On the non-Kolmogorov nature of flare-productive solar active regions
对2011年8月至2012年7月期间观测到的53个太阳活动区进行了磁功率谱分析。从日震和磁成像仪获得的磁场数据，反演为活动区补丁，被用来研究磁功率指数的演变，因为每个区域旋转横跨太阳盘。根据活动区产生的太阳耀斑的数量和大小对活动区进行分类，以研究耀斑产生率与磁功率指数的关系。窗口大小和惯性范围的选择在确定正确的磁功率指数中起着关键作用。磁功率指数的总体分布范围为$1.0-2.5$。耀斑平静区的峰值为1.6，而耀斑产生区的峰值为2.2。总体而言，耀斑活动区和耀斑平静区的功率指数分布直方图分离较好。只有12%的耀斑平静区的指数大于2，而90%的耀斑产生区的指数大于2。耀斑平静区表现出很高的时间变化（即指数在高值和低值之间波动），而耀斑生产区保持指数大于2数天。这表明了在耀斑预测研究中纳入活动区域的时间演变的重要性，并突出了空间天气应用的2-3天预测窗口的潜力。
2016-11-02 astro-ph.SR
Why Is the Great Solar Active Region 12192 Flare-Rich But CME-Poor?
2014年10月的太阳活动区12192是24年来最大的太阳黑子群。它是第24周期中最多产的耀斑，但令人惊讶的是，在其盘通过期间，核心区域没有产生日冕物质抛射（CME）。在这里，我们研究阻止喷发的磁场条件以及随之而来的后果。我们发现AR 12192是“大而温和”，其核心区域表现出较弱的非潜力，较强的覆盖领域，和较小的耀斑相关领域的变化相比，其他两个主要的耀斑CME生产的AR（11429和11158）。这些差异存在于密集型指数中（例如，手段）但通常不是广泛的手段（例如，总数）。AR 12192的大量磁自由能并没有转化为CME的生产力。这一出乎意料的现象表明，AR的爆发性受到背景场限制上的磁非势的某种相对度量的限制，并且与爆发性耀斑相比，受限耀斑可能会留下较弱的光球和日冕印记。
2015-05-05 astro-ph.SR
Triggering Process of the X1.0 Three-ribbon Flare in the Great Active Region NOAA 12192
太阳耀斑活动区（AR）的磁场比理论模型要复杂得多，理论模型假定的磁场结构非常简单。2014年10月25日发生在AR 12192的X1.0耀斑显示出复杂的三带结构。为了阐明耀斑的触发过程，并评估一个简单的理论模型的适用性，我们分析了从日出/太阳光学望远镜和太阳动力学天文台/日震和磁成像仪，大气成像组件的数据。研究了太阳大气中磁场结构，特别是水平磁场的非位能性与亮结构之间的时空相关性。因此，我们确定了正极性的西侧，这是侵入负极性区域，是耀斑被触发的位置。这是由于该区域的磁剪切的符号与AR的主剪切的符号相反，并且在耀斑爆发之前在该区域的极性反转线（PIL）上观察到显著的增亮。这些特征与最近提出的耀斑触发模型一致，该模型认为小的反向剪切（RS）磁扰动可以触发太阳耀斑。此外，我们发现RS场位于稍微远离耀斑PIL，与理论预测相反。我们讨论了扩展的RS模型的基础上额外的数值模拟的可能性。我们的结果表明，RS场具有一定的灵活性，从一个高度剪切PIL位移，RS场触发更多的耀斑比我们预期的。
2017-04-04 astro-ph.SR
Study on Precursor Activity of the X1.6 Flare in the Great AR 12192 with SDO, IRIS, and Hinode
虽然色球增亮被认为是耀斑的前兆现象，但它的物理性质及其对太阳耀斑爆发的贡献仍不清楚。许多研究表明，光球磁场的变化会引起大尺度日冕结构的不稳定。我们的目标是了解如何一个小的光球变化有助于耀斑，并揭示如何在前体阶段的中间色球行为。利用界面区成像光谱仪（IRIS）和日出/极紫外成像光谱仪（EIS）数据分析了2014年10月22日AR 12192中X1.6耀斑的前兆增亮。我们研究了一个具有强前体增亮的局部喷流，并比较了IRIS的C Ⅱ，Mg Ⅱ k，Si Ⅳ谱线和Hinode/EIS的He Ⅱ，Fe XII，Fe XV谱线的强度、多普勒速度和谱线宽度。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）分析了光球磁场和色球/日冕结构。我们发现了一个显着的蓝移（~ 100 km/s），这是有关的强前体增亮的特征磁场结构，蓝移在所有的温度下观察。这可能表明流动是由洛伦兹力加速的。此外，连接耀斑带足点的大规模日冕环在前体变亮并伴随蓝移之后就不稳定了。这表明在色球低层局部发生了磁重联，并触发了日冕中X1.6耀斑的磁重联。
2017-04-18 astro-ph.SR
Flare and CME Properties and Rates at Sunspot Minimum
太阳活动极小期的日冕与活动期的日冕有很大的不同。我们从耀斑和CME（日冕物质抛射）发生的角度讨论了当前的第23/24周极小期。与之前的最小值相比，耀斑/CME的比率几乎减少了一个数量级。这表明，耀斑/CME关联的环境效应不同，在这个意义上，第23/24周期的最小日冕是相对容易破坏。
2010-03-22 astro-ph.SR
The Great Flare of 2021 November 19 on AD Leo. Simultaneous XMM-Newton and TESS observations
