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
Formation of a Flare-Productive Active Region: Observation and Numerical Simulation of NOAA AR 11158
通过对NOAA活动区11158的太阳动力学观测分析和通量管出现的数值模拟，探讨了该活动区的形成过程。首先，我们使用SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图调查光球的演变和大气成像组件（AIA）的数据来分析相关的日冕结构。这个四极区的主要特征是中央三角洲太阳黑子中的一条长剪切极性反转线（PIL）和PIL上方的日冕拱廊。我们发现，这些功能是负责生产激烈的耀斑，包括X2.2级的事件。根据观测结果，我们提出了两种可能的模型来创建AR 11158，并对这两种情况进行了通量涌现模拟，以重现AR。情况1是单个通量管的出现，其在对流区中被分成两个并在两个位置出现，而情况2是两个孤立但相邻的管的出现。我们发现，在情况1中，剪切PIL和冠状拱廊创建在该区域的中间，这与AR 11158的观察。然而，案例2从未建立一个明确的PIL，这偏离了观察。因此，我们得出结论，耀斑生产AR 11158，在这两种情况下，更有可能从一个分裂的新兴通量比从两个独立的通量束。
2014-03-17 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
Activity Related Variations of High-Degree p-Mode Amplitude, Width and Energy in Solar Active Regions
我们研究了耀斑和休眠ARs中的高度p模振荡的性质，并将它们与相应的安静区（QR）中的模式参数进行了比较，以发现模式参数与磁场和耀斑相关活动的关联。我们对几个耀斑和休眠AR的分析表明，模式振幅、宽度和能量与磁场和耀斑活动有很强的关联，尽管它们的变化是透视缩短、填充因子、磁场活动、耀斑活动和测量不确定性的综合影响。我们发现，AR的模式振幅和背景功率的最大减少是由AR从太阳圆盘中心的角距离引起的。在对模式参数进行缩短和填充因子校正后，我们发现，在耀斑和休眠AR中，模式振幅都小于相应的QR，并且随着MAI的增加而减小，这表明在具有较强磁场的AR中，模式功率抑制较大。AR中的模式宽度大于相应的QR中的模式宽度，并且随着MAI的增加而增加，这表明AR中的模式的寿命比QR中的短。休眠AR的模式振幅（模式宽度）的最大减少（增加）被发现在5分钟的频带。耀斑和休眠AR的平均模式能量都小于其相应的QR，随着MAI的增加而减少。但耀斑中的平均模能量下降率小于休眠中的平均模能量下降率。此外，在休眠（燃烧）AR的模式宽度率的增加，其次是幅度变化率的减少（增加）。此外，包括模式修正MAI显示，模式振幅和模式能量的耀斑AR的FI增加，而模式宽度显示相反的趋势。在五分钟和更高的频带中，模式振幅（宽度）的增加（减少）更大。宽度变化率的增加是…
2013-10-24 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Flare-productive Active Regions: delta-sunspots, Sheared Polarity Inversion Lines, Energy Storage, and Predictions
产生强烈耀斑和日冕物质抛射（CME）的太阳活动区（AR）具有相对较高的非潜在性，并以三角黑子和剪切磁结构为特征。在这项研究中，我们进行了一系列的通量出现模拟从对流区的日冕和模型的四种类型的活动区域，已被观测建议，造成强烈的耀斑，即斑点，斑点卫星，四极，和AR间的情况。因此，我们确认，三角洲斑点的形成是由于复杂的几何形状和相互作用的新兴磁场，发现强场，高梯度，高剪切极性反转线（PIL）的平流，拉伸和压缩的磁场的综合效应创建。我们表明，自由磁能建立在一个电流片以上的PIL的形式。预测耀斑爆发的光球磁参数反映了高精度的储存自由能，而CME预测参数则反映了耀斑区和整个AR之间的磁关系。
2017-10-24 astro-ph.SR
Productivity of Solar Flares and Magnetic Helicity Injection in Active Regions
本研究的主要目的是更好地了解活动区的磁螺旋度注入与太阳耀斑的发生和强度之间的关系。因此，我们调查磁螺旋度注入率和无符号磁通量，作为参考。使用$SOHO$ /MDI磁图总共分析了378个活动区域。24小时平均螺旋度注入率和无符号磁通量与耀斑指数和耀斑产生概率在接下来的24小时测量进行了比较。此外，我们还研究了19次M5.0以上耀斑发生前后几天内螺旋度的变化，这些耀斑发生在选定的强耀斑活动区。研究结果表明：（1）对于91个无符号磁通量在3 ~ 5 $\times$ × 10 $^{22}$ Mx范围内的大活动区，耀斑活动区和非耀斑活动区的磁螺度注入率相差2倍;（2）作为螺旋度注入函数的$GOES$ C型耀斑产生概率在耀斑产生活动区和耀斑平静区之间显示出一个尖锐的分界线;（3）19次大耀斑前的螺旋度注入历史表现出一个共同的特征：（3-45）$ \times$ 10 $^{42}$ Mx $^2$在0.5 - 2天的螺旋度单调增加阶段中有显著的螺旋度积累。我们的研究结果支持了螺旋度注入在耀斑中的重要性，但单独使用它来进行耀斑预报是无效的。有必要找到一种方法来更好地表征螺旋度注入的时间历史以及其在活动区域内的空间分布。
