Spectral Irradiance Variability in Lyman-Alpha Emission During Solar Flares
本研究利用SORCE/SOLSTICE和RHESSI观测两个M级耀斑，发现Lyα谱线增强与HXR爆发相关，红色不对称源于色球蒸发，蓝色不对称与丝状物喷发有关，增进了对耀斑期间Lyα光谱变化的理解。
2025-04-24 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
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Improving Solar EUV Irradiance Modeling with Differential Emission Measure Informed Spectra
University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学环境科学研究合作研究所）；NOAA National Centers for Environmental Information（美国国家海洋和大气管理局国家环境信息中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁先进技术中心）；Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation（联邦科学与工业研究组织）
研究太阳极紫外（EUV）辐照度建模问题，采用结合基于物理的微分发射量（DEM）前向建模与传统代理相关方法的混合模型，结果表明该模型提升了耀斑条件下的精度。
2026-07-07 astro-ph.SR
Measurements and Modeling of Total Solar Irradiance in X-Class Solar Flares
来自NASA太阳辐射和气候实验（SORCE）的总辐照度监测器（TIM）可以检测到太阳总辐照度（TSI）的变化，精度为2ppm，首次允许观测由于最大的X级太阳区域而引起的变化。这里提出的是一个强大的算法，用于确定TIM TSI测量中的辐射输出，在脉冲和渐进阶段，在伍兹等人（2006年）提出的四个太阳区域，以及2006年12月6日测量的一个额外的。这五个区域的两个阶段的辐射输出进行比较，真空紫外线（VUV）辐照度输出的耀斑辐照度光谱模型（FISM），以获得FISM VUV模型和TIM TSI数据输出之间的经验关系，以估计TSI辐射输出的其他八个X级区域。该模型为Emslie等人（2012年）研究中分析的太阳区域的热能量估计提供了基础。
2015-09-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Sun-as-a-Star Observation of Flares in Lyman α by the PROBA2/LYRA radiometer
在太阳光谱中最强的121.5 nm处的H i Lyman α太阳辐照度中，很少有耀斑信号的报道。PROBA 2上的LYRA辐射计观测到了几次耀斑，在其Lyman-α通道中发现了明确的信号。在这里，我们提出了一个简短的概述，这些意见，然后详细研究其中之一，M2耀斑，发生在2010年2月8日。对于这次耀斑，LYRA Lyman-α通道中的通量增加了0.6%，这大约是GOES软X射线通道中辐射能量的两倍，与He ii线30.4 nm处辐射的能量相当。莱曼-α辐射只占这个耀斑的总辐射能量的一小部分，它的白光连续谱被探测到。此外，我们还发现Lyman-α耀斑轮廓遵循渐变相位，但峰值出现在其他波长之前。这个M2耀斑非常局部化，并且具有非常短暂的脉冲相位，但是需要更多的统计数据来确定这些因素是否影响莱曼-α耀斑信号的存在，该信号足够强以出现在太阳辐照度中。
2012-10-08 astro-ph.SR
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
He I 10830 Å Dimming During Solar Flares, I. The Crucial Role of Non-Thermal Collisional Ionisations
虽然太阳耀斑的主要特点是强烈的宽带增强太阳辐射输出，某些谱线和连续，在理论上，将表现出耀斑诱导的调光。正氦He I $λλ10830$跃迁和He I D3跃迁的观测显示了这种变暗的证据，通常伴随着增强的发射。有人认为，氦的非热碰撞电离由电子束，其次是重组为orthohelium，是负责过度填充这些水平，导致更强的吸收。然而，在观测上还不可能排除正氦通过来自闪耀日冕的EUV辐照增强He I的光电离，然后再组合而过量填充的可能性。在这里，我们提出了非热电子束驱动耀斑的辐射流体动力学模拟，其中（1）包括非热碰撞电离的氦和日冕辐照度，（2）只包括日冕辐照度。覆盖由电子束沉积的总能量的范围和非热电子束低能量截止值的范围的模拟网格被模拟。为了获得耀斑引起的He I 10830Xe线的变暗，非热碰撞电离是必要的。这种效应在具有较大低能截止值的耀斑中更为突出，在较弱的耀斑和具有更平缓能量沉积时间尺度的耀斑中寿命更长。这些结果证明了正氦谱线发射作为耀斑能量输送诊断的有用性。
2021-05-23 astro-ph.SR
Solar Irradiance Reconstruction over the Telescopic Era Using a Revised Photospheric Magnetic Field Model
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）
本文基于物理模型SATIRE-T，利用改进的磁场演化描述，重建了过去四百年太阳总辐照度和光谱辐照度，结果与卫星测量一致，揭示了太阳辐照度长期变化趋势。
2026-03-05 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsation detected in Lyman-alpha emission during solar flares
