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
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
Evidence for a White-light Flare on 10 September 1886
我们提出了1886年9月10日发生白光耀斑的证据。这是天文学史上第三次报道这种罕见的事件。Valderrama（1886，L'Astronomie 5，388）提到了这次耀斑。在这篇文章中，我们使用了观测者J. Valderrama y Aguilar的原始日志，他是一位当时住在马德里和圣克鲁斯德特内里费的业余天文学家。
2017-01-20 astro-ph.SR physics.hist-ph
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
Eruption of a multi-flux-rope system in solar active region 12673 leading to the two largest flares in Solar Cycle 24
2017年9月的太阳活动区（AR）12673产生了第24太阳活动周中最大的两次耀斑：9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2耀斑。我们试图详细地研究这两个大耀斑的演化过程以及与之相关的复杂磁系统。借助于NLFFF模型，我们确定了一个双层磁通绳配置以上的极性反转线（PIL）的AR核心区域。这两条磁绳的北端根植于一个负极性磁斑，在9月6日X9.3级耀斑之前，磁斑开始沿PIL运动并逆时针旋转。强烈的剪切运动和旋转导致两条磁通量绳的失稳，其中上一条绳随后由于扭结不稳定而向上爆发。紧接着，在这些绳索旁边的另外两组扭环束受到扰动，在5分钟内相继爆发，就像一个链式反应。同样，在9月10日同一AR发生的X8.2耀斑期间，检测到多个喷出物成分连续喷发。本文分析了03年9月至06年9月的AR磁场的演化，发现在主黑子的东面有五个偶极相继出现。这些偶极子之间的相互作用不断发生，伴随着磁通量抵消和强烈的剪切运动。在AR 12673中，显著的磁通出现和不同出现的偶极子之间的连续相互作用导致了复杂的磁系统，伴随着多个磁通绳和扭曲的环束的形成。我们认为，一个多通量绳系统的爆发导致了太阳活动周期24中的两个最大的耀斑。
2018-10-22 astro-ph.SR
Successive flux rope eruptions from $δ$-Sunspots region of NOAA 12673 and associated X-class eruptive flares on 2017 September 6
在本文中，我们对2017年9月6日发生在S形活动区NOAA 12673的两个X2.2和X9.3级X级太阳爆发耀斑进行了多波长分析，结合了太阳动力学观测站上的大气成像组件和日震磁成像仪仪器的观测。在报告的活动当天，活动区的光球结构显示出一个非常复杂的$δ$ -太阳黑子网络，导致在热极紫外通道中观察到的日冕S形。这两个X级耀斑都是在$\sim$ 3小时的间隔内从S形核心依次启动的，并作为一个单一的“S形-到-拱廊”事件进行。差分发射测量分析揭示了强烈的加热等离子体的核心活动区的权利，从预耀斑阶段，进一步加强和空间扩展，在每个事件。在耀斑爆发前阶段，通过对早期耀斑增亮和遥远的微弱带状结构位置的日冕磁场进行非无力场模拟，识别出一个预先存在的磁零点，为太阳爆发模型提供了支持。磁外推还揭示了磁绳结构之前，随后支持的观测热EUV通道的爆发的两个耀斑。第二次X级耀斑在两组耀斑带的演变中与标准耀斑情景偏离，这两组耀斑带在空间上分离良好，提供了两个日冕高度处的磁重联的确凿证据。
2018-10-31 astro-ph.SR
Drifting Pulsation Structure at the Very Beginning of the 2017 September 10 Limb Flare
漂移脉动结构是太阳耀斑爆发初期观测到的重要射电精细结构。有人认为，DPS携带着太阳耀斑能量释放过程的重要信息。我们研究了2017年9月10日在微波，EUV和X射线观测提供的空间和光谱诊断背景下在X8.2级耀斑中观察到的DPS。我们描述的DPS和它的子结构，观察到的第一次。我们使用一种新的小波技术来揭示DPS的特征周期及其频带。比较这个DPS中发现的脉动周期与以前的DPS中发现的脉动周期，我们发现新的非常短的周期在0.09-0.15秒的范围内。我们目前的EOVSA图像和光谱的微波源观测期间的DPS。这个DPS在其最开始时具有两个频带（1000-1300 MHz和1600- 1800 MHz）中的脉动，这两个频带通过快速漂移突发相互连接。我们表明，这些双带脉动开始的时刻，当喷出的灯丝分裂在撕裂运动的位置，其中一个签名的耀斑电流sheetlater出现。使用标准耀斑模型和以前的观测DPS，我们解释这些双带脉动作为超热电子的射电签名被困在上升的磁绳和耀斑拱廊的时刻，耀斑磁重联开始。结果进行了讨论的情况下，在上升的磁绳的等离子体团。
2020-03-26 astro-ph.SR
RESIK and RHESSI observations of the 20 September 2002 flare
