Diagnostic Analysis of the Solar Proton Flares of September 2017 by Their Radio Bursts
2017年9月4日至10日发生在太阳上的强大耀斑是在1970- 1980年代在IZMIRAN开发的质子耀斑定量诊断技术的基础上进行分析的。结果表明，能量为几十MeV的质子来地球的通量和能谱与2.7- 15.4GHz微波射电爆发的强度和频谱有定性和定量的对应关系。特别是，9月4日的耀斑。在频率f ~ 3GHz处具有峰值无线电通量S ~ 2000 sfu（即，（具有软射电频谱）伴随着一个显著的质子通量J（> 10 MeV）~ 100 pfu和γ指数~ 3.0的软能谱，以及9月10日的强耀斑。在f ~ 15 GHz时具有S ~ 21000 sfu（即，具有硬无线电频谱）导致非常强烈的质子事件，J（> 10 MeV）~ 1000 pfu，具有硬能谱（γ ~ 1.4），包括地能级增强（GLE 72）。这进一步证明，无论太阳上粒子加速的具体来源是什么，微波射电爆发的数据都可以成功地用于诊断质子耀斑。
2018-08-15 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
Three-dimensional Turbulent Reconnection within Solar Flare Current Sheet
本研究通过自洽高分辨率三维磁流体力学模拟，揭示了太阳耀斑电流片内的湍流磁重联过程，发现撕裂模与Kelvin-Helmholtz不稳定性的耦合是形成多尺度动力学结构的关键，实现了向三维湍流重联模型的范式转变。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Time-Dependent Density Diagnostics of Solar Flare Plasmas Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站（SDO）上的极紫外光变率实验（EVE）数据，对太阳耀斑等离子体的时间分辨电子密度进行了测量。EVE光谱范围包含在10^4 - 10^7 K之间形成的发射线，包括高度电离的铁（> 10 MK）的跃迁。使用三种密度敏感的Fe XXI比率，在四次X级耀斑中发现了10 ^（11.2）-10 ^（12.1）cm ^（-3）的峰值电子密度。虽然以前在这样的高温下的密度测量是在一个耀斑事件期间只在一个点，EVE现在允许这些高温密度的时间演变，以确定在10秒的节奏。与GOES数据的比较表明，密度的时间曲线的峰值，为每一个线的比率相关以及与排放量的时间曲线的每个事件的研究。
2012-07-09 astro-ph.SR
Flare Induced Photospheric Velocity Diagnostics
利用RADYN和RH程序对太阳耀斑进行了辐射流体动力学模拟，研究了电子束加热引起的光球Fe I谱线的扰动。我们调查如何在光束参数的变化导致在诱导光球速度的可辨别的差异。线合成显示显着的色球贡献的线轮廓，导致一个明显的红色不对称性高达40米/秒接近最大的光束加热的时间，这是不反映的上升流速度，在这些时间产生的辐射流体动力学模拟。整个谱线轮廓的明显红移是由显着的色球发射产生的，它的蓝移高达400米/秒，并填充了近静止光球吸收轮廓的蓝色一侧。因此，在耀斑期间从光球线剖面中可以得到的速度信息必须小心处理，以减轻大气较高部分提供错误速度信号的影响。
2021-05-05 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
Time-dependent Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
Northumbria University（诺森比亚大学）
研究通过时间依赖福克-普朗克方程分析日珥中电子加速与输运，揭示了湍流加速机制与能量响应特性。
2025-11-24 astro-ph.SR
The chromosphere during solar flares
在过去的一二十年里，观测和理论耀斑研究的重点一直放在耀斑日冕上，注意力已经从耀斑的色球层方面大大转移。然而，虽然耀斑前的能量储存在日冕中，辐射耀斑主要是一种色球现象，其色球发射提出了丰富的诊断耀斑的热和非热成分。我将在这里回顾耀斑能量释放的色球特征，以及在标准耀斑模型的背景下应用这些诊断所带来的问题。我将提出一些关于通过其他方式向色球层传输能量的想法，以及在这样一个模型中人们可能期望的电子加速的计算。
2010-01-05 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of a Current Sheet in a Solar Flare
电流片被认为是太阳耀斑中通过磁重联进行能量耗散的区域。然而，它的性质，例如，动态过程，还没有完全理解。在这里，我们报告了一个太阳耀斑（SOL 2017 -09- 10 T16：06）中的电流片，该电流片被太阳动力学天文台上的大气成像组件以及日出号上的EUV成像光谱仪清楚地观测到。高分辨率成像和光谱观测表明，电流片主要在高温（>10 MK）通带可见，特别是在Fe XXIV 192.03线，形成温度约为18 MK。热的Fe XXIV 192.03线在电流片中表现出非常大的非热速度，高达200 km/s，表明那里存在湍流运动。最大的湍流速度发生在电流片的边缘，与最强的线强度的一些偏移。在电流片的中心部分，湍流速度与线强度呈负相关。从线发射和湍流特征，我们得到的厚度范围为7- 11微米的电流片。这些结果表明，电流片内部的精细和动态的结构，可能有助于磁重联在它的有效进行。
2018-01-11 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Spectroscopic diagnostics of the non-Maxwellian $κ$-distributions using SDO/EVE observations of the 2012 March 7 X-class flare
