Microwave diagnostics of magnetic field strengths in solar flaring loops
基于回旋同步辐射理论，我们对太阳耀斑环中的磁场强度进行了微波诊断。利用野边山射电日像仪对17和34 GHz的3次耀斑事件进行观测，得到了圆偏振度和微波通量密度谱指数，并据此绘制了耀斑后环的磁场强度图。我们的研究结果表明，磁场强度通常从~800 G附近的环路足点到~100 G在10- 25微米的高度。比较我们的结果与磁场建模使用磁通绳插入方法进行了讨论。我们的研究证明了微波成像观测的潜力，即使只有两个频率，在诊断日冕磁场的耀斑区域。
2020-06-29 astro-ph.SR
The Duration of Energy Deposition on Unresolved Flaring Loops in the Solar Corona
太阳耀斑的形成和释放能量跨越大量的磁环。耀斑的全球参数，如释放的总能量、持续时间、物理大小等，日冕环受到强烈加热时的流体动力学也得到了广泛的研究。然而，目前还不清楚有多少环组成一个耀斑，也不清楚总能量如何在它们之间分配。在这项工作中，我们采用了一个流体动力学模型，以更好地理解的能量分配合成硅IV和铁XXI线发射和比较这些线与IRIS的观测。我们发现，所观察到的多普勒频移的时间演变的加热持续时间的重要信息。为了证明这一点，我们首先研究了一个单回路模型，并发现在Fe XXI中看到的色球蒸发的性质可以通过长时间加热的回路来再现，而在Si IV中看到的持续红移不能通过任何单回路模型来再现。然后，我们研究一个多线程模型，假设所有回路上的加热持续时间都是固定的，并且加热持续时间分布。对于一个固定的加热持续时间，我们发现，持续时间为100 - 200秒做一个公平的工作复制的红色和蓝色的位移，而分布的持续时间，中位数约为50 - 100秒，做得更好。最后，我们比较我们的模拟直接观察到的M级耀斑IRIS，并找到良好的协议，给出这些限制的建模和观测值之间。
2018-02-24 astro-ph.SR
Non-LTE Calculations of the Fe I 6173 Å Line in a Flaring Atmosphere
Fe I 6173超导线被广泛用于包括日震和磁成像仪（HMI）在内的仪器对矢量磁场的测量。我们进行非本地热力学平衡计算的基础上，在一个燃烧的大气中的辐射流体动力学模拟这条线。我们采用了安静的太阳大气和半影大气作为我们的模拟初始之一。我们发现，在宁静的太阳大气中，线中心在中间耀斑期间有明显的增强。增强的发射是由光球层的辐射回暖和色球层下部的粒子束加热共同作用的结果。蓝色的不对称的线轮廓也出现由于在较低的色球层向上的质量运动。如果初始大气为半影大气，谱线对耀斑加热的响应更为显著，表现为中心发射和明显的不对称性。HMI的低光谱分辨率将指示一些信息损失，但增强和线不对称性仍然保持。通过计算偏振线轮廓，我们发现Stokes I和V轮廓可以作为耀斑加热的结果而改变。因此，这条线的畸变对从这条线测量的磁场有着至关重要的影响，在解释太阳耀斑中经常观测到的磁瞬变现象时应谨慎。
2018-03-27 astro-ph.SR
Plasma Heating Induced by Tadpole-Like Downflows in the Flaring Solar Corona
作为太阳系中最壮观的能量释放事件之一，太阳耀斑的能量来源通常是日冕中的磁重联。由于重联过程后磁场拓扑的重新排列，常常形成一系列新的环状磁结构，称为耀斑环。一个热的扩散区，由大约5-10 MK等离子体组成，也被观察到以上的环路，被称为超拱廊风扇。通常，黑暗的，蝌蚪状的结构被认为是通过明亮的超级拱廊风扇下降。目前还不清楚这些所谓的超拱廊下行流（SAD）在加热燃烧的日冕等离子体中扮演什么角色。在这里，我们展示了一个独特的耀斑观测，许多SAD与耀斑环碰撞，并强烈加热环到10-20 MK的温度。这些相互作用中的几个产生了清晰的准周期性增强的全太阳集成的软X射线发射的签名，提供了一个替代的解释，通常在太阳和恒星耀斑期间观察到的准周期性脉动。
2021-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The slow magnetoacoustic mode in the flaring loop
我们研究了长时间耀斑观测与野边山射电日像仪在频率17和34 GHz和Ramaty高能量太阳光谱成像仪在25-50 keV。我们发现，微波和硬X射线发射的变化包含很明显的周期性与振荡周期增长从2.5到5分钟。分析的环路长度和等离子体温度演变过程中的耀斑允许解释的准周期性脉动的慢磁声模式的第二个驻谐波。这种模式可以由初始脉冲能量释放产生，并作为重复能量释放的触发器。
2011-10-06 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Slow-Mode Oscillations of Hot Loops Excited at Flaring Footpoints
利用SOHO/SUMER、GOES/SXI和RHESSI观测资料对一次热环振荡事件进行了分析。SUMER在Fe XIX谱线上探测到阻尼多普勒频移振荡，并将其解释为基本的慢驻模。GOES/SXI的软X射线发射和RHESSI的硬X射线源的演化表明，一个大环的振荡是由一个小耀斑触发的，这可能是由这个大环与其足点处的一个小环的相互作用（局部重联）产生的。这项研究提供了明确的证据，支持我们早期的猜想，慢模式驻波在热日冕环的冲击加热（小或微耀斑）在环的足点激发。
2017-06-16 astro-ph.SR
