Properties of the 15 February 2011 Flare Seismic Sources
2011年2月发生了第24太阳活动周期的第一次近侧X级耀斑，并在光球层产生了非常强烈的地震反应。在2011年，Zavichev报道了一次日震，随后Zharkov等人又发现了第二次日震。耀斑有一个双带结构，并与磁绳喷发和晕日冕物质抛射（CME）的CACTus目录中的报告。在发现第二次太阳地震以及两个源与爆发通量绳脚位置的空间关联之后（Zharkov等人，2011年），我们在这里对观测到的地震源及其周围的光球变化进行了更详细的分析。这些日震是非常不寻常的，发生在耀斑脉冲阶段的早期，震源几乎没有硬X射线（HXR）发射，最强的X射线发射源位于耀斑带中。我们给出了第二个震源的定向时距图，它清楚地显示了一个与传播的声波波包相对应的脊，并发现第二个震源的地震比第一个震源早发生约45秒到1分钟。使用声全息，我们报告不同的频率响应的两个源。我们发现强烈的下行流在地震的位置和超声水平运动在声波激发的第二个网站。
2012-08-21 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
February 15, 2011: sun-quakes produced by flux rope eruption
我们对2011年2月15日的X级太阳耀斑进行了分析，此前有报道称该耀斑在太阳活动周期24中产生了第一次太阳地震（Kovichev 2011）。使用声全息，我们确认了第一个，并报告了第二个，较弱的，地震源与此耀斑。我们发现，这两个源位于两端的S形，这表明存在的磁通绳。与以前报道的大多数太阳地震相反，声发射先于主要硬X射线（HXR）源的峰值几分钟。此外，来自RHESSI数据的最强硬X射线足迹被发现位于远离耀斑带中的震源。我们占这些差异的范围内的磁绳喷发和伴随的双带耀斑的现象学模型。我们建议，太阳地震被触发的爆发通量绳在开始的耀斑脉冲阶段和爆发开始的足点，而主要的硬X射线源出现后，在耀斑环下形成的上升通量绳的足点。可能的影响，这种情况下的理论解释的驱动力的太阳地震进行了讨论。
2011-10-10 astro-ph.SR
Sunspot rotation, filament, and flare: The event on 2000 February 10
2000年2月9日至10日，在NOAA活动区AR 08858，一个正极性黑子发生了明显的逆时针旋转，导致了一个反S形暗条的形成和喷发。太阳黑子有两个本影，在大约24小时内相互旋转195度。平均旋转速度接近每小时8度。光球层最快的自转发生在2月9日14：00UT至22：01UT期间，自转速度接近每小时16度。色球层和日冕最快的自转发生在2月9日15：28 UT至19：00 UT期间，自转速度接近每小时20度。有趣的是，正磁通量的快速增加正好发生在旋转黑子、亮环结构和暗条旋转最快的时候。在太阳黑子旋转过程中，极紫外灯丝通道中逐渐形成倒S形灯丝。灯丝经历了两次喷发。在第一次爆发中，暗条迅速上升，然后携带冷物质和热物质的暗条环被视为逆时针螺旋进入太阳黑子。大约十分钟后，灯丝开始活跃，终于爆发。暗条喷发伴随着C级耀斑和晕日冕物质抛射（CME）。这些结果提供了证据，证明太阳黑子旋转在S形活动区暗条的形成和喷发中发挥着重要作用。
2012-05-21 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
Response of the Photospheric Magnetic Field to the X2.2 Flare on 2011 February 15
众所周知，光球磁场的长期演化在积累自由能为太阳爆发提供动力方面起着重要作用。观测结果尽管存在争议，但也揭示了爆发期间光球磁场的快速和永久变化，以响应日冕磁场的重组。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HMI进行的磁场测量，我们获得了第一个确凿的证据，表明在耀斑磁极性反转线（PIL）处的水平磁场中出现了快速（约30分钟）和不可逆的增强，幅度约为30%。结果还表明，光球场变得更加剪切和倾斜。这个领域的演变是明确相关的耀斑发生在这个S形活动区，与增强区位于两个色球耀斑带和初始共轭硬X射线脚点之间。这些结果有力地证实了我们先前的推测，即PIL附近的光球磁场在爆发后一定会变得更加水平，这可能与系绳切割重联导致的新形成的低磁场有关。
2011-12-16 astro-ph.SR
Spatial and temporal analysis of 3-minute oscillations in the chromosphere associated with the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15
3-色球层中的微小振荡归因于从光球层传播的慢磁声波和色球层自身内作为对扰动的响应而以其固有频率产生的振荡。在这里，我们提出了一个调查的色球3分钟振荡之前，期间和之后的SOL 2011 -02- 15 T01：56 X2.2耀斑的空间和时间行为。太阳动力学天文台上的大气成像组件以24秒的节奏获得的以1600和1700埃为中心的紫外辐射观测结果被用来创建作为空间和时间函数的功率图。我们在耀斑期间观察到更高的3分钟功率，在空间上集中在10像素（4弧秒）的小区域内。这意味着色球等离子体不是作为一个单一的整体振荡。增加的3分钟功率的位置与先前研究中HXR耀斑发射的观测结果一致，表明这些小区域是色球层对非热粒子注入能量的反应。这支持了色球层响应于扰动而在声学截止频率处振荡的理论。
2020-11-19 astro-ph.SR
A spatio-temporal description of the abrupt changes in the photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during the 2011 February 15 X2.2 flare
