Magnetic Flux Cancelation as the Trigger of Solar Coronal-Hole Coronal Jets
我们详细调查的磁原因的微灯丝喷发，驱动日冕洞射流。我们研究了13个随机的盘上冕洞喷流喷发，使用高分辨率的X射线图像从Hinode/XRT，EUV图像从SDO/AIA，和磁图从SDO/HMI。对于所有13个事件，我们跟踪的喷气基地区域的演变，并发现一个minifilament的冷（过渡区温度）等离子体是目前每个喷喷发之前。HMI磁图显示微丝沿着多数极性和少数极性磁通量贴片之间的磁中性线存在。这些斑块相互会聚和抵消，所有13个喷流的平均抵消率约为0.6 X 1018 Mx hr^{-1}。中性线上持续的通量抵消最终使微丝场不稳定，微丝场向外爆发并产生喷流尖顶。因此，我们发现，所有13个冕洞喷流驱动的微暗条爆发是由中性线上的通量抵消触发的。这些结果与Panesar et al 2016 b最近对平静区喷流的发现一致，其中底层中性线处的通量抵消触发了驱动每个喷流的微丝喷发。因此，通过对宁静太阳喷流和冕洞喷流研究，我们认为通量抵消是触发宁静区和冕洞喷流的主要候选者
2018-01-16 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Measurements of EUV Coronal Holes and Open Magnetic Flux
冕洞是太阳表面的一个区域，它描绘了开放磁场线的足迹。我们已经开发了一个自动化的例行程序，使用SoHO：EIT，SDO：AIA和STEREO：EUVI获得的全磁盘EUV图像来检测和跟踪长寿命冕洞的边界。我们测量了冕洞的面积和这些洞中的磁通量，并将测量结果与PFSS模型的计算结果进行了比较。结果表明，从1996年到2010年，EIT图像测量的冕洞总面积在太阳总表面积的5 $\%$到17 $\%$之间变化，无符号的总开放通量在$2-5 \times 10^{22}$ Mx之间变化。这些测量的太阳周期的依赖性是类似的PFSS的结果，但该模型产生更大的空穴面积和更大的开放通量比EIT观察。2010-2013年的AIA/EUVI测量显示，冕洞面积覆盖总表面积的5-10 $\%$，其中低纬度地区的贡献很大，EIT代表不足。AIA/EUVI在$2-4 \times 10^{22}$ Mx范围内测量了更强的开放磁通量，约为EIT测量通量的两倍，与PFSS计算的开放磁通量相匹配，但冕洞的位置和强度存在差异。三个测量（EIT，AIA-EUVI和PFSS）之间的详细比较表明，在低纬度冕洞显着贡献的总开放磁通量。这些低纬度的冕洞没有很好地测量，无论是在以前的研究中的He I 10830线，或EIT EUV图像，也没有很好地捕捉到的静态PFSS模型。AIA/EUVI的增强观测可以更准确地测量这些低纬度冕洞及其…
2015-02-20 astro-ph.SR
Thermal signatures of tether-cutting reconnections in pre-eruption coronal flux ropes: hot central voids in coronal cavities
利用三维MHD模拟，我们模拟了日冕磁绳的准静态演化和爆发的开始。模拟开始于一个扭曲的磁通绳出现在下边界，并推动到一个预先存在的日冕势拱廊场。在一个选定的时间，出现停止与下边界采取刚性。然后，日冕通量绳进入准静态上升阶段，在此期间，沿着所谓的双曲线通量管（HFT）形成一个底层的中央S形电流层，这是X线配置的概括。在耗散电流层的重接有效地增加了扭曲的磁通量的磁通绳，从而使它准静态上升，即使磁能是减少系统松弛。我们研究的热功能所产生的电流层的形成和相关的“系绳切割”的重新连接作为一个结果的加热和场对齐的热传导。结果发现，一个中心热，低密度通道包含重连接，扭曲的磁通线下的磁通绳轴上的中心电流层的顶部形成。当在与热通道大致对齐的视线（大致沿着中性线）上观察时，中心电流层呈现为高密度垂直柱，其向上延伸为包围中心热的低密度空隙的“U”形致密壳。这种热特征已经在日冕突出空腔内观察到。我们的MHD模拟表明，它们是HFT拓扑结构和相关的系绳切割重联的发展的签名，并且中心空洞随着重联而增长和上升，直到磁通绳达到环面不稳定和动态喷发energies的临界高度。
2012-08-26 astro-ph.SR
Magnetic Flux Emergence in a Coronal Hole
各种空间和地面观测站的联合活动，包括日本Hinode任务（HOP~338，2017年9月20日至30日），GREGOR太阳望远镜和\textit{Vacuum Tower Telescope}（VTT），调查了许多目标，如孔隙，太阳黑子和日冕洞。在这项研究中，我们专注于冕洞区的目标。2017年9月24日~ 2017年9月24日，一个非常扩展的非极性冕洞出现了斑块状的通量出射，这有助于冕洞的总面积减小。这些通量出现的斑块侵蚀了冕洞，并将该地区转变为一个更安静的太阳样区域，其中双极磁结构发挥了重要作用。相反，磁通量抵消导致相反极性的磁场的减少和冕洞面积的增加。利用\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）的数据，研究了其他全球冕洞特征，包括相关磁通量的演化和上述EUV区域的演化。太阳风的行星际介质参数显示出与冕洞存在相一致的参数。此外，在这些参数中发现了特定的瞬态。
2020-06-21 astro-ph.SR
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