Non-damping oscillations at flaring loops
上下文在成像观测中，QPP通常被探测为日冕环的空间位移，在光谱观测中，QPP通常被探测为谱线性质的周期性变化。它们通常用于太阳上磁场和等离子体特性的远程诊断。目的。我们结合成像和光谱测量可用的空间任务，并调查在耀斑环路的非阻尼振荡的属性。方法.我们使用IRIS测量窄缝上的光谱。采用双分量高斯拟合法提取了Fe XXI 1354.08 A在“O I”窗口的谱线轮廓。在傅立叶谱和小波谱中发现了环路振荡的准周期性。结果在Fe XXI、GOES 1-8 A导数中的HXR发射和费米26-50 keV的线特性中检测到约40 s的周期性。多普勒速度和线宽同相振荡，而在多普勒速度和峰值强度之间检测到约Pi/2的相移。多普勒速度和谱线宽度振荡的振幅分别约为2.2 km/s和1.9 km/s，而峰值强度振荡的振幅约为背景辐射的3.6%。同时，在Fe XXI的多普勒速度和峰值强度以及AIA 131 A强度中识别出约155 s的准周期。结论.在观测过程中，40 s左右的振荡没有明显衰减，这可能与耀斑环的整体扭结模式有关。大约155秒的周期性很可能是色球层蒸发后沿着耀斑环反复出现的下降流的特征。利用磁流体地震学诊断方法，估算了耀斑环的磁场强度约为120-170 G，这与磁绳插入法的磁场模拟结果一致。
2018-06-10 astro-ph.SR
Elementary Energy Release Events in Flaring Loops: Effects of Chromospheric Evaporation on X-rays
在之前的论文（Liu & Fletcher 2009）中介绍了基本能量释放事件，我们模拟了耀斑环中的色球蒸发。从加速区逃逸的电子产生的厚靶硬X射线（HXR）发射占主导地位的脉冲阶段和薄靶发射从加速区占主导地位的低能热成分在逐渐阶段，在早期的脉冲耀斑中观察到的。定量的细节取决于热背景的性质，这导致HXR通量和光谱指数之间的相关性的变化。对于较低的温度和/或较高的背景电子密度，HXR的上升和衰减都更快，在峰值附近有一个平台。在较高的能量下，平台不太突出。考虑到在脉冲阶段沿环的质量，动量和能量的运输的复杂性，我们提出了一种策略，将这种单区能量释放和电子加速模型应用到与单环相关的耀斑观测中，以便可以定量地研究能量释放，电子加速和蒸发过程。
2009-12-02 astro-ph.SR
Forward Modelling of Standing Slow Modes in Flaring Coronal Loops
在热耀斑环中的慢模驻波仅在光谱仪中观察到，并用于诊断环结构的磁场强度和温度。由于缺乏空间信息，纵向模态不能有效识别。在这项研究中，我们模拟了耀斑环中的慢模驻波，并将合成的线发射特性与SUMER光谱和SDO/AIA成像观测进行了比较。我们发现，发射强度和线宽振荡是一个四分之一周期的相位与多普勒频移速度在时间和空间域，这可以用来识别一个慢模驻波从光谱观测。然而，纵向泛音只能在成像仪的帮助下测量。我们发现发射强度在正负调制中不对称，这是因为与原子发射过程有关的贡献函数对正负温度变化的响应不同。可以检测接近环顶点的\textbf{half}周期性，其中发射强度调制相对较小。视线投影对多普勒频移的观测影响很大。通过将多普勒频移解投影因子$1-2θ/π$而不是传统上使用的$\cosθ$，获得了对速度扰动幅度的更精确估计。\textbf {如果一个环被加热到较热的机翼，强度调制可能被背景辐射淹没，而多普勒频移速度仍然可以在一定程度上被探测到。
2015-04-28 astro-ph.SR
Evidence of Multiple Slow Acoustic Oscillations in the Stellar Flaring Loops of Proxima Centauri
我们提出了第一个观测证据的多个慢声振荡后耀斑环的比邻星的日冕使用XMM-牛顿观测。我们发现在其软（0.3-10.0千电子伏）的X射线辐射的耀斑的衰变阶段本地化的周期性振荡的签名。使用标准小波工具，我们找到了1261 s和687 s的多周期。这些突发振荡分别持续90分钟和50分钟的持续时间，持续超过4个周期。周期为1261 s的强度振荡可能是在长度为7.5 $^{-1}$ cm的环中相位速度为119 km/s的慢磁声波基模的特征。另一个687 s的周期可能与张开环中慢磁声振荡的第一泛音有关。基模振荡的耗散与阻尼时间为47分钟。的周期比P $_{1}$ /P $_{2}$被发现是1.83，表明这种振荡最有可能激发在纵向密度分层恒星回路。我们估计了星环系统的密度标度高度为22.6 μ m，小于热环系统的流体静力标度高度，这意味着非平衡条件的存在。
2013-10-25 astro-ph.SR
Magnetography of Solar Flaring Loops with Microwave Imaging Spectropolarimetry
我们已经开发了一个通用的框架，从太阳耀斑环路的回旋同步加速器和自由-自由发射建模，并使用它来测试的前提下，二维地图的源参数，特别是磁场，可以推导出从空间分辨的微波光谱偏振数据。在本文中，我们展示了一个现实的磁几何形状，来自一个磁场外推，并包含一个典型的热和非热参数的电子分布，通过一个现实的干涉仪阵列的仪器配置文件折叠后的耀斑环的定量结果。我们比较了从正向拟合均匀源模型到通过折叠图像数据立方体的每个视线所生成的参数与模型中使用的原始参数以及从正向拟合均匀源模型到原始（展开）图像数据立方体所生成的参数。我们发现良好的协议一般，但系统的影响，可以理解为由于有限的分辨率在折叠图像和沿视线的参数的变化，这是忽略了均匀源模型。我们讨论了使用这样的二维参数图在一个更大的框架内的三维建模，和应用这些方法的数据从新一代的多频无线电阵列现在或即将推出的前景。