研究了两次太阳耀斑期间莱曼α、X射线和极紫外辐射的准周期脉动（QPP），X级（SOL 2012 -01- 27 T）和C级（SOL 2016 -02- 08 T）。这些太阳耀斑期间的全天莱曼α和X射线通量由地球同步业务环境卫星上的极紫外传感器和X射线传感器记录。°是从大气成像组件测量的EUV图像定位的区域。QPP在光变曲线上表现为一系列规则的周期峰，其准周期性由整体小波谱和傅立叶功率谱确定。在X级耀斑的脉冲阶段检测到大约3分钟的准周期性，这可以解释为色球层中的声波（例如，Milligan et al. 2017）。有趣的是，在太阳耀斑的整个演化阶段，包括前兆阶段、脉冲阶段和渐变阶段，都发现了一个大约为1分钟的准周期。这是首次报道在太阳耀斑期间，特别是在耀斑前兆期间的莱曼α发射的1分钟QPP。这可以解释为磁重联的自振荡机制，如磁滴。
2020-03-04 astro-ph.SR
Hydrogen Lyman emission through the solar cycle
我们目前的观测和结果的辐射和辐照度的研究完成的SoHO-SUMER在过去的太阳周期。我们发现，在Ly-alpha辐照度的周期变化，例如UARS-SOLSTICE观察到的，不能解释安静的太阳辐射数据，并得出结论，解释必须与不同的太阳能功能的Ly-alpha辐射的差异和变化，在他们的分数分布在太阳周期。因此，我们研究了各种太阳特征中氢Ly-alpha线的发射-这是SUMER首次在磁盘上以全分辨率观察到的-以研究磁场对线轮廓和辐射分布的影响。我们还比较了准同时Ly-alpha和Ly-beta线配置文件。这种高分辨率的观测--不受地冠吸收的影响--以前从未完成过。
2010-02-18 astro-ph.SR
Observations of a solar flare and filament eruption in Lyman alpha and X-rays
我们的目标是描述1999年9月8日发生的耀斑和暗条喷射的外观和行为，这是由L-α中的TRACE以及Yohkoh软X射线望远镜和硬X射线望远镜观测到的。我们探讨了耀斑的能量学及其时空演化。对TRACE数据进行校正，以获得对纯L-α特征的更好估计。从TRACE响应函数的知识获得的L-α功率，和耀斑电子能量预算估计通过解释Yohkoh/HXT发射的碰撞厚目标模型的上下文中。
2009-09-25 astro-ph.SR
Lyman-alpha Variability During Solar Flares Over Solar Cycle 24 Using GOES-15/EUVS-E
中性氢的色球莱曼α线（\lya ; 1216）是太阳光谱中最强的发射线。众所周知，\lya \的波动会驱动行星大气的变化，尽管很少有仪器能够在太阳耀斑期间捕捉到快速增强的\lya \。在本文中，我们描述了耀斑相关的排放量通过统计研究的477 M-和X-级耀斑所观察到的EUV传感器上的第15地球同步业务环境卫星，一直在监测全磁盘太阳\lya \辐照度在10~s的时间尺度上的太阳周期24。绝大多数（95%）耀斑产生的\lya增强值比背景值高10%或更低，最大增加值为$\sim$ 30%。在某些情况下，\lya \的辐照度超过了1-8毫米X射线辐照度的两个数量级，尽管发现更靠近太阳边缘的耀斑表现出更少的\lya \增强。这种中心到边缘的变化是通过对一个X级耀斑的联合立体观测来验证的，从地球上看，这个耀斑出现在边缘附近，但从火星轨道上的MAVEN航天器看，它靠近圆盘中心。发现峰值\lya \的频率分布具有幂律斜率$2.8\pm0.27$。我们还表明，增加的\lya \通量密切相关的感应电流在电离层E层通过检测的太阳耀斑效应所观察到的Kakioka磁强计。
2020-06-04 astro-ph.SR
Nowcast of an EUV dynamic spectrum during solar flares
除了X射线，太阳耀斑辐射的极紫外线（EUV）也会造成严重的问题，如通信故障和卫星阻力。因此，预测耀斑期间EUV动态光谱的方法是迫切需要的。然而，由于缺乏仪器，最近很少观察到EUV动态光谱。因此，我们开发了一种新的方法，通过使用太阳动力学天文台/大气成像组件图像，数值模拟和原子数据库，将大耀斑事件期间观察到的软X射线光变曲线转换为EUV动态光谱。该模拟提供了一个由强耀斑加热的日冕环的解决方案，原子数据库计算其动态光谱，包括X射线和EUV辐照度。转换所需的系数可以通过比较所观察到的软X射线光变曲线与模拟计算。我们将我们的新方法应用于2017年9月6日在活动区域12673发生的三次耀斑。结果表明，耀斑辐照度光谱模型的相似之处，并重建了一些极紫外线观测到的太阳动力学天文台的极紫外线变率实验的峰值。
2020-05-13 astro-ph.SR
The GOES-R EUVS Model for EUV Irradiance Variability
地球静止业务环境卫星R（GOES-R）系列的四颗卫星是下一代NOAA GOES卫星。一旦进入轨道并投入使用，它们将被重新命名为GOES 16 - 19，在2035年之前进行关键的地面和空间天气测量。GOES 16号和17号分别于2016年和2018年发射，目前已在轨运行。GOES-R卫星包括极紫外和X射线辐照度传感器（EXIS）仪器套件，该仪器套件使用极紫外传感器（EUVS）仪器测量25至285 nm之间的8条线或波段的校准太阳辐照度。EXIS还包括X射线传感器（XRS）仪器，该仪器可在传统的GOES波段测量太阳软X射线辐照度。EUVS测量值被用作EUVS模型的输入，EUVS模型是一个用于空间天气操作的太阳光谱辐照度模型，它以30秒的节奏预测从5 nm到115 nm的22个5 nm宽间隔和从117到127 nm的一个10 nm宽间隔的辐照度。一旦全面运行，NOAA将分发EUVS模型辐照度，延迟时间为1分钟，作为主要的空间天气数据产品，从而开创一个快速传播和测量连续性极紫外辐照度光谱的新时代。本文介绍了EUVS模型的算法，数据来源，校准方法和相关的不确定性。典型的模式（相对）不确定性小于$\sim$ 5\ %的可变性在时间尺度超过6小时，和$\sim$ 25\ %的太阳耀斑引起的可变性。绝对不确定度（源自用于校准EUVS模型的仪器）为$\sim$ 10\ %。模型结果的例子都在每日和…