CORONAS-F上RESIK仪器的软X射线光谱3.33 A - 6.15 A构成了研究太阳耀斑等离子体物理条件的独特数据库，使计算差分发射措施成为可能。最短波长的两个RESIK通道与RHESSI光谱能量范围的低端重叠，该范围位于3 keV左右，从而可以比较两个数据集。我们的目标是比较RESIK和RHESSI光谱仪的观测结果，并将这些仪器相互关联。观测结果进行了比较与合成光谱计算的基础上的一维流体动力学（1D-HD）建模的结果。2002年9月20日对耀斑进行了分析。根据RHESSI和SOHO/EIT的图像，我们估计了1D-HD建模所需的耀斑环的几何形状。从RHESSI谱确定非热电子（NTE）的分布。1D-HD模型假设具有幂律谱的非热电子被注入到耀斑环的顶点。然后，NTE加热并蒸发色球层，用软X射线辐射的热而致密的等离子体填充环。通过比较GOES 1 - 8 A数据的观测通量和计算通量，限制了电子的总能量。我们确定了在整个耀斑演化过程中耀斑环每一点的温度和密度，计算了由此产生的X射线光谱。根据2002年9月20日耀斑的流体动力学模拟结果计算的合成光谱与观测到的RESIK光谱在大部分时间的耀斑是一致的。该差异因子可能与RESIK和RHESSI仪器之间交叉校准的不确定度有关。
2020-08-13 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations of gamma-ray emissions from a solar flare on 2017 September 06
我们研究了X9.3耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53）的高能非热辐射的准周期脉动（QPP），这是自太阳活动周期24开始以来最强大的耀斑。QPP被确定为一系列规则的和重复的峰值在光变曲线中的伽马和硬X射线（HXR）的渠道记录的Konus风，以及无线电和微波通量测量的CALLISTO无线电频谱仪在脉冲阶段。周期是从全球小波和傅立叶功率谱，作为24-30秒的HXR和微波通道，这是与非热电子，和~20秒的伽马射线带相关的非热离子。在脉冲阶段，非热电子和离子都可以通过重复的磁重联来加速。然而，我们不能排除其他机制，如香肠模式的MHD振荡。由于X9.3太阳耀斑的能量范围与典型的恒星耀斑相差无几，因此，本次研究所探测到的QPP有助于理解太阳耀斑中的粒子加速和动力学过程，也有助于弥合恒星耀斑和太阳耀斑之间的鸿沟。
2019-12-03 astro-ph.SR
Large Magnetic Flux Rope Formation in an X2.1 Flare observed on September 6, 2011
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
针对2011年9月6日X2.1耀斑的观测特征，通过数据约束的MHD模拟，揭示S形场与扇脊等结构重联传递磁扭曲形成大MFR，其足点与观测的环形耀斑带及远程增亮对齐，为现象提供解释。
2025-11-18 astro-ph.SR
Hot Plasma Flows and Oscillations in the Loop-top Region During the September 10 2017 X8.2 Solar Flare
在这项研究中，我们研究了2017年9月10日X8.2耀斑事件期间耀斑环上方热等离子体的运动。我们研究了主耀斑拱廊以南的区域，那里有来自界面区成像光谱仪（IRIS）和日出星极紫外成像光谱仪（EIS）的数据。我们发现，在IRIS的Fe XXI线和EIS的Fe XXIV线上，在该区域观测到20- 60 km/s的初始蓝移，并且这些蓝移的位置在大约10 min的时间内沿着拱廊向南移动。我们发现在Fe XXIV线的每个初始蓝移位置，多普勒速度都有周期约为400 s的阻尼振荡。我们的结论是，这些周期是独立的环路长度，排除磁声驻模作为一种可能的机制。欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的微波观测表明，在观测到多普勒频移的区域有非热辐射，这表明存在加速粒子。我们认为，流动和振荡是由于运动的磁场所造成的重联外流干扰的环顶区。
2020-10-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X9.3 Flare on 2017 September 6: Evolving Magnetic Topology
三维磁拓扑结构对于理解太阳耀斑期间日冕中磁能的爆炸性释放至关重要。人们对耀斑前的磁拓扑结构给予了很大的关注，以确定磁重联的候选地点，但目前还不清楚磁重联及其伴随的拓扑结构变化如何塑造喷发结构，以及拓扑结构如何在喷发过程中演变。在这里，我们采用了一个现实的，数据约束的磁流体动力学模拟来研究发生在2017年9月6日的X9.3爆发耀斑的演变磁拓扑。模拟成功地再现了喷发的特点和过程中前所未有的细节。数值结果表明，耀斑爆发前日冕中存在多个不同连接方式的扭曲磁通系统，在爆发过程中，这些扭曲磁通通过绳切割式的磁重联形成一条相干磁通绳.拓扑分析表明，上升的通量绳被一个准分界线层包裹，该层在绳下方相交，形成一个称为双曲通量管的拓扑结构，在那里形成电流片，触发重联。通过绘制新重新连接的场线的足迹，我们能够再现的空间位置和，第一次，所观察到的耀斑带的时间分离，以及通量绳的脚的动态边界。此外，总重联通量的时间分布与软X射线光变曲线相当。这种对不断演变的磁拓扑结构的复杂描述为最终理解和预测太阳爆发提供了重要的见解。
2018-10-31 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
The 2017 September 6 Flare: Radio Bursts and Pulsations in the 22-5000 MHz Range and Associated Phenomena
对于2017年9月6日的耀斑（SOL 2017-Sep-06 T11：53），我们不仅展示了不寻常的射电爆发，而且还展示了它们与EUV，白光，X射线和$γ$射线发射中观察到的其他耀斑现象的有趣时间关联。使用我们基于小波的新方法，我们发现准周期脉动（QPP）在几个位置的整个时间-频率域的分析无线电频谱（11：55-12：07 UT和22-5000 MHz）。其中漂移的QPP是新的和最有趣的，特别是在硬X射线和$γ$射线峰值时的双向QPP，以及一个日震开始。在预脉冲阶段，我们发现了一个不寻常的漂移脉动结构（DPS）与EUV增亮所造成的磁绳的相互作用。在耀斑脉冲阶段，我们发现了一个特殊的无线电爆发漂移从5000 MHz到800 MHz。关于这个漂移爆发，我们在极紫外扭曲结构的开始时间附近显示了U型爆发，并在高频（1050-1350 MHz）下显示了漂移无线电爆发作为冲击波的特征。在耀斑的高峰期，我们发现了一个额外的能量释放过程位于太阳大气中的较高海拔的迹象。这些现象解释考虑上升磁绳，磁声波和粒子束。利用密度模型，我们估计的密度，波速和源高度的双向漂移QPP，密度的预脉冲DPS和U-爆发，和密度和磁场强度的漂移无线电爆发。