活动区NOAA 11158于2011年2月15日01：44 UT产生了第24太阳活动周的第一个X级耀斑，一个X2.2级耀斑。在这里，我们分析了以此次耀斑为中心的12小时间隔的SDO/HMI磁图。描述了与耀斑有关的光球磁场变化的空间分布，包括磁场矢量、垂直电流和洛伦兹力矢量的突变。我们还跟踪这些参数的时间演变。突然的磁场变化集中在中性线附近和两个相邻的太阳黑子中。在耀斑期间，中性线附近的场矢量变得更强和更水平，切变增加。这是由于中性线附近的水平场分量的强度增加，在平行于中性线的水平分量中最显著，但垂直分量的强度也增加。垂直分量在中性线处没有显示出显著的、永久的总体变化。中性线处总通量的增加伴随着周围体积中的补偿通量减少。在中性线附近的两个黑子中，耀斑期间的方位角通量突然减少，但这种变化仅在其中一个黑子中是永久性的。在耀斑期间，有一个大的、突然的、向下的垂直洛伦兹力变化，与过去的分析和最近的理论工作的结果一致。水平的洛伦兹力沿中性线的两侧以相反的方向作用，两端的两个黑子受到突然的扭转力。剪切力与中性线附近的磁场收缩和剪切力减小一致，而磁场本身由于通量从周围体积向中性线塌陷而变得更加剪切。
2012-08-20 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
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: I. Comparison with the Observations
利用非线性无力场（NLFFF）对太阳活动区11158进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以阐明X2.2级太阳耀斑的动力学过程。我们发现NLFFF从未显示出观测中看到的剧烈动态，即，它处于稳定的状态以抵抗扰动。另一方面，MHD模拟表明，当NLFFF的扭曲线中通过系绳切割重联产生的强扭曲线在中性线附近形成时，因此它们通过复杂的重联从太阳表面爆发。这一结果支持了NLFFF中通过系绳切割重联形成的强扭曲线是破坏低日冕磁场力平衡条件的原因的论点。除此之外，这些磁力线的动力学演化表明，在初始阶段，由扭曲线的重连引起的足迹的空间图案适当地映射了所观察到的双带耀斑的分布。有趣的是，在耀斑之后，重新连接的场线转换成类似于耀斑后环的结构，这类似于SDO拍摄的EUV图像。最后，我们发现扭曲的线超过了一个临界高度，在该高度处通量管变得不稳定到环面不稳定。这些结果说明了我们的模拟的可靠性，也提供了一个重要的耀斑CME动力学之间的关系。
2014-04-12 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
The Magnetic Field of Active Region 11158 During the 2011 February 12-17 Flares : Differences between Photospheric Extrapolation and Coronal Forward-Fitting Methods
我们开发了一个{ \sl冠状非线性无力场（COR-NLFFF）}前向拟合代码，该代码将近似的{ \sl非线性无力场（NLFFF）}解拟合到自动跟踪冠状环的观察几何形状。与光球NLFFF程序从横向光球场的约束条件计算磁场解不同，新程序使用日冕约束条件，这种方式提供了关于每种磁场计算方法的系统误差以及低色球层非力自由度的重要信息。在这项研究中，我们使用COR-NLFFF代码NOAA 11158活动区，在2011年2月12日至17日的时间间隔，其中包括一个X2.2 GOES级耀斑和35 M和C级耀斑。我们计算了5天内6分钟的自由磁能。我们发现两种类型的代码之间的总非潜在的$E_N$和潜在的能量$E_P$的协议，但发现高达4倍的差异的自由能$E_{free}=E_N-E_P$，并高达10倍的差异的自由能$ΔE_{free}$的减少在耀斑。日冕NLFFF代码表现出更大的时间变化，并产生自由能的减少，在耀斑，足以满足耀斑的能量预算，而光球NLFFF代码显示少得多的时间变化和一个数量级的自由能减少耀斑期间。这种差异可能部分是由于光球矢量数据的预处理，但更可能是由于低色球层的非力自由度。我们的结论是，不能正确地计算出的日冕领域的光球数据的基础上，单独的，但需要额外的信息冠环的几何形状。
2014-02-21 astro-ph.SR
Direct Observations of Tether-cutting Reconnection During a Major Solar Event From 2014 February 24 to 25
利用太阳动力学天文台大气成像组件的多波长数据，我们研究了2014年2月24日至25日在NOAA AR 11990中连续发生的两次太阳耀斑，一次是C5. 1约束耀斑，另一次是X4. 9喷射耀斑，并伴有晕日冕物质抛射。在受限电弧开始之前，检测到灯丝下方的EUV增亮。当电弧开始时，缠绕在灯丝上的扭曲的螺旋磁通绳（FR）向上移动然后停止，同时在其下方观察到明显的X射线源。在X4.9耀斑爆发之前，活动区中一些预先存在的环结构相互作用，在暗条下方产生了一个增亮区。同时，在相互作用区下方出现了一个小的张开环，环结构远端的新螺旋线逐渐形成并不断加入到原来的扭曲FR中，然后，由于磁压和磁张力的不平衡，新FR与细丝一起向外爆发.我们的观测结果与绳系切割模型吻合得很好，表明这两个耀斑可能具有相同的触发机制，即，断绳重连据我们所知，这是第一次直接观察到在活动区的预先存在的环之间发生的系绳切割重联。在抛射耀斑的情况下，爆发的暗条表现出一个欧米茄状的扭结结构，经历了一个缓慢的上升阶段后，指数上升，表明扭结不稳定性也可能是负责爆发的启动。
2014-11-17 astro-ph.SR
Decimetric type U solar radio bursts and associated EUV phenomena on 2011 February 9
2011年2月9日在活动区AR 11153发生了一次GOES M1. 9耀斑。利用云南天文台太阳射电频谱仪（YNSRS），以200 kHz的分辨率和80 ms的时间节奏，观测到了反向漂移（RS）的III型爆发、U型爆发的间歇序列、漂移脉动结构（DPS）和精细结构。综合多波长观测资料显示，在YNSRS观测到的DPS之后，U型爆发的发生率突然增加了5倍。在这种情况下，U型突发的产生速率可以取决于磁重联速率。我们的观察结果与以前的数值模拟结果是一致的。在第一个等离子体团产生（等离子体不稳定性发生）后，磁重联率突然增加到原来的5-8倍。此外，在DPS之后，U型爆发的翻转频率的频率范围比之前明显加宽了3倍，这表明环顶的密度波动幅度。我们的观测结果也支持耀斑脉冲阶段的数值模拟。湍流发生在耀斑环的顶部，等离子体团可以捕获非热粒子并引起环顶的密度起伏。观测结果与数值模拟结果基本一致，有助于我们更好地了解喷发的整个物理过程的特征。
2021-10-19 astro-ph.SR