我们提出了一个详细的分析活动M矮星AD狮子座的超级耀斑。这一事件是一个罕见的情况下，同时观察到恒星耀斑的X射线（与XMM-牛顿）和光学（与凌日系外行星调查卫星，TESS）。在0.2-12 keV X射线波段（$1.26 \pm 0.01 \cdot 10^{33}$ erg）和测辐射热值（$E_{F,bol} = 5.57 \pm 0.03 \cdot 10^{33}$ erg）的辐射能量都把这次事件放在超级耀斑类的低端。来自AD狮子座附近的特殊的光子统计数据，使测量在1-8 AA GOES波段的峰值通量（X1445类）和综合能量（$E_{F,GOES} = 4.30 \pm 0.05 \cdot 10^{32}$ erg），使直接比较数据的耀斑从我们的太阳。从太阳耀斑的经验关系外推，我们估计，质子通量至少$10^5\,{cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}}$伴随着辐射输出。由于TESS白光耀斑峰值和GOES波段耀斑峰值之间有300秒的时滞，以及明显的Neupert效应，该事件非常接近标准（太阳）耀斑场景。在X射线耀斑的时间分辨光谱揭示，除了等离子体温度和排放措施的时间演变，电子密度和元素丰度的暂时增加，并在日冕中延伸的恒星半径（$4 \cdot 10^9$厘米）的13%的环路。独立估计的足迹面积的耀斑从TESS和XMM-牛顿数据表明高温的光学耀斑（25000 K），但我…
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral variations within solar flare ribbons
本研究利用瑞典1米太阳望远镜观测X9.3级耀斑，结合COCOPLOT软件识别出耀斑带内五类光谱子结构，为理解耀斑色球动力学和磁场结构提供了观测依据。
2024-05-17 astro-ph.SR
Solar Flares Complex Networks
研究了太阳耀斑复杂网络的特征。耀斑的有限可预测性、非线性和自组织临界性使我们可以从复杂系统的角度来研究耀斑系统。利用2006年1月1日至2016年7月21日期间观测到的耀斑的发生时间和位置，设计了耀斑生长网络。太阳能表面被划分为具有相等面积的单元。包括耀斑的单元被认为是网络的节点。相关的链接相当于交感神经兴奋。提取的特征表明耀斑网络遵循复杂性的定量测量。度指数大于3的连通性分布的幂律性质表明耀斑形成了一个无标度和小世界网络。耀斑网络具有聚集系数大、特征路径长度小、直径变化缓慢等特点。我们证明了耀斑网络的度关联具有离散网络的特征。发生在网络中心的大能量耀斑（GOES分类中的M和X型）中约有11%覆盖了3%的太阳表面。
2017-09-06 astro-ph.SR physics.space-ph
The Connection between Starspots and Flares on Main-Sequence Kepler Stars
星斑和耀斑是恒星磁活动的指标，可以通过利用开普勒卫星的长期天基档案进行更详细的研究。在这里，我们的目标是调查开普勒档案的一个子集，以揭示恒星黑子和恒星耀斑之间的联系，以便深入了解整个恒星磁场。我们使用的耀斑发现算法FLATW'RM结合一套新的算法，旨在定位由星点群引起的局部极小值。我们比较了耀斑最大流量的时间和最小恒星流量的时间之间的相位差，由于一个恒星黑子群。最强的耀斑似乎并不与最大的星点群相关，但相对于星点群的相位分布也不均匀。然而，较弱的耀斑确实显示出靠近恒星黑子群的发生率增加。
2018-10-10 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
Stellar flares
本文回顾了过去几十年恒星耀斑的研究进展，总结了多波长观测结果、热与非热过程、静态及流体动力学模型，并指出白光恒星耀斑对系外行星空间天气和寻找生命的重要影响，最后提出了该领域待解决的基础问题。
2024-02-12 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
Microwave Imaging of Quasi-periodic Pulsations at Flare Current Sheet
准周期脉动（QPP）是太阳耀斑和恒星耀斑中经常观测到的现象，但其物理机制尚不清楚。在这里，我们显示微波QPP在太阳耀斑起源于准周期性磁重联在耀斑电流片。它们呈现为两个垂直分离但密切相关的源，较亮的源位于耀斑环，较弱的源沿着拉伸的电流片。虽然两个微波源的亮温相差很大，但它们的相位变化周期约为10- 20 s和30- 60 s。回旋同步加速器主导的微波谱也呈现准周期性的软-硬-软演化。这些结果表明，相关的高能量电子加速准周期性的重联，可能产生的调制磁岛内的电流片验证的2.5维磁流体动力学模拟。
2022-12-16 astro-ph.SR
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
Near-Ultraviolet Continuum Modeling of the 1985 April 12 Great Flare of AD Leo
白光恒星耀斑现在报告了数以千计的长基线，高精度，宽波段测光任务，如开普勒，K2和TESS。这些观测结果对于评估系外行星大气中的生物特征和低质量恒星周围宜居带行星的表面紫外线辐射剂量至关重要。然而，这些评估的一个局限性是缺乏对恒星耀斑的近紫外光谱观测。为了激发进一步的实证研究，我们使用网格的辐射流体动力学模拟与更新的治疗的压力加宽的氢线预测的$λ\approx 1800-3300$连续通量的上升和峰值阶段的一个良好的研究superflare从dM 3e星AD狮子座。这些预测是基于半经验叠加的辐射通量谱组成的高通量电子束模拟与一个大的，低能量的截止（$\gtrsim 85$ keV）和较低的通量电子束模拟与一个较小的，低能量的截止（$\lesssim 40$ keV）。双分量模型全面解释了氢原子的巴耳末谱线展宽、光学连续谱色温、巴耳末跃变强度以及耀斑上升/峰值阶段的远紫外连续谱强度和形状。我们使用空间分辨分析的太阳耀斑数据的接口区域成像光谱仪，结合先前的辐射流体动力学建模的结果2014年3月29日X1太阳耀斑（SOL 20140329 T17：48），解释的两个组件的电子束模型，代表明亮的内核和较暗的带状物在一个更大的区域的空间叠加。
