Spectral Features of the Solar Transition Region and Chromospheric Lines at Flare Ribbons Observed with IRIS
本研究利用IRIS观测不同级别的双带耀斑，分析过渡区到色球层的三条谱线特征，发现红移速度随耀斑级别降低而减小，且强耀斑中Si IV谱线可变为光学厚，为耀斑大气加热机制提供观测依据。
2023-08-22 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
On the origin of 140 GHz emission from the 4 July 2012 solar flare
分析了2012年7月4日鲍曼莫斯科国立技术大学RT-7.5射电望远镜在93和140 GHz以及基斯洛维斯克和梅茨霍维射电望远镜、射电太阳望远镜网络（RSTO）、GOES、RHESSI和SDO轨道站观测到的亚太赫兹事件。已观察到93和140 GHz之间的光谱通量随频率增加。在SDO/AIA数据的基础上，计算了差异排放量。结果表明，温度在0.5~MK以上的热日冕等离子体不能解释观测到的亚太赫兹耀斑辐射。在$10$ ~GHz附近的微波辐射可能是由非热回旋同步辐射机制产生的，而所观察到的毫米波光谱特性可能是由温度约为0.1~MK的等离子体的热韧致辐射产生的。
2016-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The contribution of microbunching instability to solar flare emission in the GHz to THz range of frequencies
最近在亚太赫兹范围内对太阳耀斑的观测提供了一种新的光谱成分的证据，这种成分的通量随着频率的增加而增加，与众所周知的在GHz范围内最大的微波辐射分开。建议的解释解释太赫兹光谱分量，但不占同步微波分量。我们提出了一个机制，产生所观察到的双光谱。基于实验室加速器中长波长同步辐射的相干增强，我们考虑了在太阳耀斑中如何发生类似的过程。被称为微聚束的不稳定性来自于产生电子束密度调制的扰动，从而在与微聚束结构的特征尺寸相当的波长处产生宽带相干同步辐射。这种相干同步辐射（CSR）的光谱强度可以远远超过非相干同步辐射（ISR）的光谱强度，非相干同步辐射（ISR）在较高频率处达到峰值，从而产生双峰光谱。成功的CSR模拟显示，以适应实际的突发光谱观测，使用典型的耀斑物理参数和幂律能量分布的加速电子。模拟考虑的能量阈值低于微聚束是不可能的，因为库仑排斥。只有一小部分的辐射电荷加速到阈值以上的能量需要产生的微波组件观察到的几个事件。ISR-CSR机制可以与产生微波组件的其他发射过程一起发生。它可以带来一个重要的贡献，在微波至少为某些事件的物理条件发生的ISR-CSR微聚束机制是可能的。
2014-06-20 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
The Relationship Between EUV Nonthermal Line Broadening and High-energy Particle During Solar Flare
利用太阳动力学观测站（\it）的太阳射电偏振仪、太阳射电日像仪和大气成像组件，研究了大耀斑期间极紫外非热展宽与高能粒子的位置关系。我们分析了五个大耀斑事件，其中包括热丰富，中间和热贫耀斑的定义，在文章中讨论的分类。我们发现，在富热耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时的耀斑环的顶部。17 GHz微波源位于耀斑环的足点。另一方面，在中等/热贫耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时耀斑环的足点。17 GHz微波的源位于燃烧环的顶部。基于非热展宽的空间信息，讨论了富热耀斑和中/贫热耀斑的区别，这可能为湍流在高能电子俯仰角散射中的重要作用提供了线索.
2013-08-15 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
Multi-frequency VLBI observations of maser lines during the 6.7~GHz maser flare in the high-mass young stellar object G24.33$+$0.14}
最近的研究表明，6.7千兆赫甲醇脉泽耀斑可以是一个强有力的工具，用于验证脉泽产生的机制，甚至在高质量恒星形成的早期阶段吸积率变化的具体签名。我们描述的空间结构和演变的甲醇和水脉泽在耀斑的甲醇脉泽发射在6.7 GHz的HMYSO G24.33 $+$ 0.14。利用VLBA对6.7和12.2GHz甲醇脉泽和22.2GHz水汽脉泽进行了三个历元的成像，并利用托伦32米望远镜对甲醇谱线进行了监测。利用EVN和LBA获得了耀斑期间的6.7GHz脉泽图。WISE数据被用来寻找6.7 GHz脉泽和IR通量之间的相关性。6.7 GHz甲醇脉泽云团分布在$\sim$ 3500 Au上，虽然在两个月的时间尺度上其亮度随总通量密度的变化而变化，但大多数云团的形态是稳定的。12.2 GHz的甲醇脉泽云覆盖面积的数量级小于6.7 GHz的发射，和两个过渡出现从相同的脉泽气体。22.2 GHz脉泽云团位于中心区域，在VLBI观测的两个月期间，显示出亮度的系统性增加和大小和方向的适度变化，以及最强云团的速度漂移。时间滞后估计意味着传播的物质条件的变化的区域与亚光速（$\sim$ 0.3 c）。发现IR（4.6 $μ$ m）和6.7 GHz通量密度的紧密相关性，支持辐射泵浦模型。与230 GHz的ALMA数据的比较表明，甲醇脉泽分布在旋转盘的内部，而22.2 GHz的发射痕迹的双极流出或喷流结构的紧凑的内部组件…
2023-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 5 GHz Arecibo Search for Radio Flares from Ultracool Dwarfs
我们提出了一个4.75 GHz的调查结果33褐矮星和一个年轻的系外行星系统的耀斑无线电发射，进行了305米阿雷西博射电望远镜。该计划的目标是探测和表征比光谱类型L3.5更冷的物体的磁场，这是我们调查之前探测到的最冷的棕矮星。我们还试图探测HR 8799行星系统的耀斑无线电发射，理论工作表明，热，大质量的系外行星可能具有强大的磁场，能够产生GHz频率的无线电发射。我们已经探测到并确认了来自T6.5矮星2 MASS J10475385+2124234的射电耀斑。这一发现极大地扩展了褐矮星似乎至少是零星的无线电发射体的温度范围，从~1900 K（L3.5）下降到~900 K（T6.5）。它还表明，无线电探测作为一种独特的工具，研究亚恒星物体的磁场的实用性延伸到最冷的矮星，并可能延伸到热的大质量系外行星。我们还从L1矮星2 MASS J1439284+192915中发现了一个3.6 σ的耀斑。这一发现是暂时的，需要通过额外的监测观察加以确认。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Energy and spectral analysis of confined solar flares from radio and X-ray observations
