Unusual Stokes V profiles during flaring activity of a delta sunspot
我们分析了一组全斯托克斯轮廓观测耀斑活动区NOAA 10808与矢量谱磁仪（VSM）的SOLIS设施。我们的目标是量化磁场和速度场的瞬态和永久变化。将结果与MDI磁图和重建的RHESSI X射线图像相结合。我们发现耀斑期间光球磁场的重组迹象接近极性反转线（PIL）的耀斑网站。在本影中的两个位置，我们遇到了强场（约。3 kG），这是从斯托克斯I分布推断的，然而，斯托克斯I分布表现出低偏振信号。在耀斑期间，我们观察到另外不对称的斯托克斯V轮廓在这些网站之一。非对称的斯托克斯V轮廓出现同空间和同时间的MDI磁图和色球硬X射线源观察到一个强大的明显的极性反转。非对称Stokes剖面的两分量大气拟合导致视线速度差在约1000 m的范围内。在光球中，两个分量之间的速度为12 km/s至14 km/s。另一种可能性是，局部大气加热导致观察到的不对称斯托克斯V型轮廓形状。在这两种情况下，我们的分析表明，一个非常局部的补丁约。5角秒的光球本影，与耀斑的足迹点共空间，表现出亚分辨率的精细结构。
2012-09-05 astro-ph.SR
Probabilistic solar flare forecasting using historical magnetogram data
Southwest Research Institute（西南研究院）
本研究首次利用跨多个太阳活动周的历史磁图数据，结合CNN和逻辑回归的集成方法，实现未来24小时M级及以上耀斑的校准概率预报，发现历史数据提升预报技巧，且耀斑历史比图像特征更具预测力。
2023-08-29 astro-ph.SR cs.LG physics.space-ph
Testing and Improving a Set of Morphological Predictors of Flaring Activity
有效预测太阳耀斑依赖于量化太阳活动区爆发能力的参数。在文献中已经提出了几个这样的定量预测，推断主要是从光球磁图和/或白光观测。其中两个是伊辛能量和总水平磁场梯度之和。前者是从视线磁图发展而来的，而后者则利用太阳黑子探测和特征，以连续图像为基础。旨在包括这些参数的自动预测方案，我们测试它们的适用性定期光球磁场观测所提供的日震和磁成像仪（HMI）仪器板载太阳动力学天文台（SDO）。我们测试他们的效率作为预测的耀斑活动的一个有代表性的样本的活动区域，并调查可能的修改这些数量。伊辛能量似乎是一个有效的预测，如果它被修改来描述相互作用的磁分区或太阳黑子本影的效率甚至提高。水平磁场梯度的总和似乎比我们在本文中实现的伊辛能量的三个变化稍微更有希望。新的预测也比较了两个非常有前途的预测：有效连接的磁场强度和总的无符号非中和电流。我们的分析表明，形态预测的效率依赖于投影效果在一个非平凡的方式。所有四个新的预测被发现有用的列入自动耀斑预报设施，如耀斑可能性和区域喷发预测（FLARECAST），但他们的效用，除其他外，最终将确定的验证工作正在进行的框架内的FLARECAST项目。
2018-07-17 astro-ph.SR
Prediction of Solar Flares Using Unique Signatures of Magnetic Field Images
预测太阳耀斑是太阳物理学的一项重要任务。太阳耀斑的发生与太阳磁场的结构和拓扑结构密切相关。提出了一种预测大型（M和X级）耀斑的新方法，该方法使用机器学习方法应用于太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）从2010年6月2日至2016年8月1日为期六年的观测磁图的Zernike矩。由磁场的径向分量组成的磁场图像被转换为Zernike矩的有限集合，并被馈送到支持向量机（SVM）分类器。Zernike矩具有从任何2-D图像中引出独特特征的能力，这可以允许更准确的分类。结果表明，一个任意的活动区是否有可能产生至少一个大耀斑。我们发现，大部分的大耀斑可以预测在48小时内发生之前，只有10个假阴性的385耀斑活动区磁，和21个假阳性的179个非耀斑活动区磁。我们的方法可以为预测太阳耀斑提供一个有用的工具，可以与其他预测方法一起使用。
2016-10-11 astro-ph.SR
Time path of turbulence and multi-fractality of magnetic field in the evolution of an active region
基于 SDO/HMI 磁图，研究活动区 NOAA 13354 光球层湍流与多重分形性的时间演化，发现其变化不跟随单个耀斑，而对应活动区磁形态复杂度与耀斑产生率，表明光球层在自组织临界性意义上独立于日冕演化。
2025-06-03 astro-ph.SR
Empirical Scaling Relations for the Photospheric Magnetic Elements of the Flaring and Non-Flaring Active Regions
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）/日震磁成像仪（HMI）观测到的太阳活动区（AR）的视向磁图（6173 ~Fe \small{I}线）中的磁元素。采用另一种特征跟踪算法（\textsf{YAFTA}）来提取火炬AR（NOAA 12443）和非火炬AR（NOAA 12446）内的$180{\small^{\prime\prime}} \times 180{\small^{\prime\prime}}$区域内这些特征（\textit{e.g.}填充因子、磁通量和寿命）的统计特性，分别为2015年11月3日至5日和2015年11月4日至6日。对于扩口AR，极性的平均填充因子约为0.49;对于非扩口AR，该值为0.08。对于外展型AR，正负极性填充因子的时间序列呈反相关（Pearson值为-0.80）;而对于非外展型AR，存在强正相关（Pearson值为0.95）。幂律函数拟合通量（$F$）、尺寸（$S$）和寿命（$T$）的频率分布。得到的功率指数分布的流量，尺寸和寿命的扩口AR分别为约-2.36，-3.11，和-1.70，分别为约-2.53，-3.42，和-1.61，为非扩口AR。...
