Active chromospheric fibril singularity: Coordinated observations from Solar Orbiter, SST, and IRIS
University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；George Mason University（乔治梅森大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris - PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Statkraft AS（Statkraft公司）
研究通过多波长观测揭示色球纤维奇点的磁性本质及活跃成因，发现其与日冕零点和色球鞍点相关联。
2025-12-01 astro-ph.SR
Bright fibrils in Ca II K
背景：除了Ca II共振线，纤维普遍存在于大多数色球线的高分辨率观测中。目的：我们表明，原纤维也是一个普遍的功能钙II K，提供足够高的空间分辨率。方法：我们提出了高空间分辨率的观测活动区的钙I} K线从瑞典太阳望远镜。通过光球强度和磁场数据的对比，我们研究了亮色球纤维和光球结构之间的联系。此外，使用傅立叶分析，我们研究如何连接到所观察到的动态的原纤维。结果：我们发现，非常狭窄，明亮的原纤维是一个普遍的特点，在大部分的观察领域。我们还发现了纤维足点和光球磁特征之间的明确联系。我们发现，原纤维在所观察到的动态中起着两种不同的作用：根据它们的位置，它们可以作为一个树冠抑制振荡，或者它们可以将低频振荡引入色球层。结论：Ca II K纤维与其他色球线中观察到的纤维有许多共同的特征，但有些特征，如非常小的宽度，是这些观察所独有的。
2009-05-19 astro-ph.SR
Statistical analysis on Dynamic Fibrils observed from NST/BBSO observations
本文介绍了利用BBSO新太阳望远镜高分辨率H $α$观测资料对NOAA活动区（AR）12132动态原纤进行分析的结果。动态原纤维被视为上下移动，并且这些动态原纤维中的大多数是周期性的并且具有射流状外观。我们从我们的观察中发现，在许多情况下，纤维遵循完美的抛物线路径。本文给出了抛物线路径特性的统计测量，并对这些纤维的减速度、最大速度、持续时间和动能进行了分析。我们发现平均最大速度约为15 km/s $^{-1}$，平均减速度约为100 m/s $^{-2}$。观察到的减速似乎是太阳引力的一部分，与太阳引力下的弹道路径不相容。我们发现减速度和最大速度之间正相关。这种相关性与先前对向上传播的磁声冲击波进行的模拟一致。
2017-11-17 astro-ph.SR
Unveiling the True Nature of Plasma Dynamics from the Reference Frame of a Super-penumbral Fibril
本研究通过重新投影坐标系，利用IBIS观测太阳黑子超半影纤维的横向振荡，发现椭圆偏振传播扭结振荡及其阻尼特性，并提出新方法助力未来研究。
2024-05-24 astro-ph.SR
Stokes Profiles at the Narrow Magnetic Lanes of Sun Spots
以前已经观察到，极性相反的横向和纵向磁场的狭窄通道是大的太阳耀斑的场所。我们对活动区NOAA 10930的斯托克斯不对称性进行了全面的研究。活动区是在2006年12月13日02：20至06：18 UT期间发生的X级耀斑之前、期间和之后观测到的。我们观察到一个静态的纤维与旋转的半影相反的极性在耀斑前几个小时的相互作用。在原纤维的上方，色球层中有几个小的热气体点。在耀斑期间和之后，原纤维及其相应的流动和轮廓不那么明显。我们提出了一个完整的分析，这个活跃的区域的磁性和等离子体特性。
2010-04-20 astro-ph.SR
Transverse Oscillations in Slender Ca II H Fibrils Observed with Sunrise/SuFI
我们目前的观测横向振荡在细长的Ca II H纤维（SCF）在低太阳色球层。我们使用一个1小时长的时间序列的高分辨率（空间和时间）看到在0.11 nm宽的通带覆盖线核心的Ca II H 396.9 nm的日出气球搭载的太阳天文台的观测。整个视野，跨越靠近太阳盘中心的活动区域的极性反转线，被明亮，薄，非常动态的精细结构所覆盖。我们的分析揭示了SCF中横波的普遍性，其中值振幅和周期分别为2.4 ± 0.8 km/s和83 ± 29 s（标准差作为不确定性给出）。我们发现横波通常沿着SCF（部分）传播，其中值相速度为9 ± 14 km/s。虽然在一些SCF中传播仅在沿着轴的一个方向上，但也观察到在两个方向上的传播波以及驻波。横向振荡可能是Alfvenic的，被认为是磁流体动力学扭结波的代表。波的传播表明，快速的高频横波，通常产生于光球层较低的地方，可以穿透到色球层，估计能量通量约为15 kW/m^2。这些波的特征不同于其他纤维状结构，然而，主要是在太阳色球层上部观察到的。
2017-03-29 astro-ph.SR
Slender Ca II H Fibrils Mapping Magnetic Fields in the Low Solar Chromosphere
在太阳活动区附近的一个密集的细长明亮的纤维森林中，可以看到高质量的窄带Ca II H图像，这些图像来自日出气球搭载的太阳观测站上的SuFI仪器。这些细长的Ca II H纤维（SCF）的取向重叠的磁场配置在低太阳色球层的静磁外推的光球场观测日出/IMAX和SDO/HMI。此外，许多观察到的SCF定性对齐的小尺度循环计算从一个新的反演方法的基础上最佳拟合数值MHD模拟。这些环在安静的区域上以树冠状的拱形结构组织起来，这些拱形结构的高度取决于它们根部附近的场强。
2017-03-28 astro-ph.SR
The Counter-kink Rotation of a Non-Hale Active Region
