Electrons re-acceleration at the footpoints of Solar Flares
Hinode的观测揭示了一个非常动态和复杂的色球层。这就需要重新考虑这样一个假设，即太阳耀斑的色球足点是加速粒子仅因碰撞而损失能量的区域。传统上，电子被认为是在环的日冕部分加速，然后旅行到脚点，在那里它们失去能量并辐射出观察到的硬X射线。越来越多的观察证据挑战了这一假设。我们回顾了反对这一假设的证据，并提出了新的局部再加速厚靶模型（LRTTM），在该模型中，除了通常的碰撞损失外，电子在足点处还获得了再加速的增强。这样的模型可以提供一个替代的“标准”碰撞厚靶注入模型（TTM）（布朗1971）的太阳HXR爆发源，需要少得多的电子和解决一些最近的问题与TTM解释。我们看看不同的情况下，可能会导致这种重新加速，并从其中之一，目前的数值结果。
2010-11-02 astro-ph.SR
Quasiperiodic acceleration of electrons by a plasmoid-driven shock in the solar atmosphere
宇宙射线和太阳高能粒子可以被天体物理等离子体中的激波加速到相对论能量。在太阳上，冲击和粒子加速通常与磁化等离子体团的爆发有关，称为日冕物质抛射（CME）。然而，CME和激波粒子加速之间的物理关系还没有得到很好的理解。在这里，我们使用2011年9月22日太阳爆发事件的极紫外线，无线电和白光成像显示，CME诱导的冲击（阿尔文马赫数2.4 $^{+0.7}_{-0.8}$）与日冕波和强烈的米波射电爆发产生的间歇加速电子的动能2-46千电子伏（0.1-0.4 c）。我们的观察表明，等离子体驱动的准垂直冲击能够产生准周期性的电子加速，与湍流或波纹等离子体冲击表面的效果一致。
2014-06-03 astro-ph.SR
Energetics of small electron acceleration episodes in the solar corona from radio noise storm observations
射电噪声暴的观测可以作为日冕小加速事件中产生的非热电子的灵敏探针。我们使用的数据，从噪音风暴事件共同观察到的巨型米波射电望远镜（GMRT）和Nancay射电日像仪（NRH）研究的非热电子参与发射的特性。我们发现电子携带$10^{21}$到$10^{24}$ erg/s，并且产生代表性噪声暴爆发的电子中包含的能量范围从$10^{20}$到$10^{23}$ erg。这些结果是对日冕中无处不在的小规模电子加速事件所涉及的能量学的直接探测，并且可能与日冕加热的纳米级情景有关。
2018-05-19 astro-ph.SR
Combined STEREO/RHESSI study of CME acceleration and particle acceleration in solar flares
利用两个前所未有的任务，STEREO和RHESSI的潜力，我们研究了三个观测良好的快速日冕物质抛射发生在靠近肢体连同其相关的高能耀斑排放的RHESSI HXR光谱和通量演变。从STEREO/EUVI和STEREO/COR 1数据的脉冲加速度阶段的完整CME运动学高达4 Rs的测量与一个高的时间节奏少等于2.5分钟。对于推导CME速度和加速度，我们应用和测试一个新的算法的基础上正则化方法。CME最大加速度在高度h < 0.4 Rs时达到，峰值速度在h < 2.1 Rs（在一种情况下小至0.5 Rs）时达到。我们发现，CME加速配置文件和耀斑的能量释放，证明在RHESSI硬X射线通量的演变同步的方式。这些结果支持标准耀斑/CME模型，其特征在于大尺度CME加速过程和相关耀斑的能量释放之间的反馈关系。
2010-02-16 astro-ph.SR
Electric fields in solar magnetic structures due to gradient driven instabilities: heating and acceleration of particles
讨论了由密度梯度、温度梯度和磁场梯度驱动的静电不稳定性在太阳磁场结构中的应用。强增长模式被发现的一些典型的等离子体参数。这些不稳定性i）意味着存在电场，其可以在相对于磁场矢量的垂直和平行方向上加速等离子体粒子，以及ii）可以随机加热离子。垂直加速度是由$\bmath{E}\times \bmath{B}$ -漂移决定的，对离子和电子的作用相等，而平行加速度对电子最有效。实验证实的随机加热主要作用在垂直于磁场矢量的方向上，并且对较重的离子作用更强。能量释放率和加热可能超过几个数量级的值，被认为是太阳日冕中自我持续加热所必需的。用于加速和加热的能量源存储在所述背景梯度中。
2009-09-03 astro-ph.SR
Impacts of radiative accelerations on solar-like oscillating main-sequence stars
化学元素输运过程是精确恒星建模所需的关键物理过程之一。现在，人们通常考虑重力沉降引起的原子扩散，这对日震研究是必不可少的。另一方面，辐射加速度很少被考虑，对不同的化学元素有不同的作用，并且在一些恒星质量域中可以强烈地抵消重力。在这项研究中，我们的目标是确定辐射加速是否会影响由星震空间任务观测到的类太阳振荡主序星的结构。在CESTAM程序中采用单值参数法计算辐射加速度。我们建立并比较了几个网格的恒星模型，包括重力沉降，但有些和其他没有辐射加速度。我们发现，在太阳金属丰度下，对于质量大于1.1~M $_{\odot}$的恒星，辐射加速度是不可忽略的。对于我们网格中质量更大的恒星，由于它们被包含在模型中而导致的年龄差异可以达到9%。我们估计，根据地震数据的精度，PLATO核心计划恒星的建模需要辐射加速度的百分比在33%到58%之间。我们的结论是，在开普勒，TESS和PLATO任务的背景下，提供（或将提供）高质量的地震数据，辐射加速度可以有显着的效果时，推断太阳类振荡器的属性正确。这对于年龄推断尤其重要。然而，每颗恒星的净效应来自于原子扩散（包括辐射加速）和其他内部传输过程之间的竞争。这将在即将发表的配套文件中进行调查。
2018-06-27 astro-ph.SR
