Developing countermeasures dispenser systems requires many and careful tests. When it comes to testing products with pyrotechnics, testing can often be very complicated and expensive. This might lead to no testing at all due to time or resource shortages. Products to be used in the military requires further testing and even more thorough reviews to meet the strict demands placed on the products. In order to enable more tests of pyrotechnic flares in the countermeasures industry, this degree project aims to increase the ability to perform tests without the need for pyrotechnic means. This was done by designing, constructing and optimizing a recoil emulator, an apparatus that imitates the force-time curve obtained by pyrotechnic flares without the need of pyrotechnic means. The construction of the recoil emulator was conducted at a department that develops countermeasure systems at Saab Surveillance in Järfälla. The apparatus aims to be used in the future for testing and verification of product series of countermeasures dispenser systems. The design of the apparatus was based on a test result provided by a flare manufacturer of an arbitrarily chosen flare, typical in the countermeasures industry. Based on the provided test result, three measures were chosen that together describe the fundamental and essential characteristic parts of the recoil motion behavior of pyrotechnic flares. These three measures are in the thesis called \textit{recoil measure} and defined as the Peak Recoil, the Impulse, and the Peak-Width. To be able to verify the recoil emulator, the three recoil measures were implemented in an error model, which was based on the squares of error. In order to make the emulator imitate the desired recoil motion behavior as pleasant as possible, the error model was implemented in an optimization model. By minimizing the error of data points from each of the recoil measures obtained from the real test provided by the manufacturer with results obtained from the recoil emulator, the emulator was verified and optimized accordingly. Results showed that the selected design of the recoil emulator resulted in a force-time curve that principally mimics the curve given by the real tests. The conclusion from the project was, therefore, that it is possible perform tests on countermeasures systems without pyrotechnics when considering the impact of recoil. Further development of this thesis could be to improve the construction of the recoil emulator and perform more research on flares and damping materials. Other future work could be to implement the emulator in existing test and validation processes at companies within the countermeasure industry. / Att utveckla motmedelsprodukter kräver många och noga utförda tester. När det kommer till testning av produkter med pyroteknik kan testerna ofta bli väldigt komplicerade och dyra eller inte göras alls på grund av tid- eller resursbrist. Produkter som ska användas inom militären kräver i många fall ytterligare tester och ännu noggrannare genomgångar för att kunna klara av de tuffa krav som sätts på produkterna. Den här avhandlingen syftade till att möjliggöra fler tester för pyrotekniska medel inom motmedelsindustrin. Detta har gjorts genom konstruktion, design och optimering av en rekylemulator; en apparat som immiterar den kraft-tid kurva som erhålls av pyrotekniska facklor, utan att använda pyrotekniska medel. Konstruktionen och utvecklandet av rekylemulatorn gjordes på uppdrag av en avdelning som utvecklar motmedelssytem på Saab Surveillance i Järfälla. Syftet med emulatorn är att använda den i framtiden vid testning och verifierering av produktserier av motmedelssystem. Designen av apparaten utgick från testresultat som tillhandahållits av en fackeltillverkare av en godtyckligt vald pyroteknisk fackla, vanlig inom motmedelsindustrin. Utifrån testresultaten togs tre mått ut som tillsammans beskriver fundamentala och viktiga karaktäristiska delar av rekylkraftsbeteendet hos pyrotekniska facklor. Dessa tre mått kallas \textit{rekylkraftsmått} och definieras som rekylpeaken, impulsen, samt peakbredden. För att kunna verifiera rekylemulatorn implementerades dessa tre rekylkraftsmått i en felmodell, som baserades på det kvadratiska felet. För att få emulatorn att imitera det önskade rekylkraftsbeteendet så bra som möjligt implementerades en felmodellen i en optimeringsmodell. Genom att minimera felet av datapunkter från varje rekylkraftsmått som erhålls från resultatet av både det verkliga testet, tillhandahållna av tillverkaren, samt med resultat erhållna från rekylemulatoren kunde emulatorns valideras.

