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
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
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 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
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
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
An impulsive geomagnetic effect from an early-impulsive flare
本研究发现SOL2024-03-10（M7.4级）耀斑的早期脉冲硬辐射分量引发了偏离常规模式的脉冲式地磁太阳耀斑效应（SFE），为极短时间尺度下的太阳物理脉冲响应研究提供了新方向。
2024-07-12 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
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
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
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
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
A Possible Mechanism for "Late Phase" in Stellar White-Light Flares
本文通过一维流体力学环模拟提出，M矮星耀斑脉冲加热后的日冕等离子体凝聚可产生高电子密度，通过自由-束缚和自由-自由发射形成TESS观测到的“晚相”次级峰，其强度随耀斑能量增加而增强。
2023-10-30 astro-ph.SR
Microwave imaging of a hot flux rope structure during the pre-impulsive stage of an eruptive M7.7 solar flare
太阳爆发前脉冲阶段的日冕结构和过程对于理解导致随后爆发能量释放的物理过程至关重要。在这里，我们提出了第一次微波成像研究的热通量绳结构在爆发M7.7太阳耀斑的前脉冲阶段，与野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz。SDO/AIA还在其94和131 Ω的热通带中观察到磁通绳。在微波数据中，它被揭示为一个整体的拱廊状结构，由几个强度增强组成，通常由弱发射桥接，亮度温度（$T_B$）从~ 10，000 ~ 20，000 K变化。微波强度增强沿结构的位置保持相对固定在某些特定部分的磁通绳，表明发射电子的分布是受大规模的扭曲磁通绳的磁配置。小波分析显示了一个显着的2分钟的微波$T_B$变化期间的预脉冲阶段的利益。该期间同意以及报告的AIA太阳收缩环和向上喷射的等离子体团（建议重联流出）。这表明，这两个周期是由相同的重连过程，间歇性地发生在2分钟的时间尺度控制。我们推断，至少有一部分的发射激发的非热高能电子通过陀螺同步加速器机制。这项研究表明，微波成像在探索磁绳的磁几何形状和相关的重联过程中的太阳爆发的发病潜力。
2016-03-09 astro-ph.SR
Flares detected in ALMA single-dish images of the Sun
人们对太阳耀斑的（亚）毫米辐射知之甚少。如果没有空间分辨率，它就不能轻易地与其他波长的耀斑辐射进行比较。阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）首次提供了足够的分辨率。然而，作为干涉仪使用，它的视场小于活动区域，当耀斑发生时，ALMA无法按需观察。我们使用现成的大规模单碟ALMA观测太阳毫米耀斑，并将它们与其他波长的已知特征进行比较。这些在空间和时间上相互关联的其他耀斑发射的性质可以用来解释毫米增亮，反之亦然。其目的是获得可靠的协会，由单碟观测的时间和空间分辨率的限制。我们收集了ALMA观测在3毫米和1毫米，并在耀斑目录中给出的时间内搜索毫米增亮。我们发现了五个事件，其中有9个或更多的图像可以用于时间和空间的比较。毫米增亮与冷谱线（H $α$，30.4 nm）、中间谱线（17.1 nm）和热谱线（9.4 nm）中的各种耀斑特征有关。在几个例子中，毫米级增亮在热耀斑环的足点达到峰值。在其他情况下，峰与活性Hα丝的顶部或底部一致。我们还发现了与耀斑后循环和热循环顶部的相关性，在某些情况下，根本没有任何特征。单碟观测提供的宽视场允许首次在毫米波中完全观察耀斑活动。在耀斑期间，相关的现象经常在类型和位置上发生变化，并且可以解释以前在没有空间分辨率的情况下观察到的毫米耀斑发射有时令人困惑的行为。
