Multiwavelength Observations of Supersonic Plasma Blob Triggered by Reconnection Generated Velocity Pulse in AR10808
利用太阳和日光层天文台（SoHO）/迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）、过渡区和日冕探测器（TRACE）171和澳大利亚纳拉布里Culgoora太阳天文台的H $α$的多波长观测资料，给出了2005年9月9日AR 10808中M6.2级太阳耀斑前一个传播的超音速等离子体团的独特观测特征。在05：27 UT到05：32 UT之间观察到这个斑点，在最初的2-3分钟内几乎是一个恒定的形状，之后它很快就消失在日冕中。在其动力学阶段，观测到的团块的下限速度估计为$\sim$ 215 km s $^{-1}$。在H $α$和TRACE 171等离子体中同时存在的具有几乎相似形状和速度的斑点的证据支持其由多温度等离子体形成。能量释放的经常性的3-D重联过程通过分离器圆顶低于磁零点，新兴的通量和预先存在的磁力线在较低的太阳大气层之间，被发现是一个径向速度脉冲向外，加速这个等离子体斑点在太阳大气中的驱动程序。在支持识别所观察到的喷发的可能驱动程序，我们解决了二维理想磁流体动力学方程数值模拟所观察到的超音速等离子体斑点。数值模拟密切匹配观测到的速度，多温度等离子体的演变，并在观察中发现的斑点的快速消失。在典型的日冕条件下，这种斑点也可以携带7.0 $\times10^{6}$ ergs-cm-$^{-2}$ s-$^{-1}$的能通量，以重新平衡活动区域上方的日冕损失。
2012-03-28 astro-ph.SR
Tracking an eruptive prominence using multiwavelength and multiview observations on 2023 March 7
本研究利用多波长多视角观测，首次用修正锥模型对2023年3月7日的爆发日珥做4小时三维追踪，揭示其非径向传播、加速及偏转特征，验证了模型对早期演化的重现能力。
2024-10-30 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a partially eruptive filament on 2011 September 8
本文报道了2011年9月8日在NOAA活动区11283的部分暗条爆发事件的多波长观测结果。在活动区发现了磁零点和相应的脊面及分界面。在零点之下，一个剪切拱廊支撑着沿着高度复杂和破碎的极性反转线的灯丝。被激活后，S形细丝爆发，分裂成两部分。大部分上升的速度为90 $-$ 150公里/秒$^{-1}$，然后达到$\sim$ 115毫米的最大视高度，之后，它返回到太阳表面的颠簸的方式在20 $-$ 80公里/秒$^{-1}$的速度。在极紫外（EUV）、UV和H $α$波长下清楚地观察到上升和下降运动。主要部分的喷发失败与M6.7级耀斑有关，该耀斑具有单一的硬X射线源。然而，灯丝的失控部分，在逃离日冕之前，可能沿着大规模的开放磁场线，从东腿分离并围绕主要部分旋转$\sim$ 1圈。逃逸部分的喷射导致了一个非常微弱的日冕物质抛射（CME），其在外日冕中以214 km/s $^{-1}$的视速度传播。暗条喷发也触发了同一AR中相邻冠状环的横向扭结模式振荡。振荡的振幅和周期分别为1.6 μ m和225 s。我们的研究结果对于理解部分暗条爆发的机制具有重要意义，并为理论模型提供了新的约束条件。多波长观测也为空间天气预报提供了线索。
2015-03-10 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Small-Scale Reconnection Events triggered by Magnetic Flux Emergence in the Solar Atmosphere
新兴的磁通量和预先存在的环境场之间的相互作用已经成为一个“热”的话题，无论是数值模拟和高分辨率的太阳大气观测。在磁通量出现期间出现的增亮和浪涌被认为是磁重联过程的标志。我们提出了一个小规模的通量出现事件的NOAA 10971，同时观察到瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马和\emph{Hinode}卫星在2007年9月的联合活动。极高分辨率的G波段、H $α$和\ion{Ca}{2} H滤波图、\ion{Fe}{1}和\ion{Na}{1}磁图、极紫外光栅扫描和X射线图像显示，该新兴区域与色球、过渡区和日冕增亮以及色球浪涌有关。我们认为这些特征是由大气中低空的磁重联引起的。为了支持这一想法，我们使用FROMAGE服务执行潜在的和线性的无力场外推。外推表明，出现的网站是一个三维零点，从脊柱起源的空间。这种磁场配置和出现的通量区域上方的磁力线的整体取向与在不同大气层中观察到的结构是兼容的，并且对无力场参数的变化保持稳定。我们的分析支持最近的三维数值模拟的预测，充满活力的现象可能会导致新兴的通量和预先存在的色球和日冕领域之间的相互作用。
2010-07-27 astro-ph.SR
A Three-Dimensional Velocity of an Erupting Prominence Prior to a Coronal Mass Ejection
我们提出了一个详细的三维（3D）视图的日珥喷发，日冕环扩张，和日冕物质抛射（CME）与M4.4耀斑发生在2011年3月8日在活动区NOAA 11165。耀斑监测望远镜（FMT）搬迁到秘鲁伊卡大学后，成功地获得了耀斑和暗条喷射的全圆盘H $α$图像。通过对H $α$谱线附近的多波长观测，得到了H $α$日珥爆发的三维速度场。{ \it太阳动态观测台}上的大气成像仪组件和{ \it日地关系观测台-未来}卫星上的极紫外成像仪也获得了极紫外特征。我们发现，在爆发的暗条与日冕磁场碰撞之后，一些日冕环开始扩张，导致了一个清晰的日冕物质抛射的生长。我们还讨论了膨胀环与周围日冕磁场之间的多重相互作用所驱动的日冕物质抛射的后续活动。
2021-01-21 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
