Impact of subsurface convective flows on the formation of sunspot magnetic field and energy build-up
强烈的太阳耀斑发生在$δ$ --以单个半影中相反极性的磁通量为特征的斑点。对流湍流会强烈影响通过从对流区到光球层的通量出射形成太阳黑子。对流对$δ$ -斑的形成有多重要还没有被证明。本研究的目的是揭示对流区对流对太阳黑子磁场形成和演化的影响。利用辐射磁流体动力学程序R2D2模拟了对流区磁通量管的出现和输运过程。我们进行了93个模拟，通过分配扭曲的通量管在对流区的不同位置。结果，$δ$型和$β$型磁场分布仅由通量管周围对流的差异再现。$δ$ -斑是由光球上正负磁通量碰撞而形成的。$δ$斑点的单极和双极旋转是由磁扭曲和扭动驱动的，将磁螺旋度从对流区传输到日冕。我们探测到光球层中的非势磁场分布与对流区中下降羽流的位置之间有很强的相关性。在通量出现前h，可检测到$20$ - $30$的相关性。结果表明，通过探测对流区的下降流剖面，可以在光球层出现磁通量之前预测光球层的高自由能区。
2022-09-13 astro-ph.SR
Two-step Emergence of the Magnetic Flux Sheet from the Solar Convection Zone
我们进行了二维MHD模拟的太阳通量出现。我们将对流区的初始磁通量片设置为z=-20，000 km。通量片上升通过对流层由于帕克不稳定性，然而，减速光球下方，因为等离子体的通量片堆积由于对流稳定的光球以上。同时，光球层内的通量面局部不稳定到Parker不稳定，并进一步演化为日冕（两步涌现模型）。我们进行了一个参数调查，以调查这个两步模型的条件。我们发现形成活动区的磁通量可能经历了两步出现。两步出现的条件是在对流区z=-20，000 km处的10^21 - 10^22 Mx和10^4 G。
2010-03-23 astro-ph.SR
Turbulent magnetic helicity fluxes in solar convective zone
等离子体的螺旋运动（$α$效应）和非均匀（微分）旋转的联合作用是太阳和银河系大尺度磁场的一个重要发电机机制。小尺度场的磁螺旋度动力学是非线性发电机饱和的关键机制，其中湍流磁螺旋度通量允许避免$α$效应的灾难性淬灭。太阳和类日恒星的对流区以及星系盘是产生湍流磁螺旋度通量的源。在平均场近似和谱$τ$近似的框架下，我们利用库仑规范导出了密度分层湍流中的湍流磁螺旋度通量。湍流磁螺旋度通量包括非梯度和梯度贡献。非梯度磁螺旋度通量与非线性有效速度（在没有密度分层的情况下为零）乘以小尺度磁螺旋度成正比，而梯度贡献描述了小尺度磁螺旋度的湍流磁扩散。此外，湍流磁螺旋度通量包含与动力学$α$效应或其梯度成比例的源项，以及由大尺度切变（太阳差异旋转）引起的贡献。我们已经证明，由于动力学$α$效应及其径向导数与小尺度磁螺旋度的非线性磁扩散相结合的湍流磁螺旋度通量在太阳对流区占主导地位。
2022-08-13 astro-ph.SR
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
A Theory on the Convective Origins of Active Longitudes on Solar-like Stars
使用薄通量管模型在一个旋转的球壳湍流，太阳般的对流，我们发现，新兴的通量管在我们的模拟中的分布是不均匀的经度，与太阳和其他太阳般的恒星上的活跃的行星的属性相似。我们的模拟产生的通量出现的大规模模式表现出较好的低阶纵向模式，漂移相对于一个固定的参考系，并在15度之间的低纬度地区跨越赤道对齐。我们认为，这些活跃的经度样的出现模式是柱状，旋转排列的巨细胞在我们的对流模拟在低纬度地区的结果。如果在太阳对流区的大部分区域中存在巨大的对流胞，这种现象，以及差异旋转，可以部分地解释活跃的对流胞的行为。
2013-05-08 astro-ph.SR
On the magnetic topology of partially and fully convective stars
我们比较的磁通量在斯托克斯V和斯托克斯我在早期和中期M星周围的边界充分对流（~M3.5）的样本测量。早M星具有辐射核，中M星是完全对流的。虽然斯托克斯V是敏感的净极性的磁通量主要来自大规模的配置，斯托克斯I测量可以看到总的平均通量。我们发现，在早M矮星，只有~6%的总磁通量是在斯托克斯V检测到的这一比例是两倍以上的大，~ 14%，在完全对流的中M矮星。M矮星上的大部分磁通量在斯托克斯五号中看不到，这可能是因为磁通量主要储存在小尺度的成分中。关于弱场近似对强场探测精度的影响，还有更多的东西需要了解。在我们有限的样本中，我们看到了在完全对流的边界处磁拓扑变化的证据。完全对流的恒星在斯托克斯V可见的区域中存储了2-3倍的通量。我们估计了斯托克斯I中检测到的总磁能，并将其与斯托克斯V的结果进行了比较。我们发现，在早期M矮星中，斯托克斯V中只检测到总磁能的~0.5%，而在中期M矮星中，这一比例为~2.5%。
2009-01-12 astro-ph.SR
Modelling magnetic flux emergence in the solar convection zone
当磁通量环出现在太阳光球层时，两极磁区就形成了。我们的目的是调查通量出现过程中的颗粒对流模拟。特别是，我们的目标是确定的情况下，磁浮力提高通量出现率（否则仅由对流上升流驱动）。我们使用三维数值模拟，解决可压缩磁流体动力学方程的水平周期笛卡尔域。将水平磁通量管插入充分发展的流体动力学对流中。我们系统地改变初始场强，管的厚度，沿管轴的初始熵分布和磁雷诺数。在中等磁雷诺数的低磁普朗特数区（Pm<1），我们发现通量管总是对对流扰动有一定的敏感性。然而，较强的通量管往往比较弱的通量管更有效地保持其结构。在最强的初始场情况下，磁浮力确实增强了通量出现率，并且当我们增加通量管的宽度时，这种增强变得更加明显。这也是在较高的磁雷诺数的情况下，虽然通量出现率通常较低，在这些较少耗散的模拟，因为对流干扰的通量管是更有效的，在这些情况下。这些模拟似乎是相对不敏感的初始条件的精确选择：对于一个给定的流量，磁通管的演变主要是由初始磁场分布和磁雷诺数。
2012-08-08 astro-ph.SR
The Rise of Active Region Flux Tubes in the Turbulent Solar Convective Envelope
