Multi-Path Quasi-Periodic Fast-mode Propagating Magnetoacoustic Waves to Diagnose Coronal Magnetic Field and Flaring Core
School of Information and Communication, Shenzhen University of Information Technology（深圳信息职业技术学院信息与通信学院）
研究2011年8月3日太阳耀斑激发的两个方向相反的多路径准周期振荡波，分宽波列和窄波列，可同时被单个耀斑触发，能用于诊断磁场和耀斑核心，展示了多路径准周期振荡波对日冕磁场和耀斑核心的可靠诊断能力。
2026-07-28 astro-ph.SR
Plasma motions and non-thermal line broadening in flaring twisted coronal loops
对不同温度敏感的日冕极紫外谱线的观测提供了一个机会，以评估燃烧大气中的热结构和流动。这可用于估计热能和动能之间的分配。我们的目标是模拟大尺度（50- 10000公里）的速度分布，以解释不同光谱EUV线的非热加宽。所开发的模型使我们能够了解所观察到的谱线的位移和加宽的起源，并将这些特征与燃烧大气中的特定物理效应联系起来。本文用理想MHD方法导出了分层大气中的扭曲磁通管位形。这些磁通管的演变，随后使用电阻MHD，与异常电阻率取决于当地的密度和温度。该模型还考虑了热传导和辐射损失。该模型使我们能够评估平均速度和速度分散，这将被解释为“非热”速度的观测，在不同的温度下的模型的不同部分。我们的模型显示定性和定量的协议与观察。视线（LOS）速度分散表现出与温度的实质性相关性，从约1 MK附近的20-30 km/s增加到约10-20 MK附近的200-400 km/s。平均LOS速度也与速度色散相关，尽管与观测结果相比，它们表现出非常强的散射。我们还注意到，近足点的速度分散在整个磁场系统低于沿场。我们的结论是，流速，速度分散和温度之间的相关性很可能表明，相同的加热机制是负责加热等离子体，其湍流和膨胀/蒸发。
2016-02-01 astro-ph.SR
Forward Modelling of Standing Slow Modes in Flaring Coronal Loops
在热耀斑环中的慢模驻波仅在光谱仪中观察到，并用于诊断环结构的磁场强度和温度。由于缺乏空间信息，纵向模态不能有效识别。在这项研究中，我们模拟了耀斑环中的慢模驻波，并将合成的线发射特性与SUMER光谱和SDO/AIA成像观测进行了比较。我们发现，发射强度和线宽振荡是一个四分之一周期的相位与多普勒频移速度在时间和空间域，这可以用来识别一个慢模驻波从光谱观测。然而，纵向泛音只能在成像仪的帮助下测量。我们发现发射强度在正负调制中不对称，这是因为与原子发射过程有关的贡献函数对正负温度变化的响应不同。可以检测接近环顶点的\textbf{half}周期性，其中发射强度调制相对较小。视线投影对多普勒频移的观测影响很大。通过将多普勒频移解投影因子$1-2θ/π$而不是传统上使用的$\cosθ$，获得了对速度扰动幅度的更精确估计。\textbf {如果一个环被加热到较热的机翼，强度调制可能被背景辐射淹没，而多普勒频移速度仍然可以在一定程度上被探测到。
2015-04-28 astro-ph.SR
Quasi-Periodic Pulsations Driven by Structural Oscillations in a Kink-Unstable Flaring Coronal Loop
本研究通过三维磁流体动力学模拟及回旋同步辐射前向建模，探究扭结不稳定耀斑日冕环的结构振荡与准周期脉动的关联，发现辐射振荡由香肠模和扭结模驱动但频率关系复杂，为耀斑环物理参数诊断提供基础。
2025-10-06 astro-ph.SR
Polarisation of microwave emission from reconnecting twisted coronal loops
由于扭曲日冕环中的扭结不稳定性而导致的磁重联和粒子加速可能是受限太阳耀斑的可行方案。要详细研究这一现象，就需要有可靠的方法来观测探测太阳耀斑中的磁扭曲，而仅仅通过极端紫外线和软X射线热发射可能无法做到这一点。外展环中微波辐射的偏振可以作为检测标准之一。本研究的目的是调查耀斑日冕环中的磁扭曲对回旋同步微波（GSMW）发射偏振的影响，并确定它是否可以提供一种磁扭曲检测的手段。我们使用时间相关的磁流体动力学和测试粒子模型开发使用LARE3D和GCA代码调查扭曲的日冕环松弛后的扭结不稳定性。合成GSMW发射图（I和V斯托克斯分量）使用GX模拟器计算。据发现，耀斑扭曲的日冕环产生GSMW辐射的圆偏振的梯度整个循环。然而，由于不稳定之后的快速磁重构，这些图案可能仅在相对短的时间段内可见。它们的可见性也取决于环在太阳盘面上的方向和位置。通常情况下，从顶部（靠近太阳盘的中心）观察到的扭曲环中很难看到这些特征偏振图案，但从侧面（即非常接近边缘）观察到的扭曲环中更容易。
2017-03-29 astro-ph.SR
Power-law Indices of EUV Intensity Power Spectrum in Flaring Coronal Active Regions
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学）；University of Warwick（华威大学）
研究日冕耀斑活跃区极紫外强度功率谱的幂律指数时空演变，发现低频指数α_lf在耀斑前显著变化，可能作为短时耀斑前兆。
2026-02-20 astro-ph.SR
Geometric Assumptions in Hydrodynamic Modeling of Coronal and Flaring Loops
在冠状环建模中，通常假设环是具有均匀横截面积的半圆形。然而，观察到的环很少是半圆形的，并且磁场的外推表明，磁场强度随着高度而减小，这意味着横截面积随着高度而扩大。我们直接研究这两个假设，以了解它们如何影响短，热回路强，脉冲电子束加热事件的流体动力学和辐射响应。面积膨胀的幅度和速率都直接影响动力学，并且膨胀的横截面显著延长了环路冷却和排水的时间，增加了上流持续时间，并抑制了声波。辐射冷却的标准$T \sim n^{2}$关系式不适用于膨胀回路，膨胀回路在相对较少的排水下冷却。另一方面，环的偏心率的增加仅增加排水时间尺度，并且通常是较小的影响。谱线强度也受到横截面积变化的强烈影响，因为它们取决于发射区域的体积以及密度和电离状态。随着更大的膨胀，密度降低，因此所有高度的线强度相对降低，并且由于冷却时间的增加，最热的线保持明亮的时间明显更长。区域扩张对流体动力学和辐射的精确建模至关重要，需要观测来约束扩张的幅度、速率和位置。
2022-05-25 astro-ph.SR
Parametric study of the kinematic evolution of coronal mass ejection shock waves and their relation to flaring activity
本文基于SDO、SoHO和STEREO的多视角成像数据，对32个CME激波进行椭球几何重建和运动学参数化分析，研究其三维演化规律、投影效应及与相关耀斑软硬X射线活动的关系。
