On the Nature of Candle-Flame-Shaped Solar Flares and Sub-Alfvénic Supra-Arcade Plasma Downflows
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文通过三维磁流体动力学模型研究了烛火焰状日冕暴中磁拓扑变化与等离子体下行流速度的关系，揭示了Y点与可见尖端不一致以及下行流速度低估的问题。
2026-06-03 astro-ph.SR
Effects of supra-arcade downflows interacting with the post-flare arcade
超拱廊下行流（SAD）是暗空洞下降通过等离子体以上耀斑拱廊。虽然它们通常被认为是日冕中耀斑重联的副产品，但SAD的性质仍有争议。在这里，我们研究了2013年4月11日M级耀斑最大后阶段观察到的六个不同的SAD事件。差示辐射测量分析表明，发生在耀斑极大值附近的SAD事例在5- 7 ~MK处含有增强的热等离子体成分，而发生在耀斑极大值之后的SAD事例在7- 12 ~MK处的热等离子体成分相对于周围的超拱廊等离子体表现出降低。耀斑的盘上定位使我们能够详细研究SAD与耀斑后拱圈的相互作用，其影响包括：1）在空洞尾流中拱圈上射线中周期为$\sim\,$ 160 s的横向振荡，2）1700{\displaystyle {\footpoint}增亮，其峰值相对于SAD到达拱圈顶部延迟22-46 s，3）EUV强度扰动以$\sim\,$ 400 km~s $^{-1}$的速度扩展和传播。另一方面，由于在光学薄电晕视线混乱，带状增强以下的相互作用产生的等离子体反弹的幻想在顶部的拱廊，其中的相互作用未能产生显着的等离子体加热。这些效应表明，相互作用主要产生MHD波向表面传播，这可能进一步产生准周期增亮耀斑带，从而有助于准周期耀斑的EUV渐变相位发射。
2022-11-16 astro-ph.SR
Statistical Investigation of the Kinematic and Thermal Properties of Supra-arcade Downflows Observed During a Solar Flare
超拱状下降流（SAD）是极紫外或X射线观测中观测到的向重联后耀斑环下降的暗结构，与太阳耀斑期间的磁重联密切相关。由于缺乏对单一耀斑中SAD的统计研究，SAD在耀斑过程中的运动学和热性质演化至今仍不清楚。在这项工作中，我们确定了81 SAD的耀斑，发生在2013年5月22日使用的观测大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。记录每个SAD的运动学特性，包括出现时间、高度、投射速度和加速度。我们发现耀斑期间SAD的出现高度变大，这可能是由于等离子体片底部的抬升。在耀斑衰减阶段，SAD主要出现的区域从北侧向南侧移动，可能与南侧的二次喷发有关。大多数SAD的轨迹可以用一个或两个减速过程来拟合，而一些特殊的SAD在下降过程中具有正加速度。对于热特性，我们选择了54个SAD，其前部和身体在整个下降过程中可以与周围环境清楚区分，以进行差分发射测量分析。结果表明，SAD锋面和体的温度在下降过程中呈上升趋势，密度与温度的关系表明，SAD锋面和体的加热主要是由绝热压缩引起的。
2022-08-31 astro-ph.SR
Thermodynamics of supra-arcade downflows in solar flares
上下文在太阳耀斑的渐变阶段，在临边附近经常观测到超拱廊下降流（SAD）。在对耀斑等离子体敏感的日冕发射线中，它们看起来像蝌蚪一样的黑暗空洞，与上方弥漫的扇形“薄雾”形成对比，流向定义明确的耀斑拱廊。目标。本文旨在研究SAD的热性质演化，揭示SAD的形成机制和物理过程。方法.我们仔细研究了几个选定的SAD从两个耀斑事件，并计算其差分发射措施（DEM），以及DEM加权温度使用的大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台获得的数据。结果我们的分析表明，SAD与DEM的大幅减少超过4 MK，这是1-3个数量级小于周围的阴霾，以及SAD通过之前或之后的区域，但与安静的日冕。在AIA数据中没有证据表明SAD相关的热等离子体（> 20 MK）的存在，DEM的减少不会导致DEM分布以及DEM加权温度的任何显着变化，这支持SAD是密度耗尽的想法。这种抑郁症在DEM迅速恢复后的SAD研究，一般在几分钟内，这表明他们是离散的功能。此外，我们发现，SAD在一个事件的时空与耀斑后环沿耀斑拱廊的连续形成。
2017-06-16 astro-ph.SR
The Origin of Underdense Plasma Downflows Associated with Magnetic Reconnection in Solar Flares
磁重联是一个普遍的过程，它为爆炸性能量释放事件提供动力，如太阳耀斑、地磁亚暴和一些天体物理喷流。磁重联的一个特征是在等离子体阿尔文速度附近产生快速重联流出喷流。在爆发的太阳耀斑中，向耀斑拱廊移动的暗的指状等离子体下降流通常被认为是这种重连驱动流出的主要观测证据。然而，它们的速度往往比重联理论中预期的要慢得多，这对标准耀斑模型中重联驱动的能量释放场景提出了挑战。本文提出了一个太阳耀斑的三维磁流体动力学模型。通过比较模型的预测与观察到的等离子体的下行流的功能，我们得出结论，这些黑暗的下行流是自组织的结构形成在一个湍流的界面区域下面的耀斑终止激波的流出满足耀斑拱廊，类似的超新星遗迹中形成类似的结构的现象。这个界面区域有无数的湍流、电子流和激波，对耀斑能量释放和粒子加速至关重要。
2021-11-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Dual Origins of Rapid Flare Ribbon Downflows in an X9-class Solar Flare
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Southwest Research Institute（西南研究所）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