2020-09-12 astro-ph.SR
Global energetics of solar powerful events on 6 September 2017
本文分析2017年9月6日太阳重大爆发的能量收支，量化耀斑辐射、CME与SEP能量，指出耀斑和CME能量相当且同源于活动区磁自由能。
2023-04-30 astro-ph.SR
Fermi-LAT observations of the 2017 September 10$^{th}$ solar flare
费米-大面积望远镜（LAT）探测到2017年9月10日的X8.2 GOES级太阳耀斑，首次观测到与地面增强（GLE）相关的长时间高能伽马射线耀斑。这个耀斑的100 MeV以上的辐射持续了12个多小时，包括脉冲阶段和扩展阶段。我们提出了伽马射线发射的本地化，并发现它是一致的活动区（AR），从耀斑发生在一个持续6个多小时的时间，而不是什么被发现为2012年3月7日耀斑。从伽马射线数据推断的质子指数的时间变化似乎表明两个阶段的加速质子人口。基于时间参数，我们解释的第二阶段是捆绑到加速机制供电的GLE，被认为是粒子加速日冕物质抛射驱动的日冕冲击。
2018-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Very Narrow RHESSI X-ray Flare on 25 September 2011
在2011年9月25日GOES C7.9耀斑期间持续$\sim$ 10秒的脉冲尖峰期间，RHESSI成像的异常狭窄的X射线源（SOL 2011 -09- 25 T03：32）仅为$\sim$ 2弧秒宽和$\sim$ 10弧秒长。与HMI磁图和1700 ° C下的AIA图像的比较表明，X射线发射主要来自正极性区域中的长带，很少有（如果有的话）来自负极性带的发射。然而，从RHESSI导出的发射测量和源面积估计的$\sim$ 10 $^{12}~cm^{-3}$的热等离子体源密度表明，这可以最好地解释为日冕硬X射线源，其中能量小于$\sim$ 50 keV的加速电子被日冕中的库仑碰撞阻止，从而解释了更常见的明亮X射线足迹点的缺乏。RHESSI谱的分析显示出更大的一致性与多温度分布和低能量截止到22千电子伏的加速电子谱相比，12千电子伏，如果假设一个单一的温度分布。这导致电子总能量的下限改变了一个数量级，给出了具有$\sim$ 6的幂律指数的最佳拟合电子光谱的陡度。
2019-10-29 astro-ph.SR
Evolution of the Non-potential Magnetic Field in the Solar Active Region 12673 Based on a Nonlinear Force-free Modeling
活动区（AR）12673产生了许多M级和几个X级耀斑，其中一个是X9.3级耀斑，这是第24太阳活动周记录到的最大的太阳耀斑。利用非线性无力场外推的时间序列，研究了AR 12673内部三维耀斑产生磁场的演化。我们的分析发现，到9月4日形成了三条磁通量绳（MFR），其中一条在9月6日产生了X9.3耀斑。一个MFR具有正的磁扭曲，其与其他两个MFR的符号不同。由于累积正扭的MFR的磁通量的时间演化与9月4日至6日观测到的GOES X射线通量的剖面一致，我们认为具有正扭的MFR的形成与M级耀斑（包括M5.5耀斑）的发生密切相关。我们进一步发现，磁零的磁场周围的MFR，特别是，在M5.5耀斑之前，这是在此期间观察到的最大的M-耀斑具有正扭曲的MFR上方。通过与AIA 1600埃的图像进行比较，我们发现上覆场线的足迹锚定在最初观察到增亮的区域。因此，我们认为，由正扭曲的MFR在零处的环面不稳定性引起的重联可能驱动了M5.5耀斑。
2020-12-02 astro-ph.SR
Dynamics of Late-Stage Reconnection in the 2017 September 10 Solar Flare
在这篇多仪器论文中，我们寻找持续磁重联的证据，远远超过2017年9月10日X8.2级太阳耀斑的脉冲阶段。利用Hinode/EIS、CoMP、SDO/AIA、K-Cor、Hinode/XRT、RHESSI和IRIS等方法，研究了耀斑动力学和拓扑结构的后期演化，并与标准太阳耀斑模型的重联特征进行了比较。检查以前未发表的EIS数据，我们提出了著名的等离子体片结构内的非热的速度和温度的演变，耀斑的持续时间的前四个小时。在更长的时间尺度上，我们使用差分发射测量和偏振数据来研究耀斑等离子体片和尖点结构的寿命，发现等离子体片在2017年9月11日的CoMP线性偏振观测中仍然可见，在其最后一次出现在EUV之后很久。我们推断，在耀斑爆发后27小时，某种形式的磁重联仍在进行中。
2020-09-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Broad Non-Gaussian Fe XXIV Line Profiles in the Impulsive Phase of the 2017 September 10 X8.3 class Flare Observed by Hinode/EIS
