A Solar Eruption with Relatively Strong Geo-effectiveness Originating from Active Region Peripheral Diffusive Polarities
我们报告了2015年11月4日从活动区12443的外围扩散极性观测到的一次中等但相对强烈的地球有效太阳爆发。我们使用星载太阳动力学天文台和ACE观测。EUV图像确定了沿细丝通道的螺旋图案，我们认为该通道是磁通绳结构。来自跟踪磁图的流速推断收敛运动沿极性反转线下方的细丝通道。在会聚区检测到相关的磁抵消过程。此外，在会聚区观察到爆发前的EUV增亮，其中最强烈的部分出现在磁抵消区。这些观测结果表明，会聚和抵消的磁通量可能有助于形成与磁绳相关的螺旋磁场。细丝高度估计方法表明，细丝的中部可能位于较低的高度，并且与喷发的初始位置一致。还确定了与磁通绳相关联的厚电流通道。对于一个扩展的厚电流通道，环面不稳定性的衰减指数的临界高度位于37 - 47 Mm的范围内，鞘层和喷出物中的南向磁场诱发了一个磁暴，其Dst全球最小值为~-90 nT。
2018-07-10 astro-ph.SR
On the evolution of pre-flare patterns of a 3-dimensional model of AR 11429
我们采用了一种新的耀斑前跟踪太阳黑子群对改善耀斑爆发时间的估计，通过专注于AR 11429的三维磁场建设的演变。三维磁结构是基于位场外推法，包括从光球层到色球层和过渡区到低日冕的垂直范围。我们的活动预测的代理措施的基础是所谓的加权水平梯度的磁场（WG_M）之间定义的点的极性相反的极性接近的极性反转线的活动区。相反极性的重心距离的时间变化也被发现具有潜在的重要诊断信息，关于耀斑爆发时间估计作为高度的函数，类似于Korsos等人（2015）最初在光球层的应用中引入的对应物。我们将太阳黑子群的光球耀斑前行为模式应用于其相关的3D构建AR 11429的高度函数的演变。我们发现，在太阳低层大气中的某一高度，开始时间可能比在光球层或任何其他高度早得多。因此，我们提出了一种工具和配方，可以潜在地确定太阳大气中耀斑预测的最佳高度，从而提高我们的耀斑预测能力和容量。
2018-01-01 astro-ph.SR
Average motion of emerging solar active region polarities II: Joy's law
在Babcock-Leighton发电机模型中，由Joy定律描述的太阳活动区的倾斜是将环向场转换为极向场的必要条件。在薄通量管模型中，科里奥利力导致乔伊定律，作用于东西向流，因为它们朝向表面上升。我们的目标是测量数百个活跃区域出现时的平均倾斜角的演变，这样我们就可以限制乔伊定律的起源。我们在太阳动力学观测站日震新兴活动区巡天中测量了153个新兴活动区的主双极倾斜角。我们使用视线磁场测量平均超过6小时，以确定极性和测量倾斜角后，出现长达四天。我们发现，在出现的时候，极性平均是东西向排列的，并且分离和倾斜都不依赖于纬度。然而，我们发现，在较高纬度的AR有一个更快的南北分离速度比那些靠近赤道的出现时。羽化后，倾斜角增大，约两天后乔伊定律明显。在倾斜角的散射是独立的流量，直到约一天后出现，当较高的通量区域有一个较小的散射比低通量区域的倾斜角。我们的发现，活跃的地区出现了东西对齐是令人惊讶的，因为薄通量管模型预测，倾斜角上升通量管产生的表面以下。以前报道的倾斜角松弛的深锚通量管可以在很大程度上解释了东西分离的变化。我们得出结论，乔伊定律是由一个固有的南北分离速度时，流量首先到达表面，并在倾斜角的散射是一致的抖振的极性超颗粒。
2020-06-10 astro-ph.SR
Feature ranking of active region source properties in solar flare forecasting and the uncompromised stochasticity of flare occurrence
太阳耀斑起源于磁活动区，但不是所有的太阳活动区都会产生耀斑。因此，太阳耀斑预测的挑战受益于智能计算分析的物理为基础的属性提取的活动区的可观测的，最常见的视线或矢量磁活动区光球。为了进行耀斑预测，这项研究利用了前所未有的171个耀斑预测活动区域的属性，主要是由太阳动力学天文台（SDO/HMI）上的日震和磁成像仪在欧盟地平线2020 FLARECAST项目的过程中推断的。使用两种不同的监督机器学习方法，允许特征排名作为预测能力的函数，我们表明：i）客观的训练和测试过程对于每个监督机器学习方法的性能至关重要; ii）大多数属性包括重叠信息，因此对于耀斑预测是高度冗余的; iii）太阳耀斑预测仍然是-而且很可能仍然是-一个主要是概率性的挑战。
2019-08-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
Understanding the thermal and magnetic properties of a X-class flare in the low solar atmosphere
该研究利用IBIS的Fe I与Ca II光谱偏振观测和DeSIRe反演，分析X级耀斑期间低层太阳大气，发现热响应集中于色球层，而耀斑带的大尺度混合极性可能触发耀斑。
2024-04-09 astro-ph.SR
Fine-grained Solar Flare Forecasting Based on the Hybrid Convolutional Neural Networks
