Extended statistical analysis of emerging solar active regions
利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）的视向磁图观测资料，研究了太阳活动区的极性分离、磁通量、磁通量出现率、扭曲和倾斜。极性分离和最大磁通量的活动区域的功能依赖性是在一个简单的模型，作为浮力的结果通量出现一致。我们的调查没有发现任何强烈的依赖性的出现率的扭曲性能的活动区。
2018-11-29 astro-ph.SR
Photospheric and Subphotospheric Dynamics of Emerging Magnetic Flux
从太阳内部产生的磁场携带着关于磁场产生和在对流区传输的物理过程的信息。在太阳表面出现后不久，磁通量就集中在太阳黑子区域，并在太阳上引起许多活动现象。本文讨论了在太阳表面和内部观测到的出射磁通量的一些性质。统计分析的双极磁性区域的倾斜角的变化在出现的过程中表明，相对于赤道系统倾斜（乔伊定律）是最有可能建立在表面以下。然而，没有证据的倾斜角的依赖性的量新兴的磁通量，预测上升的磁通量绳theories，被发现。分析表面等离子体流在一个大的新兴的活动区域揭示了强大的本地化的上升流和下降流在出现的初始阶段，但没有发现大规模的流动的证据表明未来出现一个大规模的磁结构。当地日震学提供了重要的工具，映射扰动的波速度和质量流以下的表面。SOHO/MDI和GONG的初步结果显示，在通量出现期间，有很强的发散流，并且在稳定的太阳黑子周围也有局部的会聚流。在一个大的活动区域，NOAA 10488的形成过程中获得的波速图像，表明磁通量得到集中在强场结构就在表面之下。进一步研究磁通量的出现需要系统的日震观测从地面和空间，和现实的地下动力学的MHD模拟。
2008-12-31 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
The nature of elongated granulations and stretched dark lanes in a newly emerging flux region
本研究针对新生磁流区的拉长米粒与拉伸暗条，通过高分辨率观测分析其磁场、运动学特征，揭示二者分别对应浮现磁流管间隙与管体的本质。
2024-09-15 astro-ph.SR
Helioseismic Detection of Emerging Magnetic Flux
太阳磁通量出射特性的研究是太阳物理学的重要课题之一。在这项研究中，我们提出了一个新开发的深聚焦时间距离测量方案，它能够检测到强大的新兴通量事件在太阳内部深处，通量变得可见的表面上之前。我们详细讨论了我们的方法和以前的方法之间的差异，并演示了一步一步的信号噪声比（S/N）的增加。该方法的基础上检测的扰动确定从表面上观察到的太阳振荡的互协方差的声学相位旅行时间。我们检测到强烈的声波旅行时间减少的顺序为12 - 16秒，在42 - 75微米的深度。这些声学异常检测到1 - 2天前的光球磁通量率的高峰，这意味着平均出现的速度是0.3 - 0.6公里/秒。这一工作的结果有助于我们对太阳磁性的理解，并有益于空间天气预报。
2012-03-12 astro-ph.SR
The role of emerging bipoles in the formation of a sunspot penumbra
太阳内部磁通量的产生及其从对流层向光球层、色球层和日冕的传输将是未来几十年太阳物理学研究的重点。人们计划用4米级望远镜测量辐射磁流体动力学的基本过程，这是了解太阳磁场性质所必需的。理解太阳磁场行为的一个关键因素是通量进入太阳光球层的过程，以及磁通量如何重组形成活动区的磁现象，如太阳黑子和孔隙。在这里，我们提出了一个分光偏振和成像数据集从新兴的磁通量，其中没有半影形成半影原点的区域。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。我们的数据分析的第一个结果表明，额外的磁通量，这有助于增加半影的面积，是由新兴的磁通量的区域提供。我们观察到新兴的双极对齐，使点极性更接近现场。当一个新出现的双极分离时，黑子极性的极点向黑子迁移，最后与黑子合并，我们推测这是黑子积累磁通量的一个基本过程。随着越来越多的通量积累，半影形成并将原黑子转变为成熟的黑子。
2010-03-08 astro-ph.SR
Statistical Study on the Nature of Solar Flux Emergence
我们研究了101个通量涌现事件，从小的短暂区域到大的涌现通量区域，这些事件是用日之出太阳光学望远镜的滤光片观测到的。我们研究了羽化事件的总磁通量如何控制羽化的性质。为了确定磁流突现的模式，采用局部相关跟踪法测量了磁流突现点磁斑的水平运动速度场。在大于2 \times 10^19 Mx的大出射通量区的两个主极性之间，存在反极性磁斑的汇聚流。另一方面，小的短暂的区域没有表现出收敛流，但简单的发散模式。当我们在新兴网站的详细功能，无论总流量和空间大小，所有的新兴事件被观察到由单个或多个基本的新兴单位（S）。典型的单一涌现的大小是4毫米，与模拟结果一致。通过对磁浮现事件的统计研究，发现两个主极之间的最大空间距离、磁通量增长率和平均分离速度分别服从总磁通量的幂律函数，指数分别为0.27、0.57和-0.16。通过对观测到的幂律关系的讨论，我们得到了太阳通量浮现的物理观点，即浮现的磁场与周围的湍流大气平衡地漂浮和演化。关键词：太阳：磁场-太阳：出射通量-太阳：光球-太阳：色球
2011-06-10 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a 3D magnetohydrodynamic simulation of an emerging flux tube with a non-uniform twist
Department of Physics, University of Ioannina（约阿尼纳大学物理系）
本文通过三维电阻MHD模拟，研究带有非均匀扭缠的浮现通量管的磁通量抵消，发现其产生多极结构、抵消率达1.1×10^19 Mx hr^-1，内部通量抵消可重构磁场并驱动爆发喷流。
2026-10-09 astro-ph.SR
Statistical Study of Emerging Flux Regions and the Upper Atmosphere Response
