Continuum Contributions to the SDO/AIA Passbands During Solar Flares
来自太阳动力学观测台（SDO）极紫外实验（EVE）的多极紫外光栅摄谱仪（MEGS-A）组件的数据被用来量化连续辐射对大气成像组件（AIA）的每个极紫外通道的贡献，也在SDO上，在2011年2月15日发生的X级太阳耀斑期间。两个预耀斑减去EVE光谱和适合于相关的自由-自由连续与AIA的7个EUV通带的响应函数在整个过程中的耀斑在10秒的节奏卷积。结果发现，在耀斑的整个主相位中，94 A，131 A，193 A和335 A通带中的总发射的10-25%是由于自由-自由发射。对于171 A通道无法进行可靠的测量，而对于304 A通道的连续贡献由于强He II发射线的存在而可以忽略不计。高达50%的211 A通道中的发射被发现是由于自由-自由发射周围的耀斑的峰值，而另外的20%是由于重组连续的He II。分析被扩展到一些M-和X-级耀斑，它被发现，自由-自由排放的水平，有助于171 A和211 A通带增加GOES类。这些结果表明，在耀斑期间的连续发射，有助于AIA观测的量是更显着的比以前的研究中所述的合成，而不是观察到的光谱。这些发现强调了与成像仪器结合进行光谱观察的重要性，以便正确解释数据。
2013-08-16 astro-ph.SR
The Compatibility of Flare Temperatures Observed with AIA, GOES, and RHESSI
我们测试的兼容性和偏见的多热耀斑DEM（差分发射测量）的峰值温度确定与AIA与那些确定的GOES和RHESSI使用等温假设。在SDO任务的前两年观察到的一组149个M级和X级耀斑中，AIA发现在GOES 1-8 A通量峰值时DEM峰值温度的平均值为Tp = 12.0+/-2.9 MK，高斯DEM宽度为log 10（sigma_T）= 0.50+/-0.13。从GOES对相同的149个事件的观测中，推断出平均温度Tp = 15.6+/-2.4 MK，系统地高出TGOES/TAIA = 1.4+/-0.4。我们证明，这种差异的结果从等温假设的反演的GOES过滤器的比率。从这些事件中的61个事件的能量为E ~ 6-12 keV的光子谱的等温拟合，RHESSI发现温度仍然高出TRHESSI/TAIA = 1.9+/-1.0。我们发现，这部分是等温假设的后果。然而，RHESSI对DEM峰值的低温范围不敏感，因此RHESSI仅对DEM函数的高温尾部进行采样。这也可能导致AIA和RHESSI温度之间的差异。GOES和RHESSI发现的较高的火炬温度意味着相应的较低的排放措施。我们得出结论，自洽耀斑DEM温度和排放措施需要同时拟合EUV（AIA）和软X射线（GOES和RHESSI）通量。
2014-01-16 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
我们从这里开始一系列的论文研究色球和日冕的太阳活动区的性质。这第一篇论文描述了一个广泛的图像数据集，从大气成像组件的太阳动力学观测策划的大样本分析这一主题。基于（并且被构造成与之协调）如由同一任务上的日震和磁成像仪（HMI）的管线数据分析系统识别的“活动区域块”，"HARP“），" AIA活动区域块”（AARP），包括仅通过以HARP为中心的片提取而在空间上下采样的FITS文件的无偏多波长集合（保留全空间采样），并且在时间域中下采样，但仍然能够描述短期运动学和长期趋势。AARP数据库可以使用本系列论文II中的非参数判别分析进行物理参数化和分析，并使用差分发射测量技术进行分析。AARP数据集目前涵盖2010年中期至2018年12月，大小约为9 TB，可通过太阳能数据分析中心获得。
2022-12-21 astro-ph.SR
Observations of Post-flare Plasma Dynamics during an M1.0 Flare in AR11093 by SDO/AIA
我们使用SDO/AIA 304 μ m和171 μ m滤波器观测了2010年8月7日AR 11093中一个M1.0级双带状耀斑衰变阶段演化的多股耀斑后环系统中冷热等离子体的运动。观察到了多温度下环系统中的运动光强特征及其反射光强特征。所观察到的热等离子体的对应物，可能包围冷约束等离子体，相对较快地移动（$\sim$ 34 km s $^{-1}$）到后者（29 km s $^{-1}$）的形式的扩展强度功能。传播的等离子体和强度从环的另一个足点的区域反射。等离子体运动的亚声速和相关的强度特征很可能是在耀斑后环系统中通过脉冲耀斑加热过程演化出来的。补充我们的意见，移动多温度的强度功能后耀斑环系统及其反射，我们还试图解决二维理想磁流体动力学方程数值模拟使用VAL-IIIC大气作为初始条件来模拟所观察到的等离子体动力学。我们考虑耀斑过程中在环系统的一个足点附近脉冲产生的局部热脉冲，它沿太阳色球层的磁场线发射。脉冲在沿该环系统移动时在较高高度处变陡成缓慢冲击，这触发了密切显示所观察到的等离子体动力学的等离子体扰动。
2011-09-30 astro-ph.SR
Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
The Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares Observed with AIA/SDO: Fractal Diffusion, Sub-Diffusion, or Logistic Growth ?
