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
Rethinking the solar flare paradigm
人们普遍认为，太阳耀斑涉及释放的磁能储存在太阳日冕上方的活动区，但现有的模型不包括明确的时间依赖电动力学需要描述这种能量释放。一个耀斑范例进行了讨论，包括电动势（EMF）作为耀斑的驱动程序，和耀斑相关的电流，连接不同的区域，其中磁重联，电子加速，加速质量运动和电流闭合发生。EMF在发生能量转换的区域上变得局部化，并且参与这些区域之间的能量传播。
2018-03-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Modelling Solar Energetic Neutral Atoms from Solar Flares and CME-driven Shocks
我们研究生产的高能中性原子（ENAs）在太阳耀斑和日冕物质抛射驱动的冲击和随后的传播到1 AU。计算了两种情况下1 au太阳ENA的时间剖面和注量谱：1）ENA产生于日冕物质抛射驱动的下游激波，2）ENA产生于太阳耀斑的大尺度耀斑后环。这两种情况下的时间分布和注量谱都有很大的不同。计算结果表明，太阳ENA可以作为研究太阳高能粒子（SEP）加速过程的一种新的探针，并区分大SEP事件中的两个加速点：太阳耀斑中的大环和CME驱动的激波下游。
2023-01-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XI. Flare Magnitude Predictions of the GOES-Class
在这项研究中，我们确定观测到的太阳耀斑的标度关系，可以用来预测的GOES级的太阳耀斑的震级上限。耀斑预测方案是基于缓慢变化的位能$E_p(t)$的标度，它是在$Δt \le$ 24小时的时间间隔内外推的。所观察到的耗散能$E_{diss}$的标度与势场能量成比例，为$E_{diss} \propto E_p^{1.32}$。此外，观测到的耀斑体积$V \propto E_{diss}^{1.17}$、多热能$E_{th} \propto V^{0.76}$、耀斑发射测量$EM \propto E_{th}^{0.79}$、EM加权温度$T_{w}$和GOES通量$F_8(t) \propto E_p(t)^{0.92}$的标度关系允许我们预测外推时间窗中GOES级耀斑量级的上限。我们发现一个很好的相关性（CCC $\approx 0.7$）之间的观测和预测的GOES级耀斑的大小（在172 X和M级事件）。这是第一个采用观测到的物理耀斑参数的标度律来预测GOES通量上限的算法，这是一种重要的能力，补充了以前基于空间天气预报中使用的机器学习算法的耀斑预测方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
Comparative study of electric currents and energetic particle fluxes in a solar flare and Earth magnetospheric substorm
磁场-线重联是一种普遍的等离子体过程，负责将磁场能量转化为等离子体加热和带电粒子加速。太阳耀斑和地球的磁层亚暴是两个研究最多的动力学系统，其中磁重联被认为是全球磁场重构和等离子体粒子群重排的原因。这种重新配置包括形成一个长寿命的电流系统，连接主要的能量释放区和冷的密集的导电等离子体的光球层/电离层。在耀斑和亚暴中，这个电流系统的演化与高能粒子通量的形成和动力学有关。我们的研究集中在耀斑和亚暴之间的这种相似性。使用广泛的数据集可用于耀斑和亚暴的调查，我们比较定性动力学的电流和高能粒子通量的一个耀斑和一个亚暴。我们发现高能粒子爆发（与磁重联引起的能量释放有关）与电流系统的磁场重构/形成之间存在明显的相关性。然后，我们讨论了如何在磁层亚暴的现场测量数据集可以帮助解释收集的数据集的太阳耀斑。
2021-05-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical Modeling of Energetic Electron Acceleration, Transport, and Emission in Solar Flares: Connecting Loop-top and Footpoint Hard X-Ray Sources
太阳耀斑期间高能电子的加速和输运是太阳物理学的突出课题之一。最近的X射线和无线电成像和光谱观测提供了非热电子分布的诊断，并建议，在某些耀斑事件中，电子主要在环顶加速，并可能经历捕获和/或散射效应。通过结合聚焦粒子输运方程和磁流体动力学（MHD）模拟太阳耀斑，我们提出了一个宏观粒子模型，自然包括电子加速和输运。模拟结果表明，湍流俯仰角散射等物理过程对电子在环顶的加速和在耀斑环中的输运都有重要影响，并且它们的影响与能量密切相关.在环顶中具有增强的空间依赖性湍流散射可以使高效的电子加速到高能量和将丰富的电子传输到足点两者成为可能。我们进一步生成空间分辨的合成硬X射线（HXR）发射图像和光谱，揭示了环顶和足点HXR源。与观测结果类似，我们发现足点HXR源比环顶HXR源更亮更硬。我们认为，宏观粒子模型提供了新的见解，了解所观察到的环顶和脚点非热发射源之间的连接相结合的粒子模型与动态演变的MHD模拟的太阳耀斑。