利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）的观测数据，统计研究了新兴通量区（EFR）的性质和太阳高层大气对通量出现的响应。采用总出射通量、通量增长率、最大面积、出射持续时间和极性分离速度等参数来描述EFR的性质。高层大气的响应是通过大气在不同波长（因此在不同温度下）的响应来解决的。根据我们的结果，总出射通量的范围为（0.44 - 11.2）$\times10^{19}$ Mx，最大面积的范围为17 - 182弧秒$^2$。羽化持续时间在1 ~ 12 h之间，与总羽化通量和最大面积呈正相关。相反极性之间的最大距离为7 - 25弧秒，也与持续时间呈正相关。分离速度为0.05 ~ 1.08 km/s $^{-1}$，与持续时间呈负相关。导出的通量增长率为（0.1 - 1.3）$\times10^{19}$ Mx hr $^{-1}$，与总出流通量呈正相关。高层大气首先对1600 ° C色球层线的通量出现作出响应，然后在几十秒和几百秒后，在日冕线中，如171 ° C（T=10 $^{5.8}$ K）和211 ° C（T=10 $^{6.3}$ K）线几乎同时作出响应，表明大气从色球层到日冕依次加热。
2012-06-26 astro-ph.SR
Flux emergence and coronal eruption
我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。
2010-03-11 astro-ph.SR
Triggering an eruptive flare by emerging flux in a solar active-region complex
2012年7月1日，在太阳活动区NOAA 11514和11515之间发生了一次耀斑和快速日冕物质抛射，这是对尾随区11515的领先黑子前方出现的通量的响应。通过分析光球磁通量和日冕结构的演化，我们发现光球磁通量的出现是通过与上覆磁通量的非标准相互作用触发爆发的。新的通量既没有相反的方向，也没有一个位置附近的极性反转线，这是有利的强烈重联下出现的拱廊通量。此外，其助焊剂含量仍然显著小于拱廊的助焊剂含量（约40%）。然而，一个植根于尾随的活动区的环路系统部分地在活动区之间的拱廊下运行，经过通量出现的地点。与新兴通量的重新连接，导致一系列喷流排放到环路系统中，导致环路系统强烈但有限的上升。这就抬高了两个活跃区域之间的拱廊，削弱了它向下的张力，从而使拱廊下被大幅剪切的通量不稳定。复杂的事件也与支持前体活动在一个增强的网络附近的活动区，作用于大规模的覆盖通量，并与两个同时封闭的耀斑活动区。
2015-06-26 astro-ph.SR
Recurrent CME-like Eruptions in Emerging Flux Regions. II. Scaling of Energy and Collision of Successive Eruptions
我们提出的三维MHD模拟结果经常爆发新兴通量区域。初始数值设置与Syntelis等人2017年的工作相同（下文称为论文I）。在这里，我们执行的新兴领域的磁场强度（$B_0$）的参数研究。在新兴通量区产生的抛射喷发的动能范围从$10^{26}-10^{28}$尔格，达到小的日冕物质抛射（CME）的能量。喷发的动能和磁能在对数图中呈线性比例。我们发现，较高的$B_0$和$B_0$是不直接相关的爆发发生的频率触发更早。使用大的数值域，我们显示了两个碰撞爆发领域的部分合并的初始阶段。部分合并的发生，部分是由于后续和领先喷发的磁力线在它们之间的界面处重新连接。我们还发现，系绳切割重新连接的领域线的领导下喷发喷发磁性链接两个喷发。在碰撞过程中，冲击在主要喷发内部发展。
2019-04-09 astro-ph.SR
Spectropolarimetric evidence for a siphon flow along an emerging magnetic flux tube
我们研究的动态和拓扑结构的新兴的磁通量浓度使用高空间分辨率光谱偏振数据获得的成像Magnetograph eExperiment板上的日出球载太阳天文台。我们得到的全矢量磁场和视线（LOS）速度通过反演的Fe I线在525.02 nm的SPINOR代码。导出的矢量磁场用于跟踪磁场线。两个不同极性和视线速度的磁通量集中被一组弧形磁场线连接。正极性足点较弱（1100 G）并显示向上流动，而负极性足点较强（2200 G）并显示向下流动。这种结构自然被解释为沿拱形磁通量管的虹吸流。
2016-11-21 astro-ph.SR
High-resolution imaging spectroscopy of two micro-pores and an arch filament system in a small emerging-flux region
目标。本研究的目的是描述一个新兴的通量区域，相关的光球和色球流场的时间演化，以及伴随的拱丝系统的属性。方法.这项研究是基于2008年8月7日在真空塔望远镜上使用哥廷根法布里-珀罗干涉仪进行的成像光谱学。通过对强色球吸收H $α$谱线扫描的云模型（CM）反演，得到了描述弓丝系统中冷等离子体的CM参数。结果观测结果涵盖了两个直径小于1弧秒的微孔的衰减和收敛，并提供了强度和面积的衰减率。光球水平流动速度在两个微孔附近被抑制，表明磁场足够强以影响对流能量传输。微孔伴随着一个弓丝系统，其中小规模的环路连接两个区域与H $α$线核心增亮包含一个新兴的通量区域具有相反的极性。云物质的色球层速度主要是向下的，接近环的脚点，速度高达12公里/秒，而环的顶部显示出约3公里/秒的向上运动。结论.微孔是光球中留下光度特征的最小磁场浓度。在观察到的情况下，它们伴随着一个微型弓丝系统，表明新出现的通量的形式$Ω$环。通量的出现和衰减发生在大约两天的时间尺度上，而微孔的光度衰减要快得多（几个小时），这与$Ω$环的初期淹没一致。结果是代表性的最小新兴的通量区域仍然可以识别。
2017-03-29 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
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Prominence Formation Associated with an Emerging Helical Flux Rope
