The white-light continuum in the impulsive phase of a solar flare
本文讨论了太阳耀斑脉冲相的红外/可见光/真空紫外连续辐射，利用TRACE紫外和极紫外图像来表征光谱能量分布。这种连续性很少被观察到，但在能量上占主导地位。最近对太阳耀斑的测热观测进一步指出，脉冲阶段是辐射能量的主要来源。这一部分似乎表现出巴耳末跳跃，因此必须起源于安静光球上方的光学薄区域，具有升高的温度和强电离。
2010-01-06 astro-ph.SR
Solar Flare Energy Partitioning and Transport -- the Impulsive Phase (a Heliophysics 2050 White Paper)
太阳耀斑是太阳爆发事件（SEE;以及太阳高能粒子，SEPs和日冕物质抛射，CME）的基本组成部分。耀斑是SEE影响我们大气的第一个组成部分，它可以为相关SEPs和CME的到来奠定基础。磁重联通过重组太阳日冕磁场来驱动SEE，释放出大量的能量，这些能量被分成各种物理表现：粒子加速、质量和磁场爆发、大气加热以及随后的辐射发射（如太阳耀斑）。为了解释和最终预测这些地球效应事件，太阳物理学界需要全面了解将储存的磁能转化和分配为其他形式的过程，包括耀斑特有的宽带辐射增强。这份提交给太阳物理2050研讨会的白皮书讨论了SEE的耀斑脉冲阶段部分，提出了需要通过理论，建模和观测研究相结合来解决的问题。简而言之，到2050年，我们必须确定粒子加速和传播的机制，并且必须超越通过非热电子束进行能量传输的范式，以解释加速的质子和离子以及向下定向的阿尔芬波。
2020-09-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Response of Ionospheric Total Electron Content to the Impulsive and Late Phases of X-Class Solar Flares with Various Center-to-Limb Locations
针对14次具显著EUV晚期相位的X级耀斑，本文首次建立TEC增量与脉冲相、晚期相位太阳通量增强的经验关系，并揭示耀斑日面位置的影响。
2025-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Pre-impulsive and Impulsive Phases of the Sub-Terahertz Flare of March 28, 2022
本研究针对2022年3月28日M4.0级太阳耀斑，结合多波段观测分析亚太赫兹辐射的起源，发现热自由-自由机制无法解释观测流量，排除了日冕加速电子和环顶热流的加热作用，探讨了脉冲前色球加热的可能机制。
2023-11-04 astro-ph.SR
Statistics of "Cold" Early Impulsive Solar Flares in X-ray and Microwave domains
太阳耀斑通常发生在耀斑前/预热阶段之后，这几乎或完全是热的。相比之下，有所谓的早期脉冲耀斑，不显示（显着）preflare加热，而是经常显示Neupert效应-一种关系，其中脉冲阶段之后是一个渐进的，累积式的，热响应。这已被解释为在脉冲阶段的非热能释放的主导地位，即使类似的现象是预期的，如果在脉冲阶段的热能和非热能的释放量相当。然而，有些耀斑在非热电子能量输入和等离子体加热之间确实表现出良好的定量对应，在这种情况下，热响应很弱，这导致称它们为“冷”耀斑。我们对1994年11月至2017年4月期间Konus-Wind仪器记录的早期脉冲耀斑中的此类事件进行了系统的搜索，并根据HXR（Konus-Wind）和SXR（GOES）发射之间的关系选择了27个冷耀斑。对于这些事件，我们收集了来自不同仪器的所有可用微波数据。我们得到的时间和光谱参数的HXR和微波发射的事件，并检查它们之间的相关性。我们发现，与“平均”耀斑相比，冷耀斑：（i）在X射线域中较弱，较短，较硬，（ii）较硬，较短，但在微波中并不弱，（iii）在微波中具有显著较高的光谱峰值频率。我们讨论了可能的物理原因，这些区别和影响的发现。
2018-02-27 astro-ph.SR
Solar Flare Impulsive Phase Emission Observed with SDO/EVE
利用极紫外光变率实验（EVE）观测数据和马尔可夫链蒙特卡罗方法，构造了太阳耀斑脉冲阶段的差分辐射测度（DEM）。在log T = 5.8 - 7.2的温度范围内形成的离子的发射线允许在宽的温度范围内以10秒的节奏研究DEM的演变。该技术被应用到几个M-和X-类耀斑，脉冲相EUV发射是可观察到的磁盘集成EVE光谱从发射线形成高达3 - 4 MK，我们使用空间未分辨的EVE观测来推断发射区域的热结构。对于所研究的九个事件的DEM表现出两个组件的分布在脉冲阶段，低温组件的峰值温度为1 - 2 MK，和一个广泛的高温从7 - 30 MK。一个双峰高温组件也被发现的几个事件，在脉冲阶段的峰值在8和25 MK。使用AIA图像验证了发射的起源是耀斑带和足点，表明构造的DEM代表了脉冲阶段色球耀斑发射的空间平均热结构。
2013-10-17 astro-ph.SR
The Instantaneous Response of Geomagnetic Field, near-Earth IMF and Cosmic-Ray Intensity to Solar Flares
通过叠加历元分析，研究发现太阳耀斑后近地质子通量迅速响应，而地磁指数和宇宙线强度滞后2-3天，且响应幅度随太阳周期强度变化。
2024-05-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Observation and numerical modeling of chromospheric evaporation during the impulsive phase of a solar flare
