Spatially Resolved Plasma Composition Evolution in a Solar Flare -- The Effect of Reconnection Outflow
本研究利用Hinode/EIS观测分析了2017年X8.2耀斑中FIP偏差的时空演化，发现环顶维持高FIP偏差而足点呈光球丰度，揭示了重联出流下行流与色球蒸发共同作用导致丰度梯度，并证明空间分辨对避免测量稀释至关重要。
2024-09-26 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun
太阳日冕中的元素丰度与在太阳光球层中观测到的元素丰度不同。日冕与光球丰度的比值显示出对元素第一电离势（FIP）的依赖。我们估计FIP的偏见，从软X射线光谱的元素丰度的直接测量数据，从多个空间任务，涵盖了一系列的太阳活动水平。这一全面的分析表明，有明确的证据表明，在FIP偏差减少周围的最大强度的X射线耀斑与日冕丰度短暂倾向于光球值和缓慢的恢复作为耀斑衰减。低FIP元素Ca、Fe和Si与日冕丰度的偏离大于具有中等FIP值的S。分馏程度的这些变化可能为耀斑期间通过色球层的波传播模型提供输入。
2020-11-17 astro-ph.SR
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
研究M型矮星耀斑期间日冕丰度的动态建模，揭示了反FIP效应对日冕雨形成的影响。
2026-02-12 astro-ph.SR
Inverse FIP Effects in Giant Solar Flares Found from Earth X-Ray Albedo with Suzaku/XIS
我们报告了发生在2005年9月7日（X17.0），2005年9月8日（X5.4），2005年9月9日（X6.2）和2006年12月5日（X9.0）的四个巨大的太阳耀斑的X射线光谱结果，获得了地球日冕数据与X射线成像光谱仪（XIS）的朱雀。良好的能量分辨率的XIS（FWHM $\sim$ 100 eV），使我们能够分离出一些线状特征和检测底层的连续发射。这些特征包括来源于太阳耀斑的Si He $α$、Si Ly $α$、S He $α$、S Ly $α$、Ar He $α$和Ca He $α$以及来自地球大气的荧光Ar K $α$和Ar K $β$。四次耀斑的平均绝对元素丰度（X/H）分别为$\sim$ 2.0（Ca）、$\sim$ 0.7（Si）、$\sim$ 0.3（S）和$\sim$ 0.9（Ar）。这种丰度模式类似于活动恒星日冕的丰度模式，显示出逆第一电离势（i-FIP）效应，即，元素丰度随着FIP的降低而降低，在FIP的低端进行周转。的丰度几乎是恒定的耀斑期间，除了硅增加了一个因素的$\sim$ 2在衰变阶段。Si丰度的演变与i-FIP等离子体起源于色球蒸发然后与周围的低FIP偏置材料混合的图片是一致的。耀斑与耀斑之间的丰度相差2倍，与过去观测到的太阳耀斑一致。最后，我们强调，由X射线天文卫星，如朱雀和XRISM获得的地球日冕数据可以显着有助于太阳物理学的研究。
2020-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flare-Driven Plasma Dynamics and Elemental Abundance Redistribution
该研究通过观测与模拟揭示太阳耀斑中等离子体辐射与元素丰度变化的关联，证实色球能量沉积驱动不同高度等离子体蒸发引发FIP分馏，为耀斑能量、等离子体流与丰度变化的动态耦合提供新见解。
2025-10-02 astro-ph.SR
New Solar Flare Calcium Abundances with no Surprises: Results from the SMM Bent Crystal Spectrometer
利用太阳峰年任务弯晶谱仪（BCS）的X射线光谱，对1980年至1989年期间发生的194次耀斑（GOES分类从B6.4到X13）的衰变过程中耀斑等离子体中的钙丰度进行了估计。Sylwester等人先前的工作发现，丰度因耀斑而异。该分析在这里使用更新的仪器参数并通过包括BCS观察到的所有钙线而不仅仅是共振线来改进，从而大大增强了光子计数统计。丰度的变化被证实与平均丰度，$A({\rm Ca})$（表示为$A({\rm H}) = 12$），等于$6.77 \pm 0.20$为194耀斑（其中141是新的，在这项研究中）。这个范围对应于比光球丰度大1.7到7.2倍之间的因子，因此我们的结果符合“FIP”（第一电离势）效应，即低FIP元素如Ca（FIP = 6.11 eV）具有增强的日冕丰度。Ca耀斑丰度与太阳活动指数无关，但与GOES耀斑类别和持续时间（较小和较短的耀斑对应较大的$A({\rm Ca})$）存在弱相关性。解释FIP效应的Laming有质动力理论给出了一个参数范围，在该范围内，我们对$A({\rm Ca})$的估计与理论一致。然而，这就引起了与以前估计的耀斑硅和硫丰度的分歧，虽然那些氩和铁是在很好的协议。因此，对理论进行小的调整可能是必要的。
2022-03-04 astro-ph.SR
The FIP and Inverse FIP Effects in Solar and Stellar Coronae
我们回顾我们的知识状态的日冕元素丰度异常的太阳和恒星。我们集中在第一电离势（FIP）的影响，观察到在太阳日冕和低速风，并在日冕的类太阳矮星，和“逆FIP”效应中看到的恒星的日冕后光谱类型，特别是M矮星。这些效应分别与日冕丰度相对于光球值的增强或耗尽有关，其中FIP低于约10 eV。它们被解释在有质动力方面，由于在色球层中的磁流体动力波的传播和/或反射。这会作用于色球层离子，但不会作用于中性粒子，因此会导致离子-中性粒子分馏。模型适用于封闭的磁回路，并开放领域的地区给出了详细的描述，占所观察到的差异，太阳FIP分馏之间的慢风和快风。结果表明，这样的模型也可以解释观测到的太阳风中氦的耗尽。氦的贫化对色球层高度很敏感，在色球层高度上发生了离子-中性分离，闭合磁回路中氦丰度的行为强烈表明波有日冕起源。这一点和其他类似的推论可能会对太阳日冕加热理论产生很大的影响。色球波从下面产生，作为声波模式转换，主要是快模式波，也可以引起离子-中性分离。根据磁场的几何形状，这可能导致FIP或逆FIP效应。我们认为，这种配置更有可能发生在晚型恒星（已知在任何情况下都有更强的场），这解释了逆FIP效应在M矮星中的发生。
2015-04-30 astro-ph.SR
The Coronal Abundance Anomalies of M Dwarfs
我们分析了M0 V+M0 V联星GJ 338的Chandra X射线光谱。根据X射线表面通量的量化，这些是X射线光栅光谱学观测到的最不活跃的M矮星。我们专注于测量日冕丰度，特别是寻找与第一电离势（FIP）有关的丰度异常的证据。在日冕和风中，低FIP元素过剩，这就是所谓的“FIP效应”。对于其他恒星，特别是非常活跃的恒星，经常观察到“逆FIP效应”，低FIP元素含量不足。对于这两个成员的GJ 338二进制，我们发现一个温和的逆FIP效应的证据，从以前报道的光谱类型和FIP偏差之间的相关性的预期一致。这相当于强有力的证据表明，所有的M矮星都应该表现出逆FIP效应现象，而不仅仅是活跃的。我们采取的第一步建模的逆FIP现象在M矮星，建立在过去的工作，已经证明，MHD波通过冠状环可以导致有质动力，分馏元素的方式与FIP效应一致。我们证明，在某些情况下，这种模型也可以导致逆FIP效应，指出了未来更详细的M矮星日冕丰度建模的方式。
2012-05-02 astro-ph.SR
Can Sub-photospheric Magnetic Reconnection Change the Elemental Composition in the Solar Corona?