分析了2012年3月7日X5.4级耀斑（SOL 2012 -03- 07 T00：07）期间太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）的光谱观测结果，并对非麦克斯韦kappa分布特征进行了分析。在1分钟内对观察到的光谱进行平均，以增加较弱谱线中的光子统计，并减去耀斑前的光谱。使用KAPPA数据库计算κ分布的合成线强度。我们发现强烈的偏离（卡帕< 2）在耀斑的早期和脉冲阶段，与随后的耀斑等离子体热化在逐渐阶段。如果从单线比诊断温度，则结果强烈依赖于kappa值。当kappa=2时，我们发现温度比通常使用的麦克斯韦方程高出约2倍。非麦克斯韦效应也可能导致从线比和从GOES X射线通道的比率诊断的温度不同。多热分析表明，等离子体是强烈的多热在任何时候与平面DEM。对于较低的kappa，DEM_kappa向较高的温度移动。唯一几乎与kappa无关的参数是电子密度，我们发现log（N_e）$\approx$ 11.5几乎与时间无关。我们的结论是，非麦克斯韦效应是重要的，应该考虑到分析时，太阳耀斑观测，包括光谱和成像。
2018-01-09 astro-ph.SR
A Unique Resource for Solar Flare Diagnostic Studies: the SMM Bent Crystal Spectrometer
美国国家航空航天局太阳峰年任务航天器上的弯晶光谱仪（BCS）在1980年2月至11月和1984年~1989年期间观测了大量太阳耀斑的X射线光谱。该仪器是第一台使用弯曲晶体技术的仪器，观察到了类He Ca的共振线。（\caxix）和Fe（\fexxv）和邻近的卫星线路，允许研究耀斑等离子体温度、湍流、质量运动等的快速演变。迄今为止，还没有一个太阳X射线光谱仪具有可比的光谱和时间分辨率，而随后的太阳活动周期产生的耀斑要少得多，强度也小得多。因此，BCS数据档案为耀斑研究提供了无与伦比的资源。本文利用1980年11月6日耀斑过程中航天器扫描期间的数据对BCS校准及其操作进行了最近的重新评估，该数据突出了重要通道1（\caxix \和卫星的视线）晶体曲率的小变形。结果解释了长期存在的异常谱线比已被广泛讨论在过去。我们还提供了一个在飞行中的BCS准直器视场的估计，提高了BCS的绝对强度校准。BCS通道~1的背景被证明是完全由于太阳连续辐射，证实了早期的分析暗示一个随时间变化的耀斑丰富的钙。我们建议BCS高分辨率\caxix \和\fexxv \ line光谱用作非太阳源X射线光谱分析的模板。
2020-04-07 astro-ph.SR
Diagnostics of non-thermal distributions in solar flare spectra observed by RESIK and RHESSI
本文着重研究了电子分布在keV范围内的非热分量，并分析了RESIK和RHESSI探测到的三次太阳耀斑的高能分辨X射线谱，在2-4 keV范围内，我们假设电子分布可以用n分布来模拟。使用线强度比的方法，我们分析了RESIK观测到的Si的允许线和卫星线，并估计了n分布的参数。在更高的能量，我们探索RHESSI韧致辐射谱。采用前向拟合方法和厚靶近似，我们确定了注入电子束的特性。RHESSI与电子束相关联的非热分量与从RESIK谱获得的非热n分布的存在相关良好。此外，这样的n分布发生在0.61-15.4 GHz范围内观察到的无线电爆发期间。此外，我们表明，n-分布也可以解释RHESSI发射低于5 keV。因此，两种独立的诊断方法表明，耀斑等离子体受到电子束的影响，可以有一个非热的成分在~2-5 keV的范围内，这是描述的n分布井。最后，谱线分析表明，n-分布不占据相同的位置作为RHESSI检测到的热成分在~10 keV。
2011-09-05 astro-ph.SR
X-ray Flares of EV Lac: Statistics, Spectra, Diagnostics
利用Chandra/HETGS系统研究了活动M矮星EV Lac的X射线耀斑在200 ks曝光量下的光谱和时间行为。我们推导出耀斑参数拟合的经验函数的振幅，形状和规模的特点。耀斑的范围从非常短（<1千秒）到长（10千秒）的持续时间的事件与一系列的形状和振幅的所有持续时间。我们提取光谱的复合耀斑研究其平均演化和比较不同长度的耀斑。在密度-温度平面的光谱特征的演变表明可能持续加热。短耀斑的温度明显高于长耀斑。我们确定了上限的Fe K荧光通量，最佳拟合值接近紧凑的循环所预期的。
2010-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Anomalous Cooling of Coronal Loops with Turbulent Suppression of Thermal Conduction
我们研究了湍流抑制平行热传导对耀斑后日冕环冷却的影响。根据与湍流散射过程相关的平均自由程$λ_T$的值，我们确定了四种主要的冷却场景。在每种情况下，从超过$10^7$ ~K的初始温度开始，对整体温度演变进行建模，突出整个冷却过程中主导冷却机制的演变。与观测到的冷却时间进行比较，可以限制$λ_T$的值，有趣的是，这个范围对应于碰撞主导的传导在耀斑后日冕环的冷却中发挥非常有限的作用，甚至根本没有作用的情况。
2016-10-15 astro-ph.SR
A diagnostic of coronal elemental behavior during the inverse FIP effect in solar flares