2022-10-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical flare energy limits for the largest historical sunspots
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
通过统计关系估算太阳爆发能量上限，发现太阳可能产生几10^34 erg的爆发能量。
2026-03-10 astro-ph.SR
Evaluation of different recipes for chromospheric radiative losses in solar flares
上下文辐射损失是耀斑数值模拟中不可缺少的一部分。详细的计算在计算上可能是昂贵的，特别是在色球层。耀斑色球辐射损失已有一些近似公式，但其在耀斑模拟中的可行性还有待进一步评估。目标。我们的目的是评估不同的配方的色球辐射损失的耀斑模拟的性能。方法.我们比较了详细的辐射损失和近似配方计算的束流加热耀斑的大气结构和线轮廓。结果GF90和HCD 22配方与详细配方相比，都提供了可接受的总辐射损失，但在不同的大气层在不同的演变阶段，这导致温度和线强度的错误估计存在差异。当温度超过10^5 K时，GF90的配方大大高估了上色球层的冷却，这也影响了耀斑的演化和谱线的不对称性。中色球层的辐射加热只在初始阶段起作用，可以忽略不计。然而，来自莱曼连续体的辐射加热可以在过渡区附近占主导地位。
2022-10-10 astro-ph.SR
Estimating the Maximum Intensities of Soft X-ray Flares Using Extreme Value Theory
太阳耀斑是太阳系中能量最大的事件之一，其对地球地面和大气层的影响仍在研究之中。这一现象对我们的技术基础设施的影响包括无线电中断以及地理定位和导航系统的错误，在越来越多的国家，这些都被视为自然灾害。在国家民事保护方案中考虑到了能量最大的太阳耀斑的发生频率和强度，以便减少空间天气事件的风险并提高抵御能力。在这项工作中，我们使用的极值统计理论以及其他统计方法，以评估的最极端的太阳耀斑事件预计将发生在一个给定的时间段的大小。我们发现，所研究的数据集呈现出双尾行为。我们的结果表明，平均每25年我们可以预期一个大于X23的太阳耀斑，也就是说，每两个太阳周期一个这样的事件。
2018-07-31 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
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
Analysis of intermittency in submillimeter radio and hard X-Rays during the impulsive phase of a solar flare
我们提出了一个间歇性的过程中发生的耀斑SOL 2012 -03-13的脉冲阶段的分析，使用硬X射线和亚毫米波无线电数据。间歇性是湍流等离子体的一个关键特征，最近仅对硬X射线数据进行了分析。由于在一个典型的耀斑，相同的加速电子人口被认为是产生硬X射线和回旋同步，我们比较两个时间剖面搜索的不稳定性签名。为此，我们定义了交叉小波功率谱，用于获得局部间歇性测量或LIM。当大于3时，平方LIM系数指示局部间歇过程。LIM $^2$系数在时间和尺度上的分布有助于识别雪崩或级联能量释放过程。我们发现两个不同的和分离的间歇性行为的亚毫米波数据：规模大于20秒，广泛的分布在上升和最大阶段的排放似乎有利于级联过程;规模低于1秒，短脉冲集中在峰值时间，是雪崩的代表。当将相同的分析应用于硬X射线时，我们发现只有10 s以上的尺度产生与级联能量碎片相关的分布。我们的研究结果表明，不同的加速机制负责几十keV和MeV的能量范围的电子。
2016-06-21 astro-ph.SR
To Rain or Not to Rain: Correlating GOES Flare Class and Coronal Rain Statistics
耀斑后弧是太阳耀斑演化过程中的重要组成部分，人们已经观测了几十年。日冕雨，灾难性冷却的等离子体级联，勾勒出环，并提供了最近耀斑的引人注目的证据。这些事件被认为是常见的，但科学文献并不包括任何统计概述，记录这种现象实际上有多常见。这项研究回顾了太阳动力学天文台大气成像组件（SDO AIA）对2011年至2018年期间从空间天气预报中心（SWPC）数据库收集的241个耀斑的观测。耀斑覆盖了C、M和X GOES级的整个强度范围，并且均匀地分布在SDO观测到的第24太阳活动周的大部分时间里。我们发现，后耀斑拱廊雨发生几乎所有的X和大多数的M级耀斑，但它逐渐减少迅速C级耀斑。在C5附近似乎有一个分界点，低于该分界点，耀斑后拱廊雨的发生率显著下降。GOES等级与耀斑后降雨事件的平均持续时间之间也存在一般的正相关关系。在C级耀斑后的拱廊雨事件似乎跟踪太阳黑子数，提供了一个潜在的新工具，估计，如果不是预测，太阳周期的强度。此外，冷凝似乎被抑制在最短长度的拱廊圈的任何类观察，这表明活跃区域加热的高度限制。这些结果为未来的研究开辟了进一步的途径，包括估计能量沉积的新方法，以及更深入地了解稳定的活动区域加热。