在恒星的日冕中，低第一电离势（FIP）元素的丰度通常与它们的光球值不同。太阳和太阳型恒星的日冕大多表现出低FIP元素的增强（FIP效应），而更活跃的恒星如M矮星的日冕通常具有逆FIP效应（I-FIP）。在这里，我们观察补丁的I-FIP效应太阳等离子体在AR 12673，一个高度复杂的β/γ/δ活动区。我们认为，合并的太阳黑子，更具体地说，在本影强光桥的本影，是观察I-FIP效应等离子体的首选位置。此外，活动区的磁场复杂性和快速通量出现的主要事件也导致了重复和强烈的耀斑。在穿越本影的耀斑带中色球等离子体的诱导蒸发使得在AR 12673的日冕中观测到四个局部的I-FIP效应等离子体斑块。这些观测结果可以解释的有质动力分馏模型的上下文中预测，等离子体与I-FIP效应的组合物是由来自色球层以下的波的折射。我们认为，在太阳活动区产生I-FIP效应等离子体的波是由合并通量系统的次光球重联产生的。虽然我们只瞥见了I-FIP效应分馏的签名，这种相互作用产生的补丁在太阳上，在高度活跃的M星，它可能是占主导地位的过程。
2020-03-06 astro-ph.SR
Multi-fluid multi-species models for inverse FIP-effect
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；SETI Institute（SETI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）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
本文利用简化的一维多流体磁流体动力学模型研究逆FIP效应的可能场景，探讨磁场强度与磁通管扩张对多流体相互作用的耗散效应的抵消机制，揭示逆FIP效应的物理驱动过程。
2026-04-13 astro-ph.SR
The Solar Flare Sulphur Abundance from RESIK Observations
在太阳耀斑期间，{ \em CORONAS-F}航天器上的RESIK仪器在其四个通道中的三个通道中观测到了几条覆盖3.8-6.1 nm波长范围的硫X射线线。分析通量以给出硫丰度。选择仪器参数优化时的数据。在4.089处测量的\ion{S}{15} $1s^2-1s4p$（$w4$）谱线的通量给出了$A({\rm S}) = 7.16 \pm 0.17$（与$A({\rm H}) = 12$的对数标度丰度），我们认为这是最可靠的。其他行的估计值从7.13到7.24不等。首选的S丰度估计是非常接近最近的光球丰度估计和安静的太阳太阳风和陨石丰度。这意味着硫没有分馏过程倾向于增加来自光球的日冕丰度，这取决于第一电离势（FIP），或者硫，虽然它的FIP有一个中间值10.36 eV，像一个“高FIP”元素。
2012-03-27 astro-ph.SR
Measurements of Absolute Abundances in Solar Flares
利用太阳动力学观测站（SDO）的极紫外光变率实验（EVE）对太阳耀斑中的元素丰度进行了测量。EVE观测到高温Fe发射线（Fe XV-Fe XXIV）和与H丰度成正比的热韧致辐射的连续发射。通过比较线和连续辐射的相对强度，可以确定耀斑等离子体相对于光球成分的富集程度。这是第一电离电位或FIP偏置（$f$）。由于EUV波长下的热韧致辐射对电子温度相对不敏感，因此考虑发射等离子体中电子温度的分布是重要的。我们通过使用观测到的光谱来同时推断差分发射测量分布和FIP偏置来实现这一点。在我们分析的21个耀斑中，我们发现观察到的成分接近光球。我们样本中的平均FIP偏倚为$f=1.27\pm0.23$。这一分析表明，耀斑期间蒸发的等离子体大部分来自色球层深处，低于元素分馏发生的区域。
2013-10-17 astro-ph.SR
Hinode EIS Observations of Plasma Composition Evolution and Radiative Cooling of Solar Flare Loops
INAF Osservatorio Astronomico di Roma（罗马天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Universities Space Research Association（大学空间研究协会）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Computational Physics Inc.（计算物理公司）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Konkoly Observatory（孔科利天文台）
Hinode EIS观测揭示太阳耀斑环中等离子体组成变化影响其辐射冷却速率，通过分析不同区域的冷却时间和FIP偏倚差异，揭示了等离子体组成演变对耀斑环动态的潜在影响。
2026-03-11 astro-ph.SR
Elemental Composition Evolution during the 2024 September 30 Solar Eruption: A Comparison of Hot and Cool Plasma Components with Solar Orbiter/SPICE, Hinode/EIS, and Chandrayaan-2/XSM
Southwest Research Institute（西南研究所）；Ann and H.J. Smead Aerospace Engineering Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校安与H.J.斯梅德航空航天工程科学系）；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）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）
该研究利用Solar Orbiter、Hinode、Chandrayaan-2的相关仪器，观测2024年9月30日M7.6级太阳耀斑，发现高低温等离子体成分丰度演化模式不同，揭示了FIP偏差变化与日冕重联外流和色球层等离子体混合相关的机制。
2026-08-14 astro-ph.SR
Stellar Coronae, Solar Flares: a Detailed Comparison of sigma Gem, HR 1099, and the Sun in High-resolution X-rays