X9级日冕喷流中快速喷流下涌的双重起源，通过多阶段下涌行为和MHD振荡解释其成因。
2025-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Multi-Wavelength Statistical Study of Supra-Arcade Downflows
日冕物质抛射后耀斑弧段上方的向日流动空洞，也称为超弧段下降流（SAD），具有与重联后磁通量管横截面一致的特征。使用几种仪器（例如，Hinode/XRT，Yohkoh/SXT，TRACE和SOHO/LASCO），我们估计了与SAD相关的参数，如速度，大小，高度，磁通量和弛豫能，我们将其解释为重联流出。我们还提出了收缩环的速度和高度测量相比，SAD的意见。我们简要地讨论这些测量，以及它们对重联模型的影响。
2012-01-25 astro-ph.SR
Statistical Investigation of the Widths of Supra-arcade Downflows Observed During a Solar Flare
本研究通过统计一次耀斑中81个耀斑弧顶下沉流的宽度，结合多卫星观测的三维重建与热性质分析，揭示了其宽度演化规律及环境影响机制，证实不同初始宽度的下沉流起源一致。
2023-04-22 astro-ph.SR
Waiting Time Distribution of Supra-Arcade Downflows
本研究分析7个耀斑中拱形上方下流的等待时间分布，发现其符合幂律或对数正态分布，排除线性随机过程，表明非线性机制耦合驱动重联出流。
2025-07-22 astro-ph.SR
Sequential Remote Brightenings and Co-spatial Fast Downflows during Two Successive Flares
本研究利用CHASE和SDO观测数据，发现连续M级耀斑期间序列性远程增亮由爆发磁通量绳与闭合环境场的交换重联加热引起，伴随冷暗条物质沿闭合场线快速下行至增亮处，而非进入行星际空间。
2023-06-28 astro-ph.SR
Chromospheric Condensation and Quasi-periodic Pulsations in a Circular-ribbon Flare
在本文中，我们报告了我们对AR 12434中C3.1圆带耀斑SOL 2015 -10- 16 T10：20的多波长观测。耀斑由一个圆形耀斑带（CFR）、一个内部耀斑带（IFR）和一对短的平行耀斑带（PFR）组成。在耀斑的脉冲阶段，“两步”光栅观测\textit{IRIS}的节奏为6秒，曝光时间为2秒显示等离子体下行流在CFR在Si { \sc iv} $λ$ 1402.77线，这表明色球凝聚。下降流速度首先从几km s $^{-1}$迅速增加到峰值45 $-$ 52 km s $^{-1}$，然后逐渐降低到初始水平。凝聚的衰变时间尺度为3 $-$ 4分钟，表明正在进行的磁重联。有趣的是，下降流速度与Si { \sc iv}线强度的对数和\textit{GOES}软X射线（SXR）通量在1 $-$ 8 μ m的时间导数正相关。射电动力学谱的特征是与耀斑有关的\Rmnum{3}型射电爆发，这意味着色球凝聚很可能是由非热电子驱动的。利用解析表达式和峰值多普勒速度，我们导出了沉淀电子能流的下限，即，0.65 $\times$ 10 $^{10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。Si { \sc iv}线强度和SXR导数显示出准周期性脉动，其周期为32 $-$ 42 s。
2016-09-11 astro-ph.SR
Thermodynamical Evolution of Supra-Arcade Downflows
超拱廊下流（SAD）是黑暗的，泪滴状的功能下降到耀斑拱廊。它们被认为是磁重联的结果，但SAD的详细形成机制及其与耀斑能量释放的关系尚不清楚。在这项工作中，我们探讨了在2011年10月22日的临边耀斑的SAD的光谱特性，使用的观测太阳动力学天文台/大气成像组件和改进的差分发射测量（DEM）技术。识别了SAD周围的不同加热事件，并计算了等离子体加热的传播速度。第一次加热事件开始于在高于5 MK的温度下增加排放测量，在第一次研究的SAD到达之前约2.8分钟。它的传播速度约为140公里/秒，比SAD的速度稍快。然而，其他两个事件具有超过700 km/s的快速传播速度。我们猜想第一次加热事件可以用绝热压缩来解释，但其他加热事件可能有不同的原因。此外，我们观察到SAD可以推开周围的尖峰。SAD的形成进一步解释的基础上斑片状和突发性的磁重联，重联流出可能会推开周围的等离子体，并留下黑暗的车道背后。DEM结果的可靠性，加热和冷却机制，和其他SAD的解释进行了讨论。
2020-07-22 astro-ph.SR
Plasma Heating Induced by Tadpole-Like Downflows in the Flaring Solar Corona
作为太阳系中最壮观的能量释放事件之一，太阳耀斑的能量来源通常是日冕中的磁重联。由于重联过程后磁场拓扑的重新排列，常常形成一系列新的环状磁结构，称为耀斑环。一个热的扩散区，由大约5-10 MK等离子体组成，也被观察到以上的环路，被称为超拱廊风扇。通常，黑暗的，蝌蚪状的结构被认为是通过明亮的超级拱廊风扇下降。目前还不清楚这些所谓的超拱廊下行流（SAD）在加热燃烧的日冕等离子体中扮演什么角色。在这里，我们展示了一个独特的耀斑观测，许多SAD与耀斑环碰撞，并强烈加热环到10-20 MK的温度。这些相互作用中的几个产生了清晰的准周期性增强的全太阳集成的软X射线发射的签名，提供了一个替代的解释，通常在太阳和恒星耀斑期间观察到的准周期性脉动。
2021-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Supra-arcade downflows in an extensive fan associated with a giant quiescent solar filament eruption
