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
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 astro-ph.SR
The slow magnetoacoustic mode in the flaring loop
我们研究了长时间耀斑观测与野边山射电日像仪在频率17和34 GHz和Ramaty高能量太阳光谱成像仪在25-50 keV。我们发现，微波和硬X射线发射的变化包含很明显的周期性与振荡周期增长从2.5到5分钟。分析的环路长度和等离子体温度演变过程中的耀斑允许解释的准周期性脉动的慢磁声模式的第二个驻谐波。这种模式可以由初始脉冲能量释放产生，并作为重复能量释放的触发器。
2011-10-06 astro-ph.SR
Electron acceleration and transport in the 2023-03-06 solar flare
本研究详细分析了2023-03-06的M5.8级太阳耀斑，结合微波与X射线观测及GX Simulator工具构建3D模型，揭示了由暗条爆发引发的两阶段耀斑中能量电子的加速、传输与演化机制。
2024-05-29 astro-ph.SR
Non-damping oscillations at flaring loops
上下文在成像观测中，QPP通常被探测为日冕环的空间位移，在光谱观测中，QPP通常被探测为谱线性质的周期性变化。它们通常用于太阳上磁场和等离子体特性的远程诊断。目的。我们结合成像和光谱测量可用的空间任务，并调查在耀斑环路的非阻尼振荡的属性。方法.我们使用IRIS测量窄缝上的光谱。采用双分量高斯拟合法提取了Fe XXI 1354.08 A在“O I”窗口的谱线轮廓。在傅立叶谱和小波谱中发现了环路振荡的准周期性。结果在Fe XXI、GOES 1-8 A导数中的HXR发射和费米26-50 keV的线特性中检测到约40 s的周期性。多普勒速度和线宽同相振荡，而在多普勒速度和峰值强度之间检测到约Pi/2的相移。多普勒速度和谱线宽度振荡的振幅分别约为2.2 km/s和1.9 km/s，而峰值强度振荡的振幅约为背景辐射的3.6%。同时，在Fe XXI的多普勒速度和峰值强度以及AIA 131 A强度中识别出约155 s的准周期。结论.在观测过程中，40 s左右的振荡没有明显衰减，这可能与耀斑环的整体扭结模式有关。大约155秒的周期性很可能是色球层蒸发后沿着耀斑环反复出现的下降流的特征。利用磁流体地震学诊断方法，估算了耀斑环的磁场强度约为120-170 G，这与磁绳插入法的磁场模拟结果一致。
2018-06-10 astro-ph.SR
Multi-Path Quasi-Periodic Fast-mode Propagating Magnetoacoustic Waves to Diagnose Coronal Magnetic Field and Flaring Core
School of Information and Communication, Shenzhen University of Information Technology（深圳信息职业技术学院信息与通信学院）
研究2011年8月3日太阳耀斑激发的两个方向相反的多路径准周期振荡波，分宽波列和窄波列，可同时被单个耀斑触发，能用于诊断磁场和耀斑核心，展示了多路径准周期振荡波对日冕磁场和耀斑核心的可靠诊断能力。
2026-07-28 astro-ph.SR
Diagnostic functions of solar coronal magnetic fields from radio observations
在太阳物理学中，直接从太阳上层大气（包括色球层和日冕）中观测到的磁场是一个很大的挑战。射电观测被认为是诊断太阳色球和日冕磁场最可行的方法。然而，由于太阳射电辐射机制的复杂性和多样性，以往的研究仅从太阳射电观测中给出了特定机制下磁场的隐含诊断函数。本文收集整理了从太阳射电观测中诊断日冕磁场的各种方法，并将其表达为一组显式诊断函数。特别是，这项工作补充了其他评论中遗漏的一些重要诊断方法。这套诊断功能可以完全覆盖太阳色球层和日冕的所有区域，包括平静区、活动区和耀斑源区。同时，它还包括非相干辐射，如热等离子体的韧致辐射以上的安静区，回旋和回旋同步辐射的磁化热等离子体和温和的相对论性非热电子以上的活动区，以及相干等离子体辐射周围的耀斑源区域。利用这套诊断函数和相关的宽带太阳射电成像观测资料，我们可以得到太阳大气中几乎所有区域的磁场，这可能有助于我们充分利用新一代太阳射电望远镜（如MUSER、EVOSA和未来的FASR等）的光谱成像观测资料。研究太阳活动，为灾害性空间天气事件的预报提供可靠依据。
2022-06-07 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Driven by Structural Oscillations in a Kink-Unstable Flaring Coronal Loop
本研究通过三维磁流体动力学模拟及回旋同步辐射前向建模，探究扭结不稳定耀斑日冕环的结构振荡与准周期脉动的关联，发现辐射振荡由香肠模和扭结模驱动但频率关系复杂，为耀斑环物理参数诊断提供基础。
2025-10-06 astro-ph.SR
Thyr: A Volumetric Ray-Marching Tool for Simulating Microwave Emission
