Fundamental Physical Processes in Coronae: Waves, Turbulence, Reconnection, and Particle Acceleration
基于SMM、Yohkoh、Compton GRO、SOHO、TRACE、RHESSI和STEREO的空间观测，我们对日冕基本过程的认识有了很大的进展。我们现在观察声波，MHD振荡，与磁共振相关的谱线展宽，与重联过程相关的磁结构，以及高能粒子的辐射。我们回顾了一些关键的观察EUV，软X射线，硬X射线，创新我们的物理理解的太阳日冕，在流体力学，磁流体动力学，等离子体加热，粒子加速过程。
2007-10-31 astro-ph
Solar flare electron acceleration: comparing theories and observations
太阳耀斑中电子加速的一个普遍的假设是重联及其流出所激发的低频MHD波的渡越时间阻尼。这种情况需要几个过程依次产生观测到的大量高能电子。到目前为止，这种情况的证据很少，因为甚至不清楚耀斑能量是在哪里释放的。RHESSI测量的非热耀斑电子产生的韧致辐射的能量估计，以及在哪里的能量沉积的位置。因此，定量测量可以放入全球磁场配置的框架，如在日冕极紫外线观测。我们目前RHESSI观测结合TRACE数据表明，主要的能量输入到电子加速和一小部分到日冕加热和初级运动。RHESSI的更灵敏和更低能量的X射线观测也发现了电子束加速时激发米波III型爆发的小事件（C类）。然而，并非所有的RHESSI耀斑都涉及III型射电辐射。从电子加速的角度总结了其他分米射电辐射，如窄带尖峰和脉动，与X射线的关系
2003-08-19 astro-ph
RHESSI Observations of a Simple Large X-ray Flare on 11-03-2003
我们提出数据分析和解释的一个简单的X级耀斑观测与RHESSI在2003年11月3日。与以前观察到的其他X级耀斑相比，这个耀斑显示出非常简单的形态，具有明确的环顶（LT）和足点（FP）源。LT源的几乎单调的向上运动和两个FP源的分离增加与太阳耀斑的磁重联模型一致。此外，我们还发现，在硬X射线辐射较活跃的阶段，源的运动相对较慢; LT源的发射质心随着能量的增加而向更高的高度移动;两个不同光子能量的LT发射质心之间的分离与FP通量是反相关的。重连磁场的不均匀性可能是这些特征的一个可能的解释。
2004-06-16 astro-ph
From Solar and Stellar Flares to Coronal Heating: Theory and Observations of How Magnetic Reconnection Regulates Coronal Conditions
目前还没有解释为什么日冕具有它所具有的温度和密度。我们提出了一个模型，解释了如何动态的磁重联调节条件的日冕。在临界状态下，磁重联的分叉会对给定密度的日冕温度施加一个上限。我们目前的观测证据，从107耀斑在37个类太阳恒星恒星的恒星日冕接近这一临界状态。该模型对日冕的自组织临界性模型有重要意义。
2008-02-05 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
The Role of Magnetic Reconnection in Solar Activity
我们认为，磁重联起着决定性的作用，在许多太阳活动的各种表现。特别是，它是能量最大的太阳事件、日冕物质抛射和爆发性耀斑的触发机制。我们提出，为了获得爆炸性喷发，磁重联在日冕必须有一个“开-关”的性质，并表明，在剪切多极场配置的重联确实有这个属性。数值模拟结果支持这一模型，并讨论了日冕物质抛射/爆发耀斑预测的影响。
1998-09-13 astro-ph
Self-Regulation of Solar Coronal Heating Process via Collisionless Reconnection Condition
我提出了一个新的范式太阳日冕加热视为一个自我调节的过程，保持等离子体轻微碰撞。该机制是基于两个效应之间的耦合。首先，日冕密度控制等离子体的碰撞性，因此之间的缓慢碰撞Sweet-Parker和快速碰撞重联制度的过渡。反过来，日冕能量释放导致色球蒸发，增加密度，从而抑制新重新连接的环的后续重新连接。因此，从统计学上讲，密度在某个临界水平附近波动，与日冕中观察到的密度相当。从长远来看，日冕加热可以通过快速重连事件（纳米耀斑），蒸发事件和日冕等离子体的长期缓慢磁应力积累和辐射冷却的重复循环来表示。