本研究利用Hinode XRT观测分析了2023年巨型宁静暗条爆发中广阔扇形结构内的拱顶上方下行流（SADs），发现其宽度远大于活动区耀斑中的SADs但速度相似，印证了Rayleigh-Taylor不稳定性模型，并表明不同爆发间存在相似的磁重联机制。
2025-09-12 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
Spectroscopic Observations of Supra-Arcade Downflows
本研究通过Hinode EIS和SDO观测2022年M级耀斑中的SADs，首次测量其Fe XXIV多普勒速度、非热速度及电子温度，构建三维速度剖面发现高空终止激波证据，并探测到无强度变化的“隐形”SADs。
2025-05-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Different Patterns of Chromospheric Evaporation in a Flaring Region Observed with Hinode/EIS
利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的谱线轮廓，研究了2007年1月16日耀斑中色球蒸发的过程。详细分析了不同磁极性耀斑带上的三个点。我们发现，这三个点显示出不同的模式的上升流和下降流的冲动阶段的耀斑。第一点的谱线大部分是蓝移的，较热的谱线显示出相对于静止谱线的主要蓝移分量。然而，在第二点，只检测到微弱的上升流;相反，在高温下（高达2.5-5.0 MK）出现明显的下降流。第三点与第二点相似，只是它显示了多组分下行流的证据。虽然蒸发的等离子体以暖雨的形式落回地面可能是导致点2和点3红移的原因，但三个点色球蒸发的不同模式意味着耀斑活动区存在不同的加热机制。
2010-11-20 astro-ph.SR
Observation and numerical modeling of chromospheric evaporation during the impulsive phase of a solar flare
利用Hinode/EIS观测和一维流体动力学数值模拟结合含时电离研究了耀斑脉冲阶段色球蒸发流动。观测结果清楚地表明，只有在脉冲阶段才能在耀斑环的底部观察到强红移。我们进行了两种不同的数值模拟，以再现强的下降流在FeXII和FeXV在脉冲阶段。通过改变热传导系数，对热传导主导区（导热系数kappa 0 =经典值）和焓通量主导区（kappa 0 = 0.1 ×经典值）的色球蒸发进行了数值计算。在焓通量主导区的色球蒸发计算可以再现耀斑脉冲阶段底部的强红移。这一结果可能表明，在某些耀斑情况下，热传导可以被强烈抑制。我们还发现，随时间变化的电离效应是重要的复制强下降流在Fe XII和Fe XV。
2015-06-15 astro-ph.SR
High-resolution Observation of Downflows at One End of a Pre-eruption Filament
研究爆发前暗条的动力学特征可以揭示爆发事件的前兆。这种高分辨率的研究（大约0.1”）是非常可取的，但迄今为止非常罕见。在这项工作中，我们提出了一个详细的观测前的灯丝的爆发演变所获得的1.6米新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO）。暗条的一端锚定在NOAA活动区（AR）11515的黑子上，在暗条爆发前4小时到爆发后1小时，NST H $α$的离带观测都很好。一个M1.6耀斑与喷发有关。我们观察到持续向下流动的材料沿H $α$多线程组件的循环对AR结束在喷发前阶段。我们沿着H $α$螺纹追踪等离子体斑点的轨迹，并获得平均45 km s的天平面速度$^{-1}$。我们进一步估计的实际速度的下降流和高度的灯丝匹配所观察到的H $α$线程与磁场线外推的非线性无力场（NLFFF）模型。本文还介绍了在等离子体团下落的脚点处的色球增亮（BZ）观测。通过BZ的下行流每秒动能的下限为$\sim$ 10 $^{21}$ erg。从BBSO全圆盘H $α$图像获得的较大FOV观测结果表明，暗条的AR端在耀斑发生前4小时开始上升。我们把在AR端观察到的下行流归因于在其喷发之前上升的灯丝的排水效果。在缓慢上升阶段，下降流持续几个小时从细丝中排出$\sim$ 10 $^{15}$ g质量，这被认为是最后不稳定的必要条件，并且可能是喷发事件的重要前兆。
2017-05-22 astro-ph.SR
Fast Downflows Observed during a Polar Crown Filament Eruption
本研究报道了一次极冠暗条爆发中观测到的快速下行流现象，提出其源于磁通量绳与上方磁场结构的持续重联，可用于追踪爆发期间MFR的足点。
2024-08-28 astro-ph.SR
On the Cause of Supra-Arcade Downflows in Solar Flares
超拱廊下降流（SAD），黑暗的低密度区域也被称为蝌蚪，在太阳耀斑期间向日传播的模型，提出。有人认为，低密度区的流动通道雕刻的向阳方向的流出射流从重联。由于日华是分层的，因此耀斑区的等离子体密度比下面的拱廊区低。当喷流穿透拱廊时，它们划出了等离子体密度耗尽的区域，这些区域看起来像SAD。目前的解释不同于以往的模型，在重联是本地化的空间，而不是在时间。重连在时间上是连续的，这解释了为什么SAD不是从后面填充的，因为如果它们是由孤立的下降通量管或它们后面的尾流引起的，则是由于时间上的突发重连。重连是局部的空间，因为在标准的二维重连模型中的流出射流在正常（流入）方向上扩大与重连网站的距离，这将不会产生薄的SAD观察。相反，流出射流在空间局部三维重联与平面外（引导）磁场扩展主要在平面外的方向，并保持准直的正常方向，这是与观察到的SAD薄。与平面外（引导）磁场的重联的二维原理验证模拟证实了类似SAD的耗尽区的产生和密度分层的必要性。三维模拟证实，局部重联保持准直。
