Escape of Flare-accelerated Particles in Solar Eruptive Events
脉冲太阳高能粒子事件被广泛认为是由于太阳爆发事件产生的耀斑加速粒子迅速逃逸到行星际介质中。然而，根据这类事件的标准模型，被耀斑重联加速的粒子应该仍然被困在构成日冕物质抛射的通量绳中。这些粒子应该很晚才能和大量的喷出物一起到达地球。为了解决这个矛盾，我们已经扩展了我们以前的轴对称模型的耀斑加速粒子逃逸到完全三维（3D）的几何形状。我们报告的结果，磁流体动力学模拟的日冕系统，其中包括一个双极活动区嵌入在一个背景的全球偶极子场结构的太阳风。我们的模拟显示，多个磁重联事件发生之前和期间的CME爆发和行星际传播。除了建立通量绳的事件之外，开放场和CME之间的重联将闭合的日冕耦合到开放的行星际场。耀斑加速的粒子最初被捕获在日冕物质抛射中，因此可以沿着磁重联的尾迹进入开放的行星际磁场。这些3D结果与我们以前的计算之间的一个关键区别是，交换重联允许加速粒子从CME通量绳深处逃逸。我们估计的粒子逃逸通道的空间范围。耀斑加速和释放的高能粒子通过CME/开放场耦合之间的相对定时也被确定。我们的所有结果都比观测结果好。
2019-09-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Interplanetary Type IV Bursts
我们研究的特点，移动IV型射电爆发延伸到百米波长（行星际IV型或IV型IP爆发）和它们的关系，在太阳上的能量现象。我们的数据集包括48个行星际IV型爆发，在13.825 MHz-20 kHz频率范围内观察到风/波。利用射电频谱仪、Nancay十米阵、ARTEMIS-IV、Culgoora、Hiraiso和Izmiran射电频谱仪的动态频谱跟踪低日冕中事件的演变。这些数据得到了GOES的SXR通量数据和SOHO/LASCO的CME数据的补充。日冕爆发的位置信息由NRH获得。我们研究了IV型事件与日冕射电爆发，CME和SXR耀斑的关系。大多数事件（45起）的特点是紧凑;其持续时间平均为106分钟。这类事件大多与M级和X级耀斑（45个中的40个）和快速CME有关;其中32个事件的CME速度超过1000 km/s。此外，在43个紧凑的事件中，CME可能受到减少的气动阻力，因为它在前一个CME的尾流中传播。检测到少数（3个）长寿命IV型IP爆发，持续时间为960分钟至115小时。这些事件被称为延长或长的持续时间，似乎补充其高能电子含量，可能是从相应的日冕IV型爆发逃逸的电子。后者被发现在磁盘上持续数十小时至数天。其中最突出的是2002年5月18日至23日发生的不寻常的行星际IV型爆发，这是风/波目录中最长的事件。这三个扩展事件通常伴随着一些耀斑，大多数是GOES C级，还有CME，其中许多是…
2016-06-10 astro-ph.SR
A tiny event producing an interplanetary type III burst
我们调查的条件下，小规模的能量释放事件在低日冕引起强烈的行星际（IP）III型爆发。我们分析了三个微小的事件，检测南\c礁射电日像仪（NRH），其中两个产生IP类型III的观测。我们利用NRH定位信息和AIA/SDO数据的高节奏来识别相关的EUV辐射。我们测量了度量和EUV源的位置和时间分布。我们发现，产生IP类型III的EUV事件位于冕洞边界附近，而不是位于封闭的磁场区域。在所有三个病例中，都涉及到微小的耀斑环，没有任何相关的肿块喷发。在最佳观测情况下，最高频率（435 MHz）的无线电发射相对于小耀斑环位移约55”。公制III型发射在空间和时间上显示出复杂的结构，表明多个电子束，尽管事件的强度很低。从动态光谱和NRH图像的组合分析，我们推导出的电子束速度以及高度，周围的等离子体温度和密度的水平形成的160 MHz的发射。通过对AIA图像的差分发射测量的分析，我们发现能量释放的第一个证据是在足点处，其次是燃烧环的发展和随后的冷却。我们的结论是，即使是很小的能量释放事件可以加速足够的电子产生强大的IP III型爆发。电子加速点靠近开放的磁场线，有利于电子逃逸到行星际空间。能量释放地点和公制III型位置之间的偏移量值得进一步调查。
2015-07-30 astro-ph.SR
Investigation on spectral behavior of Solar Transients and their Interrelationship
我们探讨了太阳耀斑发射的光谱硬化，鉴于相关的太阳质子事件（SEP）在地球和日冕物质抛射（CME）加速的结果。在这项研究中，我们进行了60个太阳活动周23日与相关的太阳耀斑和日冕物质抛射。利用RHESSI观测到的太阳耀斑中的X射线辐射，估算耀斑等离子体参数。此外，我们采用的观测地球同步业务环境卫星（GOES）和大角度和光谱日冕仪（LASCO），SEPs和CME参数估计分别。我们报道了耀斑的软硬硬（SHH）光谱行为与太阳质子事件的发生有很好的关联（RHESSI观测到的质子事件）。此外，我们还发现了一个很好的相关性（R=0.71），在SEPs光谱硬化和CME速度。我们的结论是质子以及CME得到加速耀斑网站和旅行所有的方式在行星际空间，然后通过再加速在行星际空间CME产生地球空间的磁暴。这似乎是一个统计上显着的机制，SEP和初始CME加速除了标准的场景SEP加速在CME的冲击前沿。
2013-06-01 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
Transport of energetic electrons through the solar corona and the interplanetary space
在太阳耀斑期间，日冕中产生的快电子束是III型爆发的非热射电源。有时它们可以进入行星际空间，在那里它们可以通过现场测量进行观测，例如通过WIND航天器进行。另一方面，如果它们由于韧致辐射而向致密色球层沉淀，它们可能是非热X射线辐射的来源，例如RHESSI所观察到的。由于这些高能电子是在日冕中产生的，并在另一个地点被观测到，因此研究这些电子在日冕和行星际空间中的传输具有特殊的意义。电子的输运受到全局磁场和电场以及与背景等离子体中粒子的局部库仑碰撞的影响。
2011-12-22 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
Intense Flare-CME Event of the Year 2015: Propagation and Interaction Effects between Sun and Earth's Orbit