回旋同步辐射是由太阳耀斑产生的，可以用来推断耀斑区加速电子和磁场的性质。这种微波发射高度依赖于许多局部等离子体参数和视角。为了正确解释观测结果，需要对排放进行详细的模拟。此外，色球层的回旋同步辐射在建模工作中基本上被忽略，最近的研究表明毫米波长的热辐射的重要性。Thyr是一种新的工具，用于模拟三维耀斑环的微波发射，该环具有空间变化的大气，并提高了低日冕和色球层的分辨率。Thyr是模块化和开源的，由单独的组件组成，用于计算热和非热微波发射系数，并执行三维辐射转移（在局部热力学平衡中）。辐射转移积分的计算是由一种新的射线推进技术，有效地计算许多体积元素的贡献。这种技术也可以用于各种天体物理学问题。在这里，我们提出了一个回顾的回旋同步辐射的理论，和两个模拟相同的耀斑循环在低和高分辨率进行与Thyr，不同地区的光谱成像分析。高分辨率模拟在较高频率下呈现频谱硬化。由于磁场的强会聚，这种硬化起源于色球层顶部周围，并且由于分辨率不足而不存在于以前的模型中。这种硬化可以通过活动射电观测站的协调耀斑观测来观察。
2019-03-11 astro-ph.SR
Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active region flares
本文建立了太阳黑子振荡与活动区耀斑能量释放准周期脉动之间的唯象关系。对野边山射电日像仪在17 GHz记录的微波辐射的分析表明，在与AR 10756有关的太阳黑子中，在这一活动区域的耀斑之前，3分钟振荡训练的功率逐渐增加。耀斑的光变曲线被发现是突发的，周期为3分钟。我们的3分钟振荡功率的空间分布的分析意味着，振荡遵循从太阳黑子沿日冕环向耀斑网站。有人提出，准周期脉动的耀斑能量释放可以触发3分钟慢磁声波泄漏的太阳黑子。
2010-05-20 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
Validation Of The Coronal Thick Target Source Model
我们提出了一个密集的，日冕厚目标X射线耀斑使用GX模拟器工具，光球磁测量，微波成像和光谱数据的详细三维建模。所开发的模型提供了一个显着的协议之间的合成和观察到的光谱和图像在X射线和微波域，这验证了整个模型。选择燃烧回路参数以再现从X射线光谱拟合得到的低能量下的发射测量、温度和非热电子分布，而选择不受X射线数据约束的其余参数以匹配微波图像和总功率谱。模型表明，加速电子被困在日冕部分的耀斑环，但远离那里的磁场是最小的，因此，表明数据是明显不一致的弱扩散制度介导的库仑碰撞的电子磁捕获。因此，建模支持解释的日冕厚靶源的电子加速耀斑的网站，并为我们提供了一个现实的三维模型与加速区域和耀斑环的物理参数。
2015-11-22 astro-ph.HE 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
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
通过微波和X射线数据，研究日闪中磁场和等离子体参数的三维分布，揭示磁主导环境并为日闪模型提供约束。
2026-03-05 astro-ph.SR
A Multi-Peak Solar Flare with a High Turnover Frequency of The Gyrosynchrotron Spectra from the Loop-Top Source
本文基于SOL2023-05-09T03:54M6.5耀斑的多波段观测，揭示多峰源于耀斑环沿磁中性线依次出现，并结合模拟证明粒子加速发生在环顶附近致密区域，为耀斑间歇性磁重联提供新约束。
2024-05-06 astro-ph.SR
Quasi-periodic wiggles of microwave zebra structures in a solar flare
利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2006年12月13日的一次X级太阳耀斑中观测到了2.6-3.8 GHz的微波斑马结构的准周期摆动，其周期范围约为0.5 - 1.5 s。周期图和相关分析表明，在不同的频率下，这些摆动具有2 ~ 3个显著的周期性，且条间几乎同相。根据斑马纹结构估计的阿尔芬速度约为700 Km/s。我们得到的波导等离子体结构的空间尺寸约为1微米，检测周期约为1秒。这表明ZP摆动可能与耀斑活动区的快速磁声振荡有关。不同条纹的摆动之间缺乏显着的相移表明，ZP摆动是由一个站立的香肠振荡。
2013-09-23 astro-ph.SR
Microwave and Hard X-Ray Observations of the 2017 September 10 Solar Limb Flare
我们报告了来自新完成的扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）的第一个科学结果，该阵列获得了SOL 2017 -09-10的出色微波成像光谱观测，这是一个典型的与爆发通量绳相关的部分遮蔽太阳临边耀斑。这一事件也很好地覆盖了拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线（HXR）。我们提出了一个概述，这一事件集中在微波和HXR数据，都与高能非热电子，并讨论他们的背景下，耀斑的几何形状和演变所揭示的极紫外线（EUV）观测大气成像组件搭载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。EOVSA和RHESSI数据揭示了高能电子在整个耀斑区的空间和能量分布。结果表明，微波和HXR源主要来自于一个共同的非热电子人口，虽然微波成像光谱提供了一个更大的日冕体积的信息。
2018-07-06 astro-ph.SR