2019-11-20 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
A systematic study of hot O production and escape from Martian atmosphere in response to enhanced EUV Irradiance from Solar Flares
本研究基于2017年9月10日太阳耀斑，系统分析了增强的极紫外辐射对火星热氧产生与逃逸的影响，发现逃逸通量随耀斑强度先增后减，且能量耗散过程在长时间尺度上对逃逸率有显著作用。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Lyman Continuum Observations of Solar Flares Using SDO/EVE
极紫外线变率实验的目的是在极紫外线中观测太阳作为恒星的情况;多年来，这一波长范围的光谱一直无法分辨。它提供了大量关于太阳耀斑的数据，也许最独特的是关于氢的高节奏和中等光谱分辨率的莱曼光谱。本文分析了六次太阳耀斑的莱曼连续谱（LyC）观测及其时间演化。通过拟合的前耀斑和耀斑多余的光谱与黑体函数，我们表明，色温来自LyC的斜率揭示了温度超过10 $^{4}$ K在研究的六个事件，增加了几千开尔文以上安静的太阳值（通常$\sim$ 8000-9500 K）。在2017年9月6日的X9.3耀斑中，这一数值高达17000 K。使用这些温度值，并假设燃烧面积为10 $^{18}$ cm $^{2}$，计算氢偏离系数的估计值$b_1$。发现$b_1$从宁静太阳的10 $^{2}$-10 $^{3}$下降到耀斑期间的1左右。这意味着LyC是光学厚的，并在耀斑期间在局部热力学平衡中形成。它也是从一个相对较薄（$\lesssim$ 100公里）的壳层中发出的，该壳层形成于比静止的太阳大气层更深、更致密的层中。我们表明，在时间覆盖和分辨率方面，EVE给出了一个更全面的图片的色球层的耀斑能量输入的响应相对于天空实验室/哈佛大学天文台空间分辨观测的20世纪70年代。
2018-10-25 astro-ph.SR
On the variation of the scaling exponent of the flare fluence with temperature
太阳耀斑导致所有波长的太阳辐照度增加。虽然在日冕辐射中观测到的耀斑通量的分布已被广泛研究，并发现其比例为f（E）~ E^{-α}，α略低于2，但对色球谱线中耀斑通量的分布知之甚少。我们使用SDO/EVE仪器以10 s的节奏观测到的太阳辐照度测量值来研究标度指数是否依赖于线的形成区域（或温度）。我们分析了自EVE观测开始（2010年5月）以来C1级以上的所有耀斑，以确定覆盖大范围温度的16条谱线中的耀斑通量分布，其中有几条以前没有研究过。我们的结果表明，PDF的标度指数随温度的变化有一个小的下降趋势，从较低温度（几个10^4 K）的2以上下降到热日冕发射（几个10^6 K）的1.8左右。然而，因为较冷的线也具有较小的对比度，所以我们不能排除这种行为是由这些线的较小耀斑包括更多噪声引起的。我们讨论的方法及其局限性，并尝试性地将这种可能的趋势与耀斑期间色球层和日冕加热的不同机制联系起来。
2015-10-07 astro-ph.SR
The Lyman-alpha Emission in Solar Flares. I. a Statistical Study on Its Relationship with the 1--8 Å Soft X-ray Emission
本文统计研究了{ \em Geostationary Operational Environmental Satellite}在2006- 2016年期间观测到的658个M级和X级太阳耀斑的莱曼α（\lya）和1- 8 μ m软X射线（SXR）辐射之间的关系。根据这两个波段辐射的峰值时间，我们将耀斑分为三种类型。I（III）型在\lya \发射中的峰值时间早于（晚于）SXR发射中的峰值时间，而II型在\lya \和SXR发射之间具有几乎相同的峰值时间（在10 s的时间分辨率内）。在这658个耀斑中，I型耀斑505个（76.8%），II型耀斑10个（1.5%），III型耀斑143个（21.7%），这三种类型与耀斑持续时间、耀斑位置和太阳活动周期无关。这三种耀斑的\lya \发射除了主峰外，还存在一些次峰，这些次峰可以出现在耀斑的脉冲或渐变阶段。研究发现，\lya \的主峰（Ⅰ型）和次峰（Ⅲ型）发射在脉冲相位时基本遵循Neupert效应。这表明这种\lya \发射与非热电子束加热有关。而出现在渐变阶段的\lya \的主峰（对于III型）和次峰（对于I型）发射被认为主要由冷却的热等离子体贡献。
2020-09-22 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
On the Importance of Ca II Photoionisation by the Hydrogen Lyman Transitions in Solar Flare Models
利用辐射-流体动力学模拟对太阳耀斑观测数据进行正演是了解这些爆发事件期间能量沉积和大气演变的常用技术。由于Ca II 854.2 nm在色球层中形成且具有很大的可变性，因此该过程的常见谱线选择为Ca II 854.2 nm。重要的是要确保这条线是准确建模，以获得正确的解释观察。在这里，我们调查的重要性，光电离的钙II钙III的氢莱曼过渡，而莱曼连续通常被认为是在这种情况下，在模拟中，相关的束缚-束缚过渡。本次调查使用两个RADYN耀斑模拟和重新处理的辐射转移使用Lightweaver框架，占所有活跃的过渡重叠。钙II 854.2 nm线的轮廓被发现显着变化，由于光电离的莱曼线，显示出显着不同的形状，甚至反向不对称。最后，我们调查在何种程度上这些影响修改的能量平衡的模拟和未来的辐射流体动力学模拟的影响。有被发现是一个10-15%的变化，详细的光学厚的辐射损失，考虑这些光电离效应的钙线在两个模拟，证明了考虑这些影响的重要性，在一个自洽的方式。
