Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
Flare induced penumbra formation in the sunspot of NOAA 10838
我们用Dunn太阳望远镜观测到NOAA 10838活动区的一个小孔上有半影的形成。利用DLSP、UBF、Gband和CaK等仪器的同步观测，得到了光球层的矢量磁场、强度图像和光球层到色球层不同高度的多普勒速度。我们对这组数据的分析结果表明，半影的形成是由于同时发生的耀斑引起的磁场弛豫的结果。\Halpha \中的图像显示了耀斑（根据GOES，C 2.9），矢量磁场显示了重新定向和全局$α$值（扭曲的测量值）的减小。我们认为，这种由于重联或耀斑引起的环结构松弛，可能是磁力线回落到光球层形成半影的途径之一。
2010-10-08 astro-ph.SR
Magnetic and dynamical photospheric disturbances observed during an M3.2 solar flare
这封信报告了一组全斯托克斯光谱偏振观测在近红外He I 10830 A光谱区，涵盖前，耀斑，和耀斑后阶段的M3.2类太阳耀斑。该耀斑起源于2013年5月17日，属于活动区NOAA 11748。我们在耀斑中探测到强烈的He I 10830 A辐射。He I三重态的红色分量的峰值与连续谱的强度比约为1.86。在耀斑期间，He I Stokes V比通常较大的Si I Stokes V剖面大得多，并且出现反转。四个Stokes剖面的光球Si I反演揭示了以下几个方面：（1）耀斑相期间光球中的磁场强度比耀斑前相减小甚至消失。然而，这种下降并不是永久性的。在耀斑之后，磁场在短时间内恢复其耀斑前的配置（即，在耀斑后30分钟内）。(2)在光球中，在耀斑爆发之前，视线速度表现出规则的颗粒状向上和向下流动模式。在耀斑期间，上升气流（蓝移）控制着耀斑产生的区域。已分别推导出深光球层和高光球层中~ $10^{-3}$和~ $10^{-4}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$的蒸发率，它们能在大约400秒内使色球层密度增加两倍。
2015-01-17 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
Energy origination and triggering mechanism of a series of homologous confined flares
利用新真空太阳望远镜（NVST）的H $α$资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的多波长图像和磁象图，研究了2013年10月12日NOAA 11861活动区发生的3次同源受限耀斑的详细过程。这三次耀斑都发生在同一位置，具有相似的形态和类似的类别。通过对磁场和流场演化的分析，发现在后黑子附近出现了磁通量和强的两极间剪切运动。磁通量和平均横向磁场强度在每次喷发前均呈下降趋势，并在每次喷发开始时达到最低点。通过计算光球层的剪切和出射能量，发现光球层注入的能量在几个小时内的积分可以为耀斑提供足够的能量。在每次耀斑发生期间，在H $α$图像中观察到不同环之间的重新连接。这些结果表明，光球层中的出射磁通量和剪切运动可以将能量注入剪切磁环，并最终通过磁重联释放能量，为太阳耀斑提供能量。
2019-10-21 astro-ph.SR
Signatures of the impact of flare ejected plasma on the photosphere of a sunspot light-bridge
我们研究了太阳黑子光桥的性质，着重于C级耀斑中喷射出的等离子体团的影响所产生的变化。利用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得的15655 μ m附近的4条Fe I谱线的分光偏振光栅图、GREGOR法布里-珀罗干涉仪（GFPI）获得的Fe I 6173 μ m谱线的窄带强度图像以及高分辨率快速成像仪（HiFI）获得的G波段和Ca II H波段的宽带强度图像，观测了活动区NOAA 12544的一个黑子。所有这些仪器都位于西班牙特内里费岛泰德天文台的格里戈尔望远镜上。数据涵盖了耀斑事件之前、期间和之后的时间。该分析得到了来自太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）数据的补充。利用谱线反演技术反演了不同高度的大气物理参数。我们确定光球和色球增亮，加热事件，并在斯托克斯配置文件的变化与耀斑爆发和随后到达的等离子体斑点的光桥，沿活动区域循环后。测量结果表明，这些现象是由等离子体团与光桥的磁场拓扑结构的相互作用驱动的重连事件的结果。
2017-08-21 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
On the evolution of pre-flare patterns of a 3-dimensional model of AR 11429
我们采用了一种新的耀斑前跟踪太阳黑子群对改善耀斑爆发时间的估计，通过专注于AR 11429的三维磁场建设的演变。三维磁结构是基于位场外推法，包括从光球层到色球层和过渡区到低日冕的垂直范围。我们的活动预测的代理措施的基础是所谓的加权水平梯度的磁场（WG_M）之间定义的点的极性相反的极性接近的极性反转线的活动区。相反极性的重心距离的时间变化也被发现具有潜在的重要诊断信息，关于耀斑爆发时间估计作为高度的函数，类似于Korsos等人（2015）最初在光球层的应用中引入的对应物。我们将太阳黑子群的光球耀斑前行为模式应用于其相关的3D构建AR 11429的高度函数的演变。我们发现，在太阳低层大气中的某一高度，开始时间可能比在光球层或任何其他高度早得多。因此，我们提出了一种工具和配方，可以潜在地确定太阳大气中耀斑预测的最佳高度，从而提高我们的耀斑预测能力和容量。
