Evaluation of different recipes for chromospheric radiative losses in solar flares
上下文辐射损失是耀斑数值模拟中不可缺少的一部分。详细的计算在计算上可能是昂贵的，特别是在色球层。耀斑色球辐射损失已有一些近似公式，但其在耀斑模拟中的可行性还有待进一步评估。目标。我们的目的是评估不同的配方的色球辐射损失的耀斑模拟的性能。方法.我们比较了详细的辐射损失和近似配方计算的束流加热耀斑的大气结构和线轮廓。结果GF90和HCD 22配方与详细配方相比，都提供了可接受的总辐射损失，但在不同的大气层在不同的演变阶段，这导致温度和线强度的错误估计存在差异。当温度超过10^5 K时，GF90的配方大大高估了上色球层的冷却，这也影响了耀斑的演化和谱线的不对称性。中色球层的辐射加热只在初始阶段起作用，可以忽略不计。然而，来自莱曼连续体的辐射加热可以在过渡区附近占主导地位。
2022-10-10 astro-ph.SR
Correlation of hard X-ray and white light emission in solar flares
本文对太阳耀斑中硬X射线和白光发射之间的相关性进行了统计研究，以寻找耀斑加速电子和白光形成之间的联系。我们分析了43个耀斑跨越GOES类M和X使用RHESSI（拉马迪高能太阳光谱成像仪）和HMI（日震和磁成像仪）的观测。我们计算的X射线通量在30千电子伏和白光通量在6173毫瓦的总和超过硬X射线耀斑带的积分时间为45秒左右的峰值硬X射线的时间。我们发现硬X射线通量和过量白光通量之间有很好的相关性，能量为30 keV的光子的相关系数最高为0.68。假设厚靶模型，一个类似的相关性之间的沉积功率耀斑加速电子和白光通量。的相关系数被认为是最大的能量沉积的电子以上~50千电子伏。在较高的电子能量的相关性逐渐下降，而迅速下降，如果被认为是由低能电子提供的能量增加。这表明，能量约为50 keV的耀斑加速电子是白光产生的主要来源。
2015-11-24 astro-ph.SR
High-resolution Observations of a C9.3 White-light Flare and Its Impact on the Solar Photosphere
基于NVST与ASO-S/HXI观测，本文分析C9.3白光耀斑，发现其光球涡旋流和磁场增强，并归因于Alfvén波脉冲的能量沉积。
2025-06-10 astro-ph.SR
The optical depth of white-light flare continuum
太阳耀斑的白光连续发射在其形成高度和发射机制方面仍然是一个谜。这个连续体，以及它向近紫外线的延伸，包含了耀斑辐射的大部分能量，因此对它的解释是一个高度优先的问题。本文介绍了一种利用MDI伪连续强度图像确定发射层光学厚度的方法，并将其应用于2002年7月15日的耀斑研究。我们发现，在所有的耀斑图像中的可见光连续的光学深度，包括一个脉冲带状结构是小的，在其他事件中的Balmer和Paschen边缘的观察一致。
2010-04-07 astro-ph.SR
The Multiple Continuum Components in the White Light Flare of 16 January 2009 on the dM4.5e Star YZ CMi
M矮星耀斑期间的白光长期以来被认为表现出T~ 10，000 K黑体的宽带形状，而太阳耀斑中的白光被认为主要来自氢的复合。然而，目前缺乏广泛的波长覆盖太阳耀斑光谱的光学/近紫外线禁止直接比较的连续属性，以确定他们是否确实如此不同。在dM4.5e恒星YZ CMi的巨型射电衰变过程中，对次级耀斑的新光谱观测揭示了恒星耀斑白光连续谱中的多种成分，包括黑体光谱和氢复合光谱。最令人惊讶的发现之一是，这两个组成部分是反相关的时间演变。我们结合辐射流体动力学模型的光谱的连续组分的初始唯象建模表明，连续面纱引起测得的反相关。这种建模使我们能够使用组件的推断属性来预测如何使用类比几个太阳耀斑的现象，一个类似的空间分辨，多成分的白光连续可能会出现。我们还比较了光学恒星耀斑白光的性质，太阳上的埃勒曼炸弹。
2011-09-05 astro-ph.SR
Saturation Levels for White-light Flares of Flare Stars: Variation of Minimum Flare Duration for Saturation
考虑到从模型中得到的结果，并从所获得的参数的统计分析，我们讨论了耀斑的活动水平和耀斑特征的五个UV鲸鱼座恒星。我们提出的参数未公布的耀斑检测到超过两年的观测V1005猎户座。我们比较了AD Leo，EV Lac，EQ Peg，V1054 Oph和V1005 Ori几个季节观测到的U波段耀斑的参数。耀斑频率计算的所有程序星和最大能级的耀斑进行比较，我们认为这是最正确的参数作为一个指标的耀斑活动水平。利用单相指数关联函数，对每个程序星的耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布进行了建模。我们使用独立样本t检验对模型参数进行统计分析。结果揭示了鲸鱼座UV型星表面耀斑过程的某些性质。(1)无论耀斑总持续时间的长短，耀斑能量都不能高于特定值。这一定是在U波段观测到的耀斑过程中发生的白光耀斑的饱和水平。因此，它是第一次表明，白光耀斑在特定的能量范围内有一个饱和。(2)跨度值，即总持续时间最短和最长的耀斑的等效持续时间之间的差值，对于每颗恒星几乎相等。(3)半衰期值，饱和的最小耀斑持续时间，增加向后面的光谱类型。
2012-06-24 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
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of a White-Light Solar Flare