The relativistic solar particle event of 2005 January 20: origin of delayed particle acceleration
在空间或通过太阳大气中的伽马射线发射探测到的太阳高能核子的最高能量在GeV范围内。粒子在哪里以及如何被加速仍然是有争议的。我们通过比较在地球上检测到的相对论质子的时间和在太阳大气中的辐射特征，在2005年1月20日特别观测到的事件期间，搜索关于加速区域的位置和性质的观测信息。本次调查的重点是脉冲耀斑阶段后，在相对论质子时间剖面中子监测器观察到的第二个峰值。这个时间配置文件进行了详细的比较，紫外成像和无线电光谱在一个广泛的频带从低日冕行星际空间。结果表明，后期相对论质子释放到行星际空间伴随着一个独特的新的情节的能量释放和电子加速的日冕跟踪的无线电发射和增亮的UV内核。这些签名被解释在磁重组的日冕后，日冕物质抛射通道。我们把延迟的相对论质子加速归因于磁重联，也可能归因于大尺度日冕环中的湍流。虽然在高日冕中观察到II型射电辐射，但没有发现与相对论质子加速的时间关系的证据。
2014-11-20 astro-ph.SR
Acceleration phases of a solar filament during its eruption
暗条爆发往往导致日冕物质抛射，当它们与地球磁层高速相互作用时，会影响空间和地面上的关键技术系统。因此，研究日冕物质抛射的加速机制是太阳/空间物理学中的一个重要课题。在观测和模拟的基础上，提出了电阻性磁重联和理想磁通量绳不稳定性对日冕物质抛射的加速作用。然而，在特定的喷发过程中，它们是否都发挥了类似的作用仍然是难以捉摸的。由于它们在一个快速加速阶段的工作时间顺序很接近，因此很难将它们的贡献分开。在这里，我们报告了一个有趣的灯丝喷发事件，它显示了两个明显分开的快速加速阶段，并为我们提供了一个很好的机会来解决这个问题。通过分析速度（加速度）和软（硬）X射线剖面之间的相关性，我们认为不稳定性和磁重联分别在第一和第二快加速阶段起主要作用。此外，我们发现，这两个过程有一个可比的贡献，以加速在此事件中的灯丝。
2015-04-23 astro-ph.SR
GeV Particle Acceleration in Solar Flares and Ground Level Enhancement (GLE) Events
{ \sl地能级增强（GLE）}事件代表最大类别的{ \sl太阳高能粒子（SEP）}事件，其需要加速过程来产生$\gapprox 1$ GeV离子，以便在地球大气中产生具有足够强度的次级粒子簇射，以被地能级中子监测器检测到，在宇宙射线的背景之上。虽然GLE事件与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关联是无可争议的，但问题是负责加速的地点：日冕耀斑地点还是日球层CME相关的冲击？为了研究第一种可能性，我们探讨了GLE事件的时间与硬X射线生产在太阳耀斑，考虑高度和磁拓扑的耀斑，扩展加速的作用，和粒子捕获。我们发现，50%（12个中的6个）的最近（非掩）GLE事件在脉冲耀斑阶段加速，而其余一半则明显加速。看来，提示GLE组件，这是在几乎所有的GLE事件中观察到的，是由耀斑加速粒子在较低的日冕，而延迟逐渐GLE组件可以产生的，无论是通过延长加速和/或捕获在耀斑网站，或粒子加速CME相关的冲击在其传播过程中通过日光层。
2011-12-20 astro-ph.SR
Ultraviolet Coronagraph Spectroscopy: A Key Capability for Understanding the Physics of Solar Wind Acceleration
要了解加速太阳风的物理过程，需要对扩展日冕中的无碰撞等离子体进行详细测量。关于这些过程的一些关键线索来自于将紫外线（UV）光谱仪的功率与掩目望远镜相结合的仪器。这种组合使得能够测量远离明亮太阳盘的离子发射线，大部分太阳风加速发生在那里。尽管SOHO上的USCOM仪器有几个关键发现，但由于其能力有限，许多问题仍然没有答案。本白皮书总结了这些过去的成就，并描述了下一代此类仪器可以实现的目标。
2010-11-10 astro-ph.SR
A Data-Driven Analytic Model for Proton Acceleration by Large-Scale Solar Coronal Shocks
我们最近研究了低太阳日冕中爆发性日冕驱动的大规模离边日冕亮锋（OCBF）的发展（Kozarev et al. 2015），使用太阳动力学天文台高级成像组件EUV望远镜的远程观测。在这项研究中，我们获得了高时间分辨率的估计OCBF参数调节的效率内的扩散冲击加速（DSA）的理论框架内的带电粒子加速。这些参数包括时间依赖的前的大小，速度和强度，以及上游冠状磁场相对于前的表面法线方向的方向。在这里，我们提出了一个分析粒子加速度模型，专门开发，将日冕冲击/压缩前面的属性，从远程观测。我们验证了模型的性能，通过网格的理想化的情况下运行使用典型的大规模日冕冲击的输入参数，并表明，结果接近预期的DSA稳态行为。然后，我们使用Kozarev等人（2015）中推导的OCBF时间相关参数将模型应用于2011年5月11日的事件。我们发现，压缩前可能产生高能粒子低至1.3太阳半径的日冕。比较模拟的和观测到的地球附近的注量，我们还发现，在这一事件中的大部分加速必须发生在1.5太阳半径以上。通过这项研究，我们已经迈出了第一步，使用直接观测的冲击和压缩在最里面的日冕，以预测SEP事件的发生和强度。
2016-08-23 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Localised acceleration of energetic particles by a weak shock in the solar corona
