3D MHD simulation of flare supra-arcade downflows in a turbulent current sheet medium
超拱廊下降流（SAD）是向阳的，通常是黑暗的，起源于耀斑拱廊上方的等离子体密度耗尽。在本文中，使用3D MHD模拟，我们调查，如果SAD腔可以产生的撕裂模式和Kelvin-Helmholtz不稳定性的直接组合，导致湍流电流片（CS）介质，或者如果电流片仅仅是背景，其中SAD是由脉冲能量沉积触发产生的。我们发现，考虑到观测到的暗巷结构的一个额外的本地能源，提供的重联事件，是必需的。我们认为，可能有一个密切的关系，特征SAD的大小和CS宽度，必须得到满足，以获得一个可观察到的SAD。
2015-05-11 astro-ph.SR
Observations of X-ray flares and associated MHD oscillations in star XI Boo
利用XMM-牛顿观测数据，对$ξ$ Boo观测到的两次耀斑进行了X射线分析。耀斑环参数的推导使用各种环模型，包括国家的最先进的流体动力学耀斑模型。的环长度推导出的耀斑环结构被发现是小于恒星半径。X射线光变曲线的指数衰减、等离子体温度和发射量度的时间演化与致密太阳耀斑中观测到的相似。利用小波分析方法研究了耀斑后阶段的X射线光变曲线。小波分析清楚地显示了1019 s周期的振荡。利用观测估计的环长、密度和磁场，理论推导出的快扭折模式的振荡周期与观测估计的周期大致匹配。这是第一个可能的观测证据的基本快速扭结模式的磁声波在恒星环路在耀斑后阶段的提高发射。
2011-01-17 astro-ph.SR
Predictability of a solar flare in May 2024 using observational data-driven MHD simulations
Niigata University（新潟大学）
利用观测数据驱动的磁流体动力学模拟，研究了2024年5月3日X1.6级耀斑的可预测性，发现通过结合最终时刻的光球速度场可延长预测提前量至1小时以上。
2026-06-08 astro-ph.SR
Triangulation Tracking of a Radially Propagating MHD Wave in the AIA 1600 Acoustic Power Maps in Active Region 12193
几十年来，人们已经确定，太阳耀斑释放的能量激发了在太阳表面传播的声波振荡（Wolff 1972）。据信，这些耀斑可以激发活跃区域的速度振荡，特别是那些发生过更高级别太阳耀斑的区域（Kumar 2006）。然而，问题是如何在这样一个混乱的环境中的声振荡的行为可以诞生其他波的MHD类型。我们能观察到这样的事件吗？
2018-03-06 astro-ph.SR
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
Quasi-periodic Counter-propagating Fast Magnetosonic Wave Trains from Neighboring Flares: SDO/AIA Observations and 3D MHD Modeling
自从SDO/AIA在EUV中发现它们以来，已经观察到伴随许多太阳耀斑的快速（相速度为1000 km/s）、准周期、快模传播波列（QFP）。它们通常在与有源区（AR）的扩展磁场拓扑结构相关联的漏斗状结构中传播。这些波通过日冕地震学提供了有关耀斑脉动和磁结构的信息。报道的波通常起源于与耀斑有关的单一局部源。在这里，我们报告了2013年5月22日首次检测到与两个相邻耀斑相关的反向传播QFP，显然是由大规模的跨赤道日冕环连接的。我们提出了对向传播QFP的三维MHD模型的第一个结果，一个理想化的双极AR。我们调查的激励，传播，非线性和相互作用的反向传播波的一系列关键模型参数，如源和背景磁结构的属性。除了QFP，我们还发现了与事件相关的被困快（扭结）和慢模式波的证据。我们应用日冕地震学来确定事件期间振荡环中的磁场强度。我们的模型结果与AIA观察到的反向传播波定性一致，并用于识别与所观察到的事件相关的各种MHD波模式，从而深入了解它们的线性和非线性相互作用。我们的观测结果提供了第一个直接证据，反向传播的快速磁声波，可能会导致湍流级联，并携带显着的能量通量的日冕加热低日冕磁性结构。
2018-05-01 astro-ph.SR
Numerical MHD simulations of solar flares and their associated small-scale structures
本文通过数值模拟研究太阳大气局部区域耀斑后环的形成与动力学，基于 2.5D MHD 方程对比了仅含电阻率与电阻率加热传导两种场景，发现局部电阻率引发 RMI 产生更多子结构，而热传导使环平滑并伴随多磁岛形成。
2024-02-03 astro-ph.SR
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
A Comparative Study of Solar Active Region 12371 with Data-constrained and Data-driven MHD Simulations
