Two-stage evolution of an extended C-class eruptive flaring activity from sigmoid active region NOAA 12734: SDO and Udaipur-CALLISTO observations
我们对2019年3月8日在活动区NOAA 12734发生的C类耀斑活动进行了多波长调查。调查利用了SDO上的AIA和HMI以及物理研究实验室的Udaipur-CALLISTO太阳射电光谱仪的数据。这次低强度C1.3事件具有典型的长持续时间事件特征，即扩展的耀斑弧、大尺度双带结构和双日冕变暗。爆发事件发生在一个日冕S形，并显示出两个不同的能量释放阶段，表现在时间和空间的演变。双调光区的形成与大通量绳的爆发相一致，其足点位于日冕S形的西部和东部边缘。从Udaipur-CALLISTO获得的米波射电观测揭示了在类似IV型射电爆发的耀斑活动的第二阶段期间的宽频带（$\approx$ 50-180 MHz）、持续$\approx$ 7 min的稳定等离子体发射。在Udaipur-CALLISTO观测到的静止的IV型爆发之前，有一个起始频率为$\approx$ 2.5 MHz的III型十米-百米射电爆发。多波长观测和非线性力自由场（NLFFF）日冕模拟的合成以及磁衰变指数分析表明，S形通量绳经历了一个压缩-例如响应于上覆的不对称磁场约束而从其西部到东部的足点连根拔起。磁绳的不对称喷发也解释了观测到的大尺度结构，即耀斑带和耀斑后环沿极性反转线（PIL）明显东移，并提供了磁重联位置随喷发进行而横向推进的证据。
2021-04-22 astro-ph.SR
e-CALLISTO FITS Analyzer: A Software Framework for CALLISTO Solar Radio Data
University of Colombo（科伦坡大学）；Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL) Faculty of Informatics Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利语大学信息学院阿尔多和切莱·达科太阳研究所(IRSOL)）；Heliophysics Science Division NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日物理科学部）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）
本文提出e-CALLISTO FITS分析器，用于处理和分析太阳射电暴数据，通过时间频率合并、背景减去和交互式掩膜提取射电暴特征，提升数据处理的可重复性和物理意义。
2026-08-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
First Solar Radio Burst Observations by the Mexican Array Radio Telescope (MEXART) at 140 MHz
墨西哥国家空间天气实验室负责协调监测墨西哥上空空间天气影响的仪器。其中两个仪器是墨西哥阵列射电望远镜和电子天文学低成本光谱学和移动式观测台组合低频仪器网络（CALLMEX）的天文学低成本光谱学和移动式观测台组合低频仪器。这两台仪器都位于同一设施（墨西哥Coeneo Michoacan），共用一个以140 MHz为中心的频谱带。在这项工作中，我们展示了电子CALLISTO网络的能力，以支持MEXART射电望远镜的信号中识别太阳射电爆发。我们在MEXART信号中识别出75个太阳射电爆发：2015年9月至2019年5月期间的5个II型事件和70个III型事件。MEXART信号中的太阳射电爆发的分析为我们提供了有价值的信息，无线电事件的发展，由于其高灵敏度，时间分辨率和各向同性的响应。对于III型太阳射电爆发，在140 MHz频段上，我们识别出了三个特征的动态演化阶段：前阶段、主峰阶段、衰减阶段和事件后阶段;对III型太阳射电爆发的MEXART信号进行Morlet波变换，在其频谱中识别出了主事件之前的松树结构。这些特征在来自e-Callistonetwork的数据中不可观察到。
2022-01-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Effect of Uniform and Non-uniform Electron Density Models for Determining Shock Speed of a Type II Solar Radio Burst
本研究基于e-CALLISTO数据，对比均匀与非均匀电子密度模型对II型太阳射电暴激波速度的估算，发现非均匀模型因更符合太阳活动区实际情况而更为合理。
2023-08-03 astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Radio Type III Bursts and Space Weather Implication
太阳射电爆发（SRB）是日冕和行星际介质（IPM）中发生的各种现象的信号。在这篇文章中，我们研究了III型爆发的发生及其与太阳黑子数的关系。这项研究证实了III型爆发的发生与太阳黑子数量有很好的相关性。此外，使用使用的e-CALLISTO网络获得的数据，我们已经调查了孤立的III型爆发的漂移率和III型爆发组的持续时间。由于II型、III型和IV型爆发是太阳耀斑和/或CME的特征，我们可以利用射电观测来预测空间天气危害。在这篇文章中，我们讨论了两个导致近地无线电中断的事件。由于e-CALLISTO包括超过152个位于不同地区的站，我们可以使用它来每天24小时监测日冕的无线电发射。这类观测在监测和预测几分钟至几小时内的空间天气危害方面发挥着至关重要的作用。
2020-12-03 astro-ph.SR physics.space-ph
