Signatures of Type III Solar Radio Bursts from Nanoflares: Modeling
有一个广泛的共识，即无处不在的磁重联事件和相关的脉冲加热（nanoflares）是解决太阳日冕加热问题的一个强有力的候选人。纳米耀斑是否能像全尺寸耀斑那样将粒子加速到高能量还不得而知。我们调查这个问题，通过研究III型无线电爆发的nanoflares可能产生的闭环。即使存在多个重叠爆发，也可以使用Viall和Klimchuk（2012）开发的时滞技术的新应用来检测III型爆发所表现出的特征频率漂移。我们提出了一个简单的数值模型，模拟了预期的无线电发射从活跃区域（AR），我们用它来测试和校准的技术。我们发现，在闭环的情况下，III型爆发的频谱预计将是非常陡峭的，从而产生显着的发射在一个给定的频率，只有一个相当窄的范围内的环路长度。我们还发现，在时滞信号中的脉冲串的签名减少：（1）在该范围内的参与环路的种类增加;（2）脉冲串的发生率增加;（3）脉冲串的持续时间增加;（4）脉冲串的亮度相对于噪声降低。此外，我们的模型表明，I型爆发的一个可能的起源作为一个闭环几何形状的III型发射的自然后果。
2021-09-07 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 astro-ph.SR
Energy Distribution of Nanoflares in Three-Dimensional Simulations of Coronal Heating
在最近的计算活动中[Ng等人，占星术。J. 747，109，2012]为了研究使用约化磁流体动力学（RMHD）的日冕加热的三维模型，我们已经获得了加热率与伦德奎斯特数的缩放结果，基于一系列运行，其中随机光球运动被施加了数百到数千个阿尔文时间，以获得收敛的统计值。使用该数值数据集合，我们已经进行了与电流片和加热事件或纳米火花的形成相关的附加统计分析[Parker，Astrophys. J. 330，474，1988]。虽然对太阳耀斑的能量分布进行了许多观测，但由于明显的数值困难，基于大规模三维直接模拟的结果并不多。我们将根据我们的模拟提出能量分布和其他统计数据，使用[Dmitruk & Gómez，Astrophys. J.，484，L83，1997]。我们还将把我们的结果与观测结果进行比较。
2012-06-20 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
Non-thermal electrons from solar nanoflares
上下文我们介绍了一个模型，包括加速粒子在纯磁流体动力学（MHD）模拟太阳大气。目的。我们表明，该方法是可行的，并产生的结果，提高现实主义的MHD模拟太阳大气。方法.太阳耀斑中高能电子的加速是一个公认的事实，但在最先进的太阳大气层三维模拟中却没有包括在内。加速的影响是未知的，在这里，我们引入一个简单的方法来解释加速的电子从重联点移动能量并进入致密过渡区和色球层的能力。结果该方法只运行了很短的时间，并且具有较低的重联能量，但这表明重联过程本身发生了变化，并且对加速电子撞击部位的可观测值有明显的影响。进一步的工作将详细调查对重联点和撞击点的影响。
2018-11-21 astro-ph.SR
A comparative study of two X2.2 and X9.3 solar flares observed with HARPS-N: Reconciling Sun-as-a-star spectroscopy and high-spatial resolution solar observations in the context of the solar-stellar connection
本研究利用HARPS-N观测两次不同强度的太阳耀斑，结合高分辨率空间观测分析盘积分光谱特征，揭示了耀斑位置与光谱剖面的关联及多种谱线的活动响应规律，为恒星耀斑研究提供参考。
2024-02-01 astro-ph.SR
Electron Two-stream Instability and Its Application in Solar and Heliophysics
