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
Simultaneous Kepler/K2 and XMM-Netwon observations of superflares in the Pleiades
耀斑是由磁能的突然释放所引发的强烈事件。为了研究同时在光学和X射线光下观察到的昴星团中1.25亿年前恒星的耀斑，我们在开普勒K2 Campaign 4的观测期间获得了该星团的新XMM-牛顿观测。我们的目标是描述在这两个波段观察到的最强大的耀斑，并限制在光学和X射线中释放的能量，环的几何形状，以及它们的时间演化。我们的目标是将我们的结果与现有的太阳和恒星在不同年龄发生的耀斑研究进行比较。我们选择了明亮的X射线/光学耀斑发生在12个已知的成员的昴星团从他们的K2和XMM牛顿光变曲线。样本包括10颗K-M星，一颗F9星和一颗G8星。通过对耀斑期间光变曲线的综合分析获得了耀斑的平均特性。时间分辨的X射线光谱分析的等离子体在磁回路中的时间演化的约束。在这项研究中，大多数耀斑都是以光学形式发射的能量多于X射线形式，就像大多数太阳耀斑一样，尽管昴星团耀斑以X射线形式发射的能量在其总能量中所占的比例比典型的太阳耀斑要大。此外，两个频带中的能量预算弱相关。我们还在光学和X射线中发现了可比的耀斑持续时间，并观察到快速旋转的恒星（例如，自转周期短于0.5天）优先承载短耀斑。我们估计了耀斑冷却路径在log（EM）-versus-log（T）平面上的斜率。我们得到的值是受很大的不确定性，但他们的名义值表明，耀斑在本文中分析的主要是由于单回路没有持续加热发生在冷却阶段。我们还观察和分析了一次耀斑期间周期为50…
2019-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A hybrid supervised/unsupervised machine learning approach to solar flare prediction
Università di Genova（热那亚大学）；CNR - SPIN Genova（意大利国家研究委员会热那亚自旋研究所）
我们介绍了一种混合的方法来预测太阳耀斑，其中监督正则化方法用于实现特征的重要性和无监督聚类方法用于实现二进制耀斑/无耀斑的决定。NOAA SWPC数据的方法进行了验证。
2017-06-21 astro-ph.SR cs.LG
Kepler super-flare stars: what are they?
开普勒任务意外地发现了大量的“超级耀斑”--能量在10^33尔格和10^36尔格之间的白光耀斑--发生在太阳型恒星上。据推测，这些可能是太阳上也可能发生的“反常”事件。我们已经开始了一项计划，研究这些超级耀斑所观测到的恒星的性质。在这里，我们提出了高分辨率光谱的11个这些恒星，并讨论我们的结果。我们发现，这些恒星中有几颗是非常年轻，快速旋转的恒星，可以预期高水平的恒星活动，但对于其他一些恒星，我们没有找到一个简单的解释超级耀斑的发生。
2014-06-03 astro-ph.SR
Supergiant Fast X-ray Transients uncovered by the EXTraS project: flares reveal the development of magnetospheric instability in accreting neutron stars
利用EXTraS项目公开提供的产品，利用XMM-牛顿公开观测，研究了被称为超巨星快速X射线瞬变的高质量X射线双星的子类的低光度、X射线耀斑活动。EXTraS的目标之一是从XMM-牛顿公共档案中提取EPIC（0.2-12 keV）软X射线范围内观察到的所有源的非周期性变化信息。采用贝叶斯分块法对SFXTs样品的X射线光变曲线进行分解，从中挑选出144个X射线耀斑，覆盖了软X射线的大范围光度（1 e32 - 1 e36 erg/s）。我们测量了时间量，如耀斑的上升时间和衰减时间，它们的持续时间和相邻耀斑之间的时间间隔。我们还估算了耀斑的峰值光度、平均吸积率和能量释放。观测到的软X射线的低光度耀斑活动的SFXTs的性质是在定性协议的应用程序的瑞利-泰勒不稳定性模型在吸积等离子体附近的中子星磁层的预期。在快速旋转的中子星的情况下，不能排除来自临时盘的零星吸积。
2019-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are complex magnetic field structures responsible for the confined X-class flares in super active region 12192?
2014年10月19日至27日，在超活动区（AR）12192发生了6次X级耀斑。它们都是局限的耀斑，并没有伴随着日冕物质抛射（CME）。为了研究10月22日至26日发生的四次耀斑的结构，我们首先利用每次耀斑过程的三倍时间合成图像来显示这些耀斑环的分层结构。在较低（171 ℃）和较高（131 ℃）温度通道中，每个耀斑的环结构都很复杂，例如，以耀斑带为基础的耀斑环被剪切或扭曲（缠绕）在一起，复杂的结构在耀斑过程中没有被破坏。对于第一次耀斑，虽然耀斑环系统呈纺锤形，但我们可以从观测中估计其结构，其长度为130 ~ 300 μ m，高度为65 ~ 150 μ m，纺锤中部宽度为40 ~ 100 μ m，剪切角为16 $^\circ$ ~ 90 $^\circ$。此外，耀斑带的运动也不规则，如22日耀斑的左带碎片反复扫过一小块区域，26日耀斑的两条带沿同一方向运动，而不是相互分离。这些不规则的运动也意味着相应的耀斑环是复杂的，例如，几组耀斑环扭曲在一起。虽然以前的研究认为背景磁场阻止了局限耀斑的爆发，但我们首次提出，基于这些观察，复杂的耀斑环结构可能是这些局限耀斑的原因。
2017-07-11 astro-ph.SR
Statistical Properties of Super-hot Solar Flares
我们使用RHESSI高分辨率成像和光谱观测从~6到100 keV，以确定测量参数（温度，发射测量等）之间的统计关系。在37个强烈的（GOES M级和X级）太阳耀斑中的高温等离子体。RHESSI数据对最热的耀斑等离子体最敏感，揭示了最高达到的温度和耀斑GOES级之间的强相关性，因此几乎只有X级事件才能达到>30 MK的“超热”温度;观察到的相关性与GOES导出的温度以及以前的研究有很大不同。一个几乎无处不在的关联与高排放措施，电子密度，和瞬时热能表明，超热等离子体是从物理上不同于较冷的，~10-20 MK GOES等离子体，他们需要更大的能量输入在耀斑。高的热能密度表明，超热耀斑需要强的日冕磁场，超过~100 G，并且在超热区域，等离子体β和体积填充因子f都不能远小于1。
