On the Source Position and Duration of a Solar Type III Radio Burst Observed by LOFAR
太阳III型射电暴是由从太阳向外传播的电子束激发的。III型射电爆发的流量在给定频率下具有上升和衰减阶段的时间剖面，自20世纪70年代以来一直受到积极的研究。已经提出了可能影响III型射电暴持续时间的几个因素。然而，持续时间的主要原因仍然是一个悬而未决的问题。在这项工作中，研究的主导原因的持续时间，我们调查的前边缘，峰值和尾边缘的源位置的动态频谱中的一个单一的和明确的III型射电爆发。对于衰减波，在给定频率下，这种III型爆发的持续时间约为3秒。利用低频阵（LOFAR）的波束形成观测，可以同时提供射电源的位置和动态谱。我们发现，对于这个突发，前边缘，峰值和尾边缘的源位置在空间上彼此分裂。前缘、峰和后缘的径向速度分别为0.42 c、0.25 c和0.16 c。我们估计的电晕密度波动和电子速度色散的持续时间的影响，和散射效应的比较，从同一地区的几个短持续时间的爆发。分析结果表明，在30 ~ 41 MHz频率范围内，电子速度色散是决定长持续时间III型射电暴持续时间的主要因素，而散射对短持续时间的射电暴持续时间起重要作用。
2019-09-19 astro-ph.SR
LOFAR observations of radio burst source sizes and scattering in the solar corona
低频无线电波的散射和折射会对日冕中观测到的射电源的大小和位置产生显著的影响。散射和折射被认为是由于湍流引起的电子密度波动。因此，确定真实的射电源大小可以提供日冕等离子体湍流的信息。然而，由于缺乏低频高空间分辨率无线电干涉观测，如低频阵列（LOFAR），很难确定真正的无线电源大小和无线电波散射水平。在这里，我们直接拟合的椭圆高斯的IIIb型射电爆发的LOFAR观测的VIVILITY，以确定其源的大小和位置。这避免了对源进行成像然后对LOFAR的点扩散函数进行去卷积的需要，去卷积会对源的大小和形状引入伪效应。对于一个34.76 MHz的爆发，我们发现沿长轴和短轴的半高全宽（FWHM）分别为$18.8^\prime$ $\pm~0.1^\prime$和$10.2^\prime$ $\pm~0.1^\prime$，在一个平面的天空日心距离为1.75 R $_\odot$。我们的研究结果表明，在太阳日冕的密度波动的水平是无线电波的散射，导致大的源尺寸的主要原因。然而，$\varepsilon$的幅度可能小于先前在捆绑阵列图像中观测无线电波散射时得出的幅度。
2020-11-27 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of Type U and J Solar Radio Bursts with LOFAR
射电U型爆发和J型爆发是电子束沿着局限于日冕的磁环传播的特征。更常见的III型射电暴是电子束沿着延伸到行星际空间的磁环传播的特征。由于太阳磁通量在日冕中是封闭的，为什么III型爆发比U型爆发或J型爆发更频繁地被观测到，这是一个悬而未决的问题。我们使用LOFAR成像光谱之间的30-80兆赫的低频U-爆发和J-爆发，第一次，以了解为什么电子束沿冠环旅行产生无线电发射的频率较低。利用射电源的不同位置来模拟导引磁通量管的空间结构，从而在不假设标准密度模型的情况下，推导出激发电子束的能量范围。这些射电源推断在高度上的磁环为1太阳半径，最高频率的源从0.6太阳半径开始。发现电子速度在0.13 c和0.24 c之间，电子束的前部比电子束的后部行进得更快。速度对应于从0.7-11 keV到0.7-43 keV的射束内的能量范围。沿环的密度高于典型的日冕密度模型，密度梯度较小。我们发现，加速束和背景等离子体参数的更严格范围可能会导致U型爆发或J型爆发，从而导致更频繁地观察到III型爆发。在朗缪尔波由某些电子束产生之前，需要很大的不稳定距离，而背景密度梯度的幅度很小，使得闭合环比延伸到行星际空间的环更不利于射电发射。
2017-09-11 astro-ph.SR
Interferometric Imaging with LOFAR Remote Baselines of the Fine Structures of a Solar Type IIIb Radio Burst
上下文太阳射电爆发主要起源于太阳耀斑、喷流和日冕物质抛射等太阳爆发中加速的高能电子。短时间太阳射电爆发的一个子类可以用来作为理解日冕内波的产生和传播的代理。目标。由于仪器的限制，对短期爆发的源大小、位置和运动学的完整案例研究非常罕见。对太阳IIIb-III型对的一个明显例子进行了全面的多频率光谱和成像研究。方法.利用低频阵（LOFAR）的远程基线，对射电爆发源进行了干涉成像。对频谱中的精细结构和射电源运动与成像进行了详细分析。结果研究表明，基波和谐波分量具有显着不同的源运动。26.56MHz基频辐射的视源以约4倍光速的速度远离太阳盘面中心，而相同频率的谐波辐射的视源显示出小于0.02c的速度。在这种情况下，观察到的谐波发射的源的大小比以前的研究中的小，这表明使用远程基线的重要性。
2020-05-17 astro-ph.SR
Interferometric imaging of the type IIIb and U radio bursts observed with LOFAR on 22 August 2017
例如，太阳是与太阳耀斑有关的不同类型的无线电爆发的来源。最常见的现象是第三类太阳爆发。由于传统射电望远镜的局限性，它们在低频（低于100 MHz）的射电图像研究相对较少。我们研究了20 - 80 MHz频率范围内具有条纹结构的IIIb型和U型太阳射电爆发的一般特征，特别是不同高度的源大小和演化，以及负责其产生的电子束的速度和能量。在这项工作中，IIIb型和U型条纹结构射电爆发进行了分析，使用的数据从LOFAR望远镜，包括动态光谱和成像观测，以及在X射线范围（GOES和RHESSI卫星）和在极紫外线（SDO卫星）的数据。在这项研究中，我们确定的实际形状的轮廓在特定频率的IIIb型和U型太阳爆发在一个相对较宽的频带从20到80 MHz的源大小的限制。其中两个爆发似乎出现在所研究的活动区的大致相同的地方，它们的源大小相似。在另一个爆发的情况下则不同，它似乎与这个活动区中磁场结构的另一部分有关。负责生成这里研究的三个爆发的电子束的速度也被发现是不同的。
2022-11-23 astro-ph.SR
LOFAR observations of a jet-driven piston shock in the low solar corona
太阳产生高度动态和爆发的事件，可以驱动冲击通过日冕。这些冲击可以加速电子，从而导致以II型射电爆发形式的等离子体发射。尽管有大量的II型射电暴观测，日冕冲击的确切起源仍然有待调查。在这里，我们提出了一个观测良好的太阳爆发事件发生在2015年10月16日，重点是大气成像组件（SDO/AIA）在极紫外（EUV）中观察到的喷流，大角度和光谱日冕仪（SOHO/LASCO）在白光中观察到的流光，以及低频率阵列（LOFAR）观察到的米制II型射电爆发。LOFAR干涉成像的基本和谐波源的第二类射电爆发，并透露，源似乎并不共空间，将预期从等离子体发射机制。我们使用一个模型，该模型占无线电波的散射在湍流等离子体中的电子密度波动的基波和谐波之间的分离进行校正。这使我们能够显示II型射电源位于喷流上方$\sim$ 0.5 R $_\odot$，并以$\sim$ 1000 km $^{-1}$的速度传播，这明显快于$\sim$ 200 km $^{-1}$的喷流速度。这表明II型爆发是由低日冕中的射流驱动的活塞冲击产生的。