Multiwavelength observations of a partial filament eruption on 13 June 2011
本文报道了2011年6月13日在NOAA活动区11236观测到的一次C1.2级耀斑的部分暗条爆发。该事件发生在太阳动力学天文台（SDO）航天器上的大气成像组件（AIA）视场（FOV）的东翼，靠近后面的日地关系天文台（STEREO）航天器上的极紫外成像仪（EUVI）视场的磁盘中心。在喷发过程中，暗条分裂成两部分：主部分和逃逸部分。大部分沿闭合环路流动，并在环路顶部经历分叉。一些材料向前移动并到达远程足迹，而另一些材料返回到原始足迹。失控的部分沿着开放的场线流动，这是由耀斑相关的III型射电爆发证明。失控部分也经历分叉。上支脱离日冕，以324 km s-1的速度演化为喷流状的窄日冕物质抛射（CME），下支落回太阳表面。提出了一个示意图来解释这一事件，并提供了部分暗条爆发的新机制
2022-10-12 astro-ph.SR
Multiepoch, multiwavelength study of accretion onto T Tauri: X-ray versus optical and UV accretion tracers
经典金牛T星（CTTS）从其周围的拱星盘的内缘吸积物质。吸积物质对恒星大气层的冲击会产生强烈的激波，导致从X射线到近红外（NIR）区域的辐射。几个100公里秒的$^{-1}$的冲击速度意味着直接后冲击等离子体发射主要在X射线。事实上，两个X射线诊断，所谓的软过剩和高密度观察到的氦样三胞胎，区分CTTS从他们的非吸积兄弟姐妹。然而，吸积激波特性来自X射线诊断往往矛盾的既定紫外（UV）-近红外吸积示踪剂和物理模型，同时解释，X射线和UV-NIR吸积示踪剂，还没有。我们提出了新的XMM-牛顿和钱德拉光栅CTTS T金牛座的紫外和光学数据相结合的意见。在所有的时代，软过剩是大的，来自O VII和Ne IX氦类三胞胎的密度与日冕密度是兼容的。这证实了软X射线发射不能起源于吸积漏斗，尽管金牛座T的大软过剩进行大部分的吸积率。相反，我们提出了一个模型的径向密度分层吸积柱来解释密度诊断和软过剩。此外，金牛座T的吸积率和X射线光度在几个时期内呈负相关。这种反相关性已经在恒星样本中观察到。因此，导致它的过程必须是内在的吸积过程中，我们推测，恒星磁场配置的可见半球影响吸积率和日冕发射，最终导致所观察到的反相关。
2018-06-18 astro-ph.SR
Hα spectroscopy and multiwavelength imaging of a solar flare caused by filament eruption
我们研究了一系列爆发事件，包括暗条爆发、GOES C4.3耀斑和日冕物质抛射。我们的目标是确定暗条不稳定的可能触发因素和前兆;研究耀斑核特征;耀斑带/核的形成和演化;研究作为整体活动区磁场位形一部分的连续喷发/耀斑/日冕物质抛射现象的相互关系;确定喷发现象期间Hα线轮廓的演化。分析了多仪器观测资料，包括DST/NSO IBIS的Hα谱线剖面、Hα-0.8和Hα+0.8的散斑像、SDO的EUV像和磁图、STEREO的日冕仪像以及FERMI和GOES的X射线通量观测。我们确定暗条不稳定和爆发是耀斑活动的主要触发因素。在其中一个灯丝脚点中具有圆形带状物的浪涌状事件被确定为灯丝不稳定的可能触发因素。在此足点处的等离子体排出被确定为细丝喷发的前兆。在耀斑活动期间，在暗条不稳定之前出现了一个磁通量，随后出现了1.34 $\times10^{16}$ Mx s $^{-1}$的高通量抵消率。耀斑的X射线光变曲线揭示了三个阶段，被发现与三个不同的带状连续发生。选择并分析来自每个带的核。核光变曲线和H α谱线表明，谱线中心的辐射增强比谱线翼强.在线中心的增加和红色不对称的发生之间发现大约5-6分钟的延迟。只有红色的不对称性，观察在色带在脉冲阶段。蓝色的不对称性只与动态灯丝有关。
2014-05-15 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
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
本研究通过多波段观测分析EK Dra的星斑与磁场关系，揭示了日冕喷射与超闪焰的关联，并量化了活跃恒星的XUV辐射对系外行星大气演化的意义。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining the Coronal Properties of AB Dor in the Radio Regime
该研究结合磁场三维外推与 8.4 GHz 射电干涉观测，通过合成图像拟合双瓣结构，证明 AB Dor 日冕由闭合磁环中的离心约束气体形成，并延伸至约 8–10 个恒星半径。
2024-04-09 astro-ph.SR
The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System
一些“热木星”的主星似乎表现出增强的色球活动，日冕耀斑，以及与行星轨道同步的星点发展。这些效应被归因于恒星和系外行星之间的潮汐和/或磁场相互作用。在这些系统中，研究得最好的是HD 189733，它以前曾被从无线电到X射线波长观测到。在这里，我提出了~4.75 GHz的阿雷西博射电望远镜观测HD 189733在一小部分的系外行星轨道相位范围以前与增强的日冕X射线耀斑。没有发现来自低日冕的无线电耀斑。我还利用恒星的微变和振荡，自动光电望远镜和明智的测光测量与增强的星点活动相关的最小值的占用率。这些极小值与系外行星轨道的相位并没有揭示任何同步的活动区域行为。此外，第一次，我结合X射线，紫外线，光度，钙II H&K，H-α和无线电观测HD 189733进行广泛的，全面的重新检查该系统中的恒星活动。通过介绍新的数据，并通过合并物理和统计分析方法，我证明了先前断言的增强活动，据称同步到某些系外行星轨道阶段，可能是由于不充分采样的内在恒星活动从一个活跃的恒星，而不是恒星-行星相互作用。
2019-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Remote coronal dimmings related to a circular-ribbon flare