2021-07-23 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
Improving Solar Flare Soft X-ray Classification With FOXES: A Framework For Operational X-ray Emission Synthesis
Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Graz（格拉茨大学）；NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家科学基金会国家大气研究中心）；The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Quantellia LLC（Quantellia有限责任公司）
本文提出FOXES框架，利用视觉Transformer将EUV空间分辨观测转化为SXR辐射预测，提升太阳耀斑分类精度，实现空间分辨的耀斑检测。
2026-04-12 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Spectral Irradiance Observations of Transiting Active Regions
主要的太阳耀斑容易发生在与大型、复杂、动态演变的太阳黑子相关的活动区大气中。这表明不仅在可见光中而且在紫外线和X射线中监测星点的演变对于了解恒星耀斑的起源和发生的重要性。为此，我们使用各种全盘面天气观测资料，对不同类型的凌日活动区进行了光谱辐照度分析。目标事件是一个孤立的太阳黑子，一尘不染的plage，并在长期安静的太阳条件下，从过去的十年中选择新兴的通量。结果表明，当黑子位于中央子午线时，可见光连续谱和太阳总辐照度变暗，而在太阳边缘附近变亮，对色球层敏感的紫外波段与光球层总无符号磁通量的变化有很好的相关性; EUV和软X射线的振幅随着特征温度的增加而增加，其光变曲线是平顶的，这是由于它们对光学薄日冕的敏感性;过境的无斑在可见光辐照度下不显示变暗，而新兴的通量在中央子午线周围的所有光变曲线中产生不对称。这里描述的多波长太阳作为一颗恒星的研究表明，日冕和光球光变曲线之间的这种时间滞后有可能探测恒星黑子上方日冕磁场的范围。此外，对过渡区温度敏感的EUV波长有时会显示出反相变化，这可以用于诊断星点周围的等离子体。
2020-08-10 astro-ph.SR
On the Instrumental Discrepancies in Lyman-alpha Observations of Solar Flares
本研究对比多台仪器对3个M级太阳耀斑的莱曼α观测结果，发现相对流量差异极小，但对比度、超额流量和能量差异最高达5倍，为后续多仪器耀斑莱曼α研究提供参考。
2024-11-01 astro-ph.SR
Formation Of The Lyman Continuum During Solar Flares
莱曼连续统（LyC; $<911.12$（$<911.12$）在平静太阳的色球层顶部形成，使LyC成为探测太阳耀斑期间色球层等离子体的有力工具。为了了解耀斑期间色球层中非热能沉积的影响，我们分析了来自场对准辐射流体动力学模型网格的LyC剖面，该模型是使用RADYN代码作为F-CHROMA项目的一部分生成的。LyC的光谱响应，氢的偏离系数，$b_1$，和色温，$T_c$，响应于一系列的非热电子分布函数的时间演化，进行了研究。在太阳耀斑期间，LyC强度增加了4-5.5个数量级，对光束的非热电子通量的响应最强烈。一般来说，在太阳耀斑期间，$b_1$从$10^2$ - $10^3$减少到接近1，表明与当地条件的耦合更强，而$T_c$从$8$ - $9$ kK增加到$10$ - $16$ kK。当$b_1$处于最小值时，发现$T_c$近似等于等离子体的电子温度。光学厚和光学薄组件的LyC被发现与最近的观测解释。在耀斑期间，与静止期相比，光学厚层在色球层中形成得更深，而光学薄层由于色球层蒸发而在更高的高度形成，在低温，高密度区域向上传播。我们把这些结果放在当前和未来任务的背景下。
2023-01-04 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
The Response of the Lyman-Alpha Line in Different Flare Heating Models
太阳Ly $α$谱线是紫外波段最强的谱线，在太阳耀斑期间会大大增强。在这里，我们提出了不同的加热模式下的太阳耀斑的辐射流体动力学模拟，并考虑到氢的非平衡电离和部分频率重新分布计算这条线的响应。我们发现，在非热加热模型中，Ly $α$线可以显示红色或蓝色的不对称性，分别对应于色球蒸发或冷凝。如果电子束通量足够大以产生显着的色球凝结区域，则不对称性可能从红色变为蓝色。在Ly $α$强度光变曲线中，当不对称性发生变化时，出现一个凹陷。在热模型中，Ly $α$线强度迅速达到峰值，然后下降，并且该轮廓具有整体红色不对称性，这与由软电子束加热的轮廓相似。Ly $α$曲线在热加热结束时显示出单一的红色峰，并且在非常小的高度范围内形成了整条线。
2019-05-30 astro-ph.SR
Extremely Large EUV Late Phase of Solar Flares
