Three-dimensional null points are present in abundance in the solar corona, and the same is likely to be true in other astrophysical environments. Recent studies suggest that reconnection at such 3D nulls may play an important role in the coronal dynamics. In this paper the properties of the torsional spine and torsional fan modes of magnetic reconnection at 3D nulls are investigated. New analytical models are developed, which for the first time include a current layer that is spatially localised around the null, extending along either the spine or the fan of the null. These are complemented with numerical simulations. The principal aim is to investigate the effect of varying the degree of asymmetry of the null point magnetic field on the resulting reconnection process - where previous studies always considered a non-generic radially symmetric null. The geometry of the current layers within which torsional spine and torsional fan reconnection occur is found to be strongly dependent on the symmetry of the magnetic field. Torsional spine reconnection still occurs in a narrow tube around the spine, but with elliptical cross-section when the fan eigenvalues are different, and with the short axis of the ellipse being along the strong field direction. The spatiotemporal peak current, and the peak reconnection rate attained, are found not to depend strongly on the degree of asymmetry. For torsional fan reconnection, the reconnection occurs in a planar disk in the fan surface, which is again elliptical when the symmetry of the magnetic field is broken. The short axis of the ellipse is along the weak field direction, with the current being peaked in these weak field regions. The peak current and peak reconnection rate in this case are clearly dependent on the asymmetry, with the peak current increasing but the reconnection rate decreasing as the degree of asymmetry is increased.
Flux rope proxies and fan-spine structures in active region NOAA 11897
利用太阳动力学天文台（SDO）和界面区成像光谱仪（IRIS）的高分辨率观测资料，对2013年11月14日至19日期间NOAA AR 11897的通量绳代理进行了统计分析，并显示了该AR中的两个扇脊结构。我们首次在4个不同的位置探测了NOAA 11897的磁绳代理，共30次。这些磁绳代理要么在较低和较高温度的波长跟踪或仅在热通道中检测到。特别是这些弦索代理，没有一个被观测到爆发，而是逐渐消失。除了这些磁绳代理，我们首先检测到一个次级扇脊结构。它被圆顶形的磁场覆盖，属于一个更大的扇脊拓扑结构。这些新的观测结果表明，在AR中可以存在大量的磁通绳，AR磁位形的复杂性远远超出了我们的想象。
Interaction between an emerging flux region and a pre-existing fan-spine dome observed by IRIS and SDO
2014年3月9日，我们利用\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）和\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的大气成像组件对NOAA 11996活动区的扇脊圆顶进行了多波长观测。首次观察到了扇形脊拓扑结构由于其磁场和附近的出射磁通区（EFR）之间的相互作用而被破坏。SDO上的日震和磁成像仪的视线磁图显示，圆顶位于混合磁场上，其边缘植根于围绕少数寄生负场的冗余正极性。圆屋顶的扇形表面由细丝系统组成，沿其脊柱观察到反复出现的射流。大约在13：54 UT发生的喷流伴随着一个准圆形的带状物，沿着圆顶的底部边缘顺时针方向变亮，这可能表明在扇脊拓扑结构中发生了滑动重连。EFR连续出现并与圆顶的磁场相遇。磁抵消发生在新出现的负极性和圆顶磁场的外部正极性之间，这导致连接EFR和与圆顶相关的增亮的环的上升。在分析中使用对IRIS SI IV 1394谱线的曲线的单高斯拟合。除了视线方向上的上升外，沿狭缝似乎有两个上升分量。取消过程一次又一次地重复。最终，扇形脊状穹顶被摧毁，形成了新的连通性。我们认为，EFR和扇形脊穹的磁场之间的磁重联是造成穹破坏的原因。
Evolution of Kelvin-Helmholtz Instability in the Fan-Spine Topology
利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的多波长成像观测资料，研究了扇脊磁场结构中开尔文-亥姆霍兹（K-H）不稳定性的演化。这种磁拓扑结构存在于活动区AR 12297附近，并植根于附近的太阳黑子。在这种磁结构中，两层冷等离子体平行流动，并在细长的脊柱内相互作用。较慢的等离子体流（5 $km s^{-1}$）是从顶部沿着脊场线的反射流，其与从下方的脉冲等离子体上升流（114-144 km s $^{-1}$）相互作用。这个过程产生剪切运动和随后的K-H不稳定性的演变。K-H不稳定涡旋的振幅和特征波长增大，满足不稳定性最快增长模式的判据。在第二稠密层，两层速度差和K-H不稳定涡的速度大于Alfven速度，也满足K-H不稳定性增长的判据。在存在的磁场和剪切逆流等离子体中观察到的风扇脊柱拓扑结构，我们估计的参数常数，$Λ\ge$ 1，确认速度剪切的主导地位和演变的线性相位的K-H不稳定性。这一观察结果表明，在复杂的磁场结构和流动的存在下，风扇脊柱配置可能演变成快速加热，而连接性的变化，由于通过K-H不稳定性的破碎。
