Relationship between Intensity of White-Light Flares and Proton Flux of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP），包括质子和重离子，被认为是由CME冲击或由磁重联加速。后者也产生太阳耀斑，其中白光耀斑（WLF）是能量最高的耀斑之一。磁重联发生在日冕中，加速粒子沿着磁环向下和向上传播。前者是火炬排放的来源，后者被认为是SEP。因此，耀斑发射和SEP事件之间的比较提供了有价值的约束，在确定加速网站的SEP。我们收集了2010年至2017年观察到的43个SEP事件，并分别研究了它们与SDO/HMI和GOES观察到的WL发射和SXR流感的相关性。初步结果表明：1）在47个SEP事件中，有39个在白光和SXR下没有可探测到的耀斑辐射。2)大多数强WLF与SEP无关。3)质子通量和等效面积之间没有明显的相关性，等效面积是衡量WLF发射大小的一个量。一个直接的推测是，在所分析的事件中，SEP和为WLF供电的高能电子的加速过程可能不同。
2018-01-12 astro-ph.SR
Revisiting 154-day periodicity in the occurrence of hard flares. A planetary influence?
Rieger等人（1984年）报告了在第21太阳活动周期间观测到的耀斑周期为154天。本文根据太阳黑子出现的一个简单的经验行星模型讨论了观测结果。行星模型预测当水星和地球接近合相，水星接近太阳时，太阳黑子就会出现。我们表明，报告的耀斑活动的时间是一致的行星模型。虽然模型的基准周期为170天，但由于记录间隔中间附近行星强迫的180度相位变化，在耀斑记录间隔内的平均模型周期为157天。我们的结论是，在154天的周期性出现时，行星强迫的相位变化和由此产生的渐进的相位变化，总的太阳黑子面积出现和耀斑发生转移的耀斑光谱的主峰从行星强迫期间，170天，154天。
2016-11-14 astro-ph.SR
Time-energy correlations in solar flare occurrence
耀斑发生是否存在时间-能量相关仍然是一个开放的和有争议的问题。这项研究解决了一个问题，即连续耀斑的能量以及能量和等待时间之间是否存在统计上显着的相关性。我们分析的GOES目录与统计方法的基础上比较的真正的目录与重新洗牌的能量是去相关的。这种分析减少了背景活动的影响，并能够揭示遮蔽的作用。我们证明了等待时间和能量之间以及随后的耀斑能量之间存在非平凡的相关性。更准确地说，我们发现耀斑在时间上接近往往有第二个事件与大能量。此外，在大耀斑之后，耀斑速率显著增加，同时也增加了其他大耀斑的概率。结果表明，能量和等待时间之间的相关性是一个物理属性，而不是一个模糊的效果。这些发现可以为太阳日冕中能量储存和释放的机制提供重要信息。
2010-03-01 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XI. Flare Magnitude Predictions of the GOES-Class
在这项研究中，我们确定观测到的太阳耀斑的标度关系，可以用来预测的GOES级的太阳耀斑的震级上限。耀斑预测方案是基于缓慢变化的位能$E_p(t)$的标度，它是在$Δt \le$ 24小时的时间间隔内外推的。所观察到的耗散能$E_{diss}$的标度与势场能量成比例，为$E_{diss} \propto E_p^{1.32}$。此外，观测到的耀斑体积$V \propto E_{diss}^{1.17}$、多热能$E_{th} \propto V^{0.76}$、耀斑发射测量$EM \propto E_{th}^{0.79}$、EM加权温度$T_{w}$和GOES通量$F_8(t) \propto E_p(t)^{0.92}$的标度关系允许我们预测外推时间窗中GOES级耀斑量级的上限。我们发现一个很好的相关性（CCC $\approx 0.7$）之间的观测和预测的GOES级耀斑的大小（在172 X和M级事件）。这是第一个采用观测到的物理耀斑参数的标度律来预测GOES通量上限的算法，这是一种重要的能力，补充了以前基于空间天气预报中使用的机器学习算法的耀斑预测方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Infrequent Occurrence of Significant Linear Polarization in H$α$ Solar Flares
我们对太阳耀斑期间H $α$线的线偏振进行了统计和事件研究。统计分析表明，在71个H $α$耀斑中，包括64个GOES耀斑，只有一个事件显示出明显的线偏振信号。太阳耀斑中这种罕见的显著线性偏振现象与Bianda等人（2005年）的研究结果一致，Bianda等人研究了30个耀斑，没有发现偏振信号。在显示出显著偏振的事件中，线偏振的最大程度为1.16 $\pm$ 0.06\%，并且偏振的平均方向偏离太阳北方-142.5 $\pm$ 6.0度。观察到的偏振度和方向与之前的报告（例如Henoux等，1990; Emslie等，2000; Hanaoka 2003）一致。这些强烈的线性偏振信号并没有出现在主要的耀斑带，也没有相关的硬或软X射线发射的时间或空间。相反，它们出现在一个较小的耀斑核心，对应于日冕环的一个足点。活动区导致软X射线峰值后日冕变暗。观测到的耀斑没有直接证据表明线偏振是由高能粒子产生的，而高能粒子通常被认为是产生偏振的。另一方面，我们的研究表明，日冕物质抛射，这是经常观察到的耀斑显示线偏振信号，在H $α$耀斑内核的激发线偏振发挥重要作用的可能性。
