Turbulence, Energy Transfers and Reconnection in Compressible Coronal Heating Field-line Tangling Models
MHD湍流长期以来一直被认为是帕克日冕加热方案框架内日冕环加热的一种机制。由于计算量大，迄今为止的研究大多集中在其动力学性质上，而没有考虑其热力学和辐射特性。在本文中，我们扩展了以前的研究可压缩制度，包括能量方程，通过使用HYPERION，一个新的并行化，粘阻，三维可压缩MHD代码。HYPERION采用Fourier配置-有限差分空间离散，并使用三阶Runge-Kutta时间离散。我们表明，平行于直流磁场的热传导的实施诱导的辐射发射集中在边界处，与色球-过渡区-日冕系统的性质相似。
2009-12-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Relation of coronal rain originating from coronal condensations to interchange magnetic reconnection
利用极紫外图像，我们最近提出了一个新的和替代的日冕雨形成机制，由于交换磁重联沿磁开放场线。在本文中，我们报告日冕雨在色球和过渡区的温度起源于日冕凝聚之间的重新连接的开放和封闭的日冕环。为此，我们采用了界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。在2013年10月19日左右，IRIS在太阳东南边记录到一场沿弯曲路径的日冕雨。与此相关的是，我们发现了一个系统的较高的开放功能和较低的躺在AIA图像中反复发生的闭环之间的重新连接。在这个过程中，地势较高的特征形成了磁倾角。作为响应，两组新重新连接的环出现并从重新连接区域缩回。在10月18日至20日的几天里，由于热不稳定性，在下降中，日冕等离子体的冷却和冷凝事件重复发生了七次。冷凝流向下的表面，日冕雨，冷凝之间的平均间隔为6.6小时。在IRIS数据可用的情况下，我们发现冷凝冷却到色球温度。根据我们的观测结果，我们认为，在色球温度下观测到的一些日冕雨事件可以用新的和替代的日冕雨形成的情景来解释，在这种情景下，凝结是由交换重连促进的。
2020-11-02 astro-ph.SR
Oscillatory magnetic reconnection at a coronal bright point
本研究利用太阳轨道器极紫外成像仪的超高分辨率图像，首次观测到日冕亮点处伴随一次重联反转的振荡磁重联现象，揭示了其两阶段电流片演化特征及对亮点亮度的轻微调制作用。
2025-05-20 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves during the Magnetic Reconnection Between Solar Coronal Loops
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，我们提出了一个系统的开放和封闭的太阳日冕环之间的磁重联引起的日冕凝聚。在这封信中，我们报告的准周期快磁声波传播远离重联区向上跨越较高的躺在开环重联过程中。2012年1月19日，位于较高位置的开放环和位于较低位置的闭合环发生了重新连接，并形成了两组新的重新连接环。此后，冷却和凝聚的日冕等离子体发生在较高的开放环的磁倾区。在重联过程中，扰动起源于重联区向上传播的磁倾角区的高躺环的平均速度和平均速度振幅分别为200和30公里秒$^{-1}$。在日冕凝聚过程中，扰动传播的平均速度从230 km s $\sim$减小到150 km s $\sim$，然后又增大到220 km s $\sim$。这种平均速度的时间演化与AIA 131和304日冕等离子体通道的光变曲线反相关，表明日冕等离子体的冷却和凝结过程。此外，传播的扰动出现准周期性的峰值周期为4分钟。我们的结果表明，扰动代表的准周期快速传播磁声（QFPM）波起源于日冕环之间的磁重联。
2019-01-15 astro-ph.SR
The structure of current layers and degree of field line braiding in coronal loops
对于太阳日冕加热的长期问题，有一个解决方案是，由于光球层的湍流运动编织了日冕场，从而在日冕中积累了磁能，随后通过磁重联释放了这种能量。本文采用编织磁场模拟太阳冕环的理想弛豫。考虑了一系列具有不断增加的编织复杂性的回路，目的是了解这种复杂性如何影响磁场中小尺度的发展，从而影响可用于加热的能量。它表明，理想的访问力自由平衡这些编织领域包含电流层的有限厚度。它进一步表明，对于任何这样的编织场，如果存在无力平衡，那么它应该包含电流层的厚度是由长度尺度的场线映射。电流层的厚度和强度遵循标度律，这使我们能够外推超出数值可访问的参数制度，并放置在冠状等离子体参数的编织复杂性的上限。在这个阈值水平上，编织环包含$10^{26}$ --可用自由磁能的$10^{28}{\rm ergs}$，对于一个大的纳米耀斑来说绰绰有余。
2015-03-31 astro-ph.SR
On the nature of reconnection at a solar coronal null point above a separatrix dome
三维磁零点普遍存在于日冕和任何一般的混合极性磁场中。我们考虑了孤立日冕零点处的磁重联，其扇形场线形成圆顶结构。我们证明了使用分析和计算模型的几个特点，在这样一个零，包括大量的磁通量转移从一个区域的场线连接到另一个可以发生的脊柱扇重联。磁通转移发生在脊扇重联期间在零点周围形成的电流片上，并且不存在分离器。此外，翻转的磁场线发生的方式类似于观察到的准分界线层或滑移运行重联。
