Investigating the Efficacy of Topologically Derived Time Series for Flare Forecasting. II. XGBoost Model
Durham University（杜伦大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
本文提出基于拓扑衍生时间序列的XGBoost模型，用于预测太阳耀斑，通过分析磁拓扑参数和工程化特征，提高预测精度并验证模型的物理可解释性。
2025-12-16 astro-ph.SR
Exploring mutual information between IRIS spectral lines. II. Calculating the most probable response in all spectral windows
太阳大气热力学的三维图像可以通过联合分析跨越许多形成高度的多条谱线来获得。在论文I中，我们发现了太阳耀斑期间与安静太阳相比，各种不同离子的光谱形状之间的强相关性。我们扩展这些技术来解决以下问题：太阳大气的哪些区域是最连接在一个太阳耀斑，什么是最有可能的反应，在几个光谱窗口的基础上观察一个单一的镁II光谱？我们的模型来自数百万IRIS光谱收集21 M-和X-级耀斑。我们应用这个框架原型镁II耀斑光谱，并从多线的角度分析的结果。我们发现：（1）从光球到过渡区的谱线关联在耀斑带中最高。(2)蓝移反转同时出现在镁II，C II，和Si IV在脉冲阶段，与Si IV显示可能的光学深度效应。Fe II显示出强烈的发射迹象，表明深部早期加热。(3)Mg II线似乎通常演变为蓝移反转，稍后返回线中心，并在1-3分钟内变为单峰。这些单峰轮廓的宽度随着时间的推移而缓慢地侵蚀。在耀斑后期，强烈的红翼增强表明日冕雨在Mg II，C II和Si IV中很明显。我们的框架是很容易适应任何多线数据集，并在不同的光谱窗口，使大气行为的综合统计分析。
2021-06-07 astro-ph.SR
Investigating white-light flare mechanisms via the Paschen jump using high-resolution continuum observations from the Swedish 1-m Solar Telescope
University of Oslo（奥斯陆大学）
该研究通过瑞典1米太阳望远镜的高分辨率连续谱观测，利用帕邢跃迁测量白光耀斑增强，分析其背后机制，发现耀斑1中WL与HXR增强同时性，部分结果与传统机制不符，强调需更可靠连续谱测量来明确光学连续谱增强机制。
2026-07-08 astro-ph.SR
Investigating Pre-flare Signatures in Spectroscopic Observations of an X9-class Solar Flare
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；National Solar Observatory（美国国家太阳天文台）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
利用IRIS光谱数据对X9.0级耀斑进行时间序列和小波分析，发现耀斑前存在7-10分钟和18-21分钟周期振荡，以及Si IV谱线参数在耀斑前3小时开始稳定上升，表明日冕磁场缓慢失稳并最终触发耀斑。
2026-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Investigating magnetic activity in very stable stellar magnetic fields: long-term photometric and spectroscopic study of the fully convective M4 dwarf V374 Peg
超快速旋转（$P_\mathrm{rot}\approx0.44 d$）的完全对流的单颗M4矮星V374 Peg是一个著名的实验室，用于研究稳定磁拓扑中的强烈恒星活动。作为恒星磁场的可观测代理，我们研究了光变曲线的稳定性，从而研究了光斑的结构。我们还测量了耀斑和日冕物质抛射（CME）的发生率。我们分析了光谱观测，$BV(RI)_C$测光覆盖5年，和额外的$R_C$测光，扩大了时间基础超过16年。光变曲线表明这是一个几乎刚体旋转的天体，而且它的光点结构在16年内都是稳定的，这证实了之前关于非常稳定的磁场的说法。我们观察到夜间时间尺度上的小变化，以及频繁的闪光，包括可能的交感闪光。最强的耀斑似乎更集中在光变曲线指示较小活动区域的相位附近。光谱数据显示，这是一个复杂的日冕物质抛射，有回落和再喷射的物质，最大投射速度为$\approx$ 675 km/s。我们观察到的日冕物质抛射率远低于根据太阳耀斑-日冕物质抛射与活跃恒星的关系外推的预期。
2016-04-01 astro-ph.SR
Investigating the propagation of small-scale flare energy in the lower and upper atmosphere of solar active region
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）
本文通过光谱和成像观测，研究了太阳活跃区域中短时暂态现象及热环的形成，揭示了低层大气中强度增强和红移现象，以及非热电子和热传导共同作用的加热机制。
2026-03-23 astro-ph.SR
On the non-Kolmogorov nature of flare-productive solar active regions
