Horizontal flows concurrent with an X2.2 flare in active region NOAA 11158
2011年2月15日，在活动区NOAA 11158，利用局部相关跟踪（LCT）技术测量了一次主要（X2.2）太阳耀斑发生时的水平自行。这些测量是根据太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的连续图像和磁图进行的。沿极性反转线观察到的剪切流相当弱（几个100米/秒）。耀斑爆发后，逆流区向北移动。在耀斑之后，在一个快速半影衰减的区域附近出现了一个流速高达1.2公里/秒的小圆形区域。该区域的LCT信号是由小尺度光球亮化提供的，这与快速移动的磁场特征有关。耀斑后，观测到阴影增强和快速半影衰减。这两种现象都与白光耀斑发射的核心密切相关。白光耀斑只持续了约15 min，峰值比X射线通量早4 min。与其他主要耀斑相比，活动区NOAA 11158的X2.2耀斑只产生了较小的光球特征。
2012-01-13 astro-ph.SR
Relationship between Magnetic Field Properties and an X-class Flare in Active Region NOAA 9077
太阳磁场是产生太阳耀斑的关键因素，因此研究太阳磁场特性与耀斑的关系具有重要意义。本文利用怀柔太阳观测站NOAA 9077活动区光球矢量磁象图外推的磁场，研究了该活动区X级耀斑的磁力线高度、无力因子、自由磁能和倾角等磁场参数。我们发现耀斑后磁场线变低，闭合磁力线与开放磁力线的比值增大。对于闭合磁力线，无力因子（$α$）在耀斑前达到一个较大的值，耀斑后下降，而开放磁力线则表现出相反的趋势。自由能在耀斑爆发前达到最大值，耀斑爆发后下降。耀斑爆发后，闭合磁力线和开放磁力线的磁倾角呈现相反的变化趋势。因此，耀斑释放的非势能主要包含在闭合的磁场线中。
2019-05-05 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
Initiation and Eruption Process of Magnetic Flux Rope from Solar Active Region NOAA 11719 to Earth Directed-CME
利用太阳动力学观测站的日冕极紫外观测资料和光球磁场观测资料，对NOAA 11719太阳活动区的一次喷发事件进行了研究。AR由一个起源于主黑子的暗条通道组成，其南段与AIA通带中观察到的反S S形系统有关。我们把S形管看作是磁绳的主体。同时，还存在一个穿过该FR的扭曲通量束，其上覆通量束的形状变化类似于扭结-上升演化，与FR的上升运动相对应。表明在FR下面的薄电流片中的重连。在北极和南极评估的AR的净磁通量显示出减少而这些通量中的净电流呈现增加的趋势。由于负（正）磁通具有主导的正（负）电流，AR磁通系统的手征可能是负的（左手），与反S形FR的手征一致。对AR源磁场的分析表明，抵消磁通是FR系统单调扭曲达到临界状态触发扭结不稳定性和上升运动的主要因素。这种上升运动可能导致环面不稳定的发生，从而导致地球定向CME，而上升FR下方的变薄电流片的逐渐重联则导致M6.5耀斑。
2014-10-08 astro-ph.SR
Flare induced penumbra formation in the sunspot of NOAA 10838
我们用Dunn太阳望远镜观测到NOAA 10838活动区的一个小孔上有半影的形成。利用DLSP、UBF、Gband和CaK等仪器的同步观测，得到了光球层的矢量磁场、强度图像和光球层到色球层不同高度的多普勒速度。我们对这组数据的分析结果表明，半影的形成是由于同时发生的耀斑引起的磁场弛豫的结果。\Halpha \中的图像显示了耀斑（根据GOES，C 2.9），矢量磁场显示了重新定向和全局$α$值（扭曲的测量值）的减小。我们认为，这种由于重联或耀斑引起的环结构松弛，可能是磁力线回落到光球层形成半影的途径之一。
2010-10-08 astro-ph.SR
Flare and CME Properties and Rates at Sunspot Minimum
太阳活动极小期的日冕与活动期的日冕有很大的不同。我们从耀斑和CME（日冕物质抛射）发生的角度讨论了当前的第23/24周极小期。与之前的最小值相比，耀斑/CME的比率几乎减少了一个数量级。这表明，耀斑/CME关联的环境效应不同，在这个意义上，第23/24周期的最小日冕是相对容易破坏。
2010-03-22 astro-ph.SR
CME acceleration and non-thermal flare characteristics
我们研究了37个脉冲耀斑-日冕物质抛射（CME）事件的RHESSI非热X射线观测结果所证实的日冕物质抛射（CME）的主加速相与耀斑粒子加速之间的关系。CME峰值速度和峰值加速度与表征耀斑加速电子谱的各种参数产生明显的相关性。CME峰值速度与加速电子总能量的相关系数最高（c = 0.85），支持CME的加速和伴随耀斑的粒子加速从共同的能量源获得能量的观点，即可能是喷发构造后电流片中的磁重联。一般来说，CME峰值速度与非热耀斑参数的相关性比与CME峰值加速度的相关性高，但加速电子谱的谱指数与CME峰值加速度的相关性更高（c = -0.6），这表明耀斑加速电子谱的硬度与CME上升结构的脉冲加速过程紧密耦合。我们还得到了CME起始高度$h_0$与非热耀斑参数之间的高度相关性，其中$h_0$与耀斑加速电子谱指数（c = 0.8）的相关性最高。这意味着CME在低日冕高度爆发，即在较强磁场的区域，伴随着耀斑，耀斑更有效地将电子加速到高能量。在大多数的事件（80%），非热耀斑发射开始后，CME加速（6分钟），给电流片长度在发病的磁重联21 \pm 7微米。耀斑HXR峰值是很好地同步与CME加速曲线的峰值。