2013-07-25 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
SDO Observations of Magnetic Reconnection at Coronal Hole Boundaries
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，研究了极区冕洞赤道延伸区的冕洞边界。在193幅射电图像中，观测到CHB上大量极紫外（EUV）喷流，这些喷流似乎是磁重联的特征，并且有些喷流在同一地点重复出现。喷流的演化与磁场的产生和消除有关。我们注意到，东西CHB都向西移动，移动速度与光球差旋速度相比接近于刚性自转速度。这表明CHB的磁重联导致了CHB的演化，并维持了冕洞的刚性旋转。
2011-03-19 astro-ph.SR
Relating magnetic reconnection to coronal heating
本文通过磁通量浮现案例测量日冕磁重联与能量耗散速率，提出二者比值对应边界电流，并据此估计磁重联加热足以维持观测到的日冕温度。
2015-03-20 astro-ph.SR
Judgment of paradigms for magnetic reconnection in coronal loops
磁场线改变连接的传统范例忽略了磁场线混乱，并且需要在厚度为$1/R_m$的薄片中流动的极大电流密度$j_{max}\propto R_m$，其中$R_m$是磁雷诺数。一般的自然演化将一个平滑的磁场带入这种状态所需的时间很少被考虑。自然演化通常会导致磁场线变得混乱。场线连接的快速变化然后在由演变乘以$\ln(R_m)$因子定义的时间尺度上出现，并且所需的最大电流密度按$\ln(R_m)$缩放。即使模拟支持基于混沌的新范式，它们也被解释为支持旧范式。这种情况是如何发生的，这是库恩关于接受范式变革的陈述和波普尔关于科学真理判断的观点的等离子体物理学的一个重要例子。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic reconnection between a solar filament and nearby coronal loops
磁重联，即磁场拓扑结构的重新排列，是遍布宇宙的磁化等离子体系统中的基本物理过程1，2。其过程难以直接观察。日冕结构，如日冕环和暗条脊，经常描绘出太阳日冕中的磁场几何形状及其变化。在这里，我们展示了一个高度暗示性的观测，即在爆发的太阳暗条和附近的日冕环之间的磁重联，导致暗条连接的变化。当爆发的灯丝遇到环时，X型结构形成。灯丝变直，明亮的电流片在与线圈的界面处形成。许多等离子体团出现在这些电流片和双向传播。细丝从电流片断开，电流片逐渐分散和消失，重新连接到回路，并重新定向到回路足点。暗条和磁环的这种演化表明了理论1所预言的连续的磁重联，但在观测中很少能如此清晰地发现。我们的研究结果的形成，演变和消失的电流片，确认三维磁重联理论和耗散区的演变和释放的磁能在许多磁化等离子体系统的重联的影响。
2016-05-11 astro-ph.SR
Asymmetric Magnetic Reconnection in Solar Flare and Coronal Mass Ejection Current Sheets
我们提出了二维电阻磁流体动力学模拟的线束缚非对称磁重联的背景下，太阳耀斑和日冕物质抛射电流片。重联过程是不对称的沿流入方向，通过允许初始上游磁场强度和密度不同，并沿流出方向放置的初始扰动附近的导电壁边界，代表光球。当上游的磁场是不对称的，耀斑后的环结构被扭曲成一个特征歪斜的蜡烛火焰形状。因此，模拟可以用来提供约束后耀斑环的重联不对称性。预计在弱磁场一侧的足点处会发生更多的硬X射线发射，因为高能粒子在那里比在强磁场足点处更有可能逃离磁镜。弱磁场侧的足点预计移动得更快，因为在两个维度上的要求是，必须从每个上游区域重新连接等量的通量。在所有具有非对称流出的模拟中，X线远离导电壁漂移，并且在具有非对称流入的大多数模拟期间，X线漂移到强磁场区域中。流入和流出方向的X线上均存在净血浆流。重联排气直接远离阻塞壁是显着快于排气直接对it.The不对称的流入条件允许净涡在上升流出等离子体团，这将出现作为围绕磁通绳轴的滚动运动。
2012-04-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Imaging coronal magnetic-field reconnection in a solar flare
磁场重联被认为在整个宇宙1的磁化等离子体系统中发挥着重要作用，包括行星磁层、磁星和黑洞周围的吸积盘。这封信提出了极紫外线和X射线观测的太阳耀斑显示磁重联与清晰的水平，以前没有实现。SDO/AIA的多波长极紫外观测显示，流入冷环和新形成的流出热环，正如预测的那样。RHESSI X射线光谱和图像同时显示了在预期位置加热到>10 MK的等离子体的外观。这两组数据提供了磁重联产生太阳耀斑的确凿证据，验证了流行的耀斑模型的基本物理机制。然而，也观察到了一些新的特征，需要包括在重联和耀斑的研究，如三维非均匀，非稳态和不对称的演变。
2015-02-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
Modelling of asymmetric nanojets in coronal loops