2013-09-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Chromospheric Evaporation in an M1.8 Flare Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
我们讨论的色球蒸发的复杂耀斑，发生在2012年3月9日03：30 UT附近的日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的观测。这是一个具有强能量输入的多重事件，在EIS观察时达到了M1.8级。EIS获得了耀斑的全CCD光谱。色球蒸发的特征是150-200 km/s的上升流，在多个位置的数百万度谱线的耀斑离子，如Fe XXII，Fe XXIII，和Fe XXIV，同时20-60 km/s的上升流，在数百万度的日冕线的离子，如Fe XII - Fe XVI。较冷的过渡区离子如O VI、Fe VIII、He II和Fe X的行为更为复杂，但在Fe VIII和Fe X线中也观察到了上升流。在接近强能量输入的空间和时间点，耀斑离子Fe XXII，Fe XXIII和Fe XXIV揭示了一个等温源，温度接近14 MK，没有强蓝移成分。在该位置处，在较冷的活性区线中存在来自诸如Fe XIII和Fe XIV的离子的强向下流动。我们推测，这种下降流可能是MHD模拟中看到的电流片重联产生的向下冲击的证据。在这个位置附近也发生了一次日震。
2012-12-17 astro-ph.SR
Evidence for Suppressed Non-thermal Broadening in a Flare Ribbon from Stereoscopic Observations
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
该研究利用SDO、IRIS和Solar Orbiter的协同立体观测，发现M7.7级耀斑带的非热展宽被抑制，揭示了磁场几何对耀斑带低层大气响应的关键作用。
2026-10-15 astro-ph.SR
Re-interpretation of Supra-Arcade Downflows in Solar Flares
在耀斑活动区的暗条喷发之后，在喷发后形成的拱廊上方经常可以看到向日流动的空洞。这些超拱廊下行流（SAD）最初是使用Yohkoh上的软X射线望远镜发现的，现在是极紫外（EUV）和软X射线日冕成像仪和光谱仪（例如TRACE，SOHO/SUMER，Hinode/XRT，SDO/AIA）的预期观测。在AIA运行之前进行的观测表明，这些等离子体空洞（与电流片相关的明亮高温等离子体形成对比）是从日冕高处的重联点缩回的真空通量管的横截面。AIA的131、94和193埃通道提供的高温成像，加上快速的时间节奏，可以对空隙进行前所未有的仔细检查。对于2011年10月22日发生的耀斑，我们提供的证据表明SAD不是相对较大的真空通量管的横截面，实际上是尾流（即，低密度的拖尾区域）由更细的管的收缩产生。这种重新解释是对SAD的基本理解的重大转变，因为曾经被认为可识别为收缩环本身的特征现在似乎是环通过超拱廊等离子体的“副作用”。鉴于以前的测量结果归因于收缩环的特性，而不是属于他们的唤醒，我们讨论了这种新的解释对以前的参数估计的影响，和重连理论。
2012-02-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Modelling Of The Hydrogen Lyman Lines In Solar Flares
氢的莱曼线（91.2 nm < lambda < 121.6 nm）是太阳色球层辐射损失的重要贡献者，并且在耀斑期间得到增强。我们以前已经表明，太阳动力学天文台上的极紫外光变率仪器观测到的莱曼线表现出相当于30公里/秒的速度的多普勒运动。但与预期相反，没有观察到主导流动方向，同时存在红移和蓝移。为了理解莱曼线的形成，特别是它们的多普勒运动，我们使用辐射流体动力学程序RADYN和辐射转移程序RH来模拟耀斑色球层的演化和莱曼线在太阳耀斑期间的响应。我们发现，在模拟大气中的上升流导致蓝移的线核心，表现出中央反转。然后，我们使用EVE仪器的属性对仪器对配置文件的影响进行建模。与仪器谱线轮廓卷积后，谱线中可能被解释为下行流（红移发射）的物质可能不一定与实际下行流相对应。大气中的动态特征会在谱线轮廓中引入复杂的特征，这些特征将不会被具有EVE光谱分辨率的仪器探测到，但在太阳轨道器上的日冕环境光谱调查仪器的分辨率下会留下更多的特征。
2018-07-09 astro-ph.SR
Evidence of multithermal nature of spicular downflows. Impact on solar atmospheric heating
对太阳过渡区（TR）中形成的发射线的光谱观测通常显示出10- 15 km/s量级的持续下降流。然而，这种资金外流的原因仍然不完全清楚，仍然是一个有争议的问题。我们的目标是通过研究日冕和TR对最近报道的色球下降流快速红移偏移（RREs）的响应，以及它们对加热太阳大气的影响，来了解这种下降流的原因。我们使用了两套来自SST、IRIS和SDO的协调数据来分析TR和日冕中下行RRE的响应。为了提供理论支持，我们使用一个已经存在的2.5D MHD模拟与Bifrost代码进行针状。我们发现大量的发生的向下流动的RRE，并显示了他们的时空演变的几个例子，采样多个波长通道，从较冷的色球到较热的日冕通道。这些向下流动的特征被认为可能与先前加热的针状等离子体的返回成分有关。此外，与它们相关的TR多普勒频移接近于在该区域观察到的平均红移，这进一步意味着这些流动可能（部分）是TR中观察到的持续下行流的原因。我们还提出了两种机制（一个典型的上升流，然后是下降流和下降流沿循环），从数值模拟的角度来看，可以解释这种下降流的普遍存在。合成和观测到的光谱特征之间的详细比较，揭示了一个独特的匹配，并进一步表明对太阳大气加热的影响。我们提出的证据表明，至少有一些下行RRE的色球对应的TR和较低的日冕下行流。
2021-08-04 astro-ph.SR
Observations of supra-arcade fans: instabilities at the head of reconnection jets
