Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
A Systematic Approach to the Reconstruction of Saturated SDO/AIA Images
太阳动力学观测站（SDO/AIA）上的大气成像组件提供的太阳耀斑的EUV图像经常受到核心（物理上最有趣的区域）饱和效应的影响。我们介绍了一个图像重建程序，允许恢复信息的主要饱和域使用的二次图像产生的衍射条纹作为输入数据。这样的过程是基于标准的图像处理工具，如相关，卷积和反投影。它的有效性进行了测试的情况下，SDO/AIA观察2013年7月8日耀斑事件。
2014-07-28 astro-ph.SR
Theory of gyroresonance and free-free emissions from non-Maxwellian quasi-steady-state electron distributions
目前，经典热（麦克斯韦）分布描述太阳大气中包括活动区的准稳态等离子体的能力受到关注。特别地，已经提出了其他分布来更好地拟合观察，例如，kappa-和$n$ -分布。如果存在，这些分布将产生与经典的回旋共振（GR）或自由-自由发射相比具有不同可观测性质的无线电发射，这意味着在无线电观测中远程检测这些非麦克斯韦分布的方法。在这里，我们提出了解析推导的GR和自由的发射率和吸收系数的κ-和$n$ -分布，并讨论了它们的属性，这实际上是显着不同的彼此和从经典的麦克斯韦等离子体。特别地，对于卡帕分布，来自回旋层的射电亮温随光学深度$τ$的增加而增加，而对于$n$分布，则随$τ$的增加而减小。这个性质有一个显著的结果，允许一个简单的观测测试：来自非麦克斯韦分布的回旋共振无线电发射被认为是明显的极化，即使在光学厚的情况下，在麦克斯韦等离子体的情况下，发射将严格为零极化。这为远距离探测包括太阳活动区在内的天体物理源中的等离子体分布提供了一个生动的例子。
2013-12-07 astro-ph.SR
Identifying Solar Flare Precursors Using Time Series of SDO/HMI Images and SHARP Parameters
本文介绍了几种构造太阳耀斑事件前兆的方法，这些方法对早期预报有很大的希望。建立了一个数据预处理管道，从多个来源提取有用的数据，地球同步运行环境卫星（GOES）和太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI），为机器学习算法准备输入。提出了两种分类模型：活动区平静期耀斑的分类和强弱耀斑事件的分类。我们采用深度学习算法从HMI磁图数据中捕获空间和时间信息。使用深度学习和统计算法对原始磁图数据进行有效的特征提取和特征选择，使我们能够训练分类模型，以实现与使用HMI/空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）数据文件中提供的活动区域参数几乎一样好的性能。案例研究表明，在强太阳耀斑事件发生前20小时左右，预测得分显著增加。
2019-08-03 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Generate Radioheliograph Image from SDO/AIA Data with Machine Learning Method
射电日像是研究太阳短期活动和长期变化的重要手段，但由于太阳可见光时间短，地面射电望远镜附近电磁环境复杂，日像数据的连续性和粒度不够理想。在这项工作中，我们开发了一个多通道输入单通道输出的神经网络，它可以生成在微波波段的射电日像极紫外（EUV）观测的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。该神经网络使用2011年1月至2018年9月17 GHz的Nobeyama射电日像仪（NoRH）和SDO/AIA近8年的数据进行训练。所生成的射电日像与校准良好的NoRH观测结果具有良好的一致性。SDO/AIA每12秒提供一次多波段的太阳大气图像，该模型可以填补微波射电日像仪观测时间有限的空白，为进一步研究微波与极紫外辐射之间的关系提供支持。
2020-06-23 astro-ph.SR
Variability of Solar Five-Minute Oscillations in the Corona as Observed by the Extreme Ultraviolet Spectrophotometer (ESP) on the Solar Dynamics Observatory Extreme Ultraviolet Variability Experiment (SDO/EVE)
利用太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）上的极紫外分光光度计（ESP）对太阳作为恒星进行的软X射线测量，在两个六天时间间隔的功率谱中探测到了太阳五分钟振荡。发现最大振幅峰的频率在3.7微赫兹内与已知的全局声学振荡的低阶（l = 0- 3）模式相匹配，并且可以用全局模式泄漏到日冕中来解释。由于光球层和日冕之间的太阳大气变化很大，日冕振荡的频率和振幅很可能随时间而变化。我们调查的功率谱的变化，为个别日子和它们的关联与太阳活动的变化，例如与EUV辐照度的平均水平，和它的短期变化，由于不断变化的活动区域。我们的一天的振荡功率谱的样本的49天期间的低和中等的太阳活动的分析表明，与平均EUV辐照度和辐照度的短期变化几乎没有相关性。我们认为，太阳大气中的一些其他变化，如磁场和/或网络间的配置可能会影响模式泄漏到日冕。
2012-11-04 astro-ph.SR
Solar Flare Impulsive Phase Emission Observed with SDO/EVE
利用极紫外光变率实验（EVE）观测数据和马尔可夫链蒙特卡罗方法，构造了太阳耀斑脉冲阶段的差分辐射测度（DEM）。在log T = 5.8 - 7.2的温度范围内形成的离子的发射线允许在宽的温度范围内以10秒的节奏研究DEM的演变。该技术被应用到几个M-和X-类耀斑，脉冲相EUV发射是可观察到的磁盘集成EVE光谱从发射线形成高达3 - 4 MK，我们使用空间未分辨的EVE观测来推断发射区域的热结构。对于所研究的九个事件的DEM表现出两个组件的分布在脉冲阶段，低温组件的峰值温度为1 - 2 MK，和一个广泛的高温从7 - 30 MK。一个双峰高温组件也被发现的几个事件，在脉冲阶段的峰值在8和25 MK。使用AIA图像验证了发射的起源是耀斑带和足点，表明构造的DEM代表了脉冲阶段色球耀斑发射的空间平均热结构。