Yes / In this work, machine learning algorithms are applied to explore the relation between significant flares and their associated CMEs. The NGDC flares catalogue and the SOHO/LASCO CMEs catalogue are processed to associate X and M-class flares with CMEs based on timing information. Automated systems are created to process and associate years of flares and CMEs data, which are later arranged in numerical training vectors and fed to machine learning algorithms to extract the embedded knowledge and provide learning rules that can be used for the automated prediction of CMEs. Different properties are extracted from all the associated (A) and not-associated (NA) flares representing the intensity, flare duration, duration of decline and duration of growth. Cascade Correlation Neural Networks (CCNN) are used in our work. The flare properties are converted to numerical formats that are suitable for CCNN. The CCNN will predict if a certain flare is likely to initiate a CME after input of its properties. Intensive experiments using the Jack-knife techniques are carried out and it is concluded that our system provides an accurate prediction rate of 65.3%. The prediction performance is analysed and recommendation for enhancing the performance are provided.

Nowadays, space weather has become an international issue to the world's countries because of its catastrophic effect on space-borne and ground-based systems, and industries, impacting our lives. One of the main solar activities that is considered as a major driver of space weather is solar flares. Solar flares can be defined as an enormous eruption in the sun's atmosphere. This phenomenon happens when magnetic energy stored in twisted magnetic fields, usually near sunspots, is suddenly released. Yet, their occurrence is not fully understood. These flares can affect the Earth by the release of massive quantities of charged particles and electromagnetic radiation. Investigating the associations between solar flares and sunspot groups is helpful in comprehending the possible cause and effect relationships among solar flares and sunspot features. 01 This thesis proposes a new approach developed by integrating advances in image processing, machine learning, and deep learning with advances in solar physics to extract valuable knowledge from historical solar data related to sunspot regions and flares. This dissertation aims to achieve the following: 1) We developed a new prediction algorithm based on the Automated Solar Activity Prediction system (ASAP) system. The proposed algorithm updates the ASAP system by extending the training process and optimizing the learning rules to the optimize performance better. Two neural networks are used in the proposed approach. The first neural network is used to predict whether a specific sunspot class at a particular time is likely to produce a significant flare or not. The second neural network is used to predict the type of this flare, X or M-class. 2) We proposed a new system called the ASAP_Deep system built on top of the ASAP system introduced in [6] but improves the system with an updated deep learning-based prediction capability. In addition, we successfully apply Convolutional Neural Network (CNN) to the sunspot group image without any pr-eprocessing or feature extraction. Moreover, our system results are considerably better, especially for the false alarm ratio (FAR); this reduces the losses resulting from the protection measures applied by companies. In addition, the proposed system achieves a relatively high score of True Skill Statistic (TSS) and Heidke Skill Score (HSS). 3) We presented a novel system that used the Deep Belief Networks (DBNs) to predict the solar flares occurrence. The input data are SDO/HMI Intensitygram and Magnetogram images. The model outputs are "Flare or No-Flare" of significant flare occurrence (M and X-class flares). In addition, we created a dataset from the sunspots groups extracted from SDO HMI Intensitygram images. We compared the results obtained from the complete suggested system with those of three previous flare forecast models using several statistical metrics. In our view, these developed methods and results represent an excellent initial step toward enhancing the accuracy of flare forecasting, enhance our understanding of flare occurrence, and develop efficient flare prediction systems. The systems, implementation, results, and future work are explained in this dissertation.

No / The effect of a self-induced electric field is investigated analytically and numerically on differential and mean electron spectra produced by beam electrons during their precipitation into a flaring atmosphere as well as on the emitted hard X-ray (HXR) photon spectra. The induced electric field is found to be a constant in upper atmospheric layers and to fall sharply in the deeper atmosphere from some "turning point" occurring either in the corona (for intense and softer beams) or in the chromosphere (for weaker and harder beams). The stronger and softer the beam, the higher the electric field before the turning point and the steeper its decrease after it. Analytical solutions are presented for the electric fields, which are constant or decreasing with depth, and the characteristic "electric" stopping depths are compared with the "collisional" ones. A constant electric field is found to decelerate precipitating electrons and to significantly reduce their number in the upper atmospheric depth, resulting in their differential spectra flattening at lower energies (<100 keV). While a decreasing electric field slows down the electron deceleration, allowing them to precipitate into deeper atmospheric layers than for a constant electric field, the joint effect of electric and collisional energy losses increases the energy losses by lower energy electrons compared to pure collisions and results in maxima at energies of 40-80 keV in the differential electron spectra. This, in turn, leads to the maxima in the mean source electron spectra and to the "double power law" HXR photon spectra (with flattening at lower energies) similar to those reported from the RHESSI observations. The more intense and soft the beams are, the stronger is the lower energy flattening and the higher is the "break" energy where the flattening occurs.