2013-03-06 astro-ph.SR
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
Thermal Evolution of an Active Region through Quiet and Flaring Phases as Observed by NuSTAR XRT, and AIA
研究结合 NuSTAR、SDO/AIA 与 Hinode/XRT，对 AR 12712 的 170 个时段进行 DEM 分析，揭示微耀发加热过程及不同活动区间极热物质分布的显著差异。
2023-12-08 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Driven by Structural Oscillations in a Kink-Unstable Flaring Coronal Loop
本研究通过三维磁流体动力学模拟及回旋同步辐射前向建模，探究扭结不稳定耀斑日冕环的结构振荡与准周期脉动的关联，发现辐射振荡由香肠模和扭结模驱动但频率关系复杂，为耀斑环物理参数诊断提供基础。
2025-10-06 astro-ph.SR
Response of optical hydrogen lines to beam heating: I. Electron beams
我们调查的作用，非热电子的形成区域的H α，H β，和H γ线，以展开他们的影响，这些线的形成。我们专注于脉冲束加热在亚秒级的时间尺度上变化。此外，我们从理论上探讨了一种新的诊断工具存在的可能性，表明存在的非热电子在耀斑色球光学氢线的基础上的观测。为了模拟燃烧的大气和随时间变化的氢的激发和电离的演变，我们使用了1-D辐射流体动力学代码相结合的测试粒子代码，模拟的传播，散射，和热化的幂律电子束，以获得耀斑加热和非热碰撞率由于光束与氢原子的相互作用。所有计算的模型都显示了亚秒级时间尺度上的模拟巴耳末线强度的时间相关响应，与亚秒级的光束通量后面的时滞。取决于光束参数，线中心和翼都可以显示出明显的强度变化。非热碰撞率通常导致色球层中形成的次级区域的发射增加。
2009-04-14 astro-ph.SR
Modelling of Reflective Propagating Slow-mode Wave in a Flaring Loop
准周期性传播强度扰动已经在十多年的EUV图像中在大日冕环中观察到，并且被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。我们进行了一个2.5维磁流体动力学模拟来模拟色球蒸发和耀斑环中的反射模式。我们的模型包括日冕，过渡区，色球层。我们证明了由合成的\textit{Solar Dynamics Observatory} /大气成像组件（AIA）131，94~ π发射图像捕获的准周期传播强度变化与以前的观测结果很好地匹配。用粒子示踪剂进行模拟，证实了这些准周期性的传播强度变化是由反射慢模波和质量流组成的，在一个平均温度为9 MK、长度为80 Mm的环中，质量流的平均速率为310 km/s。利用合成的\textit{Solar and Heliospheric Observatory} /太阳紫外辐射测量（SUMER）Fe XIX线发射的多普勒频移速度图和强度图，我们确认这些反射慢模波是传播波。
2015-09-15 astro-ph.SR
Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK
色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。
2015-05-13 astro-ph.SR
Determining Energy Balance in the Flaring Chromosphere from Oxygen V Line Ratios
太阳耀斑的脉冲阶段是太阳低层大气快速能量沉积和加热的时期，导致该区域温度和密度结构的变化。我们使用的O V密度诊断形成的192至248线比，由Hinode EIS提供的，以确定耀斑足点等离子体的密度，在O V形成温度为250,000 K，给出了约束的加热过渡区的属性。使用了2007年12月2次小耀斑事件的日之峰EIS光栅。共对齐光栅图像以识别和建立足点像素，进行光谱的多分量高斯线拟合以分离诊断对，并计算几个足点区域的密度。平衡电离和光学薄辐射的O V线的假设被认为是可以接受的。的电子分布的属性，为一个事件，推导出早期RHESSI硬X射线观测和用于计算等离子体加热速率，提供了一个电子束采用碰撞厚目标的假设，为2个模型大气。在耀斑脉冲阶段测得的电子数密度至少为log n = 12.3 cm-3，远高于先前的预期。对于一个支点，该等离子体的辐射损失率被发现超过了RHESSI数据所暗示的电子束可以提供的辐射损失率。然而，当假设目标大气完全电离时，加热速率超过了损失。一个色球厚度为70-700公里，被认为是需要平衡的传导输入到O V发射区的辐射损失。分析表明，对于碰撞电子的加热，如果不假设完全电离的大气，很难或不可能提高色球层的温度来解释观测到的密度。
2015-09-14 astro-ph.SR
Plasma motions and non-thermal line broadening in flaring twisted coronal loops
