Solar Eruptive Events (SEE) 2020 Mission Concept
太阳大爆发事件（Major solar eruptive events，SEE）是太阳系中最强的爆发事件，也是最强的粒子加速器，产生的太阳高能粒子（solar energetic particles，SEP）能量高达几十GeV（离子）和几百MeV（电子）。逃逸的SEP的强烈通量是对太空中的人类和航天器的主要危险。此外，在快速CME中高速喷射的太阳等离子体完全重构了行星际介质（IPM）-因此，主要SEE在地球空间、行星际介质和其他行星上产生最极端的空间天气。因此，了解耀斑/CME能量释放过程和相关的粒子加速过程是太阳物理学的主要目标。为了取得下一个重大突破，我们提出了一个新的任务概念，SEE 2020，一个带有先进的新仪器的单一航天器，直接关注日冕能量释放和粒子加速站点，并提供对磁场，等离子体，质量运动和高能粒子的详细诊断，以了解所涉及的基本物理过程。
2013-11-20 astro-ph.SR
Parameter estimation of superdiffusive motion of energetic particles upstream of heliospheric shocks
最近的航天器现场观测表明，在日光层冲击中加速的高能粒子的传输可能是异常的，即均方位移可以随时间非线性增长。特别是，一种新的分析技术，使研究粒子传输性能的高能粒子的时间剖面上游行星际冲击。事实上，时间/空间幂律的差分强度上游的几个冲击是指示超扩散。超扩散输运的关键参数的完整确定包括幂律指数、超扩散系数、高能粒子剖面转变为幂律衰减的相关过渡尺度以及冲击加速粒子的能谱指数。假设背景等离子体的大尺度空间均匀性，幂律行为可以从（微观）传播形式主义和（宏观）分数输运方程推导出来。我们比较了这两种方法，并找到了两种形式主义中使用的扩散系数之间的关系。超扩散运输的假设的基础上，我们定量地推导出这些参数通过研究高能粒子剖面观测到的太阳风和旅行者2号航天器上游的冲击，在日光层，其中超扩散粒子运输已被观察到。此外，我们还共同研究了电子能谱，比较观察到的光谱指数的值与预测的标准扩散冲击加速理论和基于超扩散运输的模型。对于一些行星际激波和太阳风终止激波，我们第一次得到了反常扩散常数和粒子自由程几率变为幂律的尺度。
2015-05-29 astro-ph.SR
On the Remote Detection of Suprathermal Ions in the Solar Corona and their Role as Seeds for Solar Energetic Particle Production
快速日冕物质抛射（CME）引起的大尺度太阳高能粒子（SEP）事件的预报是空间天气领域的一个主要难题。除了与CME启动相关的问题之外，SEP强度难以预测，在任何给定的CME速度下跨越3个数量级。许多间接证据表明，注入加速过程的超热种子粒子是限制给定事件SEP强度的关键因素。本文概述了观测和理论基础的推断，一个超高温粒子人口是目前之前，大SEP事件，探讨了各种方案产生种子粒子和他们的观测签名，并解释了如何可以通过测量H I Ly-alpha线的翅膀，这样的超高温检测。
2013-05-02 astro-ph.SR
Energetic consequences of flux emergence
当太阳对流层中的磁场急剧上升并穿透可见太阳表面（光球层）时，该表面上方的大气（日冕）必须以某种方式作出响应。日冕磁场对光球强迫的一个反应是在磁场中产生应力，产生大电流并储存磁自由能。利用日冕磁场的拓扑模型，我们将量化这种自由能。我们发现，自由能之前，主要耀斑在活动区域的30%和50%之间的潜在的场能量。在第二种方式中，日冕磁场可能会在拓扑结构上进行重组，与新出现的磁场形成新的磁连接。我们使用我们的拓扑模型来量化的情况下，太阳耀斑和日冕物质抛射的快速重组，发现之间的1%和10%的总活动区流量交换。最后，我们使用观测数据来量化的缓慢，静态的重联与预先存在的领域，并发现，对于小的活动区域之间的20%和40%的总出现的流量可能已重新连接在任何给定的时间。
2013-09-18 astro-ph.SR
Global Energetics of Thirty-Eight Large Solar Eruptive Events