利用Hinode/EIS观测和一维流体动力学数值模拟结合含时电离研究了耀斑脉冲阶段色球蒸发流动。观测结果清楚地表明，只有在脉冲阶段才能在耀斑环的底部观察到强红移。我们进行了两种不同的数值模拟，以再现强的下降流在FeXII和FeXV在脉冲阶段。通过改变热传导系数，对热传导主导区（导热系数kappa 0 =经典值）和焓通量主导区（kappa 0 = 0.1 ×经典值）的色球蒸发进行了数值计算。在焓通量主导区的色球蒸发计算可以再现耀斑脉冲阶段底部的强红移。这一结果可能表明，在某些耀斑情况下，热传导可以被强烈抑制。我们还发现，随时间变化的电离效应是重要的复制强下降流在Fe XII和Fe XV。
2015-06-15 astro-ph.SR
A Circular White-Light Flare with Impulsive and Gradual White-Light Kernels
白光耀斑是指在光学连续谱中发射可见光的耀斑。它们被认为是罕见的，对低层大气的能量传输和加热提出了最严格的要求。在这里，我们介绍了2015年3月10日的一个几乎圆形的白光耀斑，它被光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学观测台很好地观测到。在这个耀斑中，同时出现了脉冲和渐变的白光核。普遍接受的厚目标模型将负责脉冲内核，但不足以解释渐进内核。其他一些机制，包括软X射线回温或向下传播的阿尔芬波，与电子束轰击共同作用，提供了一个可能的解释。然而，这种白光核的起源仍然是一个悬而未决的问题，需要更多的观察和研究来解开它。
2017-12-20 astro-ph.SR
The Evolution of $T = 10^4$ K Blackbody-Like Continuum Radiation in the Impulsive Phase of dMe Flares
近紫外和光学（白光）连续辐射在M矮耀斑表现出一系列的观察到的特征，这表明在大的光学深度加热量的变化之间的脉冲型和渐进型耀斑。从高时间节奏光谱和窄带连续测光的比流量比也表明，这些特性从耀斑的峰值到逐渐衰减阶段各不相同。在这些程序中，我们提出了最高的时间节奏（$\sim1$ ~s），最高的信号-噪声（$\sim100$）的光学色温演变的限制在上升阶段的一个大的，脉冲型dMe耀斑事件。耀斑表现出令人信服的证据，热，色温（$T \sim 10,000$ K），但巴耳末跳跃比表明，耀斑不能解释的等温板或黑体表面在任何时候的演变。新的数据分析建立这些属性作为任何耀斑模型的关键挑战，我们讨论了一维辐射流体动力学建模，将在这个有趣的事件中的耀斑颜色的演变进行比较。
2018-10-16 astro-ph.SR
Modeling Electron Acceleration and Transport in the Early Impulsive Phase of the 2017 September 10 Solar Flare
2017年9月10日的X8.2级临边耀斑是研究得最好的太阳耀斑事件之一，因为它与标准耀斑模型非常相似，并且被多个航天器和地面观测广泛覆盖。这些多波长观测表明，电子加速和运输是有效的重联和耀斑环顶区域。然而，缺乏一个全面的模型来解释和解释多方面的观察。在这项工作中，我们模型的电子加速和输运的早期脉冲阶段的耀斑。我们解决帕克输运方程，其中包括在磁重联的大尺度耀斑区域的MHD模拟模拟的主要加速机制。我们发现，电子被加速到几兆电子伏，并填补了大量的重联区，类似于微波中所示的观察。电子的空间分布和光谱形状的looptop区域同意以及来自微波和硬X射线发射磁岛长大之前，占主导地位的加速。未来使用电子地图的发射建模将能够与微波和硬X射线观测进行直接比较。这些结果揭示了新的光的电子加速和传输在一个广泛的区域内的太阳耀斑的数据约束的现实耀斑几何。
2022-05-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Post-impulsive millimeter emission of the 2022-05-04 solar flare
Central Astronomical Observatory at Pulkovo of Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃天文台）；Ioffe Institute（约费物理技术研究所）；Crimen Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；ITMO University（ITMO大学）
研究分析了2022年5月4日日闪后激波阶段的毫米波发射，发现其与中等热度等离子体相关，并确定日冕等离子体对毫米波发射贡献约20%。
2026-02-03 astro-ph.SR
Episodic energy release during the main- and post-impulsive phase of a solar flare
研究通过多波段观测2017年C9.4级爆发性临边耀斑，揭示主脉冲相后的三次偶发非热能释放与磁通量绳加速及引导磁场减弱有关。
2024-03-01 astro-ph.SR
The plasmoid instability in a confined solar flare
爆发耀斑（EFs）与爆发的暗条有关，在某些模型中，暗条爆发驱动耀斑重联。然而，最近，对局限耀斑（CF）的观测揭示了EF的所有特征（脉冲相，耀斑带等）。而不是灯丝喷发本身。因此，如果暗条不是脉冲耀斑重联的主要原因，那是什么呢？在这封信中，我们认为，基于mimpermance的要求，等离子体团不稳定性是一个强有力的候选人解释所观察到的CF脉冲阶段。我们提出的磁流体动力学模拟结果的非线性发展的等离子体团不稳定性，在一个模型的活动区域磁场的几何形状，以加强我们的要求。我们还讨论了如何在这封信中描述的想法可以推广到其他情况下，包括EF。
2019-05-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The emission measure distribution of impulsive phase flare footpoints