本文报道了活动区（AR）12434中与M1.1级圆带耀斑（CRF）有关的远距离日冕变暗的多波长观测结果。AIA和SDO上的HMI于2015年10月16日观察到了无CME的受限火炬。利用位场源面模拟方法，获得了耀斑前全球三维磁场分布。在耀斑硬X射线峰值时间（06：13：48 UT）前几分钟，距离耀斑点240 $\sim$处出现了小尺度、微弱的调光，AIA只能在131和171观测到。之后，除了304 nm以外，所有AIA EUV通带都出现了长而窄的调光，而在耀斑附近没有清楚地观察到局部的核心调光。大面积变暗区向东南方向延伸，面积逐渐增大。在193 μ m时，调光的总面积达到（1.2 $\pm0.4$）$\times$ 10 $^4$ μ m $^2$。在171和193 nm处，最大相对强度分别下降了90%和80%。随后，暗物质开始补充，面积逐渐减小，持续时间为$\geq$ 3 h。遥远的昏暗与弱负极性的冕环西南足点有关。远程调光的可能起源进行了讨论。
2019-12-20 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Multiwavelength Study on Solar and Interplanetary Origins of the Strongest Geomagnetic Storm of Solar Cycle 23
我们研究的太阳源的强烈的太阳周期23日发生在2003年11月20日，地面和空间为基础的多波长观测地磁风暴。造成上述磁暴的日冕物质抛射（CME）起源于超活动区NOAA 10501。我们调查的H-α观测的耀斑事件的15厘米太阳塔望远镜在ARIES，奈尼塔尔，印度。CME的传播特征已经从太阳风的三维图像中推导出来（即，密度和速度），并辅以其他地面和空间测量数据。TRACE、SXI和H-alpha的观测结果显示，两次连续的喷射（速度约为350和100 km/s）来自同一条暗条通道，与两次高速CME（速度分别为1223和1660 km/s）有关。这两次喷射产生了传播的快速冲击波（即，快速漂移的II型射电暴）。这些日冕物质抛射沿着日地线的相互作用导致了风暴的严重性。根据我们的研究，行星际介质由两个合并的磁云（MC）组成，它们在传播过程中保持了自己的身份。这些磁云使行星际磁场（IMF）长时间南移，并与地磁场重连，导致了地球上的超级磁暴（Dst_peak=-472 nT）。
2011-05-22 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
Subarcsecond blobs in flare-related coronal jets
在本文中，我们报告了我们的多波长观测亚角秒斑点日冕喷流。AR 12149在2014年8月24日发生了一次C5.5的环带状耀斑。两股喷流（喷流1和喷流2）与耀斑有关。Jet 1首先出现。Jet 2在6分钟后出现。在其初始阶段，一个大的等离子体团被喷射出jet 2。在耀斑峰值时间之后，在jet 2的下部出现了多个明亮而紧凑的斑点，这是由IRIS/SJI观测到的。由SJI在1330 μ m中观察到的斑点大小为0 $\farcs$ 45 $-$ 1 $\farcs$ 35，其中近84%为亚角秒（$<$ 1 \arcsec）。尺寸的平均值和标准差分别为0 $\farcs$ 78和0 $\farcs$ 19。团块的速度范围从10到超过220 km/s $^{-1}$。三个斑点在SDO/AIA观察到的EUV波长中具有对应物。在UV和EUV波长下，速度几乎相同。我们认为在1330 nm处观察到的斑点是冷分量（$\sim$ 0.025 MK），而在EUV中观察到的斑点是几个MK的热分量。在jet 1中，仅存在一个斑点。我们的结论是，斑点是由撕裂模式的不稳定性的电流片在基地或内部的日冕射流。我们的研究结果对于揭示日冕喷流的精细结构和理解紫外和极紫外波段观测到的斑点之间的关系具有重要意义。
2018-11-21 astro-ph.SR
Pre-flare coronal dimmings
在本文中，我们主要研究耀斑前日冕的暗化。我们报告了2014年9月10日在NOAA活动区（AR）12158中由S形磁通量绳（MFR）爆发产生的GOES X1.6太阳耀斑和伴随的晕CME的多波长观测结果。太阳动力观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了这次喷发。利用SDO日震磁成像仪（HMI）观测了光球视线磁图。GOES航天器记录了软X射线（SXR）通量。利用SOHO上的大角度日冕光谱仪（LASCO）的白光日冕照相机观测到了晕状CME。在耀斑/CME爆发前约96分钟，在扭曲MFR的两端出现了狭窄的耀斑前日冕变暗。它们的延伸非常缓慢，其强度随时间而减小，而它们的表观宽度（8 $-$ 9 Mm）几乎保持不变。在耀斑的脉冲和衰减阶段，出现了典型的扇形孪晶暗斑，其范围和强度都比耀斑前的暗斑大得多。171 γ射线强度下降率达40%。耀斑前的暗化在171、193和211 ° C最为显著，形成温度为0.6 $-$ 2.5 MK。在131年和335年也可以识别出耀斑前暗化的北部。据我们所知，这是第一次详细研究耀斑前日冕变暗，这可以解释为密度耗尽的结果，在MFR缓慢上升的过程中，围绕MFR的日冕环系统逐渐扩大。
2016-11-25 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 astro-ph.SR
Observations of a New Form of Partial Filament Eruption
首次观测到三次开始后分段并产生CMEs的新型部分日珥爆发，结合多设备多波长观测与磁场外推分析其演化机制，该现象对现有太阳爆发理论提出挑战。
2025-05-15 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of a Flux Rope Formation by Series of Magnetic Reconnection in the Chromosphere