Determining Energy Balance in the Flaring Chromosphere from Oxygen V Line Ratios
太阳耀斑的脉冲阶段是太阳低层大气快速能量沉积和加热的时期，导致该区域温度和密度结构的变化。我们使用的O V密度诊断形成的192至248线比，由Hinode EIS提供的，以确定耀斑足点等离子体的密度，在O V形成温度为250,000 K，给出了约束的加热过渡区的属性。使用了2007年12月2次小耀斑事件的日之峰EIS光栅。共对齐光栅图像以识别和建立足点像素，进行光谱的多分量高斯线拟合以分离诊断对，并计算几个足点区域的密度。平衡电离和光学薄辐射的O V线的假设被认为是可以接受的。的电子分布的属性，为一个事件，推导出早期RHESSI硬X射线观测和用于计算等离子体加热速率，提供了一个电子束采用碰撞厚目标的假设，为2个模型大气。在耀斑脉冲阶段测得的电子数密度至少为log n = 12.3 cm-3，远高于先前的预期。对于一个支点，该等离子体的辐射损失率被发现超过了RHESSI数据所暗示的电子束可以提供的辐射损失率。然而，当假设目标大气完全电离时，加热速率超过了损失。一个色球厚度为70-700公里，被认为是需要平衡的传导输入到O V发射区的辐射损失。分析表明，对于碰撞电子的加热，如果不假设完全电离的大气，很难或不可能提高色球层的温度来解释观测到的密度。
2015-09-14 astro-ph.SR
Brightenings AnD Polarity Inversion Tracking (BADPIT) method for studying solar active region evolution before major solar flares
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）；Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（匈牙利太阳物理学基金会）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Academy of Athens（雅典科学院）
本文提出BADPIT方法，通过多通道SDO/AIA数据检测EUV瞬时明亮变化，发现活跃区在耀斑前几小时通过两种阈值方法能有效区分耀斑可能性。
2026-06-26 astro-ph.SR
Comparison of 30 THz impulsive burst time development to microwaves, H-alpha, EUV, and GOES soft X-rays
最近在30 THz波段发现的脉冲太阳爆发发射提出了新的解释挑战。与GOES M2级耀斑相关的一个事件已在微波，H-α，EUV和软X射线波段同时观察到。虽然这些新的观测结果证实了在之前两次已知事件中发现的一些特征，但它们表现出30 THz，微波和硬X射线之间的时间剖面结构差异（从Neupert效应推断）。这些结果表明30 THz发射和在其他波长范围产生的辐射之间的关系更复杂。脉冲阶段的多频辐射很可能产生于色球层较低的一个共同的耀斑点。30 THz的爆发发射可能是非热辐射机制的一部分，或者是由于对高能粒子束轰击密集的太阳大气的快速热响应。
2015-12-06 astro-ph.SR
Implications for additional plasma heating driving the extreme-ultraviolet late phase of a solar flare with microwave imaging spectroscopy
极紫外晚相（ELP）是指在某些太阳耀斑中观测到的第二次极紫外辐射增强，通常发生在软X射线发射峰值之后数十分钟至数小时。ELP辐射的日冕环系统通常不同于主耀斑拱廊，其中增强的EUV辐射可能意味着额外的加热过程。然而，ELP的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个C1.4耀斑的分析，具有这样的ELP，这也是观察到的微波波长的扩展欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。与ELP的情况类似，我们发现在主脉冲相位微波峰值之后约三分钟发生逐渐的微波增强。射电源与ELP环路的两个足点一致，并且随时间变化的微波光谱的光谱拟合表明电子分布与麦克斯韦情况有明显的偏差，这可能是由于注入的非热电子或对足点等离子体的不均匀加热造成的。我们进一步指出，延迟的微波增强表明存在一个额外的加热过程，这可能是负责加热等离子体的蒸发，填充ELP环路，产生延长的ELP发射。
2022-05-07 astro-ph.SR
The Relationship Between EUV Nonthermal Line Broadening and High-energy Particle During Solar Flare
利用太阳动力学观测站（\it）的太阳射电偏振仪、太阳射电日像仪和大气成像组件，研究了大耀斑期间极紫外非热展宽与高能粒子的位置关系。我们分析了五个大耀斑事件，其中包括热丰富，中间和热贫耀斑的定义，在文章中讨论的分类。我们发现，在富热耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时的耀斑环的顶部。17 GHz微波源位于耀斑环的足点。另一方面，在中等/热贫耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时耀斑环的足点。17 GHz微波的源位于燃烧环的顶部。基于非热展宽的空间信息，讨论了富热耀斑和中/贫热耀斑的区别，这可能为湍流在高能电子俯仰角散射中的重要作用提供了线索.