在本文中，我们报告了2015年5月5日发生的与强烈X2.7耀斑相关的快速日冕物质抛射（CME）的行星际效应。利用171 μ m的极紫外图像和米波观测资料，得到了低冕高$<$ 2 {R $_{\odot}$ }处CME的近日特征。近太阳和行星际介质中CME驱动的射电爆发的强度和持续时间表明，这次CME事件是一次高能事件。行星际闪烁数据以及低频无线电频谱在理解日冕物质抛射在日光层内部的速度和膨胀的径向演变以及它与先前缓慢日冕物质抛射的相互作用方面发挥了至关重要的作用。对CME沿太阳几个点的速度估计为1天文单位表明：i）CME经历了快速加速和膨胀，达到$\approx$ 6 {R $_{\odot}$ }的高度，ii）CME继续以$\geq$ 800 km $^{-1}$的速度在太阳和1天文单位之间传播。这些结果表明，CME很可能在其内部磁能的支持下克服了环境/背景太阳风施加的阻力。当CME与一个缓慢的前CME相互作用时，与CME驱动的扰动相关的湍流水平显著增加。
2016-03-15 astro-ph.SR physics.space-ph
High speed photospheric material flow observed at the polarity inversion line of a delta-type sunspot producing an X5.4 flare on 7 March 2012
太阳耀斑会突然释放储存在日冕中的非潜在磁场形式的自由能，并可能伴随着日冕等离子体的爆发。对非潜在磁场的形成和触发耀斑爆发的机制仍然知之甚少。特别是，在那些极性反转线附近观测到的光球动力学是主要的耀斑生产的网站没有得到很好的观察与高空间分辨率光谱偏振。本文报道了2012年3月7日在一次X5.4级耀斑的主能量释放侧观测到的沿耀斑带间极性反转线的显著高速物质流。观测是由日之出号上的太阳光学望远镜的分光偏振计进行的。在几乎平行于极性反转线形成的水平取向的磁场中观察到高速的材料流动。这种流动从耀斑发作前至少持续6小时，并在耀斑发作后持续至少几个小时。观测表明，观测到的物质流既不代表磁通量的出现，也不代表它的收敛。相反，它可以被认为是物质流的工作，以增加沿极性反转线的磁剪切和发展有利于爆发耀斑的开始磁结构。
2014-06-06 astro-ph.SR
Connecting solar flare hard X-ray spectra to in situ electron spectra. A comparison of RHESSI and STEREO/SEPT observations
我们比较了耀斑加速高能电子在太阳的特性注入行星际空间。我们已经确定了17个高能电子事件，以及与STEREO上的SEPT仪器观察到的硬X射线（HXR）耀斑与RHESSI航天器观察到一个明确的关联。我们比较的RHESSI HXR谱的谱指数与行星际电子。由于现场电子光谱的双幂律形状频繁，我们特别注意用于比较的光谱指数的选择。电子爆发和相关的III型和微波爆发之间的时间差表明，电子事件是在1天文单位检测到的，明显的延迟范围从9到41分钟。虽然母太阳活动明显是脉冲的，也显示出与极紫外线喷流的高度相关性，但大多数研究事件都与日冕物质抛射（CME）在时间上重合。尽管观察到的发病延迟和CME的存在下，在低日冕，我们发现一个显着的相关性约0.8之间的光谱指数的HXR耀斑和原位电子。如果只考虑具有显著各向异性的事件，则相关性增加。这表明，传输效应可以改变注入的光谱，导致强烈减少耀斑加速的印记。我们的结论是，行星际传输效应时，必须考虑到推断太阳高能电子事件的初始加速。虽然我们的研究结果表明，一个清晰的印记耀斑加速分析的事件样本，二次加速可能存在，这可以解释所观察到的延迟。然而，有限的和可变的俯仰角覆盖的SEPT也可能是观察到的延迟的原因。
2021-08-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic Structure Producing X- and M-Class Solar Flares in Solar Active Region 11158
我们研究了2011年2月13日太阳活动区11158的三维磁结构，该活动区产生了一个X级和几个M级耀斑$-$ 16。我们重点研究了M6.6、X2.2、M1.0和M1.1四个耀斑事件中的磁扭曲。利用\cite{2011ApJ...738..161I}提出的磁流体动力学弛豫方法，从太阳动力学观测站日震和磁成像仪获得的矢量场外推非线性无力场，估算了磁扭曲。我们发现，从半圈到一圈扭曲的强扭曲线在M6.6和X2.2耀斑之前建立，然后消失。由于这些耀斑后剩余的大部分扭曲都小于半圈扭曲，这一结果表明，在半圈扭曲上的磁扭曲的积累是产生大耀斑的关键过程。另一方面，即使这些强烈的扭曲也是在M1.0和M1.1耀斑之前建立起来的，但它们大多数都是在之后。在M1.0和M1.1耀斑爆发前，通过仔细的拓扑分析发现，强扭曲线的周围大多是弱扭曲线，这些弱扭曲线是由正黑子顺时针运动形成的，其足点位于强磁通量区。这些结果表明，在最近两次M级耀斑中，这些弱扭曲线可能抑制了强扭曲线的活动。
2013-04-29 astro-ph.SR
Propagation of energetic electrons from the corona into interplanetary space and type III radio emission
在太阳耀斑期间，以通常为$10^{36}$ s $^{-1}$的产生率产生能量大于20 keV的大量电子。它们中的一部分能够沿着开放的磁场线通过日冕传播到行星际空间。在它们的旅行中，它们发出无线电辐射，例如，在WIND号航天器上的WAVES无线电频谱仪上，在100兆赫至10千赫的频率范围内观察到第三类无线电爆发。根据这些爆发在动态射电谱中的漂移率，采用新发展的日球密度模型，导出了III型爆发激发电子的径向传播速度$V_r$。计算表明，无线电辐射是由具有不同$V_r$的电子发射的，因此是由最初产生的电子分布的不同电子发射的。
2015-11-10 astro-ph.SR
Coronal jets, magnetic topologies, and the production of interplanetary electron streams
研究了2007年1月24日发生的太阳高能粒子脉冲事件的加速源。结合现场电子测量和遥感太阳观测，以及位场源-地表模型计算的磁场，我们证明了与硬X射线耀斑和III型射电爆发相关的喷流，而不是缓慢和部分的日冕物质抛射，与行星际电子流的产生密切相关。喷流，起源于连接良好的活动区（AR 10939）的磁极结构有利于喷发，被观察到形成在一个日冕网站，延伸到几个太阳半径，并具有良好的时间相关性与电子太阳释放。喷流位置附近的开放场线植根于负极性，沿着该负极性，高能粒子从燃烧的AR逃逸到近地空间，与原位电子俯仰角分布一致。分析使我们能够提出一个日冕磁拓扑结构的脉冲SEP事件，他们的太阳源。