2013-10-17 astro-ph.SR
Determining heating time scales in solar active region cores from AIA/SDO Fe XVIII images
我们提出了一个在AIA/SDO 94 A过滤图像的Fe XVIII线组件中观察到的太阳活动区的核心瞬态增亮的频率的研究。Fe XVIII发射使用经验校正来分离，以去除“暖”发射对该通道的贡献。与EIS/Hinode的同步观测相比，我们发现在Fe XVIII中观察到的变化与在相似温度下形成的谱线的发射强烈相关。我们研究了在不同的演化阶段的活动区域的核心循环的演变。使用一个新开发的事件检测算法，我们的特征分布的事件频率，持续时间和幅度在这些活跃的地区。这些分布在年龄相似的地区是相似的，并随着地区的年龄而显示出一致的模式。这表明，这些特征是太阳活动区模型的重要约束。我们发现，对于任何给定的视线，强度波动的典型频率约为1400 s，即每小时约2-3个事件。然而，使用EBTEL 0 D流体动力学模型，我们表明，这只设置了沿视线加热频率的下限。
2013-11-25 astro-ph.SR
Study of sdO models. Pulsation Analysis
我们已经探讨了驱动脉冲模式的sdO星模型中的元素扩散，重力沉降和辐射悬浮的影响被忽略，使铁峰元素的分布在整个演化过程中保持均匀的可能性。这些模型的稳定性确定使用非绝热振荡代码。我们分析了来自16个不同演化序列的27个sdO模型，并发现了有史以来第一个能够驱动高径向阶g模的sdO模型。在一个模型中，驱动是由经典的卡帕机制，由于在温度~ 200，000 K的铁峰元素的不透明度凸起。在第二个模型中，驱动力来自卡帕机制在恒星三个不同区域的联合作用：（i）温度约为2 10^6 K的碳氧部分电离区，（ii）温度约为2 10^7 K的更深区域，我们将其归因于氩的电离，以及（iii）恒星核心从辐射不透明度到传导不透明度的转变。
2009-09-21 astro-ph.SR
Three-Dimensional Reconstruction of an Erupting Filament with SDO and STEREO Observations
2010年8月1日，一个全球性的太阳事件发生，几乎涉及整个太阳面向地球的一面。该事件主要包括一次C3.2耀斑、一次极冠暗条爆发和两次地球定向日冕物质抛射（CME）。太阳动力学天文台（SDO）和日地关系天文台（STEREO）的观测结果表明，所有的活动都耦合在一起，这表明磁喷发具有全球性。我们重建的三维几何形状的极冠细丝从三个不同的观点（立体声A，B和SDO）的第一次使用的意见。花丝经历了两次喷发过程。首先，暗条的主体上升，同时也向低纬地区移动，倾角变化48度，在大气成像组合的视场中仅在高度和纬度方向上扩展。我们研究了沿暗条不同位置的真实速度和加速度，发现在这次喷发过程中，最高的位置总是具有最大的加速度。在第一次喷发的后期，部分丝状物质从东侧分离。该物质显示出抛体运动，并以141.8 km/s的恒定速度向西移动。这可能意味着极冠丝至少由两组磁系组成。
2011-07-07 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
The Signature of Flare Activity in Multifractal Measurements of Active Regions Observed by SDO/HMI
最近的研究表明，测量的分形和多重分形参数的活动区（AR）是不是有效的工具来区分AR的基础上的耀斑活动，以及预测耀斑事件。尝试验证这一结果的一个大的数据集更高的空间和时间分辨率，以及更高的通量灵敏度，观测比以前的研究中，我们分析了高节奏的时间序列的视线磁图的43个AR的特点是不同的耀斑活动，这是观察SDO/HMI从2010年5月至2013年12月。在这些数据上，我们估计了四个参数，广义分形维数$D_0$和$D_8$，以及多重分形参数$C_{\mathrm{div}}$和$D_{\mathrm{div}}$。我们发现不同的平均值的参数测量的AR主机耀斑的不同类。然而，在产生相同类别事件的AR上测量的值的分散使得从不同类别的燃烧区域推导出的参数也可以在很大程度上重叠。根据我们的测量结果，C级和M级扩口AR实际上是无法区分的，M级和X级扩口AR也是如此。我们发现，只有$\approx$ 50\%的研究AR和$\approx$ 50\%的M级和X级事件的测量参数的时间序列的一致变化。我们发现，这些结果持有分形和多重分形参数估计的基础上，总的无符号和有符号的流量数据的分析AR。
2017-05-18 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Thermodynamic Spectrum of Solar Flares Based on SDO/EVE Observations: Techniques and Statistical Results
SDO/EVE提供了丰富的太阳活动，特别是太阳耀斑的热力学过程信息。在这里，我们开发了一种方法来构建热力学光谱（TDS）图表的基础上EVE谱线。这一工具对极紫外天文学研究遥远天体的喷发活动具有潜在的意义。通过几个案例，我们说明了我们可以从TDS图表中学习。此外，我们还将TDS方法应用于74个大于或等于M5.0级的耀斑，得到了如下统计结果。首先，EUV峰值总是在软X射线（SXR）峰值之后，并且更强的耀斑往往具有更快的冷却速率。峰值延迟时间与冷却速率之间存在幂律关系，表明耀斑从SXR到EUV辐射的冷却过程是一致的。第二，有两种不同的温度漂移模式，称为I型和II型。对于I型耀斑，增强辐射从高温向低温漂移，像一个四边形，而对于II型耀斑，漂移图案看起来像一个三角形。统计分析表明，II型耀斑比I型耀斑更冲动。第三，对于晚相耀斑，晚相与主相的峰值强度比与耀斑类别大致相关，晚相较强的耀斑都受到局限。我们认为，重新沉积的能量所携带的通量绳，未能成功地爆发出来，到热辐射是负责在一个封闭的耀斑中发现的强大的后期阶段。此外，我们还结合一些实例说明了耀斑热力学过程在色球层和过渡区的TDS图特征。这些结果为我们进一步了解太阳耀斑和相关太阳爆发的热力学过程提供了新的线索，日冕物质抛射。
2016-01-17 astro-ph.SR