2022-09-22 astro-ph.SR
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
Various Features of the X-class White-light Flares in Super Active Region NOAA 13664
本文利用 WST 和 HMI 观测超级活动区 NOAA 13664 的 11 个 X 级白光耀斑，分析其 3600 Å 与 6173 Å 辐射的形态、位置、持续时间、增强及其与硬 X 射线源的相关性，揭示大强度白光耀斑特征并为恒星超级耀斑研究提供启示。
2024-08-11 astro-ph.SR
Stellar Cosmic Rays in a Habitable Zone
根据最近的观测，从冷矮星到热A星，耀斑星的相对数量变化不大。耀斑能量与恒星的光度和半径有很强的相关性。因此，与耀斑有关的典型磁场是几十高斯，典型的耀斑环长度尺度是恒星半径的一部分。O-B星上的耀斑没有被观测到，但它们是可能的，因为在O-B星上探测到了强磁场。因此，O-M光谱类的恒星是潜在的宇宙射线源。本文对O-M星光球中的管中磁场强度进行了能量估算。根据它们的值，估计了可能的耀斑能量和加速质子数。太阳的观测值与其他恒星的观测值相当。对于O型和M型耀斑（700和3500~G），管中的磁场强度相差不到5倍，但O型耀斑的相应耀斑能量和加速质子数要大5个数量级。恒星质子的反向流率似乎要小5个数量级。
2017-04-24 astro-ph.SR
Decay Phase Cooling and Inferred Heating of M- and X-class Solar Flares
本文用GOES/XRS和SDO/EVE研究了72个M级和X级耀斑的冷却过程。所观察到的冷却速率进行量化和所观察到的总冷却时间进行比较的分析0-D流体动力学模型的预测。结果发现，该模型不适合的观测，但确实提供了一个很好的定义的耀斑的总冷却时间的下限。观测和模型之间的差异，然后假设主要是由于在衰变阶段加热。衰变阶段加热需要考虑的差异进行量化，并发现约50%的总热辐射能量与GOES计算。发现这种衰变阶段加热与观察到的峰值热能成比例。据预测，近似的总热能从峰值是最小的影响，在小耀斑的衰变阶段加热。然而，在能量最大的耀斑中，从模型中推断出的衰变相加热可能比峰值热能大几倍。
2014-01-16 astro-ph.SR
Observational Comparison Between Confined and Eruptive Flares: Magnetohydrodynamics Instability Parameters in a Similar Magnetic Configuration
本研究对比相似磁环境下的约束与爆发耀斑，发现缠绕数超0.6的高磁感线（扭结不稳定态）或促爆发，衰减指数无法区分两类耀斑。
2025-03-21 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetic Reconnection Triggering an X-class Confined Flare in Active Region 12192
我们对2014年10月27日在大活动区AR 12192中由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}和\emph{Solar Dynamics Observatory}观测到的X2.0级受限耀斑进行了广泛的分析。首次给出了负极性耀斑带（R1）内部亚结构的滑移运动和耀斑过程中的连续重联诱导流动。带状R1内的子结构被观察到以10-70 km/s $^{-1}$的视速度向相反方向滑动。滑动运动呈现出周期为80-110 s的准周期模式，这种模式从耀斑开始到耀斑的整个脉冲阶段都可以观测到。同时，准周期流沿反S形细丝移动，平均周期约为90 s。重联诱导的磁流的周期与带状子结构的滑移周期相似，表明发生了准周期滑移磁重联。光谱观测表明，在流动位置，Si { \sc iv}线发生了50-240 km/s $^{-1}$的蓝移。在耀斑过程中，暗条没有上升相，也没有伴随任何失败的喷发。耀斑主要由两套磁系统组成，其东端都锚定在R1带中。我们认为，两个磁系统之间的滑动磁重联触发了局限耀斑。
2018-11-08 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Fields in Transient Seismic Emission Driven by Atmospheric Heating in Flares
耀斑中的瞬态地震辐射的物理学在很大程度上仍然是个谜。它的发现者提出，这些“日震”是由耀斑色球层的“厚目标加热”驱动的冲击的特征。H-α观测显示了这种冲击的证据。然而，对脉冲色球加热驱动的冲击的模拟显示，随着冲击的向下进行，辐射损失逐渐减少。受冲击气体的压缩加热并增加其密度，使其更具辐射性。因此，辐射损失随着冲击的强度急剧增加。这引起了怀疑，从这样的冲击足够的能量可以渗透到太阳内部，以匹配所显示的日震签名。我们指出，由脉冲加热驱动的声学瞬变的模拟没有考虑瞬态震源环境的磁场特性。这对传导到太阳内部的地震通量一定有重大影响。例如，一个强的水平磁场会大大增加色球介质的压缩模量。这大大减少了气体的压缩，从而减少了瞬变通过时的辐射损失，这可以解释震源与强的、高度倾斜的半影磁场区域的强烈亲和力。因此，倾斜磁场的作用对于我们理解脉冲加热在瞬态地震辐射中的作用至关重要。
2013-03-13 astro-ph.SR
Solar Irradiance Variability Due To Solar Flares Observed in Lyman-alpha Emission