钱德拉HETG光谱的日冕活动双星西格玛宝石和HR 1099是最高的通量观测等系统采取高光谱分辨率的x射线与此仪器。我们比较它们的性能与俄罗斯的日冕-F RESIK仪器在类似的分辨率在重叠的带通得到的太阳耀斑光谱。我们着重比较了3.3-6.1 A区域的太阳耀斑光谱与相应的sigma Gem和HR 1099光谱。我们还模拟了1.7-25 A的HETG光谱，以确定日冕温度和元素丰度。Sigma Gem是一颗单线日冕活动的长周期双星，它有一个非常热的日冕。HR 1099是一个类似的，但更短的时间，双线系统。在深曝光中，我们研究了一些较弱的物种，如K，Na和Al，它们具有最低的第一电离势（FIP）的发射。太阳耀斑的温度达到20 MK，与sigma Gem和HR 1099日冕相当。在钱德拉曝光期间，sigma Gem从耀斑中缓慢衰减，其光谱的特征是具有广泛温度分布的碰撞电离平衡等离子体，范围从2-60 MK，峰值接近25 MK，但大量发射来自50 MK等离子体。我们已经检测到K XVIII和Na XI的排放，这使我们能够对它们的丰度设定限制。HR 1099也处于耀斑状态，但没有检测到K XVIII。这些测量提供了太阳和恒星日冕丰度的新比较，特别是在最低的FIP值。低FIP元素在恒星日冕中并不像在太阳中那样表现出增强，除了Sigma Gem中的K。Sigma Gem和HR 1099在它们的排放测…
2013-04-01 astro-ph.SR
Solar Flare Element Abundances from the Solar Assembly for X-rays (SAX) on MESSENGER
在$1.5-8.5$ ~keV范围内的X射线光谱已经分析了2007年至2013年期间水星{ \em MESSENGER}航天器上的X射线太阳组件（SAX）探测到的526个大耀斑。对于每个耀斑，发射等离子体的温度和发射测量从光谱的连续。此外，在6 keV能量分辨率为0.6keV（FWHM）下，测定了6.7keV和3.9keV清晰分辨的Fe线络合物和Ca线络合物的强度，以及较低能量下未分辨的S、Si和Ar线络合物的强度。这些线强度与理论光谱的比较允许这些元素相对于氢的丰度被导出，由于仪器校准和未知的发射等离子体的温度分布的不确定性。虽然在不同的耀斑之间发现Fe和Ca的丰度有显著的差异，但发现在所有耀斑上平均的丰度在光球值上增加了$1.66 \pm 0.34$（Fe）、$3.89~\pm~0.76$（Ca）、$1.23~\pm~0.45$（S）、$1.64~\pm~0.66$（Si）和$2.48~\pm~0.90$（Ar）的因子。这些因素不同于以前报道的Fe和Si的值至少。他们提出了一个更复杂的关系，丰度增强与第一电离势（FIP）的元素比以前考虑的，与分馏发生在耀斑的可能性，FIP小于$\sim$ 7~eV，而不是$\sim10$ ~eV的元素。
2015-03-05 astro-ph.SR
Spatiotemporal Low FIP Abundance: A Catalyst for Coronal Condensation
本研究通过在辐射流体力学代码中引入时空可变的低 FIP 元素丰度，发现其直接导致了脉冲加热日冕环模拟中的日冕凝聚现象，证明元素丰度时空变化是准确模拟太阳日冕辐射的必要特征。
2025-09-14 astro-ph.SR
Signs of Sulphur fractionation under high magnetic field strength
Dublin City University（都柏林城市大学）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）
通过分析Hinode/EIS光谱数据，利用DEM反演计算FIP偏差，发现低FIP元素（包括硫）丰度在磁场强度约150 G以上时相对于高FIP元素Ar下降，且与环长无关，表明FIP分馏受日冕环平均磁场强度调制。
2026-05-25 astro-ph.SR
Chromospheric dynamics and turbulence regulate the solar FIP effect
European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲航天局（ESA），欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）
研究通过结合HYDRAD模拟与FIPpy计算，揭示动态色球条件下FIP偏倚受声学通量和湍流影响，发现湍流抑制分异， flare中湍流增强降低FIP偏倚。
2026-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Deriving photospheric parameters and elemental abundances for a sample of stars showing the FIP effect
太阳物理学中一个令人困惑的问题是光球层和日冕中元素丰度的差异。在某些情况下，第一电离势（FIP）较低的元素在日冕中比光球中丰度更高。在少数恒星上观察到了同样的现象，而其中一些恒星则表现出相反的效果。但并非原始样本中的所有恒星都有精确的光球丰度，因此对一些恒星采用了太阳值。在这项工作中，我们从光学光谱均匀的丰度测量。利用Konkoly天文台1米RCC望远镜，以$λ/ Δλ\sim 21\,000$的分辨率采集了16颗具有FIP效应的恒星的光谱。我们确定的基本天体物理参数（$T_\mathrm{eff}$，$\log g$，$[M/H]$，$ξ_\mathrm{mic}$，$v \sin i$）和个别元素丰度与SME光谱合成代码使用MARCS2012模式大气和谱线参数从维也纳原子线数据库（VALD）。
2019-06-04 astro-ph.SR
Highly Ionized Potassium Lines in Solar X-ray Spectra and the Abundance of Potassium
钾的丰度是根据太阳任务CORONAS-F上的RESIK仪器在3.53 A和3.57 A之间的耀斑期间观测到的X射线线得出的。这些谱线包括由类氦K和类锂K双电子卫星发射的谱线，这些谱线是使用CHIANTI原子代码和新计算的原子数据合成的。有很好的协议，观察到的和合成的光谱，并与不同的温度从两个GOES通道的比率估计的光谱的理论行为是正确的预测。所观测到的类氦K共振线的每单位发射测量通量给出log A（K）= 5.86（在log A（H）= 12的标度上），总范围为2.9倍。这比光球丰度估计值高出5.5倍，比第一电离势（FIP）小于10 eV的其他元素稍大。有，那么，在日冕等离子体中的低FIP元素的富集弱依赖于FIP的值，其中K是非常低的（4.34 eV）的可能性。我们的工作还表明，形成FIP效应的元素分馏发生在低色球层，而不是像某些模型那样发生在更高的位置。