发射等离子体的温度分布是研究太阳耀斑足点加热的一个关键约束。然而，在过去，由于空间分辨率不足以从环路结构中解析足迹，并且缺乏频谱和时间覆盖，因此难以确定脉冲相位足迹。我们使用的能力Hinode/EIS获得的第一个发射测量分布（EMD）的脉冲相位足迹在六个耀斑。利用正则化反演方法对具有良好光谱覆盖的观测数据进行了分析，以恢复EMD。我们发现，所有的EMD都有一个峰值温度，约为8 MK，在这个温度附近形成的谱线的发射测量峰值在10^28 ~ 10^29 cm^-5之间，这表明在这些足点内存在着大量的高温等离子体。在所有事件中均发现了EM（T）~ T的EMD梯度。以前的理论工作的排放测量梯度表明，这是一致的情况下，沉积的耀斑能量直接加热的耀斑色球层的顶层，而更深层的热传导。
2013-02-11 astro-ph.SR
The Near-Ultraviolet Continuum Radiation in the Impulsive Phase of HF/GF-Type dMe Flares I: Data
我们目前NUV耀斑光谱从哈勃太空望远镜/宇宙起源摄谱仪在两个中等振幅的U波段耀斑的dM 4 e恒星GJ 1243。这些光谱是第一批精确的通量校准，NUV耀斑光谱在M矮耀斑的脉冲阶段获得。我们同时用9架地面望远镜观测了这些耀斑，这些望远镜在巴尔末跳跃处提供了宽带测光和低分辨率光谱。在HST光谱中出现宽带连续增加，信噪比> 20，而许多Fe II线和Mg II线也增加，但与连续辐射相比，通量增强较小。这两个事件产生的最突出的巴耳末线辐射和最大的巴耳末跳跃已被观察到迄今为止在dMe耀斑光谱。一个T=9000 K的黑体低估了NUV连续耀斑通量的一个因素的两个，是一个穷人的近似白光在这些类型的耀斑事件。相反，我们的数据表明，特定的连续通量密度的峰值被限制在U波段的波长附近的巴耳末系限制。一个非常高的能量沉积率的平均超过时间的脉冲加热和冷却的辐射流体动力学模拟更好地解释了lam>2500埃耀斑连续属性。这两个事件的样本只有一端的经验色-色分布的dMe耀斑，和更多的时间分辨耀斑光谱在NUV，U-波段，和光学从lam=2000-4200埃期间需要更多的脉冲和/或更有活力的耀斑。
2018-11-09 astro-ph.SR
Analysis of the Impulsive Phase of Solar Flares with Pass 8 LAT data
我们显示的结果进行分析的高能伽玛射线发射的脉冲阶段的太阳耀斑检测LAT使用Pass 8数据。我们使用LAT低能量和标准数据类比较了第7遍和第8遍数据集获得的结果。通过专用的事件选择，Pass 8允许在脉冲阶段进行标准分析：它被设计为不太容易受到早期强烈硬X射线发射引起的LAT反符合探测器堆积的影响。
2015-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Search for >35 MeV Neutrons from the June 3, 2012 Impulsive Flare
我们分析了2012年6月3日观测到的一次高脉冲太阳耀斑。与这次耀斑有关的是，FERMI、RHESSI卫星和国际空间站上的探测器探测到了硬X射线、高能伽马射线和中子的发射。我们将这些结果与太阳动力学观测卫星上的紫外望远镜拍摄的照片进行了比较，发现太阳表面几乎同时在两个位置上存在两条磁绳的交叉结构。费米大面积望远镜卫星探测到高能伽马射线，这意味着脉冲耀斑是太阳表面质子加速过程的主要来源之一。在研究之初，脉冲太阳耀斑被认为是粒子加速过程的主要来源;我们目前的观测证实了这一假设。
2015-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations during the Impulsive and Decay phases of an X-class Flare
在太阳耀斑的X射线辐射中经常观测到准周期脉动（QPP）。到目前为止，还不清楚它们的物理起源是什么。在这里，我们提出了一个多仪器调查的性质QPP在脉冲和衰减阶段的X1.0耀斑的2013年10月28日。我们专注于软X射线时间导数中明显的精细结构脉动的特征，并将这种可变性与包括硬X射线和微波发射在内的多个波长的结构进行比较。我们发现，在耀斑的脉冲阶段，在热和非热辐射的脉动之间的高度相关性。在所有通道中观察到~ 20 s的特征时间尺度，在非热发射中观察到~ 55 s的第二时间尺度。软X射线脉动被认为持续到这个耀斑的衰变阶段，在非热发射停止后长达20分钟。我们发现，这些衰变阶段的热脉动有非常小的振幅，并显示出增加的特征时间尺度从~ 40秒到~ 70秒。我们解释的突发性质的共存的多波长QPP在脉冲阶段的情节粒子加速和等离子体加热。持续的热衰变相QPP很可能与耀斑后环中的压缩MHD过程（如快速香肠模或垂直扭结模）有关。
2016-07-23 astro-ph.SR
Statistical characteristics on SEPs, radio-loud CMEs, low frequency type II and type III radio bursts associated with impulsive and gradual flares