本文利用旋转球壳湍流对流中的薄通量管模型研究了活动区尺度通量管如何从对流区底部迅速上升到太阳表面附近。我们研究了对流区底部的环形通量管，其场强范围为15 kG至100 kG，初始纬度范围为1度至40度，总通量为10^22 Mx。我们发现，从15 kG到100 kG的初始场强增加的磁通管的动态演化的变化从对流为主的磁浮力为主。在100公斤，欧米茄形上升环的发展主要是由磁浮力不稳定性的增长控制。然而，在低场强为15千克，上升的欧米茄形回路的发展在很大程度上是由对流控制的，和属性的新兴回路显着改变相比，以前的结果在没有对流。随着对流，上升时间大大减少（从几年到几个月），环路能够出现在低纬度地区，出现环路的倾斜角与乔伊定律一致，初始场强大于或等于40千克。我们还研究了其他的不对称性，发展之间的领先和落后的腿的新兴循环。把所有的结果放在一起，我们发现，大约40 - 50 kG的中档场强产生新兴的循环，最符合太阳活动区的观测特性。
2011-09-01 astro-ph.SR
Magnetic flux in the Sun emerges unaffected by supergranular-scale surface flows
本文利用深度学习提升信噪比，对无磁场区域的磁通量浮现进行逐案例分析，发现相关表面流差异大且常见于宁静背景，表明超米粒尺度流动影响有限。
2024-03-01 astro-ph.SR
On the magnetic flux problem in star formation
强磁场在从坍缩的云和原恒星盘中移除角动量方面起着至关重要的作用，并且是形成盘风以及来自内部盘的喷流所必需的，事实上，在原恒星盘中观察到强的大尺度极向磁场，其半径低至$\sim 10 R_\odot$。然而，当这颗恒星被看到时，几乎所有的原始磁通量都消失了。我探讨机制，以消除这种流量的形成过程中的原恒星，一旦它是磁性断开从母云，辐射和对流的原恒星。这包括对流星浮力磁场去除的数值研究。研究发现，如果恒星经过一个完全对流的阶段，所有剩余的通量都可以很容易地从原恒星中移除，基本上是在阿尔文时间尺度上。另一方面，如果原恒星没有完全的对流相，那么可以保留一些通量，其数量取决于净磁螺旋度，这可能很小。在恒星表面只能看到一部分通量。我还研究了同样的机制如何阻止通量在恒星上吸积，这意味着质量只会以它能够滑过通量的速度吸积。
2012-01-26 astro-ph.SR
Convective Babcock-Leighton Dynamo Models
我们提出了第一个全球性的，三维模拟的太阳/恒星对流，考虑到磁通量出现的Babcock-Leighton（BL）机制的影响。我们已经表明，包含BL极向源项的对流模拟可以促进循环活动，否则稳定发电机。一些周期性质让人想起太阳观测，例如对流区底部附近的环形通量向赤道传播。然而，在这个年轻的太阳（旋转速度比太阳速率快三倍）的周期是非常短的（$\sim$ 6个月），目前还不清楚是否可以实现更长的周期在这个建模框架内，由于高效率的场生成和传输的对流。即便如此，在三维对流模拟中纳入平均场参数化来解释通量出现等难以捉摸的过程，可能会在未来的太阳和恒星活动周期建模中证明是有用的。
2012-01-12 astro-ph.SR
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
本研究通过三维对流驱动的MHD模拟，探讨了光球层磁通量抵消如何形成日冕磁通绳，发现其过程复杂且非所有磁通量抵消均直接相关。
2025-12-23 astro-ph.SR
A Three- dimensional Babcock-Leighton Solar Dynamo Model with Non-axisymmetric Convective Flows
光球上观测到的对流（例如，超粒化（supergranulation，granulation）在从太阳黑子场产生大尺度极场的Babcock-Leighton（BL）过程中起关键作用。在大多数的地面通量输运（SFT）和BL发电机模式中，地面场的扩散和迁移被模拟为有效的湍流扩散。我们提出了第一个运动学三维FT/BL模型，明确纳入现实的对流太阳观测的基础上。获得的结果通常与观察到的表面通量演变以及湍流扩散率为$3 \times 10^{12}$ cm $^2$ s $^{-1}$（300 km $^2$ s $^{-1}$）数量级的非对流模型非常一致。然而，我们发现，湍流扩散系数的使用低估了发电机效率，产生较弱的平均场和较短的周期。
2018-09-18 astro-ph.SR
Incorporating Surface Convection into a 3D Babcock-Leighton Solar Dynamo Model
光球上观测到的对流（例如，超粒化（supergranulation，granulation）在从太阳黑子场产生大尺度极场的Babcock-Leighton（BL）过程中起关键作用。在大多数的地面通量输运（SFT）和BL发电机模式中，地面场的扩散和迁移被模拟为有效的湍流扩散。最近的SFT模型已纳入明确的，现实的对流流动，以提高对流传输的保真度，但据我们所知，这还没有实现在以前的BL模型。由于大多数通量输运（FT）/BL模型是轴对称的，它们没有能力包括这样的流动。我们提出了第一个运动学三维FT/BL模型，明确纳入现实的对流太阳观测的基础上。虽然我们描述了一种方法来概括这些流到3D，我们发现，他们产生的运动学小规模发电机动作破坏的循环发电机的操作。通过限制对流仅作用于磁场的垂直径向分量来找到循环解。获得的结果通常与观察到的表面通量演变以及湍流扩散率为$3 \times 10^{12}$ cm $^2$ s $^{-1}$（300 km $^2$ s $^{-1}$）数量级的非对流模型非常一致。然而，我们发现，湍流扩散系数的使用低估了发电机效率，产生较弱的平均场和较短的周期比对流模型。此外，对流模式在极地地区表现出混合极性带，在太阳观测中没有对应的。此外，显式计算的湍流电动势（emf）与扩散通量几乎没有相似之处。我们还发现，极向通量的向极迁移速度主要由纬向流和垂直扩散决定。
2018-04-09 astro-ph.SR
The Observational Signatures of Convectively Excited Internal Gravity Modes in Main Sequence Stars
我们预测对流激发重力模（g模）在主序星中产生的通量和表面速度扰动。如果对流过冲区的厚度小于压力标度高度的30%，那么大质量恒星的核心对流可以激发g模到足够的振幅，从而可以通过开普勒和CoRoT的高精度测光检测到。g-模式表现为过度光度变化，在太阳金属丰度零年龄主序列附近的频率约为10微赫兹（0.8 1/d）时振幅约为10微量级。质量大于5太阳的恒星的通量变化最大，但在质量小于2 - 3太阳的恒星中也有可能被探测到。在主序演化过程中，辐射阻尼降低，使得更低的频率模式到达恒星表面，在末龄主序中通量扰动达到~ 100微量级。使用相同的对流激发模型，我们证实了以前的预测，太阳g模式产生的表面速度扰动< 0.3 mm/s。这意味着随机激发的g模在大质量主序星的测光中比在太阳中更容易检测到。
