Predicting Solar Flares Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Product and Random Forest Algorithm
不利的空间天气影响往往可以追溯到太阳耀斑，对太阳耀斑的预测引起了人们极大的研究兴趣。日震和磁成像仪（HMI）产生连续高节奏的全磁盘矢量磁图，而利用这一前所未有的数据源进行耀斑预测的努力仍然有限。在这里，我们报告耀斑预测的结果，使用空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）和相关数据产品提供的物理参数。我们调查了2010年5月至2016年12月发生的X射线耀斑，并根据它们产生的最大GOES震级将其源区分为四类（B，C，M和X）。然后，我们检索SHARP相关参数为每个选定的地区在其耀斑日期开始建立一个数据库。最后，我们训练一个机器学习算法，称为随机森林（RF），预测在24小时内发生的某类耀斑在一个给定的活动区域，使用10倍交叉验证方案评估分类器的性能，并使用标准的性能指标的结果进行表征。与以往的工作相比，我们的实验表明，使用HMI参数和RF是一个有效的方法，耀斑预报具有相当合理的预测性能。据我们所知，这是第一次使用RF对太阳耀斑进行多级预测。我们还发现，总的无符号量的垂直电流，电流螺旋度，和极性反转线附近的通量是最重要的参数分类耀斑区域到不同的类。
2017-06-08 astro-ph.SR
The Energetics of White-light Flares Observed by SDO/HMI and RHESSI
白光（WL）耀斑自首次发现以来，已经被观察和研究了一个多世纪。然而，明亮发射背后的一些基本物理仍然存在很大争议。解决耀斑能量学的一个重要事实是白光发射和硬X射线辐射之间的时空相关性，这可能表明高能电子是能量来源。在这项研究中，我们提出了25个强耀斑（？大于或等于M5），由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）同时观测。在这些事件中，SDO/HMI在13个耀斑中检测到WL发射，与HXR发射有关。为了定量描述WL发射的强度，等效面积（EA）被定义为整个燃烧区域上的综合对比度增强。我们的研究结果表明，等效面积是成反比的HXR功率指数，表明更强的WL发射往往与更大的人口的高能电子。然而，在50 keV的WL发射和非热电子通量之间没有明显的相关性。对于另一组13个没有可探测到的WL发射的耀斑，HXR光谱比有WL发射的耀斑更软（更大的功率指数），特别是对于该组中的X级耀斑。
2016-08-21 astro-ph.SR
Extreme Solar Flare Prediction Using Residual Networks with HMI Magnetograms and Intensitygrams
本文提出利用HMI磁图和强度图的残差网络预测极端日冕暴，通过提取太阳黑子和磁场斑块，提升空间天气预报的准确性。
2026-01-08 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
Flare Energy Release at the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of 2015 March 15. II. Investigation of Photospheric Electric Current and Magnetic Field Variations Using HMI 135-second Vector Magnetograms
这项工作是论文I [Sharykin等人，2018]致力于分析受限的M1.2级太阳耀斑SOL 2015 -03- 15 T22：43中的非热电子动力学和等离子体加热，揭示了极性反转线（PIL）上方低日冕中高度剪切相互作用磁环中的能量释放。目前的工作范围是使第一次广泛的定量分析的光球磁场和光球垂直电流（PVEC）动力学在封闭的耀斑区域附近的PIL使用新的矢量磁图获得的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）与高时间分辨率为135秒。数据分析揭示了磁结构和PVEC的急剧变化与耀斑爆发附近的PIL。结果表明，耀斑带中等离子体加热和电子加速最强时，磁重联率、总PVEC和有效PVEC密度的增加最大。观测和非线性无力场（NLFFF）外推表明，PIL周围的磁场结构与系留切割磁重联（TCMR）的几何结构一致。我们给出了定性的解释所观察到的动力学的耀斑带，磁场和PVEC，和电子加速，在TCMR方案。
2020-04-20 astro-ph.SR
Comparison between Hinode/SOT and SDO/HMI, AIA Data for the Study of the Solar Flare Trigger Process
为了阐明耀斑的触发机制，我们分析了几个耀斑事件的观测日之出/太阳光学望远镜（SOT），在我们以前的研究。然而，由于SOT视野的限制，只有四个事件的日出数据集已被利用。因此，需要增加事件的数量来评估耀斑触发模型。我们调查了太阳动力学天文台（SDO）获得的数据的适用性，以增加数据样本的耀斑触发过程的统计分析。SDO定期观测整个太阳盘和所有耀斑，尽管其空间分辨率低于Hinode。我们调查了2011年2月13日发生的M6.6耀斑，并将SDO的分析数据与我们以前使用Hinode/SOT数据的研究结果进行了比较。采用了日震和磁成像仪（HMI）获得的滤波器和矢量磁图以及大气成像组件（AIA）1600 A的滤波图。通过对耀斑爆发前小尺度磁结构和色球辐射的比较，我们证实了SDO数据可以探测到触发区。我们还测量了活动区的磁剪切角和耀斑触发场的方位角和强度。结果与我们以前的研究一致。我们的结论是，耀斑触发过程的统计研究是可行的SDO以及日出数据。我们还用SDO研究了耀斑爆发前磁场的时间演化。
2014-07-07 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
On the nature of off-limb flare continuum sources detected by SDO/HMI
太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪提供了对离临边耀斑发射的独特观测。白光（WL）的连续增强被检测到的Fe 6173 A线的“连续”通道在所观察到的耀斑的脉冲阶段。在本文中，我们的目标是确定辐射机制是负责这种增强被视为以上的肢体，在色球高度约1000公里或以下。使用一个简单的分析方法，我们比较了两个候选机制，氢复合连续（Paschen）和汤姆逊连续由于散射的磁盘辐射耀斑电子。这两种机制都依赖于电子密度，而电子密度通常在耀斑的脉冲阶段由于碰撞电离（由于电子束的热电离和非热电离）而增强。我们的结论是，电子密度高于$10^{12}$ cm $^{-3}$，Paschen复合连续显着占主导地位的汤姆逊散射连续，有一些贡献，从氢自由的发射。这进一步支持了详细的辐射流体动力学（RHD）模拟耀斑色球加热的电子束。我们使用RHD程序FLARIX计算了半圆环中耀斑加热的时间演化。临边上方的合成连续体结构类似于HMI检测到的临边外耀斑结构，即它们在临边上方的高度以及辐射强度。这些结果是一致的，最近的研究结果有关的氢巴耳末连续增强，这是清楚地检测到在磁盘耀斑的IRIS近紫外光谱仪。
2017-09-19 astro-ph.SR