我们统计分析了一组115个低频（十赫波长范围）II型和III型爆发，这些爆发与1997年至2014年观测到的主要太阳高能粒子（SEP：Ep > 10 MeV）事件及其太阳成因（如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME））有关。根据太阳耀斑的持续时间，我们将它们分为两组：75个脉冲耀斑（持续时间< 60 min）和40个渐变耀斑（持续时间> 60 min），脉冲耀斑SEP事件（Rt = 989.23 min：2.86 d）的持续时间较短，与渐变耀斑（Rt =1275.45 min：3.34 d）相比，它们很快达到峰值强度（上升时间较短）。我们发现所有SEP的对数峰强度与CME（空间速度：cc = 0.52，SEcc = 0.083）和太阳耀斑（log积分通量：cc = 0.44，SEcc = 0.083）的性质之间有很好的相关性。对于这组主要SEP事件，这一特定结果没有明确区分耀斑相关和CME相关SEP事件。我们从Wind/WAVES观测到的射电动力学谱中导出了这些爆发的峰值强度、积分强度、持续时间和斜率。DH II型爆发的大部分属性（峰值强度，积分强度和起始频率）与脉冲和渐进耀斑事件被发现是相似的幅度。此外，我们还发现SEPs的属性和DH III型爆发的关键参数之间存在显着的相关性。这一结果表明，一个更密切的关联的峰值强度的SEP与DH III型射电暴的属性比DH II型射电暴的属性，至少…
2020-07-11 astro-ph.SR
Transition Region Emission from Solar Flares during the Impulsive Phase
在太阳耀斑的脉冲阶段，对紫外线辐射的观测相对较少，因此对这种辐射的性质知之甚少。由太阳耀斑产生的光子可以共振地散射日冕中的原子和离子。利用SOHO/UNOPS的离临边测量数据，我们计算了29个耀斑脉冲相的OVI $λ$ 1032光度和5个耀斑的Ly $α$光度，并与GOES的X射线光度进行了比较。所观测到的事件的上过渡区和下过渡区亮度是相当的。它们也与耀斑开始时X射线发射气体的光度相当，但在10-15分钟后，X射线光度通常占主导地位。在某些情况下，我们可以使用多普勒调光来估计OVI发射气体的流速，并且5个事件示出了在40至80 $\rm km s^{-1}$范围内的速度。O VI的发射可能源自气体蒸发以填充X射线耀斑环，也可能源自脚点处的加热色球气体，或者源自日冕物质抛射中加热的日珥物质。所有这三个来源可能有助于在不同的事件，甚至在一个单一的事件，和紫外线和X射线亮度峰值的相对定时，流速，和总的O VI光度有利于每个源在一个或多个事件。
2011-04-28 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
Impulsive Thermal X-ray Emission from a Low-lying Coronal Loop
了解不同辐射成分之间的关系对于研究太阳耀斑中粒子加速和能量转换具有重要意义。在耀斑中，渐进和脉冲发射成分可以很容易地识别，脉冲发射已被归因于非热粒子。本文详细分析了GOES B类太阳微耀斑环的Hα和X射线观测资料。脉冲硬X射线发射，然而，被发现是一致的热，准热的起源，并有很少的证据表明，从色球足点，挑战传统的耀斑模型，揭示了一类微耀斑与密集的环路。Hα观测表明，环位于日冕甚至色球层的很低的位置，在耀斑期间，发射和吸收物质都发生了演化。当低位耀斑环加热底层色球层并降低相应的Hα不透明度时，增强的Hα发射很可能起源于光球。这些观测结果可以与具有内部扭结不稳定性的耀斑环的详细建模进行比较，其中模式保持局限在空间中而没有明显的全球场形状变化，以揭示潜在的物理过程并探测太阳大气结构。
2013-04-20 astro-ph.SR
Solar Flares with an Exponential Growth of the Emission Measure in the Impulsive Phase Derived from X-ray Observations
太阳耀斑在脉冲相的光变曲线一般比较复杂，表明其中涉及多种物理过程。利用GOES（Geostationary Operational Environmental Satellite）观测数据，我们发现存在一个耀斑子集，其脉冲相位由一个指数增长的周期所控制。分析了1999年1月至2002年12月期间发生的耀斑事件，并对GOES 8和GEOS 10卫星的观测结果进行了比较，估计了仪器不确定度。它们在指数生长阶段的平均温度呈正态分布。在该温度分布的1σ范围内，大多数耀斑属于GOES B或C类，在GOES低能通道处的峰值通量服从对数正态分布。指数生长期的生长速率和持续时间也遵循对数正态分布，其中持续时间分布在半分钟到约半小时的范围内。正如预期的那样，生长时间与软X射线通量的衰减时间相关。我们还发现，排放措施的增长率是强烈的指数增长阶段的持续时间的反相关，和平均温度略有增加的增长率的增加。最后讨论了这些结果对太阳耀斑能量释放研究的意义。
2013-08-07 astro-ph.SR
Implosion of coronal loops during the impulsive phase of a solar flare
本文研究了太阳耀斑中的内爆运动与以振荡结构和粒子加速形式出现的能量再分配之间的关系。耀斑SOL 2012 -03- 09 T03：53（M6.4）显示了不可逆（逐步）日冕内爆的明确证据。极紫外（EUV）图像显示，在耀斑的脉冲阶段，至少有四组日冕环在不同的高度覆盖在耀斑核心上，进行快速收缩。这些收缩在耀斑爆发后一分钟左右开始，收缩率与硬X射线（HXR）和微波辐射的强度密切相关。它们似乎也与日冕物质抛射（CME）和全球极紫外波的形成有关的变暗有着密切的关系。现在有几项研究已经探测到在太阳耀斑期间日冕的收缩运动，这可以解释为释放能量所必需的内爆。我们的研究结果证实了这一点，并加强与耀斑脉冲阶段的关联。我们添加到现象，注意到存在的振荡变化揭示了GOES软X射线（SXR）和空间积分EUV发射在94和335？我们确定脉动的$\approx 60$秒SXR和EUV数据，我们解释为持久的，半定期压缩的耀斑核心区域调制等离子体温度和排放措施。在一个大的区域内观察到的环路振荡，也使我们能够提供粗略的估计能量暂时存储在本征模式的活动区结构，因为它接近其新的平衡。
2013-09-26 astro-ph.SR
Impulsive Phase Coronal Hard X-ray Sources in an X3.9 Class Solar Flare
