了得網自然科學_耀斑環物理

編輯推薦

《耀斑環物理》適合太陽物理、日地空間物理及相關天文學專業的研究生、科研人員學習使用，並可供從事空間天氣研究的有關工作者閱讀參考.

內容簡介

耀斑是太陽磁場能量釋放的重要方式之一，屬於太陽物理基礎研究和空間天氣國家需求研究的前沿. 近年來繫列空間衛星和大型地面設備使耀斑環狀位形的細節得以分辨，極度加深了人們對耀斑物理過程的理解. 《耀斑環物理》作者近年來基於射電、X射線等多波段數據分析，結合相關的輻射機制及電子傳輸理論的研究，在耀斑環亮度、偏振、頻譜的時空演化，磁場和非熱電子等參數的診斷，耀斑環整體行為等方面進行了繫列的研究. 《耀斑環物理》著重介紹了上述以耀斑環為的觀測和理論研究的*進展，將有助於我國太陽物理工作者了解該領域的研究動態；為了方便初入門的研究者閱讀此書，適當增加了射電、X射線輻射基礎理論的篇幅.

引言1
參考文獻5
第1章太陽耀斑環中的微波輻射理論12
1.1微波輻射的觀測特征12
1.1.1微波輻射的強度、頻譜和偏振13
1.1.2關於輻射轉移14
1.1.3熱和非熱輻射15
1.2回旋同步輻射15
1.2.1發射和吸收繫數16
1.2.2回旋同步輻射譜的形成18
1.2.3磁場強度的影響19
1.2.4高等離子體密度的影響：Razin效應20
1.2.5Razin效應和電子冪律譜指數22
1.2.6爆發衰變相後期的等離子體密度增大24引言1