日冕显示出与光球不同的元素丰度的独特模式。低第一电离电位（FIP）元件被增强几倍。在一些类太阳恒星的大气层中也可以看到类似的效应，而晚型M星则表现出相反的FIP效应。最近在太阳耀斑期间在太阳上发现了这种相反的效应，这可能使我们能够非常详细地观察恒星观测所不可能的空间和时间行为。解释这些测量结果的一个关键问题是，这两种效应是否仅作用于低FIP元素（某些模型预测的真正逆效应），或者逆FIP效应是否因为高FIP元素被增强而出现。在这里，我们开发了一种新的诊断，可以区分这两种情况下，辐射功率损失的建模的基础上，并应用模型的数值流体动力学模拟日冕循环冷却。我们表明，当低/高FIP元素耗尽/增强，有一个显着的差异，在冷却寿命的循环，是在较低的温度下最大的。我们应用此诊断后X1.8耀斑环拱廊和逆FIP区域，并表明，对于这个事件，低FIP元素耗尽。我们讨论的背景下，恒星观测的结果，和模型的FIP和逆FIP效应。我们还提供了两个逆FIP效应的情况下，在机器可读的形式，以方便进一步建模的辐射功率损耗函数。
2018-07-12 astro-ph.SR
Microwave diagnostics of magnetic field strengths in solar flaring loops
基于回旋同步辐射理论，我们对太阳耀斑环中的磁场强度进行了微波诊断。利用野边山射电日像仪对17和34 GHz的3次耀斑事件进行观测，得到了圆偏振度和微波通量密度谱指数，并据此绘制了耀斑后环的磁场强度图。我们的研究结果表明，磁场强度通常从~800 G附近的环路足点到~100 G在10- 25微米的高度。比较我们的结果与磁场建模使用磁通绳插入方法进行了讨论。我们的研究证明了微波成像观测的潜力，即使只有两个频率，在诊断日冕磁场的耀斑区域。
2020-06-29 astro-ph.SR
Detection and analysis of white-light emission in solar flares through light curve diagnostics
China West Normal University（西华师范大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院空间科学中心太阳活动与空间天气重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文提出通过光变曲线诊断法检测白光发射，发现大多数日冕爆发中普遍存在白光发射，甚至在C级爆发中也常见，且C级爆发中白光发射发生率高达60%。
2026-04-14 astro-ph.SR
Non-Gaussian Velocity Distributions in Solar Flares from Extreme Ultraviolet Lines: A Possible Diagnostic of Ion Acceleration
在太阳耀斑中，释放的大部分磁能迅速转化为非热粒子和大块等离子体运动的动能。这将可能导致非平衡粒子分布和湍流等离子体条件。我们通过分析由日出号上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的一次大耀斑（SOL 2014 -03- 29 T17：44）的高温极紫外发射线的轮廓来研究这一点。我们发现，在许多位置的线轮廓是非高斯的，一致的卡帕分布的发射离子的属性，在空间和时间上的变化。在耀斑的脚点，接近非热电子发射硬X射线的位置，Fe XVI 262.976埃线在3 MK的卡帕指数取3-5的值。在日冕中，接近低能HXR源，Fe XXIII 263.760埃线在15 MK显示kappa值通常为4-7。观察到的kappa参数的趋势表明，我们最有可能检测到的离子群体的属性，而不是任何仪器的影响。我们计算出，如果在< 0.1 s的时间尺度上局部加速，则可能存在非热离子群。然而，观察到的净红移线也意味着存在等离子体的下行流，这可能会导致大量的湍流，在较冷的地区增加非高斯性。这两种解释对太阳耀斑粒子加速理论都有重要意义。
2017-01-09 astro-ph.SR
Hard X-ray footpoint sizes and positions as diagnostics of flare accelerated energetic electrons in the low solar atmosphere
太阳耀斑中的硬X射线（HXR）辐射几乎完全来自耀斑区域的一小部分，即磁环的足点。利用RHESSI对太阳耀斑足点的观测，确定了6个近临边事件足点的径向位置和大小随能量的变化，以研究耀斑加速电子的输运和色球层的性质。HXR可见性前向拟合允许在HXR范围内的不同能量下找到沿着和垂直于扩口回路的磁场的HXR足迹点的位置/高度和尺寸。我们发现，在一半的分析事件，一个明确的趋势，降低的高度源的能量found. Supposed碰撞厚靶运输，HXR源位于600和1200公里以上的光球光子能量分别为120和25 keV之间。在其他事件中，作为能量函数的位置在不确定性范围内是恒定的。垂直尺寸（沿电子传播的路径）的范围从1.3到8弧秒，这是高达4倍大于厚目标模型的预测，即使在HXR源的位置/高度与碰撞厚目标模型一致的事件。磁镜，碰撞俯仰角散射和X射线散射的结果进行了讨论作为潜在的解释。
2011-04-15 astro-ph.SR
Turbulent kinetic energy in the energy balance of a solar flare
太阳耀斑释放的能量来自磁场重新配置到较低的能量状态，并以几种形式表现出来，包括日冕物质抛射的大部分动能，电子和离子的加速，以及最终通过从光学到X射线的电磁波谱辐射出去的增强的热能。使用一套前所未有的协调观测，从一套仪器，我们在这里报告了迄今为止在很大程度上被忽视的能量成分-与小尺度湍流质量运动相关的动能。我们发现，湍流动能峰值的空间位置和时间一起提供了有说服力的证据表明，湍流能量可能在太阳耀斑的能量转移中发挥关键作用。尽管在任何给定时间，湍流运动的动能仅占所释放能量的$\sim (0.5-1)$ 1%，但其相对快速（$\sim$ $1-10$ ~s）的耗散和耗散导致相关的能量通过量（即，功率），以竞争的主要组成部分，释放的能量在太阳耀斑，因此可能在其他天体物理加速网站。
2017-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Electron acceleration by turbulent reconnection in solar flares
