Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
A Database of Magnetic and Thermodynamic Properties of Confined And Eruptive Solar Flares
该研究构建了480个C5.0级以上太阳耀斑的磁学与热力学数据库，对比发现受限耀斑与爆发性耀斑在固定峰值X射线通量下重联通量相似，但受限耀斑重联率更高、更紧凑且发生在更大活动区，表明其由更紧凑强磁场快速重联引发，可能加速粒子更高效。
2023-10-16 astro-ph.SR
Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
Obscuration of Flare Emission by an Eruptive Prominence
我们报告的日食微波耀斑发射的爆发日珥从邻近地区所观察到的野边山射电日像仪在17 GHz。在微波耀斑的光变曲线中，耀斑辐射的遮蔽表现为一种变暗的特征。我们利用日珥的变暗特征来计算日珥的温度和日珥加热沿暗条长度的分布。我们发现，日珥被加热到一个温度以上的安静的太阳温度在17 GHz。变暗的持续时间是爆发的日珥经过耀斑区域所花费的时间。我们还发现了太阳和日光层天文台（SOHO）任务获得的EUV图像中的遮蔽的证据。
2013-09-09 astro-ph.SR
The transition from eruptive to confined flares in the same active region
太阳耀斑是太阳大气中突然而猛烈的磁能释放，可以分为爆发性耀斑，当等离子体从太阳大气中喷出时，导致日冕物质抛射（CME），以及当没有CME与耀斑相关时的局限耀斑。我们提出了一个案例研究，显示了关键的拓扑结构，如脊柱和风扇，这可能会决定喷发与非喷发行为的一系列喷发耀斑，其次是封闭的耀斑，这都是从同一个网站的演变。为了研究不同磁区的连通性及其演化，我们计算了活动区的位磁场模型。从磁场外推中恢复准分界线层。耀斑的行为从一天到下一天的变化-喷发到封闭-可以归因于扇下方的磁场相对于覆盖脊的方向的方向的变化，而不是大尺度场稳定性的整体变化。当支撑暗条的磁场和上覆磁场逐渐变得越来越不反平行时，耀斑的局限性就会越来越大，这是光球通量分布变化的直接结果，而光球通量分布本身则受到不同磁通量浓度的连续剪切运动的驱动。
2017-02-08 astro-ph.SR
Characterising Solar Magnetic Reconnection in Confined and Eruptive Flares
本研究针对以往耀斑样本偏向低级别的问题，选取33个M5至X5级耀斑分析，发现约束型耀斑的级别与持续时间、磁重联通量的相关性均显著高于爆发型耀斑，证实平衡样本量对定量比较的重要性。
2023-12-20 astro-ph.SR
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
Investigation on the Predictive Potentiality of Photospheric Magnetic Parameters for Distinguishing Confined from Eruptive Solar Flares
本文基于277个M1.0级以上太阳耀斑样本，系统评估了活动区光球磁场参数对区分约束型与爆发型耀斑的预测能力，发现总磁通量、磁剪切角、自由磁能及极性间距组合最具判别潜力，并证实耀斑爆发行为受上覆约束磁通与载流核心磁通的相互作用调控。
2025-11-07 astro-ph.SR
Relative field line helicity of a large eruptive solar active region
上下文磁螺旋度是天体物理和自然等离子体研究中一个非常重要的物理量。虽然螺旋度的密度无法定义，但场线螺旋度是一个很好的替代。在太阳条件下使用的适当量是相对场线螺旋度（RFLH）。目标。这项工作的目的是详细研究RFLH的行为，第一次，在太阳活动区（AR）。方法.目标活动区是大型喷发的AR 11158。为了计算RFLH和所有其他感兴趣的量，我们使用了一个非线性的AR冠状磁场的质量优良的无力重建。结果我们发现，RFLH的光球形态与磁场或电流的光球形态有很大的不同，这对RFLH计算中所选择的规范并不敏感。螺旋度的值经历了一个大的下降，其前耀斑值的25%，在一个X级耀斑的AR，一个变化，也描绘在光球形态的RFLH。此外，这种变化的区域与包围通量绳的区域相吻合，通量绳是后来爆发的磁性结构。结论. RFLH的使用可以提供关于在爆发事件期间从太阳大气排出的磁螺旋度的值和位置的重要信息。
2021-03-05 astro-ph.SR
Observational Comparison Between Confined and Eruptive Flares: Magnetohydrodynamics Instability Parameters in a Similar Magnetic Configuration
本研究对比相似磁环境下的约束与爆发耀斑，发现缠绕数超0.6的高磁感线（扭结不稳定态）或促爆发，衰减指数无法区分两类耀斑。
2025-03-21 astro-ph.SR
On the factors determining the eruptive character of solar flares
我们研究了太阳活动区（AR）的磁场如何控制耀斑活动，即，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。我们分析了2011- 2015年期间发生的44次GOES级M5.0及更大的耀斑。我们使用3D位磁场模型来研究它们的位置（使用耀斑与通量加权AR中心$d_{\mathrm{FC}}$的距离）和日冕上方磁场的强度（通过衰减指数$n$和通量比）。我们还提出了第一个系统的研究的日冕磁场的方向，使用的方向$φ$耀斑相关的极性反转线作为一种措施。我们分析了所有的量相对于大小的基础偶极子场，其特征在于相反的极性中心之间的距离，$d_{\mathrm{PC}}$。源自AR偶极子（$(d_{\mathrm{FC}}/d_{\mathrm{PC}}<0.5$）下方的耀斑如果从紧凑型AR（$d_{\mathrm{PC}}\leq60$ Mm）发射，则倾向于爆发，如果从扩展型AR发射，则倾向于局限。从AR边缘喷出的耀斑（$d_{\mathrm{FC}}/d_{\mathrm{PC}}>0.5$）主要是爆发性的。在封闭事件的耀斑相关领域调整其方向迅速的基础偶极子与高度（$Δφ\gtrsim40^\circ$，直到偶极子场的顶点），在爆发事件，它的变化更慢的高度。环面不稳定性的临界高度$h_{\mathrm{crit}}=h(n=1.5)$最能区分受限耀斑（$h_{\mathrm{crit}}\gtrsim40$ Mm）和…