我们建议，在极紫外日冕羽的日冕加热是弱，而不是强，比相邻的非羽日冕磁漏斗。这种预期源于（i）观测到极紫外羽流是由于羽流磁漏斗底部的磁通量紧密堆积在一起而产生的，以及（ii）观测到平静区域的日冕加热与底层磁网络的海岸线长度成比例增加。我们不排除极紫外线羽流中的日冕加热可能更强，而不是更弱的可能性，但我们指出相反的情况是合理的。我们的理由是，增加日冕加热在羽诞生过程中会导致同时增加净向上的质量通量在羽，而减少日冕加热在羽诞生过程中会导致同时净向下的质量通量在安静区羽和同时减少净向上的质量通量，甚至净向下的质量通量在冕洞羽。我们进一步推断，极紫外羽流中日冕加热较弱的确凿证据将加强磁扭曲波的可能性，磁扭曲波来自磁网络边缘的细尺度磁爆炸（1）为安静区域的大部分日冕加热提供动力，（2）为日冕洞中的大部分日冕加热和太阳风加速提供动力，许多扭曲波幸存下来，成为来自日冕洞的太阳风中的磁场之字形。
2023-02-28 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Preceding Coronal Mass Ejection Onset
我们分析了一个S形（S形）的活动区向喷发的演变，其中包括一个日冕物质抛射（CME），但留下的地方的灯丝的一部分。发现X射线S形追踪出三个不同的磁拓扑结构的连续：一个高度剪切拱廊的日冕循环在其长寿命的阶段，秃补丁分界面（BPSS）在CME前几个小时，和第一耀斑循环在其主要的瞬态强度增强。日冕演化是由光球层的变化驱动的，包括S形和暗条下通量元素的会聚和抵消。这些数据产生明确的证据存在的BPSS，因此，在日冕的磁通绳开始之前的日冕物质抛射。
2009-06-26 astro-ph.SR
Topical Issue in Solar Physics: Flux-rope Structure of Coronal Mass Ejections Preface
这期《太阳物理学专题》致力于研究日冕物质抛射（CME）中的通量绳结构，基于2010年（9月20日至23日，美国加利福尼亚州丹迭戈）和2011年（9月5日至9日，西班牙阿尔卡拉）举行的两次协调数据分析研讨会（CDAW）。CDAW的主要目的是解决这个问题：是否所有的日冕物质抛射都有磁绳结构？包括本文的前言在内，共发表了18篇论文。
2013-03-30 astro-ph.SR
Complete replacement of magnetic flux in a flux rope during a coronal mass ejection
本研究通过观测发现一种源自S形暗条的磁通量绳形成喷发新机制，其磁通量经耀斑重联完全替换，足点位移且磁通量翻倍，挑战标准模型并凸显磁重联的三维特性。
2023-05-05 astro-ph.SR
Evolution of Plasma Composition in an Eruptive Flux Rope
磁通量绳是包绕中心轴的扭曲磁场束。它们拥有自由磁能，可能是日冕物质抛射（CME）的前身，但要识别太阳上的通量绳可能是一项挑战。日冕观测的一个关键点是一个特殊的明亮的日冕结构，称为S形。在这项工作中，我们展示了Hinode EUV成像光谱仪（EIS）对S形活动区10977的观测。我们分析了活动区的日冕等离子体成分及其演变的S形（通量绳）的形式和爆发作为一个CME。光球组成的等离子体中观察到的主要极性反转线附近的日冕循环期间的情节显着的通量取消，这表明光球等离子体注入到这些环驱动的光球通量取消。与此同时，不断被剪切的核心磁场中含有日冕成分的等离子体。随着磁通抵消的减少和S形/磁通绳的形成，等离子体演化为介于光球和典型活动区日冕成分之间的中间成分。最后，通量绳主要包含光球等离子体期间和之后的失败爆发之前的CME。因此，对活动区10977等离子体成分的观测有力地支持了先在光球层水平然后在日冕层水平通过光球通量抵消强迫磁重联形成磁绳的模型。
2021-10-22 astro-ph.SR
Coronal hole boundaries at small scales: IV. SOT view Magnetic field properties of small-scale transient brightenings in coronal holes
我们研究了冕洞中小尺度瞬变的磁性。我们发现所有的增亮事件都与双极区有关，并且是由磁通量的出现以及与先前存在的和新出现的磁通量的抵消所引起的。在冕洞中，22个事件中有19个具有单一稳定的极性，其位置不随时间变化。在11种情况下，这是占主导地位的极性。冕洞的主导通量形成了最大的磁通量集中，而相反极性则分布在较小的集中。在冕洞中，主导极性的磁性元素的数量是非主导极性的四倍。在大约9个小时的观测中，超颗粒结构似乎保持了它的一般形状，尽管网络中的大浓度确实发生了变化，并略有位移，它们的强度或增加或减少。在X射线亮点中看到的发射波动与足点中重复发生的磁抵消有关。对X射线喷流的独特观测揭示了足点中类似的磁行为，即相反极性的磁通量的抵消。我们发现，在喷流期间的磁通量抵消率远高于亮点。并不是所有的磁抵消都会导致X射线增强，这表明存在一个涉及抵消的磁通量的阈值，高于该阈值，在X射线温度下会发生增亮。我们的研究表明，冕洞中的磁通量通过磁重联不断循环，这是许多小尺度瞬态事件形成的原因。形成冕孔现象的开路磁通量在很大程度上参与了这些瞬态特征。
2012-10-06 astro-ph.SR
Coronal Holes and Open Magnetic Flux over Cycles 23 and 24