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory for Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）
本研究通过高分辨率MHD模拟，发现太阳耀斑的湍流重联可快速加速电子至约90keV，加速由湍流驱动压缩结构实现，为高能粒子加速机制提供了新见解。
2026-09-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Radio Diagnostics of Particle Acceleration in Solar Flares with SKAO Observations
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
综述利用SKAO高分辨率射电观测诊断太阳耀斑中粒子加速过程，包括非热辐射机制、磁场诊断及对弱粒子群统计研究的前景。
2026-06-27 astro-ph.SR
Particle Trapping and Acceleration in Turbulent Post-flare Coronal Loops
本研究针对太阳耀斑后环内MHD湍流中的高能电子行为，借助MPI-AMRVAC 3.0模拟探究湍流级联与粒子捕获、加速的关联，构建含非热粒子贡献的HXR谱，为日冕辐射模拟与观测对比提供基础。
2024-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Perspectives of current-layer diagnostics in solar flares
重连电流层是太阳耀斑的“心脏”，因为它是磁场能量释放的地方。然而，没有直接观察到这些层。我们工作的目的是了解为什么我们实际上不直接观察当前层，以及我们将来需要做什么。该方法是基于一个简单的数学模型的超热（T ~ 1 E8 K）超导层（SHTCL）和等离子体加热层的模型。该模型使我们能够研究层的主要特征之间的对应关系，如温度和尺寸，和观测功能，如微分和积分发射测量加热等离子体，谱线Fe XXVI（1.78和1.51 A）和Ni XXVII（1.59 A）的强度。该方法为利用观测资料确定当前层参数提供了理论依据。SHTCL的观测是困难的，因为谱线强度很微弱，但理论上在未来是可能的。需要在1.5- 1.8埃的X射线范围内进行高光谱分辨率（优于0.01埃）和高时间分辨率（秒）的观测。使用多温度方法而不是通常的单温度或双温度方法来解释观测也是非常重要的。
2014-04-17 astro-ph.SR
Suppression of parallel transport in turbulent magnetized plasmas and its impact on non-thermal and thermal aspects of solar flares
在太阳耀斑中，热电子和超热电子中所含能量的传输在我们理解耀斑现象的许多方面，从硬X射线发射的空间分布到全球能量学，都起着关键作用。最近的{ \em RHESSI}观测指出，存在一种机制，限制电子的耀斑环的日冕部分更有效地比库仑碰撞的动机，我们在这里考虑的影响，俯仰角散射湍流磁波动的电子在耀斑日冕环的平行运输。它示出，除了库仑碰撞散射这样的散射机制的存在下，可以显着降低平行的热传导率和电导率相对于它们的碰撞值。我们提供了说明性的表达式所产生的热电系数，涉及的热通量和电流密度的温度梯度和所施加的电场。然后，我们评估这些修改后的传输系数对耀斑日冕温度，可以达到的效果，后脉冲阶段冷却的加热日冕等离子体，和对环境加热和加速电子的能量损失率的重要性的束中和返回电流。我们还讨论了可能的方式，异常传输过程有影响所需的总能量与加速电子在太阳耀斑。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spectral diagnostics of cool flare loops observed by SST: I. Inversion of the Ca II 8542 Å and H$β$ lines
耀斑环是爆发事件的一个组成部分，在从X射线到冷的色球等离子体的温度范围内被检测到。虽然太阳动力学天文台的大气成像组件（SDO/AIA）定期观测到热环，但在边缘外看到的冷环是罕见的。在本文中，我们采用了SOL 2017 -09- 10 T16：06 X8.2级耀斑的独特观测结果，该耀斑产生了一个扩展的弧线。瑞典1米太阳望远镜（SST）拍摄了一系列Ca II 8542射电和氢H $β$谱线的冷离边环光谱图像。我们的重点是循环顶点。非LTE光谱反演是通过构建覆盖等离子体参数的实际范围的扩展模型网格来实现的。多级加速λ迭代（MALI）代码解决了非LTE的辐射传输问题，在一个一维的外部照明板，近似研究的环路段。Ca II 8542和H $β$线的反演产生了两个类似的解，都表明在$2 \times 10^{12}$ cm $^{-3}$附近有高电子密度，在25 km $^{-1}$附近有相对较大的微湍流。这些研究与相同或类似事件的其他独立研究具有合理的一致性。特别是，在$10^{12} - 10^{13}$ cm $^{-3}$范围内的高电子密度与SDO的日震和磁成像仪白光观测结果一致。在太阳爆发耀斑中存在如此高的密度，支持了对表现出超级耀斑的恒星的光学连续辐射的循环解释。
2019-09-16 astro-ph.SR
Radio Diagnostics of Electron Acceleration Sites During the Eruption of a Flux Rope in the Solar Corona