2021-01-14 astro-ph.SR
Resolving spatial and temporal shock structures using LOFAR observations of type II radio bursts
本研究利用LOFAR高分辨率成像结合极紫外观测，解析2023年10月3日的多带II型射电暴，发现激波膨胀近似自相似，揭示了空间分辨率对研究日冕激波特性与电子加速热点的重要意义。
2025-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Shock location and CME 3D reconstruction of a solar type II radio burst with LOFAR
II型射电暴是太阳大气层和内日球层发生震动的证据，它发射出的无线电波长度从亚米到千米不等。这些冲击可能与日冕物质抛射有关，其速度可能高于当地的磁音速。LOFAR现在可以进行10兆赫波长（20-90兆赫）的无线电成像，打开了一个新的无线电窗口，可以研究离开内日冕进入行星际介质的日冕冲击，并了解它们与日冕物质抛射的关系。为此，我们研究了日冕物质抛射和II型射电爆发，以确定产生的无线电发射的位置与日冕冲击，我们调查的起源带分裂现象。
2018-04-03 astro-ph.SR
Solar type III radio burst time characteristics at LOFAR frequencies and the implications for electron beam transport
太阳III型射电爆发包含了大量关于日冕和内日球层中电子束动力学的信息，目前无法通过其他手段获得。然而，电子束的不同区域（前、中、后）的运动以前从未被系统地分析过。我们使用LOFAR在30至70 MHz的频率范围内的增强的分辨率来测量III型爆发频率-时间演化，并使用它来探测电子束动力学。方法.的上升，峰值和衰减时间与0.2 MHz的光谱分辨率被定义为31个III型爆发的集合。频率演化被用来确定的前，中，后的第三类源的视速度和趋势解释使用理论和数值处理。III型时间曲线通过非对称高斯曲线更好地近似，而不是之前使用的指数曲线。上升和衰减时间随频率的降低而增加，并表现出很强的相关性。持续时间小于先前观察到的。从上升时间的漂移速率比从衰减时间，对应于推断的平均电子束速度为0.2，0.17，0，15 C，分别为前，中，后。更快的射束速度与更小的III型持续时间相关。我们还发现III型频率带宽随着频率的降低而降低。不同的速度自然解释了电子束在日光层传播时在空间中的伸长。膨胀率与激励器的平均速度成正比;越快的光束膨胀得越快。电子束的速度是由于电子束的前部、中部和后部的电子能量的变化而引起的。
2018-02-05 astro-ph.SR
On the source sizes of type II radio bursts with LOFAR
本研究利用LOFAR观测太阳活动周24的3个II型射电暴，通过二维高斯近似估计20-200MHz射电源尺寸与形状，发现150MHz最小源尺寸为1.5角分±0.5角分，且源尺寸受散射影响小于先前研究，95MHz以下源尺寸较以往更小。
2025-07-08 astro-ph.SR
The LOFAR Solar Imaging Pipeline and the LOFAR Solar Data Center
LOFAR是一种新型的高灵敏度射电干涉仪，可用于10 ~ 90和110 ~ 250 MHz低射频的动态高分辨率成像光谱学。在这里，我们描述了它的使用，特别是太阳射电暴的观测。我们还描述了太阳LOFAR数据的处理，存档和访问，这是通过LOFAR太阳成像管道和LOFAR太阳数据中心完成的。
2016-03-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
LOFAR tied-array imaging and spectroscopy of solar S bursts
上下文太阳是一个活跃的无线电发射源，通常与从纳米耀斑到日冕物质抛射（CME）的高能现象有关。在低射频（<100 MHz）下，已经报道了许多毫秒持续时间的无线电爆发，例如无线电尖峰或太阳S爆发（其中S代表缩写）。到目前为止，由于以前射电望远镜的仪器限制，这些都没有被广泛研究或成像。目标。在这里，低频阵列（LOFAR）的观测被用来研究频谱和空间特性的大量S爆发，以及它们的起源和可能的发射机制。方法.我们使用了170个同时捆绑阵列光束光谱和成像的S爆发。由于S爆发具有短的时间尺度和精细的频率结构，因此使用高节奏（~50 ms）的捆绑阵列图像来代替标准的干涉成像，目前仅限于每秒一个图像。结果2013年7月9日，在约8小时的时间内观察到超过3000次S爆发。发现S型爆发表现为短寿命（<1 s）和窄带宽（~2.5 MHz）的特征，大多数漂移在~3.5 MHz/s和广泛的圆极化度（比伴随的III型爆发极化2-8倍）。外推的光球磁场使用的位场源表面（PFSS）模型表明，S爆发与一个跨赤道的环路系统，连接在南半球的一个活动区域的双极区的plage在北半球。结论.我们已经发现了以前从未成像过的极化、短暂的太阳射电爆发。它们在等离子体发射是主要发射机制的高度和频率范围内被观察到，然而它们具有电子回旋脉泽发射的一些特征。
2015-07-27 astro-ph.SR
LOFAR tied-array imaging of Type III solar radio bursts
太阳是一个活跃的无线电发射源，经常与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等高能现象有关。在低射频（<100 MHz）下，由于以前射电望远镜的仪器限制，太阳还没有被广泛成像。在这里，低频阵列的高空间、光谱和时间分辨率被用来研究30-90兆赫的太阳III型射电爆发及其与日冕物质抛射的关系。在距太阳中心5个太阳半径范围内，用126个同时捆绑阵列光束对太阳成像。这种方法提供的好处超过标准的干涉成像，因为每个光束产生高的时间（83毫秒）和光谱分辨率（12.5千赫）的动态光谱在一个阵列的空间位置集中在太阳上。LOFAR的标准干涉仪输出目前限于每秒一幅图像。在30分钟的时间里，观测到了多个III型射电爆发，其中一些位于高海拔地区（在30 MHz时距离太阳中心4个太阳半径），并且具有非径向轨迹。这些爆发发生在超过一维径向电子密度模型预测值的高度。发现非径向高空III型爆发与日冕物质抛射的膨胀侧面有关。CME可能压缩了邻近的流光等离子体，在高海拔产生更大的电子密度，而非径向的爆发轨迹可以解释为径向磁场的偏转，因为CME在低日冕中扩展。
2014-07-16 astro-ph.SR
Catalogue of Solar Radio Bursts Detected by the LOFAR LV614 Station at the Irbene Observatory during Solar Cycle 25