Secondary Waves, and/or the "Reflection" From and "Transmission" Through a Coronal Hole of an EUV Wave Associated With the 2011 February 15 X2.2 Flare Observed With SDO/AIA and STEREO/EUVI
首次研究了整个太阳表面日冕波的运动学演化。完整的太阳地图可以通过组合来自日地关系观测卫星，前方和后方，以及太阳动力学观测卫星的图像来制作，这要归功于它们之间的大角度分离。我们研究了日冕波的传播，也被称为“EIT”波，以及它与日冕洞的相互作用，导致二次波和/或反射和透射。我们探讨了波服从波的反射定律的可能性。在一个详细的例子中，我们发现，一个环拱廊在冕洞边界级联和振荡的结果，EUV波通道，并触发一个波指向东方，似乎已经反射。我们发现，这个波的速度减速到一个渐近值，这是小于一半的主要EUV波的速度。由于太阳的完全覆盖，我们能够确定一部分初级波是通过日冕洞传播的。这是第一次观察到这种情况。反射波和透射波轨迹的运动学测量与快速模式MHD波解释是一致的。最终，所有的波迹都减速并在一定距离处消失。整个过程的一种可能的情况是，波最初由膨胀的日冕物质抛射驱动，随后从驱动器中分离，然后以局部快模速度传播。
2012-06-26 astro-ph.SR
Near and Mid UltraViolet Observations of X-6.3 flare on 22nd February 2024 recorded by the Solar Ultraviolet Imaging Telescope on board Aditya-L1
利用 Aditya-L1/SUIT 八个窄带滤光片首次观测到 2024 年 2 月 22 日 X6.3 耀斑的近/中紫外辐射，发现不同波段的峰值延迟差异，并首次在 NB02 中探测到亮核，展示了 SUIT 的耀斑研究能力。
2025-02-27 astro-ph.SR
The association of the Hale Sector Boundary with RHESSI solar flares and active longitudes
日球磁场（HMF）被构造成正负极性的大扇区。这些扇区之间的边界部分，其中极性变化与太阳半球中的前黑子到后黑子极性相匹配，称为黑尔扇区边界（HSB）。我们调查了耀斑发生率附近的HSBs和活动的耀斑之间的关联。以前的工作确定的时间HSB在太阳中央子午线，使用的HMF扇区边界在地球上交叉检测。除此之外，我们使用了一种新的方法，找到HSB的位置在任何时候都确定他们从位场源表面（PFSS）外推光球磁图。我们使用RHESSI X射线耀斑列表与HSB进行比较，因为它提供了14年来（从2002年2月到2016年2月）的准确耀斑位置，涵盖周期23和24。对于活跃的经度位置，我们使用以前发表的工作的基础上太阳黑子的观测。我们发现这两种测定HSB的方法基本一致，并且41%（第23周）和47%（第24周）的RHESSI耀斑发生在PFSS测定HSB的$30^\circ$范围内。HSB的行为在所研究的两个周期中变化，并且正如预期的那样，它们随着周期的变化而在半球中交换。HSB和活跃的CSB确实重叠，但并不一致。它们通常以不同的速率相对于彼此（以及卡林顿太阳自转速率）移动，并且这些在每个周期中都有所不同。HSB提供了一个有用的额外活动指标，特别是在难以确定活动指标的时期。
2018-09-06 astro-ph.SR
Identification of Stellar Flares Using Differential Evolution Template Optimization
我们探索了在地基时域测量的不规则采样数据中识别恒星耀斑事件的方法。特别是，我们描述了一种新的技术，用于识别燃烧的恒星，我们已经实现了一个公开的Python模块称为“PyVAN”。该方法使用差分进化算法优化参数的经验推导的不同类型的恒星的光变曲线模板，以适应候选光变曲线。这些最佳拟合的模板产生的观测数据的可能性的差异，然后被用来描绘目标，很好地解释了耀斑模板，但同时不好解释的常见污染物的模板。通过测试光曲线的已知身份和形态，我们表明，我们的技术是能够恢复耀斑状态$69\%$的所有光曲线包含耀斑事件以上的阈值绘制，包括$\lt1\%$的任何污染物人口。通过应用到Palomar瞬变工厂的数据，我们显示出与先前的样本的一致性，并确定了一个小的选择候选耀斑G型星可能的后续行动。
2019-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Origin of the EUV Late Phase: A Case Study of the C8.8 Flare on 2010 May 5
自2010年2月11日NASA的太阳动力学观测站发射以来，极紫外线变率实验（EVE）已经观测到了许多耀斑。EVE观测到的一个有趣的特征是，在耀斑的软X射线发射数小时后，耀斑的一个子集表现出2-3百万K辐射的额外增强。从大气成像组件（AIA）的图像中，我们观察到这种被称为EUV晚期的二次发射发生在与耀斑相同的活动区域，但不是在相同的日冕环中。在这里，我们研究了2010年5月5日发生的C8.8耀斑作为EUV晚期耀斑的案例研究。除了介绍AIA和EVE的详细观测结果外，我们还开发了这种耀斑的物理模型，并使用基于焓的热演化环（EBTEL）模型对其进行测试。
2012-02-22 astro-ph.SR
The Multi-Instrument (EVE-RHESSI) DEM for Solar Flares, and Implications for Non-Thermal Emission
太阳耀斑的X射线光谱通常由软X射线（$\lesssim$ 10 keV）能量范围内的热韧致辐射所主导;对于硬X射线能量（$\gtrsim$ 30 keV），发射通常是来自电子束的非热辐射。非热发射的低能量程度仅被粗略地量化。由于热辐射占主导地位，很难获得可能的非热切断能量的下限。在这里，我们使用太阳耀斑数据的EUV变化实验（EVE）的太阳动力学天文台（SDO）和X射线数据从拉马蒂高能光谱成像仪（RHESSI）计算差分发射测量（DEM）。这种等温近似和任何单一仪器DEM的改进有助于解决在热发射和非热发射重叠的范围内的模糊性，并提供对低能量截止的约束。在该模型中，热辐射是从一个DEM，参数化为多个高斯在$Log(T)$。非热发射的结果从光子光谱获得使用厚目标发射模型。两种仪器的光谱以自洽的方式同时拟合。我们的结果是使用2011年2月至2013年2月期间观测到的52个大型（GOES X级和M级）太阳耀斑样本获得的。事实证明，在大耀斑期间，通常可以在早期（在最初的两分钟内）确定低能截止。截止能量通常较低，小于10 keV，大多数下限值在5- 7 keV范围内。
