A solar flare driven by thermal conduction observed in mid-infrared
Fernando M. López, C. Guillermo Giménez de Castro, Cristina H. Mandrini, Paulo J. A. Simões, Germán D. Cristiani, Dale E. Gary, Carlos Francile, Pascal Démoulin
备注：
10 pages, 8 figures. Accepted for publication in Astronomy and Astrophysics
The mid-infrared (mid-IR) range has been mostly unexplored for the investigation of solar flares. It is only recently that new mid-IR flare observations have begun opening a new window into the response and evolution of the solar chromosphere. These new observations have been mostly performed by the AR30T and BR30T telescopes that are operating in Argentina and Brazil, respectively. We present the analysis of SOL2019-05-15T19:24, a GOES class C2.0 solar flare observed at 30~THz (10$\ μ$m) by the ground-based telescope AR30T. Our aim is to characterize the evolution of the flaring atmosphere and the energy transport mechanism in the context of mid-IR emission. We performed a multi-wavelength analysis of the event by complementing the mid-IR data with diverse ground- and space-based data from the Solar Dynamics Observatory (SDO), the H--$α$ Solar Telescope for Argentina (HASTA), and the Expanded Owens Valley Solar Array (EOVSA). Our study includes the analysis of the magnetic field evolution of the flaring region and of the development of the flare. The mid-IR images from AR30T show two bright and compact flare sources that are spatially associated with the flare kernels observed in ultraviolet (UV) by SDO. We confirm that the temporal association between mid-IR and UV fluxes previously reported for strong flares is also observed for this small flare. The EOVSA microwave data revealed flare spectra consistent with thermal free-free emission, which lead us to dismiss the existence of a significant number of non-thermal electrons. We thus consider thermal conduction as the primary mechanism responsible for energy transport. Our estimates for the thermal conduction energy and total radiated energy fall within the same order of magnitude, reinforcing our conclusions.
Double-periodic pulsations simultaneously detected in mid-infrared and hard X-ray emissions during an X1.5 flare
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
First time delay observation between two mid-infrared channels in solar flare footpoints
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院）；School of Physics, Costa Rica Institute of Technology（哥斯达黎加理工学院物理学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Engineering School, Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学工程学院麦肯锡射电天体物理学中心）
日冕和色球层之间的过渡区对于低层大气向日冕的质量和能量转移非常重要，因此，人们对这一区域进行了大量的紫外线和极紫外线观测研究。这些研究的一个主要结果是，在小于100 000 K的温度下，等离子体的量太大，与热导率的标准理论不兼容。然而，目前尚不清楚这种分歧是由于观测中的问题还是理论中的问题。我们解决这个问题，通过分析高空间和时间分辨率EUV观测的X1.6级耀斑采取的界面区域成像光谱仪（IRIS）和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）。这些数据使我们能够从周围结构中分离出耀斑环的发射。我们比较了来自C II 1334.525 Ang的排放测量（EM），Si IV 1402.770 Ang过渡区谱线、Fe XXI 1354.066 Ang耀斑线和AIA 171 Ang日冕图像。我们发现，EM比率是不兼容的一个标准的传导为主的过渡区模型。此外，由于耀斑加热导致的EM幅度的大幅增加使得数据和理论之间的不一致极不可能是由于发射源的观测不确定性。我们的结论是，标准斯皮策伤害热导率必须是无效的，至少，耀斑环路。我们讨论的可能性，湍流抑制热传导可以解释我们的结果。