2012-05-11 astro-ph.SR
On the Triggering of M-Class Solar Flare due to Loop-loop Interaction in AR NOAA 10875
本文对2006年4月27日发生在ARNOAA 10875上的一次M7.9 /1 N太阳耀斑进行了多波长分析。耀斑是由于两个环系统的相互作用而触发的。GOES软X射线和TRACE 195 Oscilloscope图像序列显示了三维X型环-环相互作用的观测证据，并在相互作用部位进行了会聚运动。在环-环相互作用过程中，我们发现了以下特征：（i）服从Neupart效应的短持续时间/脉冲耀斑，（ii）射电流量剖面（4.9和8.8 GHz）的双峰结构，（iii）射电流量剖面的准周期振荡持续时间为\sim 3 min，（iv）没有CME和III型射电爆发。耀斑期间观察到的上述特征与Sakai等人（1986）的电流回路聚并理论和模拟结果一致。这些独特的多波长观测提供了环-环相互作用和太阳耀斑触发的证据。
2011-09-22 astro-ph.SR
Relationship between eruptions of active-region filaments and associated flares and CMEs
为了更好地理解活动区暗条爆发及其伴随的耀斑和CME的动力学过程，我们对1998 - 2007年BBSO、TRACE和t（SOHO/EIT）观测到的120个事件进行了统计研究，并将暗条观测与NOAA的耀斑报告、MDI磁图和LASCO数据相结合，研究了活动区暗条爆发与其他太阳活动的关系。我们发现120个暗条爆发中有115个与耀斑有关。在105次暗条爆发中，除15次没有LASCO观测资料外，其余56次都与CME有关。我们注意到日冕仪由于几何形状或灵敏度的限制，导致许多较小的CME是地球导向的或远离天空平面的近地航天器无法检测到。不包括那些没有相应的LASCO数据，CME的关联率的活动区暗条爆发明显增加与X射线耀斑类从约32%的C级耀斑的X级耀斑的100%。与晕日冕物质抛射相关的活动区暗条的爆发经常伴随着大耀斑。约92%的X级耀斑事件与Halo CME有关。这样的结果是由于被探测到的地球CME通常是较大的CME，而许多较小的CME由于几何形状和低强度而没有被探测到。暗条爆发的日冕物质抛射的平均速率随X射线耀斑的增大而增大，从C级耀斑的563.7 km/s增大到X级耀斑的1506.6 km/s。此外，磁的出现和抵消在触发暗条爆发中起着重要作用。这些发现不仅对活动区暗条爆发的模拟，而且对耀斑和日冕物质抛射的预测都有指导意义。
2011-01-19 astro-ph.SR
The calm before the storm: High spatial resolution mosaic of active region NOAA 14274 at the onset of an X1.2 flare
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本研究通过高分辨率成像揭示了NOAA 14274活跃区域在X1.2闪焰前夕的磁场结构和动态特征。
2025-12-01 astro-ph.SR
Homologous Flares and Magnetic Field Topology in Active Region NOAA 10501 on 20 November 2003
我们提出并解释观测到的两个形态同源耀斑，发生在活动区（AR）NOAA 10501 2003年11月20日。两个耀斑都显示出四条同源的H-α带，并且都伴随着日冕物质抛射（CME）。中心耀斑带位于活动区中心出现的双极的位置。该双极的负极性分裂成两个主要部分，其中一个在32小时内围绕正极性旋转约110度。我们模拟日冕磁场和计算其拓扑结构，作为边界条件的磁最近的时间每个耀斑。特别是，我们计算的准分界线层（QSL）的位置，以了解耀斑带之间的连接。尽管AR 10501中存在几个极性，但全局磁场拓扑结构对应于四极磁场分布，无磁零点。对于这两个耀斑，QSL的光球轨迹是相似的，并且与四个H-α带的位置很好地匹配。这种全局不变的拓扑结构和旋转偶极的连续剪切是导致耀斑同源性的两个关键因素。然而，我们的分析也表明，不同的磁连接域的四极配置变得不稳定，在每个耀斑，使磁重联进行不同的两个事件。
2010-11-04 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
Rapid buildup of a magnetic flux rope during a confined X2.2 class flare in NOAA AR 12673
磁通量绳（MFR）被认为是太阳爆发的核心结构，然而，其形成仍然存在激烈的争论。在这里，我们报告了2017年9月6日发生在NOAA AR 12673的X2.2级耀斑期间MFR系统的快速积累过程，三小时后，该结构爆发为主要的日冕物质抛射（CME），伴随着X9.3级耀斑。对于X2.2耀斑，我们没有发现EUV调光，分离的耀斑带，或明确的CME签名，这表明一个局限的耀斑。对于X9.3耀斑，大规模的变暗、耀斑带的分离和CME表明它是爆发性的。通过非线性无力场（NLFFF）的时间序列外推，我们发现：直到爆发耀斑，MFR系统位于AR。在受限耀斑期间，MFR系统的轴向通量和磁螺旋度下限分别显著增强了约86%和260%，尽管平均扭曲数几乎没有变化。在爆发耀斑期间，这三个参数都显著降低。结果表明，建立和释放的MFR系统在封闭和爆发耀斑，分别。前者可以通过扩口重连来实现。我们还计算了耀斑前主极性反转线（PIL）以上衰变指数的分布，没有发现显着差异。这表明磁共振系统的磁通量和螺旋度的增加可能在促进其最终喷发中起作用。