太阳磁共振的形成演化过程和磁结构至今仍不清楚。为了研究日珥的形成过程，我们利用\emph{Hinode}卫星上的太阳光学望远镜对NOAA AR 10953中的一个日珥进行了连续观测。正如我们在前一封信中所报道的，我们发现了一个信号，表明在一个预先存在的日珥下，一个螺旋形的通量绳从光球层下面出现。在这里，我们调查更详细的属性和光球迹象的新兴螺旋磁通绳，并讨论它们的关系，形成的日珥。我们的主要结论是：（1）在Ca \textsc{ii} H线滤波图中，没有强垂直磁场的暗区先变宽后变窄。这一现象与螺旋磁通绳作为光球对应物的出现是一致的。磁通绳的大小大约是30,000公里长，10,000公里宽。其宽度大于日珥的宽度。(2)没有剪切运动或收敛流的检测，但我们发现发散流，如沿极性反转线的中粒。中颗粒的存在可能与螺旋状磁通绳的出现有关。(3)出现的螺旋状磁通绳与之前存在的日珥的磁场重新连接，使日珥在接下来的几天里保持稳定。因此，我们推测日珥日冕磁场以螺旋磁通绳的形式出现，有助于日珥的形成和维持。
2009-03-31 astro-ph.SR
Recurrent CME-like eruptions in emerging flux regions. I. On the mechanism of eruptions
我们报告的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟经常性喷发新兴通量区域。我们发现，重新连接的剪切磁力线，沿极性反转线的新兴双极区，导致形成一个新的磁结构，它采用的形状的磁通量绳在其上升运动。最初，通量绳经历一个缓慢上升阶段，最终，它经历一个快速上升阶段和向外太阳大气层的喷射喷发。在系统演化过程中，总共发生了四次喷发。对于第一次喷发，我们的分析表明，环面不稳定性引发的喷发和系绳切割重联的磁力线，其中信封的磁通绳，触发喷发领域的快速加速。对于接下来的爆发，我们推测，这是系绳切割重联和环面不稳定性之间的相互作用，这导致了各个阶段的开始。我们展示了喷发场的3D形状，更多地关注磁场线在喷发过程中如何重新连接。我们发现，当包络场线重新连接主要是与自己，热和致密的等离子体被转移到更接近爆发的通量绳的核心。当包封场线与邻近的剪切场线重新连接时，同一区域似乎更冷，密度更小。等离子体的密度和温度分布，以及爆发场的上升速度、能量和大小表明，它们可能是小尺度（小型）日冕物质抛射（CME）的原因。
2017-11-28 astro-ph.SR
The Height of Chromospheric Loops in an Emerging Flux Region
上下文He I 10830三重态观测到的色球层是强烈弯曲的。因此，该层的磁性形态的分析需要一种可靠的技术来确定He I吸收发生的高度。目标。He I吸收签名连接两个孔的极性相反的新兴通量区域的影响。该特征暗示了连接两个孔的环系统。我们的目的是表明，限制可以设置在这个色球环系统的高度。方法.在照明的薄，磁结构的各向异性的增加增强了线性偏振信号中观察到的He I三重态与高度。这个信号被汉勒效应改变。我们应用反演技术，将汉勒和塞曼效应的联合行动，与吸收层的高度是自由参数之一。结果观察到的线偏振信号可以解释，只有当环顶点高于\approx 5毫米。最好的协议与观察达到了6.3毫米的高度。结论。线偏振信号在环顶点的强度是不一致的He I吸收层在一个恒定的高度水平的假设。所确定的高度支持了早期的结论，即黑暗的He 10830在新兴的通量区域跟踪新兴的环路。
2012-02-06 astro-ph.SR
Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO
我报告的一组磁环以上的一个区域的晚相磁通量出现IRIS，日之出和SDO的意见。环系统由许多长5- 12 \arcsec \、宽$\sim0.5$ \arcsec的移行区环线和长、宽相似的$\sim2$ \arcsec冠状环组成。虽然线圈系统由具有不同温度的线组成，但大多数单个线圈线的温度范围很窄。在环系统的中间，在过渡区出现了明显的系统蓝移，约为10\，\kms \，这与通量出现的图像一致，而在日冕中观察到了红移，约为10\，\kms \。在过渡区，环系统的非热速度小于周围区域，但在日冕中是相当的。环系统的日冕对应物的电子密度范围从$1\times10^9$ \，cm $^{-3}$到$4\times10^9$ \，cm $^{-3}$。还测量了过渡区环的电子密度，发现其值约为$5\times10^{10}$·cm $^{-3}$，比日冕环的电子密度大一个量级。与成像数据一致，来自差分发射测量技术的温度分布证实，一些环路已被加热到电晕。我们的观测表明，磁通出现的后期阶段与早期阶段有很大的不同。虽然观察到的过渡区主要是新兴的通量，这些新兴的环路可以被加热到电晕和加热（如果通过非热过程）最有可能发生后，他们到达过渡区或较低的电晕。
2018-11-08 astro-ph.SR
Helicity Fluxes and Hemispheric Helicity Rule of Active Regions Emerging from the Convection Zone Dynamo
本研究利用三维非线性平均场太阳发电机模型，探究对流区浮现的双极磁区的螺旋度通量等参数，明确了不同演化阶段螺旋度通量的主导来源，为理解太阳活动区半球螺旋度规则提供了依据。
2025-08-01 astro-ph.SR
A simulation of convective dynamo in the solar convective envelope: maintenance of the solar-like differential rotation and emerging flux
我们报告的结果的磁流体动力学（MHD）模拟的对流发电机在一个模型太阳对流信封驱动的太阳辐射扩散热通量。对流发电机产生大规模的平均磁场，表现出不规则的周期性行为的振荡时间尺度范围从约5至15年，并经历不规则的极性反转。平均轴对称环向磁场在两个半球中符号相反，并且集中在对流区的底部。磁场的存在被发现在对流发电机模型中类太阳差异自转的自洽维持中起着重要的作用。如果没有磁场，对流驱动具有更快旋转的极区的差异旋转。在磁对流中，我们发现在表面出现了强超均分通量束，表现出类似于新兴太阳活动区的特性。
2014-05-15 astro-ph.SR
On the 3D Structure of the Magnetic Field in Regions of Emerging Flux
我们探讨了新兴通量区的光球和色球磁场。He I 10830 A红色混合成分的等效宽度的图像显示了可能被解释为磁环的平行结构的存在。我们指出，色球层的磁场强度类似于光球层的平滑版本，它与上述等效宽度图完全不相关。由于缺乏其他诊断，这表明我们不能排除这样一种可能性，即我们从观测中推断的色球场跟踪的是活动区的较低色球层，而不是沿着环路跟踪磁场。如果He I线是在磁环内形成的，我们指出了一个潜在的问题，出现在解释观测时，只使用一个组件沿视线。