对不同温度敏感的日冕极紫外谱线的观测提供了一个机会，以评估燃烧大气中的热结构和流动。这可用于估计热能和动能之间的分配。我们的目标是模拟大尺度（50- 10000公里）的速度分布，以解释不同光谱EUV线的非热加宽。所开发的模型使我们能够了解所观察到的谱线的位移和加宽的起源，并将这些特征与燃烧大气中的特定物理效应联系起来。本文用理想MHD方法导出了分层大气中的扭曲磁通管位形。这些磁通管的演变，随后使用电阻MHD，与异常电阻率取决于当地的密度和温度。该模型还考虑了热传导和辐射损失。该模型使我们能够评估平均速度和速度分散，这将被解释为“非热”速度的观测，在不同的温度下的模型的不同部分。我们的模型显示定性和定量的协议与观察。视线（LOS）速度分散表现出与温度的实质性相关性，从约1 MK附近的20-30 km/s增加到约10-20 MK附近的200-400 km/s。平均LOS速度也与速度色散相关，尽管与观测结果相比，它们表现出非常强的散射。我们还注意到，近足点的速度分散在整个磁场系统低于沿场。我们的结论是，流速，速度分散和温度之间的相关性很可能表明，相同的加热机制是负责加热等离子体，其湍流和膨胀/蒸发。
2016-02-01 astro-ph.SR
The early evolution of solar flaring plasma loops
等离子体环是太阳耀斑活动区的基本结构，控制着整个耀斑爆发过程。标准耀斑模型很好地解释了等离子体环顶部热尖点结构周围磁重联后的演化和爆发，但对磁重联发生前等离子体环的早期演化却知之甚少。考虑到磁场梯度普遍存在于太阳等离子体环中，本文采用磁场梯度抽运（MGP）机制研究耀斑等离子体环的早期演化。结果表明，等离子体的早期演化取决于磁场分布和等离子体环的几何形状，而环的几何形状决定了环顶附近能量的积累和耗散之间的平衡。在MGP过程的驱动下，环顶周围的密度和温度以及等离子体β值在等离子体环演化的早期阶段都会增加。事实上，太阳等离子体环将有两个不同的演化结果：具有相对强的磁场的低的、初始密集的等离子体环由于其最大β值总是小于临界值而趋于稳定，而较高的，具有相对弱的磁场的初始稀释太阳等离子体环由于其β值在太阳辐射后约一小时超过临界值而趋于不稳定。太阳磁化等离子体环的形成。后者可能产生气球状不稳定性，并最终引发随后的磁重联和爆发。这些物理情景为我们理解太阳耀斑的性质和起源提供了新的视角。
2021-10-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
2D MHD and 1D HD models of a solar flare -- a comprehensive comparison of the results
毫无疑问，太阳耀斑环具有多线程的内部结构，解决不好，没有办法观察加热事件和热力学演变的个别线程。这些限制导致的基本问题，在数值模拟的扩口环，如选择的结构和线程的数量，和一个适当的模型的能量沉积过程的实施。本文建立了一组耀斑环的一维流体动力学和二维磁流体动力学模型，比较了典型太阳耀斑过程中的能量再分配和等离子体动力学。根据2002年9月20日09：21 ~ 09：50 UT期间AR 10126中记录的M1.8耀斑源，设定了模拟环路的基本参数。非理想的一维模型包括热传导和辐射损失的光学薄等离子体的能量损失机制，而非理想的二维模型考虑粘度和热传导作为能量损失机制。2D模型具有跨回路的等离子体的参数的连续分布，并且通过沿着和跨回路热通量在时间和空间上变化来供电。我们表明，这样的2D模型是一个边界的情况下，一个多线程的内部结构的燃烧循环，填充因子等于一。尽管在应用的二维模型中使用的假设，他们在复制的意见，整体成功表明，他们可以作为一个正确的近似所观察到的燃烧结构。
2015-10-01 astro-ph.SR
Geometric Assumptions in Hydrodynamic Modeling of Coronal and Flaring Loops
在冠状环建模中，通常假设环是具有均匀横截面积的半圆形。然而，观察到的环很少是半圆形的，并且磁场的外推表明，磁场强度随着高度而减小，这意味着横截面积随着高度而扩大。我们直接研究这两个假设，以了解它们如何影响短，热回路强，脉冲电子束加热事件的流体动力学和辐射响应。面积膨胀的幅度和速率都直接影响动力学，并且膨胀的横截面显著延长了环路冷却和排水的时间，增加了上流持续时间，并抑制了声波。辐射冷却的标准$T \sim n^{2}$关系式不适用于膨胀回路，膨胀回路在相对较少的排水下冷却。另一方面，环的偏心率的增加仅增加排水时间尺度，并且通常是较小的影响。谱线强度也受到横截面积变化的强烈影响，因为它们取决于发射区域的体积以及密度和电离状态。随着更大的膨胀，密度降低，因此所有高度的线强度相对降低，并且由于冷却时间的增加，最热的线保持明亮的时间明显更长。区域扩张对流体动力学和辐射的精确建模至关重要，需要观测来约束扩张的幅度、速率和位置。
2022-05-25 astro-ph.SR
Oscillations in the Flaring Active Region NOAA 11272
我们研究了SOL 2011 -08-17在活动区NOAA 11272发生的C1.9级耀斑期间看到的波。我们发现驻波的周期在9分钟和19分钟的波段在六个极端紫外线（EUV）波长的SDO/AIA仪器。我们成功地确定了耀斑开始的磁弧和两个相邻的环，它们依次受到干扰。所分析的驻波在空间上与这些观察到的EUV环路一致。为了研究沿环路的波的特性，我们外推场线的视线磁图使用的无力近似的线性制度。我们使用大气模型来确定环的每个高度处的质量密度和温度。然后，我们使用密度$10^8 \lesssim n_i \lesssim 10^{17}$ cm $^{-3}$和温度$10^3 \lesssim T \lesssim 10^7$ K计算声速和Alfv{é}n速度。观测到的驻波的亮度不对称性类似于沿环路的Alfv{é}n速度分布，但我们使用的大气模型需要更高的密度来解释观测到的周期。