对日冕重联喷流的观测正在成为研究非常难以捉摸的日冕加热的一种可能的诊断方法。这样的纳米喷射可以在日冕环中观察到，它们与纳米耀斑有关。然而，虽然模型成功地描述了导致射流的双边重连后磁弹弓效应，但观测结果显示，纳米射流是单向的，或高度不对称的，只有射流相对于日冕环的曲率向内行进。这项工作的目的是解决冠环的曲率在不对称重联射流的作用。为了做到这一点，我们首先使用一个简化的分析模型，我们估计后重连张力的基础上的局部交叉角之间的预重连磁场线和他们的后重连缩回长度朝向新的平衡。其次，我们使用一个简化的数值磁流体动力学（MHD）模型来研究两个反向传播的射流如何在弯曲的磁场线中演化。我们的分析模型表明，在后重联重组的磁场，向内指向的磁张力是天生的强（高达3个数量级）比向外指向的一个，并与一个足够大的缩回长度，制度存在的向外指向的张力消失，导致没有向外射流在大的，可观察到的尺度。我们的MHD数值模型为这些结果提供了支持，也证明了在接下来的时间演化中，向内的射流始终更有活力。不对称的程度也被发现增加小角度重联和更局部化的重联区域。这项工作表明，冠环的曲率在重联喷流的不对称性中起作用，向内定向的喷流更容易发生，并且更有活力。
2021-09-10 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. II: The formation of Unstable Coronal Flux Ropes and the Initiation of CMEs
我们提出的结果从三维磁流体动力学（MHD）模拟的出现一个扭曲的对流区通量管到一个预先存在的日冕偶极子场。在先前的模拟中，在地表下的通量部分出现进入日冕之后，涡旋运动和内部磁重联的组合形成了日冕通量绳。然后，在这里提出的模拟，外部重联之间的新兴领域和预先存在的偶极日冕场允许进一步扩大的日冕通量绳进入日冕。在充分膨胀后，内部重联发生在日冕磁绳轴的下方，并且磁绳喷发到模拟域的顶部边界（表面上方$\sim$ 36 Mm）。我们发现，存在一个预先存在的领域，定向在一个方向，以促进与新兴领域的重联，是至关重要的快速上升的日冕通量绳。本文所示的模拟能够自洽地创建许多表面和日冕签名所使用的日冕物质抛射（CME）模型。这些签名包括：表面剪切和旋转运动;表面上方的四极几何形状;中心剪切弧与相反方向的叠加偶极子场重新连接;潜在日冕场下日冕通量绳的形成;以及类似于经典耀斑重联情景的内部重联。这表明，提出的启动CME的机制，如“磁爆发”，在新的活动区出现期间正在运作。
2014-03-26 astro-ph.SR
Reciprocatory magnetic reconnection in a coronal bright point
日冕亮点（Coronal brightpoints，CBPs）是位于日冕下部的小尺度、长持续时间的增亮现象。它们通常用磁重联来解释。我们的目标是研究CBP的子结构，并阐明CBP内部不同斑块的亮度之间的关系。2009年8月22日$-$ 23日，日本日之出号宇宙飞船上的X射线望远镜（XRT）观测到了这一事件。CBP显示重复性增亮（或CBP闪烁）。在两次连续CBP闪光中的每一次期间，即，由$\sim$间隔2小时的弱闪光和强闪光，XRT图像显示CBP由两个室组成，即，贴片A和B。在弱闪光过程中，A斑片先变亮，2 min后B斑片$\sim$变亮。在过渡期间，一个大规模日冕环的右腿从CBP的右侧漂移到左侧。在强闪光过程中，B斑首先变亮，2 min后A斑变亮$\sim$。在过渡期间，大规模日冕环的右腿从CBP的左侧漂移到右侧。在每一次闪光中，大尺度冕环连通性的快速变化强烈地暗示着交换重联。我们第一次在CBP中发现了相互重连，即，第一重连过程的流出区域中的重连环用作第二重连过程的流入。
2014-06-20 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
Formation of a solar filament by magnetic reconnection and coronal condensation
在太阳暗条的形成机制中，两组剪切弧之间的磁重联形成了具有许多磁凹陷的暗条螺旋结构，螺旋结构内捕获的等离子体的冷却和冷凝为暗条提供了质量。虽然这些过程中的每一个，即磁重联和日冕凝聚已经分别报告，观察显示整个过程的灯丝形成是罕见的。在这封信中，我们提出了通过两组冠环之间的重连形成S形，以及随后通过冷却和冷凝新形成的S形内的等离子体形成灯丝。2014年8月27日，活跃区12151中的一组环与位于东部的另一组环重新连接。一个较长的扭曲的S形结构和一组较短的低卧环，然后形成。观测结果与系绳切割模型吻合得很好。新形成的乙状结肠保持稳定，不会爆发为日冕物质抛射。从东部端点，检测到物质注入S形（作为增亮）的特征，这密切地勾勒出这些位置的排放量增加的特征。这可能表明色球层的蒸发是由重联引起的，将加热的等离子体供应到S形。在S形中，发生热不稳定性，并且发生等离子体的快速冷却和冷凝，形成细丝。然后，冷凝物双向流动到长丝端点。我们的结果为磁丝的形成是通过磁重联和日冕凝聚提供了明确的观测证据。
2021-09-13 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Null-point Reconnections and Coronal dimmings during the X2.1 flare in NOAA AR 11283
利用从光球矢量磁图外推的初始非无力磁场，模拟了活动区NOAA 11283的磁流体动力学。我们重点研究了2011年9月6日22：21 UT（SOL 2011 -09- 06 T22：21X2.1）前后发生的X2.1耀斑的磁零点处的磁重联，随后出现了环形耀斑带和日冕变暗。来自外推的初始磁场显示覆盖剪切拱状的三维（3D）零拓扑。在耀斑之前，由于初始的洛伦兹力，磁环上升，并在三维零重连接，导致膨胀和损失的约束等离子体，产生观察到的耀斑前日冕昏暗。此外，模拟的动力学文件的转移扭曲从拱廊上覆盖的环路，通过重新连接，开发一个通量绳。不平行的场线包括绳索和较低的拱廊，形成X型几何。重要的是，在三维零和X型几何的同时重联可以解释所观察到的圆形和平行耀斑带。在3D零值处的重新连接将闭合的内部脊柱场线变换为外部脊柱的开放场线。这些开放磁力线的足点对应于环形日冕变暗区，追踪穹顶。此外，磁通绳由于这些重连而分叉，这也导致产生开路磁场线。沿着开放场线的等离子体损失可以潜在地解释所观察到的日冕变暗。