我们已经评估了38个太阳爆发事件的能量观测各种航天器仪器在2002年2月和2006年12月之间，准确的观测允许。测量的能量分量包括：（1）GOES 1 - 8A波段的辐射能量，（2）软X射线（SXR）发射等离子体的总辐射能量，（3）SXR发射等离子体的峰值能量，（4）整个事件持续时间的辐射热能量，（5）等离子体的总辐射能量。（5）20 keV以上的耀斑加速电子能量和1 MeV以上的耀斑加速离子能量：（6）日冕物质抛射（CME）的动能和势能;（7）在行星际空间观测到的太阳高能粒子（SEP）中的能量;（8）估计在相关活动区域中可获得的自由（非势能）磁能的数量。主要结论包括：（1）由SXR发射等离子体辐射的能量超过产生这种辐射的热等离子体的峰值能量含量大约半个数量级;（2）耀斑加速的电子和离子中的能量含量足以提供整个事件中所有波长上辐射的辐射热能量;（3）耀斑加速的电子和离子的能量含量是相当的;（4）SEP中的能量通常是CME动能的几个百分比（在太阳风的静止坐标系中测量）;（5）可用的磁能足以为CME、耀斑加速粒子和热等离子体提供动力。
2012-09-12 astro-ph.SR
Harmonic elctron-cyclotron maser emissions driven by energetic electrons of the horseshoe distribution with application to solar radio spikes
内容电子回旋脉泽发射（ECME）是太阳射电尖峰的有利机制，自20世纪80年代以来得到了广泛的研究。大多数与太阳尖峰相关的研究采用能量电子的损失锥型分布，主要在基本X/O模式（X1/O 1）中产生波，等离子体振荡频率与电子回旋频率之比（$ω_ {pe}/Ω_{ce}$）低于1。尽管这一理论取得了很大的进展，一个主要的问题是基本的发射如何通过二次谐波吸收层的电晕和逃逸。这通常被称为理论的逃避困难。目标。为了解决ECME对太阳尖峰逃逸的困难，我们研究了马蹄形分布的高能电子驱动下ECME产生的谐波辐射。方法.我们进行了一个完全动力学电磁PIC模拟与$ω_ {pe}/Ω_{ce}$ = 0.1，对应于耀斑区域的强磁化等离子体条件下，与高能电子的马蹄形分布的特点。在模拟中，我们还改变了高能电子与总电子的密度比（$n_e/n_0$）。结果我们获得了有效的放大波在Z和X2模式，与一个相对较弱的增长O 1和X3。密度比越高，X2发射越强，高能电子到X2模的能量转换率可分别达到$\sim$ 0.06%和0.17%，其中$n_e/n_0$ = 5%和10%。结论.我们发现，马蹄形驱动的ECME能以较低的$ω_ {pe}/Ω_{ce}$有效激发X2和X3，为解决ECME在太阳射电尖峰中的逃逸难题提供了新的手段. X2和X3的同时增长可以用来解释在太阳尖峰中观察到的一些谐波结构。
2021-05-28 astro-ph.SR
Few Made It Out: A Multi-Messenger Study of an In Situ Solar Energetic Electron Event Driven by a Solar Jet
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland (FHNW)（瑞士西北应用科学大学）
研究通过多信使分析揭示太阳喷射驱动的高能电子逃逸机制，发现电子在喷射尖端附近集中，仅小部分能逃逸至日球层空间。
2026-02-27 astro-ph.SR
Early Evolution of an Energetic Coronal Mass Ejection and Its Relation to EUV Waves
我们研究了与X级耀斑相关的一次日冕物质抛射（CME），它的起源在低日冕中被高节奏、高分辨率的EUV图像清楚地观测到，这为我们提供了一个难得的机会来详细地见证高能CME的早期演化。喷发开始于活动区外围的类似喷流的事件之后，冷却的覆盖环（~1 MK）缓慢膨胀。在扩展环路系统的下方，在热EUV通带中的增亮有源区的正上方看到反向S形调光。变暗与上升的弥漫拱（~6 MK）有关，我们将其解释为预先存在的高通量绳。这是其次由双热通道（~10 MK）从有源区的核心出现。较高的结构比较低的结构上升得更早、更快，其前沿经历了高达35 km s $^2$的极快加速度。这表明，环面的不稳定性是主要的喷发机制，它是高的平躺通量绳，而不是热通道，驱动喷发。日冕等离子体的压缩，裙和覆盖在扩大的环系统，其纵横比$h/r$随着时间的增加，作为一个快速的向上加速的结果，在驱动向外传播的全球EUV波和向日传播的本地EUV波，分别起着重要的作用。