我们通过拟合一个径向膨胀模型$r(t)$来探索太阳耀斑的时空演化，该模型包括一个指数增长的加速阶段，然后是一个由广义扩散函数$r(t) \propto κ(t-t_1)^{β/2}$参数化的减速阶段，其中包括逻辑增长极限（$β=0$）、亚扩散（$β= 0-1$）、经典扩散（$β=1$）、超扩散（$β= 1-2$）和线性膨胀极限（$β=2$）。我们分析了在SDO任务的头两年中用GOES和AIA/SDO观察到的所有M和X级耀斑，共计155个事件。我们发现，大多数耀斑的子扩散制度（$β=0.53\pm0.27$），我们解释在低等离子体$β$电晕间歇性磁重联事件的各向异性链反应。我们发现一个平均传播速度$v=15\pm12$公里的$^{-1}$，最大速度为$v_{max}=80 \pm 85$公里的$^{-1}$每个耀斑，这是大大低于预期的耀斑等离子体的热扩散的声速。这里建立的扩散特性（首次为太阳耀斑）是一致的分形扩散自组织临界（FD-SOC）模型，预测扩散运输仅仅基于元胞自动机模拟。
2012-08-07 astro-ph.SR
Systematic Microwave Source Motions along Flare-arcade Observed by Nobeyama Radioheliograph and AIA/SDO
我们发现系统的微波源运动沿耀斑拱廊使用野边山射电日像仪（NoRH）17 GHz的图像。这些运动与2011年2月15日发生的X级磁盘耀斑有关。在这项研究中，我们还使用了来自大气成像组件（AIA）的EUV图像和来自太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）的磁图，以及来自Nobeyama Radiopolarimeters（NoRP）和韩国太阳射电爆发探测器（KSRBL）的多通道微波数据。我们追踪了耀斑期间NoRH 17 GHz微波源的质心，发现了两个运动事件：1）微波源沿耀斑弧系统地运动，AIA 94 A观测到微波源沿平行于中性线的方向运动; 2)每次发作时间分别为5 min和14 min。3)第一集的估计平行速度为34 km/s，第二集为22 km/s。NoRP和KSRBL得到的10 GHz以上的微波通量的谱斜率在两个事件中都是负的，而在第二事件的最后阶段，它与150 sfu的通量是平坦的。负谱和高通量的平坦区表明，在源运动期间，加速电子的回旋同步辐射占主导地位。AIA 304 A和94 A通道的连续图像显示，有连续的等离子体爆发，每次爆发都是在微波源运动开始之前开始的。基于这些结果，我们认为微波源的运动体现了等离子体爆发引起的粒子加速点的位移。
2013-10-10 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of a B-class flare using XSM, AIA, and XRT
本研究利用三台不同仪器对2021年2月的一次B级微耀斑开展多波段观测，验证了不同仪器测温的一致性，分析了耀斑演化中的元素丰度变化，证实XRT滤光片组合适用于微耀斑高温测量。
2023-08-28 astro-ph.SR
Analysis and Modeling of Two Flare Loops Observed by AIA and EIS
我们分析和模拟了SDO/AIA和Hinode/EIS观测到的一个M1.0耀斑，以研究耀斑环如何被加热和随后的演化。耀斑是由两个独特的环系统观察到的EUV图像。在这些环脚的紫外1600 nm的发射表现出快速上升，其次是增强发射在不同的EUV通道观察到的AIA和EIS。这种行为表明，脉冲能量沉积和随后的反应，在覆盖日冕循环，通过不同的温度演变。使用我们最近开发的方法，我们分别从两个环系统的UV光变曲线的快速上升推断经验加热函数，将它们视为横截面积为5 \arcsec乘5 \arcsec的两个大环，并使用EBTEL模型计算环中的等离子体演化（Klimchuk et al. 2008）。我们计算的合成EUV光曲线，其中，与模型的限制，合理地同意在多个AIA通道和EIS线获得的观察到的光曲线：它们显示出相同的演变趋势和它们的幅度是可比的两个因素。此外，我们还比较了计算的平均焓流速度与多普勒频移测量EIS在两个循环的衰减阶段。我们的结果表明，从足迹紫外发射推断出的具有不同加热函数的两个不同环，再加上从成像观测测量到的不同长度，导致了模型和观测中捕获的不同日冕等离子体演化模式。
2012-08-27 astro-ph.SR
Triangulation Tracking of a Radially Propagating MHD Wave in the AIA 1600 Acoustic Power Maps in Active Region 12193
几十年来，人们已经确定，太阳耀斑释放的能量激发了在太阳表面传播的声波振荡（Wolff 1972）。据信，这些耀斑可以激发活跃区域的速度振荡，特别是那些发生过更高级别太阳耀斑的区域（Kumar 2006）。然而，问题是如何在这样一个混乱的环境中的声振荡的行为可以诞生其他波的MHD类型。我们能观察到这样的事件吗？
2018-03-06 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
Heating and Dynamics of Two Flare Loop Systems Observed by AIA and EIS
我们研究了2011年2月13日C4.7双带耀斑中耀斑环的加热和演化。从SDO/AIA成像观察，我们可以确定两组环。Hinode/EIS光谱观测揭示了两组环脚下的蓝移。这两套系统的演变和动态是完全不同的。第一组环显示出蓝移约25分钟，然后是红移，而第二组显示出更强的蓝移，持续约一小时。AIA的UV 1600观测还显示，第二组环的脚变亮了两次。这些表明，在第二组回路中可能存在持续加热。我们使用空间分辨的紫外光曲线来推断加热速率在几十个单独的环路，包括两个环路系统。有了这些加热速率，我们然后计算等离子体演化在这些回路与“基于循环的热演化回路”（EBTEL）模型。结果表明，对于第一组环，由该模型计算的EUV光变曲线与6条AIA通道和8条EIS谱线的实测光变曲线吻合较好，计算的平均焓流速度与EIS多普勒频移测量值吻合较好。对于用两次加热建模的第二组回路，在低温带中建模的和观察到的EUV光曲线之间存在一些差异，并且模型没有完全产生观察到的延长的蓝移特征。我们讨论了差异的可能原因。
2013-12-18 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