日冕中的电子加速通常与耀斑和被称为通量绳的扭曲磁结构的爆发有关。然而，在耀斑和喷发过程中，这种粒子加速的位置和机制仍然受到许多调查。观察粒子加速的确切位置可以帮助确认耀斑和喷发是如何开始的，以及它们是如何演变的。在这里，我们使用大气成像组件来分析2014年4月18日的耀斑和爆发通量绳，而来自Nancay射电天文设施的观测使我们能够诊断爆发期间电子加速的位置。我们的分析表明，一个预先形成的通量绳缓慢上升，并在C级耀斑，等离子体射流和>75 keV的电子从绳中心逃逸到日冕时变得不稳定的证据。随着喷发的进行，在通量绳上方持续加速能量约为5 keV的电子，持续时间超过5分钟。在耀斑峰值时，一个电子加速点位于耀斑附近，而另一个电子加速点则被喷发的通量绳以高达400 km/s的速度驱动进入日冕。然后高能电子充满喷发的体积，最终允许通量绳腿从150- 445 MHz的射电源清晰成像。根据Joshi等人（2015）的分析，我们得出结论，高能电子的位置与磁扇脊结构内部的系绳切割或通量抵消情景的通量绳喷发一致。总的来说，我们的射电观测使我们能够更好地了解通量绳喷发及其相关电子加速站点的演变，从喷发开始到传播到日冕。
2016-09-06 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Diagnostics of Pre-Flare Evolution with Aditya-L1: From the Solar Chromosphere to the Corona
Manipal Academy of Higher Education（马尼帕尔高等教育学院）；Physical Research Laboratory（物理研究所）；U R Rao Satellite Centre（U R Rao卫星中心）；Centre for Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，加尔各答科学与研究教育研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Sri Dharmasthala Manjunatheshwara College (Autonomous)（斯里达尔马斯塔拉曼朱纳特什瓦拉学院（自治））
该研究借助Aditya-L1卫星多仪器观测，分析7个M/X级耀斑的色球层耀斑前瞬变，揭示其特性与起源，为理解大耀斑前活动区不稳定过程提供了观测依据。
2026-07-30 astro-ph.SR
Turbulent fragmentation as the primary driver of core formation in Polaris Flare and Lupus I
本文利用Herschel柱密度图识别北极星耀斑和豺狼座I中的致密云核，发现其质量与间距符合声波尺度且密度分布呈对数正态，证明湍流碎裂而非引力碎裂是低质量恒星形成区云核形成的主要机制。
2025-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Numerical Study on Excitation of Turbulence and Oscillation in Above-the-loop-top Region of a Solar Flare
极紫外成像光谱观测经常显示在太阳耀斑的环顶或环顶之上（ALT）区域周围线宽的增加，暗示着湍流。此外，最近的光谱观测发现，在ALT区域附近的多普勒速度振荡。我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟，以调查在ALT区域的动态，特别关注湍流的产生和振荡运动的激发。我们发现在ALT区的上部（磁音叉的臂），MHD不稳定性迅速增长。在重联电流片下方的密度界面处，不稳定性的增长速度比磁瑞利-泰勒型不稳定性快。最终，ALT区域充满了湍流。磁音叉的臂具有不良曲率和跨音速流动。因此，我们认为快速增长的不稳定性是压力驱动和离心驱动的瑞利-泰勒型不稳定性的组合。尽管存在湍流，ALT区域显示出由重联射流的回流驱动的相干振荡。我们通过重新分析Reeves等人2020年提出的太阳耀斑来检查数值结果。我们发现，最高的非热速度总是在ALT区域的最高可见边缘，那里存在振荡。这一结果与我们的模型是一致的。我们还认为，湍流磁场有一个显着的非热电子的限制在ALT区域的影响。
2022-12-12 astro-ph.SR
Energy Transport and Heating by Non-Thermal Electrons in a Turbulent Solar Flare Environment
Western Kentucky University（西肯塔基大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
研究非热电子在湍流太阳日冕暴发环境中的能量传输与加热机制，通过分析弹性与非弹性碰撞主导的两种情形，揭示湍流散射对等离子体加热和色球层加热的影响，以及非热电子各向同性降低对欧姆加热的抑制作用。
2026-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
MHD turbulence formation in solar flares: 3D simulation and synthetic observations
本研究通过含磁重联的三维MHD模拟重现太阳耀斑湍流，揭示其由重联出流与磁拱非线性作用、KHI驱动形成，验证了湍流与高能电子的关联及能量转化效率。
2022-10-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar chromospheric flares: energy release, transport and radiation
本文概述了最近关于太阳耀斑的一些观测和理论结果，重点是耀斑脉冲相色球层特性，包括：电子诊断，光学和紫外发射，以及Hinode任务的发现，特别是在EUV。对未来的观测和理论要求也给出了简要的展望
2012-07-02 astro-ph.SR
Identifying typical Mg II flare spectra using machine learning
