The Neupert Effect of Flare UltraViolet and Soft X-ray Emissions
我们模拟的Neupert效应，耀斑加热能量与观测到的SXR排放。Neupert效应的传统形式是指时间积分的HXR或微波光变曲线与SXR光变曲线之间的相关性。在本文中，相反，我们使用的代理加热能量的紫外线（UV）发射在脚点的耀斑环，并修改模型的纽珀特效应考虑到离散性质的耀斑加热以及冷却。在修改后的经验模型中，空间分辨的UV光变曲线从过渡区或上色球层的每个卷积的核函数表征的耀斑环发射的衰减。将所有回路的贡献相加，以与观察到的总SXR发射进行比较。该模型成功地再现了观测到的SXR发射从上升到衰减的过程。为了估计耀斑环路中的加热能量，我们还采用了紫外足点量热计（UFC）方法，该方法从这些紫外光变曲线推断耀斑环路中的加热速率，并用零维流体动力学代码模拟耀斑环路的演变。实验表明，大量的脉冲加热事件不能很好地再现观测到的耀斑SXR光变曲线，但两相加热模型导致更好的协议与观测。通过比较两种模型的Neupert效应，我们进一步校正了UFC方法，并改进了在耀斑演化过程中由磁重联连续形成的耀斑环加热率的估计。
2021-01-26 astro-ph.SR
The Lyman-alpha Emission in Solar Flares. I. a Statistical Study on Its Relationship with the 1--8 Å Soft X-ray Emission
本文统计研究了{ \em Geostationary Operational Environmental Satellite}在2006- 2016年期间观测到的658个M级和X级太阳耀斑的莱曼α（\lya）和1- 8 μ m软X射线（SXR）辐射之间的关系。根据这两个波段辐射的峰值时间，我们将耀斑分为三种类型。I（III）型在\lya \发射中的峰值时间早于（晚于）SXR发射中的峰值时间，而II型在\lya \和SXR发射之间具有几乎相同的峰值时间（在10 s的时间分辨率内）。在这658个耀斑中，I型耀斑505个（76.8%），II型耀斑10个（1.5%），III型耀斑143个（21.7%），这三种类型与耀斑持续时间、耀斑位置和太阳活动周期无关。这三种耀斑的\lya \发射除了主峰外，还存在一些次峰，这些次峰可以出现在耀斑的脉冲或渐变阶段。研究发现，\lya \的主峰（Ⅰ型）和次峰（Ⅲ型）发射在脉冲相位时基本遵循Neupert效应。这表明这种\lya \发射与非热电子束加热有关。而出现在渐变阶段的\lya \的主峰（对于III型）和次峰（对于I型）发射被认为主要由冷却的热等离子体贡献。
2020-09-22 astro-ph.SR
Exploring impulsive solar magnetic energy release and particle acceleration with focused hard X-ray imaging spectroscopy
脉冲磁能释放如何导致太阳爆发，以及这些爆发如何被激发和演化是太阳物理学中尚未解决的重要问题。太阳爆发的标准模型总结了我们目前对这些事件的理解。日冕中的磁能是通过重联对磁场进行剧烈重组而释放的。然后，电子和离子被知之甚少的过程加速。理论包括收缩环，合并磁岛，随机加速度，和动荡的冲击，等等。虽然这个基本模型已经建立，但人们对基本物理学的理解却很少。使用掠入射聚焦光学的HXR观测现在可以探测标准模型的所有关键区域。其中包括两个环顶上方（ALT）的源，它们位于重联区的边缘，很可能是粒子加速和直接加热的地点。通过直接HXR成像仪器可以实现的科学可以通过以下科学问题和目标来总结，这些问题和目标是太阳物理学中一些最突出的问题：（1）粒子如何在太阳上加速？(1a)电子在哪里加速，在什么时间尺度上加速？(1b)有多少电子被加速离开周围的介质？(2)太阳上释放的磁能是如何导致耀斑和爆发的？聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI）现在可以使用成熟的技术和适度的成本建造，这将使我们对脉冲磁能释放和粒子加速的理解取得革命性的进步，这是一个已知发生在太阳但也遍及宇宙的过程。
2017-01-03 astro-ph.SR
Two Phases of Particle Acceleration of a Solar Flare Associated with in situ Energetic Particles
本文通过多信使观测揭示2021年7月3日X级耀斑相关太阳高能粒子事件具有两阶段加速特征：初始磁重联产生较低能电子，爆发驱动的环顶上方大尺度重联电流片加速更高能电子。
2025-03-07 astro-ph.SR
Solar Soft X-ray Coronal Dimming in a Failed Eruption Associated with Plasma Cooling
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学坎泽勒霍厄太阳与环境研究天文台）；Yunnan University（云南大学）
研究发现与失败暗条爆发相关的M8.8级耀斑产生了无显著CME驱动质量损失的高温太阳软X射线冕洞变暗，其成因是高温等离子体冷却，为恒星变暗机制提供了新解释。
2026-09-03 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
Microwave Study of a Solar Circular Ribbon Flare