2007-12-23 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Patchy Reconnection in a Y-Type Current Sheet
本文研究了Y型电流片中磁场在短暂的局部磁重联事件下的演化。重连产生向上和向下流动的重连通量管，当它们撞击Y线和电流片末端的潜在磁拱圈时，这些通量管迅速减速。这种局部的重联流出，然后迅速减速再现了观察到的行为后CME下行冠状空洞。这些模拟支持的假设，这些观察到的日冕下降流的磁场在高日冕局部补丁重新连接的收缩。
2010-03-01 astro-ph
Magnetic Reconnection During the Two-Phase Evolution of a Solar Eruptive Flare
本文对2003年10月24日发生的一次M7.6级耀斑的演化过程进行了详细的多波长分析和解释。RHESSI航天器对耀斑的X射线观测揭示了耀斑演化的两个阶段。第一阶段的特征是X射线环顶（LT）源的高度下降$\sim$ 11分钟。首次报道了如此长的下降LT源运动持续时间。在此期间，位于X射线LT源下方的EUV环也以相似的速度（$\sim$ 15 km s $^{-1}$）进行收缩。在第二阶段，观察到两个不同的硬X射线脚点（FP）源，以及相关的UV和H $α$耀斑带。X射线LT源现在呈现向上运动。第一阶段的RHESSI光谱是软的，表明在早期阶段的温度为$T>25$ MK的燃烧环的热辐射。另一方面，在高能量（$\varepsilon \gtrsim$ 25 keV）下的光谱在第二阶段（$γ= 2.6-2.8$）期间遵循硬幂律。我们发现，所观察到的LT和FP源的运动可以理解为三维磁重联在日冕中的分离器的结果。在耀斑的第一阶段，重联释放出与耀斑前光球层剪切流产生的磁张力有关的过剩磁能。伴随的磁剪切在日冕中的重联过程的弛豫解释了LT源的下降运动。在第二阶段，普通重联过程占主导地位，描述的能量释放的大爆发耀斑的标准模型。
2009-11-13 astro-ph
The effect of the relative orientation between the coronal field and new emerging flux: I Global Properties
从对流区进入日冕的磁通量的出现是日冕磁场动力学演化的一个重要过程。在本文中，我们扩展了我们以前的数值研究，在磁通量相互作用的过程中，作为一个最初扭曲的磁通量管出现到一个平面平行，冠状磁场。显着的差异被发现在动力学外观和演变的出现过程取决于上升的通量系统和任何预先存在的日冕场之间的相对取向。当通量系统几乎是反平行的，实验表明大量的重联，并展示了清晰的签名的高温等离子体位于高速流出区域从重联区域延伸。然而，具有更平行方向的通量系统的情况下，显示非常有限的重联和没有相关的功能。尽管两个通量系统之间的重连量非常不同，但发现仍然连接到原始管的新兴通量作为时间的函数达到相同的高度。作为对管通量损失的补偿，在垂直于初始通量管的主轴的方向上的新兴环路的范围中发现了明显的差异。增加磁重联的量减小了体积，这限制了剩余的管通量。
2007-05-08 astro-ph
Evolution of reconnection along an arcade of magnetic loops
本文介绍了一次太阳耀斑的RHESSI观测结果，它显示了被解释为磁圈足点的双硬X射线源的连续运动。时间演化显示了许多持续时间为几十秒的明显的发射峰（“基本耀斑爆发”）。基本耀斑爆发已被解释为不稳定或振荡的重联过程中导致的不稳定释放的磁能。这些基于二维概念的解释不能解释这些观测，表明耀斑元素沿着拱廊在第三维中移位。因此，观测到的耀斑元素不是重联过程的调制，而是起源于这个过程沿着磁环的拱廊进行。与以前的报告相反，我们发现足迹运动和硬X射线通量之间没有相关性。这个耀斑显然与标准平移不变2.5D重联模型的预测相矛盾。
2005-04-20 astro-ph
First limits on the 3-200 keV X-ray spectrum of the quiet Sun using RHESSI
我们提出的第一个结果，使用RHESSI高能太阳光谱成像仪，观察太阳X射线发射不与活动区，太阳黑子或耀斑（安静的太阳）。使用一种新开发的斩波技术（扇束调制）在2005年6月至2006年10月之间的七个期间的偏移，我们得到了上限超过3-200 keV的最安静的时候，当GOES 12 1- 8 A通量低于$10^{-8}$ Wm $^{-2}$。这些值小于17-120 keV范围内的先前限制，并将其扩展到较低和较高的能量。3-6 keV的极限与日冕温度$\leq 6$ MK一致。当GOES 12 1-8A背景通量介于$10^{-8}$ Wm $^{-2}$和$10^{-7}$ Wm $^{-2}$之间时，RHESSI 3-6 keV通量与此相关，指数为$1.08 \pm 0.13$。微耀斑的幂律相关性指数$1.29 \pm 0.06$更陡。我们还讨论了观测安静的太阳X射线由于太阳轴子的可能性，并使用RHESSI安静的太阳极限估计两种不同的轴子发射方案的轴子光子耦合常数。