UV and EUV Emissions at the Flare Foot-points Observed by AIA
太阳耀斑是由磁重联产生的脉冲能量释放事件组成的，它形成并加热耀斑环。最近的研究揭示了在这些环脚下的紫外线1600nm发射的两个阶段的演变模式：持续几秒到几分钟的快速脉冲，然后是几十分钟的时间尺度上的逐渐衰减。AIA的多波段EUV观测进一步揭示了非常相似的特征。这两个阶段代表了日冕中脉冲能量释放的不同但相关的特征。快速脉冲是低层大气对日冕突然加热到高温所产生的强烈热传导通量的立即反应（由于缺乏显著的硬X射线发射，我们排除了高能粒子）。逐渐阶段与已经蒸发到电晕中的热等离子体的冷却相关联。所观察到的足迹发射再次由热传导（和焓）提供动力，但是现在是在回路中建立近似稳态条件的时段期间。因此，单个像素的UV和EUV光变曲线可以被分成来自两种不同物理机制的贡献，以揭示耀斑中能量传输的性质。我们证明了这种技术使用协调，空间分辨观测紫外线和极紫外线发射的足迹的C3.2热耀斑。
2013-05-29 astro-ph.SR
Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；Bowdoin College（鲍登学院）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理跨大学中心）
该研究结合 SDO/AIA、Hinode/XRT 与 MinXSS-1 观测，识别耀斑环上方稀薄高温等离子体云，并澄清低 FIP 元素丰度信号来自耀斑环而非该云。
2025-10-20 astro-ph.SR
Electron Distribution Functions in Solar Flares from combined X-ray and EUV Observations
利用SDO和RHESSI对太阳耀斑进行同步观测，可以提供耀斑中热等离子体和高能粒子的空间分辨信息。RHESSI可以推断热（> 8 MK）热等离子体和非热电子分布的性质，而SDO/AIA对较低的温度更敏感。提出并实现了一种从SDO/AIA数据重建电子分布函数的新方法。RHESSI和AIA数据的组合分析允许在从~0.1 keV到几十keV的宽能量范围内推断电子分布函数。两个观测良好的耀斑的分析表明，在一般同意的分布在一个因素的三个RHESSI值外推到中间范围1-3千电子伏时，与AIA系统地预测较低的电子分布。可能的仪器和数值的影响，以及潜在的物理起源，这种差异进行了讨论。推断的电子分布函数一般显示一个或两个接近麦克斯韦组件的能量低于15千电子伏和非热尾以上。
2013-10-15 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
Dark Post-Flare Loops Observed by Solar Dynamics Observatory
太阳耀斑后环（PFL）是在爆发性耀斑的渐进阶段出现的类似拱廊的环系统。太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）观测使我们能够研究PFLs的精细结构。在这项工作中，我们专注于研究暗耀斑后环（DPFL）在X级耀斑，这是更明显的SDO/AIA数据比以前的EUV数据。我们识别并分析了SDO观测到的DPFLs，发现：（1）X5.4耀斑的DPFLs的平均寿命为10.0 $\pm$ 5.5分钟，平均宽度为1022 $\pm$ 339 km，平均最大长度为33 $\pm$ 10 Mm，（2）在DPFLs中识别出大小接近SDO/AIA分辨率的团块状坠落特征，其平均速度为76 $\pm$ 19 km s $^{-1}$，在AIA 304、171、193和211通道中，DPFLs的平均宽度随特征温度的升高而略有增加。我们的研究表明，在本研究中的所有20个案例中都发现了DPFLs，这表明它们是X级耀斑中的一种常见现象，并且可能是由产生日冕雨的相同机制产生的。
2016-04-06 astro-ph.SR
X6.9-class Flare Induced Vertical Kink Oscillations in a Large-Scale Plasma Curtain as Observed by SDO/AIA
我们提出了罕见的观测证据，垂直扭结振荡的层流和扩散的大规模等离子体幕所观察到的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。2011年8月9日在活动区11263发生的X6.9级耀斑引发了一个全球性的大尺度扰动，该扰动在等离子体幕上方的一个狭窄通道中传播，并产生了一个低密度区域，在观测图像数据中表现为变暗。这种大规模的传播扰动作为一个非周期性的驱动器，与等离子体幕的顶部不对称和倾斜的相互作用，并触发观察到的振荡。在幕的深层，我们发现了两个周期（795 s和530 s）的垂直扭折振荡的证据。由于日冕变暗而导致密度不均匀的磁幕表面上，还观察到非衰减垂直振荡（周期$\approx$ 763-896 s）。我们推断，全球大尺度扰动触发的垂直扭结振荡在更深的层，以及在大尺度等离子体幕的表面上。激发波的性质强烈地依赖于局部等离子体和磁场条件。
2013-10-03 astro-ph.SR
Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI
我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…
2015-03-04 astro-ph.SR
Extreme ultraviolet late-phase flares as observed by EVE and AIA on board the Solar Dynamics Observatory
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；University of Graz（格拉茨大学）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析EVE和AIA数据，发现约10%的耀斑经历EUV晚期相，其特征与一般耀斑不同。
2025-12-01 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