2017-12-14 astro-ph.SR
Magnetic Flux of Active Regions Determining the Eruptive Character of Large Solar Flares
我们建立了迄今为止最大的爆发/局限耀斑数据库，并分析了2010年$-$ 2019年期间发生的322次\emph{GOES} M1.0级及以上耀斑，即，几乎跨越了整个太阳活动周期研究发现，活动区总无符号磁通量（$Φ$ $_{AR}$）是控制大耀斑爆发特征的一个关键参数，大耀斑爆发的比例与$Φ$ $_{AR}$具有很强的反相关性.这意味着，含有大磁通量的AR产生的大耀斑与日冕物质抛射（CME）相关的概率较低。这一发现得到了我们获得的临界衰变指数高度和$Φ$ $_{AR}$之间的高度正相关性的支持，这意味着具有较大$Φ$ $_{AR}$的AR具有较强的磁约束。此外，起源于大于1.0 $\times$ $10^{23}$ Mx的AR的受限耀斑具有几个共同的特征：稳定的暗条、滑动的磁重联和强烈剪切的耀斑后环。我们的研究结果揭示了新的关系之间的磁通量的AR和发生的CME与大耀斑。这些关系为预测日冕物质抛射和不利空间天气提供了定量判据，对太阳型恒星和恒星日冕物质抛射的“超级耀斑”也有重要意义。数据库的链接是https://doi.org/10.12149/101030。
2020-08-28 astro-ph.SR
A New Magnetic Parameter of Active Regions Distinguishing Large Eruptive and Confined Solar Flares
为了研究太阳活动区磁场是如何控制耀斑活动的，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑，我们都分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ M1.0级的106次耀斑。计算了“耀斑极性反转线”区的平均特征扭曲参数$α$ $_{FPIL}$和光球磁自由能密度高区的平均特征扭曲参数$α$ $_\mathrm{HFED}$，这两个参数都提供了AR核区非势能的度量。磁扭曲被认为是与电流驱动的不稳定性，如螺旋扭结不稳定性的驱动力。我们还计算了产生耀斑的AR的总无符号磁通量（$Φ$ $_\mathrm{AR}$），它描述了背景场约束的强度。通过考虑背景磁场的约束作用和AR的磁非势性，提出了一个新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$，用于度量大耀斑与日冕物质抛射（CME）的关联概率.我们发现在大约90%的爆发耀斑中，$α$ $_\mathrm{FPIL}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$和$α$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$超出临界值（2.2 $\times$ $10^{-24}$和3.2 $\times$ $10^{-24}$ Mm $^{-1}$ Mx $^{-1}$），而在$\sim$ 80%的受限耀斑中，它们都小于临界值。这表明新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$能够很好…
2022-02-21 astro-ph.SR
Imaging Observations of Magnetic Reconnection in a Solar Eruptive Flare
太阳耀斑是太阳大气中能量最大的事件之一。人们普遍认为耀斑是由日冕中的磁重联提供动力的。爆发性耀斑通常伴随着日冕物质抛射，两者都可能是由磁通量绳（MFR）的爆发驱动的。在这里，我们报告了2016年3月23日由太阳动力学天文台上的大气成像组件观测到的爆发性耀斑。极紫外成像观测显示出MFR的明显上升和喷发。特别是，观测揭示了耀斑期间日冕和色球层磁重联的确凿证据。此外，弱重联观察到耀斑开始之前。我们发现耀斑前的弱重联是一种束缚切割型的重联，它有助于MFR的缓慢上升。在耀斑的上升阶段，由于MFR的进一步上升，产生了强烈的重联，这与MFR的爆发有时间上的关系。我们还发现，磁重联在早期阶段更像是三维的，表现为耀斑环的强剪切向弱剪切的转变，而在后期阶段则更像是二维的，表现为耀斑环的拱形上升运动。
2016-12-30 astro-ph.SR
Change ratios of magnetic helicity and magnetic free energy during major solar flares
本文通过47个太阳耀斑样本，对比约束耀斑与爆发耀斑中磁螺度和磁自由能的变化比率，发现爆发耀斑的下降幅度显著更大，从而用观测数据验证了磁螺度近似守恒及CME带走磁螺度的理论。
2023-08-10 astro-ph.SR
Magnetic Flux and Magnetic Non-potentiality of Active Regions in Eruptive and Confined Solar Flares
为了了解活动区（AR）的磁特性如何控制太阳耀斑的爆发特征，我们分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ C5.0级的719个耀斑。我们进行了第一次统计研究，调查耀斑-日冕物质抛射（CME）的关联率作为耀斑强度和AR特性的函数，产生耀斑，在其总的无符号磁通量（$Φ$ $_{AR}$）。我们的结果表明，耀斑-CME的关联率与耀斑强度的斜率揭示了一个陡峭的单调减少与$Φ$ $_{AR}$。这意味着，同样的GOES类耀斑，但起源于更大的$Φ$ $_{AR}$的AR，更有可能被限制。基于太阳型恒星的AR通量高达1.0 $\times$ $10^{24}$ Mx，我们估计X 100类"超耀斑”的CME缔合率不超过50%.对132个$\geq$ M2.0级耀斑样本，测量了陡梯度极性反转线长度（L $_{SGPIL}$）、光球总自由磁能（E $_{free}$）和大剪切角面积（A $_Ψ$）3个非位参数。我们发现，局限耀斑往往有较大的值的L $_{SGPIL}$，E $_{free}$和A $_Ψ$喷发耀斑相比。每个非潜在参数均显示与$Φ$ $_{AR}$中度正相关。我们的研究结果意味着$Φ$ $_{AR}$是一个决定性的量描述的爆发性质的耀斑，因为它提供了一个全球性的参数有关的背景场约束的强度。