长期以来，人们一直在研究日冕中全球传播的冲击波，以量化它们对高能粒子加速的影响。然而，这项工作往往侧重于与强烈的太阳耀斑和快速日冕物质抛射（CME）有关的大型事件，其中波的速度足够快，可以轻松地将粒子加速到高能量。在这里，我们提出的粒子加速观测与全球波事件发生在2011年10月1日。使用差分发射测量分析，发现整体激波非常弱，阿尔文马赫数约为1.008-1.013。尽管如此，南赛射电日像仪还是在靠近冲击波阵面的不同位置观测到了空间分辨的III型射电辐射，这表明高能电子的局部加速。利用磁场外推法进行的进一步调查确定了位于震源活动区上方的磁零下方的扇形结构，喷发的CME包含在此拓扑特征中。我们提出，重新配置的日冕磁场驱动的爆发CME使弱冲击加速粒子沿场线最初包含在风扇，随后打开到日光层，产生所观察到的III型发射。这些结果表明，即使是太阳日冕中微弱的全球冲击也可以通过周围磁场的重新配置来加速高能粒子。
2021-08-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic Accelerations of Energetic Particles during a Solar Flare
本文报道了2002年7月23日在一次X4.8级耀斑的脉冲相期间观测到的高能粒子中的非定常准周期脉动（QPP）（SOL 2002 -07- 23 T00：35）。X4.8级耀斑是由拉马蒂高能太阳光谱成像仪、野边山射电偏振仪和野边山射电日像仪同时测量的。在γ射线谱线辐射中检测到由小波变换确定的约50 s的准周期。用同样的方法，在几乎相同的时间内，在伽马射线连续谱、硬X射线（HXR）和射电辐射中发现了大约90 s的准周期。我们的观测结果表明，耀斑QPP应该与高能离子和非热电子，准周期性加速的重复磁重联。γ射线谱线和连续谱/HXR/射电辐射之间的不同准周期表明，这次太阳耀斑的高能离子和非热电子之间的加速或传播存在明显差异。
2022-05-16 astro-ph.SR
Acceleration of Solar Eruptions via Enhanced Torus Instability Driven by Small-Scale Flux Emergence
本文通过数据约束MHD模拟发现，太阳活动区局部小尺度磁通量浮现虽不显著改变爆发前演化，但能通过增强非线性阶段环面不稳定性增长显著加速太阳爆发，且该作用与衰减指数分布无关。
2025-07-04 astro-ph.SR
The Specific Acceleration Rate in Loop-structured Solar Flares -- Implications for Electron Acceleration Models
我们分析电子通量地图的基础上RHESSI硬X射线成像光谱数据的一些扩展的冕环耀斑事件。对于每个事件，我们确定的变化的特征环长度$L$与电子能量$E$，我们适合这个观察到的行为与模型，将扩展的加速区域和外部的“传播”区域，其中可能包括碰撞修改的加速区域内的加速电子光谱。该模型的特点是由两个参数：等离子体密度$n$，和纵向范围$L_0$，加速区域。通过确定这些参数的最佳拟合值，可以推断出包含加速区的体积和其中的粒子总数，然后可以直接计算出发射填充因子和{ \it比加速率}（在选定的参考能量以上，每个环境电子的电子数s $^{-1}$）。对于研究的24个事件，推断的填充因子的范围是一致的值的统一。高于$E_0=20$ keV的比加速率的推断平均值为$\sim10^{-2}$ s $^{-1}$，1 $σ$的扩展在该值上下约半个数量级。我们比较这些值与几个模型的预测，包括大规模的，弱（子德莱塞）领域的加速，强（超德莱塞）电场中的重连电流片，和随机加速过程。
2013-03-05 astro-ph.SR
A Multi-Event Study of Early-Stage SEP Acceleration by CME-Driven Shocks -- Sun to 1 AU
10倍太阳半径以下的日冕是日冕物质抛射驱动的激波对太阳高能粒子早期加速和输运的重要区域。在那里，这些波传播到一个高度可变的动态介质中，该介质具有陡峭的梯度和快速扩展的日冕磁场，这调制了冲击或波表面附近的粒子加速度，以及SEP传播到日光层的方式。我们提出了一项研究模拟的加速SEPs在全球日冕冲击事件的日冕，以及他们的运输到1 AU，望远镜观测的基础上，加上动态物理模型。
2022-02-12 astro-ph.SR
Energy Spectra vs. Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Roles of Magnetic Reconnection and Shock Acceleration
本文重新研究了能量为几MeV/amu的太阳高能粒子（SEP）事件中能谱指数与元素丰度增强之间的关系。我们发现一个相关的行为，只有在最大的逐步SEP 4事件时，所有的离子从周围的日冕等离子体加速的冲击波驱动的快速，广泛的日冕物质抛射（CME）。这种相关的丰度行为可以跟踪事件期间光谱指数的复杂时间变化。在其他（SEP 3）事件中，CME驱动的冲击波，相隔几天，样品种子粒子从一个单一的超热脉冲离子池贡献更早。较小的，富铁，脉冲SEP事件，以前有关的磁重联在太阳喷流，超过一半随后再加速日冕物质抛射驱动的冲击波（SEP 2）造成典型的离子强度有64%的相关性与冲击速度。在这些SEP 2事件中，冲击波加速的开始是由丰度中的一个新的组成部分，即大质子过剩发出的信号。其余的SEP 1事件缺乏冲击加速的证据。然而，对于所有这些事件（SEP 1-SEP 3）与磁重联确定的丰度，光谱和丰度去耦。
2022-03-08 astro-ph.SR
Electron and proton acceleration during the first ground level enhancement of solar cycle 24
2012年5月17日，近地航天器和地基中子监测器（NM）记录了高能粒子。这是第24个太阳活动周的第一次地面增强（GLE）。在这项研究中，我们试图识别的加速源（S）的太阳高能粒子结合现场粒子测量的WIND/3DP，GOES 13，和太阳宇宙射线登记的几个NM，以及遥感太阳观测SDO/AIA，SOHO/LASCO和RHESSI。我们推导出行星际磁场（IMF）的路径长度（1.25 +/- 0.05 AU）和太阳粒子释放时间（01：29 +/- 00：01 UT）的第一个到达的电子，通过使用它们的速度色散和考虑污染的影响。我们发现，电子脉冲注入阶段，表明在光谱指数的急剧变化，是一致的耀斑非热发射和III型射电爆发。基于位场源面的概念，模拟了耀斑活动区的开场线，为耀斑加速电子提供了逃逸通道，同时发现相对论质子比电子晚10分钟释放，假设它们沿相同的IMF路径长度无散射地运动.结合日珥爆发和日冕物质抛射（CME）的多波长成像数据，我们得到的证据表明，动能约为1.12 GeV的GLE质子，可能在CME驱动的冲击波传播到3.07太阳半径时被加速。质子的最大谱时间是冲击波加速的典型谱。