我们进行了两个基于数据的磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区12371产生的M6.5耀斑。第一个模拟是完全数据驱动的模拟，其中初始条件由非线性无力场（NLFFF）给出。这NLFFF外推从光球磁约1小时前的耀斑，然后随时间变化的光球磁场施加在底面。第二个模拟也是数据驱动的模拟，但它在耀斑爆发之前停止在底部驱动，然后切换到数据约束的模拟，其中磁场的水平分量根据感应方程变化，而法向分量随时间固定。这两种模拟都导致了喷发，在喷发之前，这两种模拟都产生了高度扭曲的磁力线，而这在NLFFF中是没有的。爆发后，第一个模拟的基础上随时间变化的光球磁场，继续产生剪切场线后，耀斑没有再现现象，如耀斑后的循环。第二个模拟很好地再现了与耀斑有关的现象。然而，在这种情况下，底部磁场的演化与观测到的磁场的演化不一致。在这封信中，我们报告了数据约束和数据驱动的MHD模拟的潜在优点和缺点，需要考虑到未来的研究。
2023-01-29 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
An MHD Model of the December 13 2006 Eruptive Flare
本文采用三维MHD模拟方法，定性模拟了2006年12月13日日本日出（Hinode）卫星观测到的新出现的δ黑子区NOAA 10930的爆发性耀斑的日冕磁场演化。模拟成立，我们驱动器的出现，东西向的磁通量绳在较低的边界到一个预先存在的日冕场建造的SOHO/MDI全磁盘磁图在2006年12月12日20：51：01 UT。由此产生的日冕磁绳嵌入在周围的日冕磁场中，首先进入准静态上升阶段，然后经历动态喷发，磁绳空腔的前缘加速到约830 km/s的稳定速度。喷发前的日冕磁场显示出与日出软X射线观测中所见的磁连通性以及反S形X射线S形的发展定性一致的形态。我们研究了爆发磁通绳的性质和后重联环的形态，并将它们与观测结果进行了比较。
2011-09-16 astro-ph.SR
Oscillatory processes in solar flares
太阳和恒星耀斑产生的电磁（无线电、可见光、紫外线、极紫外线、X射线和伽马射线）辐射通常包含明显的准周期脉动（QPP）。产生长周期QPP（周期大于1秒）的物理机制可能与MHD过程有关。观测到的QPP的调制深度、周期和非谐性表明，它们可能与某种MHD自振荡有关，例如磁重联的振荡机制。这种制度，自发和诱导的性质，已被观察到连续MHD数值模拟。振荡本质上是非线性和非平稳的。我们证明了一个有前途的新方法，他们的分析是经验模态分解技术。
2010-10-01 astro-ph.SR
3D Radiative MHD Modeling of Particle Beam Heating of the Solar Atmosphere
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了粒子束加热在白光闪焰中能量沉积的作用，揭示了大气结构对连续亮化的影响。
2026-09-15 astro-ph.SR
Magnetically coupled atmosphere, fast sausage MHD waves, and forced magnetic field reconnection during the SOL2014-09-10T17:45 flare
我们研究了2014年9月10日GOES X1.6太阳耀斑期间太阳大气的物理性质和行为。用小波分离方法分析了稳态等离子体流和快速香肠型MHD波。利用垂直流近似非线性无力场程序研究了磁耦合大气和强迫磁场重联。本文研究了磁流体波从光球到达日冕前不经耗散或反射的传输机制和日冕上的波能分布机制。我们报告了一个共同的行为（极）紫外稳态等离子体流（速度15.3 -> 10.9 km/s）和快香肠MHD波（阿尔芬速度13.7 -> 10.3 km/s，特征周期1587-> 1607 s），在SDO/AIA/HMI和IRIS空间仪器观测到的各个大气层（光球-日冕）的圆柱形等离子体波导中传播。本文分析了黑子本影上方磁场通量管引起的磁耦合太阳大气和波强迫的磁场重联。太阳地震与捕获，泄漏和隧道模式的波，消散，特别是在太阳日冕，讨论了其可能的贡献，外层大气加热。我们证明了快速香肠MHD波的色散性质，它可以很容易地产生泄漏和其他模式传播的波导外，和磁场通量管连接的各个大气层可以分配整个活动区域的磁场能量。这种机制有助于日冕能量平衡和我们对日冕加热如何维持的了解。
2020-10-04 astro-ph.SR
Particle acceleration by strong turbulence in solar flares: theory of spectrum evolution
提出了一个描述太阳耀斑中湍流非共振粒子加速的非线性自洽模型。考虑到被加速粒子对湍流的反作用，模拟了被强长波MHD湍流加速的带电粒子谱随时间的演化。主要发现是加速粒子和MHD湍流的非线性耦合导致了加速粒子谱的显著演化，根据粒子注入效率的不同，这种演化可以是软-硬-软或软-硬-硬。这种演化模式在太阳耀斑的硬X射线和伽马射线辐射中被广泛观察到。
2009-01-18 astro-ph.SR
Pulsations of microwave emission from a solar flare in a twisted loop caused by intrinsic MHD oscillations
我们目前的结果揭示微波脉动产生的模型中的一个耀斑扭曲的太阳日冕环，没有任何外部振荡驱动器。确定了两种类型的振荡：周期约为70- 75 s，振幅约为5-10%的缓慢衰减振荡，在有和没有高能电子的环路中观察到，以及周期约为40 s，振幅为百分之几十的振荡，仅在快速能量释放开始后约100 s的高能电子环路中观察到。我们解释的长期振荡的结果，调制的平均磁场强度在循环中的一个固定的扭结模式，而短周期的间歇性振荡与高能电子可能会产生快速变化的电场，产生高能电子在这种情况下。缓慢衰减的振荡可以解释在耀斑中经常观察到的准周期性脉动。
2022-01-20 astro-ph.SR
