The first X-class flare of the current solar cycle 24 occurred in Active Region NOAA 11158 during its central meridian passage on 2011 February 15. This two ribbon white-light flare was well observed by the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) on board Solar Dynamics Observatory (SDO). During the peak phase of the flare, we detected magnetic and Doppler velocity transients appearing near the umbral boundary of the main sunspot. These transients persisted for a few minutes and showed spatial and temporal correspondence with the flare kernels. The observed magnetic polarity at the transients' locations underwent sign reversal, together with large enhancement in Doppler velocities. We explain this observational phenomena using the HMI spectral data obtained before, during and after the flare. These changes were reflected in the maps of the AR in all the Stokes parameters. Association of the transient features with various signatures of the flare and the cause and effects of their appearance are also presented on the basis of present theoretical models.
Sunspots rotation and magnetic transients associated with flares in NOAA AR 11429
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的日震和磁成像仪的数据，分析了两次X级（X5.4和X1.3）耀斑期间NOAA AR 11429中的太阳黑子旋转和磁瞬变。逆时针旋转的一个大的带正磁极的领先太阳黑子。正如预期的那样，旋转受到两个耀斑的显著影响。耀斑引起的磁瞬变在具有负极性的黑子中非常明显。它们以$3-7\ \rm km \ s^{-1}$量级的速度穿过太阳黑子。此外，这些黑子的磁通量演化趋势也表现出与耀斑相关的变化。这些结果可能有助于理解太阳黑子的演化。
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。
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。
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）
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。
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。
Filament Eruption in NOAA 11093 Leading to a Two-Ribbon M1 Class Flare and CME
利用SDO、STEREO、RHESSI和GONG H $α$网络望远镜获得的数据，对2010年8月7日发生在活动区（AR）NOAA 11093的一次喷发事件进行了多波长分析。根据这些观测结果，我们推断，位于极性反转线（PIL）上的反S形暗条的向上缓慢上升运动导致了双带耀斑之后的CME。上覆磁力线穿过灯丝与旁瓣磁力线的相互作用，相关的EUV增亮，以及灯丝周围的通量出现/取消是导致其不稳定和爆发的过程的观测特征。此外，暗条/磁绳的上升运动轮廓与耀斑特征，即，重连率和HXR发射曲线。通量绳在耀斑的峰值阶段加速到最大速度作为CME，然后减速到平均速度为590 km $^{-1}$。我们认为，所观察到的出现/取消附近的灯丝的磁通量导致它上升，导致在系绳切割和重新连接发生在灯丝下，在协议与系绳切割模型。相应的增加/减少，发现在后高峰阶段的爆发的光球通量的正/负提供了明确的证据，重新连接的系绳切割的结果。
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）
Multi-Wavelength Observations of a Flux Rope Failed in the Eruption and Associated M-Class Flare from NOAA AR 11045
利用TRACE、STEREO、SOHO/MDI、Hinode/XRT和BBSO的空间和地面观测资料，对2010年2月12日试图从NOAA AR 11045爆发的通量绳和相关的M级太阳耀斑进行了多波长观测。当磁绳从活动区上升时，在其一个支点附近触发了M1.1/2F级耀斑。我们认为，耀斑触发是由于重新连接的上升通量绳与周围的低洼磁回路。磁绳以约90 km/s的速度达到约0.15 Rs的投影高度，而软X射线通量在其上升过程中逐渐增强。磁通绳被上覆场抑制，充满的等离子体向其激活位点以西的负极性场移动。我们发现的第一个观测证据的初始抑制的通量绳由于可见的残留灯丝在色球和日冕的温度，在活动区的同一位置前几天的演变。SOHO/MDI磁象图显示在耀斑开始前约12小时出现了一个双极。出现的负极性向磁绳激活点移动，在光球极性反转线（PIL）附近触发耀斑。负极性区域朝向PIL的运动有助于在耀斑和磁绳激活部位积聚磁能。这项研究提供了一个独特的观测证据，上升的通量绳未能爆发，由于残留的灯丝和覆盖的磁场，以及相关的触发M级耀斑。
Features of Microwave Radiation and Magnetographic Characteristics of Solar Active Region NOAA 12242 Before the X1.8 Flare on December 20, 2014
本文继续了作者利用太阳活动区（AR）的微波辐射和磁象特征探测大耀斑（M5级及以上）前兆的工作。对强耀斑前兆的归纳可用于发展强耀斑预报方法。本文分析了NOAA AR 12242的发展，其中2014年12月20日发生了X1.8耀斑。该分析基于RATAN-600射电望远镜在1.65-10厘米范围内的定期多方位角和多波长观测，以及强度和圆偏振分析以及太阳动力学天文台（SDO）的数据。发现在X耀斑爆发前两天的AR微波辐射中出现了一个新的成分。它在发作前一天在AR中占主导地位，并在发作后显著降低。利用RATAN-600的多方位观测和野边山射电日像仪1.76厘米处的观测，可以确定在X耀斑之前出现的射电源，其位置是AR中性线附近的相反极性场的最近会聚点。已确定X射线耀斑发生在根据SDO/HMI数据计算的整个区域的磁场总梯度达到其最大值后20小时。通过对AR 12242 X耀斑前微波源演化过程的分析，以及与AR微波辐射其它分量参数的比较，表明该新的微波源可归类为中性线伴源（NLS），在大耀斑前1-3天，RATAN-600等射电望远镜曾多次探测到该辐射源。
Identification of Pre-flare Processes and Their Possible Role in Driving a Large-scale Flux Rope Eruption with Complex M-class Flare in the Active Region NOAA 12371
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…
Sudden Photospheric Motion and Sunspot Rotation Associated with the X2.2 Flare on 2011 February 15
日震和磁成像仪提供45秒的节奏强度图像和720秒的节奏矢量磁图。这些前所未有的高节奏和高分辨率数据为我们提供了一个独特的机会来研究与耀斑相关的光球流和太阳黑子旋转的变化。分别采用微分仿射速度估计方法和傅立叶局部相关跟踪方法，计算了2011年2月15日NOAA AR 11158耀斑期间光球流的速度和涡度，并研究了X2. 2耀斑前后光球流的时间演化.结果表明，在耀斑的脉冲阶段，耀斑磁极性反转线附近的剪切流突然减小，两个主黑子的自转运动都发生了突变。这些结果在Hudson等人（2008）和Fisher等人（2012）提出的洛伦兹力变化的背景下进行了讨论。这一机制可以解释光球矢量磁场的快速不可逆变化与观测到的耀斑短期运动之间的联系。特别地，由水平洛伦兹力变化提供的扭矩与所测量的角加速度所需的一致。