2014-10-08 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle-Associated Coronal Mass Ejections Observed by the Mauna Loa Solar Observatory Mk3 and Mk4 Coronameters
该研究结合地基与天基日冕仪观测数据，首次综合分析1980-2013年与25MeV太阳高能质子事件相关的日冕物质抛射，发现伴随SEP的CME更快更宽，但低日冕CME动力学可靠估算存在挑战，影响SEP早期预警。
2023-08-24 astro-ph.SR
Scaling Relations in Coronal Mass Ejections and Energetic Proton Events associated with Solar Superflares
为了探讨太阳“超级耀斑”对空间天气的潜在影响，我们研究了能量高于$ 10 \rm MeV$的高能质子峰值通量之间的统计关系（$F_p$），太阳附近的CME速度由{ \it SOHO}/LASCO日冕观测和耀斑1- 8 π波段软X射线峰值通量得到的（$V_{CME}$）（$F_{SXR}$）在1996年至2014年记录的110次主要太阳质子事件（SPE）期间。线性回归拟合得到了$V_{CME} \propto F_{SXR}^α$、$F_p\propto F_{SXR}^β$和$F_p\propto V_{CME}^γ$分别与$α= 0.30\pm 0.04$、$β= 1.19 \pm 0.08$和$γ= 4.35 \pm 0.50$的比例关系。另一方面，在简单的物理假设的基础上，我们导出了CME质量（$M_{CME}$）、CME速度和高能质子通量与耀斑总能量（$E_{flare}$）的标度关系，分别为$M_{CME}\propto E_{flare}^{2/3}$、$V_{CME}\propto E_{flare}^{1/6}$和$F_{p}\propto E_{flare}^{5/6}\propto V_{CME}^5$。然后，我们将导出的标度关系与观测相结合，并估计$V_{CME}$和$F_p$的上限与可能的太阳超级耀斑。
2016-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Kinematic and Energetic Properties of the 2012 March 12 Polar Coronal Mass Ejection
我们报告了2012年3月12日极地日冕物质抛射（CME）的能量学，起源于南纬60度。极地日冕物质抛射在几乎所有方面都与低纬度日冕物质抛射相似：三部分形态、喷发后拱廊（PEA）、日冕物质抛射和暗条运动学、日冕物质抛射质量和动能以及喷发后拱廊的相对热能含量。从偏振亮度图像，我们估计的CME质量，这是接近低纬度CME的平均质量。日冕物质抛射的动能（3.3 × 1030尔格）也是日冕物质抛射总体的典型特征。从光球磁图，我们估计的自由能（1.8 × 1031尔格）在极冠源区，我们发现这是足够的电源CME和PEA。大约19%的自由能进入CME的动能。我们计算了PEA的热能含量（2.3 × 1029 erg），发现它是CME动能的一小部分（6.8%）。这部分是非常相似的，在活动区的CME与主要耀斑。我们还表明，2012年3月12日是第24周最大阶段观测到的数十次极地日冕物质抛射之一。第24周的极冠日珥爆发与CME的关联率与低纬度地区相同。这项调查支持这样的观点，即所有的日冕物质抛射是从封闭的磁场区域，无论其在太阳上的位置（极冠灯丝区域，静态灯丝区域或活动区域）。
2015-07-15 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle transport near a Heliospheric Current Sheet
太阳高能粒子（SEP）是空间天气的重要组成部分，在行星际磁场（IMF）的强烈引导下，SEP在行星际介质中传播。在这项工作中，我们分析的影响，一个单位的日光层电流片（HCS）的质子传播SEP释放网站到地球。我们模拟质子传播的分析定义的平面电流片附近的完整的3-D轨迹，收集到直方图，注量图和虚拟观察者的时间分布在1- 800兆电子伏的能量范围内的综合统计。我们表明，质子经历了显着的电流片漂移到遥远的彗星，导致时间剖面表现出多个组件，这是一个潜在的来源，令人困惑的解释观测。我们发现，在一个现实的参数范围内的电流片厚度的变化对粒子的传播几乎没有影响。我们发现，IMF配置强烈影响质子的减速。我们表明，在我们的模型中，存在一个平坦的赤道HCS在内日球层限制质子进入对面的半球。