本文报道了太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）和拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）对一次白光太阳耀斑（SOL 2010 -06- 12 T00：57，M2.0）的观测结果。HMI数据为我们提供了白光耀斑的第一个天基高分辨率成像光谱学，包括6173.34 nm处光球FeI线及其邻近连续谱的连续谱、多普勒和磁特征。在耀斑的脉冲阶段，两个磁足点中的每一个都出现了明亮的白光核。当耀斑发生时，HMI滤波图的光谱覆盖范围（六个等距样本，围绕标称线路中心跨越\pm 172 m2）包括线路核心和距离核心足够远的蓝色连续谱，以消除后者中的显著多普勒串扰，否则可能出现白光耀斑中的极端条件。RHESSI获得了完整的硬X射线和γ射线光谱（这是第24周期的第一个γ射线耀斑）。在耀斑期间，FeI线看起来向蓝色移动，但并没有进入发射状态;在整个线轮廓上，对比度几乎是恒定的。我们没有探测到这次地震的地震波。HMI数据表明白光足点中视线磁场的逐步变化。
2010-12-01 astro-ph.SR
Investigation of white-light emission in circular-ribbon flares
利用太阳动力学天文台2010年6月至2017年12月的观测数据，我们对圆带耀斑（CF）进行了首次统计研究，并研究了这些CF中的白光发射。在36个活动区（AR）中发现了90个CF，其中X级8个，M级34个，C级和B级48个。X级CF的白光闪焰（WLF）发生率为10 0%（8/8），M级CF的白光闪焰发生率为$\sim$ 6 2%（2 1/34），C级和B级CF的白光闪焰发生率为$\sim$ 8%（4/48）。有时我们在一个AR中观察到几个CF，几乎所有的CF都是WLF。与正常CF相比，白光增强CF具有持续时间短、体积小、电流强和磁场复杂等特点。我们发现，对于X类WLF，白光增强与耀斑类正相关，这意味着白光增强在很大程度上取决于释放的能量。然而，对于M类和C类WLF没有这种相关性，这表明如果释放的能量不够高，则诸如时间尺度、空间尺度和磁场复杂性的其他因素可能在白光发射的产生中起重要作用。
2018-10-06 astro-ph.SR
Detection of a giant white-light flare on an L2.5 dwarf with the Next Generation Transit Survey
我们提出了一个$ΔV\sim$ -10耀斑的检测超冷L2.5矮ULAS J224940.13-011236.9与下一代过境调查（NGTS）。该耀斑是在NGTS全帧图像中对晚型恒星进行有针对性的搜索时发现的，是有史以来从超冷矮星观察到的最大耀斑之一。这种耀斑还将白光耀斑的探测范围扩展到温度低于2000 K的恒星。我们计算出耀斑的能量为$3.4^{+0.9}_{-0.7}\times10^{33}$ erg，使其比太阳上的卡林顿事件能量高一个数量级。我们的数据显示了高节奏NGTS全帧图像如何用于探测最新光谱类型中的白光闪烁行为。
2019-03-14 astro-ph.SR
White Light Flare Continuum Observations with ULTRACAM
我们提出了亚秒，连续覆盖测光的三个耀斑的dM3.5e的明星，EQ钉A，使用自定义连续滤光片与WHT/ULTRACAM。这些数据提供了一个新的观点耀斑连续发射，每个耀斑表现出非常独特的光变曲线形态。的光谱形状的耀斑发射的两个大振幅耀斑的合成ULTRACAM测量采取的光谱在大的“megaflets”事件类似类型的耀斑星进行比较。在EQ Peg耀斑的脉冲阶段，白光的形状与来自巨射电连续光谱的颜色范围是一致的，已知巨射电连续光谱包含氢复合成分和紧凑的黑体成分。在ULTRACAM光度测定中发现了这些成分的发射之间的反相关性的初步证据。
2011-03-04 astro-ph.SR
Time evolution of white-light flare accompanied by probable postflare loops on M-type dwarf EV Lacertae
本文通过对M型矮星EV Lac的同时测光与高时间分辨率光谱观测，研究了白光耀斑连续谱的温度时间演化，并探测到耀斑后环信号，为理解恒星白光耀斑机制及近距离行星宜居性提供依据。
2025-07-04 astro-ph.SR
White-light flares on cool stars in the Kepler Quarter 1 Data
我们提出了在开普勒1季度长节奏数据中寻找~ 23，000个冷矮星上白光耀斑的结果。我们已经确定了373颗闪耀的恒星，其中一些在观测期间多次闪耀。我们计算相对耀斑能量，耀斑速率和持续时间，并比较这些与我们的样品的静态光度变化。我们发现，M矮星往往耀斑更频繁，但持续时间短于K矮星，他们发出更多的能量相对于他们的静态光度在一个给定的耀斑比K矮星。在静止期光度变化更大的恒星在耀斑期间倾向于发射相对更多的能量，但变化与耀斑频率只有微弱的相关性。我们估计我们的样本的耀斑星的距离，并发现耀斑分数同意与其他观测耀斑统计的恒星在300 PC以上的银道面。这些观测提供了一个更全面的恒星耀斑的采样恒星，没有预先选择他们的活动，并为了解这些耀斑对行星可居住性的影响提供了信息。
2010-10-20 astro-ph.SR
Kepler Flares II: The Temporal Morphology of White-Light Flares on GJ 1243