2013-08-15 astro-ph.SR
A Multiwavelength Analysis of the Long-duration Flare Observed on 15 April 2002
本文对2002年4月15日观测到的长持续时间耀斑（软X射线峰值时间为03：55 UT，SOL 2002 -04- 15 T03：55）进行了多波长分析。这次耀斑发生在NOAA 9906的圆盘（S15 W 01）上，并被许多空间仪器观测到，包括太阳和日光层天文台（SOHO/EIT）上的极紫外成像望远镜，Coronas-F航天器上的RESIK光谱仪和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。我们对这些测量结果进行了复杂的分析，并研究了表征燃烧等离子体条件的形态和物理参数。利用195 ASOHO/EIT图像研究了耀斑环的演化。RHESSI数据的分析提供了一个机会，详细分析硬X射线发射与1千电子伏的能量分辨率。我们使用地球同步业务环境卫星（GOES）的观测等温解释的X射线测量。通过基于RESIK X射线谱的差分发射测量（DEM）分析，对耀斑等离子体进行了温度诊断。
2019-12-17 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
EUV flickering of solar coronal loops: a new diagnostic of coronal heating
我们以前的工作发现，在活动区核心（具有超热等离子体的证据）中观察到的EUV光变曲线与从具有幂律能量分布的许多脉冲加热股线的随机组合的模型中预测的光变曲线之间存在最佳一致性。我们扩展了这项工作，包括空间分辨链建模和通过研究发射沿环的EUV 94 A和335 A通道的大气成像组件上的太阳动力学天文台的演变。利用前人工作的最佳参数作为本工作的输入，我们发现在94 A通道中，由随机热脉冲驱动的随机涨落的幅度从环的底部到顶部增加，反之亦然，在335 A通道中，从顶部到底部增加。通过观察沿着活动区域核心的亮弧的一组对齐的相邻像素来证实该预测。因此，像素波动的图可以提供对纳米张开区域的简单诊断。
2016-01-15 astro-ph.SR
Diagnostics of electron beam properties from the simultaneous hard X-ray and microwave emission in the 10 March 2001 flare
同时模拟HXR和MW发射具有相同的电子布居仍然是一个巨大的挑战，解释在真实事件中的观察。本文应用能量范围为12 keV~1.2 MeV的电子束沉淀的FP动力学模型，对2001年3月10日耀斑观测到的X射线和微波辐射进行了解释。方法.通过使用通过在会聚磁场中求解时间相关的Fokker-Planck方法得到的电子束的分布函数来计算理论HXR和MW发射（Zharkova等人，2010; Kuznetsov和Zharkova，2010），用于在Coloumb碰撞和欧姆损失中束电子在环境粒子上的各向异性散射。同时观测到的HXR光子谱和MW发射和偏振的频率分布与FP模型的模拟结果进行了拟合，FP模型包括了由束流电子引起的电场和沉淀到会聚磁环中的影响。光球上足点的磁场强度用新校准的SOHO/MDI数据更新。在10 keV以上，观测到的HXR能谱符合双幂律，这与包含自感电场但不含磁会聚的模型的光子HXR能谱吻合得很好. MW发射模拟不同的模型的电子沉淀揭示了一个更好的拟合，以观察到的分布在较高的频率为模型相结合的碰撞和电场的影响与适度的磁场收敛2。MW模拟能够密切再现在较高频率下观察到的MW发射的主要特征。
2011-05-23 astro-ph.SR
Obscuration of Flare Emission by an Eruptive Prominence
我们报告的日食微波耀斑发射的爆发日珥从邻近地区所观察到的野边山射电日像仪在17 GHz。在微波耀斑的光变曲线中，耀斑辐射的遮蔽表现为一种变暗的特征。我们利用日珥的变暗特征来计算日珥的温度和日珥加热沿暗条长度的分布。我们发现，日珥被加热到一个温度以上的安静的太阳温度在17 GHz。变暗的持续时间是爆发的日珥经过耀斑区域所花费的时间。我们还发现了太阳和日光层天文台（SOHO）任务获得的EUV图像中的遮蔽的证据。
2013-09-09 astro-ph.SR
Relations between strong high-frequency microwave bursts and proton events
从太阳爆发、耀斑、冲击波和日冕物质抛射之间的密切联系出发，分析了1990 - 2012年野边山射电偏振仪记录的35 GHz爆发与太阳高能粒子（SEP）事件之间的关系。大多数西到中等偏东的太阳事件在35 GHz处产生强烈的爆发，产生J（E> 100 MeV）> 1 pfu的近地质子增强。最强的，最坚硬的，都是地面级别的强化。在质子增强和35 GHz处的峰值通量之间存在一般的（尽管是分散的）对应关系，当35 GHz通量超过10^4 sfu且微波峰值频率较高时，这种对应关系尤其明显。这些特性表明，在非常强的磁场中，大量高能电子的发射表明耀斑-CME形成过程中的能量释放率很高。太阳黑子本影上方的耀斑似乎是这类事件的典型。无论SEP的起源如何，这些情况表明高频微波爆发和与太阳黑子有关的耀斑对于空间天气预报具有重要的诊断潜力。在35 GHz的强长时间爆发及时警告危险SEP事件与硬谱。一些特殊的事件，在35千兆赫和强质子通量中等爆发看起来具有挑战性，应该进行调查。
2013-08-10 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Exploiting solar visible-range observations by inversion techniques: from flows in the solar subsurface to a flaring atmosphere