由于中性氢的莱曼-α（Lya）线是太阳光谱中最亮的发射线，由于非常高的背景，检测由于在该波长处的太阳耀斑引起的辐照度增加可能是具有挑战性的。以前专注于最大耀斑的研究表明，即使在这些极端情况下，Lya也只比背景高出几个百分点。在这项研究中，对约8500个大于B1级的耀斑进行了叠加历元分析，以确定耀斑对太阳EUV辐照度变化的贡献。以1-8A的X射线辐射峰值为基准时间，对GOES-15上的EUV传感器在Lya辐射中观测到的3123个B级和4972个C级耀斑的时间序列进行平均，以减小背景起伏，改善耀斑信号。这些较弱的事件的总和表明，它们产生了0.1-0.3%的太阳Lya辐照度的增强。为了进行平均比较，将相同的技术应用于453个M级和31个X级耀斑，导致Lya排放增加1-4%。耀斑也被平均相对于他们的日射角调查任何潜在的中心到边缘的变化。对于每个GOES类，在耀斑峰值的Lya的相对增强被发现减少耀斑发生更接近太阳的边缘，由于线的不透明性，和/或缩短的足迹。研究中包括的一个中等事件，C6.6耀斑，表现出异常高的Lya增加7%，可能归因于灯丝喷发失败。迄今为止，这种量级的增加只与少数X级耀斑有关。
2021-02-01 astro-ph.SR
Abrupt changes in photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during neutral-line flares
我们分析的空间和时间变化的突然光球磁场变化与六个主要耀斑使用12分钟，0.5弧秒的矢量磁图从美国宇航局的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学观测卫星。这六次大耀斑发生在四个活动区的主磁中性线附近，分别是NOAA 11158、11166、11283和11429。在所有六个耀斑的中性线场矢量变得更强，更水平，在每一种情况下，几乎完全是由于加强的水平场分量平行于中性线。在所有六种情况下，中性线耀斑前场比参考位场更垂直，并且在每次耀斑期间突然和永久地接近位场倾斜角，这意味着与非位倾斜角相关的磁应力松弛在大耀斑期间起着重要作用。相对于参考位场的剪切角并没有显示出这样的模式，这表明耀斑过程通常不会缓解与光球磁剪切相关的磁应力。在四次最大的耀斑期间，水平场变得明显且永久地与中性线对齐，这表明塌陷场平均而言比耀斑前的中性线场更与中性线对齐。垂直方向的洛伦兹力在每次耀斑期间都有一个大的、突然的、永久性的向下变化，这与环坍缩是一致的。水平洛伦兹力的变化主要是平行于中性线，在两侧的方向相反，这是耀斑期间场收缩的标志，将中性线的两侧拉向彼此。耀斑对场倾斜的影响大于对剪切的影响，这可以用光球线结来解释。
2012-11-09 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
Combined Spectroscopic and Photometric Analysis of Flares in the Dwarf M Star EV Lacertae
本研究对矮M星EV Lacertae进行同步测光与光谱观测，分析了耀斑能量、发射线与连续谱演化及黑体温度，发现连续谱流量先于发射线达峰且衰减更快，并揭示了耀斑温度与连续谱流量的线性关系。
2023-04-17 astro-ph.SR
New Solar Flare Calcium Abundances with no Surprises: Results from the SMM Bent Crystal Spectrometer
利用太阳峰年任务弯晶谱仪（BCS）的X射线光谱，对1980年至1989年期间发生的194次耀斑（GOES分类从B6.4到X13）的衰变过程中耀斑等离子体中的钙丰度进行了估计。Sylwester等人先前的工作发现，丰度因耀斑而异。该分析在这里使用更新的仪器参数并通过包括BCS观察到的所有钙线而不仅仅是共振线来改进，从而大大增强了光子计数统计。丰度的变化被证实与平均丰度，$A({\rm Ca})$（表示为$A({\rm H}) = 12$），等于$6.77 \pm 0.20$为194耀斑（其中141是新的，在这项研究中）。这个范围对应于比光球丰度大1.7到7.2倍之间的因子，因此我们的结果符合“FIP”（第一电离势）效应，即低FIP元素如Ca（FIP = 6.11 eV）具有增强的日冕丰度。Ca耀斑丰度与太阳活动指数无关，但与GOES耀斑类别和持续时间（较小和较短的耀斑对应较大的$A({\rm Ca})$）存在弱相关性。解释FIP效应的Laming有质动力理论给出了一个参数范围，在该范围内，我们对$A({\rm Ca})$的估计与理论一致。然而，这就引起了与以前估计的耀斑硅和硫丰度的分歧，虽然那些氩和铁是在很好的协议。因此，对理论进行小的调整可能是必要的。
2022-03-04 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 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
The Response of the Lyman-Alpha Line in Different Flare Heating Models
太阳Ly $α$谱线是紫外波段最强的谱线，在太阳耀斑期间会大大增强。在这里，我们提出了不同的加热模式下的太阳耀斑的辐射流体动力学模拟，并考虑到氢的非平衡电离和部分频率重新分布计算这条线的响应。我们发现，在非热加热模型中，Ly $α$线可以显示红色或蓝色的不对称性，分别对应于色球蒸发或冷凝。如果电子束通量足够大以产生显着的色球凝结区域，则不对称性可能从红色变为蓝色。在Ly $α$强度光变曲线中，当不对称性发生变化时，出现一个凹陷。在热模型中，Ly $α$线强度迅速达到峰值，然后下降，并且该轮廓具有整体红色不对称性，这与由软电子束加热的轮廓相似。Ly $α$曲线在热加热结束时显示出单一的红色峰，并且在非常小的高度范围内形成了整条线。