A Statistical Study of Low-frequency Solar Radio Type-III Bursts
我们研究了2013 - 2017年期间使用位于印度Gauribidanur射电天文台的e-CALLISTO光谱仪观测到的低频（45 - 410 MHz）III型太阳射电爆发。在检查了1531次III型爆发后，我们发现426次爆发与耀斑有关，而其他爆发可能是由日冕中存在的小尺度特征/弱能量事件触发的。在这项研究中，我们对各种观测参数进行了统计分析，例如III型爆发的开始时间、频率下限和频率上限及其与耀斑的关联，以及这些参数与耀斑参数（例如位置、类别）的变化。开始和峰值时间。从这项研究中，我们发现，大多数的高频爆发（其上限频率的截止$> 350$ MHz）起源于西部的安第斯山脉。我们解释说，这可能是由于帕克螺旋从这些彗星是针对地球和高频率的爆发是更直接的事实。此外，我们报告说，从西半球到达地球的爆发数量高于东半球。
2020-09-12 astro-ph.SR
Observation of an Extraordinary Type V Solar Radio Burst: Nonlinear Evolution of the Electron Two-Stream Instability
针对太阳V型射电暴与III型射电暴的关联机制问题，通过观测2021年5月7日e-CALLISTO记录的独特V型事件，揭示其圆偏振特性及漂移速度差异，提出电子束驱动双流不稳定性进入非线性阶段激发EFI并产生ECM辐射的新场景，为行星际电子束演化研究提供依据。
2024-12-02 astro-ph.SR
Variable emission mechanism of a Type IV radio burst
上下文太阳是一颗活跃的恒星，也是太阳系中最大的爆炸源，如耀斑和日冕物质抛射（CME）。耀斑和日冕物质抛射是强大的粒子加速器，可以通过各种发射机制产生射电辐射。目的。CME通常伴随着IV型射电爆发，这些射电爆发在分米波和米波的动态光谱中被观察到连续发射，但它们的发射机制可能因事件而异。在这里，我们的目标是确定2011年9月22日伴随耀斑和CME的复杂IV型爆发的发射机制。方法.我们使用来自Nançay射电日像仪的无线电成像，来自e-Callisto网络的光谱数据，ARTEMIS，Ondrejov和Phoenix 3光谱仪结合美国宇航局太阳动力学天文台的极紫外观测，分析IV型射电爆发并确定其发射机制。结果我们发现IV型射电爆发的发射机制随时间而变化。我们确定了IV型射电爆发中的两个组成部分：早期静止的IV型，显示出陀螺同步加速器的行为，以及后来移动的IV型爆发，覆盖相同的频带。该第二组分具有相干发射机制。基本等离子体发射和电子回旋脉塞发射作为可能的发射机制产生的移动IV型爆发进一步调查。结论.因此，IV型爆发是复杂的射电爆发，其中多种发射机制可以有助于产生动态光谱中观察到的宽带连续谱。成像光谱在一个宽的频带是必要的，以确定在动态光谱中观察到的IV型爆发的发射机制。
2019-02-04 astro-ph.SR
Microwave burst with fine spectral structures in a solar flare on 2011 August 9
2011年8月9日，在日面西翼附近发生了一次X6.9级耀斑事件。根据怀柔中国太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在耀斑周围的观测结果，我们发现这次强耀斑只有一次持续时间只有5分钟左右的短持续微波爆发，并且在短持续微波爆发期间，谱图上出现了几种精细结构。这些精细结构包括非常短周期的脉动，毫秒尖峰爆发和III型爆发。最有趣的是，几乎所有的超短周期脉动（VSP）脉冲的结构由毫秒级的尖峰爆发或III型爆发的集群。VSP存在三种不同的频率漂移率：脉冲组中绝对值约为55 - 130 MHz s^{-1}的频率漂移率，每个单独脉冲上绝对值约为2.91 - 16.9 GHz s^{-1}的频率漂移率，以及在每个单独的尖峰脉冲群或III型脉冲群处具有约15 - 25 GHz（s $^{-1}$）的绝对值的频率漂移率。
2012-07-20 astro-ph.SR
Observations of Low Frequency Solar Radio Bursts from the Rosse Solar-Terrestrial Observatory
罗斯日地观测站（Rosse Solar-Terrestrial Observatory，RSTO; www.rosseobservatory.ie）于2010年在爱尔兰奥法利郡比尔城堡（Birr Castle，Co. Offaly，53 05'38.9”，7 55'12.7”）建立，以研究太阳射电爆发以及地球电离层和地磁场的响应。迄今为止，已经安装了三台用于光谱学和移动式观测台的低成本低频复合天文仪器光谱仪，能够在10-870兆赫频率范围内进行观测。接收机同时由双锥和对数周期天线馈电。名义上，在10-400 MHz范围内的频谱是在600个信道上每秒4次扫描获得的。在这里，我们描述了RSTO太阳射电频谱仪设置，并提出了动态光谱的样本的II，III和IV型射电爆发。特别是，我们描述了在II型爆发中观察到的精细尺度结构，包括带分裂和快速变化的人字形特征。
2012-07-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Relative Strengths of Fundamental and Harmonic Emissions of Solar Radio Type II Bursts
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
针对太阳射电II型暴基频与谐频辐射相对强度无统一规律的问题，分析58个米波暴样本，发现强度比与日面经度相关，受日冕折射、辐射方向性和观测视角影响。
2025-11-19 astro-ph.SR
Automated Detection of Solar Radio Bursts using a Statistical Method