2019-05-20 astro-ph.HE astro-ph.IM 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
Scalable, Advanced Machine Learning-based Approaches for Stellar Flare Identification: Application to TESS short-cadence Data and Analysis of a New Flare Catalogue
本文利用深度神经网络、随机森林和XGBoost三种机器学习模型处理TESS 130万条光变曲线，构建了包含近18,000颗耀斑星和250,000个耀斑的新星表，并揭示了耀斑能量与自转周期、X射线辐射之间的关系。
2024-10-23 astro-ph.SR
Statistics of Solar White-Light Flares I: Optimization of Identification Methods and Application
本文通过优化太阳白光耀斑识别方法，在90个耀斑样本中显著提高了白光耀斑的识别率，并揭示了其能量与持续时间的幂律关系，为太阳与恒星白光耀斑的统计比较研究奠定基础。
2024-08-09 astro-ph.SR
Horizontal flows concurrent with an X2.2 flare in active region NOAA 11158
2011年2月15日，在活动区NOAA 11158，利用局部相关跟踪（LCT）技术测量了一次主要（X2.2）太阳耀斑发生时的水平自行。这些测量是根据太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的连续图像和磁图进行的。沿极性反转线观察到的剪切流相当弱（几个100米/秒）。耀斑爆发后，逆流区向北移动。在耀斑之后，在一个快速半影衰减的区域附近出现了一个流速高达1.2公里/秒的小圆形区域。该区域的LCT信号是由小尺度光球亮化提供的，这与快速移动的磁场特征有关。耀斑后，观测到阴影增强和快速半影衰减。这两种现象都与白光耀斑发射的核心密切相关。白光耀斑只持续了约15 min，峰值比X射线通量早4 min。与其他主要耀斑相比，活动区NOAA 11158的X2.2耀斑只产生了较小的光球特征。
2012-01-13 astro-ph.SR
Statistical relationship between the succeeding solar flares detected by the RHESSI satellite
自2002年2月$12^{\rm th}$发射升空以来，拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）已观测到8万多个太阳高能事件。利用观测到的大样本耀斑，我们研究了后续耀斑之间的时空关系。我们的结果表明，后续耀斑的时间和空间差异之间的统计关系可以描述为一个幂律的形式$R(t)\sim t^p$与$p=0.327\pm 0.007$。我们讨论了可能的解释，这一结果作为一个假设的基本物理特性的功能。不同的情况下被认为是解释这种关系，包括的情况下，后续事件之间的连接是通过在后Sedov-泰勒阶段的冲击波实现或耀斑之间的空间和时间关系应该是由一个不断扩大的耀斑区域中的子扩散制度。此外，我们不能排除统计关系背后的物理过程是耀斑对磁场的重新排序或由于某些未知过程的可能性。
2014-03-27 astro-ph.SR
Sun-as-a-Star Observation of Flares in Lyman α by the PROBA2/LYRA radiometer
在太阳光谱中最强的121.5 nm处的H i Lyman α太阳辐照度中，很少有耀斑信号的报道。PROBA 2上的LYRA辐射计观测到了几次耀斑，在其Lyman-α通道中发现了明确的信号。在这里，我们提出了一个简短的概述，这些意见，然后详细研究其中之一，M2耀斑，发生在2010年2月8日。对于这次耀斑，LYRA Lyman-α通道中的通量增加了0.6%，这大约是GOES软X射线通道中辐射能量的两倍，与He ii线30.4 nm处辐射的能量相当。莱曼-α辐射只占这个耀斑的总辐射能量的一小部分，它的白光连续谱被探测到。此外，我们还发现Lyman-α耀斑轮廓遵循渐变相位，但峰值出现在其他波长之前。这个M2耀斑非常局部化，并且具有非常短暂的脉冲相位，但是需要更多的统计数据来确定这些因素是否影响莱曼-α耀斑信号的存在，该信号足够强以出现在太阳辐照度中。
2012-10-08 astro-ph.SR
Study on Triggering Process of Solar Flares Based on Hinode/SOT Observations
利用日之出卫星搭载的太阳光学望远镜（SOT）观测数据，对发生在活动区NOAA 10930（2006年12月13日和14日）和NOAA 11158（2011年2月13日和15日）的4次主要太阳耀斑事件进行了研究。为了揭示太阳耀斑的触发机制，我们分析了耀斑爆发前数小时内耀斑中心部分的详细磁场结构与Ca H线发射图像之间的时空相关性。我们观察到，在所有的耀斑事件中，在耀斑区域的磁剪切角超过70度，以及在耀斑前阶段的耀斑区域的中心发展的特征磁扰动。根据磁极性反转线的结构，这些磁扰动可以分为两组：我们小组最近提出的所谓的“反极性”和“反向剪切”磁场，尽管四个样品中的一个事件中的磁扰动太微妙，无法清楚地识别详细结构。结果表明，一些大的太阳耀斑是由相当小的磁扰动触发的。我们还表明，耀斑触发场的临界大小不同的耀斑事件，并简要讨论了耀斑触发过程如何取决于活动区的演变。
2013-09-21 astro-ph.SR
Observations of the Formation, Development, and Structure of a Current Sheet in an Eruptive Solar Flare