2012-12-28 astro-ph.SR
The continuum intensity as a function of magnetic field II. Local magnetic flux and convective flows
为了加深我们对太阳活动区（AR）和宁静太阳（QS）小尺度磁场对太阳辐照度的作用的理解，研究其连续亮度的物理过程是至关重要的。先前的结果表明，在QS中的磁性元素达到更大的连续强度比AR在磁盘中心，但离开这种差异无法解释。利用Hinode/SP盘心资料，研究了局部磁通量对对流强度和连续强度对比度的影响。通过Milne-Eddington反演（VFISV代码）检索了表观（即在一个像素上平均）纵向场强和视线（LOS）等离子体速度。我们分析了一系列在AR谱段和QS上采集的盒子，以确定磁性元素的连续强度对比度、垂直流的振幅和盒子平均对比度如何受到盒子中平均纵向场强的影响（盒子中的总无符号通量与之成比例）。我们的研究结果表明，作为磁通量增加局部（例如，从弱网络到强plage），加热的磁性元件减少了中间的更大和更强的磁补丁内的对流能量传输的抑制。这一点，再加上已知存在的较大的磁性特征，可以解释先前发现的AR中最亮磁性元素的对比度低于QS。对流的抑制也影响光球区域的平均连续亮度，因此在圆盘中心，一个强网络或斑的光球区域比一个纯粹安静的区域显得更暗。这与三维MHD模拟的预测定性一致。
2014-02-14 astro-ph.SR
Stellar Coronal Response to Differential Rotation and Flux Emergence
我们进行了数值参数的研究，以确定不同的差异旋转和通量出现对恒星的非潜在的日冕磁场的影响。特别是，我们认为对恒星的表面磁通量，开放的磁通量，平均方位场强度，日冕自由磁能，日冕加热和磁通绳喷发的影响。为此，我们应用一个磁通量输运模型来描述光球演化，并耦合到非潜在的日冕演化使用磁摩擦技术。一个通量涌现模型被应用到增加新的磁通量到光球和日冕。该通量涌现模型的参数来自太阳通量涌现剖面，然而涌现率可以增加以代表比太阳更高的通量涌现率。总的来说，我们发现，通量出现有更大的影响，非潜在的日冕性质相比，差分旋转，所有上述属性增加通量出现率的增加。虽然与通量出现相比，差异旋转对整个日冕性质的影响较小，但不同的差异旋转确实会改变日冕结构。随着差转速的增加，日冕变得更加开放，更加无电势。
2016-03-10 astro-ph.SR
Flux emergence event underneath a filament
通量涌现现象在不同的时间和空间尺度上是相关的。我们研究了暗条下的磁通出射区。这条暗条平稳地上升，伴随的日冕物质抛射到达地球。在这项研究中，我们调查的大小和流量的出现事件。磁通出现的位置正好出现在一根灯丝下面。半天的时间，这条虫体的体积已经达到了24毫米。来自LOS磁图的无符号磁通量密度在其最大值处约为1 kG。对横场和暗条爆发也作了分析。
2017-04-03 astro-ph.SR
Super-Flaring Active Region 12673 Has One of the Fastest Magnetic Flux Emergence Ever Observed
AR 12673的通量出现率大于我们所知道的文献中报告的任何值。
2017-11-20 astro-ph.SR
Statistical Study on the Nature of Solar Flux Emergence
我们研究了101个通量涌现事件，从小的短暂区域到大的涌现通量区域，这些事件是用日之出太阳光学望远镜的滤光片观测到的。我们研究了羽化事件的总磁通量如何控制羽化的性质。为了确定磁流突现的模式，采用局部相关跟踪法测量了磁流突现点磁斑的水平运动速度场。在大于2 \times 10^19 Mx的大出射通量区的两个主极性之间，存在反极性磁斑的汇聚流。另一方面，小的短暂的区域没有表现出收敛流，但简单的发散模式。当我们在新兴网站的详细功能，无论总流量和空间大小，所有的新兴事件被观察到由单个或多个基本的新兴单位（S）。典型的单一涌现的大小是4毫米，与模拟结果一致。通过对磁浮现事件的统计研究，发现两个主极之间的最大空间距离、磁通量增长率和平均分离速度分别服从总磁通量的幂律函数，指数分别为0.27、0.57和-0.16。通过对观测到的幂律关系的讨论，我们得到了太阳通量浮现的物理观点，即浮现的磁场与周围的湍流大气平衡地漂浮和演化。关键词：太阳：磁场-太阳：出射通量-太阳：光球-太阳：色球
2011-06-10 astro-ph.SR
Generating buoyant magnetic flux ropes in solar-like convective dynamos
我们的太阳表现出强烈的对流发电机作用，导致磁通量束通过恒星表面出现的磁点。全球尺度的发电机作用被认为通过对流、旋转和剪切的相互作用在太阳内部深处产生大尺度的磁结构。这些大规模的磁结构的一部分被认为会穿过对流层上升，形成磁环，然后穿透光球层成为太阳黑子对。以前的全球模拟旋转球壳中的3D MHD对流已经证明了大规模的磁环可以在对流区的大部分产生的机制。我们最近的模拟已经实现了足够高的湍流水平，允许这些花圈的部分成为磁浮力和上升通过模拟的对流层通过磁浮力和对流巨细胞平流的组合。这些浮力磁环是在对流层的大部分中产生的，因为磁环核心中的强洛伦兹力反馈抑制了小规模的对流运动，允许将局部磁能放大到局部动能的100倍以上。虽然磁环主要是由轴对称极向磁场的轴对称旋转剪切（$Ω$效应）产生的，但在开始上升之前，磁环被放大到其峰值场强。这进一步扩展和增强了一个新的范例，产生紧急磁通量束，我们称之为顺磁性使能磁浮力。
2014-01-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Solar Flux Emergence Simulations
我们模拟上升通过上层对流区和出现通过太阳表面的初始均匀，无扭曲，水平磁通量与相同的熵的非磁性等离子体，平流到一个域48毫米宽，从20毫米深。磁场被发散的上升气流向上平流输送，并在下降气流中被向下拉，这产生了一个层次的环状结构，随着接近表面，其规模越来越小。在20 μ m深度处，10 kG强度的场与20或40 kG强度的场之间的行为有显著差异。10 kG的磁场对对流流的影响很小，并且显示出很小的磁浮力效应，在典型的流体上升时间内从20 Mm深度32小时到达表面。20和40 kG的磁场显著地改变了对流，导致上升流体的细长单元与磁场对齐，并且它们的磁浮力使它们比流体上升时间更快地上升到表面。20 kG的磁场产生一个大规模的磁回路，当它通过表面出现时，导致形成双极孔状结构。