我们描述了从1995年10月到1996年1月观测到的双极非Hale活动区的长期演化。沿着这四个太阳自转的太阳黑子和随后的通量集中，在该地区的衰变阶段，被观察到以这样一种方式移动，到12月，它们的方向符合海尔-尼科尔森极性定律。所观察到的软X射线日冕环的S形形状使我们能够确定磁结构中的扭曲感。这种感觉是通过外推所观察到的光球磁场，使用线性无力的方法，并比较所观察到的日冕环的计算场线的形状。这种扭曲感与该区域所在的太阳半球的主导螺旋度一致，也与第一次旋转期间在纵向磁图中观察到的演变一致。初看起来，这些光点的相对运动可能被误认为是由于扭结不稳定性而变形的$Ω$环的上升，但是我们从它们的相对位移的意义上推断出磁通管轴的旋向性（扭曲），它与日冕环中的扭曲相反，因此与扭结不稳定磁通管的旋向性相反。排除扭结不稳定性后，我们解释我们的观测在一个磁通量管变形的外部运动，而通过对流区上升。我们比较我们的结果与其他相关研究，我们讨论，特别是，是否扭结不稳定性是相关的，以解释一些活动区域的特殊演变。
2014-12-03 astro-ph.SR
Three-dimensional modeling of chromospheric spectral lines in a simulated active region
由于控制色球谱线形成的复杂物理学，解释太阳色球观测结果是困难的。因此，许多色球特征的起源和特征还没有得到解决。我们在这里集中研究两个突出的特点：长纤维和耀斑带。为了对它们进行建模，我们使用了一个自洽地再现它们两者的活动区域的3D MHD模拟。我们使用3D非LTE辐射转移代码Multi3D对H $α$、Mg II k、Ca II K和Ca II 8542的X射线线进行建模。这个模拟再现了跨越相反极性太阳黑子之间的长纤维，高度可达4毫米。由于密度的原因，它们可以在所有的线中被追踪。与以前的研究相反，H $α$、Mg II h&k和Ca II H&K在该模型中形成于相似的高度。磁场线与H $α$原纤维对齐，但后者在较小程度上适用于Ca II 8542的磁场线。模拟显示了H $α$线核心的结构，看起来像耀斑带。带中的发射是由致密色球层和高柱质量的过渡区引起的。在所有的色球谱线中都可以看到这些条带，但在Ca II 8542的色球谱线中最不明显。在一些像素中，产生具有单个发射峰的宽不对称轮廓，类似于在耀斑带中观察到的轮廓。它们是由色球温度上升和大的速度梯度的深发病。模拟产生的长纤维与观察中看到的相似。它还产生了类似于耀斑带的结构，尽管在模拟中缺乏非热电子。后者表明，热传导可能是一个重要的代理人在传输耀斑能量的色球层除了非热电子。
2019-06-03 astro-ph.SR
Kink Oscillations of a Curved, Gravitationally Stratified Coronal Loop
观测到日冕中的磁场环振荡，这些振荡被假定为共振扭折波的叠加。到目前为止，这些振荡的大多数分析集中在计算的频率变化，结果在扭结波速度的空间变化。此外，大多数人忽略了重力，并将环视为直管。这里我们忽略了波速的空间变化，但自洽地在平衡环模型和波动方程中包括了重力和环曲率的影响。我们把日冕环模拟成一个孤立的、薄的、固定在光球层两个点上的磁性纤维。环的平衡形状由磁浮力和磁张力之间的平衡确定，其特征在于通常较小的磁键数ε| ε| << 1.这种平衡产生了一个具有可变曲率半径的环。这种环的共振扭折波有两种相互解耦的极化：运动完全在环平面内的波（正常振荡）和运动完全水平，垂直于环平面的波（副正常振荡）。对于小磁键数，我们用微扰理论求解了两种极化的本征解。对于相同阶数的模态，正常振动的本征频率比副正常振动的本征频率小。附加力的浮力和磁张力从弯曲的环路增加和减少模式频率，分别。第一泛音的频率的基本模式的比率被修改的浮力和曲率的列入。我们发现，正常的偏振具有超过规范值2的频率比，而副正常偏振具有小于2的比率。
2012-09-25 astro-ph.SR
Signatures of dynamic fibrils at the coronal base: Observations from Solar Orbiter/EUI
太阳色球层拥有各种各样的瞬变，包括动态纤维（DF），其特征是在活动区域看到的细长的喷流状特征，通常通过H $α$诊断。到目前为止，这些特征很难在日冕图像中识别，主要是因为它们的尺寸很小，而且目前的EUV成像仪的空间分辨率较低。在这里，我们提出了第一个明确的签名DF在日冕EUV数据使用高分辨率图像从极紫外成像仪（EUI）板太阳轨道器。利用EUI的174纳米高分辨率成像仪（HRI $_{EUV}$）获得的数据，我们发现了许多亮点状特征（大小为0.3-0.5 μ m），它们在活动区的核心上下移动（经常重复）。在时空图中，这些特征产生类似于色球层观测的DF的抛物线轨迹。它们的速度（14 km~s $^{-1}$）、寿命（332 s）、减速度（82 m~s $^{-2}$）和长度（1293 km）等性质也与色球DF相似。EUI数据强烈表明，这些EUV亮点基本上是（较冷的色球DF的）热尖端，由于缺乏空间分辨率，以前无法明确识别。
2022-12-09 astro-ph.SR
Decayless low-amplitude kink oscillations: a common phenomenon in the solar corona?
本文研究了最近在太阳动力学天文台（SDO）/AIA数据中发现的日冕扭折振荡的无衰减机制。与由脉冲动力学过程激发的衰减扭结振荡相反，这种类型的横向振荡与任何外部脉冲冲击（如耀斑或CME）无关，并且没有显示出任何显著的衰减。此外，这些无衰减振荡的振幅通常低于衰减振荡的振幅。这项研究的目的是估计这种现象的普遍性及其特征。我们分析了2013年1月在SDO/AIA的171 A通道中观察到的21个活动区域（NOAA 11637- 11657）。对于每个活跃区域，我们检查了六个小时的观测，构建了位于明显明亮环上的狭缝的时间-距离图。视觉识别时间-距离图中的振荡模式，并测量振荡周期和振幅。我们还估计了每个振荡环的长度。低振幅无衰减扭结振荡被发现是存在于大多数的分析活动区域。振荡周期在1.5 ~ 10分钟之间。在两个观测条件不足的活跃区域，我们没有发现任何振荡模式。发现振荡周期随振荡环的长度而增加。所考虑的日冕振荡类型是日冕中的一种常见现象。建立的依赖性的振荡周期上的循环长度是一致的，他们的解释在驻波扭结波。