2018-01-01 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Diagnostics at the Solar Photosphere near the Limb
在目前的工作中，我们调查的形成斯托克斯配置文件和光谱偏振诊断的活动区plage附近的肢体。我们使用3-D辐射MHD模拟与单极场的平均强度为400 G，这主要集中在通量管中的字段达到典型的千高斯值。我们通过辐射转移计算生成合成的斯托克斯光谱，然后我们降低模拟的斯托克斯信号来解释观测条件。以这种方式处理的合成数据进行了比较，发现大致再现分光偏振高分辨率观测Mu=0.39获得的SOUP仪器与瑞典1米太阳望远镜在2006年初。
2009-10-15 astro-ph.SR
Radiative diagnostics in the solar photosphere and chromosphere
太阳和恒星表面的磁场通常会影响或改变恒星发出的电磁辐射的偏振状态。太阳/恒星磁场的推断是通过探测、研究和模拟来自目标恒星的偏振光来进行的。在这篇评论中，我们提出了一个概述的技术，用于研究太阳的大气，特别是那些允许推断磁场。我们结合了偏振辐射转移，反演技术的理论的一个小的选择，我们讨论了一些结果从色球反演。
2016-09-28 astro-ph.SR
Non-LTE inversions of a confined X2.2 flare: I. Vector magnetic field in the photosphere and chromosphere
准确获得太阳大气中的磁场矢量对于研究耀斑期间磁场拓扑结构的变化和可靠地模拟空间天气至关重要。我们通过将各种反演方法应用于2017年9月6日NOAA AR 12673中的受限X2.2耀斑来解决这个问题，将光球和色球磁场矢量与该事件的两个数值模型进行比较。我们从Milne-Eddington（ME）和（非）局部热平衡（非LTE）反演的Hinode SOT/SP Fe I 6301.5 μ m和6302.5 μ m得到光球场。色球场是从空间正则化弱场近似（WFA）和非LTE反演的钙II 8542观察CRISP在瑞典1米太阳望远镜。LTE和非LTE推断的光球场分量在整个大气中具有很强的相关性，在非LTE反演中具有更强的场和更高的温度。对于色球场，非LTE反演与空间正则化的WFA相关性很好。我们发现强场补丁超过4.5千克的光球，共同位于类似的浓度超过3千克的色球。得到的场强比数值模型高2-3倍，更集中和结构化的光球到色球剪切接近极性反转线。LTE和非LTE的Fe I反演产生基本上相同的光球场，而ME反演未能再现Fe I在发射的场矢量方向。我们的反演证实了由数值模型预测的磁通绳足点的位置。然而，预处理和较低的空间分辨率导致模型中的场比数据显示的更弱和更平滑。这强调了需要更高的空间分辨率的模型，以更好地约束喷发前的通量绳。
2020-09-03 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
Flare differentially rotates sunspot on Sun's surface
太阳黑子是太阳表面（光球层）上可见的磁场的集中。人们认为，由稀薄日冕中的磁重联引起的太阳耀斑，不可能引起致密光球的直接扰动，使光球发生整体运动。在这里，我们报告的突然耀斑引起的旋转的太阳黑子使用前所未有的时空分辨率的1.6米新太阳望远镜，补充从太阳动力学天文台的磁数据。可以清楚地观察到，太阳黑子的旋转是不均匀的：当耀斑带扫过时，它的不同部分在不同的时间加速（高达每小时50度），对应于耀斑硬X射线发射的峰值。这种旋转可能是由日冕磁重组的反作用引起的表面洛伦兹力变化驱动的，并伴随着向下的坡印亭通量。这些结果对我们理解耀斑相关现象中的能量和动量输运有直接的影响。
2017-05-11 astro-ph.SR
Evidence of the Relationship between the Emerging Magnetic Fields, Electric Currents, and Solar Flares Observed on May 10, 2012
我们分析了2012年5月10日（04：18 UT）太阳耀斑的多波长观测和磁场数据，并在小光斑本影的视线磁测量中检测到信号的符号反转。这种效应至少部分地与新磁场的出现有关。几乎在同一时间，记录到了一次硬X射线爆发，由于能量释放范围内的扰动对光球层的影响，产生了真空紫外（EUV）范围内的波（“日震”）。在事件开始时，记录到一个S形耀斑，但它没有像通常那样沿着极性反转（中性）线传播。利用SDO/HMI全矢量测量数据，将AR 11476磁场外推到日冕，得到光球层垂直电流$j_z$的分布。活动区的电流分布表明，它们与耀斑的发生有着十分复杂的关系。我们已经证实，当前系统在耀斑之前和之后的预期“理想”行为（例如，参见（Sharykin和Kavichev，2015））仅在乙状结肠区观察到。所得的结果与同日在该天文台录得的另外两个耀斑的观测结果比较，其中一个与讨论中的耀斑相似，另一个则不同。我们的研究结果证实了S型耀斑中大尺度磁通量绳的形成和爆发与光球层的剪切运动和扭曲磁管的出现以及随后的环面不稳定性的发展有关。