2010-01-13 astro-ph.SR
Complexity of emerging magnetic flux during lifetime of solar ephemeral regions
本研究利用SDO/HMI观测数据，分析了5个太阳暂现区生命周期内的次级磁通浮现现象，发现其磁通量遵循幂律分布且磁轴随机分布，提出SFEs可能是ERs磁通管束部分浮现的Ω-环。
2024-03-27 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
Investigation of Force-Freeness of Solar Emerging Magnetic Field via Application of the Virial Theorem to MHD Simulations
太阳磁场的无力性是重建太阳新兴通量区的不可见日冕磁结构的关键，该通量区经常发生耀斑和日冕物质抛射等活动现象。我们已经进行了磁流体动力学（MHD）的模拟，调整调查的力自由新兴的磁场通过使用维里定理。我们的重点是如何力的范围内出现的磁通量区域的发展，以及它如何依赖于一个预先出现的磁场的扭曲。作为一个新兴的通量区域的发展，力的自由范围的上限不断增加，而下限渐近减少到光球压力标度高度的顺序在太阳表面。随着扭曲变小，下限增加，然后似乎饱和。我们还讨论了维里定理的适用性，不断变化的太阳上的磁结构。
2014-10-21 astro-ph.SR
On the Magnetic and Energy Characteristics of Recurrent Homologous Jets from An Emerging Flux
在本文中，我们提出了详细的分析，经常性的同源射流起源于一个新兴的负磁通量在边缘的活动区。观测到的喷流具有多热特征。它们的演化与出射磁通量的特征参数具有很高的一致性，表明自由磁能越大，喷发越剧烈、频繁和类似井喷。发现不同喷流的平均温度、平均电子数密度和轴向速度是相似的，表明它们应该是由来自相似起源的等离子体形成的。对急流及其足点区条件的统计分析表明，足点区总的131毫米波强度增强与急流的长/宽之间有很强的正相关关系。足点区域的总强度增强/热能与射流质量/动能/热能之间也存在较强的线性正相关关系，具有较高的互相关系数。上述结果证实了磁重联与喷流之间的直接关系，验证了磁重联在向喷流输送大量自由磁能中的重要作用。此外，我们还认为，在井喷的磁重联过程中，释放的自由能应该比标准喷流事件更多。
2018-01-12 astro-ph.SR
The Origin of Major Solar Activity - Collisional Shearing Between Nonconjugated Polarities of Multiple Bipoles Emerging Within Active Regions
呈现紧凑极性反转线（PIL）的活动区（AR）被认为是非常容易产生耀斑的。然而，这一统计推断背后的物理机制尚未得到最终证明。我们表明，这种PIL可以发生由于两个新兴的通量管嵌套在同一AR之间的碰撞。在这种多极AR中，通量管可以同时或顺序地出现，每个通量管最初在表面处产生双极磁性区域（BMR）。在每个通量管的出现阶段期间，磁极性可以迁移，使得属于不同BMR的相反极性碰撞，导致磁通量的剪切和抵消。我们将这个过程命名为“碰撞剪切”，以强调由于碰撞而产生的剪切和通量抵消。碰撞剪切是一个过程，不同于已知的概念之间发生的一个单一的双极的极性，一个过程，已被普遍用于许多数值模型的磁通量抵消。太阳动力学天文台对两个新出现的AR，AR 11158和AR 12017的高空间和时间分辨率观测表明，最小BMR的无符号磁通量的40%连续抵消，只要碰撞持续，就会发生在碰撞PIL。磁通抵消伴随着一系列的太阳耀斑和日冕物质抛射，产品的磁重联沿碰撞PIL。我们的研究结果表明，碰撞剪切驱动的磁抵消的量化需要考虑，以提高太阳高能事件和空间天气的预测。
2019-01-10 astro-ph.SR
Signatures of Untwisting Magnetic Field in a Small Emerging Bipole in the Solar Photosphere
我们进行的流体运动及其时间演化的研究和周围的一个小的双极新兴的通量区域使用的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学天文台（SDO）上的观测。我们采用多普勒观测的局部相关跟踪来跟踪水平流体运动和视线磁图来跟踪通量出现。垂直涡度和水平散度的变化被用来推导出磁场中不断变化的扭曲的特征。我们的分析表明，在磁通量出现的早期阶段，磁通量的两个极性在相反的方向上旋转，这表明磁场中出现前的扭曲正在展开。我们进一步发现，在出现的过程中，有一个在邻近的非磁性区域的漩涡运动的增加。我们估计了磁能和动能，发现磁能大约是动能的十倍。在演化过程中，当磁能减少时，观察到动能增加，表明能量从磁通量管的解绕转移到周围的流体运动。因此，我们的研究结果表明，在出现的磁场，这是很重要的半球螺旋度规则的背景下，在这种情况下，详细的统计研究出现前的扭曲的存在。此外，我们的观察点，一个可能的广泛产生的扭转波在新兴的通量区域由于解扭磁场的影响向上的能量传输到日冕。
2020-04-12 astro-ph.SR
Fan-spine topology formation through two-step reconnection driven by twisted flux emergence
我们解决了形成的三维零点拓扑结构的太阳日冕相结合的Hinode/XRT观测的一个小的动态肢体事件，发生在旁边的非爆发的日珥腔，与三维零β MHD模拟。为此，我们的模型边界驱动的运动学出现一个紧凑的，强烈的，均匀扭曲的磁通管成一个潜在的领域拱廊，覆盖在弱扭曲的日冕磁通绳。日冕中出现的磁通量的膨胀导致在出现的场和预先存在的场的界面处形成零点。我们揭示了一个两步重联过程中的零点，最终产生的形成一个广泛的三维风扇脊柱配置以上新兴的双极。第一次重新连接涉及新兴领域和一套大规模的拱廊场线。它的结果在发射的扭转MHD波，沿拱廊传播，并在形成剪切回路系统的一侧出现的通量。第二次重联发生在这些新形成的环和遥远的拱廊场之间，并在出现的通量的对面形成第二个环系统。这两个环路系统共同显示了位于扇形表面下方的风幕模式。围绕着零点的内脊场线的磁通量保留了出现的扭曲的一小部分，而剩余的扭曲沿着重新连接的拱圈被疏散。在模拟中发生的特征的性质和时间确实在本文中研究的特定事件中质量再现了XRT观察到的特征。此外，两步重联过程提出了一个新的一致的和通用的模型在太阳日冕的海葵区域的形成。