Yes / Novel machine-learning and feature-selection algorithms have been developed to study: (i) the flare prediction capability of magnetic feature (MF) properties generated by the recently developed Solar Monitor Active Region Tracker (SMART); (ii) SMART's MF properties that are most significantly related to flare occurrence. Spatio-temporal association algorithms are developed to associate MFs with flares from April 1996 to December 2010 in order to differentiate flaring and non-flaring MFs and enable the application of machine learning and feature selection algorithms. A machine-learning algorithm is applied to the associated datasets to determine the flare prediction capability of all 21 SMART MF properties. The prediction performance is assessed using standard forecast verification measures and compared with the prediction measures of one of the industry's standard technologies for flare prediction that is also based on machine learning - Automated Solar Activity Prediction (ASAP). The comparison shows that the combination of SMART MFs with machine learning has the potential to achieve more accurate flare prediction than ASAP. Feature selection algorithms are then applied to determine the MF properties that are most related to flare occurrence. It is found that a reduced set of 6 MF properties can achieve a similar degree of prediction accuracy as the full set of 21 SMART MF properties.

Yes / In this paper, we introduce two novel models for processing real-life satellite images to quantify and then visualise their magnetic structures in 3D. We believe this multidisciplinary work is a real convergence between image processing, 3D visualization and solar physics. The first model aims to calculate the value of the magnetic complexity in active regions and the solar disk. A series of experiments are carried out using this model and a relationship has been indentified between the calculated magnetic complexity values and solar flare events. The second model aims to visualise the calculated magnetic complexities in 3D colour maps in order to identify the locations of eruptive regions on the Sun. Both models demonstrate promising results and they can be potentially used in the fields of solar imaging, space weather and solar flare prediction and forecasting.

yes / The importance of real-time processing of solar data especially for space weather applications is increasing continuously. In this paper, we present an automated hybrid computer platform for the short-term prediction of significant solar flares using SOHO/Michelson Doppler Imager images. This platform is called the Automated Solar Activity Prediction tool (ASAP). This system integrates image processing and machine learning to deliver these predictions. A machine learning-based system is designed to analyze years of sunspot and flare data to create associations that can be represented using computer-based learning rules. An imaging-based real-time system that provides automated detection, grouping, and then classification of recent sunspots based on the McIntosh classification is also created and integrated within this system. The properties of the sunspot regions are extracted automatically by the imaging system and processed using the machine learning rules to generate the real-time predictions. Several performance measurement criteria are used and the results are provided in this paper. Also, quadratic score is used to compare the prediction results of ASAP with NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC) between 1999 and 2002, and it is shown that ASAP generates more accurate predictions compared to SWPC. / EPSRC