參考文獻5

第1章太陽耀斑環中的微波輻射理論12

1.1微波輻射的觀測特征12

1.1.1微波輻射的強度、頻譜和偏振13

1.1.2關於輻射轉移14

1.1.3熱和非熱輻射15

1.2回旋同步輻射15

1.2.1發射和吸收繫數16

1.2.2回旋同步輻射譜的形成18

1.2.3磁場強度的影響19

1.2.4高等離子體密度的影響：Razin效應20

1.2.5Razin效應和電子冪律譜指數22

1.2.6爆發衰變相後期的等離子體密度增大24

1.3電子投射角的各向異性31

1.3.1數值模擬32

1.3.2sinw型投射角分布32

1.3.3高斯分布的損失錐35

1.3.4投射角分布形態的影響-束流類分布39

1.3.5討論44

1.4電子在耀斑環中的傳輸及其對回旋同步輻射的影響45

1.4.1對於特定的電子分布的射電響應47

1.4.2結論48

1.5其他參數對回旋同步輻射的影響49

參考文獻54

第2章耀斑環中微波輻射的觀測和解釋58

2.1沒有空間分辨率的觀測研究58

2.1.1太陽釐米-毫米波段射電爆發譜變平和耀斑環高能電子的動力學58

2.1.2太陽微波爆發中的峰值頻率的動力學：自吸收和Razin效應68

2.1.3光學薄輻射、耀斑冪律分布和耀斑發生率91

2.2微波輻射的亮度沿耀斑環的分布96

2.2.1在延展的太陽耀斑環頂部的非熱微波輻射源96

2.2.2微波輻射的環狀結構不同部位的時間延遲分析99

2.2.3不同頻率微波輻射的時間延遲100

2.2.4耀斑環微波亮度的重新分布100

2.2.5觀測與現有模型預期的比較102

2.2.6高能電子在耀斑環中的分布103

2.2.7電子和微波的空間分布演化105

2.2.8對粒子加速、投射和運動的約束106

2.3耀斑環中微波亮度分布的統計研究107

2.3.1環頂和環足微波亮度的比較107

2.3.2耀斑環微波亮度和其他參數的關繫109

2.3.3耀斑環足點微波亮度的不對稱性111

2.4耀斑環中微波輻射的頻譜性質121

2.4.1頻譜斜率沿耀斑環的分布122

2.4.2耀斑環頂部和足部微波光學薄譜指數的統計關繫127

2.4.3硬軟硬——新的微波譜指數演化特征128

2.4.4輻射譜演化對頻率的依賴性130

2.4.5微波輻射譜在耀斑環不同位置的演化133

2.5耀斑環中的射電偏振的分布演化136

2.5.1環頂和環足偏振極性和強度的比較137

2.5.2環頂和環足偏振和其他物理量的關繫138

2.5.3環足偏振度和磁場強度的關繫139

2.5.4環頂和環足偏振隨時間的變化140

2.5.5線性模轉換和偏振反轉144

2.5.6本征模的確定149

2.5.7結論150

參考文獻151

第3章太陽耀斑環中的X射線輻射理論160

3.1厚靶和薄靶模型161

3.1.1概述161

3.1.2薄靶模型161

3.1.3厚靶模型165

3.1.4兩種模型的關繫167

3.1.5低能截止對電子能譜指數和光子譜指數的影響169

3.2電子在耀斑環中的傳輸及其對X射線輻射的影響171

3.2.1概述171

3.2.2磁鏡和損失錐分布171

3.2.3損失錐分布的形成174

3.2.4結論178

3.3耀斑環中的硬X射線亮度的空間分布178

3.3.1高能電子空間分布的數值模擬179

3.3.2硬X射線和GAMMA射線空間分布的模擬結果180

3.3.3結論184

參考文獻184

第4章耀斑環中X射線輻射的觀測和解釋187

4.1概述187

4.2耀斑環頂部和足點的硬X射線輻射的亮度分布188

4.3耀斑環頂部和足點的硬X射線輻射譜指數189

4.4硬軟硬——新的硬X射線譜指數演化特征191

4.5硬X射線譜指數演化特征對能量的依賴性193

4.6硬X射線譜指數在耀斑環不同位置的演化197

4.7硬X射線足點源亮度的不對稱性200

參考文獻202

第5章用微波和硬X射線觀測診斷耀斑環物理參數206

5.1概述206

5.2日冕磁場和非熱電子密度的診斷207

5.2.1診斷方法207

5.2.2日冕磁場和電子密度的時間演化215

5.2.3日冕磁場和電子密度在日面的二維分布217

5.2.4日冕磁場的橫向分量在磁中性區的突變218

5.2.5日冕磁場的縱向分量和橫向分量的比較219

5.2.6磁場診斷與觀測參數的關繫223

5.2.7與光球磁場外推結果的比較223

5.2.8小結和展望226

5.3非熱電子低能截止和譜指數的診斷227

5.3.1低能截止的意義和爭論227

5.3.2不同時刻的輻射譜的交點228

5.3.3輻射強度比值或譜指數與低能截止的關繫231

5.3.4低能截止和康普頓散射對X射線譜的低能段變平的聯合影響232

5.3.5兩種方法近似求解微波和X射線輻射對應的低能截止233

5.3.6嚴格求解硬X射線和微波輻射對應的低能截止和電子譜指數237

5.3.7討論和小結242

5.4耀斑環中非熱電子投射角的診斷243

5.4.1概述243

5.4.2冕環磁鏡比的診斷244

5.4.3初始投射角的診斷246