2009-09-11 astro-ph.SR
SolO/EUI Observations of Ubiquitous Fine-scale Bright Dots in an Emerging Flux Region: Comparison with a Bifrost MHD Simulation
我们报告了在174光年内用SolO的EUI/ \hri \观测到的一个新兴通量区域（X射线/日冕亮点）内和周围存在许多微小的亮点。这些圆点呈圆形，直径为675 $\pm$ 300 km，寿命为50 $\pm$ 35秒，强度比周围环境高出30 $\pm$ 10%。大约一半的点在其演化过程中保持孤立，并随机缓慢地移动（$<$ 10 \kms）。另一半则表现为扩展，表现为一个小的环或浪涌/喷流，强度传播低于30\，\kms。许多较大且较亮的\hri \点在SDO/AIA 171磁迹通道中可辨别，在1- 2 MK的温度范围内具有显著的发射率，并且通常位于HMI LOS磁图中观察到的极性反转线处。虽然不像观测中那样普遍，但Bifrost MHD模拟的新兴通量区域确实在合成\fe \图像中显示出点。模拟中的这些点显示出明显的多普勒特征--蓝移和红移共存，或者10 \kms \量级的红移之后是类似或更高量级的蓝移。代表过渡区辐射的\oxy \和\siiv \行的合成图像也显示了在\fe \行图像中观察到的点，这些点通常尺寸扩大或延伸为环，并且总是具有比\fe中更强的多普勒速度（高达100 \kms）。我们的观测和模拟结果，以及模拟中的点的场的几何形状，表明大多数点在新兴的通量区形成在较低的太阳大气（在$\approx$ 1 Mm）通过新兴和预先存在/新兴的磁场之间的磁重联。有些斑点可能是磁声冲击…
2022-03-11 astro-ph.SR
The Ellerman bomb and Ultraviolet burst triggered successively by an emerging magnetic flux rope
埃勒曼弹（EB）和紫外（UV）爆发是常见的增亮现象，通常产生于新兴通量区的低层太阳大气中。在本文中，我们已经调查了一个初始的非扭转的磁通量绳的出现基于三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟。在帕克不稳定性触发的起伏磁场的U形部分，先后出现了类EB和类紫外爆发活动。EB样活动开始出现较早，持续约80秒。六分钟后，一个更热的紫外线爆发状事件开始出现，并持续约60秒。在垂直于太阳表面的方向上，电子束和紫外爆发都是从低色球层开始的，但紫外爆发在上色球层向更高的高度延伸。在EB和UV爆发中出现明显温度升高的区域都位于磁重联过程中产生的小扭曲磁通绳内部，这与以前的二维模拟结果一致，即大多数热区通常位于磁岛内部。然而，对应于EB的扭曲磁通绳只有在它漂浮到比重联点高得多的高度之后才被强烈加热。分析表明，电子束是由U型磁场两侧的强水平流动驱动的激波加热的。对应于紫外暴的扭曲磁通绳被驱动的磁重联过程加热。
2021-05-19 astro-ph.SR
Examining the Magnetic Field Strength and the Horizontal and Vertical Motions in an Emerging Active Region
早期的观测研究利用光球层新兴磁通量区域的时间演化来推断它们的次表层结构，假设通量结构在近地层没有显著变化，在这项研究中，我们通过比较新兴活动区域的水平和垂直运动来检验这一假设的有效性。如果出现的结构是刚性的，这两种运动将是相关的。所选活动区域（AR）NOAA 11645未嵌入可检测的预先存在的磁场中。所观察到的水平运动量化的两个AR极性的分离和区域的扩展。垂直运动是由磁浮力理论导出的。结果表明，在磁通量出现的主要增长阶段，极性的分离在开始时最快，速度为$\approx$ ~4~Mm hr $^{-1}$，之后下降到$\le$ ~1~Mm hr $^{-1}$。推导出的厚通量管浮力速度是1和3毫米小时之间的$^{-1}$，而薄通量管近似的结果在一个不合理的高浮力速度，符合预期的近似是不适当的在表层。观察到的水平运动没有发现直接相关的磁场强度或推导出的浮力速度。然而，水平取向的场的百分比和场强度和浮力速度的时间导数与分离速度显示出一定的正相关性。这项研究的结果意味着，假设新兴的活动区域是一个上升的通量管的截面，其结构可以被认为是刚性的，因为它上升通过近地层应谨慎。
2016-06-13 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundances in Solar Emerging Flux Regions
太阳和恒星大气层的化学成分与它们的光球层不同。第一电离势（FIP）低的元素的丰度在日冕中相对于光球层的高FIP元素增强。这被称为FIP效应，它对于理解太阳和恒星大气中的质量和能量流动非常重要。我们使用Hinode天文台上的极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱观测来研究日冕洞内太阳出射通量区域内日冕等离子体成分的空间分布和时间演变。等离子体演变的价值超过了安静的太阳日冕在出现/早期衰变阶段在一个类似的速率为两个数量级的磁通量，一个速率相当于在大的活动区域中观察到的一个数量级更多的通量。在晚期衰变阶段，变化率明显快于在大的衰变活动区域中观察到的变化率。我们的结果表明，出现/早期衰变阶段的增加率与导致FIP效应的分馏机制有关，而后期衰变阶段的减少率取决于与周围磁场的重联率及其等离子体组成。
2018-01-25 astro-ph.SR
Evidence of Magnetic Helicity in Emerging Flux and Associated Flare
本文的目的是看一个新兴的活动区的磁螺旋度结构，并表明，无论是出现和耀斑签名是一致的磁螺旋度相同的符号。本文对2003年5月27日发生在活动区NOAA 10365的一次M1.6级耀斑进行了多波长分析。光球层中的发散流型和磁场的“舌”形，具有拉长的极性，这高度暗示了扭曲通量管的出现。这些舌头的方向表明出现了一个通量管与右手扭曲，即积极的磁螺旋。色球层中的耀斑特征是由Meudon太阳塔中的MSDP摄谱仪在H-α和TRACE在1600 A中观察到的条带。这些条带呈“J”形，并沿反转线移动。这些带状物的图案表明，耀斑是由正螺旋度的扭曲通量管下方日冕高度的磁重联触发的，对应于观测到的出现。这是第一次在观测中清楚地发现通过光球和耀斑带的新兴通量之间的一致性。另一种类型的带状观测期间耀斑在周边的活动区的MSDP和SOHO/EIT的存在有关的零点，这是发现高的日冕中的位场外推。我们讨论了这些二次增亮的解释方面的“突破”模型和等离子体压缩/加热大规模separatrices。