Quadrupole White-light Sources in an X1.2 Flare Observed by ASO-S/LST/WST and SDO/HMI
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
该研究利用ASO-S/WST与SDO/HMI观测到2023年1月6日X1.2级耀斑的四极白光源结构，明确了其足点的辐射差异及与暗条爆发的关联，深化了对白光耀斑演化的认识。
2026-08-20 astro-ph.SR
Transient artifacts in a flare observed by the Helioseismic and Magnetic Imager on the Solar Dynamics Observatory
太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）为白光耀斑的系统观测提供了一种新的工具，包括多普勒和磁信息以及连续谱。在我们对高脉冲γ射线耀斑SOL 2010 -06- 12 T00：57的初步分析中（Mart'ınez Oliveros等人，太阳物理，269，269，2011），我们报告了两个足迹源中强烈蓝移的签名。考虑到这可能是由于HMI仪器特有的混叠造成的伪影，我们对全球振荡网络组（GONG++）对同一耀斑的观测进行了比较分析，使用参数涂抹校正ALtasm（PASCAL）算法来校正大气涂抹变化造成的伪影。这一分析证实了HMI观测中明显蓝移的人为性质，相反，在足点发现了弱红移。我们描述了使用PASCAL与龚++意见作为SDO意见的补充，并讨论了使用HMI远离其设计条件所施加的约束。在适当的预防措施下，这些数据提供了关于耀斑和瞬变的丰富信息。
2013-07-18 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy of a White-Light Solar Flare
本文报道了太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）和拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）对一次白光太阳耀斑（SOL 2010 -06- 12 T00：57，M2.0）的观测结果。HMI数据为我们提供了白光耀斑的第一个天基高分辨率成像光谱学，包括6173.34 nm处光球FeI线及其邻近连续谱的连续谱、多普勒和磁特征。在耀斑的脉冲阶段，两个磁足点中的每一个都出现了明亮的白光核。当耀斑发生时，HMI滤波图的光谱覆盖范围（六个等距样本，围绕标称线路中心跨越\pm 172 m2）包括线路核心和距离核心足够远的蓝色连续谱，以消除后者中的显著多普勒串扰，否则可能出现白光耀斑中的极端条件。RHESSI获得了完整的硬X射线和γ射线光谱（这是第24周期的第一个γ射线耀斑）。在耀斑期间，FeI线看起来向蓝色移动，但并没有进入发射状态;在整个线轮廓上，对比度几乎是恒定的。我们没有探测到这次地震的地震波。HMI数据表明白光足点中视线磁场的逐步变化。
2010-12-01 astro-ph.SR
Solar Flare Index Prediction Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Products with Statistical and Machine Learning Methods
太阳耀斑，特别是M级和X级耀斑，经常与日冕物质抛射（CME）有关。它们是空间天气效应的最重要来源，可严重影响近地环境。因此，有必要预测耀斑（特别是M级和X级耀斑），以减轻其破坏性和危险性的后果。在这里，我们介绍了几种统计和机器学习方法来预测AR的耀斑指数（FI），该指数通过考虑特定时间间隔内不同类别耀斑的数量来量化AR的耀斑生产力。具体来说，我们的样本包括2010年5月至2017年12月期间出现在太阳盘面上的563个AR。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）提供的25个磁参数，通过代理表征储存在AR中的日冕磁能，并用作预测因子。我们研究了这些SHARP参数和AR的FI之间的关系，使用机器学习算法（样条回归）和resception方法（用于高斯噪声回归的合成少数过采样技术，简称SMOGN）。基于建立的关系，我们能够预测未来1天内给定AR的FI值。与其他4种流行的机器学习算法相比，我们的方法提高了FI预测的准确性，特别是对于大FI。此外，我们排序的SHARP参数的重要性Borda计数方法计算的排名，由9种不同的机器学习方法呈现。
2022-12-01 astro-ph.SR stat.ML
The Signature of Flare Activity in Multifractal Measurements of Active Regions Observed by SDO/HMI
最近的研究表明，测量的分形和多重分形参数的活动区（AR）是不是有效的工具来区分AR的基础上的耀斑活动，以及预测耀斑事件。尝试验证这一结果的一个大的数据集更高的空间和时间分辨率，以及更高的通量灵敏度，观测比以前的研究中，我们分析了高节奏的时间序列的视线磁图的43个AR的特点是不同的耀斑活动，这是观察SDO/HMI从2010年5月至2013年12月。在这些数据上，我们估计了四个参数，广义分形维数$D_0$和$D_8$，以及多重分形参数$C_{\mathrm{div}}$和$D_{\mathrm{div}}$。我们发现不同的平均值的参数测量的AR主机耀斑的不同类。然而，在产生相同类别事件的AR上测量的值的分散使得从不同类别的燃烧区域推导出的参数也可以在很大程度上重叠。根据我们的测量结果，C级和M级扩口AR实际上是无法区分的，M级和X级扩口AR也是如此。我们发现，只有$\approx$ 50\%的研究AR和$\approx$ 50\%的M级和X级事件的测量参数的时间序列的一致变化。我们发现，这些结果持有分形和多重分形参数估计的基础上，总的无符号和有符号的流量数据的分析AR。
2017-05-18 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using SDO/HMI Vector Magnetic Field Data with a Machine-Learning Algorithm
我们试图预测M-和X-级太阳耀斑使用机器学习算法，称为支持向量机（SVM），和四年的数据从太阳动力学天文台的日震和磁成像仪，第一个仪器连续映射从太空的全磁盘光球矢量磁场。文献中描述的大多数耀斑预报工作使用视线磁图或相对少量的地基矢量磁图。这是第一次使用大型矢量磁图数据集来预测太阳耀斑。我们建立了一个从2,071个活动区域的数据库中采样的耀斑和非耀斑活动区域的目录，该数据库由150万个矢量磁场数据的活动区域补丁组成，并通过25个参数来表征每个活动区域。然后，我们训练和测试的机器学习算法，我们估计其性能使用预测验证指标，重点是真实技能统计（TSS）。我们获得了相对较高的TSS评分和总体预测能力。我们推测，这部分是由于为此目的对SVM进行了微调，并且还由于只能根据矢量磁场数据计算的一组有利特征。我们还应用了一个特征选择算法来确定我们的25个特征中哪些对区分燃烧和非燃烧活动区域有用，并得出结论，只有少数是需要良好的预测能力。
2014-11-05 astro-ph.SR