我们分析了\emph{Hinode} /EIS在2017年9月10日X8.3级耀斑脉冲阶段观测到的高温\fexxiv ~线的光谱。线条轮廓很宽，显示出明显的翅膀，明显偏离单一的高斯形状。这些线可以很好地与$κ$分布拟合，$κ$的值在~ $\approx$ 1.7至3之间变化。我们观察到的非高斯分布的区域与\emph{RHESSI}观察到的高能（$\approx$ 100- 300 keV）HXR源的位置相一致，表明存在粒子加速或湍流，也证实了与\emph{Expanded Owens Valley Solar Array}（EOVSA）的非热微波源在HXR looptop源和以上的观察。我们还研究了在基于\fexxiii ~263.76~ EIS ~和\fexxiv ~255.1~ EIS ~的比率的温度诊断中考虑$κ$分布的效果。我们发现，这些线可以形成在比预期高得多的温度（高达log（$T$ \，[K]）\，$\approx$\，7.8），如果偏离麦克斯韦分布考虑在内。尽管由于这些较高的形成温度而预期较大的线宽，但是观察到的线宽仍然意味着超过~200 μ l，\kps的非热加宽。与HXR发射有关的非热展宽更好地解释为湍流，而不是色球蒸发。
2018-07-24 astro-ph.SR
Soft X-ray Fluxes of Major Flares Far Behind the Limb as Estimated Using STEREO EUV Images
自2010年以来，随着太阳活动的增加，双STEREO航天器上的极紫外成像仪观测到了来自太阳背面的许多耀斑。我们的目标是通过找到EUVI与GOES X射线通量的关系，从EUVI数据估计它们的X射线峰值通量。由于192 A处Fe xxiv线的存在，EUVI 195 A通道的响应在15 MK附近有一个次宽峰，其通量在耀斑上升阶段密切跟踪X射线通量。如果耀斑等离子体是等温的，EUVI通量应该与GOES通量成正比。实际上，耀斑的多热性质和其他因素使EUVI观测的X射线通量估计复杂化。通过比较GOES通量与太阳动力学观测站（SDO）大气成像组件（AIA）的高拍频EUV数据，讨论了不确定性。我们的结论是EUVI 195 A数据可以提供强耀斑的X射线峰值通量的估计（例如，GOES量表中的M4以上），不确定性为几个因素。最后，我们展示了从远离边缘的地区发出的强烈耀斑的例子，其中一些在AIA图像中显示出喷发的特征。
2013-04-15 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Evidence for flare-accelerated particles in large scale loops in the behind-the-limb gamma-ray solar flare of September 29, 2022
本研究通过多波段观测分析了2022年9月29日日缘后耀斑，发现其100 MeV以上伽马射线源于边缘后方母活动区加速的离子，并经大尺度磁结构传输至可见日面，排除了CME激波作为辐射源的可能。
2024-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling Electron Acceleration and Transport in the Early Impulsive Phase of the 2017 September 10 Solar Flare
2017年9月10日的X8.2级临边耀斑是研究得最好的太阳耀斑事件之一，因为它与标准耀斑模型非常相似，并且被多个航天器和地面观测广泛覆盖。这些多波长观测表明，电子加速和运输是有效的重联和耀斑环顶区域。然而，缺乏一个全面的模型来解释和解释多方面的观察。在这项工作中，我们模型的电子加速和输运的早期脉冲阶段的耀斑。我们解决帕克输运方程，其中包括在磁重联的大尺度耀斑区域的MHD模拟模拟的主要加速机制。我们发现，电子被加速到几兆电子伏，并填补了大量的重联区，类似于微波中所示的观察。电子的空间分布和光谱形状的looptop区域同意以及来自微波和硬X射线发射磁岛长大之前，占主导地位的加速。未来使用电子地图的发射建模将能够与微波和硬X射线观测进行直接比较。这些结果揭示了新的光的电子加速和传输在一个广泛的区域内的太阳耀斑的数据约束的现实耀斑几何。
2022-05-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Reconnection fluxes in eruptive and confined flares and implications for superflares on the Sun
我们研究了一组从GOES B3到X17级的51个耀斑（32个封闭的，19个喷发的）的能量释放过程。我们使用Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图，以及SDO HMI和SOHO MDI磁图来推导磁重联通量和速率。耀斑重联通量与GOES 1-8射电望远镜软X射线通量峰值（c=0.92，在对数-对数空间中）有很强的相关性，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。某个GOES类的约束耀斑在耀斑带中表现出较小的带状区域，但磁通量密度较大（2倍）。在最大的事件中，高达$\approx$ 50\%\的活动区（AR）的磁通量导致耀斑参与耀斑磁重联。这些发现使我们能够推断出最大的太阳耀斑。一个拥有$2\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$磁通量的复杂太阳AR，与直接测量的最大AR通量一致，能够产生X80耀斑，其对应的热能量约为$7 \cdot 10^{32}$尔格。使用观测到的最大太阳AR的磁通量估计$6\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$，我们发现可以产生GOES级$\approx$ X500的耀斑（$E_{\rm bol} \approx 3 \cdot 10^{33}$尔格）。这些估计表明，今天的太阳能够产生耀斑和相关的空间天气事件，其强度可能比迄今观测到的强一个数量级以上。