2010-01-10 astro-ph.SR
XRISM observations of solar flare X-ray emission reflected in the Earth's atmosphere
本研究利用XRISM约一年的观测数据，分析地球大气反射的太阳耀斑X射线，验证了逆FIP效应等规律，证实其可作为太阳物理研究的有力工具。
2025-09-05 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
Searching for evidence of subchromospheric magnetic reconnection on the Sun
本研究结合三维可视化与AR 11504的I-FIP观测，在光桥磁通管间发现加热、外流及反平行磁场特征，为色球层下磁重联提供间接证据。
2024-05-13 astro-ph.SR
Variability of a stellar corona on a time scale of days
自从发现太阳的第一电离势（FIP）效应以来，近三十年来，活跃日冕中的元素丰度效应一直困扰着我们的理解。本文的目标是在六天的时间间隔内监测相同的日冕结构，并通过旋转调制解决恒星日冕上的活动区域。我们报告的四个等相位X射线光谱观测的RS CVn二进制EI Eri与XMM牛顿，进行约每两天，以配合旋转周期的EI Eri。我们提出了一个分析的热量和化学结构的Ei Eri电晕，因为它演变了六天。虽然电晕是相当稳定的温度分布，发射测量和FIP偏压都变化，似乎是相关的。一个活跃的区域，早于运动的开始，反复进入我们的视野，在同一阶段，因为它从恒星边缘旋转。因此，丰度倾向于轻微，但一致地增加高FIP元素（逆FIP效应）与相位。我们估计，在活动区的高FIP元素的丰度增加的约75%以上的日冕平均值。这种观察到的分馏的元素在一个活跃的地区的时间尺度上的天提供了间接的线索，关于非耀斑恒星日冕的元素富集机制。
2012-12-02 astro-ph.SR
Evolution of Elemental Abundances During B-Class Solar Flares: Soft X-ray Spectral Measurements with Chandrayaan-2 XSM
月船2号上的太阳X射线光谱仪（XSM）有效载荷提供1-15 keV能量范围内的圆盘积分太阳光谱，能量分辨率为180 eV（5.9 keV），节奏为1秒。在2019年9月至2020年5月期间，覆盖太阳活动周期24的最低点，它观察到9次B级耀斑，范围从B1.3到B4.5。利用时间分辨光谱分析，在这些耀斑，我们检查了温度的演变，排放措施，和绝对元素丰度的四个元素-镁，铝，硅，和S。这是在这样的小耀斑绝对丰度的第一次测量，这项研究提供了一个独特的见解绝对丰度的演变耀斑的演变。我们的结果表明，这四个元素的丰度减少对他们的光球值在耀斑的峰值阶段。在衰变阶段，观测到的丰度迅速恢复到耀斑前的日冕值。耀斑期间元素丰度的耗尽与标准耀斑模型一致，表明由于色球蒸发，新鲜物质注入日冕环。为了解释所谓的日冕“第一电离势（FIP）偏差”的快速恢复，我们提出了两个方案的基础上有质动力模型。
2021-07-16 astro-ph.SR
Varying Calcium Abundances in Solar Flares seen by Solar Maximum Mission
利用太阳极大期任务BCS数据研究194个太阳耀斑衰减阶段的钙丰度变化，发现其普遍随时间变化且常出现不连续性，并用有质动力理论解释为不同环结构浮现所致。
2023-02-28 astro-ph.SR
Swift and XMM-Newton observations of an RS CVn type eclipsing binary SZ Psc: Superflare and coronal properties
本文利用Swift天文台的观测资料，对一个RS CVn型食双星系统SZ Psc上观测到的一次大而长持续时间（$>$ 1.3天）的X射线耀斑进行了深入的研究。在0.35 $-$ 10 keV能带中，峰值亮度估计为4.2 $\times$ 10 $^{33}$ erg s $^{-1}$。利用Swift观测站和XMM-Newton卫星分别在耀斑爆发后5.67 d和1.4 a观测到SZ Psc的静止日冕。静态电晕被发现是由三个温度的等离子体：4，13，和48 MK。对SZ Psc静止日冕的高分辨率X射线能谱分析表明，高第一电离势（FIP）元素比低FIP元素更丰富。耀斑的时间分辨X射线光谱显示了耀斑温度、发射量和丰度的显著变化。耀斑期间的温度峰值为199 $\pm$ 11 MK，发射量峰值为2.13 $\pm$ 0.05 $\times 10^{56}$ cm $^{-3}$，丰度峰值为0.66 $\pm$ 0.09 Z $_{\odot}$.利用流体动力学环模型，我们推导出耀斑的环长为6.3 $\pm$ 0.5 $\times 10^{11}$ cm，而耀斑峰值处的环压和环密度分别为3.5 $\pm$ 0.7 $\times 10^{3}$ dyne cm $^{-2}$和8 $\pm$ 2 $\times 10^{10}$ cm $^{-3}$.产生耀斑的总磁场估计为490 $\pm$…
2022-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sixty Years of Element Abundance Measurements in Solar Energetic Particles
60年前，科学家发表了第一次观测结果，显示了太阳高能粒子（SEP）的化学元素采样。由此开始了对日冕中动力学物理的直接产物的研究。随着我们从4分钟的探测火箭样品到SEP事件的连续卫星覆盖的进展，我们已经将观测扩展到整个周期表中元素丰度的不寻常分布。小“脉冲”SEP事件从岛屿的磁重联开放的磁场线在太阳喷流产生巨大的增强丰度的3 He和最重的元素。太阳耀斑涉及相同的物理，但那里的SEP被困在封闭的环路上，以热和光的形式消耗能量。更大的，充满活力的“渐进”SEP事件在快速，广泛的日冕物质抛射（CME）的冲击波驱动下加速。然而，这些冲击也可以重新加速来自剩余超热脉冲离子池的离子，并且来自喷流的CME也可以驱动快速冲击，使情况变得复杂。SEP事件中的基本元素丰度代表日冕，它与光球中相应的丰度不同，作为元素第一电离势（FIP）的函数，区分低FIP（<10 eV）离子和高FIP中性原子，因为它们在色球层中扩展。SEP加速度对A/Q的依赖性允许离子Q值的最佳拟合估计，因此从丰度导出的~1 - 3 MK的源等离子体温度与最近使用射流的极紫外发射的温度测量相关。然而，新的问题出现的理论基础的相关性的能量谱指数与幂律的丰度，关于共存的机制增强的3 He和重元素，以及关于整体缺乏的C FIP比较。