2021-08-03 astro-ph.SR
Stability of the coronal magnetic field around large confined and eruptive solar flares
本研究比较了环不稳定性临界高度和螺旋度比作为太阳活动区爆发潜力度量的效果，发现临界高度在区分耀斑类型上更具区分度，且高爆发潜力的日冕场配置更易发生环不稳定性。
2024-02-19 astro-ph.SR
A Study of Pre-flare Solar Coronal Magnetic Fields: Magnetic Energy and Helicity
太阳耀斑可分为两种类型：爆发型耀斑和局限型耀斑。为了探讨是否存在能够有效确定耀斑类型的磁能和螺旋度的耀斑前条件，本文分析了2011年至2017年太阳盘中心附近爆发或局限的主要太阳耀斑的耀斑前日冕磁场重建的一套相关参数。所研究的参数包括伸展型量，如总磁能$E_T$，势能$E_P$，自由能$E_F$，相对螺旋度$H_R$，和非势螺旋度$H_J$，以及强度型指数$E_F/E_P$，$|H_J/H_R|$，$|H_R/ϕ^{\prime2}|$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|$，其中$ϕ^{\prime}$是总无符号磁通量的一半。主要结果如下：（1）尽管局限事件的爆发势平均值较大，但外延参数均不能有效区分爆发势和局限势;（2）爆发耀斑的强度参数的平均值和中位值均明显大于封闭事件，这表明爆发型耀斑场的非潜在性和复杂性总体上高于局限型耀斑场;（3）能量比$E_F/E_P$和标准化的非势能螺旋度$|H_J/ϕ^{\prime2}|$之间有很强的相关性，具有区分可能产生大爆发或局限耀斑的场的最高能力，因为使用$E_F/E_P\ge0.27$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|\ge0.009$的临界值成功地区分了75%以上的所有事件的爆发和局限耀斑。
2023-02-24 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Energy and helicity fluxes in line-tied eruptive simulations
基于将磁场分解为势分量和非势分量，磁能和相对螺旋度也可以分解为两个量：势能和自由能，以及体积穿透和载流螺旋度。在这项研究中，我们进行了一组参数的3D磁流体动力学（MHD）模拟的类太阳爆发的行为的耦合分析。本文给出了电阻磁流体动力学中能量和螺旋度随时间变化的一般公式。我们用特定的规范数值计算了它们，并比较了它们在数值模拟中的行为，它们之间的差异在于它们所施加的边界驱动运动。因此，我们研究了不同的活动区域的表面流的能量和螺旋度相关的数量的发展的影响。尽管它们的整体行为具有普遍的相似性，但螺旋度和能量显示出不同的演变，无法在一个独特的框架中解释。虽然在所有模拟中的能量通量是相似的，但控制螺旋度演变的物理机制从一个模拟到另一个模拟是明显不同的：体积穿透螺旋度的演变可以由边界通量或螺旋度转移来控制，这取决于模拟。在所有模拟中，载流螺旋度与总螺旋度之比的值相同时发生喷发。然而，我们的研究强调，这个阈值可以以不同的方式达到，不同的螺旋度相关的过程主导不同的光球流。这意味着，喷发前的动力学的细节不影响喷发开始螺旋度相关的阈值。然而，螺旋度通量动力学可能或多或少有效地改变所需的时间，达到爆发的开始。
2020-03-03 astro-ph.SR
Reconnection fluxes in eruptive and confined flares and implications for superflares on the Sun
我们研究了一组从GOES B3到X17级的51个耀斑（32个封闭的，19个喷发的）的能量释放过程。我们使用Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图，以及SDO HMI和SOHO MDI磁图来推导磁重联通量和速率。耀斑重联通量与GOES 1-8射电望远镜软X射线通量峰值（c=0.92，在对数-对数空间中）有很强的相关性，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。某个GOES类的约束耀斑在耀斑带中表现出较小的带状区域，但磁通量密度较大（2倍）。在最大的事件中，高达$\approx$ 50\%\的活动区（AR）的磁通量导致耀斑参与耀斑磁重联。这些发现使我们能够推断出最大的太阳耀斑。一个拥有$2\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$磁通量的复杂太阳AR，与直接测量的最大AR通量一致，能够产生X80耀斑，其对应的热能量约为$7 \cdot 10^{32}$尔格。使用观测到的最大太阳AR的磁通量估计$6\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$，我们发现可以产生GOES级$\approx$ X500的耀斑（$E_{\rm bol} \approx 3 \cdot 10^{33}$尔格）。这些估计表明，今天的太阳能够产生耀斑和相关的空间天气事件，其强度可能比迄今观测到的强一个数量级以上。
2017-12-13 astro-ph.SR
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
Very fast helicity injection leading to critically stable state and large eruptive activity in solar active region NOAA 12673
利用太阳动力学观测站的光球磁场和日冕观测资料，研究了12673活动区日冕非位磁结构的形成和爆发。由跟踪的矢量磁图得到的速度场表明，磁通区围绕极性反转线（PIL）的持续剪切和会聚运动。一个主要的螺旋度注入发生在快速通量出现与非常快的通量出现阶段一致。虽然这个螺旋度通量在9月4日之前建立了S形，但在后来的演变中，持续的剪切和会聚运动所产生的螺旋度注入有助于S形的维持和其核心场的扭曲，这是超过扭曲临界值后爆发的通量绳的表现。此外，剪切PIL段的总长度与非中和电流相关，并根据磁通绳模型在两个极性区域中保持较高的值作为AR喷发能力的标志。模拟的磁场定性地再现了S形结构，其捕获了主要特征，如作为磁通绳的扭曲芯磁通，以及在PIL中间连接的钩形部分。对准分界线层的研究表明，围绕磁绳的剪切拱圈在9月4日至6日期间处于临界稳定状态，其冕高增加了一倍。虽然证明了快速注入的螺旋度每单位通量作为严重的空间天气事件的关键因素，这项研究解释了形成的通量绳和经常性的爆发性质的AR的临界稳定状态的剪切拱廊早在9月6日。
