Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 astro-ph.SR
Velocity and Magnetic Transients Driven by the X2.2 White-Light Flare of 2011 February 15 in NOAA 11158
第24太阳活动周的第一个X级耀斑发生在2011年2月15日，活动区NOAA 11158在中央子午线通过期间。太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）很好地观测到了这两个带状白光耀斑。在耀斑的峰值阶段，我们检测到磁和多普勒速度瞬变出现在主黑子的本影边界附近。这些瞬变持续了几分钟，并显示出与耀斑内核的空间和时间对应关系。在瞬态位置观察到的磁极性发生了符号反转，同时多普勒速度大幅增强。我们解释这种观测现象，使用HMI光谱数据之前，期间和之后的耀斑。这些变化反映在所有Stokes参数的AR图中。关联的瞬态功能与各种签名的耀斑和原因和影响，他们的外观的基础上，目前的理论模型。
2012-02-10 astro-ph.SR
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
2017-05-06 astro-ph.SR
Flare-Driven Plasma Dynamics and Elemental Abundance Redistribution
该研究通过观测与模拟揭示太阳耀斑中等离子体辐射与元素丰度变化的关联，证实色球能量沉积驱动不同高度等离子体蒸发引发FIP分馏，为耀斑能量、等离子体流与丰度变化的动态耦合提供新见解。
2025-10-02 astro-ph.SR
Deterministically Driven Avalanche Models of Solar Flares
我们发展并讨论了一类新的基于格点的太阳耀斑雪崩模型的性质。这些模型很容易服从一个相对明确的物理解释，在缓慢扭转的日冕环。它们与其他雪崩模型有相似之处，例如经典的粘滑自组织地震临界模型，因为它们是由完全确定的能量加载过程在全球范围内驱动的。模型设计导致小规模雪崩的系统性赤字。在模型空间的某些部分中，中型和大型雪崩行为是无标度的，其特征在于事件大小分布具有指数值的幂律形式，在某些参数制度中，与从太阳EUV和X射线耀斑数据推断的那些相比是有利的。对于使用保守或接近保守的再分配规则的模型，也可能出现大量的准周期性雪崩。虽然没有直接对应的耀斑能量释放的观测全球统计数据，后者的行为可能是相关的复发耀斑在个别日冕环。这类模型可以为预测大的太阳耀斑提供依据。
2014-02-19 astro-ph.SR
A simple model of chromospheric evaporation and condensation driven conductively in a solar flare
由太阳耀斑在日冕中释放的磁能到达色球层，在色球层中它驱动着被称为蒸发和冷凝的特征性的上升流和下降流。这些流量在这里研究的情况下，能量通过热传导传输到色球层。一个分析模型是用来开发的关系，每个流的密度和速度可以预测从日冕参数，包括耀斑的能量通量$F$。这些关系进行了探索和细化使用一系列的数值调查，其中的过渡区是由一个简化的密度跳跃。例如，最大蒸发速度可以用$v_e\simeq0.38(F/ρ_{co,0})^{1/3}$来近似，其中$ρ_{co,0}$是耀斑前日冕的质量密度。这和其他的关系被发现，以适应模拟使用更现实的模型的过渡区都在这项工作中进行，并采取了各种以前公布的调查。这些关系提供了一种新的和有效的方法来模拟日冕重联，而不完全忽略蒸发的影响。
2014-09-05 astro-ph.SR
Observations of conduction driven evaporation in the early rise phase of solar flares
在经典的耀斑图片中，来自色球层的硬X射线发射被来自耀斑环中的热等离子体的软X射线发射所取代，软X射线发射是非热粒子束撞击的直接结果。然而，存在这样的事件的观测，其中在硬X射线发射开始之前几分钟观察到软X射线发射的显著增加。这种耀斑前的辐射明显与经典的耀斑图像相矛盾。首次详细研究了这类太阳耀斑的耀斑前相位。我们希望通过热传导等替代能量传输机制来解释所观察到的发射的时间演化。在成像和光谱学中分析了显示明显的耀斑前发射的RHESSI事件。耀斑前阶段的特征是来自日冕源的纯热辐射，其辐射量和密度不断增加。在这个最早的阶段之后，一个小的非热尾到更高的能量出现在光谱中，变得越来越明显。然而，图像仍然只显示一个X射线源，这意味着这种非热发射是日冕。发射强度和密度的增加表明日冕区有物质的增加。最合理的来源是色球层蒸发的物质。热通量提供的能量能够驱动色球层蒸发。
2009-03-16 astro-ph.SR
Probing the Puzzle of Behind-the-Limb $γ$-ray Flares: Data-driven Simulations of Magnetic Connectivity and CME-driven Shock Evolution