2015-09-18 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Seismology of Quiet Solar Active Regions
最近发现的等离子体回路的低振幅无衰减扭结振荡的普遍存在，允许在定期的基础上进行日冕的地震探测。特别是，在传统上应用的地震学是基于大振幅衰减扭结振荡激发耀斑和喷发，衰减振荡可能提供必要的诊断，其预测。我们分析了几个不同的环路属于活动区NOAA 12107在2010年7月10日在其安静的时间段，当它被观察到的西翼在EUV的大气成像组件上的太阳动力学天文台的无衰减扭结振荡。振荡周期估计与使用的运动放大技术。振荡环的长度是在假定其半圆形的范围内通过测量其足点的位置来确定的。环中的密度对比度估计从所观察到的强度对比度占未知的空间尺度的背景等离子体。这些测量的组合使我们能够确定扭结和阿尔文速度在活动区域中的分布。因此，我们证明了在平静时期获得日冕活动区地震学信息的可能性。
2019-10-09 astro-ph.SR
The dynamics of AR 12700 in its early emerging phase I: interchange reconnection
活跃区域（AR）的出现导致各种动态活动。使用新真空太阳望远镜的高分辨率和长时间H $α$观测，我们详细报告了NOAA AR 12700在2018年2月26日出现阶段的动力学。在这个AR中，检测到新出现的原纤维和预先存在的原纤维之间的恒定交换重连接。在通量出现的驱动下，在H $α$波长下观察到的小规模原纤维在AR的中心连续出现，并与周围预先存在的原纤维重新连接，形成新的更长的原纤维。我们调查三种情况下，这种交换重连在两个小时。特别是，第三种情况下的重新连接导致形成较长的原纤维，显示出明显的旋转运动。为了推导出重联过程中的磁结构的演变，我们进行非线性无力场外推。外推的三维磁场清楚地描绘了一组几乎潜在的新兴环路，两个预先存在的磁通绳在03：00 UT之前的第二重联的情况下，和一组新形成的环路较少的扭曲在03：48 UT之后的第三重联的情况下。所有这些外推的结构与H $α$波长中检测到的原纤维一致。上述观测和外推结果表明，不断的交换重联导致了磁扭曲从先前存在的磁通绳向新形成的系统重新分配，具有较长的磁结构和较弱的扭曲。
2019-03-15 astro-ph.SR
Multi-wavelength Fibril Dynamics and Oscillations Above Sunspot - I. Morphological Signature
在这项工作中，我们选择了一个特定的原纤维从高分辨率的太阳色球层观察荷兰开放望远镜，并试图获得一个广泛的图片复杂的机制，可能会被纳入太阳大气层的多层高节奏多波长观测。我们使用多波长层析成像分析了变化的纤维图案，该图案由H $α$线中心和蓝翼、多普勒信号、Ca II H和G带组成。我们已经发现，从多普勒图像中通过原纤维的间歇性喷射物质清楚地显示了振荡模式，如在H $α$蓝色机翼中所见。太阳黑子上方的本影和半影磁场线的振荡导致了变宽，并形成了一个环形区域，从3到15分钟的振荡作为高度的函数。这就形成了一个明显的本影和半影的边界，表明了梳状结构，并表明振荡可以从下面沿着倾斜的磁通量管传播。3分强磁场出现在大倾角半影磁力线上，并产生清晰的光桥。在H $α$蓝翼，长的7分光团是透明的，而10分光团和15分光团也是透明的，它集中在H $α$蓝翼的半影内。从这些发现中，我们提出了一个图片的纤维层之间的相互作用的织物的作用，以及周围的活性区域的相关activites正在调查。
2015-04-14 astro-ph.SR
Observation of Kink Instability as Driver of Recurrent Flares in AR 10960
我们研究了2007年6月4日产生两次耀斑事件（B5.0，M8.9）的活动区NOAA 10960。我们发现的观测签名的右手螺旋扭曲的环路系统与这个活跃的地区。第一个B5.0耀斑开始于螺旋扭曲的激活，显示约3圈。然而，大约20分钟后，另一个螺旋扭曲（约2圈）出现，触发了M8.9耀斑。这两种螺旋结构都与AR中的小的正极性太阳黑子密切相关。我们将这些观测结果解释为扭结不稳定性的证据，扭结不稳定性触发了周期性的太阳耀斑。
2011-01-01 astro-ph.SR
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
A Statistical Study of Short-period Decayless Oscillations of Coronal Loops in an Active Region
日冕环振荡是日冕中的一种常见现象，通常分为衰减振荡和无衰减振荡。利用太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率观测资料，统计研究了活动区日冕环短周期（<200 s）的小尺度横向振荡，NOAA 12965.在EUI 174 A图像中共识别出111个冠状环，它们都显示出没有任何明显衰减的横向振荡，被认为是无衰减振荡。振荡周期约为11秒至185秒，中位周期为40秒。因此，它们也被称为短周期振荡。相应的环路长度从约10.5微米到30.2微米，并建立了强烈的依赖性的振荡周期的环路长度，表明短周期振荡是在本质上的扭结模式驻波。根据日冕地震学，扭折速度被测量到约为330 - 1910 km/s，日冕环中的磁场强度被估计为约4.1 - 25.2 G，而无衰减扭折振荡携带的能通量大约在7 W m ^（-2）到9220 W m ^（-2）之间。我们的估计表明，短周期无衰减扭折振荡携带的波能量不能支持活动区的日冕加热。
2022-12-17 astro-ph.SR
What drives decayless kink oscillations in active region coronal loops on the Sun?