2010-06-22 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
Extrapolation of Three-dimensional Magnetic Field Structure in Flare-productive Active Regions with Different Initial Conditions
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛用作推断三维（3D）磁场结构的工具。在这项研究中，NLFFF计算相对于3D磁场的初始猜测的依赖性进行了研究。虽然以前的研究的大部分使用势场作为NLFFF建模的初始猜测，我们采用不同的恒定无力α的线性无力场作为初始猜测。这种方法使我们能够调查如何独特的磁场得到的NLFFF外推相对于初始猜测。在强磁场区，NLFFF外推对初始条件的依赖性较小。因此，尽管洛伦兹力集中在较低高度处，但较低高度处的磁场（$< 10$ Mm）往往受初始条件的影响较小（不同初始条件下的相关系数C>0.9）。
2020-06-08 astro-ph.SR
Evolution of Currents of Opposite Signs in the Flare Productive Solar Active Region NOAA 10930
对从SOT/SP机载Hinode获得的活动区NOAA 10930的高空间分辨率矢量磁图的时间序列的分析表明，在出现的通量绳的两个足点中存在向上和向下电流的混合。磁通出现率在两个极性中几乎相同。我们观察到，随着磁通量的增加，每个极性的净电流最初增加约三天，然后减少。这种净电流的特征在于在每个极性中具有完全相反的符号，而其幅度在大多数时间几乎保持相同。在两个极性中净电流的减小是由于具有与净电流的符号相反的符号的电流的增加。在X级耀斑期间，与净电流同号的主导电流先增大后减小。非主导电流的演化似乎是耀斑爆发的必要条件。上述观测结果可以用两种不同无力态的叠加导致日冕中的洛伦兹力不为零来解释。这种洛伦兹力推动日冕等离子体，并可能促进耀斑所需的磁重联。此外，净电流的演变被发现遵循的极性反转线的磁剪切的演变。
2011-08-30 astro-ph.SR
A statistical study of magnetic flux emergence in solar active regions prior to strongest flares
本文统计100个M5.0级以上耀斑活动区爆发前2至3天的磁通量浮现类型，发现近期浮现并非强耀斑的必要或充分条件，但耀斑活动区的浮现速率通常更快。
2024-02-28 astro-ph.SR
CME Productive and Non-productive Recurring Jets Near an Active Region AR11176
利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测资料，研究了2011年3月31日17：00 UT至4月1日05：00 UT期间AR 11176附近的周期性喷流。在这些循环喷流的底部发现了微丝状体（微丝状体1和2），其中微丝状体1显示了喷流1 -3的部分喷发特征。然而，小型的火山爆发2显示了一个完整的喷发驱动一个完整的井喷射流（Jet 4）。小行星2的爆发引发了C级耀斑和Jet 4的爆发。Jet 4的爆发引发了日冕物质抛射（CME）。周期性喷流（Jet 1 -4）的天平面速度分别为160 km/s、106 km/s、151 km/s和369 km/s。CME的速度估计为636 km/s。在喷流产生区的底部观察到连续的磁通量抵消现象，这可能是微灯丝喷发和重复喷流的原因。在前一种情况下，小爆发1显示部分喷发，并产生了前三个喷流（Jet 1 -3），但取消率相当低。然而，在后一种情况下，迷你彗星2完全爆发（可能是因为更高的取消率），这引发了C级耀斑和CME生产喷流。在前三个喷流（Jet 1 -3）的底部，微重力1导致推动上覆的动力复杂薄环，导致重连，并驱动喷流（Jet 1 -3）爆发。等离子体斑点的形成过程中观察到的第一喷流（Jet 1）的爆发。
2020-01-31 astro-ph.SR
Magnetic helicity evolution during active region emergence and subsequent flare productivity
本研究考察136个浮现太阳活动区，基于磁螺度积累与磁通量演化关系将其分为三类，发现Type-I活动区积累更多螺度与能量且具有更高耀斑产率潜力，为太阳爆发早期预测提供了新见解。
2024-03-27 astro-ph.SR
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
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
Machine learning reveals systematic accumulation of electric current in lead-up to solar flares