由于太阳磁场线的足迹的观测特征通向日光层，冕洞提供了这些线的结构和演变的关键措施。利用太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）、太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）和日地关系天文台/极紫外成像仪（STEREO/EUVI A/B）的组合，在1996-2015年（近两个太阳周期）进行极紫外（EUV）观测，自动检测和表征冕洞。冕洞面积分布在纬度上表现出不同的行为，定义了极区和低纬度冕洞。南北两极地区表现出明显的不对称性，两极冕洞的出现和消失在半球之间存在滞后。
2016-12-22 astro-ph.SR
Polarimetric Properties of Flux-Ropes and Sheared Arcades in Coronal Prominence Cavities
日冕磁场是太阳动力学事件的主要驱动力。某些红外日冕发射线的线偏振和圆偏振信号包含有关磁场的信息，并且为了访问该信息，必须使用正演或反演方法。我们研究了三种适用于极冠灯丝腔的日冕磁结构，通过正向计算产生合成极化数据。我们分析这些正演数据，以确定每个模型的区别特征。我们的结论是，它是可能的，以区分圆柱形磁通绳，spheromak磁通绳，和剪切拱廊使用日冕偏振测量。如果其中一个模型被发现与观测测量结果一致，这将意味着对某些静止细丝周围的磁性形态的积极识别，这将导致对它们如何形成以及为什么爆发的更好理解。
2013-04-29 astro-ph.SR
Observations of flux rope formation prior to coronal mass ejections
了解日冕物质抛射（CME）源区的磁结构对于确定这些事件的触发和驱动因素至关重要。本文介绍了四个CME生产活动区的观测结果，表明爆发前的磁位形是一条磁通量绳。通量绳是在太阳大气中通过称为通量抵消的过程形成的，并且在爆发前几个小时内保持稳定。观测结果还表明，喷发的磁结构并不是最初形成的整个磁通绳，这就提出了一个问题，即磁通绳是否能够经历部分喷发，或者它是否在CME之前不久经历了特定磁通绳配置的转变。
2013-12-16 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
The chromospheric component of coronal bright points. Coronal and chromospheric responses to magnetic-flux emergence
我们调查的色球对应的小规模日冕环构成一个日冕亮点（CBP）和它的响应光球磁通量增加伴随着同时CBP加热。我们使用了来自AIA和HMI/SDO的联合观测，以及来自Halalpha和Ca II 8542线的快速成像太阳光谱仪的数据。我们使用了一种新的多层光谱反演技术，推导出的时间变化的温度的H α环（HL）。我们发现，对应的CBP，在色球温度下看到的，是由一束黑暗的细长功能命名在这项工作中的H α环，构成了一个组成部分的CBP环磁结构。由于磁通量的出现，光球磁通量的增加伴随着CBP环的日冕发射的上升，这是一个加热插曲。我们还观察到增强色球活动与新的HL和斑驳的发生。虽然日冕发射和磁通量的增加似乎是同时的，CBP的Halpha对应物的响应发生了小于3分钟的小延迟。在一个HL和一个CBP足点中发现了急剧的温度增加，相对于事件前的值估计为46%和55%，也是在日冕加热事件之后的小于3 min的延迟开始的。在整个观测期间，低洼的CBP环结构保持非潜在状态。覆盖日冕的磁拓扑分析揭示了在加热事件的开始和结束时存在一个日冕零点。CBP色球层对应物的响应延迟表明加热可能发生在日冕高度。
2020-12-21 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a flux-emergence magnetohydrodynamics simulation of coronal hole eruptions and jets
本研究通过三维MHD模拟，在日冕洞爆发和喷流中观察到磁通量对消，其发生在内部极性反转线附近，由汇聚运动驱动，可能促进爆发前磁通量绳种子的形成。
2025-05-27 astro-ph.SR
Mechanical energy fluxes associated with saturated coronal heating in M dwarfs: comparison with predictions of a turbulent dynamo
根据经验，M矮星的X射线光度LX的上限约为热辐射通量Lbol的0.2%。在M矮星中的磁场产生于对流运动均分的极限下，我们利用恒星模型计算了阿尔芬波FA的能流随次表面对流区深度的变化。由于阿尔芬波波模式到达日冕的最佳机会，我们建议FA设置的机械通量Fmech，导致日冕加热的上限。这一建议定量地解释了M矮星经验上所报道的LX/Lbol的饱和值。
2016-02-09 astro-ph.SR
Testing a Solar Coronal Magnetic Field Extrapolation Code with the Titov-Demoulin Magnetic Flux Rope Model
在日冕中，磁通量绳被认为是解释磁自由能储存和太阳爆发的基本结构。迄今为止，从边界数据外推磁场是获得日冕全三维磁信息的主要途径。因此，能否可靠地恢复日冕磁通量绳是日冕外推的关键。本文采用Titov和Demoulin（1999）提出的解析磁通量绳模型对我们的日冕外推程序（CESE-MHD-NLFFF，Jiang & Feng 2012）进行了检验。通过仅使用底部边界中的向量场作为输入，我们在参数空间的代表性范围内使用模型测试了我们的代码，发现模型场以高精度重建。特别地，在磁通绳和周围拱圈之间形成的磁拓扑界面，即，也可靠地再现了“双曲线通量管”和“秃斑分界线表面”。通过这个测试，我们证明了我们的CESE-MHD-NLFFF代码可以应用于恢复磁通量绳在太阳日冕中，只要矢量磁图满足无力约束。