2020-09-14 astro-ph.SR
On-disk solar coronal condensations facilitated by magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
日冕凝结和雨是日冕和色球层之间物质循环的重要组成部分。在某些情况下，凝结和随后的雨起源于在磁重联期间形成的磁倾角。这为日冕雨的形成提供了一种新的替代机制。到目前为止，只有离翼，而不是在磁盘上，冷凝事件在重联已被报道。本文利用日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的极紫外（EUV）图像，研究了2011年7月14日至15日STEREO与日地直线正交时重联促进的凝聚现象。在肢体上方，在STEREO/EUV成像仪（EUVI）171毫米图像中，较高的开放结构向下移动，与较低的闭合环重新连接，并形成凹陷。然后形成两组新重新连接的结构。在下沉中，EUVI 304 ~图像中反复出现明亮的凝结，然后向下流动到表面。在SDO/大气成像仪（AIA）171 μ m ~ 2通道的盘上观测中，这些磁结构很难识别。暗凝结出现在AIA 304的图像中，然后以盘上日冕雨的形式移动到表面。极紫外光变曲线揭示了日冕等离子体的冷却和凝结。如果只有盘上的观测数据，那么远临观测数据所清楚显示的凝聚和重联之间的关系就无法确定。因此，我们认为，在过渡区和色球线中看到的一些盘上凝聚事件可能是由重联促成的。
2021-02-09 astro-ph.SR
Elemental Abundances at Coronal Hole Boundaries as a Means to Investigate Interchange Reconnection and the Solar Wind
本研究通过测量日冕洞边界的元素丰度（FIP偏置）来量化互换重连的作用，发现边界区域宽度约30-50 Mm，并贡献约30%的额外开放磁通，从而约束了慢太阳风起源模型。
2025-02-27 astro-ph.SR
Do chaotic field lines cause fast reconnection in coronal loops?
在过去的十年中，布泽尔认为三维（3D）磁重联与二维（2D）重联有着根本的不同，因为在三维磁场中，任何一对相邻磁力线之间的距离几乎总是随着距离的增加而呈指数增长。根据Boozer的说法，这个特性使得3D场线映射混乱，并且对小的非理想效应呈指数敏感;因此，3D重联可以在没有强烈电流片的情况下发生。我们通过亚阿尔文足点运动驱动的Boozer-Elder日冕环模型的理想和电阻简化磁流体动力学模拟来测试Boozer的理论[A. H. Boozer和T. Elder，Physics of Plasmas 28，062303（2021）]。我们的模拟结果与他们的预测有很大差异。理想的模拟表明，Boozer和Elder低估了电流密度的强度，因为他们简化的模型方程中缺少了项。此外，不同的伦德奎斯特数的电阻模拟表明，最大电流密度的比例线性，而不是与伦德奎斯特数。
2022-11-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Nonthermal electron velocity distribution functions due to 3D kinetic magnetic reconnection for solar coronal plasma conditions
磁重联可以将磁能转化为非热电子束的动能。这些被加速的电子又可以通过微不稳定性在天体物理等离子体环境中引起无线电发射，例如太阳耀斑。然而，这些非热重联产生的电子速度分布函数（EVDFs）的性质仍然没有得到很好的理解。特别是一些相关的微观不稳定性的必要条件的属性。我们的目标是通过完全动力学的粒子模拟（PIC）来表征三维磁重联中产生的EVDFs。特别是，我们的目标是确定所产生的EVDFs提供的自由能的可能来源，以及它们对引导场强度的依赖。将机器学习算法应用于EVDFs，我们发现：（1）在扩散区和分界面上，电子束在其一维平行于局部磁场方向的速度分布函数中均产生正梯度。(2)在重联中平面附近的扩散区和流出区，电子束在垂直于局部磁场方向的速度分布函数上具有正梯度。特别是，垂直的新月形EVDF（在垂直速度空间）主要观察到的扩散区。(3)随着引导场强度的增加，具有以自由能的垂直源为特征的EVDF的位置的数量显著减少。非热电子束的形成主要是由于磁化和绝热电子在场向方向，而在垂直于本地磁场的方向，它归因于未磁化的电子。
2022-03-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal magnetic reconnection driven by CME expansion -- the 2011 June 7 event
日冕物质抛射（CME）在具有磁性结构的日冕中爆发和膨胀。各种间接观测证据表明，日冕物质抛射的磁场与周围的磁场重新连接，形成，例如，远离日冕物质抛射源区的暗区。分析太阳动力学天文台（SDO）对2011年6月7日AR 11226爆发的观测，我们提出了CME期间两个相邻AR场之间日冕磁重联的第一个直接证据。的观测结果与数据约束的数值模拟，展示了形成/加强电流片沿双曲线通量管（HFT）在CME和相邻的AR 11227之间的接口。重连导致AR 11226喷发的磁性结构和邻近的活动区AR 11227之间形成新的磁性连接，距离喷发地点约200 Mm。在SDO/AIA图像中，当最初包含在喷发通量绳中的丝状等离子体被重新导向AR 11227的偏远地区时，重连的开始首先变得明显，追踪大规模磁连通性的变化。日冕重联区的位置变得明亮，在SDO/AIA波长下可以直接观察到，这是因为在其附近存在向下流动的冷的、致密的（10^{10} cm^{-3}）丝状等离子体。重联区域周围的高密度等离子体被加热到日冕温度，可能是由慢模式冲击和库仑碰撞造成的。这些结果提供了第一个直接的观测证据，证明日冕物质抛射与周围的磁结构重新连接，导致日冕磁场的大规模重新配置。
