Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Relation between coronal type II bursts, associated flares and CMEs
我们研究了一个复杂事件的样本，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪（100-650兆赫范围）记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别从太阳地球物理数据表和LASCO清单获得。比较了射电爆发-耀斑-CME的特征，并分离出两组具有相似行为的事件。在第一种情况下，II型激波激励器似乎是在CME尾流中传播的耀斑爆炸波。在第二种情况下，II型爆发似乎是由CME引发的，尽管它并不总是清楚它是由CME的弓形或侧翼驱动的，还是重联激波。
2010-09-15 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
Sequential Lid Removal in a Triple-Decker Chain of CME-Producing Solar Eruptions
我们研究了SDO、STEREO、RHESSI和GOES观测到的一个大的双极活动区（AR）在12小时内发生的三次连续日冕物质抛射（CME）爆发。显然，AR最初有一个三层结构：在极性反转线（PIL）上方的垂直堆栈中有三个通量绳。在被中间通量绳的局限爆发碰撞后，顶部通量绳爆发，使第一个CME及其伴随的AR跨越耀斑拱廊扎根于一对相距甚远的耀斑带。第二次日冕物质抛射是由先前被捕获的中间磁绳的喷发造成的，它吹开了第一次日冕物质抛射的耀斑弧，并产生了一个耀斑弧，该耀斑弧植根于一对比第一次日冕物质抛射更靠近PIL的耀斑带。第三次日冕物质抛射是由底部磁绳的爆发形成的，它冲开了第二个耀斑拱圈，形成了自己的耀斑拱圈和一对耀斑带。在PIL观测到的磁通抵消可能触发中间磁通绳的初始受限喷发。那次局限的喷发显然引发了第一次CME喷发。由第一次CME爆发引发的眼睑去除机制可能引发第二次CME爆发。第二次CME喷发进一步去除盖子可能会触发最后一次CME喷发。
2020-08-11 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
Using Machine Learning Methods to Forecast If Solar Flares Will Be Associated with CMEs and SEPs
在太阳上观测到的爆发活动现象中，最具技术威胁的是伴随着日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的耀斑。太阳磁活动区（AR）的磁流体动力学过程产生了伴随CME和SEP的耀斑。然而，这些AR不仅会产生与CME和SEP相关的耀斑，还会导致与任何其他事件无关的耀斑和CME。在试图区分耀斑与相关的CME和SEP从耀斑和CME，这是不相关的任何其他事件，我们研究了两个机器学习算法的性能。为了实现这一目标，我们采用支持向量机（SVM）和多层感知器（MLP）使用的数据从空间天气数据库的通知，知识，信息（DONKI）的NASA空间气象中心，{ \it地球同步业务环境卫星}（{ \it GOES}），和空间气象日光层和磁成像仪活动区补丁（SHARP）。我们发现，真正的技能统计（TSS）和Heidke技能得分（HSS）计算的SVM略好于那些从MLP。我们还表明，96小时的预测时间框架提供了最好的结果，如果耀斑将与CME和SEP（TSS=0.92 $\pm$ 0.09和HSS=0.92 $\pm$ 0.08）预测。此外，我们得到的TSS和HSS的最大值为0.91 $\pm$ 0.06，预测耀斑将不会与CME和SEP的36小时的预报窗口，而108小时的预报窗口给出的最大TSS和HSS值预测CME将不会伴随任何事件（TSS=HSS=0.98 $\pm$ 0.02）。
2018-06-19 astro-ph.SR
Exhaustive study of three-time periods of solar activity due to single active regions: sunspot, flare, CME, and, geo-effective characteristics
在本文中，我们提出了一个高水平的太阳活动期间，一个单一的活动区产生多个耀斑/CME的多波长研究。根据对太阳黑子的观测，目前的第24个太阳活动周期与前几个太阳黑子活动周期相比强度较低。在当前的第24太阳黑子周期中，几个小型和大型太阳黑子群产生了各种中等和强烈的耀斑/CME事件。在2012-2015年期间，有几个活动区域有大量的耀斑活动穿过太阳的可见盘。在本研究中，我们考虑了2013年10月22日至29日、2013年11月1日至8日和2014年10月25日至8日这三个时间段，在此期间观察到228次耀斑。仅考虑盘中心附近的活动区，已经报道了59个CME（晕或部分），其中只有39个事件与耀斑有关。结果表明，面积较大、形态较复杂、磁场较强的活动区产生极快日冕物质抛射（速度> 1500 km/s）的可能性较大。因此，在所报道的5个X级耀斑中，有3个（60%）与CME有关。CME耀斑相关事件的离地时间在耀斑相关事件发生时间之后有+15到+30分钟的时间间隔，这表明耀斑产生了CME。此外，我们还整理了CME爆发后1 -5天内的磁暴。59次CME中有10%与磁暴有关，但都是中等强度的磁暴。