2016-05-14 astro-ph.SR
Continuum Enhancements in the Ultraviolet, the Visible and the Infrared during the X1 flare on 2014 March 29
在许多耀斑（“白光耀斑”）中观察到增强的连续亮度，但仍然不清楚哪些过程有助于发射。为了理解这种排放所需的能量传输，我们必须首先确定排放过程和排放源区域。可能的原因包括色球层的加热导致氢的自由束缚跃迁产生光学上薄或厚的发射，以及光球层的加热导致H $^-$连续谱亮度的增强。为了研究这些可能性，我们结合了IRIS，SDO/HMI和地面FIRS仪器的观测结果，涵盖了X1耀斑SOL 20140329 T17：48期间的远紫外，近紫外，可见光和红外波长。黑体光谱与红外和可见光波长的拟合是合理的，得到辐射温度$\sim$ 6000-6300 K。NUV辐射，在未受干扰的条件下形成于上层光球，在耀斑期间超过了这些简单的拟合，需要来自色球层中的巴耳末连续谱的额外辐射。因此，连续光谱来源于光球层（可见-IR）和色球层（NUV）的增强辐射。从标准的厚靶耀斑模型出发，计算了RHESSI观测到的非热电子的能量，并与连续谱辐射的能量进行了比较。我们发现，能量包含在大多数电子$>$ 40千电子伏，或可替代地，$\sim$ 10-20%的电子$>$ 20千电子伏是足以解释额外的连续发射的$\sim4-8 \times 10^{10}$尔格的$^{-1}$厘米$^{-2}$。此外，从RHESSI HXR和IRIS观测的时间，我们得出结论，NUV连续发射时，观测到的HXR发射的时间差不超过15秒几乎是瞬间的。
2015-11-13 astro-ph.SR
The wings of Ca II H and K as photospheric diagnostics and the reliability of one-dimensional photosphere modeling
Ca II H和K线的延伸翼提供了对太阳光球和其他冷恒星的温度分层的出色诊断，这要归功于它们的LTE不透明度和源函数以及它们的大跨度形成高度。本研究的目的是校准使用的H和K翼在一维空间平均光谱的解释，并在推导每像素分层解析光谱。我使用太阳对流的多维模拟来合成H和K机翼，从这些机翼导出一维模型，就像它们被观察到一样，并将所得模型与实际模拟输入进行比较。我发现，从合成的翅膀构造的空间平均模型一般匹配的模拟平均值很好，除了最深层的光球大的热不均匀性和普朗克函数的非线性给出了很大的误差。不均匀性越大，后者越大。强网络场的存在增加了这种不均匀性。在平静的光球条件下，温度超过200 K。一维分层适合的离散结构，如造粒和小规模的磁浓度给出了令人满意的结果与错误，主要是由于陡峭的温度梯度和温度随深度的突然变化。我的结论是分层建模使用的H和K翼是一个有用的技术，太阳高分辨率观测的解释。
2012-07-09 astro-ph.SR
The Impulsive Phase in Solar Flares: Recent Multi-wavelength Results and their Implications for Microwave Modeling and Observations
这篇简短的论文回顾了最近对耀斑期间低层大气（色球层和光球层）中发生的过程的几个关键观测。这些是：在耀斑色球层的紧凑和碎片结构的证据，在光学耀斑的脚点，在耀斑脉冲阶段，在磁场的阶梯状变化的条件，热，密集的'色球'的脚点。这些意见的微波的影响进行了讨论。
2013-11-27 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Sunspot shearing and sudden retraction motion associated with the 2013 August 17 M3.3 Flare
在本函中，我们对2013年8月17日发生的M3.3级耀斑（SOL 2013 -08- 17 T18：16）进行了详细分析。它提供了一个清晰的图像相互磁相互作用最初从光球到日冕通过突然的快速剪切运动的小太阳黑子之前的耀斑，然后突然从日冕回到光球通过突然收缩运动的同一个太阳黑子在耀斑脉冲阶段。在耀斑爆发前约10小时，活动区NOAA 11818中的一个小黑子开始沿着磁极反转线（PIL）向东北方向移动，产生了剪切运动，改变了活动区的准静态状态。PIL上方的一个灯丝随着太阳黑子的移动而被激活，然后部分爆发。这次爆发最终导致了M3.3级耀斑。在耀斑爆发时，太阳黑子突然被拉回到相反的方向。在向后运动的过程中，洛伦兹力在大小和方向上同时发生了脉冲变化。其方向变化与回缩运动一致。这一观测结果为太阳黑子的剪切运动在驱动和触发耀斑中的作用提供了直接证据。特别是证实了太阳耀斑期间黑子的突然运动是日冕磁场重构引起的反作用的结果。
2022-06-18 astro-ph.SR
Deconstructing Photospheric Spectral Lines in Solar and Stellar Flares
本研究通过辐射流体动力学模拟解构太阳和恒星耀斑中光球谱线的形成，发现谱线变化主要由色球上升流引起，深形成谱线需多分量处理以准确探测大气速度流。
2024-01-04 astro-ph.SR
Abrupt Longitudinal Magnetic Field Changes and Ultraviolet Emissions Accompanying Solar Flares