2019-05-30 astro-ph.SR
On the Performance of Multi-Instrument Solar Flare Observations During Solar Cycle 24
现有的空间太阳观测站为我们研究各种波长范围内的太阳耀斑提供了大量机会。我们对耀斑物理学的理解的重大进展往往来自多台仪器之间的协调观测。因此，已经并将继续作出相当大的努力来协调各种仪器之间的观测（例如通过太阳耀斑研究最大千年方案）。然而，迄今为止还没有任何研究可以量化各种仪器组合观测到的耀斑数量。在这里，我们描述了一种技术，回顾性地搜索档案数据库的耀斑联合观察RHESSI，SDO/EVE（MEGS-A和-B），日出/（EIS，SOT，和XRT），和IRIS。在SDO发射后的6.5年中，我们考虑了6953次GOES震级C1或更大的耀斑，其中40次被6台或更多仪器同时观测到。使用每个仪器的个别成功率在观察耀斑，我们表明，由三个或更多的仪器共同观察到的耀斑的数量高于预期的假设下，仪器独立操作彼此的数量。特别是，大量仪器观测到的耀斑数量比预期的要多得多。我们的研究表明，这些特派团经常合作行动，或者至少有一致的目标。我们还提供了一个交互式的小部件，现在在SSWIDL，允许用户搜索耀斑事件，已观察到的一组选定的仪器的细节。这提供了更广泛的活动，以回答具体的科学问题。调度协调观测太阳耀斑研究的困难进行了讨论，预计在太阳活动周期25，如DKIST，太阳轨道器和帕克太阳探测器开始运作的仪器。
2017-12-18 astro-ph.SR
The Thermal Properties of Solar Flares Over Three Solar Cycles Using GOES X-ray Observations
太阳耀斑X射线辐射是由耀斑活动区环内温度和辐射量的快速上升引起的。迄今为止，地球静止业务环境卫星（GOES）上的X射线传感器（XRS）的观测结果已被用于推导这些属性，但受到许多因素的限制，包括缺乏能够自动应用于大量耀斑的一致的背景减除方法。在本文中，我们描述了一个自动化的温度和发射测量为基础的背景减除方法（TEBBS），它建立在Bornmann（1990）的方法。我们的算法确保导出的温度总是大于仪器的限制和耀斑前的背景温度，并且在耀斑上升阶段的温度和排放量增加。此外，TEBBS还利用了White等人（2005年）对GOES温度和排放量的改进估计。TEBBS成功应用于近三个太阳活动周期（1980-2007年）发生的50，000多个太阳耀斑，并用于创建太阳耀斑热特性的广泛目录。我们证实峰值辐射测量和总辐射损失与扣除背景的GOES X射线通量成幂律关系，而峰值温度则成几何关系。正如预期的那样，峰值发射量随峰值温度的增加而增加，但总辐射损失并不增加。虽然这些结果与以前的研究相比，我们发现，耀斑的一个给定的GOES类有较低的峰值温度和较高的峰值排放措施比以前报道的。由此产生的热耀斑等离子体特性TEBBS数据库可在太阳监测器（www.solarmonitor.org/TEBBS/）上公开查阅，并将在太阳物理综合观测站（www.helio-vo.eu）上查阅。
2013-03-06 astro-ph.SR
Optimal Electron Energies for Driving Chromospheric Evaporation in Solar Flares
在太阳耀斑的标准模型中，电子束的能量沉积驱动了强烈的色球蒸发，导致了明显更密集的日冕和更明亮的光谱发射。Fisher，Canfield，& McClymont（1985 a，b，c）对色球蒸发进行了详细的研究，他们描述了两种不同的状态之间的区别，称为爆发蒸发和温和蒸发。在这项工作中，我们研究的重要性，电子能量和停止深度的两个制度和大气响应。我们发现，爆炸蒸发，大气响应并不强烈依赖于电子能量。在温和蒸发的情况下，较低能量的电子在加热大气和驱动向上流动方面比较高能量的电子更有效。我们还发现，爆炸和温和的蒸发之间的阈值并不固定在一个给定的束流能量通量，但也强烈依赖于电子能量和加热的持续时间。此外，在低电子能量下，需要弱得多的束流来驱动爆炸性蒸发。
2015-06-26 astro-ph.SR
Soft X-ray Pulsations in Solar Flares
太阳耀斑的软X射线辐射主要来自明亮的日冕环，其温度通常是耀斑过程中达到的最高温度。它们的普遍存在导致它们被用作耀斑发生和能量的标准测量，尽管绝大多数的总耀斑能量都在其他地方。最近，Dolla等人（2012年）注意到X级耀斑SOL 2011 -02-15的软X射线特征中的准周期脉动（QPP），这是通过GOES（地球同步运行环境卫星）航天器的标准光度数据观测到的。在本文中，我们分析了这种分析的GOES数据的适用性，并发现他们是普遍有价值的2010年9月后（GOES-15）。然后，我们将Dolla等人的结果扩展到第24周X级耀斑的完整列表，并表明其中大多数（80%）在脉冲相中显示QPP。利用辐照度差异的时间序列（2秒采样的数字时间导数），脉动在GOES数据的两个通道中清晰地显示出来。我们部署不同的技术来表征GOES脉动的周期性，考虑到耀斑信号的红噪声特性，为每个事件找到一系列QPP的特征时间尺度，但通常没有强有力的单一周期的信号在功率谱中占主导地位。QPP也可能在后来的渐进阶段出现在更长的时间尺度上，可能具有更大的相干趋势，但GOES差异数据中大辐照度值（X级耀斑）的采样噪声使这些变得更加不确定。我们发现，有最小的相位差之间的差异GOES能量通道，或它们之间的硬X射线的变化在短的时间尺度。在脉冲相期间，新形成的耀斑环的足点也可能对观测到的软X射线变化有贡献。