2021-07-29 astro-ph.SR
No FIP fractionation in the active stars AR Psc and AY Cet
背景：冷星日冕和光球丰度的比较是一个需要解决的基本问题。在太阳中，日冕中第一电离势（FIP）较低的元素相对于光球层有增强的现象。与太阳标准值相比，具有高活动水平的恒星似乎显示出低FIP元素的耗尽;然而，在少数情况下，活动恒星的光球值可用于比较，导致混乱的结果，并且必须扩大样本才能解决这个长期存在的问题。目的：本文计算了两个著名的活动双星系统AR Psc和AY Cet的光球和日冕丰度，以进一步了解日冕丰度的复杂性。研究方法：9个元素的日冕丰度计算的详细的排放量分布的重建，使用线为基础的方法，认为线从不同的元素分开。利用恒星的高分辨率光谱计算了8种元素的光球丰度。结果：结果再次表明，恒星的日冕丰度缺乏任何FIP相关的影响。在某些恒星中，金属丰度耗尽（MAD）或逆FIP效应的存在可能源于与太阳光球值的错误比较，或者来自快速旋转恒星中光球丰度的计算不足。结论：FIP分馏的缺乏似乎证实了阿尔芬波与有质动力相结合在活跃恒星的日冕中占主导地位。
2009-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disentangling Thermal and Abundance Characteristics in a Solar Flare Using SDO/AIA, Hinode/XRT, and MinXSS-1 Observations
该研究结合 SDO/AIA、Hinode/XRT 与 MinXSS-1 观测，识别耀斑环上方稀薄高温等离子体云，并澄清低 FIP 元素丰度信号来自耀斑环而非该云。
2025-10-20 astro-ph.SR
Structure and variability in the corona of the ultrafast rotator LO Peg
低质量超快旋转体显示出典型的磁活动特征，并且已知会产生耀斑，这可能是磁重联的结果。因此，这些恒星的日冕表现出非常大的X射线光度和高等离子体温度，以及明显的逆FIP效应。为了探讨日冕性质与一种谱型为P < 1d的超快旋光体的关系，我们分析了XMM-牛顿观测到的K3快旋光体LO Peg，并将其与其它谱型为G9-M1的低质量快旋光体进行了比较。我们调查的日冕性质的时间演化，如温度，排放措施，丰度，密度和所涉及的日冕结构的形态。我们发现两个可区分的活动水平，在XMM-牛顿观测LO~Peg，这表明显着的X射线的相位和振幅的变化，这意味着存在一个不断变化的表面上的活动区域。X射线通量变化28%，可能是由于旋转调制。在我们的观测过程中，观测到一个X射线峰值亮度为2 E30 erg/s，能量为7.3E33 erg的大耀斑。在耀斑爆发时，我们获得了清晰的特征，表明发生了纽珀特效应。耀斑等离子体也显示出一个增强的铁的2倍，在耀斑的上升和峰值阶段。我们的模拟分析表明，耀斑X射线等离子体的尺度小于0.5 R星。此外，火炬回路长度似乎小于火炬等离子体的压力标度高度。我们的研究表明，LO~Peg的X射线性质与其他低质量超快旋转体的X射线性质非常相似，即，X射线亮度非常接近饱和，其日冕丰度随第一电离势的增加而增加，即所谓的逆FIP效应。
2017-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring coronal abundances of M dwarfs at moderate activity levels
本文通过XMM-Newton观测中等活动M矮星HD 223889，发现其仍呈现iFIP效应，并暗示中等活动M矮星在Teff-Fbias图中可能存在平台，为理解恒星冕区元素丰度模式提供新线索。
2025-03-12 astro-ph.SR
Super Penumbral Chromospheric Flare
我们在太阳黑子的超半影外边界观测到了一个C级耀斑。耀斑是由一个新兴的磁双极区，是倾斜取向的超级半影原纤维。耀斑是由于出现的磁通量与超半影场的低高度磁重联导致逆Evershed流道及其上覆大气中的热多温度等离子体流而开始的。色球层中的逆Evershed流从超级半影开始向黑子方向流动，在半影的外边界结束。在逆Evershed通道中朝向太阳黑子的热等离子体流在H $α$波长中显示出比在不同温度下的等离子体发射高约10 km s $^{-1}$的速度，如在不同的AIA过滤器中所见。尽管这些速度比典型的逆埃弗谢德流速度高出约7倍，但在太阳黑子半影的外边界处，流动会减少。这表明携带逆Evershed流的超级半影场线在半影场线潜入太阳的边界处中断，并且这两组场线完全不同。在这两组场线的邻接处的典型磁场和等离子体性质的不连续性进一步导致特征磁声和阿尔文速度的不连续性，因此，停止等离子体流动进一步on.The多温度等离子体在逆Evershed通道中表现出\textbf{possible}纵向振荡最初在耀斑的发病期间，后来流向太阳黑子。在多温区的情况下，耀斑区上方的不同层具有超音速和亚音速的混合流。
2018-06-01 astro-ph.SR
Inverse Compton X-rays from relativistic flare electrons and positrons
在太阳耀斑中，光球光子的逆康普顿散射（ICS）可能会引起来自日冕的可检测的硬X射线光子通量，其中环境密度太低，无法进行显着的韧致辐射或复合。在一些大耀斑中的伽马射线线和连续谱意味着存在必要的~100 MeV电子和正电子，后者是GeV能量离子的副产品。最近对日冕硬X射线源的观测特别促使我们重新考虑ICS的可能贡献。我们的目标是评估ICS的X射线通量预计从规定的相对论性电子和正电子在日冕的人口。最终的目的是确定ICS日冕X射线源是否可以提供一个新的诊断窗口相对论电子和离子的耀斑。我们使用完整的形式主义的ICS计算X射线通量从耀斑的初级电子和次级正电子的可能的人口，注意入射光子的角分布附近的太阳表面，从而提高在以前的太阳讨论的各向同性的假设。初级电子和次级正电子都产生非常硬的ICS X射线谱。各向异性的初级辐射场的结果在预测的通量和光谱，最强烈的光谱，延伸到最高的光子能量，预计从临边耀斑的中心到临边的变化。可接受的电子或正电子数量可以解释RHESSI日冕X/伽马射线源。某些日冕X射线源至少可以用相对论电子或正电子的ICS来解释，特别是当源出现在如此低的环境密度下时，韧致辐射似乎是不可信的。
2009-11-06 astro-ph.SR