射电爆发的能量和光谱形状可以帮助我们理解太阳爆发的产生机制，包括太阳耀斑、日冕物质抛射、爆发丝状体和各种尺度的喷流。不同类型的耀斑可能具有不同的能量和光谱分布特征。在这项工作中，我们选择了2014年10月期间的10个主要局限的耀斑事件，通过使用从微波到行星际无线电波的无线电观测以及GOES，RHESSI和Fermi/GBM的X射线观测来研究它们的整体光谱行为和微波发射的能量。我们发现：所有的局限耀斑事件都与一个频率为9.4 - 15.4 GHz的微波连续爆发有关，所有的局限耀斑事件的峰值频率都高于4.995 GHz，小于或等于17 GHz。平均值约为9 GHz。微波爆发能量（或注量）以及峰值频率被发现提供有用的判据来估计太阳耀斑的功率。这些观测结果表明，封闭耀斑中的磁场比Nita等人2004年研究的412个耀斑中的磁场更强。研究的所有10个事件都没有产生能量超过300 keV的可检测的硬X射线，这表明在受限的耀斑中缺乏有效的电子加速到高能量。
2021-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring the magnetic field asymmetry of solar flares from the degree of polarisation at millimetre wavelengths
利用毫米波太阳耀斑的偏振测量研究了耀斑发射源的磁场结构。我们分析了两个太阳耀斑（SOL 2013 -02-17和SOL 2013 -11-05）观测到的偏振发射毫米波活动在太阳（POEMAS）在45和90 GHz，微波从1 - 15 GHz的射电太阳望远镜网络（RSENS），并在高频率（212 GHz）的太阳亚毫米望远镜（SST）。此外，来自这些耀斑的硬X射线同时被Rheeven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）探测到。的通量和偏振无线电频谱拟合使用的模型，模拟回旋同步辐射在空间变化的三维磁场环结构。对于{建模}，磁环几何形状是固定的，场强是磁场的唯一自由参数。此外，该模型假定电子分布均匀，以高能电子数密度和电子谱指数为自由参数。拟合模型再现合理以及观察到的偏振度和无线电通量谱产生的物理参数的环和耀斑源的每个事件。我们的研究结果表明，在太阳耀斑的高程度的偏振可以解释两个源位于高度不对称的磁回路的{footpoints}，而低的偏振度产生的对称磁回路的脚点源。
2020-05-04 astro-ph.SR
Discovery of recurrent flares of 6.7 GHz methanol maser emission in Cepheus A HW2
背景：6.7 GHz的II类甲醇脉泽起源于高质量年轻恒星天体（HMYSO）附近。它们对局部条件变化的高度敏感性使它们成为新兴大质量恒星活动的有用标志。目的：我们的目标是仔细检查的6.7 GHz甲醇脉泽在Cep A HW 2使用新的和存档的单碟和高分辨率甚长基线干涉（VLBI）数据集的可变性。研究方法：利用托伦32米射电望远镜对2009年至2021年期间的6.7 GHz甲醇脉泽进行了观测，并对16年间的9个VLBI观测数据集进行了分析。结果如下：微弱的，极红移的脉泽辐射位于接近假定的中心恒星位置，并与无线电喷流一致，显示耀斑活动的周期约为5年。耀斑有一个不对称的轮廓，上升-衰减时间比为0.18，相对振幅高于10。在大约11.5年的监测中，耀斑云团的速度以3-4 * 10^-5 km/s/d的速率漂移。两个耀斑特征峰值之间的时滞意味着激发因子的传播速度约为1000 km/s。蓝移和红移特征的通量密度的同步变化和同步相关变化在极端红移的耀斑爆发后约2.5年开始。
2022-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relations between strong high-frequency microwave bursts and proton events
从太阳爆发、耀斑、冲击波和日冕物质抛射之间的密切联系出发，分析了1990 - 2012年野边山射电偏振仪记录的35 GHz爆发与太阳高能粒子（SEP）事件之间的关系。大多数西到中等偏东的太阳事件在35 GHz处产生强烈的爆发，产生J（E> 100 MeV）> 1 pfu的近地质子增强。最强的，最坚硬的，都是地面级别的强化。在质子增强和35 GHz处的峰值通量之间存在一般的（尽管是分散的）对应关系，当35 GHz通量超过10^4 sfu且微波峰值频率较高时，这种对应关系尤其明显。这些特性表明，在非常强的磁场中，大量高能电子的发射表明耀斑-CME形成过程中的能量释放率很高。太阳黑子本影上方的耀斑似乎是这类事件的典型。无论SEP的起源如何，这些情况表明高频微波爆发和与太阳黑子有关的耀斑对于空间天气预报具有重要的诊断潜力。在35 GHz的强长时间爆发及时警告危险SEP事件与硬谱。一些特殊的事件，在35千兆赫和强质子通量中等爆发看起来具有挑战性，应该进行调查。
2013-08-10 astro-ph.SR
Study of flare energy release using events with numerous type III-like bursts in microwaves
射电爆发动力学谱中类III型结构的窄带漂移分析可以获得有关太阳耀斑初级能量释放机制的独特信息。SSRT的空间分辨图像和高光谱和时间分辨率允许直接确定不仅其源的位置，而且沿耀斑环的激励器速度。实际上，当SSRT（约5.7 GHz）在两个高阶条纹中观察耀斑区域时，在一些特殊的时间间隔内进行这种测量是可能的;因此，在两个频带上同时记录两个1D扫描。分析了2002年4月14日耀斑期间记录的类III爆发。本文利用SSRT、SBRS、NoRP、RINGS等仪器记录的多波长射电观测资料，研究了一个由几十个漂移微波脉冲组成的事件，其漂移速率在-7到13 GHz/s之间。快速漂移爆发的源位于耀斑环顶部附近，体积为几毫米。激发子沿耀斑环的缓慢漂移表明发射电子具有很高的螺距各向异性。
2012-06-19 astro-ph.SR
Systematic Microwave Source Motions along Flare-arcade Observed by Nobeyama Radioheliograph and AIA/SDO