2019-01-11 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
Periodicities in the occurrence of solar coronal mass ejections
对SOHO卫星观测到的CME发生数据的傅立叶分析表明，在1.9年左右，1.2 yr.，265天、39天和26天的周期性，这几乎类似于傅立叶分析中检测到的光球活动的周期性。CME事件的小波分析也显示出显着的权力，这些期间发生在太阳活动的高峰附近。为了比较，发生的H-α耀斑进行傅立叶和小波分析。众所周知的时期（1.3年，152天，27天）的耀斑发生检测。对这两次事件的小波分析结果表明：（1）CME和耀斑的长周期（~ 1.3年）活动只发生在太阳活动极大期前后;（2）长周期耀斑活动，特别是1.3年的耀斑活动滞后于长周期CME活动近6个月。对1.2年日冕物质抛射准周期的可能物理解释作了简要讨论。
2009-09-24 astro-ph.SR
Evolution of the Solar Flare Energetic Electrons in the Inhomogeneous Inner Heliosphere
太阳耀斑加速电子逃逸到行星际空间，被视为第三类太阳射电爆发，经常在地球附近检测到。利用数值模拟的方法，我们考虑了日球层内部和地球附近高能电子谱的演化。朗缪尔波的产生，日球等离子体密度波动，和磁场线上的电子峰值通量和注量谱的扩展的作用进行了研究，以预测的电子特性，可以观察到的太阳轨道器和太阳探测器加。考虑到各种能量损失机制，我们表明，初始高能电子能量的相当大的一部分是通过波等离子体过程由于等离子体的不均匀性损失。结果表明，对于所采用的参数，电子能谱的变化主要发生在$\sim20 R_\odot$之前的距离处。进一步进入日光层，电子的电子通量谱形成了一个破碎的幂律相对类似于在1天文单位观察到的。
2012-09-24 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VIII. The Low-Energy Cutoff
太阳耀斑物理学中的一个关键问题是确定低能截止值，该值决定了非热电子的能量，从而决定了耀斑能量学。本文讨论了确定加速电子能谱低能截止区的不同方法：（i）总电子数模型，（ii）飞行时间模型（基于飞行时间和碰撞偏转时间的等价性），（iii）Kontar等人的热靶模型，（iv）等离子体模型，（v）等离子体模型。（2015），和（iv）热和非热成分之间的光谱交叉模型。我们发现，前三个模型是一致的低能量截止的平均值为$\approx 10$ keV，而交叉模型提供了一个上限为低能量截止的平均值为$ \approx 21$ keV。结合前三个模型，我们发现太阳耀斑中的非热能与耗散磁能之比的平均值为$q_E=0.57\pm0.08$，这与早期基于单独的暖目标模型（$q_E=0.51\pm0.17$）的简化近似的研究结果一致。这一研究证实了三种不同低能截止模型在计算非热耀斑能量时的自洽性。
2019-06-13 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
The MUSCLES Treasury Survey. V. FUV Flares on Active and Inactive M Dwarfs
M型矮星以其剧烈的燃烧而闻名。这种耀斑可能会影响轨道行星的气候，因此在驱动大气化学和逃逸的短波长下描述M矮耀斑非常重要。我们进行了一个远紫外耀斑调查的6 M矮星从最近的MUSCLES（低质量系外行星系统的紫外光谱特征的测量）的观测，以及4个高活性的M矮星的档案数据。当比较绝对耀斑能量时，我们发现活跃的M星耀斑比不活跃的M星耀斑能量高出大约10 $\times$。然而，当耀斑能量由恒星的静态通量归一化时，活动和非活动样本表现出相同的耀斑分布，幂律指数为- $0.76^{+0.1}_{-0.09}$（累积分布）。耀斑的速率和分布是这样的，它们可以支配M矮星的FUV能量预算，假设与开普勒和地面测量所编目的耀斑一样具有相同的分布。我们使用观察到的事件来创建一个理想化的模型耀斑与现实的光谱和时间的能量预算用于系外行星大气的光化学模拟。应用到我们自己的模拟直接光解的光子单独（没有粒子），我们发现观测到的最具活力的耀斑对地球一样的大气几乎没有影响，光解$\sim$ 0.01%的总O $_3$柱。观测时间太有限（73小时累积曝光），无法捕捉到罕见的高能耀斑。幂律拟合预测每月发生的那些将光解O $_3$柱的$\sim$ 1%，而它预测每年发生的那些将光解整个O $_3$柱。这样的高能耀斑是否以预测的速度发生是一个悬而未决的问题。
2018-09-25 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$E_{\mathrm{nt}}$），直接加热的能量（$E_{\mathrm{dir}}$），以及日冕物质抛射的能量（$E_{\mathrm{CME}}$）是耀斑的主要能量耗散过程，与耗散的磁自由能$E_{\mathrm{mag}}$相比，其比值为$(E_{\mathrm{nt}}+E_{\mathrm{dir}}+ E_{\mathrm{CME}})/E_{\mathrm{mag}} = 0.87 \pm 0.18$，这证实了在测量不确定度范围内的能量封闭性，并证实了耀斑和日冕物质抛射的磁起源：（2）耗散磁自由能的能量分配为：$0.51\pm0.17$在$\ge 6$ keV电子的非热能中，$0.17\pm0.17$在非热能$\ge 1$ MeV离子中，$0.07\pm0.14$在CME中，以及$0.07\pm0.17$在直接加热中;（3）白光耀斑的热能几乎总是小于非热能，这与厚靶模型一致：（4）白光耀斑的热光度与软X射线（SXR）的热能相当;（5）太阳高能粒子（SEP）事件携带CME能量的一部分$\approx 0.03$…