近年来，\emph{Fermi $γ$-ray Space Telescope}探测到的来自臂后耀斑（BTL）的高能$γ$ -射线对粒子加速和输运机制提出了新的难题和挑战。在这样的事件中，$γ$射线发射区位于远离BTL耀斑现场达几十度的日地经度。因此，我们假设粒子在日冕物质抛射（CME）驱动的激波处被加速，然后从激波下游返回太阳的正面，产生观测到的$γ$射线。为了测试这种情况下，我们进行了数据驱动，全球磁流体动力学模拟的CME与观测良好的BTL耀斑在2014年9月1日。我们发现，部分日冕物质抛射驱动的激波与$γ$射线发射区形成了磁连接，促进了粒子返回太阳的运输。此外，观测到的$γ$射线通量的增加在时间上与（1）激波压缩比的增加和（2）磁连接到$γ$射线发射区的区域上的准垂直激波的存在相关，这两个条件都有利于粒子的扩散激波加速（DSA）。这些结果支持了上述假设，并有助于解决另一个难题，即，长时间（长达20小时）的$γ$射线耀斑。我们认为，除了DSA，随机加速等离子体湍流也可能发挥作用，特别是在冲击下游区域和在早期阶段，当冲击阿尔文马赫数是小的。
2018-09-14 astro-ph.SR
Constraining the Origin of Magnetar Flares
磁星核心的磁场突然松弛产生的机械能主要以剪切波的形式传播到表面，并以相对论阿尔文波的形式进入磁层。由于强烈的阻抗失配，在恒星中激发的剪切波在离开恒星之前会经历多次反射。如果机械能沉积在地核中，并在传播到表面时{ \em直接}转化为辐射，则发射的上升时间至少为几秒到几分钟，对于实际的磁场几何形状，可能为几分钟到几小时，这与观测到的$\lap 10$ ms的上升时间不一致，对于巨大的耀斑。小耀斑和大耀斑的机制都依赖于地核磁场的突然弛豫，但由于阻抗不匹配而变得不可行，需要在耀斑发生前将驱动这些事件的能量储存在磁层中。除非波浪很快被阻尼。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Data-driven Radiative Hydrodynamic Modeling of the 2014 March 29 X1.0 Solar Flare
对太阳耀斑的光谱观测提供了对耀斑大气中物理条件的关键诊断。观测光谱中的一些关键特征在现有的耀斑模型中还没有得到解释。在这里，我们报告了2014年3月29日观测良好的X1.0耀斑的数据驱动模拟，可以调和一些众所周知的光谱差异。我们分析了来自MgII h&k中的界面区成像光谱仪（IRIS）、H $α$ 6563和CaII 8542中的Dunn太阳望远镜（DST/IBIS）的干涉二维分光偏振仪以及硬X射线中的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的耀斑区光谱。我们建立了一个多线程的耀斑环模型，并使用RHESSI数据推断的电子通量作为输入的辐射流体动力学程序RADYN模拟大气响应。然后，我们合成了各种色球发射线，并将它们与IRIS和IBIS观测进行了比较。一般来说，合成强度与观测强度一致，特别是在耀斑的北足点附近。模拟的MgII线轮廓具有比观察到的更窄的翼。这种差异可以通过在狭窄的色球层中使用较高的微湍流速度（27 km/s）来减小。此外，我们发现，在一个狭窄的高度范围内的$\approx$ 800公里以下的过渡区的上部色球层中的电子密度的增加可以把模拟的MgII线核心发射，从而重现单峰的轮廓，这是一个共同的特点，在所有的IRIS耀斑。
2016-06-08 astro-ph.SR
Observations of a Series of Flares and Associated Jet-like Eruptions Driven by the Emergence of Twisted Magnetic Fields
利用大熊太阳天文台（BBSO）的高分辨率新太阳望远镜（NST）、太阳动力学天文台（SDO）提供的日震和磁成像仪（HMI）磁象图和大气图像组合（AIA）EUV图像，研究了连续4次受限耀斑和随后爆发耀斑的形态和磁特性的时间变化。根据NST/Halalpha和SDO/AIA~304 A的观测结果，我们发现每个耀斑都发展了一个类似于喷流演化的喷流结构：1）出现一个倒Y形喷流，并从其初始位置漂移出去：2）喷流形成一个由许多细线组成的幕状结构，在细线的脚点附近伴随着随后的增亮; 3）在耀斑最大值附近，喷流呈现明显的扭曲结构。HMI数据的分析表明，无论是负磁通量和磁螺旋度已逐渐增加的正极性区域，表明连续注入的磁扭曲之前和期间的一系列耀斑。根据这些结果，我们认为扭曲磁通量的连续出现在产生连续耀斑和发展一系列喷流的过程中起了重要作用。
2015-12-04 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
Flare reconnection-driven magnetic field and Lorentz force variations at the Sun's surface
在爆发耀斑期间，矢量磁图显示在太阳光球中围绕极性反转线的水平磁场和向下的洛伦兹力增加。这种行为经常与内爆猜想联系在一起，并被解释为喷发向上移动时动量守恒的结果，或者是耀斑环收缩的结果。我们通过分析一个通用的3D MHD模拟的爆发性耀斑的物理起源，这些观察到的行为的特征。尽管模拟并非为了恢复磁场和洛伦兹力的性质而设计的，但它与它们完全一致，并提供了理解它们的关键附加信息。磁场逐渐增加的区域在电流带之间发展，这些电流带彼此远离并连接到日冕区域。这个区域仅仅是日冕耀斑后环的足迹，其收缩增加了它们的剪切场分量和符合理想感应方程的磁能密度。对于模拟数据，我们通过应用观测中使用的方法计算了洛伦兹力密度图。我们获得了PIL周围洛伦兹力密度的向下分量的增加-与观测结果一致。然而，这与直接从3D磁场和电流获得的洛伦兹力密度图显著不同。这些结果完全质疑以前的解释的基础上的内爆猜想和动量守恒与日冕物质抛射，而不是意味着所观察到的光球水平磁场的增加，从剪切耀斑环的重连驱动的收缩的结果。