2021-09-27 astro-ph.SR
Distinguishing between Flaring and Non-Flaring Active Regions: A Machine Learning Perspective
大规模的太阳爆发会严重影响空间天气，并破坏天基人类基础设施。有必要预测大规模的太阳爆发，这将使我们能够保护我们现代社会脆弱的基础设施。我们的目的是调查之间的差异，耀斑和非耀斑活动区。利用太阳动力学观测站日震磁成像仪的光球矢量磁图资料，研究了太阳表面光球磁参数的时间演化。我们建立了2010年至2017年太阳表面观测到的耀斑和非耀斑活动区数据库。我们训练的机器学习算法的时间演变，这些活跃的区域参数。最后，我们估计从这个机器学习算法获得的性能。我们发现耀斑活动区的总无符号磁通量、总无符号磁螺旋度、总无符号垂直电流和总光球磁能密度的强度都比非耀斑活动区高得多。耀斑活动区的这些磁参数是高度演化和复杂的。我们能够获得较好的预测能力与一个相对较高的值的真技能统计量（TSS）。我们还发现总无符号磁螺度和总无符号磁通量的时间演化对耀斑和非耀斑活动区有很强的区分能力。可以很好地区分耀斑活动区和非耀斑活动区。我们证实，没有一个共同的参数，可以区分所有的耀斑活动区从非耀斑之一。而前几个磁性参数即总无符号磁通量和总无符号磁螺度的时间演化具有很高的区分能力。
2020-03-09 astro-ph.SR
Simulating the Coronal Evolution of AR 11437 using SDO/HMI Magnetograms
AR 11437的日冕磁场演化是通过应用Mackay等人（2011）的磁摩擦弛豫技术来模拟的。SDO/HMI产生的光球视线磁图序列被用来驱动模拟，并通过一系列非线性无力平衡来不断演化活动区的日冕磁场。模拟在活动区出现的第一阶段开始，以便可以模拟其从出现到衰减的完整演变。模拟结果与SDO/AIA观测结果的比较表明，活动区观测到的日冕演化的许多方面是再现的。特别是，它显示了一个通量绳的存在，它在观测中与剪切日冕环相同的位置形成。观测结果显示，爆发发生在2012年3月17日05：09 UT和10：45 UT，以及2012年3月20日14：31 UT。模拟再现了第一次和第三次喷发，模拟的通量绳喷发大约1和10小时前观察到的喷射，分别。进行参数研究，其中边界和初始条件随着欧姆扩散，超扩散和额外的注入螺旋度的物理效应而变化。当比较模拟时，磁场、自由磁能、相对螺旋度和磁通绳喷发时间的演变没有显著变化。这表明再现AR 11437日冕演化的关键因素是使用视线磁图来驱动日冕磁场的演化。
2017-12-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Study of sunspot group morphological variations leading to flaring events
人们普遍认为，耀斑发生的最可能的地点是活动区中水平磁场梯度高的位置。而不是磁图，目前的工作检查这一假设，通过使用太阳黑子的数据，有针对性的现象是耀斑前的行为的强烈水平梯度的磁场在耀斑的位置。这项工作的经验基础是SDD（SOHO/MDI-Debrecen太阳黑子数据）太阳黑子目录。对两个活动区和五个X耀斑进行了个案研究，以寻找可能的耀斑前特征。结果表明，水平磁场梯度的增长速度、最大值、最大值后的下降速度和起伏速度等特征对耀斑的预报是有希望的。
2014-01-09 astro-ph.SR
Real-time flare prediction based on distinctions between flaring and non-flaring active region spectra
随着机器学习进入太阳物理学社区的意识，太阳耀斑预测已成为一个越来越感兴趣的话题。尽管机器学习模型随着每一次连续的出版而进步，但输入数据在很大程度上仍然固定在磁性特征上。尽管模型复杂性增加，但结果似乎表明，单独的光球磁场数据可能并不是耀斑预测的完全足够的数据来源。我们首次将耀斑预报的研究扩展到光谱数据。在这项工作中，我们使用深度神经网络来监测IRIS观察到的强共振Mg II h\&k线的几个特征的变化。预测能力降序排列的特征是：在2798.77 $\textÅ$处的三重态发射、线芯强度、h\&k线芯之间的总连续发射、k/h比、线宽，随后是几个其他线特征，例如不对称性和线中心。即将爆发的区域产生的光谱可与非爆发的活动区域光谱区分开。我们的算法可以正确地识别耀斑开始前约35分钟的耀斑前光谱，AUC为86%，准确率，精度和召回率为80%。准确度和AUC随着我们在时间上接近爆发开始而分别单调增加到90 \%和97 \%。我们的研究表明，光谱数据本身可以导致良好的预测模型，并应被视为一个额外的信息来源旁边的光球磁图。
2020-02-02 astro-ph.SR
Oscillations in the Flaring Active Region NOAA 11272
我们研究了SOL 2011 -08-17在活动区NOAA 11272发生的C1.9级耀斑期间看到的波。我们发现驻波的周期在9分钟和19分钟的波段在六个极端紫外线（EUV）波长的SDO/AIA仪器。我们成功地确定了耀斑开始的磁弧和两个相邻的环，它们依次受到干扰。所分析的驻波在空间上与这些观察到的EUV环路一致。为了研究沿环路的波的特性，我们外推场线的视线磁图使用的无力近似的线性制度。我们使用大气模型来确定环的每个高度处的质量密度和温度。然后，我们使用密度$10^8 \lesssim n_i \lesssim 10^{17}$ cm $^{-3}$和温度$10^3 \lesssim T \lesssim 10^7$ K计算声速和Alfv{é}n速度。观测到的驻波的亮度不对称性类似于沿环路的Alfv{é}n速度分布，但我们使用的大气模型需要更高的密度来解释观测到的周期。
2016-11-26 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
Solar Active Region Magnetogram Image Dataset for Studies of Space Weather
Klipsch School of Electrical and Computer Engineering（克利普什电气与计算机工程学院）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本文提供了一个基于NASA SDO的太阳活动区HMI磁图及耀斑活动标签数据集，支持机器学习预测研究，可作为太阳耀斑预测的基准。