Multi-point study of the energy release and transport in the 28 March 2022, M4-flare using STIX, EUI, and AIA during the first Solar Orbiter nominal mission perihelion
本研究通过多点观测分析2022年3月28日M4级耀斑，发现早期不同剪切场线重连决定了后期硬X射线足点运动，推广了简单重连模型。
2023-10-03 astro-ph.SR
Imaging and Spectroscopic Observations of the Dynamic Processes in Limb Solar Flares
我们调查各种动力学过程，包括磁重联，色球蒸发，并通过成像和光谱观测的两个分支太阳耀斑的日冕雨排水界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。在耀斑的早期，在多波长图像上可以看到一个明亮而致密的尖状环顶结构，它与硬X射线25- 50 keV辐射是同空间的。特别是，间歇性的磁重联下行流中检测到的AIA 304的时间-空间地图。在IRIS Si { \sc iv} 1393.76 π谱线中，由于投影效应，重联下降流表现为一半环的红移和另一半环的蓝移。Si { \sc iv}分布在环顶区域具有相对较大的宽度，表现出复杂的特征（例如，多峰）。在脉冲阶段，色球蒸发在AIA图像和IRIS Fe { \sc xxi} 1354.08 μ m线上都观察到。从AIA 131的卫星图像中可以看到向上的运动。Fe { \sc xxi}线被显著增强并且显示出良好的高斯形状。在渐变阶段，在AIA 304的云图上，暖雨被观测为向下移动的等离子体。Si { \sc iv}和Fe { \sc xxi}线都显示出相对对称的形状，在环顶部周围具有较大的宽度。这些结果为理解太阳耀斑的能量释放过程提供了观测依据。
2022-07-13 astro-ph.SR
Initiation of CME and Associated Flare Caused by Helical Kink Instability Observed by SDO/AIA
在本文中，我们提出了多波长观测的螺旋扭结不稳定性作为一个触发的CME发生在AR NOAA 11163 2011年2月24日。CME与M3.5肢体耀斑相关。SDO/AIA的高分辨率观测表明，爆发日珥中存在螺旋扭折不稳定性，这意味着磁场存在磁绳结构。增亮开始于日珥顶点以下，在激活阶段缓慢上升（约100 km/s）。在该位置瞬时形成明亮的结构，指示具有约3-4圈的螺旋。根据最近发展的模型，~ $6π-8π$的相应扭曲足以在磁绳中产生螺旋扭折不稳定性。随后在日珥的顶点形成了一个缓慢上升的团块结构，并在足点附近观察到一个耀斑环。在两分钟内，第二个斑点在日珥的北部形成。第二个团爆发（像一个等离子体喷射）与北部的突出腿的分离，耀斑强度最大化。在日珥顶点的第一个斑点显示出在天空平面上逆时针方向的旋转运动，被解释为螺旋的解旋运动，它也爆发出日冕物质抛射（CME）。RHESSI硬X射线源显示耀斑期间有两个足点源和一个环顶源。我们发现RHESSI硬X射线通量、软X射线通量导数和低日冕CME加速度有很好的相关性，这与标准耀斑模型（CSHKP）的结果一致。我们还讨论了气球以及环面不稳定性在推动日冕物质抛射中可能发挥的作用。我们的结论是，CME和耀斑是由磁绳中的螺旋扭折不稳定性触发的，主要是由环面不稳定性加速的。
2011-11-18 astro-ph.SR
Observations of solar flares with IRIS and SDO
背景：耀斑内核在所有SDO/AIA通道中同时变亮，使得难以确定其温度结构。IRIS能分辨冷色球增亮的Fe xxi发射，因此可以用来推断131通道的Fe xxi发射量。目的：我们利用IRIS和SDO观测到的两次小的太阳耀斑，比较了由IRIS Fe xxi谱线和AIA 131通道推导出的EM，以确定AIA 131通道中耀斑核中Fe xxi辐射的比例。研究方法：将同时、同空的伪光栅AIA图像与IRIS结果进行比较，采用多高斯线拟合分离混合色球辐射，得到IRIS光谱中的Fe xxi强度和多普勒频移。结果：我们根据131和1600 nm强度的亮度定义了环和核区域。在环区域中，Fe xxi EM通常为131个EM的80%，并且范围从67%到92%。大部分的散射是由于小的错位，但最大的网站与低Fe XXI的贡献可能是最近注入冷等离子体到环路的影响。在耀斑内核的贡献的Fe xxi增加从低于10%，在低强度131网站的40-80%，在较亮的内核。在这里，Fe xxi叠加在明亮的色球层发射上，Fe xxi线显示蓝移，有时延伸到光谱窗口的边缘，200 km/s。结论：耀斑环中的AIA 131发射是由于Fe XXI发射，其中10-20%的贡献来自连续谱、Fe XXIII和较冷的背景等离子体发射。在明亮的耀斑核心中，131个中有52%来自较冷的等离子体。在内核中看到的宽范围是由内核中的显著结构引起的，该结构…
2015-12-16 astro-ph.SR
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: II. Hydrodynamic Scaling Laws and Thermal Energies
在这项研究中，我们测量了与论文I中分析的相同的155 M和X级太阳耀斑的物理参数，通过执行{ \sl差分发射测量（DEM）}分析来确定耀斑峰值发射测量$EM_p$，峰值温度$T_p$，电子密度$n_p$和热能$E_{th}$，除了空间尺度$L$，面积$A$和体积$V$在论文I中测量。M级和X级耀斑的参数范围是：$\log(EM_p)=47.0-50.5$，$T_p=5.0-17.8$ MK，$n_p=4 \times 10^9-9 \times 10^{11}$ cm $^{-3}$，以及$E_{th}=1.6 \times 10^{28}-1.1 \times 10^{32}$ erg的热能。我们发现，这些参数服从Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律$T_p^2 \propto n_p L$和$H \propto T^{7/2} L^{-2}$在耀斑密度$n_p$的峰值时间$t_p$，当加热率$H$和传导和辐射损失率之间的能量平衡，实现了一个短暂的瞬间，从而使RTV标度律的适用性。RTV标度律的应用预测幂律分布的所有物理参数，我们证明了数值蒙特卡罗模拟以及与分析计算。RTV定律的一个结果是，我们还可以恢复加热速率的尺寸分布，我们发现$N(H) \propto H^{-1.8}$，这是一致的磁通量分布$N(Φ) \propto Φ^{-1.85}$观察到的帕内尔…