我们提出了有史以来最大的样本的耀斑编译为一个单一的M矮星，活跃的M4恒星GJ 1243。在开普勒望远镜11个月的1分钟节奏数据中，发现了6100多个单独的耀斑事件，能量范围从$10^{29}$到$10^{33}$ erg。此示例因其完整性和动态范围而独一无二。我们已经开发了自动化工具，用于在短节奏开普勒光变曲线中寻找耀斑，并通过肉眼对样品进行了广泛的验证和分类。从这个原始的耀斑样本中，我们生成了一个中值耀斑模板。这个模板显示，在白光耀斑衰减过程中存在两个指数冷却阶段，为耀斑物理模型提供了基本约束。模板也被用来作为一个基函数分解复杂的多峰耀斑，使我们能够研究这些事件的能量分布。只有少数耀斑事件与我们的模板不太匹配。我们发现，复杂的，多峰耀斑发生在超过80%的耀斑持续时间为50分钟或更长。10分钟及更长时间的事件的耀斑持续时间的基本分布似乎遵循一个破碎的幂律。我们的研究结果支持这样的想法，交感耀斑可能是负责一些复杂的耀斑事件。
2014-11-13 astro-ph.SR
Velocity and Magnetic Transients Driven by the X2.2 White-Light Flare of 2011 February 15 in NOAA 11158
第24太阳活动周的第一个X级耀斑发生在2011年2月15日，活动区NOAA 11158在中央子午线通过期间。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）很好地观测到了这两个带状白光耀斑。在耀斑的峰值阶段，我们检测到磁和多普勒速度瞬变出现在主黑子的本影边界附近。这些瞬变持续了几分钟，并显示出与耀斑内核的空间和时间对应关系。在瞬态位置观察到的磁极性发生了符号反转，同时多普勒速度大幅增强。我们解释这种观测现象，使用HMI光谱数据之前，期间和之后的耀斑。这些变化反映在所有Stokes参数的AR图中。关联的瞬态功能与各种签名的耀斑和原因和影响，他们的外观的基础上，目前的理论模型。
2012-02-10 astro-ph.SR
Optical Continuum Light Curves and Bolometric Energy Estimates of Solar White-light Flares
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）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与天体物理前沿研究院）；New Cornerstone Science Laboratory, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台新基石科学实验室）
本研究利用太阳动力学观测站的数据，构建了70个太阳白光耀斑的光学连续光曲线数据集，并提供了光度学能量和持续时间等关键参数，用于太阳耀斑研究及与恒星耀斑的比较。
2026-01-19 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
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
Time-resolved spectroscopy and photometry of an M dwarf flare star YZ Canis Minoris with OISTER and TESS: Blue asymmetry in H$α$ line during the non-white light flare
在本文中，我们提出的光谱和光度观测的M-型耀斑星YZ CMi的框架内的光学和红外协同望远镜的教育和研究（OISTER）的合作在过境系外行星调查卫星（TESS）的观测期间的结果。我们从TESS光变曲线中检测到145个白光耀斑，并从2019-01-16和2019-01-18之间进行的OISTER观测中检测到4个H $α$耀斑。其中，3 H $α$耀斑与白光耀斑有关。然而，其中一个没有表现出明显的连续增亮，在这次耀斑期间，H $α$线表现出蓝不对称，持续了$\sim 60$ min。蓝移分量的视线速度为$-80$ - $-100$ km s $^{-1}$。这表明，即使没有可检测到的红色/近红外连续增亮，色球层冷等离子体也可以向上流动。假设H $α$线的蓝色不对称是由YZ CMi上的日珥爆发引起的，我们估计了向上运动的物质的质量和动能分别为$10^{16}$ - $10^{18}$ g和$10^{29.5}$ - $10^{31.5}$ erg。估计的质量是可比的预期从耀斑X射线能量和质量的恒星耀斑和太阳日冕物质抛射的向上移动的材料之间的经验关系。相比之下，YZ CMi上的非白光耀斑的估计动能大致是$2$数量级小于耀斑X射线能量和太阳CME动能之间的关系所预期的。这可以通过日冕物质抛射和日珥爆发之间速度的差异来理解。
2020-10-01 astro-ph.SR
Relationship between Intensity of White-Light Flares and Proton Flux of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP），包括质子和重离子，被认为是由CME冲击或由磁重联加速。后者也产生太阳耀斑，其中白光耀斑（WLF）是能量最高的耀斑之一。磁重联发生在日冕中，加速粒子沿着磁环向下和向上传播。前者是火炬排放的来源，后者被认为是SEP。因此，耀斑发射和SEP事件之间的比较提供了有价值的约束，在确定加速网站的SEP。我们收集了2010年至2017年观察到的43个SEP事件，并分别研究了它们与SDO/HMI和GOES观察到的WL发射和SXR流感的相关性。初步结果表明：1）在47个SEP事件中，有39个在白光和SXR下没有可探测到的耀斑辐射。2)大多数强WLF与SEP无关。3)质子通量和等效面积之间没有明显的相关性，等效面积是衡量WLF发射大小的一个量。一个直接的推测是，在所分析的事件中，SEP和为WLF供电的高能电子的加速过程可能不同。
2018-01-12 astro-ph.SR