2015-07-07 astro-ph.SR
How to Estimate the Far-Side Open Flux using STEREO Coronal Holes
全球磁场模式使用天气学数据作为输入，由于不能同时获得纵向360°信息，这些数据通常表现出“老化效应”。特别是在太阳活动增加的时期，磁场的演变可能产生很大的不确定性。不确定性的一个重要来源是太阳一侧的太阳磁场，它对观测者来说是不可见的。人们使用了各种方法来完成这幅图：天气图、通量传输模型和远侧日震学。在这项研究中，我们提出了一种新的方法来估计远侧开放的冕洞内使用STEREO EUV观测流量。首先，我们相关的光球磁场的结构与日震和磁成像仪在船上的太阳动力学天文台（HMI/SDO）的过渡区的功能。从304 A的强度分布，我们发现是特定的冕洞，我们得出一个经验估计的开放通量。然后，我们用一个大样本的313 SDO冕洞观测来验证这种关系。最后，我们进行了跨仪器校准从SDO到STEREO数据，使开放通量的估计在太阳耀斑不可见的地球。我们发现，在光球层，这决定了冕洞的开放通量强，单极磁性元素的属性，可以近似的开放领域的过渡区。我们发现，低于阈值的78%（STEREO）或94%（SDO）的太阳能磁盘的中值强度，如304 A过滤图中所见的结构是合理的，以及与冕洞的平均磁通量密度（CC = 0.59）。利用这些结构覆盖的面积（A_of）和冕洞面积（A_ch），我们模拟冕洞的开放磁通量为|Phi_ch| = 0.25 A_ch exp（0.032 A_of），估计不确定度为40 ~ 60%。
2021-09-06 astro-ph.SR
Influence of magnetic reconnection on the eruptive catastrophes of coronal magnetic flux ropes
太阳大规模爆发活动与日冕磁通量绳有着密切的关系。以前的数值研究已经发现，如果日冕磁绳系统的轴向磁通量超过一个临界值，系统的平衡可能会被破坏，从而发生灾难，引发磁绳爆发。进一步的研究发现，灾变并不一定存在：具有一定光球通量分布的磁绳系统可能是非灾变的。值得注意的是，以往的数值研究大多是在理想磁流体动力学（MHD）条件下进行的，因此磁绳系统中是否存在与磁重联相关的临界轴向磁通量突变仍然是一个谜。本文对日冕磁绳系统在理想磁流体和电阻条件下的演化进行了数值模拟。在理想MHD条件下，我们的模拟结果表明，无论是太紧凑或太弱的光球磁源区域的磁绳系统是非灾难性的变化轴向磁通的绳子，因此没有爆发可能启动;但如果有磁重联的绳子系统中，这些磁绳系统可以改变能够通过与轴向磁通增加的灾难。因此，磁重联对磁绳系统的灾变行为有重要影响。决定轴向磁通量增加是否能引起磁绳爆发的，应该是磁拓扑结构和与磁重联有关的局部物理参数。
2022-12-30 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
Geometric and magnetic properties of coronal flux ropes associated with CMEs leading to geomagnetic storms
我们研究了2011 - 2013年间发生的三次行星际日冕物质抛射（ICME），这些ICME都有磁云（MC）到达1 AU的明显特征，并研究了它们的太阳来源。将近日日冕磁绳的轴向磁场强度（B 0）与1AU处的MC的轴向磁场强度进行比较，发现假设磁绳自相似膨胀的1AU处的B 0的平均推断值比MC拟合结果的B 0值小一倍。此外，通过比较磁绳在太阳附近的初始取向和在1天文单位处的最终取向，我们发现这三个CME在通过行星际介质传播期间表现出超过80度的旋转。我们的研究表明，虽然近太阳的日冕磁通绳的磁性可以用来推断磁场强度的相关MC在1 AU，这是很难估计的MC轴的最终方向，以预测的ICME的地理有效性。
2018-05-29 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
Statistics of coronal dimmings associated with coronal mass ejections. I. Characteristic dimming properties and flare association
日冕变暗，在EUV和软X射线的发射减少的局部区域，被解释为密度耗尽由于在CME膨胀过程中的质量损失。它们包含了日冕低层CME早期演化的关键信息。对62个调光事件的特征参数进行了推导、统计分析，并与基本耀斑量进行了比较。平均而言，日冕变暗的大小为$2.15\times10^{10}$ km $^{2}$，包含的总无符号磁通量为$1.75\times10^{21}$ Mx，并显示出总亮度下降$-1.91\times10^{6}$ DN，这导致与喷发前强度水平相比相对下降$\sim$ 60%。他们的主要疏散阶段持续$\sim$ 50分钟。变暗面积、总变暗亮度和总无符号磁通量与耀斑SXR通量（$c\gtrsim0.7$）的相关性最高。它们相应的时间导数，描述的调光动力学，强烈相关的GOES耀斑类（$c\gtrsim 0.6$）。对于60%的事件，我们确定了核心变暗，即爆发通量绳的签名。它们包含20%的磁通量，仅覆盖总调光区域的5%。二次变暗映射了在喷发期间被拉伸并被磁重联关闭的覆盖场，从而通过磁重联为喷发的通量绳增加了通量。这种解释是支持的二次调光和耀斑重联通量（$c=0.63\pm0.08$）之间的强相关性，平衡之间的正和负的磁通量（$c=0.83\pm0.04$）的总调光和事实，即对于强耀斑（$>$ M1.0）的重联和二次调光通量大致相等。