2013-08-23 astro-ph.SR
Remote coronal dimmings related to a circular-ribbon flare
本文报道了活动区（AR）12434中与M1.1级圆带耀斑（CRF）有关的远距离日冕变暗的多波长观测结果。AIA和SDO上的HMI于2015年10月16日观察到了无CME的受限火炬。利用位场源面模拟方法，获得了耀斑前全球三维磁场分布。在耀斑硬X射线峰值时间（06：13：48 UT）前几分钟，距离耀斑点240 $\sim$处出现了小尺度、微弱的调光，AIA只能在131和171观测到。之后，除了304 nm以外，所有AIA EUV通带都出现了长而窄的调光，而在耀斑附近没有清楚地观察到局部的核心调光。大面积变暗区向东南方向延伸，面积逐渐增大。在193 μ m时，调光的总面积达到（1.2 $\pm0.4$）$\times$ 10 $^4$ μ m $^2$。在171和193 nm处，最大相对强度分别下降了90%和80%。随后，暗物质开始补充，面积逐渐减小，持续时间为$\geq$ 3 h。遥远的昏暗与弱负极性的冕环西南足点有关。远程调光的可能起源进行了讨论。
2019-12-20 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 astro-ph.SR
The Origin of the EUV Late Phase: A Case Study of the C8.8 Flare on 2010 May 5
自2010年2月11日NASA的太阳动力学观测站发射以来，极紫外线变率实验（EVE）已经观测到了许多耀斑。EVE观测到的一个有趣的特征是，在耀斑的软X射线发射数小时后，耀斑的一个子集表现出2-3百万K辐射的额外增强。从大气成像组件（AIA）的图像中，我们观察到这种被称为EUV晚期的二次发射发生在与耀斑相同的活动区域，但不是在相同的日冕环中。在这里，我们研究了2010年5月5日发生的C8.8耀斑作为EUV晚期耀斑的案例研究。除了介绍AIA和EVE的详细观测结果外，我们还开发了这种耀斑的物理模型，并使用基于焓的热演化环（EBTEL）模型对其进行测试。
2012-02-22 astro-ph.SR
A Compact Source for Quasi-Periodic Pulsation in an M-class Solar Flare
准周期脉动（Quasi-periodicpulsation，QPP）是太阳和恒星耀斑光变曲线中常见的现象，它具有时间特性和耀斑核心等离子体发射的特征，可以用来诊断太阳和遥远恒星的日冕。在这项研究中，我们结合了太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）和Nobeyama射电日像仪（NoRH），观察2012年7月19日在活动区11520发生的M7.7级耀斑。在AIA $131\unit{Å}$带通和NoRH $17\unit{GHz}$通道中都检测到QPP，其具有约4分钟的周期。在傅里叶功率的空间分布中，我们发现这个QPP起源于一个紧凑的源，并且它与环顶上方的X射线源重叠。AIA $131\unit{Å}$带通中的等离子体发射强度在该区域内高度相关。源区域被进一步分割成以不同相位振荡的条纹。该事件中的证据表明，这种QPP很可能是通过向重连区域间歇性注入能量而产生的。
2019-11-13 astro-ph.SR
Simulating Solar Flare Irradiance with Multithreaded Models of Flare Arcades
了解能量如何在耀斑中释放是太阳和恒星天体物理学的核心问题之一。对高温耀斑等离子体的观测为这种能量释放的性质提供了许多潜在的线索。然而，很明显，耀斑并不是由几个脉冲加热的环组成的，而是许多小尺度线程随着时间的推移而被加热的结果，这使得很难详细比较观测和数值模拟。以前的一些研究表明，通过将耀斑视为一系列独立加热的环，可以重现观测到的发射的某些方面，但这些研究通常集中在小尺度特征上，而忽略了耀斑的全球特征。在本文中，我们开发了一个多线程模型，包括随时间变化的几何形状和加热速率的一系列连续加热的环路，包括一个拱廊。为了验证，我们与MinXSS CubeSat的五个耀斑的光谱观测以及GOES/XRS和SDO/AIA测量的光变曲线进行比较。我们表明，该模型可以成功地再现光变曲线和准周期脉动在GOES/XRS，软X射线光谱看到MinXSS，和光变曲线在各种AIA通带。AIA光变曲线与长时间加热最一致，但元素丰度不能受模型约束。最后，我们展示了如何使用这个模型来外推极端事件的光谱，可以预测辐照度在很宽的波长范围内，包括未观察到的波长。
2020-05-07 astro-ph.SR
SWAN-SF-V2: A Multivariate Time Series Dataset for Space Weather Data Analytics; Now with AIA and Weighted SHARP Parameters
Georgia State University（佐治亚州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本文介绍SWAN-SF-V2数据集，扩展了太阳耀斑预测的MVTS数据，新增AIA参数，覆盖2010-2025年7,730个样本，含182个参数，支持预测优化与基础研究。
2026-10-06 astro-ph.SR
Multi-instrument Comparative Study of Temperature, Number Density, and Emission Measure during the Precursor Phase of a Solar Flare