超拱廊扇是明亮的，不规则的发射区域，在爆发耀斑期间发展，在耀斑拱廊上方。潜在的耀斑弧被认为是沿日冕电流片的磁重联的结果。与此同时，理论预测等离子体射流从重连的网站，这将是非常难以直接观察，因为它们的低密度。有人认为，通过超拱廊风扇下降的暗超拱廊下降流（SAD）可能是低密度射流等离子体。低密度射流的头部朝向高密度等离子体，将是瑞利-泰勒不稳定的，并导致沿界面快速生长的低密度和高密度指状物的发展。使用SDO/AIA 131 A图像，我们显示了从三个不同方向相对于耀斑拱廊和电流片看到的SAD的细节，并突出显示了以前无法解释的功能，例如SAD在其头部的分裂，但这是拱廊上方不稳定的自然结果。与3-D磁流体动力学模拟的比较表明，超拱廊下降流是二次不稳定性的瑞利-泰勒型的排气中的重联射流的结果。
2014-11-03 astro-ph.SR
Anisotropic Turbulent Flows Observed in Above the Loop-top Regions During Solar Flares
本文利用正视视角窄带EUV图像和流动追踪算法，首次定量揭示太阳耀斑ALT区域湍流的各向异性及其高度分布，支持Rayleigh-Taylor型不稳定性机制。
2025-03-18 astro-ph.SR
The Flare-ona of EK Draconis
天龙座EK（HD 129333：G1.5 V）是一个著名的年轻（5000万年）太阳类似物。2012年，哈勃太空望远镜返回EK Dra，以跟进两年前宇宙起源光谱仪（COS）的远紫外（FUV）SNAPshot访问。短暂的SNAP指向发现了令人惊讶的红移，脉冲可变的次日冕Si IV 140 nm（T~ 80，000 K）的“热线”发射。偶然的是，2012年的后续计划见证了有史以来在类日恒星上记录到的最大的FUV耀斑之一，它再次显示出30-40 km/s的强烈红移（下行流），即使在通过空间望远镜成像光谱仪（STIS）的交叉校准发现的COS速度标度中补偿了小的系统性。在耀斑间隔之外的（现在减少了，但仍然很大）~10 km/s的热线红移并不随旋转相位而变化，因此不可能是由“多普勒成像”（后退边缘附近的明亮表面斑块）引起的。EK Dra的密度诊断O IV] 140 nm多重谱线比表明log（Ne）~ 11，比低活动太阳双星半人马座阿尔法A大一个数量级，但在大型恒星软X射线事件中推断的密度是典型的。在耀斑衰变和随后的更安静的时期之间的自相似的FUV热线轮廓，以及不变但高的密度，加强了一个长期存在的想法，即过度活跃的矮星的日冕一直在以无尺度的方式燃烧;如果你愿意的话，可以称之为“耀斑”。在这张图片中，亚音速热线下降流可能是耀斑后冷却过程的副产品，类似于太阳上的“日冕雨”。总而言之，新的STIS/CO…
2015-05-09 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
Radiation Hydrodynamics in Solar Flares
太阳耀斑目前被认为是以受应力磁场形式储存的能量的爆炸性释放。在许多情况下，释放的能量似乎以大量电子加速到高能量或等离子体加热到非常高的温度的形式出现。这种能量传输到大气的其余部分导致剧烈的质量运动和强烈的发射穿过电磁波谱。在耀斑期间观察到的一个重要现象是在日冕磁环中出现大量向上流动的软X射线发射等离子体。据信，这是由于色球蒸发，即加热冷色球物质超过其辐射能力的过程。蒸发等离子体中的压力增加导致耀斑色球层中的一些有趣的现象。突然的压力增加引发了向下移动的“色球凝聚”，这是一个过密的区域，随着它吸积物质并传播到引力分层的色球中而逐渐减速。这种凝聚的运动方程的解表明，它的运动在传播到色球层大约一分钟后衰减。当这个下降流区的前缘相对于它前面的大气是超音速的时候，就会形成辐射激波。如果下降气流足够快，激波强度应足以激发通常与过渡区有关的紫外辐射，而且辐射激波将比过渡区更亮。这些结果导致了一些观测检验的光学和紫外光谱之间的关系，从凝聚和辐射冲击。
2010-05-16 astro-ph.SR
Spectroscopic Diagnosis of a B-Class Flare and an Associated Filament Eruption
本文利用IRIS三条谱线诊断B级耀斑及暗条爆发，发现耀斑带红移、重叠区蓝移及Si iv极端蓝移和双峰轮廓，揭示弱耀斑中存在显著的非热速度和复杂速度结构。
2025-02-05 astro-ph.SR
Persistent Upflows and Downflows at Active Region boundaries Observed by SUTRI and AIA
本研究利用SUTRI和AIA的成像观测，发现活动区边界存在17支持续共存的反向冕环流，揭示了上升流与下降流的特征及速度的日面中心到边缘变化，为色球-日冕质量循环的冷却过程提供了观测证据。
2024-03-12 astro-ph.SR
Newly formed downflow lanes in exploding granules in the solar photosphere
爆炸颗粒由于其与磁场的相互作用而重新引起人们的兴趣。特别是在其中心发展的新形成的下行通道似乎是磁场增强的合格候选者。我们分析光谱数据从两个不同的仪器，以研究复杂的速度模式内的新形成的下行通道的细节。我们的目的是研究一些爆炸颗粒的一般性质。为了更好地理解爆炸颗粒中发展中粒间通道的形成过程，我们研究了其形成位置处的视线速度的时间演化和高度依赖性。此外，我们寻找证据，爆炸颗粒作为声源。利用干涉二维谱仪和成像磁象仪实验研究了几种爆炸颗粒的演化过程。通过计算Fe I 6173.0 μ m和Fe I 5250.2 μ m谱线的平分线，确定了太阳大气不同高度的速度。我们进行了小波分析，以研究内和周围的爆炸颗粒的强度和速度振荡。我们还将我们的研究结果与数值模拟的预测进行了比较。我们发现，爆炸颗粒有显着更长的寿命比普通颗粒。大于3.8弧秒的爆炸颗粒在其衰变阶段形成独立的粒间通道，而较小的颗粒通常消失或消失在粒间区域。对于所有的爆炸颗粒，形成一个新的颗粒间的下行通道，我们发现一个时间的高度依赖的转变相对于最大的下行速度。我们的建议，这是一个复杂的大气结构内的新形成的下行通道的模拟支持。
2021-07-01 astro-ph.SR