在可见光谱范围内对太阳的观测属于地面和空间仪器获得的标准测量。如今，几乎连续的全圆盘观测与中等分辨率和专门的运动的高空间，光谱和/或时间分辨率构成了一个圣杯的研究，可以捕捉（两者）的长期和短期变化的动力学和能量的太阳大气。光球谱线的观测使我们不仅可以估计小区域的强度，而且可以估计各种衍生的数据产品，如多普勒速度和/或磁场矢量的分量。我们发现，这些测量包含不仅直接的信息，太阳表面的太阳等离子体的动态，但也印记的区域下面和上面it. Here，我们讨论两个例子：第一，当地的时间距离日震学作为一种工具，在近地下等离子体动态诊断，第二，太阳大气结构的测定在耀斑。在这两种情况下的方法都涉及逆向建模技术。
2020-01-12 astro-ph.SR
Cold Solar Flares I. Microwave Domain
本文在微波波段对约100个“冷”耀斑进行统计分析，发现其具有持续时间短、谱峰频率高和谱指数硬等特征，多数耀斑中Razin效应的存在表明耀斑环稠密，并探讨了其与电子加速效率的关系。
2023-09-07 astro-ph.SR
Evidence of Electron Acceleration around the Reconnection X-point in a Solar Flare
粒子加速是宇宙和空间等离子体中普遍存在的最重要的特征之一。在太阳耀斑期间，它是最突出的，大量的电磁辐射和高能粒子通过日冕中等离子体粒子的加速被排入行星际空间。虽然人们已经很好地理解耀斑的能量是由一种称为磁重联的机制提供的，这种机制是基于空间望远镜在X射线和EUV中的观测，但是由于耀斑日冕中的等离子体密度很低，所以耀斑磁场中等离子体在何处以及如何被加速仍然是未知的。在这里，我们报告的第一个观测识别的高能非热电子周围的点正在进行的磁重联（X点），与软X射线图像确定的X点的位置和本地存在的非热电子从成像光谱数据确定在两个微波频率。考虑到存在的重联流出，携带等离子体粒子和磁场从X点，我们确定的非热微波辐射周围的X点表明，电子被加速周围的重联X点。此外，X点周围的等离子体也被加热到10 MK。该事件的估计重新连接率约为0.017。
2014-04-12 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
Relations between Microwave Bursts and near-Earth High-Energy Proton Enhancements and their Origin
进一步研究了野边山射电偏振计在25年期间记录的35 GHz爆发参数与太阳质子事件之间的关系（Grechnev等人，Publ. Astron. Soc. Japan 65，S4，2013 a）。在这里，我们解决在35 GHz的微波注量和100兆电子伏以上的近地质子注量之间的关系，以找到他们的来源和评估其诊断潜力的信息。一个相关性被发现是pronounedly高于微波和质子注量之间的峰值通量。这一事实可能反映了质子总数与加速过程持续时间的关系。在强耀斑事件中，高能质子注量与微波和软X射线注量的相关系数高于与日冕物质抛射速度的相关系数。结果表明，耀斑过程的高能质子通量的统计较大的贡献。在与强耀斑相关的高能量事件中，激波加速似乎不那么重要，尽管它的贡献是可能的，并且可能在较弱的事件中占主导地位。发现可检测到的质子增强的概率直接取决于35 GHz爆发的峰值通量、持续时间和通量，而大耀斑综合征的作用以前可能被高估。提出了经验诊断关系。
2015-11-18 astro-ph.SR
Solar and Stellar Activity: Diagnostics and Indices
我们总结了五十年来将太阳的“活动”置于恒星背景下的共同努力。作为恒星背景下太阳活动的工作定义，我们采用了热时间尺度以下的时间尺度上的全球可观测变化，对流区约为100，000年。如此定义，活动是由磁场演变，包括22年海尔周期，典型的时间，它所采取的准周期性逆转，其中全球磁场发生主导。这是伴随着太阳黑子的变化与11年的周期，自施瓦贝的时间，以及更快的变化，由于旋转的活动区和耀斑。“诊断和指数”是指变化的磁场的间接特征，包括与太阳黑子周期有关的光度（宽带）变化，以及在特殊光学波长、紫外线和X射线波长下观察到的恒星大气高层中伴随的加热等离子体的变化。我们的注意力也集中在研讨会的主题上，通过研究恒星的深层和扩展极小期的证据，并将70年之久的太阳蒙德极小期置于恒星背景下。
2012-01-27 astro-ph.SR
Dynamics of the coronal magnetic field in the 2022-10-02 X-class flare
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
研究2022年10月2日X1.1类日耀斑，通过微波数据揭示日冕磁场衰减过程及电子加速现象，构建3D模型验证磁场演变特征。
2026-02-16 astro-ph.SR
Incoherent Solar Radio Emission
非相干太阳射电辐射来自自由-自由、回旋共振和回旋同步辐射机制。自由-自由主要由热电子和离子之间的库仑碰撞产生。回旋共振和回旋同步加速分别由低能电子和温和相对论性电子在磁场存在下的加速产生。在非耀斑太阳中，自由-自由是主要的发射机制，除了强磁场区域会发射微波回旋共振。由于其无处不在的存在，自由-自由发射可以用来探测温度最低以上的非耀斑太阳大气。回旋共振不透明度强烈依赖于磁场强度和方向，因此它提供了一个独特的工具，用于估计冠状磁场。回旋同步加速器是频率高于1-2 GHz的耀斑的主要发射机制，并取决于磁场和加速电子的性质以及周围等离子体的性质。在本文中，我们详细讨论了上述机制及其诊断潜力。