2023-03-15 astro-ph.SR
Diagnosing a Solar Flaring Core with Bidirectional Quasi-Periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves
准周期快传播（QFP）波常被太阳耀斑激发，并被捕获在日冕结构中，具有较低的Alfvén速度，因此可以作为耀斑核和磁波导的诊断工具。由于QFP波的周期性既可以起源于周期源，也可以是色散波导，因此它是诊断耀斑芯和波导的关键参数。本文研究了2019年3月8日发生在活动区NOAA 12734的GOES级C1.3太阳耀斑激发的两个QFP波。两个QFP波由两个方向相反的冠状漏斗引导。两个QFP波的周期是相同的，大致等于X射线和17 GHz的无线电发射的耀斑核心释放的振荡信号的周期。这两个QFP波很可能是由外展核周期性激发的。这次QFP波事件的许多特征与磁音叉模型一致。我们还研究了QFP波在地震学中的应用，发现磁流体动力学地震学反演的磁场与磁外推模型的结果一致。我们的研究表明，QFP波是一个很好的工具，诊断耀斑核心和磁波导。
2021-02-07 astro-ph.SR
Evidence of thermal conduction suppression in a solar flaring loop by coronal seismology of slow-mode waves
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）大气成像装置（AIA）观测到的一次纵波事件。131 A图像的时间序列显示，一个C级耀斑发生在一个大环的一个足点上，并触发了沿其传播的强度扰动（增强），其空间特征和时间演化表明，来自相反足点的两个初始扰动相遇后，可以迅速建立一个基本的慢模驻波。振荡的周期为~12 min，衰减时间为~9 min。测得的相速度为500 $\pm$ 50 km/s，与加热回路中的声速为~10 MK相匹配，证实了所观察到的波是慢波。我们从六个AIA极紫外（EUV）通道得到了随时间变化的温度和电子密度波信号，发现它们几乎是同相的，由温度和密度扰动测得的多变指数为1.64 $\pm$ 0.08，接近于理想单原子气体的绝热指数5/3。基于一维线性MHD模型的解释表明，在9 MK及以上的热耀斑回路中，热导率至少被抑制了3倍。当只考虑压缩粘滞耗散时，粘滞系数是由观测波确定的。我们发现，解释快速波阻尼，经典的压缩粘性系数需要提高15倍的上限。
2015-09-22 astro-ph.SR
Two-stage evolution of an extended C-class eruptive flaring activity from sigmoid active region NOAA 12734: SDO and Udaipur-CALLISTO observations
我们对2019年3月8日在活动区NOAA 12734发生的C类耀斑活动进行了多波长调查。调查利用了SDO上的AIA和HMI以及物理研究实验室的Udaipur-CALLISTO太阳射电光谱仪的数据。这次低强度C1.3事件具有典型的长持续时间事件特征，即扩展的耀斑弧、大尺度双带结构和双日冕变暗。爆发事件发生在一个日冕S形，并显示出两个不同的能量释放阶段，表现在时间和空间的演变。双调光区的形成与大通量绳的爆发相一致，其足点位于日冕S形的西部和东部边缘。从Udaipur-CALLISTO获得的米波射电观测揭示了在类似IV型射电爆发的耀斑活动的第二阶段期间的宽频带（$\approx$ 50-180 MHz）、持续$\approx$ 7 min的稳定等离子体发射。在Udaipur-CALLISTO观测到的静止的IV型爆发之前，有一个起始频率为$\approx$ 2.5 MHz的III型十米-百米射电爆发。多波长观测和非线性力自由场（NLFFF）日冕模拟的合成以及磁衰变指数分析表明，S形通量绳经历了一个压缩-例如响应于上覆的不对称磁场约束而从其西部到东部的足点连根拔起。磁绳的不对称喷发也解释了观测到的大尺度结构，即耀斑带和耀斑后环沿极性反转线（PIL）明显东移，并提供了磁重联位置随喷发进行而横向推进的证据。
2021-04-22 astro-ph.SR
Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with Solar Dynamics Observatory in non-flaring active region cores
我们利用SDO/AIA日冕成像观测和Hinode/EIS光谱数据，探索窄波段EUV成像数据诊断活动区热（T >~ 5 MK）日冕等离子体存在的潜力。我们分析了两个活动区（AR 11281，AR 11289）的观测，同时AIA成像，和EIS光谱数据，包括CaXVII线（在192.8A），这是为数不多的几条线在EIS光谱带敏感的热日冕等离子体，即使在耀斑外。经过仔细的图像和光谱数据的coalignment，我们比较了形态在一个3色图像相结合的171，335，和94 A AIA光谱带，从EIS光谱分析获得的图像CaXVII发射。我们发现，在选定的活动区域中，CaXVII发射仅在非常有限的区域中是强的，与94 A（和335 A）AIA通道中明亮的特征和171 A波段中较弱的特征表现出惊人的相似性。我们的结论是，太阳日冕的AIA成像观测可以用来跟踪热等离子体（6- 8 MK），从而研究其空间变化和时间演化的高时空分辨率。
2012-03-30 astro-ph.SR
Turbulent pitch-angle scattering and diffusive transport of hard-X-ray producing electrons in flaring coronal loops
最近从{ \em RHESSI}的观测已经揭示，在耀斑环的日冕部分中的非热电子的数量可以超过解释同一耀斑环的硬X射线发射足点所需的电子数量。因此，这样的来源不能被解释的基础上的标准碰撞输运模型，其中电子流沿环，同时失去他们的能量，通过碰撞与周围的等离子体;额外的物理过程，要么陷阱或散射的高能电子，是必需的。出于这一点和其他意见，建议高能量电子被限制在冠状区域的源，我们认为湍流俯仰角散射的快电子关闭低频磁波动的限制机制，建模为平行于平均磁场的空间扩散。在一般情况下，湍流散射导致沿环路的非热电子的碰撞停止距离的减少，因此，相对于足点的冠状HXR源的增强。源尺寸$L$随电子能量$E$的变化变得比与碰撞输运相关的二次行为弱，其中$L(E)$的斜率直接取决于平均自由程$λ$再次俯仰角散射。比较模型的预测与观测，我们发现，$λ\sim$ $(10^8-10^9)$厘米为$\sim30$千电子伏，小于一个典型的耀斑环的长度和小于，或相当于，电子加速区域的大小。
2013-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Exploring Standing and Reflected Slow-mode Waves in Flaring Coronal Loops: A Parametric Study Using 2.5D MHD Modeling
本文通过2.5维MHD模拟研究耀斑冕环中慢模波的激发与阻尼，发现显著增强的黏性是快速激发驻立慢波的关键，且温度结构对波动行为的影响大于密度结构，观测结果支持黏性大幅增强的模型。