[摘要]我们对RHESSI在2003年11月3日X3.9级太阳耀斑的脉冲阶段探测到的一对异常高能日冕硬X射线（HXR）源进行了分析，其中同时显示了两个强足点（FP）源。一个独特的环顶（LT）日冕源检测到高达~150千电子伏和第二（上）日冕源高达~80千电子伏。这些光子能量比通常在日冕源中观察到的要高得多，并构成了严重的建模挑战。LT源通常随着能量的增加而出现在更高的高度，并且与热回路的膨胀相比，表现出更有限的运动。高能LT源具有脉冲时间分布，其非热幂律谱在脉冲阶段呈现软-硬-软演化，与FP源相似。与LT源相比，上日冕源表现出相反的空间梯度和相似的光谱斜率。这些性质与等离子体波或湍流随机加速电子的模型是一致的。然而，LT和FP光谱指数的差异（变化从~0-1）是远远小于通常测量，并从一个简单的随机加速度模型的预期。在日冕中需要额外的高能电子的限制或捕获机制。包括动力学效应和宏观耀斑结构的综合模拟可能会揭示这种行为。这些结果突出的重要性，成像光谱观测的LT和FP源的高能量在理解电子加速太阳耀斑。最后，我们表明，电子产生的上冠HXR源可能很可能是负责III型射电爆发的分米波/米波波长期间观察到的脉冲阶段的耀斑。
2012-01-06 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
Impulsive Heating of Solar Flare Ribbons Above 10 MK
色球层对耀斑能量输入的响应以扩展的极紫外（EUV）带和硬X射线（HXR）足点为标志。这些现象通常被解释为在稠密的色球等离子体中加速的电子碰撞产生的加热和韧致辐射的结果。我们提出的证据，脉冲加热的耀斑带在10 MK以上的双带耀斑。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的观测数据，分析了C2. 6级太阳耀斑SOL 2013 -11- 09 T06：38的脉冲相，得到了耀斑区的温度、辐射测度和微分辐射测度，并研究了耀斑带中等离子体的演化.该带在所有SDO/AIA EUV/UV波长下都是可见的，特别是在94和131 nm滤光片下，对8 MK和12 MK的温度敏感。10 MK以上的等离子体的发射测量的时间演化在带的HXR峰值时间附近有一个峰值。RHESSI成像光谱分析进一步证实了低层大气中热等离子体的存在，它显示了与至少一个带状物相关的11-13 MK的解析源。我们发现，碰撞束加热只能勉强解释所需的功率加热的10 MK等离子体在带状。
2015-05-13 astro-ph.SR
Reconnection in the Post-Impulsive Phase of Solar Flares
利用最近发展起来的分析方法，我们确定了爆发性太阳耀斑的“标准”模型中的磁重联率。在晚期阶段，中性线位于重联电流片的下尖附近，电流片的上部区域分叉成一对Petschek型激波。尽管存在这些冲击，如果电阻率是均匀的，并且流动是层流，则重连速率仍然很慢。只有当有一些额外的机制可以缩短中性线处扩散区的长度时，才能实现快速重连。在日出星上用X射线望远镜（XRT）观测等离子体流，意味着扩散区实际上相当短。减小扩散区长度的两种可能机制是局部电阻率和MHD湍流。
2018-04-01 astro-ph.SR
On the Origin of Optical Radiation During the Impulsive Phase of Flares on dMe Stars. II. Continuum and Line Radiation
有人认为，不仅蓝色（在亮度最大值），而且红色（在缓慢衰减阶段）的光学连续的强大的耀斑dMe星的组成部分附近的光球形成。在等离子体达到热平衡状态的弛豫区中可能出现HeI线（由于电子与原子和离子的弹性碰撞而导致电子温度升高），这是由于非稳态色球冲击波以足够高的速度向太阳和恒星的光球层传播。提出了一个计划的定位的“层”的等离子体负责在白光连续辐射的产生在脉冲阶段的强大的恒星耀斑。
2020-10-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Reconnection During the Post-Impulsive Phase of a Long-Duration Solar Flare: Bi-Directional Outflows as a Cause of Microwave and X-ray Bursts
磁重联在为太阳耀斑提供动力、高能粒子的产生和等离子体加热方面起着至关重要的作用。然而，磁重联发生在哪里，释放的磁能如何和在哪里被传输，以及它如何被转换为其他形式仍然不清楚。在这里，我们报告了在2017年9月10日X8.2太阳耀斑的脉冲后逐渐阶段期间，在极紫外线发射和散射白光中观察到的大规模等离子体片内反复出现的双向等离子体流出。每一个双向流出起源于等离子体片从一个离散的网站，确定为一个磁重联网站。这些重联点位于耀斑拱廊顶部上方非常低的高度（$< 180$ Mm，或0.26 $R_{\odot}$），距离仅为等离子体片总长度的$<3\%$，延伸到至少10 $R_{\odot}$。每次到达环顶区的向阳外流似乎与环顶区的一个以热源（10-20 MK）为主的脉冲微波和X射线爆发相一致，紧接着是位于环管区的一个非热微波爆发。我们提出重联流出将局部磁重联点释放的磁能以动能通量和/或电磁坡印亭通量的形式向外传输。指向太阳的能量通量在耀斑后的拱廊中引起粒子加速和等离子体加热，被观测为热的和非热的耀斑发射。
2020-07-23 astro-ph.SR
Solar flares with and without SOHO/LASCO coronal mass ejections and type II shocks
我们分析了一组丰富的无线电（伴随IV型或II型爆发）太阳耀斑和他们的协会SOHO/LASCO日冕物质抛射在1998 - 2000年期间。这些事件的强度，冲动和精力充沛的调查。我们发现，平均而言，与II型和日冕物质抛射相关的耀斑比仅与II型相关的耀斑（没有日冕物质抛射报告）以及伴随IV型连续体但不伴随II型冲击的耀斑更冲动，更有活力。从最后两类，耀斑与II型爆发（没有CME报告）是最短的持续时间和最冲动。