2014-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Characterizing Superflares in HR 1099 using Temporal and Spectral Analysis of XMM-Newton Observations
本文利用XMM-Newton数据分析了HR 1099的三次X射线超级耀斑，通过时间与光谱分析测定了其温度、丰度、能量等物理参数，证实了逆FIP效应，并诊断了耀斑日冕的物理条件与等离子体过程。
2024-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
KIC 2852961 -- a superflaring red monster in the Kepler field
巨星上的超级耀斑的能量比高能太阳耀斑高出10万倍。然而，人们对放大太阳能发电机是否能解释这样的星等差异存在争议。我们研究了晚型斑巨星KIC 2852961的耀斑活动。我们寻找耀斑的开普勒Q 0-Q17数据集的自动化技术与目视检查。分析了耀斑发生率和耀斑能量，并与具有相似耀斑活动的不同目标在不同能级的耀斑统计数据进行了比较。我们发现KIC 2852961的耀斑能量分布与太阳型恒星上的超耀斑能量分布并不一致。此外，我们认为，在KIC 2852961的情况下，现场活动应该有一个重要的作用，在产生这样的超级耀斑。
2021-01-13 astro-ph.SR
Resolving Two Distinct Thermal X-ray Components in A compound Solar Flare
X射线发射是对太阳耀斑能量释放过程最直接的诊断。偶尔，超热X射线源被发现高于~10 MK温度的热耀斑环。虽然超高温等离子体的起源仍然难以捉摸，但它已经让人联想到一个有趣的图像，即在耀斑环上方的重联点附近的原位等离子体加热，与色球蒸发的传统图像形成对比。在这里，我们调查了一个非常长的持续时间的太阳耀斑，其中EUV图像显示两个不同的耀斑环系统，连续出现沿伽马形极性反转线（PIL）。当两个耀斑环系统同时存在时，HXR谱可以很好地拟合出一个热成分（Te ~12 MK）和一个超热成分（Te ~30 MK）。与快速日冕物质抛射相关的超热X射线源位于较早出现的耀斑拱廊的顶部，横跨并沿着伽马形PIL的长“臂”延伸。与缓慢的日冕物质抛射有关，热X射线源位于稍后出现的耀斑拱廊的顶部，横跨伽马形PIL的短“臂”。借助不同视角的观测，我们可以证实超热X射线源在投影上位于热源之上，但两个源属于不同的耀斑环系统。因此，本研究提供了一个立体观测解释共存的超热和热X射线发射等离子体在太阳耀斑。
2021-12-09 astro-ph.SR
Main-sequence star super-flares based on entire Kepler data
本研究利用完整 Kepler 长采样数据和自动化脚本检测 A–M 型主序星超级耀发，统计其发生率与能量幂律，并验证 G 型结果与既有研究一致。
2023-06-07 astro-ph.SR
Plasma Heating to Super-Hot Temperatures (>30 MK) in the August 9, 2011 Solar Flare
我们调查了2011年8月9日X射线等级为X6.9的太阳耀斑，这是2000年至2012年“最热”的耀斑，根据GOES数据，峰值等离子体温度为32.5 MK。我们的目标是确定这样一个异常高的等离子体温度的原因，并调查在耀斑区域的能量平衡与津贴的超热等离子体（>30 MK）的存在。我们分析了RHESSI，GOES，AIA/SDO和EVE/SDO数据，并讨论了耀斑区域的空间结构和我们的光谱分析的结果，其X射线发射。我们的RHESSI X射线光谱的分析是在一个温度和两个温度的近似下进行的，考虑到热（20 MK）和超热（45 MK）等离子体的发射。两种模型中的硬X射线谱均符合幂律。所观察到的特点的耀斑被证明是更好地解释在两个温度模型，其中的超热等离子体位于耀斑环顶部（或在磁尖区）。超热等离子体的形成可以与其通过初级能量释放的加热以及与热传导的抑制相关联。异常高的温度（根据GOES为32.5 MK）最有可能是基于双通道GOES测量值计算温度的方法的伪像，该方法应用于多温度耀斑等离子体的发射，差分发射测量的低温部分具有较小的贡献。
2015-02-11 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
Superflares on the late-type giant KIC 2852961 -- Scaling effect behind flaring at different energy levels
最强大的超耀斑达到10 $^{39}$ erg的热能量来自巨星。耀斑背后的机制被认为是磁重联，它与包括恒星黑子在内的磁活动密切相关。然而，人们对潜在的磁发电机如何工作以及耀斑活动如何与最终控制发电机作用的恒星性质相关知之甚少。我们分析了晚型巨星KIC 2852961的耀斑活动，以了解耀斑统计与其他具有耀斑和超耀斑的恒星的统计之间的关系，以及所观察到的恒星性质在产生耀斑中的作用。我们搜索耀斑在完整的开普勒数据集的恒星的自动化技术与目视检查。在观测期间，我们确定了59个经过验证的耀斑的最终名单。我们计算样本的耀斑能量并进行统计分析。对KIC 2852961的恒星性质进行了修正，提出了一组更为一致的参数。累积的耀斑能量分布可以由破幂律来表征，即在双对数表示上，分布函数由具有不同斜率的两个线性函数拟合，这取决于拟合的能量范围。我们发现，总耀斑能量集成在几个旋转周期与旋转调制的平均幅度，由于星斑。耀斑和超耀斑似乎是同一物理机制在不同能量水平下的结果，这也意味着主序星中的晚型星和耀斑巨星具有相同的发射耀斑的潜在物理过程。在产生耀斑和超级耀斑的背后可能有一个比例效应，即磁活动越高，耀斑和/或超级耀斑释放的总磁能就越高。
2020-07-06 astro-ph.SR
Quasiperiodic Super-Alfvenic Slippage Along Flare Ribbons Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph
本研究利用界面区域成像光谱仪的高时间分辨率观测，首次发现太阳耀斑中存在准周期超阿尔芬滑移现象，为滑移-运行磁重联的周期性提供了首个观测证据。
2025-02-23 astro-ph.SR
Stellar Superflares Observed Simultaneously with Kepler and XMM-Newton