使用高分辨率的观测，从1.6米的新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO），我们报告的直接证据的合并/重新连接冷H $α$环在色球层在两个同源耀斑（B-和C-类）所造成的剪切运动在两个循环的脚点。这些环之间的重联导致形成了一个不稳定的磁绳，显示出逆时针旋转。磁绳无法达到环面不稳定的高度，未能形成日冕物质抛射。HMI磁图揭示了负/正（N1/P2）极性太阳黑子在相反方向上的旋转，这增加了以N1/P2为基础的磁性结构的右手和左手扭曲。在第一次B6.0耀斑期间甚至之后都观测到快速光球通量抵消（持续时间$\sim$ 20-30分钟，速率$\approx$ 3.44 $\times$ 10 $^{20}$ Mx h $^{-1}$），并持续到第二次C2.3耀斑结束。RHESSI X射线源位于环的合并部位。据我们所知，这样一个明确的相互作用的色球环，随着快速通量抵消还没有报道过。这些高分辨率的观测结果表明，色球圈内的一系列磁重联与非常快速的磁通抵消有关，从而形成了一个小的磁通绳。
2017-03-29 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
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112 I. Flux Emergence, Sunspot Rotation and Triggering of a Solar Flare
我们分析了2010年10月16日发生在活动区（AR）NOAA 11112附近的一个巨大的暗条系统的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。SDO/HMI磁图揭示了耀斑事件前50小时出现的双极（在现有的AR内）。在出现的过程中，双极中的正负黑子都表现出平移和旋转运动。正极性黑子表现出明显的西南/顺时针方向的运动/旋转，并不断推动/滑动周围的相反极性场区。另一方面，负极性太阳黑子向西/逆时针方向移动/旋转。正极性的太阳黑子旋转约70度。在30小时内，而负极性~20 °。10小时内。SDO/AIA 94 EUV图像显示，日冕中出现的通量管与HMI中出现的双极相一致。在耀斑脉冲阶段观测到了一个高速的等离子体团抛射（速度~1197 km/s），这表明出现的正极性黑子与周围的反极性场区发生了磁重联。整个AR显示耀斑事件前的正螺旋度注入。此外，新出现的偶极揭示了负（左手）螺旋性的签名。这些观测结果提供了独特的证据，从光球层以下到日冕高度的扭曲通量管的出现触发耀斑的主要原因是由于出现的正极性黑子与附近的负极性黑子之间的相互作用，通过出现的正极性黑子向负极性黑子的剪切运动。我们的观测结果也有力地支持了这样一种观点，即旋转很可能是由于扭曲磁场的出现，正如最近的模型所提出的那样。
2012-10-12 astro-ph.SR
Circular-ribbon flares and the related activities
本文综述了环带耀斑（CRFs）的观测特征、能量释放机制、相关伴生活动及研究现状，指出磁流体力学模拟和多波长先进观测是未来突破方向。
2024-01-29 astro-ph.SR
Multiwavelength imaging and spectroscopy of chromospheric evaporation in an M-class solar flare
我们研究色球蒸发质量流的光谱观测相比，来自硬X射线数据的白光M2.5耀斑的2006年7月6日的电子束的能量输入。在联合观测活动JOP 171期间，SOHO/CDS以高节奏光谱观测模式结合可见光、EUV和X射线域中各种波长的高节奏成像捕获了该事件。在耀斑峰值期间，我们观测到分别在色球和过渡区中形成的He，{ \sc i}和O，{ \sc v}线的下行流，同时在热日冕Si~{ \sc xii}线中出现上行流。来自RHESSI硬X射线观测的电子束的能量沉积率暗示着爆炸性色球蒸发，与观测到的等离子体运动一致。然而，对于后来的一个明显的X射线爆发，其中最强的能量沉积的网站正是位于CDS狭缝，情况是耐人寻味的。O 1，{ \sc v}过渡区谱显示了双分量的演化，表明耀斑带上单个CDS像元中静止等离子体体积和高速（高达280 km s $^{-1}$）上升等离子体元素的叠加。然而，在此期间电子输入的能量太小，不足以驱动色球层的爆炸性蒸发。这些意想不到的发现表明，燃烧过渡区是更加动态，复杂，精细结构比单回路流体动力学模拟中捕获。
2010-07-06 astro-ph.SR
Spectroscopic observations of a flare-related coronal jet
日冕喷流普遍存在于活动区和冕洞中。在本文中，我们研究了2015年10月16日活动区12434中C3.4圆带耀斑相关的日冕喷流。耀斑前，两条微丝位于三维扇棘结构之下。耀斑是由一条暗条的爆发产生的。喷流的动力学演化分为两个阶段：在天空平面上，速度为131 km s $\sim$的缓慢上升阶段和速度为363 km s $\sim$的快速上升阶段。缓慢上升阶段可以对应于突破电流片处的脉冲重连。快速上升阶段可能对应于耀斑电流片处的磁重联。两个阶段之间的转换发生在$\sim$ 09：00：40 UT。在Si { \sc iv} 1402.80射电谱线上，喷流的蓝移多普勒速度范围为-34 ~-120 km/s $^{-1}$。加速的高能电子由三组组成。那些向上传播沿开放领域产生\textrm{III}型射电爆发，而那些向下传播产生HXR排放和驱动色球凝聚在Si { \sc iv}线观察。被捕获在上升灯丝中的电子产生持续$\le$ 40 s的微波爆发。喷流底部的双向流出由Si { \sc iv}线的显著线增宽表现出来。流出的蓝移多普勒速度范围从-13到-101公里秒$^{-1}$。流出的红移多普勒速度范围从$\sim$ 17到$\sim$ 170 km s $^{-1}$。我们对耀斑相关喷流的多波长观测支持爆发喷流模型，对理解非热电子的加速和输运具有重要意义。
2021-01-17 astro-ph.SR
Simultaneous Multiwavelength Flare Observations of EV Lacertae