2022-11-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evolution of the Solar Flare Energetic Electrons in the Inhomogeneous Inner Heliosphere
太阳耀斑加速电子逃逸到行星际空间，被视为第三类太阳射电爆发，经常在地球附近检测到。利用数值模拟的方法，我们考虑了日球层内部和地球附近高能电子谱的演化。朗缪尔波的产生，日球等离子体密度波动，和磁场线上的电子峰值通量和注量谱的扩展的作用进行了研究，以预测的电子特性，可以观察到的太阳轨道器和太阳探测器加。考虑到各种能量损失机制，我们表明，初始高能电子能量的相当大的一部分是通过波等离子体过程由于等离子体的不均匀性损失。结果表明，对于所采用的参数，电子能谱的变化主要发生在$\sim20 R_\odot$之前的距离处。进一步进入日光层，电子的电子通量谱形成了一个破碎的幂律相对类似于在1天文单位观察到的。
2012-09-24 astro-ph.SR
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VIII. The Low-Energy Cutoff
太阳耀斑物理学中的一个关键问题是确定低能截止值，该值决定了非热电子的能量，从而决定了耀斑能量学。本文讨论了确定加速电子能谱低能截止区的不同方法：（i）总电子数模型，（ii）飞行时间模型（基于飞行时间和碰撞偏转时间的等价性），（iii）Kontar等人的热靶模型，（iv）等离子体模型，（v）等离子体模型。（2015），和（iv）热和非热成分之间的光谱交叉模型。我们发现，前三个模型是一致的低能量截止的平均值为$\approx 10$ keV，而交叉模型提供了一个上限为低能量截止的平均值为$ \approx 21$ keV。结合前三个模型，我们发现太阳耀斑中的非热能与耗散磁能之比的平均值为$q_E=0.57\pm0.08$，这与早期基于单独的暖目标模型（$q_E=0.51\pm0.17$）的简化近似的研究结果一致。这一研究证实了三种不同低能截止模型在计算非热耀斑能量时的自洽性。
2019-06-13 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
Spectroscopic EUV observations of impulsive solar energetic particle event sources
上下文太阳耀斑离子加速的远程观测是相当有限的。对于EUV谱线轮廓中的离子加速特征有理论预测。以前的测试涉及耀斑的观测，没有高能离子的证据。目的。我们的目标是检查源耀斑的脉冲（或3 He丰富）太阳高能粒子事件与EUV线光谱。方法.我们检查了所有（90+）报告的前太阳活动周期23的3 He丰富的耀斑，发现只有四个（经常性）喷流在SOHO CDS的视野。详细分析了具有最佳时空覆盖范围的射流。结果在较冷的色球/过渡区线中观察到两个增强的（非热）线加宽，它们位于闭合磁回路与开放磁场线重新连接的位置附近。这两种增强增宽都出现在谱线红移的位置，周围是蓝移区域。一个增强的谱线增宽与没有高能粒子特征的小耀斑有关，而另一个谱线增宽则发生在主耀斑的粒子加速特征终止之后。结论.所观察到的过度增宽似乎与高能离子的产生和运动没有直接关系。进一步的调查，其中的关键脉冲阶段的耀斑是必要的，理想的高分辨率光谱仪故意指向3 He丰富的太阳高能粒子源。
2018-07-02 astro-ph.SR physics.space-ph
From Formation to Disruption: Observing the Multiphase Evolution of a Solar Flare Current Sheet
在电流片中，磁能通过重联释放出来并转化为其他形式，被认为在太阳耀斑中发挥着核心作用，太阳耀斑是日光层中最强烈的爆炸。然而，对电流片的演化及其随后在耀斑相关现象（如粒子加速）中的作用却知之甚少。在这里，我们报告与美国宇航局的太阳动力学天文台获得的观测结果，揭示了一个多阶段的演变的电流片在早期阶段的太阳耀斑，从它的形成准稳定的演变和中断。我们的观测结果对于理解爆发性太阳耀斑早期阶段重联的发生和演化具有重要意义。
2021-04-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The MUSCLES Treasury Survey. V. FUV Flares on Active and Inactive M Dwarfs
M型矮星以其剧烈的燃烧而闻名。这种耀斑可能会影响轨道行星的气候，因此在驱动大气化学和逃逸的短波长下描述M矮耀斑非常重要。我们进行了一个远紫外耀斑调查的6 M矮星从最近的MUSCLES（低质量系外行星系统的紫外光谱特征的测量）的观测，以及4个高活性的M矮星的档案数据。当比较绝对耀斑能量时，我们发现活跃的M星耀斑比不活跃的M星耀斑能量高出大约10 $\times$。然而，当耀斑能量由恒星的静态通量归一化时，活动和非活动样本表现出相同的耀斑分布，幂律指数为- $0.76^{+0.1}_{-0.09}$（累积分布）。耀斑的速率和分布是这样的，它们可以支配M矮星的FUV能量预算，假设与开普勒和地面测量所编目的耀斑一样具有相同的分布。我们使用观察到的事件来创建一个理想化的模型耀斑与现实的光谱和时间的能量预算用于系外行星大气的光化学模拟。应用到我们自己的模拟直接光解的光子单独（没有粒子），我们发现观测到的最具活力的耀斑对地球一样的大气几乎没有影响，光解$\sim$ 0.01%的总O $_3$柱。观测时间太有限（73小时累积曝光），无法捕捉到罕见的高能耀斑。幂律拟合预测每月发生的那些将光解O $_3$柱的$\sim$ 1%，而它预测每年发生的那些将光解整个O $_3$柱。这样的高能耀斑是否以预测的速度发生是一个悬而未决的问题。