太阳耀斑和恒星耀斑都是强大的事件，它们会在整个电磁波谱中产生强烈的辐射。多波长观测对于理解耀斑的性质非常重要，因为不同的耀斑相关过程在不同的光谱范围内显示出来。为了研究恒星耀斑中热过程和非热过程之间的相关性，我们检索了Kepler数据库（光学观测）和XMM-牛顿（软X射线）用于同时用这两种仪器观测到的耀斑;九个不同的耀斑（能量超过$10^{33}$ erg）分析和比较了光学和X射线谱段的耀斑参数;我们还将所得结果与类似的太阳耀斑观测结果作了比较。大多数被研究的恒星耀斑在光学范围内释放的能量比X射线更多。在一个耀斑中，X射线辐射占主导地位，这可能是由高能电子的软光谱或由该耀斑的近边缘位置引起的。X射线耀斑通常相对于光学耀斑延迟且较短，这与Neupert效应部分一致。利用基于磁重联理论的标度律，我们估计了恒星活动区的特征磁场强度和活动区的大小，分别约为$25-70$ G和$250\,000-500\,000$ km。观测到的恒星超级耀斑似乎是太阳耀斑的放大版本，具有类似的基本机制和几乎相同的特征磁场值，但活动区域的大小要大得多。
2021-03-19 astro-ph.SR
EXTraS discovery of an X-ray superflare from an L dwarf
我们首次探测到一个来自超冷L型矮星的X射线耀斑。该事件在XMM-牛顿可变源的EXTraS数据库中被识别，其光学对应物J 0331 -27是通过与暗能量调查第3年发布的交叉匹配发现的。在更早的四光子探测器Kelu-1之后，J 0331 -27只是第二个被X射线探测到的L矮星，并且比其他被X射线探测到的超冷矮星要远得多（测光距离为240 pc）。根据VIMOS仪器在VLT的光谱，我们确定J 0331 -27的光谱类型为L1。这个X射线耀斑的能量为E_X，F ~ 2 × 10^33尔格，属于超级耀斑。没有检测到静态发射，从2.5 Msec的XMM数据中，我们得出了L_X的上限，qui < 10^27 erg/s。耀斑峰值亮度L_X，峰值= 6.3 × 10^29 erg/s，耀斑持续时间τ_decay ~ 2400 s，等离子体温度（~16 MK）与在M矮星的X射线耀斑中观测到的值相似。这表明，即使在光球温度低至~2100 K的天体中，强磁重联事件和随之而来的等离子体加热仍然存在。然而，在总共约2.5毫秒的X射线数据中，没有任何其他耀斑高于E_X的检测阈值，F ~2.5x10^32 erg，导致耀斑能量数分布与正则幂律dN/dE ~ E^-2不一致，这表明J 0331 -27中的磁能释放--可能在所有的L矮星中--主要以巨大耀斑的形式发生。
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Great Flare of 2021 November 19 on AD Leo. Simultaneous XMM-Newton and TESS observations
我们提出了一个详细的分析活动M矮星AD狮子座的超级耀斑。这一事件是一个罕见的情况下，同时观察到恒星耀斑的X射线（与XMM-牛顿）和光学（与凌日系外行星调查卫星，TESS）。在0.2-12 keV X射线波段（$1.26 \pm 0.01 \cdot 10^{33}$ erg）和测辐射热值（$E_{F,bol} = 5.57 \pm 0.03 \cdot 10^{33}$ erg）的辐射能量都把这次事件放在超级耀斑类的低端。来自AD狮子座附近的特殊的光子统计数据，使测量在1-8 AA GOES波段的峰值通量（X1445类）和综合能量（$E_{F,GOES} = 4.30 \pm 0.05 \cdot 10^{32}$ erg），使直接比较数据的耀斑从我们的太阳。从太阳耀斑的经验关系外推，我们估计，质子通量至少$10^5\,{cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}}$伴随着辐射输出。由于TESS白光耀斑峰值和GOES波段耀斑峰值之间有300秒的时滞，以及明显的Neupert效应，该事件非常接近标准（太阳）耀斑场景。在X射线耀斑的时间分辨光谱揭示，除了等离子体温度和排放措施的时间演变，电子密度和元素丰度的暂时增加，并在日冕中延伸的恒星半径（$4 \cdot 10^9$厘米）的13%的环路。独立估计的足迹面积的耀斑从TESS和XMM-牛顿数据表明高温的光学耀斑（25000 K），但我…
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A long-duration superflare on the K giant HD 251108
本文对富锂活动K型巨星HD 251108上的一次超强长时标耀斑进行了28天多波段跟踪观测，发现其峰值流量和衰减特征与较小耀斑遵循一致趋势，表明耀斑物理机制在宽能量范围内具有统一性。
2024-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Study of the Energetic X-ray Superflares from the active fast rotator AB Doradus
本文利用 XMM-Newton 观测数据分析了活动快速自转星 AB Dor 上的 21 次 X 射线超级耀斑，发现其能量达 10$^{34-36}$ erg，耀斑期间温度、发射量和丰度发生变化并遵循反 FIP 效应，同时估算了耀斑环长度和约束等离子体所需的最小磁场。
2023-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-wavelength quasi-periodic pulsations in a stellar superflare
我们提出了第一个多波长同时检测QPP在超级耀斑（比已知的太阳耀斑强一千倍以上）在一个凉爽的恒星，在软X射线（SXR，与XMM-牛顿）和白光（WL，与开普勒）。它允许有史以来第一次分析恒星耀斑中的振荡过程，同时在热和非热发射，传统上被认为分别来自恒星的日冕和色球层。所观察到的QPP具有周期$1.5 \pm 0.15$小时（SXR）和周期$3 \pm 0.6$小时（WL），并且彼此良好相关。在SXR和WL中观察到的QPP参数之间的独特关系使我们能够将它们与耀斑环中的电流振荡联系起来，这直接影响非热电子的动力学，并间接（通过欧姆加热）热等离子体。这些发现可以被认为有利于耀斑环的等效LCR轮廓模型，至少在恒星超级耀斑的极端条件下。
2021-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can flare loops contribute to the white-light emission of stellar superflares ?