我们发现系统的微波源运动沿耀斑拱廊使用野边山射电日像仪（NoRH）17 GHz的图像。这些运动与2011年2月15日发生的X级磁盘耀斑有关。在这项研究中，我们还使用了来自大气成像组件（AIA）的EUV图像和来自太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）的磁图，以及来自Nobeyama Radiopolarimeters（NoRP）和韩国太阳射电爆发探测器（KSRBL）的多通道微波数据。我们追踪了耀斑期间NoRH 17 GHz微波源的质心，发现了两个运动事件：1）微波源沿耀斑弧系统地运动，AIA 94 A观测到微波源沿平行于中性线的方向运动; 2)每次发作时间分别为5 min和14 min。3)第一集的估计平行速度为34 km/s，第二集为22 km/s。NoRP和KSRBL得到的10 GHz以上的微波通量的谱斜率在两个事件中都是负的，而在第二事件的最后阶段，它与150 sfu的通量是平坦的。负谱和高通量的平坦区表明，在源运动期间，加速电子的回旋同步辐射占主导地位。AIA 304 A和94 A通道的连续图像显示，有连续的等离子体爆发，每次爆发都是在微波源运动开始之前开始的。基于这些结果，我们认为微波源的运动体现了等离子体爆发引起的粒子加速点的位移。
2013-10-10 astro-ph.SR
Microwave Type III Pair Bursts in Solar Flares
太阳微波III型对爆发由正向和反向倾斜（RS）爆发分支组成，具有相反的快速频率漂移。它是耀斑中初级能量释放和电子加速的最敏感的信号。本文报道了1994 - 2014年期间在中国和捷克共和国的射电频谱仪上观测到的9个耀斑中的11个微波III型对事件，频率为0.80 - 7.60 GHz。这些III型对发生在耀斑脉冲和耀斑后阶段，频率范围为1.08 - 3.42 GHz，频率间隔为10 - 1700 MHz。频率漂移随着分离频率（f_{x}）而增加，每个突发的寿命与f_{x}反相关，而频率间隙与f_{x}无关。在大多数情况下，正常分支的漂移明显快于RS分支。耀斑脉冲阶段的III型电子对具有较低的分离频率、较长的寿命、较宽的频隙和较慢的频率漂移。而后者总是有很强的圆偏振。进一步分析表明，耀斑能量释放点附近等离子体密度约为10^{10} - 10^{11}·cm^{-3}，温度高于10^{7} K。这些结果对太阳耀斑的加速机制提供了新的约束。
2016-01-20 astro-ph.SR
Observations of the 2024 May 14 X8.7 Solar Flare with the Goldstone-Apple Valley Radio Telescope (GAVRT)
本文利用GAVRT太阳巡视项目的多频微波栅格扫描观测，呈现了2024年5月14日X8.7级耀斑的微波图像和通量密度谱，揭示了其中轻度相对论性电子的非热微波爆发辐射，并表明GAVRT微波数据可有效补充X射线、毫米波和γ射线对高能电子的追踪。
2024-06-28 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. II. Multi-Loop Structure of Microwave Sources in a Major Long-Duration flare
对与地面事件GLE 63有关的SOL 2001 -12-26事件的观测结果进行分析，包括17和34 GHz的NoRH、5.7 GHz的SSRT和1600 GHz的TRACE的微波光谱和图像，得出以下结果。耀斑带与太阳黑子本影重叠，这是典型的大粒子事件。非典型的是：i）超过一小时的长耀斑持续时间; ii）中等强度的微波爆发，约为$10^4$ sfu; iii）回旋同步加速器光谱的低峰值频率，约为6 GHz;其对通量的不敏感性增加了一个数量级以上。这是伴随着一个几乎恒定的比例的流量发射的体积在频谱的高频部分，其升高的低频部分所确定的来源的面积。利用光谱的自相似性，在1600 μ m处观测到运动微波源与耀斑带最亮部分的相似性。17 GHz和1600 GHz图像的比较证实了微波源与多个耀斑环有关，其足迹在紫外线中出现为间歇性明亮的内核。为了了解事件的属性，我们模拟了它的微波发射使用的几个均匀的回旋同步辐射源的系统以上的带状。光谱之间的散射和各个源的大小是由带内的磁场的不均匀性决定的。微波通量主要由通过带和源的磁通量决定。微波成像的空间分辨率和动态范围较差，导致微波结构明显简单。结果表明，微波表现的加速电子对应的结构中观察到的热发射，众所周知的模型预测。
2016-11-25 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
Implications of Flat Optically Thick Microwave Spectra in Solar Flares for Source Size and Morphology
这项研究的目的是检查太阳耀斑中低频、光学厚度的回旋同步微波辐射的光谱动力学，以确定发射源的特征。我们提出了一组微波爆发的观测扩展欧文斯谷太阳能电池阵（EOVSA）在其调试阶段在$2.5-18$ GHz频率范围内与$1$第二时间分辨率的高分辨率光谱。在本研究分析的12个事件中，9个爆发表现出随时间的光学厚光谱指数$α_l$，源形态的指标直接减少。特别地，与均匀/均匀源（$α_l\approx2.9$）的预期频谱相比，五个突发显示“平坦”频谱（$α_l\leq1.0$）。低频（< $10$ GHz）处的这些平坦光谱可以被定义为来自具有大面积和/或具有多个发射分量的空间不均匀源的发射。在具有部分互相关数据的六个事件的子集中，具有平坦光谱的两个事件在$2.6-3$ GHz处显示出$\sim120$ arcsec的源大小。基于非均匀性的建模支持多个离散源只能再现平坦频谱的结论。我们报告说，这些平坦的光谱主要出现在衰变阶段，通常在大多数爆发的持续时间内增长平坦，这表明随着耀斑的发展，发射量的不均匀性和复杂性不断增加。这种充满被捕获的高能粒子的大量耀斑发射在其他波长下通常是不可见的，比如硬X射线，这可能是由于这些低环境密度和磁场强度的区域中的无碰撞条件。
2021-07-01 astro-ph.SR
Automatic detection of solar flares observed at 45 GHz by the POEMAS telescope
本研究提出一种基于神经网络和趋势消除的自动检测方法，用于识别POEMAS望远镜在45 GHz观测到的太阳耀斑，成功确认了87%的已知事件并发现了新耀斑。
2023-09-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Sources of Quasi-Periodic Pulses in the 18 August 2012 Flare
我们分析了2012年8月18日临边准周期脉冲（QPP）的空间和光谱特征，使用西伯利亚太阳射电望远镜团队和Wind/Konus伽马射线光谱仪开发的复杂光谱和成像仪器的新数据。在能量为25 keV和300 keV之间的X射线中，以及在频率为几GHz到34 GHz的微波中，在一分钟的间隔内，观察到一系列周期约为10秒的宽带脉冲。QPP X射线源位于稍高于大和小EUV环路系统的南腿彼此靠近的边缘。在QPP之前，来自低于25 keV的能量通道的软X射线发射和Ramaty高能太阳光谱成像仪信号在同一位置逐渐上升了几分钟。结果表明，每个X射线脉冲都表现出软-硬-软的行为。17和34 GHz微波源位于小回路系统的足点处，并且源在大回路系统中的4.2 {7.4 GHz频带中发射。QPP可能是由能量释放部位的加速过程调制而产生的。通过分析射电源谱，我们确定了射电源中的等离子体参数。微波脉冲可以用发射电子的光谱硬度的相对微弱的变化来解释。