2018-09-25 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$E_{\mathrm{nt}}$），直接加热的能量（$E_{\mathrm{dir}}$），以及日冕物质抛射的能量（$E_{\mathrm{CME}}$）是耀斑的主要能量耗散过程，与耗散的磁自由能$E_{\mathrm{mag}}$相比，其比值为$(E_{\mathrm{nt}}+E_{\mathrm{dir}}+ E_{\mathrm{CME}})/E_{\mathrm{mag}} = 0.87 \pm 0.18$，这证实了在测量不确定度范围内的能量封闭性，并证实了耀斑和日冕物质抛射的磁起源：（2）耗散磁自由能的能量分配为：$0.51\pm0.17$在$\ge 6$ keV电子的非热能中，$0.17\pm0.17$在非热能$\ge 1$ MeV离子中，$0.07\pm0.14$在CME中，以及$0.07\pm0.17$在直接加热中;（3）白光耀斑的热能几乎总是小于非热能，这与厚靶模型一致：（4）白光耀斑的热光度与软X射线（SXR）的热能相当;（5）太阳高能粒子（SEP）事件携带CME能量的一部分$\approx 0.03$…
2017-02-07 astro-ph.SR
Forward modelling of particle acceleration and transport in an individual solar flare
本研究的目的是生成太阳耀斑中高能电子产生的硬X射线辐射图，并将其与观测结果进行比较。最终目标是测试结合MHD/测试粒子方法的可行性，用于日冕活动事件及其对日光层的影响的数据驱动建模。基于2017年9月8日观测到的X级太阳耀斑的MHD模型，我们利用相对论导向中心方法计算了大量电子和质子的运动轨迹。使用所获得的粒子轨迹，我们推导出的空间和能量分布的高能电子和质子，并计算韧致辐射硬X射线发射使用“薄靶”近似。我们的方法预测了所考虑的耀斑中高能粒子的一些关键特征，包括加速区域的大小和位置，高能粒子的轨迹和能谱。最重要的是，硬X射线韧致辐射强度图预测的模型是在一个很好的协议与RHESSI观察。此外，质子和电子沉淀的位置似乎是接近的日震响应的来源，在这个耀斑检测。因此，所采用的方法可用于观测驱动的建模的个人太阳耀斑，包括高能粒子在日冕中的表现，以及内日光层。
2020-09-21 astro-ph.SR
Spatially-resolved Energetic Electron Properties for the 21 May 2004 Flare from Radio Observations and 3D Simulations
我们详细调查了2004年5月21日耀斑使用的同时观测的野边山射电日像仪，野边山射电偏振仪，拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和太阳和日光层天文台（SOHO）。不同光谱范围内的耀斑图像揭示了该事件中存在一个定义明确的单一耀斑环。我们使用最近开发的交互式IDL工具GX模拟器模拟了回旋同步微波辐射。通过模拟结果与观测结果的比较，我们得到了非热电子分布的空间和光谱特性。微波辐射被发现是由高能电子（$>100$ keV）产生的，具有相对硬的光谱（$δ\simeq 2$）;电子强烈集中在环顶部附近。与此同时，脚点附近的高能电子数量太少，无法在RHESSI图像和空间未分辨数据中检测到。SOHO极紫外成像望远镜的图像和低频微波光谱表明存在一个较低磁场的环的扩展“包络”。最有可能的是，在考虑耀斑的高能电子分布反映了本地化（环顶部附近）粒子加速（注入）过程伴随着捕获和散射。
2014-03-23 astro-ph.SR
Energetics and Emission in a Simulated Solar Flare Initialised by a Non-Force Free Magnetic Field
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Statkraft AS（斯塔特勒克公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文比较了两种三维电阻磁流体动力学模拟，探讨初始磁场假设对日冕暴能量和观测特征的影响，发现非力-free初始化模型释放更多磁能并更符合X类暴的预期。
2026-05-14 astro-ph.SR
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。
2016-09-09 astro-ph.SR
New classification parameter of solar flares based on the maximum flux in soft X-rays and on duration of flare