自从开普勒卫星发现恒星超耀斑以来，人们一直将这些极高能事件与太阳耀斑类比来研究。它们的白光（WL）连续发射被解释为是由加热带产生的。在本文中，我们计算WL发射覆盖耀斑环取决于其密度和温度，并表明，在超耀斑期间预期的条件下，连续增亮，由于延长环路拱廊可以显着有助于开普勒探测到的恒星通量。这要求环中的电子密度为$10^{12} - 10^{13}$ cm $^{-3}$或更高。我们表明，这样的密度，超过那些通常存在于太阳耀斑环，可以达到M-矮星和太阳型超耀斑恒星与大的恒星黑子和更强的磁场。非常重要的是，环路的WL辐射对它们的温度不是非常敏感，因此冷环路和热环路都可能有贡献。我们发现，从光学薄的环出射的WL强度低于从耀斑带的黑体辐射，但环的贡献，总恒星通量可以是相当重要的，由于其显着的发射面积。这种解释超级耀斑发射的新方案表明，观测到的WL通量是由于带状和环状辐射的混合物，甚至可以在超级耀斑的渐进阶段以环状为主。
2018-04-25 astro-ph.SR
Tidally-induced Magnetar Super Flare at the Eve of Coalescence with Its Compact Companion
在双中子星（NS）或NS-黑洞系统（其中一个NS是磁星）的螺旋晚期，磁星上的引潮力随着双星的接近而急剧增加。潮汐引起的变形可能会超过磁星地壳在合并前几秒或几秒内所能承受的最大值。因此，可能会发生灾难性的全球地壳破坏，储存在磁星内部的磁能将有机会释放出来，这将被观测为超级耀斑，其能量比磁星的巨型耀斑大100倍。这种机制可以很自然地解释最近观测到的GRB 211211 A的前兆，包括它的准周期振荡。我们预测，在未来的引力波O 4/O 5周期，可能有一小部分检测到的双NS合并与这样的超级耀斑。通过观测，可以获得NS内部结构和磁场的丰富信息，这在其他地方是很难研究的。
2022-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Very Small and Super Strong Zebra Pattern Burst at the Beginning of a Solar Flare
在太阳耀斑和蟹状星云脉冲星中经常观测到具有光谱斑马结构的微波辐射。以往的观测表明，ZP只是一个叠加在宽带连续体上的结构，有轻微的增加和减少。这项工作报告了一个极不寻常的强烈ZP爆发发生在太阳耀斑的开始，由位于中国和捷克共和国的两台射电望远镜和美国宇航局卫星太阳动力学观测站上的极紫外（EUV）望远镜于2013年4月11日同时观测到。这是一个非常短暂和超强的爆炸，其强度超过了潜在的耀斑宽带连续辐射的几倍，持续时间仅为18秒。EUV图像显示，耀斑开始于几个小耀斑爆发点（FBPs）。在ZP突发期间，在这些FBP之一中存在具有额外增强的突然EUV闪光。分析表明，伴随着极紫外闪光的ZP爆发是一种不寻常的爆发，在耀斑开始时，在一个持续时间很短的小区域内，粒子加速、能量释放和等离子体快速加热同时发生。
2014-06-30 astro-ph.SR
RHESSI Line and Continuum Observations of Super-hot Flare Plasma
我们使用RHESSI高分辨率成像和光谱观测从~5至100千电子伏的热热等离子体在2002年7月23日X4.8耀斑的特点。这些急剧下降的热X射线连续谱的测量结果与整个耀斑中两个不同的等温分量非常吻合：一个是超热（T > 30 MK）分量，峰值约为44 MK，另一个是低海拔热（T < 25 MK）分量，其温度和发射测量结果与GOES测量结果密切相关。这两个组成部分似乎是空间上不同的，它们的演变表明，超热等离子体起源于日冕，而GOES等离子体的色球蒸发的结果。在整个耀斑过程中，在~6.7和~8 keV处测量的Fe和Fe-Ni激发线复合物的通量和比率显示出与超热连续谱温度的密切关系。在前脉冲阶段，当日冕的热和非热连续光谱和空间重叠，我们使用这种关系来获得限制的热和非热发射。
2011-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
X-ray and Hα superflare on an RS CVn-type star, UX Arietis: Constraint on the flare location from radial velocity change during the flare
Chuo University（中央大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Kyoto University（京都大学）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台昴星望远镜）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（美国国家太阳观测台）；Chiba University（千叶大学）
研究通过观测UX Arietis的X射线和Hα超耀斑，确定了耀斑区域位置及等离子体几何结构，揭示了其与低纬度暗斑的关系。
2026-03-01 astro-ph.HE 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
Discovery of Extreme, Roughly-Daily Superflares on the Recurrent Nova V2487 Oph
V2487是一颗周期性的新星，在1900年和1998年都有爆发。令人吃惊的是，V2487 Oph显示了耀斑，称为“超级耀斑”，振幅高达1.10等，快速上升不到一分钟，总是有一个初始的脉冲尖峰，然后是一个大致指数的尾部，通常持续一小时，随机事件时间平均每天一次。典型的耀斑能量$E$超过10 $^{38}$尔格，而年能量收支为10 $^{41}$尔格。V2487 Oph超耀斑遵循三个关系：耀斑能量的数量分布按$E^{-2.34\pm0.35}$标度，从一个耀斑到下一个耀斑的等待时间与第一个事件的$E$成正比，耀斑持续时间按$E^{0.44\pm0.03}$标度。涉及引力能和核能的设想不能满足这三个关系。然而，磁能情景可以解释所有这三种关系。在这种情况下，圆盘上方的磁场线被它们的足迹的运动扭曲和放大，磁重联释放出能量，作为超级耀斑光。这种确切的机制已经被熟知，发生在白光太阳耀斑中，在普通的M型耀斑星中，以及在H-R图上观察到的许多超级耀斑星中。超级耀斑恒星上的超级耀斑的上升时间，光变曲线形状和持续时间与V2487 Oph非常相似。因此，我们认为V2487 Oph超耀斑是由大尺度磁重联引起的。蛇夫座V2487是目前最极端的超级耀斑恒星，表现出已知最大的耀斑能量（1.6 $\times$ 10 $^{39}$尔格）和最快的发生率。
2022-01-11 astro-ph.SR
Oscillations in stellar superflares
两种不同的机制可能会导致恒星耀斑的整盘观测准周期脉动（QPP）。一种机制可能是磁流体磁（MHD）力和其他过程作用于耀斑环，如在太阳中看到的。另一种机制可能是由于耀斑产生的高能粒子脉冲（在太阳中称为“日震”）而被迫产生的局部声振荡。我们分析了75颗恒星的257个耀斑的短节奏开普勒数据，以寻找可能归因于这两种机制之一的耀斑衰变分支或耀斑后振荡中的QPP。大约18%的恒星耀斑在耀斑衰变分支中显示出一个明显的凸起，其原因不明。由于小波分析得到的碰撞周期与任何恒星参数都不相关，因此碰撞似乎不是一个高阻尼的全局振荡。我们检测到阻尼振荡覆盖几个周期（QPP），在七个耀斑的五颗星。这些振荡的周期也不与任何恒星参数相关，这表明这些可能是由于耀斑环振荡。我们寻找强耀斑后可能导致的强迫全球振荡。为此，我们研究了耀斑前后八颗恒星的类太阳振荡振幅的行为。然而，未检测到明显的振幅变化。我们还分析了两颗盾牌座δ星和一颗剑鱼座γ星在耀斑前后的自激脉动幅度。我们的结论是，需要找到一个新的过程来解释恒星耀斑光变曲线的高发生率的颠簸，耀斑环振荡可能已经在少数恒星中检测到，并没有确凿的证据存在耀斑引起的全球声振荡（星震）。
2015-04-07 astro-ph.SR
How did a Major Confined Flare Occur in Super Solar Active Region 12192?