我们介绍了一个结构的AIA观测，我们解释为与2014年2月25日发生在NOAA活动区11990的X4.9耀斑和日冕物质抛射相关的电流片。我们描述了当前片的属性，发现片仍然是几千公里厚的事件的持续时间的大部分顺序，其温度一般介于$8-10\,\mathrm{MK}$。我们还注意到其他现象的存在被认为是与电流片中的磁重联，包括超拱廊下降流和收缩环。我们估计，在事件期间的重新连接率为$M_{A} \approx 0.004-0.007$，该值与模型预测一致。最后，我们讨论了这一事件的影响重新连接为基础的喷发模型。
2016-10-21 astro-ph.SR
Circular Ribbon Flares and Homologous Jets
太阳耀斑在色球层中的发射经常在磁极反转线（PIL）两侧出现细长的条带，这被认为是磁重联的典型结构的证据。然而，耀斑有一个圆形的丝带很少有报道，虽然它是预期在扇-脊柱磁拓扑结构涉及重联在三维（3D）冠零点。我们提出了五个圆形带状耀斑与相关的浪涌，使用高分辨率和高节奏halpha蓝翼观测从最近的数字化电影大熊太阳天文台。在所有事件中，中心寄生磁场被相反极性包围，形成由细丝材料追踪的圆形PIL。因此，中心的耀斑核被圆形耀斑带包围。1991年3月17日和18日发生的四个与喷流有关的同源耀斑特别令人感兴趣，因为（1）圆形带状物连续增亮，具有同空间的浪涌，而不是同时增亮，（2）中心耀斑核心显示出有趣的"往返"运动，并变得细长，以及（3）远程增亮发生在具有与中心寄生场相同的磁极性的区域处，并且与耀斑发射的单独相位同时发生。在1991年2月25日的另一次耀斑中，环形耀斑发射和浪涌活动相继发生，该事件可能与穿过环形PIL的磁通量抵消有关。我们讨论了这些意见相结合的圆形耀斑带，同源喷流，远程增亮了解三维磁重组的动力学的影响。
2012-10-10 astro-ph.SR
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
Localizing quasi-periodic pulsations in hard X-ray, microwave and Lya emissions of an X6.4 Flare
本文通过多波段观测发现X6.4级耀斑中存在约200秒和95秒的双周期准周期脉动，揭示其由周期性磁重联加速电子触发，并受邻近太阳黑子慢磁声波调制。
2024-08-10 astro-ph.SR
A Spectroscopic Measurement of High Velocity Spray Plasma from an M-class Flare and Coronal Mass Ejection
与2011年2月16日M1.5级耀斑相关的日冕物质抛射喷射等离子体被发现表现出850 km/s的多普勒蓝移--这是迄今为止从太阳盘和内日冕的紫外线（UV）或极紫外线（EUV）光谱学报告的最大值。观测结果的不寻常之处在于，发射线（Fe XII 193.51 A）没有直接观测到，但多普勒频移如此之大，以至于蓝移分量出现在192.82 A的波长窗口中，旨在观测O V，Fe XI和Ca XVII的线。Fe XII 195.12 A发射线被用作193.51 A其余成分的替代物。这一观测突出了在观测高度动态的太阳现象时使用窄波长窗口进行光谱仪观测的风险。紫外太阳光谱仪，包括即将到来的多缝太阳探测器（MUSE）的任务，大多普勒频移的后果进行了讨论。
2022-04-20 astro-ph.SR
Molecular Hydrogen Line Identifications in Solar Flares Observed by IRIS: Lower Atmospheric Structure from Radiometric Analysis
本研究利用IRIS的远紫外观测数据，证认出太阳耀斑中37条新的H₂发射线，通过空间分辨分析揭示了H₂发射的光学厚特征、探测的大气深度及荧光激发的相关规律。
2024-10-05 astro-ph.SR
Identification of Pre-flare Processes and Their Possible Role in Driving a Large-scale Flux Rope Eruption with Complex M-class Flare in the Active Region NOAA 12371
在这篇文章中，我们研究了前体耀斑活动的起源，并调查了它对触发通量绳爆发的作用，该通量绳导致活动区NOAA 12371的双峰M级耀斑（SOL 2015 -06- 21 T02：36）。该耀斑分为两个不同的阶段，峰值通量水平为M2.1和M2.6，间隔为$\approx$ 54分钟。活动区随着太阳黑子的旋转而表现出引人注目的移动磁性特征（MMFS）。活动区日冕的非线性力自由场（NLFFF）建模揭示了一个磁通量绳沿极性反转线在尾随太阳黑子群，这是观测表现为一个活动区灯丝和热通道的共空间结构中确定的304和94毫米图像，分别从大气成像组件（AIA）。活动区经历了一个长期的阶段，通量增强，其次是一个相对较短的时间内的通量取消之前，耀斑的爆发，导致建立和激活的通量绳。极紫外线（EUV）图像显示本地化和结构化的前耀斑发射，从该地区的MMF，邻近的主耀斑的位置。我们的分析揭示了强大的，局部地区的光球电流的相反极性的前体位置，从而使该地区容易受到小规模的磁重联。从这个位置的前兆重联活动最有可能引起一个滑动reconneton向北腿的热通道，导致不稳定的通量绳。应用磁维里定理表明，在耀斑前阶段，活动区的磁自由能总体上是增长的，而在热通道爆发并成功转化为晕日冕物质抛射（CME）后，磁自由能迅速衰减。
2020-02-14 astro-ph.SR
Magnetic Structure Producing X- and M-Class Solar Flares in Solar Active Region 11158
我们研究了2011年2月13日太阳活动区11158的三维磁结构，该活动区产生了一个X级和几个M级耀斑$-$ 16。我们重点研究了M6.6、X2.2、M1.0和M1.1四个耀斑事件中的磁扭曲。利用\cite{2011ApJ...738..161I}提出的磁流体动力学弛豫方法，从太阳动力学观测站日震和磁成像仪获得的矢量场外推非线性无力场，估算了磁扭曲。我们发现，从半圈到一圈扭曲的强扭曲线在M6.6和X2.2耀斑之前建立，然后消失。由于这些耀斑后剩余的大部分扭曲都小于半圈扭曲，这一结果表明，在半圈扭曲上的磁扭曲的积累是产生大耀斑的关键过程。另一方面，即使这些强烈的扭曲也是在M1.0和M1.1耀斑之前建立起来的，但它们大多数都是在之后。在M1.0和M1.1耀斑爆发前，通过仔细的拓扑分析发现，强扭曲线的周围大多是弱扭曲线，这些弱扭曲线是由正黑子顺时针运动形成的，其足点位于强磁通量区。这些结果表明，在最近两次M级耀斑中，这些弱扭曲线可能抑制了强扭曲线的活动。