2016-11-26 astro-ph.SR
Thermodynamic Evolution of Flaring Loops with Non-local Thermal Transport
本研究利用改进版Lare2d代码对比三种热输运模型，发现非局域SNB模型能更准确模拟耀斑环热力学演化，凸显其提升耀斑模拟真实性的潜力。
2025-06-17 astro-ph.SR
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
2020-05-20 astro-ph.SR
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 astro-ph.SR
Plasma dynamics in the flaring loop observed by RHESSI
厚目标模型预测，在耀斑脚点，我们应该观察到HXR源的高度随着能量的增加而降低。HXR源的足点是由非热电子束与太阳大气下部的等离子体直接相互作用产生的，在那里密度迅速增加。因此，我们可以估计沿非热电子束的等离子体密度分布直接从观测的高度-能量关系获得的HXR脚点源。该关系的形状与密度有关，也由非热电子的幂律分布决定。此外，在脉冲阶段期间，这些参数可能会急剧变化。因此，对观测到的HXR足点源高度的解释并不简单，需要对电子沉淀过程进行详细的数值模拟。数值模型的计算使用流体动力学一维模型与非热束沉淀的福克-普朗克形式主义的应用。RHESSI的HXR数据被用来详细追踪非热发射爆发期间色球密度的变化。我们已经发现，从色球层蒸发的质量的量是在很好的协议与从流体动力学模型的一个燃烧的循环，并从分析所观察到的排放量在循环顶部，并与特定的标度律的范围。所获得的值之间的一致性表明，HXR图像可能提供了一个重要的约束模型-大量的等离子体蒸发，由于非热电子束沉积能量的色球层。高能量，非热源的位置（在这种情况下超过20 keV）完全符合从流体动力学模型获得的柱密度变化。密度变化似乎受电子光谱指数的影响较小。
2021-12-21 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Post-flare evolution of AR 10923 with Hinode/XRT
耀斑是一种日冕磁场拓扑结构迅速变化和能量释放的动力学事件.即使它们可能是局部现象，在它们的起源处的磁扰动也可以传播，并且在有源区的较大部分中是有效的。我们调查的时间演化的耀斑活动区域的环的形态，温度和排放措施的分布。我们考虑2006年11月12日C1.1耀斑的$Hinode/XRT$数据。我们还检查了燃烧区域的形态的演变与TRACE数据的帮助。XRT滤波器比率用于导出温度和排放测量图和演变。分析的耀斑包括几个增亮。我们确定了一个连贯的序列的纠缠和放松的循环结构之前，期间和之后的增亮。虽然热信息是不完整的，因为在耀斑峰值的像素饱和，热图显示精细，不断发展的空间结构。温度和排放量的变化显示非常详细，我们能够检测到一个较大的环路接近适当的燃烧区域的二次加热。最后，我们估计了耀斑衰变过程中这些耀斑环释放的能量。
2010-10-15 astro-ph.SR
Numerical RHD simulations of flaring chromosphere with Flarix
Flarix是一个辐射流体动力学（RHD）代码，用于模拟太阳耀斑期间色球层对光束轰击的响应。它解决了一组流体力学守恒方程耦合的非LTE方程的辐射转移。模拟由高能电子束驱动。我们提出的耀斑环的Flarix模拟有关的问题，在耀斑连续辐射的结果。特别是我们专注于最近由IRIS检测到的氢巴耳末连续谱的性质。
2016-01-29 astro-ph.SR
Heating of Flare Loops With Observationally Constrained Heating Functions
本文分析了2010年8月1日AIA/SDO对一次C3.2耀斑的高节奏高分辨率观测。耀斑是一个持续时间很长的事件，具有软X射线和极紫外辐射，持续时间超过4小时。分析认为，磁重联和新环的形成持续了两个多小时。此外，紫外1600 nm的观测表明，耀斑环脚处的每个像素都在几分钟的时间尺度内瞬间变亮，并在超过30分钟的更长时间尺度内衰减。我们使用这些空间分辨的紫外光曲线在上升阶段，以构建经验加热函数的个别耀斑循环，并在这些循环的日冕等离子体加热模型。这些耀斑环的总日冕辐射与GOES和AIA测量的软X射线和EUV辐射通量进行了比较。这项研究提出了一种方法来观测推断加热功能在众多的耀斑环，形成和加热顺序重联整个耀斑，并提供了一个非常有用的约束日冕加热模型。
2012-05-08 astro-ph.SR
Different Patterns of Chromospheric Evaporation in a Flaring Region Observed with Hinode/EIS
利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的谱线轮廓，研究了2007年1月16日耀斑中色球蒸发的过程。详细分析了不同磁极性耀斑带上的三个点。我们发现，这三个点显示出不同的模式的上升流和下降流的冲动阶段的耀斑。第一点的谱线大部分是蓝移的，较热的谱线显示出相对于静止谱线的主要蓝移分量。然而，在第二点，只检测到微弱的上升流;相反，在高温下（高达2.5-5.0 MK）出现明显的下降流。第三点与第二点相似，只是它显示了多组分下行流的证据。虽然蒸发的等离子体以暖雨的形式落回地面可能是导致点2和点3红移的原因，但三个点色球蒸发的不同模式意味着耀斑活动区存在不同的加热机制。