我们目前的第一个结果，我们正在进行的项目进行同时多波长观测耀斑附近的活动M矮星。我们使用5个不同的天文台获得了附近dM3.5e恒星EV Lac的数据：NASA的凌日系外行星调查卫星（TESS），NASA的Neil Gehrels Swift天文台（\textit{Swift}），NASA的中子内部成分探测器（NICER），夏威夷大学2.2米望远镜（UH 88）和Las Cumbres天文台全球望远镜（LCOGT）网络。在$\sim$ 25天的TESS观测期间，我们使用\textit{Swift}获得了三个同时的UV/X射线观测，总共$\sim$ 18 ks，使用NICER获得了21个同时的时期，总共$\sim$ 98 ks的X射线数据，使用UH 88获得了一个观测（$\sim$ 3小时），使用LCOGT获得了一个观测（$\sim$ 3小时）。我们在TESS光变曲线中发现了56个耀斑，估计能量在log $E_{\rm T}$（erg）=（30.5 - 33.2），在\textit{Swift} UVM 2光变曲线中有9个耀斑，估计能量在log $E_{UV}$（erg）=（29.3 - 31.1），NICER光变曲线中有14个耀斑，估计最小能量在log $E_{N}$（erg）=（30.5 - 32.3），LCOGT光变曲线中出现1次耀斑，log $E_{L}$（erg）= 31.6…
2021-08-10 astro-ph.SR
Multiwavelength study of twenty jets emanating from the periphery of active regions
我们提出了一个多波长分析的20 EUV射流发生在活动区的外围靠近太阳黑子。我们讨论的喷流的物理参数和它们与其他现象，如H α浪涌，非热III型射电爆发和硬X射线发射的关系。利用对日冕温度敏感的AIA波长通道，利用视线差分辐射测量技术研究了喷流中的温度分布。我们还研究了光球磁场的作用，使用从HMI的LOS磁图数据。喷流的寿命从5分钟到39分钟不等，平均为18分钟，速度从87公里/秒到532公里/秒不等，平均为271公里/秒。大多数喷流与风/波航天器观测到的非热III型射电爆发是同时的。我们使用位场源面技术确认了这些爆发的源区。在20次事件中，有10次发生在流量抵消区，6次发生在流量出现区。4次事件在喷流演化过程中表现出通量的出现和消失。DEM分析表明，对于大多数的螺旋射流，DEM的峰值在log T [K] = 6.2/6.3左右。此外，我们还导出了在尖顶和足点处的电子密度的发射测度和下限。这些结果与先前通过研究单个活动区射流所获得的结果一致。通量抵消的观测，与HXR发射和发射的非热III型射电暴的关联，表明启动，因此，加热发生在基地的射流。这也支持的高温等离子体所揭示的DEM分析在射流足点。我们的研究结果提供了大量的约束条件的理论建模的射流和它们的热力学性质。
2016-01-30 astro-ph.SR
Observations of multiple blobs in homologous solar coronal jets in closed loops
日冕亮点和喷流是普遍存在的小尺度增亮现象，它们经常相互关联。在本文中，我们报告我们的多波长观测两组同源喷流。第一组是由EUVI在2014年9月10日的171海里和304海里在STEREO航天器上观察到的，从SDO数据无法观察到的位置。喷射流（J1 $-$ J6）重复6次，间隔5 $-$ 15 min。它们起源于同一个主CBP（BP1），并沿着大规模的封闭日冕环向东北方向传播。其中两个射流（J3和J6）在到达环的远端足点后产生交感神经CBP（BP2和BP3）。BP 1和BP 2（BP 3）的峰值时间之间的时间延迟为240 $\pm$ 75 s（300 $\pm75$ s）。射流不连贯。相反，它们由明亮而紧凑的斑点组成。团块的大小和视速度分别为4.5 $-$ 9 μ m和140 $-$ 380 km/s。射流中的多个斑点在回路远端的到达时间表明交感CBP是由射流而不是热传导前沿引起的。2010年8月3日，AIA在SDO上以各种波长观测到第二组。与第一组相似，喷流起源于AR 11092边界处的短暂亮点（BP），并在流入活动区之前沿小尺度闭合环路传播。在喷流中发现了几个尺寸为$\sim$ 1.7 Mm、视速度为~238 km/s的小斑点。我们进行了DEM反演，以调查斑点的温度，发现斑点是多热的，平均温度为1.8 $-$ 3.1 MK。
2016-01-18 astro-ph.SR
Multiwavelength Sun-as-a-star Analysis of the M8.7 Flare on 2022 October 2 Using H$α$ and EUV Spectra Taken by SMART/SDDI and SDO/EVE
本研究通过Hα和EUV光谱对2022年10月2日M8.7级耀斑做多波长类太阳恒星分析，发现EUV可观测到Hα中不可见的爆发物质，且两类谱线结合可研究恒星活动的多温度结构与演化。
2024-02-01 astro-ph.SR
Evidence for Solar Tether-cutting Magnetic Reconnection from Coronal Field Extrapolations
磁重联是引发太阳爆发事件的主要机制之一，但对其快速过程的直接观测一直是一个挑战。在这封信中，我们提出，使用非线性无力场（NLFFF）外推技术，可视化的场线连接的变化，在2011年2月13日在NOAA AR 11158的M6.6耀斑约30分钟的系绳切割重联。首先通过多波长观测收集了系绳切割重连的证据，然后通过分析从事件发生时观察到的四个明显的耀斑1700 A足点的位置追踪到的磁力线。就在耀斑之前，这四个足点非常靠近磁扭曲指数的局部最大值区域。特别地，来自内部两个足点的场线形成两个强扭曲的磁通束（高达~1.2匝），其彼此剪切并分别接近外部两个足点。耀斑发生后，足点周围区域的扭曲指数立即大大减小，上述磁力线变得低洼，扭曲程度降低（约0.6圈），由连接后来形成的两个耀斑带的环所覆盖。来自内部足点的大约10%的通量（~3x10^19 Mx）经历了足点交换。这部分光通量源自首先变亮的内部足点的边缘区域。从NLFFF外推推断的磁场连通性的这些快速变化与系留切割磁重联模型是一致的。
2013-10-18 astro-ph.SR
XUV-driven mass loss from extrasolar giant planets orbiting active stars