我们研究了一个主要的X级太阳耀斑的物理机制，发生在超级NOAA活动区（AR）12192使用数据驱动的数值磁流体动力学（MHD）模型补充观测。利用观测到的太阳表面不断变化的磁场作为底边界输入，我们驱动磁流体系统与实际日冕演化相一致地自洽演化。在两天的时间间隔内，模拟的日冕场已经被光球场演化缓慢地应力化，逐渐产生了大规模的日冕电流片，即，一个狭窄的层与强烈的电流，在核心的AR。电流层不断增强，直到它变得如此之薄，以至于剪切的磁弧之间的系绳切割重联开始，这导致了耀斑。模型化的重连磁力线和它们的足点分别与观测到的热耀斑环和耀斑带很好地匹配，表明模型成功地“再现”了耀斑的宏观磁过程。特别是，通过模拟，我们解释了为什么这一事件是一个封闭的爆发-重联的结果是共享的拱廊，而不是一个新形成的通量绳。与其他X级耀斑相比，磁内爆效应要弱得多
2016-06-30 astro-ph.SR
Flares Big and Small: a K2 and TESS View of ASAS-SN Superflares
我们研究了ASAS-SN探测到的5颗M矮星的耀斑频率分布，这些矮星经历了能量超过$10^{33}$ erg的超耀斑。我们使用K2和TESS短节奏观测以及档案ASAS-SN数据来分类这些恒星在一系列耀斑能量范围内的耀斑行为。我们能够提取出其中4颗恒星的自转周期。他们都是快速旋转（$P_{\mathrm{rot}} \leq 6 \textrm{d}$），这意味着相对年轻。我们发现每个恒星的耀斑频率分布都符合幂律，斜率在$α= 1.22$和$α= 1.82$之间。这些斜率明显比那些没有被选为超级耀斑活动的快速旋转M矮星的斜率更平坦，对应于高能量耀斑数量的增加。尽管我们具体选择的超耀斑恒星与浅耀斑率分布和更多的权力在更高的能量耀斑，我们发现，隐含的紫外线通量是不足以耗尽臭氧的地球大小的行星在这些恒星周围的宜居带。此外，我们发现在我们的样本中的恒星上检测到的耀斑不足以产生燃料非生物过程所需的紫外线通量。这些结果意味着，在现有的模型中，即使是被选为具有极端耀斑性质的M-矮星，也可能没有足够的耀斑紫外线辐射来影响M-矮星周围宜居带中地球大小的行星上的外生命。
2021-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Superflares on solar-like stars: A new method for identifying the true flare sources in photometric surveys
在过去的几年里，通过收集大型光度测量的数据，已经发现了数千次恒星耀斑。然而，这些探测并没有考虑到潜在的污染源，例如与主要目标出现在同一孔径中的背景恒星。我们提出了一种新的方法来确定真正的耀斑源在大型光度测量使用的数据从开普勒任务。潜在耀斑的识别分为两步：首先，我们搜索光变曲线，寻找至少两个超过运行平均值以上5σ阈值的后续数据点。对于这两个节奏，我们从开普勒像素数据中减去“安静”的恒星通量，以获得新的图像，其中潜在的耀斑是主要光源。在第二步中，我们使用贝叶斯方法来拟合仪器的点扩散函数，以确定探测器上最可能的通量过剩位置。我们将我们的方法应用于5862颗主序星与近太阳的有效温度。我们发现2274个事件超过5西格玛在至少两个连续点的光变曲线。应用第二步将这个数字减少到342个超级耀斑。其中，283个耀斑发生在178颗目标星上，47个事件与较暗的背景星有关，10个事件的耀斑位置无法在目标星和背景星之间区分。我们还提出的情况下，耀斑已报告，但我们的技术不能将其归因于目标恒星。我们的结论是：1）单独识别光变曲线中的异常值不足以将它们归因于恒星耀斑; 2）当考虑到仪器像素级数据和点扩散函数时，耀斑只能唯一地归因于某颗恒星。因此，以前的耀斑统计数据可能受到仪器效应和未解决的天体物理来源的影响。
2022-09-28 astro-ph.SR
Stellar flares, superflares and coronal mass ejections -- entering the Big data era
本文综述了大数据时代下恒星耀斑、超级耀斑及日冕物质抛射的最新观测结果，探讨了不同恒星性质与耀斑特征的关系，并聚焦于挑战基于太阳范式的“标准”耀斑模型的新发现。
2024-07-23 astro-ph.SR
Statistical properties of superflares on solar-type stars with Kepler data
超级耀斑是释放总能量为10 $\sim$ 10 $^{4}$倍的耀斑，比能量为$\sim$ 10 $^{32}$ erg的最大太阳耀斑大。我们使用开普勒30分钟（长）和1分钟（短）的节奏数据搜索太阳型恒星（G型主序星）的超级耀斑。我们发现了超过1500个超耀斑279颗恒星从30分钟的节奏数据（Q 0 -6）和187个超耀斑23颗恒星从1分钟的节奏数据（Q 0 -17）。探测到的超耀斑的辐射热能量范围从10 $^{32}$ erg到10 $^{36}$ erg。利用这些数据，我们发现超耀斑的发生频率（$dN/dE$）可用耀斑能量的幂律函数（$E$）表示，其指数为$10^{33}<E<10^{36}$ erg的-1.5。大部分的超耀斑恒星表现出准周期性的光变化，幅度只有百分之几，这可以用恒星的旋转和大的星斑来解释。耀斑释放的热辐射能量与储存在如此大的恒星黑子周围的磁能是一致的。此外，我们的分析表明，超耀斑的发生频率取决于旋转周期，耀斑的频率增加，旋转周期的减少。然而，在一个给定的周期仓中观测到的最大耀斑的能量与旋转周期没有任何明显的相关性。我们还发现，超耀斑的持续时间随着耀斑能量的增加而增加，即$E^{0.39+/-0.03}$。如果我们假设耀斑的时标是由Alfv $\acute{\rm{e}}$ n时间决定的，这就可以解释。
2016-08-03 astro-ph.SR
Superflares and Variability in Solar-Type Stars with $\it TESS$ in the Southern Hemisphere
自$\it Kepler$发射以来，太阳型恒星上的超耀斑一直是一个快速发展的领域。多年来，有几项研究调查了这些爆炸性事件的统计数据。在这项研究中，我们提出了一个统计分析的恒星耀斑的太阳型恒星的光度数据，在2分钟的节奏从整个南半球（扇区1 - 13）的$\it TESS$。我们推导出旋转周期的所有恒星在我们的样本中的旋转调制存在于光变曲线作为一个结果的表面上的大星点（S）。我们从209颗太阳型恒星中识别出1980个能量在$10^{31} - 10^{36}$ erg（按太阳耀斑分类，相当于X1-X100，000）范围内的耀斑，并对其性质进行了分析。我们调查的旋转阶段的耀斑，并没有发现任何阶段的偏好表明耀斑是随机分布的。作为基准，我们使用的太阳耀斑的GOES数据详细的太阳耀斑和太阳黑子之间的密切关系。此外，我们还计算了每颗恒星的大致光点面积，并将其与耀斑数量、旋转相位和耀斑能量进行比较。此外，我们的两颗恒星被观察到在连续观察区的光变曲线跨越一年，因此，我们更详细地研究了这些恒星的恒星变率。
2020-03-31 astro-ph.SR