2019-04-19 astro-ph.SR
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 astro-ph.SR
Modelling Solar Energetic Neutral Atoms from Solar Flares and CME-driven Shocks
我们研究生产的高能中性原子（ENAs）在太阳耀斑和日冕物质抛射驱动的冲击和随后的传播到1 AU。计算了两种情况下1 au太阳ENA的时间剖面和注量谱：1）ENA产生于日冕物质抛射驱动的下游激波，2）ENA产生于太阳耀斑的大尺度耀斑后环。这两种情况下的时间分布和注量谱都有很大的不同。计算结果表明，太阳ENA可以作为研究太阳高能粒子（SEP）加速过程的一种新的探针，并区分大SEP事件中的两个加速点：太阳耀斑中的大环和CME驱动的激波下游。
2023-01-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Energy budget in the 2017-09-07 "cold" solar flare
本文研究2017年9月7日的冷耀斑，结合扩展欧文斯谷太阳阵列等仪器首次动态测量其日冕磁场，发现非热电子光谱演化显著，非热能量沉积或足以驱动热响应，磁能不确定度高于热与非热能一个数量级。
2025-06-18 astro-ph.SR
Homologous white light solar flares driven by photosperic shear motions
本文描述了2000年9月22日发生的两次周期性白光耀斑的特点。2017年6月6日，在超级活跃区（SAR）NOAA 12673，其峰值之间的时间间隔约为3小时。这些X2.2和X9.3 GOES级的事件非常重要，不仅因为它们的高水平发射和对太阳大气层低层的可见影响，可辨别为清晰的白色光带，而且因为似乎驱动它们的强烈水平光球运动。事实上，我们在耀斑发生前几个小时就观察到了位于活动区主要三角洲点的负本影的位移。我们测量的速度高达0.6公里秒$^{-1}$。光球结构的强烈和持续的剪切运动以及这些事件所涉及的高强度磁通量可以被认为是持续供应到磁系统中的新能量的原因。根据不同波长的发射时间，我们能够为此类事件的建模提供一些约束。
2018-12-11 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
A solar flare driven by thermal conduction observed in mid-infrared
中红外波段在太阳耀斑的研究中大多未被探索。直到最近，新的中红外耀斑观测才开始为太阳色球层的响应和演变打开一扇新的窗口。这些新的观测主要由分别在阿根廷和巴西运行的AR 30 T和BR 30 T望远镜进行。我们介绍了利用地面望远镜AR 30 T在30 THz（10 $\ μ$ m）观测到的GOES C2. 0级太阳耀斑太阳耀斑SOL 2019 -05- 15 T19：24的分析。我们的目标是描述耀斑大气的演化和中红外辐射背景下的能量传输机制。我们进行了多波长分析的事件补充中红外数据与不同的地面和空间为基础的数据，从太阳动力学天文台（SDO），H- $α$太阳望远镜阿根廷（HASTA），和扩大欧文斯谷太阳能电池阵列（EOVSA）。我们的研究包括耀斑区的磁场演化和耀斑发展的分析。来自AR 30 T的中红外图像显示了两个明亮而紧凑的耀斑源，它们与SDO在紫外（UV）中观察到的耀斑核在空间上相关。我们确认，中红外和紫外线通量之间的时间关联先前报道的强耀斑也观察到这个小耀斑。EOVSA微波数据显示耀斑光谱与热自由-自由发射一致，这使我们忽略了大量非热电子的存在。因此，我们认为热传导是能量传输的主要机制。我们对热传导能量和总辐射能量的估计落在同一数量级内，加强了我们的结论。
2021-10-29 astro-ph.SR
Theoretical and Observational Evidence for Coriolis Effects in Coronal Magnetic Fields Via Direct Current Driven Flaring Events
所有的恒星都会产生爆炸性的表面事件，如耀斑和日冕物质抛射。这些事件是由恒星发电机产生的储存在日冕磁场中的能量释放所驱动的。然而，目前还不清楚磁场中的能量沉积是由直流电还是交流电驱动的。最近，我们提出了观测测量的耀斑强度分布的样本$\sim10^5$恒星的主要序列观察到的$\textit{TESS}$，所有这些表现出幂律分布类似于在太阳中观察到的，虽然有不同的斜率。在这里，我们调查所需的机制，通过直流能量沉积，日冕磁场编织，重新连接，并产生耀斑的耀斑事件产生这样的分布。我们采用了拓扑模型，这个过程中产生的能量耀斑事件的幂律分布。我们扩展这个模型，包括科里奥利效应，我们证明产生一个较浅的耀斑能量分布在恒星旋转更快（对应于一个较弱的下降发生率增加耀斑能量）。我们提出了初步的证据预测的旋转幂律指数相关的观测。我们主张未来的观测恒星耀斑，这将提高我们的幂律指数的测量，并产生关键的见解的基础发电机机制，支撑自相似耀斑强度分布。
2022-03-05 astro-ph.SR
An Updated View of Solar Eruptive Flares and Development of Shocks and CMEs: History of the 2006 December 13 GLE-Productive Extreme Event