Magnetic Structure in Successively Erupting Active Regions: Comparison of Flare-Ribbons with Quasi-Separatrix Layers
本文研究了连续喷发的活动区11429和12371的磁拓扑结构。利用日震和磁成像仪的矢量磁场观测资料，采用非线性无力场模型（NLFFF）重建了火山喷发前的磁场结构。对于所有五个CME从这些AR，喷发前的磁结构确定了一个反S S形一致的EUV观测的日冕等离子体示踪剂。在所有的爆发事例中，大Q值的准分界线层（QSL）连续地包围着核心场双极区，在这些区域中观察到反S形的耀斑带。这些QSL基本上代表了内部双极区内的扭曲芯通量域与周围类似拱廊的电势之间的大连通梯度。这与观察到的场结构基本一致，主要是剪切拱廊。将色球层的QSL图与耀斑峰时观测到的耀斑带进行了比较。耀斑带多呈倒S形，观测中缺少可见度的连续性。对于AR 12371中的CME，QSL将耀斑带描绘为两个反J形截面的组合，其直线部分被分离。这些QSL是典型的弱扭磁绳。类似地，对于AR 11429中的CME，QSL与PIL中间和钩部分中的扩口带是共空间的。在喷发标准模型框架下，观测到的耀斑带是喷发前磁结构为S形的特征，这一特征由核心有弱扭磁绳的{ \bf the} NLFFF模型再现。
2021-09-29 astro-ph.SR
Hooked flare ribbons and flux-rope related QSL footprints
我们研究了2014年9月10日活动区12158的磁拓扑结构，并将其与17：21 UT开始的耀斑（SOL 2014 -09- 10 T17：45：00）之前和早期的观测结果进行了比较。结果表明，用Grad-Rubin非线性无力场外推方法可以很好地再现SDO/AIA观测到的活动区S形结构和耀斑带。各种反S和反J形的磁场线，围绕着日冕通量绳，与在不同的极紫外波长下观察到的S形一致，包括它的多螺纹弯曲端。此外，所观察到的分布的表面电流的磁极性，它是没有规定的是很好地再现。这验证了我们的数值实现和设置的梯度鲁宾方法。模拟的双反J形准分界线层（QSL）足迹与耀斑上升阶段观测到的耀斑带相匹配，包括它们的钩状部分。后者的螺旋状形状可能与一个复杂的喷发前磁通绳与一个以上的扭转，在模型中获得。这些带状关联的通量绳QSL足迹与3D中的新标准耀斑模型是一致的，其中存在位于逆泪滴形日冕QSL下方的双曲通量管。这在预测太阳耀斑中重联和带状物的位置，以及爆发通量绳的几何性质方面是一个新的进展。
2016-03-24 astro-ph.SR
Element abundances in solar energetic particles: two physical processes, two abundance patterns
构成太阳高能粒子（SEP）的元素丰度有两种非常不同的模式。历史上称为“冲动”和“渐进”事件，它们已经被研究了40年，20年的风航天器。逐步SEP事件测量日冕丰度。它们产生时，冲击波，驱动的日冕物质抛射（CME），加速周围的日冕等离子体，我们讨论了21个元素的平均丰度不同，从相应的太阳光球丰度由一个众所周知的依赖于第一电离势（FIP）的元素。较小的脉冲（“3 He丰富”）SEP事件与磁重联，涉及开放的磁力线从太阳耀斑或喷流，也喷射等离子体产生伴随的日冕物质抛射。这些事件使重元素丰度相对于日冕丰度显著增加，Ne平均增加3倍，Fe增加9倍，76<Z<82的元素增加900倍。这是一个强大的，幂律依赖于A/Q的一个~3.6的权力时，Q值确定在日冕温度接近3 MK。来自~2.5 MK等离子体的具有最陡增强（~ 6次A/Q幂）的小个体SEP事件与B级和C级X射线耀斑以及窄（<100度）CME相关。3 He/4 He的增强可以与重元素的增强一样大，但与它们无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄，缓慢的CME，较冷的日冕等离子体和较小的X射线耀斑有更强的联系。脉冲SEP事件不来自热耀斑等离子体，它们被加速早期和/或相邻的开放的磁场线。
2015-01-03 astro-ph.SR
Soft X-ray Spectral Diagnostics of Multi-thermal Plasma in Solar Flares with Chandrayaan-2 XSM
X射线波段的光谱观测提供了对太阳耀斑等离子体温度分布的极好诊断。月船2号飞行任务上的太阳X射线监测器提供1 - 15千电子伏能量范围内的宽带磁盘集成软X射线太阳光谱测量，具有高光谱分辨率和时间节奏。在这项研究中，我们分析的X射线光谱的三个代表性的GOES C级耀斑获得的XSM调查过程中的耀斑的各种等离子体参数的演变。使用软X射线光谱组成的连续和良好分辨的线复合物的主要元素，如镁，硅，铁，我们调查的有效性的等温和多热假设的高温成分的燃烧等离子体。我们发现，软X射线光谱在高强度耀斑的脉冲阶段是不一致的等温模型，最适合双峰差分发射测量分布的温度较热的组件比较冷的组件的温度上升更快。在DEM模型中观测到的两个不同的温度分量在耀斑的脉冲阶段表明直接加热的等离子体在日冕和蒸发的等离子体从色球足点的存在。我们还发现，低FIP元素Mg，Si和Fe的丰度从近日冕附近的光球值在耀斑的上升阶段减少，并恢复到日冕值在衰减阶段，这也是一致的色球蒸发的情况。
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar flares and Kelvin-Helmholtz instabilities: A parameter survey
硬X射线（HXR）源经常在太阳耀斑环的顶部附近观测到，其发射被广泛地归因于韧致辐射。我们在这里重新审视另一种情况，强调逆康普顿过程和方等人提出的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的重要性。（2016）。这种情况下，增加了一个新的成分，标准耀斑模型，蒸发流从耀斑影响色球足点相互作用的环顶部附近，并通过KHI产生湍流。湍流可以充当捕获区域和有效的加速器以提供高能电子，其通过逆康普顿机制将软X射线（SXR）光子散射成HXR光子。本文重点讨论了在这种新的情况下，KHI的触发和由此产生的湍流。我们进行了参数调查，以调查必要的成分，以获得通过相互作用的色球蒸发流的KHI。当在环顶点产生湍流时，在速度和磁场起伏谱中可以发现一个指数为-5/3。KHI的发展和湍流的产生受控于色球足点的能量沉积量及其能量沉积的时间尺度，但M级耀斑的典型值通常显示KHI的发展。能量沉积的不对称性决定了湍流产生的位置，合成的SXR光变曲线显示出与KHI产生的涡流模式的晃动运动相关的明确的周期性信号。