Various Features of the X-class White-light Flares in Super Active Region NOAA 13664
本文利用 WST 和 HMI 观测超级活动区 NOAA 13664 的 11 个 X 级白光耀斑，分析其 3600 Å 与 6173 Å 辐射的形态、位置、持续时间、增强及其与硬 X 射线源的相关性，揭示大强度白光耀斑特征并为恒星超级耀斑研究提供启示。
2024-08-11 astro-ph.SR
The Mouse that Roared: A Superflare from the dMe Flare Star EV Lac detected by Swift and Konus-Wind
我们报告一个大的恒星耀斑，从附近的dMe耀斑星EV湖观察斯威夫特和Konus风卫星和利物浦望远镜。它是第一个由dMe耀斑恒星产生的大型恒星耀斑，导致基于其硬X射线强度的雨燕触发。它在0.3 ~ 100 keV之间的峰值f_X为5.3x10^-8 erg/cm 2/s，比恒星静止时的日冕通量大近7000倍，在白色滤光片中的星等变化大于4.7。在耀斑的早期阶段，这一耀斑还引起了EV Lac的热光度（L_bol）的短暂增加，估计峰值L_X/L_bol约为3.1。我们应用耀斑环流体动力学模型的等离子体参数的时间变化，得到一个环的半长度为l/Rstar =0.37 +/-0.07。耀斑的软X射线光谱显示了6.4 keV的铁K α发射的证据。我们模拟的Ka发射的荧光从热耀斑源照射光球铁，并推导出回路高度h/Rstar=0.1，一致的几个因素内的高度推断从流体动力学建模。Ka发射特征显示在~200 s的时间尺度上的可变性，这难以使用纯荧光假设来解释。我们研究从加速粒子碰撞电离产生的Ka发射，并找到加速粒子的光谱，它可以容纳的Ka通量的增加量和观察到的非热发射在20-50千电子伏的光谱区域的缺乏参数值。
2010-07-29 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
Discovery of a Long-Duration Superflare on a Young Solar-Type Star EK Draconis with Nearly Similar Time Evolution for H$α$ and White-Light Emissions
已知年轻的太阳型恒星会频繁出现“超级耀斑”，这可能会通过强烈的辐射和日冕物质抛射严重影响年轻行星上的宜居世界。在这里，我们报告了一个长期的超耀斑的年轻的太阳型恒星天龙座EK（50- 1.2亿年的年龄）的晴明望远镜和$Transiting$ $Exoplanet$ $Survey$ $Satellite$（$TESS$）的光学光谱和光度观测。耀斑能量为2.6 $\times$ 10 $^{34}$ erg，白光耀斑持续时间为2.2 hr，远大于最大的太阳耀斑，是迄今为止光谱学观测到的太阳型恒星上最大的超耀斑。H $α$的发射轮廓没有显示出明显的谱线不对称性，这意味着没有暗条爆发的特征，这与之前在这颗恒星上唯一探测到的超级耀斑不同（Namekata et al. 2021，$Nat.Astron$）。此外，它没有显示出明显的谱线增宽，表明扩口足点处的非热致热不是必需的，或者足点在肢体后面。H $α$耀斑的时间演化和持续时间与白光耀斑的时间演化和持续时间几乎相同，这与一般的M矮星（超）耀斑和太阳耀斑不同。这种意外的时间演化可能表明，与一般的太阳耀斑不同的辐射机制是占主导地位的，如下：（1）来自（离临边）耀斑环的辐射，（2）通过辐射回暖的再辐射，在这两种情况下，耀斑环的冷却时间尺度可以确定H PDMATHAMT和白光的时间尺度。
2022-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
What Are the Causes of Super Activity of Solar Active Regions?
本研究分析20个活动区，发现耀斑产率主要由强梯度极性反转线长度控制（相关系数0.78），超强产率活动区SgPIL长度大于50 Mm，磁通量浮现本身不足以提高产率，需非共轭对相反极性汇聚。
2023-12-22 astro-ph.SR
EvryFlare I: Long-term Evryscope Monitoring of Flares from the Cool Stars Across Half the Southern Sky
我们在2年多的Evryscope测光中从4，068颗冷恒星中寻找超级耀斑，重点关注Evryscope和TESS的高节奏数据。由小型望远镜组成的Evryscope阵列观测到了来自284颗恒星的575个耀斑，平均能量为10^34.0尔格。自2016年以来，Evryscope通过多年的高频率连续观测，实现了TESS观测到的所有恒星的罕见事件的检测。我们报告了来自附近冷恒星的10^34 erg高节奏耀斑的最大数量的2倍。我们发现了8个振幅为3+ g'的耀斑，最大的达到5.6等，释放10^36.2 erg。我们观测到来自TOI-455（LTT 1445）的10^34 erg超耀斑，这是一个中M的岩石行星候选者。我们测量每个耀斑星的超级耀斑率和量化的光谱类型的函数，包括超级耀斑率，FFD，和典型的耀斑振幅g '的活动恒星的平均耀斑。我们确认超级耀斑的形态与磁重联大致一致。我们估计的恒星黑子覆盖率产生超级耀斑，并假设最大允许的超级耀斑能量和等待时间之间的耀斑对应于100%的恒星半球的覆盖范围。我们观察到在银河系高纬度的耀斑减少。我们探讨了超级耀斑对臭氧损失到行星大气的影响：我们观察到一个超级耀斑，其能量足以在一个类似地球的大气中光解所有臭氧。我们发现了17颗恒星，它们可能会通过反复燃烧耗尽类似地球的大气层。在TESS可能发现温带岩石行星的1822颗恒星中，我们观察到14.6% +/- 2%发出大…
2019-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Statistical Studies of Solar White-Light Flares and Comparisons with Superflares on Solar-type Stars
近年来，在太阳型恒星上发现了许多白光耀斑（WLF）。统计研究发现它们的能量（$E$）和持续时间（$τ$）之间的相关性：$τ\propto E^{0.39}$（Maehara et al. 2017 $EP\& S$，67，59），类似于太阳硬/软X射线耀斑：$τ\propto E^{0.2-0.33}$。这表明太阳和恒星耀斑能量释放的普遍机制，即，磁重联。利用\textit{SDO} /HMI对50个太阳WLF进行了统计分析，并研究了能量和持续时间之间的相关性。结果表明，太阳WLF（$τ\propto E^{0.38}$）的$E$-$τ$关系与恒星超耀斑（$τ\propto E^{0.39}$）的$E$-$τ$关系十分相似。然而，恒星超耀斑的持续时间比太阳WLF预期的短一个数量级。我们提出以下两种解释的差异。(1)在太阳耀斑中，WLF的冷却时间尺度可能比重联时间尺度长，并且冷却效应可以延长WLF的衰减时间。(2)通过应用从磁重联理论导出的标度律（$τ\propto E^{1/3}B^{-5/3}$）可以理解该分布。在这种情况下，观测到的超级耀斑预计具有比太阳耀斑强2-4倍的磁场强度。