2009-06-06 astro-ph.SR
Multi-wavelength high-resolution observations of a small-scale emerging magnetic flux event and the chromospheric and coronal response
最先进的太阳仪器以前所未有的分辨率揭示了太阳的磁活动。大熊太阳天文台的1.6米新太阳望远镜的观测正在我们对太阳表面结构的理解中迈出下一步。颗粒尺度磁通量的出现和太阳大气的响应是其中的关键研究。作为与美国宇航局IRIS任务联合观测计划的一部分，NST在光球和色球波长上观测了活动区NOAA 11810。SDO和Hinode天基望远镜提供了补充数据。该区域显示了一组太阳孔，在其附近，我们检测到一个小规模的浮力水平磁通量管造成异常颗粒化和与预先存在的环境场在高层大气层的相互作用。随着变形颗粒的膨胀，我们观察到HeI数据中突然出现了一个扩展的激增。IRIS捕捉到了与HeI浪涌相关的热等离子体射流的喷射。SDO/HMI数据揭示了新兴的磁环状结构。Hinode/Ca II H和IRIS滤波图详细描述了太阳色球层下部新出现的磁场的连通性。从这些数据中，我们证实，新兴的通量管的方向几乎垂直于上覆的环境场。然而，新出现的磁场线与预先存在的上覆场的相互作用产生高温发射区域并促进浪涌/射流产生。在喘振/射流喷射的第一迹象之前和之后检测局部加热。我们将结果与之前的观察和理论模型进行比较，并提出了激活等离子体射流/浪涌和限制加热的场景。这一过程在日冕物质流和能量流中起着重要的作用。
2014-05-10 astro-ph.SR
Formation and material supply of an active-region filament associated with newly emerging flux
利用SDO/AIA 304射电和NVST Hα波段的观测资料，研究了2013年11月25日02：00 ~ 10：00 UT期间NOAA 11903活动区暗条的形成过程.发生在灯丝西南脚点附近的一系列喷流将冷、热等离子体直接喷射到灯丝高度，为灯丝提供材料。在这些喷流期间，在暗条西南足点附近发现了一些新出现的通量。在本文中，我们主要集中在材料供应的灯丝。估算了喷流所携带的等离子体质量和细丝的质量，表明喷流所携带的质量可以为细丝的形成提供足够的物质。我们发现了两种喷射器。一种是H-α射流，另一种是EUV射流。重要的发现是，在Hα带中看到的冷喷流（而在SDO/AIA带中没有看到）也可以喷射冷物质形成暗条。这些结果表明，低层大气中的冷等离子体可以通过两种类型的射流直接注入到高层大气中，成为灯丝材料。此外，新出现的非势场磁通量对喷注的出现和暗条的磁结构起着重要的作用。
2019-07-20 astro-ph.SR
Eruptions and Flaring Activity in Emerging Quadrupolar Regions
上下文一些最活跃的活动区与复杂的光球磁结构有关，如四极区，特别是具有$δ$ -点结构和强极性反转线（PIL）的区域。目标。我们研究了四极区磁通量绳的形成和喷发。方法.从太阳内部进入非磁化分层大气的高度扭曲的通量管部分出现的三维MHD模拟。结果我们出现了两个$Ω$形状的环，形成一个四极区。出现的磁通形成两个最初分离的双极，随后接触，产生$δ$斑点中心区域。在两个双极之上，两个磁瓣扩展并通过它们之间界面处的一系列电流片相互作用。两个周期性的局限性喷发产生。在这两种情况下，被剪切的低位磁力线之间的重联形成了磁通绳。在大气层高处的两个叶之间的重连形成了收缩的磁力线，这些磁力线推压着通量绳，在它们之间产生了电流片。它还在两个出现的磁瓣之间形成了第三个磁瓣，后来作为一个带场。当磁绳与其上方的磁场之间的重连变得足够有效以消除覆盖磁场的张力时，磁绳爆发被触发。这些重新连接事件在系统内部发生。第一个爆发的磁通绳几乎完全与覆盖的磁场重新连接。第二次喷发受上覆磁场的限制。在封闭的爆发，通量绳的大小，通量和扭曲，类似于封闭的耀斑通量绳观测增强。发射的近红外线显示了两个喷发的丝状通道。耀斑拱廊只在第二次爆发时形成，这是由于磁通绳下方的重联持续时间更长，效率更高。
2019-09-03 astro-ph.SR
Pivot of the Emerging Bipolar Magnetic Region in the Birth of Sigmoidal Solar Active Regions
研究追踪42个S形太阳活动区，发现双极磁区浮现时的枢转方向与S/Z形及磁扭绞手性一致，平均枢转约35°，可推断Ω环磁通量绳顶部的扭绞俯仰角。
2025-07-26 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Solar Chromospheric Jets Associated with Emerging Flux
利用二维磁流体动力学（MHD）模拟研究了与出射通量有关的色球喷流加速机制。我们发现色球层和光球层的磁重联产生的慢模激波在色球层喷流的加速机制中起着关键作用。一个重要的参数是磁重联的高度。当磁重联发生在光球附近时，重联出流与等离子体β远大于1的区域碰撞。然后等离子体沿着磁场运动。该运动产生慢模式波。当慢波向上传播时，它发展成一个强的慢激波。当慢激波穿过过渡区时，过渡区被抬升。结果，我们得到了色球喷流作为抬升的过渡区。当上色球层发生磁重联时，由于洛伦兹力和磁场的鞭状运动的共同作用，色球层等离子体被加速。我们发现色球等离子体通过过渡区（陡峭的密度梯度）和从重联点发出的慢激波之间的相互作用被进一步加速。这是一种以前没有讨论过的MHD效应。
2013-01-30 astro-ph.SR
Analysis of the flux growth rate in emerging active regions on the Sun