2022-11-30 astro-ph.SR
Temperature of source regions of $^3$He-rich impulsive solar energetic particle events
脉冲太阳高能粒子（SEP）事件起源于小太阳耀斑的能量耗散过程。脉冲SEP事件的异常丰度提供了一个独特的证据，但不清楚，加速机制。重离子增强的模式表明，被加速的源等离子体的温度是低的，而不是耀斑。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的太阳影像，对2012年11月20日发生的$^3$富氦SEP事件的太阳源进行了观测，并对其热变化进行了研究。所检查的事件与复发性日冕急流有关。利用差分辐射测量（DEM）分析方法研究了源区温度的演变和分布。初步结果表明，相关太阳源的温度范围在1.2-3.1 MK之间。
2017-12-20 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
Transition Region and Chromospheric Signatures of Impulsive Heating Events. I. Observations
利用界面区成像光谱仪（IRIS）的高空间分辨率和高节奏，研究了小耀斑期间过渡区和色球层对能量沉积的响应。RHESSI的同时观测提供了对高能电子沉淀到耀斑足点的限制，而XRT，AIA和EIS的观测使我们能够测量由此产生的耀斑环的温度和发射措施。我们找到了明确的证据加热在一个单一的IRIS像素的空间尺度上的一段时间。在这一事件的脉冲阶段期间，Si IV 1402.770、C II 1334.535、Mg II 2796.354和O I 1355.598发射线的每个像素中的强度的特征在于通常持续60秒或更短的许多小规模爆发。在脉冲阶段期间，在Si IV、C II和Mg II中观察到红移。Mg II在爆发期间显示红移，在其他时间则显示稳定发射。相比之下，Si IV和C II的配置文件，观察到在所有的时间在脉冲阶段期间的红移。这些持续的红移是一个挑战的一维流体动力学模型，预测只有短期的下降流，以响应脉冲加热。我们推测，能量被释放在许多小规模的灯丝与幂律分布的加热速率。
2016-06-29 astro-ph.SR
On helium line polarization during the impulsive phase of an X1 flare
我们分析了X1耀斑SOL 2014 -03- 29 T17：48期间使用Dunn太阳望远镜的设施红外光谱仪（FIRS）获得的He I 1083~nm多重峰（$1s2s~^3\!S_1 - 1s2p~^3\!P^o_{2,1,0}$）的偏振光谱数据。在扫描活动区NOAA 12017时，FIRS狭缝在脉冲阶段穿过耀斑带，此时氦线强度变成连续强度的$<$发射。它们的线性偏振分布在包括1082.9 nm的多重态上具有相同的符号，在连续强度的$<5$ \%处强度类似。还观察到较弱的塞曼诱导线极化。只有最强的线性偏振与由Ramaty高能太阳光谱成像仪观测到的30-70 keV的硬X射线（HXR）发射相一致。偏振通常比HXR发射更长，持续时间更长。1082.9 nm组分的上$J=0$能级是不可极化的，因此低能级极化是罪魁祸首。我们在优化的热板中进行非LTE辐射转移计算，仅适合强度。当1082.9分量的板光学深度为$< 1$时，通过随辐射各向异性的波长系统地改变符号，自然地再现线性偏振。与粒子束的碰撞既不需要，也不能产生1082.9和1083.0 nm分量的相同偏振符号。He I线极化仅需要足够的加热以产生所需厚度的板。广泛不同的极化H $α$，以前报道，解释了不同的辐射各向异性所产生的板的不同的光学深度。
2015-10-30 astro-ph.SR
Relationship between Hard and Soft X-ray Emission Components of a Solar Flare