2009-12-25 astro-ph.SR
The relationship between flux emergence and subsurface toroidal magnetic flux
描述次表面环向场演化的1-D平均场方程可以与观测到的表面径向场一起用于模拟次表面环向通量密度。我们的目标是测试这个模型，并确定观测推断的表面环向场（作为通量出现的代理）和模拟的地下环向通量密度之间的关系。我们使用太阳黑子面积观测的组合，从WSO的视线磁场观测推断的表面环向场，并比较与1-D平均场的次表面环向场的演化方程的结果，所观察到的径向场从国家太阳天文台/基特峰和SOLIS观测驱动。我们推导出校准曲线的次表面环向磁通密度观测到的表面环向场强度和太阳黑子面积。校准曲线是两个制度，一个对应于短暂的区域出现的蝴蝶翅膀外，另一个活跃的区域出现的蝴蝶翅膀。我们讨论了这两种类型的通量出现的大小和垂直速度。
2019-09-15 astro-ph.SR
The solar abundance problem: the effect of the turbulent kinetic flux on the solar envelope model
最近的三维模拟表明，湍流动力学通量（TKF）是显着的。我们讨论了TKF对对流区大小的影响，发现TKF可能有助于解决太阳丰度问题。太阳丰度问题是，随着新的丰度，太阳对流区深度、辐射内部的声速、对流包层中的氦丰度和密度与日震反演不一致。为了检验TKF廓线对太阳对流包络模式的影响，我们对不同廓线的太阳对流包络模式进行了蒙特卡罗模拟。AGSS 09组成的标准太阳对流包层模式在密度上与日震逆温存在显著差异（$\rm{\sim 10 %}$），而旧组成GN93的模式在密度上差异较小（$\rm{\sim 0.5 %}$）。在采用不同TKF的试验模型中，发现对流层底部的密度廓线对TKF值敏感，对流层底部的密度廓线对TKF结构不敏感。底部湍流动力学光度的要求值约为$\rm{-13%\sim-19%L_{\odot}}$。与3D模拟相比，该值是合理的。本研究仅针对太阳对流层。为了研究TKF对对流层以下太阳内部结构的影响以及整个太阳丰度问题，需要使用TKF的演化太阳模型，但需要TKF在过冲区的廓线。
2014-04-19 astro-ph.SR
High-resolution Observations of Small-scale Flux Emergence by GST
最近的观测表明，新兴的通量区，构成了太阳活动区的早期阶段，包括大量的小尺度磁性元素的出现。它们又相互作用，合并，形成成熟的太阳黑子。然而，由于观测设备的限制，对光球精细磁结构的亚弧秒分辨率观测非常罕见。在这项工作中，利用1.6米古德太阳望远镜的高分辨率，我们共同分析了2017年7月13日NOAA AR 12665的矢量磁场，连续图像和Hα观测，目的是了解小尺度通量出现的特征，以及它们在光球和色球层中出现时的大气响应。在0.1”到0.2”的高分辨率下，我们的结果证实了两种小尺度磁通量的出现：与新形成的颗粒相关联的磁通量片的出现和传统的磁通量环的出现。在宽带TiO直接成像，我们观察到，这两种类型的磁通出现与变暗的颗粒边界，而只有磁通片拉长颗粒沿新兴的磁场的方向和横向扩展。对于10- 15分钟的寿命，两种类型的羽化的总羽化垂直通量为10 $^{18}$ Mx。垂直场和水平场的大小在通量片中是相当的，而在通量环中前者更强。Hα观测揭示了在磁环出现的事件中，机翼中的瞬时增亮，这很可能是埃勒曼炸弹的特征。
2020-09-14 astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux sheets in the quiet Sun. I. Statistical properties
本研究利用Hinode和SST望远镜数据开发两步法，首次统计分析宁静太阳中覆盖米粒的磁通量片层浮现事件，量化其频率及对光球磁通量收支的贡献，并揭示其与各类米粒现象的关联及回收磁通量的潜在作用。
2025-01-29 astro-ph.SR
Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6
我们研究了活动区（AR）12673的磁场演化，该活动区在2017年9月6日产生了过去十年中最大的太阳耀斑。快速磁通出现是这种AR最突出的特征之一。我们分别从剪切和编织磁力线的光球切向流（剪切螺旋度）和将扭曲的磁通量平流到日冕的正常流（出现螺旋度）计算磁螺旋度。结果表明，大爆发前日冕中的出射螺旋度为$-1.6\times10^{43}~Mx^2$，而剪切螺旋度为$-6\times10^{43}~Mx^2$，约占总螺旋度的79%.剪切螺旋度通量是占主导地位的整个调查出现阶段。我们的研究结果表明，出现的领域最初包含相对较低的螺旋度。更多的螺旋度是由剪切和会聚流作用于先存和新兴通量而形成的。剪切运动随着磁通量的出现而增强，特别是在核心场区的极性反转线两侧。垂直流的演化表明，大多数强电流并没有出现在最初的磁通量的出现，这意味着大多数新兴的磁通量可能不是强载流。核心场区的螺旋形磁场（磁绳）可能是光球长期运动的结果。剪切和会聚运动是在磁通量出现的驱动下连续产生的。AR 12673是一个代表，因为光球运动贡献了AR中大部分的非势能，并具有强烈的通量出现。
2018-10-31 astro-ph.SR
A statistical study of magnetic flux emergence in solar active regions prior to strongest flares
本文统计100个M5.0级以上耀斑活动区爆发前2至3天的磁通量浮现类型，发现近期浮现并非强耀斑的必要或充分条件，但耀斑活动区的浮现速率通常更快。
2024-02-28 astro-ph.SR
Tests of Dynamical Flux Emergence as a Mechanism for CME Initiation
目前的日冕物质抛射（CME）模型将它们的下边界设置在日冕的下部。他们没有准确地计算从对流区到磁主导日冕的自由磁能的转移，因为他们使用运动学边界条件模拟通量出现的影响，或者简单地假设通量在这些高度出现。我们测试的重要性，包括动态磁通量出现在CME模拟，在2.5D，出现的次表面通量管到不同的日冕磁场配置。我们研究了有多少自由磁能，剪切磁场的形式，从对流区输送到日冕，以及是否动态磁通出现可以驱动日冕物质抛射。我们发现，在通量出现的过程中，可以形成多个日冕通量绳，虽然它们携带了一些剪切场进入日冕，但大部分剪切场被限制在低层大气中。日冕中不到10%的磁能是在剪切场中，这一点，加上日冕通量绳带来大量致密物质的事实，意味着它们不会爆发。我们的研究结果有显着的影响，所有的日冕物质抛射模型依赖于从低层大气到日冕的自由磁能的转移，但没有明确的模型，这种转移。这种对通量出现和CME的研究是及时的，因为我们有新的能力用Hinode和SDO观察这一点，因此可以根据观测结果测试模型。