Riga Technical University（里加工业大学）；Ventspils University of Applied Sciences, Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Center”（文茨皮尔斯应用科学大学，文茨皮尔斯国际射电天文中心工程研究所）；Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系聚变、太空与天体物理中心）；Centro de Investigacion en Astronomía, Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学天文学研究中心）；ASTRON – Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）
本文编制了LOFAR LV614站在2022-2025年探测的335个太阳射电暴目录，涵盖I-V型，给出了流量、频率、高度及漂移等参数，并分析了事件分布规律。
2026-09-23 astro-ph.SR
B0943+10: low-frequency study of subpulse periodicity in the Bright mode with LOFAR
利用25-80 MHz频率范围内的宽带灵敏LOFAR观测数据，研究了模式转换脉冲星B 0943 +10的单脉冲辐射特性。我们回顾了磁层几何形状的推导，最初是基于低频无线电数据，并表明，几何形状的约束比以前认为的要少。这可能有助于解释观测到的极盖热X射线脉动的大分数振幅，这与PSR B 0943 +10的几乎对齐的转子模型相矛盾。我们分析了漂移子脉冲在明亮模式下的性质，并报告了漂移周期的分钟长的变化。我们寻找漂移子脉冲的周期性振幅调制，这是约束几个重要系统参数的重要参数：混叠的程度，相对于磁和自旋轴的视线矢量的方向，转盘的角速度，因此，在极隙中的加速电位的梯度。没有检测到周期性振幅调制，表明这可能是一种罕见的或窄带现象。基于我们的非检测和现有文献的回顾，我们选择不限制混叠顺序，并在关于混叠顺序和几何角度的不同假设下推导出火花的数量。与以前的研究结果相反，我们没有发现一个大的（10%的顺序）逐渐变化的子脉冲之间的分离整个明亮模式。我们推测，这种大的变化可能是由于不正确的帐户内的脉冲窗口的视线的曲率。最后，我们报告了频率相关漂移相位延迟，这与先前报告的PSR B 0809 +74的延迟相似。我们提供了一个定量的解释所观察到的频率依赖性漂移相位延迟内的转盘模型。
2018-05-27 astro-ph.SR
The LOFAR Pilot Surveys for Pulsars and Fast Radio Transients
我们已经进行了两个试点调查的无线电脉冲和快速瞬变与低频阵列（LOFAR）约140兆赫，这里报告的第一个低频快速射电暴的限制和两个新的脉冲的发现。第一次调查，LOFAR试点脉冲星调查（LPPS），观察了北部天空的大部分，约1.4 x 10^4平方英尺。度，停留时间为1小时。每次观察覆盖约75平方米。使用通过对高频带天线场进行非相干求和而形成的7个独立场来进行DEG。第二个试点调查，LOFAR捆绑阵列调查（LOTAS），跨度约600平方米。度，与LPPS相比，灵敏度大约增加了5倍。使用6个LOFAR“Superterp”站的相干总和，我们形成了19个捆绑阵列波束，共同覆盖4平方米。每指向度。从LPPS中，我们得到了一个限制的发生，在142 MHz，分散的射电爆发< 150 /天/天空，爆发亮度超过S > 107 Jy的最后搜索的爆发持续时间为0.66 ms。在LPPS中，我们重新检测到65个以前已知的射电爆发。LOTAS发现了两个望远镜，第一个是LOFAR或任何数字孔径阵列。LOTAS还重新发现了27个以前已知的卫星。这些试点研究表明，LOFAR可以有效地进行全天巡天观测，以探测射电和快速瞬变，并为使用LOFAR和计划中的平方公里阵列低频部分进行进一步的巡天工作奠定了基础。
2014-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Echo in the Turbulent Corona and Simulations of Solar Drift-Pair Radio Bursts
漂移对爆发是一种不寻常的太阳低频射电辐射类型，它在动态光谱中表现为两个平行的漂移亮条纹。最近的成像光谱观测允许在源的大小，位置和演变方面的漂移对的定量表征。在这里，漂移对参数进行了定性分析，并与新发展的Monte Carlo射线追踪技术模拟无线电波传播的非均匀各向异性湍流日冕。结果表明，漂移对爆发可以形成由于折射和散射过程的组合，与拖尾分量是湍流反射（湍流无线电回波）的结果。漂移对爆发的形成需要与III型爆发中的等离子体密度波动水平相当的各向异性散射，但在内部湍流尺度具有更强的各向异性。各向异性的无线电波散射模型可以定量再现漂移对突发的关键属性：在给定频率下的表观源大小及其随时间的增加，源质心位置的平行运动，以及突发分量之间的延迟。拖尾分量被发现是几乎同空间和以下的主要组成部分。模拟结果表明，漂移对爆发可能会被观察到更接近磁盘中心和低于100 MHz，由于自由的吸收和散射的影响。漂移对的激发器与哨声传播包一致，这为诊断等离子体湍流和无线电发射机制提供了一种有趣的方法。
2020-07-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
First Observation of a Type II Solar Radio Burst Transitioning Between a Stationary and Drifting State
固定激波被认为是造成静止的II型太阳射电爆发的原因，而漂移的II型爆发则是由经常与日冕物质抛射（CME）有关的移动激波激发的。固定或漂移的II型爆发的观测是常见的，但这两种状态之间的转换尚未报道。在这里，我们提出了一个II型爆发，它显示了一个明确的，连续的过渡，从一个固定的漂移状态，第一次观察到的。此外，在爆发的固定部分观察到带分裂，以及在固定发射内有趣的负和正频率漂移精细结构。在多个波长上研究了无线电发射与观测到的喷流和窄CME的关系，并确定了导致过渡型II型爆发的机制。我们发现，喷流喷发产生的流光喷烟CME和CME驱动的冲击和流光之间的相互作用可能是负责所观察到的无线电发射。
2020-04-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Decameter Type III Bursts with Changing Frequency Drift-Rate Signs
我们讨论了III型爆发的性质，改变他们的漂移率从负到正，反之亦然的迹象。此外，这样的突发可以不止一次地改变它们的漂移速率的符号。这些特定的III型爆发是由UTR-2、URAN-2和NDA射电望远镜在8-41 MHz频段同时观测到的。这些爆发的负漂移率接近于通常的December III型爆发的负漂移率，变化范围为-0.84 ~-5.56MHz/s。特定III型爆发的正漂移率在0.44 MHz/s到12 MHz/s的较宽范围内变化。与倒U型爆发不同，尽管漂移率符号发生了变化，III型爆发仍然从高频向低频漂移。我们对这些III型爆发的正漂移率的基本解释不同于通常的假设，即III型爆发的正漂移率与电子束向太阳的传播有关。我们建议，即使电子束从太阳向外移动，他们可以产生III型爆发与正漂移率，如果在某些地区的日冕III型射电辐射的群速度低于电子束的速度。