利用野边山射电日像仪（NoRH）的17/34 GHz图以及太阳动力学观测站（SDO）的（E）紫外和磁场数据，研究了一个圆形带状耀斑SOL 2014 -12- 17 T04：51。我们报告以下三个发现作为微波CRF的重要特征。(1)第一次耀斑前激活是以17 GHz通量逐渐增加的形式出现的，而在34 GHz没有对应物，这表明热预热。非热活动的第一个迹象发生在17和34 GHz的脉冲阶段前约4分钟的逐步通量增加的形式。(2)在脉冲阶段之前，整个有源区上的微波发射处于与周围场的磁极性相匹配的单极化状态。在脉冲阶段期间和之后，17 GHz极化状态的符号在核心区域反转，这意味着在扇脊磁结构中的磁突破型喷发。(3)爆发前后的17 GHz通量呈准周期性变化，周期为1--2min，爆发前振荡在耀斑环一端的总强度上较明显，爆发后振荡在内脊附近的偏振强度上较明显。我们解释这种转变的振荡功率从扭结模式振荡扭转阿尔文波传播沿脊柱领域爆发后的转移。我们认为，这三个过程是相互关联的，并表明在扇脊结构的突破过程。
2020-09-24 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
Statistics of "Cold" Early Impulsive Solar Flares in X-ray and Microwave domains
太阳耀斑通常发生在耀斑前/预热阶段之后，这几乎或完全是热的。相比之下，有所谓的早期脉冲耀斑，不显示（显着）preflare加热，而是经常显示Neupert效应-一种关系，其中脉冲阶段之后是一个渐进的，累积式的，热响应。这已被解释为在脉冲阶段的非热能释放的主导地位，即使类似的现象是预期的，如果在脉冲阶段的热能和非热能的释放量相当。然而，有些耀斑在非热电子能量输入和等离子体加热之间确实表现出良好的定量对应，在这种情况下，热响应很弱，这导致称它们为“冷”耀斑。我们对1994年11月至2017年4月期间Konus-Wind仪器记录的早期脉冲耀斑中的此类事件进行了系统的搜索，并根据HXR（Konus-Wind）和SXR（GOES）发射之间的关系选择了27个冷耀斑。对于这些事件，我们收集了来自不同仪器的所有可用微波数据。我们得到的时间和光谱参数的HXR和微波发射的事件，并检查它们之间的相关性。我们发现，与“平均”耀斑相比，冷耀斑：（i）在X射线域中较弱，较短，较硬，（ii）较硬，较短，但在微波中并不弱，（iii）在微波中具有显著较高的光谱峰值频率。我们讨论了可能的物理原因，这些区别和影响的发现。
2018-02-27 astro-ph.SR
Unambiguous Evidence of Coronal Implosions During Solar Eruptions and Flares
在内爆猜想中，日冕环收缩是太阳爆发和耀斑释放磁能的结果。然而，近二十年来，对这种现象的观测仍然很少，而且以前的大多数报告都受到投影效应的困扰，因此环收缩可能是真正的内爆，也可能只是环倾斜度的变化。本文从SDO/AIA的角度，给出了四个具有连续收缩环的事件，以证明环收缩在全球日冕动力学中的真实性，这些事件不受投影效应的影响，并补充了STEREO的当代观测数据进行检验。在更广泛的背景下的观察，模拟和理论，我们认为，内爆猜想是有效的解释这些事件。此外，事件的不同属性使我们能够确定两个物理类别的内爆。一种类型表现出快速收缩在耀斑脉冲阶段的开始，作为磁自由能被迅速删除的灯丝喷发。另一种类型，没有可见的喷发，在整个耀斑脉冲阶段，我们建议表现出持续的磁自由能在日冕体积的转换过程中，显示出连续的环路收缩。描述了相应的情景，可以为观察提供合理的解释。我们还指出，内爆可能会被抑制的情况下，当一个沉重的质量负载的灯丝参与，可能作为一个替代帐户，其观测罕见。
2018-04-06 astro-ph.SR
A Statistical Investigation of the Neupert Effect in Solar Flares Observed with ASO-S/HXI
本文利用ASO-S/HXI观测数据对149个太阳耀斑进行统计分析，验证了诺珀特效应，发现HXR积分通量与SXR峰值通量呈线性关系且相关系数均高于0.90。
2024-04-03 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
Microwave imaging of a hot flux rope structure during the pre-impulsive stage of an eruptive M7.7 solar flare
太阳爆发前脉冲阶段的日冕结构和过程对于理解导致随后爆发能量释放的物理过程至关重要。在这里，我们提出了第一次微波成像研究的热通量绳结构在爆发M7.7太阳耀斑的前脉冲阶段，与野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz。SDO/AIA还在其94和131 Ω的热通带中观察到磁通绳。在微波数据中，它被揭示为一个整体的拱廊状结构，由几个强度增强组成，通常由弱发射桥接，亮度温度（$T_B$）从~ 10，000 ~ 20，000 K变化。微波强度增强沿结构的位置保持相对固定在某些特定部分的磁通绳，表明发射电子的分布是受大规模的扭曲磁通绳的磁配置。小波分析显示了一个显着的2分钟的微波$T_B$变化期间的预脉冲阶段的利益。该期间同意以及报告的AIA太阳收缩环和向上喷射的等离子体团（建议重联流出）。这表明，这两个周期是由相同的重连过程，间歇性地发生在2分钟的时间尺度控制。我们推断，至少有一部分的发射激发的非热高能电子通过陀螺同步加速器机制。这项研究表明，微波成像在探索磁绳的磁几何形状和相关的重联过程中的太阳爆发的发病潜力。