2010-11-20 astro-ph.SR
Re-flaring of a Post-Flare Loop System Driven by Flux Rope Emergence and Twisting
在这封信中，我们详细研究了2005年1月15日发生在两个连续的太阳爆发事件之间的耀斑后环的演化，这两个事件都产生了一个快速的晕CME和一个大耀斑。耀斑后的环系统，形成后的第一次CME/耀斑爆发，迅速发展，表现为不寻常的加速上升运动的环。通过非线性无力场模型，我们得到了有源区的磁结构。这清楚地表明，磁绳下方的环也不断上升，伴随着增加的扭曲和长度。最后，耀斑后的磁结构演变到导致第二次CME/耀斑爆发的状态。这是一个事件，其中耀斑后的环路可以在第一次CME/耀斑爆发后的$\sim$ 16小时的短时间内重新耀斑。观测到的在同一位置的再耀斑可能是由磁通量出现和太阳黑子旋转引起的磁通绳的快速演变所驱动的。这一观测结果为CME/耀斑模型及其预测提供了有价值的信息。
2010-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wave heating in simulated multi-stranded coronal loops
研究发现，日冕环中的横向和扭转振荡所引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以加强波加热的作用。在这项研究中，我们模拟了一个冠状循环作为一个系统的个别股，我们研究波加热的影响，考虑在循环足点的横向和扭转相结合的驱动程序。我们将相同的能量沉积到多链环和等效的单片环中，然后观察到多链模型中的内能和温度的更快增加。因此，多链模型在启动加热过程中更有效。此外，在多链环的足点附近和单链环的顶点附近观察到较高的温度。在多股环中的视加热位置与以前的预测和观察一致。考虑到我们的多股环和单股环模拟结果的差异，并考虑到日冕环在理论和观测上都被认为是多股的，我们的研究结果表明，日冕环的多股性需要纳入未来的波基加热机制。
2019-07-18 astro-ph.SR
A Search for Star-Disk Interaction Among the Strongest X-ray Flaring Stars in the Orion Nebula Cluster
钱德拉猎户座超深项目观测到数百颗年轻的低质量恒星正在经历高能X射线耀斑事件。32个最强大的情况下，已经模拟的结果，这些耀斑的磁结构可以是许多恒星半径的范围内。在本文中，我们观察到的光谱能量分布的这32颗恒星的模型，以确定，在详细的每一颗恒星，是否有位于足够接近恒星表面的大磁回路推断从观测到的X射线耀斑相互作用的星周盘材料。我们的光谱能量分布跨越波长范围0.3-8微米（加上24微米的一些恒星），使我们能够限制尘埃拱星物质的存在，在大多数情况下，从恒星表面>10天文单位。对于我们样本中的32颗恒星中的24颗，可用的数据足以限制尘埃盘内边缘的位置。其中六个（25%）的光谱能量分布与所观察到的磁环范围内的内盘一致。另外四颗恒星可能在尘埃盘内部有气体盘，并延伸到磁环的范围内，但我们无法用现有的数据证实这一点。剩下的14颗恒星（58%）似乎在大耀斑环的范围内没有明显的盘状物质。因此，高达40%的样本恒星表现出高能X射线耀斑，这可能是由磁星-盘相互作用引起的，其余的显然与只锚定在恒星表面的超大型独立磁环有关。
2010-05-12 astro-ph.SR
Parallel-cascade-based mechanisms for heating solar coronal loops: test against observations
太阳日冕环的加热是日冕加热问题的核心。鉴于快速太阳风的起源已经被追踪到具有过渡区甚至色球温度的大气层，因此值得尝试解决所提出的为太阳风提供基底加热的机制是否也适用于日冕环。我们扩展的循环研究的基础上，一个经典的平行级联的情况下，最初提出的太阳风的背景下，考虑到环膨胀的影响，并进行参数研究，直接对比计算的环密度和电子温度与那些测量的TRACE和YOHKOH/SXT。这种比较得出的结论是，在观测上受SUMER测量值约束的波振幅下，虽然计算出的循环可能占SXT循环的很大一部分，但与TRACE循环相比，它们似乎太热了。降低波的振幅并不能解决这个矛盾，引入磁扭曲将使比较更不可取。我们的结论是，纳米耀斑加热方案更好地解释了紫外线循环，而基于双折射的稳定加热机制可能在工作中加热一小部分软X射线循环。
2014-06-04 astro-ph.SR
Evidence of thermal conduction suppression in a solar flaring loop by coronal seismology of slow-mode waves
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）大气成像装置（AIA）观测到的一次纵波事件。131 A图像的时间序列显示，一个C级耀斑发生在一个大环的一个足点上，并触发了沿其传播的强度扰动（增强），其空间特征和时间演化表明，来自相反足点的两个初始扰动相遇后，可以迅速建立一个基本的慢模驻波。振荡的周期为~12 min，衰减时间为~9 min。测得的相速度为500 $\pm$ 50 km/s，与加热回路中的声速为~10 MK相匹配，证实了所观察到的波是慢波。我们从六个AIA极紫外（EUV）通道得到了随时间变化的温度和电子密度波信号，发现它们几乎是同相的，由温度和密度扰动测得的多变指数为1.64 $\pm$ 0.08，接近于理想单原子气体的绝热指数5/3。基于一维线性MHD模型的解释表明，在9 MK及以上的热耀斑回路中，热导率至少被抑制了3倍。当只考虑压缩粘滞耗散时，粘滞系数是由观测波确定的。我们发现，解释快速波阻尼，经典的压缩粘性系数需要提高15倍的上限。