高温彗星的上层大气受到极端辐射条件的影响，可能导致快速的大气逃逸。这些行星上层大气的组成和结构受到宿主恒星高能光谱的影响。这种发射取决于恒星的类型和年龄，因此这是了解系外行星大气行为的重要因素。在这项研究中，我们专注于太阳系外的巨行星（EPG）的轨道K和M矮星。使用日冕模型构建了三颗不同恒星--波江座、狮子座AD和显微镜座AU的XUV光谱。中性密度和温度分布在上层大气中的假设EGPs轨道这些恒星，然后从流体模型，将大气化学和大气逃逸考虑。我们发现，一个简单的缩放完全基于主恒星的X射线发射给出了很大的误差，从行星大气的质量损失率，所以我们已经推导出一种新的方法来缩放太阳光谱的EUV区域的恒星X射线发射的基础上。这种新方法产生的结果在行星的中性高层大气非常类似于使用主恒星的详细日冕模型获得。我们的研究结果表明，在行星受到来自活跃恒星的辐射，从金斯逃逸过渡到大气层顶部的流体动力学逃逸制度发生在较大的轨道距离比低活动恒星（如太阳）周围的行星。
2014-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Promise and pitfalls of plasma emission as an exo-space-weather tool
ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）
本文提出框架和python包swabs预测恒星II/III型射电暴形态，发现活跃恒星日冕导致延迟增加、漂移率变浅、持续时间延长，与太阳射电暴差异显著。
2026-09-16 astro-ph.SR
A Deep Multiwavelength View of Binaries in Omega Centauri
我们总结了使用钱德拉和HST在大质量球状星团欧米茄半人马座（NGC 5139）中搜索X射线发射双星的结果。ACIS-I成像显示了180个X射线源，我们估计其中45-70个与星团有关。我们提出了40个标识，其中大部分是我们已经获得了使用ACS/WFC成像与HST，覆盖中央10'x10'的集群。大约一半的光学ID是吸积双星，包括9颗非常微弱的蓝色恒星，我们认为它们是周期极限附近的灾难性变星。另一个四分之一由各种不同的系统组成，所有这些系统都可能包含日冕活跃的恒星。剩下的9颗X射线亮恒星是一个有趣的群体，出现在红巨星分支的红色区域，其中几颗位于异常的RGB区域。未来的光谱观测应该可以揭示这些恒星是否真的与异常的RGB有关，或者它们是否代表了一个大的“亚-亚巨星”群，就像在其他球状星团和疏散星团中看到的那样。
2010-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Transverse Oscillations of Coronal Loops Induced by a Jet-Related Confined Flare on 11 July 2022
该研究通过多波长观测，报道了2022年7月11日喷流相关受限耀斑引发的两条日冕环横向振荡，识别为基频驻波扭结模，并估算了扭结速度和阿尔芬速度下限。
2025-04-25 astro-ph.SR
An Eruptive Circular-ribbon Flare with Extended Remote Brightenings
我们研究了2013年11月10日爆发的X1.1圆带状耀斑，结合多波长观测和使用非无力场方法的日冕场重建。在第一阶段，通过磁重联在两个轻度扭曲的剪切弧之间形成暗条，这两个弧嵌入与零点相关的扇形穹丘之下。这种重联似乎是由内部两个拱廊足点周围的光球剪切和会聚流驱动的，与耀斑相关的横向场变化一致。暗条的南部由于环面的不稳定性而向上升起，并推挤零点。诱导的零点重联，然后产生的圆形带状和初始远程增亮在西方，加速电子沉淀沿风扇和传播向外沿quasi-separix表面与高值的挤压因子（Q）的包络领域，这有一个窗帘状的形状在这里。在第二阶段，通量绳的南端脱离表面，依次破坏圆顶和覆盖场，并以鞭打的方式爆发，成为部分晕日冕物质抛射。这导致了增强的耀斑发射和快速移动的远程增亮在磁幕的脚点，这跨越了一个非常广泛的区域，也与日冕昏暗。这是一个罕见的爆发性环带耀斑的例子，其中完全观察到了磁通绳从形成到成功喷发出圆顶的演变以及由此产生的异常扩展的远程增亮。
2020-07-28 astro-ph.SR
Rapid Rotation of an Erupting Prominence and the Associated Coronal Mass Ejection on 13 May 2013
在本文中，我们报告了2013年5月13日爆发日珥和相关CME的多波长观测。该事件发生在SDO/AIA视野内的西翼后方。日珥由高度扭曲的磁通量绳支撑，在上升运动中表现出逆时针方向的快速旋转。日珥的自转周期为$\sim$ 47分钟。平均周期、角速度和线速度分别为$\sim$ 806 s、$\sim$ 0.46 rad min $^{-1}$和$\sim$ 355 km s $^{-1}$。总扭转角达到$\sim$ 7 $π$，这大大大于扭结不稳定性的阈值。在到达$\sim$ 405 μ m的视高度后，SWAP在174 μ m和STEREO航天器上的EUVI在304 μ m观测到了17：42 $-$ 17：46 UT的扭动运动，因此，日珥喷发很可能是由扭结不稳定性触发的。利用STA/EUVI观测到了一对共轭耀斑带和耀斑后环。扭动运动的开始时间与相关耀斑的脉冲相的开始时间一致。使用分级圆柱壳（GCS）建模的三维形态和相关的CME的位置。根据CME的扭动运动，CME的动力学演化可分为缓慢上升阶段（$\sim$ 330 km s $^{-1}$）和快速上升阶段（$\sim$ 1005 km s $^{-1}$）。CME的边缘角宽度是恒定的（60 $^{\circ}$），而正面角宽度从96 $^{\circ}$增加到114 $^{\circ}$，表明横向扩张。从$\sim$ 18 $^{\cir…
2023-02-01 astro-ph.SR
Fast reconnection in a coronal torn plasma sheet
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南太阳能物理与空间科学重点实验室）
研究通过观测日冕等离子体片的演变，揭示了等离子体体在磁重联过程中的关键作用，表明其形成与喷射能显著提高重联速率并促进快速重联。
2026-02-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The shock driving capability of a CME inferred from multiwavelength observations