2013-05-24 astro-ph.SR
Numerical Investigation of Efficient Electron Acceleration at an Unsteady Solar Flare Loop-Top
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究大学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Niigata University（新潟大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）
利用磁流体动力学（MHD）场和引导中心测试粒子计算，研究时变环顶动力学如何调节太阳耀斑中电子的绝热能量。结果表明时变环顶结构提高加速效率，揭示电子加速受多种因素影响。
2026-07-02 astro-ph.SR
Properties of the Acceleration Regions in Several Loop-structured Solar Flares
利用{ \em RHESSI}硬X射线成像光谱观测，我们分析了一些扩展日冕环耀斑的电子通量图。对于每一个事件，我们适合一个扩展的加速区域的碰撞模型与所观察到的变化的循环长度与电子能量$E$，导致在等离子体密度的估计，和纵向范围内，加速区域。这些量又允许推断加速区域内的粒子数，并因此推断填充因子$f$ --发射体积与包围发射区域的体积之比。我们得到的$f$值大多在0.1和1.0之间;（几何）平均值是$f = 0.20 \times ÷3.9$，略小于1，但仍然与1一致。此外，将关于加速区域中的粒子的数量的信息与关于高于某个参考能量的粒子的总加速速率的信息（从空间积分的硬X射线数据获得）相结合还允许推断特定加速速率（高于所选参考能量的每个环境电子的电子s $^{-1}$）。我们得到一个（几何）平均值的特定加速率$η(20$千电子伏）$ = (6.0 \times / ÷3.4) \times 10^{-3}$电子s $^{-1}$每个环境电子，这个值的影响与补充的加速区域和粒子加速过程的性质的全球电动力学。
2012-06-11 astro-ph.SR
Global energetics of solar flares. XIII. The Neupert effect and acceleration of coronal mass ejections
我们的主要目标是建立一个日冕物质抛射（\sl CMEs）传播的高度-时间模型$r(t)$，其中低层日冕自洽地连接到日球路径，我们利用Neupert效应从\sl软X射线（SXR）光变曲线的时间导数中得到日冕物质抛射加速相的峰值时间、持续时间和速率。这种新的方法提供了从{ \sl静止轨道地球卫星（GOES）}和白光数据获得CME高度-时间剖面$r(t)$、CME速度剖面$v(t)=dr(t)/dt$和CME加速度剖面$a(t)=dv(t)/dt$的运动学的优点，而不需要{ \sl硬X射线（HXR）}数据。我们将这种技术应用于576（GOES X和M级）耀斑事件与GOES和{ \sl大角度太阳日冕（LASCO）}观测的数据集。我们的分析产生的加速率范围内的$a_A = 0.1-13$公里秒$^{-2}$，$τ_A = 1.2-45$分钟的加速持续时间，并在$d_A = 3-1063$毫米的范围内的加速距离，与$d_A=39$毫米，这对应于一个温度为$T_e \approx 0.8$ MK的日冕的流体静力学尺度高度的中位数。结果是一致的标准耀斑/CME模型，预测磁重联和同步（初级）CME加速低日冕（在0.1 R_太阳的高度），而二次（较弱）加速可能会发生在更远的日光层距离。
2021-12-14 astro-ph.SR
Time-dependent Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
研究通过时间依赖福克-普朗克方程分析日珥中电子加速与输运，揭示了湍流加速机制与能量响应特性。
2025-11-24 astro-ph.SR
Spectral and Imaging Diagnostics of Spatially-Extended Turbulent Electron Acceleration and Transport in Solar Flares
本研究使用Fokker-Planck方程模拟太阳耀斑中扩展湍流加速区域内的电子加速与传输，通过结合X射线光谱和成像诊断，为约束耀斑加速机制的性质奠定了基础。
2023-01-31 astro-ph.SR
Local re-acceleration and a modified thick target model of solar flare electrons
太阳硬X射线爆发的碰撞厚靶模型（CTTM）已成为耀斑脉冲相能量输运和辐射的几乎“标准模型”。然而，根据最近的数据，它面临着各种问题，特别是它涉及的高电子束密度和各向异性。{We考虑在注入之后，如何通过在整个HXR源本身中局部再加速快电子来增加每个电子的光子产率，并因此降低快电子束强度要求。{We参数化地示出，如果由于例如波或局部电流片电场（${\cal E}$）引起的净再加速率是碰撞损失率、电子寿命的显著部分，则每电子的净辐射HXR输出可以显著增加超过CTTM值。在这种局部再加速厚靶模型（LRTTM）的快速电子数的要求和各向异性，从而减少。一个具体的可能的情况下，涉及这样的再加速进行了讨论，即，在一个随机应力磁回路的电流片级联（CSC）。结合MHD和测试粒子模拟表明，CSC中的局部${\cal E}$场可以有效地加速日冕中的电子，并在注入色球层后重新加速它们。在这种HXR源情景中，脉冲足点发射的快速同步和可变性仍然可以发生，因为初级电子加速是在高阿尔文速度日冕中，在色球CSC中快速再加速。这也与HXR特征中的能量依赖飞行时间延迟一致。