2017-01-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetic Particle Diffusion In Structured Turbulence
在等离子体中高能粒子输运的全轨道粒子模拟中，等离子体湍流通常被描述为线性傅立叶模的均匀叠加。然而，湍流的演变是一个典型的非线性过程，特别是在日光层的背景下，太阳风等离子体是不均匀的，由于瞬态结构，通过远程和现场测量观察。在这项工作中，我们研究的不均匀性对高能粒子输运的影响，通过使用空间分布，叠加湍流包络。我们发现，交叉场运输显着减少，当与均匀湍流得到的结果相比。当包络破坏了沿平均磁场方向的波相位相干性时，这种减少可以达到一个数量级。
2012-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energetic Particle Pressure at Interplanetary Shocks: STEREO-A Observations
我们研究期间STEREO-A观测到的高能粒子强度升高时，高能（$\geq$ 83千电子伏）质子（$P_{EP}$）施加的分压大于行星际磁场（$P_{B}$）施加的压力。在大多数情况下，这些周期与行星际激波的通过有关。当$P_{EP}$超过$P_{B}$一个数量级以上的周期观察到在上游地区的快速行星际激波的低磁场区域与高能粒子强度的增加相一致。当太阳风参数可用时，$P_{EP}$也超过了太阳风热粒子数（$P_{TH}$）施加的压力。当被一个接近的激波加速的高能粒子遇到一个以低磁场大小和稀薄太阳风密度为特征的激波上游区域时，也可能出现$P_{EP}$ $>$ $P_{B}$和$P_{EP}$ $>$ $P_{TH}$的延长周期（$>$ 12 h）。无论$P_{EP}$、$P_{B}$和$P_{TH}$的个体变化如何，在冲击的直接上游区域观察到总和$P_{SUM}$ = $P_{B}$ + $P_{TH}$ + $P_{EP}$的准指数增加，表明$P_{EP}$和以$P_{B}$和$P_{TH}$为特征的背景介质的压力之间存在耦合。$P_{SUM}$的准指数增加意味着对流指数径向梯度$\partial{P_{SUM}}/\partial{r}$ $>$ 0，导致对冲击上游的等离子体施加向外的力。这种力量可以通过流动的高能粒子流上游的冲击，在最强烈的事件，驱动电流能够产生抗磁腔和凹陷的太阳…
2015-09-15 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetic feedback and $^{26}$Al from massive stars and their supernovae in the Carina region
我们研究了船底座区域的大质量恒星的种群及其能量反馈和$^{26}$ Al的喷射。我们对船底座星云几度范围内的年轻星团中的恒星星族进行了普查。对于每颗恒星，我们根据光谱类型和主星系团年龄估计了质量。我们用布居合成方法计算了大质量恒星及其超新星爆炸风中$^{26}$ Al的能量反馈和抛射。我们使用7年的INTEGRAL观测来测量该地区的$^{26}$ Al信号。积分$^{26}$ Al信号不显著，最佳拟合值约为1.5 e-5 ph/cm^2/s，约为康普顿伽马射线天文台（CGRO）公布结果的一半，但与CGRO最新估计一致。我们对年轻星团中的恒星星族的分析导致了预期信号为观测值的一半，但结果在2 σ内是一致的。我们发现，在沃尔夫-拉叶风中喷出的$^{26}$铝的分数是高的，所观察到的信号是不太可能造成的$^{26}$铝在超新星单独喷出，表明一个强大的风喷出的$^{26}$铝。由于缺乏突出的O型星，年龄$\gtrsim$ 10百万年的地区往往被忽视的OB协会的研究。我们发现，在船底座地区，这样的集群贡献显着的恒星质量和该地区的能量。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Toward connecting core-collapse supernova theory with observations: I. Shock revival in a 15 Msun blue supergiant progenitor with SN 1987A energetics