日冕物质抛射（CME）的径向速度决定了CME的激波驱动能力，如II型射电爆发所示。在这里，我们报告了2014年4月18日的CME，它与度量和行星际领域的II型射电爆发有关。我们使用了射电太阳望远镜网络的圣维托太阳天文台提供的射电爆发数据和Wind航天器提供的数据。CME是太阳和日光层天文台（SOHO）上日冕仪视野中的一个完整光环。日地关系天文台（STEREO）上的日冕仪也观测到了日冕物质抛射。我们计算了CME冲击和磁绳速度的基础上，通过不同的日冕仪和EUV仪器的多视图观测。我们从米波和行星际射电观测中确定了激波速度，并发现它们与白光观测一致，只要米波II型爆发及其向十米-百米范围的延续是在激波侧翼产生的，那里的速度仍然足够高，可以加速产生II型爆发的电子。有趣的是，有一个行星际II型爆发段与激波鼻的起源一致，表明弯曲的激波正在穿越由几个太阳半径分开的等离子体水平。我们的结论是，CME的速度足够高，以产生行星际II型爆发和太阳高能粒子（SEP）事件。然而，速度不足以产生地面增强（GLE）事件，这需要在约1.5 Rs的高度形成冲击。
2020-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Energetics of a solar flare and a coronal mass ejection generated by a hot channel eruption
本研究利用多波长多视角观测，计算了2011年9月22日热通道爆发产生的X1.4级耀斑及快速CME的各项能量分量，发现HC热能不可忽略且需持续加热以平衡冷却，为大规模太阳爆发的能量过程提供了见解。
2023-10-21 astro-ph.SR
Small-scale Hα Jets in the Solar Chromosphere
利用Dunn太阳望远镜上太阳大气快速振荡多波长成像仪的高时空分辨率观测，研究了正在形成的太阳活动区中小尺度Hα喷流的速度。该数据集包括Hα核心、Ca II K和G波段的同步成像，以及光球视线磁图。时间-距离技术被用来确定投影的天空平面速度。Hα图像本质上是高度动态的，估计喷流速度高达45 km s^{-1}。这些喷流是单向的，它们的起源似乎与潜在的Ca II K增亮和G带磁亮点有关。我们认为冷冕环的虹吸流模型适合于解释我们的观测结果。喷流与小规模的爆炸事件有关，并可能提供从光球到日冕的物质外流。
2011-08-04 astro-ph.SR
Coronal Diagnostics of Solar Type-III Radio Bursts Using LOFAR and PSP Observations
本研究结合LOFAR、PSP多波长观测及PFSS、MHD模型，诊断2019年4月3日太阳III型射电暴的源区与日冕物理过程，识别出多起射电暴并明确其同源特性，发现等离子体密度与理论预期存在显著差异。
2023-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. I. Discovery of Prominence Eruptions Associated with Superflares
通过对年轻太阳型恒星EK Draconis的12天多波长观测，发现三次超级耀斑及两次日珥喷发，其中一次伴随候选快速CME，为理解年轻恒星喷发活动及其对行星环境影响提供关键证据。
2023-12-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics and evolution of an eruptive flare
我们研究了2002年8月11日发生的一次C2.3双带耀斑的动力学和演化过程。为此，我们获得了多波长观测使用CDS光谱仪搭载SOHO，设施在NSO/萨克拉门托峰，和TRACE和RHESSI航天器。CDS的Fe XIX，Fe XVI，O V和He I线的spectroheliogram允许我们在耀斑期间确定在不同高度/温度下的速度场，并将它们与从H α图像差异推导出的色球速度场进行比较。在17.1 nm波段的TRACE图像极大地帮助确定的形态和张开结构的演变。在脉冲相期间，在耀斑环系统的足点处观察到强烈的蓝移Fe XIX分量（~ 200 km/s），以及O V和He I线的红移发射（20 km/s）。在一个脚点同时H阿尔法数据也可用，我们发现，在同一时间和位置，下行流与推断的速度在4和10公里/秒之间。我们还验证了“瞬时”动量的相反方向的流动中检测到的Fe XIX和H α在一个数量级内是相等的。这些特征与爆炸性色球蒸发的情景大体一致。结合RHESSI和CDS数据后，日冕上升流已经停止，我们证明，独立于填充因子，一个必不可少的贡献后耀斑环系统的密度提供蒸发色球物质。最后，我们考虑冷却这个循环系统，这在逐渐变冷的签名期间逐渐变得可见。我们表明，所观察到的冷却行为可以得到假设冠填充因子在0.2和0.5之间。
2009-03-02 astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. II. Understanding Prominence Eruption through Data-Driven Modeling and Observed Magnetic Environment
本研究针对年轻类太阳恒星天龙座EK的巨型日珥爆发开展动力学建模，结合同期磁观测明确其爆发位置、抛射角度及强度演化原因，指出中纬度黑子可能是日珥来源，为研究早期行星环境提供参考。
2024-10-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Plasmoids, Flows, and Jets During Magnetic Reconnection in a Failed Solar Eruption
我们使用SDO/AIA，IRIS，STEREO和Hinode/SOT的多波长观测报告了2014年4月3日活动区12018失败的喷发和耀斑的详细分析。在灯丝缓慢上升之前的两个小时内，观察到至少有四个射流从这个小活动区域（大亮点）的尖端发出，具有零点拓扑结构。在灯丝缓慢上升期间，观察到多个等离子体斑点，最有可能形成于尖端附近的零点电流片中。随后的暗条爆发，在IRIS视野之外，伴随着耀斑，但仍然受到限制。在爆发性耀斑重联阶段，额外的斑点反复出现，并在爆发暗条下方的耀斑区域内双向移动。灯丝在上升过程中扭结、旋转，并经历了腿-腿的重连，但它未能产生日冕物质抛射。在灯丝缓慢上升/耀斑前阶段，在风扇环中检测到微小的喷射状特征。我们将其解释为周围磁场与离开零点片并沿扇形环流动的等离子体团之间重连的特征。我们将我们对这些微小射流的解释与Antolin等人提出的局部纳米火焰加热情景进行了对比。