2016-01-11 astro-ph.SR
Microwave burst with fine spectral structures in a solar flare on 2011 August 9
2011年8月9日，在日面西翼附近发生了一次X6.9级耀斑事件。根据怀柔中国太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在耀斑周围的观测结果，我们发现这次强耀斑只有一次持续时间只有5分钟左右的短持续微波爆发，并且在短持续微波爆发期间，谱图上出现了几种精细结构。这些精细结构包括非常短周期的脉动，毫秒尖峰爆发和III型爆发。最有趣的是，几乎所有的超短周期脉动（VSP）脉冲的结构由毫秒级的尖峰爆发或III型爆发的集群。VSP存在三种不同的频率漂移率：脉冲组中绝对值约为55 - 130 MHz s^{-1}的频率漂移率，每个单独脉冲上绝对值约为2.91 - 16.9 GHz s^{-1}的频率漂移率，以及在每个单独的尖峰脉冲群或III型脉冲群处具有约15 - 25 GHz（s $^{-1}$）的绝对值的频率漂移率。
2012-07-20 astro-ph.SR
Statistical properties of radio flux densities of solar flares
短时间尺度的通量变化与太阳耀斑期间磁重联的能量释放过程密切相关。利用运行平滑技术分析了野边山射电偏振计2000 - 2010年观测到的209个耀斑的1、2、3.75、9.4和17 GHz射电光变曲线。我们发现脉冲分量（变化时间尺度小于1秒）的1GHz辐射在几十个太阳通量单位处达到峰值，持续时间约1分钟，而2GHz辐射的脉冲分量持续时间较短，在较低的通量水平处达到峰值，而在三个高频通道上，耀斑的出现频率随通量密度的减小而增大，直至达到相应背景的噪声水平。然而，这些排放的渐变成分具有相似的持续时间和峰值通量密度分布。我们还推导出不同时间尺度上的功率谱，并使用归一化小波分析来确认短时间尺度上的特征。在0.1秒的时间分辨率下，这些射电光变曲线中超过$\sim$ 60 $\%$在1秒或更短的时间尺度上显示出显著的通量变化。这一比例随着频率的降低而增加，在1 GHz时达到$\sim$ 100 $\%$，这意味着短时间尺度的过程在太阳耀斑中是普遍存在的。我们还研究了GOES卫星获得的脉冲射电流量密度和软X射线流量之间的相关性，发现超过65个具有脉冲分量的耀斑$\%$的脉冲射电辐射在软X射线流量之前达到峰值，并且这一比例随着射频的增加而增加。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs
我们描述了我们的第二部分的4.75 GHz的超冷矮星（UCD）的调查进行的阿雷西博射电望远镜，它已经观察到27个这样的对象，并导致在检测到零星的耀斑从T6矮星，WISEPC J112254.73+255021.5。我们还介绍了第一个无线电发射的T矮星，2 MASS J10475385+2124234，一个暂时确定的无线电发射的L1矮星，2 MASS J1439284+192915，和已知的无线电耀斑源，2 MASS J13142039+132011 AB的后续观测。我们的新数据表明，2 MASS J1439284+192915不是一个射电耀斑源。我们对射电闪烁UCD的无偏调查的总体检测率为~5%，对于新来源，每个光谱类别的检测率为~5- 10%。很明显，UCD的射电光度并没有随着光谱类型从M7矮星到巨行星而单调下降，这与这些天体的磁场产生和内部结构的理论相矛盾。与其他最近发表的结果一起，我们的数据证明了使用射电观测来揭示和研究星下磁活动特性的独特价值。
2016-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
IRIS Observations of the Mg II h & k Lines During a Solar Flare
太阳耀斑的大部分辐射输出是从色球层发出的，这会增强光学和紫外线的连续性，并在许多谱线中产生光学厚和光学薄。直到最近，我们还没有观测到其中两条最强的谱线：Mg II H & K共振谱线。我们提出了一个详细的研究这些线的响应太阳耀斑。研究了M级耀斑期间积分强度、k/h线比、视线速度、线宽和线不对称性的空间和时间行为（SOL 2014 -02- 13 T01：40）。在带的外缘观测到非常强烈的空间局部能量输入，导致红移相当于~15- 26 km/s的速度，线加宽，以及最强烈的源的蓝不对称。特征的中央反转功能，是无处不在的安静的太阳观测是不存在的耀斑的配置文件，表明源函数随高度在耀斑。尽管没有中心反转的特征，k/h线的比值表明，在耀斑期间，这些线在光学上仍然很厚。在镁II通带中的从属线被观察到在耀斑源的发射，增亮和冷却与类似的时间尺度的共振线。这项工作代表了第一次分析潜在的诊断信息的燃烧的大气，使用这些线，并提供观测，从先进的辐射转移代码的合成光谱可以进行比较。
2015-08-16 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Event Responsible for GLE63. I. Observations of a Major Long-Duration Flare with the Siberian Solar Radio Telescope
宇宙射线强度的地能级增强（GLE）平均每年发生一次。由于它们的稀有性，研究GLE的太阳来源对于了解它们的起源尤为重要。SOL 2001 -12-26爆发耀斑事件对GLE 63的影响在某些方面似乎是具有挑战性的。不充分的观察限制了对它的理解。对这一事件的额外观测结果的分析提供了新的结果，使耀斑变暗。本文介绍了西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）对这次耀斑的观测。利用其仪器的特点，我们分析了详细的SSRT观测的一个主要的长持续时间的耀斑在5.7 GHz的图像不清洗。分析证实，GLE 63的来源与活动区9742的一个事件有关，该事件包括两个耀斑。第一次耀斑（04：30-05：03 UT）达到了GOES的重要性，约为M1.6。观测到两个微波源，其在5.7 GHz的亮度温度超过10 MK。主耀斑，高达M7.1的重要性，开始于05：04 UT，并发生在强磁场。观测到的微波源达到约250 MK。它们不是静止的。微波源出现在活动区的弱场外围，几乎沿着磁中性线相互靠近，接近活动区的强场核心，然后像扩展的丝带一样远离中性线。这些运动排除了非热微波源与单个燃烧环的关联。
2016-09-08 astro-ph.SR
Sunspot waves and flare energy release