2018-10-10 astro-ph.SR
Relation between coronal type II bursts, associated flares and CMEs
我们研究了一个复杂事件的样本，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪（100-650兆赫范围）记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别从太阳地球物理数据表和LASCO清单获得。比较了射电爆发-耀斑-CME的特征，并分离出两组具有相似行为的事件。在第一种情况下，II型激波激励器似乎是在CME尾流中传播的耀斑爆炸波。在第二种情况下，II型爆发似乎是由CME引发的，尽管它并不总是清楚它是由CME的弓形或侧翼驱动的，还是重联激波。
2010-09-15 astro-ph.SR
Combined STEREO/RHESSI study of CME acceleration and particle acceleration in solar flares
利用两个前所未有的任务，STEREO和RHESSI的潜力，我们研究了三个观测良好的快速日冕物质抛射发生在靠近肢体连同其相关的高能耀斑排放的RHESSI HXR光谱和通量演变。从STEREO/EUVI和STEREO/COR 1数据的脉冲加速度阶段的完整CME运动学高达4 Rs的测量与一个高的时间节奏少等于2.5分钟。对于推导CME速度和加速度，我们应用和测试一个新的算法的基础上正则化方法。CME最大加速度在高度h < 0.4 Rs时达到，峰值速度在h < 2.1 Rs（在一种情况下小至0.5 Rs）时达到。我们发现，CME加速配置文件和耀斑的能量释放，证明在RHESSI硬X射线通量的演变同步的方式。这些结果支持标准耀斑/CME模型，其特征在于大尺度CME加速过程和相关耀斑的能量释放之间的反馈关系。
2010-02-16 astro-ph.SR
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 astro-ph.SR
Dynamic Precursors of Flares in Active Region NOAA 10486
本文用四种不同的方法研究了NOAA 10486活动区耀斑活动的前兆。有两种方法跟踪适当选择的特征的时间行为（一种是加权水平梯度WGM，它是从磁场的水平梯度GM中概括出来的;另一种是所有太阳黑子对的磁场的水平梯度GS的总和）。WGM是一种光球指标，是活动区特定区域磁非潜力的替代测量，即它捕获相反磁极高度混合的区域的磁通量加权水平梯度的时间变化。第三个，被称为分离参数S（lf），考虑整体形态。此外，GS和S（lf）是光球新定义的快速查看整个活动区的极性混合的指标。第四种方法是跟踪小型X射线耀斑的时间变化、它们的连续时间和它们的能量，这些都是由Ramaty高能太阳光谱成像仪观测到的。所有的方法都产生了耀斑即将来临的特定的预先粗略的信号。
2015-03-16 astro-ph.SR
Sequential Lid Removal in a Triple-Decker Chain of CME-Producing Solar Eruptions
我们研究了SDO、STEREO、RHESSI和GOES观测到的一个大的双极活动区（AR）在12小时内发生的三次连续日冕物质抛射（CME）爆发。显然，AR最初有一个三层结构：在极性反转线（PIL）上方的垂直堆栈中有三个通量绳。在被中间通量绳的局限爆发碰撞后，顶部通量绳爆发，使第一个CME及其伴随的AR跨越耀斑拱廊扎根于一对相距甚远的耀斑带。第二次日冕物质抛射是由先前被捕获的中间磁绳的喷发造成的，它吹开了第一次日冕物质抛射的耀斑弧，并产生了一个耀斑弧，该耀斑弧植根于一对比第一次日冕物质抛射更靠近PIL的耀斑带。第三次日冕物质抛射是由底部磁绳的爆发形成的，它冲开了第二个耀斑拱圈，形成了自己的耀斑拱圈和一对耀斑带。在PIL观测到的磁通抵消可能触发中间磁通绳的初始受限喷发。那次局限的喷发显然引发了第一次CME喷发。由第一次CME爆发引发的眼睑去除机制可能引发第二次CME爆发。第二次CME喷发进一步去除盖子可能会触发最后一次CME喷发。
2020-08-11 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
2019-06-20 astro-ph.SR
Using Machine Learning Methods to Forecast If Solar Flares Will Be Associated with CMEs and SEPs