本文研究了活动区日冕环系统中的无衰减扭折振荡现象。使用两种不同仪器的高分辨率观测，即太阳轨道器上的极紫外线成像仪（EUI）和太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA），我们连续三天跟踪这些AR循环一小时。我们的研究结果表明，显着更高的分辨率EUI数据相比，AIA数据解决无衰减波。此外，相同的环路系统在第2天表现出许多这种无衰减振荡，而在第3天，我们检测到很少的振荡，而在第1天，我们根本没有发现。对光球磁场数据的分析表明，在大多数时候，这些环植根于太阳黑子，那里通常不存在超颗粒流。这表明，超颗粒流，这是经常调用的驱动程序的无衰减波，不一定是驱动这样的振荡在我们的观察。同样，我们的研究结果也对这些波的其他可能驱动因素提出了质疑，例如回路足点附近的纵波的瞬态驱动因素或模式转换。总之，通过我们的分析，我们发现，没有一个通常怀疑的来源提出驱动活动区循环中的无衰减振荡似乎是在这一事件中运行，因此，对难以捉摸的波驱动器的搜索需要继续。
2022-09-09 astro-ph.SR
ALMA observations of transient heating in a solar active region
我们的目标是调查的温度增强和形成高度的脉冲加热现象在太阳活动区，如埃勒曼炸弹（EB），紫外线爆发（UVB），和耀斑活动区纤维（FAF）使用干涉测量观测毫米（mm）连续提供的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们研究了3毫米的签名的加热事件中确定的太阳动力学天文台（SDO）的观测活动区，并比较结果与合成光谱从三维辐射磁流体动力学模拟。我们估计的贡献，日冕毫米亮度使用差分发射测量分析。我们报告了在$\sim1.2$“空间分辨率下3 mm连续谱中EBs的零检测，这证明了它们是对上部色球加热没有显著贡献的次冠层事件。相比之下，我们发现活跃区域充满了多个紧凑，明亮，闪烁的mm爆发-让人想起UVB。在某些事件中，高达$\sim14200$ K的高亮度温度有来自日冕的显著贡献（高达$\sim$ 7%）。我们还检测FAF类事件在3毫米的连续显示快速运动的$>10000\,$ K等离子体发射高平面的天空速度（$37-340\rm\,km\,s^{-1}$）从明亮的内核。毫米FAF是最明亮的一类温暖的冠层纤维，连接相反极性的磁性区域。模拟证实，ALMA应该能够检测到毫米对应的紫外线和小耀斑，从而提供了一个补充诊断太阳色球局部加热。
2020-09-01 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 astro-ph.SR
ALMA small-scale features in the quiet Sun and active regions
目标。本分析的主要目的是破译（一）小规模的明亮功能，在太阳图像的安静的太阳和活动区域获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和（ii）ALMA对应的各种已知的色球结构中可见的H-阿尔法图像的太阳。方法.小规模的ALMA明亮的功能，在安静的太阳区域进行了分析，使用单碟ALMA观测（1.21毫米，248 GHz），并在一个活跃的区域，使用干涉ALMA测量（3毫米，100 GHz）。通过单碟观测，可以得到完整的太阳盘面图像，而干涉测量则可以高分辨率地重建太阳盘面的一部分，包括活动区。选定的安静的太阳和活跃的地区进行比较的H-α（核心和翼总和），EUV，和软X射线图像和磁图。结果在宁静的太阳区域，在ALMA中看到的增强发射几乎总是与强视线（LOS）磁场有关。四个日冕亮点被确定，而其他小规模的ALMA明亮的功能是最有可能与磁网络元素和plages。在活动区，在随机选择的14个小尺度ALMA明亮特征中，与其他图像相比，我们发现了5个很好的候选者为冠状亮点，2个为斑，5个为纤维。还有两种情况尚不清楚：一种是原纤维或喷流，另一种是日冕亮点或斑。分析活动区的H-α核心图像和3 mm ALMA图像的比较表明，太阳黑子在两个图像中都显得很暗（在太阳黑子本影中有局部ALMA辐射增强），四个斑区在两个图像中都很亮，并且暗的小H-α细丝在ALMA中也被清楚地识别为相同形状的暗结构。
2021-05-08 astro-ph.SR
Dark Halos around Solar Active Regions. I. Emission properties of the Dark Halo around NOAA 12706
本研究结合IRIS、SDO/AIA与HMI多波段观测，分析NOAA 12706周围暗晕的发射与磁场特性，并证明其不同于冕洞。
2023-09-21 astro-ph.SR
Active region chromospheric magnetic fields
上下文对色球磁场的正确估计被认为可以改善活动区和日冕物质抛射演化的模拟。目的。我们调查的色球磁场推断从观测和磁流体静力学（MHS）外推获得的字段之间的相似性。方法.基于NOAA活动区12723的Fe i 6173和Ca ii 8542的观测资料，采用空间正则化弱场近似（WFA）方法，由Ca ii得到色球层的矢量磁场，并对Fe i和Ca ii进行非LTE反演，从而推断出选定区域的模式大气. Milne-Eddington反演的Fe i作为光球边界的MHS模型，提供了三维场，气体压力和密度。结果对于视距分量，MHS色球场一般与非LTE反演和WFA一致，但在震级大于300 G时往往比那些更弱。观测推断的横向分量较强，特别是在磁场较弱的地区，但随高度的定性分布与MHS的结果相似。对于任何一个场分量，MHS色球场都缺乏由反演得到的精细结构。此外，MHS模型不能从一组连接主极性的高原纤维中恢复磁性印记。结论.的MHS外推和WFA提供了一个定性相似的色球场，前者的方位角是更好地对准Ca ii 8542的纤维比WFA，特别是外强场浓度。MHS外推法低估了结构的数量和横向场强。这强调了在活动区域的数据驱动建模中考虑色球磁场约束的重要性。
2021-09-07 astro-ph.SR
On the Existence of Long-Period Decayless Oscillations in Short Active Region Loops
本文基于太阳轨道器EUI观测，统计分析了活动区短环中的长周期无衰减振荡，发现环长与周期无显著相关且存在不同分支，并探讨了波模与激发机制的差异。
2024-11-23 astro-ph.SR
Weak damping of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
传播的横波被认为是坡印廷通量在整个太阳大气中的关键传输者。最近的研究表明，这些横向运动，解释为磁流体动力学扭结模式，是普遍存在的整个日冕。相关的能量估计表明，这些波携带的能量足以满足静止太阳中日冕辐射损失的需求。然而，目前还不清楚这些波是如何将能量沉积到日冕等离子体中的。我们提出了一个大规模的研究结果，传播扭结波在静止的日冕使用的数据从日冕多通道偏振仪（CoMP）。分析表明，扭结波似乎是弱阻尼，这将意味着低速率的能量转移从大尺度的横向运动到小尺度通过单湍流或共振吸收。这就提出了一个问题，即观察到的扭结模式如何将能量沉积到日冕等离子体中。此外，这些观察，结合蒙特卡罗模拟的结果，我们推断，太阳日冕显示的密度比谱，与较小的密度比（相对于周围的日冕）在静止的日冕环和较高的密度比在活动区日冕环。