2018-09-07 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
What are the Sources of Solar Energetic Particles? Element Abundances and Source Plasma Temperatures
50年来，我们一直在热烈讨论哪些太阳高能粒子（SEP）在耀斑中被加速，哪些被日冕物质抛射（CME）从太阳中驱逐出的冲击波加速。大的“渐进”SEP事件与冲击加速的关联得到SEP的广泛空间分布和粒子延迟加速的支持。这些渐变事件中元素的相对丰度是对周围日冕中元素相对丰度的测量，与光球中元素相对丰度的不同之处在于元素的第一电离势（FIP）的广泛观测函数。SEP事件，我们称之为“脉冲”，传统的“3 He丰富”的事件与增强重元素丰度，与III型射电暴，耀斑，和狭窄的日冕物质抛射，他们选择性地填充通量管，线程本地化的源，他们适合新的粒子在细胞模型的磁重联上的开放场线发现太阳喷流。这些模型有助于解释从He到Pb的整个周期表中重元素的质荷比A/Q的幂（2 - 8）的强烈增强。对A/Q随温度变化的研究表明，脉冲SEP事件中的源等离子体必须在2-4 MK范围内才能解释丰度的分布。这比在太阳耀斑的闭合环上看到的>10 MK的温度低得多。最近的研究A/Q依赖的增强或supplement从散射过程中运输显示源等离子体温度在逐渐SEP事件为0.8-1.6 MK的事件，即日冕等离子体的69%，24%的事件显示再加速脉冲事件的材料。
2015-10-20 astro-ph.SR
The Role of Inverse Compton Scattering in Solar Coronal Hard X-ray and Gamma-ray Sources
与太阳耀斑脉冲相有关的日冕硬X射线（HXR）和连续伽马射线源近年来重新引起人们的兴趣。他们已被解释为薄目标，非热韧致辐射发射。这种解释在某些情况下导致了相当极端的物理要求。例如，在一种情况下，源中的基本上所有电子都必须被加速到非热能，以解释日冕HXR源。在其他情况下，日冕连续伽马射线发射的极硬光子谱表明，电子能量分布的低能截止位于MeV能量范围内。在这里，我们认为逆康普顿散射（ICS）的作用作为一种替代的发射机制，在超和温和的相对论制度。众所周知，相对论电子是在强大的耀斑期间产生的;这些电子能够将软光球光子向上散射为HXR和伽马射线能量。以前被忽视的事实是，温和的相对论性电子，通常在各种大小的耀斑中产生更多的数量，可以向上散射EUV/SXR光子到HXR能量。我们还探讨ICS各向异性的电子分布，并表明，所产生的发射可以显着增强的各向同性的电子分布，有利于观看的几何形状。我们简要回顾了韧致辐射发射的结果，并重新考虑了非热韧致辐射或ICS将受到青睐的情况。最后，我们考虑了选择的日冕HXR和伽马射线事件，并发现在某些情况下，ICS是一个可行的替代发射机制。
2012-02-25 astro-ph.SR
Estimations of Elemental Abundances During Solar Flares Observed in Soft X-rays by the MinXSS-1 CubeSat Mission
本研究利用MinXSS-1立方星在软X射线波段观测的太阳耀斑数据，通过CHIANTI模型分析发现低FIP元素丰度在耀斑峰值时低于日冕值，与色球蒸发过程一致。
2023-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
External Inverse-Compton Emission from Low-Luminosity Gamma-Ray Bursts: Application to GRB 190829A
TeV的伽马射线暴（GRB）的探测为研究相对论冲击下粒子加速物理带来了新的机遇。最近，\hess望远镜观测到了来自附近低光度GRB 190829 A的甚高能量（VHE）辐射。后续观察，例如，Swift-XRT揭示了$\sim 10^3\rm~s$不寻常的耀斑活动，这可能是由一个长时间的中央发动机引起的。结果表明，在H.E.S.S.观测时间自然产生于外部逆康普顿（EIC）场景，其中由耀斑或其他后期耗散提供的种子光子被外部前向冲击加速的非热电子上散射为VHE能量。我们的计算表明，EIC耀斑几乎与晚瞬发耀斑重合，但延长的时间比晚瞬发耀斑的持续时间长$\sim3-4$倍。在我们的模型中使用的首选动能和初始洛伦兹因子分别是$\sim 10^{52}\rm~erg$和$\sim 20$。了解低光度伽玛暴VHE辐射的机制有助于我们对外流和中央引擎活动的性质以及粒子加速机制进行约束。
2021-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of temporal and spectral characteristics of the X-ray emission from solar flares
利用太阳X射线谱仪（SOXS）对2003-2011年期间观测到的60次$\ge$ C级耀斑的X射线辐射进行了时间和光谱分析。我们分析了Si和CZT探测器分别在四个和三个能带中观察到的X射线发射。耀斑的强度分布中的峰的数目在1和3之间变化。我们发现中度的相关性（R $\simeq$ 0.2）之间的上升时间和耀斑的第一个峰值的峰值通量，无论能量带，这是它的能量无关的性质的指示。耀斑区的磁场复杂度与耀斑的上升时间呈反相关（R=0.61），与耀斑的峰值通量呈正相关（R=0.28）。在给定的能带中的X射线发射的峰值与在25-30 keV中的峰值之间的时间延迟随着能量的增加而减小，这表明传导冷却在较低能量中占主导地位。对14个耀斑的340个光谱的分析表明，差分辐射测量（DEM）演化的峰值相对于温度演化的峰值滞后60-360 s，且滞后时间与耀斑的峰值通量成反比。我们的结论是，耀斑的时间和强度特性是依赖于能量以及活动区的磁场配置。
2018-04-19 astro-ph.SR
Impulsivity Parameter for Solar Flares
在太阳耀斑期间通常可以观察到三个阶段：耀斑前阶段、脉冲阶段和衰减阶段。在脉冲阶段期间，据信在磁场中存储的能量通过重联释放之后，电子和其它粒子被加速。太阳耀斑的冲动性是一种可量化的特性，它显示了这种初始能量释放发生的速度。它是通过冲动性参数来测量的，我们将其定义为冲动阶段的总持续时间的倒数。我们把后者作为耀斑最突出的非热辐射的原始宽度。我们使用三种不同的方法，对当前太阳活动周期24期间发生的48个M级事件的工作样本计算了这一可观察值。第一种方法考虑了所有的非热耀斑发射，并给出了非常准确的结果，而其他两种方法只覆盖固定的能量区间（30-40 keV和25-50 keV），并用于快速计算。我们提出了另一种方法来分类太阳耀斑根据其脉冲参数值，定义三种不同类型的脉冲，即，高，中，低。该分类系统与用于计算冲动性参数的方式无关。最后，我们展示了这个工具作为不同HXR生成过程的一个工具的相关性。