对2011年8月至2012年7月期间观测到的53个太阳活动区进行了磁功率谱分析。从日震和磁成像仪获得的磁场数据，反演为活动区补丁，被用来研究磁功率指数的演变，因为每个区域旋转横跨太阳盘。根据活动区产生的太阳耀斑的数量和大小对活动区进行分类，以研究耀斑产生率与磁功率指数的关系。窗口大小和惯性范围的选择在确定正确的磁功率指数中起着关键作用。磁功率指数的总体分布范围为$1.0-2.5$。耀斑平静区的峰值为1.6，而耀斑产生区的峰值为2.2。总体而言，耀斑活动区和耀斑平静区的功率指数分布直方图分离较好。只有12%的耀斑平静区的指数大于2，而90%的耀斑产生区的指数大于2。耀斑平静区表现出很高的时间变化（即指数在高值和低值之间波动），而耀斑生产区保持指数大于2数天。这表明了在耀斑预测研究中纳入活动区域的时间演变的重要性，并突出了空间天气应用的2-3天预测窗口的潜力。
2016-11-02 astro-ph.SR
Development of a method for determining the search window for solar flare neutrinos
太阳耀斑期间产生的中微子仍然难以捉摸。然而，经过$50$多年的讨论和搜索，他们的发现所释放的潜在知识使搜索变得至关重要。与太阳耀斑有关的中微子提供了在太阳耀斑期间不为人知的粒子加速机制的信息。对于中微子探测器，大气中微子和太阳耀斑中微子之间的分离在技术上受到能带重叠的阻碍。为了提高从背景中微子的分化，我们开发了一种方法来确定在太阳耀斑期间中微子生产的时间搜索窗口。我们的方法是基于太阳卫星记录的数据，如地球同步业务环境卫星（GOES），拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI），和GEOTAIL。在这项研究中，我们选择了1996年至2018年间发生的23次X5.0级以上的太阳耀斑。分析了软X射线、硬X射线、$γ$射线、中子俘获线$γ$射线以及软X射线的衍生物的光变曲线。平均搜索窗口确定如下：$4,178$ s用于软X射线，$700$ s用于软X射线的导数，$944$ s用于硬X射线（$100$ - $800$ keV），$1,586$ s用于来自中子捕获的线$γ$ -射线，以及$776$ s用于硬X射线（高于$50$ keV）。这种方法可以提高中微子探测器对太阳耀斑中微子的灵敏度。
2020-09-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Nonpotentiality in Photospheric Active Regions as a Predictor of Solar Flares
根据怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜在两个太阳活动周期间获得的矢量光球活动区磁图中的几个磁非势参数，建立了一个机器学习模型，预测一定时间窗口内相应活动区耀斑的发生。支持向量分类器是一种广泛使用的通用分类器，用于建立和测试预测模型。采用几种经典的验证措施来评估预测的质量。我们调查不同的耀斑水平在不同的时间窗口，因此，它是可能的，以估计特定的活动区的耀斑的粗略类和爆发时间。在实验中测试了几种预测因子的组合。真实技能统计在97%的情况下高于0.36，Heidke技能得分范围从0.23到0.48。由纵向磁场导出的预测因子确实表现良好，但它们在预测大耀斑时不太敏感。采用矢量场的非位势预报因子可以提高预测$\geq$ M5.0和$\geq$ X1.0等大耀斑的性能。
2013-08-06 astro-ph.SR
The puzzling story of flare inactive ultra fast rotating M dwarfs -- III. Investigating X-ray Activity
University of Warwick（华威大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), Quantum, University of Turku（芬兰ESO天文学中心（FINCA），量子，图尔库大学）
本文通过Swift和XMM-Newton的X射线观测研究了10颗快速旋转的M矮星的X射线亮度，发现其未表现出超饱和现象，可能处于饱和或增强状态，且通过TESS光变曲线分析发现其光斑活动存在长期变化。
2026-04-09 astro-ph.SR
Active Region-based Flare Forecasting with Sliding Window Multivariate Time Series Forest Classifiers
Georgia State University（佐治亚州立大学）
本研究提出基于滑动窗口的多元时间序列森林分类器，用于太阳耀斑预报，兼顾高精度（TSS>85%）与可解释性，并识别关键特征子区间。
2024-02-05 astro-ph.SR cs.LG stat.AP
Solar Flare Prediction and Feature Selection using Light Gradient Boosting Machine Algorithm
本文利用Light Gradient Boosting Machine算法，结合SMOTE处理类别不平衡和特征选择方法，对C级和M级太阳耀斑进行预测，在24小时窗口上取得TSS 0.63（0.69）和准确率0.90（0.97）的性能。
2023-10-30 astro-ph.SR
Finding flares in Kepler data using machine learning tools
长期光度测量的档案，如开普勒数据库，是研究耀斑的金矿。然而，识别它们是一项复杂的任务;虽然在单目标观测的情况下，可以很容易地通过目视检查手动完成，但对于数千个目标的长达数年的时间序列，这几乎是不可能的。虽然存在用于此任务的自动化方法，但用传统的拟合和分析方法难以（或不可能）克服若干问题。我们介绍了一种基于机器学习方法的识别和分析耀斑的代码，这些方法本质上擅长处理此类数据集。我们使用RANSAC（随机采样一致性）算法来建模光变曲线，因为即使在几个离群值（如耀斑）的情况下，它也能产生稳健的拟合。光变曲线被划分为搜索窗口，近似按照恒星自转周期的顺序。该搜索窗口在数据集上移动，并且使用投票系统将误报保持在最低限度：仅保留在几个窗口中被识别为耀斑的那些耀斑候选点。在TRAPPIST-1的K2观测值和KIC 1722506的长踏频数据上对代码进行了测试。检测到的耀斑事件和耀斑能量与早期人工检查的结果一致。