2024-02-12 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Magnetogram-to-Magnetogram: Generative Forecasting of Solar Evolution
Institute for Data Science, University of Applied Sciences North Western Switzerland (FHNW)（西北应用科学与艺术大学数据科学研究所）；Department of Computer Science, University of Geneva（日内瓦大学计算机系）；Department of Astronomy and Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文与空间科学系）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Research Center for Astronomy and Applied Mathematics of the Academy of Athens（雅典研究院天文与应用数学研究中心）
本文提出利用去噪扩散概率模型进行太阳磁图演化预测，结合计算机科学与物理指标评估，在保持磁场结构和物理特征上优于传统模型，旨在作为望远镜的集成工具以增强对太阳耀斑等事件的理解。
2024-07-16 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Signs and Flaring Propensity: Comparing Force-free Parameter with the Helicity signs of Hα Filaments and X-ray Sigmoids
本研究比较了暗条手性与S形结构旋向及无力场参数的关联，发现两者螺度符号不一致时爆发事件概率高约3.5倍，并分析了NOAA AR 12473的磁能演化。
2024-03-25 astro-ph.SR
Intermittency Spectra of the Magnetic Field in Solar Active Regions
本文介绍了太阳活动区磁结构的不对称性和多重分形性的研究结果。利用1997年1月至2006年12月在太阳盘中心观测到的214个不同耀斑生产率的AR的视线磁图。使用了以高分辨率模式运行的{ \it太阳和日光层观测台}（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪、大熊太阳观测台数字磁像仪和{ \it Hinode} SOT/SP仪器提供的数据。通过高阶结构函数和平坦度函数推导出阵发谱。平坦度函数指数是对平坦度的度量。我们发现，在约10微米以下的尺度的平坦度函数指数与耀斑生产力相关（相关系数为-0.63）。{ \it Hinode}数据表明，与MDI数据相比，不透明度范围向小尺度（2 μ m以下）扩展。多重分形的光谱，来自结构函数和平坦度函数，被发现是更广泛的AR的最高耀斑生产力相比，低耀斑生产力。高耀斑AR的磁结构由大量的单分形集合组成，并且这个集合比低耀斑AR的丰富得多。结果表明，光球磁场的多重分形结构与耀斑活动有关。在复杂和高耀斑的AR中观察到的强不稳定性暗示我们观察到增强的次光球动力学的光球印记。
2010-12-07 astro-ph.SR
Non-neutralized electric currents in solar active regions and flare productivity
我们探讨了非中性电流与太阳耀斑发生在一个相当大的样本观测的关联，旨在显示这种电流在太阳耀斑预测的潜力。我们使用日震磁成像仪定期产生的高质量矢量磁图，更具体地说，使用空间天气HMI活动区域补丁（SHARP）。通过一个新建立的方法，结合详细的误差分析，我们计算的非中和电流中包含的活动区域（AR）。产生两个预测器，即总电流和最大无符号非中和电流。两者都在AR时间序列和2012-2016年期间时间点观察的代表性样本中进行了测试。耀斑活动区的非中和电流的平均值比非耀斑区高一个数量级以上，并且与相应的耀斑指数相关性很好。这些参数的时间演变似乎是连接到物理过程，如磁通出现和/或磁极反转线的形成，与增加太阳耀斑活动。利用贝叶斯推断的燃烧概率，它表明，总的无符号的非中和电流优于显着的总无符号的磁通量和其他完善的电流相关的预测。因此，它显示了良好的前景，包括在业务耀斑预报服务。我们计划在FLARECAST项目的框架中使用新的预测器以及其他高性能的预测器。
2017-08-23 astro-ph.SR
Thyr: A Volumetric Ray-Marching Tool for Simulating Microwave Emission
回旋同步辐射是由太阳耀斑产生的，可以用来推断耀斑区加速电子和磁场的性质。这种微波发射高度依赖于许多局部等离子体参数和视角。为了正确解释观测结果，需要对排放进行详细的模拟。此外，色球层的回旋同步辐射在建模工作中基本上被忽略，最近的研究表明毫米波长的热辐射的重要性。Thyr是一种新的工具，用于模拟三维耀斑环的微波发射，该环具有空间变化的大气，并提高了低日冕和色球层的分辨率。Thyr是模块化和开源的，由单独的组件组成，用于计算热和非热微波发射系数，并执行三维辐射转移（在局部热力学平衡中）。辐射转移积分的计算是由一种新的射线推进技术，有效地计算许多体积元素的贡献。这种技术也可以用于各种天体物理学问题。在这里，我们提出了一个回顾的回旋同步辐射的理论，和两个模拟相同的耀斑循环在低和高分辨率进行与Thyr，不同地区的光谱成像分析。高分辨率模拟在较高频率下呈现频谱硬化。由于磁场的强会聚，这种硬化起源于色球层顶部周围，并且由于分辨率不足而不存在于以前的模型中。这种硬化可以通过活动射电观测站的协调耀斑观测来观察。
2019-03-11 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
The Signature of Flare Activity in Multifractal Measurements of Active Regions Observed by SDO/HMI