太阳耀斑活动的特点是不同的分类系统，在光学和X射线范围。最普遍接受的太阳耀斑分类描述了耀斑的重要参数，例如耀斑在光学范围内的最大亮度- $H_α$耀斑级（从F改为B），$H_α$中的光斑面积（面积小于2平方度的S变为面积大于24.7平方度的4）和软X射线的最大振幅0.1 - 0.8 nm（$F_{0.1-0.8}^{max}$）波段的（SXR通量）--C至X级X射线耀斑。本文根据GOES对SXR波段太阳辐射的测量，提出了一个新的太阳耀斑分类参数--耀斑X射线指数XI。XI指数有一个明确的物理解释与SXR范围内的总耀斑能量。利用现有的GOES数据，可以很容易地计算出每次耀斑的XI。XI指数可以与其他太阳活动的地球效应参数一起用来评估耀斑和与之相关的日冕物质抛射（CME）。
2020-01-27 astro-ph.SR
Unprecedented Fine Structure of a Solar Flare Revealed by the 1.6~m New Solar Telescope
太阳耀斑意味着磁能的突然释放，是所谓的空间天气的来源。耀斑的精细结构（500公里以下）很少被观测到，全世界只有少数仪器可以观测到。本文介绍了大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率观测结果。观测以前所未有的细节揭示了耀斑的过程，包括耀斑带在太阳黑子上的传播，日冕雨（由冷凝等离子体组成）沿着耀斑后的环流下，以及色球层对日冕雨影响的反应，在下降的等离子体的脚点处显示出精细的增亮。利用NST的分辨能力，我们测量的横截面宽度的耀斑带，后耀斑环和足点增亮，这通常是在80-200公里的范围内，远低于目前用于耀斑研究的仪器的分辨率。限制这样的精细结构的规模提供了一个必不可少的信息在模拟耀斑的能量传输机制，这是一个重要的问题，在太阳和等离子体物理。
2016-04-28 astro-ph.SR
Highly Energetic Electrons Accelerated in Strong Solar Flares as a Preferred Driver of Sunquakes
日震是在某些高能太阳耀斑中激发的增强型地震波。到目前为止，它们的起源仍有争议。本文选取了24太阳活动周的20个强耀斑，其脉冲相位被\emph{Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\emph{RHESSI}）完全捕获。在我们的样本中，12个日震活动耀斑中有11个的硬X射线（HXR）辐射与白光（WL）增强和日震表现出良好的时空相关性。光谱分析还揭示了一个更硬的光子光谱，延伸到几百千电子伏，这意味着相当大的人口耀斑加速非热电子在高能量。从数量上看，在300 keV以上的电子总能量的太阳活动耀斑是系统的不同，在太阳平静耀斑，而差异是边缘的电子超过50 keV。所有这些事实都支持高能电子作为太阳地震的首选驱动力。这样一个电子驱动的情况下，可以合理地容纳在最近提出的选择规则的框架内产生的太阳地震。对于剩下的一个事件，日震震中与磁印记是同空间的，即，光球上磁场的永久变化。定量计算表明，耀斑引起的向下洛伦兹力可以做足够的功来驱动日震，作为一个可行的日震驱动器为这个特定的事件。
2023-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Relationship of peak fluxes of solar radio bursts and X-ray class of solar flares: Application to early great solar flares
本研究利用1988-2014年的341次耀斑数据，建立了3.75、9.4 GHz射电峰值流量与GOES X射线级别的关联（相关系数约0.7，误差因子3），并首次定量估算了1956年两次早期强耀斑的X射线光变曲线。
2023-10-04 astro-ph.SR
The Origin of Underdense Plasma Downflows Associated with Magnetic Reconnection in Solar Flares
磁重联是一个普遍的过程，它为爆炸性能量释放事件提供动力，如太阳耀斑、地磁亚暴和一些天体物理喷流。磁重联的一个特征是在等离子体阿尔文速度附近产生快速重联流出喷流。在爆发的太阳耀斑中，向耀斑拱廊移动的暗的指状等离子体下降流通常被认为是这种重连驱动流出的主要观测证据。然而，它们的速度往往比重联理论中预期的要慢得多，这对标准耀斑模型中重联驱动的能量释放场景提出了挑战。本文提出了一个太阳耀斑的三维磁流体动力学模型。通过比较模型的预测与观察到的等离子体的下行流的功能，我们得出结论，这些黑暗的下行流是自组织的结构形成在一个湍流的界面区域下面的耀斑终止激波的流出满足耀斑拱廊，类似的超新星遗迹中形成类似的结构的现象。这个界面区域有无数的湍流、电子流和激波，对耀斑能量释放和粒子加速至关重要。
2021-11-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
X-ray Super-Flares From Pre-Main Sequence Stars: Flare Energetics And Frequency