2017-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
What powers the most energetic flares in the Kepler field? Revisiting the superflaring star KIC 2852961
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究与教育网络科学院研究所，马塔卓越中心）；Eötvös Loránd University（厄特沃什·罗兰大学）；Institute of Physics/IGAM, University of Graz（格拉茨大学物理研究所/IGAM）
本研究通过多源数据证实KIC 2852961为密近双星，其内部较差自转驱动的高效磁活动是产生高能超级耀斑的关键，星斑覆盖度与耀斑能量密切相关。
2026-10-09 astro-ph.SR
Super-hot (T > 30 MK) Thermal Plasma in Solar Flares
太阳提供了一个便利的邻近实验室，可用来研究粒子加速和磁化等离子体中脉冲能量释放的物理过程，这些磁化等离子体发生在整个宇宙，从行星磁层到黑洞吸积盘。太阳耀斑是太阳系中最强大的爆炸，仅在100- 1000秒内释放高达10^32-10^33尔格，将电子加速至数百MeV，将等离子体加热至数十MK。加速的电子和热等离子体各占耀斑总能量的百分之几十，表明粒子加速、等离子体加热和耀斑能量释放之间存在密切联系。拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）以前所未有的光谱、空间和时间分辨率观测到这些过程中从~3 keV到~17 MeV的X射线发射。RHESSI观测表明，“超热”（>30 MK）等离子体温度几乎完全由强烈的GOES X级耀斑实现，并且似乎与超过~170高斯的日冕磁场强度严格相关，这表明磁场和超热等离子体加热之间存在直接联系。2002年7月23日X4.8事件的图像和光谱表明，超热等离子体在光谱和空间上都不同于通常观察到的~10-20 MK等离子体，并且位于较冷的源上方。它甚至在前脉冲阶段也以高密度存在，这是由日冕非热发射主导的，具有可忽略的足迹，这表明，而不是色球蒸发的传统图片，超热等离子体的起源可能是在耀斑环上方的重连区域中加速的环境物质的压缩和随后的热化，这是一个物理上合理的过程，目前的仪器无法探测到，但未来的望远镜可能可以观测到。
2011-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A solar super-flare as cause for the 14C variation in AD 774/5 ?
我们提出了进一步的考虑在AD 774/5强14 C的变化。对于其原因，有人认为是太阳超级耀斑或短伽马射线暴。我们表明，所有类型的恒星或中子星耀斑将是太弱的观测能量输入在地球上的AD 774/5。尽管Maehara等人（2012）提出了两个10 e35尔格的超级耀斑，可能是太阳型恒星，但我们要提醒：这两颗恒星的研究很少，很可能是近距离双星，和/或有一个M型矮星伴星，和/或可能比太阳年轻得多和/或磁性更强-在任何这种情况下，它们可能不是真正的太阳型恒星。从所有恒星活动阶段的大耀斑平均频率（可能只在大活动最大值期间获得），可以推导出在正常活动的随机时间发生大太阳耀斑的概率（极限）：我们发现，考虑到1 σ误差范围，3000年内发生一次耀斑的概率可能低至0.3至0.008。根据Miyake等人（2012年）对AD 774/5事件的能量估计，作为太阳超级耀斑，它需要比卡林顿事件强\sim 2000。如果将AD 774/5事件作为太阳耀斑发射（角度仅为24度），则需要低100倍的能量。Usoskin等人（2013年）使用不同的碳循环模型进行的新AD 774/5能量估计，产生低4或6倍的14 C产量，预测能量低4-6倍。如果这两个简化都适用，AD 774/5事件只需要比1859年的卡林顿事件强4倍（如果两者有相似的光谱）。然而，在公元1859年前后，14 C和10 Be的峰值都没有被发现。所以..…
2014-08-13 astro-ph.SR physics.hist-ph
Detecting and Classifying Flares in High-Resolution Solar Spectra with Supervised Machine Learning
Cornell University（康奈尔大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究提出基于监督机器学习的太阳耀斑分类标准化流程，用RHESSI耀斑数据和HARPS-N光谱训练模型，发现RBF核SVC性能最优，可在异分布新数据中检测分类耀斑，为系外行星光谱污染分析提供支持。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
HAZMAT. IV. Flares and Superflares on Young M Stars in the Far Ultraviolet
M星是远紫外线的强发射体。在很长的时间尺度上，这种辐射的一个重要的，可能是主导的部分是由恒星耀斑产生的。确定这种辐射的特征对于理解产生它的恒星的大气层以及受到它影响的轨道行星的大气层演化至关重要。已知紫外线辐射在M星形成后的数亿年内会升高。紫外线耀斑活动是否也是如此，是系外行星大气演变的一个关键问题。哈勃太空望远镜（HST）的HAZMAT计划（适宜带和M矮星活动的时间跨度）在10小时的观测中，在杜鹃座-钟表座星协的年轻（4千万年）早期M星上发现了18个耀斑，其中10个具有$>10^{30}$ erg的能量。这意味着年轻的M星上的耀斑比“不活跃”的场龄M矮星上以相同速率发生的耀斑能量高100- 1000 $\times$。然而，当能量是由静态发射归一化有没有年轻和现场年龄的样品之间的统计差异。观测到的能量最高的耀斑被称为“Hazflare”，在FUV中发射出$10^{32.1}$ erg的能量，比以前用HST的COS或STIS摄谱仪在FUV中观测到的任何恒星耀斑都要高出30 $\times$。它伴随着$15,500\pm400$ K黑体发射，亮度足以将其命名为超级耀斑（$E>10^{33}$ erg），估计热辐射能量为$10^{33.6_{-0.2}^{+0.1}}$ erg。该黑体在FUV（912- 1700 nm）中发射其通量的18 $^{+2}_{-1}$ %，在FUV中分子通…
2020-11-24 astro-ph.SR
Optical and X-ray observations of stellar flares on an active M dwarf AD Leonis with Seimei Telescope, SCAT, NICER and OISTER