2020-07-29 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
Small Scale Microwave Bursts in Long-duration Solar Flares
太阳小尺度微波爆发（SMBs）包括微波点、尖峰和窄带III型爆发，具有时间尺度短、频带窄和亮温高的特点。本文利用怀柔太阳宽带射电频谱仪的超高频率分辨率观测资料，对2005年1月14-21日发生在活动区NOAA 10720的几次耀斑中的中小尺度射电暴进行了详细的研究。特别是长持续时间的耀斑，SMB不仅发生在耀斑的早期上升和脉冲阶段，而且还发生在耀斑的衰减阶段，甚至在耀斑结束之后。这些SMB都是强爆发，推测亮度温度至少为8.18*10^11 - 1.92*10^13 K，寿命很短，为5-18 ms，相对频率带宽为0.7- 3.5%，频率漂移率超高。这些SMB与背景辐射（安静的太阳和其下的耀斑宽带连续谱）的偏振明显不同，它们应该是独立的强相干爆发，与小尺度源区的一些非热能释放和高能粒子产生有关。这些事实表明耀斑极大期后存在着小尺度强的非热能释放活动，这对空间天气的预报具有重要意义。物理分析表明，等离子体机制可能是最有利的候选人形成的SMB。从等离子体机制出发，可以推导出快电子的速度和动能，并跟踪电子加速的区域。
2013-07-12 astro-ph.SR
Multiple electron acceleration instances during a series of solar microflares observed simultaneously at X-rays and microwaves
即使是很小的太阳耀斑，其形态和时间演化也会表现出令人惊讶的复杂性。它们的许多性质，如能量释放和电子加速，可以使用X射线和无线电波长的高度互补观测来研究。我们介绍了X射线观测的拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和无线电观测的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）的一系列GOES A3.4到B1.6级耀斑在2013年4月23日观察到。在X射线和极紫外线（EUV）中看到的耀斑起源于活动区域NOAA 11726内的多个位置。一个名副其实的动物园不同的无线电发射之间的1 GHz和2 GHz的同时观察到的X射线耀斑。除了宽带连续辐射外，还观察到宽带短寿命爆发和窄带尖峰，表明电子加速。然而，这些源位于距离耀斑X射线源150弧秒的地方，但只有一些辐射可以解释为在主耀斑附近加速的电子的特征。对于其他来源，没有发现明显的磁连接到主耀斑网站。这些排放可能源于次级加速点的耀斑触发，但可能是由于重联和加速完全无关的共时观测到的耀斑。由于极高的灵敏度的VLA，没有实现与当前的X射线仪器，它表明，粒子加速发生频繁，并在多个位置内的一个耀斑活动区域。
2021-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Microwave Spectral Imaging of an Erupting Magnetic Flux Rope: Implications for the Standard Solar Flare Model in Three Dimensions
我们报告了2017年9月10日X8.2级临边耀斑早期脉冲阶段爆发的磁通量绳的微波光谱成像观测，由扩展的欧文斯谷太阳能阵列获得。在爆发前几天，当对着圆盘观察时，通量绳沿着磁极反转线呈现出一个反S形的暗丝。在爆发过程中，绳状体在极紫外和软X射线通带中表现出对~10 MK等离子体敏感的“热通道”结构。磁绳的中心部分几乎与视线对齐，在喷发的早期阶段，它迅速发展成一个泪滴状的黑暗空腔。在空腔下方形成了一个细长的等离子体片，从侧面看就是重联电流片。在中心电流片的位置上有一个非热微波源，它向上延伸，包围了黑暗的空腔。一对非热微波源被观察了几分钟的两侧的主耀斑区。它们与空腔下方的中央微波源具有相似的时间行为和光谱特性，可以解释为爆发通量绳的共轭足点。这些观测结果与喷发太阳耀斑三维标准模型中提出的磁拓扑结构和相关能量释放情景基本一致。特别是，我们在共轭磁通绳足点的非热发射的检测提供了坚实的证据，粒子运输沿爆发磁通量绳。
2020-05-27 astro-ph.SR
Halpha line profile asymmetries and the chromospheric flare velocity field
在太阳耀斑谱线轮廓中观察到的不对称性可以为耀斑大气的性质和动力学提供重要的诊断。本文利用瑞典1米太阳望远镜对M1.1耀斑的高空间、时间和光谱分辨率地面观测资料研究了Halalpha和Ca II 8542耀斑谱线的演化。从耀斑内核的H α线轮廓的时间演变显示过量的排放在红翼（红色不对称）耀斑最大之前，和过量的蓝翼（蓝色不对称）最大之后。然而，Ca II 8542的红外线并不遵循相同的模式，在耀斑期间只显示出微弱的红色不对称性。用RADYN模拟方法合成了耀斑大气的谱线廓线，与观测结果符合较好。我们发现，在Halpha中观察到的红色不对称性不一定与等离子体向下流动，蓝色不对称性可能与等离子体向上流动无关。事实上，我们的结论是，陡峭的速度梯度在耀斑色球修改的波长的中心反转的H α线的配置文件。最大不透明度的波长向较短和较长波长的偏移分别产生红色和蓝色不对称性。
2015-10-07 astro-ph.SR
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
Dual-Perspective Microwave and Hard X-ray Constraints of Asymmetric Nonthermal Loops in an X-class Flare