2007-02-27 astro-ph
A Model for Patchy Reconnection in Three Dimensions
我们展示了，理论上和通过MHD模拟，如何在一个一维的电流片上的三维定位的短突发重连创建一对重连通量管。我们专注于后重联这些通量管的演变，研究它们的速度和形状。我们发现，慢模冲击传播沿这些重新连接的通量管，释放磁能在稳态Petschek重联。然而，这些三维激波的几何形状与经典的二维几何形状有很大的不同。它们在四个孤立的前沿沿着通量管腿传播，而在二维Petschek模型中，它们形成一个连续的，固定的V形前沿对。我们发现，这些重联通量管的截面出现泪珠形束的磁通传播远离重联网站。在此基础上，我们认为，下降的日冕空洞所看到的Yohkoh SXT，LASCO，和TRACE的重连通量管下降从耀斑网站在高日冕，例如在日冕物质抛射。在这个模型中，这些通量管会在低日冕中达到平衡，形成一个由耀斑后日冕环组成的拱廊。
2005-09-13 astro-ph
Fast Collisionless Reconnection Condition and Self-Organization of Solar Coronal Heating
我认为，太阳日冕加热是一个自我调节的过程，使日冕等离子体大致边缘碰撞。自我调节机制基于两种效应的相互作用。首先，等离子体密度控制日冕能量释放之间的过渡缓慢碰撞Sweet-Parker制度和快速碰撞重联制度。当Sweet-Parker层变得比特征无碰撞重联尺度更薄时，就会发生这种转变。根据上游等离子体密度（n_e）、重联（B_0）和引导（B_z）磁场分量以及重联层的整体长度（L），我提出了一个简单的判据：L <6.10^9 cm [n_e/（10 ^{10}/cm^3）]^（-3）（B_0/30 G）^4（B_0/B_z）^2。接下来，日冕能量释放通过重连通过色球蒸发提高了周围的等离子体密度，这反过来又暂时抑制了随后的重连，包括新重连的环。然而，随着时间的推移，辐射冷却逐渐降低密度再次低于临界值，快速重联再次成为可能。因此，密度是高度不均匀和间歇性的，但在统计上，并没有强烈偏离临界值，这是与观测到的日冕密度。因此，从长远来看，日冕加热过程可以通过由快速重连事件组成的重复循环来表示（即，纳米片），接着是快速蒸发事件，接着是相对长的时间（1小时），在此期间磁应力建立，同时等离子体冷却并沉淀。
2007-08-30 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Multi-wavelength signatures of magnetic reconnection of a flare associated coronal mass ejection
利用多波长观测资料，讨论了2003年11月3日发生在复杂$βγδ$磁位形区的X2.7级太阳耀斑的演化过程。耀斑前日冕活动的第一个特征是在射电波长上观察到的III型爆发，它发生在H $α$的耀斑特征之前几分钟。在从RHESSI获得的硬X射线（HXR）图像中，这种类型III之后出现了环顶源。在事件的主要阶段，从位于奈尼塔尔的ARIES的太阳塔望远镜观测到的H $α$图像显示了明确的足点（FP）和环顶（LT）源。随着耀斑的发展，LT源向上移动，两个FP源之间的分离增加。H $α$与HXR图像的共对齐显示了H $α$和HXR足点之间的空间相关性，而HXR中上升的LT源总是位于H $α$中所见的LT源上方。LT和FP源的演化与太阳耀斑的重联模型一致。SOHO/EIT在195 ° C拍摄的EUV图像显示，在脉冲阶段，在耀斑区域的盘上有强烈的发射。此外，缓慢漂移的IV型爆发，在低日冕高度观察到在两个时间间隔沿耀斑期间，表明上升的等离子体团或环系统。强烈的II型射电爆发在这些IV型爆发之间的时间，但在一个相对较大的高度表明CME及其相关的日冕冲击波的开始。该研究支持了标准的CSHKP耀斑模型，该模型与几乎所有的爆发耀斑模型一致。更重要的是，这些结果还包含了耀斑阶段之前爆发重连的证据。
2007-06-01 astro-ph
RHESSI and SOHO/CDS Observations of Explosive Chromospheric Evaporation