太阳耀斑--造成严重空间天气效应的高能辐射爆发--是活动区（AR）内磁场偶尔不稳定的结果。AR演化的复杂性是全面理解火炬燃烧过程和准确预测的障碍。虽然机器学习（ML）已被用于改善耀斑预测，但揭示前兆和相关物理的潜力尚未得到充分利用。在这里，我们训练ML算法来对来自产生至少一个M/X级耀斑的耀斑AR和非耀斑AR的矢量磁场观测进行分类。对由机器准确分类的磁场观测结果的分析提供了以下统计证据：（1）在M级和X级耀斑事件之前和之后，AR持续处于耀斑产生状态--以AR区域为特征--数天，（2）系统性的耀斑前自由能以电流的形式积累，表明相关的地下磁场是扭曲的，（3）在第一次耀斑前数天，在新出现的AR上方的日冕中麦克斯韦应力的增强。这些结果提供了新的见解耀斑物理和改善耀斑预报。
2019-05-24 astro-ph.SR
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
Active Longitude and Solar Flare Occurrences
本工作的目的是具体说明由拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球静止业务环境卫星（GOES）卫星观测到的耀斑活动的时空特征，以及被称为活动经度（AL）的增强太阳黑子活动的纵向域的行为。通过使用我们的方法，我们确定了AL在每个卡林顿旋转提供的德布勒森光电数据（DPD）。根据南北半球距AL的经度距离，分别估算了耀斑发生的空间概率。我们发现，RHESSI和GOES耀斑的60%以上位于活动经度的$\pm 36^{\circ}$范围内。因此，最能产生耀斑的活动区域往往位于活动纵向带中或靠近活动纵向带。该观察到的特征可以允许预测增强的闪耀概率的域的地理有效位置。进一步研究了活动经度附近耀斑发生的时间特性，发现了几个显著的波动，更准确地说，该方法的结果是：$0.8$年、$1.3$年和$1.8$年。这些活动经度带内太阳耀斑发生的时空特征为我们提供了更好的太阳耀斑预报机会。
2016-01-13 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulations for Studying Solar Flare Trigger Mechanism
为了了解耀斑触发机制，我们进行了三维磁流体动力学模拟，使用日冕磁场模型来自日之出卫星观测数据。2006年12月13日，在活动区NOAA 10930的非线性无力场（NLFFF）模型的光球边界上施加了几种类型的磁偶极子，以研究什么样的磁扰动可能触发耀斑。因此，我们确认，某些小的双极场，出现到高度剪切的全球磁场的活动区，可以有效地触发耀斑。这些双极场可以根据其相对于极性反转线的方向分为两组：所谓的反极性（OP）和反向剪切（RS）结构，如Kusano等人（2012）所建议的那样。我们还研究了重连场线足点的结构。通过比较重建的磁力线分布和观测到的耀斑带，可以推断耀斑的触发结构。模拟结果表明，考虑大尺度磁结构和出射通量等小尺度磁扰动的数据约束模拟是寻找耀斑活动区进行空间天气预报的有效方法。
2017-06-22 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
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
Magnetic field configuration favoring X-class solar flares: violation of Joy's and Hale's laws
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究利用39个耀斑活跃区，通过按黑尔定律和乔伊定律划分象限，研究磁倾角与X级耀斑生产率关系。发现违反这两条定律的象限耀斑级别更高，全球或局部的异常磁倾角配置是主要耀斑活动关键指标。
2026-07-14 astro-ph.SR
Evolution and Flare Activity of Delta-Sunspots in Cycle 23
利用SOHO/MDI资料研究了第23周太阳活动区的形成和磁演化。我们选择了31个可以从出生阶段观察到的AR，作为我们研究的无偏样本。从磁拓扑（扭曲和扭曲）的分析，我们得到了以下结果。i）新出现的β-γ-δ AR可分为三种拓扑类型，即“准β”、“扭曲”和“自上而下”。ii）其中，“扭动”型和“顶顶”型倾向于显示高耀斑活动。iii）由于扭曲和扭曲的符号在大多数“扭曲”类型的情况下（13种情况中的12种）彼此一致，我们提出了一个磁模型，其中β-γ-δ AR中的新兴通量区域不是分离的，而是在太阳表面下统一为一个单一的结构。iv）几乎所有的“扭曲”型AR在磁通量管的中部都有向下的打结结构。我们相信，这是β-γ-δ AR的基本属性。v）β-γ-δ AR的耀斑活动不仅与太阳黑子面积高度相关，而且与磁场复杂性高度相关。vi）我们认为耀斑指数与最大本影面积之间可能存在一个标度律。
2015-07-23 astro-ph.SR
On the possibility to probe the flare productivity of an active region on the early stage of emergence
如何预测处于早期爆发阶段的活动区未来的耀斑生产力是一个长期存在的问题。本研究的目的是探讨光球磁场的两个参数，都来自在出现阶段的AR，并将它们与耀斑生产力的发达的AR。参数为：（i）磁功率谱在出现阶段的指数（谱的斜率），和（ii）通量出现率。对243个新出现的AR的分析表明，磁功率指数在一天之内从典型的安静太阳区域的值增加到典型的成熟AR的值，而出现进行了几天;经常，增加后，功率指数的值在一些平均值附近波动，波动是几倍小于功率指数的增长在出现开始。对于一个子集的34个耀斑生产AR，我们发现没有相关性的功率谱指数在出现阶段和耀斑指数来自整个间隔的AR的存在盘上。同时，流量出现率与耀斑指数有很好的相关性（Pearson相关系数为0.74）。我们得出结论，高的流量出现率是一个AR在未来产生强耀斑的必要条件，因此，流量出现率可以用来探测未来的耀斑生产力的AR。