Resolving Interchange Reconnection Dynamics in a Fan-Spine-like Topology Observed by Solar Orbiter
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；Centre for Mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
Chromospheric Jet and Growing "Loop" Observed by Hinode: New Evidence of Fan-Spine Magnetic Topology Resulting From Flux Emergence
我们目前的观测色球喷流和不断增长的“环”系统，显示了新的证据，扇脊拓扑结构导致磁通量出现。这一事件发生在2007年2月9日的赤道冕洞，由日野太阳光学望远镜在Ca II H线上以前所未有的细节观测到。喷流的前身是一束延伸到色球层上方的细物质线，似乎以约50 km/s（周期<200 s）的速度围绕束轴旋转。这些旋转或横向振荡以高达786 km/s的速度向上传播。这个星系团先是缓慢地向上摆动，然后迅速地向上摆动，转变发生在A4.9耀斑的开始。一个环在这两个阶段同时膨胀（速度：16-135 km/s）。在耀斑的峰值附近，环似乎破裂;同时向上喷出物和质量下降流比自由落体更快地出现在一个环腿。然后，物质束以鞭打的方式摆动回来，并发展成准直射流，其沿着推断出的开放场线取向，横向振荡以较慢的速率继续。一些物质沿着平滑的流线回落，不再显示振荡。在低海拔，流线分叉，大概在一个磁零点和绕过推断圆顶，描绘了一个倒Y几何形状。这些流线在空间上与晚期Ca II H环和X射线耀斑环密切匹配。这些观察结果与模型一致，即在开放场区域出现的磁通导致磁重联，形成喷流和扇脊拓扑结构。我们提出，物质束和准直射流分别代表准静态和喷发阶段的外脊，而生长环是三维扇面的二维投影。
Compact solar UV burst triggered in a magnetic field with a fan-spine topology
太阳紫外线爆发是小尺度的特征，表现出间歇性的增亮，被认为是由于磁重联。它们在色球层和过渡区，特别是在活跃区大量存在。我们详细研究了紫外线爆发有关的磁功能，是平流的护城河流从太阳黑子朝向孔。运动特征是寄生的，因为它的磁极性与斑点和孔隙的磁极性相反。我们利用IRIS的紫外光谱和狭缝颚观测来识别和研究上述紫外爆发的色球和过渡区光谱特征。为了研究紫外线爆发周围的磁拓扑结构，我们使用了两个小时长的时间序列的同时从HMI的视线磁图和数据驱动的三维磁场外推通过磁摩擦松弛技术。我们可以将紫外线爆发的特征与AIA观测到的覆盖在其上的EUV日冕环联系起来。紫外线爆发显示出各种各样的极宽的线轮廓，表明等离子体流量超过$\pm$ 200 km s $^{-1}$的时候。整个结构分为两个空间上不同的区域，主要是向上和向下流动。的磁场外推显示一个持久的风扇脊柱在紫外线爆发的磁拓扑结构。相关联的三维磁零点存在于光球上方约500公里的高度，并与观测到的紫外线爆发共空间演化。冕环足点的极紫外辐射与紫外爆发的演化密切相关。零点周围的磁场被光球运动剪切，触发磁重联，最终为观测到的紫外线爆发提供动力，并为覆盖在其上的日冕环提供能量。零点的位置表明爆发是在太阳色球层的低层触发的。
Recurrent Coronal Jets and QPPs: Periodic Reconnection and Localized Heating Across Quiet-Sun to Active Regions
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文观测所）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Division of Mathematics, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部数学系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度技术学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）
Irreversible Rapid Changes of Magnetic Field Associated with the 2012 October 23 Circular Near-limb X1.8 Flare
人们发现，光球磁场可以随着太阳爆发后的三维磁场重构而变化。以往的研究主要使用的矢量磁场数据采取的事件附近的磁盘中心。本文利用太阳动力学观测站日震磁成像仪（Helioseismic and Magnetic Imager on the Solar Dynamic Observatory）的45 s和12 min两个周期的观测数据，分析了2012年10月23日NOAA AR 11598中X1.8耀斑的磁场演化。这个耀斑被归类为一个具有脊扇型磁拓扑结构的圆带状耀斑，其中包含一个零点。在视向磁图中，存在两条视极性反转线（PIL）。靠近肢体的PIL受投射效应的影响更大。在这两个PIL之间存在正极性磁场，其被PIL外部的负极性场包围。我们发现，耀斑发生后，向盘缘和向盘缘的视负通量均减小，而两者之间的视正通量增大。我们还发现，水平磁场沿盘向PIL有一个显着的增加，而在周围地区，他们减少。综合观测到的磁场变化，我们得出结论，磁场崩溃对表面以上的盘向PIL所描绘的日冕内爆的情况下，而周边领域转向一个更垂直的配置后，耀斑。我们还认为这次事件是一次不对称的圆带状耀斑：朝向磁盘的PIL上方可能存在通量绳。它的爆发导致整个扇脊结构的不稳定和PIL附近的内爆。
On the 2012 October 23 circular ribbon flare: emission features and magnetic topology
环带耀斑通常与含有零点的脊扇型磁拓扑有关。本文利用\textit{Solar Dynamics Observatory}、\textit{Hinode}和\textit{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager}的多波长观测资料，对2012年10月23日发生的X级环带耀斑进行了研究。在\ion{Ca}{2} H辐射中，耀斑呈现出三条带状，其中两条带状的高度拉长的带状物分别位于准圆形带状物的内侧和外侧。在极紫外（EUV）辐射中显示出一个热通道，推断出磁通量绳的存在。两个12- 25 keV能带的硬X射线源位于该热通道的足点。利用非线性无力磁场外推法，我们确定了三种拓扑结构：（1）一个三维零点，（2）在零点扇形下方的磁通绳，（3）由活动区的类四极磁场诱导的大尺度准分界线层（QSL）。我们发现，零点是嵌入在大规模的QSL。在我们的例子中，必须考虑所有三个确定的拓扑结构来解释与观测到的耀斑相关的所有发射特征。此外，HXR源被认为是磁绳内部或边界附近重联的结果。
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