来自日冕的无线电爆发可以为预测空间天气危害提供线索。在最近的技术进步之后，对无线电爆发的定期监测有所增加，并产生了大量的观测数据集。因此，人工识别和分类它们是一项具有挑战性的任务。在本文中，我们描述了一个算法，自动识别射电爆发的动态太阳射电频谱图使用一种新的统计方法。我们使用了2013 - 2014年期间在印度班加罗尔附近的Gauribidanur天文台观测到的e-CALLISTO射电光谱仪数据。我们已经研究了分类器的性能，使用接收机的工作特性。此外，我们研究了2014年观测到的III型爆发，发现观测到的爆发的$75\%$低于200 MHz。我们的分析表明，与具有上截止频率$\gtrsim 200$ MHz的III型爆发有关的耀斑位置起源于太阳盘中心附近
2019-06-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Fine and superfine structure of Decameter-Hectometer type II burst on 2011 June 7
本文讨论了地面射电望远镜（UTR-2、URAN-2）和空间光谱仪（STEREO A-B）观测到的人字形结构Ⅱ型爆发的特征。2011年6月7日，在3- 33 MHz频段记录到爆发。它的特点是极其丰富的精细结构。分别对正向（反向）和负向（前向）漂移子脉冲串进行了构成脉冲串的300多个人字形子脉冲串的统计分析。在16- 32 MHz宽频带内测量了人字形子爆发的方向和圆极化度。首次对人字形子爆发的二阶精细频率结构进行了观测和处理。使用STEREO COR 1（A，B）和SOHO LASCO C2图像的方向和径向速度的CME负责研究的II型爆发确定。找到了Ⅱ型爆发源在激波侧面的可能位置。
2015-08-27 astro-ph.SR
Solar Ultraviolet Bursts in a Coordinated Observation of IRIS, Hinode and SDO
太阳紫外暴是过渡区图像中的小尺度致密增亮。在这些爆发中，过渡区谱线的光谱轮廓显著增强和加宽，并且经常与色球层吸收线如Ni~{ \sc{ii} } 1335.203和1393.330 λ重叠。我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS），太阳动力学天文台（SDO）和\textit{Hinode}在2015年2月7日的协调观测来研究几个紫外线爆发的特性。我们共观测到12个紫外暴，其中11个紫外暴揭示了Ni~{ \sc{ii} }吸收线的小的蓝移。然而，在一个紫外爆发中，Ni~{ \sc{ii} }线出现了明显的$\sim$ 20 km s $^{-1}$的红移，这似乎与IRIS狭缝图像中观察到的冷等离子体下降流有关。我们还研究了三维磁场拓扑结构使用磁流体静力学模型，并发现一些紫外爆发与磁零点或秃斑。此外，我们发现，这些紫外线爆发揭示没有明显的日冕签名从SDO上的大气成像组件（AIA）和极紫外成像光谱仪（EIS）上的观测\textit{Hinode}。
2019-02-12 astro-ph.SR
Type II and Type III Solar Radio Burst Classification Using Transfer Learning
Technological University of the Shannon（香农科技大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；North-West University（西北大学）；Center for Space Research, Faculty of Natural and Agricultural Sciences, North-West University（西北大学自然与农业科学学院空间研究中心）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences (NITheCS)（国家理论与计算科学研究所）
本文利用迁移学习对II型和III型太阳无线电爆发进行分类，通过预训练模型提升分类效率，YOLOv8在测试中表现最佳。
2025-12-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectral Structures and Their Generation Mechanisms for Solar Radio Type-I Bursts
太阳射电望远镜AMATERAS观测到了太阳射电I型爆发的精细光谱结构。利用AMATEAS的高分辨光谱数据，采用改进的爆发检测算法，对爆发元素的峰值通量、持续时间和带宽等光谱特征进行了检测。I型爆发的峰值流量遵循幂律分布，谱指数为2.9-3.3，而它们的持续时间和带宽则呈指数分布。峰值通量、持续时间和带宽之间几乎没有相关性。这意味着在突发频谱结构中没有相似的形状。我们将爆发的增长率定义为其峰值流量与持续时间之间的比率。生长速率和峰值通量之间有很强的相关性。这些结果表明，最初由非热电子产生的I型爆发的自由能在非热电子产生的后续阶段中被调制，例如等离子体波产生、无线电波发射和传播。生长速率的时间尺度变化明显大于日冕环境的变化。这些结果可以解释的情况下，源区可能有周围的等离子体环境的不均匀性，如开放和封闭的场线的边界，和整个发射的突发的叠加被观察到的光谱仪。
2014-05-04 astro-ph.SR
Decimetric type U solar radio bursts and associated EUV phenomena on 2011 February 9