2020-12-09 astro-ph.SR
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 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
A Statistical Study of CME Properties and of the Correlation Between Flares and CMEs over Solar Cycles 23 and 24
利用1997年7月31日至2014年3月31日（即第23和24太阳周）太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪（LASCO）获得的数据，研究了日冕物质抛射（CME）的一些性质，如速度、加速度、极角、角宽和质量。我们使用了两个CME目录：一个由协调数据分析工作室（CME）数据中心提供，一个由计算机辅助CME跟踪软件（CACTus）检测算法获得。对于每个数据集，我们发现在第24周期的峰值期间观察到的CME的数量高于或相当于第23周期期间的数量，尽管第24周期期间的光球活动比第23周期期间弱。使用CACTus探测到的CME，我们注意到在两个周期的峰值期间，事件数量[N]处于相同的数量级，但在第24周期期间CME分布的峰值在时间上更长（2012年和2013年期间N >1500）。我们把CMEs和CACTus结果之间的差异归因于CMEs目录中CMEs定义的观察者偏差。我们还使用了一个数据集，其中包含19,811个耀斑的C-，M-和X-级观测的地球同步业务环境卫星（GOES）在同一时期。使用这两个数据集，我们研究了CME喷射的质量和相应耀斑期间发射的通量之间的关系：我们发现11，441个耀斑与CME在时间上相关，对于CMEs和CACTus为9120。此外，我们还发现，在0.1 - 0.8nm范围内，耀斑的通量与CME质量之间存在对数线性关系，与耀斑相关的CME事件和与耀斑无关的CME…
2016-12-29 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Novel scaling laws to derive spatially resolved flare and CME parameters from sun-as-a-star observables
本研究利用太阳长期SXR至射电数据，建立了耀斑功率与CME功率之间的标度律，从而可从类太阳恒星观测量推断空间分辨的CME速度和重联磁通。
2024-10-07 astro-ph.SR
An Updated View of Solar Eruptive Flares and Development of Shocks and CMEs: History of the 2006 December 13 GLE-Productive Extreme Event
2006年12月13日的一次极端事件标志着日出纪的开始，这是NoRH和NoRP观测到的第23个太阳活动周期中最后一次大耀斑。该事件产生了一个快速的CME，强烈的冲击和大粒子事件负责GLE 70。我们试图澄清爆发，冲击波和耀斑之间的关系，并阐明了高能质子的起源的争论。一个概念将其与耀斑过程联系起来。另一种是将离子加速与CME驱动的弓形激波联系起来。耀斑后粒子释放时间延迟有利于后一种情况。然而，我们以前的研究已经确定，在耀斑上升期间，冲击波通常是由冲动爆发的磁绳（未来的CME核心）激发的，而外部CME表面是从内部驱动膨胀的拱廊演变而来的。2006年12月13日事件的观测结果显示，两个冲击后，对方，其激发方案相矛盾的延迟日冕物质抛射驱动的弓激波假说。实际上，冲击波的形成要早得多，在耀斑峰值之前就可以加速质子。然后，这两个冲击合并成一个更强的冲击，只是在很久之后才减速和减弱。
2013-10-10 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
A Multiwavelength Study of Eruptive Events on January 23, 2012 Associated with a Major Solar Energetic Particle Event
我们使用来自空间和地面仪器的多波长数据来研究2012年1月23日的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），这是太阳活动周期24中最大的太阳高能粒子（SEP）事件之一。该爆发由两次快速CME（1400 km/s和2000 km/s）和M级耀斑组成，发生在位于N28 W36的活动区11402。这两次日冕物质抛射都是快速连续发生的，因此它们在非常靠近太阳的地方相互作用。第二个CME在11-12 Rsun的距离赶上了第一个。CME的相互作用可能是导致SEP通量升高和SEP事件强度分布显著变化的原因。复合CME导致了一个双底中等磁暴（Dst = -73 nT）。这两个下降是由于激波鞘中行星际磁场的南向分量和ICME间隔。缺乏更强的地磁暴的一个可能原因可能是ICME对地球进行了一次掠击。
2013-03-06 astro-ph.SR
Coronal shocks associated with CMEs and flares and their space weather consequences