Time Series of Magnetic Field Parameters of Merged MDI and HMI Space-Weather Active Region Patches as Potential Tool for Solar Flare Forecasting
本研究将SMARP与SHARP两类太阳活动区磁场数据产品合并为覆盖1996-2022年的MDI-HMI数据集，通过时滞互相关与滑动窗口分析发现活动区磁场属性超前于耀斑指数，为太阳耀斑预报提供新工具。
2024-09-11 astro-ph.SR physics.data-an stat.AP
Investigation of Relationship Between High-Energy X-ray Sources and Photospheric and Helioseismic Impacts of X1.8 Solar Flare of October 23, 2012
2012年10月23日的X级太阳耀斑产生了连续光球发射和强烈的日震波（“日震”），表明太阳大气层的稠密部分有密集的能量释放。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的光球数据和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的硬X射线观测数据，研究了具有高时空分辨率的能量释放特性。对于该分析，我们使用1级HMI数据（滤波图），通过以$\sim 3.6$ s的时间节奏和每个像素$\sim 0.5^{\prime\prime}$的空间分辨率扫描Fe I线（6731 μ m）获得。发现耀斑引起的光球扰动在空间上与硬X射线发射区一致，但延迟了$\lesssim 4$秒。这种延迟与耀斑流体动力学RADYN模型的预测是一致的。然而，这些模型无法解释HMI观察到的变化幅度。这些数据表明，光球碰撞和日震波可能是由远高于现有耀斑辐射流体动力学模型的电子能量通量引起的。
2017-06-08 astro-ph.SR
The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Vector Magnetic Field Pipeline: Overview and Performance
日震和磁成像仪（HMI）于2010年5月1日开始从太阳动力学观测台（SDO）进行近乎连续的全圆盘太阳测量。自动处理管道与观测保持同步，以从滤波图序列中产生可观测的量，包括光球矢量磁场。主要的720 s观测数据在2010年中期发布，包括在六个波长测量的斯托克斯偏振参数以及强度，多普勒速度和视线磁场。更先进的产品，包括全矢量磁场，现在可以使用。自动识别的HMI活动区域补丁（HARPs）可在整个使用寿命期间跟踪磁性区域的位置和形状。使用针对HMI管道优化的斯托克斯矢量的快速反演（VFISV）代码计算矢量场;使用最小能量（ME 0）代码解决剩余的180度方位模糊度。Milne-Eddington反演是在所有的全磁盘HMI观测上进行的。消歧，直到最近只运行在HARP区域，现在实现了整个磁盘。斑块中的矢量和标量用于推导可能对预测有用的活动区域指数;数据图和指数收集在SHARP数据系列中，hmi.sharp。图块以CCD坐标和日面坐标提供。HMI提供矢量场的连续覆盖，但具有适度的空间、光谱和时间分辨率。再加上分析和解释技术的局限性、轨道速度的影响和仪器性能，所产生的测量结果具有一定的动态范围和灵敏度，并受到本报告所述的系统误差和不确定性的影响。
2014-04-07 astro-ph.SR
Predicting Associations between Solar Flares and Coronal Mass Ejections Using SDO/HMI Magnetograms and a Hybrid Neural Network
Institute for Space Weather Sciences, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院空间天气科学研究所）；Department of Computer Science, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院计算机科学系）；Big Bear Solar Observatory, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院大熊太阳天文台）；Center for Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院日地研究中心）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰霍普金斯大学应用物理实验室）；Research Center for Astronomy and Applied Mathematics, Academy of Athens（雅典学院天文学与应用数学研究中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本文提出一种混合神经网络方法，结合视觉Transformer和LSTM，利用SDO/HMI磁图时间序列预测日闪与日冕物质抛射关联性，验证了方法有效性并发现磁通量抵消可能触发相关日冕物质抛射。
2026-04-11 astro-ph.SR cs.LG
Evolution of Magnetic Field and Energy in A Major Eruptive Active Region Based on SDO/HMI Observation
利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）的矢量磁图序列，研究了NOAA活动区11158在5天内的磁场及其能量的变化。快速的通量出现和强烈的剪切运动导致了一个四极太阳黑子复合体，产生了几次大的爆发，包括第24太阳活动周的第一次X级耀斑。外推的非线性无力日冕领域表现出大量的电流和自由能增加早期通量出现附近的一个低洼的S形灯丝与剪切千高斯场的灯丝通道。计算的磁自由能达到最大值~2.6e32 erg，其中约50%存储在6微米以下。它减少了~0.3e32 erg的1小时内的X级耀斑，这可能是低估了实际的能量损失。耀斑期间，光球场变化迅速：核心区水平场增强了28%，变得更加倾斜和平行于极性反转线。这一变化与日冕的“内爆”一致，并得到了大气成像仪（AIA）观测到的日冕环收缩的支持。外推场在耀斑之后变得更加“紧凑”，核心区域的环变短，可能是因为重联。日冕磁场在最低层的剪切作用稍强，随着高度的增加而松弛得更快，总体上能量较低。
2016-06-28 astro-ph.SR
Predicting Coronal Mass Ejections Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Products and Recurrent Neural Networks
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Big Bear Solar Observatory（大熊太阳观测台）