太阳型恒星在其早期对流主序前（PMS）演化阶段表现出最高水平的磁活动。最强的PMS耀斑，超级耀斑和巨型耀斑，其X射线峰值亮度为$\log(L_X)=30.5-34.0$ ~erg~s $^{-1}$，总能量为$\log(E_X)=34-38$ ~erg。在$>24,000$ X射线选择的年轻（$t<5$ ~Myr）成员的40个附近的恒星形成区，从我们早期的$Chandra$ MYStIX和SFiNC调查，我们确定和分析了一个明确的样本1,086 X射线超级耀斑和巨型耀斑，有史以来最大的样本研究。大多数比在主序星上探测到的光学/X射线超级耀斑要强大得多。本研究提出了这些X射线耀斑的能量估计和它们的宿主星的性质。这些事件是由所有质量的年轻恒星在从原恒星到无盘恒星的演化阶段产生的，发生率与恒星质量呈正相关。耀斑的性质是不可区分的盘轴承和无盘的恒星表明星盘磁场不涉及。耀斑能量分布$dN/dE_X \propto E_X^{-α}$的斜率$α\simeq2$与来自老恒星和太阳的光学/X射线耀斑的斜率一致。太阳质量恒星的大耀斑（$\log(E_X) > 36.2$ ~erg）的发生率为$1.7_{-0.6}^{+1.0}$耀斑/星/年，对PMS X射线总能量的贡献至少为$10-20$的1/2。这些爆炸事件可能对原行星盘的光蒸发、盘气体的电离、盘固体中散裂放射性核素的产生以及年轻行星大气的流体动…
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
Multi-wavelength Study of Energetic Processes during Solar Flares occurrence
本文试图了解在太阳耀斑期间太阳大气不同层中发生的物理过程。为了全面了解耀斑，我们必须分析多波长数据集，因为不同波长的辐射来自太阳大气的不同层。此外，耀斑是短暂的和局部的事件观察到发生在所有的耀斑。基于这些考虑，我们对两个典型的耀斑事件进行了多波长分析。一个事件发生在靠近太阳圆盘中心的地方，另一个发生在靠近边缘的地方。在前一种情况下，我们研究了来自太阳大气低层的发射。因此，色球、过渡区和光球磁图都可以进行分析。另一方面，在近临事件中，日冕特征可以清楚地研究。本文研究的第一个事件是位于S10E14的活动区NOAA 10649的M1.1级耀斑，第二个事件是位于S12W90的活动区NOAA 10713的M1.4级耀斑。在这两种情况下，我们都观察到了优秀的多波长数据集。多仪器数据的观测清楚地表明，耀斑发生在太阳黑子附近。这些是具有混合极性的强磁场区域。
2020-05-24 astro-ph.SR
The effect of flares on total solar irradiance
耀斑是发生在恒星大气中的强大能量释放。太阳耀斑是太阳系中最强烈的能量爆发，但在太阳总光度中却很难被注意到。因此，它们辐射的总能量1）在很大程度上仍然是未知的，2）被忽视为总太阳辐照度（TSI）变化的潜在贡献者，即在地球上接收的总太阳通量。在这里，我们报告的耀斑信号的检测在TSI即使是中度耀斑。我们发现，耀斑辐射的总能量超过软X射线辐射的两个数量级，在可见光区的重要贡献。这些结果对耀斑的物理学和我们恒星的可变性有影响。
2010-07-19 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
Cycle 23 Variation in Solar Flare Productivity
NOAA列出的第21-24周的太阳耀斑，包括GOES软X射线星等，使得能够简单地确定每个耀斑活动区在其寿命期间产生的耀斑数量。我们研究了1975-2012年期间耀斑生产率的这种测量方法。耀斑生产力的年平均值在第21和22周期期间保持大致恒定，每个区域约有两个M或X耀斑报告，但在第23周期的下降阶段（2004-2005年）显着增加。我们已经证实了这一点，使用独立的RHESSI耀斑目录，以检查NOAA的事件列表在可能的情况下。我们注意到，这种太阳活动的测量与太阳周期无关。耀斑生产力的异常峰值紧接在第23和24周之间的漫长的太阳极小期之前。
2014-01-24 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. XII. Energy Scaling Laws
在这项研究中，我们测试了5个物理标度定律的30个变体，这些定律描述了太阳耀斑的不同方面。我们用磁势场能量$E_p$、平均势场强度$B_p$、自由能$E_{free}$、耗散磁耀斑能量$E_{diss}$、平均环长尺度$L$、平均螺旋扭曲通量管半径$R$、黑子半径$r$、辐射测量加权耀斑温度$T_w$、电子密度$n_e$、和总排放量$EM$，从$\lapprox 400$ GOES M级和X级耀斑事件的数据集测量。这5类物理标度律包括（i）位场能量标度律、（ii）螺旋扭曲标度律、（iii）Petschek型磁重联标度律、（iv）Rosner-Tucker-Vaiana标度律和（v）Shibata-Yokoyama标度律。我们需要两个条件来测试这些理论标度律与观测参数的自洽性：观测和理论预测标度律之间的交叉相关系数CCC $>$ 0.5，以及斜率为$α\approx 1$的线性回归拟合。在这两个判据下，我们发现30个标度律变量中有10个与观测数据一致，这有力地证实了所测试的耀斑标度律的存在性和有效性。
2020-09-15 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Acceleration, magnetic fluctuations and cross-field transport of energetic electrons in a solar flare loop