2006年12月13日的一次极端事件标志着日出纪的开始，这是NoRH和NoRP观测到的第23个太阳活动周期中最后一次大耀斑。该事件产生了一个快速的CME，强烈的冲击和大粒子事件负责GLE 70。我们试图澄清爆发，冲击波和耀斑之间的关系，并阐明了高能质子的起源的争论。一个概念将其与耀斑过程联系起来。另一种是将离子加速与CME驱动的弓形激波联系起来。耀斑后粒子释放时间延迟有利于后一种情况。然而，我们以前的研究已经确定，在耀斑上升期间，冲击波通常是由冲动爆发的磁绳（未来的CME核心）激发的，而外部CME表面是从内部驱动膨胀的拱廊演变而来的。2006年12月13日事件的观测结果显示，两个冲击后，对方，其激发方案相矛盾的延迟日冕物质抛射驱动的弓激波假说。实际上，冲击波的形成要早得多，在耀斑峰值之前就可以加速质子。然后，这两个冲击合并成一个更强的冲击，只是在很久之后才减速和减弱。
2013-10-10 astro-ph.SR
Re-flaring of a Post-Flare Loop System Driven by Flux Rope Emergence and Twisting
在这封信中，我们详细研究了2005年1月15日发生在两个连续的太阳爆发事件之间的耀斑后环的演化，这两个事件都产生了一个快速的晕CME和一个大耀斑。耀斑后的环系统，形成后的第一次CME/耀斑爆发，迅速发展，表现为不寻常的加速上升运动的环。通过非线性无力场模型，我们得到了有源区的磁结构。这清楚地表明，磁绳下方的环也不断上升，伴随着增加的扭曲和长度。最后，耀斑后的磁结构演变到导致第二次CME/耀斑爆发的状态。这是一个事件，其中耀斑后的环路可以在第一次CME/耀斑爆发后的$\sim$ 16小时的短时间内重新耀斑。观测到的在同一位置的再耀斑可能是由磁通量出现和太阳黑子旋转引起的磁通绳的快速演变所驱动的。这一观测结果为CME/耀斑模型及其预测提供了有价值的信息。
2010-05-11 astro-ph.EP 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
A reconnection-driven model of the hard X-ray loop-top source from flare 2004-Feb-26
2004年2月26日的一个紧凑的X级耀斑显示，在耀斑环的顶部有一个集中的硬X射线源。这在以前的工作中进行了分析（Longcope等人，2010年），并解释为等离子体加热和压缩的慢磁声冲击期间产生的磁通量的后重联回缩。这项工作使用了来自薄通量管模型的解析表达式，该模型忽略了许多潜在的重要因素，如热传导和色球蒸发。在这里，我们使用的TFT方程的数值解，以产生一个更全面和准确的模型相同的耀斑，包括那些以前忽略的影响。这些模拟证实了先前的假设，即慢模式冲击持续收缩结束后，从而产生一个紧凑的，环顶源，而不是一个细长的射流，稳定的重连模型预测。热传导导致密度高于分析估计的预测，蒸发使密度更高，但温度较低。X射线光变曲线和光谱是通过将单个TFT模拟的结果与通量重新连接的速率进行卷积来合成的，例如，通过耀斑带的运动来测量。这与RHESSI和GOES观察到的光变曲线以及RHESSI的光谱吻合得很好。由TFT模型运行的叠加产生的图像类似于由RHESSI观测产生的图像。这表明，HXR环顶源，至少是在这次耀斑中观察到的，可能是在像Petschek的快速重联模型中产生的慢磁声冲击的结果。
2016-10-25 astro-ph.SR
Observational signature of continuously operating drivers of decayless kink oscillation
本文通过2023年6月20日X1.1级耀斑的多波段观测，发现日冕环无衰减扭折振荡与耀斑准周期脉动具有相似周期且峰值相互对应，提出耀斑QPPs的重复能量释放可作为无衰减振荡的连续外部驱动源。
2023-11-28 astro-ph.SR
Direct Evidence for a Fast CME Driven by the Prior Formation and Subsequent Destabilization of a Magnetic Flux Rope
磁通量绳在日冕物质抛射（CME）物理学中发挥着核心作用。虽然大多数日冕物质抛射的日冕观测都推断出磁通绳拓扑结构，但关于磁通绳是否预先存在或是否在喷发过程中形成的激烈争论仍然存在。在这里，我们提出了一个详细的分析极紫外线观测形成的通量绳在一个封闭的耀斑约7小时后，由喷射的通量绳和爆发性耀斑。这两次耀斑发生在2012年7月18日和19日。第二个事件释放了快速（> 1000 km/s）的CME。我们提出的第一个直接证据的快速日冕物质抛射驱动的前形成和不稳定的日冕磁通量绳期间形成的封闭耀斑7月18日。
2012-11-30 astro-ph.SR
Connecting Chromospheric Condensation Signatures to Reconnection Driven Heating Rates in an Observed Flare