Primordial flares, flux tubes, MHD waves in the early universe and genesis of cosmic gamma ray bursts
本文指出，伽马射线暴的能量来源类似于触发太阳和恒星瞬态活动现象的能量来源，如耀斑、通量管中的等离子体加速流以及磁流体波的能量耗散和粒子加速。我们从现象学上详细研究了下列可能触发伽马射线暴的能量源：（i）宇宙原始耀斑，可能是星系间或星系团区域内类似太阳耀斑的现象，（ii）可能由原始磁通量的对流坍缩形成的原始磁通量管（iii）起源于银河系或星系团的大尺度磁场扰动产生的MHD波的非线性相互作用和耗散。我们详细研究了上述每一种现象，并考虑到这些过程是否是伽马射线暴的能量来源。考虑到观测结果和宇宙环境中普遍存在的物理条件的相似性，以下研究表明，最有可能产生伽马射线暴的一种有希望的能源可能是原始耀斑。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
A New Framework for Modeling Solar Flares from MHD to Kinetic Processes
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；SUPA School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（苏格兰大学物理与天文学学院，格拉斯哥大学）；Department of Physics, Catholic University of America（天主教大学物理系）；Department of Physics, American University（美国大学物理系）；Astronomy Department, University of Maryland（马里兰大学天文系）；Institute for Research in Electronics and Applied Physics, University of Maryland（马里兰大学电子与应用物理研究所）；Heliophysics and Planetary Science Branch, NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心日地物理学与行星科学处）
本文提出一个连接ARMS、kglobal和RADYN+FP三个模型的综合框架，用于模拟太阳耀斑从触发、粒子加速到大气加热的全过程，并首次在同一环中追踪非热电子和质子，为构建全三维耀斑模型奠定基础。
2026-10-02 astro-ph.SR
Spontaneous current-layer fragmentation and cascading reconnection in solar flares: II. Relation to observations
在Bárta等人的论文（arXive：astro-ph：/1011.4035，2010）中，作者通过高分辨率MHD模拟解决了CSHKP太阳耀斑情景的一些未决问题。他们特别关注的是在衰减的耀斑电流片（CS）中从大尺度到小尺度的能量转移问题。他们的计算表明，磁通量-绳（等离子体团）是通过一系列的撕裂和合并过程在全尺度范围内形成的。因此，最初厚的电流层变得高度碎片化。因此，撕裂和聚结级联可以引起跨尺度的有效能量传递。在这篇论文中，我们将研究这种机制是否真的适用于太阳耀斑。我们扩展了MHD模拟模型的特定功能，可以在观察中寻找。基础MHD模型的结果表明，等离子体团级联产生嵌入CS中的非理想/加速区域的特定分层分布。因此，我们专注于与高能粒子通量的功能，特别是在耀斑带的发射区的结构和动力学。我们假设嵌入在CS的扩散区的结构和动力学的烙印到耀斑带内核的结构和动力学的磁场映射。使用底层MHD模拟的结果，我们得到预期的带状发射结构，我们提取选定的建模明亮的内核的统计特性。比较预测的发射和它的性质与观察到的，我们得到了很好的协议。
2011-01-17 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Comprehensive radiative MHD simulations of eruptive flares above collisional polarity inversion lines
本研究利用MURaM代码构建辐射MHD模拟，探究碰撞极性反转线形成与日冕耀斑响应，发现黑子碰撞距离、cPIL持续时长等参数影响耀斑触发、磁通量绳形成方式及爆发物质含量。
2023-08-25 astro-ph.SR
Anisotropic Turbulent Flows Observed in Above the Loop-top Regions During Solar Flares
本文利用正视视角窄带EUV图像和流动追踪算法，首次定量揭示太阳耀斑ALT区域湍流的各向异性及其高度分布，支持Rayleigh-Taylor型不稳定性机制。
2025-03-18 astro-ph.SR
Electric current evolution at the footpoints of solar eruptions
电流在太阳耀斑的触发和演化过程中起着至关重要的作用。本文的目的是检验表面电流是否如耀斑物理学的电路方法所预测的那样具有表面或地下固定源，或者如MHD方法所建议的那样是表面磁场对日冕磁场演化的响应。在SDO从2011年到2016年在盘中心附近观测到的所有19个X级耀斑中，我们分析了仅有的9个可以识别出清晰带状钩的爆发耀斑。在MHD耀斑模型中，带钩的耀斑带被认为是喷发通量绳的足迹。对于第一次，精细测量的时间演变的电流内的观察，以及在欧姆3D MHD模拟钩进行。我们的分析表明，在喷发期间和之后，带状钩包围的区域的电流减少。我们解释的电流的减少，由于在爆发过程中的日冕中的磁通绳的扩张。我们的分析为3D中的标准耀斑模型带来了新的贡献。