等离子体湍流被认为与太阳耀斑中涉及的各种物理过程有关，包括磁重联、粒子加速和输运。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（{ \it RHESSI}）的观测和X射线可见度分析，我们确定了一次耀斑（GOES M3.7级，2002年4月14日23 $:$ 55 UT）的高能电子的空间和光谱分布，这一耀斑以前被认为与重联情景相一致。结果表明，由于环中存在高密度等离子体，电子必须绕长$\sim 2\times 10^9$ cm、宽$\sim 7\times 10^8$ cm的环顶点连续加速。几十keV的电子的能量依赖的运输被观察到发生沿和跨引导磁场的环路。我们表明，交叉场运输是一致的磁湍流的存在下，在循环中，电子被加速，并估计的大小的场线扩散系数的耀斑的不同阶段。在给定的磁场关联长度下，计算了磁涨落的能量密度，它大于非热电子的能量密度。当最大数量的电子被加速时，磁波动的水平达到峰值，并且在衰变阶段低于可检测性或不存在。这些硬X射线观测提供了第一个观测证据，证明磁湍流控制着致密耀斑环中高能电子的演化，并暗示了它们的湍流加速。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Probability Distribution Functions of Solar and Stellar Flares
研究了太阳耀斑的软X射线数据，发现耀斑能量的分布函数可用幂指数略小于2的锥形幂律或伽玛函数分布来描述，表明耀斑总体能量主要来自少数大耀斑。1000年来最大的太阳耀斑预计将在GOES耀斑级的X70左右。我们还研究了来自太阳型恒星的超耀斑（比太阳耀斑能量更高），发现其伽马函数分布拟合的幂指数在1.05左右，比太阳耀斑平坦得多。向下外推的恒星耀斑能量分布函数与太阳耀斑能量分布函数不一致。
2022-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The relationships of solar flares with both sunspot and geomagnetic activity
太阳耀斑参数（总重要性、持续时间、耀斑指数和通量）与太阳黑子活动（Rz）以及地磁活动（aa指数）与耀斑参数之间的关系可用一个响应时间尺度分别为8个月和13个月的积分响应模型来描述。与线性关系相比，耀斑参数与Rz、aa与耀斑参数、aa与Rz的相关系数平均分别提高了6%、17%和47%。该模型对耀斑参数到Rz、aa到耀斑参数和aa到Rz峰值的时间延迟分别有82%、47%和78%的预测精度。当使用具有更宽窗口的余弦滤波器时，这些结果可以进一步改善。这意味着太阳耀斑与过去太阳磁场能量的积累通过一个时间衰减因子有关。上述结果有助于理解太阳活动周期的机制，并有助于改进太阳耀斑的预报。
2011-12-24 astro-ph.SR
Measuring X-ray anisotropy in solar flares. Prospective stereoscopic capabilities of STIX and MiSolFA
在下一个太阳活动高峰期，两个即将进行的空间X射线飞行任务，即太阳轨道飞行器上的STIX和MiSolFA，将在两个不同的位置对太阳耀斑进行立体X射线观测：STIX在0.28天文单位（近日点），倾角高达$\sim25^{\circ}$，MiSolFA在低地球轨道。这些交叉校准的探测器的综合观测将使我们能够第一次自信地推断单个耀斑的电子各向异性。我们模拟了STIX和MiSolFA的仪器效应和物理效应，包括热屏蔽、背景和太阳光球层中的X射线康普顿背散射（康普顿效应）。我们预测在下一个太阳活动高峰期可观测到的耀斑立体测量的预期数量。我们还讨论了接近各向同性耀斑各向异性的具有挑战性的情况下，有用的航天器观测角度的范围。模拟结果表明，STIX和MiSolFA将能够探测到低水平的耀斑各向异性，对于M1级或更强的耀斑，即使航天器角间距相对较小，为20-30°。这两种仪器将在下一个太阳活动高峰期直接测量大约40个M级和X级太阳耀斑的耀斑X射线各向异性。不久的将来与太阳轨道器/STIX和MiSolFA的立体观测将有助于区分竞争耀斑加速机制，并提供必要的限制碰撞和非碰撞传输过程中发生的耀斑大气中的个人太阳耀斑。
2017-08-04 astro-ph.SR
SADCat: A Catalog of Supra-Arcade Downflow Events in Solar Flares
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
研究通过整理太阳动力学天文台大气成像组件拍摄的178次耀斑事件形成SADCat目录，对比有、无超拱廊向下流动（SAD）的耀斑X射线和日冕物质抛射（CME）特性，发现多种因素对SAD产生有影响。
2026-07-07 astro-ph.SR
Variations in Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events and Related CMEs and Flares