2024-03-04 astro-ph.SR
Evidence of widespread hot plasma in a non-flaring coronal active region from Hinode/XRT
纳米耀斑，在空间上无法分辨的磁链中的短而强的热脉冲，现在被认为是解决日冕加热问题的主要候选者。然而，频繁出现的纳米耀斑要求耀斑热等离子体始终存在于日冕中。到目前为止，它的探测被证明是难以捉摸的，部分原因是预测的强度非常微弱。在这里，我们报告的一个活跃的区域观察到的5个过滤器的日之出/XRT在2006年11月的分析。我们已经使用的过滤器比率的方法来获得软，硬比率的温度和排放量的地图。这些图是近似的，因为等离子体被假设为沿着每个视线是等温的。尽管如此，最难的可用比率揭示了约10 MK的血浆的明显存在。为了获得更详细的等离子体特性的信息，我们进行了蒙特卡罗模拟假设各种非等温发射测量分布沿视线。我们发现，所观察到的过滤器的比率意味着双峰分布组成的一个强冷（log T ~ 6.3-6.5）的组件和较弱（百分之几）和较热（6.6 < log T < 7.2）的组件。数据与沿所有视线的双峰分布一致，即，整个活跃区域。我们还发现，从过滤器的比率推断的等温温度敏感地依赖于冷组件的精确温度。该分量的轻微偏移可能导致热分量在硬比率测量中被遮蔽。因此，以硬比率和软比率制作的温度图往往是反相关的。我们的结论是，这一观察结果支持存在广泛的nanoflaring活动的活跃区域。
2009-04-06 astro-ph.SR
Study of multi-periodic coronal pulsations during an X-class solar flare
利用RHESSI卫星的软X射线数据，我们研究了2013年5月14日X 3.2级耀斑衰变阶段的准周期日冕脉动。对软X射线光变曲线的周期图分析表明，在3-6、6-12和12-25 KeV能带中，53 s和72 s周期共存。考虑到耀斑环系统的典型长度和观测到的周期性，我们发现它们与多个（前两个谐波）的快磁声香肠波。利用互相关技术对不同能带软X射线辐射的相位关系进行了研究，结果表明，由于没有发现相位滞后现象，所以这些模在自然界中是稳定的。在考虑周期比的情况下，利用磁流体动力学地震学诊断了耀斑区的局部等离子体条件。发现周期比P1/2 P2为0.65，这表明这种振荡最有可能在纵向密度分层环中激发。
2015-07-08 astro-ph.SR
Turbulent cross-field transport of non-thermal electrons in coronal loops: theory and observations
天体物理学中的一个基本问题是磁湍流与带电粒子之间的相互作用。现在可以使用\emph{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)}观测电子发射的硬X射线（HXR）来识别湍流的存在，并估计至少在密集的日冕耀斑环中磁场线扩散系数的大小。{We讨论各种可能的跨场传输的非热电子产生的宽带磁湍流日冕环的制度。强调了久保数$K$作为控制参数的重要性，并收集了适用于大久保数和小久保数极限的结果。} {基于运输统计理论中发展的概念和见解的通用模型适用于日冕环和解释太阳耀斑中的硬X射线成像数据。捕获效应的作用，这在非线性运输制度中变得重要，在解释数据时考虑在内。对于这个耀斑太阳环，我们限制的范围内的平行和垂直的相关长度的湍流磁场和可能的久保数。我们表明，大量的能量$\sim 1%$（或更多）的背景场的磁波动可以推断出从厚靶日冕环内的磁扩散系数的测量。
2011-10-13 astro-ph.SR
Validation Of The Coronal Thick Target Source Model
我们提出了一个密集的，日冕厚目标X射线耀斑使用GX模拟器工具，光球磁测量，微波成像和光谱数据的详细三维建模。所开发的模型提供了一个显着的协议之间的合成和观察到的光谱和图像在X射线和微波域，这验证了整个模型。选择燃烧回路参数以再现从X射线光谱拟合得到的低能量下的发射测量、温度和非热电子分布，而选择不受X射线数据约束的其余参数以匹配微波图像和总功率谱。模型表明，加速电子被困在日冕部分的耀斑环，但远离那里的磁场是最小的，因此，表明数据是明显不一致的弱扩散制度介导的库仑碰撞的电子磁捕获。因此，建模支持解释的日冕厚靶源的电子加速耀斑的网站，并为我们提供了一个现实的三维模型与加速区域和耀斑环的物理参数。
2015-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Helicity Signs and Flaring Propensity: Comparing Force-free Parameter with the Helicity signs of Hα Filaments and X-ray Sigmoids
本研究比较了暗条手性与S形结构旋向及无力场参数的关联，发现两者螺度符号不一致时爆发事件概率高约3.5倍，并分析了NOAA AR 12473的磁能演化。
2024-03-25 astro-ph.SR
Temporal and spatial relationship of flare signatures and the force-free coronal magnetic field
我们研究了2011年8月2日GOES M1.4耀斑/CME（SOL 2011 -08- 02 T06：19）附近活动区NOAA 11261的等离子体和磁环境。我们比较日冕发射（极端）紫外线和X射线波长，使用SDO AIA和RHESSI图像，以确定相对的时间和位置的重新连接相关的源。我们跟踪耀斑带状签名在紫外线波长，以确定以前重新连接的耀斑环在太阳低层大气的交叉点。这些位置用于计算三维非线性无力磁场模型的磁力线，建立在SDO HMI光球矢量磁场地图的基础上。利用这个过程，我们分析了磁重联中涉及的日冕模型磁场的准静态时间演化。这使我们能够第一次估计出在盘上观测到的耀斑期间电流片下端的上升速度，为每秒几公里。与后来在STEREO EUVI图像中观察到的肢体上方的耀斑后环的比较支持这种速度估计。此外，我们提供了证据的耀斑日冕模型磁场的一部分内爆，并确定相应的日冕子体积与磁能的损失。最后，我们在空间上建立了高度剪切场的三维模型中的磁能，建立由于动态相对运动的极性补丁内的活动区域。
2016-05-12 astro-ph.SR
Eruptions from quiet Sun coronal bright points. I. Observations
利用SDO上的AIA在He II 304 A、Fe IX/X 171 A、Fe XII 193 A和Fe XVIII 94 A四个通带上对CBPs全寿命的观测，研究了等离子体喷射、微耀斑、微灯丝爆发和小型日冕物质抛射（mini-CME）的发生情况。首先，我们的研究表明，大多数（76%）安静的太阳CBPs（42个CBPs中的31个）在其一生中至少产生一次喷发。在11个CBP的21次喷发中，18次发生在CBP形成后平均约17小时，AIA 193 A中CBP的平均寿命约为21小时。在每个BP中，这种喷发发生的时间延迟与CBP双极演变的收敛和取消阶段相一致，在此期间，CBP变得更小，直到它们完全消失。其余三个发生在CBP形成后4 - 6小时。在21次喷发中，有16次的磁会聚和抵消涉及CBP主双极，而在3次喷发中，其中一个BP磁碎片和一个预先存在的相反极性的碎片会聚和抵消。在一个BP与两个喷发取消没有观察到。CBP喷发在大多数情况下涉及色球物质的驱逐，无论是作为细长的对流结构（微灯丝，MF）或大量的冷物质（冷等离子体云，CPC），以及CBP或更高的覆盖热环。在三次喷发中发现了日冕波。在所有爆发的MFs/CPC下方观察到微耀斑。它仍然不确定是否不稳定的MF导致微耀斑或不稳定和MF的喷发是由灯丝下方的重新连接触发的。在大多数喷发中，冷的喷发等离子体部分或全部遮蔽了微耀斑，直到喷发物质远离CBP。…