2015-05-13 astro-ph.SR
The triggering process of an X-class solar flare on a small quadrupolar active region
本文利用多波段观测研究NOAA活动区12887中X1.0耀斑的触发过程，发现两条同手征磁通量绳的非共轭相反极性足点快速碰撞并发生tether-cutting重联，合并后的暗条爆发最终引发X级耀斑和日冕物质抛射。
2023-09-18 astro-ph.SR
Multiple Extreme Ultraviolet Peaks Attributed to Three-dimensional Magnetic Reconnection in a Long-duration Solar Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球物理和行星科学系地空间环境中国科学院重点实验室）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）；LESIA, Observatoire de Paris, CNRS, UPMC, Université Paris Diderot（巴黎天文台LESIA实验室（CNRS、UPMC、巴黎第七大学））；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本研究通过三维磁重联解释了长持续时间日冕爆发中多个极端紫外峰值，揭示了双丝后期阶段爆发的成因，并连接了观测、诊断与磁结构之间的关系。
2026-02-24 astro-ph.SR
Magnetic Non-Potentiality of Solar Active Regions and Peak X-Ray Flux of the Associated Flares
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等太阳爆发现象的预测是一个巨大的挑战，尽管几十年来的共同努力。从Hinode（SOT/SP）获得的高质量矢量磁图的出现增加了迎接这一挑战的可能性。特别是，空间平均符号剪切角（SASSA）似乎是一个独特的参数，以量化的非潜在的活动区域。我们证明了有用的SASSA预测耀斑的严重程度。为此，我们提出的情况下，使用115个矢量磁图的四个活动区，即ARs NOAA 10930，10960，10961和10963在2006年12月8日至15日，2007年6月3日至10日，2007年6月28日至7月5日，2007年7月10日至17日，分别演变的磁非潜力的研究。NOAA ARs 10930和10960非常活跃，分别产生X和M级耀斑，以及许多较小的X射线耀斑。另一方面，NOAA ARs 10961和10963相对不太活跃，只产生非常小的耀斑（主要是A级和B级）。在这项研究中，我们使用了大量的高分辨率矢量磁图从日出（SOT/SP）。分析表明，活动区最强太阳耀斑的X射线通量峰值取决于耀斑发生时SASSA的大小。这一发现对X射线耀斑的SASSA存在一个下限，这对空间天气预报是非常有用的。我们还研究了另一个非潜在的参数称为平均加权剪切角（MWSA）的矢量磁图随着SASSA。我们发现，MWSA对太阳耀斑的GOES X射线通量上限没有SASSA那样的区分，但在所研究的活动区演化过…
2010-07-28 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Variations of Turbulence in a Solar Flare
磁流体动力学（MHD）等离子体湍流被认为在太阳耀斑期间高能电子的产生中起着至关重要的作用，谱线的非热展宽是这种湍流的一个关键标志。在这里，我们确定如何耀斑湍流演变的时间和空间使用光谱轮廓的Fe XXIV，Fe XXIII和Fe XVI，观察到的Hinode/EIS。为覆盖X射线上升、峰值和衰减的时间创建非热速度图。这是第一次，动能密度图的创建揭示了哪里有能量可供耀斑使用，这表明在耀斑的大区域中，类似水平的能量可能可用于加热和/或加速电子。我们发现，湍流分布在整个耀斑，往往是最大的日冕循环顶部，并在不同的位置以不同的速度衰减。对于较热的离子（Fe XXIV和Fe XXIII），非热速度随着耀斑的发展而减小，并且在X射线峰期间/之后，显示出从环顶点向带线性减小的明显空间变化。对于较冷的离子（Fe xvi），非热速度在整个耀斑期间保持相对恒定，但在对应于南部带状物的一个区域急剧增加，在下降之前在硬X射线峰值之前达到峰值。结果表明，湍流有一个更复杂的时间和空间结构比以前假设的，而新引入的湍流动能地图显示的可用性的能量和识别重要的空间不均匀性的宏观等离子体运动导致湍流。
2021-10-04 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 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
Estimating the properties of hard X-ray solar flares by constraining model parameters