2020-04-16 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Fast-Mode Wave Trains Associated with the 2015-Jun-22 M6.5 Flare in AR~12371: Observations and 3D MHD Modeling
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）
研究通过多波长观测和3D MHD模拟，分析了与2015年6月22日M6.5类日闪相关的准周期快速模式波浪，揭示其可能源于间歇磁重联。
2026-03-13 astro-ph.SR
Using Flare-Induced Modulation of Three- and Five-Minute Oscillations for Studying Wave Propagation in the Solar Atmosphere
我们提出了一种方法，用于诊断的物理条件，在太阳大气中使用的振荡幅度的增加，导致微小的太阳耀斑。作为一个例子，我们考虑一个B2耀斑，它导致了急剧的短暂增加的振幅在太阳大气层的低层3分钟和5分钟的振荡。增强的三分钟和五分钟振荡从大气层的下层传播到日冕。这种短的振荡列使得有可能消除在层之间的相位和群滞后的测量中产生的不确定性。此外，到达日冕的振荡放大可能会增加重复耀斑的可能性。研究小型耀斑事件中的振荡具有在准安静条件下探索大气的优势，而不是强大的耀斑，后者会对环境造成大量和长期的干扰。此外，小型耀斑比强大的耀斑更常见，这使得人们可以从更大的观测材料样本中进行选择。
2021-10-26 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations of flare loops and slipping motion of ribbon substructures during a C-class flare
本文基于SDO和IRIS观测，报道一次C9.1级耀斑中耀斑环准周期强度振荡与耀斑带子结构准周期滑动运动共存的现象，并提出该准周期模式可能源于磁重联出流撞击耀斑环引起的环顶动力学。
2024-07-04 astro-ph.SR
Oscillations accompanying a He I 10830 Å negative flare in a solar facula
2012年9月21日，我们在Si I 10827，He I 10830和Hα谱线上对太阳光斑进行了光谱观测。后来，在分析数据的过程中，我们在时间序列的中间发现了一个小规模的耀斑。由于He I 10830吸收线的异常增加，我们将此耀斑确定为负耀斑。本文研究了负耀斑对光斑光球和色球层振荡特性的影响。我们测量了所有三条谱线的视距（LOS）速度和强度以及色球谱线的半宽。我们还使用SDO/HMI磁场数据。耀斑引起调制的所有研究参数。在负耀斑的位置，振荡的幅度平均增加了四倍。在邻近的磁场局部极大值中，耀斑期间色球LOS速度振荡明显减弱。耀斑爆发前，光斑区域整体振荡约5分钟，耀斑爆发后，这种同步性被破坏。耀斑改变了视线磁场振荡的光谱组成，导致低频振荡功率增加。
2018-11-08 astro-ph.SR
MHD waves in sunspots
综述了太阳黑子振荡和波动源的空间频率形态，包括它们的定位、大小、振荡周期、高度定位以及形成观测到的发射变化的截止频率机制。太阳黑子波过程的动力学，提供了有关波前结构及其时间变化的信息，研究了振荡频率随波能量的变化。初始化太阳耀斑所造成的触发剂，如磁声波，加速粒子束，和冲击进行了讨论。特别注意耀斑重联周期初始化和太阳黑子慢磁声波动力学之间的关系。简要回顾了太阳黑子振荡的理论模型。
2015-09-22 astro-ph.SR
Oscillations in stellar superflares
两种不同的机制可能会导致恒星耀斑的整盘观测准周期脉动（QPP）。一种机制可能是磁流体磁（MHD）力和其他过程作用于耀斑环，如在太阳中看到的。另一种机制可能是由于耀斑产生的高能粒子脉冲（在太阳中称为“日震”）而被迫产生的局部声振荡。我们分析了75颗恒星的257个耀斑的短节奏开普勒数据，以寻找可能归因于这两种机制之一的耀斑衰变分支或耀斑后振荡中的QPP。大约18%的恒星耀斑在耀斑衰变分支中显示出一个明显的凸起，其原因不明。由于小波分析得到的碰撞周期与任何恒星参数都不相关，因此碰撞似乎不是一个高阻尼的全局振荡。我们检测到阻尼振荡覆盖几个周期（QPP），在七个耀斑的五颗星。这些振荡的周期也不与任何恒星参数相关，这表明这些可能是由于耀斑环振荡。我们寻找强耀斑后可能导致的强迫全球振荡。为此，我们研究了耀斑前后八颗恒星的类太阳振荡振幅的行为。然而，未检测到明显的振幅变化。我们还分析了两颗盾牌座δ星和一颗剑鱼座γ星在耀斑前后的自激脉动幅度。我们的结论是，需要找到一个新的过程来解释恒星耀斑光变曲线的高发生率的颠簸，耀斑环振荡可能已经在少数恒星中检测到，并没有确凿的证据存在耀斑引起的全球声振荡（星震）。
2015-04-07 astro-ph.SR
2D MHD and 1D HD models of a solar flare -- a comprehensive comparison of the results