我们提出了两个循环神经网络（RNN），一个基于门控递归单元，另一个基于长短期记忆，用于预测产生M级或X级耀斑的活动区（AR）是否也会产生日冕物质抛射（CME）。我们将AR中的数据样本建模为时间序列，并使用RNN来捕获数据样本的时间信息。每个数据样本都有18个物理参数或特征，这些参数或特征来自太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）拍摄的光球矢量磁场数据。我们使用美国国家环境信息中心（NCEI）提供的地球同步运行环境卫星的X射线耀斑目录调查了2010年5月至2019年5月发生的M级和X级耀斑，并选择了NCEI目录中具有识别AR的耀斑。此外，我们还从空间天气知识、信息数据库（DONKI）中提取了耀斑与日冕物质抛射的关联。我们使用上面收集的信息来构建手头数据样本的标签（正面与负面）。实验结果表明，我们的RNN在预测数据样本的标签方面优于密切相关的机器学习方法。我们还讨论了扩展我们的方法来预测的概率估计如何可能M-或X-级耀斑将启动CME，具有良好的性能结果。据我们所知，这是RNN首次用于CME预测。
2020-02-22 astro-ph.SR cs.LG
Predicting Solar Energetic Particles Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Products and a Bidirectional LSTM Network
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Big Bear Solar Observatory（大熊湖太阳天文台）
太阳高能粒子（SEP）是空间辐射的重要来源，其对空间中的人、航天器和一般技术是危险的。在本文中，我们提出了一种深度学习方法，特别是双向长短期记忆（biLSTM）网络，来预测活动区域（AR）是否会产生SEP事件，前提是（i）AR将产生M级或X级耀斑以及与耀斑相关的日冕物质抛射（CME），或（ii）无论耀斑是否与日冕物质抛射有关，AR都会产生M级或X级耀斑。本研究中使用的数据样本收集自美国国家环境信息中心提供的地球同步环境业务卫星的X射线耀斑目录。我们选取了2010 - 2021年M级和X级耀斑，并在空间天气数据库中找到了耀斑、日冕物质抛射和太阳能脉冲的关联关系。每个数据样本都包含从太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪收集的物理参数。基于不同性能指标的实验结果表明，对于本文研究的两个SEP预测任务，所提出的biLSTM网络优于相关的机器学习算法。我们还讨论了我们的方法的概率预测和校准经验评估的扩展。
2022-03-27 astro-ph.SR cs.LG
Velocity and Magnetic Transients Driven by the X2.2 White-Light Flare of 2011 February 15 in NOAA 11158
第24太阳活动周的第一个X级耀斑发生在2011年2月15日，活动区NOAA 11158在中央子午线通过期间。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）很好地观测到了这两个带状白光耀斑。在耀斑的峰值阶段，我们检测到磁和多普勒速度瞬变出现在主黑子的本影边界附近。这些瞬变持续了几分钟，并显示出与耀斑内核的空间和时间对应关系。在瞬态位置观察到的磁极性发生了符号反转，同时多普勒速度大幅增强。我们解释这种观测现象，使用HMI光谱数据之前，期间和之后的耀斑。这些变化反映在所有Stokes参数的AR图中。关联的瞬态功能与各种签名的耀斑和原因和影响，他们的外观的基础上，目前的理论模型。
2012-02-10 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Observations of Solar Flares with the Helioseismic and Magnetic Imager
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们报告了2013年5月13日两次X级耀斑在低日冕中白光喷出物的观测结果。在耀斑发展的早期和后期阶段，除了在低层大气中通常观察到的白光足点源之外，至少出现了两种不同的源（色球源和日冕源）。渐变发射与经典环日珥系统有明显的区别，但比预期的要亮，可能是在连续谱中看到的，而不是线发射。我们发现HMI通量超过耀斑软X射线源产生的韧致辐射的射电/X射线插值至少一个数量级。这意味着冷源的参与，可以产生自由约束的连续和可能的线发射可检测的HMI。其中一个早期的源在动态上类似于“日冕雨”，出现在最大视高度，并以134 $\pm$ 8 $\mathrm{km s^{-1}}$的视恒定投射速度向光球移动。没有太多的文献存在于检测的光学连续光源以上的边缘的太阳的非日冕仪，这些观测有潜在的影响，我们的基本了解耀斑的发展，因为可见光观测原则上可以提供高的空间和时间分辨率。
2013-12-08 astro-ph.SR
Confined Flares in Solar Active Region 12192 from 2014 October 18 to 29
利用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，对10月18 ~ 29日发生在太阳活动区（AR）12192的6次X级和29次M级耀斑进行了研究。其中，30个（包括6个X级和24个M级）耀斑起源于AR核心，另外5个M级耀斑出现在AR外围。其中4个X耀斑具有相似的耀斑结构，表明它们是具有类似触发机制的同源耀斑。可能的情况是：出现的磁通量的光球运动导致相关联的日冕磁场的剪切，这然后产生一个系绳切割的有利配置。在5个外围M耀斑中，4个与喷流活动有关。HMI垂直磁场资料显示，耀斑前，在喷流的足点处，具有相反磁极性的光球通量出现、会聚和相互抵消。只有一个来自AR外围的M耀斑之后是日冕物质抛射（CME）。从10月20日到26日，在40-105毫米高度范围内，水平背景场的平均衰减指数低于环面不稳定开始的典型阈值。这表明，来自上覆磁场的强约束可能是AR 12192的CME产生不良的原因。
2015-07-02 astro-ph.SR
On the Role of Rotating Sunspots in the Activity of Solar Active Region NOAA 11158
利用日震和磁成像仪（HMI）的磁场数据和太阳动力学天文台（SDO）上大气成像组件（AIA）的多波长观测资料，研究了旋转太阳黑子对活动区NOAA 11158及其喷发事件的非潜在性的各种物理参数演变的作用。从HMI强度和AIA通道的演化研究中，我们观察到AR由两个主要的旋转黑子组成，一个连接到耀斑倾向区，另一个连接到CME。构造的时空强度图显示，太阳黑子的峰值自转率与主要爆发事件的发生相吻合。此外，扭转参数的时间分布，即，由HMI矢量磁图得到的平均剪切角$α_{\rm av}$、$α_{\rm best}$和由HMI视线磁图的水平通量运动得到的螺旋度注入率与日冕物质抛射倾向区的黑子旋转轮廓有很好的对应关系，给出了旋转运动导致磁非势的主要证据。此外，平均值的自由能从维里定理计算在光球水平显示明确的步骤下降的耀斑揭示明确的证据，能量释放的设置时间，间歇性地存储在前耀斑阶段的通量出现和/或运动。此外，在CME多发区，螺旋度注入的分布是均匀的，而在耀斑多发区，螺旋度注入的分布不是均匀的，而且经常改变符号。这项研究提供了清晰的图片，所观察到的磁通量的自行和旋转运动都发挥了重要作用，以提高磁的非潜力的AR，导致所观察到的瞬态活动的有利条件。
2012-10-15 astro-ph.SR
Can Proton Beam Heating Flare Models Explain Sunquakes?