2021-10-19 astro-ph.SR
X6.9-class Flare Induced Vertical Kink Oscillations in a Large-Scale Plasma Curtain as Observed by SDO/AIA
我们提出了罕见的观测证据，垂直扭结振荡的层流和扩散的大规模等离子体幕所观察到的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。2011年8月9日在活动区11263发生的X6.9级耀斑引发了一个全球性的大尺度扰动，该扰动在等离子体幕上方的一个狭窄通道中传播，并产生了一个低密度区域，在观测图像数据中表现为变暗。这种大规模的传播扰动作为一个非周期性的驱动器，与等离子体幕的顶部不对称和倾斜的相互作用，并触发观察到的振荡。在幕的深层，我们发现了两个周期（795 s和530 s）的垂直扭折振荡的证据。由于日冕变暗而导致密度不均匀的磁幕表面上，还观察到非衰减垂直振荡（周期$\approx$ 763-896 s）。我们推断，全球大尺度扰动触发的垂直扭结振荡在更深的层，以及在大尺度等离子体幕的表面上。激发波的性质强烈地依赖于局部等离子体和磁场条件。
2013-10-03 astro-ph.SR
The solar chromosphere observed at 1 Hz and 0."2 resolution
我们最近报道了使用IBIS仪器在H α红翼观测到的色球精细结构的极其迅速的变化。在这里，我们检查在同一观测运行（2010年8月7日），一个成熟的活动区域NOAA 11094的数据。我们分析了更多的IBIS数据，包括波长扫描和来自太阳动力学天文台的数据，所有这些数据都是在30分钟的间隔内获得的。使用平板辐射转移模型，我们调查的物理性质的原纤维的管状与片状结构。主成分分析表明，非常快速的H α变化的线翼主要取决于线宽和线位移的变化，但Ca II 854.2的变化是由列密度的变化。管模型必须被拒绝为一个小的，但重要的一类纤维经历非常迅速的变化。如果我们的翅膀数据来自于导致“II型骨针”的相同结构，我们的分析对最近的工作提出了质疑。相反，这些数据并不拒绝这样的假设，即一些原纤维是收集到片材中的等离子体的光学叠加。我们回顾了帕克的切向不连续性理论如何自然地导致等离子体聚集到片层中，并表明片层图片是可证伪的。色球精细结构似乎由管和片构成。我们评估的优点，光谱成像与狭缝光谱为未来的研究。
2014-01-17 astro-ph.SR
Hi-C 2.1 Observations of Small-Scale Miniature-Filament-Eruption-Like Cool Ejections in Active Region Plage
我们检查了2018年5月29日Hi-C 2.1（“Hi-C”）火箭飞行的172张太阳plage区域的超高分辨率图像。在五分钟的飞行中，Hi-C解决了太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）171 Ang图像中出现的大量小尺度动态特征。对于10个选定的事件，与其他波长的AIA图像和界面区成像光谱仪（IRIS）图像的比较表明，这些功能是冷（相比日冕）喷射。结合Hi-C 172 Ang、AIA 171 Ang、IRIS 1400 Ang和H $α$，我们看到这十个冷喷射类似于早期研究中发现的H $α$“动态原纤维”和Ca ii“海葵喷射”。我们的一些冷喷射的前部可能是加热的，显示在IRIS 1400 Ang中的发射。平均而言，这些冷喷射有近似的宽度：$3''.2 \pm 2''.1$，（预计）的最大高度和速度：$4''.3 \pm 2''.5$和$23 \pm 6$公里/秒，和寿命：$6.5 \pm 2.4$分钟。我们考虑这些高C功能是否可能导致喷发的子minifilament（小于minifilament喷发产生日冕射流）。与SDO的日震和磁成像仪（HMI）的磁图相比，在这些事件的基础上并没有显示出磁混合极性中性线，这与真正的缩小版太阳灯丝/微灯丝所预期的不同。但这些特征基都接近于单极性强磁链边缘位置，表明HMI可能无法分辨局部反极性磁链。或者，我们的Hi-C喷射可能是通过冲击…
2019-12-05 astro-ph.SR
Coronal kink oscillations and photospheric driving: combining SolO/EUI and SST/CRISP high-resolution observations
本研究结合SolO/EUI与SST/CRISP高分辨率观测，量化了不同活动区光球驱动日冕环扭转振荡的特性，发现光球强度与振荡振幅存在关联，为光球驱动机制提供观测约束并可验证数值模型。
2025-02-28 astro-ph.SR
Evolution of dynamic fibrils from the cooler chromosphere to the hotter corona
本研究通过协调AIA、IRIS和EUI的观测，建立了色球层与日冕层动态纤维的一一对应关系，发现其温度可达150万开尔文，并揭示了激波驱动的演化机制。
2023-09-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Onset Mechanism of M6.5 Solar Flare Observed in Active Region 12371
我们研究了活动区12371中三维（3D）磁场的稳定性，从而在2015年6月22日产生爆发性M6.5耀斑。为了揭示三维磁场结构，我们首先在非线性无力场（NLFFF）近似下，根据光球矢量磁场的时间序列外推三维日冕磁场。NLFFF很好地再现了所观察到的S形结构，这被广泛认为是喷发前的磁性配置。特别是，我们发现，乙状结肠是由两个分支的剪切拱圈。在NLFFF的基础上，我们研究了剪切拱圈，探讨爆发耀斑的发病过程中使用的三个代表性的磁流体动力学不稳定性：扭结，环面，双弧不稳定性（DAI）。最近由Ishiguro和Kusano提出的DAI是一种双弧环，它比环面环更容易不稳定。因此，NLFFF被发现是相当稳定的扭结和环面不稳定性。然而，在扩口之前形成的剪切拱廊环可能对DAI变得不稳定。作为M6.5耀斑爆发过程的一种可能的设想，我们认为耀斑爆发过程可以分为三个阶段：（1）在耀斑爆发的早期阶段，剪切弧环通过系绳切割重联形成双弧环;（2）DAI有助于不稳定的双弧环的扩展;（3）最后，环面不稳定性导致了全面爆发。
2020-04-03 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
Transverse oscillations in chromospheric mottles