提高太阳耀斑的预报性能是太阳物理研究领域的一个热点。近年来，深度学习被认为是执行太阳耀斑预测的一种有前途的方法。我们首先使用生成对抗网络（GAN）技术来增强样本数据，以平衡具有不同耀斑类别的样本。然后，我们提出了一个混合卷积神经网络（CNN）模型M预测耀斑爆发的太阳活动周期。在此基础上，进一步研究了上升相和下降相对耀斑预报的影响。两个CNN模型，即，Mrp和Mdp分别用于预测第24周太阳活动上升期和下降期的太阳耀斑爆发。一系列的测试结果证明：1）样本平衡对CNN模型的稳定性至关重要。GAN生成的增广数据有效地提高了预测模型的稳定性。2)利用太阳动力学观测站（SDO）的视线（LOS）磁图对C级、M级和X级耀斑进行预报，M的TSS平均值分别为0.646、0.653和0.762，比以往的研究提高了20.1%、22.3%和38.0%。3)在太阳活动周期的上升和下降阶段分别建立耀斑预报模型是有价值的。与M模型相比，Mrp模型对无耀斑、C级、M级和X级耀斑的TSS评分均值分别提高了5.9%、9.4%、17.9%和13.1%，Mdp模型对Mdp的TSS评分均值分别提高了1.5%、2.6%、11.5%和12.2%。
2021-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar Flare Measurements with STIX and MiSolFA
太阳耀斑是太阳系中最强大的事件，也是最明亮的X射线源，通常与到达地球的粒子发射有关，并引起地磁风暴，给通讯、飞机甚至停电带来问题。由加速电子发射的X射线是观测太阳耀斑现象最直接的探针。微型太阳耀斑装置（MiSolFA）是一种紧凑型X射线探测器，它将解决太阳耀斑建模中的两个最大问题。动态范围的限制，防止同时光谱与一个单一的仪器的所有X射线发射区域的耀斑。此外，到目前为止，大多数X射线观测结果与通常用于太阳耀斑的模型所预测的高各向异性不一致。与欧空局太阳轨道飞行器任务的STIX仪器同时运行，在下一个太阳活动高峰期（2020年），它们将有独特的机会从两个不同的方向观察同一耀斑：太阳轨道飞行器非常接近太阳，具有显著的轨道倾角; MiSolFA位于近地轨道。为了解决交叉校准问题，MiSolFA将采用与STIX相同的光子探测器，首次精确量化X射线发射的各向异性。通过为两个探测器中的一个选择其足点（色球层最亮的X射线源）被太阳边缘遮蔽的耀斑，另一个将能够研究微弱得多的日冕发射，首次获得对所有感兴趣区域的同时观测。MiSolFA将在一颗非常小的卫星上运行，有几次发射机会，并将依靠莫尔成像技术。
2014-11-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-Term Evolution of the Sun's magnetic field during Cycles 15--19 based on their proxies from Kodaikanal Solar Observatory
对太阳磁场的定期观测仅在最近五个周期左右可用。因此，为了了解太阳磁场变化的起源，必须利用其他数据集重建过去周期的磁场。科代卡纳尔太阳观测站（KoSO）记录的过去100年的长期均匀观测提供了这样的机会。本文首次提出了一种利用太阳在太阳黑子Ca Ⅱ K和H $α$谱线上的天气观测资料重建太阳磁场的方法。重建方法是基于这样一个事实，即Ca II K强度与无符号磁通量相关良好，而磁通量的符号来自相应的H $α$图，它提供了主极性的信息。在此基础上，我们研究了15- 19旋回的磁场演化。我们还研究了双极磁区（BMR）和它们的剩余磁通浪涌的因果关系。重建的磁通量的时间-纬度分析提供了磁场演化的整体视图：新兴的磁通量，其进一步的转变与单极磁区（UMR）和剩余磁通浪涌的形成。我们确定了极性场的逆转和跟随和领先极性的临界浪涌。我们发现，相反极性的向极输运导致磁极中主导磁极性的多次变化。此外，在相邻的11年周期之间发生的剩余通量激增揭示了它们之间的物理联系。
2020-09-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
Flaring Solar Hale Sector Boundaries
磁场以及耀斑和微耀斑的发生强烈集中在每个太阳半球的这一部分（海尔边界）附近，在那里，磁扇区极性的变化与活动区中领先和追随的太阳黑子极性之间的变化相同。
2010-10-15 astro-ph.SR
A Deep Learning Framework for Predicting Solar EUV Irradiance During Significant Flares
Sam Houston State University（萨姆休斯顿州立大学）
该研究提出FlareEUV框架，利用NASA的SDO多仪器观测，通过轻量级基于注意力的架构从原始成像数据学习磁结构与日冕发射关系，用于预测重大太阳耀斑期间连续三天6.5纳米处每日EUV辐照度，实验证明其性能优于基线方法。
2026-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
New classification parameter of solar flares based on the maximum flux in soft X-rays and on duration of flare