使用SOHO上的Reuven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和日冕诊断光谱仪（CDS）的数据对爆炸性色球蒸发进行了同步观测。第一次，共空间成像和光谱学已被用来观察爆炸蒸发内的硬X射线发射区域。RHESSI X射线图像和光谱被用来确定在M2.2耀斑的脉冲阶段加速的非热电子的通量。假设采用厚靶模型，注入的电子能谱的谱指数约为7.3，低能截止值约为20 keV，产生的通量大于4 × 10^10尔格·cm^-2·s^-1。利用CDS光谱确定了大气的动力学响应，发现Fe XIX（592.23 A）的平均上升流速度为230+/-38 km·s^-1，在色球层和过渡区温度下，相对于平均的平静太阳光谱，相关的下降流速度分别为36+/-16 km·s^-1和43+/-22 km·s^-1。误差表示1 sigma分散。加速电子能谱的性质和相应的蒸发速度与理论预测一致。
2005-12-21 astro-ph
Flare magnetic reconnection and relativistic particles in the 2003 October 28 event
2003年10月28日发生了一次X17.2的太阳耀斑，伴随着多波长的辐射和在1AU处观测到的高通量相对论粒子。我们提出的分析结果的TRACE，SOHO，RHESSI，ACE，GOES，硬X射线（INTEGRAL卫星），无线电（Onderjoev射电望远镜），和中子监测数据。研究发现，推测的磁重联电场与太阳的硬X射线、γ射线和中子辐射有很好的相关性。因此，耀斑的磁重联可能对瞬发相对论粒子做出了至关重要的贡献，这些粒子可以在1 AU处被探测到。由于中子发射前几分钟注入质子和电子，我们提出了一个磁场演化配置来解释这种延迟。我们不排除CME驱动激波的影响，它可能在太阳高能粒子延迟的渐变相位中起重要作用。
2007-06-25 astro-ph
The Role of Helicity in Magnetic Reconnection: 3D Numerical Simulations
我们证明了全球螺旋度守恒在确定太阳大气中磁重联的性质和后果方面只起次要作用。首先，我们表明，太阳日冕磁场的观测是在直接与泰勒的理论相冲突。接下来，我们提出的结果从三维MHD模拟剪切的两极和多极日冕磁场的光球足点运动，并讨论这些结果的影响泰勒的理论和模型的太阳活动。这项工作的关键结论是，显着的磁重联只发生在非常特定的位置，因此，太阳的磁场不能完全放松到最低能量状态预测的全球螺旋守恒。
1999-01-05 astro-ph
A three-dimensional study of reconnection, current sheets and jets resulting from magnetic flux emergence in the Sun
我们提出了一套三维数值模拟的结果磁通量出现从下面的光球到日冕，其中包括一个均匀的和水平的日冕磁场模仿预先存在的大规模日冕磁系统。即将到来的和冠状领域的不同相对取向的情况下进行了研究。在接触时，在界面处形成具有拱形或桥形形状的集中电流片，该界面标记两个系统之间的场矢量中的最大跳跃的位置。大于90度的相对角度产生丰富的磁重联和等离子体加热。重联被认为是三维的性质，除了在沿电流片的奇异位置。它驱动准直高速和高温流出只有很短的距离，沿着周围的磁场线传播的射流的重联网站。由于电晕中的等离子体密度低，这些射流可以传播很长的距离，因此有助于沿着这些新重新连接的场线分布高密度和高温等离子体。实验允许辨别和可视化的三维形状和即将到来的等离子体山，高速射流和亚光球通量系统的相对位置。重联的结果是，来自地表以下磁化等离子体的磁场线最终成为日冕磁力线，从而导致日冕中磁性区域连通性的深刻变化。因此，这里介绍的实验产生了一些功能反复观察的TRACE卫星和YOHKOH-SXT探测器，如建立新兴和预先存在的活动区域，局部加热和高速外流之间的连接。
2005-01-03 astro-ph
Internal Shocks in the Magnetic Reconnection Jet in Solar Flares: Multiple Fast Shocks Created by the Secondary Tearing Instability
诸如{ \it Yohkoh}和{ \it RHESSI}等空间太阳飞行任务观测了脉冲太阳耀斑中高能电子发射的硬X射线和伽马射线。然而，它们的抑制机制尚不清楚。在本文中，我们认为内激波是在重联喷流中产生的，它们是粒子加速的可能场所。我们研究如何磁重联创建的多个冲击进行二维电阻磁流体动力学模拟。在本文中，我们使用一个非常小的网格来解决扩散区域。结果发现，由于撕裂不稳定性，电流片变薄，并坍缩为Sweet-Parker片。薄板的不稳定性是由二次撕裂不稳定性引起的。快速重联开始于二次撕裂不稳定性后立即出现的异常电阻率。在突发的、随时间变化的磁重联过程中，二次撕裂不稳定性在异常电阻率增强的扩散区继续存在。结果，在重联喷流中产生了许多弱激波。这种情况产生了动荡的重新连接。我们认为，多个快速冲击中创建的射流和高能电子可以通过这些冲击加速。