本文报道了用晴明望远镜（6150- 7930千电子伏特）、中央大学光谱天文望远镜（3700- 7500千电子伏特）、中子星内部成分探测器（0.2- 12.0千电子伏特）和光学与红外协同望远镜（OISTER）对M矮星狮子座AD的多波长监测观测。总共探测到12个耀斑，其中包括10个H $α$，4个X射线和4个光学连续谱耀斑，其中一个是总能量为$\sim$ 2.0 $\times$ 10 $^{33}$ erg的超级耀斑。我们发现：（1）在超耀斑期间，H $α$发射谱线的1/8峰全宽从低分辨率谱的8 μ m急剧增加到14 μ m（2）某些弱H $\sim$/X射线耀斑不伴有白光发射，（3）非耀斑发射在同相位的X射线和H $α$强度中显示出明显的转动调制。为了了解这些观测特征，一维流体动力学耀斑模拟使用RADYN程序。模拟结果表明，在硬电子束和高能非热电子束作用下，模拟的H PDMATHAMM谱线轮廓与超耀斑的初始相线轮廓一致，而在软电子束和低能电子束作用下，模拟的H PDMATHAMM谱线轮廓与超耀斑的衰变相线轮廓一致，表明注入低层大气的能量通量发生了变化。另外，我们还发现光学连续谱与H $α$强度之间存在非线性关系，这可能是产生非白光耀斑的原因之一。耀斑的能量收支在观测和模型上表现出多样性，需要更多的恒星耀斑观测来约束恒星耀斑中各种发射线现象的发生。
2020-05-19 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration
我们介绍了对SOL 2015 -03-15 M1.2耀斑的研究，揭示了极性反转线（PIL）中剪切扭曲磁结构中的电子加速和等离子体加热。范围是使非热电子动力学和等离子体加热的高应力磁回路中的PIL相互作用的分析，通过使用X射线，微波，紫外线和光学观测。研究发现，PIL中能量释放的最可能的情形是扭曲的磁通量绳中低位（光球层以上3 μ m）磁环之间的系链切割磁重联。高能电子与最硬的光谱出现在等离子体加热到40 MK的超热温度的开始。这些电子被定位在具有大约1200 G的高平均磁场的宽度为大约0.5 μ m的薄磁通道中。在超热区域中的等离子体β小于0.01。加速电子的密度估计约为10^9 cm^-3，远小于超高温等离子体的密度。非热电子的能量密度通量估计高达3 × 10^12尔格·cm^-2·s ^-1，这比目前可用的辐射流体动力学模型要高得多。这些结果表明，需要发展新的自组成耀斑模型，再现PIL中的3D磁重联与强磁场，能量释放的空间分布，形成高能量密度的非热电子布居和超热等离子体的出现。
2018-05-15 astro-ph.SR
A $ΔR\sim 9.5$ mag Super Flare of An Ultracool Star Detected by $\text{SVOM/GWAC}$ System
本文报道了用$ΔR\sim$和专用跟踪望远镜对一颗M9型星上发生的振幅为9.5等的超恒星耀斑GWAC 181229 A的观测和跟踪。估计的热能量$E_{bol}$是$(5.56-9.25)\times10^{34}$尔格，这使该事件成为超冷恒星上最强大的耀斑之一。磁场强度为（3.6-4.7）kG。由于以15秒的节奏进行采样，在$R$波段光变曲线中检测到了峰值时间附近具有非常陡峭衰减的新分量，随后是Davenport等人给出的双分量耀斑模板。（2014）。一个有效的温度为$5340\pm40$ K测量的黑体形状拟合的光谱在较浅的阶段在耀斑。在峰值时间和首次检测后54 min，耀斑的填充因子估计为$\sim$ 30%和19%。对这一具有大振幅、巨大发射能量和新分量的特殊事件的探测表明，高节奏天空监测与快速跟踪观测相配合对于理解剧烈的磁活动是非常必要的。
2020-12-28 astro-ph.SR
The Properties of Non-Potential Magnetic Field Parameters in a Super-Active Region with Complex Structures and Strong Solar Flares
本研究针对经历X5.7级强耀斑的活动区NOAA 9077，通过外推三维磁场计算多种非势参数，分析其时空分布，揭示了耀斑前后磁场参数的变化规律及不同参数与耀斑的关联特征。
2025-06-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Statistical Study of Solar White-light Flares and Comparison with Superflares on Solar-type Stars
近年来，在太阳型恒星上发现了许多白光耀斑（WLF）。超耀斑的能量（E）和持续时间（t）之间的关系式为$t\propto E^{0.39}$，这可以用磁重联（$t\propto E^{1/3}$）理论解释。在这项研究中，我们进行了统计研究的50个太阳能WLF SDO/HMI检查的t-E关系。结果表明，太阳WLF（$t\propto E^{0.38}$）的t-E关系与恒星超耀斑非常相似，但恒星超耀斑的持续时间比太阳WLF外推的持续时间短得多。我们提出了以下两种解释：（1）在太阳耀斑中，WL发射的冷却时间尺度可能比重联时间尺度长，衰减时间可以由冷却时间尺度决定;（2）这种分布可以通过应用由磁重联理论导出的标度律$t\propto E^{1/3}B^{-5/3}$来理解。
2018-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extreme space weather events caused by super active regions during solar cycles 21-24
研究了21-24太阳活动周期间由超活动区（SAR）引起的$\ge$ X5. 0耀斑、地面增强（GLE）事件和超级磁暴（Dst $\le$-250 nT）等极端空间天气事件。$\ge$ X5.0太阳耀斑共62次，其中X5.0-X9.9级耀斑41次，$\ge$ X10.0级耀斑21次。我们发现83.9%的$\ge$ X5.0耀斑是由SAR产生的。X5.0-X9.9和$\ge$ X10.0太阳耀斑的78.05%和95.24%是由SAR产生的。在21-24太阳活动周共记录了46次GLE，其中25次GLE是由SAR引起的，占GLE的54.3%。在21-24太阳周期间共记录到24次超级磁暴，其中12次是由SAR引起的，即50%的超级磁暴是由SAR引起的。发现只有29个SAR能产生$\ge$ X5. 0耀斑，15个SAR能产生GLE，10个SAR能产生超级磁暴。在51个SAR中，只有33个SAR可以产生至少一次极端空间天气事件，而其余18个SAR都不能产生极端空间天气事件。其中4个SAR不仅可以产生$\ge$ X5.0耀斑，还可以产生GLE事件和超级磁暴。由SAR引起的极端空间天气事件大多出现在第22和23太阳活动周，特别是GLE事件和超级磁暴。还研究了合成孔径雷达引起的极端空间天气事件的源位置的纵向分布。
2021-03-01 astro-ph.SR physics.space-ph
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