2016-03-09 astro-ph.SR
Investigating Two Successive Flux Rope Eruptions In A Solar Active Region
我们调查了2012年1月23日两次连续的通量绳（FR 1和FR 2）爆发导致的两次日冕物质抛射（CME）。在CME爆发前的大气成像组件高温通带图像中，这两个FR都表现为EUV通道结构。通过拟合它们的高度演变与一个函数组成的线性和指数分量，我们确定了高的时间精度的FR脉冲加速度的开始时间的第一次。利用这一起始时间，我们将低日冕中FRs的演化分为两个阶段：缓慢上升阶段和脉冲加速阶段。在FR1的缓慢上升阶段，零星的EUV和UV增亮的出现以及沿极性反转线的强剪切表明准分界线层重连可能启动缓慢上升。另一方面，对于FR2，我们主要贡献其缓慢上升的FR1喷发，这部分地打开了上覆场，从而减少了磁约束。在脉冲加速阶段开始时，FR 1（FR 2）达到84.4 $\pm$ 11.2 Mm（86.2 $\pm$ 13.0 Mm）的临界高度，其中，上覆场随高度的下降足够快以触发环面不稳定性。经过很短的间隔（$\sim$ 2分钟），耀斑发射开始增强。这些结果揭示了复合活动涉及多个磁FR，并进一步表明，理想环面不稳定性可能起着至关重要的作用，启动脉冲加速的CME。
2013-04-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Transient Coronal Sigmoid in Active Region NOAA 11909: Build-up Phase, M-class Eruptive Flare, and Associated Fast Coronal Mass Ejection
在这篇文章中，我们通过分析多波长和多仪器观测，研究了2013年12月7日活动区（AR）NOAA 11909的冠状S形的形成和破坏。我们的分析表明，形成“瞬态”乙状结肠发起$\approx$ 1小时前，其喷发通过两个扭曲的冠状环系统之间的耦合。日冕和光球图像之间的比较表明，日冕S形形成在一个简单的$β$型AR，也具有分散的磁场结构的光球。的视线光球磁图还揭示了移动的磁功能，小规模的磁通量取消事件附近的PIL，和整体磁通量取消在延长喷发前的阶段，这表明系绳切割重连对建立的磁通绳的作用。乙状结肠的破裂伴随着双带喷发的M1.2耀斑（SOL 2013 -12- 07 T07：29）。在射频，我们观察到III型和II型爆发在米波长的脉冲阶段的耀斑。磁绳的成功爆发导致SOHO/LASCO视场中的快速日冕物质抛射（线速度为$\approx$ 1085 km s-1）。在耀斑的演化过程中，我们清楚地观察到典型的“S形到拱状”的转变。在耀斑的脉冲相开始之前，通量绳经历了一个缓慢的上升（$\approx$ 15 km s-1），随后转变为快速喷发（$\approx$ 110 km s-1）。磁绳的两相演化分别与M级耀斑的软X射线前兆和脉冲相发射表现出时间关联，从而指向磁重联和早期CME动力学之间的反馈关系。
2021-05-02 astro-ph.SR
Properties of a Small-scale Short-duration Solar Eruption with a Driven Shock
多年来，人们对大规模的太阳爆发进行了广泛的探索。然而，小规模事件的属性与相关的冲击很少被调查。本文对一个起源于小区域的小尺度短持续事件进行了分析。M1.9级耀斑的脉冲阶段只持续了四分钟。CME热通道的运动学演化揭示了一些特殊的特征，包括主加速阶段持续时间很短（$<$ 2分钟），最大加速率（$\sim$ 50 km s $^{-2}$）和峰值速度（$\sim$ 1800 km s $^{-1}$）都很高。快速和冲动的运动学随后导致活塞驱动的冲击与公制II型无线电爆发的高起始频率$\sim$ 320兆赫的基本频带。在主加速阶段开始后不到$\sim2$分钟，在低于$1.1~\mathrm{R_{\odot}}$的低高度处形成II型源。通过II型爆发的带分裂，激波压缩比从2.2减小到1.3，激波上游区的磁场强度从13高斯减小到0.5高斯，高度为1.1 ~ 2.3 $~\mathrm{R_{\odot}}$。我们发现CME（$\sim4\times10^{30}\,\mathrm{erg}$）和耀斑（$\sim1.6\times10^{30}\,\mathrm{erg}$）消耗的磁能相当。对大规模喷发的相同结论意味着，小规模和大规模事件可能共享CME和耀斑之间的类似关系。这一事件的运动学特性可能与相关的磁通量绳的小的足点分离距离，如喷发磁通量绳模型预测。
2018-03-01 astro-ph.SR
A Circular White-Light Flare with Impulsive and Gradual White-Light Kernels
白光耀斑是指在光学连续谱中发射可见光的耀斑。它们被认为是罕见的，对低层大气的能量传输和加热提出了最严格的要求。在这里，我们介绍了2015年3月10日的一个几乎圆形的白光耀斑，它被光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学观测台很好地观测到。在这个耀斑中，同时出现了脉冲和渐变的白光核。普遍接受的厚目标模型将负责脉冲内核，但不足以解释渐进内核。其他一些机制，包括软X射线回温或向下传播的阿尔芬波，与电子束轰击共同作用，提供了一个可能的解释。然而，这种白光核的起源仍然是一个悬而未决的问题，需要更多的观察和研究来解开它。