Continuum Contributions to the SDO/AIA Passbands During Solar Flares
来自太阳动力学观测台（SDO）极紫外实验（EVE）的多极紫外光栅摄谱仪（MEGS-A）组件的数据被用来量化连续辐射对大气成像组件（AIA）的每个极紫外通道的贡献，也在SDO上，在2011年2月15日发生的X级太阳耀斑期间。两个预耀斑减去EVE光谱和适合于相关的自由-自由连续与AIA的7个EUV通带的响应函数在整个过程中的耀斑在10秒的节奏卷积。结果发现，在耀斑的整个主相位中，94 A，131 A，193 A和335 A通带中的总发射的10-25%是由于自由-自由发射。对于171 A通道无法进行可靠的测量，而对于304 A通道的连续贡献由于强He II发射线的存在而可以忽略不计。高达50%的211 A通道中的发射被发现是由于自由-自由发射周围的耀斑的峰值，而另外的20%是由于重组连续的He II。分析被扩展到一些M-和X-级耀斑，它被发现，自由-自由排放的水平，有助于171 A和211 A通带增加GOES类。这些结果表明，在耀斑期间的连续发射，有助于AIA观测的量是更显着的比以前的研究中所述的合成，而不是观察到的光谱。这些发现强调了与成像仪器结合进行光谱观察的重要性，以便正确解释数据。
2013-08-16 astro-ph.SR
Observations of Enhanced EUV Continua During An X-Class Solar Flare Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站上的极紫外光变率实验（EVE）观测了2011年2月15日01：44 UT发生的X级太阳耀斑的极紫外光（EUV）辐射。完整的EVE光谱范围涵盖了自由束缚连续H I（莱曼连续），他我，和他II，与重组边缘分别在91.2，50.4和22.8 nm。通过用指数函数拟合每个复合边缘向蓝的波长范围，在耀斑的过程中产生了每个积分连续光谱的光变曲线，以及自由-自由连续光谱（6.5-37 nm）的发射。He II 30.4 nm和Lyman-alpha 121.6 nm谱线以及GOES的软X射线（0.1-0.8 nm）发射也包括在内以进行比较。每个自由束缚的连续被发现有一个快速上升阶段，在耀斑发作类似于从RHESSI的25-50 keV的光变曲线中看到的，这表明它们是通过与色球层中的自由电子复合形成的。然而，自由-自由发射表现出一个缓慢的上升阶段，也看到在软X射线发射从GOES，这意味着一个主要的日冕起源。通过对整个耀斑进行积分，确定了每个过程发射的总能量。我们发现，在EVE光谱范围内的耀斑能量最多占总耀斑能量的百分之几，但EVE给我们一个全面的看看这些诊断重要的连续组成部分。
2012-02-08 astro-ph.SR
The Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares Observed with AIA/SDO: Fractal Diffusion, Sub-Diffusion, or Logistic Growth ?
我们通过拟合一个径向膨胀模型$r(t)$来探索太阳耀斑的时空演化，该模型包括一个指数增长的加速阶段，然后是一个由广义扩散函数$r(t) \propto κ(t-t_1)^{β/2}$参数化的减速阶段，其中包括逻辑增长极限（$β=0$）、亚扩散（$β= 0-1$）、经典扩散（$β=1$）、超扩散（$β= 1-2$）和线性膨胀极限（$β=2$）。我们分析了在SDO任务的头两年中用GOES和AIA/SDO观察到的所有M和X级耀斑，共计155个事件。我们发现，大多数耀斑的子扩散制度（$β=0.53\pm0.27$），我们解释在低等离子体$β$电晕间歇性磁重联事件的各向异性链反应。我们发现一个平均传播速度$v=15\pm12$公里的$^{-1}$，最大速度为$v_{max}=80 \pm 85$公里的$^{-1}$每个耀斑，这是大大低于预期的耀斑等离子体的热扩散的声速。这里建立的扩散特性（首次为太阳耀斑）是一致的分形扩散自组织临界（FD-SOC）模型，预测扩散运输仅仅基于元胞自动机模拟。
2012-08-07 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
Interaction of Two Active Region Filaments Observed by NVST and SDO
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高时空分辨率H $α$数据和太阳动力学天文台（SDO）的同步观测，我们在2014年1月31日提出了AR 11967中两个灯丝（F1和F2）之间相互作用的罕见事件。相邻的两个细丝几乎彼此垂直。它们的相互作用是由F1的运动驱动的，并且在两个细丝相互碰撞时开始。在相互作用过程中，F1的丝状体由东北向西南不断滑动，并伴随着两条丝状体交界处和F2东北脚点的增亮。由于F2的加热和运动，F1的一部分和F2的主体在H $α$波长下变得不可见。同时，观察到从两个灯丝的连接处开始的明亮物质沿着F1移动。发现F1的磁连接性在它们相互作用后发生了变化。这些观测结果表明，磁重联参与了两条暗条的相互作用，并导致了其中一条暗条的喷发。
2017-03-06 astro-ph.SR
First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observations
“EIT波”是一种全球传播的波状现象。它们通常被解释为日冕中的快模磁声波，尽管快模波模型和观测之间存在各种差异。为了调和这些矛盾，我们曾经提出“EIT波”是等离子体压缩的明显传播，这是由于爆发的磁通绳推动磁场线连续拉伸造成的。根据这个模型，“EIT波”之前应该有一个快速模式波，但很少观察到。在2010年7月27日的“EIT波”事件中，我们通过{ \em太阳动力学天文台}（{ \em SDO}）观测的前所未有的高节奏和灵敏度，在“EIT波”之前发现了一个速度为560 km s $^{-1}$的快速移动波前，其速度为$\sim 190$ km s $^{-1}$。结果表明，“EIT波”不是快模波，证实了我们的“EIT波”的场线拉伸模型的预测。特别是，它被发现，冠状莫顿波是$\sim 3$倍快于“EIT波”的预测。
2011-03-04 astro-ph.SR
Lyman Continuum Observations of Solar Flares Using SDO/EVE