2009-10-13 astro-ph.SR
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron acceleration by cascading reconnection in the solar corona I Magnetic gradient and curvature effects
目的：本文研究了耀斑日冕级联磁重联对流电场中的电子加速，并给出了日冕源韧致辐射引起的硬X射线（HXR）辐射谱。方法：我们进行测试粒子计算的电子运动的指导中心近似的框架。通过对级联磁重联的高分辨率自适应网格加密（AMR）MHD模拟结果进行线性插值，得到了沿电子轨迹的电磁场及其导数。硬X射线（HXR）光谱计算使用光学薄韧致辐射模型。结果如下：级联重联电流片中的磁场梯度和曲率加速了电子：被困在磁岛中，沉淀到色球层并被喷射到行星际空间。电子的最终位置由其初始位置、俯仰角和速度决定。这些初始条件也影响电子加速效率。大多数电子具有增强的垂直能量。被捕获的电子被认为是造成沿日冕物质抛射CME拖尾电流片观测到的亮点以及耀斑环顶HXR辐射的原因。
2015-04-24 astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares: I. The Numerical Model
高能粒子的加速和输运以及大气等离子体的流体动力学是太阳耀斑相互关联的两个方面。本文提出了自洽的粒子Fokker-Planck模型和耀斑等离子体流体动力学模拟。高能电子模拟与斯坦福大学的统一代码的加速，运输和辐射，而等离子体模拟与NRL通量管代码。我们计算的碰撞加热率的粒子输运程序，这是更准确的比那些基于近似的解析解。我们使用了一个现实的光谱注入电子提供的随机加速模型，它有一个平稳的过渡，在低能量的准热背景在高能量的非热尾。低能电子的加入导致日冕中相对更多的加热（与色球层相比），更大的向下传导通量，因此比以前的研究中获得的色球层蒸发更强，由于任意假设的低能截止，低能电子不足。高能电子和韧致辐射光子的能量和空间分布具有色球蒸发引起的密度分布变化的特征。特别是，在蒸发前沿的密度跳跃引起增强的X射线发射。
2009-06-13 astro-ph.SR
Acceleration and propagation of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP）是空间天气的重要组成部分，包括对人体和电子设备的辐射危害以及地球大气层的电离。我们回顾了SEPs的主要观测结果，我们目前对它们的加速和运输的理解，并讨论了这些知识如何被纳入空间天气预报工具。本文讨论了太阳耀斑和日冕物质抛射引起的激波加速机制，以及太阳爆发事件的特征与行星际空间SEP探测之间的时序关系。SEP事件的参数是如何相关的父太阳活动的证据进行审查和运输影响SEP传播到近地位置的影响。最后讨论了空间天气SEP效应的预报方法。我们的结论是，耀斑和日冕物质抛射冲击加速有助于空间天气相关SEP人口，并需要考虑在预测工具。
2017-05-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron plasma wake field acceleration in solar coronal and chromospheric plasmas
本文介绍了适用于太阳大气的电子等离子体尾流场加速的三维粒子模拟。它是建立的，注入驱动和尾随电子束到太阳日冕和色球等离子体中，导致电场（$-(20-5) \times 10^{6}$ V/m），导致尾随束加速到52兆电子伏，从最初的36兆电子伏。这一结果为极高能太阳耀斑电子激发等离子体尾流场加速提供了一种潜在的重要机制。
2017-06-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Radio Diagnostics of Electron Acceleration Sites During the Eruption of a Flux Rope in the Solar Corona
日冕中的电子加速通常与耀斑和被称为通量绳的扭曲磁结构的爆发有关。然而，在耀斑和喷发过程中，这种粒子加速的位置和机制仍然受到许多调查。观察粒子加速的确切位置可以帮助确认耀斑和喷发是如何开始的，以及它们是如何演变的。在这里，我们使用大气成像组件来分析2014年4月18日的耀斑和爆发通量绳，而来自Nancay射电天文设施的观测使我们能够诊断爆发期间电子加速的位置。我们的分析表明，一个预先形成的通量绳缓慢上升，并在C级耀斑，等离子体射流和>75 keV的电子从绳中心逃逸到日冕时变得不稳定的证据。随着喷发的进行，在通量绳上方持续加速能量约为5 keV的电子，持续时间超过5分钟。在耀斑峰值时，一个电子加速点位于耀斑附近，而另一个电子加速点则被喷发的通量绳以高达400 km/s的速度驱动进入日冕。然后高能电子充满喷发的体积，最终允许通量绳腿从150- 445 MHz的射电源清晰成像。根据Joshi等人（2015）的分析，我们得出结论，高能电子的位置与磁扇脊结构内部的系绳切割或通量抵消情景的通量绳喷发一致。总的来说，我们的射电观测使我们能够更好地了解通量绳喷发及其相关电子加速站点的演变，从喷发开始到传播到日冕。
2016-09-06 astro-ph.SR
Local Particle Acceleration in an ICME-in-Sheath Structure Observed by Solar Orbiter
本研究利用太阳轨道器数据，揭示了ICME-in-sheath结构中的局地粒子加速机制，发现电子和离子在该结构中显著加速，且Fe/O比值表明耀斑残余粒子被限制其中。
2025-10-16 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
On the Parallel and Perpendicular Propagating Motions Visible in Polar Plumes: An Incubator For (Fast) Solar Wind Acceleration?