我们研究了富铁脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素He到Pb丰度增强的事件间变化及其与相关日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑性质的关系。使用最小二乘法程序，我们适合的幂律增强元素丰度作为其质荷比A/Q的函数，以确定功率和日冕温度（决定Q）在每个111脉冲SEP事件之前确定的。具有最陡元素增强的单个SEP事件，例如~（A/Q）^[6]，往往是较小的、低通量的事件，具有更陡的能谱，与B级和C级X射线耀斑、较冷的（~2.5 MK）日冕等离子体以及狭窄的（<100 deg）、较慢的（<700 km/s）日冕物质抛射有关。另一方面，更高通量的SEP事件具有更平坦的能谱，重元素的增强不那么剧烈，例如~（A/Q）^[3]，并且来自与C、M甚至X级X射线耀斑和更宽的日冕物质抛射相关的更热的日冕等离子体（~3.2 MK）。~ 3 He/~ 4 He的增高与重元素的增高无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄、缓慢的日冕物质抛射、较冷的日冕等离子体以及B和C类X射线耀斑的关联甚至比其他富铁脉冲SEP事件更强，3 He的增强较小。
2014-07-29 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842. II. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X9.0 Solar Flare
本文利用以非线性无力场为初始条件的数据约束 MHD 模拟，研究了太阳活动区 NOAA 13842 中 X9.0 级耀斑的爆发动力学，成功重现了系绳切割重联、磁通量绳、耀斑带与耀斑环等现象，并指出未来需直接模拟磁通量浮现这一初始触发机制。
2025-08-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in the most powerful solar flare of Cycle 24
准周期脉动（QPP）在太阳耀斑中很常见，现在在恒星耀斑中也经常观察到。我们在X9.3级太阳耀斑SOL 2017 -09- 06 T12：02的热发射光变曲线中检测到两种不同类型的QPP信号，这是第24周最强大的耀斑。在耀斑期间，较短周期的QPP的周期从大约12秒漂移到25秒。这个QPP的观察到的属性是一致的香肠振荡的等离子体回路中的耀斑活动区。较长周期QPP的周期约为4至5分钟。它的特性与常在日冕环中检测到的持续缓慢磁声振荡兼容。然而，对于两个QPP信号，不能排除诸如重复重连的其他机制。所研究的太阳耀斑的能量在观测到的恒星耀斑的范围内，并且有证据表明太阳耀斑典型的短周期QPP信号以及恒星耀斑更典型的长周期QPP信号，这一事实表明，通常在太阳和恒星耀斑中观察到的不同范围的QPP周期可能是由于观测限制，类似的物理过程可能发生在太阳和恒星耀斑中。
2018-04-13 astro-ph.SR
Solar Flares and the Chromosphere
为（美国）国家科学院空间研究委员会太阳和空间物理学（太阳物理学）十年调查编写的白皮书，审查并鼓励对色球层中的耀斑物理学进行研究。
2010-11-23 astro-ph.SR
A magnetic confinement nuclear fusion mechanism for solar flares
我们提出了一种磁约束核聚变机制来解释太阳大气中太阳耀斑的演化。该机制与观测到的两个特征一致，即$^{3}He$的大量富集和高能γ射线辐射，这两个特征已被证明是很难用以前的机制解释的。扭曲磁通量绳是太阳耀斑期间的一种典型结构，它与磁场几乎完全控制等离子体的太阳活动区密切相关。因此，通过绝热压缩过程，磁绳内的等离子体被加热到1.0 $\times10^{7}$ K以上，然后在伴随高能γ射线的磁绳中发生热核聚变。利用含时的理想2.5维磁流体动力学（MHD）模拟方法，对耀斑产生的物理机制进行了研究，揭示了在太阳耀斑和日冕物质抛射期间，耀斑发展的三个阶段，即太阳大气中的磁能转换和强烈释放过程。此外，我们还讨论了磁重联与太阳爆发的关系。
2019-11-30 astro-ph.SR
Predictions for solar flares activity in solar cycle 25
对单个太阳活动周期演变的预测是一个发展中的领域，甚至在未来几年内都面临着预测分歧。特别是对于太阳耀斑，长期建模几乎是缺乏的，即使在粗略的条款。本文用太阳耀斑活动对第25太阳活动周的演变作了预报。它是从现有的现象学模型的基础上耦合的内部太阳组件和行星组件。除了有能力的时间分辨率外，预测的特点是既将模型与其他空间气候预测区分开来，又使其具有可证伪性。
2020-07-29 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares. IX. Refined Magnetic Modeling
本文给出了{ \sl垂直流近似非线性无力场（VCA 3-NLFFF）}模型的一个更精确的解析解，它除了包括径向$(B_r)$和方位$(B_φ)$磁场分量外，还包括极向分量$(B_θ \neq 0)$。这种新的解析解在无发散条件下具有二阶精度，在无力条件下具有三阶精度。我们重新分析了173个GOES M级和X级耀斑的样本，这些耀斑是用{ \sl大气成像组件（AIA）}和{ \sl太阳动力学天文台（SDO）}上的{\sl日震和磁成像仪（HMI）}观测到的。新的代码再现螺旋扭曲的循环与低绕组数低于扭结不稳定一致，避免不稳定，高扭曲的结构的黄金霍伊尔磁通绳型。在$E_{VCA3}/E_W=0.99\pm0.21$内的磁能与Wiegelmann（W-NLFFF）代码一致。磁场的时间演化揭示了多个，间歇性的能量积累和释放，在大多数耀斑，矛盾的Rosner-Vaiana模型（在日冕中逐渐储存能量）和时间尺度分离的原则（$τ_{flare} \ll τ_{storage}$）假设在自组织临界模型。平均耗散耀斑能量被发现的数额$7\%\pm3\%$的势能，或$60\%\pm26\%$的自由能，一个结果，可用于预测耀斑的强度的基础上的活动区的位场。