2017-12-13 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
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
Solar Flares and Coronal Mass Ejections: A Statistically Determined Flare Flux-CME Mass Correlation
在努力研究耀斑通量和相应的CME质量之间的关系，我们的时间和空间相关的所有X射线耀斑和CME在LASCO和GOES档案从1996年到2006年。我们交叉参考了6,733个CME，这些CME具有良好的测量质量，而12,050个X射线耀斑具有从光学对应物确定的位置信息。对于一个给定的耀斑，我们在时间上搜索10-80分钟后发生的CME，我们进一步要求耀斑和CME发生在太阳盘上的位置角为+/-45度。有826个CME/耀斑对符合这些标准。比较这两个事件的耀斑通量和CME质量，发现CME质量随耀斑通量的增加而增加，并遵循近似对数线性的间断关系：在低耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.68*log（耀斑通量），在高耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.33*log（耀斑通量）。我们发现，这种打破幂律，特别是在较高的耀斑通量较平坦的斜率，可能是由于观测偏差对日冕物质抛射与最活跃的耀斑：晕日冕物质抛射。对这一偏差进行校正后，得到一个单一的幂律关系，其形式为log（CME质量）~0.70*log（耀斑通量）。该函数描述了在耀斑通量的至少3倍范围内（从~10^-7到10^-4 W·m^-2）CME质量与耀斑通量之间的关系。
2010-11-01 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
Correlation of hard X-ray and white light emission in solar flares
本文对太阳耀斑中硬X射线和白光发射之间的相关性进行了统计研究，以寻找耀斑加速电子和白光形成之间的联系。我们分析了43个耀斑跨越GOES类M和X使用RHESSI（拉马迪高能太阳光谱成像仪）和HMI（日震和磁成像仪）的观测。我们计算的X射线通量在30千电子伏和白光通量在6173毫瓦的总和超过硬X射线耀斑带的积分时间为45秒左右的峰值硬X射线的时间。我们发现硬X射线通量和过量白光通量之间有很好的相关性，能量为30 keV的光子的相关系数最高为0.68。假设厚靶模型，一个类似的相关性之间的沉积功率耀斑加速电子和白光通量。的相关系数被认为是最大的能量沉积的电子以上~50千电子伏。在较高的电子能量的相关性逐渐下降，而迅速下降，如果被认为是由低能电子提供的能量增加。这表明，能量约为50 keV的耀斑加速电子是白光产生的主要来源。
2015-11-24 astro-ph.SR
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
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。
2022-01-31 astro-ph.SR
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
2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48）在远紫外和近紫外（NUV）和高度不对称的色球发射线中产生了明亮的连续发射，为太阳耀斑中低层大气的加热机制提供了长期寻求的限制。我们分析了连续谱和发射线数据的接口区成像光谱仪（IRIS）的最明亮的耀斑磁足迹在这个耀斑。我们比较NUV光谱的最亮的像素，新的辐射流体动力学预测计算的RADYN代码使用的约束推断从碰撞厚目标模型的硬X射线数据RHESSI的非热电子束。我们表明，大气响应高光束通量密度令人满意地实现了观察到的连续亮度在NUV。在这个耀斑的NUV连续辐射是一致的氢（巴耳末）复合辐射，起源于低光学深度在一个密集的色球凝聚和从静止的光束加热层下面的凝聚。在低层大气中产生两个耀斑区域（凝结和静止层）的模型也与在脉冲阶段观察到的不对称Fe II色球发射线轮廓一致。
2016-09-23 astro-ph.SR
Solar Neutrons Observed from September 4 to 10, 2017 by SEDA-FIB
SEDA-FIB是一种用于测量太阳中子的探测器。该太阳中子探测器于2009年7月16日和2018年3月31日在国际空间站上运行。随后，GOES卫星在太阳活动区12673观测到了18个大的太阳耀斑，这些耀斑出现在2017年9月4日，持续到2017年9月10日，强度高于> M2。在其中的九次太阳耀斑中，SEDA-FIB探测到了清晰的太阳中子信号，以及五次轻微的过量。在这些事件中，我们重点关注与X2.2（SOL 2017 -09-06）和X8.2（SOL 2017 -09-10）耀斑相关的两个事件，它们具有共同的功能：FERMI-GBM探测器清楚地记录了将电子加速到高能量的过程。这些事件可以为我们提供有用的信息来阐明离子加速过程。X8.2事件是一个临边耀斑，它被证明足以固定解释粒子加速到高能量过程所需的参数。根据我们的分析，电子加速过程可能用冲击波加速模型来解释。然而，我们发现很难解释离子与电子同时加速的现象，除非离子在快速加速之前被预热。
2019-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Power-Law Distributions of X-ray Fluxes from Solar Flares Observed with GOES