我们已经使用过渡区和日冕探测器（TRACE）1600年的图像和全球振荡网络组（GONG）的磁图比较紫外线（UV）的发射色球层纵向磁场的变化在光球在四个X级太阳耀斑。在每次耀斑的龚磁图中，磁场的突然、显著和持续变化发生在十多个像素上。这些磁场变化在所有情况下都滞后于GOES耀斑的开始时间，表明它们是耀斑的后果而不是原因。紫外线辐射在空间上与电场变化一致。紫外辐射往往滞后于耀斑的GOES开始时间，并导致除一个像素外所有像素的磁场变化。紫外线辐射导致光球场的变化平均为4分钟，最长的是9分钟，然而，紫外线辐射持续了几十分钟，在某些情况下超过一个小时，在场的变化完成后。观测结果与以下图片一致：来自日冕中场重联点的阿尔文波在脉冲相位开始附近的所有方向上向外传播场变化，包括向下穿过色球层并进入光球层，导致光球场变化，而色球层以耀斑内核的形式在紫外线中发射，在耀斑的各个阶段都有带状和连续的色球增亮。
2012-11-09 astro-ph.SR
Powerful Solar Flares of September 2017: Correspondence Between Parameters of Microwave Bursts and Proton Fluxes near Earth
在这篇文章中，我们考虑了三个质子耀斑的射电特征，这些耀斑导致了地球附近太阳高能粒子（SEP）的离散增强。分析证实，微波爆发的通量密度和频谱反映了加速粒子的数量和能谱，包括进入地球的10-100 MeV质子，尽管后者是由电子传播到光球层产生的。
2018-02-01 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Vector Magnetic Field Associated with Moving Flare Ribbons As Seen By GST
光球层对太阳耀斑的反应，也称为日冕反反应，经常被观测为耀斑引起的矢量磁场和太阳黑子运动的突然变化。然而，它仍然是模糊的，是否演变耀斑带，耀斑签名最接近光球，是伴随着变化的矢量磁场在其中。在这里，我们探索色球层中耀斑带的动力学与底层光球层中磁场变化之间的关系，使用1.6米古德太阳望远镜在2015年6月22日观测到的M6.5耀斑的高分辨率带外H-α图像和近红外矢量磁图。我们发现，光球场的变化发生在耀斑带前锋的到来，从而类似于耀斑带传播。通常，水平场增加，并且场线变得更倾向于表面。当条带扫过经历旋转运动的区域时，场瞬时变得更加垂直，水平场和倾斜角减小，然后恢复和/或变得比条带到达之前更加水平。带状传播在太阳黑子旋转中心附近减速，在那里垂直场变得永久增强。类似的磁场变化是可辨别的磁图从日震和磁成像仪（HMI），并向内崩溃的日冕磁场推断从HMI磁图推断的非线性无力场模型的时间序列。我们的结论是，光球场几乎是瞬间响应的磁重联在日冕。
2018-10-27 astro-ph.SR
Generation of large scale electric fields in coronal flare circuits
在太阳耀斑期间产生大量高能电子。它们携带了耀斑释放的能量的很大一部分，但这些电子是如何产生的还没有完全弄清楚。本文提出光球活动区等离子体运动是大电流的来源。这些电流可以用宏观电路来描述。在特殊情况下，电流可以沿着磁场线在电晕中建立。当对当地条件作适当假设时，这些电流释放的能量与耀斑能量相当。
2009-08-06 astro-ph.SR
Height structure of X-ray, EUV and white-light emission in a solar flare
大部分太阳耀斑发射来自太阳低层大气中非常紧凑的来源，可以在各种波长范围内看到：近光学、紫外、极紫外、软X射线和硬X射线以及伽马射线发射，但很少有空间分辨成像观测来确定这些区域的结构。本文研究了硬X射线（HXR）、极紫外和白光连续谱源在低层大气中的光球层上高度以及在这些高度上的密度。同时从SDO和HXR RHESSI图像的EUV/连续图像进行比较，研究观测良好的伽玛射线临边耀斑。使用RHESSI X射线光谱仪，我们确定了HXR源的高度作为光球上方能量的函数。将AIA/SDO和HMI/SDO图像与RHESSI图像进行比对，我们首次推断了耀斑足点中HXR、EUV和连续谱源的高度和特征密度。35-100 keV HXR源位于光球层上方1.7 - 0.8 μ m的高度，低于出现在1.5-3 μ m高度的白光连续发射，EUV发射的峰值起源于3 μ m附近。EUV发射位置与发生在完全电离色球顶层的~12 keV的低能电子的能量沉积一致。低日冕，而不是由>20 keV的电子，产生HXR的足迹在较低的中性色球层。白光发射的最大值出现在HXR和EUV发射之间，大概是在电离和中性大气之间的过渡，表明自由束缚和自由-自由连续发射。我们注意到，由低能电子沉积的能量足以解释光学和紫外发射的能量学。
2011-07-19 astro-ph.SR
Diagnostic Analysis of the Solar Proton Flares of September 2017 by Their Radio Bursts
2017年9月4日至10日发生在太阳上的强大耀斑是在1970- 1980年代在IZMIRAN开发的质子耀斑定量诊断技术的基础上进行分析的。结果表明，能量为几十MeV的质子来地球的通量和能谱与2.7- 15.4GHz微波射电爆发的强度和频谱有定性和定量的对应关系。特别是，9月4日的耀斑。在频率f ~ 3GHz处具有峰值无线电通量S ~ 2000 sfu（即，（具有软射电频谱）伴随着一个显著的质子通量J（> 10 MeV）~ 100 pfu和γ指数~ 3.0的软能谱，以及9月10日的强耀斑。在f ~ 15 GHz时具有S ~ 21000 sfu（即，具有硬无线电频谱）导致非常强烈的质子事件，J（> 10 MeV）~ 1000 pfu，具有硬能谱（γ ~ 1.4），包括地能级增强（GLE 72）。这进一步证明，无论太阳上粒子加速的具体来源是什么，微波射电爆发的数据都可以成功地用于诊断质子耀斑。
