Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Plasmoid Ejections and Loop Contractions in an Eruptive M7.7 Solar Flare: Evidence of Particle Acceleration and Heating in Magnetic Reconnection Outflows
粒子加速和等离子体加热在何处发生与磁重联的关系是太阳耀斑的一个基本问题。我们报告了2012年7月19日SDO/AIA和RHESSI观测到的M7.7耀斑的分析。等离子体团喷射和收缩尖形环形式的双向外流起源于爆发的通量绳和下面的耀斑环之间，速度通常为200-300 km/s，最高可达1050 km/s。这些外流与空间分离的双冠状X射线源与质心分离减少的能量。最高温度位于非热X射线环顶源附近，远低于推断的重联位点附近的收缩尖点的原始高度。这些观察结果表明，粒子加速和等离子体加热的主要场所是在重联流出区域，而不是重联网站本身。此外，有一个最初的上升的X射线和EUV环顶源之前，最近认识到下降，我们归因于多个过程之间的相互作用，包括向上发展的重联和向下收缩的重联环。脉冲相的开始延迟了10分钟，从下降的开始，但与向上的等离子体团，个别回路收缩，和整体的环顶下降，暗示的能量释放率和重连流出速度的密切关系的快速增加相一致。
2013-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
First ALMA Observation of a Solar Plasmoid Ejection from an X-ray Bright Point
等离子体团喷射或喷流等爆发现象是太阳活动的一个重要特征，有可能提高我们对太阳大气动力学的理解。这样的喷射通常被认为是在快速磁重联区域预期的外流的特征。氦的304 A极紫外线形成于10^5 K左右，被认为是这种现象的可靠示踪剂，但从这种观测中确定物理参数并不简单。我们用ALMA、AIA和Hinode/XRT分别在毫米波、极紫外和软X射线波段同时观测到了X射线亮点的等离子体团喷射。本文报道了由射电、极紫外和X射线数据组合得到的等离子体团的物理参数。因此，我们得出结论，等离子体团可以由（近似）等温的10^5 K等离子体组成，在100 GHz处光学薄，或者由具有热包层的10^4 K核心组成。分析表明ALMA提供的额外温度和密度限制的价值，未来ALMA的科学观测将能够与星载和其他高分辨率望远镜的空间分辨率相匹配。
2017-05-04 astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
Are chains of type I radio bursts generated by similar processes as drifting pulsation structures observed during solar flares?
我们提出的例子，这两种类型的爆发，并显示其相似性和差异。然后，链的I型爆发的漂移脉动结构（DPS）的类似模型提出。我们表明，类似的DPS中，链的I型爆发可以产生的碎片磁重联与等离子体团相互作用。为了支持这种新的模型链的I型爆发，我们提出了合并的两个等离子体团到一个更大的等离子体团的DPS的无线电频谱的影响。这一过程也可以解释某些I型爆发链的“波浪状”外观。然后，我们证明了具有“波浪”外观的I型爆发链可以用于估计其源中的磁场强度。我们认为，I型爆发和DPS链的差异主要是由于磁场重联的不同机制。在I型爆发链的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在活动区的准分界线层中或多或少处于准饱和状态，而在爆发耀斑的脉冲阶段观察到的DPS的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在耀斑磁绳下形成的电流片中，该电流片向上移动并迫使该磁重联。
2017-04-27 astro-ph.SR
The plasmoid instability in a confined solar flare
爆发耀斑（EFs）与爆发的暗条有关，在某些模型中，暗条爆发驱动耀斑重联。然而，最近，对局限耀斑（CF）的观测揭示了EF的所有特征（脉冲相，耀斑带等）。而不是灯丝喷发本身。因此，如果暗条不是脉冲耀斑重联的主要原因，那是什么呢？在这封信中，我们认为，基于mimpermance的要求，等离子体团不稳定性是一个强有力的候选人解释所观察到的CF脉冲阶段。我们提出的磁流体动力学模拟结果的非线性发展的等离子体团不稳定性，在一个模型的活动区域磁场的几何形状，以加强我们的要求。我们还讨论了如何在这封信中描述的想法可以推广到其他情况下，包括EF。
2019-05-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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 Joint Microwave and Hard X-Ray Study Towards Understanding the Transport of Accelerated Electrons during an Eruptive Solar Flare