The White-light Emissions in Two X-class Flares Observed by ASO-S and CHASE
本研究利用ASO-S/WST和CHASE观测数据，报道了X2.1和X1.5两个耀斑分别在盘面和临边外侧的3600 Å连续谱发射，发现前者与非热电子束加热相关，后者与热等离子体冷却或汤姆逊散射相关，为耀斑能量沉积模型提供了观测约束。
2024-02-12 astro-ph.SR
Various Features of the X-class White-light Flares in Super Active Region NOAA 13664
本文利用 WST 和 HMI 观测超级活动区 NOAA 13664 的 11 个 X 级白光耀斑，分析其 3600 Å 与 6173 Å 辐射的形态、位置、持续时间、增强及其与硬 X 射线源的相关性，揭示大强度白光耀斑特征并为恒星超级耀斑研究提供启示。
2024-08-11 astro-ph.SR
White-Light Flares on Close Binaries Observed with Kepler
本文根据开普勒望远镜的观测资料，对1049颗密近双星的白光耀斑进行了研究。我们确定了234个耀斑双星，其中6818耀斑检测。我们比较了不同的二进制形态（“分离”）的耀斑的二进制部分。结果表明，在过接触双星和椭球双星系统中，相对于分离双星和半分离双星系统，它们的相对质量分数大约低10- 20%。本文计算了所有耀斑双星的耀斑活动水平（AL），并讨论了它沿轨道周期（P_orb）和自转周期（P_rot，仅对分离双星计算）的变化。我们发现，AL随P_orb或P_rot的减小而增大，在P_orb接近3天或P_rot接近1.5天时达到临界值，此后，无论恒星自转多快，AL都开始减小。本文研究了两个观测到大量耀斑的食双星的耀斑速率与轨道相位的关系。这两个双星的耀斑速率与轨道相位之间似乎没有相关性。相反，当我们在20个无食椭球双星上研究203个耀斑时，振幅加权耀斑数的双峰分布出现在轨道相位0.25和0.75处。这种变化可能大于横截面修改所预期的变化。
2016-02-25 astro-ph.SR
Physical Properties of White-Light Sources in the 2011 Feb 15 Solar Flare
白光耀斑（WLF）是观测罕见的，使它们成为研究不足的事件。然而，光发射是一个显着的贡献耀斑能量预算和负责的发射机制可能有重要的影响耀斑模型。利用Hinode SOT在宽带红、绿、蓝滤光片中拍摄的光学连续谱数据，我们研究了X2.2耀斑SOL 2011 -02- 15 T01：56：00的白光发射。我们开发了一种技术来鲁棒地识别增强的耀斑像素，并使用RGB滤波器传输的知识，确定了源色温和有效温度。我们研究了WL发射的两种理想化模型-光学厚光球源和光学薄色球板。在光学厚度假设下，确定了太阳黑子本影和半影中耀斑源的色温和有效温度随时间和位置的变化关系。在5000- 6000 K的范围内的值被发现，对应于几百开尔文的黑体温度增加。光学发射功率估计为$\sim 10^{26}$ ergs $^{-1}$。在一些白光源中，颜色和黑体温度在不确定性内是相同的，与黑体发射器一致。在其他区域，情况并非如此，这表明其他一些连续排放过程也在起作用。一个光学薄板模型产生氢复合辐射也被讨论作为WL发射的一个潜在的来源，它需要在5,500 - 25,000 K的范围内的温度，和$\sim 10^{27}$尔格s $^{-1}$的总能量。
2014-01-20 astro-ph.SR
A Possible Mechanism for "Late Phase" in Stellar White-Light Flares
本文通过一维流体力学环模拟提出，M矮星耀斑脉冲加热后的日冕等离子体凝聚可产生高电子密度，通过自由-束缚和自由-自由发射形成TESS观测到的“晚相”次级峰，其强度随耀斑能量增加而增强。
2023-10-30 astro-ph.SR
A White Light Megaflare on the dM4.5e Star YZ CMi
在UT 2009年1月16日，我们观察到了dM4.5e恒星YZ CMi上的白光巨耀斑，这是长期光谱耀斑监测活动的一部分，以限制光学耀斑连续发射的光谱形状。在1.3小时的耀斑衰变期间，同时获得了U波段光度和3350 A-9260 A光谱观测。该事件持续了7个多小时，在耀斑峰值时，U带通量比静止状态亮近6个星等。这个耀斑的特性标志着它是有史以来在孤立的低质量恒星上观察到的最具活力和持续时间最长的白光耀斑之一。我们介绍了U波段耀斑的能量学和耀斑的连续分析。我们第一次用光谱令人信服地证明了从3350 A到4800 A的蓝色连续谱的形状可以表示为两个分量之和：一个是由Allred等人的辐射流体动力学耀斑模型预测的Balmer连续谱，另一个是由许多以前对耀斑宽带颜色和光谱分布的研究所提出的T ~ 10，000 K黑体发射分量。巴耳末连续谱和黑体发射区的面积覆盖在耀斑衰减期间变化，巴耳末连续谱发射区总是明显（~3-16倍）大。这些数据将为理解恒星耀斑中神秘的蓝色连续辐射的物理基础提供关键的约束。
2010-03-16 astro-ph.SR
Observations of a white-light flare associated with a filament eruption
我们提出了一个M5.7白光耀斑（WLF）的观测结果，与2012年5月10日在NOAA活动区11476的一个小丝状喷发有关。在这次耀斑过程中，活动区东部出现了一条圆形的耀斑带，活动区西北部出现了一个遥远的增亮。采用多波长数据分析了WLF，包括白光（WL）、紫外、极紫外、硬X射线（HXR）和微波。WL，HXR和微波辐射之间的密切的空间和时间关系被发现在这个WLF。然而，WL发射的峰值时间滞后于HXR和微波发射的峰值时间约1-2分钟。这样的结果倾向于支持WL发射的回温机制。有趣的是，增强的WL发射发生在灯丝的两个足点处。通过强迫场和位场的外推，我们发现耀斑区的三维磁场具有扇脊特征，在穹状场结构下存在一条磁绳。我们把耀斑演化的全过程分成几个阶段来描述，每个阶段分别产生暗条下的增亮、环形耀斑带和WL增强。我们认为，磁丝的磁场和上覆的磁场之间的重联或磁绳内的重联导致WL增强。