最近的研究表明，测量的分形和多重分形参数的活动区（AR）是不是有效的工具来区分AR的基础上的耀斑活动，以及预测耀斑事件。尝试验证这一结果的一个大的数据集更高的空间和时间分辨率，以及更高的通量灵敏度，观测比以前的研究中，我们分析了高节奏的时间序列的视线磁图的43个AR的特点是不同的耀斑活动，这是观察SDO/HMI从2010年5月至2013年12月。在这些数据上，我们估计了四个参数，广义分形维数$D_0$和$D_8$，以及多重分形参数$C_{\mathrm{div}}$和$D_{\mathrm{div}}$。我们发现不同的平均值的参数测量的AR主机耀斑的不同类。然而，在产生相同类别事件的AR上测量的值的分散使得从不同类别的燃烧区域推导出的参数也可以在很大程度上重叠。根据我们的测量结果，C级和M级扩口AR实际上是无法区分的，M级和X级扩口AR也是如此。我们发现，只有$\approx$ 50\%的研究AR和$\approx$ 50\%的M级和X级事件的测量参数的时间序列的一致变化。我们发现，这些结果持有分形和多重分形参数估计的基础上，总的无符号和有符号的流量数据的分析AR。
2017-05-18 astro-ph.SR
Active Region Photospheric Magnetic Properties Derived from Line-of-sight and Radial Fields
使用两种表示法的表面磁场计算光球措施，有关活动区（AR）潜在的耀斑的效果。利用\emph{Solar Dynamics Observatory}的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）产品的视线（$B_{\rm los}$）和球面径向（$B_{r}$）磁图计算了几种AR特性，表征了AR光球场的磁极性反转线、分形和磁连通性的存在和特征。分析的数据对应于$\approx$ 4，000个AR观察结果，通过在2012年9月至2016年5月期间随机选择25%的天数以6小时节奏进行分析获得。该统计研究的结果包括：i）$B_{r}$分量以与$B_{\rm los}$分量的场强低估一致的方式导致属性值的轻微向上偏移; ii）使用$B_{r}$分量在三分之一的情况下导致显著较低的属性间相关性，这意味着关于AR光球磁场的状态的更多独立信息; iii）每个属性的燃烧速率在场分量之间以与由分量产生的属性值范围的差异一致的方式变化; iv）燃烧速率通常对于更高的属性值而增加，除了傅立叶谱功率指数具有在$5/3$的值附近达到峰值的燃烧速率。这些结果表明，在计算耀斑相关的AR磁特性时，特别是在远离中央子午线的区域，使用$B_{r}$可能比使用$B_{\rm los}$更有优势。
2017-12-19 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
Near-continuous tracking of solar active region NOAA 13664 over three solar rotations
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Istituto Ricerche Solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL)（阿尔多和塞莱达科太阳研究所）；Università della Svizzera Italiana（瑞士意大利语大学）；PMOD/WRC（世界辐射中心）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（西北瑞士应用科学与艺术大学）；University College London（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna（维也纳大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
通过多视角观测，研究团队近连续跟踪太阳活跃区域NOAA 13664跨越三个太阳旋转，揭示其非潜在性特征及持续的高活跃性。
2025-10-07 astro-ph.SR
Data-Constrained Magnetohydrodynamics Simulation of a Confined X-class Flare in NOAA Active Region 11166
通过数据约束的MHD模拟，研究NOAA 11166中受限X级耀斑起源，发现3D磁零点与QSLs处的重联驱动耀斑前活动及耀斑带形成，且无磁通量绳与锚定脊线解释其受限性，并揭示开放脊线零点重联触发远处喷流。
2025-01-19 astro-ph.SR
A burst with double radio spectrum observed up to 212 GHz
我们研究了2002年9月10日发生在活动区NOAA 10105的一次太阳耀斑，它开始于14：52 UT左右，在射电范围内持续了大约5分钟。该事件在X射线中被归类为M2.9，在Hα中被归类为1 N。太阳亚毫米波望远镜的观测，除了微波数据给我们一个很好的光谱覆盖范围在1.415和212 GHz之间。我们结合这些数据与紫外图像，硬和软X射线观测和全磁盘磁。从Ramaty高能太阳光谱成像数据获得的图像用于确定不同能量的X射线源的位置并确定X射线光谱，而紫外图像使我们能够表征日冕耀斑区域。利用迈克尔逊多普勒磁象图分析了活动区的磁场演化。在所有可用的无线电频率下检测到脉冲串。X射线图像（在12 keV和300 keV之间）显示了两个紧凑的源和212 GHz的数据，用于估计射电源的位置，显示了一个单一的紧凑的源从一个硬X射线足点位移25”。我们使用两个均匀的源来模拟无线电频谱，并将这种分析与硬X射线的分析相结合，以了解粒子的动力学。相对论粒子，在无线电波长超过50千兆赫观察到，有一个电子指数演变与典型的软-硬-软行为。
2012-08-29 astro-ph.SR
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
Spatio-temporal scaling of turbulent photospheric line-of-sight magnetic field in active region NOAA 11158