在太阳耀斑重联的时空分辨率很高的观测中，可以间接地在耀斑能量沉积的重联环的足点进行。低层大气对这种能量输入的反应包括一种向下传播的激波，称为色球凝结，可以在紫外线和可见光下观察到。为了使用高分辨率观测这种响应来表征重连，必须建立两者之间的定量关系。这种关系是最近发展起来的，在这里，我们在2014年10月25日X1.0耀斑的耀斑带的单个足点中对色球凝聚的观测进行了测试（SOL 2014 -10- 25 T16：56：36）。利用界面区成像光谱仪（IRIS）对Si iv 1402.77 nm发射光谱进行了单像素测量，结果表明Si iv 1402.77 nm发射光谱中的红移成分发生了特征性的凝聚演化。我们应用称为紫外线足点热量计（UFC）的技术来推断能量沉积到一个足点。这种能量分布，持续时间远长于所观察到的冷凝，输入到一个一维的，流体动力学模拟计算色球响应，其中包含一个非常简短的冷凝插曲。从这个模拟中，我们合成Si IV光谱，并计算随时间变化的多普勒速度。合成速度的演变被发现比较合理，以及与IRIS观测，从而证实了我们的重联凝聚关系。这项工作表明，色球凝聚的特点是一个特定的部分，而不是其整体的重联能量释放，凝聚的时间尺度不一定反映的时间尺度的能量输入。
2021-12-03 astro-ph.SR
Observing the formation of flare-driven coronal rain
耀斑驱动的日冕雨可以表现为在热不稳定的耀斑后拱廊日冕环顶附近的快速冷却的等离子体凝聚。我们探测到了5个阶段，这些阶段分别是：加热、蒸发、传导冷却占主导地位（约120 s）、辐射/焓冷却占主导地位（约4700 s），最后是灾难性冷却（35-124 s），导致雨带的周期为55-70 s。我们发现一个很好的协议之间的观测和模型预测的主导冷却时间尺度和灾难性冷却的发生。在雨形成的现场，我们检测到共同移动，多热雨块，经历灾难性的冷却从~1 MK到~22000 K。在灾难性的冷却等离子体冷却在多个环顶源的最大速率为22700 K s-1。我们计算的EUV等离子体的密度从DEM的多热源采用正则化反演。假设压力平衡，我们估计雨的色球层分量的密度为9.21x10^11 +-1.76x10^11 cm-3，这与静止的日冕雨密度相当。在极紫外环路截面中有多达8条平行线，我们计算出耀斑后拱廊的质量损失率高达1.98 × 10^12 +/-4.95 × 10^11 g s-1。最后，我们揭示了模型预测的10^5.8 K与观测到的10^5.9 K至10^6.2 K之间的性质非常接近，这定义了灾难性冷却的温度开始。观测和数值模型之间的密切对应表明，声波（声音传播时间为68秒）确实可以在重新分配能量和维持基于辐射冷却的辐射冷却方面发挥重要作用。
2016-10-28 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Fields in Transient Seismic Emission Driven by Atmospheric Heating in Flares
耀斑中的瞬态地震辐射的物理学在很大程度上仍然是个谜。它的发现者提出，这些“日震”是由耀斑色球层的“厚目标加热”驱动的冲击的特征。H-α观测显示了这种冲击的证据。然而，对脉冲色球加热驱动的冲击的模拟显示，随着冲击的向下进行，辐射损失逐渐减少。受冲击气体的压缩加热并增加其密度，使其更具辐射性。因此，辐射损失随着冲击的强度急剧增加。这引起了怀疑，从这样的冲击足够的能量可以渗透到太阳内部，以匹配所显示的日震签名。我们指出，由脉冲加热驱动的声学瞬变的模拟没有考虑瞬态震源环境的磁场特性。这对传导到太阳内部的地震通量一定有重大影响。例如，一个强的水平磁场会大大增加色球介质的压缩模量。这大大减少了气体的压缩，从而减少了瞬变通过时的辐射损失，这可以解释震源与强的、高度倾斜的半影磁场区域的强烈亲和力。因此，倾斜磁场的作用对于我们理解脉冲加热在瞬态地震辐射中的作用至关重要。
2013-03-13 astro-ph.SR
Thermodynamic and Magnetic Topology Evolution of the X1.0 Flare on 2021 October 28 Simulated by a Data-driven Radiative Magnetohydrodynamic Model
本文提出纳入热传导与辐射损失的数据驱动辐射MHD模型，再现2021年X1.0耀斑及EUV波特征，并揭示外部QSL决定耀斑带终止位置。
2023-03-24 astro-ph.SR
Oscillatory reconnection and waves driven by merging magnetic flux ropes in solar flares
振荡重联是一个被认为是太阳和恒星现象的基础的过程，并且可能在耀斑等瞬变事件中发挥重要作用。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）可能是振荡重联的一种表现，但其内在机制仍不确定。在本文中，我们提出了二维磁流体动力学（MHD）模拟的两个载流磁通量绳与面外磁场进行振荡重联，其中两个磁通绳合并成一个单一的磁通绳。我们发现，振荡重联可以发生本质上没有外部振荡驱动器的磁通绳聚结过程中，这可能会发生在大规模的日冕环相互作用和合并的等离子体团在破碎的电流片。此外，我们表明，径向传播的非线性波产生的磁通绳合并后，由于合并磁通绳的后重联振荡。这些波的行为被发现是几乎独立的初始面外磁场。据估计，通过合并日冕环和合并环顶电流片中的等离子体团发射的波将分别具有90 km/s和900 km/s的典型相速度。这是可能的，在磁绳聚结过程中发射的波的属性可以被用作诊断工具，以确定在聚结区域内的物理参数。
2022-05-06 astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CME-Driven and Flare-Ignited Fast Magnetosonic Waves Successively Detected in a Solar Eruption