2017-02-07 astro-ph.SR
Forward modelling of particle acceleration and transport in an individual solar flare
本研究的目的是生成太阳耀斑中高能电子产生的硬X射线辐射图，并将其与观测结果进行比较。最终目标是测试结合MHD/测试粒子方法的可行性，用于日冕活动事件及其对日光层的影响的数据驱动建模。基于2017年9月8日观测到的X级太阳耀斑的MHD模型，我们利用相对论导向中心方法计算了大量电子和质子的运动轨迹。使用所获得的粒子轨迹，我们推导出的空间和能量分布的高能电子和质子，并计算韧致辐射硬X射线发射使用“薄靶”近似。我们的方法预测了所考虑的耀斑中高能粒子的一些关键特征，包括加速区域的大小和位置，高能粒子的轨迹和能谱。最重要的是，硬X射线韧致辐射强度图预测的模型是在一个很好的协议与RHESSI观察。此外，质子和电子沉淀的位置似乎是接近的日震响应的来源，在这个耀斑检测。因此，所采用的方法可用于观测驱动的建模的个人太阳耀斑，包括高能粒子在日冕中的表现，以及内日光层。
2020-09-21 astro-ph.SR
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
Spatially-resolved Energetic Electron Properties for the 21 May 2004 Flare from Radio Observations and 3D Simulations
我们详细调查了2004年5月21日耀斑使用的同时观测的野边山射电日像仪，野边山射电偏振仪，拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和太阳和日光层天文台（SOHO）。不同光谱范围内的耀斑图像揭示了该事件中存在一个定义明确的单一耀斑环。我们使用最近开发的交互式IDL工具GX模拟器模拟了回旋同步微波辐射。通过模拟结果与观测结果的比较，我们得到了非热电子分布的空间和光谱特性。微波辐射被发现是由高能电子（$>100$ keV）产生的，具有相对硬的光谱（$δ\simeq 2$）;电子强烈集中在环顶部附近。与此同时，脚点附近的高能电子数量太少，无法在RHESSI图像和空间未分辨数据中检测到。SOHO极紫外成像望远镜的图像和低频微波光谱表明存在一个较低磁场的环的扩展“包络”。最有可能的是，在考虑耀斑的高能电子分布反映了本地化（环顶部附近）粒子加速（注入）过程伴随着捕获和散射。
2014-03-23 astro-ph.SR
Energetics and Emission in a Simulated Solar Flare Initialised by a Non-Force Free Magnetic Field
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Statkraft AS（斯塔特勒克公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文比较了两种三维电阻磁流体动力学模拟，探讨初始磁场假设对日冕暴能量和观测特征的影响，发现非力-free初始化模型释放更多磁能并更符合X类暴的预期。
2026-05-14 astro-ph.SR
Investigating Energetic X-Shaped Flares on the Outskirts of A Solar Active Region
典型的太阳耀斑在色球层上显示出两条准平行的明亮带状物。在它们之间的是极性反转线（PIL），其分离有源区（AR）中相反极性的集中磁通量。有趣的是，在NOAA AR 11967外围的类似位置也发生了一系列X形条带的耀斑，那里的磁通量分散，但其中三个耀斑的能量惊人。X形状，其中心与硬X射线发射重合，在UV/EUV中是相似的，这在标准耀斑模型中是不能容纳的。绘制出势场中的磁连通性，我们发现X形态由两个准分界线层的交叉决定，即，双曲线通量管（HFT），其中嵌入连接双零的分离器。这种拓扑结构不是纯粹的局部，而是受整个AR的通量和流量的调节。非线性无力场模型建议在HFT处形成电流层，其中电流耗散可以通过场对准热传导映射到X形带。这些结果突出了高频电磁场在三维磁重联中的关键作用，并对天体物理和实验室等离子体具有重要意义。
2016-09-09 astro-ph.SR
Occurrence Probability of Large Solar Energetic Particle Events: Assessment from Data on Cosmogenic Radionuclides in Lunar Rocks
我们重新评估的发生概率分布的大事件在太阳高能粒子（SEP），在月球岩石中的宇宙成因放射性核素的测量的基础上。我们提出了一个组合的累积发生概率分布的SEP事件的基础上三个时间尺度：直接测量的SEP注量在过去的60年;估计基于陆地宇宙成因放射性核素10 Be和14 C的多千年（全新世）的时间尺度;和宇宙成因的放射性核素在月球岩石中测量的时间尺度高达1百万年。所有这三个时间尺度产生一致的分布。这些数据表明，发生概率有很强的翻转，因此在百万年时间尺度上，预计不会发生能量>30 MeV的质子注量大于10^{11}（质子/cm 2/年）的SEP事件。