2018-08-15 astro-ph.SR
Emission Height and Temperature Distribution of White-Light Emission Observed by Hinode/SOT from the 2012 January 27 X-class Solar Flare
2012年1月27日，利用日之出卫星上的太阳光学望远镜的三个连续谱带（红、绿、蓝）观测到了X1.7级太阳耀斑的白光发射。这一事件发生在太阳边缘附近，因此不同发射源的位置差异与不同发射源在光球层上方的高度差异一致。在这种解释下，我们的观察结果与发生在Ca II H发射发生的最低水平的白光发射是一致的。此外，白光发射的红色、绿色和蓝色波长的源区的中心彼此显著移位，这表明这些相应的发射是从太阳大气中逐渐降低的高度发出的。温度分布也从白光数据计算，我们发现较低层的发射有一个较高的温度。这表明高能粒子向下穿透到光球层附近，并将热量沉积到周围的大气下层。
2013-08-23 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Turbulence, Complexity, and Solar Flares
预测太阳耀斑是物理学中最基本的问题之一，涉及等离子体物理、高能物理和复杂系统的建模等问题。随着我们对准确的空间天气预报的需求不断增加，这也带来了社会后果。太阳耀斑是光球层的输入（通量出现和重排）与日冕层的输出（电流积累和电阻耗散）之间的竞争而自然产生的。虽然最初是局部的，但这种重新分布会影响邻近区域，并发生雪崩，导致等离子体、粒子和磁场的大规模爆发。由于耀斑是由光球层中的应力场提供动力的，因此对光球层磁场复杂性的研究既可以用来预测活动，也可以用来理解磁场的物理性质。磁能量谱和多重分形谱是两种可能的方法。
2009-09-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
The white-light continuum in the impulsive phase of a solar flare
本文讨论了太阳耀斑脉冲相的红外/可见光/真空紫外连续辐射，利用TRACE紫外和极紫外图像来表征光谱能量分布。这种连续性很少被观察到，但在能量上占主导地位。最近对太阳耀斑的测热观测进一步指出，脉冲阶段是辐射能量的主要来源。这一部分似乎表现出巴耳末跳跃，因此必须起源于安静光球上方的光学薄区域，具有升高的温度和强电离。
2010-01-06 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
Time-Dependent Density Diagnostics of Solar Flare Plasmas Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站（SDO）上的极紫外光变率实验（EVE）数据，对太阳耀斑等离子体的时间分辨电子密度进行了测量。EVE光谱范围包含在10^4 - 10^7 K之间形成的发射线，包括高度电离的铁（> 10 MK）的跃迁。使用三种密度敏感的Fe XXI比率，在四次X级耀斑中发现了10 ^（11.2）-10 ^（12.1）cm ^（-3）的峰值电子密度。虽然以前在这样的高温下的密度测量是在一个耀斑事件期间只在一个点，EVE现在允许这些高温密度的时间演变，以确定在10秒的节奏。与GOES数据的比较表明，密度的时间曲线的峰值，为每一个线的比率相关以及与排放量的时间曲线的每个事件的研究。
2012-07-09 astro-ph.SR
Fields and Flares: Understanding the Complex Magnetic Topologies of Solar Active Regions
太阳黑子是太阳可见表面（光球层）上亮度降低的区域，与强磁场有关。它们被发现是与太阳耀斑有关的位置，当储存在太阳黑子磁场中的能量突然释放时，就会发生太阳耀斑。耀斑的过程以及太阳黑子磁场和耀斑之间的联系仍然没有完全了解，本论文旨在更好地了解这些主题。利用Hinode航天器提供的高空间分辨率数据，对若干太阳黑子区域的磁场演变进行了研究。本论文的研究对耀斑区光球和日冕磁场的演化都有一定的认识。在耀斑发生前几个小时，在光球中观察到垂直场强、电流密度和场向垂直方向的倾斜角的显著增加，这比以前研究的时间尺度要短得多。还首次观测到了磁中性线（一般认为是耀斑的典型源区）上磁场倾角的空间变化。以光球磁场数据为边界条件，采用三维磁场外推方法研究日冕磁场。观测到耀斑爆发前几小时磁能和自由磁能显著增加，耀斑爆发后磁能和自由磁能减小，这与观测到的光球场参数变化趋势相似。部分泰勒弛豫的证据也检测到耀斑后，由先前的几项研究预测。在这篇论文中概述的结果表明，这一特殊领域的研究是至关重要的，在进一步了解太阳黑子的磁性及其与耀斑过程的联系。
2013-01-23 astro-ph.SR
Measurements of electron anisotropy in solar flares using albedo with RHESSI X-ray data