利用SDO/AIA观测了2013年4月23日GOES C3. 0耀斑中的三种快模传播磁声波，该耀斑伴随着日珥喷发和广泛的日冕物质抛射（CME）。在日珥快速上升阶段，CME气泡前方首先形成一个大尺度的圆顶状极紫外（EUV）波，并以430 km/s的速度向CME横向传播。可以识别EUV波从CME气泡的分离过程。当它与远程活动区域相互作用时，还观察到该EUV波的盘上对应物的反射效应。在EUV波首次出现后6分钟，CME气泡内部出现了周期约为120秒的大规模准周期EUV训练，从耀斑震中发出，以高达1100 km/s的平均速率向外传播。此外，沿连接两个相邻活动区的闭环系统观测到另一个窄的准周期EUV波列，它也是从耀斑震中发出的，传播速度约为475 km/s，周期约为110 s。我们认为，所有观测到的波都是快模磁声波，其中CME气泡前方的大规模圆顶形极紫外波是由CME气泡的膨胀驱动的，而CME气泡内的大规模准周期极紫外波训练和闭环系统中的窄准周期极紫外波列则是由耀斑中间歇性的能量释放过程激发的。并根据实测的波参数对日冕地震学的应用和携带的能量进行了估算。
2021-09-07 astro-ph.SR
The Dynamical Behavior of Reconnection-driven Termination Shocks in Solar Flares: Magnetohydrodynamic Simulations
在爆发性太阳耀斑中，高速重联流出流与闭合的致密耀斑环碰撞形成的终止激波（TS）被认为是等离子体加热和粒子加速的可能候选者之一。本文利用电阻磁流体动力学模拟方法研究了典型Kopp-Eklan耀斑中TS的形成和演化，详细分析了TS的动力学特征和激波强度的时空变化。本研究的重点是快速重联阶段时，等离子体团的形成和产生小尺度结构内的耀斑电流片。研究发现，一旦向下的外流与闭合磁环碰撞成为超磁声，TS就会出现，并立即变得高度动态。TS的形态可以是平坦的、倾斜的或弯曲的，这取决于流出物/等离子体团与环顶区域中的高动态等离子体之间的详细相互作用。当等离子体团穿过时，TS变得更弱，甚至可能被发育良好的等离子体团破坏，然后在等离子体团上方重建。我们还对沿激波前沿和穿过激波前沿的重要物理量进行了详细的统计分析。TS前沿的密度和温度比范围为1至3，压力比通常具有高达10的较大值。我们发现，弱的引导场并不强烈影响的马赫数和压缩比，和TS长度变得稍微大的情况下，热传导。
2018-12-04 astro-ph.SR
Persistence of Flare-Driven Atmospheric Chemistry on Rocky Habitable Zone Worlds
低质量恒星以大耀斑和日冕物质抛射的形式表现出强烈的磁场活动。这种空间天气事件可能对系外行星大气的可居住性和观测指纹产生重要影响。在这里，使用一套三维耦合化学-气候模型（CCM）模拟，我们探讨了随时间变化的恒星活动对绕G-，K-和M-矮星运行的岩石行星大气的影响。我们采用观测数据从MUSCLES运动和过境系外行星卫星调查和测试的旋转周期，磁场强度，和耀斑频率的假设范围。我们发现，经常性的耀斑驱动K-和M-矮行星大气层的化学平衡，大大偏离他们的前耀斑制度，而G-矮行星大气层迅速返回到他们的基线状态。有趣的是，模拟O $_2$ -穷人和O $_2$ -丰富的大气经历耀斑产生类似的中间层一氧化氮丰度，这表明恒星耀斑可以突出否则无法检测到的化学物种。应用辐射转移模型，我们的CCM结果，我们发现，耀斑驱动的传输功能的生物指示物种，如二氧化氮，一氧化二氮，硝酸，显示特别的承诺，为未来的仪器检测。
2021-07-16 astro-ph.EP 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
Flare Kernels May be Smaller than You Think: Modelling the Radiative Response of Chromospheric Plasma Adjacent to a Solar Flare
太阳耀斑的数值模型通常侧重于直接加热耀斑模型的行为，采用磁场对齐，平面平行的方法。通过对耀斑进行高空间和光谱分辨率的地面光学观测，了解这些强加热体周围等离子体的响应也是至关重要的。本文采用二维辐射转移模型，并考虑模型中原子能级布居和电子密度随时间变化的解，研究了耀斑等离子体加热柱产生的极端辐射场对邻近色球等离子体平板的影响。H $α$和Ca II 854.2 nm从我们的板合成的出射光谱显示显着的空间，时间和波长相关的变化（增强和减少）的线芯，扩展到非耀斑板由于从耀斑边界的入射横向辐射场的顺序1微米。这可能导致显着高估的直接加热耀斑内核的大小，如果使用线芯观测。然而，光场本身并不足以驱动连续谱强度的任何显著变化，因为它们形成的典型光球深度，所以连续谱源的大小不会明显增加。我们表明，线形成区域附近的耀斑边界可以向上驱动高度超过1毫米，尽管主要的热力学参数（电子密度以外）被保持水平均匀。这项工作表明，在简单的模型，这些影响是显着的，应进一步考虑在未来的耀斑建模和解释。
2022-09-07 astro-ph.SR
Predictive Capabilities of Avalanche Models for Solar Flares