太阳耀斑活动的特点是不同的分类系统，在光学和X射线范围。最普遍接受的太阳耀斑分类描述了耀斑的重要参数，例如耀斑在光学范围内的最大亮度- $H_α$耀斑级（从F改为B），$H_α$中的光斑面积（面积小于2平方度的S变为面积大于24.7平方度的4）和软X射线的最大振幅0.1 - 0.8 nm（$F_{0.1-0.8}^{max}$）波段的（SXR通量）--C至X级X射线耀斑。本文根据GOES对SXR波段太阳辐射的测量，提出了一个新的太阳耀斑分类参数--耀斑X射线指数XI。XI指数有一个明确的物理解释与SXR范围内的总耀斑能量。利用现有的GOES数据，可以很容易地计算出每次耀斑的XI。XI指数可以与其他太阳活动的地球效应参数一起用来评估耀斑和与之相关的日冕物质抛射（CME）。
2020-01-27 astro-ph.SR
Unprecedented Fine Structure of a Solar Flare Revealed by the 1.6~m New Solar Telescope
太阳耀斑意味着磁能的突然释放，是所谓的空间天气的来源。耀斑的精细结构（500公里以下）很少被观测到，全世界只有少数仪器可以观测到。本文介绍了大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率观测结果。观测以前所未有的细节揭示了耀斑的过程，包括耀斑带在太阳黑子上的传播，日冕雨（由冷凝等离子体组成）沿着耀斑后的环流下，以及色球层对日冕雨影响的反应，在下降的等离子体的脚点处显示出精细的增亮。利用NST的分辨能力，我们测量的横截面宽度的耀斑带，后耀斑环和足点增亮，这通常是在80-200公里的范围内，远低于目前用于耀斑研究的仪器的分辨率。限制这样的精细结构的规模提供了一个必不可少的信息在模拟耀斑的能量传输机制，这是一个重要的问题，在太阳和等离子体物理。
2016-04-28 astro-ph.SR
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
Solar Flare Forecast: A Comparative Analysis of Machine Learning Algorithms for Solar Flare Class Prediction
Julia Bringewald（独立研究者）
本文比较随机森林、KNN和XGBoost在太阳耀斑B/C/M/X四类预测中的表现，创新性地结合二分类与多分类及不同降维水平，发现随机森林和XGBoost性能稳健且受益于高维度。
2025-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
The effect of flares on total solar irradiance
耀斑是发生在恒星大气中的强大能量释放。太阳耀斑是太阳系中最强烈的能量爆发，但在太阳总光度中却很难被注意到。因此，它们辐射的总能量1）在很大程度上仍然是未知的，2）被忽视为总太阳辐照度（TSI）变化的潜在贡献者，即在地球上接收的总太阳通量。在这里，我们报告的耀斑信号的检测在TSI即使是中度耀斑。我们发现，耀斑辐射的总能量超过软X射线辐射的两个数量级，在可见光区的重要贡献。这些结果对耀斑的物理学和我们恒星的可变性有影响。
2010-07-19 astro-ph.SR
Cycle 23 Variation in Solar Flare Productivity
NOAA列出的第21-24周的太阳耀斑，包括GOES软X射线星等，使得能够简单地确定每个耀斑活动区在其寿命期间产生的耀斑数量。我们研究了1975-2012年期间耀斑生产率的这种测量方法。耀斑生产力的年平均值在第21和22周期期间保持大致恒定，每个区域约有两个M或X耀斑报告，但在第23周期的下降阶段（2004-2005年）显着增加。我们已经证实了这一点，使用独立的RHESSI耀斑目录，以检查NOAA的事件列表在可能的情况下。我们注意到，这种太阳活动的测量与太阳周期无关。耀斑生产力的异常峰值紧接在第23和24周之间的漫长的太阳极小期之前。
2014-01-24 astro-ph.SR
The relationships of solar flares with both sunspot and geomagnetic activity
太阳耀斑参数（总重要性、持续时间、耀斑指数和通量）与太阳黑子活动（Rz）以及地磁活动（aa指数）与耀斑参数之间的关系可用一个响应时间尺度分别为8个月和13个月的积分响应模型来描述。与线性关系相比，耀斑参数与Rz、aa与耀斑参数、aa与Rz的相关系数平均分别提高了6%、17%和47%。该模型对耀斑参数到Rz、aa到耀斑参数和aa到Rz峰值的时间延迟分别有82%、47%和78%的预测精度。当使用具有更宽窗口的余弦滤波器时，这些结果可以进一步改善。这意味着太阳耀斑与过去太阳磁场能量的积累通过一个时间衰减因子有关。上述结果有助于理解太阳活动周期的机制，并有助于改进太阳耀斑的预报。
2011-12-24 astro-ph.SR
Measuring X-ray anisotropy in solar flares. Prospective stereoscopic capabilities of STIX and MiSolFA