2018-06-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
Differential Emission Measure Evolution as a Precursor of Solar Flares
本文分析了太阳活动区差分辐射量（DEM）的时间演化，并探讨了它在太阳耀斑预报中的应用。DEM地图由高斯大气成像组件（GAIA-DEM）档案提供，假设DEM对对数温度的高斯依赖性进行计算。我们分析了16个太阳活动区域的时间序列和9454个时间点观测的统计显著样本，这些时间点观测对应于太阳活动周期24期间观测到的数百个区域。时间序列分析表明，时间导数的排放量dEM/dt和最大DEM温度dTmax/dt经常表现出高正值前几个小时的M-和X-级耀斑，表明耀斑区域变得更亮，更热的耀斑爆发的方法。从时间点的观测，我们计算耀斑发生的条件概率使用的dEM/dt的正值的分布，和dTmax/dt，并将它们与相应的耀斑概率的总无符号磁通量，一个传统上使用的，标准的耀斑预测。对于C级耀斑，条件概率值较低或类似的无符号磁通量，为24和12小时的预测窗口。对于M-和X-级耀斑，这些概率是高于那些更高的参数值的无符号通量。与无符号磁通量的条件概率相比，较短的预测窗口提高了dEM/dt和dTmax/dt的条件概率。我们的结论是耀斑先导事件，如耀斑前加热或小耀斑活动之前，主要耀斑反映的EM和Tmax的时间演变。这两个，电磁的时间衍生物可以想象地被用作一个可信的前兆，或短期预测，即将爆发。
2020-11-12 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Long Short-term Memory (LSTM) and Decomposition-LSTM with Sliding Window Pattern Recognition
University of Zanjan（赞詹大学）
本研究提出结合集成算法的DLSTM模型，利用滑动窗口技术处理规则化时间序列，在包含151,071次耀斑事件的数据集上实现了TSS 0.74、召回率0.95和AUC 0.87，显著提升了太阳耀斑预测准确性。
2025-07-15 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
A Spectroscopic Measurement of High Velocity Spray Plasma from an M-class Flare and Coronal Mass Ejection
与2011年2月16日M1.5级耀斑相关的日冕物质抛射喷射等离子体被发现表现出850 km/s的多普勒蓝移--这是迄今为止从太阳盘和内日冕的紫外线（UV）或极紫外线（EUV）光谱学报告的最大值。观测结果的不寻常之处在于，发射线（Fe XII 193.51 A）没有直接观测到，但多普勒频移如此之大，以至于蓝移分量出现在192.82 A的波长窗口中，旨在观测O V，Fe XI和Ca XVII的线。Fe XII 195.12 A发射线被用作193.51 A其余成分的替代物。这一观测突出了在观测高度动态的太阳现象时使用窄波长窗口进行光谱仪观测的风险。紫外太阳光谱仪，包括即将到来的多缝太阳探测器（MUSE）的任务，大多普勒频移的后果进行了讨论。
2022-04-20 astro-ph.SR
Hydrogen Balmer Continuum in Solar Flares Detected by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS)
我们提出了一个新的观察白光耀斑（WLF）连续，这是显着增强的X1耀斑在2014年3月29日（SOL 2014 -03- 29 T17：48）。来自界面区域成像光谱仪（IRIS）在其NUV通道中的数据显示，在连续增强的峰值处，在2813 nm以上的准连续窗口处的对比度达到100 - 200%，并且可以更大地接近Mg II线。这与氢复合巴尔末连续发射完全一致，它遵循由电子束通过色球层沉淀引起的脉冲热电离和非热电离。然而，不太可能的光球连续增强不能排除。Balmer连续谱的光变曲线具有逐渐衰减的脉冲特征，类似于最近在Hinode/SOT上的光学区域中检测到的光变曲线。这一观测结果代表了第一次从远远超过巴耳末极限（3646 μ m）的空间进行巴耳末连续谱探测，消除了已知使WLF探测复杂化的视觉效应。此外，我们使用一个光谱窗口迄今未探索的耀斑研究，这提供了潜在的研究巴耳末连续，以及许多金属线出现在耀斑期间的排放。结合未来对巴耳末极限附近连续体的地面观测，我们将能够解开WLF起源的各种情况。IRIS观测还提供了一个关键的定量测量的能量辐射在巴耳末连续，这限制了各种模型的能量传输和沉积在耀斑。
2014-09-19 astro-ph.SR
Using Machine Learning Methods to Forecast If Solar Flares Will Be Associated with CMEs and SEPs
在太阳上观测到的爆发活动现象中，最具技术威胁的是伴随着日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的耀斑。太阳磁活动区（AR）的磁流体动力学过程产生了伴随CME和SEP的耀斑。然而，这些AR不仅会产生与CME和SEP相关的耀斑，还会导致与任何其他事件无关的耀斑和CME。在试图区分耀斑与相关的CME和SEP从耀斑和CME，这是不相关的任何其他事件，我们研究了两个机器学习算法的性能。为了实现这一目标，我们采用支持向量机（SVM）和多层感知器（MLP）使用的数据从空间天气数据库的通知，知识，信息（DONKI）的NASA空间气象中心，{ \it地球同步业务环境卫星}（{ \it GOES}），和空间气象日光层和磁成像仪活动区补丁（SHARP）。我们发现，真正的技能统计（TSS）和Heidke技能得分（HSS）计算的SVM略好于那些从MLP。我们还表明，96小时的预测时间框架提供了最好的结果，如果耀斑将与CME和SEP（TSS=0.92 $\pm$ 0.09和HSS=0.92 $\pm$ 0.08）预测。此外，我们得到的TSS和HSS的最大值为0.91 $\pm$ 0.06，预测耀斑将不会与CME和SEP的36小时的预报窗口，而108小时的预报窗口给出的最大TSS和HSS值预测CME将不会伴随任何事件（TSS=HSS=0.98 $\pm$ 0.02）。