2018-01-13 astro-ph.SR
Radiative losses in the chromosphere during a C-class flare
太阳耀斑向日冕释放出巨大的能量。该能量的很大一部分被传输到低层大气，导致色球层加热。在耀斑期间将能量输送到太阳低层大气的机制仍然没有完全了解。我们的目标是估计在色球层中的辐射损失的时间演化的C级耀斑的脚点，为了设置观测约束的电子束参数的RADYN耀斑模拟。我们估计的辐射损失从氢，和单电离钙和镁使用半经验模型大气。为了估计色球层中的综合辐射损失，在温度最低值和温度达到10 kK的高度之间对净冷却速率进行了积分。净冷却率的分层表明，钙红外三线是负责在燃烧的大气中的大部分辐射损失。在耀斑的峰值时间，从Ca II H & K和Mg II H & K线的贡献是强的和可比的钙IR三重态（$\sim$ 32千瓦米$^{-2}$）。由于我们的耀斑是一个相对较弱的事件，色球没有被加热到11 kK以上，这反过来又产生了一个减弱的Lyα贡献（$\sim$ 7 kW m $^{-2}$）。总辐射损失随时间的变化表现为急剧上升（0.4 kW ~ m $^{-2}$ s $^{-1}$）和相对缓慢的衰减（0.23 kW~m $^{-2}$ s $^{-1}$）。总辐射损失的最大值在耀斑峰值时间附近达到，并且对于位于足点处的单个像素可以高达175 kW m $^{-2}$。经过一个小参数的研究，我们发现最好的模型数据一致性的辐射损失的幅度和整体大气结构的RADYN耀斑模拟注入能量通量的$5\times10^{1…
2022-08-25 astro-ph.SR
Suppression of Hydrogen Emission in an X-class White-light Solar Flare
我们提出了独特的NUV观测的一个良好的观测X级耀斑从NOAA 12087在Ondjuejov天文台获得。耀斑显示出强烈的白光连续谱，但在较高的巴耳末线和莱曼线中没有可检测到的发射。RHESSI和费米的观测表明它有极硬的X射线谱和伽马射线辐射。我们使用的RADYN辐射流体动力学代码进行两种类型的模拟。第一种是用光谱指数约为3的电子束沉积3 x 10^11 erg/cm^2/s的能量，第二种是将同样的能量直接施加到光球层。观测和模拟的结合使我们能够得出结论，白光发射和氢发射线的抑制或完全缺乏最好地解释了一个模型，其中占主导地位的能量沉积层位于太阳大气层的较低层，而不是色球层。
2017-02-02 astro-ph.SR
White-Light Continuum in Stellar Flares
在这次演讲中，我们讨论了通过形成致密的，加热的色球凝聚，在M矮星耀斑的近紫外和光学连续辐射的形成。结果是从最近的辐射流体动力学模型的M矮大气的非热电子的高能量通量的响应。这些模型被用来推断的电荷密度和光学深度在连续发射耀斑层的光谱覆盖的巴耳末跳跃和光波长制度。未来的建模和观测方向进行了讨论。
2015-11-16 astro-ph.SR
Statistical Properties of Quasi-Periodic Pulsations in White-Light Flares Observed With Kepler
本文对开普勒观测到的白光恒星耀斑衰变阶段的准周期脉动进行了研究。在使用自动搜索的短节奏数据中检测到的216颗不同恒星上的1439个耀斑中，发现56个耀斑在光变曲线中具有明显的QPP特征，其中11个具有稳定的衰减振荡。QPP周期与恒星温度、半径、自转周期和表面引力之间没有相关性，表明QPP与恒星整体参数无关。因此，它们很可能是当地环境中发生的过程的结果。QPP周期和耀斑能量之间也没有显着的相关性，但是有证据表明，高斯阻尼情况下，QPP周期与QPP衰减时间成比例，但对于指数阻尼情况，没有达到显着的程度。太阳上的MHD振荡也观察到了同样的标度，这表明它们可能是这些耀斑中QPP的原因。耀斑能量的标度律也进行了研究，支持以前的报告的耀斑能量和恒星温度/半径之间的强相关性。耀斑能量与恒星表面重力之间存在负相关关系。
2016-04-11 astro-ph.SR
K2 Ultracool Dwarfs Survey II: The White Light Flare Rate of Young Brown Dwarfs
我们使用Kepler K2 Campaign 4短节奏（一分钟）测光测量在年轻的，移动群棕矮星2 MASS J 03350208 +2342356白光耀斑（2 M0335 +23）和2 MASS J 03552337 +1133437（2 M0355 +11），并报告长节奏（30分钟）测光的超级耀斑在昴星团M8褐矮星CFHT-PL-17。自转周期（5.24小时）和预计的自转速度（$45$ km s $^{-1}$）证实了2 M0335 +23是膨胀的（$R \ge 0.20 R_\odot$），正如对一颗$0.06M_\odot$，2600万年前的棕矮星$β$ Pic移动群成员的预测。我们在2 M0335 +23上探测到22个白光耀斑。耀斑频率分布在$10^{31}$至$10^{33}$ erg范围内遵循斜率为$-α= -1.8 \pm 0.2$的幂律分布。这个斜率类似于在太阳和较温暖的耀斑星中观察到的，并且与先前在M6-M8极低质量恒星上的工作中的较低能量耀斑一致;将两个数据集放在一起，超冷矮星的耀斑频率分布是超过4.3个数量级的幂律。CFHT-PL-17上的超级耀斑（$2.6\times10^{34}$ erg）表明更高能量的耀斑是可能的。我们在附近的L $5γ$ AB Dor移动群棕矮星2 M0355 +11中没有检测到低至$2 \times 10^{30}$ erg极限的耀…