Detection of supersonic downflows and associated heating events in the transition region above sunspots
IRIS数据使我们能够以前所未有的0.33角秒的空间分辨率研究太阳过渡区（TR）。在2013年8月30日，我们观测到了高多普勒频移的爆发，这表明在谱线Mg II h和k、C II 1336、Si IV 1394和1403谱线中存在着高达200 km/s的强烈超音速下降流和较弱、稍慢的上升流，这些谱线与缝口图像（SJIs）中的增亮相关。在整个2小时的观察中，爆发行为持续，平均爆发持续时间约为20秒。这些短暂事件的位置似乎是EUV环的本影和半影足点。在SJIs和AIA中，沿着这些环路观察到快速明显的下行流，这表明环路是热不稳定的。我们解释的观测作为冷物质从日冕高度下降，特别是沿热不稳定环产生的日冕雨，这导致在环足点的强度增加，可能表明在TR的密度和温度的增加。雨的速度是在较高的一端以前报告的速度为这种现象，并可能高于自由落体速度沿环路。在其他观测日，类似的亮点有时会排列成带状，类似于小耀斑带。这些观测首次提供了对TR太阳黑子小尺度加热事件的深入了解。
2014-06-26 astro-ph.SR
Temporal evolution of multiple evaporating ribbon sources in a solar flare
我们提出了新的结果，从界面区域成像光谱仪显示色球蒸发和冷凝的动态演变的耀斑带，具有最高的时间和空间分辨率。IRIS使用9.4秒的节奏“坐着看”模式观测了X级耀斑SOL 2014 -09- 10 T17：45的整个脉冲阶段。当带状物在新的位置上沿着狭缝连续变亮时，在日冕和色球线上的几十个单独的像素上观察到了一个独特的脉冲相位演化。每一个新的足点的激活显示相同的初始日冕上升流高达~300 km/s，色球下降流高达40 km/s。虽然日冕流相对于色球层中的日冕流可以延迟超过1分钟，但所有像素之间的流的时间演化惊人地相似，并且与流体动力学耀斑模型的预测一致。鉴于大样本的独立足迹，我们得出结论，每个耀斑像素可以被认为是一个原型，“小学”耀斑内核。
2015-06-10 astro-ph.SR
Extreme Red-wing Enhancements of UV Lines During the 2022 March 30 X1.3 Solar Flare
本文研究了2022年3月30日X1.3级太阳耀斑期间观测到的紧凑发射源，发现Mg II、C II和Si IV紫外谱线红翼极端增强，测得多普勒速度高达160 km/s，揭示了过渡区与上色球中极快且迅速减速的下行流等离子体，对现有耀斑响应模型提出了挑战。
2023-09-11 astro-ph.SR
Thermodynamic and magnetic evolution of an eruptive C-class solar flare observed with SST/TRIPPEL-SP
University of Oslo（奥斯陆大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理中心）；Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Statkraft AS（Statkraft股份公司）
利用SST/TRIPPEL-SP观测，研究C5.1类日冕爆发及丝状物喷发的热力学与磁学演变，揭示磁重联导致丝状物不稳定及能量沉积过程。
2025-10-18 astro-ph.SR
Modeling the IRIS Lines During a Flare. I. The Blue-Wing Enhancement in the Mg II k Line
IRIS Mg Ⅱ K谱线是诊断太阳耀斑加热过程的一个很好的工具。最近的研究表明，除了通常的红色不对称被解释为凝结下降流的结果，这条线也可以显示一个蓝翼增强。为了研究这种蓝色不对称是如何形成的，我们进行了网格的辐射流体动力学模拟和计算相应的线轮廓。我们发现这种光谱特征很可能起源于上色球层中向上的等离子体运动。然而，负责蓝翼增强的形成区域可以位于蒸发区域中，在向上移动的斑点中，甚至在向上移动的冷凝区域中。我们讨论了电子束参数如何影响这些不同的动力学的大气。
2020-04-22 astro-ph.SR
A simple model of chromospheric evaporation and condensation driven conductively in a solar flare
由太阳耀斑在日冕中释放的磁能到达色球层，在色球层中它驱动着被称为蒸发和冷凝的特征性的上升流和下降流。这些流量在这里研究的情况下，能量通过热传导传输到色球层。一个分析模型是用来开发的关系，每个流的密度和速度可以预测从日冕参数，包括耀斑的能量通量$F$。这些关系进行了探索和细化使用一系列的数值调查，其中的过渡区是由一个简化的密度跳跃。例如，最大蒸发速度可以用$v_e\simeq0.38(F/ρ_{co,0})^{1/3}$来近似，其中$ρ_{co,0}$是耀斑前日冕的质量密度。这和其他的关系被发现，以适应模拟使用更现实的模型的过渡区都在这项工作中进行，并采取了各种以前公布的调查。这些关系提供了一种新的和有效的方法来模拟日冕重联，而不完全忽略蒸发的影响。
2014-09-05 astro-ph.SR
Observations of the Formation, Development, and Structure of a Current Sheet in an Eruptive Solar Flare
我们介绍了一个结构的AIA观测，我们解释为与2014年2月25日发生在NOAA活动区11990的X4.9耀斑和日冕物质抛射相关的电流片。我们描述了当前片的属性，发现片仍然是几千公里厚的事件的持续时间的大部分顺序，其温度一般介于$8-10\,\mathrm{MK}$。我们还注意到其他现象的存在被认为是与电流片中的磁重联，包括超拱廊下降流和收缩环。我们估计，在事件期间的重新连接率为$M_{A} \approx 0.004-0.007$，该值与模型预测一致。最后，我们讨论了这一事件的影响重新连接为基础的喷发模型。