本研究通过RADYN+FP模拟分析质子束加热的太阳耀斑模型，发现低能质子能更深穿透大气并产生显著的HMI连续谱增强与类日震日震学响应，从而解释了电子束模型难以说明的日震现象。
2023-11-21 astro-ph.SR
High-Density Off-Limb Flare Loops Observed by SDO
耀斑环的密度分布及其在连续谱中的发射机制仍是一个悬而未决的问题。2017年9月10日，在X8.2耀斑（SOL 2017 -09-10）的渐变阶段出现了一个突出的环路系统，在SDO/AIA的所有通带和SDO/HMI的白光连续体中可见。我们调查它的电子密度，考虑到所有的辐射过程中的耀斑环，即汤姆逊连续，氢Paschen和Brackett复合连续，以及自由-自由连续发射。对于给定的温度和有效环厚度，我们推导出电子密度的二次函数。通过绝对校准SDO/HMI强度，我们将测得的强度转换为环中每个像素的电子密度。对于冷（6000 K）和热（10^6 K）结构之间的合理温度网格，计算了200 km和20 000 km之间代表性有效厚度的电子密度。我们得到了相对较高的最大电子密度，约为10^13 cm^-3。在如此高的电子密度下，汤姆逊连续谱是可以忽略的，因此人们不会期望在密集环中有显著的偏振度。我们的结论是，Paschen和Brackett复合连续辐射在冷耀斑环中占主导地位，而自由-自由连续辐射在暖耀斑环和热耀斑环中占主导地位。
2018-10-04 astro-ph.SR
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
2019-06-20 astro-ph.SR
Observations of a Series of Flares and Associated Jet-like Eruptions Driven by the Emergence of Twisted Magnetic Fields
利用大熊太阳天文台（BBSO）的高分辨率新太阳望远镜（NST）、太阳动力学天文台（SDO）提供的日震和磁成像仪（HMI）磁象图和大气图像组合（AIA）EUV图像，研究了连续4次受限耀斑和随后爆发耀斑的形态和磁特性的时间变化。根据NST/Halalpha和SDO/AIA~304 A的观测结果，我们发现每个耀斑都发展了一个类似于喷流演化的喷流结构：1）出现一个倒Y形喷流，并从其初始位置漂移出去：2）喷流形成一个由许多细线组成的幕状结构，在细线的脚点附近伴随着随后的增亮; 3）在耀斑最大值附近，喷流呈现明显的扭曲结构。HMI数据的分析表明，无论是负磁通量和磁螺旋度已逐渐增加的正极性区域，表明连续注入的磁扭曲之前和期间的一系列耀斑。根据这些结果，我们认为扭曲磁通量的连续出现在产生连续耀斑和发展一系列喷流的过程中起了重要作用。
2015-12-04 astro-ph.SR
Investigating the Magnetic Imprints of Major Solar Eruptions with SDO/HMI High-Cadence Vector Magnetograms
太阳活动区光球磁场在主要爆发事件期间迅速演变，表明日冕有明显的反馈。以前的研究，这些“磁印记”大多是基于视线或较低的节奏矢量观测;时间分辨描绘的矢量场的演变是迄今为止缺乏。在这里，我们介绍了高节奏（90~s或135~s）矢量磁图数据集的日震和磁成像仪（HMI），这是非常适合研究的现象。这些观测允许定量表征在水平场分量（$B_h$）中最明显的永久性、阶梯状变化。一个高度结构化的模式出现从分析的原型事件，\texttt{SOL2011-02-15T01:56}，其中$B_h$附近的主极性反转线显着增加，在早期阶段的相关耀斑的时间尺度为几分钟，而$B_h$在外围减少，在较晚的时间较小的幅度和稍长的时间尺度。该数据集还允许有效识别“磁瞬变”伪影，其中增强的耀斑发射改变了斯托克斯轮廓，并且推断的磁场变得不可靠。我们的研究结果提供了太阳爆发的动量过程的见解。该数据集也可能有助于研究太阳地震和日冕的数据驱动建模。
2017-04-07 astro-ph.SR
On the line profile changes observed during the X2.2 class flare in the active region NOAA 11158
太阳活动区NOAA 11158在穿过太阳盘期间产生了一系列耀斑。当前太阳活动周期的第一次大耀斑（X2.2级）发生在2011年2月15日01：50 UT附近的活动区域。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的多普勒和磁图，以研究与这次耀斑相关的光球速度和磁场变化。HMI仪器提供了高质量的多普勒和磁地图的太阳盘在0.5弧秒的空间尺度在45秒的节奏随着成像光谱。我们已经确定了五个位置的速度瞬变的活动区在耀斑。这些瞬态速度信号位于耀斑带内和周围，如Hinode在Ca II H波长和RHESSI能量范围12-25 keV的硬X射线增强的足点所观察到的。两个圆偏振态的形状和宽度的变化已被观察到的瞬态时，在三个五个位置。线剖面的正演模拟表明，大气参数的变化，如磁场强度，多普勒速度和源函数可以解释观测到的变化，在线剖面相对于耀斑前的条件。
2013-10-21 astro-ph.SR
Supergranular-scale magnetic flux emergence beneath an unstable filament
在这里，我们报告了2013年9月29日大型太阳暗条爆发的证据。这次平滑的喷发，没有任何以前的耀斑，形成后，两个带状耀斑和日冕物质抛射对地球。日冕物质抛射在2013年10月2日产生了一场中等强度的地磁暴，并产生了非常严重的局部影响。整个事件没有引起耀斑警报系统的注意。我们通过大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）数据对太阳动力学天文台进行了多波长分析。AIA在304、193、211和94日冕上的数据分别对过渡区和日冕进行采样，而HMI除了提供HMI提供的完全反演数据外，还提供光球磁图、连续谱和线性偏振数据。[...]我们已经观察到一个超颗粒大小的出现在活动区NOAA 11850的边界附近的一个大的灯丝。暗条动力学和磁象图结果表明，磁通量的出现发生在暗条下方的光球层。重连发生在支撑细丝的浸渍线和超颗粒出现之间的细丝下方。非常平稳的上升可能是由于这种涌现和环面不稳定性可能发挥了根本作用，这是由涌现帮助。
2015-09-18 astro-ph.SR
First Sunquake of Solar Cycle 24 Observed by Solar Dynamics Observatory