2010-08-03 astro-ph.SR
Formation of a tiny flux rope in the center of an active region driven by magnetic flux emergence, convergence, and cancellation
通量绳被认为是太阳爆发的核心结构，对空间天气具有重要意义，但其形成机制仍存在很大争议。我们报告了2018年8月24日在活动区域环团下方形成的微小通量绳。结合多台仪器的高质量多波长观测，我们详细研究了光球层、色球层和日冕中的事件。在源区，连续出现两个正极性（P1和P2），表现为两个孔隙（A和B）是明确的。有趣的是，P2和孔B慢慢接近P1和孔A，这意味着磁通量会聚。在出现和会聚期间，P1和P2相继与出现的较小负极性（N3）相互作用，这导致连续的磁通量抵消。结果，叠加的环被剪切得更厉害，最后演变成一个微小的扭曲通量绳，这可以通过一个短暂的反S形S形、具有蓝移和红移特征的扭曲细丝和一个热通道来证明。结果表明，活动区中心微小磁绳的形成与光球层中连续的磁通量产生、汇聚和抵消密切相关。因此，我们认为，磁通量的出现，收敛和取消的微小磁绳的形成是至关重要的。
2020-09-11 astro-ph.SR
The Emergence of Solar Supergranulation as a Natural Consequence of Rotationally-Constrained Interior Convection
我们调查如何旋转约束，深对流可能会引起超颗粒，在太阳光球中观察到的最大的不同的空间尺度的对流。虽然超颗粒只有微弱的旋转的影响，较大的空间尺度的对流样品的深对流区，大概是旋转的影响。我们提出了一系列的非线性，3-D模拟旋转对流的数值结果，并检查下实现的Rossby数的范围内的速度功率分布。当存在旋转时，对流功率分布在特征波数$\ell_\mathrm{peak}$处具有明显的峰值，其值随着Rossby数的减小而增大。这种功率分布与在非旋转对流中实现的功率分布形成对比，在非旋转对流中，功率从高到低波数单调增加。我们发现，空间尺度小于$\ell_\mathrm{peak}$的行为类似于非旋转对流。大于$\ell_\mathrm{peak}$的空间尺度受到旋转约束，并且相对于非旋转系统具有显著降低的功率。我们认为，超颗粒尺度的出现是由于抑制功率的空间尺度大于$\ell\approx100$由于存在深，旋转约束对流。因此，超颗粒化代表了最大的非旋转约束的太阳对流模式。我们的结论是，超颗粒的特征空间尺度的边界，从上面的深对流运动，使超颗粒的深层动力学在工作中的太阳发电机的间接措施。结合我们的数值计算结果使用超颗粒的空间尺度，我们估计太阳的批量均方根对流速度的上限为10米秒$^{-1}$。
2016-09-16 astro-ph.SR
Detection of Flux Emergence, Splitting, Merging, and Cancellation of Network Fields. II Apparent Unipolar Flux Change and Cancellation
在这个系列的第二篇论文中，我们研究了出现频率的明显单极过程，取消，并出现补丁结构在安静的地区。根据我们的定义，明显的单极事件比取消和出现的频率要高得多，这与Lamb et al.（2013）一致。此外，我们调查的频率分布的变化通量在表观单极过程中，发现他们集中在检测限的分析。将这些发现与我们之前的论文Iida et al.（2012）的结果相结合，合并和分裂比出现和消除更占主导地位，这些结果支持以下理解：表观单极过程实际上是与低于检测限的斑块相互作用，并且在本分析中的通量范围和低于检测限的通量范围之间仍然存在许多通量相互作用。我们还研究了抵消过程中通量减少的发生频率分布。我们发现了一个相对较强的依赖性，2.48 $\pm$ 0：26作为幂律指数。这种对通量的强烈依赖性与前一篇论文中提出的模型是一致的。
2015-10-16 astro-ph.SR
Recurrent flux emergence from dynamo-generated fields
我们研究了大尺度磁场的出现。该场是由螺旋强迫函数驱动的湍流产生的。扭曲的拱廊状场结构被发现出现在湍流区上方的外部。磁场结构的时间序列显示周期性的等离子体团喷射。
2010-08-31 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Solar Magnetic Flux Emergence Using the AMR--CESE--MHD Code
太阳内部的磁通量出射到大气中被认为是形成太阳活动区和驱动太阳爆发的关键过程。由于观测能力的限制，通量涌现过程的研究通常采用数值模拟的方法。在本文中，我们开发了一个数值模型来模拟扭曲的磁通量管出现从对流区的电晕使用AMR-CESE-MHD代码，这是基于自适应网格加密的守恒元解元法。我们的模拟结果与以前许多类似的初始条件，但使用不同的数值代码的结果一致。在早期阶段，通量管在磁浮力的驱动下从对流区上升，直到接近光球层。出现在那里减速，随着磁通量的堆积，磁浮力不稳定性被触发，这使得磁场部分进入大气层。与此同时，光球层中出现了两个逐渐分离的极性集中区，通过涡旋和剪切运动将磁场和能量输送到大气中。相应地，日冕磁场也被重塑为包含薄电流层的S形配置，这类似于活动区的典型喷发前磁场配置。这样一个数值框架的磁通量出现，建立将适用于未来的调查，如何太阳爆发开始在磁通量出现活跃区。
2022-10-23 astro-ph.SR
Revisiting the connection between magnetic activity, rotation period, and convective turnover time for main-sequence stars