2015-09-22 astro-ph.SR
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Dependence of Coronal Loop Heating on the Characteristics of Slow Photospheric Motions
帕克假说（Parker（1972））假设日冕环的加热是由于重联而发生的，这是光球运动将磁力线编织到电流片形成点时引起的。在这方面的贡献，我们解决的问题，光球运动的性质如何影响加热的编织冕环。我们设计了一系列的边界驱动程序和量化的复杂性和螺旋度注入他们的属性。我们研究了一系列长时间的全电阻MHD模拟，其中一个模拟的日冕环，最初均匀的磁力线组成，是受这些光球流。不断驱动环的编织，直到可以表征由驱动器引起的行为差异。结果表明，加热是至关重要的光球驱动程序的性质-相干运动通常会导致更少的大能量释放事件，而更复杂的运动会导致更频繁，但能量较低的加热事件。
2015-08-20 astro-ph.SR
The effects of numerical resolution, heating timescales and background heating on thermal non-equilibrium in coronal loops
热非平衡（TNE）被认为是理解磁封闭日冕某些性质的一个潜在的重要过程。本文通过一维水动力模式，讨论了数值空间分辨率、足点加热时间尺度和背景加热对TNE的重要性。过渡区（TR）分辨率不足可能导致TNE循环行为的显著差异，TNE在分辨率不足的循环中受到抑制。与TNE相关的周期性和等离子体特性的收敛需要小于2 km的空间分辨率（对于长度为180 mm的环路）。这些数值问题可以使用一种近似方法来解决，该方法将TR建模为使用跳跃条件的不连续性，如Johnston等人（2017 a，b）所提出的。的分辨率要求（因此计算成本）大大降低，同时保持良好的协议，完全解决的结果。使用这种近似的方法，我们（一）确定不同的制度的响应冠环随时间变化的足点加热，包括一个TNE不出现，（二）证明TNE在一个循环与足点加热被抑制，除非背景加热足够小。TNE的一般性的影响进行了讨论。
2019-04-15 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Heating and Dynamics of Two Flare Loop Systems Observed by AIA and EIS
我们研究了2011年2月13日C4.7双带耀斑中耀斑环的加热和演化。从SDO/AIA成像观察，我们可以确定两组环。Hinode/EIS光谱观测揭示了两组环脚下的蓝移。这两套系统的演变和动态是完全不同的。第一组环显示出蓝移约25分钟，然后是红移，而第二组显示出更强的蓝移，持续约一小时。AIA的UV 1600观测还显示，第二组环的脚变亮了两次。这些表明，在第二组回路中可能存在持续加热。我们使用空间分辨的紫外光曲线来推断加热速率在几十个单独的环路，包括两个环路系统。有了这些加热速率，我们然后计算等离子体演化在这些回路与“基于循环的热演化回路”（EBTEL）模型。结果表明，对于第一组环，由该模型计算的EUV光变曲线与6条AIA通道和8条EIS谱线的实测光变曲线吻合较好，计算的平均焓流速度与EIS多普勒频移测量值吻合较好。对于用两次加热建模的第二组回路，在低温带中建模的和观察到的EUV光曲线之间存在一些差异，并且模型没有完全产生观察到的延长的蓝移特征。我们讨论了差异的可能原因。
2013-12-18 astro-ph.SR
Identifying Observables that can Differentiate Between Impulsive and Footpoint Heating: Time Lags and Intensity Ratios
对日冕环的观测已经确定了几个共同的环特征，包括环似乎冷却，并具有比预期更高的密度。有两种可能的加热情景被提出来解释这些观测结果。一种情况是，这些环被一系列小规模的脉冲加热事件或纳米火焰加热。另一种假设是加热是准稳定的和高度分层的，即，“足点加热”。本文的目标是确定可用于区分这两种加热方案的观测值。对于足点加热，我们改变加热幅度和分层，对于脉冲加热，我们改变加热幅度。我们使用一维流体动力学代码来计算由此产生的温度和密度的演变和预期的光变曲线在四个通道的AIA和一个通道的XRT。我们考虑两个主要的诊断：在两个不同的通道中的循环的外观之间的时间滞后，和在两个通道中的循环的峰值强度的比率。我们发现，1）足点加热可以预测比脉冲加热更长的时间滞后，2）足点加热可以预测零或负的时间滞后，3）从脉冲加热预期的强度比被限制在一个狭窄的范围内，而足点加热预测更宽范围的强度比，以及4）脉冲加热中预期的温度范围比足点加热中预期的温度范围更宽。这个初步的研究确定了可观测的，可能是有用的，在未来的工作中区分加热模型。
2018-09-11 astro-ph.SR
Heating of braided coronal loops