通过对活动区NOAA 11158中光球湍流磁场的空间和时间标度特性的分析，研究了光球湍流磁场的结构和动力学特征。使用SDO/HMI的高分辨率高节奏LOS磁图，我们测量了分别描述波数（$k$）和频域（$f$）傅立叶功率谱的幂律指数$α$和$β$，并研究了它们在活动区通过HMI视场期间的演化。张开的活动区NOAA 11158产生一个平均的一维空间功率谱密度，它近似地遵循$k^{-2}$幂律--一个表明在各向异性湍流介质中平行MHD波动的谱。此外，我们发现，$α$的值捕获系统的变化，在配置的LOS光球磁场耀斑活动在日冕。时间标度指数$β$的位置相关值表明，平均而言，活动区的核心尺度与$β>$ 3包围的扩散区与近似$f^{-2}$型光谱。结果表明，在所研究的LOS光球磁通量中，只有约1 - 3%显示出$β\approxα$，这意味着在湍流光球流存在的情况下，Taylor的流中湍流冻结假设对这一标量是典型地无效的。因此，在完整描述活动区的湍流演化时，必须考虑等离子体和磁场的空间和时间变化。
2014-11-20 astro-ph.SR
A Statistical Study on Photospheric Magnetic Nonpotentiality of Active Regions and Its Relationship with Flares during Solar Cycles 22-23
本文对太阳活动区光球磁非势及其与耀斑的关系进行了统计研究。选取1988-2008年怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜观测到的1106个活动区的2173幅光球矢量磁图，涵盖了第22、23太阳活动周的大部分时间。计算了平均平面磁场剪切角（\bar{Δϕ}）、平均矢量磁场剪切角（\bar{Δψ}）、平均绝对垂直电流密度（\bar{|J_{z}|}）、平均绝对电流螺旋度密度（\bar{|h_{c}|}）、绝对扭转参数（|α_{av}|）、平均自由磁能密度（\bar{ρ_{free}}）、纵向磁场有效距离（d_{E}）和修正有效距离（d_{Em}）。参数\bar{|h_{c}|}、\bar{ρ_{free}}和d_{Em}与太阳活动周期的演化有较高的相关性。这三个参数与年平均太阳黑子数的Pearson线性相关系数均大于0.59。参数\bar{Δϕ}、\bar{Δψ}、\bar{|J_{z}|}、|α_{av}|和d_{E}与太阳活动周的相关性较弱，但活动区的非潜在性和复杂性在活动极大期比活动极小期大.这8个参数均与活动区的耀斑生产率呈正相关，不同非势参数的组合可有效预测活动区的耀斑发生概率。
2012-06-10 astro-ph.SR
SWAN-SF-V2: A Multivariate Time Series Dataset for Space Weather Data Analytics; Now with AIA and Weighted SHARP Parameters
Georgia State University（佐治亚州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本文介绍SWAN-SF-V2数据集，扩展了太阳耀斑预测的MVTS数据，新增AIA参数，覆盖2010-2025年7,730个样本，含182个参数，支持预测优化与基础研究。
2026-10-06 astro-ph.SR
Estimating Flare-related Photospheric Lorentz Force Vector Changes within Active Regions
结果表明，Fisher { \it et al.}（2012）可用于估算活动区域内光球子域上方大型结构中强场的洛伦兹力变化。利用Gary的分层太阳大气模型，证明了在具有典型水平磁长尺度$\gg 300$ ~km和强磁场（5000 ° $τ=1$不透明层处$\ge 1$ ~kG）的大尺度结构中，作用于光球的洛伦兹力可以用仅基于光球边界数据的表面积分近似。这些条件涵盖了许多太阳黑子场和主要的中性线，这些都是使用Fisher { \it et al.}”（2012年），在过去的几年里。该方法给出了一个合理的估计耀斑相关的洛伦兹力的变化的基础上光球磁图观测提供的洛伦兹力的变化与耀斑有一个持久的影响所观察到的领域，并没有立即删除后耀斑平衡过程。
2014-05-12 astro-ph.SR
The free energy of NOAA active region AR 11029
NOAA活动区AR 11029是一个小但高度活跃的太阳黑子区，产生了73个GOES软X射线耀斑。耀斑似乎显示出偏离众所周知的幂律频率大小分布。具体来说，与幂律分布相比，观测到的GOES C级耀斑太少，没有M级耀斑（Wheatland in Astrophys. J. 710，1324，2010）。这被认为是由于该地区没有足够的磁能来为大型事件提供动力。我们构造的非线性无力外推的活动区AR 11029的日冕磁场使用的数据10月24日由SOLIS矢量分光磁力仪（SOLIS/VSM），并于10月27日由日之出太阳光学望远镜分光偏振仪（日之出/SP）。用光球磁图数据进行无力建模遇到了问题，因为磁图数据与无力模型不一致，我们采用了最近开发的“自洽”程序，该程序解决了这一问题，并适应了边界数据中的不确定性（Wheatland和Regnier in Astrophys. J. 700，L88，2009）。我们计算了自洽解的总能量和自由能，发现10月24日的自由能为4 × 10^29尔格，10月27日的自由能为7 × 10^31尔格。RHESSI非热能和GOES峰值X射线通量之间的一个数量级标度建立从一个样本的耀斑从文献中，并用于估计耀斑能量从观测到的GOES峰值X射线通量。基于标度，我们得出结论，估计的自由能AR 11029 10月27日的耀斑速率达到峰值时，是足够的权力M级或X级耀斑，因此，模…
2011-10-20 astro-ph.SR
Avalanching together: A model for sympathetic flaring
本研究开发了一个包含两个相连晶格的新颖雪崩模型来模拟太阳伴生耀斑现象，发现晶格间的弱连接性能够复现观测到的太阳等待时间分布，从而推断活动区间的磁连接必须保持较弱。
2025-06-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Productivity of Solar Flares and Magnetic Helicity Injection in Active Regions