2018-02-22 astro-ph.SR
First imaging spectroscopy observations of solar drift pair bursts
漂移对是一种特殊的精细结构，有时在太阳射电辐射的动态光谱中观察到。它们看起来像两个相同的短窄带漂移条纹，在时间上分开;观察到正和负的频率漂移。使用低频阵列（LOFAR），我们报告了2017年7月12日在30-70 MHz频率范围内对漂移对爆发集群的独特观测。该仪器的光谱成像能力使我们能够第一次解决时间和频率演变的源的位置和大小在一个固定的频率和沿漂移对组件。源的两个组件的漂移对已被成像，并发现在同一方向上传播沿几乎相同的轨迹。第二分量源的运动相对于第一分量源的运动在时间上延迟。源轨迹可以是复杂的和非径向的;正和负频率漂移对应于相反的传播方向。具有正和负频率漂移的漂移对爆发以及相关的宽带III型爆发产生于相同的区域。可见源速度从零到几个$10^4$（高达${\sim 10^5}$）km/s变化，这通常超过从漂移速率（$\sim 10^4$ km/s）推断的速度。可见光源的大小约为$10'-18'$，在相同的频率下，它们比典型的III型光源更紧凑。现有的漂移对爆发模型不能充分解释观测到的特征。我们讨论了需要解决的关键问题，特别是各向异性散射的无线电波。与漂移对同时观测到的宽带爆发在某些方面与常见的III型爆发不同，可能代表一种单独的发射类型。
2019-10-22 astro-ph.SR
Solar Fast Drifting Radio Bursts in an X1.3 Flare on 2014 April 25
太阳耀斑最重要的产物之一是非热的高能粒子，在耀斑过程中释放的能量可达50%。在射电观测中，非热粒子通常表现为具有快速频率漂移的光谱精细结构，称为太阳快速漂移射电爆发（FDRB）。在2014年4月25日的一次X1.3级耀斑中，观测到了三种类型的FDRB，包括III型成对爆发、III型爆发之后的窄带随机尖峰爆发和叠加在II型爆发上的类尖峰爆发。我们发现，虽然它们都具有快速的频率漂移速率，但它们在频率带宽、漂移速率和统计分布上有着本质的不同。我们认为它们可能是由不同的加速机制产生的。III型对爆发可以由通过闪耀的磁重联加速的高能电子束触发，尖峰爆发由通过快速重联等离子体流出撞击闪耀的环顶触发的终止冲击波加速的高能电子产生，和斯派克-类似的爆发可能是由CME和CME之间的相互作用触发的移动磁重联加速的非热电子产生的。背景磁化等离子体。这些结果有助于我们理解太阳耀斑中非热粒子的产生机制和能量释放。
2019-09-29 astro-ph.SR
Revisiting the frequency drift rates of decameter type III solar bursts observed in July-August 2002
估算第三类太阳爆发的频率漂移率对于描述其在日冕中的源发展是至关重要的。根据Melnik等人（Solar Phys.269，335，2011）的研究，对2002年7月至8月观测到的强December III型太阳爆发的分析发现，漂移率与频率呈线性近似关系。这一结论与许多其他著名的太阳观测的可靠结果相矛盾。在本文中，我们报告的太阳数据的再分析，使用一种更先进的方法。我们的研究表明，2002年7 - 8月10日的III型太阳爆发，作为标准的III型太阳爆发，频率漂移率遵循幂律。我们解释了这种差异的可能原因。
2018-12-14 astro-ph.SR
A broken solar type II radio burst induced by a coronal shock propagating across the streamer boundary
我们讨论了一个有趣的II型射电爆发，发生在2011年3月27日。动态频谱的特征是在观测良好的谐波分支上约43 MHz处突然中断。在破裂之前，频谱逐渐漂移，平均速率约为-0.05 MHz/s。在中断之后，频谱跳到较低的频率。休息后的排放持续了大约三分钟。它包括一个整体的缓慢漂移，似乎有几个快速漂移子带。日地关系观测台和太阳动力学观测台也提供了同步观测，并对这一事件进行了检查。我们认为，慢漂移期之前的休息是由日冕爆发驱动的冲击产生的流光内，和频谱中断以及相对较宽的频谱后，休息是一个后果的冲击穿越流光边界的密度突然下降。这类射电爆发可以作为一种独特的诊断工具，用来推断日冕的密度结构和射电发射源区。
2012-03-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Tracking a beam of electrons from the low solar corona into interplanetary space with the Low Frequency Array, Parker Solar Probe and 1 au spacecraft
III型射电暴是温和相对论性电子束从低日冕传播到日光层的等离子体发射的结果，如果它们与日光层航天器的位置对齐，最终可以在原地检测到。在这里，我们观察到一个III型射电爆发从0.1-16兆赫使用帕克太阳探测器（PSP）领域的射频频谱仪（RFS），并从20-80兆赫使用低频阵列（LOFAR）。该事件与任何可检测到的耀斑活动无关，但属于PSP遭遇2期间发生的持续III型噪声风暴的一部分。LOFAR射电源向三维空间的反投影表明，III型射电爆发源位于1.6-3 R $_\odot$的开放磁场上，起源于东经48 $^o$附近的近赤道活动区。结合PSP/RFS观测与风/波和立体声/波，我们重建的第三类射电源轨迹在日光层内部PSP的位置，假设黄道约束。随后在STEREO-A航天器上在兼容的时间原位检测到高能电子增强，尽管开始和持续时间表明单独的爆发有助于增强的一个子集。这项工作表明，日冕中相对小规模的通量出现可以导致电子束从低日冕注入日光层，而不需要强烈的太阳耀斑。这项研究还明确强调了地面和天基无线电观测相结合的互补性，特别是在PSP时代。
2022-09-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Type IV bursts at frequencies 10-30 MHz
第一次观察的结果IV型爆发的频率为10-30兆赫。这些观测是在2003-2006年期间在UTR-2（乌克兰哈尔科夫）和URAN-2（乌克兰波尔塔瓦）射电望远镜上进行的。在10 ~ 30 MHz的宽带范围内探测IV型爆发，具有高灵敏度和时间分辨率，可以详细研究它们的特性。这些爆发的通量为10- 2000 s.f.u.最大相位。它们的持续时间约为1-2小时，甚至更长。有些IV型爆发的频率由高向低漂移，漂移速率约为10 kHz/s。所有观测到的IV型爆发都具有精细结构，其形式为持续时间为2 s至20 s的子爆发，频率漂移率大多为1- 2 MHz/s。在大多数情况下，记录到具有负漂移率的次爆发。有时在IV型爆发背景下观察到持续时间为10- 200 s的吸收亚爆发。2004年7月22日观测到的IV型爆发具有斑马结构，其中单个斑马条纹具有正、负和无穷大的漂移率。
2018-02-17 astro-ph.SR