2013-05-24 astro-ph.SR
Sequential Lid Removal in a Triple-Decker Chain of CME-Producing Solar Eruptions
我们研究了SDO、STEREO、RHESSI和GOES观测到的一个大的双极活动区（AR）在12小时内发生的三次连续日冕物质抛射（CME）爆发。显然，AR最初有一个三层结构：在极性反转线（PIL）上方的垂直堆栈中有三个通量绳。在被中间通量绳的局限爆发碰撞后，顶部通量绳爆发，使第一个CME及其伴随的AR跨越耀斑拱廊扎根于一对相距甚远的耀斑带。第二次日冕物质抛射是由先前被捕获的中间磁绳的喷发造成的，它吹开了第一次日冕物质抛射的耀斑弧，并产生了一个耀斑弧，该耀斑弧植根于一对比第一次日冕物质抛射更靠近PIL的耀斑带。第三次日冕物质抛射是由底部磁绳的爆发形成的，它冲开了第二个耀斑拱圈，形成了自己的耀斑拱圈和一对耀斑带。在PIL观测到的磁通抵消可能触发中间磁通绳的初始受限喷发。那次局限的喷发显然引发了第一次CME喷发。由第一次CME爆发引发的眼睑去除机制可能引发第二次CME爆发。第二次CME喷发进一步去除盖子可能会触发最后一次CME喷发。
2020-08-11 astro-ph.SR
Multiwavelength Study on Solar and Interplanetary Origins of the Strongest Geomagnetic Storm of Solar Cycle 23
我们研究的太阳源的强烈的太阳周期23日发生在2003年11月20日，地面和空间为基础的多波长观测地磁风暴。造成上述磁暴的日冕物质抛射（CME）起源于超活动区NOAA 10501。我们调查的H-α观测的耀斑事件的15厘米太阳塔望远镜在ARIES，奈尼塔尔，印度。CME的传播特征已经从太阳风的三维图像中推导出来（即，密度和速度），并辅以其他地面和空间测量数据。TRACE、SXI和H-alpha的观测结果显示，两次连续的喷射（速度约为350和100 km/s）来自同一条暗条通道，与两次高速CME（速度分别为1223和1660 km/s）有关。这两次喷射产生了传播的快速冲击波（即，快速漂移的II型射电暴）。这些日冕物质抛射沿着日地线的相互作用导致了风暴的严重性。根据我们的研究，行星际介质由两个合并的磁云（MC）组成，它们在传播过程中保持了自己的身份。这些磁云使行星际磁场（IMF）长时间南移，并与地磁场重连，导致了地球上的超级磁暴（Dst_peak=-472 nT）。
2011-05-22 astro-ph.SR
Calculating Separate Magnetic Free Energy Estimates for Active Regions Producing Multiple Flares: NOAA AR11158
众所周知，光球通量出射是一个重要的过程，它使日冕场产生应力，并储存磁自由能，然后在耀斑期间释放出来。\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）捕获了NOAA AR 11158的整个出现。这一区域呈现为两个截然不同的两极，可能在光球层下方相连，但其特征是不同的光球场演化和通量。在2011年2月12日首次出现后的四天内，合并的活动区复合体产生了15个GOES C级，2个M级和X2.2情人节耀斑。M级和X级耀斑特别令人感兴趣，因为它们是非同源的，涉及活动区的不同分区。我们使用磁荷拓扑结构与最小电流电晕模型的日冕场模拟复杂的场演化。结合这一点与观测的耀斑带状物在1600通道的\emph{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）板载SDO，我们提出了一个最小化算法估计的重联通量的数量和导致的下降在耀斑期间的磁自由能。对于M6.6、M2.2和X2.2耀斑，我们分别发现了$4.2\times 10^{20}\unit{Mx},\ 2.0 \times 10^{20}\unit{Mx}, \hbox{and} 21.0 \times 10^{20}\unit{Mx}$的通量交换，导致了$3.89\times 10^{30}\unit{ergs},…
2013-02-07 astro-ph.SR
Kappa distribution and hard X-ray emission of solar flares
我们调查是否所谓的kappa分布，通常用来拟合电子分布在太阳风中检测到的现场，可以描述电子产生的硬X射线发射的太阳耀斑。使用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）耀斑数据，我们适合空间和功能集成的光谱，假设平均电子通量谱的kappa分布。我们发现，一个单一的kappa分布一般不能描述空间集成的X射线发射组成的足点和冠状源。与此相反，卡帕分布是一致的，在一些日冕源产生硬X射线发射的平均电子光谱。
2009-03-13 astro-ph.SR
On the speed and acceleration of electron beams triggering interplanetary type III radio bursts
III型射电暴是由高能电子束引发的强烈射电辐射，通常与太阳耀斑有关。这些激发器光束从太阳沿着日冕和行星际（IP）介质中的开放磁场线向外传播。我们对2013年1月至2014年9月期间STEREO/Waves仪器观察到的29个简单和孤立的IP III型爆发进行了统计调查。我们研究了它们的时频分布，以推导出激励电子束的速度和加速度。我们发现这些光束在IP介质中明显减速。根据初始假设，获得的速度范围从$\sim$ 0.02 c到$\sim$ 0.35 c。它对应于几十eV和几百keV之间的电子能量，为了解释的特征能量或速度的III型电子（$\sim 0.1$ c）同时观察到的朗缪尔波在1 au，III型爆发的峰值附近的发射应占主导地位的两倍等离子体频率。导出的电子束的性质可以用作输入参数的计算机模拟的束和IP介质中的等离子体之间的相互作用。
2015-07-24 astro-ph.SR
Solar Sources of Interplanetary Magnetic Clouds Leading to Helicity Prediction