2019-09-18 astro-ph.SR
The reported durations of GOES Soft X-Ray flares in different solar cycles
自1970年代以来，地球静止轨道环境卫星软X射线传感器提供了除其他外与太阳耀斑的时间、强度和持续时间有关的数据。GOES SXR耀斑清单已成为太阳耀斑的标准参考目录，广泛用于太阳物理学研究和空间天气。我们在这里报告，在目前版本的列表有显着的差异之间的平均持续时间的耀斑发生在1997年5月之前和耀斑的平均持续时间之后。我们的分析表明，1997年5月前的数据报告的耀斑时间是不基于相同的标准，因为目前的情况。这一发现对所有那些将耀斑持续时间（或通量，取决于所选择的开始和结束时间）作为1997年5月前太阳活动分析的一部分，或对耀斑的大样本进行统计分析，例如作为评估太阳高能粒子预测算法的一部分的人具有严重的影响。
2018-06-07 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
2010-05-20 astro-ph.SR
VIEWPOINT: A New Twist in Simulating Solar Flares
模拟首次展示了产生太阳耀斑的磁场如何通过获得扭曲而延伸到太阳之外。
2016-03-07 astro-ph.SR
The Atmospheric Response to High Nonthermal Electron Beam Fluxes in Solar Flares. II. Hydrogen Broadening Predictions for Solar Flare Observations with the Daniel K. Inouye Solar Telescope
利用IRIS高分辨率成像系统研究了太阳耀斑硬X射线脉冲相色球发射谱线的30 s演化。辐射流体动力学耀斑模型表明，这些红移一般是由电子束产生的色球凝聚再现。该模型产生大的环境电子密度，和氢巴耳末系列的压力加宽应很容易检测到的观测。为了准确地解释即将到来的光谱数据的耀斑与DKIST，我们将非理想的，非绝热线展宽的氢到RADYN代码。这些改进允许在太阳耀斑的极端巴耳末线翼增强时间依赖的预测。我们研究了两个色球凝聚模型，它涵盖了耀斑色球中电子束流（$1-5 \times 10^{11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）和环境电子密度（$1 - 60 \times 10^{13}$ cm $^{-3}$）的范围。这两种模型产生的光束加热的发病10秒内的加宽和红移的变化。在色球凝聚中，由于H $α$、H $β$和H $γ$处的光学深度较大，光谱展宽增强，而巴尔末系列H12 $-$ H16的光学深度较低，为凝聚下方的束加热层中较小的电子密度提供了一个半透明窗口。太阳耀斑的典型DKIST/ViSP光谱的波长范围将足以检验极端氢翼加宽的预测，并精确地限制色球凝聚中的大密度。
2022-01-31 astro-ph.SR
Definition of reconnection rate of solar flares registered in 2011-2012 years
定义了SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳耀斑的重联率。测量了15个耀斑的时间尺度、大小和磁通量密度等物理参数。使用观察值估计重连流入速度、冠状Alfven速度和重连率。
2012-12-13 astro-ph.SR
Unified Relationship between Cold Plasma Ejections and Flare Energies Ranging from Solar Microflares to Giant Stellar Flares
在太阳和恒星大气中，我们经常发现色球冷等离子体喷射伴随耀斑的光谱特征。然而，冷喷出物的物理量（如质量，动能和速度）和耀斑能量之间的关系还没有被调查在一个统一的方式为整个范围的耀斑能量的日期。本研究分析了与小尺度耀斑和太阳耀斑（能量$10^{25}-10^{29}\,\mathrm{erg}$）相关的冷等离子体喷射的光谱，以提供更小的能量样本。利用太阳磁活动研究望远镜（SMART/SDDI）上的太阳动力学多普勒成像仪进行了H $α$成像光谱观测。我们确定的物理量的喷出物的云模型拟合的H $α$光谱。我们确定耀斑能量的差分发射测量分析使用大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）的小尺度耀斑和估计的热辐射能量的大尺度耀斑。结果表明，耀斑的抛射质量$M$与耀斑总能量$E_{\mathrm{tot}}$之间存在$M\propto E_{\mathrm{tot}}^{2/3}$关系。我们表明，从一个简单的物理模型导出的标度律解释了太阳和恒星的观测与日冕磁场强度作为一个自由参数。我们还发现，喷出物的动能和速度与耀斑能量相关。这些结果表明，一个共同的机制驱动的磁场，导致冷等离子体喷射与耀斑的太阳和恒星。
2022-12-17 astro-ph.SR