2017-12-20 astro-ph.SR
Time delays in quasi-periodic pulsations observed during the X2.2 solar flare on 2011 February 15
我们报告的观测准周期脉动（QPP）在2011年2月15日的X2.2耀斑，同时观察到在几个波段。我们专注于时间尺度1-30秒的波动，并发现不同的波段之间的不同的时间滞后。在脉冲阶段，25-100 keV范围内的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）通道领先所有其他通道。其次是9和17 GHz的Nobeyama射电偏振仪以及太阳动力观测台（SDO）上极紫外分光光度计（ESP）的极紫外（EUV）通道。下面是机载自主项目（PROBA 2）卫星上的大当量辐射计（LYRA）的锆和铝滤波器通道和ESP的SXR通道。最大的滞后发生在地球同步业务环境卫星（GOES）的观测中，其中1-8 kHz的信道领先0.5-4 kHz的信道数秒。第一个和最后一个通道之间的时间延迟高达9秒。我们确定了至少两个不同的时间间隔在耀斑脉冲阶段，在此期间，QPP与两个不同的来源在17 GHz的野边山射电日像仪。无线电和硬X射线通道在这两个时间间隔内显示出不同的滞后。据我们所知，这是第一次在这些时间尺度上报告EUV和SXR波动之间的时间滞后。我们讨论了可能的发射机制和解释，包括耀斑电子捕获。
2012-03-28 astro-ph.SR
The surge-like eruption of a miniature filament
我们报道了一个罕见的小型H_α灯丝爆发，采取浪涌形式。暗条首先在46分钟内完全发展，然后在9分钟后开始爆发，随后是一个紧凑的，脉冲X射线的M2.2级耀斑，只有在早期爆发阶段才具有两条带的性质。在喷发期间，它的顶部上升，而两条腿仍然扎根在色球层中，垂直于上升方向几乎没有膨胀。这导致了一个狭窄的角度范围内的浪涌般的喷发。与Moore等人最近对标准和爆发X射线喷流的观察类似，因此我们将其定义为“井喷式H_α浪涌”。此外，我们的观测结果表明，这次喷发与（1）由先前存在的流光引导的日冕物质抛射，（2）暗条周围光球磁场的突然、显著和持续变化，以及（3）小孔的突然消失有关。因此，这些观测结果提供了证据，井喷浪涌是一个小规模版本的大规模灯丝喷发在许多方面。我们的观测进一步表明，至少有一部分H_α涌属于爆发型H_α涌，准确区分标准H_α涌和爆发H_α涌对于理解它们的不同起源和相关的爆发现象是重要的。
2011-11-17 astro-ph.SR
Large-scale contraction and subsequent disruption of coronal loops during various phases of the M6.2 flare associated with the confined flux rope eruption
我们提出了一个详细的多波长研究的M6.2耀斑，这是与一个局限的爆发日珥使用TRACE，RHESSI和NoRH观测。耀斑前阶段的特点是上覆极紫外（EUV）日冕环的大规模收缩，在此期间，环系统经历了约20 Mm的高度下降，持续时间约30 min。（高达25千电子伏）和微波（MW）的来源，从低洼的环路在核心的耀斑区域，连同X射线光谱表明强烈的局部加热的源区域之前，灯丝激活和相关的M级耀斑。随着M6.2耀斑脉冲阶段的开始，我们探测到HXR和MW源，它们表现出与日珥快速上升有关的复杂的时空演化。在耀斑最大值之后，暗条喷发减慢，随后被限制在大的活动区环内;该事件没有导致日冕物质抛射（CME）。在爆发的日珥的约束过程中，我们检测到MW发射从扩展的日冕区域与多个发射质心，这可能代表发射从热的等离子体形成后，膨胀的通量绳的崩溃，并带来突出的材料。RHESSI观测揭示了耀斑脉冲阶段的高等离子体温度（~30 MK）和电子光谱指数（~5）的实质性非热特性。热能的时间演化与累积非热能的变化有很好的对应关系，表明加速粒子的能量有效地转化为热耀斑等离子体，这意味着有效验证了Neupert效应。
2015-04-10 astro-ph.SR
Unambiguous Evidence of Filament Splitting-Induced Partial Eruptions
日冕物质抛射通常被认为是由磁通量绳（MFR）的完全喷发引起的。然而，人们认识到，在某些情况下，MFR可能只释放其通量的一部分，由于观测的限制，隐含的分裂的细节没有完全确定。在这里，我们调查两个部分喷发事件，包括一个局限的和一个成功的。这两个部分喷发的后果是垂直分裂的一个convent-hosting MFR涉及内部重连。由两个事件的脉冲开始和由受限事件中重联的延迟开始建议在磁通量的上升部分中的平衡的损失。通量的其余部分可能是线绑到光球在一个秃补丁分界线表面，我们确认存在的扩展秃补丁部分的成功爆发。内部的重新连接是由一个灯丝的主体和两个灯丝的上升和剩余部分之间的增亮来表示的。它迅速演变成标准的电流片重联在爆发后。因此，无论是封闭的或成功的，这两个爆发产生硬X射线源和耀斑环下面的爆发，但以上的幸存通量，以及一对耀斑带包围后者。
2018-02-14 astro-ph.SR
A Solar Magnetic-fan Flaring Arch Heated by Non-thermal Particles and Hot Plasma from an X-ray Jet Eruption