这项研究确定了在1天文单位观测到的磁云的太阳起源，并预测了这些云从太阳表面磁场的螺旋旋向。我们从支持美国宇航局WIND航天器的磁场调查（MFI）团队在所谓的MFI表中列出的磁云开始，并及时追溯以确定产生这些云的太阳事件。我们的方法利用太阳动力学观测站（SDO）航天器上的日震和磁成像仪（HMI）仪器的磁图，因此我们只能分析2011年初之后的MFI条目。这个开始日期和MFI表的结束日期给了我们37个案例进行研究。其中，我们只能将8个表面事件与WIND在1 AU处检测到的云相关联。我们开发了一种简单的算法来预测云螺旋度，在所有八种情况下都给出了正确的旋向。该算法是基于一个概念模型，一个喷射通量管有两个磁起源点的位置上的最强的径向磁场区域的相反极性的地方附近的地方，喷射拱结束在太阳表面。我们无法找到其余29个案例的事件：在适当的时间窗口内缺乏晕或部分晕CME，在太阳盘的适当部分缺乏磁和/或暗条活动，或者事件离盘中心太远。发生耀斑并不是进行识别的必要条件，但事实上，在8例病例中，有7例确实发生了耀斑，而且往往很弱。
2018-11-08 astro-ph.SR
Flux-Rope Twist in Eruptive Flares and CMEs: due to Zipper and Main-Phase Reconnection
本文讨论了在爆发性耀斑或日冕物质抛射中，扭曲通量管爆发时的三维重联性质。重联有两个阶段：首先，3D“拉链重联”沿着初始日冕弧传播，平行于极性反转线（PIL），然后，在爆发期间，在通量绳周围的低日冕中，随后的准2D“主相重联”产生日冕环和色球带，它们沿着垂直于PIL的方向远离PIL传播。拉链重新连接产生了大约一圈的扭曲磁通绳（$2π$扭曲弧度），然后主相重新连接建立了具有几圈相对均匀扭曲的喷发磁通绳的主体。第二种情况是从拱廊下预先存在的通量绳开始。在这里，拉链相可以产生具有许多匝的核心，这些匝取决于新形成的耀斑带和新的通量绳中的磁通量的比率。主相重连然后在扭曲的中心纤芯上增加一层大致均匀的扭曲。相位和场景都以简单的方式建模，假设初始磁通量沿PIL分段。该模型利用磁螺旋度守恒和磁通守恒，以及磁螺旋度均分，推导出喷发磁绳的初始几何形状的扭曲。行星际观测表明，一些磁通绳具有相当均匀的扭曲，这可能是当拉链相和任何预先存在的磁通绳具有小或中等扭曲（高达一圈或两圈）时产生的。其他行星际通量绳具有高度扭曲的芯（多达五圈），当存在预先存在的通量绳和产生大量额外扭曲的活动拉链相时，可以产生这种芯。
2016-12-31 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
Third Harmonic Structure in an Interplanetary Type II Radio Burst and Other Energetic Phenomena During the 2024 September 14 Solar Eruption
本文报告了2024年9月14日太阳喷发中行星际II型射电暴的一次、二次和三次谐波观测，提出相干等离子体发射机制可解释该结构，并排除了同步加速机制。
2025-03-30 astro-ph.SR
Mini-filament Eruptions Triggering Confined Solar Flares Observed by ONSET and SDO
利用光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学天文台的观测结果，我们研究了2012年5月10日AR 11476中的M5.7耀斑和2017年3月23日安静太阳中的微耀斑。在每次耀斑爆发前，在极性反转线的上方都有一个反S形的暗条。然后，细丝变得不稳定并开始上升。上升的细丝克服了圆顶状的上覆环的张力，从而成功地向外爆发。重新连接的重叠环的足点相继变亮，并被观察为两个耀斑带，而新形成的低洼环则出现为耀斑后环。这些爆发类似于与日冕物质抛射相关的成功暗条爆发的经典模型。然而，这项研究中的爆发细丝沿着大尺度线移动，最终到达遥远的太阳表面，即，没有细丝材料被喷射到行星际空间中。因此，两个耀斑都是受限耀斑。这些结果表明，一些成功的暗条爆发可以触发局限耀斑。我们的观测还表明，这种暗条爆发在太阳上可能是普遍存在的，从具有大耀斑的活动区到具有微耀斑的安静太阳。
2018-06-05 astro-ph.SR
Extreme solar storms based on solar magnetic field
在了解太阳表面出现的磁通量与极端地球效应事件之间的关系之前，有许多问题需要回答。哪个阈值决定了火山爆发的开始？耀斑的能量上限是多少？太阳黑子的大小是判断极端太阳事件的唯一标准吗？根据以往太阳活动周的观测资料和理论，提出了X射线级耀斑和行星际日冕物质抛射的主要成分，即日冕中电流的积累，如活动区的磁自由能、磁螺旋度、扭曲和应力等。利用磁流体动力学方法模拟日冕物质抛射，可以预测空间研究时代太阳耀斑能量的上限以及超级耀斑和极端太阳事件的可能发生机会
2017-08-05 astro-ph.SR
Tracking magnetic flux and helicity from Sun to Earth -- Multi-spacecraft analysis of a magnetic cloud and its solar source
为了更好地理解行星际空间中磁场相关量的动态演化，特别是磁通量和螺旋度的动态演化，我们分析了太阳爆发事件引起的完整效应链。我们研究了2021年11月1日和11月2日起源于NOAA活动区（AR）12891的一系列相关事件（一个封闭的C4.5耀斑，一个无耀斑的暗条爆发和一个双峰M级耀斑）。我们推导出AR 12891的磁结构，使用体视和非线性无力（NLFF）磁场建模，使我们能够识别日冕磁通绳，并估计其轴向通量和螺旋度。此外，我们计算重联通量的基础上耀斑带状和日冕变暗的遥感图像签名。通过与太阳轨道飞行器和近地航天器的原位测量结果相比较，我们可以得出行星际日冕物质抛射（ICME）演化的结论。后者是通过应用几何拟合技术（分级圆柱壳建模; GCS）和行星际传播模型（基于阻力的整体建模; DBEM）ICME的援助。NLFF模型表明，主机AR的磁结构的形式左手（负螺旋度）剪切拱廊/通量绳达到8-10毫米以上的光球水平的高度，在密切的协议与相应的立体估计。GCS和DBEM模拟结果表明，磁绳在行星际空间中以自相似的膨胀方式传播。在太阳源区域的磁重联处理的磁通量和螺旋度的比较和各自的预算的MC表明相当大的贡献，从喷发过程中，虽然爆发前的预算出现的相关性。
2022-10-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Development of a coronal mass ejection arrival time forecasting system using interplanetary scintillation observations