Für astrophysikalische Quellen, z.B. aktive galaktische Kerne, werden hochenergetische Neutrinoflüsse vorhergesagt. Neutrinos und Gammastrahlen werden in hadronischen Prozessen erzeugt, für die Protonen auf hohe Energien beschleunigt werden müssen. Da Neutrinos nur schwach wechselwirken und nicht von Magnetfeldern abgelenkt werden können, bleiben Flussstärken und ihre Richtung erhalten. IceCube, ein Kubikkilometer-Detektor der sich am Südpol befindet, kann solche Neutrinos nachweisen. In dieser Arbeit wurden Daten zweier Teilkonfigurationen IceCubes (22 und 40 Trossen) ausgewertet. Die Daten, die zwischen 2007 und 2009 gesammelt wurden, bestehen hauptsächlich aus atmosphärischen Myon-Neutrinos, die im Nordhimmel erzeugt wurden und hochenergetischen atmosphärischen Myonen aus dem Südhimmel. Eine zeitunabhängige Analyse, die nach Neutrino-Punktquellen im Nordhimmel sucht, wurde mit einem sensitivitäts-optimierten Datensatz von IceCube-22 durchgeführt. Die ganze Hemisphäre und eine Liste ausgewählter Quellen wurden analysiert, wobei kein Hinweis auf extraterrestrische Neutrino-Signale gefunden wurde. Um das Entdeckungspotenzial für eine variable Quelle zu erhöhen, wurde eine nicht-getriggerte zeitabhängige Analyse entwickelt. Diese Suche ist durch Neutrino-Photon-Korrelationen und Gammastrahlung-Ausbrüche kosmischer Objekte motiviert, jedoch wurden nur Neutrino-Daten verwendet. Ein grosser Bereich möglicher Strahlungsausbruchsdauer wurde abgedeckt. Die gebinnte Methode wurde zu einer ungebinnten Likelihood-Methode erweitert, so dass die Ergebnisse um 5-25% verbessert werden konnten. Auswahlkriterien für eine Liste zeitlich veränderlicher astrophysikalischer Quellen vom ganzen Himmel wurden für IceCube-22 und IceCube-40 entwickelt. Zum ersten Mal wurde eine zeitabhängige Suchmethode im Südhimmel benutzt. Es konnten keine Ereignisüberschüsse über dem Untergrund festgestellt werden. Demzufolge wurden obere Grenzen für Neutrinoflüsse aus diesen Quellen berechnet. / High energy neutrino astronomy relies on the predictions of neutrino fluxes coming from astrophysical objects, for example active galactic nuclei. In these models, neutrinos and gamma-rays are produced in hadronic processes, which require the acceleration of protons to very high energies. Since neutrinos hardly interact and travel towards Earth undeflected by magnetic fields, they can point back to their sources. IceCube, located at the South Pole, is a large volumen detector for high energy neutrinos. In this work, data from two partial configurations of IceCube (22 and 40 strings) are analyzed. The data cover 651 days, from 2007 to 2009, and consist mostly of atmospheric muon neutrinos in the Northern sky and high energy atmospheric muons in the Southern sky. A time integrated search for neutrino point sources in the Northern sky was developed and applied to an event sample obtained for the best sensitivity, with IceCube 22-string. The search was performed on pre-selected sources and the whole hemisphere was scanned. No evidence of a neutrino signal was found. In order to enhance the flare detection probability, an untriggered time dependent search that looks for neutrino events clustering in time from specific sources in the entire sky was developed. This search was motivated by neutrino-photon correlations and the observations of flaring objects in gamma-rays, but focuses only on the neutrino data, covering a wide range of possible flare durations. The search method was expanded from a binned approach to a newly developed unbinned likelihood method, improving the results by 5-25%. Moreover, for the first time the Southern sky was analyzed with a time dependent method. A source selection criteria was developed defining two lists of variable astrophysical sources, for IceCube 22 and 40-string. The results were compatible with background fluctuations for all sources tested. Therefore, upper limits on the neutrino fluence from these sources are presented.