2013-04-29 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
On the line profile changes observed during the X2.2 class flare in the active region NOAA 11158
太阳活动区NOAA 11158在穿过太阳盘期间产生了一系列耀斑。当前太阳活动周期的第一次大耀斑（X2.2级）发生在2011年2月15日01：50 UT附近的活动区域。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的多普勒和磁图，以研究与这次耀斑相关的光球速度和磁场变化。HMI仪器提供了高质量的多普勒和磁地图的太阳盘在0.5弧秒的空间尺度在45秒的节奏随着成像光谱。我们已经确定了五个位置的速度瞬变的活动区在耀斑。这些瞬态速度信号位于耀斑带内和周围，如Hinode在Ca II H波长和RHESSI能量范围12-25 keV的硬X射线增强的足点所观察到的。两个圆偏振态的形状和宽度的变化已被观察到的瞬态时，在三个五个位置。线剖面的正演模拟表明，大气参数的变化，如磁场强度，多普勒速度和源函数可以解释观测到的变化，在线剖面相对于耀斑前的条件。
2013-10-21 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection Triggering a Solar Eruption of a Triangle-flag Flux Rope
我们首次报道了2014年2月2日在131个射电通道和94个射电通道中同时发生的耀斑环滑动运动和磁绳滑动喷发活动。东钩状耀斑带以约50 km/s $^{-1}$的速度滑动传播，持续时间约40 min，延伸100 m以上，而西钩状耀斑带则以30 km/s $^{-1}$的速度向相反方向移动。在耀斑活动的后期，耀斑环的“双扇”系统发展良好。磁绳的东足点沿磁带的弯钩有明显的滑移运动，同时磁绳的精细结构以130 km/s $^{-1}$的速度迅速上升，比整个磁绳上升速度快得多。我们推断，在耀斑期间，磁绳的东足点被滑动的磁重联连续加热，导致磁绳的明显滑动。滑动运动描绘了一个“三角旗面”的磁绳，这意味着磁绳的拓扑结构比预期的更复杂。
2014-07-16 astro-ph.SR
Detection of 3-Minute Oscillations in Full-Disk Ly$α$ Emission During A Solar Flare
在这封信中，我们报告了在太阳耀斑期间，在盘积分EUV辐照度观测中检测到色球3分钟振荡。对2011年2月15日X级耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）的莱曼α（来自GOES/EUVS）和莱曼连续谱（来自SDO/EVE）发射的去趋势小波分析显示，在耀斑的主相期间存在$\sim$ 3分钟的周期。这种辐射的形成温度将这种辐射定位于耀斑的色球足点，在SDO/AIA 1600和1700通道中也发现了类似的行为，这些通道由色球连续体主导。这意味着色球层在其声学截止频率下动态地响应能量的脉冲注入。由于在RHESSI数据中，在硬X射线能量（50-100 keV）下没有发现3分钟周期，因此我们可以说，这种3分钟振荡不依赖于非热电子的振荡速率。然而，在硬X射线和色球层发射中发现的第二个120秒的周期与2分钟时间尺度上的偶发电子振荡一致。我们对3分钟振荡的发现表明，色球机械能应包括在耀斑能量预算中，莱曼α线的波动可能会影响高活动期间行星大气的组成和动力学。
2017-09-26 astro-ph.SR
Magnetic Field Structures Triggering Solar Flares and Coronal Mass Ejections
太阳耀斑和日冕物质抛射是我们太阳系中最具灾难性的爆发，已知它们会影响地球环境和基础设施。然而，由于对它们的触发机制仍然没有充分的了解，我们预测太阳爆发和预测空间天气的能力受到很大的阻碍。尽管已经提出了各种模型来确定太阳爆发的开始，但能够触发这些爆发的磁性结构的类型仍然不清楚。在这项研究中，我们解决了这个问题，通过系统地调查各种各样的磁结构的三维磁流体动力学模拟的非线性动力学。因此，我们确定了两种不同类型的小磁结构有利于太阳爆发的发生。这些结构应出现在磁极性反转线（PIL）附近，包括与PIL上的主磁场的势分量或非势分量反向的磁通量。此外，我们分析了两个大耀斑，2006年12月13日的X级耀斑和2011年2月13日的M级耀斑，使用Hinode卫星提供的成像数据，我们证明了它们符合模拟预测。这些结果表明，预测太阳爆发是可能的，与复杂的观测太阳磁场，虽然提前时间必须限制的时间尺度变化的小磁结构。
2012-10-01 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
Magnetic Systems Triggering the M6.6-class Solar Flare in NOAA Active Region 11158
我们报告了2011年2月13日在活动区（AR）NOAA 11158的M6.6级耀斑的详细事件分析。AR 11158由两个主要的新兴双极组成，表现出突出的活动，包括一个X级和几个M级耀斑。为了研究与M6.6事件相关的磁结构，特别是耀斑触发磁区的形成过程，我们分析了多个航天器观测和耀斑模拟的数值结果。我们观察到，在这个四极AR的中心，一个高度剪切的极性反转线（PIL）是通过主要磁性元素的自行形成的，它建立了一个剪切冠状弓躺在PIL。观测结果支持了这样的解释，即目标耀斑是由一个具有侵入结构的局部磁区触发的，即正极性穿透到负极性对应物中。剪切冕弧与触发区之间的几何关系与基于数值研究的理论耀斑模型一致。我们发现触发区的形成是由于小尺度磁斑的连续积累。在耀斑发生前几个小时，一系列出现/平流补丁重新连接到一个预先存在的领域。最后，M6.6事件的突然耀斑爆发开始于17：30 UT左右。我们的分析表明，在一个耀斑活动的触发过程中，所有的多尺度磁系统，不仅整个AR的演变，而且精细的磁性元素，都参与其中。
2013-06-11 astro-ph.SR