众所周知，在太阳耀斑中加速的电子束可以驱动双流不稳定性，并在日冕和行星际介质中产生射电爆发。最近的观测表明，太阳风可能起源于太阳表面附近的纳米级事件，局部加热的等离子体沿着开放场线逃逸到太空中。最近的数值模拟和理论研究表明，纳米级加速电子束驱动的电子双流不稳定性（ETSI）可以产生观测到的纳米级射电爆发、太阳风的非麦克斯韦电子速度分布函数以及太阳风中的动力学尺度湍流。本文简要介绍了ETSI非线性演化的基本理论框架和最新进展，包括电子空穴的形成、热等离子体中朗缪尔波的产生、非线性调制不稳定性和朗缪尔坍缩。在太阳物理学和天体物理学的潜在应用进行了讨论。
2016-06-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Flares and the Axion Quark Nugget Dark Matter Model
我们主张帕克很久以前为解决日冕加热问题而制造的纳米耀斑，也可能引发更大的太阳耀斑。这些论点是基于这样一个模型：太阳的极紫外线（EUV）辐射和软X射线的发射是由入射的暗物质粒子在轴子夸克块（AQN）暗物质模型中提供外部动力的。与太阳能材料的AQN的相应的湮灭事件被确定与nanoflars。这个模型最初是作为一个自然的解释，观察到的比例$Ω_{\rm dark} \sim Ω_{\rm visible}$时，DM和可见物质密度假设相同的数量级值。该模型给出了一个非常合理的EUV辐射强度，而无需调整模型中的任何参数。当同样的块金进入高磁场区域时，它们作为触发器点燃了磁场重联，最终可能导致更大的耀斑。从技术上讲，磁重联是由于冲击波而点燃的，当暗物质块以比声速$c_s$高得多的速度$v_{\rm AQN}\sim ~600~ {\rm km/s}$进入太阳大气层时，冲击波不可避免地产生，使得马赫数$M=v_{\rm AQN}/c_s\gg 1$。这些冲击波产生非常强和非常短的脉冲，用磁场重联区域附近的压力$Δp/p\sim M^2$和温度$ΔT/T\sim M^2$表示。该机制与观测到的耀斑分布$dN\sim W^{-α}dW$作为耀斑能量$W$的函数的比例是一致的。我们还推测，同样的金块可能会引发与大型耀斑相关的日震。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Fractal Reconnection in Solar and Stellar Environments
最近对太阳的空间观测表明，磁重联在太阳大气层中无处不在，从小规模的重联（观测到的纳米耀斑）到大规模的重联（观测到的长时间耀斑或巨型弧）。通常，磁重联事件与质量喷射或喷流有关，这似乎与分形电流片的多重等离子体团喷射密切相关。来自耀斑的爆发性射电和硬X射线辐射也表明了分形重联和相关的粒子加速。我们将讨论与太阳耀斑中的等离子体团诱导重联和分形重联有关的最新观测和理论，以及它们对重联物理和粒子加速的意义。本文还讨论了最近在太阳型恒星上发现的许多超级耀斑，这些发现将太阳耀斑的分形重联模型的适用范围扩展到更广泛的适合恒星耀斑的参数空间。
2016-06-30 astro-ph.SR
Energy distribution of solar flare events
磁场线编织的观测证据已被报道。磁环（纳米耀斑）内的磁重联以及磁环与其他磁环（微耀斑）的磁重联使磁场解开。然后日冕磁场重新组织，以获得一个无力的磁场结构。我们已经评估了幂律指数的能量分布$f(E)=f_0 E^{-α}$通过使用模型的松弛纳入不同的轮廓函数的缠绕数分布$f(w)$的编织拓扑结构的基础上。利用高里比达努尔射电天文台（IIA）的射电观测资料，研究了日冕中的射电信号，并利用统计敏感的非线性迭代削峰（SNIP）算法提取了幂律指数。我们看到，由模型得到的幂律指数与无线电数据观测的计算值吻合得很好。
2018-05-22 astro-ph.SR
Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) Observations of the Fractal Dimension in the Solar Atmosphere