在太阳耀斑中被加速的电子的角分布是理解那里发生的加速和传播机制的关键参数。然而，高能电子的各向异性仍然是一个知之甚少的量，观测研究提供了各向同性分布的证据，理论模型主要考虑强波束的情况。利用RHESSI的硬X射线数据，利用光球散射的影响，推断出发射X射线的电子的俯仰角分布。一个双向近似和正则化反演进行8个大耀斑事件，推导出电子光谱在两个向下（朝向光球）和向上（远离光球）的方向。电子光谱和电子各向异性比计算宽的能量范围从约10和高达~ 300 keV附近的耀斑的峰值。在脉冲峰值附近的时间间隔持续4，8和16秒的短周期的电子各向异性的变化已被检查。结果表明，强各向异性的证据很少，平均电子通量谱是一致的各向同性电子分布。3 σ水平的不确定性，虽然能量和事件的依赖，被发现表明，各向异性大于~ 3的各向异性分布是不一致的硬X射线数据。在能量高于150-200 keV时，不确定性更大，因此可能的电子各向异性可能更大。
2012-10-17 astro-ph.SR
Photospheric Pore Rotation Associated with a C-class Flare from Spectropolarimetric Observations with DKIST
研究结合DKIST的ViSP/VBI高分辨率观测、Milne-Eddington反演与数据驱动模拟，发现C4.1耀斑期间反极性旋转小黑子上方存在类零点磁拓扑，且Lorentz力水平分量变化可能驱动其旋转。
2024-09-08 astro-ph.SR
Flare Induced Photospheric Velocity Diagnostics
利用RADYN和RH程序对太阳耀斑进行了辐射流体动力学模拟，研究了电子束加热引起的光球Fe I谱线的扰动。我们调查如何在光束参数的变化导致在诱导光球速度的可辨别的差异。线合成显示显着的色球贡献的线轮廓，导致一个明显的红色不对称性高达40米/秒接近最大的光束加热的时间，这是不反映的上升流速度，在这些时间产生的辐射流体动力学模拟。整个谱线轮廓的明显红移是由显着的色球发射产生的，它的蓝移高达400米/秒，并填充了近静止光球吸收轮廓的蓝色一侧。因此，在耀斑期间从光球线剖面中可以得到的速度信息必须小心处理，以减轻大气较高部分提供错误速度信号的影响。
2021-05-05 astro-ph.SR
Vorticity in the solar photosphere
目标。我们使用磁性和非磁性的3D数值模拟的太阳颗粒和G-波段辐射诊断所产生的模型来分析太阳光球中的小尺度涡旋运动的产生。方法.磁对流的辐射MHD模拟用于产生光球模型。我们的出发点是一个非磁性的太阳对流模型，在这里我们引入了一个均匀的磁场，并遵循模拟光球场的演变。我们发现了两种不同类型的光球涡，并提供了一个链接之间的涡的产生和存在的晶间磁场。涡度方程的详细分析，结合G-波段辐射诊断，使我们能够识别模拟光球中光球涡度的来源和观测特征。结果两种不同类型的光球涡，磁性和非磁性，产生的域。非磁涡旋是由光球层中等离子体的斜压运动产生的，而磁涡旋是由颗粒间磁通量浓度中的磁张力产生的。这两种类型的涡具有不同的形状。我们发现，更有效地产生的涡流磁化模型。模拟的G-波段图像显示了磁涡旋和光球亮点旋转运动之间的直接联系，并表明磁亮点旋转和在大气高层观测到的小尺度涡旋运动之间可能存在联系。
2010-10-27 astro-ph.SR
The chromosphere during solar flares
在过去的一二十年里，观测和理论耀斑研究的重点一直放在耀斑日冕上，注意力已经从耀斑的色球层方面大大转移。然而，虽然耀斑前的能量储存在日冕中，辐射耀斑主要是一种色球现象，其色球发射提出了丰富的诊断耀斑的热和非热成分。我将在这里回顾耀斑能量释放的色球特征，以及在标准耀斑模型的背景下应用这些诊断所带来的问题。我将提出一些关于通过其他方式向色球层传输能量的想法，以及在这样一个模型中人们可能期望的电子加速的计算。
2010-01-05 astro-ph.SR
On the Origin of Optical Radiation During the Impulsive Phase of Flares on dMe Stars. II. Continuum and Line Radiation
有人认为，不仅蓝色（在亮度最大值），而且红色（在缓慢衰减阶段）的光学连续的强大的耀斑dMe星的组成部分附近的光球形成。在等离子体达到热平衡状态的弛豫区中可能出现HeI线（由于电子与原子和离子的弹性碰撞而导致电子温度升高），这是由于非稳态色球冲击波以足够高的速度向太阳和恒星的光球层传播。提出了一个计划的定位的“层”的等离子体负责在白光连续辐射的产生在脉冲阶段的强大的恒星耀斑。
2020-10-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Transient Magnetic and Doppler Features Related to the White-light Flares in NOAA 10486
在2003年10月28日的X17/4 B耀斑和2003年10月29日的X10/2B耀斑期间，在超活动区NOAA 10486的磁和多普勒图像中检测到快速移动的瞬态特征。这两个耀斑都是能量极高的白光事件。瞬变特征出现在耀斑的脉冲阶段，并以30 ~ 50 km/s $^{-1}$的速度移动。这些特征位于先前报告的紧凑的声学\cite{Donea05}和地震源\cite{Zharkova07}附近。我们研究了这些特征的起源及其与耀斑各个方面的关系，{ \it，即}，硬X射线发射源和耀斑核心在不同的层-（i）光球（白光连续），（ii）色球（H $α$ 6563），（iii）温度最低区（UV 1600 ℃），和（iv）过渡区（UV 284 ℃）。
2009-06-01 astro-ph.SR
Evidence of Magnetic Helicity in Emerging Flux and Associated Flare