极紫外线变率实验的目的是在极紫外线中观测太阳作为恒星的情况;多年来，这一波长范围的光谱一直无法分辨。它提供了大量关于太阳耀斑的数据，也许最独特的是关于氢的高节奏和中等光谱分辨率的莱曼光谱。本文分析了六次太阳耀斑的莱曼连续谱（LyC）观测及其时间演化。通过拟合的前耀斑和耀斑多余的光谱与黑体函数，我们表明，色温来自LyC的斜率揭示了温度超过10 $^{4}$ K在研究的六个事件，增加了几千开尔文以上安静的太阳值（通常$\sim$ 8000-9500 K）。在2017年9月6日的X9.3耀斑中，这一数值高达17000 K。使用这些温度值，并假设燃烧面积为10 $^{18}$ cm $^{2}$，计算氢偏离系数的估计值$b_1$。发现$b_1$从宁静太阳的10 $^{2}$-10 $^{3}$下降到耀斑期间的1左右。这意味着LyC是光学厚的，并在耀斑期间在局部热力学平衡中形成。它也是从一个相对较薄（$\lesssim$ 100公里）的壳层中发出的，该壳层形成于比静止的太阳大气层更深、更致密的层中。我们表明，在时间覆盖和分辨率方面，EVE给出了一个更全面的图片的色球层的耀斑能量输入的响应相对于天空实验室/哈佛大学天文台空间分辨观测的20世纪70年代。
2018-10-25 astro-ph.SR
IRIS and SDO observation of recurrent explosive events
报道了3-5分钟周期性爆发事件的观测结果。这些EE已被观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS），并具有$\sim1.5"$沿狭缝的空间维度。\ion{C}{2} ~ $1335/1336$和\ion{Si}{4} ~ $1394/1403$的光谱线轮廓在红翼和蓝翼中都变得非常宽。几个吸收线的顶部的加宽的配置文件被确定。此外，还鉴定了对应于中性线的发射线，例如\ion{Cl}{1} ~1351.66~ 1351.66、\ion{C}{1} ~1354.29~ 1351.66和\ion{C}{1} ~1355.84~ 1351.84。\ion{C}{1} ~1354.29和\ion{C}{1} ~1355.84谱线仅在EE期间出现，而\ion{Cl}{1} ~1351.66谱线在EE期间增宽。利用\ion{Si}{4}和\ion{O}{4}的谱线比得到的电子数密度的估计下限约为$10^{13.5}$ cm $^{-3}$，这表明观测到的事件最有可能发生在对应于较低色球层的高度。据我们所知，我们首次在EE爆发中检测到短周期变异性（30 s和60- 90 s）。对EEs下光球磁场的观测表明，负极性场出现在相反方向的正磁场附近，这些正磁场经历重复的重联（磁通量抵消）事件。在AIA 1700 μ m、1600 μ m、\ion{C}{2} 1330 μ m和\ion{Si}{4} 1400 μ …
2015-06-17 astro-ph.SR
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 astro-ph.SR
Constraints on the Heating of High Temperature Active Region Loops: Observations from Hinode and SDO
我们目前的观测高温辐射的核心太阳活动区使用的仪器日出和SDO。这些多仪器观测使我们能够确定等离子体温度的分布，并跟踪不同温度下发射的演变。我们发现，在高温环的顶点处，发射测量分布在4 MK附近强烈达到峰值，并且在较高和较低的温度下急剧下降。也许最重要的是，在0.5 MK的发射测量从在4 MK的峰值减少了两个以上的数量级。我们还发现，在宽波段软X射线图像的时间演变是相对恒定的约6小时的观察。在较冷的SDO/AIA带通中的观测通常不显示活动区核心中的冷却回路，这与在高温下观测到的稳定发射一致。这些观测结果表明，在活动区核心观测到的高温环接近平衡。我们发现，这是可能的，以重现一个简单的，高频加热的情况下，加热事件发生的时间尺度远小于冷却时间的高温发射线的相对强度。相比之下，低频加热的情况下，这通常被调用来描述日冕加热的纳米耀斑模型，不再现高温发射线的相对强度和预测的低温发射，大约是一个数量级太大。我们还提出了一个初步的图像从SDO/AIA 94 A通道，这是敏感的Fe XVIII。
2011-03-28 astro-ph.SR
First SDO/AIA Observation of Solar Prominence Formation Following an Eruption: Magnetic Dips and Sustained Condensation and Drainage
在过去，成像太阳日冕凝聚形成的双折射是困难的，最近的情况被Hinode和SDO改变了。我们提出了第一个观察到的SDO/AIA的例子，其中材料逐渐冷却，通过多个EUV通道中的transequatorial循环系统，限制了较早的喷发。9小时后，这导致最终在这些环的下沉处凝结，形成一个中等大小的约$10^{14}$克的日珥，以与CME的特征性$10^{15}$克质量进行比较。日珥质量不是静态的，而是通过以$10^{10}$克/秒的高估计速率冷凝来维持的，而通过许多垂直向下流动的线程进行的可比较的持续排水，使得总冷凝量的96%（~ $10^{15}$克）在大约一天内排出。质量凝结和排水率在时间上与日珥总质量相关。下行流速呈窄高斯分布，平均值为30 km/s，而下行加速度分布呈指数下降，平均值约为1/6 $g_{Sun}$，表明重力显著抵消，可能是由于洛伦兹力。我们的观察结果表明，宏观静态日珥是微观动态的，涉及通过它的一个显着的质量，通过一个持续的质量供应对一个可比的质量排水，这对CME的启动机制，其中质量卸载是重要的，具有重要的意义。
2012-01-04 astro-ph.SR
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
2021-05-26 astro-ph.SR
Two-stage evolution of an extended C-class eruptive flaring activity from sigmoid active region NOAA 12734: SDO and Udaipur-CALLISTO observations