2020-11-24 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Evolution in the WHI Active Regions
利用迈克尔逊-多普勒成像仪（Michelson-Doppler Imager）记录的视线（LOS）磁图序列，定量描述了全日圈间隔（WHI）期间横跨太阳盘面旋转的三个活动区的光球磁结构和演化，试图将这些活动区的光球磁特性与耀斑和日冕物质抛射（CME）联系起来。在我们的分析中使用了几种方法，从整个活动区域的规模，磁功能，超颗粒尺度，最后，到个别像素。我们计算了几个参数的磁结构和演变，以前已经与耀斑和CME活动，包括总无符号磁通量，磁通量极性反转线附近，取消磁通量，“代理坡印亭通量”，和螺旋通量。为了对耀斑事件进行编目，我们使用了来自GOES和RHESSI观测的耀斑列表。通过大多数这样的措施，AR 10988应该是最耀斑和CME生产活动区，AR 10989最少。然而，观测结果与这一预期并不一致：AR 10988和10989产生了类似数量的耀斑，AR 10989也产生了一些CME。这些结果突出了目前的局限性南极洲为基础的耀斑和日冕物质抛射预测工具，仅依赖于视线光球磁数据。
2011-03-24 astro-ph.SR
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
Study of magnetic field topology of active region 12192 using an extrapolated non-force-free magnetic field
太阳活动区（AR）12192是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的区域之一，产生了许多X级耀斑;最具能量的是2014年10月24日21：10 UT的X3.1耀斑。通常认为，这类事件是由日冕磁场中的磁重联触发的。在这里，我们使用的矢量磁图从太阳光球，从太阳光球磁成像仪（HMI）获得的调查磁场拓扑结构之前的X3.1事件，并确定可能导致耀斑的条件。为了推断日冕磁场，一种新的非无力场（NFFF）的光球场的外推技术，它适当地模仿洛伦兹力存在于光球等离子体。我们还强调存在的磁零点和准分界线层（QSL）的磁场拓扑结构，这是首选的网站磁重联，并讨论可能的重联方案。
2018-04-12 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona II: NonParametric Discriminant Analysis Results from the NWRA Classification Infrastructure (NCI)
使用来自太阳动力学观测台/大气成像组件、AIA活动区补丁数据库（“AARP”，论文I：Dissauer等人，2022年）的活动区目标时间序列图像的大样本来研究描述日冕、过渡区和色球发射的参数是否可以区分即将产生太阳耀斑的区域和不会产生的区域。基于直接和运行差异图像的矩分析的参数化提供了非参数判别分析的物理可解释的结果。在包括24小时和6小时有效期在内的四个事件定义中，160个基于图像的参数捕获了大气的一般状态，快速亮度变化和长期强度演变。我们发现顶级Brier技能评分在0.07--0.33范围内，真实技能统计在0.68--0.82范围内（均取决于事件定义），而接收器操作特征技能评分高于0.8。总发射可以执行显着，可以急剧增加或减少的亮度，虽然平均亮度的措施不，证明了众所周知的活动区的大小/耀斑生产力的关系。一旦一个区域产生耀斑，活跃区域的日冕等离子体似乎保持高温。94 AA滤波器数据提供了具有鉴别能力的最多参数，表明其受益于对多个物理状态进行采样。特别是，使用运行差异图像的高阶矩进行分类的成功表明，耀斑即将发生的区域倾向于显示短暂的小规模增亮事件。描述日冕演化的参数可以提供耀斑临期的指标，但与“静态”参数相比没有优先权。最后，所有参数和NPDA导出的概率可供社区进行进一步研究。
2022-12-21 astro-ph.SR
Temporal Variation of Flare Occurrence Rates via the Spot Evolution on the Sun and Solar-type Stars
本研究通过统计太阳和太阳型恒星的黑子演化与耀斑发生时间的关系，发现归一化后耀斑发生率分布相似，提出耀斑发生率随时间变化的公式，揭示黑子演化与耀斑活动的共同物理过程。
2025-04-17 astro-ph.SR
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 astro-ph.SR
Evolution of the Non-potential Magnetic Field in the Solar Active Region 12673 Based on a Nonlinear Force-free Modeling