2018-08-14 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 astro-ph.SR
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
通过微波和X射线数据，研究日闪中磁场和等离子体参数的三维分布，揭示磁主导环境并为日闪模型提供约束。
2026-03-05 astro-ph.SR
Microwave diagnostics of magnetic field strengths in solar flaring loops
基于回旋同步辐射理论，我们对太阳耀斑环中的磁场强度进行了微波诊断。利用野边山射电日像仪对17和34 GHz的3次耀斑事件进行观测，得到了圆偏振度和微波通量密度谱指数，并据此绘制了耀斑后环的磁场强度图。我们的研究结果表明，磁场强度通常从~800 G附近的环路足点到~100 G在10- 25微米的高度。比较我们的结果与磁场建模使用磁通绳插入方法进行了讨论。我们的研究证明了微波成像观测的潜力，即使只有两个频率，在诊断日冕磁场的耀斑区域。
2020-06-29 astro-ph.SR
Mapping the magnetic field of flare coronal loops
在这里，我们报告的独特观测耀斑日冕环在太阳边缘使用高分辨率成像光谱偏振从瑞典1米太阳望远镜。充满耀斑环的色球物质的有利位置、方向和性质使我们能够使用弱场近似方法以前所未有的精度确定它们的磁场。我们的分析揭示了日冕磁场强度高达350高斯的高度高达25毫米以上的太阳边缘。这些测量结果大大高于先前的一些估计，可能对我们目前对扩展太阳大气的理解产生相当大的影响。
2019-02-20 astro-ph.SR
Dynamics of the coronal magnetic field in the 2022-10-02 X-class flare
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
研究2022年10月2日X1.1类日耀斑，通过微波数据揭示日冕磁场衰减过程及电子加速现象，构建3D模型验证磁场演变特征。
2026-02-16 astro-ph.SR
Determination of transport coefficients by coronal seismology of flare-induced slow-mode waves: Numerical parametric study of 1D loop model
太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）于2013年12月28日观测到的耀斑环振荡事件的最新研究揭示了热（$\sim$ 10 MK）等离子体中热传导的抑制和压缩粘度的显着增强。在这项研究中，我们的目标是开发一种新的冠状地震学方法，用于确定传输系数的基础上的参数研究波的属性，使用一维非线性MHD环模型与线性理论相结合。模拟提出了一个两步方案：我们首先确定有效的热传导系数从观察到的温度和密度扰动之间的相移，因为这个物理参数是不敏感的未知粘度;然后从回路模型与获得的热传导系数，我们确定有效的粘度系数从观察到的衰减时间使用参数建模。有了这种新的地震学技术，我们能够量化的抑制热传导系数的约3倍和增强的粘性系数的10倍，在研究的燃烧回路。使用这些改进的输运系数的环路模型，我们研究了慢磁声波的激发，从一个足点发射流脉冲。该模拟可以自洽地产生与观测一致的时间尺度上的基波驻波。
2019-09-24 astro-ph.SR
Comparison of the Hall Magnetohydrodynamics and Magnetohydrodynamics evolution of a flaring solar active region
这项工作分析了霍尔磁流体动力学（HMHD）和磁流体动力学（MHD）数值模拟的耀斑太阳活动区作为一个试验台，同时理想化的日冕阿尔文速度是两个数量级较小。HMHD支持更快的磁重联，并显示出更丰富的复杂性，在磁场线的演变相比，MHD。通过数值模拟并结合多波长观测资料，探讨了触发耀斑的磁重联。初始日冕磁场由光球矢量磁场的非无力外推构造。耀斑中的磁结构被认为是一个磁绳，其上的磁场线构成了准分界线层（QSL）以及一个三维零点和一条零线。与MHD模拟相比，HMHD模拟显示了更高和更快的绳索上升以及上覆的磁力线，它们在位于日冕更高的QSL处进一步重新连接。磁力线的脚点与HMHD情况下的观测结果匹配得更好，耀斑带的中心部分位于色球层。此外，场线被发现旋转在一个圆形图案中的HMHD，而没有这样的旋转被认为是在MHD的结果。有趣的是，等离子体也被观察到在一个同空间色球区域旋转，这使得HMHD模拟更可信。基于上述协议，HMHD模拟被发现更好地同意与观察，因此，开辟了一个新的途径探索。
2021-12-03 astro-ph.SR
Diagnostic functions of solar coronal magnetic fields from radio observations
在太阳物理学中，直接从太阳上层大气（包括色球层和日冕）中观测到的磁场是一个很大的挑战。射电观测被认为是诊断太阳色球和日冕磁场最可行的方法。然而，由于太阳射电辐射机制的复杂性和多样性，以往的研究仅从太阳射电观测中给出了特定机制下磁场的隐含诊断函数。本文收集整理了从太阳射电观测中诊断日冕磁场的各种方法，并将其表达为一组显式诊断函数。特别是，这项工作补充了其他评论中遗漏的一些重要诊断方法。这套诊断功能可以完全覆盖太阳色球层和日冕的所有区域，包括平静区、活动区和耀斑源区。同时，它还包括非相干辐射，如热等离子体的韧致辐射以上的安静区，回旋和回旋同步辐射的磁化热等离子体和温和的相对论性非热电子以上的活动区，以及相干等离子体辐射周围的耀斑源区域。利用这套诊断函数和相关的宽带太阳射电成像观测资料，我们可以得到太阳大气中几乎所有区域的磁场，这可能有助于我们充分利用新一代太阳射电望远镜（如MUSER、EVOSA和未来的FASR等）的光谱成像观测资料。研究太阳活动，为灾害性空间天气事件的预报提供可靠依据。
2022-06-07 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Soft X-ray emission in kink-unstable coronal loops