我们已经研究了一个M1.3的临边耀斑，它发展为一个磁环/拱，从X射线喷流中扇形散开。使用Hinode/EIS，我们发现，温度随高度增加的值超过10 $^{7}$ K在环顶耀斑期间。从Fe XXIV测得的多普勒速度（红移为100 $-$ 500 km s $^{-1}$）和非热速度（$\geq$ 100 km s $^{-1}$）也随环高增加。电子密度从耀斑上升早期的$0.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$增加到耀斑峰值后的$1.3\times10^{9}$ cm $^{-3}$。用STEREO/EUVI得到的环的3-D结构表明，环顶区域的强红移是由于来自喷流的上升等离子体。RHESSI的硬X射线和软X射线发射在耀斑的脉冲阶段都只表现为足点增亮，而软X射线发射在耀斑的衰变阶段则向环顶移动。基于温度和密度测量和理论冷却模型，耀斑拱的温度演化与喷射喷发期间的脉冲加热一致，随后通过蒸发和风扇回路顶部的轻微长时间加热进行传导冷却。通过对SDO/HMI的磁场拓扑结构和挤压因子图的研究，我们得出结论：观测到的磁扇耀斑弧主要是由伴随喷流喷射的低层大气重联加热的，而不是标准耀斑模型中期望的弧上方重联加热的。
2020-05-20 astro-ph.SR
Compound eruptions of twin flux ropes in a solar active region
复合喷发是指多个紧密分布的磁结构在短时间内连续喷发，并导致一次耀斑和一次CME。然而，它仍然是微妙的多个爆发和相关的单一耀斑或/和单一CME之间的联系。在这封信中，我们报告了在几分钟内双近通量绳（FR 1和FR 2）的复合爆发，导致了具有单个软X射线峰的耀斑和具有两个核心的CME。AIA冷波段连续的膨胀环和强度通量双峰表明在复合喷发过程中发生了两次内部磁重联。随着FR 2的爆发，爆发的FR 1被加速，然后覆盖在FR 2上的膨胀环被偏转。此外，FR 2的爆发可能涉及外部磁重联之间的底部覆盖的拉伸磁场线和反弹环，以前被FR 1的爆发，这是证明了一对新形成的环。研究结果表明，双FRs的复合喷发既有内部的磁重联，也有外部的磁重联，两个喷发结构在初始阶段相互作用。我们认为，两个内部磁重联事件可能在几分钟内联合形成单峰耀斑的连续脉冲相，而CME的两个分离核可能是因为后者的速度太慢而无法与前者合并。
2021-11-01 astro-ph.SR
The plasmoid instability in a confined solar flare
爆发耀斑（EFs）与爆发的暗条有关，在某些模型中，暗条爆发驱动耀斑重联。然而，最近，对局限耀斑（CF）的观测揭示了EF的所有特征（脉冲相，耀斑带等）。而不是灯丝喷发本身。因此，如果暗条不是脉冲耀斑重联的主要原因，那是什么呢？在这封信中，我们认为，基于mimpermance的要求，等离子体团不稳定性是一个强有力的候选人解释所观察到的CF脉冲阶段。我们提出的磁流体动力学模拟结果的非线性发展的等离子体团不稳定性，在一个模型的活动区域磁场的几何形状，以加强我们的要求。我们还讨论了如何在这封信中描述的想法可以推广到其他情况下，包括EF。
2019-05-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
An investigation of flare emissions at multiple wavelengths
我们报告了2014年7月7日对四次太阳耀斑的多波长观测。我们首先根据极紫外光变率实验和地球同步轨道环境卫星观测到的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）辐射数据，对耀斑进行了筛选。然后从大气成像组件（AIA）测量的全圆盘图像中识别它们的位置和几何形状，并识别不同通道中光变曲线之间的时间延迟。使用差分发射测量方法估计电子数密度。我们发现，四个耀斑中有三个在SXR通道和高温（>6 MK）EUV波长的脉冲阶段显示出强发射，即，AIA 131 A和94 A，然后在中温（~0.6-3 MK）EUV通道中发射峰值辐射.此外，它们持续时间长，电子密度小，这可能是由热扩散耀斑环的相互作用驱动的。只有一个耀斑几乎同时在所有观测到的波长中发出辐射，持续时间相对较短，并且具有较大的电子密度。它还伴随着III型射电爆发。在EUV通道处的明亮发射可以对应于相关联的爆发灯丝。
2020-09-10 astro-ph.SR
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
February 15, 2011: sun-quakes produced by flux rope eruption
我们对2011年2月15日的X级太阳耀斑进行了分析，此前有报道称该耀斑在太阳活动周期24中产生了第一次太阳地震（Kovichev 2011）。使用声全息，我们确认了第一个，并报告了第二个，较弱的，地震源与此耀斑。我们发现，这两个源位于两端的S形，这表明存在的磁通绳。与以前报道的大多数太阳地震相反，声发射先于主要硬X射线（HXR）源的峰值几分钟。此外，来自RHESSI数据的最强硬X射线足迹被发现位于远离耀斑带中的震源。我们占这些差异的范围内的磁绳喷发和伴随的双带耀斑的现象学模型。我们建议，太阳地震被触发的爆发通量绳在开始的耀斑脉冲阶段和爆发开始的足点，而主要的硬X射线源出现后，在耀斑环下形成的上升通量绳的足点。可能的影响，这种情况下的理论解释的驱动力的太阳地震进行了讨论。
2011-10-10 astro-ph.SR
Eruption-Related Ultraviolet Irradiance Enhancements Associated with Flares