2018-06-19 astro-ph.SR
Investigating the differential emission measure and energetics of microflares with combined SDO/AIA and RHESSI observations
太阳物理学中的一个重要问题是太阳微耀斑，目前可观测到的X射线中最小的耀斑事件，是否具有与大耀斑相同的能量特性。最近的调查表明，微耀斑的粒子加速器的效率可能不如大耀斑，因此贡献较少的非热能，这可能对日冕加热机制有影响。因此，我们探索微耀斑的能量特性相结合的极紫外（EUV）和X射线测量。我们提出了前向拟合差分发射测量（DEM）分析的10个微耀斑。拟合的约束相结合，第一次，高温RHESSI观测和来自SDO/AIA的通量数据。两个拟合模型进行测试的DEM;高斯分布和均匀的DEM配置文件。高斯拟合被证明无法解释任何研究的微耀斑的观测结果。然而，10个事件中的8个研究合理地适合一个统一的DEM配置文件。因此，微耀斑等离子体可以被认为是显着的多热，可能不会显着峰值或包含可分辨的精细结构，在观测仪器的不确定性。热和非热能估计每个微耀斑，比较等温等离子体假设的能量预算。根据多热拟合，发现最小非热能含量平均约为估计的热能的30%。相比之下，在等温模型下，非热能和热能估计值一般是相当的。因此，多热等离子体是一个重要的考虑太阳微耀斑，大大改变了他们的热和非热能内容。
2014-05-20 astro-ph.SR
Investigating a Characteristic Time Lag in the Ionospheric F-region's Response to Solar Flares
本研究通过计算10次强太阳耀斑的He II 304埃辐射与TEC响应延迟（均小于1分钟），发现延迟与He II通量变化、耀斑强度等呈强负相关，为电离层响应建模和通信导航干扰缓解提供参考。
2025-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
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
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
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
Prediction of Solar Flare Size and Time-to-Flare Using Support Vector Machine Regression
我们研究预测太阳耀斑的大小和时间耀斑使用38个功能描述磁复杂性的光球磁场。这项工作使用支持向量回归制定一个映射从38维特征空间的连续值标签向量表示耀斑的大小或时间到耀斑。当我们只考虑耀斑区域时，我们发现估计耀斑大小的平均误差约为\emph{geostationary operational environmental satellite}（\emph{GOES}）类的一半。当我们另外考虑非张开区域时，我们发现\emph{GOES}类的平均误差增加了约3/4。我们还考虑阈值的回归耀斑大小的实验包含耀斑和非耀斑区域，并找到一个真正的阳性率为0.69和一个真正的阴性率为0.86耀斑预测。这两个尺寸回归实验的结果是一致的，在广泛的预测时间窗口，表明磁复杂性功能可能是持久的外观之前耀斑活动。这是支持我们的更大的错误率约40小时的时间耀斑回归问题。这里考虑的38个磁复杂性特征似乎对耀斑的大小具有判别潜力，但它们在时间上的持久性使它们对耀斑时间问题的判别力降低。
2015-11-05 astro-ph.SR
Statistical properties of flares and sunspots over the solar cycle
本文回顾了太阳活动指数统计研究的结果。第23周期最低阶段的延长引起了第23周期固有特点的问题。最重要的太阳活动指数是相对太阳黑子数，虽然大多数其他指数密切相关，但它们的峰值活动之间存在1-2年的变化。这些变化揭示了一个22年的模式，可以归因于太阳内部或发电机相关的过程。发现第23周期的最小相位并不例外。研究过去150年的相对太阳黑子数，观察到更长时间的极小太阳周期。自1920年以来，太阳活动相当高（“现代最大值”），第23周可能是这一阶段结束的预兆。
2010-02-02 astro-ph.SR
Short Duration Stellar Flares in GALEX Data
我们报告人口的短期近紫外线（NUV）耀斑的开普勒和GALEX任务观察到的恒星。我们分析了GALEX（NUV）和开普勒（光学）太空任务在2009-2013年间观测到的34，276颗恒星的NUV光变曲线，最终目标是研究多波长耀斑。根据GALEX数据，我们构建了10秒节奏的光变曲线，最终在1,021颗恒星上检测到1,904个短持续时间的耀斑。绝大多数（94.5%）的耀斑持续时间小于5分钟，耀斑通量增强高于静态通量水平，范围从1.5到1700。耀斑恒星主要是类太阳恒星，T $_{\rm eff}$在3000 - 11000 K之间，半径在0.5-15 R $_{\odot}$之间。这组闪耀的恒星几乎完全不同于以前开普勒数据的耀斑调查，并表明开普勒样本中包含以前未检测到的小耀斑。耀斑能量范围为1.8 $\times$ 10 $^{32}$-8.9 $\times$ 10 $^{37}$ erg，相关相对误差为2-87\%。耀斑频率分布的能量遵循幂律指数$α=1.72\pm0.05$，与其他太阳和恒星耀斑的研究结果在一定范围内的波长。这支持了这样一种观点，即我们观察到的NUV耀斑受到太阳耀斑和光学耀斑中存在的相同物理过程的控制。耀斑持续时间和相关的耀斑能量之间的关系扩展了太阳和恒星白光耀斑的结果，并表明这些耀斑起源于磁场强度为几百高斯，长度尺度为10 $^{10}$ cm的区域。