我们研究了复杂事件的样本的地球有效性，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪在100-650兆赫范围内记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别来自太阳地球物理数据和LASCO目录。这些与太阳风参数和地磁指数的变化进行了比较，以建立太阳能量事件和它们对地磁活动的影响之间的关系。
2010-09-15 astro-ph.SR
Relationship between Solar Energetic Particles and Properties of Flares and CMEs: Statistical Analysis of Solar Cycle 23 Events
本文对太阳高能粒子（SEP）与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关系进行了统计分析。选择在太阳活动周期23期间的SEP事件，其与源自太阳的可见半球并且至少为M1级的太阳耀斑相关联。考虑到所有耀斑和日冕物质抛射发生在这一时期，发生的概率SEP事件在地球附近的确定。一个强大的上升，这一概率观察到耀斑强度增加，更西部的位置，更大的CME速度和晕CME。质子峰值通量和这些太阳参数之间的相关性推导出了一个低（>10 MeV）和高（>60 MeV）的能量范围内，不包括任何通量增强，由于快速行星际冲击的通道。当E>10 MeV（E>60 MeV）时，与耀斑强度和CME速度的相关系数分别为0.55 ± 0.07（0.63 ± 0.06）和0.56 ± 0.08（0.40 ± 0.09）。对于这两个能量范围，与耀斑经度和CME宽度的相关性非常小或不存在。此外，发生概率，相关系数和平均峰值通量推导出在多维箱结合上述太阳参数。在不同的质子能量通道，从5到200 MeV的相关系数也被确定。结果表明，质子峰值通量与日冕物质抛射速度的相关性随能量的增加而减小，而与耀斑强度的相关性则相反。此外，与CME速度的相关性强于与耀斑强度的相关性，低于15 MeV，并在20 MeV以上变得较弱。排除由于行星际冲击的流量增强，只有一个小的，但不是很显着的变化，观察到的峰值流量低于7 MeV和CME速度之间的相关性。
2014-12-17 astro-ph.SR
Solar Sources of Flares and CMEs
本综述探讨了强耀斑与CME的发源地——高磁复杂性太阳活动区的产生与发展，总结了观测特征，讨论了磁通量浮现模拟与湍流热对流模型，并展望了SOLAR-C任务的未来观测。
2024-09-24 astro-ph.SR
The Formation and Early Evolution of a Coronal Mass Ejection and its Associated Shock Wave on 2014 January 8
在本文中，我们研究了2014年1月8日发生的边缘日冕物质抛射（CME）及其相关冲击波的形成和早期演化。由\textit{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像组件（AIA）提供的极紫外（EUV）图像显示，CME首先出现为气泡状结构。随后，它的膨胀形成CME并引起准圆形EUV波。有趣的是，CME和波前在所有AIA EUV通带中都清晰可见。通过详细的运动学分析，发现日冕物质抛射的扩展经历了两个阶段：第一阶段是强烈但短暂的横向过度扩展，第二阶段是自相似扩展。膨胀速度的时间演化与耀斑25- 50 keV硬X射线通量的变化非常吻合，表明磁重联很可能在驱动膨胀中起重要作用。此外，我们发现，当CME的速度达到$\sim$ 600 km s $^{-1}$，EUV波开始演变成一个冲击波，这是证明了II型射电爆发的出现。据估计，该激波的形成高度为$\sim$ 0.2 $R_{sun}$，这比以前推导的高度低得多。最后，我们还研究了CME和EUV波的热性质。我们发现CME前沿和波前的等离子体温度为$\sim$ 2 MK，而CME核心区和耀斑区的等离子体温度要高得多，为$\ge$ 8 MK。
2016-05-04 astro-ph.SR
Current-driven flare and CME models
综述了电流在太阳耀斑脉冲相和日冕物质抛射（CME）中的作用。太阳耀斑是一种磁爆炸：储存在日冕环中未中和电流中的磁能在脉冲阶段释放成高能电子，并在CME中释放成质量运动。能量释放是由于电流结构的变化有效地减少了净电流路径。耀斑是由电动势（EMF）驱动的，电动势是由于变化的磁通量。EMF驱动耀斑相关电流，其交叉场闭合通过沿场线重定向到色球层并返回来实现。电流所扮演的重要角色在“标准”模型中被模糊了，在电路模型中被错误地描述了。一个半定量的治疗的能量和电动势提供了一个多电流模型，其中的电流是恒定的，电流路径的变化是由时间相关的电感。目前还没有一个自洽的模型，包括耀斑的内在时间依赖性，电动势，耀斑相关的电流和内能输运在耀斑。电流通过磁螺旋度在日冕物质抛射中起着重要的作用，扭曲转化为扭曲，使扭结不稳定性加上重联导致一个新的闭环，电流-电流力通过环面不稳定性加速日冕物质抛射。
2017-08-15 astro-ph.SR
The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum
我们研究的关联太阳耀斑与日冕物质抛射（CME）在2007年至2009年的深，延长太阳极小期，使用极紫外（EUV）和白光（日冕）从{ \it日地关系天文台}（STEREO）的图像。虽然所有的快速（v $>$ 900 km s $^{-1}$）{ \it and} wide（$θ>$ 100 $\arcdeg$）日冕物质抛射与至少在GOES软X射线光变曲线中识别的耀斑有关，在太阳活动最小期，大部分耀斑的X射线强度相对较高，（例如$\gtrsim$ 1 \times 10^{-6} $ W m$ ^{-2}$或C1）与CME无关。强烈的耀斑往往发生在具有强大和复杂光球磁场的活动区域，但产生CME相关耀斑的活动区域往往很小，包括那些没有太阳黑子的区域，因此没有NOAA活动区域编号。其他因素的规模可比和大于活跃地区似乎存在的，有助于协会的耀斑与日冕物质抛射。我们发现CME可能的低日冕特征，即喷发，调光，EUV波，III型爆发，分别在91%，74%，57%和74%，我们与CME相关的35个耀斑。这些观测资料都不能完全取代日冕仪对日冕物质抛射的直接观测。
2013-08-07 astro-ph.SR
Properties of flares and CMEs on EV Lac: Possible erupting filament
耀斑和日冕物质抛射是非常强大的事件，其中高能辐射和粒子在短时间内喷出。因此，这些事件可以强烈影响围绕这些恒星运行的行星。这对M星的行星尤其重要，因为这些恒星在演化过程中会保持很长时间的活跃，但可能适合居住的行星轨道距离很短。不幸的是，我们对耀斑和M星中CME之间的关系知之甚少，因为到目前为止，在M星中只观测到很少的CME。为了更多地了解耀斑和日冕物质抛射的M星，我们监测了高分辨率的光谱活跃的M星EV Lac。在127小时的光谱监测期间，我们在Halalpha中发现了27个能量在1.6E31和1.4E32 erg之间的耀斑，在457小时的TESS观测期间，发现了49个能量在6.3E31和1.1E33 erg之间的耀斑。统计分析表明，TESS波段的连续通量与H α发射的能量之比为10.408 +/- 0.026。光谱分析表明，在一些耀斑的脉冲阶段，He II 4686的磁力线的通量增加。在三次大耀斑中，我们探测到一个温度在6900 ~ 23000 K之间的连续谱源。在这些耀斑中，我们没有发现一个明确的日冕物质抛射事件，这表明这些在活跃的M星中是非常罕见的。然而，在一个相对较弱的事件中，我们发现巴耳末线的不对称性为~220 km/s，我们将其解释为爆发灯丝的签名。
2020-10-09 astro-ph.SR
Search for flares and associated CMEs on late-type main-sequence stars in optical SDSS spectra
这项工作的目的是检测和分类恒星耀斑和潜在的恒星日冕物质抛射（CME）的签名提供的斯隆数字巡天（SDSS）数据发布14光谱。该样本仅限于所有F、G、K和M主序星类型，因此超过630，000颗恒星。这项工作利用了SDSS提供的各个光谱曝光。在将高斯分布拟合到谱线核心之后，通过检测$Hα$和$Hβ$谱线中的显著幅度变化来执行自动耀斑搜索。CME是通过识别由视线中等离子体运动的多普勒效应引起的巴耳末线中的不对称性来搜索的。我们在晚型恒星（光谱类型K3至M9）上发现了281个耀斑。我们确定了六个可能的CME候选人，在巴耳末线翼显示过量通量。计算了$Hα$中的耀斑能量，并估算了CME候选者的质量。导出的$Hα$耀斑能量范围为$3 \times 10^{28} - 2 \times 10^{33}$ erg. $Hα$耀斑能量随着早期类型的增加而增加，而耀斑时间的比例随着后期类型的增加而增加。CME候选者的质量估计值在$6 \times 10^{16} - 6 \times 10^{18}$ g的范围内，最高预计速度为$\sim300 - 700\:$ km/s。我们获得的CME的低检测率与之前的研究一致，这表明对于晚型主序星，可以用光学光谱检测到的CME发生率较低。
2020-12-01 astro-ph.SR
On flare-CME characteristics from Sun to Earth combining remote-sensing image data with in-situ measurements supported by modeling
我们分析了2011年10月1日（SOL 2011 -10- 01 T09：18）观测到的耀斑CME事件，涵盖了从太阳到地球的完整作用链，以更好地理解CME及其嵌入的磁场的动态演化。我们利用SDO和地面仪器研究了与耀斑CME相关的太阳表面和大气，并利用STEREO结合EUV和白光数据对CME特征进行了离边跟踪。通过应用三维重建技术（GCS，总质量）立体STEREO-SoHO日冕物质抛射数据，我们跟踪的时间和空间演化的日冕物质抛射在行星际空间，并得出其几何形状和三维质量。我们结合GCS和Lundquist模型的结果，从现场测量（风）的MC的轴向通量和螺旋度。这是比较非线性无力（NLFF）模型的结果，以及重连的磁通量来自耀斑带（耀斑重连通量）和相关的调光（调光通量）所包含的磁通量。我们发现，磁重联过程已经在脉冲耀斑阶段开始之前进行，增加磁通量的通量绳之前，其最终爆发。在耀斑结束后，变暗通量增加了25%以上，表明喷发后仍有磁通量加入通量绳。因此，导出的耀斑重联通量很可能是估算磁绳内磁通量的下限。我们发现，磁螺旋度和轴向磁通量在行星际空间分别减少了约50%和75%，可能表明侵蚀过程。在~4-20 Rs的距离范围内观测到CME质量增加10%。与日冕物质抛射相关的核心变暗区的时间演化支持快速外流可能向日冕物质抛射的后部提供额外质量的假设。