恒星自转，恒星活动和对流周转时间之间的连接被重新审视，重点是磁活动的唯一贡献的钙II H&K的排放，所谓的过剩通量，其无量纲指标R $^{+}_{\rm{HK}}$与其他恒星参数和活动指标。我们的研究是基于一个样本的169个主序星直接测量威尔逊山S指数和旋转周期。R $^{+}_{\rm{HK}}$值从相应的S索引导出，并且与各种$B-V$颜色间隔中的旋转周期相关。首先，我们表明，恒星的磁性活动消失，即恒星的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$接近零，有一个明确的，颜色相关的旋转周期分布，我们还表明，这种旋转周期分布适用于大样本的冷恒星的旋转周期最近变得可用。其次，我们使用的经验参数，以等同于全球对流周转时间，这是一种方法，使我们能够获得明确的磁活动相关的过剩通量指数R $^{+}_{\rm{HK}}$，旋转周期和Rossby数之间的关系。第三，我们表明，活动与Rossby数的关系是非常相似的，在不同的活动指标。由于我们的研究，我们强调，我们的Rossby数的基础上的全球对流周转时间的方法，但不超过统一，即使是完全不活跃的恒星。此外，一旦使用适当的比例，轮调-活动关系可能对不同的活动指标具有普遍性。
2018-07-16 astro-ph.SR
Observations of solar small-scale magnetic flux-sheet emergence
目标。Moreno-Insertis等人（2018）最近在他们的数值模拟中发现了两种类型的通量出现：磁环和磁片出现。虽然在过去几年中，通过利用地面望远镜和卫星的高分辨率全斯托克斯数据，已经很好地记录了磁环的出现，但磁片的出现仍然是一个研究不足的过程。我们在这里报告的第一个明确的观测证据的磁性片的出现和发展。方法.利用SIR码反演了Hinode分光偏振计的全斯托克斯光谱，以获得太阳大气参数，如温度、视线速度和全磁场矢量信息。结果我们分析了在宁静太阳互联网中观测到的一个磁通量出现事件。在大规模出现线性极化之后，一个水平磁通量密度高达194 Mx/cm $^{2}$的磁片在低光球层中盘旋，跨越2至3弧秒的区域。通过斯托克斯反演得到的磁场方位角清楚地显示了横向磁通量密度出现的有组织的结构。在磁通量-薄片下方的颗粒将结构撕裂，留下出现的磁通量以在颗粒的边缘处形成几个磁环。结论.大量具有强水平磁场的磁通量通过埋藏的磁通量和对流运动的相互作用浮出地表。磁通量在10分钟内出现，并且我们发现在$\sim$ $10^{18}$ Mx量级的足点处的纵向磁通量。这是一个到两个数量级大于已报告的小规模磁回路。对流将新出现的磁通量以颗粒尺度馈送到预先存在的磁种群中。
2019-01-17 astro-ph.SR
Magnetic Flux Emergence and Decay Rates for Preceder and Follower Sunspots Observed with HMI
我们使用空间天气日震磁成像仪活动区域补丁数据量化了2010-2014年10个活动区域内的前导（p）和跟随（f）太阳黑子的出现和衰减率。太阳黑子是小到中等大小的区域，并且在$(1.1-6.5)\times 10^{21}$ Mx的单极太阳黑子内包含有符号的通量。包括谱斑在内的区域内的净无符号通量范围为$(5.1-20)\times 10^{21}$ Mx.计算速率时有和没有强度等值线，以区分太阳黑子的形成和通量的出现。用强度等值线计算的p（f）斑点的符号通量出现率平均为$6.8$（4.9）$\times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$，而衰变率为$-1.9 (-3.4)\times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$。对于平均峰值通量为$5.9 \times 10^{21}$ Mx的区域（包括谱斑），平均带符号通量出现率为$7.1 \times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$。使用这些结果和其他先前报道的合成，有一个明显的趋势，较大的通量区域出现的速度比较小的。观察到的出苗率（$dϕ/dt$，Mx h $^{-1}$）量表，总有符号峰值通量$\tildeϕ_{max}$为幂律，指数为0.36，即，$dϕ/dt = A \tildeϕ_{max}^{0.36}$。观察到的速率可能有助于约束模拟中的边界和初始条件，这些模拟已经证明了具有较高浮力和扭曲的通量…
2017-05-05 astro-ph.SR
Differential Rotation in Solar Convective Dynamo Simulations
利用磁流体动力学（MHD）方法模拟了太阳辐射扩散热驱动下的旋转太阳对流包层中的对流发电机。该模拟类似于Fan & Fang（2014）中报道的模拟，但具有进一步降低的粘度和磁扩散。由此产生的对流发电机产生了一个大尺度的平均场，表现出类似的不规则的周期性行为和极性反转，并自洽地保持了类似太阳的差异旋转。类太阳差异旋转（赤道旋转更快）的主要驱动力是雷诺应力导致角动量从旋转轴向外净传输，我们发现这种传输随着粘度降低和磁扩散而增强。
2015-12-25 astro-ph.SR
Simulation of a flux emergence event and comparison with observations by Hinode
我们研究的观测签名的通量出现在光球使用合成数据从一个扭曲的通量管出现的三维MHD模拟。在出现过程中的几个阶段被认为是。在每一个阶段，我们计算合成斯托克斯光谱的两个铁线Fe I 6301.5 <$和Fe I 6302.5 <$和退化的数据的空间和光谱分辨率的Hinode的SOT/SP。然后，根据观测实践，我们应用米尔恩-爱丁顿型反演的合成光谱，以检索各种大气参数，并与最近的Hinode观测结果进行比较。在出现序列中，谱线采样上升通量管的不同部分，揭示其扭曲结构。从模拟中得到的磁场水平分量与观测值接近。光球层中通量管的扁平化是由辐射冷却引起的，这减缓了通量管上升到太阳上层大气的速度。与观测结果一致，上升的磁化等离子体在出现序列的大部分时间内产生了谱线的蓝移。
2009-10-29 astro-ph.SR
Loss of toroidal magnetic flux by emergence of bipolar magnetic regions
在11/22年的太阳活动周期中，太阳对流区的环形磁场的极性会周期性地反转。在有助于消除“旧极性”环形磁通量的各种过程中，出现了在太阳表面形成双极区的通量环。我们量化的损失，地下净环向通量通过这个过程。为此，我们确定了一个单独的新兴双极环的贡献，并表明它是不受表面通量运输后出现。与扩散过程的线性一起，这意味着可以通过将所有出现的双极磁性区域的贡献相加来获得总通量损失。由此产生的净环向通量的总损失率在活动最大值期间为1.3 X 10^{15} Mx/s，在活动最小值期间为6.1 X 10^{14} Mx/s，其中短暂区域分别贡献约90%和97%。这一速率与观测推断的进入行星际空间的环形通量损失率一致，对应于地下环形通量的衰减时间约为12年，也与基于湍流扩散率的简单估计一致。因此，通量出现的环向通量损失是太阳对流区净环向通量预算的相关贡献。由于通量出现的环形通量损失率与湍流扩散的预期一致，并且相应的衰减时间与太阳周期的长度相似，这是理解太阳周期和太阳内部动力学的重要限制。