我们评估了各类雪崩模型对太阳耀斑的预测能力。我们表明，雪崩模型通常不能用于预测特定的事件，由于其嵌入的随机过程的高灵敏度。我们发现，确定性驱动的模型可以减轻这种警告，并有效地用于大型事件的预测。我们的研究结果促进了一种新的方法，大型（通常是X级）太阳耀斑预测的基础上简单和计算成本低廉的雪崩模型。
2014-06-25 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
The Role of Non-local Thermal Transport in Flare-Driven Chromospheric Evaporation
University of Warwick（华威大学）
该研究通过MHD模拟比较三种热传导模型，发现非局部SNB模型能更真实地模拟耀斑加热后的色球蒸发，为下一代太阳耀斑模拟提供可行方案。
2026-09-22 astro-ph.SR
Highly Energetic Electrons Accelerated in Strong Solar Flares as a Preferred Driver of Sunquakes
日震是在某些高能太阳耀斑中激发的增强型地震波。到目前为止，它们的起源仍有争议。本文选取了24太阳活动周的20个强耀斑，其脉冲相位被\emph{Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}（\emph{RHESSI}）完全捕获。在我们的样本中，12个日震活动耀斑中有11个的硬X射线（HXR）辐射与白光（WL）增强和日震表现出良好的时空相关性。光谱分析还揭示了一个更硬的光子光谱，延伸到几百千电子伏，这意味着相当大的人口耀斑加速非热电子在高能量。从数量上看，在300 keV以上的电子总能量的太阳活动耀斑是系统的不同，在太阳平静耀斑，而差异是边缘的电子超过50 keV。所有这些事实都支持高能电子作为太阳地震的首选驱动力。这样一个电子驱动的情况下，可以合理地容纳在最近提出的选择规则的框架内产生的太阳地震。对于剩下的一个事件，日震震中与磁印记是同空间的，即，光球上磁场的永久变化。定量计算表明，耀斑引起的向下洛伦兹力可以做足够的功来驱动日震，作为一个可行的日震驱动器为这个特定的事件。
2023-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Total reflection of a flare-driven quasi-periodic EUV wave train at a coronal hole boundary
大尺度极紫外（EUV）波（统称为次级波）在与日冕结构（如活动区（AR）和冕洞（CH））相互作用过程中被观测到反射、折射和透射。然而，EUV波的全反射效应在文献中尚未报道。在这里，我们提出了第一个明确的观测证据的准周期EUV波列的全反射的相互作用过程中与极性CH。该事件发生在NOAA AR 12473，位于靠近东南边缘的太阳能盘，其特点是由一个喷气式日冕物质抛射。在这项研究中，我们特别关注的准周期波列的驱动机制和全反射效应在CH边界。我们发现入射和反射的波列的周期都在100秒左右。准周期波列的激发可能是由于伴随耀斑的间歇性能量释放，因为它的周期与伴随耀斑的准周期脉动的周期相似。我们的观测结果表明，波列在CH边界的反射是全反射，因为测得的入射角和临界角满足全反射理论，即，入射角小于临界角。
2021-12-30 astro-ph.SR
Advances and Challenges in Solar Flare Prediction: A Review
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, NAOC（国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；College of Physics and Optoelectronics, Taiyuan University of Technology（太原理工大学物理与光电工程学院）
本文综述了太阳耀斑预测的最新研究，探讨了从统计学习到机器学习和深度学习，再到多模态大模型的发展历程，并分析了现有预测平台的性能与局限性。
2026-03-30 astro-ph.SR
Detection of 3-Minute Oscillations in Full-Disk Ly$α$ Emission During A Solar Flare
在这封信中，我们报告了在太阳耀斑期间，在盘积分EUV辐照度观测中检测到色球3分钟振荡。对2011年2月15日X级耀斑（SOL 2011 -02- 15 T01：56）的莱曼α（来自GOES/EUVS）和莱曼连续谱（来自SDO/EVE）发射的去趋势小波分析显示，在耀斑的主相期间存在$\sim$ 3分钟的周期。这种辐射的形成温度将这种辐射定位于耀斑的色球足点，在SDO/AIA 1600和1700通道中也发现了类似的行为，这些通道由色球连续体主导。这意味着色球层在其声学截止频率下动态地响应能量的脉冲注入。由于在RHESSI数据中，在硬X射线能量（50-100 keV）下没有发现3分钟周期，因此我们可以说，这种3分钟振荡不依赖于非热电子的振荡速率。然而，在硬X射线和色球层发射中发现的第二个120秒的周期与2分钟时间尺度上的偶发电子振荡一致。我们对3分钟振荡的发现表明，色球机械能应包括在耀斑能量预算中，莱曼α线的波动可能会影响高活动期间行星大气的组成和动力学。
2017-09-26 astro-ph.SR
How did a Major Confined Flare Occur in Super Solar Active Region 12192?