虽然以前的工作探索了耀斑和纳米耀斑在日冕中发射的波长（如硬X射线，软X射线和EUV波长）的分形和自组织临界性（SOC），但我们在这里关注光球和过渡区的脉冲现象，正如在$T_e \approx 10^4-10^6$ K温度范围内用{\sl界面区成像光谱仪（IRIS）}观察到的那样。我们发现以下分形维数（按递增顺序）：$D_A=1.21 \pm 0.07$光球颗粒，$D_A=1.29 \pm 0.15$的过渡区的plages，$D_A=1.54 \pm 0.16$的太阳黑子在过渡区，$D_A=1.59 \pm 0.08$的磁图在活动区，$D_A=1.56 \pm 0.08$的EUV纳米耀斑，$D_A=1.76 \pm 0.14$的大太阳耀斑，并高达$D_A=1.89 \pm 0.05$的最大的X级耀斑。我们解释的分形维数（$1.0 \lapprox D_A \lapprox 1.5$）在稀疏的曲线线性流动模式的低值，而高值的分形维数（$1.5 \lapprox D_A \lapprox 2.0$）表示附近的空间填充运输过程，如色球蒸发。在太阳过渡区的现象似乎是一致的SOC模型，根据其尺寸分布的分形面积$A$和（辐射）能量$E$，显示幂律斜率的$α_A^{obs}=2.51 \pm 0.21$（与$α_A^{theo}=2.33$预测），和$α_E^{obs}=2.03 \pm 0.18…
2022-07-21 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Radio Observations of Solar Flares
太阳耀斑是由于太阳日冕中的磁能灾难性释放，导致等离子体加热，质量运动，粒子加速，以及无线电发射到$γ$射线波长的辐射。它们与等离子体进入行星际介质的全球日冕喷发-日冕物质抛射-有关，这可能导致各种“空间天气“现象。耀斑释放的能量范围很广，从$\sim\!10^{23}$尔格（纳米耀斑）到超过$10^{32}$尔格。太阳耀斑是一种具有普遍天体物理学意义的现象，可以详细研究磁能释放、爆发过程、激波形成和传播、粒子加速和传输以及辐射过程。无线电波段的观测提供了对耀斑物理学的独特诊断。为了充分利用这些诊断，需要执行时间分辨成像分光偏振法的手段。最近的观测与Jansky甚大阵列（JVLA）和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA），支持广泛的发展，在向前建模，已经证明了这种方法的力量。ngVLA有可能通过其高空间分辨率，宽频率范围和成像动态范围的组合，使我们对耀斑过程的理解达到一个新的水平-特别是当与硬X射线能量的多波长观测和数据配合使用时。
2018-10-15 astro-ph.SR
Solving the Coronal Heating Problem using X-ray Microcalorimeters
即使在没有解决耀斑，日冕被加热到几百万度。然而，尽管它对太阳大气的结构、动力学和演化很重要，但这种加热的起源仍然知之甚少。几个观测和理论的考虑表明，加热是由小的，脉冲能量爆发，这可能是帕克式的“纳米耀斑”（帕克1988年），通过重新连接内的纠缠和扭曲的日冕磁场。用于脉冲加热的经典“确凿证据”（Klimchuk 2009; Cargill等人，2013）是以低发射测量直接检测广泛分布的热等离子体（T > 6 MK）。近年来，过渡边缘传感器（TES）X射线微量热计的发展取得了很大进展，使其成为研究太阳的理想工具。当与掠入射聚焦光学器件相结合时，它们提供了在宽能带上的直接光谱成像（0.5至10 keV），结合小像素中极高的能量分辨率，在1.5 keV时低至0.7 eV（FWHM）（Lee 2015）和在6 keV下1.56eV（FWHM）（Smith 2012），比当前最好的传统固态光子计数光谱仪好两个数量级。新的太阳微量热计可以提供与日冕加热的纳米耀斑模型相关的热等离子体的决定性观测。这些测量将覆盖日冕光谱中最重要的部分，以寻找与纳米耀斑相关的热等离子体，并将表征有多少纳米耀斑可以在活动区域和安静的太阳中加热日冕。最后，微量热仪将能够同时研究每个像素中的时间和空间函数，这是一种前所未有的能力。
2017-01-03 astro-ph.SR