通过分析总无符号通量的时间导数R（t），研究了42个活动区（AR）的出现过程。使用了太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的视线磁图。对R（t）曲线进行连续分段线性拟合，以检测覆盖一个或多个局部最大值的近似恒定R（t）的区间dt_2。在dt_2范围内，R（t）的平均值被认为是通量增长率最大值R_MAX的估计值，对于最大总无符号通量为（0.5-3）x10^22 Mx的活动区，R_MAX的变化范围为（0.5-5）x10^20 Mx/h ^-1。归一化通量增长率R_N是在饱和总无符号通量F_MAX等于1的假设下定义的。在我们初始列表中的42个AR中，有36个事件被成功拟合，它们形成了两个子集（有8个事件的小重叠）：具有短（<13小时）间隔dt_2和高（>0.024小时^-1）归一化通量出现率R_N的AR形成了“快速”出现事件子集。第二个子集由“逐渐”羽化事件组成，其特征是间隔dt_2长（>13小时），R_N低（<0.024小时^-1）。在绘制的R_MAX与F_MAX的关系图中，来自不同子集的事件不重叠，并且每个子集显示单独的幂律。从36个事件的整个集合导出的幂律指数为0.69 ± 0.10。“快速”的出现是一致的“两步”出现过程中的一个单一的扭曲磁通管。这种“逐渐”出现的现象可能与光球层中几乎同一位置出现的几个通量管的连续上升有关。
2017-03-02 astro-ph.SR
Atmospheric Response to of an Active Region to new Small Flux Emergence
研究了2011年6月23日至24日活动区11236正极性区域出现的小新兴通量区（EFR）的大气响应。来自\textit{Solar Dynamics Observatory's Atmopheric Imaging Assembly}（AIA）、\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和Hinode的\textit{EUV imaging spectrometer}（EIS）的数据用于确定大气对出现在先前存在的活动区的新通量的响应。在上层光球层、色球层和EFR上方的日冕中可以看到增亮，而在光球层中可以观察到通量抵消。通量出现的影响是深远的，与新的大规模的日冕环路形成高达43毫米的EFR和日冕上升流增强约10公里秒$^{-1}$的北侧的EFR。在色球层和日冕中，在出现的蛇形磁场上方形成了喷流。这是第一次在蛇形区域看到日冕喷流。
2014-12-17 astro-ph.SR
Solar Atmospheric Heating Due to Small-scale Events in an Emerging Flux Region
本研究利用高分辨率多谱线观测与非LTE反演，结合数据驱动模拟，分析了新兴磁通区小尺度加热事件的热力学与磁结构，发现低层大气磁重联显著加热了日冕。
2023-09-12 astro-ph.SR
Quiescent Reconnection Rate Between Emerging Active Regions and Preexisting Field, with Associated Heating: NOAA AR11112
当磁通量从光球层下面出现时，它取代了日冕中先前存在的磁场，并且电流片通常在新旧磁畴之间的边界处形成。电流片的重连使这种高应力的结构松弛到较低的能态。这种情况是最熟悉的，也是最经常研究的，在耀斑中，通量转移是迅速的。我们在这里提出了一个稳定的，静态的流量传输发生在一个大耀斑的速率低于三个数量级的研究。特别是，我们量化了重新连接率和相关的能量释放，当新的极性出现时，在预先存在的通量区域内形成活动区域11112（2010-10- 16 T00：S18 W14）。一个明亮的，低洼的核心冠环以上的新兴极性，观察与AIA机载SDO和XRT机载日之出，最初显示磁连接只有在新出现的通量区域时，覆盖在磁图从HMI。在几天的时间里，这个明亮的内核进入了先前存在的通量。一个容易看到的边界到旧通量区域的进步，允许测量的速度之间的重新连接的旧和新的磁畴。我们比较的重联率推断加热的日冕等离子体。据我们所知，这是第一次测量与重联有关的稳定、静态加热。结果表明，新出现的磁通在两天内以0.38e16Mx/s的速率重联，而辐射功率在2~ 8 e25 erg/s之间变化。我们发现，多达40%的总出现的流量在任何给定的时间可能已经重新连接。转移通量（1 e21 Mx）和辐射能量（7.2e30尔格）的总量与大型M级或小型X级耀斑相当，但持续了45小时。
2013-11-15 astro-ph.SR
Average motion of emerging solar active region polarities II: Joy's law
在Babcock-Leighton发电机模型中，由Joy定律描述的太阳活动区的倾斜是将环向场转换为极向场的必要条件。在薄通量管模型中，科里奥利力导致乔伊定律，作用于东西向流，因为它们朝向表面上升。我们的目标是测量数百个活跃区域出现时的平均倾斜角的演变，这样我们就可以限制乔伊定律的起源。我们在太阳动力学观测站日震新兴活动区巡天中测量了153个新兴活动区的主双极倾斜角。我们使用视线磁场测量平均超过6小时，以确定极性和测量倾斜角后，出现长达四天。我们发现，在出现的时候，极性平均是东西向排列的，并且分离和倾斜都不依赖于纬度。然而，我们发现，在较高纬度的AR有一个更快的南北分离速度比那些靠近赤道的出现时。羽化后，倾斜角增大，约两天后乔伊定律明显。在倾斜角的散射是独立的流量，直到约一天后出现，当较高的通量区域有一个较小的散射比低通量区域的倾斜角。我们的发现，活跃的地区出现了东西对齐是令人惊讶的，因为薄通量管模型预测，倾斜角上升通量管产生的表面以下。以前报道的倾斜角松弛的深锚通量管可以在很大程度上解释了东西分离的变化。我们得出结论，乔伊定律是由一个固有的南北分离速度时，流量首先到达表面，并在倾斜角的散射是一致的抖振的极性超颗粒。
2020-06-10 astro-ph.SR
Filament Activation in Response to Magnetic Flux Emergence and Cancellation in Filament Channels