2019-01-27 astro-ph.SR
Photospheric Lorentz force changes in eruptive and confined solar flares
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Joint Astronomy Programme and Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院天文联合项目与物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代布尔太阳观测站，物理研究实验室）
本文通过分析26个爆发性与11个受限太阳耀斑的洛伦兹力变化，揭示了日冕顶点线附近磁场和洛伦兹力的变化特征，为理解耀斑与日冕物质抛射的关联提供新见解。
2023-12-11 astro-ph.SR
Twin Null-Point-Associated Major Eruptive Three-Ribbon Flares with Unusual Microwave Spectra
2016年7月23日05：00UTC之后，西伯利亚射电日像仪的第一个48天线级在半小时内在同一活动区探测到两个M7.6和M5.5 GOES重要性的耀斑。他们的多仪器分析揭示了以下内容。微波谱在低频处变平，较强爆发的微波谱具有较低的翻转频率。每个耀斑都是爆发性的，发射出超过800 keV的硬X射线和伽马射线，并具有罕见的三带结构。在第二次耀斑中观测到一个扩展的硬X射线源，它与一个最长的中间带有关。我们的模型证实了微波光谱的不寻常性质是由一个分布式多回路系统在一个不对称的磁配置。微波图像没有解决这些耀斑的紧凑配置，也可能显示不完全的硬X射线图像，因为它们有限的动态范围。非热源显然简单而紧凑，与在极紫外线下观察到的结构相对应。在两个连续的三带喷发耀斑的配置与冠空区的情况下，提出的第一次喷发导致耀斑，并促进第二次喷发，也导致耀斑。
2020-09-22 astro-ph.SR
Interpreting Eruptive Behavior in NOAA AR 11158 via the Region's Magnetic Energy and Relative Helicity Budgets
在以前的工作中，我们介绍了一个非线性无力的方法，自洽计算的自由磁能和相对磁螺旋度在太阳活动区（AR）的瞬时预算。计算是方便和实用的，每次计算仅使用单个矢量磁图。我们将这种方法应用于600个高节奏的矢量磁图的爆发NOAA AR 11158收购的日震和磁成像仪船上的太阳动力学天文台在五天的观测间隔的时间序列。除了广泛测试我们的方法，我们用它来解释AR的动态演化，包括爆发。我们发现，AR建立了自由磁能和相对磁螺旋度的大预算，足以为更多的喷发提供动力，而不是在感兴趣的区间内。对于每一个这些主要的爆发，我们发现喷发相关的减少和随后的自由能和螺旋度预算与观测到的喷发（耀斑和日冕物质抛射[CME]）的大小一致。此外，我们发现（1）AR中的演化与最近提出的（自由）能量一致-（2）爆发相关的衰减发生在耀斑和预计的日冕物质抛射发射时间之前{ \it}，表明日冕物质抛射的前身先于耀斑，（3）自由能和相对螺旋度的自项很可能来源于各自的互项，遵循最有可能源于磁重联的渐进的相互-自我转换模式。这导致了非理想的形成越来越螺旋状的喷发前结构，并激发了进一步的研究与磁螺旋牢固地放置在喷发干部的太阳喷发的触发。
2013-07-23 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Conditioning of the solar corona due to large flares
本研究通过非线性无力场外推模拟第24太阳活动周231个大耀斑的日冕演化，发现约束型和爆发型耀斑前的磁能与螺旋度演化趋势不同，结合活动区非势性和局部稳定性可超90%准确预测耀斑类型，并揭示了耀斑后恢复时间差异。
2025-01-28 astro-ph.SR
Evolutionary stages and triggering process of a complex eruptive flare with circular and parallel ribbons
我们报告了一个复杂的M级太阳爆发耀斑的多波长研究，包括三套不同的耀斑带，即圆形，平行，和远程带。源有源区NOAA 12242的磁场建模显示存在包含内部双极区的3D零点磁拓扑。该事件开始于圆形带状物的微弱特征，以及从耀斑前阶段开始的远程增亮，指向正在进行的缓慢而持久的零点重联。我们首先检测到的磁通量抵消和相关的增亮，这是可能的系绳切割重联，建立磁绳附近的极性反转线（PIL）的内部双极区的签名。在下一个阶段，随着M8.7耀斑的爆发，圆形带状物的增亮显著增强，这基本上表明正在进行的零点重联速率增加。最后，底层通量绳的爆发触发了其下方的“标准耀斑重联”，从而使平行条带的强度突然上升，并通过外部强迫提高了零点重联的速率。我们发现，在扇穹内，磁衰减指数n>1.5的区域与零点QSL接壤。我们的分析表明，环面不稳定性和爆发模型都对爆发耀斑的触发机制起了作用。这一事件是一个很好的例子，动力学演化的磁通绳最初局限在一个零点拓扑结构，随后激活和爆发的进展，圆形暨平行带状耀斑。
2021-01-25 astro-ph.SR
Electric Current Neutralization in Solar Active Regions and Its Relation to Eruptive Activity
与电流相关的磁自由能是太阳耀斑和太阳活动区日冕物质抛射（CME）的动力。然而，决定AR是否会产生喷发的条件还不清楚。以前的工作表明，在何种程度上的驱动电流，或在一个单一的磁极内的所有电流的总和，被中和，可以作为一个很好的代理评估的AR的能力，产生喷发。在这里，我们调查电流中和和耀斑/CME生产之间的关系，使用15个耀斑活动和15个耀斑安静的AR的样本。所有耀斑安静和4个耀斑活跃的AR也是CME安静的。我们还测试了电流中和的关系，沿极性反转线（PILs）在AR的剪切程度。我们发现，耀斑生产AR更有可能表现出非中和电流，特别是那些也产生CME。我们发现，耀斑/CME活跃的AR也表现出更高程度的PIL剪切比耀斑/CME安静的AR。我们还观察到，电流变得更加中性的磁通量出现在耀斑安静的AR。我们的研究表明，目前中和反应是其爆发潜力的指示。
2020-03-05 astro-ph.SR
Does Nearby Open Flux Affect the Eruptivity of Solar Active Regions?