在下一个太阳活动高峰期，两个即将进行的空间X射线飞行任务，即太阳轨道飞行器上的STIX和MiSolFA，将在两个不同的位置对太阳耀斑进行立体X射线观测：STIX在0.28天文单位（近日点），倾角高达$\sim25^{\circ}$，MiSolFA在低地球轨道。这些交叉校准的探测器的综合观测将使我们能够第一次自信地推断单个耀斑的电子各向异性。我们模拟了STIX和MiSolFA的仪器效应和物理效应，包括热屏蔽、背景和太阳光球层中的X射线康普顿背散射（康普顿效应）。我们预测在下一个太阳活动高峰期可观测到的耀斑立体测量的预期数量。我们还讨论了接近各向同性耀斑各向异性的具有挑战性的情况下，有用的航天器观测角度的范围。模拟结果表明，STIX和MiSolFA将能够探测到低水平的耀斑各向异性，对于M1级或更强的耀斑，即使航天器角间距相对较小，为20-30°。这两种仪器将在下一个太阳活动高峰期直接测量大约40个M级和X级太阳耀斑的耀斑X射线各向异性。不久的将来与太阳轨道器/STIX和MiSolFA的立体观测将有助于区分竞争耀斑加速机制，并提供必要的限制碰撞和非碰撞传输过程中发生的耀斑大气中的个人太阳耀斑。
2017-08-04 astro-ph.SR
SADCat: A Catalog of Supra-Arcade Downflow Events in Solar Flares
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
研究通过整理太阳动力学天文台大气成像组件拍摄的178次耀斑事件形成SADCat目录，对比有、无超拱廊向下流动（SAD）的耀斑X射线和日冕物质抛射（CME）特性，发现多种因素对SAD产生有影响。
2026-07-07 astro-ph.SR
Probability Distribution Functions of Solar and Stellar Flares
研究了太阳耀斑的软X射线数据，发现耀斑能量的分布函数可用幂指数略小于2的锥形幂律或伽玛函数分布来描述，表明耀斑总体能量主要来自少数大耀斑。1000年来最大的太阳耀斑预计将在GOES耀斑级的X70左右。我们还研究了来自太阳型恒星的超耀斑（比太阳耀斑能量更高），发现其伽马函数分布拟合的幂指数在1.05左右，比太阳耀斑平坦得多。向下外推的恒星耀斑能量分布函数与太阳耀斑能量分布函数不一致。
2022-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842. II. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X9.0 Solar Flare
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文利用以非线性无力场为初始条件的数据约束 MHD 模拟，研究了太阳活动区 NOAA 13842 中 X9.0 级耀斑的爆发动力学，成功重现了系绳切割重联、磁通量绳、耀斑带与耀斑环等现象，并指出未来需直接模拟磁通量浮现这一初始触发机制。
2025-08-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in the most powerful solar flare of Cycle 24
准周期脉动（QPP）在太阳耀斑中很常见，现在在恒星耀斑中也经常观察到。我们在X9.3级太阳耀斑SOL 2017 -09- 06 T12：02的热发射光变曲线中检测到两种不同类型的QPP信号，这是第24周最强大的耀斑。在耀斑期间，较短周期的QPP的周期从大约12秒漂移到25秒。这个QPP的观察到的属性是一致的香肠振荡的等离子体回路中的耀斑活动区。较长周期QPP的周期约为4至5分钟。它的特性与常在日冕环中检测到的持续缓慢磁声振荡兼容。然而，对于两个QPP信号，不能排除诸如重复重连的其他机制。所研究的太阳耀斑的能量在观测到的恒星耀斑的范围内，并且有证据表明太阳耀斑典型的短周期QPP信号以及恒星耀斑更典型的长周期QPP信号，这一事实表明，通常在太阳和恒星耀斑中观察到的不同范围的QPP周期可能是由于观测限制，类似的物理过程可能发生在太阳和恒星耀斑中。
2018-04-13 astro-ph.SR
Solar Flares and the Chromosphere
为（美国）国家科学院空间研究委员会太阳和空间物理学（太阳物理学）十年调查编写的白皮书，审查并鼓励对色球层中的耀斑物理学进行研究。
2010-11-23 astro-ph.SR
A magnetic confinement nuclear fusion mechanism for solar flares
我们提出了一种磁约束核聚变机制来解释太阳大气中太阳耀斑的演化。该机制与观测到的两个特征一致，即$^{3}He$的大量富集和高能γ射线辐射，这两个特征已被证明是很难用以前的机制解释的。扭曲磁通量绳是太阳耀斑期间的一种典型结构，它与磁场几乎完全控制等离子体的太阳活动区密切相关。因此，通过绝热压缩过程，磁绳内的等离子体被加热到1.0 $\times10^{7}$ K以上，然后在伴随高能γ射线的磁绳中发生热核聚变。利用含时的理想2.5维磁流体动力学（MHD）模拟方法，对耀斑产生的物理机制进行了研究，揭示了在太阳耀斑和日冕物质抛射期间，耀斑发展的三个阶段，即太阳大气中的磁能转换和强烈释放过程。此外，我们还讨论了磁重联与太阳爆发的关系。
2019-11-30 astro-ph.SR
Predictions for solar flares activity in solar cycle 25
对单个太阳活动周期演变的预测是一个发展中的领域，甚至在未来几年内都面临着预测分歧。特别是对于太阳耀斑，长期建模几乎是缺乏的，即使在粗略的条款。本文用太阳耀斑活动对第25太阳活动周的演变作了预报。它是从现有的现象学模型的基础上耦合的内部太阳组件和行星组件。除了有能力的时间分辨率外，预测的特点是既将模型与其他空间气候预测区分开来，又使其具有可证伪性。
2020-07-29 astro-ph.SR