在太阳上观测到的爆发活动现象中，最具技术威胁的是伴随着日冕物质抛射（CME）和太阳高能粒子（SEP）的耀斑。太阳磁活动区（AR）的磁流体动力学过程产生了伴随CME和SEP的耀斑。然而，这些AR不仅会产生与CME和SEP相关的耀斑，还会导致与任何其他事件无关的耀斑和CME。在试图区分耀斑与相关的CME和SEP从耀斑和CME，这是不相关的任何其他事件，我们研究了两个机器学习算法的性能。为了实现这一目标，我们采用支持向量机（SVM）和多层感知器（MLP）使用的数据从空间天气数据库的通知，知识，信息（DONKI）的NASA空间气象中心，{ \it地球同步业务环境卫星}（{ \it GOES}），和空间气象日光层和磁成像仪活动区补丁（SHARP）。我们发现，真正的技能统计（TSS）和Heidke技能得分（HSS）计算的SVM略好于那些从MLP。我们还表明，96小时的预测时间框架提供了最好的结果，如果耀斑将与CME和SEP（TSS=0.92 $\pm$ 0.09和HSS=0.92 $\pm$ 0.08）预测。此外，我们得到的TSS和HSS的最大值为0.91 $\pm$ 0.06，预测耀斑将不会与CME和SEP的36小时的预报窗口，而108小时的预报窗口给出的最大TSS和HSS值预测CME将不会伴随任何事件（TSS=HSS=0.98 $\pm$ 0.02）。
2018-06-19 astro-ph.SR
On the origin of two X-class flares in active region NOAA 12673 - Shear flows and head-on collision of new and pre-existing flux
耀斑活动区NOAA 12673于2017年9月6日连续产生X2.2和X9.3耀斑。为了仔细研究与这些耀斑相关的形态、磁性和水平流动特性，使用了7小时的时间序列，包括连续图像、视线/矢量磁图和1600张紫外线图像。这些数据通过SDO HMI和AIA获得。白光耀斑发射不同的两个耀斑，而X2.2耀斑显示本地化，局限的耀斑内核，X9.3耀斑表现出双带结构。相比之下，两个耀斑的过量紫外线发射表现出类似的结构，但X9.3耀斑的面积范围更大。这两个耀斑代表了一种情况，其中第一个封闭的耀斑作为前兆，为更广泛的耀斑奠定了基础。连续谱和磁图的差异图揭示了显著变化的位置，即，半影衰减和本影增强。δ斑中弯曲的磁极性反转线是大多数变化的支点。使用DAVE 4VM计算水平自行。持续性流动特征包括：（1）沿极性反转线的强切变流，负寄生极性试图绕过北部δ点的大部分正极性部分;（2）一组正极性点围绕南部δ点移动，以显著的水平流速远离δ点;（3）强烈的护城河流部分地围绕着几个黑子的半影，在半影衰变的区域，护城河流变弱。增强的耀斑活动起源于新出现的通量与已经存在的规则α斑的正面碰撞。
2018-01-25 astro-ph.SR
Exhaustive study of three-time periods of solar activity due to single active regions: sunspot, flare, CME, and, geo-effective characteristics
在本文中，我们提出了一个高水平的太阳活动期间，一个单一的活动区产生多个耀斑/CME的多波长研究。根据对太阳黑子的观测，目前的第24个太阳活动周期与前几个太阳黑子活动周期相比强度较低。在当前的第24太阳黑子周期中，几个小型和大型太阳黑子群产生了各种中等和强烈的耀斑/CME事件。在2012-2015年期间，有几个活动区域有大量的耀斑活动穿过太阳的可见盘。在本研究中，我们考虑了2013年10月22日至29日、2013年11月1日至8日和2014年10月25日至8日这三个时间段，在此期间观察到228次耀斑。仅考虑盘中心附近的活动区，已经报道了59个CME（晕或部分），其中只有39个事件与耀斑有关。结果表明，面积较大、形态较复杂、磁场较强的活动区产生极快日冕物质抛射（速度> 1500 km/s）的可能性较大。因此，在所报道的5个X级耀斑中，有3个（60%）与CME有关。CME耀斑相关事件的离地时间在耀斑相关事件发生时间之后有+15到+30分钟的时间间隔，这表明耀斑产生了CME。此外，我们还整理了CME爆发后1 -5天内的磁暴。59次CME中有10%与磁暴有关，但都是中等强度的磁暴。
2020-12-09 astro-ph.SR
On the line profile changes observed during the X2.2 class flare in the active region NOAA 11158
太阳活动区NOAA 11158在穿过太阳盘期间产生了一系列耀斑。当前太阳活动周期的第一次大耀斑（X2.2级）发生在2011年2月15日01：50 UT附近的活动区域。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）获得的多普勒和磁图，以研究与这次耀斑相关的光球速度和磁场变化。HMI仪器提供了高质量的多普勒和磁地图的太阳盘在0.5弧秒的空间尺度在45秒的节奏随着成像光谱。我们已经确定了五个位置的速度瞬变的活动区在耀斑。这些瞬态速度信号位于耀斑带内和周围，如Hinode在Ca II H波长和RHESSI能量范围12-25 keV的硬X射线增强的足点所观察到的。两个圆偏振态的形状和宽度的变化已被观察到的瞬态时，在三个五个位置。线剖面的正演模拟表明，大气参数的变化，如磁场强度，多普勒速度和源函数可以解释观测到的变化，在线剖面相对于耀斑前的条件。
2013-10-21 astro-ph.SR
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 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
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