日冕物质抛射（CME）到达地球时会对地球环境造成扰动。然而，预测日冕物质抛射的到来仍然是一个挑战。我们已经开发了一个行星际闪烁（IPS）估计系统的基础上的全球磁流体动力学（MHD）模拟的内日光层预测CME的到达时间。在这个系统中，日冕物质抛射的初速度大致来自白光日冕观测。然后，通过全球MHD模拟计算了CME的传播。IPS的响应估计的三维密度分布的内日球层从MHD模拟。模拟的IPS响应进行了比较，与实际的IPS观测研究所空间地球环境研究，名古屋大学，并显示出良好的协议与观察到的。我们使用2017年9月5日观察到的X9.3耀斑生成的光环CME事件演示了模拟系统的工作原理。我们发现，CME模拟，最好地估计IPS观测可以更准确地预测CME到达地球的时间。这些结果表明，CME到达时间的准确性可以提高，如果我们目前的MHD模拟包括IPS数据。
2019-03-28 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
Magnetic structure of solar flare regions producing hard X-ray pulsations
本文分析了伴随硬X射线（HXR）脉动的七个太阳耀斑区的磁场。Kuznetsov等人（2016年）（论文~I）研究了这些耀斑，并在这里选择了这些耀斑，因为可以使用SDO/HMI数据获得其母活动区（AR）的矢量磁图。在文献I中，仅根据观测结果，提出了磁通量绳（MFR）在HXR脉动产生过程中可能起重要作用的观点。本文的目的是通过使用非线性无力场（NLFFF）方法外推磁场来验证这一假设。完成这些之后，我们发现在每次耀斑之前，确实有一个沿着光球上的磁极反转线（MPIL）并在其上方拉长的MFR。在两个耀斑区中，HXR脉动源位于不同磁场线围绕中心轴的脚点处，它们各自构成一个MFR。在另外五个耀斑中，HXR脉动的母磁力线不是MFR的一部分，而是以磁环拱圈的形式围绕着它。这些结果表明，至少在分析的情况下，“单耀斑环”模型不满足观测和磁场模拟，而与HXR脉动是一个复杂的AR的不同磁通量管（环）的能量释放和电子加速的连续情节的结果的概念是一致的。MFR沿MPIL的非均匀演化过程中，通过触发不同环中的磁重联事件，可以产生HXR脉动。然而，由于这里研究的三个事件是封闭的耀斑，实际的爆发可能不需要触发连续的粒子加速事件的磁系统包含一个MFR。
2018-05-01 astro-ph.SR
Temporal Offsets between Maximum CME Speed Index and Solar, Geomagnetic, and Interplanetary Indicators during Solar Cycle 23 and the Ascending Phase of Cycle 24
根据对最大日冕物质抛射年值的形态分析，（日冕物质抛射）速度指数、太阳黑子数和太阳黑子总面积、太阳黑子磁场和太阳耀斑指数、太阳风速度和行星际磁场强度以及地磁Ap和Dst指数，指出了23周太阳活动和地磁活动的特殊性，随后的长极小值和周期24的上升分支。我们还分析了最大日冕物质抛射速度指数与上述太阳、地磁和行星际指数之间的时间偏移。与太阳活动、行星际参数、地磁活动指数等综合分析，发现该指数存在滞后现象。据观察，这些参数遵循不同的路径的上升和下降阶段的太阳活动周23。值得注意的是，滞后现象是一个线索，在寻找物理过程负责连接太阳活动的近地和地磁响应。
2016-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Few Made It Out: A Multi-Messenger Study of an In Situ Solar Energetic Electron Event Driven by a Solar Jet
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland (FHNW)（瑞士西北应用科学大学）
研究通过多信使分析揭示太阳喷射驱动的高能电子逃逸机制，发现电子在喷射尖端附近集中，仅小部分能逃逸至日球层空间。
2026-02-27 astro-ph.SR
Estimation of the release time of solar energetic particles near the Sun
利用数值模拟方法研究了太阳高能粒子（SEP）事件的爆发时间，并分析了速度色散分析（VDA）方法的精度。使用一个3维聚焦传输模型，我们计算了在黄道上观察到的质子在10 MeV和80 MeV之间的能量范围内，在1 AU的通量。特别地，用三种模型描述了耀斑和日冕激波产生的不同SEP源，并研究了行星际空间中粒子垂直扩散的影响。研究发现：当观测者与源断开时，行星际空间的垂直扩散效应和太阳大气中的粒子传播效应对VDA结果有显著影响。结果表明，虽然VDA方法适用于脉冲源持续时间短、背景低、行星际散射弱或太阳大气扩散快的情况，但对于脉冲源持续时间长、背景高或散射强的情况，该方法就不适用了。
2014-11-19 astro-ph.SR
Magnetic Evolution of Highly-Sheared Region in Active Region 13842 Producing Large X9.0 Flare
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Yunnan Key Laboratory of the Solar physics and Space Science（云南太阳物理与空间科学重点实验室）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）
研究了活跃区域13842中高度剪切极性 inversion 线的磁性演变，探讨了持续的磁流浮现如何促进碰撞剪切 PIL 和频繁的磁通抵消，导致多次大耀斑。
2026-05-11 astro-ph.SR
Trigger of a blowout jet in a solar coronal mass ejection associated with a flare
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}的多波长图像和光球磁像，研究了活动区AR 12192中唯一一次日冕物质抛射（CME）伴随的耀斑。暗条的爆发导致喷流的爆发，然后发生了M4.0级耀斑。这个耀斑位于AR的边缘而不是核心区域。耀斑靠近明显的“开放”区域，看起来像极紫外线结构，迅速散开。由于耀斑物质与“开放”场的相互作用，耀斑成为爆发性耀斑，导致CME。然后，在第一次喷发的同一地点，另一个小丝状体爆发了。利用新真空太阳望远镜在\emph{Fuxian Solar Observatory}上获得的高时空分辨率H $α$数据，研究了第二暗条与附近"开"线的相互作用。灯丝与“开放”的线路重新连接，形成一个新的系统。据我们所知，这种相互作用的详细过程是首次报道。然后，由于长丝的解捻运动，新系统旋转，这意味着捻度从封闭的长丝系统转移到“开放”系统。此外，扭曲似乎从低层大气传播到上层，并最终通过CME传播到行星际空间。