我们研究了一个15 Msun蓝超巨星超新星前身的坍缩核心从核心反弹到1.5秒后的演化。我们提出了一个样本的流体动力学模型参数化，以匹配SN 1987A的爆炸能量。我们发现空间模型的维度是一个重要的影响因素，在爆炸过程中。与二维模拟相比，我们的三维模型需要更低的中微子光度来产生同等能量的爆炸。我们估计，我们的模型中的对流引擎在三维中比在二维中效率高4%。我们认为，在三维模拟中发现的对流引擎的更高效率可能是由于对流羽流的更大的表面积与体积比，这有助于分配中微子沉积的能量。我们没有发现证据的常设吸积激波不稳定性，也没有湍流是一个关键因素，在我们的模型中提供动力的爆炸。相反，在冲击后区域的能量传输的分析揭示了穿透对流的特点。一旦分辨率不足以捕捉大尺度对流的形态，爆炸能量就会急剧下降。这表明，维度的作用是次要的，以正确解释爆炸的基本物理。我们还分析了嵌入流中的粒子示踪剂提供的信息，发现未结合的材料在二维模型中具有相对较长的停留时间，而在三维中，爆炸能量的很大一部分由停留时间相对较短的粒子携带。
2014-01-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.data-an
Energetic Particles of Cosmic Accelerators I: Galactic Accelerators
高能宇宙揭示了高能粒子在宇宙中无处不在，在各种尺度的宇宙环境培育中起着至关重要的作用。我们银河系中的高能粒子，即银河宇宙射线（GCR），与银河系中的星际介质和磁场进行复杂的相互作用，从而产生了银河系的许多关键特征。本白皮书是两部分系列的第一部分，重点介绍了最知名的高能宇宙加速器以及MeV伽马射线天文学将为理解其高能粒子现象带来的贡献。本白皮书的重点是银河系宇宙射线、超新星遗迹、原恒星喷流和超级气泡以及碰撞风双星。
2019-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Forecasting and Analysis of Solar Energetic Particle Radiation Storms
本研究介绍基于REleASE方案的HESPERIA REleASE产品，可利用卫星电子观测数据实时预测L1点30-50MeV质子通量，配套警报系统可通知注册用户辐射影响，并给出第25太阳周2.5年内成功预测的重大SEP事件的提前预警时间与最新进展。
2025-02-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetic Electron Distribution of the Coronal Acceleration Region: First results from Joint Microwave and Hard X-ray Imaging Spectroscopy
位于亮耀斑弧段上方的非热源，被称为“环顶上方”源，通常被认为是主要太阳耀斑中的初级电子加速场。2017年9月10日的X8.2临边耀斑具有这样一个环顶以上的源，它分别由扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）和RHESSSI（RHESSI）在微波和硬X射线（HXR）中观测到。通过结合微波和HXR成像光谱观测与多滤波极紫外和软X射线成像数据，我们推导出这个源的高能电子分布在一个广泛的能量范围从$<$ 10 keV到$\sim$ MeV的早期脉冲阶段的耀斑。最佳拟合电子分布由来自$\sim$ 25 MK等离子体的热“核心”组成。同时，一个非热幂律“尾”在$\sim$ 16 keV处加入热核心，光谱指数为$\sim$ 3.6，在高于$\sim$ 160 keV时分解为$>$ 6.0。此外，时间分辨分析表明，以上的断裂能量的电子分布迅速硬化的光谱指数从$>$ 20下降到$\sim$ 6.0在20 s内，或小于$\sim$ 10阿尔文交叉时间的来源。这些结果提供了强有力的支持以上的环顶源的主要网站，其中正在进行的大量加速的高能电子发生在耀斑能量释放的早期。
2021-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Super-Flares From Pre-Main Sequence Stars: Flare Energetics And Frequency