Constraining the hard X-ray properties of the quiet Sun with new RHESSI observations
我们提出了新的RHESSI上限在3-200 keV的能量范围内的太阳硬X射线发射的耀斑和活动区，即安静的太阳，使用2005年7月和2009年4月之间获得的数据。这些新的限制比以前的任何限制都要深得多，限制了几个可能产生硬X射线发射的物理过程。这些包括宇宙射线效应和太阳核心内轴子的产生。这些数据也限制了“纳米耀斑”的性质，这是解释日冕加热的主要候选者。我们发现涉及非热效应的纳米耀斑不太可能加热日冕，因为这样的事件需要一个陡峭的电子谱E^{-δ}，其指数δ> 5，延伸到非常低的能量（<1 keV），进入热能范围。我们也使用限制来约束等温模型和日冕薄目标发射模型（幂律和卡帕分布）的参数空间
2010-09-16 astro-ph.SR
Automated Solar Flare Statistics in Soft X-rays over 37 Years of GOES Observations - The Invariance of Self-Organized Criticality during Three Solar Cycles
我们分析了过去37年（1975-2011）中来自{ \sl地球同步运行环境卫星（GOES）}的软X射线光变曲线，并使用自动耀斑检测算法测量了超过30万次太阳耀斑事件（相当于NOAA耀斑目录的$\approx 5$倍）。我们发现一个幂律斜率$α_F=1.98\pm0.11$的（背景扣除）软X射线峰值通量是不变的，通过三个太阳活动周期，并同意理论预测$α_F=2.0$的{ \sl分形扩散自组织临界性（FD-SOC）}模型。对于软X射线耀斑的上升时间，我们发现在太阳活动周期的极小年期间的幂律斜率为$α_T =2.02\pm0.04$，这也与FD-SOC模型的预测$α_T=2.0$一致。在太阳活动周期极大年期间，幂律斜率在$α_T \approx 2.0-5.0$的范围内更陡，这可以由太阳活动周期相关的耀斑堆积偏置效应来模拟。这些结果证实了FD-SOC模型，该模型预测耀斑能量的幂律斜率为$α_E=1.5$，从而排除了显著的纳米耀斑加热。虽然FD-SOC模型预测非线性能量耗散过程的时空标度律的概率分布函数，但需要额外的物理模型来推导几何SOC参数与不同波长范围内观测到的发射率之间的标度律，正如我们在这里推导的软X射线发射。FD-SOC模型也产生统计概率的太阳耀斑预测。
2012-05-30 astro-ph.SR
Stealth Non-standard-model Confined Flare Eruptions: Sudden Reconnection Events in Ostensibly Inert Magnetic Arches from Sunspots
本研究发现7例不符合标准模型的隐匿型约束太阳耀斑，它们源自大太阳黑子的表观惰性磁拱，由磁拱内部小角度交叉磁场绳的突发重联产生，为帕克的日冕加热纳耀斑理论提供了观测支持。
2024-08-16 astro-ph.SR
Plasmoids, Flows, and Jets During Magnetic Reconnection in a Failed Solar Eruption
我们使用SDO/AIA，IRIS，STEREO和Hinode/SOT的多波长观测报告了2014年4月3日活动区12018失败的喷发和耀斑的详细分析。在灯丝缓慢上升之前的两个小时内，观察到至少有四个射流从这个小活动区域（大亮点）的尖端发出，具有零点拓扑结构。在灯丝缓慢上升期间，观察到多个等离子体斑点，最有可能形成于尖端附近的零点电流片中。随后的暗条爆发，在IRIS视野之外，伴随着耀斑，但仍然受到限制。在爆发性耀斑重联阶段，额外的斑点反复出现，并在爆发暗条下方的耀斑区域内双向移动。灯丝在上升过程中扭结、旋转，并经历了腿-腿的重连，但它未能产生日冕物质抛射。在灯丝缓慢上升/耀斑前阶段，在风扇环中检测到微小的喷射状特征。我们将其解释为周围磁场与离开零点片并沿扇形环流动的等离子体团之间重连的特征。我们将我们对这些微小射流的解释与Antolin等人提出的局部纳米火焰加热情景进行了对比。