APO & SMARTS flare star campaign observations I. Blue wing asymmetries in chromospheric lines during mid M dwarf flares from simultaneous spectroscopic and photometric observation data
NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）
本文通过对三颗中期 M 矮星的同时光谱与测光观测，发现 7 次耀发在 Hα 等色球谱线中呈现蓝翼不对称性，并据此估计了可能的暗条爆发质量及其与 CME 的关系。
Investigating Energetic X-Shaped Flares on the Outskirts of A Solar Active Region
典型的太阳耀斑在色球层上显示出两条准平行的明亮带状物。在它们之间的是极性反转线（PIL），其分离有源区（AR）中相反极性的集中磁通量。有趣的是，在NOAA AR 11967外围的类似位置也发生了一系列X形条带的耀斑，那里的磁通量分散，但其中三个耀斑的能量惊人。X形状，其中心与硬X射线发射重合，在UV/EUV中是相似的，这在标准耀斑模型中是不能容纳的。绘制出势场中的磁连通性，我们发现X形态由两个准分界线层的交叉决定，即，双曲线通量管（HFT），其中嵌入连接双零的分离器。这种拓扑结构不是纯粹的局部，而是受整个AR的通量和流量的调节。非线性无力场模型建议在HFT处形成电流层，其中电流耗散可以通过场对准热传导映射到X形带。这些结果突出了高频电磁场在三维磁重联中的关键作用，并对天体物理和实验室等离子体具有重要意义。
Oscillations accompanying a He I 10830 Å negative flare in a solar facula
2012年9月21日，我们在Si I 10827，He I 10830和Hα谱线上对太阳光斑进行了光谱观测。后来，在分析数据的过程中，我们在时间序列的中间发现了一个小规模的耀斑。由于He I 10830吸收线的异常增加，我们将此耀斑确定为负耀斑。本文研究了负耀斑对光斑光球和色球层振荡特性的影响。我们测量了所有三条谱线的视距（LOS）速度和强度以及色球谱线的半宽。我们还使用SDO/HMI磁场数据。耀斑引起调制的所有研究参数。在负耀斑的位置，振荡的幅度平均增加了四倍。在邻近的磁场局部极大值中，耀斑期间色球LOS速度振荡明显减弱。耀斑爆发前，光斑区域整体振荡约5分钟，耀斑爆发后，这种同步性被破坏。耀斑改变了视线磁场振荡的光谱组成，导致低频振荡功率增加。
Stereoscopic Observation of Slipping Reconnection in A Double Candle-Flame-Shaped Solar Flare
2011年1月28日的M1.4耀斑在衰变阶段表现出两个并排的蜡烛火焰形状的耀斑环系统，位于一个更大的尖形结构下方，正如太阳动力学天文台（SDO）在西北太阳边缘观测到的那样。北环系统在南环系统内的耀斑开始后变亮，但所有三个尖形结构的特征是温度约为10 MK，比下面的拱形环更热。日地关系天文台（STEREO）的“Ahead”卫星提供了一个俯视图，其中耀斑后的环依次变亮，一端固定，另一端明显向东滑动。通过在EUV中执行耀斑后回路的立体重建并绘制出磁连通性，我们发现耀斑后回路的足迹沿着分离两个回路系统的双曲通量管（HFT）的足迹滑动，并且重建的回路与从相同的HFT足迹开始追踪的磁场线具有相似性，其中场线相对灵活。这些结果有力地支持了在HFT处的滑动磁重联。滑动重联可能是由耀斑触发的，并表现为传播昏暗之前，环滑移被观察到。它可能有助于在Fe XVI 33.5 nm，这是甚至高于其主相对应的后期峰，也可能发挥作用的密度和温度不对称性，通过热传导在北环系统中观察到。
He I D3 Observation of the 1984 May 22 M6.3 Solar Flare
He I D3谱线对耀斑对低层大气的影响有独特的响应，可以作为能量输运过程的有力诊断工具。本文利用大熊座太阳天文台最近数字化的胶片图象，报道了1984年5月22日发生在具有圆形磁极性反转线（PIL）的活动区的M6.3耀斑的D3观测结果。耀斑的脉冲阶段始于一个在D3变暗的主要细长源，在其内部，明亮的发射核出现在硬X射线（HXR）的初始小峰值时。这些耀斑核心随后演变成一个尖锐的发射链，位于黑暗的晕内，同时在HXR的主峰，扭转了整体源对比度从-5%至5%。主峰期间D3的辐射能量估计约为10^30尔格，与20 keV以上的非热电子所携带的能量相当。之后，耀斑沿着圆形PIL逆时针方向前进，在D3中形成一个黑暗的圆形带，它显然反映了Ha和He I 10830 A中的明亮带。所有这些丝带持续超过一个小时的后期渐进阶段。我们认为，目前的事件类似于所谓的黑光耀斑，提出了基于连续图像，和D3变暗和变亮的功能，这里可能是由于，分别是热传导加热和高能电子的直接沉淀。
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
Exploring Plasma Heating in the Current Sheet Region in a Three-Dimensional Coronal Mass Ejection Simulation
我们模拟了一个日冕物质抛射（CME）使用三维磁流体动力学（MHD）代码，包括日冕加热，热传导，辐射冷却的能量方程。在1 R $_s$的磁通量分布是由一个局部的地下偶极子叠加在一个全球偶极子场，模仿全球日冕内的活动区域的存在。在极性反转线附近施加横向电场，以引入横向磁场，然后施加会聚流，以形成和破坏通量绳，从而产生喷发。我们研究负责等离子体加热和冷却的喷发过程中，包括热传导，辐射，绝热效应，日冕加热，欧姆加热的量。我们发现，欧姆加热是一个重要的贡献者热温度在当前片区域的早期爆发，但在后期阶段绝热压缩起着重要的作用，在加热等离子体。在整个重联过程中，热传导在将热能从电流片区域传输出去方面也起着重要作用，产生"热晕“并扩大高温区域。我们模拟发射从太阳望远镜为这次喷发，并发现有证据表明，从上面的耀斑环晚在喷发，绝热加热是占主导地位的加热项加热等离子体发射。这些结果提供了一个解释热超拱廊等离子体片，经常观察到的X射线和极紫外波长在大耀斑的衰变阶段。