5.4.4結論246

5.5太陽耀斑微波和硬X射線譜演化的聯合分析——電子能譜動力學演化的證據246

5.5.1概述246

5.5.2微波和硬X射線譜演化的理論預期247

5.5.3觀測數據分析248

5.5.4微波源電子譜指數演化的理論模擬249

5.5.5結論251

5.6加速區位置和加速電子投射角分布的診斷251

5.6.1概述251

5.6.2觀測252

5.6.3亮溫度的演化255

5.6.4討論259

5.6.5結論264

5.7太陽耀斑中微波和X射線輻射反演的非熱電子譜指數265

5.7.1概述265

5.7.2太陽耀斑中微波和X射線輻射的非熱譜指數的對比267

5.7.3總結272

參考文獻272

第6章耀斑環的整體不穩定行為280

6.1多波段觀測揭示的耀斑環整體行為280

6.1.1耀斑環在膨脹之前的收縮280

6.1.2剪切磁場的能量減少283

6.1.3對低層大氣的作用285

6.1.4之形磁流管和耀斑環結構286

6.2失敗的暗條爆發289

6.3耀斑環的脈動和振蕩292

6.3.1引言292

6.3.2觀測292

6.3.3耀斑前相的和極紫外在活動區10798的形態特征294

6.3.4耀斑的射電、光學和硬X射線圖像295

6.3.5時變曲線298

6.3.6空間特征參量的演化300

6.3.7足點和環頂的變化軌跡303

6.3.8討論303

6.3.9結論308

6.4準周期振蕩中的重復率和爆發流量的關繫309

6.4.1概述309

6.4.2數據處理310

6.4.3各種統計關繫對頻率的變化311

6.4.4討論312

6.5X射線源沿耀斑環的運動313

6.5.1概述313

6.5.2X射線源在耀斑環中的運動314

6.5.3總結318

6.6耀斑環的相互作用319

6.6.1相互作用的典型事例320

6.6.2相互作用的統計證據332

6.6.3結論335

參考文獻335

結語344

索引345

彩圖

在線試讀

引言
太陽耀斑是在我們生存的太陽繫中為激烈的爆發事件，其釋放的能量範圍通常在103。?1032erg(1erg=10-7J).這些能量的絕大部分表現為如下幾種形式：被加熱至2x107K的高溫等離子體，被加速至幾keV到幾GeV的高能電子、質子和其他離子，以及等離子體的激烈運動[1].被加熱的高溫等離子體和被加速的高能粒子可由全波段的電磁輻射來體現，包括射電、光學、紫外、軟和硬的X射線和GAMMA射線等波段.耀斑通常伴隨所謂太陽高能粒子事件（SEP)和日冕物質拋射（CME)，並通過行星際空間的傳播可能會到達地球，甚至對人造衛星的運行、導航和通信繫統，乃至電網運行產生災難性的影響[2].
太陽耀斑素及其有趣和的信息量來自耀斑環，也可把耀斑環視為太陽耀斑的一個基本的結構.太陽耀斑涉及的熾熱和稠密的磁流管中的繫列物理過程，對整個天體物理、等離子體物理和日地空間物理都是具有普遍性的問題.其中包括劇烈的能量釋放、帶電粒子的加速和加熱、不同尺度的磁流體波、等離子體湍動的形成演化，以及非熱或熱輻射的產生和傳播等.因而，太陽耀斑環物理對基礎和應用研究都具有十分重要的意義.近年來，有關太陽耀斑的問題與具有空間、時間和頻率（能量）分辨能力的望遠鏡的高速發展密切相關，海量的和高質量的太陽數據流為發展精細的物理機制和模型提供了極好的機遇，其結果已經應用於恆星和其他天體的研究.
在射電波段，今天已有下列重要的地基設備，可以提供太陽耀斑環的高空間、時間和頻率分辨的數據，現扼要介紹如下：①野邊山日像儀（NoRH)，由84面口徑為80cm的拋物型天線組成的綜合孔徑（東西方向490m和南北方向220m的T型陣)，首次在17GHz成像於1992年4月，1992年6月起每天工作6h.1996年4月起在17GHz和34GHz兩個頻率同時成像，角分辨率分別為7arcsec和14arcsec(該空間分辨率是對於夏季正午的東西方向，南北方向則分別為8arcsec和16arcsec).穩定觀測的時間分辨率1s，對爆發事件提高到0.1s[3，4].②西伯利亞太陽射電望遠鏡（SSRT)，升級後由96面天線組成，工作於4?8GHz，空間分辨率在8GHz達到13arcsec[5，6].③中國頻譜日像儀（CSRH)[7]的一期工作頻率為0.4?2GHz，由40面口徑4.5m的天線組成，已經投入試觀測階段，二期工作頻率為2~15GHz的60面天線也將於近期建成，屆時可實現多頻率的太陽同時成像.引言

太陽耀斑是在我們生存的太陽繫中為激烈的爆發事件，其釋放的能量範圍通常在103。?1032erg(1erg=10-7J).這些能量的絕大部分表現為如下幾種形式：被加熱至2x107K的高溫等離子體，被加速至幾keV到幾GeV的高能電子、質子和其他離子，以及等離子體的激烈運動[1].被加熱的高溫等離子體和被加速的高能粒子可由全波段的電磁輻射來體現，包括射電、光學、紫外、軟和硬的X射線和GAMMA射線等波段.耀斑通常伴隨所謂太陽高能粒子事件（SEP)和日冕物質拋射（CME)，並通過行星際空間的傳播可能會到達地球，甚至對人造衛星的運行、導航和通信繫統，乃至電網運行產生災難性的影響[2].