本研究的主要目的是更好地了解活动区的磁螺旋度注入与太阳耀斑的发生和强度之间的关系。因此，我们调查磁螺旋度注入率和无符号磁通量，作为参考。使用$SOHO$ /MDI磁图总共分析了378个活动区域。24小时平均螺旋度注入率和无符号磁通量与耀斑指数和耀斑产生概率在接下来的24小时测量进行了比较。此外，我们还研究了19次M5.0以上耀斑发生前后几天内螺旋度的变化，这些耀斑发生在选定的强耀斑活动区。研究结果表明：（1）对于91个无符号磁通量在3 ~ 5 $\times$ × 10 $^{22}$ Mx范围内的大活动区，耀斑活动区和非耀斑活动区的磁螺度注入率相差2倍;（2）作为螺旋度注入函数的$GOES$ C型耀斑产生概率在耀斑产生活动区和耀斑平静区之间显示出一个尖锐的分界线;（3）19次大耀斑前的螺旋度注入历史表现出一个共同的特征：（3-45）$ \times$ 10 $^{42}$ Mx $^2$在0.5 - 2天的螺旋度单调增加阶段中有显著的螺旋度积累。我们的研究结果支持了螺旋度注入在耀斑中的重要性，但单独使用它来进行耀斑预报是无效的。有必要找到一种方法来更好地表征螺旋度注入的时间历史以及其在活动区域内的空间分布。
2010-06-22 astro-ph.SR
A Magnetic Bald-Patch Flare in Solar Active Region 11117
利用SDO观测资料和数据约束的MHD模型，对2010年10月25日发生在太阳活动区11117的一次局限性多带耀斑进行了强有力的证据分析，确定其为一次磁秃斑（BP）耀斑。从SDO/HMI观测到的光球磁场中，我们发现在PIL上确实存在与耀斑带部分相匹配的磁BPs。从由矢量磁图约束的MHD弛豫模型导出的三维日冕磁场中，我们发现BP分界面（BPSS）足点与耀斑带以及BPSS本身与热耀斑环系统具有惊人的良好一致性。此外，触发的BP耀斑可以归因于一个小通量的出现下的瓣的BPSS，并通过耀斑的日冕磁场的相关变化是很好地再现了耀斑前和耀斑后的MHD解决方案，这与相应的前和后耀斑AIA观测，分别。我们的工作有助于研究构成大多数太阳耀斑，但不能用标准耀斑模型解释的非典型耀斑。
2017-05-30 astro-ph.SR
Simulating the Coronal Evolution of Bipolar Active Regions to Investigate the Formation of Flux Ropes
利用Mackay等人的随时间变化的非线性无力场方法，模拟了20个双极活动区（AR）从出现到衰减的日冕磁场演化过程。使用一个包含每个AR整个演化过程的清洁光球视线磁图时间序列来驱动模拟。通过人工观测，对每个AR进行了模拟日冕磁场与太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）获得的171和193 A观测值的比较。结果表明，它是可能的再现的主要日冕特征的演变，如小型和大型日冕环，细丝和剪切结构的80%的AR。改变边界和初始条件，加上欧姆扩散、超扩散和光球层水平磁场注入等物理效应，将观测结果与模拟日冕演化之间的匹配提高了20%。模拟能够再现与AR相关的50%的观测到的喷发的积聚。发现观测中发生的喷发与模拟中喷发开始时间之间的平均无符号时间差为~5小时。模拟特别成功地捕捉到了所有四次喷发的积累，这些喷发起源于AR的内部极性反转线。该技术在再现起源于AR和大规模日冕结构外围的爆发时不太成功。对于这些情况下，全球，而不是本地，非线性无力场模型必须使用。虽然该技术已经取得了一定的成功，但快速连续发生的喷发很难通过这种方法重现，模型的未来迭代需要解决这个问题。
2020-12-14 astro-ph.SR
Magnetic Field Evolution of the Solar Active Region 13664
本研究针对引发2024年强地磁暴的太阳活动区13664，采用基于物理信息神经网络的NF2代码开展三维磁场外推，揭示其磁场演化与耀斑的关联，并公开相关数据集。
2024-09-12 astro-ph.SR
Scaling laws of quasi-periodic pulsations in solar flares
准周期脉动（QPP）是太阳耀斑的一个共同特征，但以前一直缺乏观测证据来支持任何可能解释QPP起源的理论模型。我们的目的是确定QPP周期与耀斑区域的其他属性之间是否存在任何关系，使用Pugh等人（2017 b）的QPP耀斑样本。如果存在任何关系，那么这些可以与理论QPP机制的标度律进行比较。为了获得燃烧区域的特性，我们使用了AIA 1600和HMI数据。AIA 1600图像可以看到耀斑条带，而HMI磁图可以区分正负磁极性条带并确定磁性。在这项研究中计算的色带性能的色带分离距离，面积，总的无符号磁通量，和平均磁场强度。只包括发生在太阳盘中心\pm 60°范围内的耀斑，这意味着有22个QPP信号的20个耀斑样本。QPP周期与带状物性质呈正相关。最强的相关性与分离距离和磁通量。由于这些带状特征也与耀斑持续时间相关，而QPP周期和耀斑持续时间之间的关系可能受到观测偏差的影响，我们还利用模拟数据来检查是否可以引入人工相关。这些模拟表明，虽然QPP周期和耀斑持续时间的某些组合不能检测到QPP，这并没有引入一个明显的相关性。有证据表明，QPP周期和耀斑带状属性之间的关系，在未来这些属性之间的换算律可以比较理论QPP机制的等效换算律。
2019-02-25 astro-ph.SR
(Simulating) Coronal Mass Ejections in Active Stars
恒星磁场完全控制晚型恒星周围的环境。它负责驱动日冕高能辐射（例如EUV/X射线），恒星风的发展，以及产生瞬态事件，如耀斑和日冕物质抛射（CME）。虽然前两个过程已经取得了进展，但我们对晚型恒星爆发行为的理解仍然非常有限。其中一个例子是，尽管在活跃的恒星中观察到频繁的高能耀斑，但恒星CME的直接证据几乎不存在。在这里，我们讨论现实的三维模拟恒星日冕物质抛射，分析其产生的属性与太阳爆发的对比，并使用它们来提供一个共同的框架来解释现有的恒星观测。此外，我们目前的结果，从第一个三维CME模拟M-矮星，强调可能可观察到的签名印在恒星日冕。
2019-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-oscillatory dynamics observed in ascending phase of the flare on March 6, 2012