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
研究发现喷发物质对耀斑期间紫外辐射增强有显著贡献，可能通过非热粒子加热、欧姆加热或磁流体动力学波耗散等机制实现。
2025-12-17 astro-ph.SR
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
Episodic energy release during the main- and post-impulsive phase of a solar flare
研究通过多波段观测2017年C9.4级爆发性临边耀斑，揭示主脉冲相后的三次偶发非热能释放与磁通量绳加速及引导磁场减弱有关。
2024-03-01 astro-ph.SR
Statistical analysis of circular-ribbon flares
圆带耀斑是太阳耀斑的一种特殊类型，具有特殊的磁拓扑结构。本文对2011年9月至2017年6月期间的134个CF进行了全面的统计分析，其中包括4个B级，82个C级，40个M级和8个X级耀斑。耀斑是由太阳动力学观测站航天器上的大气成像装置观测到的。导出了CFs的物理性质，包括位置、面积（$A_{CF}$）、等效半径（$r_{CF}$）（假设为半球形扇形穹顶）、寿命（$τ_{CF}$）和1 $-$ 8 μ s时的峰值SXR通量。结果表明，所有CF都位于活动区，纬度范围在-30 $^\circ$ ~ 30 $^\circ$之间。面积和寿命的分布可用对数正态函数拟合。寿命与面积呈正相关。在1 $-$ 8 μ m处的峰值SXR通量很好地符合指数为$-$ 1.42的幂律分布。在134个CFs中，有57%的CFs伴有远区增亮或条带。遥增亮的总长度（$L_{RB}$）与平均距离（$D_{RB}$）之间存在正相关关系。在134个CF中，约有47%和51%分别与III型射电爆发和喷流有关。缔合速率与耀斑能量无关。约有38%的CFs与微暗条爆发有关，且随耀斑级别的增加，成协率增加。只有28%的CF与CME有关，这意味着它们中的大多数是局限的，而不是喷发事件。CME速度与1 $-$ 8 μ m的SXR峰值通量呈正相关，且速度快的CME往往较宽。
2022-03-24 astro-ph.SR
Formation of Large Scale Coronal Loops Interconnecting Two Active Regions Through Gradual Magnetic Reconnection and Associated Heating Process
连接两个活动区的日冕环称为互连环（IL），是太阳大气中重要的大尺度结构。它们携带大量的磁通量，因此被认为是太阳发电机过程的重要元素。早期的观测表明，离子液体的爆发是CME的一个重要来源。一般认为离子液体是通过高日冕（>150-200”）中的磁重联形成的，并且已经提出了几种方案来解释它们在软X射线（SXR）中的增亮。然而，详细的IL形成过程尚未得到充分的探索和相关的能量释放的电晕仍然没有得到解决。在这里，我们报告的完整形成过程中的一组IL连接两个附近的活动区，连续观测的STEREO-A的远侧的太阳和SDO和日出在地球一侧。我们的结论是，离子液体形成的逐渐重联高的日冕，在较早的假设。此外，我们还展示了证据，支持在SXR和EUV中，离子液体通过在日冕中的重连位点处或附近加热而变亮（即，通过重连的直接加热过程），这一过程在早期的离子液体研究中基本上被忽视了
2018-05-13 astro-ph.SR
Data-constrained MHD simulation for the eruption of a filament-sigmoid system in solar active region 11520
在2012年7月12日太阳活动区11520发生的一次X1.4级耀斑中，观测到了暗条和S形的分离，但对应的磁场变化并不清楚。我们构建了一个数据约束的磁流体动力学模拟的磁流绳插入方法和磁通量爆发代码的磁流-sigmoid系统，产生的磁场的演变，可以解释的分离的低洼的灯丝和高的热通道（sigmoid）。磁模型的初始状态包含一个双曲线磁通管的磁通量绳、一个零点结构和上覆的约束磁场。我们发现，零点处的磁重联使S形右脚点从一个正磁极（P1）移动到另一个正磁极（P3）。在双曲通量管处发生了系绳切割重联，并迅速切断了低位暗条和高位S形线的连接。最后，地势较高的乙状星云爆发并发展成日冕物质抛射，而地势较低的暗条则保持稳定。模拟再现了观测到的双J形耀斑带、半圆形耀斑带和多个环的增亮，其中磁通量绳的爆发包括脉冲加速和传播阶段。
2022-11-13 astro-ph.SR
The deformation of an erupting magnetic flux rope in a confined solar flare
磁通量绳（MFRs），一组相干扭曲的磁场线，被认为是各种太阳爆发的核心结构。它们的演变对于理解太阳爆发的物理机制起着重要作用，并可以揭示地球附近的不利空间天气。然而，爆发的MFR偶尔会被强大的上覆磁场阻止，并且在受限情况下的下降阶段的MFR演变缺乏关注。在这里，我们提出了变形的爆发MFR伴随着一个封闭的双峰太阳耀斑。第一个峰值对应于标准耀斑模型中的MFR爆发，第二个峰值与下伏剪切拱廊（SA）的闪光、L形耀斑带的反向滑动运动、MFR的下降和丝状线顶部的移动密切相关。研究结果表明，在耀斑爆发阶段，磁重联经历了两步磁重联，表现出两个不同的能量释放阶段，磁重联的后一个磁重联导致了磁重联的变形.