A Statistical Study of CME Properties and of the Correlation Between Flares and CMEs over Solar Cycles 23 and 24
利用1997年7月31日至2014年3月31日（即第23和24太阳周）太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪（LASCO）获得的数据，研究了日冕物质抛射（CME）的一些性质，如速度、加速度、极角、角宽和质量。我们使用了两个CME目录：一个由协调数据分析工作室（CME）数据中心提供，一个由计算机辅助CME跟踪软件（CACTus）检测算法获得。对于每个数据集，我们发现在第24周期的峰值期间观察到的CME的数量高于或相当于第23周期期间的数量，尽管第24周期期间的光球活动比第23周期期间弱。使用CACTus探测到的CME，我们注意到在两个周期的峰值期间，事件数量[N]处于相同的数量级，但在第24周期期间CME分布的峰值在时间上更长（2012年和2013年期间N >1500）。我们把CMEs和CACTus结果之间的差异归因于CMEs目录中CMEs定义的观察者偏差。我们还使用了一个数据集，其中包含19,811个耀斑的C-，M-和X-级观测的地球同步业务环境卫星（GOES）在同一时期。使用这两个数据集，我们研究了CME喷射的质量和相应耀斑期间发射的通量之间的关系：我们发现11，441个耀斑与CME在时间上相关，对于CMEs和CACTus为9120。此外，我们还发现，在0.1 - 0.8nm范围内，耀斑的通量与CME质量之间存在对数线性关系，与耀斑相关的CME事件和与耀斑无关的CME…
2016-12-29 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
Pre-flare processes, flux rope activation, large-scale eruption and associated X-class flare from the active region NOAA 11875
我们结合AIA/SDO、HMI/SDO、RHESSI和HiRAS的观测，对活动区NOAA 11875的X1.0耀斑（SOL 2013 -10- 28 T02：03）相关的热日冕通道喷发进行了多波长分析。在高日冕温度下的EUV图像表明，在活动区的核心存在一个热通道，从早期的耀斑前阶段证明预先存在准稳定的磁通量绳。热通道经历了一个激活阶段后，本地化和长期的耀斑前事件发生在其脚点之一附近。随后，通量绳继续缓慢上升$\approx$ 16分钟，在此期间，软X射线通量逐渐建立，表征了明显的前体相。随着X1.0耀斑脉冲相的开始，磁绳从缓慢上升状态过渡到爆发运动。热通道的爆发性扩张伴随着一系列III型射电爆发，这些爆发与强硬X射线非热发射的脉冲上升有关，其中包括来自日冕环的能量高达$\approx$ 50 keV的明确硬X射线源和来自其足点位置的能量高达$\approx$ 100 keV的硬X射线源。我们的研究包含的证据表明，耀斑前的活动发生在一个稳定的通量绳的空间范围内，可以使其不稳定的爆发。此外，突然过渡的磁通绳从缓慢上升到快速加速的状态，精确地分叉的前兆和脉冲阶段的耀斑指向早期CME动力学和大规模磁重联的强度之间的反馈关系。
2019-08-12 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Probing Subsurface Flows in Active Region NOAA 12192 - Comparison with NOAA 10486
活动区12192是迄今为止在第24太阳活动周观测到的最大活动区。这是一个长寿的AR，存活了四个卡林顿旋转（CR），并表现出一些不寻常的现象。我们测量的水平地下流动在这个活跃的区域在多个旋转使用的环形图技术的本地日震和全球振荡网络组（龚+）多普勒，并调查如何不同的是在AR 12192从AR 10486的等离子体流。这两个地区都产生了几个高M级和X级耀斑，但有不同的CME生产力。我们的分析表明，这些AR具有异常大的水平流振幅，方向明显不同。虽然AR 12192中的赤道气流是向极的，支持通量输送到两极，但AR 10486中的赤道气流是向赤道的。此外，在X3.1耀斑期间，AR 12192中浅层的纬向气流的估计值突然增加，然而，在AR 10486中，X17.2耀斑使其反向。这些流动模式在AR 10486中产生了强烈的水平速度扭曲，并在整个磁盘通道中持续存在，而AR 12192则只在X3.1耀斑爆发后才产生扭曲，并很快消失。我们的研究表明，太阳黑子的旋转结合重组的磁场在AR 10486是不足以减少流的能量，即使在几个大耀斑，可能触发了CME。此外，在AR 12192中没有太阳黑子旋转的情况下，这种磁场的重组对X3.1耀斑后流动能量的大量释放做出了重大贡献。
2017-10-05 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 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
Evolution of Magnetic Field Twist and Tilt in Active Region NOAA 10930