La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

Σε αυτήν την εργασία συζητάμε κυρίως τις ηλιακές παρατηρήσεις οι οποίες προτείνουν την ύπαρξη του σωματιδίου axion. Η αρχή λειτουργίας των ηλιακών τηλεσκοπίων που χρησιμοποιούνται για την ανίχνευση των ηλιακών axions μπορεί να βρίσκεται πίσω από την απροσδόκητη ηλιακή εκπομπή ακτίνων X, ακόμη και επάνω από 3.5 keV από τα μη ενεργά active regions. Επειδή αυτό συνδέεται με τα ηλιακά μαγνητικά πεδία και παρουσιάζει την αναμενόμενη B2 εξάρτηση, που είναι χαρακτηριστική για την αλληλεπίδραση τους με μαγνητικά πεδία. Τα μαγνητικά πεδία γίνονται σε αυτό το πλαίσιο ο καταλύτης και όχι η ειδάλλως πιθανή/απροσδιόριστη πηγή ενέργειας των ηλιακών ακτίνων X. Επιπλέον, ίσως μπορέσουμε (ίσως και όχι) να είμαστε σε θέση να αναδημιουργήσουμε πλήρως τον υποτιθέμενο ενσωματωμένο συντονισμό αλληλεπίδρασης των axions στον ήλιο και, να είμαστε σε θέση (ή και όχι) να τον αντιγράψουμε σε ένα επίγειο πείραμα. Τα σήματα των ηλιακών axions μπορεί να είναι παροδικές εκλάμψεις ακτίνων X ή συνεχής ακτινοβολία, όπως π.χ. από την κορώνα η οποία εκ πρώτης όψεος παραβιάζει το δεύτερο νόμο της θερμοδυναμικής καθώς και το νόμο Planck περί ακτινοβολίας μέλανος σώματος. Για την κατανόηση του προβλήματος της ηλιακής κορώνας και των άλλων ηλιακών μυστηρίων, όπως είναι οι ηλιακές καταιγίδες, οι ηλιακές κηλίδες, οι κατανομές χημικών στοιχείων, κ.λ.π., καταλήγουμε τουλάχιστον σε δύο νέα ‘εξωτικά σωματίδια’, όπως είναι: α) παγιδευμένα ‘βαριά’ axions τύπου Kaluza-Klein τα οποία διασπώνται ακτινοβολώντας και επιτρέπουν μια συνεχή αυτο-ακτινοβολία του ήλιου, μέσω της αυθόρμητης διάσπασής τους σε δύο φωτόνια. Αυτή η διεργασία εξηγεί την ξαφνική αναστροφή θερμοκρασίας στα ~2000 χλμ επάνω από την επιφάνεια του ήλιου. β) εξερχόμενα ‘ελαφριά’ axions, τα οποία αλληλεπιδρούν με τα τοπικά μαγνητικά πεδία μέσω της χαρακτηριστικής εξάρτησης (~B2). Η αλληλεπίδραση αυτή εξαρτάται από πολλές παραμέτρους, μία εκ των οποίων είναι η συχνότητα πλάσματος του περιβάλλοντος χώρου. Η συχνότητα αυτή θα πρέπει να ταιριάζει με τη μάζα ηρεμίας του axion, προκειμένου να έχουμε τον επιθυμητό συντονισμό. Η αναμενόμενη συμπεριφορά αυτών των δυο κατηγοριών αυτή εξηγεί τα κατά τα άλλα απρόβλεπτα παροδικά, αλλά ταυτόχρονα και συνεχή, ηλιακά φαινόμενα. Κατόπιν, η ενεργειακή κατανομή των φωτονίων ενός υποψήφιου φαινομένου άγνωστης προέλευσης μπορεί να ‘φωτογραφίσει’ το σημείο γέννησης των axions. Παραδείγματος χάριν, αυτό θα μπορούσε να προτείνει ότι ηλιακή κορώνα θερμοκρασίας ~2MK έχει τις ρίζες της στο πάνω μέρος της «ζώνης ακτινοβολίας» (radiation zone) ακόμα κι αν αυτό από μόνο του δεν μπορεί να εξηγήσει προφανώς την τόσο απότομη περιοχή μετάπτωσης μεταξύ της χρωμόσφαιρας και της κορώνας. Το προβλεφθέν μαγνητικό πεδίο Β ≈ 10 – 50 Τ στην αποκαλούμενη tachocline σε ακτίνα ~0.7R๏, κάνει αυτήν την περιοχή μια πιθανή νέα πηγή ηλιακών axions. Σε κάθε περίπτωση, η πολλαπλή σκέδαση φωτονίων μέσω του φαινομένου Compton ενισχύει τη μετατροπή φωτονίων από axions, δεδομένου ότι τα axions δεν μπορουν να αλληλεπιδράσουν πολλές φορές και έτσι δραπετεύουν. Καταλήγουμε λοιπόν στο συμπέρασμα ότι η ενεργειακή κατανομή κάτω από περίπου 100 eV είναι ένα νέο παράθυρο για τις αναζητήσεις axion. Εντυπωσιακά, αυτή η ενεργιακή κατανομή συμπίπτει με το γεγονός ότι: α) οι ενέργειες των φωτονίων που προκύπτουν από την αυθόρμητη διάσπαση των axions για μια εξωτερική αυτο-ακτινοβολία του ήλιου, πρέπει να διαπεράσουν μέχρι την ‘περιοχή μετάπτωσης’ στα ~2000 χλμ επάνω από την ηλιακή επιφάνεια, και β) με την κύρια συνιστώσα της ηλιακής φωτεινότητας ακτίνων X χαμηλής ενέργειας, η οποία είναι άγνωστης προέλευσης. Κατά συνέπεια, τα άμεσα/έμμεσα σήματα υποστηρίζουν τα axions ως μια εξήγηση της αινιγματικής συμπεριφοράς του ήλιου. Π.