我们对NOAA活动区12371中M6.5耀斑（SOL2015 - 06 - 22T18：23）之前的两个前体增亮进行了多仪器研究，重点关注温度（T），电子数密度（n）和发射测量（EM）。本研究中使用的数据是从具有各种波长的四台仪器中获得的，即，太阳动力学观测台的大气成像装置（AIA），在六个极紫外线（EUV）通带;扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA），在微波（MW）;拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI），在硬X射线（HXR）;和地球静止业务环境卫星（GOES），在软X射线（SXR）。我们比较了来自不同数据集的T，n和EM的时间变化。以下是主要结果。(1)GOES SXR和AIA EUV具有几乎相同的EM变化（1.5 - 3x10^48/cm^3）和非常相似的T变化，从8百万开尔文（MK）到15百万开尔文（MK）。(2)从最高到最低，EOVSA MW提供最高的温度变化（15 - 60 MK），其次是RHESSI HXR（10 - 24 MK），然后是GOES SXR和AIA EUV（8 - 15 MK）。(3)RHESSI HXR测量的EM变化总是小于AIA EUV和GOES SXR测量值的最多20倍。来自EOVSA MW的数密度变化比来自AIA EUV的值大至多100倍。结果定量地描述了在前体阶段的热参数的差异，测量不同的仪器在不同的波长制度和不同的发射机制。
2023-02-14 astro-ph.SR
A Systematic Approach to the Reconstruction of Saturated SDO/AIA Images
太阳动力学观测站（SDO/AIA）上的大气成像组件提供的太阳耀斑的EUV图像经常受到核心（物理上最有趣的区域）饱和效应的影响。我们介绍了一个图像重建程序，允许恢复信息的主要饱和域使用的二次图像产生的衍射条纹作为输入数据。这样的过程是基于标准的图像处理工具，如相关，卷积和反投影。它的有效性进行了测试的情况下，SDO/AIA观察2013年7月8日耀斑事件。
2014-07-28 astro-ph.SR
Heating of Flare Loops With Observationally Constrained Heating Functions
本文分析了2010年8月1日AIA/SDO对一次C3.2耀斑的高节奏高分辨率观测。耀斑是一个持续时间很长的事件，具有软X射线和极紫外辐射，持续时间超过4小时。分析认为，磁重联和新环的形成持续了两个多小时。此外，紫外1600 nm的观测表明，耀斑环脚处的每个像素都在几分钟的时间尺度内瞬间变亮，并在超过30分钟的更长时间尺度内衰减。我们使用这些空间分辨的紫外光曲线在上升阶段，以构建经验加热函数的个别耀斑循环，并在这些循环的日冕等离子体加热模型。这些耀斑环的总日冕辐射与GOES和AIA测量的软X射线和EUV辐射通量进行了比较。这项研究提出了一种方法来观测推断加热功能在众多的耀斑环，形成和加热顺序重联整个耀斑，并提供了一个非常有用的约束日冕加热模型。
2012-05-08 astro-ph.SR
Mass Loss Evolution in the EUV Low Corona from SDO/AIA Data
我们对\it太阳动力学天文台上的{\it大气成像组件}（AIA）观测到的三个日冕变暗区的疏散质量进行了分析。这三个事件被明确地确定为白光日冕物质抛射（CME），依次与不同性质的表面活动：脉冲（M级）耀斑，弱（B级）耀斑和没有耀斑的灯丝喷发。使用三个AIA日冕通带允许应用差分发射测量技术来定义变暗区域，并通过分析与喷发相关的电子密度耗尽来确定其疏散质量。从三个调光的质量损失的时间演变可以近似为指数方程，然后是线性拟合。我们从COR 2数据中确定了相关CME的质量。结果表明，从低日冕疏散的质量代表了相当数量的CME的质量。我们还发现，当CME到达COR 2视场时，等离子体仍在从低日冕中抽空。CME的角宽度的时间演化，在低日冕的调光区，和在软X射线的GOES注册的通量都与低日冕的质量疏散的行为密切相关。我们讨论了我们的研究结果对更好地理解与分析调光和日冕物质抛射相关的几个参数的时间演变的影响。
2016-11-02 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Large-Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
我们提出了第一个\emph{Solar Dynamics Observatory} /大气成像组件观测的大振幅纵向（LAL）振荡的南部和北部（SP和NP）的太阳灯丝在2012年4月7日。这两种振荡都是由靠近暗条的耀斑活动触发的。周期随附线的不同而变化，变化范围为44 ~ 67 min。不同附线的振荡是异相的，它们的速度幅值变化范围为30 ~ 60 km/s $^{-1}$。最大位移约为25 μ m。SP的振荡重复约4个周期，没有任何明显的阻尼，然后附近的C2.4耀斑引起LAL振荡的转变到后来的爆发。暗条喷发也与日冕物质抛射和B6.8耀斑有关。然而，NP的振荡随时间衰减并最终消失。我们的观察表明，SP的激活部分反复显示螺旋运动。这表明，在此过程中可能修改的灯丝的磁结构。我们认为，这种回复力是磁张力和重力的耦合作用。
2012-10-18 astro-ph.SR
Flare Induced Sunquake Signatures in the Ultraviolet as Observed by the Atmospheric Imaging Assembly
在太阳光球层中经常观察到太阳地震（SQ），但直到最近才在色球层中检测到这些事件的特征。我们调查是否签名的SQs是常见的紫外线（UV）连续，采样太阳等离子体几百公里以上的SQs通常被检测到。我们分析了太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）1600毫米和1700毫米通带的观测结果，太阳活动周期24耀斑引起的SQ签名。我们的分析基于Sharykin & Zosovichev（2020）最近的统计研究中检测到的62个SQs。我们发现62个SQ候选者中有9个产生了响应，该响应在来自AIA 1600 nm和1700 nm通道的运行差异图像中被清楚地检测到。对数据应用宽度为2 mHz（以6 mHz为中心）的二进制频率滤波器。每个SQ的第一个特征是在距离相关耀斑带5.2 Mm至25.7 Mm之间的距离处检测到的。时间-距离和回归分析使我们能够计算的表观横向速度的SQ在UV数据集，并发现最大速度高达41公里s-1，87毫米远离SQ源。我们的分析表明，可以在SDO/AIA 1600 Å和1700 Å通带中检测到耀斑诱导的SQ特征，暗示它们存在于较低的色球层中。GOES耀斑分类和SQ在这些高度的出现之间没有明显的相关性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Signatures of coronal mass ejections in differential emission measure analysis of the Sun as a star