最近的一些研究表明，太阳色球层中普遍存在横波。其中绝大多数已被报道在肢体骨针和活动区原纤维。我们调查长寿，安静的太阳，在磁盘上的功能，如色球斑驳（位于超颗粒细胞的边界的喷气式功能）和它们的横向运动。这些观测是由邓恩太阳望远镜的太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器获得的。该数据集包括同时成像的H $α$核心，钙II K，和G波段的磁盘上安静的太阳区域。利用时距技术研究了横向振荡的特性。我们检测到超过40个横向振荡在明亮和黑暗的斑驳，周期范围从70到280秒，最频繁的发生在165秒。速度幅值和横向位移表现出类似肢体骨针的特征。还观察到相邻的斑点同相振荡。个别斑驳的横向振荡的磁流体动力学扭结波解释。它们的估计周期和阻尼时间与相位混合和谐振模式转换是一致的。
2012-02-25 astro-ph.SR
Propagating wave in active region-loops, located over the solar disk observed by the Interface Region Imaging Spectrograph
我们的目标是确定的物理参数的传播波的太阳盘检测的界面区域成像光谱仪（IRIS）。利用IRIS和太阳动力学天文台（SDO）的成像数据，我们跟踪亮点，以确定在活动区（AR）激活激活的灯丝环传播横波的参数。利用IRIS的光谱观测资料，推导了Si Ⅳ线的多普勒速度，确定了与该波有关的活动区环的旋转方向。2015年12月19日，一条暗条位于NOAA AR 12470的极性反转线上。灯丝被激活，然后引起了C1.1双带耀斑。在耀斑带之间，观测到一组亮环的两个方向相反的旋转运动依次出现。在第二次旋转结束后，在这些明亮的环中检测到传播波和相关的横向振荡。在1400 A通道中，有明亮的物质以波浪状的方式沿环流动，周期约为128 s，平均振幅约为880 km。对于横向振荡，我们跟踪一个给定的环路，并确定跟踪环路在有限纵向范围内的横向位置。在1400 A和171 A两个通道中，在横向振荡期间区分出大约四个周期。振荡的平均周期估计为~143 s，位移振幅在~1370 km ~690 km之间。我们解释这些振荡作为一个传播的扭结波，并获得其速度为1400公里s-1。我们的观测结果表明，与暗条激活有关的耀斑可以在太阳盘的活动区环中触发扭结传播波。
2018-01-09 astro-ph.SR
Determining the Magnetic Field in the Atmosphere of a Solar Active Region Observed by the CLASP2.1 Sounding Rocket Experiment
结合 Hinode 和 CLASP2.1 数据，利用弱场近似从光球到上色球三维高度确定活动区磁场，揭示了 plage 磁场扩展、pore 边缘极性反转及 jet-like events，并在 superpenumbral fibrils 中发现高达 1000~G 的倾斜磁场。
2025-07-14 astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
Understanding Active Region Emergence and Origins on the Sun and Other Cool Stars
本文综述太阳及冷恒星活动区通量浮现的研究进展，结合观测约束修正了对其驱动机制的认知，并提出未来可通过观测与模拟解决相关开放问题。
2023-06-10 astro-ph.SR
Magnetic Twist and Writhe of Active Regions: On the Origin of Deformed Flux Tubes
我们研究了一组22个双极活动区（AR）的长期演化，其中主要的光球极性被认为是在几个太阳旋转期间围绕另一个旋转。我们首先表明，差分旋转是不是在这个大的倾斜角的变化的起源。这种扭曲的一个可能来源是对流区底部扭结不稳定性的非线性发展;这意味着形成了一个非平面的通量管，当穿过光球出现时，会显示出所观察到的光球极性的旋转。由这种机制变形的磁通管的一个特点是，它们的磁扭曲和扭动应该具有相同的符号。从所观察到的演变的倾斜的双极，我们推导出的符号形成每个AR的磁通管的扭动，而我们计算的符号从横向场测量的扭曲。比较磁扭曲和磁扭动的旋向性，我们发现，在20个能明确确定磁扭曲符号的例子中，只有不超过35%的例子中存在扭结不稳定的磁通管。由于最多只有一小部分的倾斜演化可以解释这个过程中，我们讨论的作用，其他机制可能发挥推断变形。我们发现，在22例中，有36%的情况可能是由于磁流管穿过对流区时科里奥利力的作用造成的。此外，由于几个双极在其旋转的平均环（东-西）方向或旋转远离它，我们建议，所有这些通量管的变形的一个可能的解释可能在于在对流区的等离子体的大尺度涡旋运动的相互作用，也包括光球或浅亚光球大尺度流。
2014-11-20 astro-ph.SR
A solar blowout jet caused by the eruption of a magnetic flux rope
利用新近开发的强迫场外推（FFE）模型，研究了2012年7月2日起源于NOAA活动区（AR）11513西缘的一个喷流的三维（3D）磁结构。结果表明，喷流是由扭曲磁力线组成的磁通量绳（MFR）喷发引起的。我们进一步计算了重建磁场的扭曲数$\mathcal{T}_{w}$和压缩因子Q，发现（1）MFR与高$\mathcal{T}_{w}$区很好地对应，（2）MFR外边界与高Q区很好地对应，可能解释了喷流底部的明亮结构。MFR的捻数估计为$\mathcal{T}_{w}=-1.54\pm 0.67$。因此，当$\mathcal{T}_{w}$达到甚至超过扭结不稳定性阈值时，扭结不稳定性被认为是井喷射流的启动机制。我们的研究结果还表明，在衰减阶段的亮点实际上是由一些小的环路，这些环路被上面发生的重联加热。总之，井喷射流是大多数情况下与\citet{mcs10}提出的方案一致，除了扭结不稳定被认为是一个可能的触发器。
2017-07-16 astro-ph.SR
On the Active Region Bright Grains Observed in the Transition Region Imaging Channels of IRIS
界面区成像光谱仪（IRIS）提供光谱和窄带狭缝颚（SJI）成像的太阳色球和过渡区在前所未有的空间和时间分辨率。再加上瑞典1米太阳望远镜提供的光球和色球的高分辨率背景光谱成像，我们现在可以在空间和时间上有效地追踪太阳大气大部分的动态现象。来自活动区的IRIS SJI 1400图像主要对Si IV 1394和1403的过渡区进行采样，显示出普遍存在的明亮“颗粒”，这些颗粒是短暂的（2-5分钟）明亮的圆形小斑块，大小为0.5-1.7”，通常以高达约30 km/s $^{-1}$的速度向边缘移动。在本文中，我们表明，许多明亮的晶粒是色球冲击过渡区的结果。这些冲击与动态原纤维（DF）有关，最常见于Hα。我们发现，晶粒显示出最强的发射在DF的上升阶段，该发射是最强的朝向DF的顶部，并且该晶粒对应于Si IV线的蓝移和加宽。我们注意到，SJI 1400颗粒也可以在SJI 1330通道中观察到，该通道由C II线主导。我们的观测结果表明，活动区过渡区动力学的一个重要部分是从色球层下面，而不是从日冕活动上面驱动。我们的结论是，驱动DF的冲击也发挥了重要作用，在加热的上部色球层和下部过渡区。