2011年2月9日在活动区AR 11153发生了一次GOES M1. 9耀斑。利用云南天文台太阳射电频谱仪（YNSRS），以200 kHz的分辨率和80 ms的时间节奏，观测到了反向漂移（RS）的III型爆发、U型爆发的间歇序列、漂移脉动结构（DPS）和精细结构。综合多波长观测资料显示，在YNSRS观测到的DPS之后，U型爆发的发生率突然增加了5倍。在这种情况下，U型突发的产生速率可以取决于磁重联速率。我们的观察结果与以前的数值模拟结果是一致的。在第一个等离子体团产生（等离子体不稳定性发生）后，磁重联率突然增加到原来的5-8倍。此外，在DPS之后，U型爆发的翻转频率的频率范围比之前明显加宽了3倍，这表明环顶的密度波动幅度。我们的观测结果也支持耀斑脉冲阶段的数值模拟。湍流发生在耀斑环的顶部，等离子体团可以捕获非热粒子并引起环顶的密度起伏。观测结果与数值模拟结果基本一致，有助于我们更好地了解喷发的整个物理过程的特征。
2021-10-19 astro-ph.SR
The first detection of the solar U+III association with an antenna prototype for the future lunar observatory
我们报告了2020年6月5日太阳U+III爆发的观测结果，这是通过一种新的有源天线来接收4-70 MHz的辐射。该仪器可作为在月球背面进行观测的超长波长射电望远镜的原型。我们的实验数据的分析是基于与天线阵列GURT和NDA在高频率和时间分辨率，e-Callisto网络，以及通过使用空间为基础的天文台STEREO和风获得的同时记录。这项观察性研究的结果证实了Reid和Kontar（2017）的模型。
2021-10-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Microwave Type III Pair Bursts in Solar Flares
太阳微波III型对爆发由正向和反向倾斜（RS）爆发分支组成，具有相反的快速频率漂移。它是耀斑中初级能量释放和电子加速的最敏感的信号。本文报道了1994 - 2014年期间在中国和捷克共和国的射电频谱仪上观测到的9个耀斑中的11个微波III型对事件，频率为0.80 - 7.60 GHz。这些III型对发生在耀斑脉冲和耀斑后阶段，频率范围为1.08 - 3.42 GHz，频率间隔为10 - 1700 MHz。频率漂移随着分离频率（f_{x}）而增加，每个突发的寿命与f_{x}反相关，而频率间隙与f_{x}无关。在大多数情况下，正常分支的漂移明显快于RS分支。耀斑脉冲阶段的III型电子对具有较低的分离频率、较长的寿命、较宽的频隙和较慢的频率漂移。而后者总是有很强的圆偏振。进一步分析表明，耀斑能量释放点附近等离子体密度约为10^{10} - 10^{11}·cm^{-3}，温度高于10^{7} K。这些结果对太阳耀斑的加速机制提供了新的约束。
2016-01-20 astro-ph.SR
Exploring the capabilities of the Anti-Coincidence Shield of the INTEGRAL spectrometer to study solar flares
INTEGRAL是一个天体物理学硬X射线/伽马射线观测站（欧空局），覆盖光子能量从15千电子伏到10兆电子伏。它于2002年发射，自那时以来，SPI光谱仪的反符合屏蔽（ACS）的BGO探测器已经探测到许多来自太阳的硬X射线（HXR）爆发，在光子能量超过~ 100 keV时产生光变曲线。该航天器的轨道高度椭圆，由于地球辐射带的交叉时间减少，提供了长时间不间断的观测时间（约为轨道周期的90%），背景几乎不变。然而，由于技术限制，INTEGRAL无法指向太阳，并且总是在非标准观测条件下探测到高能太阳光子。为了使数据有用的太阳研究，我们进行了重大努力，指定的观测条件，通过蒙特卡罗模拟的响应ACS几个选定的耀斑。我们使用RHESSI观测同一样本的太阳耀斑的蒙特卡罗模拟检查模型的性能。我们的结论是，尽管事实上，INTEGRAL的目的不是执行太阳观测，ACS是一个有用的仪器在太阳耀斑的研究。特别是，它相对较大的有效面积允许确定高质量的X-和M-级太阳耀斑的HXR/伽马射线光变曲线，在某些情况下，也可能为C-级耀斑。
2013-08-15 astro-ph.SR
Type-III solar radio bursts with spike-like toppings
Shandong University（山东大学）；Dezhou University（德州学院）
研究通过高时间频率分辨率数据揭示了尖峰状III型爆发对的特征，发现其在时间和频率上均提前于关联的III型爆发，并展示了其多样的形态和极化特性，为理解相干太阳无线电爆发的机制提供了新的观测约束。
2026-05-20 astro-ph.SR
Small Scale Microwave Bursts in Long-duration Solar Flares
太阳小尺度微波爆发（SMBs）包括微波点、尖峰和窄带III型爆发，具有时间尺度短、频带窄和亮温高的特点。本文利用怀柔太阳宽带射电频谱仪的超高频率分辨率观测资料，对2005年1月14-21日发生在活动区NOAA 10720的几次耀斑中的中小尺度射电暴进行了详细的研究。特别是长持续时间的耀斑，SMB不仅发生在耀斑的早期上升和脉冲阶段，而且还发生在耀斑的衰减阶段，甚至在耀斑结束之后。这些SMB都是强爆发，推测亮度温度至少为8.18*10^11 - 1.92*10^13 K，寿命很短，为5-18 ms，相对频率带宽为0.7- 3.5%，频率漂移率超高。这些SMB与背景辐射（安静的太阳和其下的耀斑宽带连续谱）的偏振明显不同，它们应该是独立的强相干爆发，与小尺度源区的一些非热能释放和高能粒子产生有关。这些事实表明耀斑极大期后存在着小尺度强的非热能释放活动，这对空间天气的预报具有重要意义。物理分析表明，等离子体机制可能是最有利的候选人形成的SMB。从等离子体机制出发，可以推导出快电子的速度和动能，并跟踪电子加速的区域。
2013-07-12 astro-ph.SR
Diagnosing the Source Region of a Solar Burst on 26 September 2011 by Microwave Type III Pairs