2018-07-13 astro-ph.SR
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
The eruption of a prominence carrying coronal flux rope: forward synthesis of the magnetic field strength measurement by the COronal Solar Magnetism Observatory Large Coronagraph
从磁流体动力学（MHD）模拟的日珥爆发托管日冕通量绳，我们进行了前向合成的圆偏振信号（斯托克斯V信号）的FeXIII发射线在1074.7 nm处的MHD模型产生的建议日冕太阳磁场天文台（COSMO）大日冕（LC）测量和推断的视线磁场BLOS以上的肢体。在150 cm的孔径、12 min的积分时间和12 arcsec的分辨率下，LC可以从几乎沿其轴向观察的模拟磁通绳测量具有足够信噪比的显著BLOS，其峰值轴向场强约为10 G。观测结果表明，在日珥的高度范围内，磁绳的轴向磁场强度与BLOS有很好的相关性，并且可以分辨出该高度范围内的磁场强度随高度的增加而增加，这是支撑日珥的凹向上倾斜磁场的一个明确特征。测量还可以检测到向外移动的BLOS，这是由于通量绳在发展扭结不稳定性时缓慢上升，在其上升速度仍然低于约41 km/s的阶段期间，直到约1.3太阳半径的高度。这些结果表明，COSMO LC在提供有关CME前兆（如日珥空洞）的磁场结构及其早期演化的定量信息方面具有很大的潜力。
2018-08-18 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
What Causes Faint Solar Coronal Jets from Emerging Flux Regions in Coronal Holes?
利用太阳动力学天文台的EUV图像和视线磁图，我们研究了中心盘冕洞中8个新兴的双极磁区（BMR），以确定新兴的磁拱是否通过与环境开放场的重连直接产生任何明显的日冕喷流。在出现期间，每一个BMR都没有产生明显的正常亮度的极紫外日冕喷流，但每一个都产生了一个或多个微弱的极紫外日冕喷流，这些喷流在AIA 193 BMR的图像中可以分辨出来。这些喷流的尖顶比在安静区域和冕洞中观察到的微灯丝喷发产生的典型EUV喷流要暗得多，通常也要窄得多。对于来自8个新出现的BMR的26个微弱喷流中的每一个，我们检查微弱的尖顶是否明显地是由Yokoyama和Shibata（1995）制造的。我们发现：（1）其中16个微弱的塔尖显然起源于相反极性的磁通量会聚的地点，并显示出与小型喷发驱动的日冕喷流相似的底部增亮，（2）另外10个微弱的塔尖可能是由新兴磁拱与周围开放场的外部磁拱建筑重连的爆发造成的，重连直接由拱的出现驱动，但（3）没有一个是明确地由这种紧急驱动的重新连接。因此，对于这八个新兴的BMR的观测表明，新兴的磁拱与周围的开放领域的紧急驱动的外部重连最多产生一个喷流尖顶，这是比以前报道的，更明显的日冕喷流驱动的minifilament爆发。
2021-03-13 astro-ph.SR
The eruption of a small-scale emerging flux rope as the driver of an M-class flare and a coronal mass ejection
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是太阳中最强大的爆炸。它们是潜在破坏性空间天气条件的主要来源。然而，其启动的可能原因仍然存在争议。利用BBSO NST的高分辨率观测资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的观测资料，我们观测到了一个大黑子附近出现的小尺度通量绳，它的爆发产生了M级耀斑和日冕物质抛射。静态非线性力自由场（NLFFF）外推以及日冕三维磁场动态演化的数据驱动MHD建模表明了小尺度磁绳的存在。在磁绳出现期间，观测到磁绳足点处的卫星太阳黑子旋转。与此同时，洛伦兹力、磁场能量、垂直电流和横向磁场在此阶段增加。来自磁通量出现和扭曲磁场的自由能足以为M级耀斑提供动力。这些观测首次呈现了从小尺度磁绳出现到太阳爆发产生的完整过程。
2017-07-01 astro-ph.SR
Simulation Study of Solar Plasma Eruptions Caused by Interactions between Emerging Flux and Coronal Arcade Fields
利用二维MHD模拟研究了太阳大气中等离子体爆发的触发机制，这些机制是由于出射通量和日冕拱圈场之间的相互作用引起的。我们进行参数调查方面的拱廊场的高度，磁场强度，和新兴的磁通量的位置。我们的研究结果表明，存在两种可能的机制，和机制是占主导地位的主要取决于新兴通量的位置。一种机制出现时，出现的磁通量的位置是接近极性反转线（PIL）的一个弧形字段。正如先前的研究所指出的，这种机制需要新兴通量和拱廊场之间的重新连接。另一种机制出现时，新兴通量的位置是周围的边缘的拱廊场。这种机制不需要重新连接新兴通量和拱廊场，但需要重新连接在拱廊场以上的PIL。此外，我们还发现该机制的爆发条件可以用一个简单的公式表示。
2014-10-01 astro-ph.SR