利用光球矢量场、色球H_α和日冕环等资料，对活动区的磁扭曲进行了十多年的测量。用矢量磁场测量方法在光球层水平上测量了活动区的扭曲和倾斜。活动区NOAA 10930是一个高度扭曲的新兴区域。同一个活动区产生了几次耀斑，并被Hinode广泛观察到。在本文中，我们将显示在这个活动区域的扭曲和倾斜的演变导致了两个X级耀斑。我们发现，扭曲最初增加了几天的时间，同时减少倾斜，直到2006年12月13日之前的X3.4级耀斑。在X3.4级耀斑之前，活动区获得的总扭转大于一个完整的缠绕，并且在观测的后期有所减小。注入日冕的螺旋度是负的，在耀斑爆发前超过了10^43 Mx ^2。
2010-12-01 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Novel scaling laws to derive spatially resolved flare and CME parameters from sun-as-a-star observables
本研究利用太阳长期SXR至射电数据，建立了耀斑功率与CME功率之间的标度律，从而可从类太阳恒星观测量推断空间分辨的CME速度和重联磁通。
2024-10-07 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
Magnetic Systems Triggering the M6.6-class Solar Flare in NOAA Active Region 11158
我们报告了2011年2月13日在活动区（AR）NOAA 11158的M6.6级耀斑的详细事件分析。AR 11158由两个主要的新兴双极组成，表现出突出的活动，包括一个X级和几个M级耀斑。为了研究与M6.6事件相关的磁结构，特别是耀斑触发磁区的形成过程，我们分析了多个航天器观测和耀斑模拟的数值结果。我们观察到，在这个四极AR的中心，一个高度剪切的极性反转线（PIL）是通过主要磁性元素的自行形成的，它建立了一个剪切冠状弓躺在PIL。观测结果支持了这样的解释，即目标耀斑是由一个具有侵入结构的局部磁区触发的，即正极性穿透到负极性对应物中。剪切冕弧与触发区之间的几何关系与基于数值研究的理论耀斑模型一致。我们发现触发区的形成是由于小尺度磁斑的连续积累。在耀斑发生前几个小时，一系列出现/平流补丁重新连接到一个预先存在的领域。最后，M6.6事件的突然耀斑爆发开始于17：30 UT左右。我们的分析表明，在一个耀斑活动的触发过程中，所有的多尺度磁系统，不仅整个AR的演变，而且精细的磁性元素，都参与其中。
2013-06-11 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
Eruptive-Impulsive Homologous M-class Flares Associated with Double-Decker Flux Rope Configuration in Mini-Sigmoid of NOAA 12673
我们对GOES类M1.4和M7.3的两个同源，短暂的脉冲耀斑进行了多波长分析，这些耀斑发生在2017年9月7日活动区域NOAA 12673内的一个非常局部化的小型S形区域。这两个耀斑都与最初的喷流状等离子体喷射有关，这些喷射在短暂的时间内以准直的方式向东移动，然后急剧改变方向向西南方向移动。非线性无力场外推揭示了耀斑前小型S形区存在一个紧凑的双层磁绳结构。一组起源于活动区附近的开放场线，最有可能是喷发等离子体的异常动力学的原因，给出了活动区附近出现冕洞的最早迹象。水平场分布表明，上述活动区的字段迅速衰减，意味着高倾向的磁通绳系统对喷发。鉴于低日冕双层通量绳和紧凑的极紫外线（EUV）下的灯丝增亮以及相关的光球磁场的变化，我们的分析支持的组合初始系绳切割重联和随后的环面不稳定性驱动的爆发。
2020-07-23 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection at Hyperbolic Flux Tube associated with a Confined Flare in NOAA Active Region 12268
Patna University（巴特那大学）；Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3), Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学计算通用代码应用研究所 (IAC3)）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
本文通过非力自由场反演确定了超双曲磁通管中的磁重联，揭示了其在NOAA 12268中受限M2.1级日闪中的关键作用。
2026-04-12 astro-ph.SR
On the flare induced seismicity in the active region NOAA 10930 and related enhancement of global waves in the sun
2006年12月13日在活动区NOAA 10930发生了一次X3.4级的大耀斑。在耀斑期间释放的能量也被认为会引起太阳的声波振荡。在这里，我们分析了X3.4耀斑期间在这个活动区的视线速度图案使用GONG仪器获得的多普勒。我们还分析了SOHO航天器上GOLF仪器获得的太阳盘积分速度观测值以及GONG观测的全盘塌陷速度信号，以研究太阳局部和全局速度振荡中与耀斑相关的变化之间的任何可能联系。我们应用小波变换的时间序列的本地化速度振荡，以及全球的速度振荡在太阳跨越耀斑事件。在耀斑期间，在活动区半影的某些局部区域，视向速度表现出明显的增强。观察到受影响区域远离耀斑带和硬X射线足点的位置。这种速度的突然增强似乎是由局部半影区的“磁急动”驱动的洛伦兹力引起的。应用小波分析这些耀斑引起的本地化地震信号显示显着的增强，在高频域（5-8兆赫）和微弱的增强，在耀斑期间的p-模式振荡（2-5兆赫）。另一方面，小波分析的GOLF速度数据和整个磁盘崩溃的龚速度数据跨越耀斑事件表明显着的耀斑后增强的高频全球速度振荡在太阳。我们发现耀斑引起的本地化地震信号和激发太阳的全球高频振荡之间的连接的迹象。