2022-12-30 astro-ph.SR
Heating and Eruption of a Solar Circular Ribbon Flare
我们研究了一个圆形带状耀斑，SOL 2014 -12- 17 T04：51，重点是它的热演化，通过太阳动力学天文台（SDO）机载大气成像组件（AIA）仪器的极紫外（EUV）图像的差分发射测量（DEM）反演分析确定。温度和排放措施开始上升远早于耀斑，随着喷发和热晕的形成在风扇结构。在主耀斑阶段，另一组带状物在圆形带状物内部形成，并在耀斑后拱廊的足点处扩展为带状物。一个额外的加热事件进一步延长了衰变阶段，这也是一些爆发性耀斑的特征。基本的磁结构似乎是一个扇形脊拓扑结构，植根于一个少数极性补丁包围多数极性通量。我们认为，在零点的重联开始之前的脉冲阶段，当零被扭曲成一个突破电流片，耀斑和突破重联是必要的，以解释随后的局部热演化和喷发活动，在这个封闭的磁结构。使用当地的DEM，我们发现了一个postflare风扇表面内的温度增加，表明所谓的EUV后期阶段是由于持续加热的耀斑环。
2020-08-11 astro-ph.SR
Energetics of a solar flare and a coronal mass ejection generated by a hot channel eruption
本研究利用多波长多视角观测，计算了2011年9月22日热通道爆发产生的X1.4级耀斑及快速CME的各项能量分量，发现HC热能不可忽略且需持续加热以平衡冷却，为大规模太阳爆发的能量过程提供了见解。
2023-10-21 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
Evidence For The Magnetic Breakout Model in an Equatorial Coronal-Hole Jet
小型的脉冲喷流通常出现在整个日冕中，但在日冕洞中尤其明显。越来越多的证据表明，喷流是一系列喷发的一部分，这些喷发延伸到更大的日冕物质抛射和喷发耀斑。由于冕洞喷流起源于相对简单的磁性结构，它们为太阳爆发全范围内的能量积累和释放理论提供了理想的测试平台。我们分析了SDO/AIA于2014年1月9日观测到的赤道日冕洞喷流，其中磁场结构与我们先前确定并建模为日冕喷流起源的嵌入双极拓扑结构一致。此外，该事件包含一个迷你灯丝，这导致了对能量存储和释放机制的重要见解。SDO/HMI磁图显示的足迹运动在主要的少数极性地区在喷发现场，但显示可忽略不计的流量出现或取消至少16小时前喷发。因此，为喷流提供动力的自由能可能来自集中在嵌入双极内极性反转线处的磁剪切。我们发现，所观察到的活动序列及其解释密切匹配的爆发喷流模型的预测，强烈支持的假设，即爆发模型可以解释太阳爆发在很大范围内的规模。
2018-01-25 astro-ph.SR
Simultaneous longitudinal and transverse oscillations in filament threads after a failed eruption
在太阳黑子和/或暗条中经常观察到纵向和横向振荡。这些振荡是由大规模的冲击波，在灯丝线程的一个腿脉冲耀斑，或由于任何低日冕爆发激发。我们报告同时纵向和横向振荡的细丝线程的静止区灯丝。我们在2017年7月的$6^{th}$上观测到太阳盘西北部的一个大暗条。在$7^{th}$ 2017年7月，它在UT 13：00左右开始上升。然后，我们观察到一个失败的喷发，随后，灯丝线程开始振荡约16 UT。我们观察到的横向和纵向振荡的细丝。振荡减弱，细丝几乎消失。我们将水平和垂直的人工狭缝上的长丝线程捕捉的纵向和横向振荡的线程。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测数据，对这种振荡进行了探测。我们发现了大振幅纵向振荡（LALO）的签名。我们还检测阻尼LALO。在一个线程的灯丝，我们观察到大振幅横向振荡（LATOs）。利用摆模型，由LALO的观测参数估计了LALO的磁场强度和曲率半径的下限。我们显示了两种不同的波模式在相同的长丝线程的共存。我们估计磁场从LALO，因此建议一个可能的范围内的长丝线程使用LATO的长度。
2019-10-24 astro-ph.SR
Contracting and Erupting Components of Sigmoidal Active Regions
最近注意到，太阳爆发可能与日冕环的收缩有关，而日冕环并不参与磁重联过程。在本文中，我们调查了五个日冕喷发起源于四个S形活动区，使用高节奏，高分辨率的窄带EUV图像获得的太阳动力学天文台（SDO）。与喷发有关的耀斑的强度从GOES B级到X级不等。由于SDO上的大气成像组件（AIA）的高灵敏度和广泛的温度覆盖范围，我们能够识别喷发的收缩和喷发成分：前者在冷AIA通道中观察到为覆盖乙状结肠肘部的收缩冠状环，而后者优选在温/热AIA通道中作为源自S形中心的膨胀气泡被观察到。爆发的开始总是先于收缩，在能量温和的事件（B和C耀斑），它也先于GOES软X射线通量的增加。在能量较高的事件中，喷发与非热硬X射线发射的脉冲相同时发生。这些观察结果证实了环收缩作为一个综合的过程，在喷发与部分开放的拱廊。收缩的结果是一个新的平衡，减少了磁能，因为收缩环永远不会恢复到原来的位置。收缩过程是耀斑能量释放的直接结果，最大收缩速度的强相关性和收缩相对于膨胀的时间延迟与峰值软X射线通量的强反相关性证明了这一点。收缩和膨胀之间的关系也暗示了这一点，即，时间和速度。