本文报道了2011年9月26日太阳耀斑脉冲上升阶段的微波III型对爆发的一个特殊而有趣的训练。观测包括0.80 - 2.00 GHz频率的射电频谱仪，硬X射线（RHESSI和FERMI），SWAP/PROBA-2的EUV图像和HMI/SDO的磁图。通过使用最近开发的方法（Tan et al. 2016 a），我们诊断了等离子体密度、温度、等离子体β、源区附近的磁场、高能电子的能量以及加速区与III型爆发发射起始点之间的距离。诊断结果表明：（1）等离子体密度、温度、磁场以及加速区与发射起始点的距离在III型对列期间几乎没有明显变化，而电子能量有一个明显的峰值，这与硬X射线发射相一致。(2)等离子体β比一个单位高得多，显示出III型爆发发射起始点附近的高度动态过程。(3)虽然反向斜率III型分支的漂移速度比正常III型分支慢一个数量级，但相关的下行和上行电子仍然可以具有相同数量级的能量。这些事实表明，上行电子和下行电子可能都是以相似的机制在一个小的源区中被加速的。这种诊断可以帮助我们理解太阳爆发源区的微观物理。
2016-06-17 astro-ph.SR
Coronal Diagnostics Via Modelling Periodic-Beaded Stripes of Solar Radio Bursts
Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, College of Physics and Electronic Information, Dezhou University（德州学院物理与电子信息学院空间环境与探测技术山东省重点实验室）；Center for Integrated Research on Space Science, Astronomy, and Physics, Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究院空间科学、天体物理和物理学集成研究中心）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学学院空间环境与探测技术山东省重点实验室）
研究通过高分辨率数据揭示太阳射电爆发中的周期性珠状条纹结构，并建立基于双等离子体共振不稳定的定量诊断框架，确定发射区域的磁场和等离子体密度。
2026-04-29 astro-ph.SR
Shock Signatures of the Successive Type-II Solar Radio Bursts at Meter Wavelength
Astronomical Observatory of Jagiellonian University（雅盖隆大学天文台）
研究通过观测2012年7月31日连续型II类太阳射电暴，揭示了CME激波与流ers结构相互作用形成的射电暴特征。
2026-01-15 astro-ph.SR
Propagation of energetic electrons from the corona into interplanetary space and type III radio emission
在太阳耀斑期间，以通常为$10^{36}$ s $^{-1}$的产生率产生能量大于20 keV的大量电子。它们中的一部分能够沿着开放的磁场线通过日冕传播到行星际空间。在它们的旅行中，它们发出无线电辐射，例如，在WIND号航天器上的WAVES无线电频谱仪上，在100兆赫至10千赫的频率范围内观察到第三类无线电爆发。根据这些爆发在动态射电谱中的漂移率，采用新发展的日球密度模型，导出了III型爆发激发电子的径向传播速度$V_r$。计算表明，无线电辐射是由具有不同$V_r$的电子发射的，因此是由最初产生的电子分布的不同电子发射的。
2015-11-10 astro-ph.SR
A Novel Fine Spectral Structure of Solar Radio Bursts with Periodic Beaded Stripes Observed by CBSm of CMP-II
研究利用CBSm首次发现太阳射电暴中周期约0.1秒的串珠状窄带条纹，结合DART观测并以DPR不稳定性和MHD波调制解释其成因。
2025-06-07 astro-ph.SR
Spectral and spatial observations of microwave spikes and zebra structure in the short radio burst of May 29, 2003
分析了2003年5月29日与AR 10368中M1.5耀斑有关的异常射电爆发。它是由太阳宽带射电频谱仪（SBRS/怀柔站，北京）在5.2-7.6 GHz范围内观测到的。事实证明，这只是第三个在如此高的频率下出现在所有观测中的整齐斑马结构。尽管爆发的持续时间很短（25秒），但它为研究毫秒分辨率（5毫秒）的超细结构提供了丰富的数据。我们本地化的耀斑区域的发射源的网站，估计等离子体参数的生成网站，并提出适用的机制解释尖峰和斑马结构的生成。射电爆发的位置由西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）（5.7 GHz）和Nobeyama射电日像仪（NoRH）（17 GHz）获得。源的强度在17 GHz处被吸引到短环的顶部，在5.7 GHz处被吸引到长环。在17 GHz（时间分辨率为100 ms）的短脉冲登记在R-极化源的N-磁极性（非常模式）。动态光谱表明，所有的发射包括在70至100 MHz的瞬时频带中的持续时间为5-10 ms的毫秒脉冲（尖峰），形成不同突发的超细结构，基本上以快或慢漂移纤维和各种斑马结构条纹的形式。斑马结构的五个尺度已经被挑出来。作为产生尖峰（作为初始发射）的主要机制，我们建议在哨声和离子-声波之间的相互作用的脉冲制度的等离子体波与哨声的合并。在这种情况下，可以解释纤维和零星斑马结构条纹的出现，表现出频率分裂。
2011-11-28 astro-ph.SR
Solar Radio Bursts and Space Weather
本文利用格林班克太阳射电暴频谱仪数据描述主要射电暴类型，并探讨其作为空间天气诊断工具的潜力。