毫无疑问，太阳耀斑环具有多线程的内部结构，解决不好，没有办法观察加热事件和热力学演变的个别线程。这些限制导致的基本问题，在数值模拟的扩口环，如选择的结构和线程的数量，和一个适当的模型的能量沉积过程的实施。本文建立了一组耀斑环的一维流体动力学和二维磁流体动力学模型，比较了典型太阳耀斑过程中的能量再分配和等离子体动力学。根据2002年9月20日09：21 ~ 09：50 UT期间AR 10126中记录的M1.8耀斑源，设定了模拟环路的基本参数。非理想的一维模型包括热传导和辐射损失的光学薄等离子体的能量损失机制，而非理想的二维模型考虑粘度和热传导作为能量损失机制。2D模型具有跨回路的等离子体的参数的连续分布，并且通过沿着和跨回路热通量在时间和空间上变化来供电。我们表明，这样的2D模型是一个边界的情况下，一个多线程的内部结构的燃烧循环，填充因子等于一。尽管在应用的二维模型中使用的假设，他们在复制的意见，整体成功表明，他们可以作为一个正确的近似所观察到的燃烧结构。
2015-10-01 astro-ph.SR
Solar Active Region Electric Currents Before and During Eruptive Flares
“爆发耀斑之前和期间的太阳活动区电流”一章利用太阳观测资料、依赖于这些观测资料的非线性无力场外推以及三维磁流体动力学（MHD）模型，讨论了太阳磁结构爆发前状态和爆发过程中的电流。讨论解决了中性与非中性电流在活动区的问题，并得出结论，MHD模型能够解释非中性电流在活动区的极性反转线沿强磁剪切的存在，从而证实了以前的观察已经包含这一结果。这些模型还捕捉到了太阳爆发期间活动区电流行为的本质，分别预测了耀斑带内部和膨胀通量绳内部的电流密度增加和减少。从矢量磁场观测中推断出的光球电流密度图显示出与MHD模型结果相似的旋转带状图案，这被解释为活动区磁系统之间的磁绳和准分界线层（QSL）的签名。在这些QSL的总电流的增强在喷发和喷发通量绳的脚点电流密度下降，已被证实的观测。
2019-03-10 astro-ph.SR
MHD discontinuities in solar flares: continuous transitions and plasma heating
研究了理想磁流体动力学方程在平面不连续面上的边界条件.结果表明，对于给定的质量通量，其类型仅取决于磁场倾角之间的关系。此外，不连续表面上的守恒定律允许随着等离子体流动条件的逐渐（连续）变化而改变不连续类型。然后是同时满足两种不连续性的所谓过渡解。在完整的边界条件系统的基础上，我们得到了MHD方程的所有过渡解。我们还找到了描述流经不连续面的等离子体的内能跃变的表达式。首先，这允许构建MHD不连续之间可能的连续过渡的广义方案。其次，它能够检查等离子体加热与等离子体密度和不连续表面附近的磁场的配置的相关性，即，MHD不连续性的类型。结果表明，加热的最佳条件是在附近的反向电流的区域附近的重连电流层。这一结果有助于解释现代空间天文台在软、硬X射线观测到的耀斑期间日冕活动区内部的温度分布。
2015-08-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Two Types of Solar Confined Flares
为了解受限耀斑的物理机制，选取了2011-2017年期间的18个受限耀斑，根据其动力学性质和磁位形的不同，将受限耀斑分为两类。“I型”耀斑的特征是滑移重联、强剪切和稳定的暗条。“II型”耀斑几乎没有滑移重联，耀斑后有一个位形。暗条爆发，但被强束缚场限制。“II型”耀斑可用二维MHD模型解释，而“I型”耀斑则需要三维MHD模型。18个耀斑中7个（$\sim$ 39 \%）属于“I型”耀斑，11个（$\sim$ 61 \%）属于“II型”局限耀斑。“I型”耀斑的耀斑后环具有较强的非势性，而“II型”耀斑的耀斑后环剪切较弱。所有的I型耀斑都表现出平行于极性反转线的带状伸长，速度为几十km/s $^{-1}$。对于“II型”耀斑，只有一小部分显示出沿PIL的带状拉长。我们认为，不同的磁拓扑结构和重联的情况下决定了不同的属性为两种类型的耀斑。多个磁系统之间的滑动磁重联导致“I型”耀斑。对于“II型”耀斑，磁重联发生在爆发暗条下面的反平行磁场中。我们的研究表明，“I型”耀斑占总的大型受限耀斑的三分之一以上，这在进一步的研究中是不应该被忽视的。
2019-07-10 astro-ph.SR
Flare induced decay-less transverse oscillations in solar coronal loops
耀斑引起的，大振幅，无衰减的横向振荡的证据。大气成像组件（AIA）观测到的一个多热日冕环系统，在其中一个环足点附近爆发耀斑后，表现出无衰减的横向振荡。测量的振荡周期位于4.2分钟和6.9分钟之间，其中的位移振幅范围从0.17毫米至1.16毫米。一个运动放大技术是用来检测耀斑前的衰减无振荡。这些振荡具有类似的周期（3.7分钟和5.0分钟之间），像以前的，但他们的振幅（0.04毫米至0.12毫米）被发现是显着较小。当通过特定的AIA通道观察或当比较它们的多通道特征时，在循环的振荡线程之间没有发现相位差。这些特征表明，在这种情况下，耀斑的发生既没有改变这些振荡的性质（衰减与无衰减），也没有改变振荡周期。耀斑的唯一影响是增加振荡幅度。
2021-07-05 astro-ph.SR
The Effects of Oscillations & Collisions of Emerging Bipolar Regions on the Triggering of Solar Flares