A type III radio burst automatic analysis system and statistic results for a half solar-cycle with the Nançay Decameter Array data
我们设计了一个能自动探测太阳III型射电爆发并能从Nancay December Array（NDA）观测到的动态光谱中挖掘爆发信息的事件分析系统。我们调查的频率漂移率的III型突发和负责的电子束的速度产生的突发。该自动分析系统采用了多种计算机视觉方法。Hough变换被执行以识别与动态光谱中的III型爆发相关联的线段。利用改进的主动轮廓模型跟踪突发主干，估计不同频率通道的频率漂移率。利用2012 - 2017年NDA数据运行该系统，利用3种日冕密度模型对事件数分布、爆发起始和终止频率、漂移率的频率依赖性和激励器速度进行了统计分析。在NDA观测的10- 80 MHz频率范围内，对1389个孤立的简单Ⅲ型爆发，平均频率漂移率的中值约为6.94MHz/s。频率漂移率随频率变化，根据最小二乘拟合为$df/dt = -0.0672 f^{1.23}$。基于密度模型，平均励磁机转速约为0.2c。我们没有发现任何显着的漂移率和激励器的速度对太阳活动周期的依赖性。
2018-10-06 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
Detection of coherent low-frequency radio bursts from weak-line TTauri stars
近年来，得益于LOFAR等能够进行灵敏观测的新设施，人们在低频恒星射电发射的检测方面做了大量工作。这种发射通常被证明是相干发射，通常归因于电子回旋脉泽发射，并且通常从主序星M矮星中检测到。在这里，我们报告的第一个检测相干发射在低频率的金牛座T星，这是已知的与高水平的恒星活动。使用LOFAR，我们已经检测到几个明亮的无线电爆发在150 MHz的两个弱线金牛座T星：KPNO-Tau 14和LkCa 4。所有的爆发都具有高的亮度温度（$10^{13} - 10^{14}\ \mathrm{K}$）和高的圆偏振分数（60 - 90 \%），表明它们必须是由于相干发射机制。这可能是等离子体发射或电子回旋脉塞（ECM）发射。由于在至少一个爆发（$\geq 10^{14}\ \mathrm{K}$）中看到的异常高的亮度温度，以及高的圆偏振水平，似乎不太可能是等离子体发射的来源，因此ECM是最有可能的发射机制。假设是这种情况，则发射区域中所需的磁场将为40 - 70 G。我们确定，最有可能的方法产生ECM的排放是等离子体共旋击穿恒星磁层。然而，仍然有可能是由于与轨道外行星的相互作用。
2021-06-29 astro-ph.SR
Are chains of type I radio bursts generated by similar processes as drifting pulsation structures observed during solar flares?
我们提出的例子，这两种类型的爆发，并显示其相似性和差异。然后，链的I型爆发的漂移脉动结构（DPS）的类似模型提出。我们表明，类似的DPS中，链的I型爆发可以产生的碎片磁重联与等离子体团相互作用。为了支持这种新的模型链的I型爆发，我们提出了合并的两个等离子体团到一个更大的等离子体团的DPS的无线电频谱的影响。这一过程也可以解释某些I型爆发链的“波浪状”外观。然后，我们证明了具有“波浪”外观的I型爆发链可以用于估计其源中的磁场强度。我们认为，I型爆发和DPS链的差异主要是由于磁场重联的不同机制。在I型爆发链的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在活动区的准分界线层中或多或少处于准饱和状态，而在爆发耀斑的脉冲阶段观察到的DPS的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在耀斑磁绳下形成的电流片中，该电流片向上移动并迫使该磁重联。
2017-04-27 astro-ph.SR
Type IV-like Solar Radio Burst Consisting of a Series of Spikes Observed by PSP
研究分析PSP在第8次交会期间观测到的持续约20小时、由大量尖峰组成的类IV型太阳射电爆发，并结合原位测量提出其源于CME相关磁环中向外传播的SKAWs。
2024-06-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Microwave burst with fine spectral structures in a solar flare on 2011 August 9
2011年8月9日，在日面西翼附近发生了一次X6.9级耀斑事件。根据怀柔中国太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在耀斑周围的观测结果，我们发现这次强耀斑只有一次持续时间只有5分钟左右的短持续微波爆发，并且在短持续微波爆发期间，谱图上出现了几种精细结构。这些精细结构包括非常短周期的脉动，毫秒尖峰爆发和III型爆发。最有趣的是，几乎所有的超短周期脉动（VSP）脉冲的结构由毫秒级的尖峰爆发或III型爆发的集群。VSP存在三种不同的频率漂移率：脉冲组中绝对值约为55 - 130 MHz s^{-1}的频率漂移率，每个单独脉冲上绝对值约为2.91 - 16.9 GHz s^{-1}的频率漂移率，以及在每个单独的尖峰脉冲群或III型脉冲群处具有约15 - 25 GHz（s $^{-1}$）的绝对值的频率漂移率。
2012-07-20 astro-ph.SR
Constraints on the acceleration region of type III radio bursts from decimetric radio spikes and faint X-ray bursts
我们研究的能量释放过程中的耀斑，其特征是微弱的爆发的非热硬X射线（HXR）发射与分米波无线电尖峰和III型无线电爆发开始在高频率和延伸到日光层的渐进阶段。我们描述了日冕中电子加速的位置，并研究了高日冕中射电源大小的径向演化。费米和RHESSI的HXR发射的成像和光谱学提供了日冕中加速电子的诊断以及加速区域高度的下限。使用ORFEES频谱仪在分米范围内进行的射电观测提供了接近加速区域的射电诊断。用LOFAR在米范围内进行的射电光谱成像提供了高日冕中射电源大小随其距太阳距离的演变。非热HXR爆发和无线电尖峰在短时间尺度上有很好的相关性。非热HXR发射电子的光谱指数为-4，其数目约为$2\times 10^{33}$电子/s。加速区域的密度被约束在$1-5 \times 10^9$ cm $^{-3}$之间。快速向上加速的电子变得不稳定，产生朗缪尔波，导致III型射电爆发的高起始频率，并且射束在其源处的伸长在0.5和11.4 μ m之间。用LOFAR观测到的射电源尺寸和它们的梯度大于预期的电子束尺寸和梯度，假设它跟随磁通量管的膨胀。这些观测结果支持了这样一种观点，即无线电发射分裂成尖峰与加速过程本身的分裂有关。HXR和日冕中的无线电诊断的组合提供了对电子加速的位置的强约束。