IRIS在大范围的大气高度上进行太阳观测，包括大部分耀斑能量消散的色球层。强Mg II H&K谱线能够提供优异的大气诊断，但尚未被充分利用于燃烧大气。我们的目标是调查是否色球层的物理是相同的所有耀斑观测分析，如果有一定的光谱，发生在所有的耀斑。为了实现这一目标，我们自动分析数十万的Mg II H&K线配置文件从一组33耀斑，并使用机器学习技术，我们称之为监督分层k均值，聚类所有的轮廓形状。我们确定了一个单一的峰值镁II配置文件，在相反的双峰安静的太阳配置文件，出现在每一个耀斑。此外，我们发现非常广泛的配置文件与特征蓝移中心反转出现在前面的快速移动的耀斑带。这些配置文件发生在脉冲阶段的耀斑，我们目前的时间和空间的相关性与非热硬X射线签名的结果，表明耀斑加速电子在这些配置文件的形成中发挥了重要作用。综合镁II的H&K线的比率也可以作为一个不透明度诊断，我们发现更高的不透明度在每个耀斑最大。我们的研究表明，机器学习是大规模统计太阳分析的有力工具。
2018-05-26 astro-ph.SR
A Si IV/O IV electron density diagnostic for the analysis of IRIS solar spectra
基于Si IV $λ$ 1402.77与O IV $λ$ 1401.16的大强度比，来自界面区成像光谱仪（IRIS）的紫外线爆发和耀斑带的太阳光谱表明，在0.1 MK的过渡区温度下，电子密度为$>10^{12}$ cm $^{-3}$。在这项工作中，一个罕见的弱O IV $λ$ 1343.51线的观测报告来自2014年10月24日21：41 UT达到峰值的X级耀斑。该线用于开发Si IV $λ$ 1402.77与O IV $λ$ 1401.16比率作为密度的函数的理论预测，其推荐用于高密度区域。该方法利用新的压力依赖性电离分数，考虑到在高密度的双电子复合的抑制。它适用于两个序列的耀斑内核观测从10月24日耀斑。第一个位置显示了在七分钟时间段内在$3\times 10^{12}$到$3 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$之间变化的密度，而第二个位置显示了在三分钟时间段内约$2\times 10^{12}$ cm $^{-3}$的稳定密度值。
2018-03-05 astro-ph.SR
Solar CME Plasma Diagnostics Expressed as Potential Stellar CME Signatures
太阳日冕物质抛射（CME）与太阳耀斑有很强的联系，但还没有完全了解。太阳磁场活动的这种特征也可能发生在其他恒星上，但由于缺乏成功探测到的恒星CME，因此很难进行统计研究，以显示CME和耀斑之间的类似联系。由于潜在的强关联，对恒星CME的搜索通常始于对磁活动恒星上的超级耀斑的成功搜索。无论耀斑的存在，我们强调实用程序的CME特定的光谱特征时，试图找到并确认恒星CME候选人搜索。我们使用太阳CME的例子，为什么大量的紫外线发射线，同时检测时，可以大大提高光谱发现恒星CME候选人的可信度。我们预测CME相关的发射线如果来自遥远的恒星，会有多亮。我们特别推荐使用三条发射谱线（C IV 1550埃，O VI 1032埃和C III 977埃），因为它们可能具有明亮的信号和方便的诊断能力，可以用来确认观测信号是否真的来自恒星CME。
2022-05-25 astro-ph.SR
Energy budget of plasma motions, heating, and electron acceleration in a three-loop solar flare
在太阳耀斑中迅速释放的非位磁能被转换成其他形式的能量。这可能包括耀斑加速粒子的非热能、加热的耀斑等离子体的热能以及喷发、喷流、向上/向下流动和随机（湍流）等离子体运动的动能。控制这些组分之间释放能量分配的过程或参数是一个悬而未决的问题。这些成分如何分布在不同的耀斑环之间，以及是什么控制着这些空间分布也不清楚。本文基于多波长数据和三维建模，对观测良好的C1.5级太阳耀斑SOL 2014 -02- 16 T064620中的能量划分和空间分布进行了量化。该耀斑的非热辐射表现为持续约20 s的简单脉冲单尖峰光变曲线。相比之下，热辐射表现出至少三个不同的加热事件，其中只有一个是与非热组件。耀斑伴随着上升和下降的气流和相当大的湍流速度。我们的分析结果表明：（i）耀斑发生在一个至少包含三个不同通量管的多环系统中;（ii）释放的磁能在这些环中的热分量和非热分量之间不均匀地分配;（iii）这三个耀斑环中只有一个含有能量上重要的非热电子量，而另外两个环仍然是热的;（iv）直接等离子体加热的量和非热电子损失的量是相当的;（v）耀斑足点的动能与热能和非热能相比只占很小的一部分。
2021-04-01 astro-ph.SR
Observational methods for solar origin diagnostics of energetic protons
Space Research and Technology Institute – Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院空间研究与技术研究所）
本文提出了一种新的质量因子用于验证日冕物质抛射与日冕爆发对的确定性，并评估了质子峰值强度与太阳起源特性之间的相关性。
2025-12-18 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar flares: a key diagnostic of energy release on the Sun
太阳耀斑是我们太阳系中最强大和最具破坏性的事件之一，然而驱动和传输这种能量释放的物理机制尚未完全了解。与耀斑能量释放相关的一个重要特征是在亚秒至分钟的时间尺度上高度可变的发射，其通常表现出振荡行为，统称为准周期性脉动（QPP）的特征。为了充分确定QPP的驱动机制，开发其作为诊断工具的潜力，并将其纳入我们对太阳和恒星耀斑的理解，需要新的观测能力和举措。显然，社区需要对太阳进行以耀斑为焦点、节奏快、分辨率高、多波长的成像，并具有足够高的灵敏度和动态范围，以便在总强度很大的情况下观测强度的微小波动。此外，需要多学科的资金和举措，以缩小数值模型和观测之间的差距。QPP是发生在耀斑磁重联和能量释放站点的物理的直接签名，因此是至关重要的，包括在一个统一的耀斑模型。尽管有大量的建模和理论工作，没有一个单一的机制或模型可以完全解释耀斑中QPP的存在。此外，QPP也可能属于不同机制产生的不同类别。目前，我们没有足够的信息来观察区分机制。耀斑对地球电离层的地球效应，以及恒星耀斑表现出类似的QPP特征，加强了理解QPP的动机。QPP提供了一个黄金机会，以更好地了解耀斑物理学和利用太阳恒星的类比，有利于天体物理学，太阳物理学和日地联系。