我们结合观测的日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板载的太阳动力学天文台（SDO）研究（传播）Alfvenic运动和准周期性强度扰动极羽的特性。这种独特的仪器组合突出了（快速）太阳风底部发生的物理过程的丰富性。强度增强约1%的（平行）强度扰动具有120 km/s的视速度（在171 A和193 A通带中）和15分钟的周期性，而（垂直）Alfvenic波动具有0.5 km/s的速度振幅，830 km/s的相速度，在相同结构上的较短周期为5分钟。这些观测结果说明了一种情况下，激发Alfvenic运动沿不均匀加载的磁场结构传播，这样的组合可能是加速快速太阳风所需的磁流体动力学湍流的潜在祖先。
2015-07-01 astro-ph.SR
Investigation on spectral behavior of Solar Transients and their Interrelationship
我们探讨了太阳耀斑发射的光谱硬化，鉴于相关的太阳质子事件（SEP）在地球和日冕物质抛射（CME）加速的结果。在这项研究中，我们进行了60个太阳活动周23日与相关的太阳耀斑和日冕物质抛射。利用RHESSI观测到的太阳耀斑中的X射线辐射，估算耀斑等离子体参数。此外，我们采用的观测地球同步业务环境卫星（GOES）和大角度和光谱日冕仪（LASCO），SEPs和CME参数估计分别。我们报道了耀斑的软硬硬（SHH）光谱行为与太阳质子事件的发生有很好的关联（RHESSI观测到的质子事件）。此外，我们还发现了一个很好的相关性（R=0.71），在SEPs光谱硬化和CME速度。我们的结论是质子以及CME得到加速耀斑网站和旅行所有的方式在行星际空间，然后通过再加速在行星际空间CME产生地球空间的磁暴。这似乎是一个统计上显着的机制，SEP和初始CME加速除了标准的场景SEP加速在CME的冲击前沿。
2013-06-01 astro-ph.SR
Radio Diagnostics of Particle Acceleration in Solar Flares with SKAO Observations
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University College London（伦敦大学学院）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
综述利用SKAO高分辨率射电观测诊断太阳耀斑中粒子加速过程，包括非热辐射机制、磁场诊断及对弱粒子群统计研究的前景。
2026-06-27 astro-ph.SR
A Kinetic Model of Solar Wind Acceleration Driven by Ambipolar Electric Potential and Velocity-Space Diffusion
本文改进动力学外逸层模型，在双极电势之外引入速度空间扩散，并利用PSP观测约束电场，以量化解释近太阳太阳风加速所需的额外机制。
2025-04-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
A Self-consistent Simulation of Proton Acceleration and Transport Near a High-speed Solar Wind Stream
太阳风流相互作用区（SIR）的特征往往是高能离子增强。加速这些粒子的机制以及加速发生的位置仍然存在争议。在这里，我们报告了2019年9月帕克太阳探测器在~0.56 au和日地关系观测站在~0.95 au观测到的SIR事件的模拟结果，当时两个航天器都与太阳大致径向对齐。模拟再现了两个航天器观测到的太阳风配置和高能粒子增强。我们的研究结果表明，高能粒子产生的压缩波与SIR和超热尾的太阳风是一个很好的候选人，以提供粒子加速的种子人口。模拟证实，加速过程不需要冲击波，并且已经可以在地球轨道内开始，能量依赖于粒子加速的精确位置。太阳风流的三维结构强烈地调制了高能粒子的分布，说明了先进的模型来理解这些粒子事件的必要性。
2021-02-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Transfer of Energy, Potential, and Current by Alfvén Waves in Solar Flares
阿尔文波在太阳耀斑的脉冲阶段扮演着三个相关的角色：它们将能量从发生器区域传输到加速区域;它们将交叉场势（与驱动能量释放相关）从发生器区域映射到加速区域;在加速区域内，它们通过建立一个平行的电场来加速电子并将波能传递给它们来阻尼。阿尔文波也可以被认为是建立了新的闭合电流回路，场向电流在边界处穿过磁力线闭合。一个模型的大振幅阿尔文波，阿尔文波如何发挥这些作用，在太阳耀斑。一个栅栏结构的电流被纳入模型中，以考虑到“数的问题”和加速电子的能量。
2013-04-06 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
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares. II. Inclusion of Radiative Transfer with RADYN
太阳耀斑涉及耦合的复杂过程，跨越广泛的时间、空间和能量尺度。在过去，自洽地建模这样的过程一直是一个挑战。在这里，我们提出了从模拟耦合粒子动力学与大气等离子体的流体动力学的结果。我们结合了斯坦福大学统一的福克-普朗克代码，粒子加速和运输模型与RADYN流体动力学代码，通过详细的辐射转移计算模型的大气响应加速电子碰撞加热。我们使用两种不同的电子光谱进行模拟，一个{ \it特设}幂律和其他预测模型的随机加速湍流或等离子体波。令人惊讶的是，后一个模型，即使有能量通量$\ll 10^{10}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，也能引起“爆炸性”的色球蒸发，并驱动更强的上升流和下降流（以及水动力冲击）。这部分是因为我们的加速度模型，像许多其他模型一样，产生了一个由准热分量加上幂律尾部组成的光谱。我们合成了低层大气中不同高度的发射线轮廓，包括H $α$ 6563，HeII 304，CaII K 3934和SiIV 1393。一个有趣的结果是不寻常的高温（高达几个$10^5$ K）的HeII 304的形成地点，这是由于耀斑条件下的光电离复合预期相比，在安静的太阳碰撞激发为主。与观测结果相比，我们的结果可以限制非热电子的性质，从而限制人们对粒子加速机制的了解。