极紫外光变率实验（EVE）在太阳耀斑期间观测到的Fe XVI 33.5 nm谱线辐照度的第二个峰值被称为极紫外光（EUV）晚期相。我们之前的论文（Liu et al. 2013）发现，晚期阶段的主要排放来自与后耀斑环（PFL）密切相关但不同的大规模环弧，我们还提出，没有额外加热的长期冷却过程可以解释晚期阶段。在本文中，我们定义了极大的后期阶段，因为它不仅在温暖的33.5辐照度轮廓中具有更大的峰值，而且比主阶段释放更多的EUV辐射能量。从三个角度对极紫外图像进行了详细的分析，发现除了后期的相位环弧外，后期的巨大相位弧的贡献主要来自于一个未喷发的热结构。这种热结构被认为是一个通量绳，它很快被耀斑重联所激励，然后在渐变阶段持续产生热能。未喷发的磁通绳与附加加热一起与后期环路拱廊一起产生了极大的EUV后期。
2015-04-21 astro-ph.SR
Observational Analysis of Lyman-alpha Emission in Equivalent Magnitude Solar Flares
本研究通过分析3次等M3级耀斑的多卫星联合观测数据，发现X射线强度相同的耀斑Lyα响应差异显著，谱指数更硬的耀斑Lyα增强更强，且FISM2模型存在低估现象，为空间天气研究和第25太阳周观测解读提供参考。
2023-07-24 astro-ph.SR
Empirical relations between the intensities of Lyman lines of H and He$^+$
主要紫外线和极端紫外线谱线之间的经验关系是色球和日冕光谱辐射和辐照度模型的输入之一。它们也需要用于解释太阳轨道飞行器任务的一些观测结果。我们的目标是确定HI 121.6 nm和HeII 30.4 nm莱曼$α$线的强度之间的经验关系。来自色球莱曼阿尔法分光偏振计和多极紫外成像仪探空火箭的121.6纳米图像与来自EIT和AIA轨道望远镜的30.4纳米同步图像进行了配准，以便得出强度之间的空间分辨关系。我们已经得到了HI 121.6 nm和HeII 30.4 nm强度之间的关系，这是有效的太阳的功能，强度和活动水平的范围很广。额外的SUMER数据允许推导出HI 102.5 nm（Ly $β$）和HeII 30.4 nm谱线之间的另一种关系，用于安静的太阳区域。我们结合这两个关系，以获得一个赖氨酸$α$ /赖氨酸$β$强度比，这是以前发表的几个结果相媲美。HI 121.6nm和HeII 30.4nm谱线之间的关系与以前用辐照度数据得到的关系一致。我们还观察到，这种关系在时间上是稳定的，但其精度取决于观测的空间分辨率。推导出的Ly $α$ /Ly $β$强度比也与以前的结果是兼容的。
2022-01-05 astro-ph.SR
New Solar Irradiance Measurements from the Miniature X-Ray Solar Spectrometer CubeSat
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS）CubeSat的目标是探索静止太阳、活动区域和太阳耀斑期间软X射线发射的能量分布，并模拟对地球电离层和热层的影响。在SXR范围内（0.1 - 10 keV）发射的能量可以变化超过100倍，但我们在SXR中的光谱测量有限，以准确地量化这种变化的光谱依赖性。MinXSS主要科学仪器是Amptek，Inc. X123 X射线光谱仪，能量范围为0.5- 30 keV，标称能量分辨率为0.15 keV。已经建立了两个飞行模型。第一个是MinXSS-1，自2016年6月9日以来一直在进行科学观测，并观察到了许多耀斑，包括40多个C级和7个M级耀斑。这些SXR光谱测量比宽带SXR观测具有优势，例如提供导出日冕等离子体的多温度成分和元素丰度的能力，提高辐照度精度，以及作为行星电离层模拟输入的更高分辨率光谱辐照度。在2016年7月23日的M5.0耀斑期间获得的MinXSS光谱突出了这些优势，并表明在耀斑期间元素丰度似乎从主要的日冕到更多的光球变化。MinXSS-1观测结果与地球同步业务环境卫星（GOES）X射线传感器（XRS）测量的SXR辐照度和估计的电晕温度进行了比较。此外，建议改进GOES XRS数据的校准。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Active Region Irradiance During Quiescent Periods: New Insights from Sun-as-a-star Spectra
太阳活动区（AR）在静止期通常辐射多少能量？这是耀斑和AR的储存和释放模型的一个基本问题，但它目前的观测回答得很差。在这里，我们使用的“太阳作为一个点源”光谱的EUV变化实验（EVE）的太阳动力学天文台（SDO）提供一个新的估计辐射能量损失的不断发展的活动区域。虽然EVE为AR分析提供了出色的光谱（5- 105 nm）和温度（2- 25 MK）覆盖范围，但据我们所知，由于缺乏空间分辨率和源混淆的可能性，这些数据尚未用于此目的。在这里，我们提出了一个解决这个问题的方法。我们分析EVE数据的时间序列，当只有一个大的AR 11520存在于磁盘上。通过减去安静的太阳背景，我们估计的辐射贡献在EUV从AR单独。我们估计的平均AR辐照度和累积AR辐射能量损失在1- 300 A和天文标准ROSAT-PSPC，3- 124 A，通带和比较这些通过光球的磁能注入率，和太阳周期光度的变化。我们发现，虽然AR辐射能量损失是~100倍小于典型的磁能注入率在光球，他们是一个数量级较大或类似的热辐射能量与大耀斑。这项研究是第一个使用EVE太阳作为恒星观测的AR热特性的详细分析，为其他恒星的AR研究打开了大门。
2020-08-06 astro-ph.SR
Soft X-ray Pulsations in Solar Flares