太阳型恒星在其早期对流主序前（PMS）演化阶段表现出最高水平的磁活动。最强的PMS耀斑，超级耀斑和巨型耀斑，其X射线峰值亮度为$\log(L_X)=30.5-34.0$ ~erg~s $^{-1}$，总能量为$\log(E_X)=34-38$ ~erg。在$>24,000$ X射线选择的年轻（$t<5$ ~Myr）成员的40个附近的恒星形成区，从我们早期的$Chandra$ MYStIX和SFiNC调查，我们确定和分析了一个明确的样本1,086 X射线超级耀斑和巨型耀斑，有史以来最大的样本研究。大多数比在主序星上探测到的光学/X射线超级耀斑要强大得多。本研究提出了这些X射线耀斑的能量估计和它们的宿主星的性质。这些事件是由所有质量的年轻恒星在从原恒星到无盘恒星的演化阶段产生的，发生率与恒星质量呈正相关。耀斑的性质是不可区分的盘轴承和无盘的恒星表明星盘磁场不涉及。耀斑能量分布$dN/dE_X \propto E_X^{-α}$的斜率$α\simeq2$与来自老恒星和太阳的光学/X射线耀斑的斜率一致。太阳质量恒星的大耀斑（$\log(E_X) > 36.2$ ~erg）的发生率为$1.7_{-0.6}^{+1.0}$耀斑/星/年，对PMS X射线总能量的贡献至少为$10-20$的1/2。这些爆炸事件可能对原行星盘的光蒸发、盘气体的电离、盘固体中散裂放射性核素的产生以及年轻行星大气的流体动…
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent Solar Energetic Particle Flux Enhancements Observed near Earth and Mars
2016年8月1日至11月15日期间，日球层中存在共转相互作用区（CIR）和一些弱的日冕物质抛射（CME）。在这项研究中，我们显示了在此期间在地球（1 AU）和火星（1.43-1.38 AU）附近观察到的周期性高能电子和质子增强。地球附近的观测使用ACE、SOHO和SDO上仪器的数据，而火星附近的观测则使用MAVEN上的SEP、SWIA和MAG仪器。在此期间，在地球和火星附近观测到的高能电子通量在四个太阳自转周期中表现出显著的周期性增强，主要周期为~27天和~13天。MARSIS/MEX观测到火星雷达信号的周期性中断/减弱，这与太阳高能电子增强有关。在此期间，一个弱的CME和高速流（HSS）相关的行星际激波可以与CIR相互作用，并增强1.43-1.38 AU附近的高能质子通量，因此，质子通量的27天周期在1.43-1.38 AU显着减弱。这些事件也会对火星顶侧电离层造成意想不到的影响，例如MAVEN上的LPW和NGIMS观测到的顶侧电离层耗尽和压缩。这些观测是独特的，不仅因为在两个有利位置看到的电子增强的重复性，而且因为它们揭示了弱CME和行星际激波对火星电离层的意外影响，这为CME-HSS相互作用对火星等离子体环境的影响提供了新的见解。
2020-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
A population of highly energetic transient events in the centres of active galaxies
最近的全天巡天观测发现了新的瞬变现象。这些包括被中心超大质量黑洞破坏的恒星，以及能量比典型超新星高10-100倍的超新星。然而，在宿主星系的最内部区域明显发生的更有活力的瞬变现象的本质是激烈争论的。在这里，我们报告了迄今为止发现的最具能量的：PS1-10adi，总辐射能量约为2.3 x 10^52 erg。其光变曲线的缓慢演化和持续3年以上的窄谱线与已知的周期性黑洞变化类型不一致。所观察到的性质意味着由膨胀材料和大量周围致密物质之间的冲击相互作用提供动力。这种膨胀物质的合理来源是一颗被中心黑洞潮汐破坏的恒星，或者是一颗超新星。两者都可以满足能源预算。对于前者，我们将不得不援引一种新的、迄今为止还未发现的潮汐破裂恒星的变体，而超新星的起源则主要依赖于其核位置所产生的环境效应。值得注意的是，我们还发现PS1-10adi并不是一个孤立的案例。因此，我们推测，这一新的瞬态人口以前被忽视，由于不正确的关联与潜在的中央黑洞活动。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionisation of inner T Tauri star discs: effects of in-situ energetic particles produced by strong magnetic reconnection events