本研究利用EOVSA和SolO/STIX的同步微波与X射线观测，从不同视角对比了太阳耀斑冕源与足点源的非热电子分布，揭示了沉降电子通量高于环顶且足点谱更软的特性，为理解电子传输效应及多波段诊断提供了关键依据。
2024-04-22 astro-ph.SR
Automatic detection of Flare Ribbon Fine Structures as Proxies for Plasmoid Dynamics in Flare Reconnection
Department of Mathematical Sciences, Durham University（达勒姆大学数学科学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Astronomy Department, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Scottish Universities Physics Alliance, School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院苏格兰大学物理联盟）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理学中心）
提出一种自动检测耀斑带前沿螺旋和波状结构的方法，应用于高分辨率3D爆发耀斑模拟的磁力线长度图，发现这些特征与等离子体团介导的间歇性重联相关。
2026-06-12 astro-ph.SR
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. I. Observations and Interpretation
对2001年4月18日爆发的部分被遮蔽的太阳耀斑的微波成像观测表明，该事件的全球结构可以用扭曲的磁通量绳的螺旋扭结不稳定性来描述。这个模型是由反伽马形状的源表现出交叉腿的上升通量环路和腿在交叉点或附近的相互作用的证据。这种相互作用反映在交叉点附近的峰值亮度的位置和叠加的紧凑的非热源的形成，最有可能在或接近交叉点。这些源沿着两条腿向上传播，在结构的顶部合并成单个明亮的源，并以$>\!1000$ ~km\，s $^{-1}$的速度继续上升。紧凑的源捕获在无线电和硬X射线范围内辐射的加速电子。这表明它们是质体团，尽管它们的内部结构没有被数据揭示。它们在$\sim\!40$ ~s的特征时间尺度上表现出射电亮温的变化，与它们的面积反相关，这也支持它们作为等离子体团的解释。它们的传播路径不同于耀斑电流片中等离子体团形成和传播的标准情况，而是由不稳定性形成的螺旋电流片。
2010-07-13 astro-ph.SR
Microwave imaging of a hot flux rope structure during the pre-impulsive stage of an eruptive M7.7 solar flare
太阳爆发前脉冲阶段的日冕结构和过程对于理解导致随后爆发能量释放的物理过程至关重要。在这里，我们提出了第一次微波成像研究的热通量绳结构在爆发M7.7太阳耀斑的前脉冲阶段，与野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz。SDO/AIA还在其94和131 Ω的热通带中观察到磁通绳。在微波数据中，它被揭示为一个整体的拱廊状结构，由几个强度增强组成，通常由弱发射桥接，亮度温度（$T_B$）从~ 10，000 ~ 20，000 K变化。微波强度增强沿结构的位置保持相对固定在某些特定部分的磁通绳，表明发射电子的分布是受大规模的扭曲磁通绳的磁配置。小波分析显示了一个显着的2分钟的微波$T_B$变化期间的预脉冲阶段的利益。该期间同意以及报告的AIA太阳收缩环和向上喷射的等离子体团（建议重联流出）。这表明，这两个周期是由相同的重连过程，间歇性地发生在2分钟的时间尺度控制。我们推断，至少有一部分的发射激发的非热高能电子通过陀螺同步加速器机制。这项研究表明，微波成像在探索磁绳的磁几何形状和相关的重联过程中的太阳爆发的发病潜力。
2016-03-09 astro-ph.SR
Plasmoid-fed prominence formation (PF$^2$) during flux rope eruption