2021-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristics of type III radio bursts and solar S bursts
太阳是一个活跃的无线电发射源，通常与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等过程产生的电子加速有关。在低射频（<100 MHz）下，观测到了许多与耀斑和日冕物质抛射没有直接关系的太阳S型射电爆发（这里S是缩写）和III型射电爆发风暴。在这里，我们扩大我们的理解这两种不同类型的射电爆发的频谱特征的基础上的观测低频阵列（LOFAR）。2013年7月9日，在约8小时的时间内观测到3000多个太阳S爆发，伴随着800多个III型射电爆发。III型射电爆发的特征与以往的研究一致，而S型爆发的带宽、持续时间和漂移率约为III型爆发的1/2。III型爆发和太阳S爆发发生在日冕的一个区域，在该区域中，等离子体发射是由数据约束的密度和磁场模型确定的主要发射机制。
2018-02-27 astro-ph.SR
Radio fiber bursts and fast magnetoacoustic wave trains
我们提出了一个模型的dm纤维突发的基础上，假设快速香肠磁声波列，沿密集的垂直灯丝或电流片传播。选取太阳耀斑期间观测到的8组dm纤维爆发，用小波分析方法进行分析。为了模拟这些纤维爆发，我们建立了一个半经验模型。我们还做了磁声波列在垂直和重力分层电流片的传播的磁流体动力学模拟。在不同射频下计算的纤维爆发的小波谱中，我们发现小波蝌蚪，其头部极大值具有与纤维爆发漂移相同的频率漂移。这表明，这些纤维爆发的漂移可以解释为快速传播的香肠磁声波列。利用新的半经验模型和磁流体动力学模型，结合简单的射电辐射模型，我们得到了与观测结果相似的纤维爆发的人工射电谱。
2012-12-11 astro-ph.SR
Study of flare energy release using events with numerous type III-like bursts in microwaves
射电爆发动力学谱中类III型结构的窄带漂移分析可以获得有关太阳耀斑初级能量释放机制的独特信息。SSRT的空间分辨图像和高光谱和时间分辨率允许直接确定不仅其源的位置，而且沿耀斑环的激励器速度。实际上，当SSRT（约5.7 GHz）在两个高阶条纹中观察耀斑区域时，在一些特殊的时间间隔内进行这种测量是可能的;因此，在两个频带上同时记录两个1D扫描。分析了2002年4月14日耀斑期间记录的类III爆发。本文利用SSRT、SBRS、NoRP、RINGS等仪器记录的多波长射电观测资料，研究了一个由几十个漂移微波脉冲组成的事件，其漂移速率在-7到13 GHz/s之间。快速漂移爆发的源位于耀斑环顶部附近，体积为几毫米。激发子沿耀斑环的缓慢漂移表明发射电子具有很高的螺距各向异性。
2012-06-19 astro-ph.SR
An automated, self-calibration based pipeline for high-fidelity solar imaging with LOFAR: SIMPL
本文提出了针对LOFAR太阳观测的全自动高保真成像流水线SIMPL，通过集成RFI剔除、校准与自校准策略，实现了成像动态范围超一个数量级的提升，可高效产出科学就绪图像。
2025-08-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Microwave Quasi-periodic Pulsation with Millisecond Bursts in A Solar Flare on 2011 August 9
在2011年8月9日的一次X6.9太阳耀斑最大爆发之前，发生了一次特殊的微波准周期脉动（QPP），并伴随着持续时间约20 s的硬X射线（HXR）QPP。最有趣的是，微波QPP是由毫秒级的时间尺度的超细结构。每个微波QPP脉冲由毫秒尖峰爆发或窄带III型爆发的簇组成。有三种不同的频率漂移率：微波QPP脉冲群的整体频率漂移率、微波QPP脉冲的频率漂移率和单个毫秒尖峰或III型爆发的频率漂移率。物理分析表明，高能电子从耀斑环上方的大尺度高动态磁重联电流片中加速向下传播，撞击耀斑环，产生HXR爆发。电流片中的撕裂模（TM）振荡调制HXR发射并产生HXR QPP;向下传播的高能电子产生朗缪尔湍流和等离子体波，导致等离子体发射。载流等离子体回路中TM振荡对等离子体发射的调制可以产生微波QPP。TM不稳定性在环中产生磁岛。每个X点将是一个小的重连点，并加速周围的电子。这些加速的电子撞击周围的等离子体并触发毫秒尖峰簇或III型爆发组。可能每个毫秒棘波爆发或III型爆发都是基本爆发（EB）之一。大量这样的EB团簇形成强烈的闪耀微波爆发。
2012-02-08 astro-ph.SR
Improved Type III solar radio burst detection using congruent deep learning models
Technological University of the Shannon（香农理工大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
本研究提出使用同构深度学习模型，结合GAN生成的模拟数据与LOFAR观测数据训练YOLOv2模型，实现了III型太阳射电暴的自动检测与分类，mAP达77.71%。
2023-05-16 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Decameter Type III-Like Bursts
我们报告的第一次观察III型样的突发频率为10 - 30 MHz。在2002 - 2004年超过1000个这样的爆发进行了分析。这些爆发的频率漂移是December III型爆发的几倍。类III型爆发的典型持续时间为12 s。这些爆发主要发生在震源活动区位于距中央子午线几天以内的地方。通过考虑III型电子的速度和产生的电磁波的群速度，类III型爆发的漂移率可以取一个大的值。
2018-02-20 astro-ph.SR
High resolution observations with Artemis--JLS, (II) Type IV associated intermediate drift bursts
目标。我们研究了孤立的中间漂移爆发（IMD）的特性和它们的动态光谱形态，特别是发射和吸收脊的定位和光纤组的重复率。将这些与模型进行比较，以确定IMD出现并显示上述特征的条件。方法.我们分析了16例植入IMD的度量IV型事件。使用Artemis-JLS/SAO高分辨率（10 ms节奏）接收器在270- 450 MHz范围内记录事件，频率分辨率为1.4 MHz。我们开发了交叉和自相关技术来测量47 IMD组中的光纤突发的持续时间、谱宽和频率漂移。我们还开发了一种半自动算法来跟踪动态光谱上的纤维。结果我们区分六个形态组的纤维，根据发射和吸收脊的相对位置。这些包括仅具有发射脊或吸收脊的纤维，具有比发射频率更低或更高频率的吸收脊的纤维，或具有在发射上方和下方的两个吸收脊的纤维，或具有被吸收脊分开的两个发射脊的纤维。记录了一些漂移率非常高（~0.30 s-1）或总带宽非常窄（~8 MHz）的IMD的临界病例;其中一组绳索状IMD具有快速重复率和相对较窄的总频率范围。哨声假设导致合理的磁场（~4.6 G），但阿尔芬波假设需要更高的磁场。我们估计哨声与回旋频率的比值x为~ 0.3 ~ 0.6，沿环的平均频率尺度为~ 220 μ m。我们提出了纤维爆裂参数之间的经验关系，并讨论其可能的起源。