2014-06-12 astro-ph.SR
Braided magnetic fields: equilibria, relaxation and heating
我们研究的动态磁通量管包含非平凡的磁力线编织（或链接），使用数学和计算建模，在可测试的预测的背景下，为实验室和太阳日冕加热的意义。我们调查编织无力平衡的存在，并证明，对于一个领域锚定在完美的导电板，这些平衡存在，并包含电流片的厚度与编织的复杂性成反比的规模-例如，测量拓扑熵。相比之下，对于一个周期域编织精确平衡通常不存在，而近似平衡包含薄电流片。在电阻率的存在下，重联被触发在电流片和湍流弛豫enerase。最后，我们讨论了湍流松弛的性质和约束的存在，这可能意味着最终状态不是泰勒假设预测的线性无力场。
2016-04-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
The Role of Magnetic Reconnection in the Structure & Dynamics of Fast Coronal Mass Ejections
本研究通过分析2.5D磁流体力学模拟快照，探讨磁重联在快速日冕物质抛射（CME）结构与动力学中的作用，揭示重联通过增强向外洛伦兹力（主要由侧翼电流驱动）及改变CME内部结构影响其演化，为理解CME动力学提供新视角。
2025-08-24 astro-ph.SR
The Role of Reconnection in the Onset of Solar Eruptions
太阳爆发事件，如日冕物质抛射和爆发耀斑，经常与从对流区进入日冕的磁通量的出现有关。我们使用三维磁流体动力学数值模拟研究日冕磁场与新兴通量的相互作用，并确定导致喷发活动的条件。一个简单的参数进行研究，改变新兴的磁通量和预先存在的日冕偶极子场之间的相对角度。我们发现，在所有的情况下，出现的结果在剪切磁拱过渡到一个扭曲的日冕通量绳通过低位磁重联。然而，这个结构受到它自己的外部场的限制，因此在没有与覆盖的日冕场重新连接的情况下是不喷发的。这种叠加重连的量由出现的和预先存在的场之间的相对角度决定。新兴和预先存在的领域之间的重联是必要的，以产生足够的扩展新兴的结构，使耀斑样重联下的日冕通量绳变得足够强大，以触发其释放。我们的研究结果表明，相对角度是决定所产生的活动区是否表现出喷发行为的关键参数，因此是一个潜在的有用的候选人预测喷发在新出现的活动区。更一般地说，我们的研究结果表明，对流区/光球和日冕之间的详细相互作用必须计算自洽，以准确地模拟太阳爆发。
2022-05-23 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Coronal-Hole Jets with Gravity and Solar Wind
冕洞喷流普遍存在于太阳冕洞中，在极紫外线和X射线亮点处，与少数磁极性的侵入有关。这些喷流的嵌入偶极模型假设它们是由嵌入偶极的应力闭合场与周围冕洞的开放场之间的爆炸性、快速重联驱动的。以前的数值研究在笛卡尔几何，假设均匀的环境磁场和等离子体，而忽略重力和太阳风，表明该模型是强大的，可以产生类似喷流的事件在简单的配置。我们扩展了这些调查，包括球面几何，重力，和太阳风在一个不均匀的，冕洞般的环境大气。我们的模拟证实，射流是由一个扭结状的不稳定性的内部封闭的字段，这会导致一个突发的封闭和外部开放的字段之间的重新连接，发射螺旋射流的发病。我们的新结果表明，射流传播是持续通过外电晕，在一个旅行的非线性阿尔芬波前的形式落后于缓慢移动的等离子体密度增强被压缩和加速的波。这一发现与白光冕洞喷流的观测结果一致，并可以解释在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔芬波。我们还使用我们的数值结果来推导出的日冕源区域的属性和所产生的喷流，这可以对观测测试的特性之间的标度关系。
2016-06-29 astro-ph.SR
Tether-cutting Reconnection between Two Solar Filaments Triggering Outflows and a Coronal Mass Ejection
太阳爆发的触发机制一直是一个挑战。一些先前的案例研究表明，先前通过磁重联温和的细丝合并可能会在强烈的喷发后启动，根据系绳切割（TC）模型。然而，详细的过程TC重联之间的细丝尚未显示。在这项工作中，我们报告的高分辨率观测界面区成像光谱仪（IRIS）的TC重联在两个剪切丝在NOAA活动区12146。TC重连开始于2014年8月29日15：35 UT，并在8分钟后引发了爆发性的GOES C4.3级耀斑。大约40分钟后，SOHO/LASCO C2的视野中出现了一个相关的日冕物质抛射。由于IRIS数据的高空间分辨率，清晰地观察到TC重联产生的明亮等离子体流出，这些流出沿着爆发灯丝中的亚弧秒精细尺度通量管结构移动。基于成像和光谱观测，测得TC重连流出流的平均天平面速度和视线速度分别为79和86 km/s，由此推算出TC重连流出流的平均实际速度为120 km/s。此外，还发现TC重联区的峰值强度、多普勒频移和谱线宽度等光谱特征较耀斑前附近区域明显增强。
2016-02-01 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