活动区（AR）12673产生了许多M级和几个X级耀斑，其中一个是X9.3级耀斑，这是第24太阳活动周记录到的最大的太阳耀斑。利用非线性无力场外推的时间序列，研究了AR 12673内部三维耀斑产生磁场的演化。我们的分析发现，到9月4日形成了三条磁通量绳（MFR），其中一条在9月6日产生了X9.3耀斑。一个MFR具有正的磁扭曲，其与其他两个MFR的符号不同。由于累积正扭的MFR的磁通量的时间演化与9月4日至6日观测到的GOES X射线通量的剖面一致，我们认为具有正扭的MFR的形成与M级耀斑（包括M5.5耀斑）的发生密切相关。我们进一步发现，磁零的磁场周围的MFR，特别是，在M5.5耀斑之前，这是在此期间观察到的最大的M-耀斑具有正扭曲的MFR上方。通过与AIA 1600埃的图像进行比较，我们发现上覆场线的足迹锚定在最初观察到增亮的区域。因此，我们认为，由正扭曲的MFR在零处的环面不稳定性引起的重联可能驱动了M5.5耀斑。
2020-12-02 astro-ph.SR
Waiting time distribution of solar flares from a global perspective
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Anhui Jianzhu University（安徽建筑大学）
研究太阳耀斑全球分布的等待时间分布，发现其符合对数正态分布，而局部区域则符合Levy分布，且全球分布不满足泊松假设，但其幂律尾部更陡峭，提示日冕长程磁连接可能影响耀斑发生。
2026-04-01 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
Supervised convolutional neural networks for classification of flaring and nonflaring active regions using line-of-sight magnetograms
太阳耀斑是太阳大气层中的爆炸，释放出强烈的短波长辐射，能够产生严重的空间天气后果。耀斑通过磁重联释放出日冕磁场中积累的自由能，日冕磁场根植于光球上的活动区（AR）。导致重联的确切过程尚不完全清楚，因此对耀斑的可靠预测具有挑战性。最近，光球磁场数据已经使用机器学习（ML）进行了广泛的分析，这些研究表明，耀斑预测的准确性并不强烈依赖于预测耀斑的提前时间（Bobra & Couvidat 2015; Raboonik et al. 2017; Huang et al. 2018）。在这里，我们使用ML来理解耀斑前后AR磁场的演化。我们显式地训练卷积神经网络（CNN）将SDO/HMI视线磁图分类为产生至少一个M级或X级耀斑或非耀斑的AR。我们发现，耀斑AR保持在耀斑生产状态-标记召回>60%，峰值约80% -耀斑前后几天。我们使用遮挡图和统计分析表明，CNN关注AR的相反极性之间的区域，并且CNN输出主要取决于AR的总无符号视线通量。使用合成双极磁图，我们发现虚假的依赖关系的CNN输出上的磁图尺寸为一个给定的双极大小。我们的研究结果表明，重要的是使用CNN的设计，消除这样的文物在CNN应用程序处理磁图，一般来说，太阳图像数据。
2020-05-27 astro-ph.SR
The magnetic field environment of active region 12673 that produced the energetic particle events of September 2017
预测太阳高能粒子（SEP），并提前识别活动区（AR）中将产生SEP事件的耀斑/CME是极具挑战性的。我们研究了AR 12673的磁场环境，包括AR的磁场位形、AR附近的磁场位形、衰变指数剖面和地球连接磁场的足点，在四次喷发事件前后。其中两个喷发事件是SEP生产（2017年9月4日20：00~UT和9月6日11：56~UT），而两个不是（9月4日18：05~UT和9月7日14：33~UT）。我们分析了一系列EUV和白光日冕观测以及势场外推，发现与SEP生产事件相关的CME要么触发零点重联，将耀斑加速粒子从耀斑站点重定向到地球连接的领域和/或有显着的膨胀（和冲击形成）到开放的地球连接的领域。衰变指数随高度的变化率表明，该地区可能产生一个快速的CME（$v >$ 1500 km~s $^{-1}$），在事件2和事件3中也是如此。AR的磁场环境，包括开放的磁场和零点的网站，以及磁场连接和CME的传播方向发挥了重要作用，在逃逸和到达地球的SEP。应调查其他产生SEP的AR，以确定它们的磁场环境和CME传播方向是否对SEP逃逸和到达地球有重要影响。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Evolution of twist-shear and dip-shear in Faring active region NOAA 10930
研究了耀斑产生活动区NOAA 10930的磁剪切角演化。磁剪切角被定义为观测到的磁场矢量相对于势场矢量的取向偏差。剪切角是在水平和垂直平面上测量的。前者是通过取观测场和位场的方位角之差来计算的，称为扭剪;后者是通过取观测场和位场的倾角之差来计算的，称为倾剪。两个剪切角的演变，然后跟踪位于剪切半影的三角洲太阳黑子在NOAA 10930的一个小区域。我们发现，虽然扭剪在耀斑后表现出增加的趋势，倾向剪切在耀斑后表现出显着下降。
2010-10-04 astro-ph.SR
What Are the Causes of Super Activity of Solar Active Regions?