2022-12-21 astro-ph.SR
Self-Organized Criticality Across Thirteen Orders of Magnitude in the Solar-Stellar Connection
该研究验证太阳与恒星耀斑大小分布符合FD-SOC模型预测，揭示跨越13个数量级的太阳-恒星联系中幂律普遍性源于SOC属性而非相同物理过程。
2025-03-23 astro-ph.SR
Hydrodynamics of small transient brightenings in Solar corona
小尺度瞬变发生在日冕中，频率比耀斑高得多，在日冕动力学中起着重要作用。在这里，我们研究了三个明确的瞬态发现的Hi-C，也检测到的大气成像组件（AIA）的EUV通道上的太阳动力学天文台（SDO）。我们使用0-D的湍流为基础的流体动力学模拟，并产生合成光变曲线与AIA的观测结果进行比较。我们将这些瞬变建模为长度约1.0微米的环路，在约50秒内沉积约10^23尔格的能量。模拟合成的光变曲线与观测到的光变曲线有合理的一致性。在初始阶段，来自日冕的传导通量主导辐射，像脉冲耀斑事件。我们的结果进一步表明，时间积分的净焓通量是积极的，因此进入电晕。事实上，我们可以通过使用与纳米耀斑，微耀斑和大耀斑相同的物理学来合理地模拟这些瞬变的光变曲线，这表明这些瞬变可能有一个共同的起源。
2021-09-30 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: II. Thermal Energies
我们提出了一个项目的第二部分，对全球能量的太阳耀斑和日冕物质抛射，其中包括约400 M-和X-级耀斑观察与AIA/SDO在其任务的第一个3.5年。在本文中，我们计算的差分发射测量（DEM）分布函数和相关的多热能，使用空间合成高斯DEM前向拟合方法。多热DEM功能产生一个显着更高的（平均因子$\approx 14$），但更全面的（多）热能比等温能量估计从相同的AIA数据。我们发现多热能$E_{th}$和磁耗散能$E_{diss}$之间的统计能量比为$E_{th}/E_{diss} \approx 2\%-40\%$，比Emslie等人的估计高一个数量级。2012.对于分析的M级和X级耀斑，我们发现以下物理参数范围：$L=10^{8.2}-10^{9.7}$ cm为耀斑区域的长度尺度，$T_p=10^{5.7}-10^{7.4}$ K为DEM峰值温度，$T_w=10^{6.8}-10^{7.6}$ K为发射测量加权温度，$n_p=10^{10.3}-10^{11.8}$ cm $^{-3}$为平均电子密度，$EM_p=10^{47.3}-10^{50.3}$ cm $^{-3}$为DEM峰值发射测量，以及$E_{th}=10^{26.8}-10^{32.0}$ erg为多热能。计算得到的多热能与RTV标度律$E_{th,RTV} = 7.3 \times 10^{-10} \ T_p^…
2015-02-20 astro-ph.SR
FOXSI-2 Solar Microflares II: Hard X-ray Imaging Spectroscopy and Flare Energetics
研究了聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI-2）在2014年12月11日第二次飞行期间观测到的两个亚A类太阳微耀斑的能量释放和转移性质。FOXSI是第一个利用聚焦光学器件在硬X射线（HXR）区域对太阳成像的太阳专用仪器，对4-20 keV的能量范围敏感。通过光谱分析的两个微耀斑使用光学薄等温等离子体模型，我们发现等离子体加热到~10 MK的温度和排放措施下降到~ $10^{44}~$厘米$^{-3}$的证据。虽然FOXSI-2微耀斑没有检测到非热辐射，但对可能隐藏的非热分量的参数空间的研究表明，非热电子中可能有足够的能量来解释微耀斑1中的热能，这表明该耀斑与标准厚靶模型是一致的。通过太阳优化设计和HXR聚焦光学器件的改进，FOXSI-2在10 keV下的灵敏度比核光谱望远镜阵列（NuSTAR）高出约5倍，用于典型的微耀斑观测，并允许首次直接成像光谱学的太阳HXR，其角分辨率与微耀斑相关。利用这些改进的能力来研究小规模事件的演变，我们发现在一个子A级耀斑的空间和时间的复杂性的证据。这些研究与太阳动力学天文台（SDO/AIA）上的大气成像组件的同期观测相结合，表明这些小型微耀斑的演变与大型耀斑的演变更相似，而不是预期的纳米耀斑的能量爆发。