2015-11-05 astro-ph.SR
Energetic particle contamination in STIX during Solar Orbiter's passage through Earth's radiation belts and an interplanetary shock
本研究调查太阳轨道飞行器穿越地球辐射带和行星际激波期间高能粒子对STIX仪器的污染，识别出>100 keV电子为主要污染源。
2024-02-06 astro-ph.SR nucl-ex physics.space-ph
A Model for the Escape of Solar-Flare Accelerated Particles
我们解决的问题是如何被加速的太阳耀斑粒子可以迅速逃逸到日球层，在一个小时或less. Impulsive太阳高能粒子（SEP）爆发的时间尺度上通常被观察到与所谓的爆发耀斑组成的日冕物质抛射（CME）和耀斑。这些高度瞬发的SEP被认为是由耀斑直接加速的，而不是由CME激波加速的，尽管粒子加速的精确机制仍然存在争议。无论它们的起源是什么，在标准爆发耀斑模型的磁几何学中，被加速的粒子应该仍然被困在日冕耀斑环的闭合磁场和喷射出的通量绳中。在这种情况下，当大量的喷出物到达地球时，粒子只会在几个小时到几天的延迟之后到达地球。我们认为CME爆发模型所固有的外部磁重联可以自然地解释耀斑加速高能粒子迅速逃逸到行星际开放的磁通量管上的原因。我们提出了详细的2.5维MHD模拟的爆发CME/耀斑事件与背景等温太阳风。我们的计算表明，如果事件发生足够接近冕洞边界，开放和封闭的领域之间的交换重联可以发生，这使得粒子从内部喷射通量绳进入太阳风场线后不久爆发。我们将这些结果与脉冲SEP的标准观测结果进行了比较，并讨论了该模型对进一步观测和计算的影响。
2013-06-12 astro-ph.SR
The 2019 International Women's Day event: A two-step solar flare with multiple eruptive signatures and low Earth impact
我们详细分析了2019年3月8日发生在活跃区域AR 12734的喷发事件，我们称之为国际妇女节事件。这次事件在以下几个方面很有趣：1）低日冕喷发特征是成对出现的（1个双峰耀斑、2个日冕变暗和2个极紫外波）：2）虽然该事件具有完整的爆发特征链，但相应的日冕特征较弱; 3）虽然爆发的源区位于靠近太阳圆盘的中心，因此推测爆发是面向地球的，但日光层的信号非常微弱，几乎没有地球的影响。我们分析了一些多航天器和多仪器（遥感和原位）观测，包括软X射线，（极）紫外（E）UV），无线电和白光发射，以及等离子体，磁场和粒子测量。我们采用三维NLFF模型研究活动区及其周围的日冕磁场结构，GCS模型对CME几何结构进行三维重建，三维MHD数值模型EUHFORIA模拟日光层的背景状态。我们的研究结果表明，两个剪切和扭曲的磁场系统随后爆发了两次，它们已经在上部日冕中合并，并开始进一步演化为一个单一的实体。大尺度磁场对早期和行星际结构演化都有重要影响。在第一次喷发期间，上覆场的稳定性被破坏，这使得第二次喷发成为可能。我们发现，在行星际空间的传播过程中，大规模的磁场，即太阳层电流片的位置之间的AR和地球可能会影响传播和演化的爆发结构（S）。
2021-06-29 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Radio Observations of Solar Flares
太阳耀斑是由于太阳日冕中的磁能灾难性释放，导致等离子体加热，质量运动，粒子加速，以及无线电发射到$γ$射线波长的辐射。它们与等离子体进入行星际介质的全球日冕喷发-日冕物质抛射-有关，这可能导致各种“空间天气“现象。耀斑释放的能量范围很广，从$\sim\!10^{23}$尔格（纳米耀斑）到超过$10^{32}$尔格。太阳耀斑是一种具有普遍天体物理学意义的现象，可以详细研究磁能释放、爆发过程、激波形成和传播、粒子加速和传输以及辐射过程。无线电波段的观测提供了对耀斑物理学的独特诊断。为了充分利用这些诊断，需要执行时间分辨成像分光偏振法的手段。最近的观测与Jansky甚大阵列（JVLA）和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA），支持广泛的发展，在向前建模，已经证明了这种方法的力量。ngVLA有可能通过其高空间分辨率，宽频率范围和成像动态范围的组合，使我们对耀斑过程的理解达到一个新的水平-特别是当与硬X射线能量的多波长观测和数据配合使用时。
2018-10-15 astro-ph.SR
Radio and Optical Flares on the dMe Flare Star EV Lac
本研究通过协同观测M矮星耀星EV Lac的射电与光学耀斑，发现仅部分光学耀斑存在射电响应，且射电响应与更高低能截止值相关，两者峰值存在1-7分钟延迟，揭示了多磁环结构与电子不同加速机制。
2025-11-04 astro-ph.SR
Analysis of the Solar Flare Index for Solar Cycles 18-24: Extremely Deep Gnevyshev Gap in the Chromosphere
本文分析第18–24太阳活动周SFI，发现其第一主成分存在极深GG，并量化耀斑对IMF与Ap指数的快速及滞后响应。
2023-06-07 astro-ph.SR
Solar Sector Structure
行星际磁场有一个典型的“扇形”结构，反映了它相对于太阳方向的极性。通常，我们在这些方向上观察到大规模的相干性，每个太阳旋转有两个或四个“远离”或“朝向”的扇区，从深空和黄道面附近的任何平台。在一个简单的图片中，这种形态只是反映了行星际场的来源主要位于太阳或太阳附近的想法，并且太阳风流在这个场中强制执行径向分量。虽然严格地通过一个天文单位附近的行星际场来定义，但最近的证据证实，这种模式也清楚地出现在光球层的水平上，其特征不仅包括大尺度结构（例如，流光），而且还高度集中的领域，如那些发现在太阳黑子，甚至太阳耀斑。这种与小尺度磁场的联系在海尔扇区边界处加强，将海尔边界定义为极性转换与给定半球太阳黑子中的前导到后续极性交替相匹配的边界。
2015-03-15 astro-ph.SR
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Sheath-Accumulating Propagation of Interplanetary Coronal Mass Ejection