2017-03-02 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
The 17 January 2005 Complex Solar Radio Event Associated with Interacting Fast Coronal Mass Ejections
2005年1月17日，在两次3B/X3.8耀斑的不同发作期间，记录到了两次快速的日冕物质抛射。两者都伴随着米到公里的III型群追踪逃逸到行星际空间的高能电子，以及由日冕物质抛射驱动的冲击波引起的十米到百米的II型爆发。在第二个III型组后1.5小时，在600 kHz以下观察到一个特殊的III型爆发组。它发生在没有任何高频率的同时活动的情况下，大约在两个CME预计相互作用的时候。我们将这种排放与日冕物质抛射在日心距离约为25 R \odot的相互作用。近相对论性电子观测到的EPAM实验板载ACE近1 AU显示连续的粒子释放，可以与两个耀斑/CME事件和低频III型爆发时的CME相互作用。我们比较了冲击加速和加速过程中的磁重联的逃逸电子束的III型爆发和现场测量的电子的利弊。
2011-10-15 astro-ph.SR
Constraining the Mass Loss and the Kinetic Energy of Solar Coronal Mass Ejections with Far-Ultraviolet Flares
本研究拓展太阳耀斑与CME的相关性至远紫外波段，建立了1600 Å FUV耀斑参数与关联CME质量、动能等的经验关系，为估算类太阳恒星CME性质、评估系外行星大气侵蚀提供框架。
2025-10-02 astro-ph.SR
Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
The characteristics of flare- and CME-productive solar active regions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）对行星际空间和地球空间都造成了直接的不利影响。更深入地了解产生它们的机制和构建有效的预测方案至关重要。耀斑和日冕物质抛射的源区表现出一些共同的形态特征与强烈剪切磁极性反转线，指示复杂的磁配置，存储大量的自由磁能和螺旋度。这些知识转化为参数，可以帮助我们有效地区分安静，耀斑，和CME生产活动区。尽管如此，耀斑和CME预测仍然面临着许多挑战。磁场信息被限制在光球层，只能从一个有利的观测点获得;活动区的动力学行为仍然没有完全纳入预测;耀斑和日冕物质抛射的随机性使它们的预测概率。为了应对这些挑战，提出了新的属性来描述活动区域中磁能存储机制的不同方面，并提供了整个太阳周期参数研究的机会。这份预测因子清单现在包括来自流场、过渡区/日冕光谱学、日冕磁场的数据驱动建模以及来自时间序列的动态效应参数化的信息。朝着这些方向的进一步工作可能有助于减轻目前在观测高层大气磁场方面的限制。本文回顾了这些努力以及将新知识转化为更有效的预测因子和包括新类型数据的重要性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast-mode Magnetosonic Wave Trains Within Coronal Waveguides Associated with Flares and CMEs
准周期快模传播波列（QFP）是太阳动力学天文台最近利用极紫外成像观测在日冕中发现的一种新的观测现象。它们起源于耀斑，并在日冕物质抛射（CME）尾迹中的漏斗形波导内以高达2000 km/s的速度传播。QFP可以携带足够的能量通量，在其发生期间日冕加热所需的。它们可以为日冕及其相关的耀斑提供新的诊断方法。我们提出了最近的观测QFP专注于他们的时空特性，温度依赖性，统计相关的耀斑和日冕物质抛射。特别令人感兴趣的是2010年8月2001年C3.2耀斑与相关的QFP和漂移斑马和光纤射电爆发，这可能是不同的表现形式相同的快模波列。我们还讨论了QFP在加速和/或调制太阳风的潜在作用。
2015-12-24 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
A Monster CME Obscuring A Demon Star Flare
我们探讨的情况下，日冕物质抛射（CME）是观察到的连续X射线吸收的1997年8月30日的食双星大陵五（恶魔星）的超级耀斑的原因。吸收的时间衰减与经历自相似演化的CME的吸收一致，具有均匀的膨胀速度。我们调查的运动学和能量特性的CME使用冰淇淋锥模型的三维结构结合观察到的档案的氢柱密度随时间下降。不同的物理合理的长度尺度，使我们能够估计可能的日冕物质抛射特征的下限和上限。进一步考虑到恒星黑子中最大的可用磁能，我们可以将其质量量化为可能在$2\times 10^{21}$ - $2\times 10^{22}$ g范围内，动能在$7\times 10^{35}$ - $3\times 10^{38}$ erg范围内。计算结果与太阳日冕物质抛射X射线通量与日冕物质抛射质量和动能之间的外推关系符合较好。
2017-10-19 astro-ph.SR
Why Is the Great Solar Active Region 12192 Flare-Rich But CME-Poor?