2019-04-03 astro-ph.SR
Large scale simulations of solar type III radio bursts: flux density, drift rate, duration and bandwidth
在日冕中加速的非热电子可以产生强烈的相干射电辐射，称为太阳III型射电暴。这种强烈的无线电发射经常被观测到，从日冕中的数百MHz到行星际空间中的数十kHz范围。它涉及到从朗缪尔波的产生到波-波相互作用的非线性过程的一系列物理过程。我们发展了一个自洽模型来计算大频率范围内非热电子布居的射电辐射，包括电子输运、朗缪尔波-电子相互作用、非线性波-波相互作用引起的朗缪尔波的演化、朗缪尔波向电磁辐射的转换以及最终的电磁波逃逸。我们第一次在从500 MHz到几MHz的宽频率范围内模拟逃逸无线电发射，并推断观察到的无线电发射的关键特性：起始（起始）频率，{识别为基波或谐波发射}，峰值通量密度，瞬时频率带宽和上升和衰减的时间尺度。通过与观测结果的比较，这些大尺度模拟结果使我们能够确定控制太阳射电III型爆发的关键特征的过程。
2014-10-09 astro-ph.SR
Microwave Type III Pair Bursts in Solar Flares
太阳微波III型对爆发由正向和反向倾斜（RS）爆发分支组成，具有相反的快速频率漂移。它是耀斑中初级能量释放和电子加速的最敏感的信号。本文报道了1994 - 2014年期间在中国和捷克共和国的射电频谱仪上观测到的9个耀斑中的11个微波III型对事件，频率为0.80 - 7.60 GHz。这些III型对发生在耀斑脉冲和耀斑后阶段，频率范围为1.08 - 3.42 GHz，频率间隔为10 - 1700 MHz。频率漂移随着分离频率（f_{x}）而增加，每个突发的寿命与f_{x}反相关，而频率间隙与f_{x}无关。在大多数情况下，正常分支的漂移明显快于RS分支。耀斑脉冲阶段的III型电子对具有较低的分离频率、较长的寿命、较宽的频隙和较慢的频率漂移。而后者总是有很强的圆偏振。进一步分析表明，耀斑能量释放点附近等离子体密度约为10^{10} - 10^{11}·cm^{-3}，温度高于10^{7} K。这些结果对太阳耀斑的加速机制提供了新的约束。
2016-01-20 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of Solar Radio Burst Fine Structures
太阳射电观测提供了一个独特的诊断外太阳大气。然而，不均匀的湍流日冕强烈地影响发射的无线电波的传播，因此将发射源的固有特性与无线电波传播的影响解耦一直是太阳物理学中的主要挑战。在这里，我们报告的定量空间和频率表征的太阳射电爆发的精细结构观测低频率阵列（LOFAR），具有高时间分辨率的仪器，也允许成像的尺度远短于那些对应的无线电波在日冕中的传播。观测结果表明，无线电波的传播效应，而不是固有的发射源的属性，主导所观察到的无线电爆发图像的空间特性。这些结果允许更准确的估计源的亮度温度，和开放的机会，定量研究的机制，创造了湍流的日冕介质通过发射的辐射传播。
2018-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Termination shock as a source of unusual solar radio bursts
利用2003年11月18日和2004年9月12日耀斑的厘米波和分米波太阳射电光谱观测资料，讨论了两次米波类Ⅱ型爆发。射电爆发表明，从高频到低频的普通频率漂移减慢并停止，出现从低频到高频的频率漂移。对相应耀斑的所有数据的分析提供了形成准静止快模激波（终止激波，TS）的证据。TS能够产生高能电子，导致新的硬X射线辐射源的出现，并产生快速射电暴（尖峰）、纤维和斑马结构。具有异常频率漂移的射电辐射带的源位于耀斑后环顶部（TS下部）或与爆发的日珥或日冕物质抛射（CME，TS上部）有关。估算了太阳耀斑中普通等离子体参数的临界马赫数，给出了在耀斑事件中容易实现的值1.3。产生不寻常的射电暴的必要条件可能发生在日冕中的头盔形磁结构中。
2020-08-13 astro-ph.SR
High resolution observations with Artemis-IV and the NRH. I. Type IV associated narrow-band bursts
从微波到十米波频率的动态谱上，窄带爆发呈现为持续时间和带宽都很小的精细结构。它们被认为标志着小规模的磁重联。我们分析了ARTEMIS-IV射电频谱仪在1999年6月30日至2010年8月1日期间观测到的27个窄带爆发的公制IV型事件。我们研究了孤立的窄带爆发和尖峰的组或链的形态特征。用ARTEMIS-IV的SAO（10 ms节奏）接收器在270-450 MHz范围内记录事件。我们测量了约12000个单独的窄带爆发、群和链的持续时间、谱宽和频率漂移。在2003年4月21日的事件中，使用NRH对尖峰源进行了成像。在固定频率下，单个突发的平均持续时间约为100 ms，而瞬时相对带宽约为2%。有些爆发具有可测量的频率漂移，正的或负的。尖峰往往出现在链，这是紧密间隔的时间（列链）或频率（行链）。列链的频率漂移类似于IIId-突发，大多数的行链表现出类似于纤维突发的负漂移。从NRH数据，我们发现，尖峰叠加在一个更大的，缓慢变化的背景成分。它们的偏振方向与背景源相同，偏振度略高，约为65%，其大小约为总强度的60%。持续时间和带宽分布在组中没有显示出任何明显的分离。有些链倾向于呈现斑马、花边条纹、纤维或III型家族的爆发的形式，这表明当用高分辨率观察时，这种爆发可能以尖峰的形式被解析。NRH数据表明，尖峰不是背景的波动，而是代表额外的排放，例如小规模重联所预期的排放。
2015-12-08 astro-ph.SR
Properties of Type III and Type IIIb Bursts in the Frequency Band of 8-80 MHz during PSP Perihelion at the Beginning of April 2019
讨论了2019年4月帕克太阳探测器（PSP）近日点期间，乌克兰射电望远镜NASU-2（URAN-2）（波尔塔瓦）和乌克兰巨型射电望远镜（GURT）（哈尔科夫）观测到的8-80 MHz频段的III型和IIIb型爆发的性质。这些对应于PSP在<19 MHz频率下观察到的那些。我们分析了这些突发的漂移率和持续时间对频率的依赖关系。我们表明，漂移率对频率的依赖性同意以及与来自纽柯克日冕，如果源速度为0.17和0.2 C之间的IIIb型爆发和III型爆发的假设下，第一个是基本面和第二个是他们的谐波。然而，所有的观测依赖性都比纽柯克日冕的依赖性更平坦。我们假设，这可能与日冕温度在日心距离从1.35到6.5太阳半径下降。IIIb型和III型突发的持续时间依赖于频率在10-70 MHz的范围内也得到。我们注意到，III型爆发的持续时间和漂移率以及它们对频率的依赖性与IIIb型爆发的持续时间和漂移率基本上不同。