我们对2019年3月8日在活动区NOAA 12734发生的C类耀斑活动进行了多波长调查。调查利用了SDO上的AIA和HMI以及物理研究实验室的Udaipur-CALLISTO太阳射电光谱仪的数据。这次低强度C1.3事件具有典型的长持续时间事件特征，即扩展的耀斑弧、大尺度双带结构和双日冕变暗。爆发事件发生在一个日冕S形，并显示出两个不同的能量释放阶段，表现在时间和空间的演变。双调光区的形成与大通量绳的爆发相一致，其足点位于日冕S形的西部和东部边缘。从Udaipur-CALLISTO获得的米波射电观测揭示了在类似IV型射电爆发的耀斑活动的第二阶段期间的宽频带（$\approx$ 50-180 MHz）、持续$\approx$ 7 min的稳定等离子体发射。在Udaipur-CALLISTO观测到的静止的IV型爆发之前，有一个起始频率为$\approx$ 2.5 MHz的III型十米-百米射电爆发。多波长观测和非线性力自由场（NLFFF）日冕模拟的合成以及磁衰变指数分析表明，S形通量绳经历了一个压缩-例如响应于上覆的不对称磁场约束而从其西部到东部的足点连根拔起。磁绳的不对称喷发也解释了观测到的大尺度结构，即耀斑带和耀斑后环沿极性反转线（PIL）明显东移，并提供了磁重联位置随喷发进行而横向推进的证据。
2021-04-22 astro-ph.SR
Solar Flare Irradiance: Observations and Physical Modeling
我们检查SDO/EVE数据，以更好地了解太阳耀斑辐照度，以及如何辐照度可能会发生变化的大型事件。我们测量的标度律相关的GOES耀斑类的辐照度在21线SDO/EVE测量，在很宽的温度范围内形成，并发现这种缩放依赖于线形成温度。我们将这些辐照度值外推到超过X10的大事件。然而，为了创建完整的光谱，我们需要一个辐照度的物理模型。我们提出了一个新的物理模型的太阳耀斑辐照度，NRLFLARE，总结了一系列的耀斑环计算光谱辐照度范围从X射线通过远紫外线（~ 0至1250埃），受GOES/XRS观测。我们测试此模型对SDO/EVE数据。模型光谱和时间演化比较好，在高温排放，但较冷的线显示出很大的差异。我们推测差异可能是由于扩口环的非均匀截面以及不透明效应。然后，我们表明，允许横截面积随高度变化显着提高与观测的一致性，因此是一个关键的参数，需要准确地模拟谱线的强度，特别是在过渡区从4.7 < log T < 6.0。
2021-12-21 astro-ph.SR
Investigating the Magnetic Imprints of Major Solar Eruptions with SDO/HMI High-Cadence Vector Magnetograms
太阳活动区光球磁场在主要爆发事件期间迅速演变，表明日冕有明显的反馈。以前的研究，这些“磁印记”大多是基于视线或较低的节奏矢量观测;时间分辨描绘的矢量场的演变是迄今为止缺乏。在这里，我们介绍了高节奏（90~s或135~s）矢量磁图数据集的日震和磁成像仪（HMI），这是非常适合研究的现象。这些观测允许定量表征在水平场分量（$B_h$）中最明显的永久性、阶梯状变化。一个高度结构化的模式出现从分析的原型事件，\texttt{SOL2011-02-15T01:56}，其中$B_h$附近的主极性反转线显着增加，在早期阶段的相关耀斑的时间尺度为几分钟，而$B_h$在外围减少，在较晚的时间较小的幅度和稍长的时间尺度。该数据集还允许有效识别“磁瞬变”伪影，其中增强的耀斑发射改变了斯托克斯轮廓，并且推断的磁场变得不可靠。我们的研究结果提供了太阳爆发的动量过程的见解。该数据集也可能有助于研究太阳地震和日冕的数据驱动建模。
2017-04-07 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Signatures of the non-Maxwellian $κ$-distributions in optically thin line spectra \subtitle{I. Theory and synthetic Fe IX--XIII spectra}
我们调查的可能性诊断的程度偏离麦克斯韦分布使用单离子光谱起源于天体物理等离子体碰撞电离平衡。Fe IX-XIII激发的新原子数据是在电子能量κ分布的假设下积分的。探索了使用在任何波长处形成的单个离子的线的诊断方法。这种方法最大限度地减少了电离和复合速率的不确定性，以及可能存在的非平衡电离。碰撞强度的近似也进行了研究。大多数Fe IX-XIII EUV谱线的计算强度在恒定温度下与Kappa表现出一致的行为。这些品系的强度随着kappa而降低，其中绝大多数强品系的比率显示对kappa的敏感性很小或不敏感。几个线的比率，特别是涉及温度敏感的线，显示出对卡帕的灵敏度是百分之几十的顺序，或者，在Fe IX的情况下，高达两倍。在光谱的近紫外、可见光或红外部分的禁戒线是一个例外，其强度变化较小，甚至与kappa相反。最明显的例子是Fe X 6378 A红线，其强度随kappa增加而增加。这条线是偏离麦克斯韦分布的一个潜在的强指标。我们发现，它可以独立地进行密度诊断的κ，与许多铁XI-XIII线比显示出很强的密度敏感性和可忽略不计的敏感性κ和温度。我们还测试了碰撞强度的不同平均值。据发现，平均超过0.01的间隔在日志（E/Ryd）是足够的，以产生准确的分布平均碰撞强度在电离平衡的离子形成的温度。
2014-08-05 astro-ph.SR
On the Accuracy of the Differential Emission Measure Diagnostics of Solar Plasmas. Application to AIA/SDO. Part II: Multithermal plasmas
差分辐射测量（DEM）分析是太阳和恒星日冕最常用的诊断工具之一。作为一个反问题，它有限制，由于存在随机和系统误差。我们在这一系列的论文中分析了AIA/SDO观测值反演的鲁棒性。我们完全描述了DEM反演及其统计特性，提供了与数据及其相关概率一致的所有解决方案，并对假设的DEM模型的适用性进行了测试。虽然我专注于等温条件下，我们现在考虑多热等离子体和调查等温和多热解决方案。我们演示了如何从根本上限制了反演的温度分辨率之间的模糊性噪声和多热。我们表明，如果所观察到的等离子体是多热，等温解决方案往往集群在一个恒定的温度下，无论通带或谱线的数量。多热的解决方案也被发现偏向于近等温的解决方案约1 MK。即使残差支持所选的DEM模型，这也是正确的，可能会导致对观察到的等离子体得出错误的结论。我们提出的工具，以确定和量化可能的退化的解决方案，从而帮助DEM反演的解释。
2012-10-08 astro-ph.SR
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