2015-08-26 astro-ph.SR
Probing Particle Acceleration through Gamma-ray Solar Flare Observations
高能太阳耀斑至少有两个不同的阶段：快速脉冲和延迟渐进。确定负责加速电子和离子的机制以及在这两个阶段发生的位置是太阳物理学中的突出问题之一。在过去的十年中，由于新的观测数据和精细的模拟，已经取得了许多进展，这些数据共同有助于阐明这一主题。例如，费米大面积望远镜（LAT）探测到来自可见太阳边缘后面的太阳耀斑的GeV辐射，以及持续20多小时的>100 MeV辐射，这表明在延迟发射阶段需要一个空间扩展的加速源。在这项工作中，我们将审查一些主要的结果，从费米-LAT观测的第24个太阳活动周期，以及如何结合这种新的观测渠道，从整个电磁波谱的观测可以提供一个独特的机会，诊断的机制，高能量发射和粒子加速的太阳耀斑。
2021-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical Analysis of the Radial Evolution of the Solar Winds between 0.1 and 1 au, and their Semi-empirical Iso-poly Fluid Modeling
本文结合PSP与Helios观测数据，通过等压多方流体模型研究0.1至1 au太阳风径向加速，发现电子热压对慢速和中等风速太阳风加速起主要作用，而极慢太阳风还需额外加速源。
2022-07-08 astro-ph.SR
Cold, tenuous solar flare: acceleration without heating
我们报告了一个不寻常的冷，微弱的太阳耀斑，它揭示了自己通过许多和突出的非热表现，而缺乏任何明显的热发射签名的观察。RHESSI硬X射线和来自OVSA和Phoenix-2的0.1-18 GHz无线电数据显示了大量的电子加速（10 keV以上每秒10^35个电子），这是GOES M级耀斑的典型特征，电子能量高达100 keV，但GOES温度不超过6.1 MK。耀斑的成像、时间和光谱特征使我们得出一个坚定的结论，即该耀斑的大部分微波连续谱发射是直接在加速区域产生的。这一发现的耀斑能量释放和粒子加速的影响进行了讨论。
2011-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring impulsive solar magnetic energy release and particle acceleration with focused hard X-ray imaging spectroscopy
脉冲磁能释放如何导致太阳爆发，以及这些爆发如何被激发和演化是太阳物理学中尚未解决的重要问题。太阳爆发的标准模型总结了我们目前对这些事件的理解。日冕中的磁能是通过重联对磁场进行剧烈重组而释放的。然后，电子和离子被知之甚少的过程加速。理论包括收缩环，合并磁岛，随机加速度，和动荡的冲击，等等。虽然这个基本模型已经建立，但人们对基本物理学的理解却很少。使用掠入射聚焦光学的HXR观测现在可以探测标准模型的所有关键区域。其中包括两个环顶上方（ALT）的源，它们位于重联区的边缘，很可能是粒子加速和直接加热的地点。通过直接HXR成像仪器可以实现的科学可以通过以下科学问题和目标来总结，这些问题和目标是太阳物理学中一些最突出的问题：（1）粒子如何在太阳上加速？(1a)电子在哪里加速，在什么时间尺度上加速？(1b)有多少电子被加速离开周围的介质？(2)太阳上释放的磁能是如何导致耀斑和爆发的？聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI）现在可以使用成熟的技术和适度的成本建造，这将使我们对脉冲磁能释放和粒子加速的理解取得革命性的进步，这是一个已知发生在太阳但也遍及宇宙的过程。
2017-01-03 astro-ph.SR
The Near-Sun Streamer Belt Solar Wind: Turbulence and Solar Wind Acceleration
帕克太阳探测器（PSP）的第四个轨道到达日心距离下降到27.9 Rs，使太阳风湍流和加速机制能够在比以前更靠近太阳的地方进行现场研究。的湍流特性被认为是显着不同的PSP的第四次太阳能遇到的入境和出境部分，可能是由于接近日光层电流片（HCS）在出境期间。在HCS附近，在流光带风中，湍流被发现具有较低的振幅，较高的磁压缩性，较陡的磁场谱（谱指数接近-5/3而不是-3/2），较低的Alfvénicity，以及在低得多的频率下的“1/f”突变。这些也是1天文单位时慢风的特征，表明近太阳流带风是典型的慢太阳风。性质的转变发生在距HCS约4°的预测角距离处，这表明在这些距离处，流光带风的全宽约为8°。虽然大多数的Alfvénic湍流能量通量PSP测量的反射驱动的湍流模型所需的太阳风加速是一致的，在流光带的通量显着低于模型预测，这表明额外的机制是必要的，以解释加速的流光带太阳风。
2021-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Observation and Modeling of Solar Jets
太阳大气中充满了复杂的瞬变过程，表现为太阳磁场和等离子体的重构。太阳喷流代表准直的、光束状的等离子体喷射;它们在太阳大气中无处不在，对于理解不同尺度的太阳活动、磁重联过程、粒子加速、日冕加热、太阳风加速以及其他相关现象都很重要。近年来，地面和星载太阳望远镜的高时空分辨率、宽温度覆盖、光谱和立体观测揭示了许多限制理论模型发展的有价值的新线索。本文旨在为读者提供太阳喷流的主要观测特征、物理解释和模型，以及未来研究中尚未解决的突出问题。
2021-02-06 astro-ph.SR
Electron Acceleration and Jet-Facilitated Escape in an M Class Solar Flare on 2002 August 19