2020-02-13 astro-ph.SR
On laminar convection in solar type stars
提出了一个新的太阳型恒星大尺度多层对流模型。这个模型使我们能够理解在太阳表面观察到的自相似结构，如颗粒，超颗粒和巨细胞。我们研究了无磁场、具有球对称对流带的慢自转氢星。光子流从恒星的中心热核区到达对流区。这些光子与含$T>10^5K$的完全电离氢等离子体的相互作用是通过光子通量在质子和电子上的汤姆逊散射来进行的。在这些条件下，等离子体相对于汤姆逊散射是光学厚的。这一事实是多层对流形成的基本事实。我们找到了对流区结构的定态解。这个解描述了负责恒星表面结构形成的对流层。
2010-12-16 astro-ph.SR
On Signatures of Twisted Magnetic Flux Tube Emergence
Okamoto {\it et al.}（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 673}，215，2008;{\it Astrophys. J.} {\bf 697}，913，2009）已经将极性的变化宽度和水平磁场分量的反转的光球观测解释为活动区域内和沿着其内部极性反转线（PIL）的扭曲通量管的出现的特征。沿着PIL观察到一个灯丝，并假设活动区具有拱形结构。为了研究这种情况，MacTaggart和Hood（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 716}，219，2010）构建了出现在上覆拱廊中的扭曲圆柱体的动态通量出现模型。Okamoto {\it et al.} (2008，2009年）存在于模型中，尽管它们的基本物理机制不同。该模型还产生了两个额外的签名，可以通过观察来验证。第一个是在PIL两侧光球层中无符号磁通量的增加。第二个是与扭曲通量管出现相关的特征光球流剖面的行为。我们在AR 10953中寻找这两个签名，并发现沿着PIL出现扭曲通量管的负面结果。相反，我们解释的光球行为沿PIL指示光球磁抵消驱动的流量从占主导地位的太阳黑子。虽然我们反对通量出现在这个特定的区域内，工作表明理论和观测之间的重要关系，成功地发现和解释的签名通量出现。
2011-05-04 astro-ph.SR
Multiple eruptions from magnetic flux emergence
在本文中，我们研究了一个环形的磁通量管出现到磁化日冕的影响，重点是大规模的喷发。磁场的方向是这样的，即两个通量系统相遇时几乎是反平行的。我们遵循系统的动态演化求解三维MHD方程使用拉格朗日重映计划。发现多处喷发。触发机制的物理进行了讨论，并与著名的喷发模型。
2009-10-14 astro-ph.SR
Detection of the Horizontal Divergent Flow prior to the Solar Flux Emergence
人们普遍认为，太阳活动区（包括黑子）是由深对流层中出现的磁通量形成的。在以往的数值模拟中，我们发现在光球高度上，在通量出现之前，会出现水平辐散流。本文报道了在NOAA AR 11081的流量出现之前的HDF检测，它位于远离磁盘中心。我们使用SDO/HMI数据研究的多普勒和磁模式的时间变化，从那些参考安静的太阳。结果，发现HDF出现在焊剂出现之前约100分钟。此外，在这段时间间隔内，HDF的水平速度估计为0.6 ~ 1.5 km/s，最高可达2.3 km/s。HDF是由等离子体从上升的磁通量中水平逃逸引起的。HDF与磁通量出现之间的时间间隔可能反映了太阳表面下的磁通量从不稳定性开始到进一步出现的等待时间。此外，SMART Halpha图像显示，色球斑出现约14分钟后，位于与光球孔共空间。这表明这些谱斑是由等离子体沿着磁场向下流动引起的，磁场在它们的足点处连接孔隙。观察HDF的一个重要性可能是预测几个小时内出现的太阳黑子的可能性。
2012-04-03 astro-ph.SR
Detection of flux emergence, splitting, merging, and cancellation of network field. I Splitting and Merging
通过自动检测方法研究了超颗粒边界上磁补丁过程的频率，即磁通出现、分裂、合并和抵消。我们使用一组视线磁图采取的太阳光学望远镜（SOT）上的日之出卫星。我们在数据集中发现了1636个正斑和1637个负斑，其持续时间为3.5小时，视场为112”\times 112”。磁过程的总数如下：493个正分裂和482个负分裂，536个正合并和535个负合并，86个取消和3个出现。出现和取消的总数明显小于分裂和合并的总数。此外，合并和分裂过程的磁通量含量的频率依赖性进行了研究。合并对磁通量的依赖性很弱，只有0.28的幂律指数.发现分裂的时间尺度与分裂前的母焊剂含量无关，其对应于\sim 33分钟。它也被发现，补丁分裂成任何流量内容具有相同的概率。这种分裂具有指数为-2的通量含量的幂律分布作为与时间无关的解。这些结果支持了通量含量的频率分布在分析通量范围内迅速维持合并和分裂，即表面过程。基于这一思想，我们提出了一个消除和出现的频率分布模型。
2012-04-24 astro-ph.SR
Internal Gravity Wave Excitation by Turbulent Convection
计算了恒星中湍流对流产生的内部重力波的通量。我们解决IGW的本征函数解析附近的辐射对流界面在一个本地，Boussinesq，carnesq域。我们考虑了辐射和对流区域之间的不连续和平滑过渡，并推导出格林函数来求解辐射区域中的IGW。我们发现，如果辐射对流过渡是光滑的，IGW通量依赖于界面附近的浮力频率的确切形式。IGW激发对于非常光滑的界面是最有效的，这给出了IGW通量的上限~ F_conv（d/H），其中F_conv是由对流运动携带的通量，d是过渡区的宽度，并且H是压力标度高度。这可能比文献中不连续辐射-对流转捩的标准结果大得多，后者给出波通量~ F_conv M$，其中M是对流马赫数。然而，在平滑过渡的情况下，最有效的激发扰动将打破在辐射区。在辐射区中不破裂并能传播的IGW的通量最多为F_conv M^（5/8）（d/H）^（3/8），比不连续跃迁的结果大（MH/d）^（-3/8）。在太阳的过渡区是平滑的能量轴承波，因此，我们预测IGW通量是几到五倍比以前的估计。我们讨论了我们的结果的影响，几个天体物理应用，包括IGW驱动的质量损失和对流激发IGW在主序星的可探测性。