2011年2月15日的X2.2级太阳耀斑产生了强烈的“日震”事件，代表了对耀斑影响的地震反应。脉冲激发的地震波形成了一个紧凑的波包，穿过太阳内部，在表面上表现为扩展的波波纹。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）以高分辨率（0.5弧秒/像素）和高节奏（45秒）几乎不间断地观测太阳表面的强度、磁场和等离子体速度（多普勒图）的变化。耀斑对太阳表面的影响是以HMI观测值（多普勒速度、视线磁场和连续强度）的紧凑和快速变化的形式观测到的。这些变化是由光球层中高能粒子的撞击引起的，形成了典型的双带耀斑结构。在原始的多普勒图差异中可以很容易地看到日震，而不需要任何特殊的数据处理。这次地震的震源位于非常复杂的太阳黑子区NOAA 1158的外边界附近，在太阳黑子半影和半影边界。这引起了一个有趣的等离子体动力学的影响区域。我介绍了HMI近实时数据分析的一些初步结果，并讨论了日震和耀斑影响源的性质。
2011-02-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Forecasting Solar Flares Using Magnetogram-based Predictors and Machine Learning
我们提出了一个预测方法，太阳耀斑的基础上，从太阳活动周期24日，太阳动力学观测站（SDO）的太阳地震和磁成像仪（HMI）的任务。特别是，我们使用了空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）产品，该产品有助于近实时（NRT）截取太阳活动区域（AR）的磁图，时间间隔为五年（2012 - 2016）。我们的方法利用了一组13个预测，这是不包括在SHARP元数据，从视线和矢量光球磁图提取。我们利用几种机器学习（ML）和常规统计技术来预测峰值震级>M1和>C1的耀斑，在24小时的预测窗口。使用的ML方法是多层感知器（MLP），支持向量机（SVM）和随机森林（RF）。我们的结论是，随机森林可能是我们的样本的预测技术的选择，与第二个最好的方法是多层感知器，受熵目标函数。一个蒙特卡罗模拟表明，性能最好的方法给出的精度ACC=0.93（0.00），真实技能统计TSS=0.74（0.02）和Heidke技能评分HSS=0.49（0.01）对于>M1耀斑预测，概率阈值为15%，ACC=0.84（0.00），TSS=0.60（0.01）和HSS=0.59（0.01），对于>C1耀斑预测，概率阈值为35%。
2018-01-17 astro-ph.SR
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
2011-02-28 astro-ph.SR
High-Energy Aspects of Solar Flares: Overview of the Volume
在这一介绍性章节中，我们提供了一个简短的总结，成功和剩余的挑战，在理解太阳耀斑现象及其伴随的影响，在天体物理等离子体粒子加速机制。我们还提供了本卷其他章节内容的简要概述，特别提到了2002年7月23日观测良好的耀斑
2011-09-27 astro-ph.SR
Fe I 6173 Å Emission During White-Light Solar Flares
基于 HMI 观测，本文分析了五个白光耀斑中 Fe I 6173 Å 谱线的短暂全发射现象，发现其伴随光球磁场永久变化并与 X 射线发射峰值吻合，证实该发射源于对初始冷光球区域的强加热。
2025-07-01 astro-ph.SR
Spectral and Imaging Observations of a White-light Flare in the Mid-Infrared
我们报告了一个小太阳耀斑，SOL 2014 -09- 24 T17 T17：50（C7.0），在中红外波长的高分辨率观测，使用量子阱红外光电探测器（QSENS）相机在辅助的麦克数学-皮尔斯望远镜。耀斑的排放，第一次同时在两个中红外波段在$5\ μ$ m和$8\ μ$ m与白光和硬X射线的覆盖，揭示了脉冲时间的变化与时间尺度上的增加$\sim 4$ ~s，其次是指数衰减在$\sim$ 10秒，在两个明亮的区域分开约13 $"$。最亮的光源是紧凑的，在衍射极限处空间上无法分辨（$1.3"$在$5\ μ$ m处）。我们将IR源识别为耀斑带，也可以在SDO/HMI观察到的6173 ° C的白光发射中看到，RHESSI观察到的双硬X射线源和EUV源（例如，SDO/AIA法观察到94~ 100 μ g/ml。这两个红外点具有几乎相同的通量密度（$f_ν$，W/m $^2$ Hz），并外推到比HMI在可见波段观察到的通量低一个数量级的水平，但在X射线范围内观察到的热（$\sim$ 15 MK）日冕耀斑环的自由-自由连续区的通量高两个数量级以上。观测结果表明，红外辐射是光学薄的，这个约束和其他约束表明，主要贡献来自小于约$3 \times 10^{13}$ ~cm $^{-3}$的密度。我们初步解释这种发射机制主要是在一个高度电离，但冷，而密集的色球区域的自由-自由发射。
2015-12-14 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 astro-ph.SR
An Observational Overview of Solar Flares
我们提出了一个概述太阳耀斑和相关的现象，利用广泛的观测数据，主要是从RHESSI时代。在介绍性讨论和对观测能力状况的概述之后，本文分为专题部分，分别讨论耀斑现象的不同领域（足点和条带、日冕源、与日冕物质抛射的关系）及其相互联系。我们还讨论了耀斑的软X射线光谱和能量的过程。重点是从多个角度描述观察结果，同时牢记将它们相互联系并与理论联系起来的模型。目前对太阳耀斑的理论和观测认识还远未完成，因此我们以一个关于模型的简短讨论和一个缺少但重要的观测列表作为结束。
2011-09-28 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: an overview of recent results
准周期性脉动（或QPP）是耀斑发射的周期性强度变化，跨越所有波长带。在本文中，我们回顾了自Nakariakov和Melnikov（2009）对这一主题进行回顾以来的观测和建模成就。近年来，人们已经清楚地认识到，QPP是太阳耀斑的一个固有特征，因为几乎所有的耀斑都表现出QPP。此外，现已确定QPP通常显示多个周期。我们还审查可能的机制产生QPP。到目前为止，还无法最终确定QPP的触发机制或原因。缺乏这种识别目前阻碍了可能的耀斑等离子体参数的地震学推断。恒星耀斑中的QPP已经被发现了很长一段时间，开普勒任务的高质量数据允许更系统地研究QPP。然而，恒星QPP的时间尺度与太阳耀斑的时间尺度是相同还是不同，还没有得到结论性的证明。