2014年10月的太阳活动区12192是24年来最大的太阳黑子群。它是第24周期中最多产的耀斑，但令人惊讶的是，在其盘通过期间，核心区域没有产生日冕物质抛射（CME）。在这里，我们研究阻止喷发的磁场条件以及随之而来的后果。我们发现AR 12192是“大而温和”，其核心区域表现出较弱的非潜力，较强的覆盖领域，和较小的耀斑相关领域的变化相比，其他两个主要的耀斑CME生产的AR（11429和11158）。这些差异存在于密集型指数中（例如，手段）但通常不是广泛的手段（例如，总数）。AR 12192的大量磁自由能并没有转化为CME的生产力。这一出乎意料的现象表明，AR的爆发性受到背景场限制上的磁非势的某种相对度量的限制，并且与爆发性耀斑相比，受限耀斑可能会留下较弱的光球和日冕印记。
2015-05-05 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: V. Energy Closure in Flares and Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们综合了四个以前的研究结果的全球能量学的太阳耀斑和相关的日冕物质抛射（CME），其中包括磁，热，非热，和CME能量在399太阳M和X级耀斑事件在第一个3.5年的太阳动力学天文台（SDO）的使命。我们的发现是：（1）耀斑加速粒子的平均非热能之和（$E_{\mathrm{nt}}$），直接加热的能量（$E_{\mathrm{dir}}$），以及日冕物质抛射的能量（$E_{\mathrm{CME}}$）是耀斑的主要能量耗散过程，与耗散的磁自由能$E_{\mathrm{mag}}$相比，其比值为$(E_{\mathrm{nt}}+E_{\mathrm{dir}}+ E_{\mathrm{CME}})/E_{\mathrm{mag}} = 0.87 \pm 0.18$，这证实了在测量不确定度范围内的能量封闭性，并证实了耀斑和日冕物质抛射的磁起源：（2）耗散磁自由能的能量分配为：$0.51\pm0.17$在$\ge 6$ keV电子的非热能中，$0.17\pm0.17$在非热能$\ge 1$ MeV离子中，$0.07\pm0.14$在CME中，以及$0.07\pm0.17$在直接加热中;（3）白光耀斑的热能几乎总是小于非热能，这与厚靶模型一致：（4）白光耀斑的热光度与软X射线（SXR）的热能相当;（5）太阳高能粒子（SEP）事件携带CME能量的一部分$\approx 0.03$…
2017-02-07 astro-ph.SR
Successive Solar Flares and Coronal Mass Ejections on 2005 September 13 from Noaa Ar 10808
我们提出了一个多波长的研究，2005年9月13日从NOAA 10808的爆发，产生了总共四个耀斑和两个快速日冕物质抛射（CME）在1.5小时内。我们主要注意的是，这些喷发发生在时间上的紧密连续性，并且所有这些都位于活动区的S形磁极性反转线（PIL）。在我们的分析中，（1）第一次耀斑产生的扰动沿着PIL向南传播，导致了一次主要的暗条爆发，导致了第一次CME和下面的第二次耀斑。(2)第一次CME部分去除了三角洲北部黑子上方的叠加磁场，以允许第三次耀斑和第二次CME。(3)在第四次耀斑期间的带状分离将表明由第二次CME打开的叠加场线的重新闭合。这一系列耀斑和日冕物质抛射是通过膨胀的磁结构和附近的磁场之间的磁重联相互关联的。这些结果补充了以前的作品在这一事件与建议的因果关系之间的连续爆发。
2009-08-04 astro-ph.SR
Detection of Flare-associated CME Candidates on Two M-dwarfs by GWAC and Fast, Time-resolved Spectroscopic Follow-ups
类日恒星和晚型恒星中与耀斑相关的恒星日冕物质抛射（CME）对系外行星的可居住性至关重要。在本文中，我们报告检测耀斑相关的CME在两个M矮星，由于高节奏的调查进行了地面广角相机系统和快速的光度和光谱的后续行动。通过对光变曲线的模拟，确定了$R-$带的耀斑能量为$1.6\times10^{35}\ \mathrm{erg}$和$8.1\times10^{33}\ \mathrm{erg}$。在这两种情况下，时间分辨光谱观测开始于触发后约20和40分钟。$\sim500-700\ \mathrm{km\ s^{-1}}$的最大投影速度表明，在排除色球蒸发和日冕雨的可能性后，它们的H $α$发射线的高速翼很可能是由两颗恒星的CME事件造成的。CME的质量估计为$1.5-4.5\times10^{19}\ \mathrm{g}$和$7.1\times10^{18}\ \mathrm{g}$。
2021-06-09 astro-ph.SR
CME-Driven and Flare-Ignited Fast Magnetosonic Waves Successively Detected in a Solar Eruption
利用SDO/AIA观测了2013年4月23日GOES C3. 0耀斑中的三种快模传播磁声波，该耀斑伴随着日珥喷发和广泛的日冕物质抛射（CME）。在日珥快速上升阶段，CME气泡前方首先形成一个大尺度的圆顶状极紫外（EUV）波，并以430 km/s的速度向CME横向传播。可以识别EUV波从CME气泡的分离过程。当它与远程活动区域相互作用时，还观察到该EUV波的盘上对应物的反射效应。在EUV波首次出现后6分钟，CME气泡内部出现了周期约为120秒的大规模准周期EUV训练，从耀斑震中发出，以高达1100 km/s的平均速率向外传播。此外，沿连接两个相邻活动区的闭环系统观测到另一个窄的准周期EUV波列，它也是从耀斑震中发出的，传播速度约为475 km/s，周期约为110 s。我们认为，所有观测到的波都是快模磁声波，其中CME气泡前方的大规模圆顶形极紫外波是由CME气泡的膨胀驱动的，而CME气泡内的大规模准周期极紫外波训练和闭环系统中的窄准周期极紫外波列则是由耀斑中间歇性的能量释放过程激发的。并根据实测的波参数对日冕地震学的应用和携带的能量进行了估算。