2010-09-19 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Temperature of the Source Plasma for Impulsive Solar Energetic Particles
脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中元素丰度增强对离子质荷比[A/Q]的陡峭幂律依赖性导致这些增强反映了源等离子体中离子Q的温度依赖性模式。我们搜索SEP事件的日冕等离子体是热或冷比有限的区域2.5 - 3.2 MK以前发现占主导地位的111脉冲SEP事件。发现了15个新事件，其中4个（3个）起源于2-MK（4-MK）等离子体，但没有一个来自该温度范围之外。虽然脉冲SEP事件与耀斑密切相关，但这一结果表明，这些离子不会从耀斑加热的等离子体中加速，而耀斑加热的等离子体通常会超过10 MK。很明显，我们在太空中观测到的2 - 20 MeV/amu的离子是从耀斑附近的开放磁场线上的活动区等离子体加速的，而不是从耀斑的闭合环加速的。从磁重联区域加速的理论模型中，预计丰度增强对离子A/Q的幂律依赖性。
2015-05-11 astro-ph.SR
Preferential Heating and Acceleration of Heavy Ions in Impulsive Solar Flares
采用三维电磁粒子模拟方法模拟了均匀对等离子体中的衰减湍流。均匀的背景磁场渗透等离子体，使得磁压比热压大三倍，并且湍流由反向传播的剪切阿尔文波产生。能量主要横向于背景磁场级联，使得湍流在较小尺度上各向异性。我们在模拟中同时移动了几种不同荷质比的离子，并表明荷质比较小的粒子以更快的速度被加热并加速到非热能，这与在脉冲太阳耀斑中观察到的重离子和非热尾的增强一致。我们进一步表明，重离子的激励主要是在垂直于背景磁场的方向与我们的分析估计的加热率由于回旋共振与阿尔文波，其中很大一部分是由于倾斜传播波的速率一致。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Gamma-ray emission from the impulsive phase of the 2017 September 06 X9.3 flare
我们报告了SOL 2017 -09- 06 T11：55 X9.3太阳耀斑脉冲阶段的硬X射线和伽马射线观测结果。我们专注于一个高能量的频谱，>100 keV的一部分，并执行时间分辨的频谱分析的脉冲阶段的一部分，记录的Konus-Wind实验，显示突出的伽马射线发射。考虑到各种可能的辐射成分对伽马射线辐射的贡献，我们采用了贝叶斯推断来建立最可能的拟合模型。分析结果显示，在511 keV处的核去激发线、电子正电子湮没线和2.223 MeV处的中子俘获线以及韧致辐射连续谱的两个分量都有贡献。所揭示的光谱分量的时间演化是特别有趣的。低能量的韧致辐射连续体表现出典型的脉冲耀斑的软-硬-软模式，而高能量的韧致辐射连续体在耀斑过程中表现出持续的硬化。中子俘获线的发射显示出一个异常短的时间延迟相对于核去激发线组件，这意味着中子的生产显着减少后不久，事件发生。这反过来可能意味着在耀斑过程中加速质子光谱的显著软化，类似于观察到的导致低能韧致辐射连续体的加速电子的低能分量的软化。我们讨论可能的物理场景，这可能会导致这些伽马射线组件之间的关系。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eruptive-Impulsive Homologous M-class Flares Associated with Double-Decker Flux Rope Configuration in Mini-Sigmoid of NOAA 12673
我们对GOES类M1.4和M7.3的两个同源，短暂的脉冲耀斑进行了多波长分析，这些耀斑发生在2017年9月7日活动区域NOAA 12673内的一个非常局部化的小型S形区域。这两个耀斑都与最初的喷流状等离子体喷射有关，这些喷射在短暂的时间内以准直的方式向东移动，然后急剧改变方向向西南方向移动。非线性无力场外推揭示了耀斑前小型S形区存在一个紧凑的双层磁绳结构。一组起源于活动区附近的开放场线，最有可能是喷发等离子体的异常动力学的原因，给出了活动区附近出现冕洞的最早迹象。水平场分布表明，上述活动区的字段迅速衰减，意味着高倾向的磁通绳系统对喷发。鉴于低日冕双层通量绳和紧凑的极紫外线（EUV）下的灯丝增亮以及相关的光球磁场的变化，我们的分析支持的组合初始系绳切割重联和随后的环面不稳定性驱动的爆发。
2020-07-23 astro-ph.SR
Coronal shocks associated with CMEs and flares and their space weather consequences
我们研究了复杂事件的样本的地球有效性，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪在100-650兆赫范围内记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别来自太阳地球物理数据和LASCO目录。这些与太阳风参数和地磁指数的变化进行了比较，以建立太阳能量事件和它们对地磁活动的影响之间的关系。
2010-09-15 astro-ph.SR
Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures
我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。
2014-08-03 astro-ph.SR
Temporal Offsets between Maximum CME Speed Index and Solar, Geomagnetic, and Interplanetary Indicators during Solar Cycle 23 and the Ascending Phase of Cycle 24