2019-08-22 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Solar Flare Intensity Prediction with Machine Learning Models
我们开发了一个混合的长短期记忆（LSTM）回归模型，使用每个日震和磁成像仪（HMI）活动区斑块（HARP）的6、12、24和48小时数据（预测因子），提前预测24小时时间窗内0 $\sim$ 24、6 $\sim$ 30、12 $\sim$ 36和24 $\sim$ 48小时的最大太阳耀斑强度。该模型利用（1）空间气象HMI活动区斑块（SHARP）参数作为预测因子，（2）地球同步运行环境卫星（GOES）数据集记录的确切耀斑强度，而不是类标签，作为响应变量的来源。与太阳耀斑的分类相比，该模型为我们提供了更详细的信息，确切的最大通量水平，即强度，为每一个耀斑的发生。我们还考虑了建立在回归模型之上的分类模型，并在太阳耀斑分类中获得了更好的结果。我们的研究结果表明，使用SHARP参数和LSTM模型预测太阳活动的最有效时间段是预测时间之前的24小时内。
2020-02-26 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Analysis of the X1.6 Flare on 2023 August 5: Dynamics of Post-flare Loops in Spatially Integrated Observational Data
本研究通过对2023年8月5日X1.6级太阳耀斑开展类太阳恒星分析，结合多波段空间积分观测数据，识别出耀斑后环的动力学特征，为恒星耀斑后环研究提供了关键依据。
2024-09-11 astro-ph.SR
The Lyman-$α$ Emission in a C1.4 Solar Flare Observed by the Extreme Ultraviolet Imager aboard Solar Orbiter
太阳耀斑期间氢Lyman- $α$（H { \sc i} Ly $α$）的发射在空间分辨图像上很少被研究，其物理起源也没有被完全理解。在本文中，我们提出了新的Ly $α$图像的C1. 4太阳耀斑（SOL 2021 -08- 20 T22：00）从太阳轨道器上的极紫外成像仪，以及多波段和多角度的观测，从太阳地关系天文台和太阳动力学天文台航天器。结果表明，在1- 8 keV和5- 7 keV，Ly $α$辐射与热辐射有很好的时间相关性，说明在这个小事件中，耀斑Ly $α$主要是由热过程产生的.然而，非热电子发挥次要作用，在耀斑的上升阶段期间，在耀斑带产生的Ly $α$，揭示了硬X射线成像和光谱拟合。Ly $α$辐射除了来自耀斑带外，还可能来自耀斑环，可能是由不同耀斑阶段的等离子体加热和冷却引起的。同时发现，Ly $α$发射与He { \sc ii} 304荧光发射在光变曲线和时空变化上表现出非常相似的特征，但差异很小。这些观测结果加深了我们对太阳耀斑中Ly $α$发射的理解，也为研究恒星耀斑中Ly $α$发射提供了一些启示。
2022-08-12 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: re-evaluating their nature in the context of power-law flare Fourier spectra
太阳耀斑和恒星耀斑中准周期脉动的性质仍然存在争议。最近的工作表明，幂律傅立叶功率谱，也被称为“红”噪声过程，是太阳和恒星耀斑信号的固有特性，许多以前的研究这种现象没有考虑到的属性。因此，需要重新评估有关QPP的现有解释和假设。在这里，我们采用贝叶斯方法来研究这一现象，充分考虑到耀斑信号的傅里叶幂律特性。使用PROBA 2/LYRA，费米/GBM，野边山射电日像仪和Yohkoh/HXT仪器的数据，我们研究了从文献中确定为QPP事件的耀斑的选择。此外，我们研究光学数据从最近的恒星耀斑，似乎表现出振荡特性。我们发现，除了一个事件测试，一个明确的振荡是不需要的，以解释的意见。相反，耀斑信号被充分描述为傅立叶功率谱中的幂律的表现，而不是振荡部件或结构的直接签名。然而，在1998年5月8日的耀斑中，在17 GHz射电数据和13-23 keV的Yohkoh HXT数据中发现了P ~ 14-16 s的明显振荡的有力证据。我们的结论是，最有可能的是，许多以前在文献中分析的事件可以类似地描述在耀斑傅立叶功率谱的幂律，而不需要调用一个窄带，振荡分量。因此，在太阳和恒星耀斑的振荡签名的流行可能比以前认为的要少。讨论了幂律现象出现的物理机制。
2014-10-29 astro-ph.SR
A New Magnetic Parameter of Active Regions Distinguishing Large Eruptive and Confined Solar Flares
为了研究太阳活动区磁场是如何控制耀斑活动的，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑，我们都分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ M1.0级的106次耀斑。计算了“耀斑极性反转线”区的平均特征扭曲参数$α$ $_{FPIL}$和光球磁自由能密度高区的平均特征扭曲参数$α$ $_\mathrm{HFED}$，这两个参数都提供了AR核区非势能的度量。磁扭曲被认为是与电流驱动的不稳定性，如螺旋扭结不稳定性的驱动力。我们还计算了产生耀斑的AR的总无符号磁通量（$Φ$ $_\mathrm{AR}$），它描述了背景场约束的强度。通过考虑背景磁场的约束作用和AR的磁非势性，提出了一个新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$，用于度量大耀斑与日冕物质抛射（CME）的关联概率.我们发现在大约90%的爆发耀斑中，$α$ $_\mathrm{FPIL}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$和$α$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$超出临界值（2.2 $\times$ $10^{-24}$和3.2 $\times$ $10^{-24}$ Mm $^{-1}$ Mx $^{-1}$），而在$\sim$ 80%的受限耀斑中，它们都小于临界值。这表明新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$能够很好…