2017-07-04 astro-ph.SR
Understanding the HMI pseudocontinuum in white-light solar flares
我们分析了SDO/HMI和Hinode/SOT观测到的X9.3太阳耀斑（SOL 2017 -09- 06 T11：53）。我们的目的是了解HMI pseudocontinuum Ic用作白光连续体的代理的性质。从模型大气反演代码应用到观测到的斯托克斯轮廓的日之出卫星，我们合成的铁617.3 nm线的配置文件，并将它们比较HMI观测。基于一个像素的像素比较，我们表明，IC的值代表的连续水平以及在安静的太阳区域。在磁化区域中，其遭受应用于复杂线形的简单算法。在这次耀斑期间，两台仪器也记录了耀斑带中的发射轮廓。HMI的六个光谱点不能很好地表示这种发射曲线，所使用的算法通常不能解释发射曲线，因此导出的伪连续谱强度不能正确地近似连续谱值。
2018-05-09 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Observation of White-Light Flares
太阳耀斑辐射出所有波长的能量，但对这种能量的光谱分布仍然知之甚少。有时会观察到白光连续发射，这种耀斑被称为“白光耀斑”（WLF）。本文研究了是否所有的耀斑都是白光耀斑以及辐射能量的谱分布。我们进行叠加历元分析的光谱和总辐照度测量自1996年以来SOHO和GOES航天器在各种波长，从软X射线到可见光域。太阳辐照度和良好的占空比的测量的长期记录，使我们能够检测到可见光辐照度的信号，即使是中等（C级）耀斑，主要是在脉冲阶段。我们确定这一信号为白光耀斑发出的连续辐射，并发现它与~ 9000 K的黑体辐射一致。我们估计几组耀斑的WL连续的贡献，并发现它是总辐射能量的~70%。我们重新分析了2003年10月28日发生的X17耀斑，发现了类似的结果。本文证明了所有耀斑都是白光耀斑，白光连续谱是总辐射能量的主要贡献者，在~ 9000 K时，白光连续谱与黑体谱一致。这些观测结果是重要的，以了解耀斑期间的物理机制，并开辟了道路，耀斑TSI变化的可能贡献。
2011-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
该研究利用ASO-S/WST与SDO/HMI观测到2023年1月6日X1.2级耀斑的四极白光源结构，明确了其足点的辐射差异及与暗条爆发的关联，深化了对白光耀斑演化的认识。
2026-08-20 astro-ph.SR
G-band and Hard X-ray Emissions of the 2006 December 14 flare observed by Hinode/SOT and RHESSI
我们报告的G-波段发射观测太阳光学望远镜船上的日之出卫星与2006年12月14日的X1.5级耀斑。G波段增强源自耀斑日冕磁回路的足点，与Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪观察到的非热硬X射线韧致辐射源相一致。在可用的2分钟节奏下，G带和硬X射线强度在时间上进一步良好地相关。假设G波段的增强是黑体的连续辐射，我们推导出白光耀斑的总辐射损失（白光功率）。如果G-波段增强另外有来自线的贡献，则导出的值被高估。在厚靶假设下，我们比较了白光功率和硬X射线产生电子的功率。与加速电子谱的截止能量无关，白光功率与加速电子的功率大致成正比。使用所观察到的截止能量的上限~30 keV，硬X射线产生电子提供比产生白光发射所需的功率多至少2倍的功率。对于高于40 keV的电子，功率大致匹配脉冲阶段期间可用的所有四个时间间隔。因此，耀斑加速的电子包含足够的能量来产生白光耀斑辐射。观测到的时间、空间和能量的相关性强烈地表明，太阳耀斑中的电子加速和白光产生是密切相关的。然而，结果也呼吁注意的不一致性，在视源高度的硬X射线（色球）和白光（上层光球）源。
2010-04-24 astro-ph.SR
Predicted white-light solar flare emission from the F-CHROMA grid of models
Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）
研究利用F-CHROMA模型网格分析纯电子束驱动日冕暴中白光发射的普遍性及成因，发现总能量是决定白光增强可检测性的关键因素。
2025-12-01 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 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
Energy Partition in Four Confined Circular-Ribbon Flares
在这项研究中，我们研究了四个封闭的圆带耀斑（CRF）的能量分配，这是同时观察到的SDO，GOES和RHESSI太阳盘中心附近。我们计算了不同的能量成分，包括1 $-$ 8，1 $-$ 70，70 $-$ 370的辐射输出，总辐射损失，峰值热能来自GOES和RHESSI，耀斑加速电子的非热能，和耀斑前的磁自由能。结果表明，随着耀斑级别的增加，能量分量有系统地增加，表明较大的耀斑涉及更多的能量。磁自由能大于耀斑的非热能和辐射输出，这与耀斑的磁性是一致的。四个耀斑的比值$\frac{E_{nth}}{E_{mag}}$为0.70：$-$ 0.76，明显高于喷发耀斑的比值。因此，这个比值可以作为区分局限耀斑和爆发耀斑的一个重要因素。非热能足以提供加热要求，包括峰值热能和辐射损失。我们的研究结果对封闭条件反射函数的理论模型提出了约束，对空间天气预报具有潜在的意义。
2021-02-19 astro-ph.SR