2022-12-21 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Wave and Quasi-periodic Pulsations during an eruptive M-class Flare
本文通过多波段观测和三维重建，研究了2011年2月24日M3.5级耀斑相关的暗条爆发，发现其驱动的EUV波传播速度约381–399 km/s，并揭示耀斑准周期脉动（80–120 s）由电流片中等离子体团引发的准周期磁重联所产生。
2025-09-22 astro-ph.SR
Three-dimensional evolution of a solar filament with multipoint observations
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；School of Space Science and Technology, Shandong University（山东大学空间科学与空间技术学院）
该研究基于特定几何模型，利用多视角多波长观测对太阳暗条爆发进行三维重建与跟踪，获取其形态、方向、速度等信息，评估了CME前沿速度，为太阳暗条及相关现象研究提供了新数据和方法。
2026-07-20 astro-ph.SR
Solar flare hard X-rays from the anchor points of an eruptive filament
上下文我们提出了一个GOES M1.8耀斑的分析，具有良好的观测范围在紫外线，EUV和X射线，包括从仪器IRIS，SDO与AIA，Hinode/EIS，Hinode/XRT，和太阳轨道器与光谱仪/望远镜成像X射线（STIX）的观测。硬X射线辐射经常在耀斑环的足点处观测到，偶尔也在日冕中观测到。在这个耀斑中，可以看到四个非热硬X射线源。瞄准我们的目标是了解为什么我们可以在这个耀斑中观察到四个独立的非热源，以及我们如何描述这四个源的物理特性。方法.我们使用多波长的方法来分析耀斑和表征的四个源。为此，我们结合了不同波长的成像和EUV和X射线范围内的光谱拟合。结果耀斑是喷发的，伴随着日冕物质抛射，它显示了经典的耀斑图片，在EUV和X射线中看到的加热耀斑环，以及环端的两个非热硬X射线足点。除了主要的耀斑源，我们观察到两个外部源的紫外线，EUV和非热X射线范围内位于远离主耀斑环的东部和西部。这两个外部源在时间上明显相关，它们只在脉冲阶段的前两分钟被看到，总共持续了大约四分钟。结论.在此基础上，我们确定了爆发暗条的锚点是外部源。硬X射线辐射被解释为耀斑加速的电子向上注入暗条，然后沿着暗条向色球层沉淀，产生韧致辐射。虽然像这样的来源已经被推测存在，但这是第一次发现它们。
2022-12-21 astro-ph.SR
Eruption of a plasma blob, associated M-class flare, and large-scale EUV wave observed by SDO
我们提出了一个等离子体斑点和相关的EUV波在AR NOAA 11176，观察SDO/AIA和STEREO在2011年3月25日的形成和喷射的多波长研究。SDO/AIA图像清楚地显示了在M1.0耀斑爆发前9分钟从低层太阳大气中形成和喷射等离子体团。M级耀斑的爆发发生在斑点形成的地点，而斑点以大约300 km/s的平均速率沿抛物线路径上升。在低层日冕中，团状体还表现出扭曲和去扭曲运动，团状体的速度在~10-540 km/s之间变化。在等离子体团的脉冲加速阶段，在等离子体团的前面观察到更快和更慢的EUV波前。较快的EUV波以约785至1020 km/s的速度传播，而较慢的波前速度在约245至465 km/s之间变化。更快的波的时间和速度与从相关的II型射电爆发的漂移率估计的冲击速度相匹配。较快的波会被附近的AR NOAA 11177反射。此外，当一次快波和等离子体团撞击漏斗形日冕环时，还观察到了二次波（仅在171通道中）。HMI磁图揭示了新的磁通量的连续出现以及在团块形成部位的剪切流。我们推测，拱丝/“海葵型”环的扭曲磁场的出现可能是等离子体团形成和伴随M级耀斑爆发的原因。此外，更快的EUV波前面形成的斑点显示快模式MHD波的签名，而较慢的波似乎是由场线压缩的等离子体斑点。从漏斗状环中产生的次级波列可能是快磁声波。
2013-03-31 astro-ph.SR
A high-frequency type II radio burst associated with an X2.3 class flare
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚班塔观测科学研究所）；Mahatma Gandhi University（圣雄甘地大学）
该研究分析了2024年11月6日X2.3级耀斑相关的高频II型射电暴，发现无大尺度白光CME时紧凑磁通量绳爆发仍可产生低日冕激波并生成该射电暴。
2026-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Breakout/Interchange Reconnection as a driver of Jets, Fast Coronal Mass Ejection, and Solar Energetic Particles
American University（美国大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Durham University（杜伦大学）；University of Michigan（密歇根大学）；The Catholic University of America（天主教大学）
该研究通过多波段观测及原位测量，揭示 breakout 重联是驱动快速 CME、喷流及 SEP 事件的关键，为多尺度拓扑下的粒子加速释放提供了新见解。
2026-10-27 astro-ph.SR physics.space-ph