太阳耀斑与热耀斑等离子体产生的强烈软X射线辐射有关。扭折不稳定的扭曲磁通绳提供了一个磁能量源，它可以被脉冲释放，并解释耀斑等离子体加热。我们用MHD模拟计算了扭结不稳定冕环中热X射线发射的时间演化，并结合太阳耀斑观测讨论了计算结果。该模型由一个高度扭曲的环嵌入在一个区域的均匀和无扭曲的日冕磁场。我们让扭结不稳定性的发展，计算的等离子体的性质（密度，温度）的循环中的演变，而不考虑与色球的质量交换。然后，我们推导出的X射线发射特性的等离子体在整个耀斑插曲。在不稳定性的初始阶段，等离子体加热主要是绝热的。当不稳定性饱和时，欧姆扩散接管，导致强烈和脉冲加热（> 20 MK），导致X射线发射的快速增强和热X射线光谱的硬化。等离子体的温度分布变宽，发射测量强烈依赖于温度。在温度T > 9 MK时，等离子体出现显著的排放测量。当磁通量-绳与背景通量重新连接时，其然后朝着较低能量状态逐渐松弛。环等离子体遭受较小的零星加热事件，但冷却下来传导。总的热X射线发射在此阶段缓慢衰减，发射测量分布的高温分量收敛到幂律分布$EM\propto T^{-4.2}$。从X射线发射图直接推导出的扭曲量大大低于模拟磁通绳中的最大磁扭曲。
2014-12-09 astro-ph.SR
Suppression of Coronal Mass Ejections in active stars by an overlying large-scale magnetic field: A numerical study
我们目前的结果，从一组数值模拟，旨在探索机制的日冕物质抛射（CME）抑制活跃的恒星由一个覆盖的大规模磁场。我们使用一个国家的最先进的三维磁流体动力学（MHD）的代码，考虑了自洽耦合之间的阿尔文波驱动的恒星风的解决方案，和第一性原理CME模型的基础上爆发的磁通绳锚定的混合极性区域。通过复制强太阳日冕物质抛射模拟中使用的驱动条件，我们表明，一个大规模的偶极磁场的$75$ G是能够完全限制在恒星日冕爆发。我们的模拟还考虑了超过太阳研究中使用的磁能的日冕物质抛射，这些日冕物质抛射能够逃脱大规模磁场约束。分析包括定性和定量的模拟日冕物质抛射及其动力学的描述，揭示了径向速度急剧下降所造成的覆盖磁场。借助最近的观测研究，我们把我们的数值结果的背景下，太阳和恒星耀斑事件。通过这种方式，我们发现这种特定的大尺度磁场配置在CME动能中的$\sim$ $3 \times 10^{32}$ ~erg附近建立了抑制阈值。将太阳耀斑-CME关系扩展到其他恒星，这样的CME动能通常可以在总能量大于$6 \times 10^{32}$ erg（GOES类$\sim$ X70）的爆发耀斑事件中获得。
2018-06-07 astro-ph.SR
Evolution of microflares associated with bright points in coronal holes and in quiet regions
我们的目标是找到在宁静区和冕洞中发现的日冕亮点处的微耀斑之间的相似性和差异，并研究它们与大尺度耀斑的关系。使用Hinode/EIS使用相同的序列观察了安静区域和冕洞中的日冕亮点。从X射线光变曲线中识别出与亮点有关的微耀斑。跟踪了微耀斑过程中物理性质的时间变化。微耀斑的光变曲线表明，在热辐射处有一个脉冲峰，在冷辐射处有一个增强，这与耀斑环的冷却模型相一致。密度被发现增加的脉冲峰的上升，支持色球蒸发模型。在微耀斑周围的一个显着的差异，在冕洞的微耀斑上方的扩散日冕喷流，而日冕昏暗形成在安静的区域。与亮点有关的微耀斑具有与活动区耀斑相同的特征。微耀斑周围环境的差异是由预先存在的磁场的开放和封闭结构造成的。
2011-02-23 astro-ph.SR
Thermodynamic Evolution of Flaring Loops with Non-local Thermal Transport
本研究利用改进版Lare2d代码对比三种热输运模型，发现非局域SNB模型能更准确模拟耀斑环热力学演化，凸显其提升耀斑模拟真实性的潜力。
2025-06-17 astro-ph.SR
Coronal jets, magnetic topologies, and the production of interplanetary electron streams
研究了2007年1月24日发生的太阳高能粒子脉冲事件的加速源。结合现场电子测量和遥感太阳观测，以及位场源-地表模型计算的磁场，我们证明了与硬X射线耀斑和III型射电爆发相关的喷流，而不是缓慢和部分的日冕物质抛射，与行星际电子流的产生密切相关。喷流，起源于连接良好的活动区（AR 10939）的磁极结构有利于喷发，被观察到形成在一个日冕网站，延伸到几个太阳半径，并具有良好的时间相关性与电子太阳释放。喷流位置附近的开放场线植根于负极性，沿着该负极性，高能粒子从燃烧的AR逃逸到近地空间，与原位电子俯仰角分布一致。分析使我们能够提出一个日冕磁拓扑结构的脉冲SEP事件，他们的太阳源。
2013-05-24 astro-ph.SR
On Solar Recurrent Coronal Jets: Coronal Geysers as Sources of Electron Beams and Interplanetary Type-III Radio Bursts
日冕喷流是短暂的小规模喷发，在太阳观测中无处不在。活动区喷流对周围的太阳大气产生显著的扰动，据信是由微耀斑重联产生的。在极紫外滤光成像中识别出多组经常性喷流。在这项工作中，我们分析了长时间尺度的复发日冕射流起源于一个独特的脚点结构观察到的低日冕。我们报告的半影磁结构的检测在较低的日冕。这些结构，我们称之为“日冕间歇泉”，坚持通过多次重连事件，触发经常性的喷流在准周期性的趋势。经常性的喷流爆发与III型射电暴有关，III型射电暴是旅行非热电子束的表现。我们研究了假设的联系，因为行星际III型射电暴的日冕源仍然存在争议。我们仔细研究了假设的关联，通过时间相关的统计显着样本的六个间歇泉结构，释放至少50个经常性的射流，与相应的III型射电暴在行星际介质中检测到。对这些现象的数据分析为理解小尺度重联、非热电子束加速和能量释放提供了新的信息。我们发现，半影间歇泉状耀斑结构产生重复射流。它们可以是长寿命的，准稳定的，并作为III型爆发的日冕源和向上加速的电子束。
2019-03-12 astro-ph.SR
Flare Prediction Using Photospheric and Coronal Image Data
University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Stanford University（斯坦福大学）
触发太阳耀斑的精确物理过程目前还不清楚。在这里，我们试图捕捉这种机制在太阳图像数据的各种波长的签名，并使用这些签名来预测耀斑活动。我们通过开发一种算法来做到这一点，[1]在2010年5月至2014年5月期间，太阳动力学天文台拍摄的太阳光球，色球，过渡区和日冕的5.5 TB图像数据中自动生成特征，[2]将这些特征与基于耀斑历史和对假定耀斑过程的物理理解的其他特征相结合，和[3]对这些特征进行分类，以预测太阳活动区是否会在$T$小时的时间段内发生耀斑，其中$T$ = 2和24。我们发现，当优化的真实技能分数（TSS），光球矢量磁场数据与耀斑的历史相结合，产生最好的性能，并在精确度-召回曲线下的面积优化时，所有的数据是有帮助的。在$T$ = 2和24小时的情况下，我们的模型性能分别产生了$0.84 \pm 0.03$和$0.81 \pm 0.03$的TSS，并且在$T$ = 2和24小时的情况下，分别产生了精确-召回曲线下面积的值$0.13 \pm 0.07$和$0.43 \pm 0.08$。这些相对较高的分数与其他预测太阳耀斑的尝试相似，但并不高于其他尝试。考虑到文献中报告的各种类型模型的算法性能值相似，我们得出结论，我们可以使用这些数据预期一定的基线预测能力。这是第一次尝试预测太阳耀斑使用光球矢量磁场数据以及多波长的图像数据从色球层，过渡区，日冕。