2021-09-07 astro-ph.SR
An application of the weighted horizontal magnetic gradient to solar compact and eruptive events
我们建议应用Korsos等人（2015年）提出的加权水平磁梯度（$WG_{M}$），使用SDO/HMI-Debrecen数据目录分析活动区（AR）的前耀斑和前CME行为和演变。为了证明$WG_M$方法的调查能力，在耀斑和CME爆发方面，我们研究了两个典型的AR，即AR 12158和AR 12192。AR的选择代表典型情况。AR 12158产生了一个X 1.6级耀斑，伴随着快速的“晕”日冕物质抛射（$v_{linear}$ =1267 $km s^{-1}$），而AR 12192则发生了一系列强大的X级喷发，即X 1.1、X 1.6、X 3.1、X 1.0、X 2.0和X 2.0级高能耀斑，有趣的是，没有一个伴随着日冕物质抛射。值本身和时间变化的$WG_{M}$被发现具有潜在的重要诊断信息的强度的预期耀斑类。此外，我们还估计耀斑爆发的时间从收敛和发散运动的两个子群的面积加权重心的持续时间的关系相反的磁极性。这个测试结果不仅提供有关预期耀斑类的强度和耀斑开始时间的信息，但也可以表明是否会发生耀斑与/或没有快速CME。我们还发现，当负极性重心发生了移动，而正极性重心“保持”在爆发前的同一坐标时，耀斑的爆发伴随着快速的“晕”CME。反之，当正负极重心都发生移动时，AR产生耀斑而不产生CME。如果这些发现的重心运动的属性是CME喷发（或缺乏它）的一般前兆，识别它们可能作为一个很好的先决条件，…
2017-12-31 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Type III events, flares and CMEs, in the extremely active period October-November 2003
第三类观测追踪高能电子群通过日冕的传播，日冕通常先于太阳的能量释放，或与太阳的能量释放有关。分析了ARTEMIS-IV 1无线电频谱仪记录的太阳异常活动期间（2003年10月20日至11月4日）20-650兆赫范围内的III型爆发样本;将其参数与同期观测到并分别在SGR和LASCO档案中报告的相关耀斑（Ha和GOES SXR）和日冕物质抛射的特征进行了比较。在这份报告中，我们试图建立高能粒子和太阳活动的主要表现形式，如耀斑和日冕物质抛射之间的相关性。
2010-09-18 astro-ph.SR
Intense Hard X-ray Emissions in C-class Flares: A Statistical Study with ASO-S/HXI Data
本研究基于ASO-S/HXI数据统计分析了127个高能C级耀斑，发现其具有较短持续时间和较硬能谱，且与CME关联率极低，表明受限磁场结构可能促进电子加速。
2025-06-23 astro-ph.SR
Electric Current Neutralization in Solar Active Regions and Its Relation to Eruptive Activity
与电流相关的磁自由能是太阳耀斑和太阳活动区日冕物质抛射（CME）的动力。然而，决定AR是否会产生喷发的条件还不清楚。以前的工作表明，在何种程度上的驱动电流，或在一个单一的磁极内的所有电流的总和，被中和，可以作为一个很好的代理评估的AR的能力，产生喷发。在这里，我们调查电流中和和耀斑/CME生产之间的关系，使用15个耀斑活动和15个耀斑安静的AR的样本。所有耀斑安静和4个耀斑活跃的AR也是CME安静的。我们还测试了电流中和的关系，沿极性反转线（PILs）在AR的剪切程度。我们发现，耀斑生产AR更有可能表现出非中和电流，特别是那些也产生CME。我们发现，耀斑/CME活跃的AR也表现出更高程度的PIL剪切比耀斑/CME安静的AR。我们还观察到，电流变得更加中性的磁通量出现在耀斑安静的AR。我们的研究表明，目前中和反应是其爆发潜力的指示。
2020-03-05 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
Multiwavelength Stereoscopic Observation of the May 1, 2013 Solar Flare and CME
2013年5月1日的一次M级翼后太阳耀斑（SOL 2013 -05- 01 T02：32）伴随着一次（$\sim$ 400 km/s）日冕物质抛射，由几个具有不同视角的天基观测台观测到。我们研究了RHESSI观测到的起源于耀斑现场上方至少0.1 \solrad{}的遮蔽硬X射线发射。低于$\sim$ 10 keV的辐射揭示了一个来自逃逸的CME核心的热的、扩展的（11 MK，>60 arcsec）热源，其密度约为$10^{9}$ cm $^{-3}$。在这样一个稀薄的热等离子体中，电离时间尺度是几分钟，这与SDO/AIA的131 μ m过滤器中没有检测到热CME核心是一致的。非热RHESSI源起源于一个更大的区域（$\sim$ 100弧秒），密度较低（$10^{8}$ cm $^{-3}$），位于热核心上方，但仍然在CME前沿后面。这表明，所观察到的非热电子部分并不负责加热CME核心。可能热的核心在从地球上可见之前被非热电子加热，这意味着非热发射的未被掩盖的部分可能来自CME核心的更脆弱的部分，在那里非热电子存活足够长的时间，以便从地球上可见。来自火星奥德赛任务的同时硬X射线光谱，它观察了磁盘上的耀斑，表明在高日冕源内的非热电子$>$ 20 keV的数量是$\sim$ 0.1 - 0.5\%，与色球耀斑带内的数量相比。在这个中等规模的事件中探测到高日冕硬X射线源表明，这种源可能是太…