2022-03-22 astro-ph.SR
Multiwavelength Sun-as-a-star Analysis of the M8.7 Flare on 2022 October 2 Using H$α$ and EUV Spectra Taken by SMART/SDDI and SDO/EVE
本研究通过Hα和EUV光谱对2022年10月2日M8.7级耀斑做多波长类太阳恒星分析，发现EUV可观测到Hα中不可见的爆发物质，且两类谱线结合可研究恒星活动的多温度结构与演化。
2024-02-01 astro-ph.SR
The Anomalous Temporal Behaviour of Broadband Ly$α$ Emission During Solar Flares From SDO/EVE
尽管是太阳光谱中最突出的发射线，但近年来对太阳耀斑期间Ly $α$发射变化的研究明显不足。然而，少数确实存在的例子表明，Ly $α$辐射是太阳耀斑总能量预算的主要辐射体（约10%）。它也是地球电离层波动的已知驱动力。太阳动力学天文台上的极紫外光变率实验（EVE）现在提供宽带，光度Ly $α$数据在10秒的节奏与它的多极紫外光栅分光光度计（MEGS-P）组件，并观察了几十个太阳耀斑在5年以来，它被发射。然而，MEGS-P时间曲线似乎显示耀斑发作前后数十分钟的上升时间。这与在其他固有色球特征（H $α$、Ly $β$、LyC、C III等）中观察到的快速、脉冲式增加形成鲜明对比。此外，MEGS-P探测到的发射峰值出现在热软X射线发射峰值附近，而不是在色球层能量沉积（通常被认为是非热电子的形式）最大的脉冲阶段。由于SORCE/SOLSTICE耀斑期间的光谱分辨Ly $α$观测结果在脉冲阶段达到峰值，这表明MEGS-P数据的非典型行为是观测结果宽带性质的表现。这可能意味着在耀斑期间增强的其他谱线和/或连续谱发射可能有助于通带。在此敦促用户在解释太阳耀斑的宽带Ly $α$观测时要谨慎。还与其他宽带Ly $α$光度计（如PROBA 2/LYRA和GOES/EUVS-E）进行了比较。
2015-12-07 astro-ph.SR
Evidence for two-loop interaction from IRIS and SDO observations of penumbral brightenings
我们分析了光谱和成像数据的界面区域成像光谱仪（IRIS），从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO），和磁图从太阳地震和磁成像仪（HMI）登上SDO。我们报告了2013年7月19日在一个大太阳黑子的半影中观测到的小耀斑环。我们的主事件包括一个跨度约15弧秒的环，从本影-半影边界到半影外的相反极性区域。它持续了大约10分钟，有两分钟的脉冲峰值，在所有AIA/SDO通道中都观察到，而IRIS狭缝位于其半影足点附近。在增亮之后，从脉冲峰的上升阶段开始，检测到了表观速度约为100 km/s的质量运动;这些运动显然与更高的环路有关。我们解释这些运动的双环相互作用。IRIS光谱中的C II和Si IV线都显示出非常扩展的机翼，高达约400 km/s，首先在蓝色（上升流），随后在红色机翼。除了强线，发射检测到在Cl I，O I和C I的弱线，以及在Mg II三线。的C II的双峰，Si IV的双峰和Mg的H和K线的配置文件中的吸收功能表明存在的材料与较低的源函数之间的增亮和观察员。我们将这种吸收归因于更高的环，这进一步增加了双环相互作用假说的可信度。我们的结论是，在C II，Si IV和Mg II配置文件中的吸收功能起源于一个较高的躺，下降的循环，因为这接近已经激活的较低的躺循环，它们的相互作用引起了脉冲峰，非常广泛的线轮廓和质量运动。
2017-04-24 astro-ph.SR
Extreme-Ultraviolet Wave and Accompanying Loop Oscillations
我们介绍了2021年10月28日来自活动区（AR）NOAA 12887的极紫外（EUV）波的观测结果及其对邻近环路的影响。太阳动力学观测台卫星上的大气成像装置在不同波段观测到了这一事件，而前方日地关系观测台（STEREO-A）则利用其极紫外成像仪和COR 1仪器以不同于太阳动力学观测台的视角观测到了这一事件。我们表明，EUV波事件包括几个波以及非波现象。波分量包括：EUV波事件的快模部分、附近环路中振荡的产生以及波列的出现。非波分量由静止锋组成。我们分析了选定的振荡回路，发现这些振荡的周期范围从230 - 549秒。此外，我们还计算了线圈内外的密度比和磁场强度。计算的密度比和磁场的范围分别为1.08 - 2.92和5.75 - 8.79 G。最后，通过结合SDO和STEREO-A观测，我们发现观测到的EUV波分量在CME前缘之前传播。
2022-11-14 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Partially Erupting Prominence
我们报告的部分爆发的日珥和相关的动态等离子体过程的观测记录的基础上的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。日珥首先经历一个缓慢上升（SR）阶段，然后是快速上升（FR）阶段。缓慢上升阶段开始后，对脚点看到几个小的亮度。在从SR到FR的转折点上，日珥已经发生了扭曲。在FR开始期间，日珥在中央扭结位置显示出强烈的增亮。我们将其解释为内部磁重联发生在爆发日珥的两条腿（通量绳）之间形成的垂直电流片。在AIA的所有EUV通道中都可以看到中央扭结位置处的增亮。在较高的温度下的差异发射的贡献是更大的相比，典型的日冕温度支持在中央扭结位置的重联方案。增亮位置上方的等离子体以嵌入CME中的热等离子体团状结构被喷射出来，而下方的等离子体则以斑点的形式流向太阳表面。AIA独特的时间分辨率允许所有这些喷发方面，包括SR到FR，扭结，中心电流片形成，等离子体团状喷发和灯丝“分裂”，在一个单一的事件中观察到，提供了强有力的和全面的证据，有利于模型的部分喷发通量绳。
2013-10-01 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 astro-ph.SR
Reconstructing the Subsurface Three-Dimensional Magnetic Structure of A Solar Active Region Using SDO/HMI Observations