本文的目的是看一个新兴的活动区的磁螺旋度结构，并表明，无论是出现和耀斑签名是一致的磁螺旋度相同的符号。本文对2003年5月27日发生在活动区NOAA 10365的一次M1.6级耀斑进行了多波长分析。光球层中的发散流型和磁场的“舌”形，具有拉长的极性，这高度暗示了扭曲通量管的出现。这些舌头的方向表明出现了一个通量管与右手扭曲，即积极的磁螺旋。色球层中的耀斑特征是由Meudon太阳塔中的MSDP摄谱仪在H-α和TRACE在1600 A中观察到的条带。这些条带呈“J”形，并沿反转线移动。这些带状物的图案表明，耀斑是由正螺旋度的扭曲通量管下方日冕高度的磁重联触发的，对应于观测到的出现。这是第一次在观测中清楚地发现通过光球和耀斑带的新兴通量之间的一致性。另一种类型的带状观测期间耀斑在周边的活动区的MSDP和SOHO/EIT的存在有关的零点，这是发现高的日冕中的位场外推。我们讨论了这些二次增亮的解释方面的“突破”模型和等离子体压缩/加热大规模separatrices。
2009-06-06 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnections with multiple flare ribbons during an X-class solar flare
利用太阳动力学天文台的观测资料，研究了2014年1月7日X1.2级耀斑爆发期间，伴随多个耀斑带的滑动磁重联。一个中心负极性被多个正极性所包围，出现三个FR。三个FR出现明显的滑动运动，末端形成钩状结构。由于喷发构造的活动足点，一个紧密的半圆形钩沿其内外边缘滑动后消失，钩内形成冠状凹陷。东钩也因为遥远的暗条弧与被耀斑下的环冲动加热的热环之间的磁重联而消失。我们的结果与三维标准模型中的滑动磁重联区一致。我们认为耀斑的复杂结构可能是光球层中更复杂的通量分布的结果，并且喷发涉及至少两次磁重联。
2016-04-18 astro-ph.SR
The causality between the rapid rotation of a sunspot and an X3.4 flare
利用Hinode的多波长观测资料，详细研究了活动区NOAA 10930的一个黑子的快速旋转。我们发现在X3.4级耀斑爆发前，太阳黑子出现了异常的正极性逆时针旋转。从一系列矢量磁图中发现，伴随着黑子的自转，磁力线沿中性线发生了强烈的剪切。此外，还发现剪切环和日冕中的反S形磁环是在黑子自转后逐渐形成的。X3.4耀斑可以合理地视为该移动的结果。详细的分析表明，太阳黑子的自转导致光球层中的磁场线发生扭曲，并将扭曲传输到日冕中，最终触发耀斑。
2009-02-24 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of the non-Maxwellian $κ$-distributions using SDO/EVE observations of the 2012 March 7 X-class flare
分析了2012年3月7日X5.4级耀斑（SOL 2012 -03- 07 T00：07）期间太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）的光谱观测结果，并对非麦克斯韦kappa分布特征进行了分析。在1分钟内对观察到的光谱进行平均，以增加较弱谱线中的光子统计，并减去耀斑前的光谱。使用KAPPA数据库计算κ分布的合成线强度。我们发现强烈的偏离（卡帕< 2）在耀斑的早期和脉冲阶段，与随后的耀斑等离子体热化在逐渐阶段。如果从单线比诊断温度，则结果强烈依赖于kappa值。当kappa=2时，我们发现温度比通常使用的麦克斯韦方程高出约2倍。非麦克斯韦效应也可能导致从线比和从GOES X射线通道的比率诊断的温度不同。多热分析表明，等离子体是强烈的多热在任何时候与平面DEM。对于较低的kappa，DEM_kappa向较高的温度移动。唯一几乎与kappa无关的参数是电子密度，我们发现log（N_e）$\approx$ 11.5几乎与时间无关。我们的结论是，非麦克斯韦效应是重要的，应该考虑到分析时，太阳耀斑观测，包括光谱和成像。
2018-01-09 astro-ph.SR
A Unique Resource for Solar Flare Diagnostic Studies: the SMM Bent Crystal Spectrometer
美国国家航空航天局太阳峰年任务航天器上的弯晶光谱仪（BCS）在1980年2月至11月和1984年~1989年期间观测了大量太阳耀斑的X射线光谱。该仪器是第一台使用弯曲晶体技术的仪器，观察到了类He Ca的共振线。（\caxix）和Fe（\fexxv）和邻近的卫星线路，允许研究耀斑等离子体温度、湍流、质量运动等的快速演变。迄今为止，还没有一个太阳X射线光谱仪具有可比的光谱和时间分辨率，而随后的太阳活动周期产生的耀斑要少得多，强度也小得多。因此，BCS数据档案为耀斑研究提供了无与伦比的资源。本文利用1980年11月6日耀斑过程中航天器扫描期间的数据对BCS校准及其操作进行了最近的重新评估，该数据突出了重要通道1（\caxix \和卫星的视线）晶体曲率的小变形。结果解释了长期存在的异常谱线比已被广泛讨论在过去。我们还提供了一个在飞行中的BCS准直器视场的估计，提高了BCS的绝对强度校准。BCS通道~1的背景被证明是完全由于太阳连续辐射，证实了早期的分析暗示一个随时间变化的耀斑丰富的钙。我们建议BCS高分辨率\caxix \和\fexxv \ line光谱用作非太阳源X射线光谱分析的模板。
2020-04-07 astro-ph.SR