2020-11-09 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Accelerated electrons observed down to <7 keV in a NuSTAR solar microflare
我们报告的检测从一个小的太阳微耀斑（GOES类A5.7）的核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观察到的非热电子分布的发射，与支持观测的拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。耀斑等离子体是很好地占厚靶模型的加速电子碰撞热化内的循环，类似于“日冕厚靶”的行为偶尔观察到较大的耀斑。这是第一次使用直接成像仪（而不是间接成像仪器）对来自太阳的非热硬X射线进行积极探测。加速电子分布的光谱指数为6.3 +/- 0.7，向下延伸到至少6.5 keV，并以约2x 1027 erg/s的速率沉积能量，将耀斑环加热到至少10 MK。在低至<5 keV的X射线中，主要的非热发射的存在意味着RHESSI发射几乎完全是非热的，这与RHESSI光谱学中通常假设的相反。非热能与热能之比与大耀斑相似，而与先前对小RHESSI耀斑的研究结果相反。基于平均电子能量和碰撞平均自由程，我们认为日冕厚靶可能是许多小微耀斑的共同特性，未来的观测将有助于了解耀斑粒子加速度如何在能量尺度上变化，并将有助于推动对纳米耀斑的观测制度，这是一个可能的日冕加热源。
2020-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Particle Acceleration
本文综述太阳高能粒子加速的两类主导机制：CME驱动激波导致的缓变型事件与磁重联相关的脉冲型事件，并阐明激波俘获、波放大及再加速等过程。
2025-03-18 astro-ph.SR
Pre-flare and active region plasma flows and structure seen by the short wavelength camera on SOLAR-C/EUVST
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球-环境宇宙研究中心）
研究太阳耀斑触发和日冕加热机制，通过对太阳-C/EUVST 短波长相机正向建模并与前代 EIS 比较，发现其能分辨通量管、捕捉速度梯度，精度优于 1km/s，有望直接观测耀斑触发相关过程并确定活动区环结构。
2026-07-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
The Universality of Power Law Slopes in the Solar Photosphere and Transition Region Observed with HMI and IRIS
利用日震磁成像仪（HMI）和界面区成像光谱仪（IRIS）的磁图数据，比较了太阳光球层和过渡区中自组织临界性（SOC）系统的尺度分布。对于每个数据集，我们拟合高斯和幂律尺寸分布函数的组合，其产生关于四个不同物理过程的信息：（i）IRIS数据中的高斯随机噪声;（ii）过渡区谱斑中的针状事件（IRIS数据中的幂律尺寸分布描述）;（iii）盐和胡椒小尺度磁性结构（由HMI磁图中的随机噪声描述）;以及（iv）耀斑和纳米耀斑中的磁重联过程（由HMI数据中的幂律尺寸分布描述）。我们发现IRIS和HMI数据之间有很高的相关性（CCC=0.90）。通常发现具有磁通量平衡的数据集与SOC预测的幂律斜率a_F=1.80（对于平均通量F）匹配，但是由于HMI视场的任意选择而发生例外。匹配的例子证实了SOC推断的通量尺寸分布的普遍性，并与Parnell等人的结果一致。（2009），a_F=1.85 +/- 0.14。