行星际快速日冕物质抛射（行星际CME或ICME）是最强空间天气风暴（如太阳高能粒子事件和磁暴）的驱动因素。与地球上快速ICME相关的影响太阳风扰动的空间天气与在太阳附近观测到的高能CME的特征之间的联系，是研究空间天气风暴以及发展实用空间天气预测的一个关键问题。这种激波驱动的快速ICME在传播过程中通常会以超音速膨胀，导致前方激波鞘层等离子体的不断积累。在本文中，我们提出了“鞘积累传播”（SAP）模型，考虑到鞘区上游太阳风等离子体积累的过程，描述行星际鞘和减速ICME喷出物的共同演化。基于SAP模型，我们讨论了ICME的减速特征，ICME在地球上快速发生的基本条件，行星际鞘的厚度，到达时间的预测，以及与巨大太阳耀斑有关的超强磁暴。我们定量地指出，在讨论上述五点时，日冕物质抛射的速度和质量都是至关重要的。讨论了SAP模型与\citet{tappin2006}提出的基于拖曳的模型和“雪犁”模型之间的异同。
2017-02-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Predictions of energy and helicity in four major eruptive solar flares
为了更好地理解行星际磁云（MC）的太阳成因，我们模拟了四个大型爆发性太阳耀斑的磁场和拓扑性质，并将它们与观测结果联系起来。我们使用三维最小电流日冕模型\cite{Longcope1996d}和耀斑前光球磁场和耀斑带的观测值导出重连磁通量，耀斑能量，磁绳螺旋度和磁绳极向场的方向。我们比较模型预测的这些数量耀斑和MC观测和估计的不确定性的方法，发现以下。模型预测的重联通量等于或低于从观测到的带状运动推断的重联通量。观测到的和模式的重联通量匹配MC极向通量。预测的磁绳螺旋度匹配MC螺旋度。预测的自由能介于观测能量和估计的总耀斑光度之间。MC的极向场的前缘的方向与AR中的通量绳的极向场而不是全局偶极场对准。这些发现使我们相信，与这四个太阳耀斑有关的磁云是在爆发过程中由低日冕磁重联形成的，而不是日冕中已有结构的爆发或在全球磁场参与下在上日冕中形成的。我们还注意到，由于所有四个耀斑都发生在活动区，没有显著的耀斑前通量出现和取消，我们发现的能量和螺旋度是通过剪切和旋转运动存储的，这足以解释观测到的辐射耀斑能量和MC螺旋度。
2011-04-18 astro-ph.SR
Visibility and Origin of Compact Interplanetary Radio Type IV Bursts
我们分析了行星际（IP）空间的射电IV型爆发，在十米-百米（DH）波长，找出它们的来源和观察到的方向性的原因。我们使用了来自三个不同航天器（STEREO-A，Wind和STEREO-B）上的仪器的无线电动力学光谱，这些航天器在2011-2012年彼此相距约90度，因此可以360度观察太阳。无线电数据进行了比较，白光和极紫外（EUV）观测耀斑，EUV波，和日冕物质抛射（CME）在五个太阳活动。我们发现，一次只能从一个航天器上观测到紧凑而强烈的DH IV型爆发发射的原因是由于一个方向的发射被吸收，而另一个方向的发射被太阳盘和致密的日冕阻挡。这种几何结构也使得从一个方向观察低日冕中的米制IV型爆发成为可能，在这个方向上，较高位置的DH IV型发射是无法检测到的。在吸收的方向，我们发现目前的流光，这些被估计为II型爆发的位置，在CME侧翼的冲击所造成的。因此，高密度等离子体很可能是由激波-流光相互作用形成的。在某些情况下，II型发射区也能够阻止后来加速的电子束，如在II型爆发通道附近结束的III型爆发。
2018-10-22 astro-ph.SR
Magnetic field configuration favoring X-class solar flares: violation of Joy's and Hale's laws
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究利用39个耀斑活跃区，通过按黑尔定律和乔伊定律划分象限，研究磁倾角与X级耀斑生产率关系。发现违反这两条定律的象限耀斑级别更高，全球或局部的异常磁倾角配置是主要耀斑活动关键指标。
2026-07-14 astro-ph.SR
Association of 3He-Rich Solar Energetic Particles with Large-Scale Coronal Waves
小的富含3He的太阳高能粒子（SEP）事件通常与极紫外（EUV）喷流和窄日冕物质抛射（CME）有关，它们被认为是磁重联的特征，涉及到向行星际空间开放的磁力线。这些事件中的元素和同位素分馏被认为是由局限于耀斑现场的过程造成的。在这项研究中，我们确定了32个3He丰富的SEP事件在太阳活动极小期2007 - 2010年期间，由高级成分探测器观测到的地球附近，并检查他们的太阳源与高分辨率的日地关系天文台（STEREO）EUV图像。STEREO-A在地球的前方，首次提供了对富含氦-3的耀斑的直接观测，这些耀斑通常位于太阳的西半球。令人惊讶的是，我们发现，在这次调查中，大约一半的3He丰富的SEP事件与大规模的EUV日冕波。对波前传播、源耀斑分布和日冕磁场联系的研究表明，极紫外波可能影响富3He SEP向行星际空间的注入。
2016-09-17 astro-ph.SR physics.space-ph
The characteristics of flare- and CME-productive solar active regions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）对行星际空间和地球空间都造成了直接的不利影响。更深入地了解产生它们的机制和构建有效的预测方案至关重要。耀斑和日冕物质抛射的源区表现出一些共同的形态特征与强烈剪切磁极性反转线，指示复杂的磁配置，存储大量的自由磁能和螺旋度。这些知识转化为参数，可以帮助我们有效地区分安静，耀斑，和CME生产活动区。尽管如此，耀斑和CME预测仍然面临着许多挑战。磁场信息被限制在光球层，只能从一个有利的观测点获得;活动区的动力学行为仍然没有完全纳入预测;耀斑和日冕物质抛射的随机性使它们的预测概率。为了应对这些挑战，提出了新的属性来描述活动区域中磁能存储机制的不同方面，并提供了整个太阳周期参数研究的机会。这份预测因子清单现在包括来自流场、过渡区/日冕光谱学、日冕磁场的数据驱动建模以及来自时间序列的动态效应参数化的信息。朝着这些方向的进一步工作可能有助于减轻目前在观测高层大气磁场方面的限制。本文回顾了这些努力以及将新知识转化为更有效的预测因子和包括新类型数据的重要性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Synoptic solar observations of the Solar Flare Telescope focusing on space weather