EUV Spectra of Solar Flares from the EUV Spectroheliograph SPIRIT aboard CORONAS-F satellite
我们给出了4个大的太阳耀斑：M5.6，X1.3，X3.4和X17类在176-207 nm和280-330 nm光谱范围内的详细的EUV光谱。这些光谱是由CORONAS-F卫星上的SPIRIT（无狭缝）日光分光仪获得的。据我们所知，这是第一个详细的EUV光谱的光谱分辨率为$\sim 0.1$的大耀斑。我们对获得的光谱进行了全面分析，并对观察到的谱线进行了鉴定。基于合成光谱（使用CHIANTI数据库）的{计算}进行鉴定，同时{DEM的计算}和发射等离子体的密度。在对应于$T=0.5-16$ MK温度范围的光谱中存在超过50条强谱线;大多数谱线属于Fe、Ni、Ca、Mg、Si离子。在所有考虑耀斑强烈的热线从Ca XVII，Ca XVIII，Fe XX，Fe XXII，和Fe XXIV观察。计算的DEM在$T \sim 10$ MK处具有峰。使用Fe XI - Fe XIII线和平均$6.5 \times 10^9$ cm $^{-3}$测定密度。我们还讨论了谱线强度预测的识别，准确性和主要的差异。
2015-10-13 astro-ph.SR
A Unique Resource for Solar Flare Diagnostic Studies: the SMM Bent Crystal Spectrometer
美国国家航空航天局太阳峰年任务航天器上的弯晶光谱仪（BCS）在1980年2月至11月和1984年~1989年期间观测了大量太阳耀斑的X射线光谱。该仪器是第一台使用弯曲晶体技术的仪器，观察到了类He Ca的共振线。（\caxix）和Fe（\fexxv）和邻近的卫星线路，允许研究耀斑等离子体温度、湍流、质量运动等的快速演变。迄今为止，还没有一个太阳X射线光谱仪具有可比的光谱和时间分辨率，而随后的太阳活动周期产生的耀斑要少得多，强度也小得多。因此，BCS数据档案为耀斑研究提供了无与伦比的资源。本文利用1980年11月6日耀斑过程中航天器扫描期间的数据对BCS校准及其操作进行了最近的重新评估，该数据突出了重要通道1（\caxix \和卫星的视线）晶体曲率的小变形。结果解释了长期存在的异常谱线比已被广泛讨论在过去。我们还提供了一个在飞行中的BCS准直器视场的估计，提高了BCS的绝对强度校准。BCS通道~1的背景被证明是完全由于太阳连续辐射，证实了早期的分析暗示一个随时间变化的耀斑丰富的钙。我们建议BCS高分辨率\caxix \和\fexxv \ line光谱用作非太阳源X射线光谱分析的模板。
2020-04-07 astro-ph.SR
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。
2011-02-28 astro-ph.SR
Spatio-temporal dynamics of sources of hard X-ray pulsations in solar flares
本文系统地分析了太阳耀斑中硬X射线脉动源的时空演化。我们集中在盘耀斑的脉冲阶段伴随着一系列的三个以上的峰值（脉动）的HXR发射检测到的RHESSI 50-100千电子伏通道与4秒的节奏。研究了2002年2月至2015年6月期间观测到的29个这样的耀斑，连续峰值之间的时间差为8-270 s。主要的观测结果是，所有耀斑中的HXR脉动源都不是静止的，它们表现出从脉动到脉动的明显位移。根据HXR源的动力学特征，耀斑可分为两类。第1组由16个耀斑（55%）组成，HXR源相对于磁极性反转线（MPIL）从脉动到脉动的系统动力学，该磁极性反转线在光球上具有简单的延伸轨迹。第二组由13个耀斑（45%）组成，其中HXR源相对于MPIL具有更复杂的结构，具有更多的混沌位移。根据观测结果，我们认为耀斑HXR脉动的机制与不同磁回路中能量释放的连续触发有关。第1组耀斑区由沿MPIL延伸的磁弧环叠加而成。第二组耀斑区的磁结构较复杂，磁环排列较混乱。我们还发现，至少有14个（88%）第一组耀斑和11个（85%）第二组耀斑伴随着日冕物质抛射，即绝大多数耀斑都是喷发事件。这表明喷发过程在HXR脉动的产生中起着重要作用。我们认为，爆发通量绳可以作为一个触发器的能量释放。它与不同环的连续相互作用可以导致HXR源的视运动和一系列HXR脉动。
2016-08-23 astro-ph.SR
On the origin of the Extreme-Ultraviolet late phase of solar flares
太阳耀斑通常有一个脉冲阶段，然后是一个渐进的阶段，最好的软X射线发射。最近基于太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测的发现表明，一些耀斑表现出第二个大峰，与第一个主相位峰相隔数十分钟至数小时，这被称为耀斑的EUV晚期。在本文中，我们详细分析了两个晚相耀斑，M2.9耀斑在2010年10月16日和M1.4耀斑在2011年2月18日，使用多通带成像观测大气成像组件（AIA）机载SDO的EUV晚相的起源。我们发现：（1）晚相发射源自不同的磁环系统，其比主相环系统大得多且高得多。(2)这两个环路系统具有不同的热演化过程。虽然后期相位环路拱廊在从高温到低温跨越一个多小时的稍后时间逐渐达到其峰值亮度，但主相位环路拱廊在所有温度下几乎同时（在几分钟内）达到其峰值亮度。(3)然而，两个环系统似乎是磁性连接的，形成了一个不对称的磁四重配置。(4)此外，紫外波长的足点增亮显示出从主耀斑区域到后期拱廊系统的远程足点的约一分钟的系统延迟。我们认为，EUV后期阶段是一个长期的冷却过程中的较大的磁拱廊系统的结果。
2015-04-21 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
The Solar Cause of the 2022 February 3 Geomagnetic Storm that Led to the Demise of the Starlink Satellites