根据对最大日冕物质抛射年值的形态分析，（日冕物质抛射）速度指数、太阳黑子数和太阳黑子总面积、太阳黑子磁场和太阳耀斑指数、太阳风速度和行星际磁场强度以及地磁Ap和Dst指数，指出了23周太阳活动和地磁活动的特殊性，随后的长极小值和周期24的上升分支。我们还分析了最大日冕物质抛射速度指数与上述太阳、地磁和行星际指数之间的时间偏移。与太阳活动、行星际参数、地磁活动指数等综合分析，发现该指数存在滞后现象。据观察，这些参数遵循不同的路径的上升和下降阶段的太阳活动周23。值得注意的是，滞后现象是一个线索，在寻找物理过程负责连接太阳活动的近地和地磁响应。
2016-04-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Artificial Intelligence Could Have Predicted All Space Weather Events Associated with the May 2024 Superstorm
本研究利用AI模型（包括Vision Transformer、视频深度学习和物理驱动模型）预测2024年5月超级风暴相关事件，实现了高精度预测，展示了AI在空间天气预报中的巨大潜力。
2025-01-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Investigating the Soft X-ray Spectra of Solar Flare Onsets
本研究利用DAXSS和AIA数据分析2022年6次太阳耀斑的起始阶段，发现该阶段耀斑等离子体已达10-15 MK高温，存在两种日冕环结构，且与脉冲相热等离子体特性相似，可能对耀斑起预调节作用。
2024-03-09 astro-ph.SR
Flare Impulsive-phase Durations
The Catholic University of America（天主教大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
本文基于近期研究，探讨了耀斑硬X射线与软X射线峰值时间延迟与磁环长度的关系，提出电子束加热持续时间及等离子体上升时间的解释。
2026-04-06 astro-ph.SR
Behavior of Plasma and Field Parameters and their Relationship with Geomagnetic Indices during Intense Geomagnetic Storms of Solar Cycle 23
本文介绍了地磁指数与上升、极大、衰减阶段和第23太阳周期间各种等离子体和场参数峰值之间的相关性研究。我们还提出了Dst最大值与等离子体和场参数峰值之间的滞后/超前分析，发现滞后/超前时间的峰值位于+/-10小时间隔内。在这个太阳周期的这些阶段观测到的三个地磁风暴（GMS）和相关的太阳源也进行了研究，发现GMS与大耀斑和日冕物质抛射有关。
2010-03-15 astro-ph.SR
Observations of quasi-periodic solar X-ray emission as a result of MHD oscillations in a system of multiple flare loops
我们调查了2002年10月20日的太阳耀斑。耀斑伴随着RHESSI在3-50 keV能量范围内观测到的热和非热硬X射线发射（HXR）的准周期脉动（QPP）。使用Lomb周期图对不同能量通道中的HXR时间曲线进行分析，结果显示约16秒和36秒的两个统计学显著时间段。36秒的QPP只在耀斑脉冲相的非热HXR辐射中观测到。16秒的QPP在热HXR发射中更为明显，并且在耀斑的脉冲和衰减阶段都观察到。对耀斑区的成像分析、QPP的确定时间和耀斑区磁环的估计物理参数使我们能够对观测结果作如下解释。1)在脉冲阶段，能量被释放，电子被加速的连续行为，平均时间约为36秒，在不同的部分，两个空间上分离，但相互作用的环系统的耀斑区域。2)36秒的能量释放周期可能是由连接这些耀斑站点的环路中的快速MHD振荡的作用引起的。3)在第一次能量释放的爆炸行为中，在一个耀斑环系统中激发了时间为16秒的MHD振荡（很可能是香肠模式）。4)这些振荡在脉冲阶段由随后的能量释放的爆炸行为维持，并在耀斑的衰减阶段被完全阻尼。
2009-10-01 astro-ph.SR
Statistical Study of Chromospheric Evaporation in Impulsive Phase of Solar Flares
利用RHESSI X射线望远镜和IRIS紫外光谱仪同时观测，对太阳耀斑色球蒸发进行了统计研究。结果与F-CHROMA RADYN数据库中的辐射流体动力学耀斑模型进行了比较。对于每一个事件，我们研究的谱线的空间分辨多普勒频移的过渡区（C\，II\，1334.5\，1354）和热日冕等离子体（Fe\，XXI\，1354.1\，1我们使用X射线成像光谱并假设标准厚靶模型来估计高能电子沉积的能量通量。利用RADYN耀斑模型、RH 1.5D辐射转移程序和Chianti原子线数据库，计算了C，II和Fe，XXI的谱线轮廓，并与观测结果进行了比较。虽然RADYN模型预测的多普勒频移和沉积的能量通量的两条线之间的相关性，这是只观察到的C II数据。在观测和模型之间发现了几个定量的差异：模型中的Fe，XXI多普勒频移比数据中的强得多;观测中不存在C，II平均蓝移，但模型预测到了。由观测资料（$2-8\times{}10^{9}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$）和由模式（$2.2-10.1\times{}10^{9}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$）估算的“温和”和“爆发”蒸发区之间的转换能是相当的。结果表明色球蒸发的过程之间的关系，冷层的响应，和耀斑能量通量沉积的高能电子，虽然表现出分析的观测和RADYN模型之间的差异。
2018-12-04 astro-ph.SR