太陽耀斑素及其有趣和的信息量來自耀斑環，也可把耀斑環視為太陽耀斑的一個基本的結構.太陽耀斑涉及的熾熱和稠密的磁流管中的繫列物理過程，對整個天體物理、等離子體物理和日地空間物理都是具有普遍性的問題.其中包括劇烈的能量釋放、帶電粒子的加速和加熱、不同尺度的磁流體波、等離子體湍動的形成演化，以及非熱或熱輻射的產生和傳播等.因而，太陽耀斑環物理對基礎和應用研究都具有十分重要的意義.近年來，有關太陽耀斑的問題與具有空間、時間和頻率（能量）分辨能力的望遠鏡的高速發展密切相關，海量的和高質量的太陽數據流為發展精細的物理機制和模型提供了極好的機遇，其結果已經應用於恆星和其他天體的研究.

在射電波段，今天已有下列重要的地基設備，可以提供太陽耀斑環的高空間、時間和頻率分辨的數據，現扼要介紹如下：①野邊山日像儀（NoRH)，由84面口徑為80cm的拋物型天線組成的綜合孔徑（東西方向490m和南北方向220m的T型陣)，首次在17GHz成像於1992年4月，1992年6月起每天工作6h.1996年4月起在17GHz和34GHz兩個頻率同時成像，角分辨率分別為7arcsec和14arcsec(該空間分辨率是對於夏季正午的東西方向，南北方向則分別為8arcsec和16arcsec).穩定觀測的時間分辨率1s，對爆發事件提高到0.1s[3，4].②西伯利亞太陽射電望遠鏡（SSRT)，升級後由96面天線組成，工作於4?8GHz，空間分辨率在8GHz達到13arcsec[5，6].③中國頻譜日像儀（CSRH)[7]的一期工作頻率為0.4?2GHz，由40面口徑4.5m的天線組成，已經投入試觀測階段，二期工作頻率為2~15GHz的60面天線也將於近期建成，屆時可實現多頻率的太陽同時成像.

還有大量空間可分辨的太陽多波段數據由衛星觀測提供.其中，Ramaty高能太陽譜像儀RHESSI可對3keV?20MeV範圍內的光子成像，並可在X射線和GAMMA射線成像的每個像素構造光子譜.TRACE衛星是太陽過渡區和日冕探測器的縮寫，通過對光球層、過渡區和日冕的觀測，可以幾乎同時在這些不同溫度的區域成像，空間分辨率達到1arcsec.SOHO衛星主要用於觀測太陽的結構、化學組成、太陽內部的動力學、太陽外部大氣的結構（密度、溫度和速度場）及其動力學、太陽風及其與太陽大氣的關繫.近期發射的太陽衛星有太陽動力學觀測臺SDO搭載了太陽大氣成像儀（AIA)、極紫外成像儀（EVE)和日球層磁場觀測儀（HMI)，對太陽內部、太陽磁場、日冕內部的高溫等離子體，以及導致地球電離層產生的輻射進行觀測.日出衛星Hinode搭載了口徑0.5m的光學望遠鏡（SOT)、空間分辨率為0.2arcsec的矢量磁像儀、口徑34cm的X射線望遠鏡（XRT)和極紫外成像攝譜儀（EIS).日地關繫天文臺（STEREO)由分別位於地球繞太陽公轉軌道前方和後方的兩顆衛星組成，首次實現了對CME的速度、軌跡和形狀的三維立體觀測.

在太陽耀斑中存在多種多樣的加速機制（評述性論文[8-10])，其中包括：①直流電場加速（在電流片或扭曲磁環中)；②隨機加速（等離子體波湍動和微耀斑);③激波加速（傳播的磁流體激波及重聯外流中的駐激波)；④電子感應加速（塌縮的磁捕獲).進而導致加速電子在耀斑環不同部位的注入（如在環頂或者環足附近).而且，不同的加速機制可產生不同投射角分布的電子（各向同性，以及具有橫向或平行方向的各向異性).實際上，各種機制均有可能存在於耀斑環中，隻有通過觀測證實在具體的耀斑事件中是何種機制起主要的作用.