2017-08-03 astro-ph.SR cs.CV
Multiwavelength Signatures of Episodic Null Point Reconnection in a Quadrupolar Magnetic Configuration and the Cause of Failed Flux Rope Eruption
在本文中，我们提出了多波长的观测触发失败爆发的M级耀斑从活动区NOAA 11302，并调查相关的失败爆发的可能原因。光球观测和非线性无力场外推的日冕磁场显示，耀斑区域有一个复杂的四极结构，在核心磁场上方有一个预先存在的日冕零点。在M级耀斑爆发之前，我们在GOES和RHESSI软X射线观测中观察到多个周期的小尺度通量增强，从零点的位置开始。这里报告的耀斑前的配置和演化与爆发模型中的相似，但在更低的日冕高度。火炬区的核心的特点是存在两个通量绳在一个双层配置。在耀斑的脉冲阶段，两条通量绳中的一条最初开始喷发，但导致喷发失败。磁衰变指数的计算显示了一个鞍状的轮廓，其中衰变指数最初增加到磁绳高度内的环面不稳定极限，但随后迅速下降，达到负值，这很可能是最初的环面不稳定磁绳的失败喷发的原因。
2021-12-29 astro-ph.SR
Observational Evidence of Back-reaction on the Solar Surface Associated with Coronal Magnetic Restructuring in Solar Eruptions
大多数太阳爆发模型假设日冕磁力线锚定在致密的光球中，因此光球磁场不会发生与日冕磁重联引起的爆发相关的快速、不可逆的变化。受Hudson，Fisher & Welsch（2008）关于定量评价日冕能量释放引起的反反应的近期工作的启发，本文综合了我们以前的研究，并分析了与耀斑相关的光球磁场变化的新事件。对于11个X级耀斑，尽管只有4个事件的时间分辨率为1分钟，但我们总是发现极性反转线（PIL）处的横向场增加。我们还讨论了18个具有1分钟韵律的视磁图观测的事件，它们都显示出包含在耀斑δ斑区域的磁通量的显著变化。除一种情况外，耀斑发生后，观测到的向边缘的通量增加，而向盘的通量迅速而不可逆地减少。这些观测证据直接或间接地支持了Hudson、Fisher和Welsch的理论和预测，即爆发后光球磁场必须响应日冕磁场的重组，并在PIL附近转向更水平的状态。
2010-05-22 astro-ph.SR
A Study of Magnetic Field Characteristics of Flaring Active Region Based on Nonlinear Force-free Field Extrapolation
日冕磁场是造成太阳耀斑和太阳爆发的原因。然而，可用于测量太阳爆发临界条件的磁场参数类型仍不清楚。为了理解太阳耀斑的可能条件，我们研究了Ishiguro & Kusano（2017）引入的无量纲参数$κ$，它包含了活动区（AR）中磁扭曲分布和磁通量的信息。我们引入了一个新的参数$κ^\ast$，作为$κ$的代理，我们已经分析了$κ^\ast$的演变过程中的耀斑期间的AR使用的非线性无力场（NLFFF）从光球矢量磁场数据外推。利用太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们计算了AR NOAA 11158在其为期三天的耀斑期间的$κ^\ast$。我们发现$κ^\ast$在两次大耀斑前升高到一定水平，发作后显著降低。结果表明，$κ^\ast$可以作为一个指标的必要条件，在AR的太阳爆发的开始。基于这一结果，我们提出了一种新的方法来评估一个大的太阳喷发的可能性，从AR相结合的参数$κ^\ast$和信息的AR的磁能。
2018-07-04 astro-ph.SR
Magnetic Field Strength in the Upper Solar Corona Using White-light Shock Structures Surrounding Coronal Mass Ejections
为了测量日冕中的磁场强度，我们检查了10个快速（> 1000 km/s）的临边日冕物质抛射，在SOHO/LASCO图像上显示出清晰的激波结构。通过应用活塞激波关系到所观测到的日冕物质抛射的射距和电子密度压缩比，我们估计了马赫数，阿尔芬速度，和磁场强度在3至15太阳半径（Rs）的高度范围。主要结果有：（1）日冕中观测到的离地距离与磁流体动力学（MHD）模型和近地观测结果一致;（2）作为冲击强度的马赫数从射距比的范围是1.49到3.43，但是当我们使用密度压缩比时，马赫数是1.47到1.90，（3）当使用射距时，阿尔芬速度在259 ~ 982 km/s之间，磁场强度在6 ~ 105 mG之间;（4）当密度压缩比乘以2时，两种方法的阿尔芬速度和磁场强度是一致的;（5）由激波参数导出的磁场强度与经验模型和以前的估计值相似。
2011-12-01 astro-ph.SR
A stellar flare-coronal mass ejection event revealed by X-ray plasma motions
日冕物质抛射（CME），通常与耀斑有关，是太阳上发生的最强大的磁现象。恒星的磁活动水平高达10^4倍，CME对恒星物理和星周环境的影响预计是显着的。然而，恒星日冕物质抛射在观测上仍然是未被探索的。利用Chandra/HETGS观测的活动星HR 9024上的恒星耀斑的时间分辨高分辨率X射线光谱，我们清楚地检测到S XVI，Si XIV和Mg XII谱线的多普勒频移，这些谱线指示热等离子体（~10-25 MK）在耀斑环内的向上和向下运动，速度v~100-400 km/s，与耀斑磁管模型一致。最值得注意的是，我们还检测到O VIII线的后期蓝移，这揭示了冷等离子体（~4 MK）的向上运动，v=90+/-30 km/s，我们将其归因于与耀斑耦合的CME。从这些证据中，我们能够推导出CME的质量为1 × 10^21 g，CME的动能为5 × 10^34 erg。这些数值提供了线索，在太阳的情况下外推到更高的活动水平，这表明日冕物质抛射确实可能是质量和角动量损失的主要原因。
2019-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-flare evolution of AR 10923 with Hinode/XRT
耀斑是一种日冕磁场拓扑结构迅速变化和能量释放的动力学事件.即使它们可能是局部现象，在它们的起源处的磁扰动也可以传播，并且在有源区的较大部分中是有效的。我们调查的时间演化的耀斑活动区域的环的形态，温度和排放措施的分布。我们考虑2006年11月12日C1.1耀斑的$Hinode/XRT$数据。我们还检查了燃烧区域的形态的演变与TRACE数据的帮助。XRT滤波器比率用于导出温度和排放测量图和演变。分析的耀斑包括几个增亮。我们确定了一个连贯的序列的纠缠和放松的循环结构之前，期间和之后的增亮。虽然热信息是不完整的，因为在耀斑峰值的像素饱和，热图显示精细，不断发展的空间结构。温度和排放量的变化显示非常详细，我们能够检测到一个较大的环路接近适当的燃烧区域的二次加热。最后，我们估计了耀斑衰变过程中这些耀斑环释放的能量。