本研究结合粒子截面、传播谱、耀斑观测与 ProDiMo 盘模型，评估金牛 T 型星磁重联产生的原位高能粒子对内盘电离率的增强作用。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
The power-law spectra of energetic particles during multi-island magnetic reconnection
幂律分布是日球层高能粒子光谱的一个几乎普遍的特征。异常宇宙射线（ACR）、太阳风中的超阿尔夫文离子和耀斑中最硬的高能电子谱都具有幂律的能量通量，其与能量$E$的关系近似为$E^{-1.5}$。我们提出了一个新的模型，粒子加速系统中的浴缸合并磁岛，自洽地描述了发展的速度空间各向异性平行和垂直于本地磁场，并包括自洽反馈的压力各向异性的合并动力学。通过包括俯仰角散射，我们得到一个方程的全向粒子分布$f(v,t)$，解决了封闭的形式，揭示$v^{-5}$（对应于一个能量通量变化为$E^{-1.5}$）作为一个接近普遍的解决方案，只要特征加速时间是短的特征损失时间相比。在这种状态下，高能粒子的总能量与剩余的磁自由能达到宇称。更一般地说，由此产生的输运方程可以作为计算大尺度非均匀系统中重联产生的高能粒子分布的基础。
2012-10-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Comprehensive Characterization of Solar Eruptions With Remote and In-Situ Observations, and Modeling: The Major Solar Events on 4 November 2015
太阳高能粒子是太阳活动的重要产物。它们与太阳活动区和耀斑、日冕物质抛射（CME）、EUV波、冲击、II型和III型无线电发射以及X射线爆发有关。这些现象是太阳爆发能量分配的主要探测器，也是日冕和行星际磁场的组织、动力学和弛豫的主要探测器。其中许多现象造成地面空间天气，从空间到地面对人类及其技术构成多重危险。由于特定的耀斑、激波、日冕物质抛射和极紫外波会产生SEP事件，而其他的则不会，由于从低日冕到1天文单位的传播效应对某些事件来说很重要，而对其他事件来说则不重要，由于II型和III型射电发射和X射线爆发有时是由离开这些加速地点的高能粒子产生的，有必要从多频率和多仪器的角度研究整个系统，将现场和远程观测与详细的现象建模相结合。本文通过分析2015年11月4日发生的三次不寻常和引人注目的太阳爆发，无线电和X射线爆发以及SEP事件来展示这种综合方法，并显示其必要性。这些事件显示出与标准事件以及彼此之间的强烈相似性和差异性，尽管它们具有非常相似的行星际条件，并且只有两个是站点和CME成因区域。因此，它们是进一步深入观察研究的主要目标，也是测试现有和新理论和模型的主要目标。基于非常有限的建模，我们确定的方面，不理解，我们讨论的想法，可能会导致更好地了解SEP，无线电和空间天气事件。
2019-10-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetic pickup proton population downstream of the termination shock as revealed by the IBEX-Hi data
拾取质子起源于超音速太阳风中氢原子的电离，形成日球层中质子的超热成分。当被日球磁场拾取并对流进入日鞘时，在从太阳到日球终端激波的区域内，被拾取的质子可能会受到太阳风湍流的随机加速，在那里它们也可能会受到激波漂移加速或交叉激波势的反射。这些过程在拾取离子能量分布中产生高能量"尾部"。尽管这种高能拾取质子群的性质对于模拟高能中性原子通量的模型至关重要，但它们的性质仍然没有明确定义。我们已经考虑了两种方案的拾取质子的速度分布下游的日光层终止冲击（充满壳能量幂律“尾巴”和双麦克斯韦）。基于数值动力学模型和IBEX-Hi仪器对日鞘内高能中性原子流的观测，我们描述了质子的分布，并估计了终止激波下游高能质子的分布。
2021-10-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