2022-02-21 astro-ph.SR
Statistics and Classification of the Microwave Zebra Patterns Associated with Solar Flares
微波斑马纹（ZP）是太阳耀斑中经常观测到的最有趣、最复杂的光谱结构。一个全面的统计研究肯定会帮助我们了解形成机制，这是现在还不完全清楚。本文对2000 - 2013年怀柔太阳宽带射电频谱仪和捷克Ondrejov射电频谱仪在1.00 - 7.60 GHz频率范围内收集的202个ZP事件进行了全面的统计分析。在研究了耀斑相位、频率范围、偏振度、持续时间等ZPs的参数特性后，我们发现斑马条纹频率间隔随频率的变化是对ZPs进行物理分类的最佳指标。微波ZP可分为等距ZP、变距ZP和增距ZP 3种类型，可能分别对应于Bernstein波模型、哨声波模型和双等离子体共振模型机制。这种统计分类有助于澄清现有各种理论模型之间的争议，并有助于理解源区的物理过程。
2013-11-21 astro-ph.SR
Superflares and Variability in Solar-Type Stars with $\it TESS$ in the Southern Hemisphere
自$\it Kepler$发射以来，太阳型恒星上的超耀斑一直是一个快速发展的领域。多年来，有几项研究调查了这些爆炸性事件的统计数据。在这项研究中，我们提出了一个统计分析的恒星耀斑的太阳型恒星的光度数据，在2分钟的节奏从整个南半球（扇区1 - 13）的$\it TESS$。我们推导出旋转周期的所有恒星在我们的样本中的旋转调制存在于光变曲线作为一个结果的表面上的大星点（S）。我们从209颗太阳型恒星中识别出1980个能量在$10^{31} - 10^{36}$ erg（按太阳耀斑分类，相当于X1-X100，000）范围内的耀斑，并对其性质进行了分析。我们调查的旋转阶段的耀斑，并没有发现任何阶段的偏好表明耀斑是随机分布的。作为基准，我们使用的太阳耀斑的GOES数据详细的太阳耀斑和太阳黑子之间的密切关系。此外，我们还计算了每颗恒星的大致光点面积，并将其与耀斑数量、旋转相位和耀斑能量进行比较。此外，我们的两颗恒星被观察到在连续观察区的光变曲线跨越一年，因此，我们更详细地研究了这些恒星的恒星变率。
2020-03-31 astro-ph.SR
An automated classification approach to ranking photospheric proxies of magnetic energy build-up
我们研究了太阳活动周23日~2000活动区的光球磁场，以寻找指示能量积累和随后释放为太阳耀斑的参数。我们提取三组参数：在空间和时间的快照-总通量，磁梯度，和中性线;在时间的演变-通量演变;在多个尺寸尺度的结构-小波分析。这通过相关向量机结合了模式识别和分类技术，以确定一个区域是否会爆发。我们考虑使用所有38个提取的特征和几个特征子集的分类性能。使用真阳性率和真阴性率来量化分类性能。此外，我们计算真正的技能分数，它提供了一个平等的权重，真阳性率和真阴性率和海德克技能分数，以允许比较其他耀斑预测工作。对于2- 24小时范围内的任何预测时间窗口，我们获得的真实技能评分约为0.5，TPR约为0.8，TNR约为0.7。这些值似乎不依赖于时间窗口，尽管Heidke技能得分（<0.5）。与磁梯度分布的快照相关的特征在所有预测时间窗口上显示出最佳的预测能力。其他梯度相关特征和各种小波尺度下的瞬时功率也是预测能力排名前五的特征。虽然光球磁场控制着日冕的非潜在性（和耀斑的可能性），但光球磁场本身并不足以唯一地确定这一点。此外，我们只是测量磁能的替代品。我们仍然缺乏关于为什么能量在任何特定时间点释放的观测细节。从这些大规模的研究中，我们可能已经发现了耀斑预测准确性的自然极限。
2015-06-29 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 astro-ph.SR
Magnetic Field Variability as a Consistent Predictor of Solar Flares
本研究针对18次太阳耀斑及对应平静窗口，通过非线性无力场外推法建模三维磁场，发现耀斑前2-4小时电流等参数变异性显著上升，且与耀斑强度相关，提出了结合多数据变异性的耀斑预测新方法。
2025-06-16 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
Constraining the Mass Loss and the Kinetic Energy of Solar Coronal Mass Ejections with Far-Ultraviolet Flares
School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Interplanetary Initiative, Arizona State University（亚利桑那州立大学星际倡议项目）
本研究拓展太阳耀斑与CME的相关性至远紫外波段，建立了1600 Å FUV耀斑参数与关联CME质量、动能等的经验关系，为估算类太阳恒星CME性质、评估系外行星大气侵蚀提供框架。
2025-10-02 astro-ph.SR