2011-10-28 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
Flares and Magnetic Non-potentiality of NOAA AR 11158
磁的非位性对于理解耀斑和太阳活动区的其他活动具有重要意义。五个非潜在参数，即，电流，电流螺旋度，源场，光球自由能，角剪切，在这项工作中计算量化的NOAA AR 11158的非潜力。得益于高空间分辨率，高节奏，和连续的时间覆盖的矢量磁图从太阳动力学天文台的日震和磁成像仪上，AR的长期演变和耀斑期间的快速变化进行了研究。证实了磁无势区与耀斑的关系比磁通量更密切，磁无势区和耀斑的重要性。本工作的主要结果如下。(1)源场中的涡旋直接反映了水平磁场的偏转。这种偏转对应于快速旋转的黑子，但有一个时间延迟，这表明黑子的旋转导致了非势的增加。(2)在磁极性反转线附近发现了两个矢量磁场方位角变化明显的区域。方位角的变化率分别约为1.3度/小时和3.6度/小时。(3)在四次耀斑的初始增亮区，螺旋度的变化迅速而显著地增加。两个最大耀斑（X2.2和M6.6）的恢复时间为3-4 h，而另两个较小耀斑（M2.2和M1.6）的恢复时间仅为2 h左右。
2012-09-27 astro-ph.SR
Multiwavelength Study of M8.9/3B Solar Flare from AR NOAA 10960
本文对2007年6月4日发生在NOAA AR 10960上的一次长时间白光太阳耀斑（M8.9/3B）事件进行了多波长分析。这次耀斑是由SOHO/MDI、Hinode/SOT、TRACE和STEREO/SECCHI等几种星载仪器观测到的。耀斑是在AR中心的一个小的正极性卫星黑子附近开始的，周围是相反极性的场区。AR的MDI图像显示了在耀斑事件期间三角洲配置的小正极性太阳黑子的相当大的变化量。太阳黑子的SOT/G波段（4305 A）图像还表明，在耀斑事件之前，正极性太阳黑子的快速演化具有高度扭曲的半影细丝，这些细丝是逆时针方向的。它显示了在耀斑的衰变阶段，方向的变化，扭曲的半影丝（~35-40%）和本影区（~45-50%）的增强也显着消失。TRACE和SECCHI观测揭示了与该黑子相关的两个螺旋扭曲结构的连续激活，以及SOT/Ca II H线（3968 A）的时间序列图像所观察到的色球层中相应的增亮。发现次级螺旋扭曲结构与8.9级耀斑事件有关。增亮开始于耀斑极大值出现前6-7 min，出现次级螺旋扭曲结构。耀斑强度随着该结构远离AR而最大化。这种与耀斑触发有关的扭曲磁通管，被发现在喷发中失败了。耀斑的位置被发现与螺旋扭曲结构的激活位点相吻合。我们的结论是，激活连续的螺旋扭曲的磁通量管/绳起着至关重要的作用，在能量积累过程和触发的M级太阳耀斑没有一个CME。
2010-05-28 astro-ph.SR
Coronal shocks associated with CMEs and flares and their space weather consequences
我们研究了复杂事件的样本的地球有效性，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪在100-650兆赫范围内记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别来自太阳地球物理数据和LASCO目录。这些与太阳风参数和地磁指数的变化进行了比较，以建立太阳能量事件和它们对地磁活动的影响之间的关系。
2010-09-15 astro-ph.SR
Relationship between Solar Energetic Particles and Properties of Flares and CMEs: Statistical Analysis of Solar Cycle 23 Events
本文对太阳高能粒子（SEP）与太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的关系进行了统计分析。选择在太阳活动周期23期间的SEP事件，其与源自太阳的可见半球并且至少为M1级的太阳耀斑相关联。考虑到所有耀斑和日冕物质抛射发生在这一时期，发生的概率SEP事件在地球附近的确定。一个强大的上升，这一概率观察到耀斑强度增加，更西部的位置，更大的CME速度和晕CME。质子峰值通量和这些太阳参数之间的相关性推导出了一个低（>10 MeV）和高（>60 MeV）的能量范围内，不包括任何通量增强，由于快速行星际冲击的通道。当E>10 MeV（E>60 MeV）时，与耀斑强度和CME速度的相关系数分别为0.55 ± 0.07（0.63 ± 0.06）和0.56 ± 0.08（0.40 ± 0.09）。对于这两个能量范围，与耀斑经度和CME宽度的相关性非常小或不存在。此外，发生概率，相关系数和平均峰值通量推导出在多维箱结合上述太阳参数。在不同的质子能量通道，从5到200 MeV的相关系数也被确定。结果表明，质子峰值通量与日冕物质抛射速度的相关性随能量的增加而减小，而与耀斑强度的相关性则相反。此外，与CME速度的相关性强于与耀斑强度的相关性，低于15 MeV，并在20 MeV以上变得较弱。排除由于行星际冲击的流量增强，只有一个小的，但不是很显着的变化，观察到的峰值流量低于7 MeV和CME速度之间的相关性。