太阳耀斑的X射线观测通常揭示出一个高能脉冲发射分量和一个低能渐变发射分量，二者的关系是太阳耀斑研究的关键问题之一。逐渐和脉冲发射分量被认为是与，分别与光谱拟合中确定的热和非热分量。本文利用2002年2月20日GOES C7.5级耀斑的一个约50秒强硬X射线（HXR）脉冲，研究了高能、非热、脉冲演化与低能、热、渐变演化之间的关联。我们使用正则化的方法来获得光子通量的时间导数，以量化作为光子能量的函数的时间演化，获得脉冲和渐进行为之间的中断能量。这些断裂能是一致的一个恒定值约为11 keV的协议与发现的光谱之间的热和非热的组件，但前者的相对误差大于15%，远远大于百分之几的误差从光谱拟合。这些误差仅微弱地依赖于假设光子的基本光谱模型，指出当前数据不足以减少不确定性，而不是存在与假设模型相关的问题。时间导数方法被用来测试在这个耀斑的“枢轴能源”的存在。虽然这些枢轴能量与约9千电子伏的恒定值略微一致，但其在HXR上升阶段的值似乎低于衰减阶段的值。
2010-12-20 astro-ph.SR
Broad Non-Gaussian Fe XXIV Line Profiles in the Impulsive Phase of the 2017 September 10 X8.3 class Flare Observed by Hinode/EIS
我们分析了\emph{Hinode} /EIS在2017年9月10日X8.3级耀斑脉冲阶段观测到的高温\fexxiv ~线的光谱。线条轮廓很宽，显示出明显的翅膀，明显偏离单一的高斯形状。这些线可以很好地与$κ$分布拟合，$κ$的值在~ $\approx$ 1.7至3之间变化。我们观察到的非高斯分布的区域与\emph{RHESSI}观察到的高能（$\approx$ 100- 300 keV）HXR源的位置相一致，表明存在粒子加速或湍流，也证实了与\emph{Expanded Owens Valley Solar Array}（EOVSA）的非热微波源在HXR looptop源和以上的观察。我们还研究了在基于\fexxiii ~263.76~ EIS ~和\fexxiv ~255.1~ EIS ~的比率的温度诊断中考虑$κ$分布的效果。我们发现，这些线可以形成在比预期高得多的温度（高达log（$T$ \，[K]）\，$\approx$\，7.8），如果偏离麦克斯韦分布考虑在内。尽管由于这些较高的形成温度而预期较大的线宽，但是观察到的线宽仍然意味着超过~200 μ l，\kps的非热加宽。与HXR发射有关的非热展宽更好地解释为湍流，而不是色球蒸发。
2018-07-24 astro-ph.SR
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
Blowout Jets and Impulsive Eruptive Flare in a Bald-Patch Topology
内容：广泛的EUV和X射线喷流的一个子类，称为井喷喷流，已经成为研究的主题，因为它们可能是标准准直喷流和CME之间的联系。目的：我们的目标是了解一系列宽喷流的起源，其中一些伴随着耀斑，并与狭窄和喷流状的CME有关。方法：我们分析了2003年10月21日至24日在AR 10484中观察到的一系列复发性宽射流的观察结果。特别是，其中一个与10月23日02：41 UT（SOLA 2003 -10-23）的M2.4耀斑同时发生。这两个事件都由ARIES H-alpha太阳塔望远镜，TRACE，SOHO和RHESSI仪器观测到。耀斑非常冲动，随后是一个狭窄的CME。AR 10484的局部无力模型是计算其拓扑结构的基础。我们发现在耀斑现场秃斑（BP）。此BP拓扑至少在两天前存在。与BP相关的大尺度场线表示开环。这一点得到了全球PFSS模型的证实。在H-alpha和EUV喷流发射的最亮前沿之后，我们可以暂时将其与狭窄的CME联系起来。结果：考虑到它们的特征，观察到的宽射流似乎是井喷类。作为最合理的情况下，我们提出，磁重联可能发生在BP分离器的不稳定的不断改革的磁通绳迫使他们。重联过程可以将冷的磁通绳物质带入重联的开放磁力线，驱动一系列周期性的井喷喷流和伴随的日冕物质抛射。结论：基于一个模型的日冕场，我们计算AR 10484拓扑的位置，耀斑和井喷射流发生在2003年10月21日至24日。这种拓扑结…
2016-10-06 astro-ph.SR
Spatially-Resolved Nonthermal Line Broadening During The Impulsive Phase of a Solar Flare