提前预测太阳耀斑发生的能力对人类很重要，因为它们可能对地球的环境和基础设施造成破坏。Kusano等人（2012年）已经表明，在极性反转线（PIL）附近出现的小规模双极区（BR），其通量相对于上覆场的电势分量反转，足以有效地触发太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了进一步的三维磁流体动力学模拟研究的效果，这些小规模的BR的运动对耀斑触发的有效性。模拟了两个小尺度BRs碰撞的影响。结果表明，触发耀斑的强度取决于有多少覆盖场被BR破坏。BR的线性振荡的模拟表明，沿PIL的振荡增加耀斑强度，而整个PIL的振荡减损耀斑强度。耀斑强度受较大振幅振荡的影响较大，但对振荡频率相对不敏感。在最极端的情况下，耀斑的峰值动能比非振荡BR增加了三倍以上。BR的扭转振荡的模拟表明，对耀斑强度的影响非常小。最后，碰撞BR的模拟表明，产生更强的耀斑作为耀斑触发每个单独的BR合并。这些结果表明，显着更强的耀斑可以导致从运动的BR沿PIL的剪切场或从多个BR在同一地区的存在。
2022-06-07 astro-ph.SR
Study of Reconnection Dynamics and Plasma Relaxation in MHD simulation of a Solar Flare
本文利用数据约束的EULAG-MHD模拟研究NOAA 12253活动区GOES M1.3耀斑，揭示HFT重联及等离子体弛豫程度与重联效能、持续时间和耀斑能量过程的关系。
2024-01-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Simultaneous transverse oscillations of a coronal loop and a filament excited by a circular-ribbon flare
为了研究日冕环和暗条中扭结振荡的激发，分析了2015年10月16日活动区12434中与井喷喷流相关的C3.4圆带耀斑（CRF）。耀斑激发了遥远日冕环的小振幅扭折振荡。振荡持续$\ge$ 4个周期，无明显阻尼。振幅和周期分别为0.3 $\pm$ 0.1 μ m和207 $\pm$ 12 s。有趣的是，耀斑还激发了一个遥远的暗条的横向振荡。振荡持续$\sim$ 3.5个周期，振幅衰减。初始振幅为1.7 $-$ ~ 2.2 μ m，周期和阻尼时间分别为437 $-$ ~ 475 s和1142 $-$ ~ 1600 s。冕环和暗条同时振荡的起始时刻与硬X射线峰值时刻一致。虽然体积小，寿命短，耀斑引发了链式反应。它在色球层产生了明亮的次级耀斑带（SFR），与暗条同空间的远程增亮（RB），以及间歇性的向东北方向传播的喷流。环振荡很可能是由耀斑引起的爆炸波激发的，速度为$\ge$ 1300 km s $^{-1}$。灯丝振荡的激发更为复杂。冲击波触发远离主耀斑的次级磁重联，这不仅将局部等离子体加热到更高的温度（SFR和RB），而且产生类似喷流的流动（即，重连流出）。暗条受到二次磁重联的扰动而发生横向振荡。这一发现为日冕环和暗条的横向振荡激发提供了新的见解。
2020-08-04 astro-ph.SR
Quasi periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations
黑子源在17 GHz的频率给出了在色球-日冕过渡区的水平上，在B=2000 G的磁场区域的等离子体参数的信息。太阳黑子短周期（1 ~ 10分钟）振荡的观测结果反映了磁流体动力学（MHD）波在黑子磁通量管内的传播。我们调查的振荡参数在活动区与他们的耀斑活动。我们确认存在的振荡光谱和耀斑活动之间的联系。我们发现前耀斑和后耀斑阶段之间的振荡的差异。特别是，我们展示了一个强大的三分钟振荡的情况下，开始前的爆发。这一事件与Sych，R.等（Astron. Astrophys.，第505卷，第791页，2009）。我们还发现了明确的八分钟振荡的微波辐射从太阳黑子。我们解释我们的观测从太阳黑子和耀斑过程中传播的MHD波之间的关系。
2011-07-08 astro-ph.SR
Particle Trapping and Acceleration in Turbulent Post-flare Coronal Loops
本研究针对太阳耀斑后环内MHD湍流中的高能电子行为，借助MPI-AMRVAC 3.0模拟探究湍流级联与粒子捕获、加速的关联，构建含非热粒子贡献的HXR谱，为日冕辐射模拟与观测对比提供基础。
2024-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Slow Magnetoacoustic Oscillations in the Microwave Emission of Solar Flares
分析2010年11月4日M1.6耀斑期间在野边山射电日像仪17 GHz通道获得的微波数据，发现存在11.8分钟的发射等离子体密度振荡。在SDO/AIA的335 A通道中测量的EUV发射强度的变化中也可以很好地看到这些振荡。观测到的振荡特性与所谓的SUMER振荡的特性一致，SUMER振荡通常在EUV和软X射线波段作为周期性多普勒频移观测到。SUMER振荡的公认解释是一种慢磁声波驻波。我们的分析提出了第一个直接观察的慢磁声振荡的微波发射的太阳耀斑。
2013-10-10 astro-ph.SR
Detections of Multi-Periodic Oscillations during a Circular Ribbon Flare
利用2013年11月10日（SOL 2013 -11- 10 T05：14）圆带状耀斑的多波长观测资料，分析了三种振荡行为。该事件是一个典型的具有外脊结构和同源喷流的环带耀斑。我们发现了三种振荡（或扰动）：i）通量振荡（或QPP），在X射线，EUV和微波发射中具有约20秒的主导周期，ii）周期性射流，间歇性节奏约为72秒，iii）外环扰动半个周期，持续时间约为168秒。类似于非热过程（如重复的磁重联）可能产生的周期性喷流，热辐射中检测到的耀斑QPP可能与非热辐射中看到的振荡具有相同的起源。外环扰动可能是由圆带状耀斑驱动的冲击波触发的，也可能是由香肠波或慢磁声波调制的。所得结果为进一步数值研究耀斑振荡的物理起源提供了数据。