日本国家天文台的太阳小组正在用太阳耀斑望远镜进行太阳天气观测。虽然这是长期太阳监测的一部分，有助于研究制约太阳活动周期的太阳发电机，但也是一种为空间天气研究作出贡献的尝试。观测包括用H $α$、Ca K、G带和连续谱的滤光片成像，以及在包括He I 1083.0 nm / Si I 1082.7 nm和Fe I 1564.8 nm谱线的波长带的分光偏振法。获得了光球和色球的亮度、多普勒信号和磁场信息。除了监测像耀斑和暗条爆发这样的动态现象外，我们还可以根据这些数据跟踪驱动它们的磁场的演变。此外，太阳丝状体中的磁场在其爆发后发展成为行星际磁云的一部分，并偶尔撞击地球，可以在其爆发前的配置中推断出来。从预测空间天气现象的角度来看，今后除了对太阳进行传统的监测外，这种观测将变得至关重要。目前使用太阳耀斑望远镜进行的天气观测被认为是未来使用先进仪器进行太阳天气观测的先驱。
2020-07-28 astro-ph.SR
A catalog of multi-vantage point observations of type-II bursts: Statistics and correlations
本文利用Wind和STEREO多视角射电观测构建II型射电暴目录，并与耀斑和CME目录交叉匹配，发现耀斑功率与CME功率强相关，揭示低日冕与行星际粒子加速之间的联系。
2024-10-01 astro-ph.SR
Large Solar Energetic Particle Events Associated with Filament Eruptions Outside of Active Regions
我们报告了四个大的灯丝喷发（FE）从太阳活动周23日和24日，与大的太阳高能粒子（SEP）事件和行星际II型射电爆发。喷发后的拱廊对应于大多数C级软X射线增强，但M1.0耀斑与一个事件。然而，相关的日冕物质抛射（CME）速度很快（速度约为1000 km/s），在日冕物质抛射的视野中表现为晕状CME。行星际II型射电爆发发生在很宽的波长范围内，表明整个日光层内部存在强烈的激波。没有公制II型爆发出现在三个事件，表明冲击形成超过2至3 Rs。在一种情况下，有一个公制II型爆发与低的起始频率，表明冲击波形成高度约为2 Rs。FE相关SEP事件在10至100 MeV范围内确实具有较软的光谱（光谱指数大于4），但也有其他光谱指数>/=4的低强度SEP事件。其中一些事件可能是FE-SEP事件，但在文献中未进行分类，因为它们发生在活动区域附近。有些肯定与大的活动区耀斑有关，但激波形成高度很大。我们确实发现耀斑和复杂的III型爆发持续时间在这些大型SEP事件中的作用减弱。快速CME和冲击形成在更大的距离从太阳似乎是FE相关的SEP事件的主要特征。
2015-04-02 astro-ph.SR
Probing the Role of Magnetic-Field Variations in NOAA AR 8038 in Producing Solar Flare and CME on 12 May 1997
我们对1997年5月12日发生的一次CME和一次中等大小的1B/C1.3耀斑进行了多波长研究。本文介绍了1997年5月7- 16日在太阳上观测到的NOAA活动区8038的磁场变化。对Hα滤波图和MDI/SOHO磁图的分析揭示了该活动区连续但离散的浪涌活动，以及通量的出现和消除。这些磁象的电影揭示了两个重要的结果，即1997年5月10- 13日期间，先存区和新兴通量区（EFR）的主要相反极性相互接近，以及移动磁特征（MMF）以大约10小时的准周期从主要北极喷出。这些活动很可能是由光球辐合运动驱动的低层大气磁重联引起的，磁图上的这种现象很明显。磁场的变化，如通量，梯度和太阳黑子的旋转揭示了自由能正在缓慢地储存在日冕中。缓慢的低层磁重联可能是造成这种储存和形成S形核心领域或磁通绳导致最终爆发。极紫外线增亮的发生在S形核心领域之前的磁通绳的上升表明，喷发是由内部系绳切割重连，而不是外部突破重连触发。Hα带在前150秒的快速分离显示出脉冲式加速，这表明日冕物质抛射在内日冕中加速，这与重联电场的时间分布相一致。最后，我们提出了一个定性的模型，鉴于框架的太阳爆发，质量喷射，灯丝喷发，CME，和随后的耀斑。
2011-06-14 astro-ph.SR
Magnetic Evolution of an Active Region Producing Successive Flares and Confined Eruptions
研究NOAA 11476活动区连续M级耀斑与受限爆发，结合HMI磁参数及DAVE4VM能流和螺度分析，指出旋转双极区是微型暗条爆发的主要磁能与螺度来源。
2024-04-16 astro-ph.SR
Identifying the energy release site in a Solar microflare with a jet
太阳轨道器和帕克太阳探测器任务的主要科学问题之一涉及了解太阳日冕下部的电子如何加速以及它们随后如何进入行星际空间。我们的目标是调查电子加速和能量释放的网站，以及加速电子进入行星际空间的方式在SOL 2021 -02- 18 T18：05事件的情况下，GOES A8级微耀斑与日冕喷流。这项研究利用了三个不同的有利位置，太阳轨道器，STEREO-A和地球，观测范围从无线电到X射线。利用太阳轨道器/STIX（Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays）的多波长定时分析结合UV/EUV图像和X射线光谱来研究在不同耀斑阶段观测到的发射的起源。所调查的事件满足电子加速的起始时间与喷流和射电III型爆发相一致的经典图像。这种微耀斑具有明显的硬X射线非热发射，其能量至少为10 keV，并且光谱指数为2.9，比通常的微耀斑要硬得多。从地球的有利位置看，微耀斑在边缘附近，揭示了极紫外线耀斑环上方的日冕能量释放点，从STIX光谱分析来看，它是热的（与耀斑的温度大致相同）。此外，随着时间的推移，该区域正在向更高的高度移动（约30公里/秒）。在耀斑期间，同一区域在空间上与日冕喷流的起源重合。我们的结论是，观察到的能量释放网站以上的循环对应的电子加速网站，证实交换重联是一个可行的候选人，在低电晕的场线开放到行星际空间的粒子加速。
2022-12-21 astro-ph.SR physics.space-ph
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