最具能量的太阳耀斑通常与日冕物质云以日冕物质抛射（CME）的形式喷射到日光层中有关。然而，也有一些大的耀斑并不伴随着日冕物质抛射。这些非喷发性耀斑的存在提出了一个问题，即这种耀斑是否因无法进入耀斑（重连）地点上方附近的开阔地而受到影响。在这项研究中，我们使用的样本56耀斑太阳黑子周期23日和24日，以测试是否活跃的地区，产生爆发的X级耀斑优先位于附近的日冕磁场域是开放的日光层，推断从一个潜在的场源表面模型。这项研究表明，X级耀斑有机会进入开放的领域是在一个更高的速度爆发比那些缺乏访问。根据相关的贝叶斯因子，由于样本中的非爆发性X级耀斑数量较少，因此这一结果的重要性应该得到缓和。
2018-05-30 astro-ph.SR
Critical Height of the Torus Instability in Two-Ribbon Solar Flares
研究了2011- 2015年60个M级以上双带耀斑的背景场。这些耀斑分为两类，即，\emph{eruptive}和\emph{confined}耀斑，基于耀斑是否与日冕物质抛射有关。震源活动区的背景场近似为从日震磁成像仪提供的矢量磁图的$B_z$分量外推的位场。计算了耀斑极性反转线上方背景场的衰变指数$n$，定义了对应于环面不稳定性理论阈值（$n_\mathrm{crit}=1.5$）的临界高度$h_\mathrm{crit}$.我们发现，$h_\mathrm{crit}$是大约一半的活动区的相反极性的质心之间的距离，并且$h_\mathrm{crit}$的分布是双峰：它是显着高于局限耀斑喷发的。86%（84%）的爆发（局限）耀斑的衰变指数随高度的增加而单调增加，其余14%（16%）的耀斑衰变指数随高度的增加而呈马鞍形分布，这些耀斑只出现在多极场位形的活动区。此外，鞍底的$n$在局限耀斑中明显小于爆发耀斑。这些结果突出了背景场在调控双带耀斑爆发行为中的关键作用。
2017-06-14 astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Lorentz Force Evolution Reveals the Energy Buildup Processes during Recurrent Eruptive Solar Flares
太阳日冕中的能量释放和积累过程具有重要意义，特别是对于大的经常性耀斑的情况，这对导致偶发性能量释放过程的条件提出了具有挑战性的问题。目前尚不清楚这些事件的发生是由于自由磁能持续供应给日冕，还是因为在一次主要的耀斑事件中，并非所有可用的自由磁能都被释放出来。为了解决这个问题，我们报告的光球磁场的演变和相关的净洛伦兹力的变化在AR 11261和11283，其中每一个引起了经常爆发的M-和X-级耀斑。我们的研究表明，在每次耀斑期间的突然向下变化之后，净洛伦兹力在连续的耀斑之间增加了（2-5）× 10^22达因。这种明显的净洛伦兹力的重建是太阳活动区（AR）非位势参数演化中发现的第一个观测证据，它表明新的能量被供给到AR以产生周期性的大耀斑。极性反转线附近相反极性的移动磁特征的连续剪切运动的观测进一步证实了AR的磁自由能的重建。在这项研究中报告的净洛伦兹力变化的演化模式具有重要的意义，特别是，预测经常性的大爆发耀斑从同一AR，因此相关的CME之间的相互作用的机会。
2019-10-29 astro-ph.SR
Why could a new-born active region produce coronal mass ejections?