2021-12-28 astro-ph.SR
Reconstruction of a Large-scale Pre-flare Coronal Current Sheet Associated with an Homologous X-shaped Flare
电流片（CS）是日冕中的一种基本磁结构，它可以在耀斑发生前或耀斑太阳耀斑时形成，并通过磁重联实现日冕中的能量耗散。然而，静态重建CS是罕见的，可能是由于固有的限制，在现有的冠状场外推代码。本文用SDO/HMI矢量磁图约束的MHD弛豫模型重建了太阳活动区11967的一次大尺度耀斑前CS。CS被发现是与一组奇特的同源耀斑，表现出独特的X形带状和循环发生在一个四极磁配置。从CS到光球层的磁力线形成一个X形，几乎精确地再现了所观察到的耀斑带的形状，这表明耀斑是CS通过重联耗散的产物。CS形成于双曲线通量管中，该双曲线通量管是两个准分界线层的相交处。X型耀斑的反复出现可能是由于光球足点运动驱动的CS的反复形成和消散。这些结果表明，数据约束的MHD模型在再现日冕中CS的能力，以及提供洞察太阳耀斑的磁机制。
2017-10-08 astro-ph.SR
Global sausage oscillation of solar flare loops detected by the Interface Region Imaging Spectrograph
界面区成像光谱仪的观测显示，2015年3月12日M1.6耀斑环中存在相干振荡。Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08 π ~的强度和多普勒频移都表现出明显的振荡，周期为$\sim$ 25秒。在地球同步运行环境卫星（GOES）记录的软X射线通量中也检测到了非常相似的振荡。估计的相速度为$\sim$ 2420 km s $^{-1}$，导出的电子密度至少为5.4 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$，观测到的短周期振荡很可能是一个热耀斑环的全球快香肠模。我们发现一个相位移动$\sim$ $π$ /2（1/4周期）之间的多普勒频移振荡和强度/GOES振荡，这是一致的，最近的香肠模式的正演模拟研究。观测到的振荡需要耀斑环和日冕背景之间的密度对比因子为$\geqslant$ 42。全局模式的估计相速度提供了耀斑环路外的阿尔文速度的下限。我们还发现振荡周期的增加，这可能是由于循环足点随时间的分离。
2016-05-06 astro-ph.SR
Excitation of Multi-periodic Kink Motions in Solar Flare Loops: Possible Application to Quasi-periodic Pulsations
磁流体动力学（MHD）波常被用来解释太阳耀斑中的准周期脉动（QPP）现象。我们使用三维MHD模拟研究了直耀斑环对扭结状速度扰动的响应，并使用快速回旋同步加速器程序对微波辐射进行了正演模拟。同时产生两个周期的扭折运动，其中长周期分量PL = 57s为径向基本扭折模，短周期分量PS =5.8s为第一漏扭折模。正演模拟结果表明，在某些视线范围内，微波强度存在双周期振荡。将光束尺寸增大到（1”）^2并不能消除微波振荡。我们建议，第一泄漏扭结模式是一个很有前途的候选机制，占短周期QPP。具有高空间分辨率的射电望远镜可以帮助区分这种新机制与香肠模式等传统解释。
2023-01-13 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in flares and coronal mass ejections associated with magnetic reconnection
我们提出了一个机制，准周期振荡的日冕物质抛射（CME）和耀斑环有关的磁重联爆发太阳耀斑。我们进行了二维数值MHD模拟的磁通量绳喷发，与三个不同的全球伦德奎斯特数的值。在低伦奎斯特数运行中，没有发现振荡行为，而在中等伦奎斯特数运行中，在通量绳底部和耀斑环顶部都激发出准周期振荡。在高伦德奎斯特数运行，准周期振荡也被激发，在同一时间，动力学变得湍流由于在重联电流片的多个等离子体团的形成。在高、中伦德奎斯特数运行中，薄的重联喷流与磁绳底部或耀斑环顶碰撞，并将磁绳底部或耀斑环顶深深地挖开。陡斜激波形成为终止激波，其中重联射流在水平方向上弯曲（而不是减速），导致超声速回流。结构变得不稳定，在磁绳底部和耀斑环顶部的局部高β区出现超声速回流的准周期振荡。我们比较了观测特征的准周期振荡爆发通量绳，后CME电流片，耀斑带和光变曲线，在我们的模拟中发现相应的动力学结构。
2017-09-15 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
Modelling Quasi-Periodic Pulsations in Solar and Stellar Flares
太阳耀斑发射在所有的EM波段和太阳高能粒子的通量密度的变化被检测到。太阳耀斑和恒星耀斑产生的电磁辐射通常表现出明显的振荡模式，其特征周期从几分之一秒到几分钟不等。这些振荡被称为准周期脉动（QPP），以强调它们通常包含明显的振幅和周期调制。本文综述了太阳耀斑和恒星耀斑中的准周期脉动现象。特别是，我们专注于可能的物理机制，重点是产生周期性的结果范围的基础物理。这些物理机制包括MHD振荡、自振荡机制、振荡重联/重联反转、波驱动重联、双回路聚结、MHD流动过稳定性、等效LCR轮廓机制和热力学循环。我们还提供了目前文献中发表的所有QPP事件的直方图。QPPs的出现对解释和理解耀斑中的基本过程（如磁能释放和粒子加速）提出了额外的限制。因此，为了建立太阳耀斑和恒星耀斑的综合模型，对QPP的充分了解至关重要。