χ., η ανεξήγητη «solar oxygen crisis». Έτσι, λαμβάνοντας υπόψη σχετικές παρατηρήσεις στους ‘πόρους’, παρατηρείται μια επίσης εντυπωσιακή ~B2 εξάρτηση της κατανομής των χημικών στοιχείων πάνω απο έναν ‘πόρο’. Όλη αυτή η συμπεριφορά μπορεί να εξηγηθεί μέσω της πίεσης ακτινοβολίας απο την εκπομπή ακτίνων X που προέρχονται από τα axions του ηλιακού πυρήνα, ή, ακόμη και από κάποια άλλη εσωτερική ηλιακή πηγή axions. Έτσι, κεραίες αxions θα μπορούσαν να αξιοποιήσουν / ενσωματώσουν ένα τέτοιο μηχανισμό. Τέλος, η παρατηρηθείσα χαμηλο-ενεργειακή εκπομπή ακτίνων X από τον ‘ήρεμο’ ήλιο στα υψηλότερα πλάτη καθώς επίσης και η εκτεταμένη δραστηριότητα που συνδέεται με τις μαγνητικές δομές, που διασχίζουν το κέντρο του ηλιακού δίσκου, προτείνουν ότι τελικά έχουμε να κάνουμε με ένα σενάριο axions πολλών συνιστωσών. Ένα τέτοιο σενάριο ίσως είναι τελικά στην πράξη, αυτό που εξηγεί γιατί τα ηλιακά axions δεν έχουν προσδιοριστεί / παρατηρηθεί μέχρι τώρα στο καθ’ολα πλούσιο και χωρο-χρονικά μεταβαλλόμενο ηλιακό φάσμα ακτίνων X. Τέλος, υποστηρίζουμε, σε αυτήν την εργασία ότι, τα ηλιακά axions που μετατρέπονται σε (υψηλοενεργειακές) ακτίνες X κοντά στην ηλιακή επιφάνεια μπορούν να ιονίσουν τα ανωτέρω στρώματα. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα την ισοτροπική Compton σκέδαση και την ενεργειακή υποβάθμιση των φωτονίων. Τα φωτόνια διαδίδονται μέσα στο πλάσμα με πολλαπλές σκεδάσεις Compton (τυχαίος βηματισμός). Και τα δύο φαινόμενα επιτρέπουν για πρώτη φορά την σύνδεση της ηλιακής εκπομπής ακτίνων X με το τυποποιημένο πρότυπο ηλιακών axions. Δηλαδή, έχουμε να κάνουμε όχι μόνο με μια ακτινική εκπομπή ακτίνων X που προέρχονται από το κέντρο του ηλιακού δίσκου αλλά και με ένα ενεργειακό φάσμα που μετατοπίζεται προς όλο και χαμηλότερες ενέργειες. Αυτό είναι κάτι νέο που προέκυψε από αυτήν την εργασία. Επιπλέον, τονίζουμε ότι, από την λογική αυτής της εργασίας προκύπτει το σημείο γέννησης / μετατροπής axions, και μάλιστα ‘φωτογραφίζοντας’ την ηλιακή επιφάνεια. Αυτό το συμπέρασμα είναι πολύ σημαντικό. Διότι, εάν υιοθετήσουμε το ευρέως διαδεδομένο, αντίστροφο φαινόμενο Primakoff, που πιστεύεται ότι προκαλεί αυτήν την αλληλεπίδραση, όπως γίνεται παραδείγματος χάριν στην 2η φάση του πειράματος CAST με το ‘buffer gas’ στους μαγνητικούς σωλήνες, καταλήγουμε για πρώτη φορά σε μια μάζα ηρεμίας ενός σωματιδίου όπως είναι το axion: maxion ≥ 0.01 eV/c2. Αυτό το γεγονός μαζί με την γωνιακή και ενεργειακή κατανομή των ακτίνων Χ, που προέρχονται από axions στην επιφάνεια του ήλιου, προέκυψαν από αυτήν την εργασία. Επίσης, και η ανάλυση των δισδιάστατων κατανομών ηλιακών ακτίνων Χ χαμηλής ενέργειας απο δημοσιευθέντα αρχεία δεδομένων οδήγησε σε νέα αποτελέσματα. / We discuss mainly solar signatures suggesting axion or axion(-like) particles. The working principle of axion helioscopes can be behind unexpected solar X-ray emission, even above 3.5 keV from non-flaring active regions. Because this is associated with solar magnetic fields shows the expected B2- dependence. The magnetic fields become in this framework the catalyst and not the otherwise suspected / unspecified energy source of solar X-rays. In addition, the built–in fine tuning we may (not) be able to fully reconstruct, and, we may (not?) be able to copy in an earth bound experiment. Solar axion signals are transient X-ray