太阳耀斑的软X射线辐射主要来自明亮的日冕环，其温度通常是耀斑过程中达到的最高温度。它们的普遍存在导致它们被用作耀斑发生和能量的标准测量，尽管绝大多数的总耀斑能量都在其他地方。最近，Dolla等人（2012年）注意到X级耀斑SOL 2011 -02-15的软X射线特征中的准周期脉动（QPP），这是通过GOES（地球同步运行环境卫星）航天器的标准光度数据观测到的。在本文中，我们分析了这种分析的GOES数据的适用性，并发现他们是普遍有价值的2010年9月后（GOES-15）。然后，我们将Dolla等人的结果扩展到第24周X级耀斑的完整列表，并表明其中大多数（80%）在脉冲相中显示QPP。利用辐照度差异的时间序列（2秒采样的数字时间导数），脉动在GOES数据的两个通道中清晰地显示出来。我们部署不同的技术来表征GOES脉动的周期性，考虑到耀斑信号的红噪声特性，为每个事件找到一系列QPP的特征时间尺度，但通常没有强有力的单一周期的信号在功率谱中占主导地位。QPP也可能在后来的渐进阶段出现在更长的时间尺度上，可能具有更大的相干趋势，但GOES差异数据中大辐照度值（X级耀斑）的采样噪声使这些变得更加不确定。我们发现，有最小的相位差之间的差异GOES能量通道，或它们之间的硬X射线的变化在短的时间尺度。在脉冲相期间，新形成的耀斑环的足点也可能对观测到的软X射线变化有贡献。
2015-05-13 astro-ph.SR
Magnitudes and Timescales of Total Solar Irradiance Variability
太阳的净辐射输出在几分钟到十亿年的时间尺度上变化。直接测量的太阳总辐照度（TSI）显示的变化，在空间和光谱集成的辐射能量的时间尺度短至分钟，只要一个太阳周期。在几分钟内的~ 0.01%的变化是由对流和振荡的叠加引起的，在罕见的情况下，非常大的太阳耀斑会导致稍微更大的可测量信号。在几天到几周的时间尺度上，光球磁活动的变化对太阳亮度的影响约为0.1%。11年的太阳活动周期显示出相当的变化幅度，辐照度在太阳活动最大值附近达到峰值。由于受到仪器稳定性和空间记录持续时间相对较短的限制，长期变化较难辨别。根据太阳表面磁活动的指标，如太阳黑子、光斑和宇宙成因同位素记录，对太阳辐照度的历史重建表明，太阳亮度在几十年到几千年之间会发生变化，尽管这些变化的幅度由于它们所依赖的间接历史记录而具有很高的不确定性。恒星演化影响更长的时间尺度，并对最大的太阳变化负责。在这份手稿中，我总结了太阳的变化幅度在不同的时间制度，并讨论了辐照度记录的太阳和气候研究的相关性，以及探测太阳系外行星凌日类恒星。
2016-07-01 astro-ph.SR
Detection of 3-Minute Oscillations in Full-Disk Ly$α$ Emission During A Solar Flare
在这封信中，我们报告了在太阳耀斑期间，在盘积分EUV辐照度观测中检测到色球3分钟振荡。对2011年2月15日X级耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）的莱曼α（来自GOES/EUVS）和莱曼连续谱（来自SDO/EVE）发射的去趋势小波分析显示，在耀斑的主相期间存在$\sim$ 3分钟的周期。这种辐射的形成温度将这种辐射定位于耀斑的色球足点，在SDO/AIA 1600和1700通道中也发现了类似的行为，这些通道由色球连续体主导。这意味着色球层在其声学截止频率下动态地响应能量的脉冲注入。由于在RHESSI数据中，在硬X射线能量（50-100 keV）下没有发现3分钟周期，因此我们可以说，这种3分钟振荡不依赖于非热电子的振荡速率。然而，在硬X射线和色球层发射中发现的第二个120秒的周期与2分钟时间尺度上的偶发电子振荡一致。我们对3分钟振荡的发现表明，色球机械能应包括在耀斑能量预算中，莱曼α线的波动可能会影响高活动期间行星大气的组成和动力学。
2017-09-26 astro-ph.SR
Reconstruction of total and spectral solar irradiance from 1974 to 2013 based on KPVT, SoHO/MDI and SDO/HMI observations
太阳总辐照度和光谱辐照度是评估太阳对地球气候变化影响的关键参数。我们提出了使用SATIRE-S模型从1974年到2013年获得的每日太阳辐照度的重建，该模型基于KPVT，SoHO/MDI和SDO/HMI的全圆盘观测。SATIRE-S将太阳辐照度在大于一天的时间尺度上的变化归因于光球磁性。太阳光谱重建从明亮的磁功能和太阳黑子的日常数据中使用这些磁结构的模拟强度谱的表观表面覆盖。我们交叉校准了各种数据集，协调了模型输入，以产生一个一致的时间序列作为输出。该模型复制了92%的PMOD TSI复合材料的变化，包括1996年和2008年太阳活动周期最低点之间的长期下降。该模型还再现了观测到的莱曼α辐照度和镁II指数的变化。UARS和SORCE飞行任务的紫外线太阳辐照度测量值在开始表现出不一致的旋转和周期性变率之前，在约180 nm处是相互一致的，这表明仪器效应尚未得到解决。结果，模型和测量之间的一致性在该波长以上开始恶化。与早期的类似调查一样，重建无法重现SORCE/SIM SSI的总体趋势。我们认为，从缺乏明确的太阳活动周期调制SIM记录和仪器和TSI记录的总通量之间的不一致，不明仪器的趋势是存在的。重建结果与多个来源的观测结果一致，证明了其有效性。它还提供了进一步的证据，证明光球磁性是太阳辐照度在大于一天的时间尺度上变化的主要驱动力。
2015-07-05 astro-ph.SR
Reconstruction of spectral solar irradiance since 1700 from simulated magnetograms
我们使用SATIRE-T2（望远镜时代版本2的光谱和总辐照度重建）模型重建了自1700年以来的光谱太阳辐照度。这个模型使用的输入磁图模拟与表面通量输运模型美联储与半合成记录新兴的太阳黑子群。我们利用太阳黑子群出现的性质（如纬度、面积和倾角）与太阳黑子周期强度和相位之间的统计关系，从1700年开始制作半合成的太阳黑子群记录。将半合成记录输入表面通量传输模型，以获得每日模拟磁图，该磁图绘制了活跃区域（太阳黑子和光斑）的磁通量分布及其在太阳表面的衰变产物。出现在短暂的地区的磁通量分别占的基础上的概念，其长度和幅度的太阳黑子周期，通过太阳黑子的数量。每个表面组件（太阳黑子、光斑和网络以及短暂区域）中的磁通量被用来计算1700年至2009年之间的光谱和总太阳辐照度。这种重建的目标是几个月或更长的时间尺度，尽管模型返回每日值。我们发现，SATIRE-T2除了再现其他相关的观测，如总磁通量，重建总太阳辐照度（TSI）的时间尺度为几个月或更长的时间与PMOD复合观测，以及重建开始于1878年的基础上RGO-SOON数据。该模型预测，从1700年到现在，TSI将增加1.2[+0.2，-0.3] Wm-2。光谱辐照度重建与UARS/SUSIM测量以及Lyman α复合物吻合良好。