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
本研究通过三维对流驱动的MHD模拟，探讨了光球层磁通量抵消如何形成日冕磁通绳，发现其过程复杂且非所有磁通量抵消均直接相关。
2025-12-23 astro-ph.SR
Oscillations of coronal loops using Rayleigh-Ritz technique
本文应用瑞利-里兹变分法研究了磁通量管的横向振荡。在低$β$日冕条件下考虑通量管。将扰动分解为无旋分量和螺线管分量，并将MHD方程化为矩阵特征值问题。在纵向分层薄通量管的情况下，计算了基本和高阶扭折频率。这一结果与前人的研究结果相吻合。
2019-09-11 astro-ph.SR
MHD Modeling for Formation Process of Coronal Mass Ejections: Interaction between Ejecting Flux Rope and Ambient Field
我们对日冕物质抛射（CME）的形成过程进行了磁流体动力学模拟，重点研究了抛射通量绳与环境场之间的相互作用（重联）。我们研究了三种情况下，不同的环境场：没有环境场，并与磁绳表面的平行和反平行的两个相反方向的偶极场的情况下。因此，虽然磁通绳在反平行情况下消失，但在其他情况下，磁通绳可以演变为CME并显示出磁通绳的不同旋转量。结果表明，磁绳与环境场的相互作用是决定CME形成和CME取向的重要过程，磁绳和环境场中磁通量的大小和方向是决定CME形成的关键参数。特别是，相互作用（重联）对磁绳的旋转起着重要的作用，其过程类似于实验室等离子体球马克型实验中的“倾斜不稳定性”。
2010-06-02 astro-ph.SR
Simulation of homologous and cannibalistic Coronal Mass Ejections produced by the emergence of a twisted flux rope into the Solar Corona
我们报告的第一个结果的磁流体动力学（MHD）模拟发展的同源序列的三个日冕物质抛射（CME），并证明他们所谓的同类相食的行为。这些日冕物质抛射起源于扭结不稳定通量绳的重复形成和部分喷发，这是由于扭曲的通量绳穿过下边界持续出现到预先存在的日冕势拱廊场中。模拟结果表明，爆发到前一个CME产生的开放磁场中的CME具有更高的速度。第二个连续的三个CME模拟是吃追赶和合并成一个单一的快速CME退出域之前，与第一个。所有的日冕物质抛射，包括领先的合并日冕物质抛射，在它们离开区域时达到了大约1000公里/秒的速度。每次CME爆发后，在持续的通量出现过程中，扭曲的通量绳的改造自然可以解释X射线观测的S形和“S形下尖点”配置在低日冕源的同源CME重复改造。
2014-10-07 astro-ph.SR
Modeling the initiation of the 2006 December 13 coronal mass ejection in AR 10930: the structure and dynamics of the erupting flux rope
利用三维磁流体动力学（MHD）方法模拟了2006年12月13日在新出现的δ黑子活动区NOAA 10930发生的日冕物质抛射（CME）。模拟的设置类似于Fan（2011）之前的模拟，但具有显著加宽的模拟域以适应宽CME。模拟结果表明，CME可能是由于出现了一个东西向的扭曲通量绳，其正的，随后出现的极对应于观测到的正旋转太阳黑子出现对南部边缘的占主导地位的预先存在的负太阳黑子。模拟中爆发的磁通绳加速到超过1500公里/秒的终端速度，并经历了近180度的逆时针旋转，使得其前部和侧翼都表现出指向南方的磁场，解释了在磁云中观察到的南向磁场撞击地球。随着持续驱动的通量出现，源区日冕磁场也显示了一个日冕通量绳的改造下的耀斑电流片的爆发通量绳，准备第二次爆发。这可能解释了第二天在同一地区发生的另一次X级爆发性耀斑的形成。
2016-04-19 astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
本研究通过分析28个活跃区域的数据，发现光球磁通量与日冕谱线展宽存在中等相关性，表明光球磁场通过注入坡印廷流加热日冕，但受限于现有仪器无法区分MHD波加热与磁场编织加热。
2026-02-17 astro-ph.SR
IRIS and SDO Observations of Solar Jetlets Resulting from Network-Edge Flux Cancelation
最近的观测表明，驱动日冕喷流的微暗条喷发的形成和触发是由于多数极性和少数极性磁通量块之间的中性线上的磁通量抵消。我们使用IRIS UV图像和SDOAIA EUV图像以及SDO/HMI的视线磁图研究了冕洞中10个盘上小尺度UV/EUV喷流（喷流）的磁设置，这些喷流小于冕X射线喷流但大于色球针状体。我们观察到经常性的喷流在边缘的磁网络磁通通道的冕洞。根据与IRIS和AIA图像对齐的磁图，我们发现，在9个案例中，可以清楚地看到，这些小喷流来自于以1.5 × 10^18 Mx·hr^{-1}的平均速率进行的通量抵消的位置，并且在它们的底部显示出使人联想到大尺度日冕喷流中底部增亮的现象。我们发现，喷流发生在许多位置沿网络车道的边缘（不限于基地的羽毛），平均寿命为3分钟，速度为70公里。喷流底部的平均宽度（4000公里）比日冕喷流（18,000公里）小三到四倍。基于这些观测到的10个明显的喷流，以及我们以前在安静区域和冕洞中对大规模日冕喷流的观测，我们推断通量抵消是喷流形成和触发的一个重要过程。我们的观察结果表明，网络喷流喷发可能是小规模的类似物，既有较大规模的日冕喷流，也有更大规模的喷发产生CME。