2023-03-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Soft X-ray Spectral Diagnostics of Multi-thermal Plasma in Solar Flares with Chandrayaan-2 XSM
X射线波段的光谱观测提供了对太阳耀斑等离子体温度分布的极好诊断。月船2号飞行任务上的太阳X射线监测器提供1 - 15千电子伏能量范围内的宽带磁盘集成软X射线太阳光谱测量，具有高光谱分辨率和时间节奏。在这项研究中，我们分析的X射线光谱的三个代表性的GOES C级耀斑获得的XSM调查过程中的耀斑的各种等离子体参数的演变。使用软X射线光谱组成的连续和良好分辨的线复合物的主要元素，如镁，硅，铁，我们调查的有效性的等温和多热假设的高温成分的燃烧等离子体。我们发现，软X射线光谱在高强度耀斑的脉冲阶段是不一致的等温模型，最适合双峰差分发射测量分布的温度较热的组件比较冷的组件的温度上升更快。在DEM模型中观测到的两个不同的温度分量在耀斑的脉冲阶段表明直接加热的等离子体在日冕和蒸发的等离子体从色球足点的存在。我们还发现，低FIP元素Mg，Si和Fe的丰度从近日冕附近的光球值在耀斑的上升阶段减少，并恢复到日冕值在衰减阶段，这也是一致的色球蒸发的情况。
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Equilibrium Ionization Plasma During Large Solar Limb Flare Observed by Hinode/EIS
这项关于等离子体加热的研究考虑了2017年9月10日由Hinode/EIS观测到的大太阳耀斑期间的时间依赖性电离过程。所观察到的FeXXIV / FeXXIII的比例增加下游的重联流出，它们是一致的随时间变化的电离效应在恒定的电子温度Te = 25 MK。此外，这项研究还表明，非热速度，这可能与湍流速度，沿下游的重联流出显着减少，即使考虑随时间变化的电离过程。
2021-05-31 astro-ph.SR
Particle acceleration by strong turbulence in solar flares: theory of spectrum evolution
提出了一个描述太阳耀斑中湍流非共振粒子加速的非线性自洽模型。考虑到被加速粒子对湍流的反作用，模拟了被强长波MHD湍流加速的带电粒子谱随时间的演化。主要发现是加速粒子和MHD湍流的非线性耦合导致了加速粒子谱的显著演化，根据粒子注入效率的不同，这种演化可以是软-硬-软或软-硬-硬。这种演化模式在太阳耀斑的硬X射线和伽马射线辐射中被广泛观察到。
2009-01-18 astro-ph.SR
New Interactive Solar Flare Modeling and Advanced Radio Diagnostics Tools
未来几年将看到太阳数据的常规使用前所未有的空间和光谱分辨率，时间节奏和完整的波长域。为了利用即将推出的无线电设施，如扩展的OVSA，SSRT和FASR，以及它们在多频率数据集的可视化和合成中所面临的挑战，我们建议现在进行逼真，复杂的3D活动区域和耀斑建模是及时的，并将成为未来几年日冕研究的前沿。在这里，我们总结了我们的3D建模工作，旨在成像光谱数据的前向拟合，并描述了目前可用的3D建模工具。我们还讨论了我们的建模工具的未来推广计划。
2010-11-02 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A Classification Scheme For Turbulent Acceleration Processes In Solar Flares
本文建立了强磁化等离子体中低频等离子体湍流随机加速模型的分类方案。这种分类考虑了加速电磁场的性质和加速区域中带电粒子的传输性质。我们分组的加速过程，无论是共振，非共振或共振加宽，这取决于粒子运动是否是自由流沿磁场，扩散或两者的组合。随机加速移动磁镜和绝热压缩作为说明性的例子。我们得到的动量相关的扩散系数$D(p)$的表达式，无论是一般形式的加速力和电磁力是波浪形的情况下，与指定的色散关系$ω=ω(k)$。最后，对于所考虑的模型，我们计算了与能量相关的加速时间，这个量可以直接与加速粒子产生的辐射场的时间分布的观测结果进行比较，例如在太阳耀斑期间。
2012-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Understanding observational characteristics of solar flare current sheets
本研究通过高分辨率3D磁流体动力学模拟，揭示太阳耀斑电流片观测特征与磁重联基本过程的关系，发现湍流重联拓宽表观宽度、高温分量与小尺度重联位点相关、强湍流致谱线非热展宽，模型可解释主要观测特征。
2025-02-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Diagnostic Potential of Transition Region Lines under-going Transient Ionization in Dynamic Events