2015-12-16 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in an active region jet observed with Hinode
在过去的十年中，在太阳大气中检测到了各种类似喷流的现象，包括在日冕温度范围内观察到的极紫外线（EUV）和X射线喷流等离子体喷射。我们研究了沿位于NOAA AR 10938西侧的EUV喷流传播的横向磁流体动力学（MHD）波的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性发展的可能性，并在2007年1月15日/16日由Hinode上的三台仪器观察到（Chifor等人，481，L57（2008））。在LogT_e = 6.2附近观测到了上升流速度超过150 km/s的喷流。用Fe XII线比186和195线比，测得的密度大于LogN_e = 11。我们将极紫外射流模拟为垂直运动的磁通量管（无扭曲和弱扭曲），研究了扭结（m = 1）模和高m模（方位角模数m = 2，3，4）的传播特性。结果表明，在112- 114.8km/s的流速范围内，所有这些MHD波都可能变得不稳定。当将射流模拟为包含在无扭曲磁通量管中的可压缩等离子体时，得到最低临界射流速度为112 km/s。我们比较了两个用解析方法求得的KH不稳定性发生的阿尔芬马赫数临界值的判据，并得出结论：其中一个判据能给出可靠的阿尔芬马赫数临界值。研究了在射流上传播的稳定和不稳定MHD模的性质，结果表明，在稳定区，所有的模都是纯表面波，而在无扭曲可压缩等离子体流管中，不稳定的扭结（m = 1）模则成为漏波。在不可压缩介质（对于射流及其环境）的…
2015-12-26 astro-ph.SR
Simulating coronal loop implosion and compressible wave modes in a flare hit active region
大量的观测证据表明，在太阳耀斑等高能事件之后，日冕活动区内的磁环系统会发生内爆。在这项工作中，我们提出，这种崩溃可以在三维建模相当准确的理想磁流体力学的框架内。我们还认为，环路内爆的动力学只对一个或多个系统变量的传输扰动敏感，例如在事件现场产生的速度。这表明，要理解环内爆，离开模拟活动区的事件现场是明智的。为了实现我们的目标，引入了速度脉冲来模拟在事件现场产生的传输扰动。实时跟踪我们模拟的活动区域内的磁场线，它表明，随后的动态模拟环密切类似于观察到的内爆环。我们的工作突出了等离子体$β$在回路系统的刚性方面的作用，以及这可能如何影响内爆回路的动力学。可压缩的磁流体动力学模式，如扭结和香肠也被证明是在这样的过程中产生的，根据观察。
2017-11-14 astro-ph.SR
Extending Counter-Streaming Motion from an Active Region Filament to Sunspot Light Bridge
我们分析了大熊太阳天文台1.6米望远镜覆盖活动区暗条的高分辨率观测结果。在灯丝中清楚地观察到逆流运动。逆流运动的北端延伸到一个光桥，形成了一个壮观的围绕太阳黑子的环流模式，蓝翼的顺时针运动和红翼的逆时针运动，正如在Halalpha波段外观察到的那样。流动的视速度在灯丝中约为10至60 km/s，在光桥中降低到5至20 km/s。最有趣的结果是光桥中的磁结构和逆流运动。类似于灯丝中的那些，磁场在光桥中显示出占主导地位的横向分量。然而，灯丝位于相反的磁极之间，而光桥位于相同极性的强场之间。我们分析了振荡的功率与图像序列的构建多普勒，并发现，细丝的逆流运动是由于物理质量运动沿原纤维，而光桥的逆流运动是由于振荡的方向沿视线。振荡功率在4分钟左右达到峰值。然而，光桥的靠近灯丝的部分还包含与振荡结合的灯丝的延伸的分量，这表明灯丝的一些股延伸到光桥的该部分并扎根于该部分。
2017-12-19 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Helical Jets at Active Region Peripheries
在整个日冕的少数极性侵入体上方观测到日冕喷流。一些最活跃的发生在活动区域的外围，那里的磁场强烈倾斜。这些喷流在低日冕中表现出非径向传播，因为它们遵循倾斜场，并且通常具有宽的螺旋形状。我们提出了一个三维磁流体动力学模拟这样的活动区周边螺旋喷流。我们考虑一个初始势场与双极磁通分布嵌入在一个高度倾斜的磁场，代表附近的活动区域的字段。少数极性的通量最初位于秃斑分界线之下。表面运动被用来将自由能注入分界线下方的封闭场中，形成S形通量绳，最终爆发产生螺旋状射流。我们发现，一个零点取代秃补丁早期的演变和喷发的结果从磁突破和一个理想的扭结喷发通量绳的组合。我们讨论了这两种机制是如何耦合的，并将我们的结果与以前的模拟冠孔射流。这种比较支持的假设，所有的日冕射流的通用机制是一个耦合之间的爆发重联和理想的不稳定性。我们进一步表明，我们的结果是在良好的定性和定量协议与活动区周边射流的观察。
2019-09-20 astro-ph.SR
Mode identification of MHD waves in an active region observed with Hinode/EIS
为了更好地理解MHD波对日冕加热的可能性，我们分析了Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的Fe xii 195.12 μ m数据。我们在活动区日冕的EUV强度和多普勒速度的时间序列数据进行了傅立叶分析。显着的强度和多普勒速度振荡被发现的两个苔藓地区的五个研究，而只有小的振荡被发现的五个顶点的循环。振荡幅度为0.4 - 5.7%的强度和0.2 - 1.2公里/秒的多普勒速度。此外，仅多普勒速度的振荡在数据中相对较少见。我们比较了强度和多普勒速度的振幅以识别MHD波模式，并计算了强度的傅里叶分量和多普勒速度的傅里叶分量之间的相位延迟。结果用MHD波解释如下：（1）在苔藓区和环的顶点都观察到很少的扭折模或扭转Alfven模波;（2）在苔藓区发现向上传播的慢模波和驻波慢模波;（3）与以前的研究一致，波的能流估计值比加热活动区所需的值低几个数量级。
2010-08-11 astro-ph.SR
Unwinding motion of a twisted active-region filament
为了更好地了解活动区暗条的结构和喷发过程，我们详细研究了2010年6月22日活动区NOAA 11082的活动区暗条喷发。在丝状体爆发前，沿丝状体脊相继出现相反方向的单向物质流。暗条的上升触发了暗条上部的两个B级耀斑。当明亮的物质从耀斑的位置注入到灯丝中时，灯丝表现出伴随着灯丝体的逆时针旋转的快速抬升。从磁丝的展开可以看出，磁丝是由扭曲的磁场线组成的。长丝的总捻度至少为5 $π$，通过使用时间切片方法获得。根据暗条爆发过程中的形态变化，发现活动区暗条是一条扭曲的磁绳，其展开运动类似于太阳龙卷风。我们还发现，在暗条爆发之前和爆发过程中，存在一个持续的磁螺旋度注入。证实了磁螺旋度可以从光球传递到暗条。使用外推的位场，在灯丝上的背景磁场的平均衰减指数为0.91。因此，这些发现意味着太阳暗条爆发的机制可能是由于扭结不稳定性和磁螺旋度积累。
2014-10-08 astro-ph.SR