太阳活动区（AR）是形成于对流层中的三维磁结构，其性质对确定太阳活动区的日冕结构和太阳活动具有重要意义。然而，我们的知识详细的三维结构之前，它的出现是相当差的，在很大程度上限制了低节奏和灵敏度以前的仪器。在这里，使用45秒的高节奏的观测从太阳动力学天文台（\emph{SDO}）的太阳地震和磁成像仪（\emph{HMI}）板载，我们能够为第一次重建一个三维数据立方体和推断详细的地下磁结构的NOAA AR 11158和表征其磁连通性和拓扑结构。这一任务是在图像叠加方法和先进的三维可视化的帮助下完成的。我们发现，AR由两个主要的双极，或四个主要的极性。每个极性在3-D中显示出有趣的树状结构，即当极性的根部表现为单个树干状管时，极性的顶部具有由更小和更薄的通量管组成的多个分支，这些通量管连接到类似破碎的相反极性的分支。四个极性的根部沿着一条直线排列得很好，而顶部的分支稍微不共面。我们的观察表明，一个活跃的区域，即使出现在表面上非常复杂，可能源于一个简单的直通量管，经历了水平和垂直分叉过程中，其上升通过对流区。
2013-01-20 astro-ph.SR
Plasma diagnostics of an EIT wave observed by Hinode/EIS and SDO/AIA
我们提出了等离子体诊断的EIT波的观察与高节奏的Hinode/EIS坐盯光谱和SDO/AIA图像在HOP-180观测活动期间获得的2011年2月16日。在传播的EIT波前，我们观察到向下的等离子体流的EIS Fe XII，Fe XIII，和Fe XVI谱线（log T ~ 6.1-6.4）的视线（LOS）的速度高达20公里/秒。这些红移之后是蓝移，向上的速度高达-5 km/s，表明波前后面的等离子体弛豫。在波的演化过程中，向下的速度脉冲从几公里/秒变陡到20公里/秒，随后衰减，与线强度的相对变化相关。在EIT波阵面的等离子体密度的预期增加估计从观察到的强度增加位于我们的密度诊断从EIS XIII 202/203 AA线比的噪声水平。没有显着的LOS等离子体运动中观察到的He II线，这表明波脉冲是不够强，扰动底层色球。这与没有Halpha Moreton波与事件相关的结果一致。沿EIS狭缝传播的EIT波显示出~ -540 m/s ~ 2的强减速度和~ 590 km/s的起始速度。这些发现与日冕快模式MHD波的通过是一致的，它将等离子体向下推动并在日冕底部压缩。
2011-11-15 astro-ph.SR
IRIS, Hinode, SDO, and RHESSI observations of a white light flare produced directly by non-thermal electrons
2014年10月22日14：02 UT，AR 12192发生X1.6耀斑，由Hinode，IRIS，SDO和RHESSI观测到。我们分析了一个明亮的内核，产生了白光（WL）耀斑与连续增强和硬X射线（HXR）峰。利用IRIS和Hinode/EIS的光谱观测，我们测量了色球和日冕亮核等离子体性质的时间变化。我们发现，爆炸蒸发时观察到的WL发射发生，即使在较热的线的强度增强是相当弱的。WL发射、HXR峰和蒸发流的时间相关性表明WL发射是由加速电子产生的。为了理解白光发射过程，我们计算了由非热电子沉积的能量通量（由RHESSI观察到），并将其与由IRIS观察到的色球线（Mg II三重态）估计的耗散能量进行比较。在30 ~ 40 keV的低能截止能量下，在厚靶模型下，非热电子的能流约为3 ~ 7.7 × 10^（10）erg cm^（-2）s^（-1）。利用Mg II副谱线测量色球层温度变化，估算出的能流约为4.6 - 6.7 × 10（9）erg cm^（-2）s^（-1）：约为沉积能量的6-22%。这种估计的能量通量的比较意味着连续增强是由非热电子直接产生的。
2017-01-23 astro-ph.SR
Mini-filament Eruptions Triggering Confined Solar Flares Observed by ONSET and SDO
利用光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学天文台的观测结果，我们研究了2012年5月10日AR 11476中的M5.7耀斑和2017年3月23日安静太阳中的微耀斑。在每次耀斑爆发前，在极性反转线的上方都有一个反S形的暗条。然后，细丝变得不稳定并开始上升。上升的细丝克服了圆顶状的上覆环的张力，从而成功地向外爆发。重新连接的重叠环的足点相继变亮，并被观察为两个耀斑带，而新形成的低洼环则出现为耀斑后环。这些爆发类似于与日冕物质抛射相关的成功暗条爆发的经典模型。然而，这项研究中的爆发细丝沿着大尺度线移动，最终到达遥远的太阳表面，即，没有细丝材料被喷射到行星际空间中。因此，两个耀斑都是受限耀斑。这些结果表明，一些成功的暗条爆发可以触发局限耀斑。我们的观测还表明，这种暗条爆发在太阳上可能是普遍存在的，从具有大耀斑的活动区到具有微耀斑的安静太阳。
2018-06-05 astro-ph.SR
Flare Ribbon Energetics in the Early Phase of an SDO Flare
在太阳耀斑期间色球层激发的位置由延伸的极紫外带和硬X射线足迹标记。标准的解释是，这些是加热和从日冕沉淀的非热电子的韧致辐射的结果。我们使用M级耀斑SOL 2010 -08- 07 T18：24早期阶段的多波长观测来检查这张照片。我们的目标是确定的耀斑带状加热等离子体的属性，并了解到辐射和传导损失的功率输入的分区。用GOES、SDO/EVE、SDO/AIA和RHESSI等方法测量了耀斑带的温度、辐射量和差分辐射量，并推导出了近似的密度值。非热发射测量，和碰撞厚靶的能量输入到带从RHESSI使用标准方法获得。我们推导出大量的等离子体在10 MK的耀斑带中的存在，在预脉冲和早期脉冲阶段的耀斑。这个热组分的平均柱发射测量值是10^28/cm ^5的几倍，我们可以计算出它的预测传导损耗主导了它的测量辐射损耗。如果输入到热带状等离子体的功率是由于来自电晕的电子束的碰撞能量沉积，则需要约5 keV的低能量截止来平衡传导损耗，这意味着非常大的电子能量含量。与标准的碰撞厚靶电子束解释无关，如果10 MK（1 keV）带状等离子体中10^3 - 10^4个电子中有一个电子的能量超过10 keV，则可以提供观察到的非热X射线。我们推测，如果在带状等离子体中产生非热尾，则可能会出现这种情况，带状等离子体正通过其他方式加热，例如通过波或湍流。
2014-01-25 astro-ph.SR