2018-02-12 astro-ph.SR
Transverse coronal loop oscillations excited by homologous circular-ribbon flares
我们报告了2014年3月5日在活动区11991中对两个同源圆带状耀斑（CRF）的多波长观测，重点关注耀斑激发的极紫外（EUV）环的横向振荡。横向振荡为快速驻定的扭结模。由C2.8耀斑触发的第一级振荡是无衰减的，振幅较低（310 $-$ 510 km）。不同波长的周期（115 $-$ 118 s）几乎相同，表明相干振荡。回路的磁场估计为65 $-$ 78 G。由M1.0耀斑触发的第二级振荡以较大的振幅衰减（1250 $-$ 1280 km）。周期从211年的117秒减小到171年的70秒，表明环长减小或在逐渐膨胀后发生内爆。阻尼时间为147 $-$ 315 s，随周期增加，使得$τ/P$的值在不同波长中彼此接近。在共振吸收的假设下，非均匀层的厚度估计为$\sim$ 0 \farcs 45。这是第一次观测到两个交感耀斑激发两个扭结模环振荡。这些结果对于理解日冕环扭折振荡的激发和日冕能量平衡具有重要意义。我们的研究结果还验证了连续驱动程序的振荡幅度显着放大的患病率。
2020-05-05 astro-ph.SR
Data-driven MHD Simulation of the Formation and Initiation of a Large-scale Pre-flare Magnetic Flux Rope in Solar Active Region 12371
太阳爆发是空间天气最强大的驱动力。要了解它们的原因和性质，关键是要知道日冕磁场在爆发前是如何演变的。在这里，我们研究了2015年6月21日在活动区NOAA~12371爆发的大耀斑和日冕物质抛射的相对大规模磁通量绳（MFR）的形成过程。利用数据驱动的磁流体动力学数值模型模拟了爆发前一天日冕磁场的三维演化。观测到的特征和我们模拟的磁场之间的比较揭示了喷发前MFR是如何形成的。最初，磁场线被弱扭曲为简单的剪切弧。由于光球运动的复杂性，在极性反转线上形成了一条较长的MFR，这种运动主要是剪切而不是扭转。的MFR的存在是证明了一组相干的磁场线的扭曲数以上的单位。在MFR之下的电流片显示在模型中，这表明系绳切割重联在MFR形成中起着关键作用。由于光球运动不断注入磁螺旋度，使得越来越多的磁力线发生扭曲，MFR的通量也随之增加。同时，MFR轴的高度从其形成开始单调增加。通过对上覆场衰减指数的分析，我们认为是由于MFR进入环面不稳定区而变得不稳定，最终触发了喷发。
2020-02-12 astro-ph.SR
An MHD Model For Magnetar Giant Flares
软伽马射线中继器上的巨大耀斑被认为发生在磁星上，在短时间内释放出巨大的能量。它们的能量可以用磁场结构中发生的灾难性不稳定性和随后的磁重联来解释。通过类比太阳上的日冕物质抛射（CME）事件，我们发展了一个理论模型，通过分析方法的磁星巨星耀斑。在这个模型中，地壳的旋转和/或位移导致磁场扭曲和变形，导致磁层中的磁绳形成和相关配置中的能量积累。当位形中储存的能量和螺旋度达到阈值时，系统失去平衡，磁通绳以灾难性的方式向外喷射，而磁重联有助于灾难发展为可能的爆发。以SGR 1806 - 20为例，计算了其喷发过程中释放的自由磁能，发现其大于$10^{47}$尔格，足以为一次大耀斑提供能量。释放的自由磁能被转换成磁绳的辐射能、动能和重力能。计算了SGR 1806 - 20、SGR 0526-66和SGR 1900+14的爆发过程的光变曲线，并与观测资料进行了比较。计算的光变曲线与观测到的巨耀斑光变曲线符合得很好。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A unified view of coronal loop contraction and oscillation in flares
内容：横向环振荡和环收缩通常与太阳耀斑有关，但这两种类型的运动传统上被认为是独立的现象。目的：我们提出了一个观测日冕环收缩和振荡爆发后的耀斑。我们的目标是解释为什么这两种行为被视为在一起，为什么只有一些循环振荡。研究方法：分析SDO/AIA 171 ESTA图像的时间序列，以识别M6.4耀斑开始后的冠状环位置SOL 2012 -03- 09 T03：53。我们特别关注五个环，所有这些环在耀斑期间都会收缩，其中三个环也会振荡。一个简单的模型，然后开发的日冕环的收缩和振荡。结果：我们提出，日冕环收缩和振荡可以发生在一个单一的响应，从日冕中去除磁能。我们的模型再现了观察到的各种类型的循环运动，并解释了为什么最高的循环在收缩过程中振荡，而最短的收缩循环没有检测到振荡。提出的框架表明，环的运动可以作为一个诊断的日冕磁场能量的耀斑的删除，而日冕磁场能量的快速下降是一个新确定的横向环振荡的激发机制。
2015-06-25 astro-ph.SR
Enhanced three-minute oscillation above a sunspot during a solar flare
本文利用GST和SDO观测分析了太阳耀斑SOL2012-07-05T21:42期间黑子本影-半影边界处增强的三分钟振荡，发现耀斑后振荡周期由约200 s变为180 s，并认为频率变化源于磁倾角减小，增强振荡与耀斑EUV晚相的下流加热有关。
2023-11-28 astro-ph.SR