Energy Build-up and Triggering Leading to a M1.5 Flare on 1 August 2014
太阳耀斑的能量储存和触发机制对于理解太阳活动具有重要意义。我们分析了2014年8月1日在活动区NOAA 12127（SOL 2014 -08- 01 T18：13）中M1.5耀斑的多波长观测。在爆发前主要能量释放区的正磁场中存在明显的大尺度黑子旋转，其旋转既有顺时针方向的，也有逆时针方向的。耀斑前光球层磁螺旋度的注入。耀斑后螺旋度注入的符号反转。结果表明，大尺度（$\approx$ 1天）和小尺度（$\approx$ 1 ~ 2小时）的持续性磁通量突现都与耀斑有关。我们认为大尺度的磁通出射、螺旋度注入和太阳黑子自转是耀斑能量积累的主要原因，而小尺度的磁通出射则是触发耀斑的关键因素。
2019-02-01 astro-ph.SR
Diagnostics of non-thermal distributions in solar flare spectra observed by RESIK and RHESSI
本文着重研究了电子分布在keV范围内的非热分量，并分析了RESIK和RHESSI探测到的三次太阳耀斑的高能分辨X射线谱，在2-4 keV范围内，我们假设电子分布可以用n分布来模拟。使用线强度比的方法，我们分析了RESIK观测到的Si的允许线和卫星线，并估计了n分布的参数。在更高的能量，我们探索RHESSI韧致辐射谱。采用前向拟合方法和厚靶近似，我们确定了注入电子束的特性。RHESSI与电子束相关联的非热分量与从RESIK谱获得的非热n分布的存在相关良好。此外，这样的n分布发生在0.61-15.4 GHz范围内观察到的无线电爆发期间。此外，我们表明，n-分布也可以解释RHESSI发射低于5 keV。因此，两种独立的诊断方法表明，耀斑等离子体受到电子束的影响，可以有一个非热的成分在~2-5 keV的范围内，这是描述的n分布井。最后，谱线分析表明，n-分布不占据相同的位置作为RHESSI检测到的热成分在~10 keV。
2011-09-05 astro-ph.SR
Spectral and Imaging Diagnostics of Spatially-Extended Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
本研究使用Fokker-Planck方程模拟太阳耀斑中扩展湍流加速区域内的电子加速与传输，通过结合X射线光谱和成像诊断，为约束耀斑加速机制的性质奠定了基础。
2023-01-31 astro-ph.SR
Coherent Lateral Motion of Penumbral Filaments during X-class Flare
现在，对Hinode航天器搭载的天基50厘米太阳光学望远镜拍摄的太阳光球层高分辨率照片进行了例行观测。2006年12月13日，日野号拍摄了NOAA 10930中的三角洲黑子，当时该活动区发生了X级耀斑。两个明亮的丝带可见，即使在白光和G-波段的图像除了色球Ca II H图像。我们使用互相关技术对太阳黑子进行了全球登记，并分析了耀斑间隔期间的局部效应。我们发现在耀斑期间，半影暗条有横向运动。此外，我们定位两个补丁，一个在任何极性，这表明收敛运动的极性反转线（PIL）。在钙II H图像中，我们发现内核与耀斑前的增亮，位于沿PIL。
2010-02-02 astro-ph.SR
A diagnostic of coronal elemental behavior during the inverse FIP effect in solar flares
日冕显示出与光球不同的元素丰度的独特模式。低第一电离电位（FIP）元件被增强几倍。在一些类太阳恒星的大气层中也可以看到类似的效应，而晚型M星则表现出相反的FIP效应。最近在太阳耀斑期间在太阳上发现了这种相反的效应，这可能使我们能够非常详细地观察恒星观测所不可能的空间和时间行为。解释这些测量结果的一个关键问题是，这两种效应是否仅作用于低FIP元素（某些模型预测的真正逆效应），或者逆FIP效应是否因为高FIP元素被增强而出现。在这里，我们开发了一种新的诊断，可以区分这两种情况下，辐射功率损失的建模的基础上，并应用模型的数值流体动力学模拟日冕循环冷却。我们表明，当低/高FIP元素耗尽/增强，有一个显着的差异，在冷却寿命的循环，是在较低的温度下最大的。我们应用此诊断后X1.8耀斑环拱廊和逆FIP区域，并表明，对于这个事件，低FIP元素耗尽。我们讨论的背景下，恒星观测的结果，和模型的FIP和逆FIP效应。我们还提供了两个逆FIP效应的情况下，在机器可读的形式，以方便进一步建模的辐射功率损耗函数。
2018-07-12 astro-ph.SR
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 astro-ph.SR
White-light continuum emission from a solar flare and plage
在光学连续谱中观测到耀斑发射是非常罕见的。因此，对这些观测结果的分析是有用的，可能有助于我们对耀斑色球层和光球层的理解。我们研究了2011年8月9日发生的X6.9耀斑期间观察到的白光连续发射。这种辐射不仅来自耀斑带，也来自附近的谱斑区。本工作的主要目的是解开耀斑和斑（光斑）的排放。通过分析多波长观测数据，分析了耀斑和谱斑性质的空间、光谱和时间演化。我们研究了不同仪器观测到的白光连续发射的形态相关性。我们发现某些产生连续辐射的活动区对应于谱斑而不是耀斑核。我们表明，在某些情况下，从WL耀斑内核的连续辐射是非常相似的光斑的连续辐射。
2016-04-14 astro-ph.SR