2024-05-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Bursty acceleration and 3D trajectories of electrons in a solar flare
本研究利用STIX和NRH观测分析了2022年M5.1级太阳耀斑，构建了14个射电暴的三维轨迹，发现耀斑加速过程在时空上具有碎片化特征，电子在多条磁力线上被加速并产生复杂的HXR和射电辐射。
2025-02-22 astro-ph.SR
Oscillations in the 45-5000 MHz Radio Spectrum of the 18 April 2014 Flare
利用一种新型的振荡图，对2014年4月18日M7.3耀斑（SOL 2014 -04- 18 T13：03：00 L245 C 017）进行了研究。我们发现这个耀斑的周期在65-115秒范围内的准周期字符。在耀斑的初始阶段，我们发现65-115 s的振荡相位随脉动结构（等离子体团喷射）的漂移而缓慢地向低频漂移，这表明在磁重联开始时有一个向上传播的波。在漂移脉动结构中，发现许多周期（1-200秒）记录了多尺度和多周期过程。在该漂移结构上叠加了特征周期约为1秒的光纤脉冲串，其频率漂移与漂移65-115秒振荡相位的频率漂移相似。我们还检查了在这个耀斑的EUV成像光谱仪（EIS）/日野成像光谱仪（IRIS）的观测发现的周期。我们承认III型爆发（电子束）的建议，但他们的时间与EIS和IRIS峰的重合度不是很好。这可能是由于无线电频谱是一个整盘记录，包括来自任何位置的所有爆发，而EIS和IRIS峰只从EIS和IRIS观测的狭缝位置发射。
2017-06-09 astro-ph.SR
Statistics and Polarization of Type III Radio Bursts Observed in the Inner Heliosphere
我们目前的初步结果，从射频光谱仪（RFS），高频率的帕克太阳探测器（PSP）的领域实验组件。在第一次PSP太阳遭遇（2018年11月）期间，只观察到一些小的无线电爆发。在第二次遭遇期间（2019年4月），发生了大量的III型射电暴，包括连续发生爆发的射电暴间隔。在本文中，我们提出的第三类射电爆发的特点，在内日球层的初始观测，计算发生率，振幅分布，和所观察到的爆发的光谱特性。我们还报告了在第二次相遇期间观察到的几个爆发，这些爆发在右手偏振意义上显示圆偏振，在8-12 MHz的范围内偏振度为0.15-0.38。偏振度可以通过初始100%偏振的$o$模式发射的去偏振来解释，或者通过同时在$o$和$x$模式中直接产生发射来解释。在未来的PSP遭遇现场直接观测可以提供数据，可以区分这些机制。
2019-12-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Decimetric emission 500$''$ away from a flaring Site: Possible scenarios from ${\textit{GMRT}}$ solar radio observations
我们提出了一项分米波射电活动的研究，使用610 MHz的${\textit{Giant Meterwave Radio Telescope}}$（${\textit{GMRT}}$）的第一个高时间节奏（0.5 s）图像，与${\textit{GOES}}$ C1.4和M1.0级太阳耀斑，以及2015年6月20日发生的日冕物质抛射（CME）爆发有关。来自${\textit{GMRT}}$的高空间分辨率图像显示，在C1.4耀斑期间有一个强射电源，位于距离耀斑地点约500 $''$的地方，附近没有相应的明亮足迹或日冕特征。相反，在M1.0耀斑期间和CME开始时，在耀斑附近发现了强射电源。在C1.4耀斑活动最大期，在耀斑爆发点附近也发现了弱射电源，这与云南天文台太阳宽带射电频谱仪所发现的米波III型爆发有时间上的联系。基于多波长分析和磁位场源表面外推，我们认为${\textit{GMRT}}$射电源和度规III型爆发的源电子起源于一个共同的电子加速场.强${\textit{GMRT}}$射电源是由相干发射过程产生的，其视位置远离耀斑现场可能是由于波导效应。
2018-06-15 astro-ph.SR
Suzaku Observation of the New Soft Gamma Repeater SGR 0501+4516 in Outburst
我们提出了新的软伽马重复站SGR 0501+4516的第一个朱雀观测，在2008年8月26日进行，四天后爆发活动的这个新成员的磁星家庭。用X射线成像光谱仪（XIS）在0.5-10 keV的通量为3.8E-11 erg/s/cm ~ 2的条件下探测到软X射线持续发射，其光谱符合吸收黑体加幂律模型。源脉冲的周期为5.762072+/-0.000002秒，XIS探测到32个X射线爆发，其中4个也被硬X射线探测器（HXD）探测到。最强的爆发发生在03：16：16.9（UTC），非常明亮，导致仪器饱和，但其前体阶段持续约200 ms，在0.5-200 keV范围内成功检测到，通量约为2.1 E-7 erg/cm 2，峰值强度约为89 Crab。整个爆发通量估计要高出约50倍。前兆光谱是非常困难的，并很好地模拟了两个黑体的组合。我们讨论的爆发活动和X/γ射线的性质，这个新发现的软γ重复相比，其他成员的类。
2009-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transient Mass Loss Analysis of Solar Observations using Stellar Methods