我们讨论了瞬态电离时，高节奏的紫外光谱数据的诊断潜力。为此，我们使用高节奏的紫外光谱期间采取的脉冲阶段的太阳耀斑（观测仪器上的太阳极大期任务），显示出良好的对应关系与硬X射线脉冲。过渡区离子O V的电离分数，特别是O V 1371 A线的贡献函数在原子数据和分析结构内计算，该结构是基本和衍生原子数据和操纵它们的代码的集合。由于瞬态电离，O V 1371 A线在第一部分的第二与线贡献函数中的峰值最初发生在一个更高的电子温度比电离平衡增强。上升时间和增强因子主要取决于电子密度。瞬态电离引起的OV 1371 A发射率的增加可以达到2- 4倍，并可以解释耀斑脉冲阶段过渡区离子线通量的快速响应。该技术可用于诊断即将研制的界面区成像光谱仪观测到的太阳耀斑的电子温度和电子密度。
2012-04-30 astro-ph.SR
GEANT4 Simulations of Gamma-Ray Emission from Accelerated Particles in Solar Flares
伽马射线光谱学提供了对太阳耀斑中粒子加速的诊断，但由于加速粒子的角分布（如相对论性光束）和太阳大气中辐射的康普顿再处理的影响，在解释光谱时必须小心。在本文中，我们使用GEANT 4蒙特卡罗软件包来模拟加速电子和质子的相互作用，并研究这些影响的γ射线产生的电子韧致辐射和π衰变。我们认为511 keV湮灭线通量与200 keV连续谱和核去激发线（8- 15 MeV）以上的能带的比值是加速粒子的诊断，并与2003年10月28日X17耀斑的数据进行比较。我们还发现，来自加速质子的π次级粒子在$\sim$ 10 g cm $^{-2}$深度处产生正电子湮没线分量，并且随后511 keV光子的康普顿散射产生连续谱，该连续谱可以模拟正电子偶素3 $γ$衰变所预期的光谱。
2010-10-08 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
Multi-wavelength Diagnostics of the Precursor and Main phases of an M1.8 Flare on 2011 April 22
研究了2011年4月22日发生在NOAA AR 11195（S17 E31）的M1. 8级耀斑的时间、空间和光谱演化，探讨了前兆发生期间的物理过程及其与主相的关系。使用SDO/AIA在131 °A波长和6-14 keV下观察到的合成图像对源形态的研究揭示了一个多回路系统，该系统在前体和主阶段期间系统地不稳定。相比之下，HXR发射（20-50 keV）是不存在的前体阶段期间，只出现在从脉冲阶段的发射环的脚点的形式的开始。这项研究还揭示了加热的环顶之前，环发射，虽然没有伴随的脚点源观察到在前体阶段。我们估计耀斑等离子体参数，即T，EM，幂律指数，光子翻转能量通过前向拟合RHESSI光谱观测。前驱阶段释放的能量是热能，约占耀斑期间释放的总能量的1%。结合合成的T和EM地图的灯丝的形态演变的研究已经进行了揭示（a）部分灯丝喷发前的先驱体发射的发病，（b）加热的致密等离子体的极性反转线和附近的缓慢上升的灯丝在前体阶段。基于多波长观测的启示，我们提出了一个方案，统一的前体和主相发射过程中的能量释放，其中，前体相发射已起源于通过导电前沿形成由于部分灯丝喷发。接下来，加热的剩余S形灯丝经历了缓慢的上升和加热，由于磁重联，并最终爆发，产生在脉冲和渐进阶段的发射。
2013-10-21 astro-ph.SR
Effect of turbulent density-fluctuations on wave-particle interactions and solar flare X-ray spectra
本文的目的是证明湍流背景密度波动对日冕中耀斑加速电子输运的影响。利用准线性近似，数值模拟了加速电子束从日冕到色球层的传播过程，包括非均匀背景等离子体的朗缪尔波形式的自洽响应。我们计算了X射线光谱从这些模拟使用韧致辐射截面和拟合的足点光谱使用碰撞的“厚靶”模型，在观测研究中采用的标准方法。我们发现，朗缪尔波与背景电子密度梯度的相互作用将波移动到更高的相速度，然后与更高速度的电子共振。其结果是，一些电子被转移到更高的能量，产生更多的高能X射线比预期的，如果不考虑密度不均匀性。我们发现，能量增益的水平是强烈依赖于初始电子束密度在较高的能量和密度梯度的大小在背景等离子体。最显著的增益是陡峭的（软）光谱，最初有几个电子在较高的能量。如果模拟的足点发射的X射线谱与标准的“厚靶”模型（如RHESSI观测的常规做法）相匹配，则某些模拟方案会对源日冕分布中的电子数$>50$ keV产生超过一个数量级的高估。
2012-12-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
Diagnostics of electron beam properties from the simultaneous hard X-ray and microwave emission in the 10 March 2001 flare
同时模拟HXR和MW发射具有相同的电子布居仍然是一个巨大的挑战，解释在真实事件中的观察。本文应用能量范围为12 keV~1.2 MeV的电子束沉淀的FP动力学模型，对2001年3月10日耀斑观测到的X射线和微波辐射进行了解释。方法.通过使用通过在会聚磁场中求解时间相关的Fokker-Planck方法得到的电子束的分布函数来计算理论HXR和MW发射（Zharkova等人，2010; Kuznetsov和Zharkova，2010），用于在Coloumb碰撞和欧姆损失中束电子在环境粒子上的各向异性散射。同时观测到的HXR光子谱和MW发射和偏振的频率分布与FP模型的模拟结果进行了拟合，FP模型包括了由束流电子引起的电场和沉淀到会聚磁环中的影响。光球上足点的磁场强度用新校准的SOHO/MDI数据更新。在10 keV以上，观测到的HXR能谱符合双幂律，这与包含自感电场但不含磁会聚的模型的光子HXR能谱吻合得很好. MW发射模拟不同的模型的电子沉淀揭示了一个更好的拟合，以观察到的分布在较高的频率为模型相结合的碰撞和电场的影响与适度的磁场收敛2。MW模拟能够密切再现在较高频率下观察到的MW发射的主要特征。
2011-05-23 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