2016-09-09 astro-ph.SR
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112 I. Flux Emergence, Sunspot Rotation and Triggering of a Solar Flare
我们分析了2010年10月16日发生在活动区（AR）NOAA 11112附近的一个巨大的暗条系统的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。SDO/HMI磁图揭示了耀斑事件前50小时出现的双极（在现有的AR内）。在出现的过程中，双极中的正负黑子都表现出平移和旋转运动。正极性黑子表现出明显的西南/顺时针方向的运动/旋转，并不断推动/滑动周围的相反极性场区。另一方面，负极性太阳黑子向西/逆时针方向移动/旋转。正极性的太阳黑子旋转约70度。在30小时内，而负极性~20 °。10小时内。SDO/AIA 94 EUV图像显示，日冕中出现的通量管与HMI中出现的双极相一致。在耀斑脉冲阶段观测到了一个高速的等离子体团抛射（速度~1197 km/s），这表明出现的正极性黑子与周围的反极性场区发生了磁重联。整个AR显示耀斑事件前的正螺旋度注入。此外，新出现的偶极揭示了负（左手）螺旋性的签名。这些观测结果提供了独特的证据，从光球层以下到日冕高度的扭曲通量管的出现触发耀斑的主要原因是由于出现的正极性黑子与附近的负极性黑子之间的相互作用，通过出现的正极性黑子向负极性黑子的剪切运动。我们的观测结果也有力地支持了这样一种观点，即旋转很可能是由于扭曲磁场的出现，正如最近的模型所提出的那样。
2012-10-12 astro-ph.SR
Electric current in flares ribbons: observations and 3D standard model
我们提出了第一次的光球电流的演变过程中爆发的X级耀斑，准确预测的标准三维耀斑模型。我们分析了2011年2月15日耀斑使用HMI/SDO磁观测的演变，发现本地化电流在\J形带增加到两倍的耀斑前的强度。我们的3D耀斑模型，开发与OHM代码，表明这些电流带，在EUV增亮的位置与AIA图像，是由耀斑的日冕电流层的崩溃驱动。这些研究结果的增加电流限制在本地带是一致的整体自由能减少在耀斑期间，这些带状物的形状也给出了一个指示有多少扭曲的爆发通量绳。最后，这项研究进一步提高了标准的3D模型和耀斑观测的理论预测之间的密切对应关系，表明主要的关键物理元素被纳入模型。
2014-04-23 astro-ph.SR
Effect of Size of the Computational Domain on Spherical Nonlinear Force-Free Modeling of Coronal Magnetic Field Using SDO/HMI Data
太阳日冕磁场产生太阳活动，包括极高能量的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。了解日冕磁场的结构和演变对于研究和了解空间天气的起源具有重要意义。虽然日冕磁场仍然很难直接测量，但人们对利用光球矢量磁图作为边界数据精确模拟太阳黑子区域内和周围的磁场非常感兴趣。在这项工作中，我们调查的影响所选择的域的大小为冠状磁场建模模型的解决方案。本文应用球面优化方法对2012年3月9日20：55UT太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的四个活动区的矢量磁图数据进行了分析。结果表明，感兴趣的AR的磁通量密度、电流密度和自由磁能密度等量与在较宽视场内的相同区域中获得的相应量显著不同。在与域外有联系的地区，这种差异甚至更为明显。
2014-09-05 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: I. Magnetic Energies
我们提出了一个项目的第一部分，对全球能量的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），其中包括约400 M-和X-级耀斑观察与AIA和HMI船上SDO。我们计算了势能、自由能和耀斑耗散的磁能。我们使用两种不同的NLFFF代码计算这些磁参数：COR-NLFFF代码使用HMI的视线磁场分量$B_z$来定义势场，并使用AIA自动检测的6个日冕波长的日冕环的2D坐标来测量由垂直电流引起的日冕环的螺旋扭曲，而PHOT-NLFFF代码外推光球3D矢量场。我们发现协议的自由能和耗散能的测量在$ \approx 3$的一个因素之间的两个代码。磁参数的尺寸分布呈现幂律斜率，近似符合分形扩散自组织临界模型。磁参数表现出非势能$E_{np} \propto E_p^{1.02}$、自由能$E_{free} \propto E_p^{1.7}$和$E_{free} \propto B_φ^{1.0} L^{1.5}$、耗散能$E_{diss} \propto E_p^{1.6}$和$E_{diss} \propto E_{free}^{0.9}$以及能量耗散体积$V \propto E_{diss}^{1.2}$的标度律。势能在$E_p = 1 \times 10^{31} - 4 \times 10^{33}$ erg的范围内变化，而自由能的比值为$E_{free}/E_p \approx 1%-25%$。耀斑期…
2014-10-29 astro-ph.SR
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
The Lyman-alpha Emission in Solar Flares. II. A Statistical Study on Its Relationship with the White-light plus Soft X-ray Emission
Key Laboratory of Dark Matter and Space Astronomy, Purple Mountain Observatory, CAS（中国科学院紫金山天文台暗物质与空间天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
本文通过统计分析69个白光耀斑，探讨了Lyman-alpha、软X射线和白光连续谱之间的关系，发现Lyman-alpha和白光的上升时间相似且相关，且其辐射能量与持续时间呈正幂律关系。
2026-03-24 astro-ph.SR