本研究分析20个活动区，发现耀斑产率主要由强梯度极性反转线长度控制（相关系数0.78），超强产率活动区SgPIL长度大于50 Mm，磁通量浮现本身不足以提高产率，需非共轭对相反极性汇聚。
2023-12-22 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 astro-ph.SR
Brightenings AnD Polarity Inversion Tracking (BADPIT) method for studying solar active region evolution before major solar flares
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）；Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（匈牙利太阳物理学基金会）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Academy of Athens（雅典科学院）
本文提出BADPIT方法，通过多通道SDO/AIA数据检测EUV瞬时明亮变化，发现活跃区在耀斑前几小时通过两种阈值方法能有效区分耀斑可能性。
2026-06-26 astro-ph.SR
Evidence for departure from a power-law flare size distribution for a small solar active region
活动区11029是在太阳活动极低的时候观测到的一个小的、高度产生耀斑的太阳活动区。该区域只产生了小规模耀斑：$>70$地球静止观测环境卫星为该区域发生的最大的一次事件的1- $8Å$通量峰值为$2.2\times 10^{-6} {\rm W} {\rm m}^{-2}$（地球静止观测环境卫星C2.2）。减去背景的GOES峰值通量分布表明偏离了高于$10^{-6} {\rm W} {\rm m}^{-2}$的幂律行为，贝叶斯模型比较强烈支持幂律加翻转模型的分布，而不是简单的幂律模型。偏离幂律的原因是这个小的活性区域具有有限的能量。该区域的耀斑速率随时间而变化，在光球磁场复杂性开始增加的两天内变得非常高。观察到的事件的等待时间分布是一致的分段常数泊松模型。这些结果对耀斑统计模型和太阳活动区能量平衡模型提出了挑战。
2010-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deconstructing the Properties of Solar Super Active Region 13664 in the Context of the Historic Geomagnetic Storm of 2024 May 10-11
本研究针对2024年5月引发近二十年最强地磁暴的太阳活动区AR 13664开展首次全面磁特性分析，确认其为罕见超级活动区，明确了其在历史观测中的百分位排名与耀斑关联规律，为同类研究提供范式。
2025-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The coronal mass ejection productivity of solar active region 13664/8
Sun Yat-sen University（中山大学）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Institute of Deep Space Sciences, Deep Space Exploration Laboratory（深空科学研究所，深空探测实验室）
研究太阳活动区13664/8日冕物质抛射生产率高的原因，利用SDO/AIA和SDO/HMI观测分析其光球磁场等，发现快速复杂磁通量浮现增加区域复杂性，多个碰撞极性反转线提高了CME生产率，揭示高磁复杂性及剪切对高CME生产率的关键作用。
2026-07-20 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
Investigation on the Relation between Active Regions' Compliance with Empirical Laws and Flare Productivity
CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学院空间环境重点实验室，地球物理与行星科学学院，中国科学技术大学）；Mengcheng National Geophysical Observatory, University of Science and Technology of China（蒙城国家地球物理观测台，中国科学技术大学）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（太阳活动与空间天气国家重点实验室，中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Space and Earth Sciences, Beihang University（航空航天大学空间与地球科学学院）；Key Laboratory of Solar Activity, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（太阳活动重点实验室，中国科学院国家天文台）