我们解决的耀斑过程的启动和进一步维护其能量释放的可能性，由于转换的太阳黑子纵波到横向磁回路振荡与启动重联。这导致在能量释放峰值之后保持加热并且在X射线轮廓上形成平坦阶段。应用时距图和像元小波滤波（PWF）方法，得到SDO/AIA数据中波功率变化的时空分布。为了找到磁波导，我们使用SDO/HMI磁图的磁场外推。波前的传播速度是在特定时间从它们的空间位置测量的。在17 GHz（NoRH）射电辐射的相关曲线中，我们发现2012年6月7日耀斑之前太阳黑子本影中3分钟波的单调能量放大。这种动力学与日冕环（SDO/AIA，171光年）中波列长度的增加一致，在耀斑爆发前30分钟达到最大值。在软X射线（RHESSI，3-25千电子伏）的耀斑时间分布的一个特点是保持恒定水平的耀斑发射10分钟后，短脉冲阶段，这表明在能量释放的延续。在这段时间里，我们发现30秒周期的横向振荡的耀斑环的射频范围内（NoRH，17 GHz）。这种周期性显然与从太阳黑子到环横向振荡的传播纵向3分钟波的转变有关。磁场外推表明，存在磁波导（环）连接太阳黑子和能量释放区。这种横向振荡波导与底层扭曲环路的相互作用（重连）可能导致耀斑环路加热。
2014-09-10 astro-ph.SR
A 7 Day Multiwavelength Flare Campaign on AU Mic. IV: Quiescent Gyrosynchrotron and Gyroresonance Radiation from 12 to 25 GHz
Rice Space Institute, Rice University（赖斯大学空间研究所）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics（大气与空间物理实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学天体物理学中心）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体与行星科学系）
AU Mic在2018年10月的多波段活动IV中，通过12至25 GHz的宁静gyrosynchrotron和gyroresonance辐射分析，揭示了非热辐射与光学厚成分的复合光谱特征。
2025-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
High Spectral Resolution Observation of Decimetric Radio Spikes Emitted by Solar Flares - First Results of the Phoenix-3 Spectrometer
一台新的多通道光谱仪-Phoenix-3正在运行，它能够以前所未有的61.0千赫高灵敏度光谱分辨率观测0.1 - 5千兆赫范围内的太阳耀斑无线电发射。目前的设置为常规观测允许测量圆极化，但需要在1 - 5 GHz的范围内的4096个频率通道的数据压缩和时间分辨率为200毫秒。第一个结果是通过一个良好的观察事件，包括在350 - 850 MHz的窄带尖峰。尖峰带宽被发现有一个幂律分布，下降低于2 MHz的半高全宽（FWHM）的值。最窄尖峰的FWHM带宽小于0.3 MHz或中心频率的0.04%。最小的半功率增加发生在0.104 MHz，在443.5 MHz，这是接近于预测的自然脉泽发射宽度。尖峰的频谱被发现是不对称的，具有增强的低频尾部。总尖峰通量的分布近似为指数分布。
2009-09-23 astro-ph.SR
Relations between Microwave Bursts and near-Earth High-Energy Proton Enhancements and their Origin
进一步研究了野边山射电偏振计在25年期间记录的35 GHz爆发参数与太阳质子事件之间的关系（Grechnev等人，Publ. Astron. Soc. Japan 65，S4，2013 a）。在这里，我们解决在35 GHz的微波注量和100兆电子伏以上的近地质子注量之间的关系，以找到他们的来源和评估其诊断潜力的信息。一个相关性被发现是pronounedly高于微波和质子注量之间的峰值通量。这一事实可能反映了质子总数与加速过程持续时间的关系。在强耀斑事件中，高能质子注量与微波和软X射线注量的相关系数高于与日冕物质抛射速度的相关系数。结果表明，耀斑过程的高能质子通量的统计较大的贡献。在与强耀斑相关的高能量事件中，激波加速似乎不那么重要，尽管它的贡献是可能的，并且可能在较弱的事件中占主导地位。发现可检测到的质子增强的概率直接取决于35 GHz爆发的峰值通量、持续时间和通量，而大耀斑综合征的作用以前可能被高估。提出了经验诊断关系。
2015-11-18 astro-ph.SR
Origin of the submillimeter radio emission during the time-extended phase of a solar flare
在200-400 GHz无线电域中观测到的太阳耀斑可能表现出一个缓慢变化和时间延长的分量，该分量跟随一个短的（几分钟）脉冲阶段，并持续几十分钟到一个多小时。在文献中讨论的几个例子表明，这种持久的亚毫米辐射最有可能是热韧致辐射。我们提出了一个详细的分析的时间延长阶段的2003年10月27日（M6.7）耀斑，结合1-345 GHz的总通量射电测量与X射线，EUV和Hα观测。我们发现，正如预期的那样，时间延长的无线电发射是由热制动辐射辐射的。在230 GHz以下，它完全是由7-16 MK和1-3 MK的热材料和冷材料在日冕中产生的。在345 GHz处，色球物质在几个10^4 K处有额外的贡献。这些结果也可能适用于其他毫米-亚毫米射电事件，但与耀斑期间色球层和过渡区的标准半经验模型的预期不一致，该模型预测在日冕透明的所有频率下色球层的可观测无线电发射。
2011-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Imaging observations of chromospheric evaporation in a circular-ribbon flare
本文报道了2014年8月24日C5.5级圆带状耀斑（CRF）色球蒸发的多波长成像观测结果。由\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的大气成像装置、\textit{Hinode}航天器上的X射线望远镜和地面的野边山射电日像仪观测到了耀斑。CRF由直径为$\sim$ 1 $\arcmin$的离散圆形带和在紫外（UV）、极紫外（EUV）、软X射线（SXR），特别是在17 GHz下观察到的短的内带组成。耀斑在17 GHz处的峰值时间（$\sim$ 04：58 UT）与在UV 1600 nm处的峰值时间和SXR导数的硬X射线代用值相吻合，表明耀斑在低层大气中的能量沉积是脉冲能量沉积的峰值时间。在峰值时间之后不久，AIA 131射电望远镜和两个XRT滤光片（Be thin和Be med）显示了耀斑环的会聚运动和填充过程，这是色球蒸发上升流的明显证据。色球蒸发持续了$\sim$ 6分钟，直到世界时$\sim$ 05：04。上升流的温度、密度和视速度分别为$\sim$ 10 $^7$ K、$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$和50 $-$ 630 km s $^{-1}$，平均值为$\sim$ 170 km s $^{-1}$。通过与以前的模型比较，我们能够估计，能量高于5 $\times$…
2018-11-28 astro-ph.SR
Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022
