL1OS
National Institute of Technology Calicut（印度国家技术学院加利卡特分校）；University of Warwick（华威大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学）
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
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）
Si IV Resonance Line Emission During Solar Flares: Non-LTE, Non-equilibrium, Radiation Transfer Simulations
界面区成像光谱仪（IRIS）常规地观察Si IV共振线。当分析这些线的观测时，通常假设它们是在光学薄的条件下形成的。这可能对静止的太阳是有效的，但这个假设也适用于更极端的耀斑场景。我们使用了36电子束驱动的辐射流体动力学太阳耀斑模拟，计算使用RADYN代码，探测这一假设的有效性。使用这些模拟的气氛，我们解决了辐射传输方程，以获得非LTE，非平衡人口，线的轮廓，和模型硅原子的不透明度，包括电荷交换过程。这是使用RADYN的“少数物种”版本实现的。包括电荷交换导致在较低的温度下比电离平衡预测的Si IV的相当大的部分。使用注入的能量通量$F>5\times10^{10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的所有模拟导致对Si IV发射的光学深度效应，与光学薄计算相比，强度和线形状两者都存在差异。较弱的耀斑（低至$F\approx5\times10^{9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$）也会导致硅IV发射在光学厚度条件下形成，这取决于其他光束参数。当不透明度显著时，在$40$至$100$ kK的温度范围内，气氛通常具有超过$5\times10^{-6}$ g cm $^{-2}$的柱质量，并且Si IV形成温度在$30$和$60$ kK之间。在分析Si IV耀斑观测结果时，或在计算合成发射而不进行完整的辐射传输计算时，我们敦促谨慎。