2010-10-15 astro-ph.SR
Principle of Minimum Energy in Magnetic Reconnection in a Self-Organized Critical Model for Solar Flares
太阳耀斑是由于日冕磁场重联而导致太阳大气层中磁能的突然释放。这是由于光球层的湍流扭曲了日冕场而发生的。与地震类似，太阳耀斑代表了一个复杂系统的行为，并且其能量分布遵循幂律。我们提出了一个统计模型的基础上的最小能量的原则，在日冕环经历磁重联，这是一个雪崩过程。我们证明了在这个自组织临界系统中，耀斑事件的峰值分布是无标度的。得到的峰的幂律指数为1.84 $ \pm $ 0.02，与卫星观测的软X射线耀斑符合得很好。最小能量原理可以应用于一般雪崩模型来描述许多其他现象。
2018-04-27 astro-ph.SR
The Relation between Solar Eruption Topologies and Observed Flare Features I: Flare Ribbons
本文利用Hinode、STEREO和SDO观测到的S形活动区7个双带耀斑的拓扑磁场研究。我们首先推导出三维日冕磁场结构的所有地区使用轻微不稳定的三维日冕磁场模型与磁通绳插入方法。不稳定模型已被证明是一个很好的模型的耀斑磁场配置。区域选择的基础上，他们的前耀斑配置以及外观和观测范围的耀斑带，并使用前耀斑的功能，在极紫外和X射线通带观察到的模型受到约束。我们通过计算挤压因子Q对模型进行拓扑分析，以确定突出的准分界线层（QSL）的位置。从这些地图的QSL相比，耀斑带在其全部范围。我们发现，在所有情况下，两个J形带的直段匹配非常好的磁通绳相关的QSL，和钩状段的匹配是不太一致的，但在大多数情况下仍然是好的。此外，我们表明，这些QSL覆盖脊的电流密度图。这项研究是来自三维日冕磁场模型的QSL区域的最大样本，它表明，我们采用的磁摩擦建模技术，给出了一个非常好的代表性的耀斑区域，预测耀斑带状位置的能力，在事件中的耀斑的时间模型。
2015-06-10 astro-ph.SR
Numerical Simulation of an EUV Coronal Wave Based on the February 13, 2009 CME Event Observed by STEREO
2009年2月13日，STEREO航天器在正交方向观测到日冕波-日冕物质抛射-变暗事件。我们分析了这一事件使用三维，全球磁流体动力学（MHD）模型的日冕。数值模拟受观测结果的驱动和约束，并指出了膨胀的CME核与周围环境之间发生磁重联的位置。我们主要集中在较低的日冕，延伸到$3R_{\odot}$，这个范围允许同时与EUVI和COR 1数据进行比较。我们的模拟产生了一个漫射的日冕亮锋，与STEREO/EUVI在195 ° C观测到的非常相似。它由\emph{two}成分组成，是波动和非波动机制结合的结果。日冕物质抛射在日冕中变得大规模的非常低（$<$ 200 Mm）。然而，这并不是一个固有的大规模事件;相反，膨胀的CME核心和周围磁性环境之间的磁重联促进了膨胀。为了支持这一点，我们还发现了许多二次调光，许多远离最初的日冕物质抛射源区。将这种变暗与模拟中的磁力线重连联系起来，进一步证明了日冕物质抛射的扩张导致了全球范围内日冕磁力线的“开放”。在整个日冕物质抛射膨胀过程中，日冕波直接映射到日冕物质抛射的足迹。我们的研究结果表明，正在进行的辩论的“真正”的性质扩散日冕波可能是错误的。看来，需要\emph{both}波和非波模型来解释观测和理解这些事件的复杂性质。
2009-09-16 astro-ph.SR
Major electron events and coronal magnetic configurations of the related solar active regions
对2002年2月至23太阳活动周结束期间的26个主要电子事件进行了统计调查。我们得到了电子太阳的开始时间和峰值通量谱的每一个事件拟合幂律谱截断的指数高能量尾巴。我们还从位场源-面模型中导出了相关太阳活动区的日冕磁位形。结果表明：（1）在11个连通性好的开放型场线事件中，有10个是瞬发事件，它们的爆发时刻与耀斑爆发的最大时刻相吻合; (2)一个非连通的开放磁力线事件和一个闭合磁力线事件都是瞬发事件，它们都与大尺度日冕扰动或变暗有关。(3)An与闭合事件相比，在开放磁力线事件中发现了平均更硬的谱。具体而言，平均光谱指数为1.6 +/-0.3在开放的场线事件和2.0 +/-0.4在封闭的。三个闭合场线事件的光谱显示出无穷的翻转能量E0。这些相关性清楚地建立了日冕磁场线拓扑结构与主要太阳高能粒子事件期间带电粒子从耀斑AR逃逸到行星际空间之间的重要联系。
2013-05-24 astro-ph.SR
Effects of Coronal Mass Ejections on Distant Coronal Streamers
分析了2012年1月2日SOHO/LASCO日冕观测仪观测到的大规模日冕物质抛射（CME）对距CME传播主方向约90度的日冕流光的影响。当日冕物质抛射穿过日冕时，径向冕流会发生一些弯曲，即使是在距离冕流很大的角距离处。这种现象类似于沿拖缆行进的弯曲波。一些研究人员将这些现象解释为快速日冕物质抛射产生的行波效应，而另一些研究人员则认为它们是由外部撞击在流光内部激发的波。这里提出的分析没有找到令人信服的论据来支持这两种解释。结果表明，这种流注行为是由于日冕抛射过程中磁绳运动时产生的磁场的影响所致。大尺度磁绳远离太阳的运动改变了日冕中周围的磁场线，这些变化类似于沿着流光运行的波的半周期。
2014-08-19 astro-ph.SR
A Numerical Study of Long-Range Magnetic Impacts during Coronal Mass Ejections
从SDO/AIA和STEREO的全球观测和高节奏观测来看，许多空间上分离的太阳爆发事件似乎是耦合的。然而，“交感神经”事件的机制在很大程度上仍然是未知的。在这项研究中，我们调查的爆发通量绳周围的太阳结构，通过大规模的磁耦合的影响。利用全球磁流体动力学（MHD）模型模拟了2011年2月15日的日冕环境，并在活动区（AR）11158中插入Gibson-Low解析通量绳，模拟了日冕物质抛射（CME）。我们发现，CME对周围结构的影响不仅取决于这些结构的磁场强度和它们到源区的距离，而且还取决于CME与大尺度磁场之间的相互作用。在日冕物质抛射膨胀域中，磁绳场直接与太阳结构相互作用，膨胀引起的重联往往会改变上覆场，从而增加衰变指数。这种效应可能提供了交感神经爆发的主要耦合机制。的影响的大小被发现取决于喷发的磁通绳的方向，最大的影响发生时，磁通绳是有利的方向与周围地区重新连接。在CME膨胀区外，CME的影响主要是通过磁力线压缩或喷发后弛豫来实现的。基于我们的数值实验，我们讨论了一种方法来量化喷发的影响，这可能是有用的预测目的。
2016-03-15 astro-ph.SR
Outflows at the Edges of an Active Region in a Coronal Hole: A Signature of Active Region Expansion?