Shandong University（山东大学）；Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院）；N.I. Lobachevsky State University of Nizhny Novgorod（下诺夫哥罗德州立罗巴切夫斯基大学）
该研究利用地球和太阳轨道飞行器的双视角，结合多种仪器数据，对 X 级耀斑中不对称非热环进行观测。通过分析微波和硬 X 射线特征，揭示了能量依赖的电子行为，并用微波磁诊断约束磁结构，支持了能量相关电子过程的自洽图像。
2026-07-21 astro-ph.SR
Flaring Latitudes in Ensembles of Low Mass Stars
本研究提出一种改编自fleck软件的新方法，利用耀斑等待时间分布的均值与标准差诊断低质量恒星的耀发纬度，在Kepler观测的G型矮星样本上验证了技术，并指出结合黑子与耀斑集合方法可提升表面磁场定位能力。
2023-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
The coronal volume of energetic particles in solar flares as revealed by microwave imaging
来自太阳耀斑的回旋同步辐射光谱通常在微波范围内达到峰值。它的光学薄，高频分量，高于频谱峰值，通常用于诊断的非热电子和磁场的无线电源。在有利的条件下，它的低频对应物带来了额外的，关于这些参数的补充信息，以及热等离子体诊断，无论是通过陀螺同步自吸收，自由自由吸收的热等离子体，或通过抑制发射所谓的拉辛效应。然而，它们对低频谱的影响往往被空间非均匀性所掩盖。为了理清低频回旋同步辐射的各种贡献，光谱和成像数据的组合是必要的。为此，我们已经调查了欧文斯谷太阳能阵列（OVSA）的多频图像26日太阳爆发联合观察到的Rheven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）在2002年上半年。对于每一个，我们研究了动态光谱，时间和频率合成图，RHESSI图像重叠OVSA轮廓，和一些代表性的单频快照OVSA图像。我们专注于频率依赖性的微波源的大小来自OVSA图像和它们的低频微波光谱斜率的影响。我们成功地将18个分析的事件分为几组。四个事件显示了明显的证据，是占主导地位的回旋同步自吸收，与推断的亮度温度为$\geq10^8$ ~K。其余事件的低频谱不同程度地受到Razin抑制的影响。我们发现许多射电源在低频率下相当大，这可能对太阳高能粒子的产生和逃逸具有重要意义。
2018-09-13 astro-ph.SR
Modulation of the solar microwave emission by sausage oscillations
本文考虑了直等离子体板在磁场作用下，直等离子体密度的垂直爱泼斯坦分布对直等离子体板的线性香肠形快磁声波对外扩环微波辐射强度的调制。发射是回旋同步加速器（GS）性质的，并且是由在振荡板中占据一层的温和相对论性电子引起的，即，发射体积和振荡体积不重合。结果表明，线性香肠波的微波响应是高度非线性的。的非线性度，定义为二次谐波的傅立叶功率的主谐波的傅立叶功率的比率，被发现取决于GS源的宽度和视角的组合，并且在微波光谱的光学厚和光学薄的部分是不同的。这种效应可以被认为是一个潜在的工具，诊断的横向尺度的区域填充的加速电子。
2022-08-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Polarimetry and Spectroscopy of the `Oxygen Flaring' DQ Herculis-like nova: V5668 Sagittarii (2015)
经典新星是双星系统中白矮星表面的爆发。从白矮星表面喷射出的物质通常会在系统周围形成一个由气体和尘埃组成的轴对称壳层。当在天空的平面上观察时，这些贝壳的三维结构很难解开。在这项工作中，开发了一个几何模型来解释2015年人马座V5668新星的新观测结果。根据新星壳层形态学来理解电离结构，并估计直接跟随光变曲线的尘埃下沉的发射分布。高节奏的光学偏振和光谱观测的新星。喷出物的形态运动学和光电离结构的建模。初步观测结果，包括宽带偏振和光谱的V5668 Sgr新星爆发期间。这些观测结果的变化为新星壳的演化结构提供了线索。壳层的位置角由旋光测量法推导出，这归因于小尘埃颗粒的散射。在新星外流的冲击建议在测光和这些新星壳的效果说明了各种物理诊断。密度和温度的变化作为超软源阶段的新星开始进行了讨论。气体密度被认为是10 $^{9}$厘米$^{-3}$的新星在其极光阶段的顺序。在超软源开启的时刻，中心恒星系统的黑体温度估计在$2.2\times10^{5}$ K附近，发现通常称为“氮耀斑”的4640 $\rmÅ$附近的混合物更自然地解释为4638 - 4696 $\rmÅ$的O~{ \sc ii}多重态（V1）的耀斑，即“氧耀斑”。
2018-02-01 astro-ph.HE 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
The collisional relaxation of electrons in hot flaring plasma and inferring the properties of solar flare accelerated electrons from X-ray observations