2013-05-22 astro-ph.SR
Stellar flares observed in long cadence data from the Kepler mission
我们的目标是对开普勒观测到的恒星耀斑进行统计研究。我们希望研究耀斑的振幅、持续时间、能量和发生率，以及它们与光谱类型和旋转周期的关系。为此，我们开发了一种自动耀斑检测和表征算法。我们已经从开普勒输入目录和McQuillan等人（2014）的旋转周期中获得了恒星参数。我们发现了几颗新的候选A星，显示出燃烧的活动。此外，我们还发现了653颗带有耀斑的巨星。从耀斑性质的统计分布来看，F+ G型和K+ M型耀斑的振幅分布具有相似的特征。耀斑持续时间和耀斑能量似乎集中在G+K+ M型与F型和巨星之间。我们还发现了一个尾巴的恒星在所有光谱类型的耀斑发生率高（但最突出的光谱类型），这是兼容的“耀斑星”的存在。最后，我们发现耀斑发生率和耀斑振幅与恒星自转周期有很强的相关性：快速旋转的恒星更容易经常发生耀斑，并且有更高的机会产生大耀斑。
2017-11-07 astro-ph.SR
Frequencies of flare occurrence: Interaction Between convection and coronal loops
对太阳和恒星耀斑的观测表明，耀斑能量与耀斑间隔时间之间存在幂律关系。已经提出了各种模型来解释这些依赖关系，并解释幂律指数的数值。在这里，我们提出了一个模型，在颗粒对流的力量的脚点的日冕磁环，这是冻结在光球气体，进行随机行走。在某些情况下，这可能导致线圈扭曲，如果扭曲超过临界值，则会导致线圈不稳定。太阳耀斑可能是由环中的这种扭曲引起的不稳定性引起的，这种可能性在文献中已经存在了几十年。在这里，我们量化的过程中，以近似的方式，以复制幂律指数。我们发现，对于相对较小的耀斑，随机游走扭曲模型导致一个相当陡峭的幂律斜率，这与GOES卫星报告的56，000+太阳X射线耀斑样本得出的指数非常吻合。对于相对较大的耀斑，我们发现幂律的斜率较浅。耀斑星的经验幂律斜率也有一个范围与这里得到的斜率重叠。我们认为，在最冷的恒星，一个显着的变化，斜率应该发生时，冻结通量假设打破了由于低电导率。
2018-01-23 astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XII. Energy Scaling Laws
在这项研究中，我们测试了5个物理标度定律的30个变体，这些定律描述了太阳耀斑的不同方面。我们用磁势场能量$E_p$、平均势场强度$B_p$、自由能$E_{free}$、耗散磁耀斑能量$E_{diss}$、平均环长尺度$L$、平均螺旋扭曲通量管半径$R$、黑子半径$r$、辐射测量加权耀斑温度$T_w$、电子密度$n_e$、和总排放量$EM$，从$\lapprox 400$ GOES M级和X级耀斑事件的数据集测量。这5类物理标度律包括（i）位场能量标度律、（ii）螺旋扭曲标度律、（iii）Petschek型磁重联标度律、（iv）Rosner-Tucker-Vaiana标度律和（v）Shibata-Yokoyama标度律。我们需要两个条件来测试这些理论标度律与观测参数的自洽性：观测和理论预测标度律之间的交叉相关系数CCC $>$ 0.5，以及斜率为$α\approx 1$的线性回归拟合。在这两个判据下，我们发现30个标度律变量中有10个与观测数据一致，这有力地证实了所测试的耀斑标度律的存在性和有效性。
2020-09-15 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Modelling Solar Energetic Neutral Atoms from Solar Flares and CME-driven Shocks
我们研究生产的高能中性原子（ENAs）在太阳耀斑和日冕物质抛射驱动的冲击和随后的传播到1 AU。计算了两种情况下1 au太阳ENA的时间剖面和注量谱：1）ENA产生于日冕物质抛射驱动的下游激波，2）ENA产生于太阳耀斑的大尺度耀斑后环。这两种情况下的时间分布和注量谱都有很大的不同。计算结果表明，太阳ENA可以作为研究太阳高能粒子（SEP）加速过程的一种新的探针，并区分大SEP事件中的两个加速点：太阳耀斑中的大环和CME驱动的激波下游。
2023-01-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Flare Occurrence Rate and Waiting Time Statistics
我们使用更新理论的估计和解释的耀斑速率从地球同步业务环境卫星（GOES）软X射线耀斑目录。结果发现，除了耀斑速率随太阳活动周期的变化外，还发生了更快的变化。从天和小时到分钟的时间尺度上的快速变化似乎与两次连续耀斑之间的时间间隔（等待时间）相当。检测到的快速非平稳性的燃烧率讨论的框架内，先前公布的随机模型的等待时间动态。
2012-09-13 astro-ph.SR nlin.AO
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. IX. Refined Magnetic Modeling