2016-04-10 astro-ph.SR
First Detection of Solar Flare Emission in Middle-Ultraviolet Balmer Continuum
我们提出的第一个探测太阳耀斑发射的中紫外波长约2000 A的通道2的大收益率辐射计（LYRA）板载的PROBA 2任务。耀斑（SOL 20170906）也在LYRA通道1中观测到，中心位于1216 A的H I Lyman-α线，在两个通道中都显示出明显的非热轮廓。通道2中的耀斑辐射与加热到10000 K的光学薄色球板产生的氢巴耳末连续谱辐射一致。在通道1和通道2中同时观测，可以将线发射（主要来自莱曼-α线）与巴尔末连续谱发射分离。再加上IRIS最近探测到的近紫外区巴耳末连续谱发射，LYRA观测加强了对宽带耀斑发射的解释，即起源于色球层的氢复合连续谱。
2018-10-23 astro-ph.SR
The Lyman-alpha Emission in Solar Flares. II. A Statistical Study on Its Relationship with the White-light plus Soft X-ray Emission
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）
本文通过统计分析69个白光耀斑，探讨了Lyman-alpha、软X射线和白光连续谱之间的关系，发现Lyman-alpha和白光的上升时间相似且相关，且其辐射能量与持续时间呈正幂律关系。
2026-03-24 astro-ph.SR
First Results for Solar Soft X-ray Irradiance Measurements from the Third Generation Miniature X-Ray Solar Spectrometer
本文报告第三代MinXSS（DAXSS）在INSPIRESat-1上的首批太阳软X射线观测结果，聚焦2022年4月24日的掩星实验和多个耀斑，发现元素丰度降低在耀斑脉冲阶段最大，表明色球蒸发与耀斑温度和强度相关。
2023-07-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Far-ultraviolet flares and variability of the young M dwarf AU Mic: a non-detection of planet c in transit at Lyman-alpha
本研究通过HST/STIS观测年轻M矮星AU Mic外行星c的凌星，在莱曼α波段未探测到其逃逸大气，并强调恒星变率及光电离与恒星风双重影响对大气逃逸观测和建模的关键作用。
2025-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar White-Light Flares Observed by the White-light Solar Telescope of the Lyman-alpha Solar Telescope on the Advanced Space-based Solar Observatory (ASO-S/LST/WST) at 360 nm
本文基于ASO-S/LST/WST在360 nm波段的观测，统计研究了205个M1.0级以上耀斑中的49个白光耀斑，揭示了其发生率随耀斑级别增大而升高，并系统分析了白光增强、持续时间、增亮面积及其与软X射线流量的相关性，证实了诺伊珀特效应和临边增强现象。
2024-01-14 astro-ph.SR
Evolution of the Solar Lyman-Alpha line profile during the solar cycle
最近由星际边界探测器（IBEX）观测到的星际中性（ISN）氢的研究表明，目前对日光层中作用于氢原子的辐射压力的理解应该修改。使用Tarnopolski等人2009年（TB 09）目前使用的太阳莱曼α轮廓模型对ISN H信号的理论预测与IBEX-Lo观测到的ISN H信号之间存在显著差异。我们开发了一个新的太阳莱曼α轮廓演化模型，该模型考虑了Lemaire等人2015（L15）提供的SUMER/SOHO的全圆盘太阳莱曼α轮廓的所有可用观测，几乎涵盖了整个第23个太阳周期。该模型有三个组成部分，再现了不同的特征。在色球层中产生的发射线的主要形状由kappa函数建模;由于过渡区中的吸收而引起的中心反转由高斯函数建模;光谱背景由线性函数表示。所有这些组件的系数是线性函数的线积分全光盘莱曼α辐照度，这是唯一的自由参数的模型。新模型与TB 09的模型相比具有潜在的重要差异，TB 09的模型基于有限的一组观察结果。这种对辐射压理解的变化，特别是在太阳活动较低的时候，可能会显著地影响内日球层中的星际H和D分布及其衍生物。
2018-02-02 astro-ph.SR
A time dependent relation between EUV solar flare light-curves from lines with differing formation temperatures