研究太阳活动区对经验定律的遵循与耀斑生产率的关系，通过统计分析，利用多种方法计算相关参数，发现多数活动区遵循经验定律，耀斑生产率与磁系统大小强度更相关，还确定阈值区分活跃与不活跃活动区。
2026-07-10 astro-ph.SR
The standard flare model in three dimensions. II. Upper limit on solar flare energy
太阳耀斑强烈地影响太阳的大气层以及地球的环境。因此，量化当今太阳的太阳耀斑（如果有的话）的最大可能能量是太阳物理学中的一个关键问题。在过去几十年中观测到的最大的太阳耀斑的能量达到了10^{32}尔格的几倍，可能高达10^{33}尔格。活跃的类太阳恒星的耀斑达到约10^{36}尔格。由于在这一范围内没有对太阳耀斑进行直接观测，因此需要采取补充性的调查方法。利用太阳活动区的历史报告，我们缩放到观测到的太阳值一个现实的无量纲的三维MHD模拟爆发耀斑，这起源于一个高度剪切的双极。这使我们能够在较宽的参数空间内计算模型中的磁通量和耀斑能量。首先，通常观测到的太阳条件导致模拟的磁通量和耀斑能量与观测估计的能量相当。其次，我们从观测中估计，太阳黑子群面积的30%通常涉及耀斑。这与这些群体的强烈分裂有关，这自然是由次光球对流造成的。当模型被缩放到有史以来最大的太阳黑子群面积的30%时，其峰值磁场被设置为太阳黑子中有史以来测量到的最强值，它产生了最大能量约为6 × 10 ^{33}尔格的耀斑。该模型的结果表明，太阳能够产生耀斑高达约6倍的能量，在太阳总辐照通量的最强的直接观察到的耀斑从2003年11月4日。比历史上报道的更大的太阳黑子群将产生范围超过数十度的黑子对的超级耀斑。因此，我们推测产生超耀斑的类太阳恒星应该比太阳中的发电机强得多。
2012-12-10 astro-ph.SR physics.geo-ph
A Quantity Characterising Variation of Observed Magnetic Twist of Solar Active Regions
引入一个替代参数$R_{J_z}$作为两种相反符号的电流之一占总电流的比例，并研究了该数量与由一系列统计研究建立的螺旋度半球符号规则（HSR）之间的关系。在每个半球的电流的分类是根据以下规则：如果电流和相应的纵向场分量的乘积贡献了一个一致的符号参考HSR，它被称为“HSR兼容”电流，否则它被称为“HSR不兼容”电流。首先，通过统计分析得到了$R_{J_z}$的蝶形图与当前螺旋度的一致性。$R_{J_z}$小于0.5的活性区倾向于服从HSR，而$R_{J_z}$大于0.5的活性区倾向于不服从HSR。“符合高速铁路标准”的现有系统的实现概率为60%，而“不符合高速铁路标准”的现有系统的实现概率为40%。总的来说，对于其中“不符合HSR”的电流大于“符合HSR”的电流的有源区，违反了HSR。其次，利用$R_{J_z}$参数对耀斑活动区NOAA AR 11158和11283进行了实例分析，研究了当前系统的演化。结果表明，在耀斑爆发过程中，存在耀斑相对静止的“$R_{J_z}$ -准静止”相和被大耀斑发生所掩盖的“$R_{J_z}$ -动态”相。
2017-12-21 astro-ph.SR
Modeling Magnetic Field Structure of a Solar Active Region Corona using Nonlinear Force-Free Fields in Spherical Geometry
我们测试的非线性无力场（NLFFF）优化代码在球面几何使用的分析解决方案，从低和娄。运行几个测试，从理想化的情况下，在所有边界上提供精确的矢量场数据的情况下，噪声矢量数据只提供了较低的边界（近似太阳能问题）。分析测试还表明，当底边界的视场较大时，球面几何中的NLFFF代码比笛卡尔几何中的NLFFF代码表现得更好，例如$20^\circ \times 20^\circ$。此外，我们将NLFFF模型应用于太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在M8.7耀斑前后观测到的活动区。对于每个观测时间，我们使用位场源表面（PFSS）外推的天气图或通量扩散模型的基础上初始化的模型，并比较所得到的NLFFF模型。结果表明，NLFFF外推使用的磁通扩散模型作为边界条件有略低，因此更好，力和发散自由度，并包含更大的自由磁能。通过外推的磁场谱线与SDO上大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）观测结果的比较，我们发现NLFFF不仅在耀斑产生区的核心磁场方面，而且在大于50 μ m的大极紫外环方面都优于PFSS。
2012-10-03 astro-ph.SR
Flows and Motions in Moss in the Core of a Flaring Active Region: Evidence for Steady Heating
我们提出了新的测量的时间变化的强度，多普勒和非热的苔藓在活动区的核心观察到的EUV成像光谱仪在2007年6月日。测量结果来自Fe 12 195A线的光谱轮廓。使用2 "狭缝，我们在几分钟内重复扫描150" × 150 "。这是第一次有可能在苔藓中进行这种速度测量，所提供的数据是有史以来在日冕中获得的苔藓多普勒和非热速度的最高节奏空间分辨地图。观测到的区域产生了许多C级和M级耀斑，其中有几个发生在靠近苔藓的核心。因此，磁场在活动区核心明显地发生了变化，所以如果苔藓中存在动态特征，我们应该能够检测到它们。我们的测量苔藓强度同意与以前的研究中，一个小于15%的变异性是在16小时内看到的。我们对多普勒和非热速度的新测量显示，苔藓中没有强烈的流动或运动，这些量也没有任何显著的变化。结果证实，高温冕环底部的苔藓是准稳定加热的。他们还表明，准稳态加热可以作出显着的贡献，即使在核心的耀斑生产活动区。这种加热在高频率下可能是脉冲的，但如果是这样，它不会引起大的流动或运动。