上下文本文研究了活动区（AR）11429中耀斑环的动力学。观测到的动力学包括几个发展阶段的耀斑环系统在上升和下降阶段的注册M级耀斑。动力学性质也可以通过不同类型的磁重联、相关的等离子体喷射和非周期流、准周期振荡运动以及快速的温度和密度变化等来分类。本文的重点是在上升（耀斑前）阶段的特定时间间隔。目标。我们的目标是了解在所考虑的时间间隔期间的磁回路结构的空间和时间的准周期性行为。方法：我们已经研究了耀斑环的位置，运动和周期性的特点，通过检查时空图和强度变化分析沿日冕磁环使用AIA强度和HMI磁像（来自太阳动力学天文台（SDO））。结果我们在太阳耀斑的上升阶段沿日冕环探测到明亮的等离子体斑点，其强度变化清楚地显示出准周期性行为。我们还确定了这些振荡的周期。结论.两种不同的解释所观察到的动态。首先，振荡被解释为非基本谐波的表现形式的纵向常设声振荡驱动的非平衡背景（与时变密度和温度）。我们提供的第二种可能的解释是，观察到的明亮斑点可能是一个强烈扭曲的日冕环的签名，是扭结不稳定的。
2016-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
Dispersion of small magnetic elements inside active regions on the Sun
分析了小尺度磁性元件在四个有源区（AR）内的扩散过程。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在AR高潮时间前后两天的时间间隔内获得的视线磁图。检测并跟踪磁场强度高于30 Mx cm $^{-2}$检测阈值的3-100平方HMI像素大小的小磁性元件。湍流扩散系数的反演采用对分离技术。与以前报道的安静的太阳（QS）的扩散率进行比较。结果发现：i）AR区内部小尺度磁性元素的分散发生在接近正常扩散的区域，而在QS中观察到非常明显的超扩散; ii）在AR中操作的扩散性制度（光谱指数的大小和扩散系数的范围）似乎不依赖于AR的个体性质，例如总无符号磁通量，演化状态，和耀斑活动。我们的结论是，小规模的磁性元件内的AR不代表一个不受干扰的光球，但他们更确切地说，是内在的一部分，整个相干磁结构形成一个活跃的区域。此外，AR中小尺度元素的湍流与光球层上方的过程并不密切相关，但它携带着次光球层动力学的足迹。
2018-12-13 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics evolution of three-dimensional magnetic null in NOAA active region 11515 initiated using non-force-free field extrapolation
对活动区NOAA 11515进行了磁流体动力学模拟，以研究2012年7月2日10：43 UT左右开始的M5.6耀斑事件的启动。模拟是使用一个外推的非力自由磁场作为初始磁场从光球矢量磁图的活动区。磁场显示了三维（3D）磁零点的存在，相应的圆顶覆盖在一个灯丝和一个低洼的磁通量绳上，分别在304 ° C和131 ° C观测到。由初始洛伦兹力触发的模拟动力学导致了磁绳的分叉，这与在131度~亮区观察到的分叉相似。此外，绳索呈现上升并在3D零位处重新连接。这些重新连接将绳索的场线转换为3D零的锚定外脊-解释了附近受限C级耀斑的发生。此外，结果表明，磁通绳的场线到达附近的灯丝，并成为不平行的灯丝的场线。这就启动了绳子和丝状体的场线之间的重新连接--激活了丝状体的喷发。这种有趣的磁绳和暗条的相互作用似乎有助于M级耀斑的发生。
2022-10-08 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Distribution of Nanoflare Heating During Active Region Evolution
本文利用数据驱动流体动力学模型模拟 AR12758 的日冕环辐射，揭示了纳耀斑加热频率随活动区演化及空间位置的变化规律，为理解非耀斑活动区加热机制提供了新证据。
2024-12-29 astro-ph.SR
First observational application of a connectivity--based helicity flux density
测量日冕中的磁螺旋度分布有助于理解太阳爆发事件的触发，因为磁螺旋度被认为在太阳活动中起着关键作用，因为它的守恒性质。最近发展了一种计算螺旋度通量光球分布的新方法。该方法考虑了磁场的连通性，而以前的方法仅基于光球特征。这种新的方法映射的磁螺旋度在活动区的真实注入。我们首次将这种方法应用于观测到的活动区域NOAA 11158，该区域是强烈耀斑活动的来源。我们使用SDO/HMI仪器的高分辨率矢量磁图来计算光球通量输运速度，并进行非线性无力磁场外推。我们确定和比较的磁螺旋度通量分布，使用一个纯粹的光球，以及基于连通性的方法。虽然新的基于连通性的方法证实了NOAA 11158中螺旋度通量的混合模式，但它也揭示了螺旋度注入的不同且更正确的分布。这种分布对于解释活动区喷发的可能性很重要。基于连通性的方法是一种计算磁螺旋度通量的稳健方法，可用于研究磁螺旋度与观测活动区喷发率之间的联系。
2013-07-10 astro-ph.SR
Flux Emergence in the Solar Active Region NOAA 11158: The Evolution of Net Current
我们提出了一个详细的调查所观察到的净垂直电流的演变使用的时间序列的矢量磁图的活动区（AR）NOAA 11158日震磁成像仪。我们还讨论了净电流与观测到的喷发事件的关系。AR在6天内从$βγ$演变为$βγδ$构型。AR有两个子区域的活动与相反的手征：一个占主导地位的太阳黑子旋转产生强大的日冕物质抛射，其他显示大的剪切运动产生强烈的耀斑。当黑子分离时，CME产生子区各极的净电流先增大到最大值，然后减小。该子区净电流的时间分布与该子区S极黑子自转速率的时间分布一致。耀斑子区域的净电流在强耀斑发生时突然增加，并保持不变，直到观测结束，而太阳黑子保持紧密接近。观察到的净电流的系统演化被认为是遵循在两个子区域的强剪切极性反转线的总长度的时间演化。所观察到的光球净电流可以解释为一个扭曲的通量绳出现的必然产物，从光球下面的高压限制到光球的低压环境。
2015-02-19 astro-ph.SR
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
2011-02-28 astro-ph.SR
High-Resolution Observations of Flares in an Arch Filament System