2016-02-12 astro-ph.SR
Chirality and magnetic configuration associated with two-ribbon solar flares: AR 10930 versus AR 11158
耀斑活动区磁场的结构特征是认识和预报太阳耀斑的关键之一。本文对发生在AR 10930和AR 11158中的两个X级双带耀斑的手征性和磁位形进行了比较分析。利用空间仪器观测了这两颗星的光球磁场，并基于非线性无力场模型计算了相应的日冕磁场。分析表明，两个AR中的电流主要分布在耀斑发生的主极性反转线（PIL）周围，且沿主极性反转线的磁手征（由无力因子$α$的符号表示）相反，即，AR 10930为左旋（$α<0$），AR 11158为右旋（$α>0$）。结果表明，在这两次耀斑爆发前，沿主PIL形成了显著的磁连通性（以共定域的强$α$和强电流密度分布为特征），而在耀斑爆发后，磁连通性被完全破坏。这两个断裂的磁连通分支与耀斑前的显著磁连通相结合，由于它们相反的手征性，在两个AR中构成了相反的磁位形，即，AR 10930中的Z形配置具有左手手性，AR 11158中的逆Z形配置具有右手手性。根据耀斑源区的手征性，可以将双带耀斑大致分为这两种磁结构。
2020-05-18 astro-ph.SR
RADYNVERSION: Learning to Invert a Solar Flare Atmosphere with Invertible Neural Networks
在太阳耀斑期间，据信在日冕中发生重联，随后快速能量传输到色球层。由此产生的强烈加热强烈扰动色球结构，并引起复杂的辐射流体动力学效应。解释太阳大气层的物理性质是太阳物理学中最具挑战性的任务之一。在这里，我们提出了一种新的深度学习方法，一种可逆的神经网络，通过反演Hα和Ca II λ8542中观测到的太阳线轮廓来理解耀斑太阳大气的色球物理。我们的网络是使用耀斑模拟从一维辐射流体动力学代码RADYN作为预期的大气和线轮廓。然后将该模型应用于M1.1太阳耀斑观测的单个像素，该观测是在耀斑爆发后用SST/CRISP仪器进行的。从观测中获得的倒置大气提供了在整个太阳大气中从0-10 Mm高度范围内的等离子体的电子数密度、温度和体积速度流的物理信息。密度和温度分布似乎与预期的大气响应一致，而体等离子体速度提供了产生宽谱线所需的梯度，同时也预测了耀斑加热的预期色球蒸发。我们的结论是，我们已经教我们的新算法的物理学的太阳耀斑根据RADYN，这可以自信地用于分析耀斑数据在这两个波长。该算法也适用于一系列反问题，提供极快（$\sim$ 10 μs）的反演样本。
2019-04-29 astro-ph.SR
Ion Traps at the Sun: Implications for Elemental Fractionation
为什么稀薄的太阳外层大气，或日冕，比下面的层热得多，仍然是太阳建模的最大挑战之一。日冕热结构的详细诊断来自极紫外（EUV）发射。EUV发射由处于各种电离状态的重离子产生，并且取决于这些离子的量以及等离子体温度和密度。任何元素在空间分布的不均匀性或时间的变化都会影响日冕的热诊断。在这里，我们从理论上预测电离的化学元素浓度在某些地区的太阳大气中，那里的电流是向上的。然后，我们检测这些地区的观测，通过比较电流密度与EUV亮度在一个活跃的地区。我们发现在具有正电流密度而不是负电流密度的区域中EUV亮度显著过量。因此，我们报告的观测发现，大量的重离子浓度载流磁通量管，这可能有重要的意义，在太阳日冕中的元素分馏被称为第一电离势（FIP）的影响。我们把这种重离子集中的区域称为“离子阱”。“这些陷阱保持增强的离子水平，直到它们被耀斑破坏，无论大小。
2018-03-07 astro-ph.SR
The Link Between Non-Thermal Velocity and Free Magnetic Energy in Solar Flares
研究结合Hinode/EIS光谱观测与HMI磁图的NLFFF外推，发现两次X级耀斑中非热速度与自由磁能在短时间尺度上呈反比，表明非热展宽更可能受Alfvén波和湍流影响。
2024-01-15 astro-ph.SR
An MHD Model of the December 13 2006 Eruptive Flare
本文采用三维MHD模拟方法，定性模拟了2006年12月13日日本日出（Hinode）卫星观测到的新出现的δ黑子区NOAA 10930的爆发性耀斑的日冕磁场演化。模拟成立，我们驱动器的出现，东西向的磁通量绳在较低的边界到一个预先存在的日冕场建造的SOHO/MDI全磁盘磁图在2006年12月12日20：51：01 UT。由此产生的日冕磁绳嵌入在周围的日冕磁场中，首先进入准静态上升阶段，然后经历动态喷发，磁绳空腔的前缘加速到约830 km/s的稳定速度。喷发前的日冕磁场显示出与日出软X射线观测中所见的磁连通性以及反S形X射线S形的发展定性一致的形态。我们研究了爆发磁通绳的性质和后重联环的形态，并将它们与观测结果进行了比较。
2011-09-16 astro-ph.SR
Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022
本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。
2023-11-04 astro-ph.SR
An Interpretation of Flare-Induced and Decayless Coronal-Loop Oscillations as Interference Patterns
我们提出了另一种模型的冠环振荡，认为波被困在一个二维波导形成的整个拱廊的场线。这与标准的一维模型不同，一维模型将波视为可见的场线束的共振振荡。在我们的二维模型的框架内，两种类型的振荡已被观测确定，耀斑引起的波和“无衰减”的振荡，都可以归因于MHD快波。信号的两个分量的不同仅仅是因为产生它们的源的持续时间和空间范围。耀斑引起的波动是由强的局部化源产生的短持续时间，而无衰减的背景可以激发一个连续的，随机的源。此外，从局部的短持续时间源产生的振荡信号可以被解释为由已经通过波导行进各种路径长度的不同路线的波产生的干涉条纹的图案。所得到的条纹的振幅随时间以平方根倒数的依赖性缓慢衰减。干涉图样的细节取决于拱廊的形状和阿尔文速度的空间变化。这种波分量的快速衰减以前被归因于从共振振荡中去除能量的物理阻尼机制，它是干涉过程的自然结果，而不需要局部耗散。
2013-12-06 astro-ph.SR