Exploring an X1.8 flare and associated quasi-periodic pulsations using SDO and Aditya-L1 observations, alongside NFFF extrapolation
Patna University（巴特那大学）；National Institute of Technology Calicut（卡利卡特国家技术学院）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本文利用SDO和Aditya-L1数据及NFFF外推，研究了X1.8耀斑的触发及准周期脉动，发现磁通量绳、3D零点等特征及其重复磁重联是关键。
2026-10-07 astro-ph.SR
Kinematic Properties of Globally-Propagating Waves in the Solar Corona
日冕中全球传播的日冕亮锋（CBF）是太阳活动最引人注目的表现之一，但尽管与太阳耀斑和日冕物质抛射有很强的联系，但尚未得到很好的理解。极端紫外线（EUV）观测从STEREO和SDO航天器在这里被用来研究它们的运动学和形态学。CBF的第一个STEREO观测，在所有可用的EUV通带（171，195，284和第一次，304 A）观察到的脉冲。脉冲显示类似的运动学在所有通带，虽然推导出的脉冲速度和加速度被发现是强烈的影响，观察节奏，这意味着以前的运动学可能被低估。测试了用于识别CBF并导出其真实运动学的不同技术，传统技术易于出现未定义的用户相关错误。这是克服了通过统计严格的，半自动化的识别算法，然后用于确定四个CBF事件的STEREO观察到的运动学的发展。所有研究的事件都表现出明显的减速以及空间和时间脉冲宽度的增加，表明CBF是分散的。还使用该算法研究了STEREO和SDO观察到的CBF脉冲，与SDO相比，STEREO观察中注意到的初始速度较低，减速较弱，重申了图像节奏对导出运动学的影响。使用SDO获得的运动学是高度通带依赖，这表明压缩性质。在两个航天器的观测中还注意到显著的脉冲展宽，从而可以确定脉冲的分散率。这些结果表明，日冕亮锋最好解释为快模磁声波在非均匀介质中传播。
2012-02-20 astro-ph.SR
Long-Term Oscillations of Sunspots and a Special Class of Artifacts in SOHO(MDI) and SDO(HMI) Data
详细分析了一种特定类型的伪影，这种伪影是由于移动物体的图像沿接收器的数字（像素）矩阵的位移而产生的。推导了这些伪影出现的判据以及它们对研究太阳黑子长期振荡的影响。所获得的标准建议我们减少甚至消除这些伪影的方法。它示出的积分参数的使用可以是非常有效的对伪影失真。对黑子磁场和本影紫外线强度的同时观测，给出了相同的长期振荡周期。以这种方式，振荡过程的真实物理性质，这是独立的人工制品已再次得到证实。这里考虑的一些例子证实了太阳黑子磁场长期振荡的主模周期与其强度之间的依赖关系。这种依赖性是从早期的观测和太阳浅黑子的理论模型中推导出来的。黑子本影面积和黑子磁场随时间变化的反相行为表明，黑子本影作为一个整体是长期振荡运动的，其各点的振荡同相。
2018-02-18 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
Coronal mass ejections from the same active region cluster: Two different perspectives
2010年11月11日，大约位于太阳中央子午线上的活动区NOAA 11121和11123形成的星团具有重大的科学意义。这个复合体是暴烈通量出现的地点，也是同一天一系列地球事件的源头。太阳动力学观测台上的大气成像组件望远镜和日地关系观测台孪生航天器上的日地连接日冕和日光层调查望远镜套件上的极紫外成像仪几乎同时观测到了这些事件的开始。太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度分光日冕仪（LASCO）和STEREO上的SECCHI/COR日冕仪跟踪了低日冕中这些事件的进展。SDO和SOHO成像仪从地球的角度提供数据，而STEREO双仪器从正交方向获取图像。航天器的这种空间配置使得能够对AR星团和源自其中的日冕物质抛射进行最佳的同时观测。STEREO提供的正交日冕观测结果显示，与从地球角度探测到的情况相比，抛射事件的数量非常大。此外，SDO/AIA和STEREO/SECCHI EUVI对源区的联合观测表明，GOES归类为X射线耀斑的所有事件在正交观测中都有一个抛射日冕对应物。这些结果对当前的空间天气预报有直接影响，因为当在垂直于日地线的观测方向上缺乏太阳观测时，可能会丢失警报。
2015-07-10 astro-ph.SR
Where is the base of the Transition Region? Evidence from TRACE, SDO, IRIS and ALMA observations
经典的太阳模型将色球-日冕过渡区（CCTR）定位在$τ_{5000} = 1$水平之上的$\sim2$ Mm处，而rMHD模型将其定位在更宽的高度范围内。观察性验证很少。我们回顾和讨论最近的结果，从各种仪器和光谱域。在SDO和TRACE图像中，针状体出现在1600、1700和304 A波段的发射和EUV波段的吸收中;后者是由于H和He I的光电离。在最短的可用AIA波长，并考虑到光球边缘是$\sim0.34$ Mm以上的$τ_{5000}=1$水平，我们发现，CCTR发射开始于$\sim3.7$ Mm;外推到$λ=0$，那里没有色球吸收，我们推断出$3.0\pm 0.5$ Mm的高度，以上的值2.14 Mm的Avrett & Loeser模型。色球范围的另一个指标是网络结构的高度。高度的差异会使地磁图中的特征相对于它们的对应物产生向边缘的移动。使用这种方法，我们测量了太阳盘中心的$0.14\pm0.04$ Mm（1700 A），$0.31\pm0.09$ Mm（1600 A）和$3.31\pm 0.18$ Mm（304 A）的高度。先前报道的可能的太阳周期变化没有得到证实。第三个指标是在紫外线的肢体的位置，其中镁II三重线IRIS观测显示，他们延伸到$\sim2.1$ Mm以上的2832 A的肢体，而AIA/SDO图像给出的肢体高度$1.4 \pm 0.2$ Mm（1600 A）和…
2022-07-07 astro-ph.SR