我们报告了2022年2月3日中等强度地磁风暴的太阳源，该风暴导致39颗Starlink卫星的损失。这场磁暴是由2022年1月29日的日冕物质抛射（CME）引起的，该日冕物质抛射的速度适中（约690公里/秒），起源于位于太阳东北象限（N18 E06）的NOAA活动区12936。这次喷发以M1.1级耀斑为标志，开始于22：45 UT，在1月29日23：32 UT达到峰值，并于次日00：24 UT结束。CME最终成为在日地L1和位于地球后方约34度的STEREO-Ahead（STA）观测到的冲击驱动磁云（MC）。这次磁暴是由一股强大的MC向南分量引起的，该分量受到MC后方高速太阳风流的推动。尽管地球和STA之间的距离只有34度，但MC在地球和L1上看起来完全不同。一种可能性是，MC被扭曲，反映了太阳弯曲的中性线。现场观测表明，由于MC到达STA的时间较早，因此MC的航向更接近STA而不是地球。然而，冲击波几乎同时到达STA和地球，这表明由于侧面通道，地球上的冲击波较弱。
2023-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Calculating Separate Magnetic Free Energy Estimates for Active Regions Producing Multiple Flares: NOAA AR11158
众所周知，光球通量出射是一个重要的过程，它使日冕场产生应力，并储存磁自由能，然后在耀斑期间释放出来。\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）捕获了NOAA AR 11158的整个出现。这一区域呈现为两个截然不同的两极，可能在光球层下方相连，但其特征是不同的光球场演化和通量。在2011年2月12日首次出现后的四天内，合并的活动区复合体产生了15个GOES C级，2个M级和X2.2情人节耀斑。M级和X级耀斑特别令人感兴趣，因为它们是非同源的，涉及活动区的不同分区。我们使用磁荷拓扑结构与最小电流电晕模型的日冕场模拟复杂的场演化。结合这一点与观测的耀斑带状物在1600通道的\emph{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）板载SDO，我们提出了一个最小化算法估计的重联通量的数量和导致的下降在耀斑期间的磁自由能。对于M6.6、M2.2和X2.2耀斑，我们分别发现了$4.2\times 10^{20}\unit{Mx},\ 2.0 \times 10^{20}\unit{Mx}, \hbox{and} 21.0 \times 10^{20}\unit{Mx}$的通量交换，导致了$3.89\times 10^{30}\unit{ergs},…
2013-02-07 astro-ph.SR
Characteristics that Produce White-Light Enhancements in Solar Flares Observed by Hinode/SOT
为了解太阳耀斑中白光增强的产生条件，对日之出/太阳光学望远镜（SOT）观测到的可见光连续谱数据进行了统计分析。在这项研究中，大约100个耀斑事件的M级和X级耀斑被选中。记录数据的时间段为2011年1月至2016年2月。在这些事件中，大约有一半被归类为白光耀斑（WLF），而其余的事件没有显示出任何可见光连续谱的增强（非WLF; NWL）。为了确定WL发射的存在，不仅使用了Hinode/SOT WL（G波段，蓝色，绿色和红色滤光片）数据，而且还使用了太阳动力学天文台/日震和磁成像仪连续数据的运行差分图像。对这两组WL数据在持续时间、温度、GOES软X射线发射量、EUV耀斑带之间的距离、硬X射线强度和光球磁场强度方面进行了比较。在本统计研究中，WLF事件的特点是较短的时间尺度和较短的带状距离相比，NWL事件。从软X射线持续时间和非热电子能量的散点图中，可以清楚地区分WLF和NWL事件。据发现，大量的加速电子在短时间内的沉淀在产生WL增强中起着关键作用。最后，它表明，在耀斑区域的日冕磁场强度是一个最重要的因素，允许个别识别WLF事件从NWL事件。
2017-10-26 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
A large-scale search for evidence of quasi-periodic pulsations in solar flares
太阳耀斑中准周期脉动的性质受到很差的限制，而且关键的是，这种信号在太阳耀斑中的普遍性是未知的。因此，我们进行了大规模的搜索信号的证据一致的准周期脉动的太阳耀斑，集中在1 - 300秒的时间尺度。我们分析了GOES在2011年2月1日至2015年12月31日期间在1- 8毫米软X射线中观测到的675个M级和X级耀斑。此外，在同一时期，我们分析费米/GBM 15-25 keV的X射线数据，这些耀斑是与费米/GBM太阳耀斑触发，共261个事件。使用模型比较方法，我们确定是否有证据表明傅立叶功率谱的大幅增强可能与QPP签名一致，基于三个测试模型;幂律加常数，破幂律加常数，以及具有额外QPP签名组件的幂律加常数。由此，我们确定约30%的GOES事件和约8%的费米/GBM事件显示出与QPP的经典解释一致的强签名。对于其余的事件，两个或两个以上的测试模型不能很好地区分彼此，或事件是很好地描述了单一的幂律或打破幂律傅立叶功率谱。对于这两种仪器，在QPP类事件中发现了一个优选的特征时间尺度约为5-30 s，与GOES或GBM数据中的耀斑幅度无关。我们还表明，样本中的单个事件在GBM和GOES数据集中显示出相似的特征时间尺度。我们讨论了这些结果对我们理解太阳耀斑和可能的QPP机制的影响。
2016-10-24 astro-ph.SR
Relationship between Hard and Soft X-ray Emission Components of a Solar Flare
太阳耀斑的X射线观测通常揭示出一个高能脉冲发射分量和一个低能渐变发射分量，二者的关系是太阳耀斑研究的关键问题之一。逐渐和脉冲发射分量被认为是与，分别与光谱拟合中确定的热和非热分量。本文利用2002年2月20日GOES C7.5级耀斑的一个约50秒强硬X射线（HXR）脉冲，研究了高能、非热、脉冲演化与低能、热、渐变演化之间的关联。我们使用正则化的方法来获得光子通量的时间导数，以量化作为光子能量的函数的时间演化，获得脉冲和渐进行为之间的中断能量。这些断裂能是一致的一个恒定值约为11 keV的协议与发现的光谱之间的热和非热的组件，但前者的相对误差大于15%，远远大于百分之几的误差从光谱拟合。这些误差仅微弱地依赖于假设光子的基本光谱模型，指出当前数据不足以减少不确定性，而不是存在与假设模型相关的问题。时间导数方法被用来测试在这个耀斑的“枢轴能源”的存在。虽然这些枢轴能量与约9千电子伏的恒定值略微一致，但其在HXR上升阶段的值似乎低于衰减阶段的值。
2010-12-20 astro-ph.SR