2005-04-04 astro-ph
Self-Consistent MHD Modeling of a Coronal Mass Ejection, Coronal Dimming, and a Giant Cusp-Shaped Arcade Formation
我们对日冕物质抛射（CME）和相关的巨型拱状结构进行了磁流体动力学模拟，结果对CME的观测结果提出了新的解释。我们进行了两种情况下的模拟：有和没有热传导。通过比较两种情况下的结果，发现在传导情况下的重联率略高于绝热情况，环顶温度与Yokoyama-Shibata标度律的理论值一致。两种情况下的动力学性质如速度和磁场相似，而热性质如温度和密度却有很大的不同，在这两种情况下，与磁重联相关的慢激波都是从重联区沿着磁绳周围的磁场线传播，激波阵面形成螺旋形。就在慢激波之外，等离子体密度大大降低。将数值计算结果合成的软X射线图像与利用{ \it Yohkoh}软X射线望远镜观测到的一个巨大拱廊的软X射线图像进行了比较，证实了热传导的影响对模拟和观测的详细比较是重要的。合成的和观测到的软X射线图像之间的比较提供了新的解释与CME和巨型拱廊的各种功能。
2005-08-23 astro-ph
RHESSI Observations of the Solar Flare Iron-line Feature at 6.7 keV
本文报道了27个太阳耀斑的RHESSI 3- 10 keV谱的分析结果。这个能量范围包括热自由-自由和自由-束缚连续和两条线的功能，在6.7keV和8 keV，主要是由于高度电离的铁（Fe）。我们利用6.7keV的Fe线特征中的连续谱和通量导出了每个耀斑中电子温度T_e、发射量度和Fe线等效宽度随时间的变化。根据Fe线等效宽度与T_e的关系，导出了每个耀斑的Fe/H丰度比。为了最大限度地减少仪器问题与高计数率和影响与多温度和非热光谱成分，光谱主要是在耀斑衰减阶段，当排放量和温度平稳变化。我们发现耀斑Fe/H丰度比与日冕中Fe丰度（即光球丰度的4倍）一致，27个耀斑中至少有17个在20%以内;对于7个耀斑，Fe/H丰度比可能高达2倍。在T_e=25 MK时，Fe XXV离子分数比理论预测值低60%，与最近的理论值相差1 ~ 3 MK。
2006-07-13 astro-ph
The Magnetic Topology of Coronal Mass Ejection sources
在试图测试当前的启动模型的日冕物质抛射（CME），重点是磁爆发模型，我们检查的背景下，他们的色球和日冕响应的26 CME事件的源的磁拓扑结构，在大约9小时的时间间隔爆发开始。首先，我们执行电流免费（潜在的）外推的光球磁图检索的关键拓扑成分，如日冕磁零点。然后，我们比较的重连签名中观察到的高节奏和高空间分辨率的过渡区和日冕探测器（TRACE）的图像与相关的拓扑特征的位置。比较结果表明，只有七个事件可以解释的爆发模型，这需要一个多极拓扑结构与爆发前的重新连接在日冕零。然而，我们发现，更多的事件（12）不能用这些术语来解释。其中6个没有发现磁零点。其他七个案件仍然难以解释。我们还表明，在不同的解释下，事件的CME速度和耀斑能量之间没有系统的差异。
2007-03-02 astro-ph
The magnetic field topology associated to two M flares
2003年10月27日，在NOAA 10486活动区，在3小时内发生了两次GOES M级耀斑。这两个耀斑是封闭的，它们的相关增亮出现在同一个位置，在色球层和日冕层显示出非常相似的形状。重点分析了磁场（SOHO/MDI）、色球（HASTA，Kanzelhoehe Solar Observatory，TRACE）和日冕（TRACE）观测。通过将我们的数据分析与日冕磁场模型相结合，我们计算了与两个M耀斑相关的磁场拓扑。我们发现，这两个事件可以解释在一个局部的磁重联过程发生在日冕磁零点。这个零点也出现在同一地点一天后，2003年10月28日。这个零点的磁能释放被认为是2003年10月28日11时01分与一个大的X17耀斑一起独立发生的局部事件的起源。10月27日和10月28日这三个事件是同源的。我们的结果表明，日冕零点可以是稳定的拓扑结构，通过磁重联的能量释放可以发生，如经典的磁重联模型所提出的。
2007-06-02 astro-ph