我们报告了一个新的，等离子体团喂养的情况下形成的爆发性日珥（PF $^2$），涉及重新连接和冷凝。我们使用网格自适应电阻二维半磁流体动力学（MHD）模拟在色球到电晕设置解决这个等离子体团美联储的情况。我们研究了低日冕中一个预先存在的磁绳（FR），它由于灾变而突然爆发，并在爆发的FR上方驱动一个快速激波，在爆发的FR下方形成一个电流片（CS），色球物质被挤入其中，当Lundquist数达到$\sim 3.5\times 10^{4}$时，CS中出现等离子体团不稳定性和多个磁岛. CS中剩余的色球物质通过这些新形成的磁岛转移到FR中。由岛屿输送的致密冷物质聚集在FR底部，从而在爆发阶段形成日珥。随着FR的增加，由于热不稳定性，更多的日冕等离子体不断地向日珥中凝聚。由于PF $^2$工艺带来的精细结构，该模型自然形成细丝，在极性反转线上方对齐。在我们的$15 \mathrm{km}$分辨率下的合成视图显示了许多细节，这些细节可能会在未来的高分辨率观测中得到验证。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fragmentation of electric currents in the solar corona by plasma flows
我们考虑一个磁结构组成的拱状结构和一个分离的等离子体团，从磁重联过程中产生的，是典型的发现与太阳耀斑。我们研究了剪切和涡旋等离子体流引起的自发电流碎裂。应用精确解析变换方法计算了非线性稳态MHD方程的自洽解。不可压缩场向流动的假设意味着Alfven马赫数和质量密度在场线上都是常数。我们首先计算非线性MHS平衡的帮助下的刘维方法，模拟的情况下，太阳爆发耀斑配置等离子体团和耀斑拱廊。然后构造了一个马赫数剖面，描述了沿开放磁场线的上升流，并实现了等离子体团内部的涡流。这个马赫数分布用于将MHS平衡映射到稳态平衡。我们发现，当前的碎片发生在我们的配置中的不同位置。需要阿尔芬马赫数的陡梯度，这意味着剪切流对MHS电流片的电流放大和偏转的强烈影响。沿外分界线出现新月状或环状结构，上下等离子体团之间出现蝴蝶结构，强电流峰靠近下边界。在上部等离子体团上施加一个内在的小尺度结构会导致等离子体团的强烈碎裂。因此，电流片和等离子体团的碎裂是MHD理论的固有性质。从MHS到MHD稳态的转换提供了等离子体加热和粒子加速所需的精细结构，以及耗散事件中通常与耀斑和日冕物质抛射中的磁重联过程有关的大量等离子体流。
2013-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Multi-thermal dynamics and energetics of a coronal mass ejection in the low solar atmosphere
本工作的目的是确定太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测到的爆发等离子体团和掩蔽耀斑的多热特性和等离子体能量学。我们研究了2010年11月3日发生的一次日冕物质抛射和掩星耀斑事件（GOES软X射线峰值出现在12：20 UT），它展示了一个典型的爆发通量绳的形态。SDO/AIA图像的高空间和时间分辨率以及六个冠状通道允许详细研究喷发初始阶段的多热发射动力学。使用正则化反演方法的优化版本（Hannah & Kontar 2012），在不同时间为六个通道的每个像素计算差分发射测量（DEM），从而产生各种温度范围内的发射测量地图和电影。我们发现，喷发的等离子体团的核心是热的（8-11，11- 14 MK），有一个类似的热对流“茎”结构将其连接到低层大气，这可以被解释为通量绳模型中的电流片，尽管比这些模型所建议的要宽。在$\ge$ 3- 4 MK温度范围内，喷发前缘速度为597-664 km/s $^{-1}$，在$\le$ 2- 3 MK温度范围内，速度为1029-1246 km/s $^{-1}$。我们估计在脉冲阶段喷发的核和茎的密度（11-14 MK）在等离子体团核、茎和周围物质包层中约为$3\times10^9$ cm $^{-3}$、$6\times10^9$ cm $^{-3}$、$9\times10^8$ cm $^{-3}$。这给出了$5\times10^{29…
2012-12-21 astro-ph.SR
Persistent Quasi-Periodic Pulsations During a Large X-Class Solar Flare
太阳耀斑经常在发射中显示出脉动和振荡的特征，称为准周期脉动（QPP）。QPP通常在耀斑的脉冲阶段被识别，但在某些情况下，它们的存在被检测到衰减阶段的后期。在这里，我们报告了从2017年9月10日开始在整个大型X8.2耀斑中检测到的广泛精细结构QPP。通过对GOES/XRS和SDO/AIA的131 A通道上观测到的热脉动的分析，我们发现在耀斑峰值后的3小时内，在脉冲阶段有一个约65 s的脉动周期，随后在衰减阶段有一个约150 s的低振幅QPP周期。我们发现在脉冲QPP期间，RHESSI观测到的软X射线源在等离子体团/日冕物质抛射（CME）爆发后以约17 km/s的速度快速上升。我们解释这些QPP在喷发事件中的重连动力学的表现。在持续几个小时的长时间衰减阶段，扩展向下收缩的崩溃环/等离子体团，达到顶部的耀斑拱廊在EUV观察。我们注意到，持续的QPP的存在到这个耀斑的衰变阶段是最有可能与这些功能。在这个阶段的QPP讨论的MHD波模式触发的耀斑后环。
2019-03-04 astro-ph.SR