利用NoRH觀測到的空間可分辨的微波數據，已經發現了許多非常有趣和意料之外的現像.其中之一是在耀斑環頂部存在強的光學薄微波輻射源[11，12].回旋同步（GS)輻射產生於中等相對論電子，並強烈依賴於微波源中的磁場強度.問題是:如何在磁場相對較弱的環頂產生強度超過環足的GS輻射.為了回答該問題可以假設中等相對論電子集中在微波耀斑環的上部[12].如果電子具有橫向投射角的各向異性分布，則有可能導致電子集中在環頂附近.近，在兩個耀斑事件裡發現了高能電子投射角具有平行於磁場方向的各向異性的證據[13，14].

類似的問題出現在太陽耀斑環的X射線研究之中.近年來利用Yohkoh和RHESSI衛星發現，硬X射線源不僅存在於環足，而且也存在於環頂[15].現有的硬X射線和GAMMA射線輻射理論在解釋日冕源時遇到困難，首先與環頂沒有足夠高的等離子體密度有關[16].為了克服這一困難提出下面的假設：①在環頂存在高密度的等離子體[15]；②電子加速和捕獲發生的區域具有高度等離子體湍動的水平[17-19];③電子沿垂直於磁力線的方向注入耀斑環並被捕獲[20;④中等相對論電子與軟X射線和極紫外輻射的光子產生逆康普頓散射[21].

近Melnikov等基於更為一般的非穩態相對論動力學方程的嚴格求解，發展了在不均勻磁環頂部的高能電子捕獲和積累的論點，並與前述的工作進行比較[22].早些時候，該方法已經成功發展和應用於中等相對論電子的空間分布和耀斑環中的GS微波輻射的動力學分析[14，23].在Melnikov等的繫列工作中[23-25]，證明了加速區的位置和輻射電子的投射角各向異性對磁環不同位置的GS輻射和自由-自由硬X射線輻射的強度、偏振和頻譜屬性具有強烈的影響.這些結果可以用來診斷耀斑環中加速區位置和加速電子投射角各向異性的類型，進一步可以得到對加速機制的一些新的觀測約束條件.

Huang等選擇了24個NoRH觀測到的微波耀斑環，對環頂和環足的峰值時刻亮溫度、偏振和光學薄譜指數等觀測量的分布特性，及其與計算得到源區磁場和高能電子密度之間的關繫進行了繫列的統計研究[26-28]，並發現一繫列有趣的結果.例如，環頂比環足更亮的事件數占有相當大的比例[26]足譜指數的演化在簡單脈衝事件裡呈現通常的軟硬軟或軟硬硬特征，然而在具有多峰的復雜事件裡，對於單個子峰發現了硬軟硬的新特征，同時整體演化仍保持原有的軟硬軟或軟硬硬特征[27]足足點的觀測亮溫度等屬性存在普遍的不對稱性，並難以用熟知的磁鏡效應來解釋，而與非熱電子投射角的各向異性分布密切相關[28]。與此同時，還選擇了13個RHESSI硬X射線耀斑環事件（包含28個子峰)，對環頂和環足的峰值亮度和譜指數進行統計研究[29]，發現環足和環頂譜指數之間具有非單調的關繫，可以分別用厚靶和薄靶模型加上較高的低能截止來解釋；對不同能段的多峰事件的譜指數演化的研究發現了與微波多峰事件類似的硬軟硬特征，有趣的是該特征僅在較高能段出現，並可用回流效應解釋[31]進而對微波和硬X射線頻譜演化進行了深入的比較研究，發現兩者均與耀斑環位置有關，硬軟硬的新特征主要出現在耀斑環頂部，而微波頻譜演化同樣具有對頻率的依賴性[31，32]，上述結果可用磁鏡的捕獲效應做出自洽解釋[33，34].

在環狀耀斑物理中的另一個研究熱點是所謂雙帶耀斑，作為一種復雜現像，可能同時伴隨CME和日珥噴發（評述性論文[35]).該類耀斑的基本模型是標準的磁場重聯的模型，即眾所周知的CSHKP模型[36-39].在該模型中，耀斑發生在包含日珥的冕弧結構，其觸發因素是在上升冕弧之下的重聯.由於耀斑激發的快速噴發導致冕弧磁力線的延伸，並在磁場反轉線的上方形成電流片，進而產生高能粒子和耀斑重聯。這一物理圖像經多人發展，包括Priest[40]，Moore等[41，42]和ShibaW43-45]。該模型預期下列形態特征，如耀斑雙帶即足點距離的擴張和耀斑環繫的發展。過去十年裡，Ji等對一種新的觀測現像投以關注：耀斑環在上升階段的收縮，這是標準耀斑模型沒有預期的。通常耀斑環的膨脹運動僅是發生在收縮之後，環的收縮由三種不同的觀測因素組成：從硬X射線輻射測量到的足點會聚[46-50，軟X射線觀測到的環頂下降運動[51-54]，以及環的長度的收縮[55，56].該現像是對標準耀斑模型的挑戰，從而推動耀斑模型的進一步發展和完善.