太阳耀斑X射线辐射峰值通量的幂律频率分布已被广泛研究，并归因于一个自组织临界性（SOC）系统。在本文中，我们首先表明，只要归一化光变曲线的形状与峰值流量无关，太阳耀斑的流量直方图也遵循幂律分布，其光谱指数与峰值流量的幂律频率分布相同，这可能部分解释为什么幂律分布在宇宙中普遍存在。然后，我们发现，在两个不同的能量通道的GOES卫星观测到的软X射线通量的直方图的光谱指数是不同的：较高的能量通道比较低的能量通道，具有较硬的分布，这挑战了普遍的幂律分布SOC模型预测，并意味着一个非常软的分布探测的等离子体的热能含量的GOES。另一方面，温度（$T$）分布对于高的$T$值接近指数为2的幂律分布。SOC模型应用于太阳耀斑的统计特性需要重新审视。
2016-09-11 astro-ph.SR
Relative yield of thermal and nonthermal emission during weak flares observed by STIX during September 20-25, 2021
本研究利用STIX等观测数据，分析2021年9月弱耀斑的热与非热发射产额，发现环等离子体初始参数（如密度）决定能量分配，并得到流体动力学模拟验证。
2024-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
2019-06-20 astro-ph.SR
Gamma-ray emission from the impulsive phase of the 2017 September 06 X9.3 flare
我们报告了SOL 2017 -09- 06 T11：55 X9.3太阳耀斑脉冲阶段的硬X射线和伽马射线观测结果。我们专注于一个高能量的频谱，>100 keV的一部分，并执行时间分辨的频谱分析的脉冲阶段的一部分，记录的Konus-Wind实验，显示突出的伽马射线发射。考虑到各种可能的辐射成分对伽马射线辐射的贡献，我们采用了贝叶斯推断来建立最可能的拟合模型。分析结果显示，在511 keV处的核去激发线、电子正电子湮没线和2.223 MeV处的中子俘获线以及韧致辐射连续谱的两个分量都有贡献。所揭示的光谱分量的时间演化是特别有趣的。低能量的韧致辐射连续体表现出典型的脉冲耀斑的软-硬-软模式，而高能量的韧致辐射连续体在耀斑过程中表现出持续的硬化。中子俘获线的发射显示出一个异常短的时间延迟相对于核去激发线组件，这意味着中子的生产显着减少后不久，事件发生。这反过来可能意味着在耀斑过程中加速质子光谱的显著软化，类似于观察到的导致低能韧致辐射连续体的加速电子的低能分量的软化。我们讨论可能的物理场景，这可能会导致这些伽马射线组件之间的关系。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predictions of energy and helicity in four major eruptive solar flares
为了更好地理解行星际磁云（MC）的太阳成因，我们模拟了四个大型爆发性太阳耀斑的磁场和拓扑性质，并将它们与观测结果联系起来。我们使用三维最小电流日冕模型\cite{Longcope1996d}和耀斑前光球磁场和耀斑带的观测值导出重连磁通量，耀斑能量，磁绳螺旋度和磁绳极向场的方向。我们比较模型预测的这些数量耀斑和MC观测和估计的不确定性的方法，发现以下。模型预测的重联通量等于或低于从观测到的带状运动推断的重联通量。观测到的和模式的重联通量匹配MC极向通量。预测的磁绳螺旋度匹配MC螺旋度。预测的自由能介于观测能量和估计的总耀斑光度之间。MC的极向场的前缘的方向与AR中的通量绳的极向场而不是全局偶极场对准。这些发现使我们相信，与这四个太阳耀斑有关的磁云是在爆发过程中由低日冕磁重联形成的，而不是日冕中已有结构的爆发或在全球磁场参与下在上日冕中形成的。我们还注意到，由于所有四个耀斑都发生在活动区，没有显著的耀斑前通量出现和取消，我们发现的能量和螺旋度是通过剪切和旋转运动存储的，这足以解释观测到的辐射耀斑能量和MC螺旋度。
2011-04-18 astro-ph.SR
The phase relation between sunspot numbers and soft X-ray flares
为了更好地了解长期耀斑活动，我们提出了一个统计研究软X射线耀斑从1976年5月至2008年5月。结果表明，C级、M级和X级耀斑平滑后的月峰值通量相对于平滑后的月黑子数在第21周分别有13个月、8个月和8个月的明显时滞。在第22周，太阳黑子数与M级耀斑之间没有时滞。然而，在第22周，C级耀斑有一个月的时间滞后，X级耀斑有一个月的时间提前。对于第23周，C级、M级和X级耀斑的平滑月峰值通量相对于太阳黑子数量分别有1个月、5个月和21个月的明显滞后。如果把这三种耀斑合并计算，软X射线耀斑的平滑月峰值通量相对于平滑月黑子数在21周有9个月的时滞，在22周没有时滞，在23周有5个月的特征时滞。此外，M级和X级耀斑的平滑月峰值通量与平滑月黑子数的相关系数在第22周高于第21周和第23周。第22周三种软X射线耀斑之间的相关系数高于第21周和第23周。这些发现可能是有益的预测C级，M级和X级耀斑的太阳黑子数量在下一个周期和能量储存和耗散的日冕的物理过程。
2011-01-07 astro-ph.SR
Block-induced complex structures building the flare-productive solar active region 12673
太阳活动区（AR）12673在2017年9月穿过可见太阳圆盘期间产生了4个X级，27个M级和许多低级耀斑。我们的研究是为了回答为什么这个AR如此产生耀斑，以及过去十年中最大的X9.3耀斑是如何发生的。我们发现，在最初的几天里，有一个太阳黑子，然后在它附近相继出现了两个双极区。由于先存黑子的存在，双极运动被阻挡，而先存黑子维持其准圆形本影，只是部分半影消失。因此，双极贴片明显扭曲，相反的极性形成两个半圆形结构。在此之后，两个序列的新的双极区出现在狭窄的半圆形带内，双极斑块沿弯曲的通道分离。新的双极子与原有的双极子发生剪切和相互作用，形成了一个复杂的拓扑系统，并在此过程中发生了多次耀斑。在高剪切区，积累了大量的自由能。9月6日，在极性反转线附近的一个负斑块开始快速旋转并与周围的正磁场发生剪切，从而爆发了X9.3级耀斑。我们的研究结果表明，块诱导的复杂结构建立了耀斑生产的AR和X9.3耀斑是由爆发的暗条，由于扭结不稳定性触发。为了更好地说明这一过程，块诱发喷发模型首次提出。