本文通过对比 NOAA AR 12089 极小活动区中爆发耀斑与约束耀斑的磁环境，发现爆发耀斑具有更高的 $α_{\ ext{FPIL}}/Φ_{\ ext{AR}}$ 比值、更大的衰减指数及磁通量绳形成，表明弱背景场约束和强核心非势性使新生极小活动区也能早期产生 CME。
2024-07-29 astro-ph.SR
Magnetic-Island Contraction and Particle Acceleration in Simulated Eruptive Solar Flares
在太阳耀斑中，将粒子加速到产生所观测到的高能脉冲辐射所需能量的机制还没有得到很好的理解。Drake等人（2006）提出了一种在多层电流片中动力学重联形成的收缩磁岛中加速电子的机制。我们将这些想法应用于模拟爆发耀斑中快速重联过程中形成的向日移动的磁通绳（2.5D磁岛）。一个简单的分析模型被用来计算在我们的超高分辨率2.5D数值模拟的收缩磁岛的场线轨道的粒子的能量增益。我们发现，估计在一个单一的岛屿范围内的能源收益高达5倍。这是高于德雷克等人发现的岛屿在地球磁层和日球顶，由于强烈的等离子体压缩，发生在耀斑电流片。为了将它们的能量增加两个数量级，并合理地解释观测到的高能耀斑发射，电子必须访问多个收缩的岛屿。这种机制应该产生零星的排放，因为岛的形成是间歇性的。此外，大量的粒子可以在每个磁流体动力学尺度的岛屿，这可能解释了耀斑的高能电子生产率推断。我们的结论是岛屿收缩的耀斑电流片是一个很有前途的候选人在太阳爆发的电子加速。
2016-03-03 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
An Eruptive Circular-ribbon Flare with Extended Remote Brightenings
我们研究了2013年11月10日爆发的X1.1圆带状耀斑，结合多波长观测和使用非无力场方法的日冕场重建。在第一阶段，通过磁重联在两个轻度扭曲的剪切弧之间形成暗条，这两个弧嵌入与零点相关的扇形穹丘之下。这种重联似乎是由内部两个拱廊足点周围的光球剪切和会聚流驱动的，与耀斑相关的横向场变化一致。暗条的南部由于环面的不稳定性而向上升起，并推挤零点。诱导的零点重联，然后产生的圆形带状和初始远程增亮在西方，加速电子沉淀沿风扇和传播向外沿quasi-separix表面与高值的挤压因子（Q）的包络领域，这有一个窗帘状的形状在这里。在第二阶段，通量绳的南端脱离表面，依次破坏圆顶和覆盖场，并以鞭打的方式爆发，成为部分晕日冕物质抛射。这导致了增强的耀斑发射和快速移动的远程增亮在磁幕的脚点，这跨越了一个非常广泛的区域，也与日冕昏暗。这是一个罕见的爆发性环带耀斑的例子，其中完全观察到了磁通绳从形成到成功喷发出圆顶的演变以及由此产生的异常扩展的远程增亮。
2020-07-28 astro-ph.SR
Dynamics of Reconnection Nanojets in Eruptive and Confined Solar Flares
本文基于太阳轨道器高分辨率极紫外成像数据，首次对比爆发型与约束型耀斑中的重联纳米喷流，发现爆发型事件因高度剪切拱廊结构而具有更高速度和动能，揭示了周围磁场环境对纳米耀斑抛射能量学的关键调控作用。
2025-07-17 astro-ph.SR
Validation of the magnetic energy vs. helicity scaling in solar magnetic structures
我们评估了自由磁能-相对磁螺旋度图对太阳磁结构的有效性.我们使用了两种不同的方法来计算自由磁能和相对磁螺旋度预算：一个经典的，体积计算非线性无力（NLFF）的方法，适用于有限的日冕磁结构和表面计算NLFF推导依赖于一个单一的光球或色球矢量磁图。这两种方法被应用到两个不同的数据集，即合成活动区的情况下，通过三维磁流体动力学（MHD）模拟和观察到的活动区的情况下，其中包括喷发和noneruptive磁结构。推导出的能量-螺旋度图显示了一致的相对螺旋度和自由能之间的单调标度与标度指数0.84 $\pm$ 0.05的数据集和计算方法。它也证实了隔离noneruptive和喷发活跃地区和存在的阈值，在自由能和相对螺旋度的活跃地区进入喷发领土。我们认为以前报道的太阳磁结构的能量螺旋度图充分验证，并设想在未来的研究太阳磁性的未发现的缩放的重要作用。
2014-09-29 astro-ph.SR
Comparative case study of two methods to assess the eruptive potential of selected active regions
太阳爆发事件，如耀斑和日冕物质抛射，其特点是能量迅速释放，可引起整个电磁波谱的辐射发射，并使粒子的动能突然显著增加。这些高能现象可能对空间天气条件产生重要影响，因此有必要了解它们的起源，特别是活动区（AR）的爆发潜力。在这些案例研究中，我们比较了两种不同的方法，在以前的作品中使用的一些特性的物理参数的变化，在耀斑前状态的耀斑AR。这些方法考虑到：（1）磁感应强度的磁通量演化和磁螺旋度的积累;（2）磁感应强度的分形和多重分形特征。我们的比较分析是基于2011年3月至2013年6月期间太阳动力学观测站获得的光球数据的时间序列。我们选择了两个不同的AR样本：一个是由更有活力的M级和X级耀斑事件的发生，这可能不仅对近地空间，而且对地球环境产生快速影响;第二个是由没有耀斑或只有少数C级和B级耀斑的特点。我们发现，这两种测试方法在评估AR爆发潜力的能力上相互补充，并可用于识别易于燃烧活动的AR。基于所提出的案例研究，我们建议，使用不同的方法相结合，可能有助于更可靠地识别的爆发潜力的AR，并有助于更好地了解耀斑前的状态。
2021-10-05 astro-ph.SR
Changes of Magnetic Energy and Helicity in Solar Active Regions from Major Flares