2020-12-18 astro-ph.SR
Initiation of CME and Associated Flare Caused by Helical Kink Instability Observed by SDO/AIA
在本文中，我们提出了多波长观测的螺旋扭结不稳定性作为一个触发的CME发生在AR NOAA 11163 2011年2月24日。CME与M3.5肢体耀斑相关。SDO/AIA的高分辨率观测表明，爆发日珥中存在螺旋扭折不稳定性，这意味着磁场存在磁绳结构。增亮开始于日珥顶点以下，在激活阶段缓慢上升（约100 km/s）。在该位置瞬时形成明亮的结构，指示具有约3-4圈的螺旋。根据最近发展的模型，~ $6π-8π$的相应扭曲足以在磁绳中产生螺旋扭折不稳定性。随后在日珥的顶点形成了一个缓慢上升的团块结构，并在足点附近观察到一个耀斑环。在两分钟内，第二个斑点在日珥的北部形成。第二个团爆发（像一个等离子体喷射）与北部的突出腿的分离，耀斑强度最大化。在日珥顶点的第一个斑点显示出在天空平面上逆时针方向的旋转运动，被解释为螺旋的解旋运动，它也爆发出日冕物质抛射（CME）。RHESSI硬X射线源显示耀斑期间有两个足点源和一个环顶源。我们发现RHESSI硬X射线通量、软X射线通量导数和低日冕CME加速度有很好的相关性，这与标准耀斑模型（CSHKP）的结果一致。我们还讨论了气球以及环面不稳定性在推动日冕物质抛射中可能发挥的作用。我们的结论是，CME和耀斑是由磁绳中的螺旋扭折不稳定性触发的，主要是由环面不稳定性加速的。
2011-11-18 astro-ph.SR
Direct Evidence for a Fast CME Driven by the Prior Formation and Subsequent Destabilization of a Magnetic Flux Rope
磁通量绳在日冕物质抛射（CME）物理学中发挥着核心作用。虽然大多数日冕物质抛射的日冕观测都推断出磁通绳拓扑结构，但关于磁通绳是否预先存在或是否在喷发过程中形成的激烈争论仍然存在。在这里，我们提出了一个详细的分析极紫外线观测形成的通量绳在一个封闭的耀斑约7小时后，由喷射的通量绳和爆发性耀斑。这两次耀斑发生在2012年7月18日和19日。第二个事件释放了快速（> 1000 km/s）的CME。我们提出的第一个直接证据的快速日冕物质抛射驱动的前形成和不稳定的日冕磁通量绳期间形成的封闭耀斑7月18日。
2012-11-30 astro-ph.SR
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
SADCat: A Catalog of Supra-Arcade Downflow Events in Solar Flares
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
研究通过整理太阳动力学天文台大气成像组件拍摄的178次耀斑事件形成SADCat目录，对比有、无超拱廊向下流动（SAD）的耀斑X射线和日冕物质抛射（CME）特性，发现多种因素对SAD产生有影响。
2026-07-07 astro-ph.SR
Ground Level Enhancement in the 2014 January 6 Solar Energetic Particle Event
我们提出了2014年1月6日太阳高能粒子（SEP）事件的研究，该事件产生了一个小的地面水平增强（GLE），使其成为这个不寻常的太阳周期24的第二个GLE。这一事件主要由南极中子监测器观察到（增加~2.5%），而其他一些中子监测器记录到较小的增加。伴随的日冕物质抛射（CME）起源于西翼的后面，速度为1960 km/s。使用STEREO-A/EUVI的直接图像，在相关的米制II型射电爆发开始时，CME的高度被测量为1.61 Rs，这表明形成了强烈的冲击。GLE粒子释放时的CME高度（使用南极中子监测器数据确定）直接测量为2.96 Rs，来自STEREO-A/COR 1白光观测。这些CME高度与GLE 71获得的高度一致，GLE 71是当前周期的唯一其他GLE以及使用后推法得出的周期23 GLE。GLE 72是特别感兴趣的，因为它是第24周期仅有的两个GLE之一，两个肢体后GLE之一，以及第23和24周期的两个最小GLE之一。
2014-06-30 astro-ph.SR
Spatial Offsets in Flare-CME Current Sheets
磁重联在几乎所有的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）模型中都起着不可或缺的作用。重连加热并加速等离子体，产生高能电子和离子，并改变磁拓扑结构，形成磁通量绳，使日冕物质抛射逃逸。在光学、紫外、极紫外和X射线观测中，耀斑环和日冕物质抛射核心之间出现的结构被确定为电流片，并根据重连过程的性质和事件的能量学进行解释。这些研究中的许多都使用了[Fe XVIII]和Si XII线中高温发射特征的紫外光谱观测。在本文中，我们讨论了几个令人惊讶的情况下，[Fe XVIII]和Si XII发射峰在空间上相互偏移。我们讨论的解释的基础上不对称的重联，薄重联区域内更广泛的流光状结构，和投影效果。有些事件似乎很容易被解释为沿着视线延伸的薄片的投影，但根据不对称重联的物理解释也是合理的。其他事件有利于解释为薄电流片嵌入在一个流光状的结构。
2017-06-09 astro-ph.SR
Coronal dimmings from active region 13664 during the May 2024 solar energetic events
本文系统研究了2024年5月活动区13664产生的日冕暗化与耀斑及CME的关联，发现单一活动区内耀斑与暗化参数相关性更强，并证实暗化观测能弥补日冕仪无法捕捉CME早期加速阶段的不足。
2025-06-05 astro-ph.SR