Acceleration and Expansion of a Coronal Mass Ejection in the High Corona: Role of Magnetic Reconnection
磁重联在早期加速日冕物质抛射（CME）中的重要作用已被广泛讨论。然而，由于日冕物质抛射的膨胀速度可能与它们在日冕中的传播速度相当，因此尚不清楚重联是否以及如何分别对真正的加速和膨胀做出贡献。为了解决这个问题，我们分析了2013年2月27日一个中等速度的日冕物质抛射的动力学，它与其锋面进入高日冕的持续加速有关，尽管它的速度已经达到了700 km~s $\sim$，并且大于太阳风的速度。CME的视加速是由于CME在径向上的膨胀。CME真实加速度，即，它的中心的加速度，然后通过考虑由作用在快速CME上的太阳风拖曳力引起的预期减速来估计。发现真实加速度和径向膨胀具有相似的大小。我们发现，磁重联发生在CME爆发之后，并在CME的传播过程中在高冕区持续存在，它对CME的动力学演化有贡献。与膨胀有关的视加速度和补偿阻力的真实加速度之间的比较表明，在这种情况下，磁重联对CME膨胀和CME加速度的贡献几乎相等。这些测量的CME的演变，因为它们从日冕到日光层过境的后果进行了讨论。
2022-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Flux Accretion and Coronal Mass Ejection Dynamics
日冕物质抛射（CME）是日光层严重空间天气扰动的主要驱动力。已经提出的日冕物质抛射动力学模型没有完全包括磁重联对驱动抛射力的影响。然而，观测和数值模拟都表明，重联可能在大多数（如果不是全部的话）快速日冕物质抛射中起着重要作用。在这里，我们从理论上研究了磁通量的吸积到一个上升的喷射通过重联涉及喷射的背景场。这种重连改变了抛射的磁结构及其环境，从而改变了作用在抛射上的力，通常增加了其向上的加速度。反过来，修改后的力可以更强烈地驱动重连。这种反馈过程实际上是一种不稳定性，我们称之为重连不稳定性。我们的分析意味着，CME模型，忽略重联的影响，不能准确地描述所观察到的CME动态。我们的最终目的是了解CME加速的变化方面的可观察的性质的磁重联，如数量的重联通量。这个通量可以通过观测耀斑带和光球磁场来估算。
2018-07-19 astro-ph.SR
Short-term evolution of coronal hole boundaries
在冕洞边界处的开磁力线和闭磁力线的相互作用被广泛认为是由于交换性的磁重联。到目前为止，尚不清楚边界如何在短时间尺度上变化，以及这种变化的速度。在这里，我们描述了一种自动边界跟踪方法，用于确定冕洞边界位移在短时间尺度上。结果发现，束缚位移是各向同性的，其典型的膨胀/收缩速度为\leq 2 km s^-1，这表明磁重联率为\leq 3 \times 10^-3。将观测到的位移与交换重连模型结合使用，推导出\leq 3 \times的典型扩散系数10 ^13 cm ^2 s^-1。这些结果是一致的交换重联过程中的低日冕驱动的随机颗粒运动的开放和封闭的领域在光球。
2011-03-14 astro-ph.SR
Three types of solar coronal rain during magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
本研究利用SDO和SUTRI观测数据，发现太阳边缘开放与闭合磁结构交换重联过程中同时形成三类日冕雨，揭示重联速率对其中两类日冕雨形成的关键作用。
2024-08-14 astro-ph.SR
Plasma Jets and Eruptions in Solar Coronal Holes: a 3D flux emergence experiment
本文详细分析了一个高温快速日冕喷流发射后伴随几次剧烈爆发的三维数值实验。这些事件是通过从太阳内部进入日冕洞的磁通量绳的出现而引发的。我们探讨了新兴的磁主导的等离子体圆顶超越电流片和随之而来的重联模式的演变。一个热的和快速的日冕射流与倒Y形状的产生，显示出与那些经常观察到的EUV和X射线探测器的属性。我们分析了它的3D形状，不均匀的内部结构，以及它的上升和衰减阶段，每个阶段持续约15-20分钟。特别注意的是专门的场线的连接性和重联模式。我们还研究了凉爽和高密度的体积，出现包围出现圆顶。喷流的衰减之后是一个剧烈的阶段，总共有五次爆发。其中第一个似乎遵循剪切拱廊中的系绳切割重联的一般模式，尽管被前面的重联演化所创建的场拓扑所修改。接下来的两次喷发发生在地表强场集中附近和上方。它们显示了一个扭曲的，Ω环状的绳索在高度上扩展，扭曲变成了扭曲，从而暗示了一个扭结不稳定性（可能与环面不稳定性相结合）作为喷发的原因。一个主射流喷射和一些类似于迷你CME的暴力喷发的继承和它们的物理性质表明，这个实验可能提供了一个模型，最近在文献中提出的井喷射流。
2013-05-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Microwave Negative Bursts as Indications of Reconnection between Eruptive Filaments and Large-Scale Coronal Magnetic Environment
在太阳爆发中喷射出的低温等离子体可以屏蔽活跃区域以及安静的太阳区域。吸收现象可以在微波中观察到，作为“负爆发”和在不同的光谱域。我们分析了两个非常不同的最近的事件与这样的现象，并提出了一个更新的系统的观点与负爆发的太阳事件。相关的暗条爆发可以是正常的，没有形状和磁场配置的本质变化，并且是“异常的”。后者的特点是一个喷发的灯丝解体和其残余物作为一个云在太阳盘的很大一部分分散。这种现象可以在He II 304 A谱线中观察到巨大的凹陷。根据暗条内部磁场与外部大尺度日冕环境的重联，提出了异常喷发的一种可能性。