2017-10-18 astro-ph.SR
Sigmoid eruption associated with X9.3 flare from AR 12673 drives gradual SEP event on 2017 September 6
本研究分析2017年9月多起缓变型SEP事件的源头AR 12673，结合Hinode/EIS观测与Wind卫星原位数据，证实含高度分馏等离子体的S形结构爆发是近地SEP的来源，明确了其逃逸传输的直接通道。
2024-10-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Non-Equilibrium Ionization Plasma During Large Solar Limb Flare Observed by Hinode/EIS
这项关于等离子体加热的研究考虑了2017年9月10日由Hinode/EIS观测到的大太阳耀斑期间的时间依赖性电离过程。所观察到的FeXXIV / FeXXIII的比例增加下游的重联流出，它们是一致的随时间变化的电离效应在恒定的电子温度Te = 25 MK。此外，这项研究还表明，非热速度，这可能与湍流速度，沿下游的重联流出显着减少，即使考虑随时间变化的电离过程。
2021-05-31 astro-ph.SR
A Survey of Changes in Magnetic Helicity Flux on the Photosphere During Relatively Low Class Flares
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪望远镜提供的135秒周期的光球矢量数据，研究了16次能量级别低于M5.0的耀斑期间光球磁螺旋度通量的时间演化。在耀斑期间的4个事件，我们发现脉冲变化的螺旋度通量。这表明，即使是能量较小的耀斑，也可能与磁螺旋度穿过光球的非线性输运有关。伴随着脉冲螺旋度通量，光球坡印亭通量由正向负演化。因此，在这些耀斑期间，穿过光球的磁能是朝向太阳内部的。在这4次事件中，螺旋度通量的脉冲变化总是主要由位于耀斑极性反转线附近的黑子水平速度场的突变所贡献。每个黑子上的速度场相对于另一个磁极表现出明显的涡旋模式或剪切模式，这往往会使日冕中的磁扭曲或剪切松弛。在耀斑期间，作用在黑子上的洛仑兹力发生突变，黑子的旋转运动和剪切运动与合成的洛伦兹力方向一致。这些结果支持了这样的观点：耀斑期间的脉冲螺旋度传输可能是由施加在光球上的洛伦兹力的变化驱动的。
2018-08-14 astro-ph.SR
Observations of a solar flare and filament eruption in Lyman alpha and X-rays
我们的目标是描述1999年9月8日发生的耀斑和暗条喷射的外观和行为，这是由L-α中的TRACE以及Yohkoh软X射线望远镜和硬X射线望远镜观测到的。我们探讨了耀斑的能量学及其时空演化。对TRACE数据进行校正，以获得对纯L-α特征的更好估计。从TRACE响应函数的知识获得的L-α功率，和耀斑电子能量预算估计通过解释Yohkoh/HXT发射的碰撞厚目标模型的上下文中。
2009-09-25 astro-ph.SR
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）
针对2024年X9级太阳耀斑的最亮近紫外连续谱源，本文利用一维辐射流体动力学模型模拟非热电子束产生的色球凝聚，对比观测结果揭示现有模型的冷却速率偏差，且模型结果无法解释恒星超级耀斑的远紫外连续谱观测。
2025-11-14 astro-ph.SR
Inverse Compton X-rays from relativistic flare electrons and positrons
在太阳耀斑中，光球光子的逆康普顿散射（ICS）可能会引起来自日冕的可检测的硬X射线光子通量，其中环境密度太低，无法进行显着的韧致辐射或复合。在一些大耀斑中的伽马射线线和连续谱意味着存在必要的~100 MeV电子和正电子，后者是GeV能量离子的副产品。最近对日冕硬X射线源的观测特别促使我们重新考虑ICS的可能贡献。我们的目标是评估ICS的X射线通量预计从规定的相对论性电子和正电子在日冕的人口。最终的目的是确定ICS日冕X射线源是否可以提供一个新的诊断窗口相对论电子和离子的耀斑。我们使用完整的形式主义的ICS计算X射线通量从耀斑的初级电子和次级正电子的可能的人口，注意入射光子的角分布附近的太阳表面，从而提高在以前的太阳讨论的各向同性的假设。初级电子和次级正电子都产生非常硬的ICS X射线谱。各向异性的初级辐射场的结果在预测的通量和光谱，最强烈的光谱，延伸到最高的光子能量，预计从临边耀斑的中心到临边的变化。可接受的电子或正电子数量可以解释RHESSI日冕X/伽马射线源。某些日冕X射线源至少可以用相对论电子或正电子的ICS来解释，特别是当源出现在如此低的环境密度下时，韧致辐射似乎是不可信的。
2009-11-06 astro-ph.SR
The magnetic field environment of active region 12673 that produced the energetic particle events of September 2017