2013-01-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Numerical simulations of downward convective overshooting in giants
在三维大涡模拟的基础上，利用人工修改的OPAL不透明度，并考虑状态方程中的辐射和电离，试图理解后主序星对流包层中的向下超调。两种类型的恒星，一个中等质量的恒星和一个大质量的恒星，被认为是。为了避免中等质量恒星的长的热弛豫时间，我们人为地增加了恒星的能量通量，同时试图保持一个结构接近于一个1D恒星模型。进行了通量因子的参数研究。对于大质量恒星来说，不需要这样的过程。分析了系统达到统计稳态时的数值结果。结果表明，穿透距离在压力标度高度中具有单位数量级.对Singh等人研究的穿透距离、输入通量和垂直速度波动之间的标度关系进行了检验。湍流对流的各向异性和代表非局部输运的三阶矩扩散模型也进行了研究。这些模型受速度场的影响很大，似乎不存在普适的常数参数。对数值结果的局限性进行了讨论。
2016-03-05 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
Buildup of Magnetic Shear and Free Energy During Flux Emergence and Cancellation
我们研究模拟通量的出现和取消，这表明了一个复杂的过程，积累的自由磁能在太阳日冕必不可少的爆发事件，如日冕物质抛射（CME），灯丝喷发和耀斑。表面和日冕中的流速沿极性反转线（PIL）表现出一致的剪切模式，这与磁极的旋转一起，建立了磁剪切。PIL上方的系链切割重联则产生更长的剪切磁场线，这些线延伸到更高的日冕中，在那里形成S形结构。最重要的是，重联和向上的能量通量转移被发现发生，即使磁通量是淹没，似乎在光球取消。模拟的日冕场与相应的日冕势场的比较图示地显示了在磁通量出现和太阳黑子形成期间非势场的发展。
2012-05-16 astro-ph.SR
The emergence of magnetic flux and its role on the onset of solar dynamic events
大量的太阳动力学事件，如活动区的形成、喷流的发射和爆发的发生，往往与从太阳内部到表面和上方的磁通量的出现有关。在这里，我们提出了一个简短的审查发病，驱动和/或触发这样的事件的磁通量出现。我们简要地描述了一些关键的观测实例，理论方面和数值模拟，对揭示太阳动力学和活动相关的通量出现的机制。我们表明，重要的物理过程，如剪切和磁场线在新兴的通量区域或其附近的重联的组合，可以在各种时间和空间尺度上的太阳动力的一些最动态的现象。根据以前和最近的观测和数值研究，我们强调，在大多数情况下，这些过程都不能单独驱动并触发向太阳大气层和空间释放大量能量的爆炸现象，如耀斑，喷流和大规模喷发（例如CME）。此外，还必须考虑新兴磁场的物理特性（例如，强度、通量量、与相邻和预先存在的磁场的相对取向等）。以便更好地了解磁通量出现在太阳动力学事件开始时的确切作用。
2019-04-12 astro-ph.SR
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Fluctuation dynamo amplified by intermittent shear bursts in convectively driven magnetohydrodynamic turbulence
间歇性的大规模高剪切流被发现经常发生，自发地在统计稳定的湍流Boussinesq磁流体动力学（MHD）对流的直接数值模拟。系统的能量稳定状态是由速度场的对流驱动和小尺度发电机作用维持的。具有强速度和磁剪切的流动结构的间歇性出现在比大尺度对流运动的特征时间更长的时间尺度上以升高的速率产生磁能。磁能放大的弹性表明，间歇性剪切爆发是一个重要的驱动器发电机行动在湍流磁对流。
2013-09-05 astro-ph.SR physics.comp-ph
Filament Activation in Response to Magnetic Flux Emergence and Cancellation in Filament Channels
我们做了比较分析，显示出相当不同的激活，在响应于细丝通道内的通量出现的两个细丝。利用太阳动力学天文台（SDO）和全球振荡网络组（GONG）分别于2013年8月17-20日和9月29日对这两个暗条进行了观测分析。第一个事件表明，当活动区（AR）出现时，暗条的主体被分成两部分，活动区的最大磁通量约为6.4*10^21 Mx。暗条和开放的AR扇形环中亮线的紧密相邻和共同方向表明这两个通量系统具有相似的磁连通性。在AR开始出现后3天内，丝的平衡没有被破坏。据我们所知，以前从未报道过类似的观察结果。在第二次事件中，出现的磁通量出现在暗条的倒钩附近，最大磁通量为4.2*10^20 Mx，比第一次事件的磁通量小一个数量级。新出现的磁通驱动了倒钩附近两个寄生极性贴片的收敛，并导致寄生极性和附近网络场之间的抵消。在开始出现后约20小时，丝状体完全爆发。我们的研究结果表明，新兴的灯丝通道内的流量的位置可能是至关重要的灯丝的演变。如果在倒刺附近出现磁通出射，则容易发生磁通出射与暗条磁场的抵消，从而可能导致暗条喷发。两次事件的比较表明，整个AR的出现可能仍然不足以破坏暗条系统的稳定性，并且只有在通量抵消开始后才会发生实际的喷发。
2015-04-05 astro-ph.SR
Detection of flux emergence, splitting, merging, and cancellation in quiet Sun
我们通过自动检测来调查磁活动的频率，即通量出现、分裂、合并和消除，以了解Parnell等人（2009）报告的磁通量幂律分布的产生。本文利用Hinode/ SOT在Na I线上观测到的太阳静磁图。研究的补丁范围从10^{17}Mx到10^{19}Mx。出现和取消比合并和分裂少得多。分裂的时间尺度被发现是~33分钟，是独立的通量中包含的分裂补丁。此外，磁补丁分裂成任何磁通量的内容具有相同的概率。结果表明，这样的碎裂过程导致一个分布的幂律指数-2。合并对通量含量的依赖性很弱，只有-0.33的幂律指数。这些结果表明：（1）磁斑通过分裂、合并和微小抵消而破碎;（2）在这些破碎之后，通量通过微小抵消从光球中移除。
2012-01-23 astro-ph.SR