本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。
2023-11-04 astro-ph.SR
Submillimeter and X-ray observations of an X Class flare
2002年8月30日13时27分30秒发生的GOES X1.5级耀斑是迄今为止在亚毫米波段探测到的少数事件之一。我们提出了一个详细的分析，这个耀斑结合无线电观测从1.5到212 GHz（上限的流量也提供了在405 GHz）和X射线。尽管对高达212 GHz的射电发射的观测表明，能量为几兆电子伏的相对论电子被加速，但RHESSI在~ 250 keV以上没有检测到明显的硬X射线发射。在12- 20和50- 100 keV的图像揭示了一个非常紧凑，但解决，源约10”× 10”。EUV TRACE图像显示了一个多核结构，表明一个复杂的（多极）磁拓扑结构。在峰值时间，无线电频谱显示出从~ 7 GHz到35 GHz的扩展平坦度。将射电光谱的光学薄部分建模为回旋同步辐射，我们得到了电子光谱（光谱指数δ，发射电子的瞬时数）。结果表明，为了保持预期的X射线发射从相同的发射电子低于RHESSI背景在250 keV，磁场高于500 G是必要的。另一方面，从射电观测中推导出的电子谱>= 50 GHz比从~ 70 - 250 keV X射线数据中推导出的电子谱更难，这意味着必须存在几百keV左右的破缺能量。在脉冲相的衰减过程中，观察到X射线谱的硬化现象，这是由于俘获电子在电子密度为n_e ~ 3E_（10 - 5）E_（10）cm ~（-3）的介质中发生库仑碰撞而扩散所产生的电子分布谱的硬化。
2009-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring mutual information between IRIS spectral lines. II. Calculating the most probable response in all spectral windows
太阳大气热力学的三维图像可以通过联合分析跨越许多形成高度的多条谱线来获得。在论文I中，我们发现了太阳耀斑期间与安静太阳相比，各种不同离子的光谱形状之间的强相关性。我们扩展这些技术来解决以下问题：太阳大气的哪些区域是最连接在一个太阳耀斑，什么是最有可能的反应，在几个光谱窗口的基础上观察一个单一的镁II光谱？我们的模型来自数百万IRIS光谱收集21 M-和X-级耀斑。我们应用这个框架原型镁II耀斑光谱，并从多线的角度分析的结果。我们发现：（1）从光球到过渡区的谱线关联在耀斑带中最高。(2)蓝移反转同时出现在镁II，C II，和Si IV在脉冲阶段，与Si IV显示可能的光学深度效应。Fe II显示出强烈的发射迹象，表明深部早期加热。(3)Mg II线似乎通常演变为蓝移反转，稍后返回线中心，并在1-3分钟内变为单峰。这些单峰轮廓的宽度随着时间的推移而缓慢地侵蚀。在耀斑后期，强烈的红翼增强表明日冕雨在Mg II，C II和Si IV中很明显。我们的框架是很容易适应任何多线数据集，并在不同的光谱窗口，使大气行为的综合统计分析。
2021-06-07 astro-ph.SR
Modelling the 6.7 GHz Methanol Flaring in G358.93-0.03 Using the Maxwell-Bloch Framework
The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）；Ibaraki University（茨城大学）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究部）
本文采用一维麦克斯韦-布洛赫框架，对G358.93-0.03中与2019年吸积爆发相关的6.7 GHz甲醇非周期性耀斑进行建模，拟合得到其处于快瞬态超辐射 regime，为复杂耀斑形态提供了物理解释。
2026-10-15 astro-ph.SR
A Peculiar Microwave Quasi-periodic Pulsation with Zigzag Pattern in a CME-related Flare on 2005-01-15
2005年1月15日，怀柔太阳宽带光谱仪（SBRS/Huairou）首次在一次太阳耀斑中观测到了一个频率为1.10-1.34 GHz的锯齿型微波准周期脉冲（Z-QPP）。Z-QPP发生在耀斑的早期上升相，具有弱的右旋圆偏振。它的周期只有几十毫秒。特别是在脉动前后，有许多光谱精细结构，如斑马纹、纤维和毫秒尖峰。微波Z-QPP可以提供耀斑早期上升阶段源区的一些运动学信息，即使没有成像观测，源宽也在1000 ~ 3300 km之间变化。丰富的光谱精细结构可能反映了非热粒子的动力学特征。
2013-06-13 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy on Preflare Coronal Nonthermal Sources Associated with the 2002 July 23 Flare
本文对2002年7月23日发生的X4.8级耀斑的耀斑前阶段日冕非热辐射进行了详细的研究。利用日本野边山太阳射电观测站的微波（17 GHz和34 GHz）数据和{ \it Joven Ramaty高能太阳光谱成像仪}的硬X射线（HXR）数据，可以明显地看出耀斑前阶段耀斑环上方存在非热源。我们在微波和HXR中对非热发射源进行了成像光谱分析，并证实即使在这个阶段，电子也会从几十keV加速到1 MeV以上。假设HXR发射源为薄靶模型，在观测不确定度范围内，得到的电子谱指数（$\sim 4.7$）与微波谱指数（$\sim 4.7$）相同，这意味着加速电子的分布遵循单一的幂律。然而，微波发射电子的数密度大于HXR发射电子的数密度，除非我们假设HXR发射区域的环境等离子体密度约为$1.0 \times 10^9$ cm $^{-3}$。另一方面，如果我们对HXR发射源采用厚靶模型，则电子谱指数（$\sim 6.7$）有很大不同，而加速电子数密度的间隙有所减小。
2009-01-23 astro-ph.SR
Time delays in quasi-periodic pulsations observed during the X2.2 solar flare on 2011 February 15
我们报告的观测准周期脉动（QPP）在2011年2月15日的X2.2耀斑，同时观察到在几个波段。我们专注于时间尺度1-30秒的波动，并发现不同的波段之间的不同的时间滞后。在脉冲阶段，25-100 keV范围内的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）通道领先所有其他通道。其次是9和17 GHz的Nobeyama射电偏振仪以及太阳动力观测台（SDO）上极紫外分光光度计（ESP）的极紫外（EUV）通道。下面是机载自主项目（PROBA 2）卫星上的大当量辐射计（LYRA）的锆和铝滤波器通道和ESP的SXR通道。最大的滞后发生在地球同步业务环境卫星（GOES）的观测中，其中1-8 kHz的信道领先0.5-4 kHz的信道数秒。第一个和最后一个通道之间的时间延迟高达9秒。我们确定了至少两个不同的时间间隔在耀斑脉冲阶段，在此期间，QPP与两个不同的来源在17 GHz的野边山射电日像仪。无线电和硬X射线通道在这两个时间间隔内显示出不同的滞后。据我们所知，这是第一次在这些时间尺度上报告EUV和SXR波动之间的时间滞后。我们讨论了可能的发射机制和解释，包括耀斑电子捕获。