The reported durations of GOES Soft X-Ray flares in different solar cycles
自1970年代以来，地球静止轨道环境卫星软X射线传感器提供了除其他外与太阳耀斑的时间、强度和持续时间有关的数据。GOES SXR耀斑清单已成为太阳耀斑的标准参考目录，广泛用于太阳物理学研究和空间天气。我们在这里报告，在目前版本的列表有显着的差异之间的平均持续时间的耀斑发生在1997年5月之前和耀斑的平均持续时间之后。我们的分析表明，1997年5月前的数据报告的耀斑时间是不基于相同的标准，因为目前的情况。这一发现对所有那些将耀斑持续时间（或通量，取决于所选择的开始和结束时间）作为1997年5月前太阳活动分析的一部分，或对耀斑的大样本进行统计分析，例如作为评估太阳高能粒子预测算法的一部分的人具有严重的影响。
2018-06-07 astro-ph.SR
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
2010-05-20 astro-ph.SR
VIEWPOINT: A New Twist in Simulating Solar Flares
模拟首次展示了产生太阳耀斑的磁场如何通过获得扭曲而延伸到太阳之外。
2016-03-07 astro-ph.SR
The evolution of a spot-spot type solar active region which produced a major solar eruption
太阳活动区是大太阳耀斑和日冕物质抛射的主要来源。研究发现，产生大规模喷发的AR通常表现出紧凑的、高剪切的极性反转线（PILs）。提出了一种称为碰撞剪切的方案来解释这种类型的PIL的形成和随后的喷发，强调了碰撞和剪切引起的相对运动不同的双极在他们的出现的作用。然而，在观测中，如果不考虑ARs的演化阶段，大约三分之一的ARs产生大的太阳爆发管理一个点-点型配置。在这项工作中，我们研究了一个新兴的AR，它拥有一个点-点型配置时产生的主要喷发，探索碰撞剪切过程中的流量出现和形成的点-点型，喷发产生AR之间可能的演化差距。发现AR是由三个偶极依次出现而形成的。双极在光球层上平行排列，因此AR呈现出一个整体的大双极配置。在AR的快速浮现阶段，由于极性的自行，剪切逐渐发生，但由于双极的平行排列，没有发生明显的碰撞。也没有发生大规模的喷发。在快速涌现之后，一个大的正极性开始衰退。它的分散导致碰撞到属于另一个双极的负极性。在碰撞区周围形成了一个巨大的热通道。热通道后来爆发，伴随着M7.3级耀斑。结果表明，在点-点型AR中，伴随着极性自行引起的剪切，衰变过程可能导致极性碰撞，驱动后续的喷发。
2023-03-07 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
2022-01-31 astro-ph.SR
Definition of reconnection rate of solar flares registered in 2011-2012 years
定义了SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳耀斑的重联率。测量了15个耀斑的时间尺度、大小和磁通量密度等物理参数。使用观察值估计重连流入速度、冠状Alfven速度和重连率。
2012-12-13 astro-ph.SR
Unified Relationship between Cold Plasma Ejections and Flare Energies Ranging from Solar Microflares to Giant Stellar Flares
在太阳和恒星大气中，我们经常发现色球冷等离子体喷射伴随耀斑的光谱特征。然而，冷喷出物的物理量（如质量，动能和速度）和耀斑能量之间的关系还没有被调查在一个统一的方式为整个范围的耀斑能量的日期。本研究分析了与小尺度耀斑和太阳耀斑（能量$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$）相关的冷等离子体喷射的光谱，以提供更小的能量样本。利用太阳磁活动研究望远镜（SMART/SDDI）上的太阳动力学多普勒成像仪进行了H $α$成像光谱观测。我们确定的物理量的喷出物的云模型拟合的H $α$光谱。我们确定耀斑能量的差分发射测量分析使用大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）的小尺度耀斑和估计的热辐射能量的大尺度耀斑。结果表明，耀斑的抛射质量$M$与耀斑总能量$E_{\mathrm{tot}}$之间存在$M\propto E_{\mathrm{tot}}^{2/3}$关系。我们表明，从一个简单的物理模型导出的标度律解释了太阳和恒星的观测与日冕磁场强度作为一个自由参数。我们还发现，喷出物的动能和速度与耀斑能量相关。这些结果表明，一个共同的机制驱动的磁场，导致冷等离子体喷射与耀斑的太阳和恒星。
2022-12-17 astro-ph.SR
Notes of frequency of occurence and energetics of the solar-type stellar flares
根据30年前的地基测光和最近的开普勒空间实验，研究了太阳型恒星耀斑的发生频率和能量学。得出的结论是，这种耀斑发生的频率与恒星表面的大小成正比，根据地面测光和空间观测的结果对最大耀斑辐射的估计实际上是一致的。
2015-08-02 astro-ph.SR