我们做了比较分析，显示出相当不同的激活，在响应于细丝通道内的通量出现的两个细丝。利用太阳动力学天文台（SDO）和全球振荡网络组（GONG）分别于2013年8月17-20日和9月29日对这两个暗条进行了观测分析。第一个事件表明，当活动区（AR）出现时，暗条的主体被分成两部分，活动区的最大磁通量约为6.4*10^21 Mx。暗条和开放的AR扇形环中亮线的紧密相邻和共同方向表明这两个通量系统具有相似的磁连通性。在AR开始出现后3天内，丝的平衡没有被破坏。据我们所知，以前从未报道过类似的观察结果。在第二次事件中，出现的磁通量出现在暗条的倒钩附近，最大磁通量为4.2*10^20 Mx，比第一次事件的磁通量小一个数量级。新出现的磁通驱动了倒钩附近两个寄生极性贴片的收敛，并导致寄生极性和附近网络场之间的抵消。在开始出现后约20小时，丝状体完全爆发。我们的研究结果表明，新兴的灯丝通道内的流量的位置可能是至关重要的灯丝的演变。如果在倒刺附近出现磁通出射，则容易发生磁通出射与暗条磁场的抵消，从而可能导致暗条喷发。两次事件的比较表明，整个AR的出现可能仍然不足以破坏暗条系统的稳定性，并且只有在通量抵消开始后才会发生实际的喷发。
2015-04-05 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
The Rise of Active Region Flux Tubes in the Turbulent Solar Convective Envelope
本文利用旋转球壳湍流对流中的薄通量管模型研究了活动区尺度通量管如何从对流区底部迅速上升到太阳表面附近。我们研究了对流区底部的环形通量管，其场强范围为15 kG至100 kG，初始纬度范围为1度至40度，总通量为10^22 Mx。我们发现，从15 kG到100 kG的初始场强增加的磁通管的动态演化的变化从对流为主的磁浮力为主。在100公斤，欧米茄形上升环的发展主要是由磁浮力不稳定性的增长控制。然而，在低场强为15千克，上升的欧米茄形回路的发展在很大程度上是由对流控制的，和属性的新兴回路显着改变相比，以前的结果在没有对流。随着对流，上升时间大大减少（从几年到几个月），环路能够出现在低纬度地区，出现环路的倾斜角与乔伊定律一致，初始场强大于或等于40千克。我们还研究了其他的不对称性，发展之间的领先和落后的腿的新兴循环。把所有的结果放在一起，我们发现，大约40 - 50 kG的中档场强产生新兴的循环，最符合太阳活动区的观测特性。
2011-09-01 astro-ph.SR
Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun
本文研究了太阳表面出现磁场区光球等离子体流的垂直速度和水平速度之比。我们利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）获得的数据，对磁通量超过10^21 Mx的83个活动区出现后的最初几个小时内的光球速度进行了研究。正在调查的新兴磁通量是从现有磁场的扩展集中分离出来的;它们具有不同的空间尺度，位于离太阳盘中心不同的距离处。我们发现，在第一个12小时内，伴随活动区磁场出现的最大负多普勒速度的值随着日心角的增加而非线性增加。这一结果表明，在活动区出现的最初几个小时内，等离子体外流的水平光球速度高于等离子体上升流的垂直光球速度。在新兴的活动区的网站上的水平速度分量超过了安静的太阳对流。速度和总磁通量的最大值之间的比较没有揭示任何关系。
2011-02-03 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
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Sunspot rotation. II. Effects of varying the field strength and twist of an emerging flux tube
上下文对通量出现的观测表明，太阳黑子内部可能会产生旋转速度。然而，这种旋转对次光球场强度和扭曲的依赖性在很大程度上仍然是未知的。目标。本文研究了光球层下出现的磁通量管的初始场强和扭曲度对光球层黑子旋转的影响。方法.我们考虑一个简单的模型的分层域的亚光球内层和三个上覆的大气层。一个扭曲的拱形通量管插入内部，并允许上升到大气中。为了实现这一点，MHD方程求解使用拉格朗日重映射代码，Lare3d。我们通过独立地改变亚光球磁场强度和扭曲来进行参数研究。结果改变初始的磁场强度和扭曲会显著地影响管的演化和光球层的旋转运动。旋转角，涡度和电流表现出直接依赖于初始场强。我们发现，磁场强度的增加增加的角度，通过其中的磁力线旋转，延伸到大气中的磁力线的长度，和传输到大气中的磁能。这也会影响内部的残余扭曲量。场线的长度是至关重要的，因为我们预测每单位长度的扭曲在较长的场线上平衡到较低值。当我们修正扭转时，由于扭转对作用在管上的张力的复杂影响，没有发现这种直接的依赖关系。然而，在诸如旋转角、螺旋度和自由能等数量上仍然有一个明确的顺序，其中较高的初始扭曲情况与旋转更快的太阳黑子有关，将更多的螺旋度和磁能输送到大气中。
2016-05-24 astro-ph.SR
Evidence of quiet Sun chromospheric activity related to an emerging small-scale magnetic loop
目的：研究平静太阳大气中靠近盘中心的磁通量出现的时间演化。研究方法：我们结合高分辨率的SoHO/MDI磁图与TRACE观测在1216年的通道，以分析一个新兴的小规模的磁环的时间演变和它的痕迹在色球层。结果：首先，我们发现磁通出现的信号非常接近位于盘中心的超颗粒网络边界的边缘。新出现的磁通量首先以不对称双极元素的形式出现在MDI磁图中，即具有负极性的贴片比具有相反极性的相应贴片弱大约两倍。磁通量和磁通量密度的平均值分别达到1.6 x 10^18 Mx、-8.5 x 10^17 Mx和55 Mx cm^-2、-30 Mx cm^-2。出现的功能相反极性补丁之间的空间距离增加约2.5”至5.0”的循环，这是不超过36分钟的寿命期间。一个更精确的寿命估计的功能是不可能的，因为在MDI磁图的时间序列的间隙。色球层对磁偶极子的响应比光球磁图晚9分钟左右。它由一个准周期性的时间局部增亮序列组成，在1216年12月TRACE通道中可见，持续约14分钟，与连接两个相反磁极的轴共空间。结论：我们确定所观察到的事件作为一个小规模的磁回路出现在光球层，随后上升到色球层。我们讨论的可能性，在色球发射检测到的波动可能反映磁场振荡传播到色球的波的形式。
2013-06-14 astro-ph.SR
Acceleration of Solar Eruptions via Enhanced Torus Instability Driven by Small-Scale Flux Emergence
本文通过数据约束MHD模拟发现，太阳活动区局部小尺度磁通量浮现虽不显著改变爆发前演化，但能通过增强非线性阶段环面不稳定性增长显著加速太阳爆发，且该作用与衰减指数分布无关。
2025-07-04 astro-ph.SR