预测太阳高能粒子（SEP），并提前识别活动区（AR）中将产生SEP事件的耀斑/CME是极具挑战性的。我们研究了AR 12673的磁场环境，包括AR的磁场位形、AR附近的磁场位形、衰变指数剖面和地球连接磁场的足点，在四次喷发事件前后。其中两个喷发事件是SEP生产（2017年9月4日20：00~UT和9月6日11：56~UT），而两个不是（9月4日18：05~UT和9月7日14：33~UT）。我们分析了一系列EUV和白光日冕观测以及势场外推，发现与SEP生产事件相关的CME要么触发零点重联，将耀斑加速粒子从耀斑站点重定向到地球连接的领域和/或有显着的膨胀（和冲击形成）到开放的地球连接的领域。衰变指数随高度的变化率表明，该地区可能产生一个快速的CME（$v >$ 1500 km~s $^{-1}$），在事件2和事件3中也是如此。AR的磁场环境，包括开放的磁场和零点的网站，以及磁场连接和CME的传播方向发挥了重要作用，在逃逸和到达地球的SEP。应调查其他产生SEP的AR，以确定它们的磁场环境和CME传播方向是否对SEP逃逸和到达地球有重要影响。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Deciphering Pre-solar-storm Features Of September-2017 Storm From Global And Local Dynamics
本文结合全球磁环带模式与活动区局地磁场演化，后报并比较SC-24极小期与峰值期X级耀斑，指出前者仅能提前数小时预测，后者或可提前数月识别。
2023-09-28 astro-ph.SR
Decameter Stationary Type IV Burst in Imaging Observations on the 6th of September 2014
本文首次对1980年太阳静止IV型射电爆发进行了射电成像。2014年9月6日，利用基于乌克兰T形射电望远镜（UTR-2）的二维日像仪以及其他望远镜阵列对第四类爆发射电发射进行了观测。从09：55 UT开始，在整个3小时内，无线电发射保持在UTR-2的观测时段内。有趣的观察涵盖了这次爆发的全部演变，“从出生到死亡”。在事件寿命期间，发生了两次C级太阳X射线耀斑，峰值时间分别为11：29 UT和12：24 UT。射电爆发的时间剖面呈双峰状，这可以用高能电子注入爆发源来解释，高能电子被两个耀斑加速。根据日像观测，我们认为爆发源被限制在一个高日冕环内，这是一个相对缓慢的日冕物质抛射的一部分。后者在事件发生前几个小时就已形成。通过分析约150万幅日像图（3700帧，每帧4096幅图像，对应于频率通道的数量），射电爆发源成像显示了一个迷人的动力学演化。本研究使用了天基（GOES、SDO、SOHO、STEREO）数据和各种地基仪器（ORFEES、NDA、RSTO、NRH）记录。
2016-06-03 astro-ph.SR
Investigating the Efficacy of Topologically Derived Time-Series for Flare Forecasting. I. Dataset Preparation
本文利用 ARTop 处理 SHARP 数据，构建涵盖144个活动区的磁螺旋度与缠绕通量时间序列数据集，发现极值信号常提前1至8小时出现，以支持耀斑预报。
2024-12-05 astro-ph.SR
High-resolution observations of flare precursors in the low solar atmosphere
太阳耀斑一般被认为是由储存在日冕中的自由磁能提供动力，但日冕能量的积累本身可能不足以使即将发生的耀斑发生。耀斑爆发的机制是一个关键的，但了解较少的问题，可以从小规模的能量释放，被称为前体，这是观察到的小耀斑前在各种波长的增亮，也从某些小规模的磁配置，如相反的极性通量，其中小双极的磁取向是相反的环境主极性。然而，缺乏对耀斑前兆以及相关光球磁场动态的高分辨率观测。在这里，我们研究耀斑的前兆使用前所未有的时空分辨率的1.6米新太阳望远镜，辅以新颖的微波数据。两个情节的前体增亮开始在一个小规模的磁通道（一种形式的相反极性的通量）与多个极性反转和增强的磁通量和电流，位于附近的脚点剪切磁回路。微波光谱证实了这些前体排放的低大气层来源。我们认为，新兴的磁通道场与剪切弧相互作用，导致在主耀斑核心区域的前体增亮。这些高分辨率的结果提供了低大气层小规模能量释放的证据，并可能与主耀斑的发生有关。
2017-03-29 astro-ph.SR
Statistics of coronal dimmings associated with coronal mass ejections. I. Characteristic dimming properties and flare association
日冕变暗，在EUV和软X射线的发射减少的局部区域，被解释为密度耗尽由于在CME膨胀过程中的质量损失。它们包含了日冕低层CME早期演化的关键信息。对62个调光事件的特征参数进行了推导、统计分析，并与基本耀斑量进行了比较。平均而言，日冕变暗的大小为$2.15\times10^{10}$ km $^{2}$，包含的总无符号磁通量为$1.75\times10^{21}$ Mx，并显示出总亮度下降$-1.91\times10^{6}$ DN，这导致与喷发前强度水平相比相对下降$\sim$ 60%。他们的主要疏散阶段持续$\sim$ 50分钟。变暗面积、总变暗亮度和总无符号磁通量与耀斑SXR通量（$c\gtrsim0.7$）的相关性最高。它们相应的时间导数，描述的调光动力学，强烈相关的GOES耀斑类（$c\gtrsim 0.6$）。对于60%的事件，我们确定了核心变暗，即爆发通量绳的签名。它们包含20%的磁通量，仅覆盖总调光区域的5%。二次变暗映射了在喷发期间被拉伸并被磁重联关闭的覆盖场，从而通过磁重联为喷发的通量绳增加了通量。这种解释是支持的二次调光和耀斑重联通量（$c=0.63\pm0.08$）之间的强相关性，平衡之间的正和负的磁通量（$c=0.83\pm0.04$）的总调光和事实，即对于强耀斑（$>$ M1.0）的重联和二次调光通量大致相等。
2018-07-13 astro-ph.SR