3D magnetic reconnection and its application to solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气中的强烈辐射。它们由磁重联提供动力，磁重联是一种可以将磁能转化为热能和动能等其他形式能量的现象，据信它在宇宙中无处不在。随着太阳观测的空间和时间分辨率的不断提高，以及受益于计算机能力不断提高的数值模拟，我们现在可以探讨三维磁重联的性质和特征，以更好地了解其在我们的恒星大气层爆发耀斑期间的后果。我们在下面回顾了在不同战线上为解决磁重联问题所作的努力。特别是，我们将看到理解3D中的磁拓扑如何帮助定位最可能发生重联的区域，电流层如何在3D中演变，以及重联如何导致通量绳，等离子体团和耀斑环的形成。
2016-12-20 astro-ph.SR
Generation of fast magnetoacoustic waves in the corona by impulsive bursty reconnection
本研究通过模拟日冕磁零点与外部扰动的相互作用，发现脉冲爆发式重联产生的等离子体团相关过程可激发快模磁声波，提出波与重联共生（SWAR）机制，为太阳大气加热和太阳风驱动提供新视角。
2024-11-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 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
Few Made It Out: A Multi-Messenger Study of an In Situ Solar Energetic Electron Event Driven by a Solar Jet
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland (FHNW)（瑞士西北应用科学大学）
研究通过多信使分析揭示太阳喷射驱动的高能电子逃逸机制，发现电子在喷射尖端附近集中，仅小部分能逃逸至日球层空间。
2026-02-27 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
Spontaneous current-layer fragmentation and cascading reconnection in solar flares: I. Model and analysis
磁重联通常被认为是太阳耀斑的一种机制。然而，对这一设想的深入研究揭示了一些悬而未决的问题。其中一个基本问题是，磁能是如何从大的积累尺度转移到等离子体尺度的，在那里它实际上发生耗散。为了研究这种转移在很宽的尺度范围内，我们解决这个问题的高分辨率MHD模拟的手段。模拟结果表明，磁能向小尺度的传递是通过一系列连续的、越来越小的磁通绳（等离子体团）来实现的，类似于（不可压缩）流体动力学中的涡管级联。撕裂和（驱动）“碎裂聚结”过程对于磁场（和相关的电流密度）连续碎裂成更小的元素同样重要。在后期阶段的撕裂和合并过程之间的动态平衡揭示了一个稳定的（幂律）缩放典型的级联过程。它表明，级联重联也解决了其他开放的问题，在太阳耀斑的研究，如（爆发）耀斑和碎片（混乱）的能量释放，以及大量的加速粒子的观察到的签名之间的定期大规模图片的二元性。事实上，自发的电流层碎片化和形成多个通道耗散/加速区域嵌入在电流层似乎是内在的级联过程。多个小规模电流片还可以促进大量粒子的加速。研究和讨论了级联重联分裂的电流层中嵌入势加速区的结构、分布和动力学。
2011-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multiple Regions of Nonthermal Quasi-Periodic Pulsations during the Impulsive Phase of a Solar Flare
与耀斑相关的射电和X射线波段的准周期脉动（QPP），特别是与非热电子相关的准周期脉动，包含了有关耀斑期间能量释放和输运过程的重要信息。然而，缺乏空间分辨的观测，这样的QPP与快的时间节奏一直是一个障碍，我们进一步了解他们的物理性质。在这里，我们报告这样一个QPP事件发生在C1.8级爆发的太阳耀斑的脉冲阶段的观测使用的射电成像光谱数据从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）和补充X射线成像和光谱数据。VLA在1- 2 GHz频率上以亚秒级的频率观测到的射电准周期脉冲被显示为三个具有不同物理特性的空间上不同的源。两个射电源位于喷发的磁通量绳的共轭足点附近，具有相反的极化方向。其中一个源显示QPP行为，周期约为5 s。第三个射电源位于耀斑后拱廊的顶部，与X射线源的位置相吻合，并且具有相似的~25- 45 s的周期。我们表明，这两个相反极化的射电源可能是由于相干电子回旋脉塞（ECM）的发射。另一方面，在无线电和X射线中观察到的环顶QPP源分别与非相干回旋同步辐射和韧致辐射一致。我们的结论是，并发的，但空间上不同的QPP源必须涉及多个机制，在不同的磁环系统，并在不同的时期。