我们研究了在BBSO的古德太阳望远镜（GST）观测到的活动区12396发生的五个连续的太阳耀斑（SOL 2015 - 08 - 07），并辅以IRIS和SDO观测。主耀斑区是由半圆形耀斑带包围的多束暗丝组成的拱形暗丝系统。我们利用SDO/HMI磁图建立日冕磁场模型，研究了活动区的磁位形和演化，非线性无力场外推法和磁绳插入法。这些模型由多个具有混合螺旋性符号的通量绳组成，即，在北部（南部）区域为阳性（阴性），这与GST观察到的多个丝束一致。准分界线层（QSL）的足迹来自外推NLFFF比较有利的观测耀斑带。位于AFS东侧边界的一个有趣的双带精细结构与QSL足迹的精细结构相一致。此外，磁场线跟踪沿半圆形足迹的圆顶状QSL周围的AFS连接到显着的螺旋度和坡印廷通量注入的区域。磁扭曲图表明，随着时间的推移，正扭曲逐渐占主导地位，这与耀斑前正螺旋度的注入相一致。因此，我们得出结论，这些圆形耀斑是由三维磁重联在QSL与AFS具有混合的螺旋性符号。
2018-03-16 astro-ph.SR
Multiscale dynamics of solar magnetic structures
太阳磁场的多尺度拓扑复杂性是控制日冕能量释放的主要因素之一，包括光球和色球边界的相关过程。我们提出了一种新的方法来分析光球磁通量的多尺度行为的动态所描绘的一系列高分辨率的太阳磁图。该方法包括两个基本处理步骤：（1）识别磁通量起源和消亡事件的时间和位置（如DeForest等人所定义，2007）通过跟踪单极和双极光球区域的时空演化，以及（2）使用Grassberger - Procaccia相关积分算法的广义版本分析检测到的磁事件的集体行为。所开发的算法的无标度性质使得有可能在很宽的距离和弛豫时间范围内表征光球网络的动态。三种类型的光球条件被认为是测试的方法：一个安静的光球，太阳活动区（NOAA 10365）在一个静止的非耀斑状态，和相同的活动区期间的M级耀斑。结果表明：（1）在宁静光球中存在由中粒和超粒驱动的拓扑结构复杂的不对称破碎磁网络;（2）在活动区内部形成具有复杂极性分离线的非势磁结构;（3）与活动区耀斑活动相一致的抵消双极磁结构的统计特征。这些效应中的每一个都可以代表一种不稳定的磁结构，它作为日冕耗散和加热的能量来源。
2012-01-10 astro-ph.IM astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Evolution of twist-shear and dip-shear during X-class flare of 13 December 2006: Hinode observations
太阳磁场的非势能（NP）传统上是根据磁剪切角来测量的，即，观测场方位角与位场方位角之间的夹角。在这里，我们介绍了另一种措施的剪切，还没有被研究的早期在太阳活动区，即一个与倾斜角的磁场。这种形式的剪切，我们称之为“倾向剪切”，可以通过观察和位场倾斜之间的差异来计算。在这封信中，我们研究的演变倾向剪切以及传统的扭转剪切在一个$δ$-黑子使用高分辨率矢量磁图从{ \it日之出}空间任务。我们在2006年12月12日和13日期间在靠近耀斑部位的半影区域监测这些超声刀。发现：（i）与半影的其它部分相比，靠近耀斑位置的半影区域显示出高的扭转剪切和倾斜剪切值，（ii）在耀斑之后，该区域中的倾斜剪切值下降，而在耀斑之后，该区域中的扭转剪切趋于增加，（iii）倾斜剪切和扭转剪切是相关的，使得具有大的扭转剪切的像素也趋于表现出大的倾斜剪切，（iv）耀斑后扭剪与倾剪的相关性更强。目前的研究表明，在耀斑期间单独监测扭剪是不够的，但我们需要监测它与倾向剪切。
2010-07-16 astro-ph.SR
Predicting Solar Flares Using SDO/HMI Vector Magnetic Data Product and Random Forest Algorithm
不利的空间天气影响往往可以追溯到太阳耀斑，对太阳耀斑的预测引起了人们极大的研究兴趣。日震和磁成像仪（HMI）产生连续高节奏的全磁盘矢量磁图，而利用这一前所未有的数据源进行耀斑预测的努力仍然有限。在这里，我们报告耀斑预测的结果，使用空间气象HMI活动区域补丁（SHARP）和相关数据产品提供的物理参数。我们调查了2010年5月至2016年12月发生的X射线耀斑，并根据它们产生的最大GOES震级将其源区分为四类（B，C，M和X）。然后，我们检索SHARP相关参数为每个选定的地区在其耀斑日期开始建立一个数据库。最后，我们训练一个机器学习算法，称为随机森林（RF），预测在24小时内发生的某类耀斑在一个给定的活动区域，使用10倍交叉验证方案评估分类器的性能，并使用标准的性能指标的结果进行表征。与以往的工作相比，我们的实验表明，使用HMI参数和RF是一个有效的方法，耀斑预报具有相当合理的预测性能。据我们所知，这是第一次使用RF对太阳耀斑进行多级预测。我们还发现，总的无符号量的垂直电流，电流螺旋度，和极性反转线附近的通量是最重要的参数分类耀斑区域到不同的类。
2017-06-08 astro-ph.SR
Non-neutralized Electric Current Patterns in Solar Active Regions: Origin of the Shear-Generating Lorentz Force
使用最高可用的空间分辨率和信噪比的太阳矢量磁图，我们进行了详细的研究电流图案在两个太阳活动区：一个耀斑/爆发，和耀斑安静的。我们的目标是确定活跃区域是否在太阳大气中注入非中性（净）电流，以回应近二十年前发起的一场争论，该争论仍无定论。我们发现，形成良好的，强烈的磁极性反转线（PILs）的活动区是唯一的光球磁结构，支持显着的净电流。更强烈的PIL似乎意味着每个极性的更强的非中和电流模式。这一发现修正了以前的作品，声称频繁注入强烈的非中性电流的最活跃的地区出现在太阳能盘，但也工作，完全排除注入非中性电流。与以前的研究一致，我们还发现，磁隔离的活动区域保持全球电流平衡。此外，我们确认和量化的偏好，一个给定的磁极性，遵循一个给定的意义上的电流，表明在活跃的地区占主导地位的意义上的扭曲。这种相干效应在具有较强PIL的更紧凑的活动区域中更明显，并且必须是次光球起源的。我们的研究结果产生一个自然的解释的洛伦兹力，总是产生速度和磁剪切沿强PIL，从而设置一个物理背景下观察到的爆发前的演变在太阳活动区。
2012-10-10 astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