2020-12-15 astro-ph.SR
Flare Expansion to a Magnetic Rope Accompanied by Rare Radio Bursts
我们提出了多光谱分析（无线电，H $α$，UV/EUV和硬X射线）的限制耀斑从2015年3月12日。这个耀斑开始于活动区NOAA 12 297内，然后扩展成一个嵌入冷灯丝的大的预先存在的磁绳。膨胀开始于沿着绳子的几个发光点。这一过程伴随着一组在0.8- 2GHz范围内缓慢正漂移的爆发。这些脉冲串的频率漂移为45 - 100 MHz s $^{-1}$。其中一个爆发具有类似S的形式。在绳的增亮过程中，我们观察到一个独特的明亮的EUV结构横向于绳轴。该结构被观察到在一个广泛的温度范围内，它沿着绳子移动的速度约为240公里秒$^{-1}$。当这个结构消散时，我们看到等离子体进一步沿着绳子上扭曲的线延伸。观察到的缓慢正漂移的爆发解释考虑粒子束，我们表明，一个与S-样的形式可以解释通过磁绳的螺旋结构的束传播。考虑视线效应和耗散扩散过程，我们发现更有可能解释了横向于绳轴的明亮结构。
2021-01-21 astro-ph.SR
Occurrence rate of stellar Type II radio bursts from a 100 star-year search for coronal mass ejections
Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Rhodes University（罗德岛大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Sorbonne Université（索邦大学）；Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）
本研究利用LoTSS巡天数据开展大规模无偏恒星II型射电暴搜索，探测到2个漂移暴、19个非漂移暴，约束了其发生率，发现恒星II型暴稀缺源于观测灵敏度不足而非事件本身罕见。
2025-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fine Structures of Solar Radio Type III Bursts and their Possible Relationship with Coronal Density Turbulence
太阳射电III型爆发被认为是日冕中近相对论性电子束传播的最敏感特征。本文介绍了一个由低频天线阵（LOFAR）在30 - 80 MHz波段观测到的具有精细频率结构的太阳射电IIIb-III型对爆发，该阵具有高的时间（$\sim10$ ms）和光谱（12.5 kHz）分辨率。观测结果表明，III型爆发由许多条纹，其中有一个约0.1兆赫的基频（等离子体）和谐波（双等离子体）发射的频率标度。本文通过对日冕条纹结构的观测，研究了背景密度涨落对日冕密度扰动的影响。发现密度涨落谱的谱指数约为$-1.7$，密度扰动的特征空间尺度约为$700$ km。该谱指数非常接近Kolmogorov湍流谱指数$-5/3$，与湍流级联一致。这一事实表明，日冕湍流可能对太阳射电III型爆发的时间结构起着重要的调制作用，而射电III型爆发的精细结构可以为诊断日冕湍流提供一种有用的、独特的工具。
2018-01-23 astro-ph.SR
Superburst oscillations: ocean and crustal modes excited by Carbon-triggered Type I X-ray bursts
吸积中子星在热核X射线爆发时，其光变曲线会出现高频调制，称为爆发振荡。频率可以从NS的自旋频率偏移几Hz，并且可以漂移1-3 Hz。一种可能的解释是海洋爆发中的一种模式，其频率会随着爆发冷却而降低（在旋转框架中），从而解释了漂移。大多数爆发振荡都是在氢/氦触发的爆发期间观察到的，但是在超级爆发期间观察到了一次振荡;数小时长的I型X射线爆发是由海洋深处不稳定的碳燃烧引起的。本文计算了海洋r模在超暴期间的频率演化。在爆发期间，旋转帧频率从4-14 Hz变化，并且对背景参数，特别是海洋温度和点火深度敏感。将此计算结果与4U-1636-536上观测到的超暴振荡进行了比较。预测的模式频率（$\sim$ 10 Hz）需要$\sim$ 592 Hz的自旋频率才能与观测结果相匹配;比从海洋r模式模型中推断的H/He触发爆发振荡的自旋高6 Hz。该模型还高估了超暴期间的频率漂移90%。
2018-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar radio burst associated with the falling bright EUV blob
在2015年11月4日耀斑开始时，在1300 - 2000 MHz频率范围内，我们观察到一个非常罕见的缓慢正漂移爆发。我们在IRIS，SDO/AIA，Hinode/XRT和H alpha观测的同时EUV观测中寻找相关现象。我们发现，这一射电爆发伴随着在过渡区、日冕和耀斑温度下可见的亮斑，沿暗环以约280 km/s的速度下落到色球层。暗环在H α中可见，但随后消失。此外，我们发现，下降的斑点与色球相互作用所表示的H α光谱的突然变化，在这个相互作用的位置。考虑到不同的可能性，我们建议所观察到的缓慢正漂移的突发产生的热传导前形成的下降热EUV斑点的前面。
2018-04-17 astro-ph.SR
Time-Frequency Correlation of Repeating Fast Radio Bursts: Correlated Aftershocks Tend to Exhibit Downward Frequency Drifts
本研究分析三个活跃重复FRB源的4000余次爆发，通过两点相关函数发现相关余震峰值频率系统性低于主震，揭示“悲伤长号效应”可延伸至约0.3秒内的独立余震。
2025-03-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Shock Waves, EUV waves, and Their Relation to CMEs. I. Reconciliation of "EIT waves", Type II Radio Bursts, and Leading Edges of CMEs
我们展示了耀斑相关的磁绳结构的突然爆发的日冕波激发的例子。波可能迅速变陡成冲击波，然后像减速的冲击波一样自由传播，表现为莫顿波和EUV波。我们提出了一个简单的定量描述，这样的冲击波，以调和他们所观察到的传播与漂移率的度量II型爆发和运动学的前沿日冕物质抛射（CME）。考虑到不同的等离子体密度衰减波的传播和沿太阳表面，我们证明了漂移率的II型爆发和速度的EUV波，莫尔顿波，和CME观察到的一些已知的事件之间的密切对应关系。
2011-10-18 astro-ph.SR
Spatially resolved radio signatures of electron beams in a coronal shock
本研究利用LOFAR低频成像分辨了II型射电暴中herringbone结构的射电源，发现不同群组源于单向或反向电子束，揭示了日冕激波加速区的多样性。
2023-10-12 astro-ph.SR