X射线观测是对太阳耀斑中产生的快速电子的直接诊断，这些电子在能量释放过程中被激发并射向太阳。由于加速电子的性质在其传输和与背景等离子体的相互作用过程中会发生很大的变化，因此最终必须将一个模型应用于X射线观测，以了解加速电子的机制。冷厚靶模型被普遍用于此任务，因为它提供了一个简单的分析关系之间的加速电子谱和发射电子谱的X射线源，后者的数量很容易从X射线观测。然而，这样的模型对于大多数太阳耀斑来说是不合适的，因为它没有考虑到快速电子热化的物理学。使用一个更现实的模型，适当考虑背景等离子体的性质，碰撞扩散和热化的电子，可以减轻或甚至消除许多传统的问题与冷厚靶模型和推导加速电子光谱从X射线光谱，如数量问题和需要强加一个特设的低能量截止。
2015-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Doppler speeds of the hydrogen Lyman lines in solar flares from EVE
氢莱曼线提供了重要的诊断信息的色球层的动力学，但一直很少有系统的研究，其在耀斑期间的变化。我们调查多普勒频移在这些线在几个耀斑，并使用这些来计算等离子体的速度。我们使用的光谱数据从多极紫外光栅摄谱仪B（MEGS-B）探测器的极端紫外光变率实验（EVE）仪器上的太阳动力学天文台。MEGS-B在37-105 nm范围内以0.1 nm的分辨率获得太阳的全圆盘光谱，我们使用三种独立的方法进行分析。第一种方法对谱线进行高斯拟合，并将安静太阳的质心与耀斑的质心进行比较，以获得多普勒频移。第二种方法使用互相关来检测安静的太阳和耀斑线轮廓之间的波长偏移。最后一种方法计算谱线轮廓的“质心”，并比较安静太阳和耀斑的质心以获得偏移。在对6个耀斑的研究中，我们发现了莱曼线中上升流和下降流的强烈特征，在太阳作为恒星的数据中测量的速度约为10 km/s，在耀斑过量信号中的速度约为30 km/s。所有在莱曼线中显示上升流的事件都与成像数据中的某种喷发或日冕流有关，这可能是净蓝移的原因。在莱曼线中显示出下降流的事件可能与环收缩或微弱的下降流有关，但很可能色球凝结流也有贡献。
2016-10-13 astro-ph.SR
IRIS Observations of the Mg II h & k Lines During a Solar Flare
太阳耀斑的大部分辐射输出是从色球层发出的，这会增强光学和紫外线的连续性，并在许多谱线中产生光学厚和光学薄。直到最近，我们还没有观测到其中两条最强的谱线：Mg II H & K共振谱线。我们提出了一个详细的研究这些线的响应太阳耀斑。研究了M级耀斑期间积分强度、k/h线比、视线速度、线宽和线不对称性的空间和时间行为（SOL 2014 -02- 13 T01：40）。在带的外缘观测到非常强烈的空间局部能量输入，导致红移相当于~15- 26 km/s的速度，线加宽，以及最强烈的源的蓝不对称。特征的中央反转功能，是无处不在的安静的太阳观测是不存在的耀斑的配置文件，表明源函数随高度在耀斑。尽管没有中心反转的特征，k/h线的比值表明，在耀斑期间，这些线在光学上仍然很厚。在镁II通带中的从属线被观察到在耀斑源的发射，增亮和冷却与类似的时间尺度的共振线。这项工作代表了第一次分析潜在的诊断信息的燃烧的大气，使用这些线，并提供观测，从先进的辐射转移代码的合成光谱可以进行比较。
2015-08-16 astro-ph.SR
Diagnosing the Source Region of a Solar Burst on 26 September 2011 by Microwave Type III Pairs
本文报道了2011年9月26日太阳耀斑脉冲上升阶段的微波III型对爆发的一个特殊而有趣的训练。观测包括0.80 - 2.00 GHz频率的射电频谱仪，硬X射线（RHESSI和FERMI），SWAP/PROBA-2的EUV图像和HMI/SDO的磁图。通过使用最近开发的方法（Tan et al. 2016 a），我们诊断了等离子体密度、温度、等离子体β、源区附近的磁场、高能电子的能量以及加速区与III型爆发发射起始点之间的距离。诊断结果表明：（1）等离子体密度、温度、磁场以及加速区与发射起始点的距离在III型对列期间几乎没有明显变化，而电子能量有一个明显的峰值，这与硬X射线发射相一致。(2)等离子体β比一个单位高得多，显示出III型爆发发射起始点附近的高度动态过程。(3)虽然反向斜率III型分支的漂移速度比正常III型分支慢一个数量级，但相关的下行和上行电子仍然可以具有相同数量级的能量。这些事实表明，上行电子和下行电子可能都是以相似的机制在一个小的源区中被加速的。这种诊断可以帮助我们理解太阳爆发源区的微观物理。
2016-06-17 astro-ph.SR
The contribution of microbunching instability to solar flare emission in the GHz to THz range of frequencies
最近在亚太赫兹范围内对太阳耀斑的观测提供了一种新的光谱成分的证据，这种成分的通量随着频率的增加而增加，与众所周知的在GHz范围内最大的微波辐射分开。建议的解释解释太赫兹光谱分量，但不占同步微波分量。我们提出了一个机制，产生所观察到的双光谱。基于实验室加速器中长波长同步辐射的相干增强，我们考虑了在太阳耀斑中如何发生类似的过程。被称为微聚束的不稳定性来自于产生电子束密度调制的扰动，从而在与微聚束结构的特征尺寸相当的波长处产生宽带相干同步辐射。这种相干同步辐射（CSR）的光谱强度可以远远超过非相干同步辐射（ISR）的光谱强度，非相干同步辐射（ISR）在较高频率处达到峰值，从而产生双峰光谱。成功的CSR模拟显示，以适应实际的突发光谱观测，使用典型的耀斑物理参数和幂律能量分布的加速电子。模拟考虑的能量阈值低于微聚束是不可能的，因为库仑排斥。只有一小部分的辐射电荷加速到阈值以上的能量需要产生的微波组件观察到的几个事件。ISR-CSR机制可以与产生微波组件的其他发射过程一起发生。它可以带来一个重要的贡献，在微波至少为某些事件的物理条件发生的ISR-CSR微聚束机制是可能的。
2014-06-20 astro-ph.SR