2016-10-21 astro-ph.SR
Time resolved spectroscopic observations of an M-dwarf flare star EV Lacertae during a flare
我们用西播磨天文台的2米Nayuta望远镜对EV Lac的H α谱线进行了5个夜晚的光谱观测，获得了中等波长分辨率（R~ 10，000）。EV Lac始终拥有H α发射线，但其强度在2015年8月15日比其他四个夜晚都要强。在这一夜，我们观察到了一个快速上升（~ 20分钟）和随后的缓慢下降（~ 1.5小时）的H α发射线强度，这可能是由耀斑引起的。我们还发现了一个不对称的变化，在Halalpha线在同一天晚上。在这次耀斑的各个阶段（从耀斑开始到耀斑结束），Ha线的蓝翼都观察到了增强，而在耀斑的早期和后期，Ha线的红翼都有吸收成分。这种H α谱线的蓝色增强（蓝色不对称）有时在太阳耀斑期间可以看到，但仅在早期阶段。即使对于太阳耀斑，人们对蓝色不对称的起源也知之甚少。通过与太阳耀斑模型的比较，本文的结果有助于理解恒星耀斑的动力学过程。
2018-05-29 astro-ph.SR
Spectroscopic observations of evolving flare ribbon substructure suggesting origin in current sheet waves
我们提出了成像和光谱观测的接口区域成像光谱仪（IRIS）的耀斑带的演变在SOL 2014 -04- 18 T13：03 M级耀斑事件，在高空间分辨率和时间节奏。这些观测结果揭示了小尺度的子结构内的带状，这表现为相干准周期振荡的位置和多普勒速度。我们认为这些振荡的各种替代解释，包括色球蒸发流的调制。其中，我们发现最好的支持某种形式的波本地化的日冕电流片，如撕裂模式或开尔文-亥姆霍兹不稳定性。
2015-07-06 astro-ph.SR
A parameter study for modeling MgII h and k emission during solar flares
太阳耀斑显示出极不寻常的光谱，其中太阳大气的热力学条件被编码。目前的模型无法完全再现光谱耀斑观测，特别是单峰的MgII h和k线的光谱轮廓。我们的目标是通过辐射转移计算来理解耀斑中色球和光学厚Mg Ⅱ h和k线的形成。我们采用辐射流体动力学程序RADYN模拟得到的耀斑大气作为RH程序辐射转移模拟的输入。通过迭代地改变这个模型的大气和不同的热力学参数，如温度，电子密度，和速度，我们研究它们对出射强度谱的影响。我们可以重现典型的单峰MgII h和k耀斑的光谱形状和它们的近似强度比的下属MgII线通过增加密度，温度或速度在线核心形成的高度范围。此外，通过结合未解决的上升流和下降流高达~250公里/秒内的一个分辨率的元素，我们也再现了广泛扩大线翼。虽然我们不能明确地确定哪种机制在耀斑中占主导地位，但未来的建模工作应该调查未解决的组件，额外的热耗散，更大的速度和更高的密度，并结合多条谱线的分析。
2017-04-19 astro-ph.SR
A Hot Microflare Observed With RHESSI and Hinode
结合RHESSI和Hinode对GOES B级耀斑的观测，研究了15 MK等离子体的起源。没有任何可探测到的硬X射线发射，加上微弱的蓝移发射线（表明向上的速度平均只有14 km/s），这表明这是日冕直接加热的结果，而不是非热电子沉淀导致色球层蒸发。这些发现与最近对微耀斑等离子体的流体动力学模拟一致，该模拟发现，当使用较少的能量来加速电子脱离热分布时，可以获得更高的温度。此外，不寻常的红移在2 MK铁XV线（表明向下的速度为14公里/秒），观察到同空间的耀斑带之一，在事件期间。这样的高温等离子体的下行流是没有任何常见的耀斑模型预测。
2010-03-02 astro-ph.SR
Long-Duration Nonthermal Motions in the Supra-Arcade and Loop-Top Region During an Eruptive Solar Flare
该研究通过IRIS和SDO/AIA观测发现，X级耀斑缓变相期间弧顶上方和环顶区域存在持续的非热运动，可能源于磁重联产生的湍流，并有助于维持耀斑等离子体的高温。
2025-05-25 astro-ph.SR
Quasi-periodic Slipping Magnetic Reconnection During an X-class Solar Flare Observed by the Solar Dynamics Observatory and Interface Region Imaging Spectrograph
我们首次报道了2014年9月10日爆发的X级耀斑环的准周期滑动运动。滑动运动的研究在一个特定的位置沿两个带状物之一，可以观察到整个耀斑的脉冲阶段。视滑动速度为20-110 km/s，周期为3 $-$ 6 min。耀斑环的足点在1400 ° C时出现小尺度亮节，对应于耀斑带的精细结构。观察到这些明亮的结沿着较长的带状物的南部移动，并且也表现出准周期性图案。Si IV 1402.77谱线在移动结处红移30-50 km/s，线宽约为40-60 km/s，比耀斑带的其他位置大。我们认为，准周期滑动重联参与了这一过程，在明亮的节点红移可能是重联下行流的指示。在耀斑的脉冲阶段，长带北部的Si IV发射线也出现了明显的红移，约为10-70 km/s，且长带外缘的红移大于中间。在过渡区，耀斑后环的红移速度达到约80-100 km/s。
2015-04-05 astro-ph.SR
Explosive Chromospheric Evaporation in a Circular-ribbon Flare