近十年裡太陽物理的一個重要的進展是空間可分辨的磁流體波和日冕的振蕩行為（如文獻[57]).關於日冕中不同種類的磁流體波已有豐富的觀測證據.某些理論預期的波模（橫向和縱向扭曲和臘腸模）已經被具有高時間和空間分辨的光學、極紫外、軟X射線和微波的成像和頻譜數據所確認[57，58].磁流體波的特征周期從幾秒到幾分鐘，已在太陽冕環、冕羽及其他結構的成像觀測中直接測定.對日冕波和振蕩的興趣主要與其可能具有的加熱日冕等離子體[1，59]，及其作為等離子體診斷的天然探針有關（如文獻[57]，[58]和[60]).近期日冕磁流體波的觀測和理論研究進展促進了有關知識對其他日冕振蕩研究的應用，例如，耀斑環能量釋放的準周期振蕩（QPP)，其周期從小於1s[61-63]到幾分鐘[64，65]，經常在太陽耀斑的光變曲線中觀測到.QPP可能存在於雙帶或者致密耀斑，調制深度可以達到輻射強度的100%，並無需數據處理即可辨認.有影響的QPP與耀斑加速的非熱電子在微波、硬X射線和白光等波段相關[58].QPP可能在耀斑的所有階段，從耀斑前直至下降階段被觀測到[66].在調制深度較大的情況，該耀斑可以視為一繫列周期性爆發的組成.通常，QPP在不同波段是同時看到的，例如，在硬X射線和微波段[67-69].對耀斑的QPP的研究興趣出於以下的動機.首先，QPP是耀斑的內稟屬性，從而攜帶了有關能量釋放、過程和觸發機制等信息.從日冕波動物理的視角，耀斑的高亮度特征可以用遠小於1s的高時間分辨率進行觀測，這就使得我們有可能分辨波的傳輸時間（如當波穿越等離子體的磁結構時)，這對各種日冕振蕩的測量是十分重要的.進而，耀斑發生地附近很可能位於波和振蕩高度激發的區域.此外，理解QPP和耀斑等離子體參數的關繫可為星冕振蕩和探索太陽與類太陽星冕的結構相似性等做出貢獻[70].

隨著耀斑環研究的不斷深入，基於成熟的理論和觀測數據進行等離子體參數的診斷已經成為耀斑環研究的一個重要組成部分，其中，重要的參數莫過於日冕磁場.著名太陽物理學者Kundu在題為射電測量太陽磁場的評述中介紹了利用釐米波段的偏振估算色球上方的活動區磁場，利用微波段的回旋共振輻射計算活動區上方的日冕磁場強度，利用回旋譜線測量日冕磁場等方法[71].—些作者利用不均勻磁環中的回旋同步輻射診斷耀斑環中的磁場分布[72-74]，利用自由-自由機制產生的微波輻射強度和偏振測量色球和日冕磁場[75]，及利用微波偏振在橫向穿越日冕磁場時的變化導出日冕磁圖[76].此外還有利用各種射電精細結構及其理論反演日冕磁場的許多研究，在這裡就不一一引述了.早期有關太陽磁場的射電診斷方法還可參考Gary和Keller的評述論文[77].在微波爆發源區磁場的射電診斷方面，Zhou和Karlicky[78]基於Dulk和Marsh[79]對嚴格的回旋同步輻射的發射和吸收繫數的繫列擬合公式，提出利用回旋同步輻射的流量、譜指數和峰值頻率計算磁場和非熱電子密度的表達式.近期Huangt8。，81;提出增加回旋同步輻射偏振的測量，可以計算回旋同步輻射與背景磁場的夾角，即得到日冕磁場在平行和垂直於視線方向的兩個分量，並發現了中性線附近的橫向磁場在耀斑期間的劇烈變化.

近年來，有包括低能截止、光球的康普頓散射等多種因素可導致觀測到的X射線低能段

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