Temporal evolution and spatial distribution of white-light flare kernels in a solar flare
2011年9月6日，我们观测到了一次连续谱和H $α$的X2.1级耀斑，帧频约为30 Hz。通过使用斑点掩模图像重建处理的事件的图像后，我们确定了白色光（WL）耀斑带的磁中性线的两侧。我们推导出的WL耀斑内核在每个分辨率元素的光曲线衰减时间，假设内核由一个或两个组件，从峰值时间开始呈指数衰减。结果，42%的像素具有两个衰减时间分量，平均衰减时间为15.6和587 s，而对于仅具有一个衰减时间分量的WL内核，平均衰减时间为254 s。短衰变时间分量的峰值强度与WL强度有很好的空间相关性，而长衰变时间分量的峰值强度在耀斑早期阶段的耀斑带内部，靠近磁中性线的地方往往较大。较长衰减时间分量的平均强度是较短衰减时间分量的1.78倍。如果较短的衰变时间由色球冷却时间或非热电离时间尺度决定，而较长的衰变时间归因于日冕冷却时间，则这一结果表明，来自两个区域的WL源出现在WL核的42%中，并且日冕源的WL发射有时比色球源的WL发射强。
2016-10-14 astro-ph.SR
Hydrogen Emission in Type II White-light Solar Flares
II型WLF具有弱的巴耳末线发射并且没有巴耳末跳跃。我们进行了一组辐射流体动力学模拟，以了解氢辐射损失如何随电子束参数变化，更具体地说，与低能量截止。我们的研究结果表明，对于低能量光束，多余的耀斑莱曼发射减少与增加低能量截止的能量沉积到顶部色球层是低的能量相比，沉积到更深的层。一些巴尔末过量发射总是存在的，并且主要是由光束的直接加热驱动的，莱曼连续谱回温也有很小的贡献。在具有高的低能量截止的电子束模型中没有莱曼过量发射是II型WLF的突出光谱特征。
2019-07-25 astro-ph.SR
Solar Flare Energy Partitioning and Transport -- the Gradual Phase (a Heliophysics 2050 White Paper)
太阳耀斑是太阳爆发事件（SEE;以及太阳高能粒子，SEPs和日冕物质抛射，CME）的基本组成部分。耀斑是SEE影响我们大气的第一个组成部分，它可以为相关SEPs和CME的到来奠定基础。磁重联通过重组太阳日冕磁场来驱动SEE，释放出大量的能量，这些能量被分成各种物理表现：粒子加速、质量和磁场爆发、大气加热以及随后的辐射发射（如太阳耀斑）。为了解释和最终预测这些地球效应事件，太阳物理学界需要全面了解将储存的磁能转化和分配为其他形式的过程，包括耀斑特有的宽带辐射增强。这份提交给太阳物理2050研讨会的白皮书讨论了SEE的耀斑渐进阶段部分，提出了需要通过理论，建模和观测研究相结合来解决的问题。简而言之，耀斑渐进阶段持续的时间比预测的要长得多，因此，到2050年，我们必须确定维持渐进阶段的显著能量沉积的特征，并解决湍流和非局部热通量的基本过程。
2020-09-17 astro-ph.SR
White-light Continuum Observation of the Off-limb Loops of the SOL2017-09-10 X8.2 Flare: Temporal and Spatial Variations
对太阳离边白光耀斑的观测为研究耀斑环中的能量释放和传输机制提供了难得的机会。最好的事件之一是SOL 2017 -09-10，这是一个X8.2耀斑，发生在2017年9月10日太阳西翼附近，产生了一个持续60多分钟的WL环系统，高度超过30微米。包括太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI），它在Fe I 6173 A附近的WL连续统中捕获了其离临环，以及大气成像仪组件（SDO/AIA），观察其紫外（UV）和极紫外（EUV）对应物。我们发现准周期性脉动的WL和紫外线的排放在耀斑环顶的周期约8.0分钟。每个脉动似乎有一个EUV对应的发生时间更早，海拔更高。尽管WL和UV图像和光变曲线有许多相似之处，但环顶处的WL通量继续增长约16分钟，而UV通量逐渐衰减。我们讨论了这些前所未有的观测对理解神秘的离边WL耀斑发射机制的影响。
2021-10-27 astro-ph.SR
KOI-256's Magnetic Activity under the Influence of the White Dwarf
本文介绍了利用开普勒卫星观测资料对KOI-256色球活动性质的研究结果。首先，我们发现由于冷点活动，食外有一些正弦变化。由SPOTMODEL程序模拟的正弦变化表明，活性组分具有两个不同的活性区域。它们的纵向变化表明，其中一个的迁移周期为3.95年，而另一个的迁移周期为8.37年。第二，从短步频数据中总共检测到225个耀斑。计算每次耀斑的增加时间（Tr）、衰减时间（Td）、总耀斑时间（Tt）、等效持续时间（P）等参数。模拟了等效持续时间与总耀斑时间的对数尺度分布，以确定耀斑活动水平。平台值被称为活性成分的饱和水平，计算值为2.3121+-0.0964 s，半衰期值为2233.6 s，半衰期值为达到饱和所需的耀斑总时间。此外，频率N1，这是在系统中每小时的耀斑的数量，被发现是0.05087 1/h，而耀斑的频率N2，每小时的耀斑等效持续时间发射被发现是0.00051。与黑子活动相反，由于白矮星的存在，耀斑往往出现在特定的位相。
2017-11-13 astro-ph.SR
Characteristics that Produce White-Light Enhancements in Solar Flares Observed by Hinode/SOT