Solar Irradiance Variability Due To Solar Flares Observed in Lyman-alpha Emission
由于中性氢的莱曼-α（Lya）线是太阳光谱中最亮的发射线，由于非常高的背景，检测由于在该波长处的太阳耀斑引起的辐照度增加可能是具有挑战性的。以前专注于最大耀斑的研究表明，即使在这些极端情况下，Lya也只比背景高出几个百分点。在这项研究中，对约8500个大于B1级的耀斑进行了叠加历元分析，以确定耀斑对太阳EUV辐照度变化的贡献。以1-8A的X射线辐射峰值为基准时间，对GOES-15上的EUV传感器在Lya辐射中观测到的3123个B级和4972个C级耀斑的时间序列进行平均，以减小背景起伏，改善耀斑信号。这些较弱的事件的总和表明，它们产生了0.1-0.3%的太阳Lya辐照度的增强。为了进行平均比较，将相同的技术应用于453个M级和31个X级耀斑，导致Lya排放增加1-4%。耀斑也被平均相对于他们的日射角调查任何潜在的中心到边缘的变化。对于每个GOES类，在耀斑峰值的Lya的相对增强被发现减少耀斑发生更接近太阳的边缘，由于线的不透明性，和/或缩短的足迹。研究中包括的一个中等事件，C6.6耀斑，表现出异常高的Lya增加7%，可能归因于灯丝喷发失败。迄今为止，这种量级的增加只与少数X级耀斑有关。
2021-02-01 astro-ph.SR
Evolutionary aspects and north-south asymmetry of soft X-ray flare index during solar cycles 21, 22, and 23
目的。本文研究了第21、22和23周太阳耀斑发生的时间演化和南北（N-S）不对称性，并与传统的太阳活动指数进行了比较。方法.耀斑活动的特点是一个软X射线（SXR）耀斑指数，其中包括信息耀斑发生在选定的时间间隔以及峰值强度的个别事件。结果SXR耀斑指数与太阳活动的其他常规参数有很好的相关性。此外，它表现出一个显着更高的相关性与太阳黑子面积超过太阳黑子数量，这表明太阳黑子面积的变化与太阳日冕中的瞬态能量释放更密切相关。耀斑指数的累积图表明，在第21个周期期间，北半球的活动略微过剩，而在第22和23个周期，南半球的活动明显过剩。结果表明，该区域存在明显的南北不对称性，并随太阳活动周期的不同而变化。当数据在较长时间内平均时，这种不对称的可靠性和持久性显着增加，而当数据在13次卡林顿旋转中合并时，达到了最佳水平。耀斑指数的时间演化进一步证实了太阳活动极大期内太阳活动周期的双峰演化，以及第22和23太阳活动周期对格涅维舍夫-奥尔规则的违反。结论.在太阳活动周的演化阶段，太阳南北半球的SXR耀斑指数表现出明显的不对称性，这意味着太阳耀斑的南北不对称性不仅表现在耀斑数上，也表现在耀斑事件的强度上。
2017-05-05 astro-ph.SR
The Lyman-$α$ Emission in a C1.4 Solar Flare Observed by the Extreme Ultraviolet Imager aboard Solar Orbiter
太阳耀斑期间氢Lyman- $α$（H { \sc i} Ly $α$）的发射在空间分辨图像上很少被研究，其物理起源也没有被完全理解。在本文中，我们提出了新的Ly $α$图像的C1. 4太阳耀斑（SOL 2021 -08- 20 T22：00）从太阳轨道器上的极紫外成像仪，以及多波段和多角度的观测，从太阳地关系天文台和太阳动力学天文台航天器。结果表明，在1- 8 keV和5- 7 keV，Ly $α$辐射与热辐射有很好的时间相关性，说明在这个小事件中，耀斑Ly $α$主要是由热过程产生的.然而，非热电子发挥次要作用，在耀斑的上升阶段期间，在耀斑带产生的Ly $α$，揭示了硬X射线成像和光谱拟合。Ly $α$辐射除了来自耀斑带外，还可能来自耀斑环，可能是由不同耀斑阶段的等离子体加热和冷却引起的。同时发现，Ly $α$发射与He { \sc ii} 304荧光发射在光变曲线和时空变化上表现出非常相似的特征，但差异很小。这些观测结果加深了我们对太阳耀斑中Ly $α$发射的理解，也为研究恒星耀斑中Ly $α$发射提供了一些启示。
2022-08-12 astro-ph.SR
Temporal Variation of Flare Occurrence Rates via the Spot Evolution on the Sun and Solar-type Stars
本研究通过统计太阳和太阳型恒星的黑子演化与耀斑发生时间的关系，发现归一化后耀斑发生率分布相似，提出耀斑发生率随时间变化的公式，揭示黑子演化与耀斑活动的共同物理过程。
2025-04-17 astro-ph.SR
Applying the weighted horizontal magnetic gradient method to a simulated flaring Active Region
在这里，我们测试加权水平磁梯度（$WG_M$）作为耀斑的前兆，介绍了Korsos等。（2015，ApJ，802，L21），通过将其应用于类太阳耀斑的磁流体动力学（MHD）模拟，Chatterjee et.（2016，Physical Review Letters，116，10，101101）。在模拟的$δ$型黑子中，研究了耀斑前$WG_M$的演化和不同高度上相反极性黑子面积加权重心间距离参数的行为。这个太阳黑子发出四个耀斑。我们发现了光球层以上的最佳高度，其中的耀斑前兆的$WG_M$方法是可识别的每个耀斑之前。这些最佳的高度同意相当不错的耀斑发生的高度，确定从他们的热和欧姆加热签名的分析在模拟中。我们还从每次耀斑前极性相反的质心的接近-后退运动的持续时间估计了耀斑的预计爆发时间。在相应的最佳高度上，每个耀斑的估计开始时间和实际发生时间是一致的。该数值试验进一步支持了基于$WG_M$方法的耀斑前兆的应用。