2013-10-10 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
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Coronal condensations caused by magnetic reconnection between solar coronal loops
利用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的多波长图像，报道了在一个开、闭日冕环系统之间的磁重联（MR）过程中的日冕凝聚现象。在AIA 171 A太阳边缘上方的图像中观察到的较高的磁开放结构向下移动并与较低的闭合环相互作用，导致前者形成凹陷。在界面处形成X型结构。相互作用的环重新连接并消失。然后形成两组新重新连接的环，并从MR区域后退。在MR过程中，亮发射依次出现在AIA 131 A和304 A通道中，并在高位开放结构的凹陷处重复出现。这表明较热等离子体的冷却和冷凝过程从~0.9 MK下降到~0.6 MK，然后到~0.05 MK，这也得到了AIA 171 A、131 A和304 A通道的光变曲线的支持。支持凝结的高海拔开放结构的一部分参与了连续的MR。没有底层环路支持的凝结然后沿着新重新连接的环路返回到太阳表面。我们的结果表明，冕环之间的MR导致更热的日冕等离子体的冷凝及其下行流。因此，MR在日冕等离子体的质量循环中起着积极的作用，因为它可以引发灾难性的冷却和冷凝。这强调了磁和热演化必须一起处理，不能分开，即使在灾难性冷却的情况下。
2018-08-29 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 astro-ph.SR
A magnetic reconnection event in the solar atmosphere driven by relaxation of a twisted arch filament system
我们提出了一个高分辨率的观测磁重联事件在太阳大气中采取的新真空太阳望远镜，AIA和HMI。重连事件发生在扭曲的弓丝系统（AFS）和冠状环之间。我们的观测结果表明，扭曲AFS的松弛驱动它的一些线程遇到冕环，提供重联的流入。AIA影像中的X形特征、\halpha $+$ 1 μ m影像中连接重联后环的电流片状特征、HMI磁图中的小尺度磁抵消以及沿日冕环的速度为40- 80 km/s的流动都证明了重联。在AIA 94 100 nm通带中看到的重联后日冕环似乎在相对较长的时间内保持明亮，这表明它们已经被先前储存在AFS螺纹中的致密等离子体加热和/或填充。我们的观测表明，扭曲的磁系统可以通过重联过程将其自由磁能释放到太阳上层大气中。虽然重连通量管中的等离子体压力显著不同，但场线的重新配置可能导致它们之间的质量转移并在其中引起加热。
2018-01-18 astro-ph.SR
Sympathetic Magnetic Breakout Coronal Mass Ejections from Pseudostreamers
我们提出了高分辨率的2.5维磁流体动力学模拟结果的磁爆发引发的日冕物质抛射（CME）起源于日冕伪流光配置。伪流光磁拓扑中的日冕零点意味着连续交感喷发的开始是系统演化的自然结果。一个通用的源极区域的磁感应过程-理想的脚点剪切平行的伪流光拱状极性反转线-是所有必要的，以存储足够的磁能，以连续的CME爆发的电源，给定的伪流光拓扑结构，使突破启动机制。第二次CME的发生是因为第一次CME的喷发耀斑重联同时充当了交感喷发的叠加喷发前突破重联。我们研究的细节的磁场和动能的演变和签名的叠加零点失真，电流片的形成，和磁突破重联引起失控的膨胀，驱动耀斑重联下面的爆发剪切场核心。数值模拟的空间分辨率和输出节奏足以解决磁岛的形成过程中的重联过程中的爆发和爆发耀斑电流片。我们量化的pseudostreamarcades之间的流量传输，并显示爆发耀斑重联过程流量~10倍快于爆发前的突破重联。我们发现，突破重联射流造成突发性，间歇性的上升流沿pseudostreamer茎以及在相邻的pseudostreamer拱廊，这两者都可以观察到的喷发前签名。最后，我们研究磁通绳日冕物质抛射的轨迹，并表明，突破电流片提供了一个最小的阻力路径作为一个…
2012-12-30 astro-ph.SR
Numerical Investigation of a Coronal Mass Ejection from an Anemone Active Region: Reconnection and Deflection of the 2005 August 22 Eruption
利用三维热力学磁流体动力学模型SWMF对2005年8月22日发生的一次日冕物质抛射（CME）的日冕演化过程进行了数值模拟研究。喷发的源区是海葵活动区（AR）10798，它出现在日冕洞内。我们验证我们的模拟电晕产生合成的极紫外（EUV）图像，我们比较EIT图像。我们启动的CME与平衡磁通绳的取向和手征选择与H-α灯丝的观察一致。在爆发期间，磁通绳的一个足点与流光磁场线和来自相邻冕洞的开放磁力线重新连接。它产生一个喷发，其中有一个混合的封闭和开放的扭曲场线，由于交换重联和只有一个脚点线绑在源区。即使有大规模的重联，我们没有发现CME的强旋转的证据，因为它的传播。我们研究了日冕物质抛射的偏转，发现在传播的前30分钟内，洛伦兹力的作用使日冕物质抛射向东偏转约3度/Rsun。我们还制作了日冕物质抛射的日冕和极紫外图像，并与实像进行了比较，确定了与重连过程相关的变暗区域。我们讨论的影响，我们的研究结果到达地球的CME起源于肢体和模型来解释存在的开放的磁场线的磁云。