我们研究了一个主要的X级太阳耀斑的物理机制，发生在超级NOAA活动区（AR）12192使用数据驱动的数值磁流体动力学（MHD）模型补充观测。利用观测到的太阳表面不断变化的磁场作为底边界输入，我们驱动磁流体系统与实际日冕演化相一致地自洽演化。在两天的时间间隔内，模拟的日冕场已经被光球场演化缓慢地应力化，逐渐产生了大规模的日冕电流片，即，一个狭窄的层与强烈的电流，在核心的AR。电流层不断增强，直到它变得如此之薄，以至于剪切的磁弧之间的系绳切割重联开始，这导致了耀斑。模型化的重连磁力线和它们的足点分别与观测到的热耀斑环和耀斑带很好地匹配，表明模型成功地“再现”了耀斑的宏观磁过程。特别是，通过模拟，我们解释了为什么这一事件是一个封闭的爆发-重联的结果是共享的拱廊，而不是一个新形成的通量绳。与其他X级耀斑相比，磁内爆效应要弱得多
2016-06-30 astro-ph.SR
Evidence for Hot Fast Flow above a Solar Flare Aracade
太阳耀斑是造成空间天气事件的主要力量之一。然而，驱动这种充满活力的现象的机制还没有完全理解。标准的爆发耀斑模型预测，磁重联发生在日冕的高温快速流动的地方。一些成像或光谱观察表明了这些热快流的存在，但迄今为止还没有光谱扫描观察来定量测量二维结构。我们分析了2012年1月27日发生在太阳西翼的一次耀斑，发现热（~ 30 MK）快（>500 km/s）分量位于耀斑环上方。这与耀斑环上方发生的磁重联是一致的。
2013-09-13 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
Simulating Flaring Events in Complex Active Regions Driven by Observed Magnetograms
我们解释太阳耀斑的事件起源于活动区已达到自组织临界状态，通过使用一个改进的元胞自动机模型与初始条件来自观测。目的：我们调查是否系统，其施加的物理元素，达到自组织临界状态，以及是否众所周知的统计性质的耀斑，如标度律的特征参数的分布函数中观察到的，在这个状态已经达到后，被复制。结果：我们的研究结果表明，自组织临界性确实达到时，应用特定的加载和松弛规则。由模拟耀斑事件的分布函数得到的幂律指数与观测值吻合较好。得到了单次幂律（峰值和总耀斑能量）以及指数截止的幂律和双次幂律（耀斑持续时间）。我们的活动区样本的观测X射线数据从GOES卫星的结果进行了比较。结论：我们的结论是众所周知的统计性质的耀斑后，系统已达到自组织临界性再现。我们改进的元胞自动机模型的一个显著改进是，它从观测到的矢量磁图开始模拟，从而便于以物理单位计算能量。在这项研究中描述的模型仍然符合基本的物理要求，并施加物理上有意义的驱动和再分配规则。
2011-02-11 astro-ph.SR
Forward modelling of particle acceleration and transport in an individual solar flare
本研究的目的是生成太阳耀斑中高能电子产生的硬X射线辐射图，并将其与观测结果进行比较。最终目标是测试结合MHD/测试粒子方法的可行性，用于日冕活动事件及其对日光层的影响的数据驱动建模。基于2017年9月8日观测到的X级太阳耀斑的MHD模型，我们利用相对论导向中心方法计算了大量电子和质子的运动轨迹。使用所获得的粒子轨迹，我们推导出的空间和能量分布的高能电子和质子，并计算韧致辐射硬X射线发射使用“薄靶”近似。我们的方法预测了所考虑的耀斑中高能粒子的一些关键特征，包括加速区域的大小和位置，高能粒子的轨迹和能谱。最重要的是，硬X射线韧致辐射强度图预测的模型是在一个很好的协议与RHESSI观察。此外，质子和电子沉淀的位置似乎是接近的日震响应的来源，在这个耀斑检测。因此，所采用的方法可用于观测驱动的建模的个人太阳耀斑，包括高能粒子在日冕中的表现，以及内日光层。
2020-09-21 astro-ph.SR
On the relationship of shock waves to flares and coronal mass ejections
背景：米波II型爆发是对日冕中冲击波最直接的诊断。目的：关于日冕激波的起源有两种主要的相互竞争的观点：它们起源于耀斑的压力脉冲点燃的冲击波，或者是由于日冕物质抛射（CME）引起的活塞驱动的激波。我们研究了三个观测良好的II型爆发，试图对它们的起源进行更严格的限制。研究方法：第二类爆发由ARTEMIS无线电摄谱仪观测，并由Nançay射电日像仪至少在两个频率上成像。为了利用投影效应，我们选择了发生在远离磁盘中心的事件。结果：在所有事件中，观察到耀斑和CME。在第一次事件中，冲击波的速度约为4200 km/s，而CME的速度约为850 km/s。这种差异排除了日冕物质抛射作为主要冲击驱动器的可能性。日冕物质抛射可能在另一个冲击的点火中发挥了作用，该冲击发生在高速冲击之后。CME驱动器也被排除在第二个事件之外，因为日冕物质抛射数据中出现的CME与II型爆发不同步。在第三个事件中，CME的运动学是由结合EUV和白光数据确定的，与II型爆发的运动学基本一致，因此，冲击可能是CME驱动的。结论：我们的研究表明，可能导致产生日冕冲击的条件的多样性。
2011-05-06 astro-ph.SR
The Initiation Mechanism of the First On-disk X-Class Flare of Solar Cycle 25
本文研究了太阳活动第25周首个日面X级耀斑的触发机制，发现其遵循基于重联的触发机制，由持续剪切运动形成的电流片重联触发，并随后由环面不稳定性驱动。
2023-04-26 astro-ph.SR
Generic model for magnetic explosions applied to solar flares
提出了一个公认的磁层亚暴模型，作为磁爆炸通用模型的基础，并将其应用于太阳耀斑。该模型涉及广泛分离的能量释放和粒子加速区域，能量在它们之间传输。在全球范围内，这些区域通过大规模电流耦合，该大规模电流是在爆炸期间通过与存储的磁能相关的预先存在的电流的重定向而建立的。与爆炸相关的电流由电动势（EMF）驱动，电动势（EMF）是由于该电流所包围的变化的磁通量。电流路径和电动势的一个理想化的四极模型的耀斑。
2012-02-07 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Shear in Reconnection-Driven Flare Energy Release
本文结合多卫星观测与互补方法测量耀斑重联后环剪切角，发现剪切由60°–70°降至20°，并指出≤40°的中等剪切才利于重联高效加速非热电子。
2023-08-15 astro-ph.SR