本文给出了{ \sl垂直流近似非线性无力场（VCA 3-NLFFF）}模型的一个更精确的解析解，它除了包括径向$(B_r)$和方位$(B_φ)$磁场分量外，还包括极向分量$(B_θ \neq 0)$。这种新的解析解在无发散条件下具有二阶精度，在无力条件下具有三阶精度。我们重新分析了173个GOES M级和X级耀斑的样本，这些耀斑是用{ \sl大气成像组件（AIA）}和{ \sl太阳动力学天文台（SDO）}上的{\sl日震和磁成像仪（HMI）}观测到的。新的代码再现螺旋扭曲的循环与低绕组数低于扭结不稳定一致，避免不稳定，高扭曲的结构的黄金霍伊尔磁通绳型。在$E_{VCA3}/E_W=0.99\pm0.21$内的磁能与Wiegelmann（W-NLFFF）代码一致。磁场的时间演化揭示了多个，间歇性的能量积累和释放，在大多数耀斑，矛盾的Rosner-Vaiana模型（在日冕中逐渐储存能量）和时间尺度分离的原则（$τ_{flare} \ll τ_{storage}$）假设在自组织临界模型。平均耗散耀斑能量被发现的数额$7\%\pm3\%$的势能，或$60\%\pm26\%$的自由能，一个结果，可用于预测耀斑的强度的基础上的活动区的位场。
2019-09-18 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
Rotation Modulations and Distributions of the Flare Occurrence Rates on the Surface of Five UV Ceti Type Stars
在这项研究中，我们考虑了恒星黑子，恒星耀斑，以及这两个磁过程之间的关系，发生在UV Cet星。此外，还对Gurzadyan（1986 Ap&SS，125，127）提出的慢耀斑假说进行了研究。所有这些讨论都是基于三年来对UV Cet型恒星的观测结果：AD Leo，EV Lac，V1005 Ori，EQ Peg和V1054 Oph。首先，结果表明，恒星黑子活动发生在EV Lac，V1005 Ori和EQ Peg的恒星表面，而AD Leo没有表现出任何短期变化，V1054 Oph没有表现出任何变化。我们报告新的星历表EV紫胶，V1005奥利，EQ PEG，从时间序列分析。相位，计算在0.10相位长度的间隔，其中的平均耀斑发生率，以获得最大振幅;还，旋转调制的相位进行了比较，以调查是否有任何恒星耀斑和斑点之间的纵向关系。虽然结果表明，耀斑事件与恒星表面的斑点面积在一些观测季节，我们没有发现任何明确的相关性。最后，根据观测者的方向，测试了慢耀斑是否是发生在恒星对面的快耀斑，正如<A >Gurzadyan（1986）</A>提出的假设。耀斑发生率表明，慢耀斑和快耀斑都可以发生在任何旋转相位。对于所有程序星，快耀斑和慢耀斑的发生率沿辐散带的变化规律相同。根据假设中提到的情况，这些结果不是预期的。
2012-06-24 astro-ph.SR
Small-scale energetic phenomena in Hε: Ellerman bombs, UV bursts, and small flares
本研究通过正演模拟和辐射转移计算，发现Hε谱线能有效诊断下色球层小尺度能量现象，提供比Hα更可靠的速度估计，并揭示更多能量事件。
2025-03-26 astro-ph.SR
Relationship between Solar Energetic Particles and Properties of Flares and CMEs: Statistical Analysis of Solar Cycle 23 Events
本文对太阳高能粒子（SEP）与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关系进行了统计分析。选择在太阳活动周期23期间的SEP事件，其与源自太阳的可见半球并且至少为M1级的太阳耀斑相关联。考虑到所有耀斑和日冕物质抛射发生在这一时期，发生的概率SEP事件在地球附近的确定。一个强大的上升，这一概率观察到耀斑强度增加，更西部的位置，更大的CME速度和晕CME。质子峰值通量和这些太阳参数之间的相关性推导出了一个低（>10 MeV）和高（>60 MeV）的能量范围内，不包括任何通量增强，由于快速行星际冲击的通道。当E>10 MeV（E>60 MeV）时，与耀斑强度和CME速度的相关系数分别为0.55 ± 0.07（0.63 ± 0.06）和0.56 ± 0.08（0.40 ± 0.09）。对于这两个能量范围，与耀斑经度和CME宽度的相关性非常小或不存在。此外，发生概率，相关系数和平均峰值通量推导出在多维箱结合上述太阳参数。在不同的质子能量通道，从5到200 MeV的相关系数也被确定。结果表明，质子峰值通量与日冕物质抛射速度的相关性随能量的增加而减小，而与耀斑强度的相关性则相反。此外，与CME速度的相关性强于与耀斑强度的相关性，低于15 MeV，并在20 MeV以上变得较弱。排除由于行星际冲击的流量增强，只有一个小的，但不是很显着的变化，观察到的峰值流量低于7 MeV和CME速度之间的相关性。
2014-12-17 astro-ph.SR
Extremely energetic EUV late phase of a pair of C-class flares caused by a non-eruptive sigmoid
Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
研究发现，非喷发Sigmoid通过持续磁重联加热导致极端能量EUV后期阶段。
2025-12-09 astro-ph.SR
Statistical Evidence for Contributions of Flares and Coronal Mass Ejections to Major Solar Energetic Particle Events