Modelling Mg II During Solar Flares. I. Partial Frequency Redistribution, Opacity, and Coronal Irradiation
界面区成像光谱仪（IRIS）已定期观察到耀斑Mg II NUV光谱，提供了极好的诊断潜力和能量沉积位置的窗口。一些研究已经对这些线的一般性质和特定的耀斑观测进行了正演模拟。一般来说，这些都是通过辐射传输代码对来自流体动力学耀斑模拟的快照进行后处理而得到的正演辐射模型。然而，还没有研究这些辐射传输代码中包含的物理学如何影响解决方案。一个基线设置的前向建模MgII耀斑和对比的方法，增加或删除的复杂性。对于Mg II，其显示为：（1）尽管密度增加，但在耀斑模拟期间仍然需要PRD，（2）使用全角度依赖PRD会影响解决方案，但需要更长的时间来处理快照，（3）在NLTE中包括Mg I会导致与Mg II线的差异可忽略不计，但确实会影响NUV准连续谱，（4）只有氢和Mg II需要包括在NLTE中，（5）理想地，应当使用具有非热碰撞速率的非平衡氢布居数而不是统计平衡布居数，（6）仅由基态、H & K上能级和连续能级组成的原子不足以模拟共振线，以及（7）来自热，致密的扩口过渡区会影响Mg Ⅱ的形成。我们讨论修改RH代码允许直接列入过渡区和日冕辐射耀斑。
2019-09-29 astro-ph.SR
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
JW-FD: A 15-Year Multimodal Dataset for Solar Flare Forecasting
针对太阳耀斑预报的长时程数据需求，构建含3064个活动区的15年多模态数据集JW-FD，采用活动区分层划分避免时间泄漏，经Transformer实验确定Bth=1000 G为≥C1.0级耀斑预报的初步默认磁饱和阈值。
2026-10-01 astro-ph.SR
A solar flare driven by thermal conduction observed in mid-infrared
中红外波段在太阳耀斑的研究中大多未被探索。直到最近，新的中红外耀斑观测才开始为太阳色球层的响应和演变打开一扇新的窗口。这些新的观测主要由分别在阿根廷和巴西运行的AR 30 T和BR 30 T望远镜进行。我们介绍了利用地面望远镜AR 30 T在30 THz（10 $\ μ$ m）观测到的GOES C2. 0级太阳耀斑太阳耀斑SOL 2019 -05- 15 T19：24的分析。我们的目标是描述耀斑大气的演化和中红外辐射背景下的能量传输机制。我们进行了多波长分析的事件补充中红外数据与不同的地面和空间为基础的数据，从太阳动力学天文台（SDO），H- $α$太阳望远镜阿根廷（HASTA），和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。我们的研究包括耀斑区的磁场演化和耀斑发展的分析。来自AR 30 T的中红外图像显示了两个明亮而紧凑的耀斑源，它们与SDO在紫外（UV）中观察到的耀斑核在空间上相关。我们确认，中红外和紫外线通量之间的时间关联先前报道的强耀斑也观察到这个小耀斑。EOVSA微波数据显示耀斑光谱与热自由-自由发射一致，这使我们忽略了大量非热电子的存在。因此，我们认为热传导是能量传输的主要机制。我们对热传导能量和总辐射能量的估计落在同一数量级内，加强了我们的结论。
2021-10-29 astro-ph.SR
Spectral variations within solar flare ribbons
本研究利用瑞典1米太阳望远镜观测X9.3级耀斑，结合COCOPLOT软件识别出耀斑带内五类光谱子结构，为理解耀斑色球动力学和磁场结构提供了观测依据。
2024-05-17 astro-ph.SR
Neutrino Solar Flare detection for a saving alert system of satellites and astronauts
最大的太阳中微子耀斑可能很快被深核中微子探测器立即探测到，并与卫星或宇航员通信。它的发现是后来（几十分钟，小时）危险的宇宙阵雨的最快表现。先驱触发器可能会拯救卫星甚至长时间飞行的宇航员的生命。我们将建议如何。而且它们的探测可以在一个新的不同参数窗口中探测到内太阳耀斑的加速位置以及中微子味的混合。本文给出了目前几十兆吨级深核望远镜在几十Gev范围内观测到的最大太阳耀斑中中微子和反中微子的最新期望速率和特征。还考虑了对额外的Icecube千兆吨阵列信号的推测。
2011-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Inverse Compton X-rays from relativistic flare electrons and positrons
在太阳耀斑中，光球光子的逆康普顿散射（ICS）可能会引起来自日冕的可检测的硬X射线光子通量，其中环境密度太低，无法进行显着的韧致辐射或复合。在一些大耀斑中的伽马射线线和连续谱意味着存在必要的~100 MeV电子和正电子，后者是GeV能量离子的副产品。最近对日冕硬X射线源的观测特别促使我们重新考虑ICS的可能贡献。我们的目标是评估ICS的X射线通量预计从规定的相对论性电子和正电子在日冕的人口。最终的目的是确定ICS日冕X射线源是否可以提供一个新的诊断窗口相对论电子和离子的耀斑。我们使用完整的形式主义的ICS计算X射线通量从耀斑的初级电子和次级正电子的可能的人口，注意入射光子的角分布附近的太阳表面，从而提高在以前的太阳讨论的各向同性的假设。初级电子和次级正电子都产生非常硬的ICS X射线谱。各向异性的初级辐射场的结果在预测的通量和光谱，最强烈的光谱，延伸到最高的光子能量，预计从临边耀斑的中心到临边的变化。可接受的电子或正电子数量可以解释RHESSI日冕X/伽马射线源。某些日冕X射线源至少可以用相对论电子或正电子的ICS来解释，特别是当源出现在如此低的环境密度下时，韧致辐射似乎是不可信的。
2009-11-06 astro-ph.SR
What is the relationship between photospheric flow fields and solar flares?