2018-04-27 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
Dynamic Coupling of Convective Flows and Magnetic Field during Flux Emergence
为了更好地理解太阳内部与日冕的能量耦合，我们模拟了磁通量绳从太阳对流区到日冕的浮力上升。磁流体动力学模型解决了辐射冷却，日冕加热和电离的物理问题，使我们能够产生一个更真实的太阳大气模型。模拟显示了磁通量在光球层出现并合并形成两个极性相反的大浓度的过程。我们发现，在对流区的大尺度对流运动是至关重要的形成和维持太阳黑子，而在近地层的水平会聚流阻止集中的极性分离。太阳黑子在对流区的足点表现出一致的旋转运动，导致日冕场螺旋度的增加。在这里，对流的局部结构导致相反极性的磁通量与沿极性反转线的剪切流会聚。在磁绳上升过程中，磁能首先通过光球层的出露注入，然后通过水平流输送能量，最后被淹没流潜回对流区。
2011-11-07 astro-ph.SR
A Catalog of Solar Flare Events Observed by the SOHO/EIT
我们编制了一个太阳耀斑的目录，由极紫外成像望远镜（EIT）上的太阳和日光层天文台（SOHO）航天器和GOES航天器在1997年至2010年的跨度观察。在1998年年中，EIT图像的节奏从每天两个图像修改为12分钟。然而，低的时间分辨率导致在捕捉大部分的耀斑现象的显着的数据差距。因此，我们监测耀斑检测的耀斑参数，如时间重叠，观测波长，并考虑全视场（FOV）的图像可能出现的错误。我们认为GOES耀斑目录作为主要来源。我们描述了用于增强GOES检测到的耀斑使用EIT仪器捕获的极紫外（EUV）图像的技术。为了检测增亮，我们以25分钟的最大节奏减去图像。我们通过虚拟太阳天文台（VSO）下载并分析了EIT数据。SOHO/EIT期间的耀斑数据集被证明是太阳耀斑预测过程中不可或缺的，因为该仪器已经覆盖了太阳活动周期23的大部分时间。
2020-07-10 astro-ph.SR
Estimating the frequency of extremely energetic solar events, based on solar, stellar, lunar, and terrestrial records
太阳上最大的爆炸[…]形成了最严重的太空天气风暴原则上，基于SEP的耀斑能量代理记录可以为研究罕见的大事件提供最长的时间基础。我们的结论是，一个建议的代理，硝酸盐浓度在极地冰芯，不可靠地映射到SEP事件。在自然档案中测量的选定放射性核素的浓度可能证明有助于将直接观测的时间间隔延长至1万年，但由于它们对太阳耀斑注量的校准取决于多个知之甚少的属性和过程，因此这些代理目前无法用于帮助确定耀斑能量频率分布。因此，仅限于使用的直接耀斑观测，我们评估的概率大能量的太阳爆炸相结合的太阳耀斑观测恒星耀斑观测合奏。我们的结论是，太阳耀斑能量形成一个相对平滑的分布，从小事件到大耀斑，而耀斑的磁活性，年轻的太阳类恒星的能量和频率显着超过强太阳耀斑，即使在经验缩放与这些恒星的平均活动水平。为了从经验上量化罕见的大太阳耀斑的频率，需要对近太阳年龄的恒星进行广泛的调查，例如开普勒卫星是可行的。由于耀斑大于约X30的可能性仍然不受经验约束，我们提出了间接的论据，根据太阳黑子的记录和统计论据，过去四个世纪的太阳耀斑可能没有大大超过太空时代观察到的最大耀斑的水平，在未来30年内，最多有10%的可能性会发生大于X30的耀斑。
2012-06-21 astro-ph.SR
JW-Flare: Accurate Solar Flare Forecasting Method Based on Multimodal Large Language Models
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, NAOC（国家天文台太阳活动与空间天气重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
针对太阳耀斑预测的挑战性问题，本文提出首个专门训练的多模态大语言模型JW-Flare，通过微调太阳活动区文本参数与磁场图像，在测试中实现X级耀斑全识别，性能优于传统模型，还证实了缩放定律的领域有效性，推动预测规模与精度提升。
2025-11-12 astro-ph.SR
Large flares (M1 - X7) in solar cycle 24
根据GOES-15的观测资料和当前耀斑事件目录的初步资料，分析了第24太阳活动周的大耀斑（X射线类> M1）和特大耀斑（X射线类>X1）。计算了2010 - 2016年光学耀斑指数的月平均值。估算了在地球大气水平上0.1 - 0.8nm范围内的耀斑总能量E（Jm-2）值。建立了115个M5 - X7级耀斑的能谱（具有全能量E的耀斑个数与全能量值的关系）。对当前第24周太阳活动的几个指标：太阳黑子相对数（SSN）、10.7厘米射电通量、莱曼α线辐射通量、太阳常数（TSI）和耀斑指数（FI）的月平均值进行了比较研究。
2017-06-05 astro-ph.SR
The occurrence of powerful flares stronger than X10 class in Solar Cycles