太阳高能粒子（SEP）事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关。这项工作是一个新的调查SEP峰值强度之间的统计关系-十兆电子伏质子和近相对论电子-和相关的太阳活动的特征量。我们考虑了日冕物质抛射的速度和描述耀斑相关能量释放的量：软X射线（SXR）发射的峰值通量和注量，微波发射的注量。样本包括38 SEP事件与强SXR爆发（类M和X）在西太阳半球1997年和2006年之间，并在耀斑相关的粒子加速伴随着无线电爆发，表明电子逃逸到行星际空间。本统计分析与早期工作的主要区别是，除了经典的皮尔逊相关系数的偏相关系数计算，以解开太阳参数本身之间的相关性的影响。经典的相关分析表明，SEP峰值强度和太阳活动的不同参数之间的广泛分散的相关性，以及太阳活动参数本身之间的强相关性通常的图片。偏相关分析表明，对SEP强度有显著影响的参数只有CME速度和SXR注量。SXR峰值通量和微波注量没有额外的贡献。我们的结论是，这些研究结果带来的统计证据表明，耀斑加速和CME冲击加速的十兆电子伏质子和近相对论电子人口在大SEP事件。
2014-11-15 astro-ph.SR
Variations in $p$-Mode Parameters with Changing Onset-Time of a Large Flare
预计在光球层释放大量能量的高能太阳耀斑可能能够激发声学（$p$ -）振荡模式。我们已经确定了模式参数的特征属性，应用环图技术获得的3-D功率谱的太阳活动区NOAA 10486在2003年10月28日的长持续时间的能量X17.2/4 B耀斑。有强有力的证据表明，模式振幅和系统变化在地表下流动中大幅增加，即，速度，动力螺旋度，涡度的纬向和纬向分量，发现从比较的前到后耀斑阶段。
2009-10-22 astro-ph.SR
Feature ranking of active region source properties in solar flare forecasting and the uncompromised stochasticity of flare occurrence
太阳耀斑起源于磁活动区，但不是所有的太阳活动区都会产生耀斑。因此，太阳耀斑预测的挑战受益于智能计算分析的物理为基础的属性提取的活动区的可观测的，最常见的视线或矢量磁活动区光球。为了进行耀斑预测，这项研究利用了前所未有的171个耀斑预测活动区域的属性，主要是由太阳动力学天文台（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪在欧盟地平线2020 FLARECAST项目的过程中推断的。使用两种不同的监督机器学习方法，允许特征排名作为预测能力的函数，我们表明：i）客观的训练和测试过程对于每个监督机器学习方法的性能至关重要; ii）大多数属性包括重叠信息，因此对于耀斑预测是高度冗余的; iii）太阳耀斑预测仍然是-而且很可能仍然是-一个主要是概率性的挑战。
2019-08-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Statistical Relation between Solar Flares and Coronal Mass Ejections with Respect to Sigmoidal Structures in Active Regions
研究了软X射线图像中日冕物质抛射（CME）、太阳耀斑和S形结构特征之间的统计相关性。我们以相同的方式将分析方法应用于所有特征，以研究它们之间相关性的可重复性，这可以从先前的统计研究的组合中发现。对2006年至2015年期间由Hinode/X射线望远镜、太阳和日光层天文台/大角度和光谱日冕仪以及GOES观测到的211个M级和X级耀斑样本进行了统计分析。进行了五种分析：发生率分析、线性相关分析、关联分析、Kolmogorov-Smirnov检验和Anderson-Darling检验。分析显示了三个主要结果。首先，S形结构和长持续时间事件（LDES）有更强的依赖于CME的发生比大的X射线类事件在磁盘上的事件。其次，对于临边事件，LDEs与CME发生之间以及X射线类与CME发生之间存在显著的相关性。第三，存在32.4%的盘上耀斑事件，具有S形结构，不伴有CME。然而，在盘上事件中，没有S形结构的CME的发生概率很小，为8.8%。虽然第一个和第二个结果与以前的研究是一致的，我们新提供的磁盘上的事件和肢体事件之间的差异。第三个结果，非S形区产生较少的喷发事件也不同于以往的结果。我们认为，软X射线图像中的S形结构将是一个有用的功能CME预测有关的磁盘耀斑事件。
2018-10-25 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
Comparative study of electric currents and energetic particle fluxes in a solar flare and Earth magnetospheric substorm
磁场-线重联是一种普遍的等离子体过程，负责将磁场能量转化为等离子体加热和带电粒子加速。太阳耀斑和地球的磁层亚暴是两个研究最多的动力学系统，其中磁重联被认为是全球磁场重构和等离子体粒子群重排的原因。这种重新配置包括形成一个长寿命的电流系统，连接主要的能量释放区和冷的密集的导电等离子体的光球层/电离层。在耀斑和亚暴中，这个电流系统的演化与高能粒子通量的形成和动力学有关。我们的研究集中在耀斑和亚暴之间的这种相似性。使用广泛的数据集可用于耀斑和亚暴的调查，我们比较定性动力学的电流和高能粒子通量的一个耀斑和一个亚暴。我们发现高能粒子爆发（与磁重联引起的能量释放有关）与电流系统的磁场重构/形成之间存在明显的相关性。然后，我们讨论了如何在磁层亚暴的现场测量数据集可以帮助解释收集的数据集的太阳耀斑。