极紫外线（EUV）太阳耀斑的排放演变的时间作为发射等离子体加热，然后冷却。虽然准确地模拟这种演变在历史上一直很困难，特别是对于经验关系，但它对于理解太阳的过程以及它们对行星大气的影响很重要。为了改进经验耀斑模型，推导了一个新的简单的经验表达式来预测冷排放将如何根据热排放的演变而演变。这项技术最初是通过研究太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）详细观测到的12个耀斑而发展起来的。然后，对EVE观测到的1100多个耀斑进行了分析，以验证这些关系。Cargill和基于焓的热演化环（EBTEL）耀斑冷却模型被用来表明，这种经验关系意味着由人口的热形成的离子辐射的能量近似成比例的能量激发人口的冷形成的离子发射时，两条线的峰值形成温度是高达72%的其他和以上2 MK。这些结果具有实际意义，提高耀斑辐照度的经验建模和识别关键的发射线，为未来的监测耀斑的空间天气业务，也提供了洞察耀斑等离子体的冷却过程。
2017-11-25 astro-ph.SR
Observations and modelling of Helium lines in solar flares
利用辐射流体动力学模拟研究了太阳耀斑中He II 304和He I 584谱线强度对电子束加热的响应。比较不同的电子束参数，我们发现，这两个He线的强度是非常敏感的能量通量沉积在色球层中，或更具体地说，加热速率，与He II 304是更敏感的加热比He I 584。因此，在色球层中，He线比率随着加热速率的增大而增大。一个类似的趋势，发现在观测中，使用SDO/EVE他辐照度比和估计的电子束能量率从硬X射线数据。从模拟中，我们还发现，电子的光谱指数可以影响的He比，但在观测中没有发现类似的效果。
2015-12-10 astro-ph.SR
Observations of Enhanced EUV Continua During An X-Class Solar Flare Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站上的极紫外光变率实验（EVE）观测了2011年2月15日01：44 UT发生的X级太阳耀斑的极紫外光（EUV）辐射。完整的EVE光谱范围涵盖了自由束缚连续H I（莱曼连续），他我，和他II，与重组边缘分别在91.2，50.4和22.8 nm。通过用指数函数拟合每个复合边缘向蓝的波长范围，在耀斑的过程中产生了每个积分连续光谱的光变曲线，以及自由-自由连续光谱（6.5-37 nm）的发射。He II 30.4 nm和Lyman-alpha 121.6 nm谱线以及GOES的软X射线（0.1-0.8 nm）发射也包括在内以进行比较。每个自由束缚的连续被发现有一个快速上升阶段，在耀斑发作类似于从RHESSI的25-50 keV的光变曲线中看到的，这表明它们是通过与色球层中的自由电子复合形成的。然而，自由-自由发射表现出一个缓慢的上升阶段，也看到在软X射线发射从GOES，这意味着一个主要的日冕起源。通过对整个耀斑进行积分，确定了每个过程发射的总能量。我们发现，在EVE光谱范围内的耀斑能量最多占总耀斑能量的百分之几，但EVE给我们一个全面的看看这些诊断重要的连续组成部分。
2012-02-08 astro-ph.SR
Forecasting the Remaining Duration of an Ongoing Solar Flare
在太阳耀斑期间，太阳X射线辐照度显著提高，这可能导致由于电离层中原子的电离而导致无线电中断。由于太阳耀斑的持续时间与耀斑的大小无关，目前还不清楚这些停电能持续多久。使用一个随机森林回归模型训练的数据从X射线光变曲线，我们已经开发出一种直接预测方法，预测多久的事件将保持在背景水平以上。我们测试了大量的耀斑观测与GOES-15，并表明，它一般优于简单的线性回归。这种预测在计算上足够轻，可以实时执行，允许在耀斑过程中进行预测。
2021-06-01 astro-ph.SR physics.space-ph
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 Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
On the flare induced high-frequency global waves in the Sun
最近，Karoff和Kjeldsen（2008）提出了太阳声波频谱高频部分（5.3<ν<8.3 mHz）的能量与太阳X射线通量之间存在强相关性的证据。他们使用了SOHO（太阳和日光层观测台）航天器上的VIRGO（太阳辐射和重力振荡的可变性）仪器获得的太阳圆盘综合强度观测结果。在速度观测中类似的耀斑特征至今尚未得到证实。研究太阳中的低度高频波对于我们了解太阳深层的动力学非常重要。本文分析了SOHO卫星上的MDI（迈克尔逊和多普勒成像仪）和GOLF（低频全球振荡）仪器对第23太阳周主要耀斑事件的观测结果。应用小波技术的时间序列的磁盘集成的速度信号从太阳表面使用全磁盘多普勒获得的MDI清楚地表明，有增强的太阳在耀斑期间的高频全球波。在这些速度振荡的傅立叶功率谱中也可以看到耀斑的这种特征。另一方面，从GOLF获得的盘积分速度观测的分析表明，耀斑对高频振荡的影响只有边缘的证据。
2010-01-25 astro-ph.SR
The Intrinsic Extreme Ultraviolet Fluxes of F5 V to M5 V Stars
来自主星的极紫外（EUV）辐射（10- 117 nm）在系外行星大气的电离、加热和质量损失中起着重要作用。与主恒星的莱曼α和远紫外（117- 170 nm）辐射一起，EUV辐射使重要分子光解离，从而改变了系外行星大气层的化学性质。由于恒星的EUV通量现在无法测量，星际中性氢完全掩盖了40和91.2 nm之间的恒星辐射，即使是最近的恒星，我们必须通过间接方法估计不可观测的EUV通量。新的非LTE半经验模型的太阳色球和日冕和太阳辐照度的测量表明，在各种波长带的EUV通量的比例与莱曼α通量缓慢变化的莱曼α通量，从而与磁加热率。这表明，我们确认，太阳EUV/莱曼α流量比的基础上的模型和观测是类似的可用的10- 40 nm的流量比观察到的EUVE卫星和91.2- 117 nm的流量观察到的F5 V-M5 V星与FUSE卫星。我们提供的公式预测EUV通量比的基础上EUVE和FUSE恒星数据和太阳模型，这是必不可少的输入建模的系外行星的大气。
2013-11-01 astro-ph.SR