我们分别应用傅里叶局部相关跟踪（FLCT）和微分仿射速度估计（DAVE）方法对1996-1998年46个活动区（AR）的2708对SOHO/MDI磁图进行了估计，每个AR在距盘中心45 °以内的时间间隔t45内，具有标称96分钟的节奏和~2”像素。对于每个磁图对，我们计算平均估计径向磁场B;并且每个跟踪方法产生独立估计的流场u。然后，我们定量地描述了这些磁场和流场计算的几个广泛的和密集的属性;广泛的属性规模与AR大小，而密集的属性不直接依赖于AR大小。强流特性包括速度矩、水平发散和径向旋度;扩展流特性包括每个AR上这些特性的总和，以及理想坡印廷通量的粗略代用品，即总|u| B ^[2]。还计算了几个磁量，包括：总无符号磁通量;强场极性反转线附近的无符号磁通量R;以及总B^2。接下来，使用相关性和判别分析，我们调查了这些属性和耀斑的GOES耀斑目录之间的关联，平均超过t45和更短的时间窗口，6和24小时。我们发现R和总|u| B^2与耀斑的关联最强;没有强流性质与耀斑有强关联。
2009-10-14 astro-ph.SR
On the Study of Solar Flares with Neutrino Observatories
自80年代末以来，为了响应Homestake实验中与太阳耀斑同时发生的总中微子通量增加的报道，中微子探测器一直在寻找与太阳耀斑活动相关的中微子信号。质子被耀斑的磁结构加速，可能会与太阳大气层碰撞，产生介子，介子随后衰变，产生能量为O（MeV-GeV）的中微子。对这种中微子的研究将为加速过程的基本物理学提供一个新的窗口。目前正在研究位于地理南极的冰立方中微子观测站对太阳耀斑的敏感性。我们介绍了一种新的方法的时间剖面分析。这是基于一种堆积方法的选择太阳耀斑，这是可能与π介子的生产。介绍了利用冰立方实验进行中微子探测的初步方法以及今后提高探测效率的初步努力。
2016-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 astro-ph.SR
Operational solar flare forecasting via video-based deep learning
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所-都灵天体物理天文台）
业务耀斑预报旨在提供可用于决策的预测，通常是在日常规模上，关于耀斑发生的空间天气影响。这项研究表明，当生成用于网络优化的训练和验证集时，基于视频的深度学习可以用于操作目的，同时考虑太阳周期的周期性。具体而言，本文描述了一种算法，可以应用于建立一套活跃的地区，根据耀斑类率相关联的一个特定的周期阶段是平衡的。这些集合用于训练和验证由卷积神经网络和长短记忆网络的组合组成的长期递归卷积网络。在2015年3月和2017年9月分别包含太阳风暴的两个预测窗口的情况下，评估了这种方法的可靠性。
2022-09-12 astro-ph.SR cs.AI
The Acceleration and Confinement of Energetic Electrons by a Termination Shock in a Magnetic Trap: An Explanation for Nonthermal Loop-top Sources during Solar Flares
太阳耀斑中的非热环顶源是日冕中能量释放和粒子加速的最显著的观测信号。虽然已经提出了几种粒子加速的方案，但环顶源的起源仍然不清楚。在这里，我们提出了一个模型，结合了大规模的磁流体动力学模拟的两个带状耀斑的粒子加速和传输模型调查电子加速的快模终止冲击在looptop。我们的模型提供了空间分辨的电子分布的动态耀斑的几何形状的演变。我们发现一个凹下的磁结构位于耀斑终止激波下方，由快速重联下降流引起。它作为一个磁阱，将电子长时间限制在环顶。当电子穿过冲击波阵面时，它们被显著地激发，并最终建立起延伸到数百keV的幂律能谱。我们认为，这种粒子加速和运输方案驱动的耀斑终止冲击是一个可行的解释所观察到的非热环顶源。
2019-11-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic evolution of superactive regions. Complexity and potentially unstable magnetic discontinuities
在这项工作中，我们已经研究了超活动区域的样本的一些属性的时间演化，目的是挑选出最重要的耀斑活动预测。我们研究了2000年1月1日至2006年12月31日期间用MDI/SOHO仪器观测到的14个超活动区的性质，这些超活动区的特征是在它们通过太阳盘期间特别强烈的耀斑活动。本文分析了光球磁场的分形和多重分形性质的时间演化，即广义分维和分维与维数的变化，以及所研究的光球上方磁不连续性的潜在不稳定体积。还估计了这些量与耀斑指数的相关性，耀斑指数提供了关于一个区域的耀斑活动的信息。我们发现在50%的样本中，广义分维与在50小时窗口内计算的耀斑指数相关，而贡献多样性和维数多样性与同一指数相关。在日冕中的磁不连续的潜在不稳定体积的增加被观察到之前的阶段，其特征在于更频繁和更强烈的耀斑。我们还发现，自由能分布函数的不稳定体积的分析超活性区可以拟合直线的斜率大于在以前的作品中发现的值为不太活跃的磁性区域。广义分形维数和潜在的不稳定体积的磁不连续性是最适合的统计调查与耀斑活动的关系在较长的时间间隔（50小时）和较短的时间间隔（几个小时），分别。
2009-08-25 astro-ph.SR
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
2020-05-20 astro-ph.SR