2022-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Elemental Composition Evolution during the 2024 September 30 Solar Eruption: A Comparison of Hot and Cool Plasma Components with Solar Orbiter/SPICE, Hinode/EIS, and Chandrayaan-2/XSM
Southwest Research Institute（西南研究所）；Ann and H.J. Smead Aerospace Engineering Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校安与H.J.斯梅德航空航天工程科学系）；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）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）
该研究利用Solar Orbiter、Hinode、Chandrayaan-2的相关仪器，观测2024年9月30日M7.6级太阳耀斑，发现高低温等离子体成分丰度演化模式不同，揭示了FIP偏差变化与日冕重联外流和色球层等离子体混合相关的机制。
2026-08-14 astro-ph.SR
Radio Spectroscopic Imaging of a Solar Flare Termination Shock: Split-Band Feature as Evidence for Shock Compression
太阳耀斑终止激波被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的驱动因素，但观测证据仍然很少。Chen等人利用爆发耀斑中分米波随机尖峰爆发的射电动力学光谱成像，发现爆发在环顶上方快速等离子体下降流的终点处形成了一个动态表面状特征，解释为耀斑终止激波。强烈支持终止激波解释的一个观测证据是发射带偶尔分裂成两个频率更细的通道，类似于快速日冕激波驱动的II型射电爆发中看到的分裂带特征。在这里，我们进行空间，光谱和时间分辨分析的分裂带的耀斑终止冲击事件的功能。我们发现，从两个分裂带通道的无线电质心的合奏，每个概述了一个近共空间的表面。高频通道略低于低频通道约0.8 Mm，这有力地支持了上游-下游解释。在这种情况下，通过激波阵面的密度压缩比可以从频率分裂中推断出来，这意味着激波的马赫数高达2.0。此外，密度压缩沿激波阵面的时空演化与磁流体动力学模拟的结果一致。我们的结论是，详细的变化的冲击波压缩比可能是由于在重联流出的动态等离子体结构的影响，这导致了扭曲的冲击波阵面。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Flux Ropes in the Solar Corona: Structure and Evolution toward Eruption
磁通量绳的特征在于相干扭曲的磁场线，这是普遍存在于磁化等离子体。作为太阳大气中各种喷发现象的核心结构，通量绳是理解太阳喷发的物理机制的关键，太阳喷发影响日光层和行星大气。地球空间环境中最强烈的扰动往往与来自太阳的大规模通量绳与地球磁层的碰撞有关，导致不利的、有时是灾难性的空间气象影响。然而，它仍然是难以捉摸的通量绳如何形成和演变的喷发，以及它是如何结构化和嵌入在环境场。本文件解决了这些重要问题，从观测者的角度来看，审查目前的理解日冕通量绳，重点是其结构和新生的演变向太阳爆发，实现了遥感和原位探测与建模和模拟相结合的观测。它突出了日冕物质抛射（CME）的启动机制，其中电流片中的等离子体团合并成一个“种子”通量绳，其随后演变成CME是符合标准模型，从而弥合微观尺度和宏观尺度动力学之间的差距。
2021-06-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Determining the 3D Dynamics of Solar Flare Magnetic Reconnection
本研究通过三维MHD模拟揭示耀斑电流片中等离子体团在耀斑带上留下瞬态螺旋印记，为解释高分辨率观测提供了新方法。
2025-10-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Numerical study of solar eruption, extreme-ultraviolet wave propagation, and wave-induced prominence dynamics
针对EUV波与遥远日珥相互作用机制不明的问题，本研究通过极高分辨率2.5D数值模拟，揭示EFR引发的快、慢EUV波行为及与日珥的作用，首次阐明遥远爆发对日珥动力学的完整影响和振荡阻尼机制。
2025-02-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