2011-06-27 astro-ph.SR
Formation of Large Scale Coronal Loops Interconnecting Two Active Regions Through Gradual Magnetic Reconnection and Associated Heating Process
连接两个活动区的日冕环称为互连环（IL），是太阳大气中重要的大尺度结构。它们携带大量的磁通量，因此被认为是太阳发电机过程的重要元素。早期的观测表明，离子液体的爆发是CME的一个重要来源。一般认为离子液体是通过高日冕（>150-200”）中的磁重联形成的，并且已经提出了几种方案来解释它们在软X射线（SXR）中的增亮。然而，详细的IL形成过程尚未得到充分的探索和相关的能量释放的电晕仍然没有得到解决。在这里，我们报告的完整形成过程中的一组IL连接两个附近的活动区，连续观测的STEREO-A的远侧的太阳和SDO和日出在地球一侧。我们的结论是，离子液体形成的逐渐重联高的日冕，在较早的假设。此外，我们还展示了证据，支持在SXR和EUV中，离子液体通过在日冕中的重连位点处或附近加热而变亮（即，通过重连的直接加热过程），这一过程在早期的离子液体研究中基本上被忽视了
2018-05-13 astro-ph.SR
Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 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
A Model for Coronal Hole Bright Points and Jets due to Moving Magnetic Elements
日冕喷流和亮点大量出现在单极磁占主导地位的区域，如日冕洞，它们出现在少数极性侵入体上方。间歇性的低水平重联和爆炸性的高能量释放重联被认为分别产生亮点和喷流。侵入体上方的磁场具有一个具有日冕零点的脊扇拓扑结构。表面对流引起的磁通量运动为磁场增加了自由能，形成电流片并诱导重联。我们进行了三维磁流体动力学模拟移动的磁性元素作为模型的日冕喷流和亮点。一个单一的少数极性浓度进行了三个不同的实验：一个大规模的表面流，剪切的分界线表面的一部分，一个大规模的表面流，也剪切的极性反转线周围的少数通量的一部分，和后者的流量设置加上一个“飞越”的多数极性浓度过去移动的少数极性元素。我们发现，不同的亮点形态，从简单的循环，以S形，创建。当只有分界线附近的字段被剪切，稳定的互换重联调制准周期性，低强度的重联突发发生，暗示一个亮点与周期性变化的强度。另一方面，当PIL附近的场被强烈剪切时，细丝通道通过突破机制反复形成和爆发，爆炸性地增加了交换重连并产生非螺旋射流。飞越产生了更有活力和爆炸性的喷射流。我们的结果解释了冕洞亮点和喷流的几个关键方面，以及它们之间的关系。
2018-08-10 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic reconnection in a collapsing coronal loop system
磁重联被认为是太阳爆发事件中储存在日冕磁场中的非势能迅速释放的主要机制。不幸的是，由于重联被认为发生的空间尺度很小，它不能在日冕中直接观察到。然而，更大尺度的过程，如相关的流入和流出，以及加速粒子的签名已被提出作为重联的证据。我们探讨了一个持久的I型射电源，伴随着一个日冕X-形结构在其通过整个磁盘的起源。特别令人感兴趣的是周围的结构，是与流入，流出，和粒子加速签名的部分崩溃的时间范围。来自NRH的成像无线电观测被用来定位无线电源。SDO分析了同一时期的AIA EUV观测结果，寻找流入和流出的证据。进一步的\texttt{mpole}磁重建使用SDO HMI观测允许与射电源相关的磁连通性被确定。I型射电源与外推中确定的磁分离器很好地对准。在部分崩塌期间，观测到缓慢（1 km/s）和快速（5 km/s）的流入阶段以及快速（30 km/s）和快速（80-100 km/s）的流出阶段，估计重连率约为0.06。在RHESSI和GOES中，射电源的增亮和变暗与软X射线发射的增加是同时的。我们解释的无线电发射的增亮和变暗的证据加速电子在重联区响应于一个逐渐下降和快速上升的电漂移速度，在响应于流入和流出的场线。这些结果提出了一个全面的三维零点重联的例子。
2018-06-25 astro-ph.SR
Solar coronal heating from small-scale magnetic braids
日冕磁场通过重联的弛豫被认为是加热活动区冕环等离子体的能量来源。然而，活动区日冕加热与解开磁辫的观测仍然稀疏。这种缺乏的原因之一可能是缺乏具有足够高的空间和时间分辨率的日冕观测来捕捉这一过程。利用太阳轨道器上极紫外成像仪（EUI）的高空间分辨率（太阳上250-270公里）和高节奏（3-10秒）的新观测，我们观察到不同活动区域的小规模日冕辫子的解开。解开与脉冲加热的气体在这些编织环。我们估计，覆盖在较冷的色球冠状结构上的日冕磁辫可能更常见。此外，我们的观测结果表明，在磁辫的松弛过程中，空间相干和间歇性的日冕加热的签名。我们的研究揭示了日冕中磁重联的温和和脉冲模式的运作。
2022-11-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Filament Mass Losses Forced by Magnetic Reconnection in the Solar Corona
本研究通过二维半磁流体模拟，提出磁重联导致日冕X点上方丝状物质量损失，结合蒸发-凝结模型解释日冕雨形成，并揭示重联电流片演化的三阶段及反弹激波驱动的动态热失控过程。
2025-02-25 astro-ph.SR