磁自由能为太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）提供动力，磁螺旋度的积累可能在随后爆发的不稳定结构的发展中发挥作用。为了更好地理解能量和螺旋度在大型耀斑和爆发中的作用，我们描述了2010年至2017年与21个X级耀斑相关的磁能和螺旋度的演变。我们的样本包括封闭和喷发事件，每类分别有6和15个。使用HMI矢量磁场观测从几个小时前到几个小时后，我们使用（a）差分仿射速度估计矢量磁图（DAVE 4VM）来确定光球的能量和螺旋度通量，和（b）非线性无力场（NLFFF）外推估计源区域场的能量和螺旋度的日冕含量。利用叠加历元分析（SPE），我们发现：（1）爆发后几小时内，磁能和螺旋度、光球通量和日冕物质含量均呈下降趋势，而封闭事件的相对螺旋度变化不明显;（2）爆发事件中光球场的扭曲度显著增加，在约束事件中扭曲不确定性太大而不能约束扭曲变化（以及在受限事件中较低的整体扭曲）;（3）在较长的时间尺度上（事件时间+12小时），自由磁能和螺旋度含量补充到接近事件前水平的喷发事件。对于爆发事件，磁螺旋度和日冕模型中的自由能在耀斑后明显降低，降低的量与每个区域的耀斑前含量成正比。
2022-11-18 astro-ph.SR
Quantitative Examination of a Large Sample of Supra-Arcade Downflows in Eruptive Solar Flares
在日冕物质抛射（CME）后的耀斑拱状体上方，向日流动的空洞最早是使用Yohkoh上的软X射线望远镜（SXT）发现的，此后又用TRACE（极紫外线）、SOHO/LASCO（白光）、SOHO/SUMER（极紫外线光谱）和Hinode/XRT（软X射线（SXR））进行了观测。超拱廊下向流（SAD）的观测表明，它们是从日冕高处的重联点缩回的细通量管的横截面。在类似的情况下也观察到了超拱廊下向环流（SADL），理论上从垂直角度观察是SAD。以前的研究已经提出了详细的SAD观测少数耀斑。在本文中，我们提出了一个实质性的SAD和SADLs耀斑目录。我们已经应用了半自动检测软件，这些事件中的几个，以检测和跟踪个人的下行流，从而提供统计上显着的样本参数，如速度，加速度，面积，磁通量，收缩能量，和重连率。我们将讨论这些测量，它们是如何获得的，以及对重连模型的潜在影响。
2011-01-07 astro-ph.SR
Successive flux rope eruptions from $δ$-Sunspots region of NOAA 12673 and associated X-class eruptive flares on 2017 September 6
在本文中，我们对2017年9月6日发生在S形活动区NOAA 12673的两个X2.2和X9.3级X级太阳爆发耀斑进行了多波长分析，结合了太阳动力学观测站上的大气成像组件和日震磁成像仪仪器的观测。在报告的活动当天，活动区的光球结构显示出一个非常复杂的$δ$ -太阳黑子网络，导致在热极紫外通道中观察到的日冕S形。这两个X级耀斑都是在$\sim$ 3小时的间隔内从S形核心依次启动的，并作为一个单一的“S形-到-拱廊”事件进行。差分发射测量分析揭示了强烈的加热等离子体的核心活动区的权利，从预耀斑阶段，进一步加强和空间扩展，在每个事件。在耀斑爆发前阶段，通过对早期耀斑增亮和遥远的微弱带状结构位置的日冕磁场进行非无力场模拟，识别出一个预先存在的磁零点，为太阳爆发模型提供了支持。磁外推还揭示了磁绳结构之前，随后支持的观测热EUV通道的爆发的两个耀斑。第二次X级耀斑在两组耀斑带的演变中与标准耀斑情景偏离，这两组耀斑带在空间上分离良好，提供了两个日冕高度处的磁重联的确凿证据。
2018-10-31 astro-ph.SR
The Magnetic Energy - Helicity Diagram of Solar Active Regions
本文利用新近提出的一种适用于太阳活动区单矢量磁图的非线性无力方法，计算了对应于42个不同活动区的162幅矢量磁图的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度收支。我们发现在所研究的地区的自由磁能和相对磁螺旋度之间的统计鲁棒性，单调相关性。这种相关性意味着，除了自由磁能之外，磁螺旋度可能是主要太阳爆发的一个重要因素。在自由能和相对螺旋度方面，爆发活动区与非爆发活动区似乎有很好的分离，主要（至少是M级）耀斑发生在自由能和相对螺旋度分别超过4 × 10 ^{31}尔格和2 × 10 ^{42} Mx ^2的活动区。螺旋度阈值与典型日冕物质抛射的螺旋度含量的估计值吻合得很好。
2012-09-25 astro-ph.SR
Solar Active Region Electric Currents Before and During Eruptive Flares
“爆发耀斑之前和期间的太阳活动区电流”一章利用太阳观测资料、依赖于这些观测资料的非线性无力场外推以及三维磁流体动力学（MHD）模型，讨论了太阳磁结构爆发前状态和爆发过程中的电流。讨论解决了中性与非中性电流在活动区的问题，并得出结论，MHD模型能够解释非中性电流在活动区的极性反转线沿强磁剪切的存在，从而证实了以前的观察已经包含这一结果。这些模型还捕捉到了太阳爆发期间活动区电流行为的本质，分别预测了耀斑带内部和膨胀通量绳内部的电流密度增加和减少。从矢量磁场观测中推断出的光球电流密度图显示出与MHD模型结果相似的旋转带状图案，这被解释为活动区磁系统之间的磁绳和准分界线层（QSL）的签名。在这些QSL的总电流的增强在喷发和喷发通量绳的脚点电流密度下降，已被证实的观测。
2019-03-10 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection of Flux Rope Structures as a Precursor to an Eruptive X-class Solar Flare