本研究利用GOES软X射线观测和每日太阳黑子数，分析>X10及>X14.3太阳耀斑的时空规律，提出低纬度活动带机制，并依据谷期太阳黑子指标预测第25周2027年春季后约有2次极强耀斑。
2025-01-09 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
Spectral Evidence for Heating at Large Column Mass in Umbral Solar Flare Kernels I: IRIS NUV Spectra of the X1 Solar Flare of 2014 Oct 25
GOES X1耀斑SOL 2014 -10- 25 T17：08：00是利用IRIS在近、远紫外波段观测到的一个三带太阳耀斑。其中一个耀斑带穿过太阳黑子本影，产生了戏剧性的，$\sim1000$ %的近紫外（NUV）连续辐射增加。我们全面分析了本影耀斑增亮的紫外光谱数据，这为色球速度场和白光连续辐射的辐射流体动力学模拟提供了新的挑战。在本影耀斑增亮的发射线轮廓表现出红移和轮廓不对称性，但这些都显着小于另一个，充分研究的X级太阳耀斑。我们提出了NUV连续谱强度与Fe II 2814.45 Ang强度的比率。这种连续谱线比是一种新的光谱诊断显着加热柱质量（log $m/$ [g cm $^{-2}] >-2$）在太阳耀斑，因为连续谱线和发射线辐射起源于相对相似的温度，但适度不同的光学深度。这些IRIS数据的全光谱读数也允许全面调查的耀斑NUV景观：除了许多线的Fe II和Cr II，我们确定了一个新的太阳耀斑发射线，他我$\lambda2829.91$（如以前确定的实验室和早期类型的恒星光谱）。费米/GBM硬X射线数据提供输入的辐射流体动力学模型（这将在文件II），以更好地了解大的连续线比，白光连续辐射的起源，以及在低层大气中的电子束加热的作用。
2019-05-07 astro-ph.SR
Multi-wavelength view of an M2.2 Solar Flare on 26 November 2000
在本文中，我们提出了一个M2.2级太阳耀斑的2000年11月26日从NOAA AR 9236的研究。各种地面观测站（ARIES，Learmonths Solar Observatory）和空间仪器（SOHO，HXRS，GOES）在02：30 UT至04：00 UT的时间间隔内都很好地观测到了耀斑。耀斑起始于长弧形外耀斑带。之后，主耀斑开始与两个主要带。最初，外带开始以平均速率（$\sim$ 20 km s $^{-1}$）膨胀，随后显示收缩。耀斑与部分晕日冕物质抛射（CME），其平均速率为495公里/秒$^{-1}$。SOHO/MDI观测表明，活动区为四极磁位形。在耀斑爆发前，观测到耀斑附近的通量抵消现象。我们的分析表明耀斑是由磁爆发机制引发的。
2016-08-20 astro-ph.SR
On the Performance of Multi-Instrument Solar Flare Observations During Solar Cycle 24
现有的空间太阳观测站为我们研究各种波长范围内的太阳耀斑提供了大量机会。我们对耀斑物理学的理解的重大进展往往来自多台仪器之间的协调观测。因此，已经并将继续作出相当大的努力来协调各种仪器之间的观测（例如通过太阳耀斑研究最大千年方案）。然而，迄今为止还没有任何研究可以量化各种仪器组合观测到的耀斑数量。在这里，我们描述了一种技术，回顾性地搜索档案数据库的耀斑联合观察RHESSI，SDO/EVE（MEGS-A和-B），日出/（EIS，SOT，和XRT），和IRIS。在SDO发射后的6.5年中，我们考虑了6953次GOES震级C1或更大的耀斑，其中40次被6台或更多仪器同时观测到。使用每个仪器的个别成功率在观察耀斑，我们表明，由三个或更多的仪器共同观察到的耀斑的数量高于预期的假设下，仪器独立操作彼此的数量。特别是，大量仪器观测到的耀斑数量比预期的要多得多。我们的研究表明，这些特派团经常合作行动，或者至少有一致的目标。我们还提供了一个交互式的小部件，现在在SSWIDL，允许用户搜索耀斑事件，已观察到的一组选定的仪器的细节。这提供了更广泛的活动，以回答具体的科学问题。调度协调观测太阳耀斑研究的困难进行了讨论，预计在太阳活动周期25，如DKIST，太阳轨道器和帕克太阳探测器开始运作的仪器。
2017-12-18 astro-ph.SR
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
Unveiling Mass Transfer in Solar Flares: Insights from Elemental Abundance Evolutions Observed by Chang'E-2 Solar X-ray Monitor
本文利用嫦娥二号太阳X射线监测器数据，首次揭示耀斑中Fe的逆第一电离势效应并发现罕见的丰度耗尽现象，基于CSHKP模型结合惯性效应解释了FIP与IFIP效应的形成机制。
2024-07-02 astro-ph.SR
Comparative Statistics of Solar Flares and Flare Stars
本研究比较太阳耀斑与耀斑星的间隔时间分布，发现太阳耀斑间隔比对数正态拟合的泊松噪声更宽，显示底层动力学具有记忆性，而耀斑星则无记忆，差异源于耀斑产生机制不同。
2025-04-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.IM