我们比较了四种不同的方法计算不确定性估计拟合参数化模型RHESSI X射线光谱，只考虑统计来源的错误。四种方法中的三种是基于估计超曲面中最小值的尺度大小，该超曲面由模型拟合和数据之间的差异的平方的加权和作为拟合参数的函数形成，并且如通常实践的那样实现。第四种方法使用贝叶斯数据分析和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术来计算不确定性估计。两个耀斑光谱建模：一个从GOES X1.3级耀斑的2005年1月19日，另一个从X4.8耀斑的2002年7月23日。这四种方法给出了大约相同的不确定性估计为2005年1月19日光谱拟合参数，但导致非常不同的不确定性估计为2002年7月23日光谱拟合。这是因为每种方法都对超曲面进行了不同的分析，从而产生了依赖于方法的结果，这些结果根据超曲面的形状而有很大的不同。对于2002年7月23日的耀斑数据，有95%的概率，低能量截止位于低于约40 keV，和68%的概率，它位于7-36 keV的范围内。2005年1月19日耀斑的低能截止值更严格地限制在107+/-4 keV（68%的概率）。使用贝叶斯/MCMC方法，我们还估计了第一次的概率密度函数（PDF）的耀斑加速电子的总数和它们携带的能量。对于2002年7月23日的事件，这些PDF是不对称的长尾数量级高于最可能的值，造成的低能量截止值约束不良。对于2005年1月19日的耀斑光谱，耀斑加速电子总数及其能量的PD…
2013-04-30 astro-ph.SR
Observation of a possible superflare on Proxima Centauri
我们报告了UT 2017.07.01的观测结果，在Proxima Centauri的近红外连续测光中检测到异常强大的耀斑。在一次监测恒星可能的系外行星凌日的活动中，我们发现斯隆i'通量增加，导致在BJD 2457935.996处观察到的峰值至少比该波段的耀斑前通量高出10%。随后在前100秒内出现2组分快速衰减，然后变为较慢的指数衰减，时间常数为1350秒。一个较小的耀斑事件1300秒后，第一次增加了一个增量峰值通量增加1%的前耀斑通量。由于耀斑的发作在62秒的节奏下不是完全时间分辨的，因此其实际峰值是未知的，但大于20秒的单次暴露的时间平均值。i'波段代表了宽的光学和近红外连续通量，在此范围内耀斑的积分能量是恒星光度的100倍。这符合在类似恒星上建立超级耀斑概念的标准。由此产生的紫外线通量和空间天气可能对恒星的宜居带内的行星大气产生极端影响。
2019-04-15 astro-ph.SR
Reproducing Type II White-Light Solar Flare Observations with Electron and Proton Beam Simulations
我们研究了2014年6月11日X1. 0级太阳耀斑中巴耳末系被抑制的原因和白光连续发射的起源。我们使用辐射流体动力学模拟模型的反应，耀斑大气中的电子和质子束，这是积极的限制使用RHESSI和费米观测。合成光谱与观测的比较，使我们能够缩小范围的光束通量和低能量截止，可能适用于这一事件。我们的结论是，电子和质子束，可以再现所观察到的光谱特征是那些具有相对较低的通量和高的值为低能量截止。当电子束将上层色球层和过渡区移动到更大的几何高度时，具有类似通量的质子束使这些大气区域相对不受干扰。质子束更容易穿透到更深的层，而不是将能量沉积在形成巴耳末线的上层色球层。相对较弱的粒子束，适用于这个耀斑不会导致一个显着的移位的$τ=1$表面和观察到的过量WL发射是光学薄。
2018-06-01 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
What Are the Causes of Super Activity of Solar Active Regions?
本研究分析20个活动区，发现耀斑产率主要由强梯度极性反转线长度控制（相关系数0.78），超强产率活动区SgPIL长度大于50 Mm，磁通量浮现本身不足以提高产率，需非共轭对相反极性汇聚。
2023-12-22 astro-ph.SR
The Link Between Non-Thermal Velocity and Free Magnetic Energy in Solar Flares
研究结合Hinode/EIS光谱观测与HMI磁图的NLFFF外推，发现两次X级耀斑中非热速度与自由磁能在短时间尺度上呈反比，表明非热展宽更可能受Alfvén波和湍流影响。
2024-01-15 astro-ph.SR
High time resolution observations of solar H-alpha flares - II. Search for signatures of electron beam heating
目标。太阳耀斑核的H-α发射和伴随的硬X射线（HXR）发射通常表现出相似的时间变化，但它们的光变曲线由于能量转移机制而随时间发生移动。我们寻找快速辐射响应的色球在H-α线作为电子束加热的签名。方法.我们调查的时间差与亚秒级分辨率的H-α线的发射观察到的多通道减法双通（MSDP）光谱仪上的大型日冕和水平望远镜在Bialkow天文台，波兰，和HXR发射记录的RHESSI航天器在几个耀斑，大大扩展了我们早期的分析（论文I）耀斑在2003年和2005年之间。结果对12次太阳耀斑中观测到的16个H-α耀斑核，我们对RHESSI X射线和H-α辐射的局部极大值之间的时间延迟进行了72次测量。对于大多数内核，在H-α线发射（在线中心和线翼中）和HXR（20-50 keV）通量的时间变化之间存在极好的相关性，其中H-α发射跟随HXR光变曲线中的特征，通常为短时间间隔Δ t = 1-2 s，有时显著更长（10-18 s）。我们还发现了很强的空间相关性。结论.由于我们的时间测量比以前的研究更多，Δ t值的分布显示出更清晰的模式，许多例子的H-α发射的延迟很短（1-2 s），但一些耀斑显示出更长的延迟（10-18 s）。前者与非热电子束沿环腿的能量转移相一致，后者与传导前沿的通过相一致。
2011-10-21 astro-ph.SR