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Academy of Athens（雅典科学院）；University of Ioannina（约阿尼纳大学）
研究通过分析太阳作为恒星的极端紫外观测数据，探讨日珥在差分发射测量中的特征，发现日珥事件在特定波段表现出亮度降低，且渐进相修正后特征更明显。
2026-03-25 astro-ph.SR
Thermodynamic evolution of a sigmoidal active region with associated flares
活动区通常在日冕中显示S形结构，称为S形。这些是沿着极性反转线形成的高度剪切和扭曲的环。它们被认为是CME爆发前最好的标志之一。在这里，我们研究了2015年12月24日至28日期间观察到的盘上S形的热力学演化。为此，我们采用了发射测量（EM）和滤波器比技术的观测记录的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）和X射线望远镜（XRT）的日出。EM分析显示沿S形的多热等离子体，并为所有观测到的耀斑提供了10-12.5 MK的峰值温度。S形结构显示分别来自AIA 94和131 π通道中的Fe XVIII（93.93 π）和Fe XXI（128.75 π）线的发射。我们的研究结果表明，热等离子体往往局限于非常热的股。发现从EM分析获得的温度与使用XRT、AIA和GOES过滤比方法获得的温度良好一致。这些结果提供了重要的约束，在活动区的核心S形结构的热力学模拟。此外，这项研究还基准不同的技术可用于太阳日冕结构的温度估计。
2021-03-17 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Current Sheet Formation and Evolution
我们报告了2017年9月10日在太阳西翼观测到的爆发性X8.3耀斑之后形成的电流片的结构和演化。利用太阳动力学天文台（SDO）的极紫外成像光谱仪（EIS）和大气成像组件（AIA）的观测，我们发现电流片中的等离子体达到约20 MK的温度，并且温度范围相对较窄。最高温度发生在电流片的底部，在耀斑后的环拱廊顶部附近的区域。相反，最宽的高温线轮廓出现在最大的观测高度。此外，谱线增宽在耀斑的早期非常强烈，并随着时间的推移而减弱。电流片可以在AIA 211和171通道中观察到，这在耀斑温度下有相当大的热韧致辐射贡献。在这些通道中的发射测量与其他EIS波长和AIA通道占主导地位的Fe线发射的比较表明，日冕的组合物，并建议电流片是由加热等离子体已经在日冕中形成的。总之，这些观测结果表明，一些耀斑加热发生在电流片，而额外的能量被释放作为新重新连接的场线放松，变得更加偶极。
2017-11-29 astro-ph.SR
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 astro-ph.SR
Secondary Waves, and/or the "Reflection" From and "Transmission" Through a Coronal Hole of an EUV Wave Associated With the 2011 February 15 X2.2 Flare Observed With SDO/AIA and STEREO/EUVI
首次研究了整个太阳表面日冕波的运动学演化。完整的太阳地图可以通过组合来自日地关系观测卫星，前方和后方，以及太阳动力学观测卫星的图像来制作，这要归功于它们之间的大角度分离。我们研究了日冕波的传播，也被称为“EIT”波，以及它与日冕洞的相互作用，导致二次波和/或反射和透射。我们探讨了波服从波的反射定律的可能性。在一个详细的例子中，我们发现，一个环拱廊在冕洞边界级联和振荡的结果，EUV波通道，并触发一个波指向东方，似乎已经反射。我们发现，这个波的速度减速到一个渐近值，这是小于一半的主要EUV波的速度。由于太阳的完全覆盖，我们能够确定一部分初级波是通过日冕洞传播的。这是第一次观察到这种情况。反射波和透射波轨迹的运动学测量与快速模式MHD波解释是一致的。最终，所有的波迹都减速并在一定距离处消失。整个过程的一种可能的情况是，波最初由膨胀的日冕物质抛射驱动，随后从驱动器中分离，然后以局部快模速度传播。
2012-06-26 astro-ph.SR
Direct Observation of Two-Step Magnetic Reconnection in a Solar Flare
我们报告了2013年5月13日爆发的X2.8耀斑的观测结果，它显示了脉冲阶段两个不同的能量释放事件。第一幕的特点是爆发的磁通量绳，类似的能量释放过程中的大多数标准的爆发耀斑。而第二幕，这是强于第一个正常的，并显示出增强的高能X射线，甚至$γ$ -射线的排放，是密切相关的磁重联的大规模环在喷发后。在太阳动力学观测台（SDO）/大气成像组件（AIA）304的100个通带中观测到环腿的重联流入，并朝向重联区域加速到高达$\sim$ 130 km/s的速度。同时在AIA热通带中观测到相应的出流喷流，其速度为$\sim$ 740 km/s，平均温度为$\sim$ 14 MK。RHESSI观测显示出强的硬X射线（HXR）和$γ$ -射线发射，具有$δ\approx3$的硬电子谱，表现出软-硬-硬行为。HXR环顶源高度的明显下降与AIA 304射电望远镜中观测到的环腿向内摆动相一致，这可能与日冕内爆有关。这种包含在环腿中的磁通量的快速流入大大提高了重联率，并导致在第二步重联中非常有效的粒子加速，这也有助于实现高达T $\approx$ 30 MK的第二个更高的温度峰值。
2017-07-19 astro-ph.SR
Dual Trigger of Transverse Oscillations in a Prominence by EUV Fast and Slow Coronal Waves: SDO/AIA and STEREO/EUVI Observations