2009-08-28 astro-ph.SR
The Origin of Major Solar Activity - Collisional Shearing Between Nonconjugated Polarities of Multiple Bipoles Emerging Within Active Regions
呈现紧凑极性反转线（PIL）的活动区（AR）被认为是非常容易产生耀斑的。然而，这一统计推断背后的物理机制尚未得到最终证明。我们表明，这种PIL可以发生由于两个新兴的通量管嵌套在同一AR之间的碰撞。在这种多极AR中，通量管可以同时或顺序地出现，每个通量管最初在表面处产生双极磁性区域（BMR）。在每个通量管的出现阶段期间，磁极性可以迁移，使得属于不同BMR的相反极性碰撞，导致磁通量的剪切和抵消。我们将这个过程命名为“碰撞剪切”，以强调由于碰撞而产生的剪切和通量抵消。碰撞剪切是一个过程，不同于已知的概念之间发生的一个单一的双极的极性，一个过程，已被普遍用于许多数值模型的磁通量抵消。太阳动力学天文台对两个新出现的AR，AR 11158和AR 12017的高空间和时间分辨率观测表明，最小BMR的无符号磁通量的40%连续抵消，只要碰撞持续，就会发生在碰撞PIL。磁通抵消伴随着一系列的太阳耀斑和日冕物质抛射，产品的磁重联沿碰撞PIL。我们的研究结果表明，碰撞剪切驱动的磁抵消的量化需要考虑，以提高太阳高能事件和空间天气的预测。
2019-01-10 astro-ph.SR
Sub-Surface Meridional flow, Vorticity and the life time of Solar Active Regions
太阳次表层流体拓扑学提供了一种间接的方法来研究活动区（ARs）的内部特征。早期的研究已经揭示了在具有复杂磁场的AR内部强流的普遍性。利用全球振荡网络组（GONG）项目获得的74个ARs样本的多普勒数据，我们发现在耀斑生产ARs中存在1.5至5 Mm深度范围内的纬向速度陡梯度。这些AR的样本取自1980- 2052年卡林顿轮换，涵盖2001年8月至2007年1月。梯度显示了北（南）半球负（正）符号的有趣的半球趋势，即，朝向赤道。我们已经发现了三个剪切层在0 - 10毫米的深度范围内，提供了一个复杂的流动结构在几个AR的证据。从我们的分析得出的一个重要推论是，最深的零垂直涡度的位置与剩余寿命的AR。这一新发现可以作为预测AR预期寿命的工具。
2010-03-27 astro-ph.SR
Vector Magnetic Fields and Current Helicities in Coronal Holes and Quiet Regions
在太阳光球层中，冕洞的许多性质是未知的，特别是矢量磁场。利用\emph{Hinode}的观测资料，我们首次研究了两个CH中的矢量磁场、电流密度和电流螺旋度，并与两个正常安静区（QR）进行了比较。我们发现，在CH和QR，大电流螺旋度所在的地区主要是同空间的强大的垂直和水平场元素的形状和位置。在CH中，水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度都大于QR中的水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度。平均垂直电流密度和电流螺旋度，在所有观察到的地区，包括CH和QR平均，分别约为0.008 A m $^{-2}$和0.005 G $^{2}$ m $^{-1}$。垂直场强于100 G的磁通量集中区的平均电流密度高达0.012 $\pm$ 0.001 A m $^{-2}$，与耀斑活动区的平均电流密度一致。我们的结果意味着，无论是在CH和QR的磁场，特别是强磁场是非势。
2010-11-02 astro-ph.SR
$δ$-Sunspot Formation in Simulation of Active-Region-Scale Flux Emergence
$δ$ -太阳黑子，具有高度复杂的磁结构，在高能爆发事件中非常多产，如X级耀斑和同源爆发。在这里，我们研究形成这样的复杂的磁结构的数值模拟磁通量出现从对流区到日冕中的活动区域尺度域。在我们的模拟中，两对双极太阳黑子在表面上形成，起源于单个地下扭曲通量绳的两个浮力部分，遵循Toriumi等人的方法。在两个双极中出现的场的膨胀和旋转驱动两个相反的极性以明显的旋转运动相互进入，产生具有尖锐的极性反转线的紧凑的$δ$ -太阳黑子。$δ$ -黑子在这样一个现实尺度域中的形成产生了与观测中形成的模式类似的新兴模式，例如，逆黑尔定律的反向极性，黑子的曲线运动，在PIL处具有高度剪切磁场和速度场的强横向场。强电流在PIL处积聚，引起重联，这产生了复杂的日冕磁连通性，其中三角洲点中的非势场被连接两端两个极性的更松弛的场覆盖。
2015-04-16 astro-ph.SR
Role of CME clusters and CME-CME interactions in producing sustained $γ$-ray emission
本研究通过分析2011-2019年76个主要活动区，发现CME簇及CME-CME相互作用在产生持续γ射线发射中起重要作用，且与SGRE相关的CME速度与相互作用条件密切相关。
2025-09-25 astro-ph.SR