Investigation of quasi-periodic variations in hard X-rays of solar flares. II. Further investigation of oscillating magnetic traps
在我们最近的论文（Solar Physics 261，233）中，我们研究了在太阳耀斑的脉冲阶段硬X射线的准周期振荡。我们得出的结论是，它们是由磁陷阱的硬X射线（HXR）环顶源的体积内的磁声振荡。在本文中，我们研究了四个耀斑，显示出明确的准周期序列的HXR脉冲。我们还描述了我们的振荡磁阱的唯象模型，以表明它可以解释观察到的HXR振荡特性。主要结果如下：1.我们发现，在某些耀斑的脉冲相位之前，会出现低振幅的准周期振荡。2.我们发现，在某些耀斑中，振荡的准周期是可以改变的。我们解释这是由于振荡磁阱的长度的变化。3.在脉冲阶段期间，加速（非热）电子的能量的显著部分沉积在HXR环顶源内。4.我们的分析表明，脉冲相位的快速发展是由于加速电子的压力脉冲和磁阱振荡幅度之间的反馈。5.我们还测定了几个耀斑的HXR环顶源的电子数密度和磁场强度。这些值在$N \approx (2 -15) \times 10^{10}$ cm $^{-3}$、$B \approx (45 - 130)$高斯的限值范围内。
2011-03-16 astro-ph.SR
A Possible Selection Rule for Flares Causing Sunquakes
日震是由太阳耀斑引发的日震能量增强，但并不是所有的耀斑都会产生日震。奇怪的是，为什么有些耀斑会引起地震，而有些则不会。本文提出一个假说来解释日震的不成比例的发生：在耀斑的脉冲阶段，当耀斑的脉冲作用在光球上时，通过冲击波、高能粒子从高层大气传递，或通过向下的洛伦兹力，如果耀斑足点的背景振荡恰好与来自上方的脉冲沿同一方向向下振荡，则日震倾向于发生。为了验证这一假设，我们选择了太阳活动24周的60个强耀斑，并在耀斑的脉冲阶段检查在日震源的背景振荡速度。由于多普勒速度观测在日震源通常被破坏的耀斑，我们重建的振荡速度在耀斑网站使用日震全息方法与观测为基础的格林函数。总共有24个耀斑被发现是日震活动，总共有41个日震。在3-5 mHz频段，31次地震中有25次在耀斑脉冲阶段出现净下行振荡速度;在5-7 mHz频段，38次地震中有33次出现净下行振荡速度。这些结果支持了这样的假设，即当耀斑以向下的背景振荡影响光球区域时，更可能发生日震。
2021-03-15 astro-ph.SR
Electron distribution and energy release in magnetic reconnection outflow regions during the pre-impulsive phase of a solar flare
本文介绍了太阳耀斑前脉冲阶段磁重联外流中电子的观测结果。在大约20分钟的时间间隔内，从脉冲阶段开始前40分钟开始，在日冕中观察到两个X射线源，一个在假定的重联区域上方，一个在下方。对于这两个源，作为时间的函数的平均电子分布函数被确定的能量范围从0.1 keV到几十keV，为第一次。这是通过X射线和EUV数据的同时前向拟合来完成的。RHESSI成像光谱提供了这些源中电子分布的高能尾部信息，而SDO/AIA的EUV图像用于限制低比电子能量。在磁重联流出的电子分布谱是一致的时间演变的卡帕分布与$κ=3.5-5.5$。光谱演变表明，电子被加速到逐步更高的能量在源以上的重联区域，而在下面的源，光谱形状不改变，但观察到的排放措施的整体增加，这表明密度增加由于蒸发。能量从源极区传输出去的主要机制是传导和自由流动的电子。后者占主导地位的一个以上的数量级，是典型的非热能在硬X射线峰值的太阳耀斑，这表明有效的加速，即使在这个早期阶段的事件。
2019-01-23 astro-ph.SR
Multi-Energy Proton Events and Geomagnetic Storms in Solar Cycles 23 and 24
Institute of Astronomy with National Astronomical Observatory – Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文学研究所与国家天文台）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics (NRIAG) – Egypt（埃及国家天文与地球物理研究所）；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）
研究分析了第23和24个太阳周期中不同能级的高能质子与太阳活动和地磁风暴的关系，探讨了质子能量与空间天气活动强度的关联。
2025-12-18 astro-ph.SR
Analysis of intermittency in submillimeter radio and hard X-Rays during the impulsive phase of a solar flare
我们提出了一个间歇性的过程中发生的耀斑SOL 2012 -03-13的脉冲阶段的分析，使用硬X射线和亚毫米波无线电数据。间歇性是湍流等离子体的一个关键特征，最近仅对硬X射线数据进行了分析。由于在一个典型的耀斑，相同的加速电子人口被认为是产生硬X射线和回旋同步，我们比较两个时间剖面搜索的不稳定性签名。为此，我们定义了交叉小波功率谱，用于获得局部间歇性测量或LIM。当大于3时，平方LIM系数指示局部间歇过程。LIM $^2$系数在时间和尺度上的分布有助于识别雪崩或级联能量释放过程。我们发现两个不同的和分离的间歇性行为的亚毫米波数据：规模大于20秒，广泛的分布在上升和最大阶段的排放似乎有利于级联过程;规模低于1秒，短脉冲集中在峰值时间，是雪崩的代表。当将相同的分析应用于硬X射线时，我们发现只有10 s以上的尺度产生与级联能量碎片相关的分布。我们的研究结果表明，不同的加速机制负责几十keV和MeV的能量范围的电子。
2016-06-21 astro-ph.SR