brightenings, or, continuous radiation from the corona violating at first sight the second law of thermodynamics and Planck’s law of black body radiation. To understand the corona problem and other mysteries like flares, sunspots, elemental abundances, etc., we arrive at least at two exotica: a) trapped, radiatively decaying, massive axions of the Kaluza Klein type allow a continuous self-irradiation of the Sun, via their spontaneous decay, explaining the sudden temperature inversion ~2000 km above the Sun’s surface and b) outstreaming light axions interact with local fields (~B2), depending crucially, among other parameters on the plasma frequency which must match the axion rest mass, explaining the otherwise unpredictable transient, but also continuous, solar phenomena. Then, the photon energy distribution of a related phenomenon of unknown origin might point at the birth place of involved axions. For example, this could suggest that the ~2 MK solar corona has its axion roots at the top of the radiative zone even though this alone can not explain the steep transition region (TR) between the chromosphere and the corona. The predicted B ≈ 10–50 T at the so called tachocline at ~0.7R, make this place a potential coherent axion source, while the multiple photon scattering enhances the photon-to-axion conversion unilaterally, since axions escape. We conclude that the energy range below some 100 eV is a new window of opportunity for axion searches. Remarkably, it coincides with a) the 10 derived photon energies for an external self-irradiation of the Sun, which has to penetrate until the transition region at ~2000 km above the solar surface, and b) with the bulk of the soft solar X-ray luminosity, which is of unknown origin. Thus, (in)direct signatures support axions or the like as an explanation of enigmatic behavior in the Sun and beyond; e.g., the otherwise unexplained “solar oxygen crisis” taking into account related observations in pores, which also show striking ~B2 – dependence of elemental abundance in a pore. They can be associated with the radiation pressure of the X-ray emission from converted axions from the solar core, or, other as yet unpredicted inner solar axion source. Axion antennas could take advantage of such a feed back. Finally, the observed soft X-ray emission from the quiet Sun at highest latitudes as well as the extended activity associated with magnetic structures crossing the solar disk centre suggest that a multi-component axion(-like) scenario is finally at work, which explains why the solar axions have not been identified / noticed before in the rich and spatiotemporarily changing solar X-ray spectrum. Finally, it is arguing in this work that solar axions converted to (hard) X-rays near the solar surface can ionize the layers above. This gives rise to the isotropic Compton scattering and to the photon energy degradation while the photons propagate inside the plasma. Both effects allow for the first time to reconcile solar X-ray emission with the standard solar axion model, i.e. not only radial X-ray emission distinguishing thus the solar disk center, and, an energy spectrum shifted towards lower and lower energies. Moreover, the concluded place of birth of the axion conversion points at the solar surface. If we assume the widely mentioned coherent inverse Primakoff-effect being behind this interaction, as it is done for example in CAST phase II with buffer gas in the magnetic pipes, then the axion or axion-like rest mass is maxion ≥ 0.01 eV/c^2.