来自附近恒星的射电爆发的低频动态谱提供了直接检测低质量恒星瞬时质量损失的恒星特征的最佳机会。Crosley等人（2016）提出了一种多波长方法来确定日冕物质抛射参数，如日冕物质抛射（CME）速度，质量和动能。我们使用地球同步业务环境卫星X射线观测和布鲁尼岛射电频谱仪无线电观测测试的有效性和准确性的方法得出的结果。这些观测结果与恒星研究中的观测结果类似。从这些观测得出的结果进行比较，直接白光测量的大角度和光谱日冕。我们发现，当一个事件前的温度可以确定，CME速度的准确性是在几百公里/秒，并在特定的标准得到满足时是可靠的。CME质量和动能只有在考虑到与它们相关的大误差时，才能用于确定近似的数量级测量。这些结果将直接适用于解释任何检测到的恒星事件和推导恒星CME属性。
2017-07-06 astro-ph.SR
Coronal magnetic field strength from Type II radio emission: complementarity with Faraday rotation measurements
我们分析了1997年5月12日由地面和空间无线电频谱仪观测到的II型射电爆发的频带分裂。II型射电辐射是日冕冲击波最明显的特征，观察到的带分裂通常被解释为来自上游和下游冲击区的等离子体辐射。根据推导出的压缩比，我们利用磁流体动力学（MHD）朗肯-休戈尼奥关系式估算了周围的阿尔文马赫数。通过反演白光偏振亮度（pB）日冕数据得到的电子密度和由II型频率漂移推断的激波速度，我们最终得到了中冕磁场强度的径向分布。将结果与1997年5月（但高于$\sim 5 R_{sun}$）用法拉第旋转测量日冕遮蔽的河外射电源获得的场分布进行了比较。高斯在这项工作中推导出的$B(r)$ = 3.76 $r^{-2.29}$ Gauss形式的幂律很好地描述了在很宽的日心距离范围内的组合数据集（$r$ $\sim$ 1.8 - 14 $R_{sun}$）。
2013-10-31 astro-ph.SR
Flare processes evolution and polarization changes of fine structures of solar radio emission in the April 11, 2013 event
在2013年4月11日M6.5耀斑的太阳射电光谱精细结构观测中，射电源的位置和大小的测量是由四个不同天文台的多台射电仪器同时观测到的：怀柔太阳宽带射电频谱仪捷克共和国Ondrejov射电频谱仪（ORSC/Ondrejov）、Badary宽带微波分光偏振仪（BMS/Irkutsk）和光谱仪/IZMIRAN（Moscow，Troitsk）。精细结构包括微波斑马纹（ZP），快速脉动和纤维。它们是在位于环形拱廊顶部的耀斑增亮期间观测到的。偏振的动力学与耀斑激发器的运动有关，这在171 A和131 A的EUV图像（SDO/AIA）中观察到。结合SDO日震磁象仪（HMI）观测到的磁象图和极紫外耀斑增亮与ZP爆发的同源假设，我们推断观测到的ZP对应于普通的射电发射模式。然而，未来的分析需要验证这样的假设，即斑马射电源确实与闭合的磁回路有关，并且位于太阳大气中比脉动源更低的高度。
2015-09-22 astro-ph.SR
Tracking a beam of electrons from the low solar corona into interplanetary space with the Low Frequency Array, Parker Solar Probe and 1 au spacecraft
III型射电暴是温和相对论性电子束从低日冕传播到日光层的等离子体发射的结果，如果它们与日光层航天器的位置对齐，最终可以在原地检测到。在这里，我们观察到一个III型射电爆发从0.1-16兆赫使用帕克太阳探测器（PSP）领域的射频频谱仪（RFS），并从20-80兆赫使用低频阵列（LOFAR）。该事件与任何可检测到的耀斑活动无关，但属于PSP遭遇2期间发生的持续III型噪声风暴的一部分。LOFAR射电源向三维空间的反投影表明，III型射电爆发源位于1.6-3 R $_\odot$的开放磁场上，起源于东经48 $^o$附近的近赤道活动区。结合PSP/RFS观测与风/波和立体声/波，我们重建的第三类射电源轨迹在日光层内部PSP的位置，假设黄道约束。随后在STEREO-A航天器上在兼容的时间原位检测到高能电子增强，尽管开始和持续时间表明单独的爆发有助于增强的一个子集。这项工作表明，日冕中相对小规模的通量出现可以导致电子束从低日冕注入日光层，而不需要强烈的太阳耀斑。这项研究还明确强调了地面和天基无线电观测相结合的互补性，特别是在PSP时代。
2022-09-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Observation of solar high energy gamma and X-ray emission and solar energetic particles
我们考虑了2010年6月至2012年7月期间观测到的18个太阳耀斑，其中高能>100 MeV的γ发射被费米GRO上的大面积望远镜（LAT）记录。我们用GOES的软X射线观测、INTEGRAL（ACS SPI）上光谱仪的反符合屏蔽和FermiGRO上的伽马射线暴监测器（GBM）的硬X射线观测来检验这些γ事件。硬X射线和π0衰变γ射线辐射分别被用作电子和质子加速的示踪剂。在13个事件的脉冲相期间，ACS SPI观测到硬X射线爆发。当LAT/FermiGRO记录到延长的硬γ发射时，在时间间隔内未发现>100 keV的硬X射线爆发。这些事件显示出长时间的高能量伽马射线发射，而不伴有>100 keV的硬X射线发射，这被解释为质子和电子不同的加速过程的指示，或者解释为在耀斑的脉冲阶段期间加速并随后被某些磁结构捕获的质子群的存在。由GOES和STEREO（高能望远镜，HET）进行的现场高能粒子测量表明，即使考虑到包括STEREO在内的多点测量，其中5个γ事件在1 AU处也没有伴随SEP事件。因此，加速的质子并不总是释放到日光层。最高温度和最大发射测量之间的较长延迟是耀斑具有长时间高能γ发射和太阳质子事件的特征。
2015-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on Feb 15, 2011