准直等离子体的突然喷流来自太阳上的许多位置，包括活动区域。喷流出现时所处的磁场通常对行星际空间是开放的，为任何耀斑加速的电子提供了一条清晰的“逃逸路线”，使喷流成为研究粒子加速和瞬态日光层事件的太阳源的有利可图的目标。韧致辐射硬X射线（HXR）原则上可以追踪沿着喷流路径逃逸的加速电子，但由于日冕的密度较低，逃逸电子束的测量通常很困难。在这项工作中，我们增加了HXR观测与回旋同步辐射在微波中观察到的，以及极紫外（EUV）的发射和建模调查耀斑加速电子在日冕喷流。来自RHESSI和OVSA的HXR和微波数据分别提供了对电子光谱和位置的补充见解，包括射流本身中加速电子的存在。来自Konus-Wind仪器的高时间分辨率HXR数据表明电子加速时间尺度为1秒或更短。我们使用SoHO/MDI，RHESSI，TRACE和OVSA数据作为约束条件，在GX模拟器框架中模拟高能电子分布。结果是模拟了逃离太阳时加速电子的分布，该分布受到测量的影响和约束。结合检测微波回旋同步辐射从一个开放的，而不是封闭的，磁配置，与现实的3D建模磁图，EUV和X射线发射的约束，我们得到了最严格的限制，以日期内的加速电子太阳射流。
2018-10-30 astro-ph.SR
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 astro-ph.SR
Nonlinear Processes in Coronal Heating and Slow Solar Wind Acceleration
本工作由两部分组成：第一部分致力于磁约束日冕的加热研究，第二部分致力于慢太阳风的加速研究。直接三维简化MHD模拟。他们在“帕克情景”的框架内，通过光球足点运动对日冕磁力线的纠缠，模拟了太阳大气中日冕环的加热。我们导出了物理量随圈长的标度，以及光球与日冕阿尔芬速度之比。湍流动力学的发展使得耗散率与雷诺数无关。物理空间中的动力学是由弱湍流描述的，弱湍流是当MHD系统嵌入强轴向磁场中时产生的。慢风起源于日冕流光带及其周围。SOHO航天器上的LASCO仪器已经观测到在头盔流光的尖端之外形成的等离子体密度增强。改进了已有的密度增强的形成和初始运动的理论模型。平均膨胀所遭受的一个包裹的等离子体向外传播，和反磁力由于整体磁场径向梯度现在包括在内。结果表明，磁化后的尾流结构是不稳定的，在流的中心形成一个向外加速的磁岛，磁岛内部出现密度增强现象。加速度和密度对比度的值可以与LASCO的观测结果很好地吻合，只要磁力线的球面发散开始超过离太阳的临界距离。该结果提供了对磁场的拓扑的约束。
2010-01-12 astro-ph.SR
Acceleration of Solar Energetic Particles by the shock of Interplanetary Coronal Mass Ejection
行星际日冕物质抛射（ICME）激波是加速粒子的重要因素，对太阳高能粒子（SEP）事件有重要贡献。我们进行了磁流体动力学粒子在细胞（MHD-PIC）模拟ICME冲击，以了解加速机制。这些激波在阿尔夫维尼奇马赫数和磁场方向（平行\准垂直）上都不同。我们发现，扩散冲击加速（DSA）起着重要的作用，加速粒子在平行ICME冲击。相比之下，冲击漂移加速度（SDA）在准垂直冲击中起着关键作用。高马赫数的激波被认为能更有效地加速粒子。我们的模拟结果表明，背景湍流和局部粒子速度分布周围的冲击可以间接暗示的加速机制。我们的研究结果还指出了一些可能的\textit{in situ}观察，可以验证我们的理解的主题。
2021-10-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Particle Acceleration in Solar Flares and Associated CME Shocks
对近地电子（SEP）和产生耀斑辐射的电子特征的观测表明，在某些（瞬发）事件中，这两个群体的起源似乎都是耀斑的位置，这表明SEP和硬X射线辐射电子的数量和光谱指数之间有很强的相关性，但在其他（延迟）与快速CME有关的事件中，这种关系很复杂，SEP往往更难。瞬发事件谱关系与厚靶或薄靶模型的预期结果不一致。我们表明，使用一个更准确的处理的加速电子的运输到的足迹和地球可以解释这种差异。我们的结果与Chen和Petrosian（2013）使用非参数反演方法对两个耀斑的结果一致，根据这些结果，我们具有弱扩散条件和由磁场会聚介导的捕获。延迟事件的弱关联和硬谱可以通过CME冲击环境中电子的再加速来实现。我们描述了在什么条件下可以实现这种硬化。使用这个（加速耀斑和再加速的CME）的情况下，我们表明，我们可以描述类似的二分法之间存在的所谓的脉冲，高度富集（$^3$他和重离子）和软SEP事件，更强的更渐进的SEP事件与接近正常的离子丰度和更硬的光谱。这些方法可以用来区分加速机制和约束其特性。
2016-05-13 astro-ph.SR
Implications for electron acceleration and transport from non-thermal electron rates at looptop and footpoint sources in solar flares
硬X射线（HXR）辐射源与电子加速和输运的相互关系是高能太阳耀斑物理研究的主要问题之一。对太阳耀斑的空间分辨观测经常表明存在分离良好的韧致辐射源，即所谓的日冕源和足点源。利用空间分辨的X射线观测资料和最近改进的成像技术，我们详细研究了几个观测良好的太阳耀斑的空间分辨电子分布。选定的耀斑可以被解释为具有标准的几何形状与色球HXR足点源相关的厚目标X射线发射和日冕源的热和薄目标韧致辐射的组合为特征。使用成像光谱技术，我们推导出的特征电子速率和光谱指数所需的解释冠状和足点X射线源。我们发现，在脉冲阶段，电子率在looptop是几倍（1.7-8倍）高于在脚点。结果表明，足够数量的电子加速的环顶解释沉淀到脚点，并意味着电子积累在环顶。我们讨论了这些结果的磁捕获，俯仰角散射，和注入性能。我们的结论是，加速的电子必须受到磁捕获和/或俯仰角散射，保持一小部分人口被困在日冕环内。这些研究结果提出了强有力的约束，在日冕源的粒子输运，并提供定量限制在日冕源的deka-keV电子捕获/散射。
2013-02-12 astro-ph.SR