2021-05-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Estimating the frequency of extremely energetic solar events, based on solar, stellar, lunar, and terrestrial records
太阳上最大的爆炸[…]形成了最严重的太空天气风暴原则上，基于SEP的耀斑能量代理记录可以为研究罕见的大事件提供最长的时间基础。我们的结论是，一个建议的代理，硝酸盐浓度在极地冰芯，不可靠地映射到SEP事件。在自然档案中测量的选定放射性核素的浓度可能证明有助于将直接观测的时间间隔延长至1万年，但由于它们对太阳耀斑注量的校准取决于多个知之甚少的属性和过程，因此这些代理目前无法用于帮助确定耀斑能量频率分布。因此，仅限于使用的直接耀斑观测，我们评估的概率大能量的太阳爆炸相结合的太阳耀斑观测恒星耀斑观测合奏。我们的结论是，太阳耀斑能量形成一个相对平滑的分布，从小事件到大耀斑，而耀斑的磁活性，年轻的太阳类恒星的能量和频率显着超过强太阳耀斑，即使在经验缩放与这些恒星的平均活动水平。为了从经验上量化罕见的大太阳耀斑的频率，需要对近太阳年龄的恒星进行广泛的调查，例如开普勒卫星是可行的。由于耀斑大于约X30的可能性仍然不受经验约束，我们提出了间接的论据，根据太阳黑子的记录和统计论据，过去四个世纪的太阳耀斑可能没有大大超过太空时代观察到的最大耀斑的水平，在未来30年内，最多有10%的可能性会发生大于X30的耀斑。
2012-06-21 astro-ph.SR
Successive occurrences of quasi-circular ribbon flares in a fan-spine-like configuration involving hyperbolic flux tube
我们提出了一个全面的分析的形成和演化的一个风扇脊柱状的配置，开发了一个复杂的光球配置，分散的负极性区域被正极性区域所包围。这种独特的光球配置类似于地质“环礁”形状，其边界内有四个同源耀斑。挤压因子（Q）图的程度的计算清楚地揭示了一个细长的区域的高Q值之间的内部和外部的脊柱状线，这意味着双曲线通量管（HFT）的存在。与光球环礁配置相关的日冕区域以在EUV图像中直接观察到的扩散圆顶状明亮结构的形式被清楚地识别出来。在环礁区域边界附近有一条丝状通道。暗条通道中通量绳的激活和喷发导致了四次爆发性同源准环形带状耀斑的爆发，爆发间隔为$\approx$ 11小时。在这四次耀斑的间隔期间，我们观测到环礁区域内负极性通量的持续衰减和抵消。相应地，在第四次耀斑之前，HFT的视长度逐渐减小到零点状构型。在每次耀斑之前，我们观察到暗条下方的局部增亮，以及通量抵消，为太阳爆发的系绳切割模型提供了支持。磁衰减指数的分析揭示了喷发的有利条件，一旦预激活的磁通绳达到了环面不稳定的临界高度。
2021-01-20 astro-ph.SR
Flare Ribbon Energetics in the Early Phase of an SDO Flare
在太阳耀斑期间色球层激发的位置由延伸的极紫外带和硬X射线足迹标记。标准的解释是，这些是加热和从日冕沉淀的非热电子的韧致辐射的结果。我们使用M级耀斑SOL 2010 -08- 07 T18：24早期阶段的多波长观测来检查这张照片。我们的目标是确定的耀斑带状加热等离子体的属性，并了解到辐射和传导损失的功率输入的分区。用GOES、SDO/EVE、SDO/AIA和RHESSI等方法测量了耀斑带的温度、辐射量和差分辐射量，并推导出了近似的密度值。非热发射测量，和碰撞厚靶的能量输入到带从RHESSI使用标准方法获得。我们推导出大量的等离子体在10 MK的耀斑带中的存在，在预脉冲和早期脉冲阶段的耀斑。这个热组分的平均柱发射测量值是10^28/cm ^5的几倍，我们可以计算出它的预测传导损耗主导了它的测量辐射损耗。如果输入到热带状等离子体的功率是由于来自电晕的电子束的碰撞能量沉积，则需要约5 keV的低能量截止来平衡传导损耗，这意味着非常大的电子能量含量。与标准的碰撞厚靶电子束解释无关，如果10 MK（1 keV）带状等离子体中10^3 - 10^4个电子中有一个电子的能量超过10 keV，则可以提供观察到的非热X射线。我们推测，如果在带状等离子体中产生非热尾，则可能会出现这种情况，带状等离子体正通过其他方式加热，例如通过波或湍流。
2014-01-25 astro-ph.SR
Global Energetics of Thirty-Eight Large Solar Eruptive Events
我们已经评估了38个太阳爆发事件的能量观测各种航天器仪器在2002年2月和2006年12月之间，准确的观测允许。测量的能量分量包括：（1）GOES 1 - 8A波段的辐射能量，（2）软X射线（SXR）发射等离子体的总辐射能量，（3）SXR发射等离子体的峰值能量，（4）整个事件持续时间的辐射热能量，（5）等离子体的总辐射能量。（5）20 keV以上的耀斑加速电子能量和1 MeV以上的耀斑加速离子能量：（6）日冕物质抛射（CME）的动能和势能;（7）在行星际空间观测到的太阳高能粒子（SEP）中的能量;（8）估计在相关活动区域中可获得的自由（非势能）磁能的数量。主要结论包括：（1）由SXR发射等离子体辐射的能量超过产生这种辐射的热等离子体的峰值能量含量大约半个数量级;（2）耀斑加速的电子和离子中的能量含量足以提供整个事件中所有波长上辐射的辐射热能量;（3）耀斑加速的电子和离子的能量含量是相当的;（4）SEP中的能量通常是CME动能的几个百分比（在太阳风的静止坐标系中测量）;（5）可用的磁能足以为CME、耀斑加速粒子和热等离子体提供动力。