2018-11-10 astro-ph.SR
A Transient Coronal Sigmoid in Active Region NOAA 11909: Build-up Phase, M-class Eruptive Flare, and Associated Fast Coronal Mass Ejection
在这篇文章中，我们通过分析多波长和多仪器观测，研究了2013年12月7日活动区（AR）NOAA 11909的冠状S形的形成和破坏。我们的分析表明，形成“瞬态”乙状结肠发起$\approx$ 1小时前，其喷发通过两个扭曲的冠状环系统之间的耦合。日冕和光球图像之间的比较表明，日冕S形形成在一个简单的$β$型AR，也具有分散的磁场结构的光球。的视线光球磁图还揭示了移动的磁功能，小规模的磁通量取消事件附近的PIL，和整体磁通量取消在延长喷发前的阶段，这表明系绳切割重连对建立的磁通绳的作用。乙状结肠的破裂伴随着双带喷发的M1.2耀斑（SOL 2013 -12- 07 T07：29）。在射频，我们观察到III型和II型爆发在米波长的脉冲阶段的耀斑。磁绳的成功爆发导致SOHO/LASCO视场中的快速日冕物质抛射（线速度为$\approx$ 1085 km s-1）。在耀斑的演化过程中，我们清楚地观察到典型的“S形到拱状”的转变。在耀斑的脉冲相开始之前，通量绳经历了一个缓慢的上升（$\approx$ 15 km s-1），随后转变为快速喷发（$\approx$ 110 km s-1）。磁绳的两相演化分别与M级耀斑的软X射线前兆和脉冲相发射表现出时间关联，从而指向磁重联和早期CME动力学之间的反馈关系。
2021-05-02 astro-ph.SR
Direct Observation of A Large-scale CME Flux Rope Event Arising from an Unwinding Coronal Jet
日冕物质抛射（CME）和日冕喷流是两种常见的太阳爆发现象，它们往往独立地发生在不同的空间尺度上。在这项工作中，我们提出了一个立体观测的大规模CME磁绳所产生的解旋井喷喷流在多极复杂的磁系统。基于多波段观测分析，我们发现整个事件始于一个小暗条，它的喷发发生在一系列同源喷流之后的日冕间歇泉地点。借助于磁场外推，它揭示了日冕间歇泉网站上形成一个细长的相反极性的接口，在那里的紧急驱动的光球通量抵消和重复重联负责那些以前经常性的射流，也有助于最终的灯丝不稳定。通过与上覆场的相互作用，爆发的暗条折断了它的一条腿，导致了一个解旋的井喷喷流。我们的估计表明，大约1.4 $-$ 2.0圈的扭曲释放在其喷气螺旋。喷流螺旋中这种显著的扭转输送迅速地从喷流底部到远处产生了一个新生的更大规模的通量绳。在形成后不久，这个大规模的通量绳向外冕爆发，导致地球定向的CME。在其源区，连续形成两组明显的耀斑后环，表明这次喷发涉及两个阶段的耀斑磁重联。这项工作不仅揭示了不同爆发活动之间的真实磁耦合过程，而且为理解太阳爆发期间大规模CME通量绳的产生提供了新的线索。
2021-02-26 astro-ph.SR
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 astro-ph.SR
Are the brightest coronal loops always rooted in mixed-polarity magnetic flux?
最近的一项研究表明，对流的自由度和活动区日冕环光球脚中的磁场强度一起可以在其中产生或淬灭加热。其他研究强调，环路脚处的磁通量抵消可能会导致环路发热。我们跟随双极AR的24小时电影，使用SDO/AIA的EUV图像和SDO/HMI的视线（LOS）磁图，检查23个最亮日冕环脚下的磁极性。我们推导了FeXVIII发射（热-94）图像（使用Warren等人的方法），以选择最热/最亮的环，并通过非无力场外推确认其足迹位置。从LOS磁图中以每个环脚为中心的6”$\times$ 6”盒中，我们发现$\sim$ 40%的环脚都是单极磁通，而$\sim$ 60%的环脚至少有一个是混合极性磁通。双足单极的环比混合极性足点通量的环平均寿命短$\sim$ 15%，但它们的峰值强度平均值相等。在大多数回路的至少一个足中存在混合极性磁通量，这表明足点处的磁通量抵消可能驱动大部分发热。但是，$\sim$ 40\%的环中没有混合极性的磁通量（达到HMI的检测极限）表明，通量抵消可能不是驱动日冕环中加热的必要条件--两个环脚处的磁对流和场强可能驱动大部分加热，即使在环脚呈现混合极性磁通量的情况下。
2021-02-19 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger of Solar Quiet-Region Coronal Jets
我们报告了10个随机的磁盘上的太阳宁静区日冕喷流的观测结果，这些喷流是在太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的高分辨率极紫外（EUV）图像中发现的，并且在SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图中具有良好的覆盖范围。最近的研究表明，日冕喷流是由一个小规模的灯丝（称为minifilament）的爆发驱动的。然而，这些火山爆发的触发因素仍然未知。在本研究中，我们解决的问题：是什么导致喷流驱动的微丝爆发？EUV观测表明，在每次喷流事件之前都存在一个冷过渡区等离子体微丝，微丝的爆发驱动着喷流。通过研究预喷流的视线光球磁场的演变变化，我们观察到，每个预喷流微丝居住在中性线之间的多数极性和少数极性补丁的磁通量。在这十种情况下，相反极性的斑块彼此接近并合并（通量减少21%至57%）。几个小时后，中性线上持续的通量抵消显然会破坏冷等离子体微丝爆发的稳定性，并进行内部重联，以及与周围日冕场的外部重联。外部重连打开了微细丝场，允许微细丝物质向外逃逸，形成喷流螺旋的一部分。因此，我们发现，每一个喷流导致喷发的微丝以下的中性线的通量抵消。这些观测结果表明，磁通量的抵消通常是宁静区日冕喷流爆发的触发因素。