我们分析了2010年9月8日至9日在一个静止的日珥耀斑相关的横向振荡。耀斑活动区和日珥都位于西翼附近，具有良好的位形和视角。太阳动力学观测台上的大气成像装置以高空间和时间分辨率获得的太阳全圆盘极紫外图像显示了与耀斑有关的日珥片横向振荡。STEREO-A航天器位于日地线前方81.5度，提供了与耀斑有关的日冕扰动的盘上视图。利用图像互相关技术，我们得到了日珥片横向位移的时间剖面。对位移曲线进行去趋势化，并推导出残余振荡模式。我们用一个可变周期的阻尼余弦函数来拟合这些振荡，发现周期在增加。初始振荡周期（P0）为28.2分钟，阻尼时间（t_D）为44分钟。我们确认存在的快速和缓慢的EUV波分量。使用STEREO-A观测，我们推导出的传播速度为250公里/秒的慢EUV波通过应用时间片技术的运行差异图像。我们提出，日珥振荡是由快EUV波激发的，而日珥振荡周期的增加是一个明显的效果，与由于慢EUV波作为次级触发器而引起的相位变化有关。我们讨论的双重触发效应的影响，日冕突出地震学和阻尼机制的标度律研究。
2012-10-24 astro-ph.SR
Spectral Irradiance Variability in Lyman-Alpha Emission During Solar Flares
本研究利用SORCE/SOLSTICE和RHESSI观测两个M级耀斑，发现Lyα谱线增强与HXR爆发相关，红色不对称源于色球蒸发，蓝色不对称与丝状物喷发有关，增进了对耀斑期间Lyα光谱变化的理解。
2025-04-24 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
Doppler shift oscillations from a hot line observed by IRIS
本文详细研究了2014年10月27日M7.1耀斑期间界面区成像光谱仪观测到的热环中的多普勒频移振荡。在Fe XXI 1354.09（logT~7.05）的多普勒频移中观察到周期振荡，其主周期约为3.1分钟。然而，这种3.1分钟的振荡没有发现在铁XXI 1354.09 A，AIA EUV通量，或微波辐射的线积分强度。SDO/AIA和Hinode/XRT成像观测表明，多普勒频移振荡位于热环顶区（> 11 MK）。此外，差分辐射测量（DEM）结果表明，当多普勒频移振荡时，耀斑环的温度迅速上升，但数密度并没有表现出相应的上升或振荡，这意味着耀斑环可能以不可压缩模式振荡。所有这些事实表明，在耀斑环中，短周期的多普勒频移振荡最有可能是驻波扭折振荡。同时，在多普勒频移和线积分强度、GOES SXR通量和AIA EUV光变曲线的时间序列中，发现了一个约10分钟的较长周期，表明该耀斑的周期性能量释放可能是由慢模波引起的。
2017-09-30 astro-ph.SR
Simultaneous EUV and Radio Observations of Bidirectional Plasmoids Ejection During Magnetic Reconnection
本文对2011年11月3日发生在活动区NOAA 11339的X级耀斑进行了多波长研究。SDO/AIA记录的EUV图像显示，在耀斑发生前约50分钟，一个远程灯丝（位于AR北部）被激活，并出现足点增亮。扭结的灯丝缓慢上升，在达到约49 Mm的投影高度后，它在AR附近弯曲并自由下落，X级耀斑在AR附近触发。绿岸太阳射电暴频谱仪（GSBRBS）的动态射电频谱显示，在耀斑的脉冲阶段，在分米波射频（500-1200 MHz）中同时检测到正负漂移脉动结构（DPS）。在太阳耀斑中出现的全球负DPS通常被解释为与日冕中向上运动的等离子体团有关的电子加速信号。来自AIA 94射电望远镜的EUV图像揭示了多个等离子体团的喷射，这些等离子体团在磁重联期间在日冕中同时向上和向下移动。向上和向下移动的等离子体团的速度分别为~152-362和~83-254 km/s。这些观测结果有力地支持了最近的数值模拟的形成和相互作用的多个等离子体团由于撕裂的电流片结构。基于我们的分析，我们认为，同时检测到的负和正的DPS是最有可能产生的相互作用/合并的多个等离子体团沿电流片结构的上下移动过程中的磁重联。此外，差分发射测量（DEM）分析的活动区揭示了一个热通量绳结构（在AIA 131和94可见）之前的耀斑启动和喷射的多温度等离子体团在耀斑脉冲阶段。
2013-07-15 astro-ph.SR
Observations of a Series of Flares and Associated Jet-like Eruptions Driven by the Emergence of Twisted Magnetic Fields
利用大熊太阳天文台（BBSO）的高分辨率新太阳望远镜（NST）、太阳动力学天文台（SDO）提供的日震和磁成像仪（HMI）磁象图和大气图像组合（AIA）EUV图像，研究了连续4次受限耀斑和随后爆发耀斑的形态和磁特性的时间变化。根据NST/Halalpha和SDO/AIA~304 A的观测结果，我们发现每个耀斑都发展了一个类似于喷流演化的喷流结构：1）出现一个倒Y形喷流，并从其初始位置漂移出去：2）喷流形成一个由许多细线组成的幕状结构，在细线的脚点附近伴随着随后的增亮; 3）在耀斑最大值附近，喷流呈现明显的扭曲结构。HMI数据的分析表明，无论是负磁通量和磁螺旋度已逐渐增加的正极性区域，表明连续注入的磁扭曲之前和期间的一系列耀斑。根据这些结果，我们认为扭曲磁通量的连续出现在产生连续耀斑和发展一系列喷流的过程中起了重要作用。
2015-12-04 astro-ph.SR
Soft X-ray Fluxes of Major Flares Far Behind the Limb as Estimated Using STEREO EUV Images
自2010年以来，随着太阳活动的增加，双STEREO航天器上的极紫外成像仪观测到了来自太阳背面的许多耀斑。我们的目标是通过找到EUVI与GOES X射线通量的关系，从EUVI数据估计它们的X射线峰值通量。由于192 A处Fe xxiv线的存在，EUVI 195 A通道的响应在15 MK附近有一个次宽峰，其通量在耀斑上升阶段密切跟踪X射线通量。如果耀斑等离子体是等温的，EUVI通量应该与GOES通量成正比。实际上，耀斑的多热性质和其他因素使EUVI观测的X射线通量估计复杂化。通过比较GOES通量与太阳动力学观测站（SDO）大气成像组件（AIA）的高拍频EUV数据，讨论了不确定性。我们的结论是EUVI 195 A数据可以提供强耀斑的X射线峰值通量的估计（例如，GOES量表中的M4以上），不确定性为几个因素。最后，我们展示了从远离边缘的地区发出的强烈耀斑的例子，其中一些在AIA图像中显示出喷发的特征。
2013-04-15 astro-ph.SR