我们调查的放松编织磁回路，以找出如何通过足点运动的编织类型影响所得的加热的循环。两个磁回路，以不同的方式编织，被用来作为初始条件的电阻MHD模拟和其随后的演变进行了研究。场都经历电阻弛豫，其中电流片形成和碎片，并且系统朝向较低能量的状态演化。在一种情况下，这种松弛是非常有效的，电流片填充体积和均匀加热的环路发生。在另一种情况下，较少的电流片发展，较少的磁能被释放的过程中，一个不完整的加热环的结果。这两种情况虽然在设置上非常相似，但可以通过光球驱动器的混合特性来区分。混合可以通过等离子体流的拓扑熵来测量，这是一个可观察的量。
2011-11-04 astro-ph.SR
131 and 304 Å Emission Variability Increases Hours Prior to Solar Flare Onset
本文通过分析50余个GOES C5.0级以上临边耀斑爆发前6小时AIA多通道辐射变化，发现耀斑前2–3小时131和304 Å通道变化显著增强，提出一种潜在的耀斑预测新方法。
2024-11-19 astro-ph.SR
Thermal responses in a coronal loop maintained by wave heating mechanisms
利用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了日冕环对MHD波动力耗散过程的热响应。当回路的足点受到随机连续的力时，MHD波被激发并向上传播。然后，随着波能的消散，自然产生1-MK温度的电晕。激发的波包在磁层上方变为非线性，波能级联到更小的空间尺度。此外，反向传播的阿尔文波包之间的碰撞增加了加热速率，导致脉冲温度升高。我们的模型表明，在波加热回路中的加热事件可以是nanoflara样的，在这个意义上，它们是空间本地化和时间间歇性的。
2018-02-27 astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
Plasma radio emission from inhomogeneous collisional plasma of a flaring loop
本文研究了在碰撞非均匀等离子体中太阳耀斑加速非热电子布居和伴随的等离子体发射的演化。非热电子碰撞演化变得不稳定并产生朗缪尔波，这可能导致强烈的无线电发射。我们自洽地模拟了等离子体中电子的碰撞弛豫、波粒相互作用和非线性朗缪尔波的演化。此外，我们模拟的散射，衰减和合并的朗缪尔波产生无线电发射的基本或谐波的等离子体频率，使用角平均发射模型。长波长的密度波动，例如在日冕中观察到的，被认为强烈抑制了无线电发射的水平，这意味着高水平的朗缪尔波可以在没有可见无线电发射的情况下存在。此外，在均匀等离子体中，发射显示出可以通过密度不均匀性来平滑的时间和频率变化。
2013-12-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Unusual Stokes V profiles during flaring activity of a delta sunspot
我们分析了一组全斯托克斯轮廓观测耀斑活动区NOAA 10808与矢量谱磁仪（VSM）的SOLIS设施。我们的目标是量化磁场和速度场的瞬态和永久变化。将结果与MDI磁图和重建的RHESSI X射线图像相结合。我们发现耀斑期间光球磁场的重组迹象接近极性反转线（PIL）的耀斑网站。在本影中的两个位置，我们遇到了强场（约。3 kG），这是从斯托克斯I分布推断的，然而，斯托克斯I分布表现出低偏振信号。在耀斑期间，我们观察到另外不对称的斯托克斯V轮廓在这些网站之一。非对称的斯托克斯V轮廓出现同空间和同时间的MDI磁图和色球硬X射线源观察到一个强大的明显的极性反转。非对称Stokes剖面的两分量大气拟合导致视线速度差在约1000 m的范围内。在光球中，两个分量之间的速度为12 km/s至14 km/s。另一种可能性是，局部大气加热导致观察到的不对称斯托克斯V型轮廓形状。在这两种情况下，我们的分析表明，一个非常局部的补丁约。5角秒的光球本影，与耀斑的足迹点共空间，表现出亚分辨率的精细结构。
2012-09-05 astro-ph.SR
Turbulent pitch-angle scattering and diffusive transport of hard-X-ray producing electrons in flaring coronal loops
最近从{ \em RHESSI}的观测已经揭示，在耀斑环的日冕部分中的非热电子的数量可以超过解释同一耀斑环的硬X射线发射足点所需的电子数量。因此，这样的来源不能被解释的基础上的标准碰撞输运模型，其中电子流沿环，同时失去他们的能量，通过碰撞与周围的等离子体;额外的物理过程，要么陷阱或散射的高能电子，是必需的。出于这一点和其他意见，建议高能量电子被限制在冠状区域的源，我们认为湍流俯仰角散射的快电子关闭低频磁波动的限制机制，建模为平行于平均磁场的空间扩散。在一般情况下，湍流散射导致沿环路的非热电子的碰撞停止距离的减少，因此，相对于足点的冠状HXR源的增强。源尺寸$L$随电子能量$E$的变化变得比与碰撞输运相关的二次行为弱，其中$L(E)$的斜率直接取决于平均自由程$λ$再次俯仰角散射。比较模型的预测与观测，我们发现，$λ\sim$ $(10^8-10^9)$厘米为$\sim30$千电子伏，小于一个典型的耀斑环的长度和小于，或相当于，电子加速区域的大小。
2013-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
2018-09-07 astro-ph.SR