2023-02-15 astro-ph.SR
Sequential ejections of plasma blobs due to unbraiding of tangled loops in the solar atmosphere
本研究利用太阳轨道飞行器的高分辨率观测，揭示上层过渡区缠结磁环解缠引发的等离子体团序贯抛射特征，其磁自由能符合纳米耀斑范围，且大部分转化为动能，为纳米耀斑加热日冕提供观测依据。
2025-04-17 astro-ph.SR
A new view of the solar interface region from the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)
自2013年7月以来，界面区域成像光谱仪（IRIS）一直在获取太阳大气层的近紫外和远紫外图像和光谱。近紫外和远紫外光谱与亚角秒分辨率和高节奏图像的独特组合，使得能够通过太阳表面与日冕或太阳风之间的临界界面追踪质量和能量。IRIS使人们能够研究被认为在太阳低层大气中起作用的基本物理过程，如离子-中性相互作用、磁重联、各种波的产生、传播和消散、非热粒子的加速以及各种小尺度不稳定性。这些新发现有助于对各种现象提供新的见解，包括发现日冕纳米耀斑中的非热粒子，针状体和其他射流的形成和影响，Alfvenic波的共振吸收和耗散，与磁场线编织相关的能量释放，色球-日冕质量和能量循环中的热不稳定性，波的贡献，湍流，和非热粒子在耀斑和紫外线爆发等较小规模事件中的能量沉积，以及通量绳和其他机制在触发日冕物质抛射中的作用。IRIS的观测也促进了对太阳和恒星物理学之间联系的研究。数值建模、逆编码和机器学习技术的进步在推动这些新见解方面发挥了关键作用。随着地面上令人兴奋的新仪器的出现（例如，DKIST，ALMA）和天基（例如，帕克太阳探测器，太阳轨道器），我们的目标是审查新的见解的基础上IRIS观测或相关的建模，并强调了一些突出的挑战，已经带来了。
2021-03-31 astro-ph.SR
A Statistical Fractal-Diffusive Avalanche Model of a Slowly-Driven Self-Organized Criticality System
我们开发了一个统计分析模型，预测雪崩的发生频率分布和参数相关性的非线性耗散系统的状态下，缓慢驱动的自组织临界性（SOC）系统。该模型称为分形-扩散SOC模型，基于以下四个假设：（i）雪崩尺寸$L$随时间$T$扩散随机游走，遵循$L \propto T^{1/2}$ ;（ii）瞬时能量耗散率$f(t)$占据维数为$D_S$的分形体积，其预测了峰值能量耗散率的关系$F = f(t=T) \propto L^{D_S} \propto T^{D_S/2}$，$P \propto L^{S} \propto T^{S/2}$，$E \propto F T \propto T^{1+D_S/2}$表示总耗散能，（3）在欧氏空间$S=1,2,3$中雪崩的平均分维为$D_S \approx (1+S)/2$ ;以及（iv）SOC系统中基于空间均匀概率的出现频率分布$N(x) \propto x^{-α_x}$由$N(L) \propto L^{-S}$给出，其预测所有参数的幂律分布，斜率为$α_T=(1+S)/2$，$α_F=1+(S-1)/D_S$，$α_P=2-1/S$和$α_E=1+(S-1)/(D_S+2)$。我们测试预测的分形维数，发生频率分布，并与三维$S=1,2,3$的元胞自动机模型的数值模拟的相关性，并在$\approx 10%$内找到令人满意的协议。这个通用SOC模型的一个深刻…
2011-12-20 astro-ph.SR
Coronal Heating as Determined by the Solar Flare Frequency Distribution Obtained by Aggregating Case Studies
通过聚合600多个太阳耀斑案例研究，统计得出耀斑频率分布幂律斜率α=1.63±0.03，低于临界阈值2，表明阿尔文波是日冕加热的重要机制。
2023-05-09 astro-ph.SR