2014-12-17 astro-ph.SR
Solar Sources of Flares and CMEs
本综述探讨了强耀斑与CME的发源地——高磁复杂性太阳活动区的产生与发展，总结了观测特征，讨论了磁通量浮现模拟与湍流热对流模型，并展望了SOLAR-C任务的未来观测。
2024-09-24 astro-ph.SR
Toward Operational Solar Flare Peak Flux Nowcasting: A Strategy Combining Real-Time Data, Machine Learning, and NOAA Flare Detection Criteria
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Sam Houston State University（山荷斯顿州立大学）；Big Bear Solar Observatory, New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院大熊太阳观测站）
本研究提出RMN策略，结合实时数据、注意力机制LSTM模型与NOAA耀斑标准，对1997-2024年GOES观测的C、M、X级耀斑进行峰值流量临近预报，揭示了不同强度耀斑的预测性能差异及不确定性来源。
2026-08-21 astro-ph.SR
Current-driven flare and CME models
综述了电流在太阳耀斑脉冲相和日冕物质抛射（CME）中的作用。太阳耀斑是一种磁爆炸：储存在日冕环中未中和电流中的磁能在脉冲阶段释放成高能电子，并在CME中释放成质量运动。能量释放是由于电流结构的变化有效地减少了净电流路径。耀斑是由电动势（EMF）驱动的，电动势是由于变化的磁通量。EMF驱动耀斑相关电流，其交叉场闭合通过沿场线重定向到色球层并返回来实现。电流所扮演的重要角色在“标准”模型中被模糊了，在电路模型中被错误地描述了。一个半定量的治疗的能量和电动势提供了一个多电流模型，其中的电流是恒定的，电流路径的变化是由时间相关的电感。目前还没有一个自洽的模型，包括耀斑的内在时间依赖性，电动势，耀斑相关的电流和内能输运在耀斑。电流通过磁螺旋度在日冕物质抛射中起着重要的作用，扭曲转化为扭曲，使扭结不稳定性加上重联导致一个新的闭环，电流-电流力通过环面不稳定性加速日冕物质抛射。
2017-08-15 astro-ph.SR
The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum
我们研究的关联太阳耀斑与日冕物质抛射（CME）在2007年至2009年的深，延长太阳极小期，使用极紫外（EUV）和白光（日冕）从{ \it日地关系天文台}（STEREO）的图像。虽然所有的快速（v $>$ 900 km s $^{-1}$）{ \it and} wide（$θ>$ 100 $\arcdeg$）日冕物质抛射与至少在GOES软X射线光变曲线中识别的耀斑有关，在太阳活动最小期，大部分耀斑的X射线强度相对较高，（例如$\gtrsim$ 1 \times 10^{-6} $ W m$ ^{-2}$或C1）与CME无关。强烈的耀斑往往发生在具有强大和复杂光球磁场的活动区域，但产生CME相关耀斑的活动区域往往很小，包括那些没有太阳黑子的区域，因此没有NOAA活动区域编号。其他因素的规模可比和大于活跃地区似乎存在的，有助于协会的耀斑与日冕物质抛射。我们发现CME可能的低日冕特征，即喷发，调光，EUV波，III型爆发，分别在91%，74%，57%和74%，我们与CME相关的35个耀斑。这些观测资料都不能完全取代日冕仪对日冕物质抛射的直接观测。
2013-08-07 astro-ph.SR
Calculating Separate Magnetic Free Energy Estimates for Active Regions Producing Multiple Flares: NOAA AR11158
众所周知，光球通量出射是一个重要的过程，它使日冕场产生应力，并储存磁自由能，然后在耀斑期间释放出来。\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）捕获了NOAA AR 11158的整个出现。这一区域呈现为两个截然不同的两极，可能在光球层下方相连，但其特征是不同的光球场演化和通量。在2011年2月12日首次出现后的四天内，合并的活动区复合体产生了15个GOES C级，2个M级和X2.2情人节耀斑。M级和X级耀斑特别令人感兴趣，因为它们是非同源的，涉及活动区的不同分区。我们使用磁荷拓扑结构与最小电流电晕模型的日冕场模拟复杂的场演化。结合这一点与观测的耀斑带状物在1600通道的\emph{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）板载SDO，我们提出了一个最小化算法估计的重联通量的数量和导致的下降在耀斑期间的磁自由能。对于M6.6、M2.2和X2.2耀斑，我们分别发现了$4.2\times 10^{20}\unit{Mx},\ 2.0 \times 10^{20}\unit{Mx}, \hbox{and} 21.0 \times 10^{20}\unit{Mx}$的通量交换，导致了$3.89\times 10^{30}\unit{ergs},…
2013-02-07 astro-ph.SR