2012-03-28 astro-ph.SR
The origin of quasi-periodicities during circular ribbon flares
具有扇脊磁拓扑结构的太阳耀斑可以形成环形带。Xu et al.（2017）基于2014年3月5日期间太阳耀斑的Hα线观测的先前研究揭示了磁扇脊的均匀和连续旋转。对耀斑时间剖面的初步分析揭示了在硬X射线、Hα和微波中具有类似性质的准周期脉动（QPP）。在这项工作中，我们解决的过程中所观察到的周期性有关：电子或等离子体加热的周期性加速？在来自风扇中心（内带R1）、圆形带（R2）、远程源（R3）和位于R2和R3之间的细长带（R4）的Hα发射中分析了QPP。采用了相关分析、傅立叶变换、小波变换和经验模态分解等方法。比较了Hα发射、微波和X射线发射的量子点。我们发现多波长QPP的周期约为150 s，125 s和190 s。150秒的周期被认为是Hα、硬X射线和微波辐射共存的，这使我们能够将它与耀斑核心R1和R2联系起来。这些内核在空间上与主耀斑能量释放的地点相吻合。在衰变阶段，细长带R4的Hα发射和5.7GHz的微波发射都有125 s的周期。190 s周期存在于所有耀斑阶段的发射中，在远程源R3和细长带R4的Hα发射中，在软X射线和4- 8 GHz的微波中。我们将占主导地位的150秒QPP与风扇中发生的滑动重联机制联系起来。我们认为，125 s的周期在细长的带状可以引起的扭结振荡的外脊柱连接的主要重连网站与远程足点。190 s的周期与3 min的太阳黑子振荡有关.
2020-08-05 astro-ph.SR
Discovery of periodic and alternating flares of the methanol and water masers in G107.298+5.639
甲醇和水蒸气脉泽是高质量恒星形成早期阶段的标志，但通常认为，由于不同的激发过程，它们探测恒星环境的不同部分。在这里，我们提出的中等质量的年轻恒星对象G107.298+5.639的观测，揭示了第一次，34.4 d耀斑的6.7 GHz的甲醇脉泽发射交替与耀斑的个人功能的22 GHz的水脉泽。高角分辨率数据显示，两种脉泽中有少数组分的周期性行为在位置和速度上一致，而所有的周期性水脉泽组分都出现在360 au的甲醇脉泽区。脉泽耀斑可能是由星周盘或原双星盘中周期性吸积不稳定性引起的红外辐射场变化引起的。观测结果不支持恒星脉动或种子光子通量变化作为源中周期性的基本机制。
2016-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Slow Magnetoacoustic Oscillations in the Microwave Emission of Solar Flares
分析2010年11月4日M1.6耀斑期间在野边山射电日像仪17 GHz通道获得的微波数据，发现存在11.8分钟的发射等离子体密度振荡。在SDO/AIA的335 A通道中测量的EUV发射强度的变化中也可以很好地看到这些振荡。观测到的振荡特性与所谓的SUMER振荡的特性一致，SUMER振荡通常在EUV和软X射线波段作为周期性多普勒频移观测到。SUMER振荡的公认解释是一种慢磁声波驻波。我们的分析提出了第一个直接观察的慢磁声振荡的微波发射的太阳耀斑。
2013-10-10 astro-ph.SR
A Multi-Peak Solar Flare with a High Turnover Frequency of The Gyrosynchrotron Spectra from the Loop-Top Source
本文基于SOL2023-05-09T03:54M6.5耀斑的多波段观测，揭示多峰源于耀斑环沿磁中性线依次出现，并结合模拟证明粒子加速发生在环顶附近致密区域，为耀斑间歇性磁重联提供新约束。
2024-05-06 astro-ph.SR
The evolution of the H2O maser emission in the accretion burst source G358.93-0.03
巨大的年轻恒星物体（MYSO）G358.93-0.03-MM 1显示了一个非凡的近红外到（亚）毫米暗和远红外大声吸积爆发，这是密切相关的耀斑的几个II类甲醇脉泽过渡，后来，22 GHz的水脉泽耀斑。水脉泽耀斑提供了一个宝贵的洞察喷射事件与吸积爆发。虽然22 GHz水脉泽耀斑的时间尺度很短，不可能进行很长的基线干涉测量观测，但我们可以用卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）利用VLA研究了22 GHz水脉泽耀斑前后两个时期内水脉泽空间结构的演化及其与连续源的关联。水脉泽分布的一个剧烈的变化被揭示：在对比的四个脉泽组期间发现的第一个时期，只有两个新形成的集群期间发现第二个时期。与爆发源MM 1有关的22 GHz水脉泽在形态和发射速度范围上发生了变化。给出了吸积爆发对G358.93-0.03-MM 1抛射影响的明显证据。吸积事件还可能影响半径约2“（6.75 kpc时约13 500 AU）的区域，抑制了与该区域其他点源相关的水脉泽。
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Broadband microwave sub-second pulsations in an expanding coronal loop of the 2011 August 10 flare
我们研究了2011年8月10日GOES C2. 4太阳耀斑期间在扩展日冕环中观测到的宽带微波亚秒级脉动的特征物理性质和行为。我们在复杂的无线电频谱中发现了亚秒级的脉动和其他不同的爆发群。在4-7 GHz频率范围内，亚秒级宽带脉动（时间周期为0.07- 1.49s，无特征主周期）持续时间为70 s。这些脉动在它们各自的频率上不相关，没有可测量的频率漂移，并且零极化。在这些脉动中，我们发现了特征周期为0.7和2秒的快速香肠磁声波的签名。其他射电爆发显示出其特征频率漂移范围为-262-520 MHz/s。他们帮助我们推导出射电辐射处日冕磁场强度的平均值为20-80 G。结果表明，微波事件属于一个扩张的日冕环与扭曲的子结构中观察到的131，94和193 A SDO/AIA通道。将它们的狭缝时间图与5.7 GHz的射电源的位置进行比较，以实现扩展环的EUV强度在射电源触发之前增加。我们揭示了两个EUV双向流动与循环扩展的开始时间相关联。它们的位置靠近射电源，传播速度在30-117公里/秒范围内。我们证明了在准周期磁重联模型中电子加速的周期机制可能能够解释亚秒级脉动的物理性质和行为。微波辐射的退偏过程可能是由射电源中的等离子体湍流引起的。最后，观察到的EUV流可能与重连流出有关。
2016-09-14 astro-ph.SR
Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active region flares
本文建立了太阳黑子振荡与活动区耀斑能量释放准周期脉动之间的唯象关系。对野边山射电日像仪在17 GHz记录的微波辐射的分析表明，在与AR 10756有关的太阳黑子中，在这一活动区域的耀斑之前，3分钟振荡训练的功率逐渐增加。耀斑的光变曲线被发现是突发的，周期为3分钟。我们的3分钟振荡功率的空间分布的分析意味着，振荡遵循从太阳黑子沿日冕环向耀斑网站。有人提出，准周期脉动的耀斑能量释放可以触发3分钟慢磁声波泄漏的太阳黑子。
2010-05-20 astro-ph.SR
Long-term multi-frequency maser observations of the intermediate-mass young stellar object G107.298+5.639
脉泽发射的周期性耀斑被认为是由年轻双星系统中种子光子通量的变化或由恒星和吸积光度调节的泵浦速率引起的。我们试图研究G107.298+5.639中三种不同物质的四个脉泽跃迁的变化，以限制周期耀斑的主导机制。用托伦32米射电望远镜分别获得了6.7GHz甲醇脉泽和22.2GHz水蒸气脉泽39周和34周的光变曲线。该目标还监测了1.6 GHz的羟基跃迁与Nançay射电望远镜超过13个周期。所有这些脉泽谱线都用VLBI阵列成像。研究证实了甲醇和水脉泽的交替耀斑周期为34.4天，并揭示了甲醇和羟基脉泽在此源的同步行为。观测到的甲醇脉泽云团的空间分布和测量的耀斑的时间延迟的个别功能暗示一个环形结构的半径240 au和厚度30 au。内部自行表明，甲醇云的速度主要由盘风分量控制，约为5 km/s。在一次VLBI观测中发现的甲醇辐射位于距离中心恒星约550 au的区域，该区域也存在OH脉泽耀斑。甲醇特征的不稳定外观可能与一个相对较低光度的动力物体有关，在某些变化周期中，它只能激发光盘最近部分的分子。对脉泽和红外线曲线的仔细分析揭示了6.7 GHz谱线和红外通量密度之间的强相关性，支持脉泽的辐射泵浦。羟基和甲醇跃迁的同步行为表明G107.298+5.639周期性耀斑的共同泵浦机制。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quasi periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations
黑子源在17 GHz的频率给出了在色球-日冕过渡区的水平上，在B=2000 G的磁场区域的等离子体参数的信息。太阳黑子短周期（1 ~ 10分钟）振荡的观测结果反映了磁流体动力学（MHD）波在黑子磁通量管内的传播。我们调查的振荡参数在活动区与他们的耀斑活动。我们确认存在的振荡光谱和耀斑活动之间的联系。我们发现前耀斑和后耀斑阶段之间的振荡的差异。特别是，我们展示了一个强大的三分钟振荡的情况下，开始前的爆发。这一事件与Sych，R.等（Astron. Astrophys.，第505卷，第791页，2009）。我们还发现了明确的八分钟振荡的微波辐射从太阳黑子。我们解释我们的观测从太阳黑子和耀斑过程中传播的MHD波之间的关系。
2011-07-08 astro-ph.SR
Quasi-periodic wiggles of microwave zebra structures in a solar flare
利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2006年12月13日的一次X级太阳耀斑中观测到了2.6-3.8 GHz的微波斑马结构的准周期摆动，其周期范围约为0.5 - 1.5 s。周期图和相关分析表明，在不同的频率下，这些摆动具有2 ~ 3个显著的周期性，且条间几乎同相。根据斑马纹结构估计的阿尔芬速度约为700 Km/s。我们得到的波导等离子体结构的空间尺寸约为1微米，检测周期约为1秒。这表明ZP摆动可能与耀斑活动区的快速磁声振荡有关。不同条纹的摆动之间缺乏显着的相移表明，ZP摆动是由一个站立的香肠振荡。
2013-09-23 astro-ph.SR
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
2017-05-06 astro-ph.SR
Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare
Central Astronomical Observatory at Pulkovo of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Ioffe Institute（约费物理技术研究所）；Crimen Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；ITMO University（ITMO大学）
研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。
2026-02-03 astro-ph.SR
Observations of Electron-driven Evaporation during a Flare Precursor
我们研究了2014年10月27日太阳耀斑前体期间热发射线的蓝移与微波和硬X射线（HXR）波长的非热发射之间的关系。在GOES耀斑爆发之前，耀斑前兆在软X射线和极紫外波段出现一个小而发达的峰，并伴随着微波17 & 34 GHz和HXR 25-50 keV的显著爆发。界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝在耀斑前兆期间停留在一个带状瞬态，在NoRH和RHESSI图像中显示可见的非热辐射。IRIS光谱观测表明，Fe XXI 1354.09 A（logT ~ 7.05）的热谱线发生了蓝移，Si IV 1402.77 A（logT ~ 4.8）的冷谱线发生了红移。的蓝移和红移是很好的相互关联，在耀斑的前兆，特别是结合高的非热能量通量和短的特征时间尺度的爆炸色球蒸发的指示。此外，Fe XXI 1354.09 A的蓝移与微波和HXR辐射有很好的相关性，这意味着耀斑前体期间色球层的爆炸性蒸发是由非热电子驱动的。
2018-01-21 astro-ph.SR
Detection of new methanol maser transitions associated with G358.93-0.03
我们报告了在大质量恒星形成区域G358.93-0.03中检测到新的12.178，12.229，20.347和23.121 GHz甲醇脉泽，这些甲醇脉泽在同样短的时间尺度（天）上闪耀，因为6.668 GHz甲醇脉泽也与这个源相关。最亮的12.178 GHz信道在短短50 d内增加了700倍以上。在12.229和20.347 GHz甲醇跃迁中发现的脉泽是首次报道，这是第四个展示相关23.121 GHz甲醇脉泽的物体。12.178 GHz的甲醇脉泽发射似乎比6.668 GHz的发射具有更高的通量密度，这是不寻常的。没有发现相关的近红外耀斑对应物，这表明耀斑的能量来源是深埋的。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