在平静的太阳周围的活动区域边缘的等离子体流出现在是Hinode卫星的常见观测。虽然有观测证据表明，外流起源于活动区周围的磁场，但没有确凿的证据表明它们是如何驱动的。出于对嵌入冕洞中的成熟活动区外围流出的观察，我们使用了三维模拟来模拟活动区的发展，以调查这些流出的起源和驱动程序。我们发现外流是加速从一个网站在冕洞磁场直接围绕活动区和渠道沿冕洞场，因为它们通过大气层上升。等离子体的加速仅仅是由于活性区随着其发展而水平扩展的结果。在模拟中产生的外流的许多特征与观测到的外流一致：速度高达每秒45公里，类似于冕洞的属性，接近活动区的排水环，随着高度的膨胀，以及在单极光球磁集中的投影。虽然在模拟中水平扩展是活动区发展的结果，但扩展也是已建立活动区的一般特征。因此，模拟中显示的膨胀加速机制完全可能发生在太阳上的活动区域，并且除了重新连接之外，还驱动了在其边缘观察到的外流。
2009-12-07 astro-ph.SR
Expansion of Solar Coronal Hot Electrons in an Inhomogeneous Magnetic Field: 1-D PIC Simulation
炽热电子在耀斑磁环中的膨胀对于理解太阳耀斑的动力学是至关重要的。在本文中，我们调查，为第一次，超热电子在磁镜场的基础上的一维粒子模拟（PIC）的输运。小俯仰角的热电子输运到冷等离子体中，导致冷等离子体中的朗缪尔波和热等离子体中的离子声波的产生。磁镜可以限制大俯仰角电子，导致电子平行和垂直温度演化时间尺度不同。这将导致电子温度各向异性的形成，从而在热电子和冷电子之间的界面附近产生哨声波。哨声波可以通过回旋共振将大俯仰角电子散射到较小的值，导致电子从热区逃逸。这些结果表明，哨声波在电子在耀斑磁环中的输运过程中可能起着重要的作用。本研究的发现为理解太阳耀斑的电子动力学提供了一些新的见解。
2019-11-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the Application of Differential Evolution to the Analysis of X-Ray Spectra
利用差分演化（DE）方法，我们确定了2003年1月21日等离子体耀斑的日冕元素丰度和差分发射测量（DEM）分布。分析是基于RESIK X射线谱。DE属于进化算法家族。DE具有概念简单、易于实现等优点，已被广泛应用于解决科学和工程中的许多问题。在这项研究中，我们应用这种方法在一个新的背景下：同时测定血浆成分和DEM。为了增加使用DE获得的结果的置信度，我们通过比较DE合成光谱与RESIK观察到的相应光谱来测试其算法的使用。广泛的讨论的DE方法使用和获得的物理特性的耀斑等离子体。
2022-02-18 astro-ph.SR
Coronal magnetic reconnection driven by CME expansion -- the 2011 June 7 event
日冕物质抛射（CME）在具有磁性结构的日冕中爆发和膨胀。各种间接观测证据表明，日冕物质抛射的磁场与周围的磁场重新连接，形成，例如，远离日冕物质抛射源区的暗区。分析太阳动力学天文台（SDO）对2011年6月7日AR 11226爆发的观测，我们提出了CME期间两个相邻AR场之间日冕磁重联的第一个直接证据。的观测结果与数据约束的数值模拟，展示了形成/加强电流片沿双曲线通量管（HFT）在CME和相邻的AR 11227之间的接口。重连导致AR 11226喷发的磁性结构和邻近的活动区AR 11227之间形成新的磁性连接，距离喷发地点约200 Mm。在SDO/AIA图像中，当最初包含在喷发通量绳中的丝状等离子体被重新导向AR 11227的偏远地区时，重连的开始首先变得明显，追踪大规模磁连通性的变化。日冕重联区的位置变得明亮，在SDO/AIA波长下可以直接观察到，这是因为在其附近存在向下流动的冷的、致密的（10^{10} cm^{-3}）丝状等离子体。重联区域周围的高密度等离子体被加热到日冕温度，可能是由慢模式冲击和库仑碰撞造成的。这些结果提供了第一个直接的观测证据，证明日冕物质抛射与周围的磁结构重新连接，导致日冕磁场的大规模重新配置。
2014-06-12 astro-ph.SR
Thermal and non-thermal emission from reconnecting twisted coronal loops
扭曲磁场应该普遍存在于产生耀斑的活动区，那里的磁场是强非势的。它已被证明，在螺旋磁冕环的重联的结果在等离子体加热和粒子加速分布在一个大的体积，包括较低的日冕和色球部分的环。这种情况可以替代标准耀斑模型，其中粒子仅在位于上部日冕的小体积中加速。我们使用的MHD模拟和测试粒子的方法相结合，其中描述的发展扭结不稳定性和磁重联在扭曲的日冕循环使用电阻可压缩MHD，并纳入大气层结和大规模的环路曲率。由此产生的热等离子体的分布让我们估计热X射线发射强度。所获得的电场和磁场用于计算电子轨迹使用的引导中心近似。这些轨迹与MHD等离子体密度分布相结合，让我们推断合成HXR韧致辐射强度。我们的模拟强调，热等离子体在闪耀扭曲的日冕环中产生的发射模式的几何形状可以不同于底层磁场的实际几何形状。发射线（SXR）所揭示的扭曲角始终低于在扭结不稳定性的发病时存在的场线扭曲。在这些模拟中，由于高能电子与分层背景的相互作用而产生的HXR发射集中在环足点处，即使电子在环的日冕体积内的任何地方都被加速。HXR发射的最大值始终先于SXR发射的最大值，HXR光变曲线与SXR光变曲线的时间导数近似成比例。
2015-12-11 astro-ph.SR