Analysis of Solar Flare and Sunspots on 4th Jan 2025 and Their Effects on Space Weather
UPES（尤皮斯大学）
本研究利用SunPy分析2025年1月4日太阳耀斑与黑子，揭示其磁性前兆及对空间天气的影响，为预测模型提供支持。
2026-01-09 astro-ph.SR
Sunquakes of Solar Cycle 24
本文介绍了第24太阳活动周期间由M-X类太阳耀斑产生的日震事件（日震）的搜寻结果。通过分析日震磁成像仪（HMI）的光球多普勒进行搜索。在500个M-X级耀斑中，探测到94个日震事件。我们的分析表明，许多强烈的日震是由低M级（M1-M5）的太阳耀斑产生的，而在某些强X级耀斑中，日震波没有观测到或很弱。我们的研究还表明，只有几个活跃的地区的特点是最有效的一代日震波在耀斑。我们发现，日震功率与软X射线通量时间导数的最大值的相关性比与X射线类，表明日震机制与高能粒子。我们还表明，地震活动的耀斑比没有日震扰动的耀斑更冲动。我们提出了一个新的日震太阳耀斑目录，这为进行统计研究提供了机会，以更好地了解太阳地震的物理学以及耀斑能量释放和传输。
2020-04-20 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
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Interrogating Solar Flare Loop Models with IRIS Observations 1: Overview of the Models, and Mass flows
太阳耀斑是太阳大气中短暂而剧烈的事件，在此期间释放了大量的磁能。这种能量随后通过太阳大气层或进入日光层，与日冕物质抛射耀斑一起构成空间天气的基本组成部分。因此，了解耀斑中的物理过程至关重要。这种理解往往需要使用正演模型，以便预测太阳大气的流体动力学和辐射反应。然后，这些预测必须通过观察来批判，以向我们展示我们的模型在哪些方面缺失了成分。虽然耀斑当然是3D现象，但在3D中模拟包括具有所需空间尺度的精确色球层的耀斑大气在很大程度上超出了当前的计算能力，并且当然，在3D中进行能量传输机制的参数研究还不容易处理。因此，场对准的一维环模型，可以解决相关的规模有一个至关重要的作用，在推进我们的知识耀斑。近年来，在界面区成像光谱仪（IRIS）观测的推动下，耀斑环模型揭示了耀斑的许多有趣特征。在这篇综述中，我强调了一些重要的结果，这些结果说明了结合高质量的观测和最先进的耀斑环模型来解决太阳耀斑问题的实用性，证明了：（1）模型如何帮助解释IRIS的耀斑观测，（2）这些观测如何向我们展示我们模型中缺少的物理学，以及（3）太阳观测质量的不断提高如何推动模型的改进。在本文的第一部分，我提供了一个概述现代耀斑环模型，电子束驱动的质量流在太阳耀斑。
2022-12-13 astro-ph.SR physics.space-ph
Relationship between Intensity of White-Light Flares and Proton Flux of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP），包括质子和重离子，被认为是由CME冲击或由磁重联加速。后者也产生太阳耀斑，其中白光耀斑（WLF）是能量最高的耀斑之一。磁重联发生在日冕中，加速粒子沿着磁环向下和向上传播。前者是火炬排放的来源，后者被认为是SEP。因此，耀斑发射和SEP事件之间的比较提供了有价值的约束，在确定加速网站的SEP。我们收集了2010年至2017年观察到的43个SEP事件，并分别研究了它们与SDO/HMI和GOES观察到的WL发射和SXR流感的相关性。初步结果表明：1）在47个SEP事件中，有39个在白光和SXR下没有可探测到的耀斑辐射。2)大多数强WLF与SEP无关。3)质子通量和等效面积之间没有明显的相关性，等效面积是衡量WLF发射大小的一个量。一个直接的推测是，在所分析的事件中，SEP和为WLF供电的高能电子的加速过程可能不同。
2018-01-12 astro-ph.SR
Overview of open issues in the physics of large solar flares
各种各样的观测方法使我们能够看到日冕高温强磁化等离子体中的磁重联效应。本文综述了大太阳耀斑中大尺度重联的一些特征，但还没有详细研究。例如，对活动区磁场拓扑特性的分析清楚地表明，为了建立大的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的现实模型，必须考虑到所谓的拓扑触发现象。然而，这不是一项简单的任务。本文还讨论了带有MHD间断的电流层中磁重联的一些新的解析模型。这些模型考虑到电流层破裂的异常等离子体电阻率的区域中的可能性。在重联的数值模拟的背景下，他们的解释被认为是一个问题。本文简要地评述了近年来所取得的一些新成果，并提出了太阳耀斑物理有待研究的新问题。
2011-02-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Comparison Between Nonlinear Force-Free Field and Potential Field Models Using Full-Disk SDO/HMI Magnetogram
测量爆发前日冕中的磁场和电流对于研究太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME）至关重要。然而，某些光球线的光谱偏振测量允许在光球的矢量磁场的确定。因此，大量收集的磁图只与光球表面场有关。数值模拟进行了应用国家的最先进的非线性无力场（NLFFF）重建。笛卡尔非线性无力场（NLFFF）代码不太适合较大的域，因为太阳表面的球形性质不能被忽略时，视场大。太阳动力学天文台（SDO）任务迄今为止最重要的成果之一是重复观测到大的，几乎是全球规模的事件，其中活动区之间的大规模联系可能起着根本性的作用。因此，当大规模边界数据可用时，例如SDO上的日震和磁成像仪（HMI），在球面几何中实施NLFFF程序似乎是明智的。在这项工作中，我们模拟日冕磁场以上的多个活动区的帮助下，位场和NLFFF外推程序在一个完整的磁盘使用HMI数据作为边界条件。我们比较了这两种型号的磁场线的解决方案，从大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘日冕图像的投影。本研究发现，NLFFF模型比位场模型更好地重建了磁位形。我们得出的结论是，连接两个太阳半球的跨赤道环的大部分是无电流的。
2012-12-28 astro-ph.SR