2012-09-12 astro-ph.SR
Solar source of energetic particles in interplanetary space during the 2006 December 13 event
2006年12月13日发生了一次X3.4级的太阳耀斑和一次快速的晕日冕物质抛射（CME），伴随着在近地空间和地面上记录到的高能量粒子流。我们的目的是提供一个主要的太阳高能粒子（SEP）事件的耀斑加速的证据。我们首先介绍ACE/EPAM，GOES和Apatity中子监测仪的观测结果。结果表明，初始粒子释放时间与耀斑发射时间一致，粒子注入过程中，谱变软，各向异性变弱，表明加速源由局限的日冕位置转变为广泛的行星际日冕物质抛射驱动的激波。然后，我们描述了一个全面的研究相关的耀斑活动区。利用HINODE/SOT和SOHO/MDI磁象资料，以磁通量变化率的形式，推断耀斑的磁重联率。这在时间上与微波辐射相关，表明耀斑磁重联和非热粒子加速之间存在物理联系。结合来自怀柔/NOAC、Culgoora/IPS、Learmonth/Rendezvous和WAVES/WIND的无线电频谱仪数据，可以得到从几GHz到几kHz的连续和持久的无线电爆发。利用怀柔/NOAC的光球矢量磁图和非线性无力场（NFFF）重建方法，得到了爆发后短期内的三维磁场位形。此外，我们还计算了日冕场线延伸到几个太阳半径使用的位场源面（PFSS）模型。所谓的III-1型爆发和磁场配置都表明，开放磁力线从耀斑活动区延伸到行星际空间，使加速和带电粒子逃逸。
2013-05-24 astro-ph.SR
Solar flares with and without SOHO/LASCO coronal mass ejections and type II shocks
我们分析了一组丰富的无线电（伴随IV型或II型爆发）太阳耀斑和他们的协会SOHO/LASCO日冕物质抛射在1998 - 2000年期间。这些事件的强度，冲动和精力充沛的调查。我们发现，平均而言，与II型和日冕物质抛射相关的耀斑比仅与II型相关的耀斑（没有日冕物质抛射报告）以及伴随IV型连续体但不伴随II型冲击的耀斑更冲动，更有活力。从最后两类，耀斑与II型爆发（没有CME报告）是最短的持续时间和最冲动。
2010-09-19 astro-ph.SR
Cycle Variation in the Occurrence of Great Soft X-ray Solar Flares
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（列莫诺索夫莫斯科国立大学斯腾伯格天文研究所）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（列莫诺索夫莫斯科国立大学物理系）
本研究通过分析1975年以来四个活动周的X级耀斑数据，发现最大X射线耀斑在活动周极大期前1--2年于高纬度出现，并在下降阶段持续，与活动波汇聚和磁场结构密切相关。
2026-09-10 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
3He-Rich Solar Energetic Particles in Helical Jets on the Sun
恒星耀斑中的粒子加速在宇宙中无处不在，然而，我们的太阳是唯一一个既可以观察到高能粒子又可以观察到它们的源耀斑的天体。太阳耀斑的加速机制，极大地增强了（高达一万倍）稀有元素，如3He和超重核，已经困扰了近50年。在这里，我们提出了一些最激烈的3He和Fe丰富的太阳高能粒子事件的报道。这些事件伴随着非相对论性电子事件和III型射电爆发。相应的高分辨率极紫外成像观测首次揭示了源耀斑中具有喷流状形状的螺旋结构。螺旋喷流起源于相对较小的，紧凑的活动区域，位于冕洞边界。喷流底部的一个迷你灯丝似乎触发了这些事件。这些事件是在2014年太阳活动增加期间由太阳背面的两个日地关系观测站STEREO观测到的。螺旋喷流可能是这些强烈事件的一个明显特征，这与高3He和Fe富集的产生有关。
2017-11-26 astro-ph.SR
Hard X-ray footpoint sizes and positions as diagnostics of flare accelerated energetic electrons in the low solar atmosphere
太阳耀斑中的硬X射线（HXR）辐射几乎完全来自耀斑区域的一小部分，即磁环的足点。利用RHESSI对太阳耀斑足点的观测，确定了6个近临边事件足点的径向位置和大小随能量的变化，以研究耀斑加速电子的输运和色球层的性质。HXR可见性前向拟合允许在HXR范围内的不同能量下找到沿着和垂直于扩口回路的磁场的HXR足迹点的位置/高度和尺寸。我们发现，在一半的分析事件，一个明确的趋势，降低的高度源的能量found. Supposed碰撞厚靶运输，HXR源位于600和1200公里以上的光球光子能量分别为120和25 keV之间。在其他事件中，作为能量函数的位置在不确定性范围内是恒定的。垂直尺寸（沿电子传播的路径）的范围从1.3到8弧秒，这是高达4倍大于厚目标模型的预测，即使在HXR源的位置/高度与碰撞厚目标模型一致的事件。磁镜，碰撞俯仰角散射和X射线散射的结果进行了讨论作为潜在的解释。
2011-04-15 astro-ph.SR