本文详细研究了C类太阳耀斑脉冲阶段极紫外辐射线的超宽现象。在这项工作中，利用来自Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）的数据，观察到加宽的线轮廓与RHESSI观察到的两个HXR足点是共空间的。通过绘制Fe XV和Fe XVI光栅内每个像素的非热速度与其相应多普勒速度的关系图，发现其中一个足点的两个参数之间存在很强的相关性（|r| > 0.59）。这表明，在这些温度下的过度增宽是由于流的叠加（湍流），可能是由于非热电子引起的色球蒸发的结果。还提出了使用五对密度敏感线比的电子密度的诊断。利用Mg XII和Si X线对得到的密度图显示，在足点处电子密度没有明显增加，而Fe XII、Fe XIII和Fe XIV线对显示的密度接近10^（11.5）cm^（-3）。利用这些信息，根据两条Fe XIV线的宽度得出的非热速度与根据它们的比率得出的相应密度值进行了对比。这表明具有大的非热速度的像素与中等密度的像素相关联。这表明，在这些温度下的非热展宽可能是由于在足点的密度增加，虽然不透明度展宽和压力展宽的估计似乎是可以忽略不计的。
2012-02-08 astro-ph.SR
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
Impulsivity Parameter for Solar Flares
在太阳耀斑期间通常可以观察到三个阶段：耀斑前阶段、脉冲阶段和衰减阶段。在脉冲阶段期间，据信在磁场中存储的能量通过重联释放之后，电子和其它粒子被加速。太阳耀斑的冲动性是一种可量化的特性，它显示了这种初始能量释放发生的速度。它是通过冲动性参数来测量的，我们将其定义为冲动阶段的总持续时间的倒数。我们把后者作为耀斑最突出的非热辐射的原始宽度。我们使用三种不同的方法，对当前太阳活动周期24期间发生的48个M级事件的工作样本计算了这一可观察值。第一种方法考虑了所有的非热耀斑发射，并给出了非常准确的结果，而其他两种方法只覆盖固定的能量区间（30-40 keV和25-50 keV），并用于快速计算。我们提出了另一种方法来分类太阳耀斑根据其脉冲参数值，定义三种不同类型的脉冲，即，高，中，低。该分类系统与用于计算冲动性参数的方式无关。最后，我们展示了这个工具作为不同HXR生成过程的一个工具的相关性。
2016-02-12 astro-ph.SR
Bright 30 THz Impulsive Solar Bursts
脉冲30太赫兹连续爆发最近已被观察到在太阳耀斑，利用一个独特的和相对简单的光学设置概念的小型望远镜。最强烈的爆发是在2014年10月27日与GOES X2级事件一起观察到的，也是在两个亚太赫兹频率，RHESSI X射线和SDO/HMI和EUV上检测到的。它与白光耀斑在时间和空间上都有很好的相关性。这种关联很可能被证明是非常普遍的。最近观察到的所有三个30 THz事件都表现出104太阳通量单位范围内的强烈通量，远远大于在微波和亚毫米波长下测量的相同事件。30 THz突发发射可能是在亚THz频率处发现的相同光谱突发分量的一部分。30 THz太阳爆发为研究耀斑起源开辟了一个有希望的新窗口
2015-05-22 astro-ph.SR
Coronal Sources of Impulsive Fe-Rich Solar Energetic Particle Events
我们回顾了1994年至2013年期间观测到的111个富铁脉冲太阳高能（$\sim$ 3 MeV/nuc）粒子（SEP）事件的最新工作。强元素丰度增强与A/Q（离子质荷比）成比例，为（A/Q）$^α$，其中2 $< α<$ 8用于不同事件。大多数富铁事件与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关，而那些具有较大$α$的事件与较小的耀斑、较慢和较窄的CME以及较低的SEP事件注量有关。满足观测到的A/Q增强所需的窄平衡温度范围为2.5- 3.2 MK，远低于$>$ 10 MK的特征耀斑温度。只有少量的SEP事件稍微超出这个温度范围，发现在扩大搜索的脉冲富铁事件。在时间上孤立的事件和在集群中发生的事件的特征是相似的。目前的挑战是确定富铁事件的太阳来源。在2.5- 3.2 MK范围内的环境日冕区广泛分布在活动区内外。我们探讨的可能性，从热等离子体在重接电流片的背景下观察到的标准和井喷射流加速。最近的电流片重连建模提供了一个基础的A/Q增强。
2015-09-30 astro-ph.SR
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 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