为了解太阳耀斑中白光增强的产生条件，对日之出/太阳光学望远镜（SOT）观测到的可见光连续谱数据进行了统计分析。在这项研究中，大约100个耀斑事件的M级和X级耀斑被选中。记录数据的时间段为2011年1月至2016年2月。在这些事件中，大约有一半被归类为白光耀斑（WLF），而其余的事件没有显示出任何可见光连续谱的增强（非WLF; NWL）。为了确定WL发射的存在，不仅使用了Hinode/SOT WL（G波段，蓝色，绿色和红色滤光片）数据，而且还使用了太阳动力学天文台/日震和磁成像仪连续数据的运行差分图像。对这两组WL数据在持续时间、温度、GOES软X射线发射量、EUV耀斑带之间的距离、硬X射线强度和光球磁场强度方面进行了比较。在本统计研究中，WLF事件的特点是较短的时间尺度和较短的带状距离相比，NWL事件。从软X射线持续时间和非热电子能量的散点图中，可以清楚地区分WLF和NWL事件。据发现，大量的加速电子在短时间内的沉淀在产生WL增强中起着关键作用。最后，它表明，在耀斑区域的日冕磁场强度是一个最重要的因素，允许个别识别WLF事件从NWL事件。
2017-10-26 astro-ph.SR
Homologous white light solar flares driven by photosperic shear motions
本文描述了2000年9月22日发生的两次周期性白光耀斑的特点。2017年6月6日，在超级活跃区（SAR）NOAA 12673，其峰值之间的时间间隔约为3小时。这些X2.2和X9.3 GOES级的事件非常重要，不仅因为它们的高水平发射和对太阳大气层低层的可见影响，可辨别为清晰的白色光带，而且因为似乎驱动它们的强烈水平光球运动。事实上，我们在耀斑发生前几个小时就观察到了位于活动区主要三角洲点的负本影的位移。我们测量的速度高达0.6公里秒$^{-1}$。光球结构的强烈和持续的剪切运动以及这些事件所涉及的高强度磁通量可以被认为是持续供应到磁系统中的新能量的原因。根据不同波长的发射时间，我们能够为此类事件的建模提供一些约束。
2018-12-11 astro-ph.SR
Spectral and Imaging Observations of a C2.3 White-Light Flare from the Advanced Space-Based Solar Observatory (ASO-S) and the Chinese H$α$ Solar Explorer (CHASE)
本文利用 ASO-S 和 CHASE 对一次小型 C2.3 级白光耀斑进行光谱与成像观测，揭示白光增亮与非热电子束加热及光球磁场变化的关系，为理解白光耀斑能量释放过程提供依据。
2024-05-02 astro-ph.SR
Very long-periodic pulsations detected simultaneously in a white-light flare and sunspot penumbra
本研究通过多仪器观测分析了X6.4耀斑白光辐射中的超长周期脉动，发现其与黑子半影中约8.6分钟的类似准周期同步，表明白光QPP可能由半影泄漏的慢磁声重力波调制。
2024-08-28 astro-ph.SR
The height of a white-light flare and its hard X-ray sources
本文描述了对太阳边缘附近的白光耀斑（SOL 2011 -02- 24 T07：35：00，M3. 5）的观测，并由此获得了光学连续谱源和相关硬X射线源的高度估计。我们发现，在白光和硬X射线（30-80 keV）的脉冲相位发射的质心匹配密切的中心距离（角位移从太阳中心），在0.2”的顺序的不确定性。这直接意味着这些辐射的共同来源高度，加强了可见耀斑连续体形成和加速电子之间的联系。我们还估算了这些辐射的绝对高度，即距离太阳中心的垂直距离。据我们所知，这种直接的估计以前没有做过。利用日地关系天文台同时拍摄的195厘米的图像，（STEREO-B）航天器，以确定耀斑足迹点的日面坐标，我们确定光球上方的平均高度（通常定义为; τ= 1（5000 Ω时），分别为305 \pm 170 km和195 \pm 70 km，耀斑的硬X射线（HXR）和白光（WL）足点源的质心。这些高度在大气中出乎意料地低，并且分别与观测到的6173千电子伏和~40千电子伏光子的τ= 1的预期位置一致。
2012-06-05 astro-ph.SR
Investigation of White-light Emission in Compact Flares
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本文通过统计分析紧凑耀斑中的白光发射，探讨低高度磁重联是否能高效产生白光耀斑，发现I型和III型耀斑更可能产生白光发射。
2026-04-23 astro-ph.SR
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
2022-09-07 astro-ph.SR
Two strong white-light solar flares in AR NOAA 12673 as potential clues for stellar superflares
最近，在2001年9月21日太阳上发生了两次X-GOES类的强同源白光耀斑。2017年6月6日，提供了一个难得的特殊机会，研究负责形成磁场配置的机制，适合于这种神秘的喷发事件的表现及其在太阳大气层低层的影响。利用两个X级事件发生前的光球矢量磁图作为边界条件，重建了非$-$线性日冕磁场结构，确定了两个位于光球低高度（即在非常低的日冕中）的相关三维零点。这些零点很可能是触发两个强烈的X-GOES级耀斑的原因。我们推断，它们在如此低的高度形成可能归因于活动区NOAA 12673的主要磁结构的特殊光球水平运动。这些事件可以作为一个可能的解释年轻的G-型恒星的活动，最近报告的开普勒任务的提示。我们认为，一个可能的解释，加速大量的粒子产生白光发射，在9月。6事件以及年轻类日恒星白光耀斑的发生，可能是由于它们大气层低层发生磁重联的特殊伴随条件所致。
2018-12-11 astro-ph.SR