在太阳微波爆发的动态谱图上，斑马纹结构（ZP）是最令人感兴趣的精细结构。2011年2月15日，太阳盘面上爆发了一次X2.2级耀斑事件，这是自太阳施瓦贝周期24以来的第一次X级耀斑。中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在6.40 ~ 7.00 GHz（ZP 1）、2.60 ~ 2.75 GHz（ZP 2）和云南太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Yunnan）在1.04 ~ 1.13 GHz（ZP 3）观测到多个微波ZP。最重要的现象是在耀斑的早期上升阶段出现了异常的高频ZP结构（ZP 1，高达7.00 GHz），在耀斑的衰减阶段出现了两个频率相对较低的ZP结构（ZP 2，ZP 3）。通过对目前流行的ZP结构产生的理论模型的研究，并比较它们在相应源区的磁场强度，我们认为双等离子体共振模型是解释微波ZP形成的最可能的模型，它可以导出磁场强度约为230 - 345 G，126 - 147 G，在ZP 1、ZP 2和ZP 3的源极区中分别为23 - 26 G。
2011-09-27 astro-ph.SR
The active region source of a type III radio storm observed by Parker Solar Probe during Encounter 2
上下文在美国宇航局帕克太阳探测器（PSP）任务的第二次遭遇中，调查III型射电暴的来源。目标。据观察，在美国宇航局帕克太阳探测器任务的遭遇2中，有大量的无线电活动，特别是2019年3月31日至4月6日频繁的小型III型爆发的噪音风暴。我们的目标是调查这些小而频繁的爆发的来源。方法.为了做到这一点，我们分析了来自Hinode EUV成像光谱仪（EIS），PSP FIELDS和太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的数据。我们研究了活动区12737的行为，它的出现和演变与无线电噪声暴的时间相吻合，并确定了活动区内电子束的可能来源。要做到这一点，我们探测的动力学，多普勒速度，非热速度，FIP偏置，密度，并进行磁性建模。结果我们证明，虽然在磁盘上的活动区产生没有显着的耀斑，它的演变表明它是一个源的电子束引起的射电暴。它们最有可能起源于显示出强烈蓝移等离子体的活动区边缘的区域。我们证明，随着活动区域的增长和扩大，在边缘的蓝移区域的面积增加，这也是与大规模或扩大磁场线从我们的建模锚定的面积增加。这种膨胀在2019年4月1日至4日之间最为显著，与III型风暴的爆发和单个爆发峰值频率的下降相吻合，表明峰值辐射的高度随着活动区域的发展而增加。
2021-02-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Study of solar activity with AERA at the Pierre Auger Observatory
本研究利用皮埃尔·奥格天文台AERA约11年的数据，分析了太阳活动对30-80 MHz无线电测量的影响，发现MUF与宽带噪声显著相关，并探测到与NOAA等独立观测相符的射电爆发和无线电中断现象。
2025-07-14 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Radio, Hard X-Ray, and Gamma-Ray Emissions Associated with a Far-Side Solar Event
SOL 2014 -09-01远侧太阳爆发事件产生了硬电磁和无线电发射，探测器在近地有利位置观测到。特别具有挑战性的是一个长持续时间>100 MeV的$γ$射线爆发可能产生的加速质子超过300 MeV。这一观测提出了一个问题，即高能质子如何到达面向地球的太阳表面。一些先前的研究讨论了一种情况，即质子被日冕物质抛射驱动的冲击波加速返回太阳表面。我们将继续分析这一具有挑战性的事件，其中涉及来自Nançay射电日像仪的无线电图像和来自位于火星附近的火星奥德赛空间观测站上的伽马射线分光仪高能中子探测器的硬X射线数据。HEND记录到未被遮蔽的耀斑发射。结果表明，从地球方向观测到的辐射是由耀斑加速的电子和质子捕获在静态的长日冕环产生的。它们的再加速是可能的，在这些环的冲击波，这是激发的爆发，最初不是日冕物质抛射驱动。结果突出了解决剩余问题的方法。
2018-08-30 astro-ph.SR
Simultaneous EUV and Radio Observations of Bidirectional Plasmoids Ejection During Magnetic Reconnection
本文对2011年11月3日发生在活动区NOAA 11339的X级耀斑进行了多波长研究。SDO/AIA记录的EUV图像显示，在耀斑发生前约50分钟，一个远程灯丝（位于AR北部）被激活，并出现足点增亮。扭结的灯丝缓慢上升，在达到约49 Mm的投影高度后，它在AR附近弯曲并自由下落，X级耀斑在AR附近触发。绿岸太阳射电暴频谱仪（GSBRBS）的动态射电频谱显示，在耀斑的脉冲阶段，在分米波射频（500-1200 MHz）中同时检测到正负漂移脉动结构（DPS）。在太阳耀斑中出现的全球负DPS通常被解释为与日冕中向上运动的等离子体团有关的电子加速信号。来自AIA 94射电望远镜的EUV图像揭示了多个等离子体团的喷射，这些等离子体团在磁重联期间在日冕中同时向上和向下移动。向上和向下移动的等离子体团的速度分别为~152-362和~83-254 km/s。这些观测结果有力地支持了最近的数值模拟的形成和相互作用的多个等离子体团由于撕裂的电流片结构。基于我们的分析，我们认为，同时检测到的负和正的DPS是最有可能产生的相互作用/合并的多个等离子体团沿电流片结构的上下移动过程中的磁重联。此外，差分发射测量（DEM）分析的活动区揭示了一个热通量绳结构（在AIA 131和94可见）之前的耀斑启动和喷射的多温度等离子体团在耀斑脉冲阶段。
2013-07-15 astro-ph.SR