2016-10-26 astro-ph.SR
Evolution of a Coronal Twisted Flux Rope
利用2007年1月14 - 18日对NOAA AR10938的多仪器观测，研究了一个具有多个交叉点的磁力线系统的演化，这暗示了一个扭曲的日冕通量绳。GOES在1月16日大约2：35 UT记录的C级耀斑导致结构变亮，这在2：46 UT的Hinode/EIS数据，2：50 UT后的Hinode/XRT和3：30 UT的{\emph{STEREO}}/SECCHI/EUVI图像中可以看到。304张照片显示，在耀斑之前和之后，沿着明亮的结构存在快速演变的暗纤维。几个小时后形成了一个更致密的结构，并持续了几天，形成了一段倒S形的细丝。目前的一组数据是高度暗示的存在下扭曲的磁通绳之前，在同一位置的灯丝段的形成。
2009-02-03 astro-ph.SR
Impact of coronal mass ejections, interchange reconnection, and disconnection on heliospheric magnetic field strength
Owens等人（2008年）的更新表明，日冕物质抛射（CME）速率与日球磁场强度之间的关系预测，在1 AU处的场底小于4 nT。这意味着在太阳活动极小期测量到的创纪录的低值并不一定与开放通量守恒的观点相矛盾。这一结果与CME增加了日球层通量，而CME开放环和闭合环之间的交换重联减少了日球层通量的假设是一致的。一个现有的模型，拥抱这一假设，但是，高估流量在目前的最低，即使CME率一直很低。这种差异要求对模型假设进行合理的修改。
2010-04-13 astro-ph.SR
A rising cool column as signature for helical flux emergence and formation of prominence and coronal cavity
2006年12月23日至24日，利用太阳光学望远镜（SOT）对静止日珥进行了连续观测。在观测过程中，从低层大气中发展出一种特殊的缓慢上升的$/sim10^{4}$ K等离子体柱。柱的表观上升速度为2 km/s $^{-1}$，而柱的精细结构表现出更快的运动，高达20 km/s $^{-1}$。柱体最后变成一个微弱的低地突出物。与柱的出现相关联，在X射线和极紫外线中看到的覆盖冕腔在$/sim$ 5 km s $^{-1}$处向上移动。我们讨论了这些情节之间的关系，并建议，他们是由于出现了螺旋磁通绳，经历了与较低的日冕领域的重联，可能携带材料进入冠状腔。在出射通量假设下，柱体中2 km s $^{-1}$的低速和20 km s $^{-1}$的高速分别归因于出射通量的上升运动和出射通量与先存日冕场之间的磁重联驱动的外流。本文对螺旋绳上升柱的神秘现象及其对日冕的影响作了较好的解释。我们讨论的影响，出现这样的螺旋绳发电机过程中的对流区。
2010-06-23 astro-ph.SR
Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model
太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。
2010-03-24 astro-ph.SR
Rearrangements of Open Magnetic Flux and Formation of Polar Coronal Holes in Cycle 24
本文发展了一种天气图同化方法来研究当前周期中全球开放磁通量的重排和极冕洞的形成。分析揭示了日冕洞（ECH）的合奏出现在单极磁区与衰变活动复合体（AC）。它们之间的因果关系解释了在太阳南北半球观察到的异步PCH形成。因此，在2014年观察到的大型AC的衰变导致了广泛的ECH的形成，然后在2015年年中成为南PCH。北极地区复杂的磁场结构阻碍了北PCH的形成，尽管北极的主导极性比南极早两年发生逆转。北PCH直到2016年中期才形成，这是与几个腐烂的AC相关的高纬度ECH逐渐合并的结果。
2017-11-03 astro-ph.SR
Observational signatures of a kink-unstable coronal flux rope using Hinode/EIS
通过正演模拟研究了扭结不稳定日冕通量绳的能量释放和能量输运特征。合成强度和多普勒地图生成的三维数值模拟。CHIANTI数据库用于计算覆盖环路热范围的三条Hinode/EIS发射线的强度。模拟分辨率下的强度和多普勒速度在空间上退化为Hinode/EIS像素大小（1 \arcsec），使用高斯点扩散函数（3 \arcsec）进行卷积，并曝光50秒的特征时间。对光栅（移动狭缝）和静坐凝视（静止狭缝）产生的合成图像进行分析，以找到扭曲通量和相关不稳定性的签名。我们发现，有几个质量的扭结不稳定的日冕通量绳，可以检测到观测使用Hinode/EIS，即增长的环路半径，增加强度对径向边缘的环路，和多普勒速度以下的内部扭曲的磁场线。然而，EIS无法解析模拟中存在的小的瞬态特征，例如小规模重连的位点（例如纳米片）。
2017-05-15 astro-ph.SR