我们介绍了在2015年3月11日爆发的X级耀斑爆发之前磁绳结构的准周期滑动运动，由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）和\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）获得。滑动运动发生在磁绳的北部，似乎是连续剥离磁绳。滑动速度为30 $-$ 40 km s $^{-1}$，平均周期为130 $\pm$ 30 s。Si { \sc iv} 1402.77 X线在滑动构造的西端表现出10 $-$ 30 km s $^{-1}$的红移和50 $-$ 120 km s $^{-1}$的线宽，表明了向下的重联流。滑动运动持续约40 min，在滑动后期，磁绳开始缓慢上升。然后，一个X2.1耀斑被启动，通量绳被脉冲加速。其中一个耀斑带扫过一个负极性的太阳黑子，在耀斑之后，太阳黑子的半影部分迅速衰减。我们研究了耀斑区的磁拓扑结构，结果表明存在扭曲的磁通绳，以及约束磁通绳的准分界线层（QSL）结构。我们的观测结果表明，在耀斑爆发前，准周期滑动磁重联发生在与磁通绳相关的QSL上，它驱动了后来的磁通绳爆发和耀斑爆发。
2016-08-06 astro-ph.SR
Dynamic Spectral Imaging of Decimetric Fiber Bursts in an Eruptive Solar Flare
纤维爆发是太阳耀斑期间经常叠加在IV型射电连续谱辐射上的一种精细结构。虽然研究了几十年，它的物理激发，发射机制，以及与耀斑能量释放的关联仍然不清楚，部分原因是缺乏同步成像观测。我们报告了2012年3月3日发生在长持续时间爆发耀斑上升阶段的分米波纤维爆发的第一次动态光谱成像观测，由Karl G. Jansky甚大阵列，1- 2 GHz。我们的结果表明，纤维源位于耀斑环的一个足点附近和上方。光纤光源和背景连续光源是共空间的，并且具有相同的形态。它们很可能与被捕获在脚点附近的会聚磁场中的非热电子有关，这一点得到了耀斑上升阶段持续存在的日冕硬X射线源的支持。本文利用动态成像光谱技术对三组光纤爆进行了详细的分析，得到了它们的平均频率依赖质心轨迹。通过使用气压密度模型和基于位场外推的磁场，我们进一步重建了纤维爆发的3-D源轨迹，与哨声波模型和两个基于MHD的模型的预期进行比较。我们的结论是，所观察到的纤维爆裂特性是一致的激励器移动的传播速度预期的哨声波，或模型，类似的激励器速度。
2017-09-24 astro-ph.SR
The Association of Solar Radio Bursts with Eruptive and Confined Flares
Space Warfare Directorate, Air Force Research Laboratory（太空作战司令部，空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究通过对比2010-2016年喷发与受限耀斑的射电暴关联率，发现受限耀斑缺乏II型和IV型辐射，而喷发耀斑与多种射电暴高度关联，并基于重联拓扑解释了这一差异。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variation of Magnetic Flux Ropes Through Major Solar Flares
目前还不清楚太阳耀斑是如何被触发的，以及在什么条件下它们会随着日冕物质抛射而爆发。磁通量绳（Magnetic flux ropes，MFR）被认为是太阳爆发的中心磁结构，其理想不稳定性主要包括扭结不稳定性（kink instability，KI）和环面不稳定性（torus instability，TI），为触发机制提供了重要的候选者。本文利用观测到的光球磁图的磁场外推，系统地研究了29次爆发和16次局限事件中日冕磁场的变化，重点研究了MFRs。发现近90%的事件在耀斑爆发前具有MFR，70%的事件在耀斑爆发后仍具有MFR。我们计算了KI和TI的控制参数，包括MFR的最大扭曲数及其束缚场的衰减指数。使用KI和TI阈值经验地从单独的耀斑前的MFR，两个不同的制度显示在通过耀斑的MFR控制参数的变化。对于耀斑前两个参数都低于阈值的事件，我们发现无论是爆发事件还是封闭事件，在耀斑后参数都没有系统的变化。相反，对于耀斑前两个参数中任何一个超过阈值的事件（大多数是爆发性的），耀斑后参数系统地下降到阈值以下。这些结果提供了一个强有力的约束值的不稳定性阈值，也强调了探索其他喷发机制，除了理想的不稳定性的必要性。
2020-12-29 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy of emerging solar active regions and their erruptivity
目标。我们研究了磁螺旋度和磁能的积累在新兴太阳活动区（AR）产生日冕物质抛射（CME）中的作用。方法.利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪获得的矢量磁场数据，我们计算了52个新出现的AR的磁螺旋度和磁能注入率以及由此产生的累积预算，从磁通量出现的开始时间，直到它们到达太阳经度45 $^{\circ}$西（W45）。结果其中7个AR产生了CME，而45个没有。在统计意义上，喷发AR积累了更大的预算的磁螺旋度和能量比noneruptive的间隔，开始于磁通量出现的开始时间和结束（i）在磁通量出现阶段的结束，（ii）当AR产生其第一个CME或交叉W45，无论哪个先发生。我们发现磁螺旋度和能量阈值的$9 \times 10^{41}$ Mx $^2$和$2 \times 10^{32}$尔格，分别，如果越过，AR很可能爆发。隔离，在累积的磁螺旋度和能量预算，从noneruptive的喷发AR的违反在一种情况下，当AR爆发早期在其出现阶段，在6种情况下，noneruptive AR表现出大的磁螺旋度和能量预算。衰变指数的计算可能表明，这些AR没有爆发，因为覆盖的磁场提供了更强或更广泛的约束比喷发AR。结论.我们的研究结果表明，新兴的AR往往会产生CME时，他们积累了显着的预算的磁螺旋度和能量。对它们喷发潜力的任何研究都应该把磁螺旋度与磁能放在同等的地位。
2022-02-24 astro-ph.SR