在本文中，我们报告了2015年10月16日活动区（AR）12434中C4.2圆带耀斑的多波长观测结果。根据光球视线磁象图显示，短暂的耀斑与内部的正极性和负极性有关。这种磁场模式强烈地指示了日冕中的磁零点和脊扇结构。耀斑是由位于AR中的一个迷你暗条爆发引发的，它产生了内部耀斑带（IFR）和闭合圆形耀斑带（CFR）的南部。当爆发暗条到达零点时，它触发了与周围开放场的零点磁重联，产生了明亮的CFR和井喷喷流。\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}的栅格观测（\textit{IRIS}）显示在Fe { \sc xxi} 1354.09 γ线中，速度为35 $-$ 120 km s $^{-1}$的等离子体上升流（$\log T\approx7.05$）和Si { \sc iv} 1393.77管线中速度为10 $-$ 60 km s $^{-1}$的下行流（$\log T\approx4.8$），表明色球层发生了爆炸性蒸发。在12 $-$ 25 keV的单个HXR源与IFR的重合和基于厚靶模型的计算表明，爆炸蒸发最有可能是由非热电子驱动的。
2016-05-10 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
Spectroscopic inversions of the Ca ii 8542 Å line in a C-class solar flare
我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542谱线的高分辨率光谱成像来研究C8.4级太阳耀斑SOL 2016 -05- 14 T11：34 UT。利用NICOLE程序对Ca ii 8542的谱线进行了光谱反演，研究了耀斑色球层温度和速度结构的演化.通过比较耀斑区和非耀斑区的温度层结，发现在耀斑高峰期低层大气中存在强烈的足点加热。在500 nm处连续光学深度$\mathrm{log~τ_{500}~\approx -2.5~and~ -3.5}$之间的耀斑足点温度为$\mathrm{\sim5-6.5~kK}$，接近耀斑峰值，逐渐降低到$\mathrm{\sim5~kK}$。在$\mathrm{log~τ_{500} \approx - 3.5~and~- 5.5}$之间的中高层色球层温度估计为$\mathrm{\sim6.5 - 20~kK}$，大约15分钟后降至耀斑前的温度$\mathrm{\sim5 - 10~kK}$。然而，非燃烧区的温度分层没有改变。反演的速度场表明，耀斑色球层是由弱下行凝聚在Ca ii 8542形成高度。
2017-08-01 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of the non-Maxwellian $κ$-distributions using SDO/EVE observations of the 2012 March 7 X-class flare
分析了2012年3月7日X5.4级耀斑（SOL 2012 -03- 07 T00：07）期间太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）的光谱观测结果，并对非麦克斯韦kappa分布特征进行了分析。在1分钟内对观察到的光谱进行平均，以增加较弱谱线中的光子统计，并减去耀斑前的光谱。使用KAPPA数据库计算κ分布的合成线强度。我们发现强烈的偏离（卡帕< 2）在耀斑的早期和脉冲阶段，与随后的耀斑等离子体热化在逐渐阶段。如果从单线比诊断温度，则结果强烈依赖于kappa值。当kappa=2时，我们发现温度比通常使用的麦克斯韦方程高出约2倍。非麦克斯韦效应也可能导致从线比和从GOES X射线通道的比率诊断的温度不同。多热分析表明，等离子体是强烈的多热在任何时候与平面DEM。对于较低的kappa，DEM_kappa向较高的温度移动。唯一几乎与kappa无关的参数是电子密度，我们发现log（N_e）$\approx$ 11.5几乎与时间无关。我们的结论是，非麦克斯韦效应是重要的，应该考虑到分析时，太阳耀斑观测，包括光谱和成像。
2018-01-09 astro-ph.SR
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
Parameterizations of Chromospheric Condensations in dG and dMe Model Flare Atmospheres
耀斑中近紫外和连续光辐射的起源对于理解恒星大气中的粒子加速和脉冲加热至关重要。一维辐射流体动力学模拟表明，电子束的高能量沉积速率在T~10^4 K时会在色球层中产生两个耀斑层：一个是冷却的凝结（下流压缩），另一个是加热的不运动（静止）耀斑层，就在凝结层下方。这些大气再现了耀斑光谱中的几种观测现象，如太阳耀斑中发射线的红翼不对称性和M矮星耀斑中的小巴耳末跳跃比。在1D中，高光束通量模拟在计算上是昂贵的，并且在3D中完成具有自适应网格的NLTE模型的（人类）时间尺度在未来一段时间内可能会很笨拙。我们已经开发了一个处方，用于预测的近似演化状态，连续光学厚度，和紧急连续通量谱的辐射流体动力学模型耀斑大气。这些近似的处方是基于一个重要的大气参数：柱质量（m_ref），在该柱质量处，氢在电子束加热的近似稳态的深度处变得几乎完全电离。使用这种新的建模方法，我们发现，需要高能量通量密度（>F11）的电子束来再现2014年3月29日X1太阳耀斑的IRIS数据中观测到的最亮的连续谱强度，并且m_ref从0.001到0.02 g/cm 2的变化再现了M矮耀斑峰值处的光学连续谱通量比的大部分观测范围。
2017-11-26 astro-ph.SR
Bidirectional outflows as evidence of magnetic reconnection leading to a solar microflare
磁重联是一种快速的能量释放过程，被认为是太阳和恒星耀斑的原因。然而，这种与耀斑相关的重联大多发生在日冕中，而关于色球层或光球层中重联的研究很少。在这里，我们提出的光谱和成像观测的磁重联在色球导致微耀斑。在耀斑高峰期，色球谱线在耀斑两侧显示出明显的蓝移/红移分量，对应于速度为$\pm$（70- 80）km s $^{-1}$的上升流和下降流，与色球重联所预期的当地阿尔文速度相当。三维非线性无力场的配置进一步揭示了扭曲的磁力线（磁通绳）在低海拔，共空间与黑暗的线程在He I 10830的图像。磁绳的不稳定性可能引发耀斑相关的重联。这些观测结果提供了色球层磁重联的明确证据，并显示了微耀斑与大耀斑相似的机制。
2016-03-03 astro-ph.SR