Direct Observations of Tether-cutting Reconnection During a Major Solar Event From 2014 February 24 to 25
利用太阳动力学天文台大气成像组件的多波长数据，我们研究了2014年2月24日至25日在NOAA AR 11990中连续发生的两次太阳耀斑，一次是C5. 1约束耀斑，另一次是X4. 9喷射耀斑，并伴有晕日冕物质抛射。在受限电弧开始之前，检测到灯丝下方的EUV增亮。当电弧开始时，缠绕在灯丝上的扭曲的螺旋磁通绳（FR）向上移动然后停止，同时在其下方观察到明显的X射线源。在X4.9耀斑爆发之前，活动区中一些预先存在的环结构相互作用，在暗条下方产生了一个增亮区。同时，在相互作用区下方出现了一个小的张开环，环结构远端的新螺旋线逐渐形成并不断加入到原来的扭曲FR中，然后，由于磁压和磁张力的不平衡，新FR与细丝一起向外爆发.我们的观测结果与绳系切割模型吻合得很好，表明这两个耀斑可能具有相同的触发机制，即，断绳重连据我们所知，这是第一次直接观察到在活动区的预先存在的环之间发生的系绳切割重联。在抛射耀斑的情况下，爆发的暗条表现出一个欧米茄状的扭结结构，经历了一个缓慢的上升阶段后，指数上升，表明扭结不稳定性也可能是负责爆发的启动。
2014-11-17 astro-ph.SR
Chromospheric observations and magnetic configuration of a supergranular structure
单极磁区通常与超颗粒细胞有关。这些区域上方的色球层受到磁场的调节，但对磁场结构知之甚少。在单极区域，纤维状排列并不总是与磁场线重合，需要通过偏振观测来建立色球磁拓扑。在一个活跃的区域接近的肢体，我们观察到一个单极环形网络的超颗粒大小。这种超颗粒结构包含向其中心会聚的原纤维的径向分布。我们在瑞典1米太阳望远镜上用CRISP和CHROMIS仪器在FeI 6301-6302、H-α、CaII 8542和CaII H&K谱线上采集数据，在不同高度观测到这种结构。我们对FeI的光谱偏振数据进行了Milne-Eddington反演，并对CaII 8542的光谱偏振数据进行了弱场近似，反演了光球层和色球层的磁场。我们使用CRISP、HINODE/SP和HMI的磁图来计算磁通量。我们研究的速度使用的视线速度计算从米尔恩-爱丁顿反演和多普勒频移的K $_3$功能的钙II K谱线。为了描述典型的光谱轮廓特征的色球以上的超颗粒结构，我们进行了K-均值聚类的光谱在CaIIK。光球层的磁通量是不平衡的。在色球高度的磁场矢量，检索的弱场近似，表明超颗粒细胞内的磁力线往往指向内，并可能形成一个树冠以上的单极区。在中心的超颗粒细胞托管单极区，我们观察到一个持续的色球增亮符合视线速度的强烈梯度。
2018-10-25 astro-ph.SR
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
High-resolution observations of active region moss and its dynamics
\textit{High resolution Coronal Imager (Hi-C)}提供了迄今为止最清晰的EUV日冕视图。在本文中，我们利用其令人印象深刻的解决方案，提供第一次分析的精细尺度结构的苔藓在一个活跃的地区。数据显示，苔藓是由一组细线组成的，其宽度的平均值和标准差为$440\pm190$ ~km（半峰全宽）。{The最明亮的苔藓辐射位于精细尺度结构的可见头部，精细结构似乎延伸到太阳低层大气。沿特征的排放减少，这意味着下段最有可能由较冷的过渡区等离子体主导。这些线程似乎是冷的，热循环的小腿。此外，增加的分辨率允许首次直接观察苔藓精细结构在横向于其中心轴的方向上的物理位移。其中一些横向位移表现出周期性行为，我们将其解释为扭结（Alfvénic）波的签名。本文测量了横向运动的性质，其平均值和标准差分别为：横向位移振幅$55\pm37$ ~km，周期$77\pm33$ ~s，速度振幅$4.7\pm2.5$ ~km/s。在热环过渡区的波的存在可能有重要的影响活动区的加热。
2014-05-22 astro-ph.SR
Magnetic field extrapolation in active region well comparable with observations in multiple layers
本文利用考虑等离子体力的磁流体静力学方法对活动区12158进行磁场外推，发现其可重现两组高度缠绕的磁通量绳，并与色球至日冕的多层高分辨率观测更为吻合，优于传统无力场模型。
2023-05-10 astro-ph.SR
Block-induced complex structures building the flare-productive solar active region 12673
太阳活动区（AR）12673在2017年9月穿过可见太阳圆盘期间产生了4个X级，27个M级和许多低级耀斑。我们的研究是为了回答为什么这个AR如此产生耀斑，以及过去十年中最大的X9.3耀斑是如何发生的。我们发现，在最初的几天里，有一个太阳黑子，然后在它附近相继出现了两个双极区。由于先存黑子的存在，双极运动被阻挡，而先存黑子维持其准圆形本影，只是部分半影消失。因此，双极贴片明显扭曲，相反的极性形成两个半圆形结构。在此之后，两个序列的新的双极区出现在狭窄的半圆形带内，双极斑块沿弯曲的通道分离。新的双极子与原有的双极子发生剪切和相互作用，形成了一个复杂的拓扑系统，并在此过程中发生了多次耀斑。在高剪切区，积累了大量的自由能。9月6日，在极性反转线附近的一个负斑块开始快速旋转并与周围的正磁场发生剪切，从而爆发了X9.3级耀斑。我们的研究结果表明，块诱导的复杂结构建立了耀斑生产的AR和X9.3耀斑是由爆发的暗条，由于扭结不稳定性触发。为了更好地说明这一过程，块诱发喷发模型首次提出。
2017-10-18 astro-ph.SR
Fabry-Perot versus slit spectropolarimetry of pores and active network. Analysis of IBIS and Hinode data
讨论了光球层（Fe I 630.25 nm）和色球层（Ca II 854.21 nm）谱线的偏振光谱测量。我们的长期目标是诊断日冕底部附近磁场的性质。我们比较地面的二维光谱偏振测量（几乎）同时基于空间的狭缝光谱偏振。地面观测于2008年5月20日获得，IBIS处于分光偏振模式，空间观测是由HINODE卫星上的分光偏振仪获得的。在630.25 nm处的近同时共空间IBIS和HINODE Stokes-V轮廓之间的一致性非常好，V/I振幅在1%以内。IBIS QU测量受到来自V的残余串扰的影响，这是由校准不准确引起的，而不是由成像光谱的任何固有限制引起的。我们使用PCA分析来量化检测到的串扰。色球磁场很难单独由Ca II线的极化来约束。然而，我们证明，高节奏，高角分辨率单色图像的原纤维在钙II和H-α，可用于改善磁场的限制，在高电导率的条件下。这样的工作是可能的，只有在良好的条件下，从二维光谱仪器的时间序列数据集。
2010-01-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