2012-08-03 astro-ph.SR
Chromospheric Condensation and Quasi-periodic Pulsations in a Circular-ribbon Flare
在本文中，我们报告了我们对AR 12434中C3.1圆带耀斑SOL 2015 -10- 16 T10：20的多波长观测。耀斑由一个圆形耀斑带（CFR）、一个内部耀斑带（IFR）和一对短的平行耀斑带（PFR）组成。在耀斑的脉冲阶段，“两步”光栅观测\textit{IRIS}的节奏为6秒，曝光时间为2秒显示等离子体下行流在CFR在Si { \sc iv} $λ$ 1402.77线，这表明色球凝聚。下降流速度首先从几km s $^{-1}$迅速增加到峰值45 $-$ 52 km s $^{-1}$，然后逐渐降低到初始水平。凝聚的衰变时间尺度为3 $-$ 4分钟，表明正在进行的磁重联。有趣的是，下降流速度与Si { \sc iv}线强度的对数和\textit{GOES}软X射线（SXR）通量在1 $-$ 8 μ m的时间导数正相关。射电动力学谱的特征是与耀斑有关的\Rmnum{3}型射电爆发，这意味着色球凝聚很可能是由非热电子驱动的。利用解析表达式和峰值多普勒速度，我们导出了沉淀电子能流的下限，即，0.65 $\times$ 10 $^{10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。Si { \sc iv}线强度和SXR导数显示出准周期性脉动，其周期为32 $-$ 42 s。
2016-09-11 astro-ph.SR
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Inconspicuous Solar Polar Coronal X-ray Jets as the Source of Conspicuous Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS) Doppler Outflows
我们更详细地研究了五个事件，以前确定为在太阳极区的日出/极紫外成像光谱仪（EIS）多普勒数据的强瞬态日冕外流的来源。虽然在日出/软X射线望远镜（XRT）的软X射线（SXR）图像和太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的EUV图像中，这些事件相对紧凑或微弱且不明显，但我们发现所有这些事件都与微弱的日冕X射线喷流相一致。这方面的证据是，这些事件是由预测大小为5，000 - 14，000公里的微丝爆发造成的，爆发速度为19 - 46公里/秒，这在已证实的X射线极冕洞喷流的情况下观察到的数值范围内。在SXR图像和一些EUV图像中，所有五个事件都显示出底部增亮，以及喷射尖顶的微弱迹象（在五种可确定的情况下有四种）远离最亮的底部增亮;这些属性对于更明显的X射线喷射是共同的。对于一个相对低纬度的事件，微暗条从附近（<~几角秒）的位置附近的喷发时间相反极性的磁通量补丁的收敛，这再次是与许多观测到的日冕喷流一致。因此，虽然太过微弱而无法被先验地识别为喷流，但所有五个事件都与典型的日冕喷流相同。这表明，喷流可能比以前的研究中认识到的更多，并可能大大有助于太阳风外流，并在帕克太阳探测器（PSP）的数据中观察到的磁之字形人口。
2022-10-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Hα spectroscopy and multiwavelength imaging of a solar flare caused by filament eruption
我们研究了一系列爆发事件，包括暗条爆发、GOES C4.3耀斑和日冕物质抛射。我们的目标是确定暗条不稳定的可能触发因素和前兆;研究耀斑核特征;耀斑带/核的形成和演化;研究作为整体活动区磁场位形一部分的连续喷发/耀斑/日冕物质抛射现象的相互关系;确定喷发现象期间Hα线轮廓的演化。分析了多仪器观测资料，包括DST/NSO IBIS的Hα谱线剖面、Hα-0.8和Hα+0.8的散斑像、SDO的EUV像和磁图、STEREO的日冕仪像以及FERMI和GOES的X射线通量观测。我们确定暗条不稳定和爆发是耀斑活动的主要触发因素。在其中一个灯丝脚点中具有圆形带状物的浪涌状事件被确定为灯丝不稳定的可能触发因素。在此足点处的等离子体排出被确定为细丝喷发的前兆。在耀斑活动期间，在暗条不稳定之前出现了一个磁通量，随后出现了1.34 $\times10^{16}$ Mx s $^{-1}$的高通量抵消率。耀斑的X射线光变曲线揭示了三个阶段，被发现与三个不同的带状连续发生。选择并分析来自每个带的核。核光变曲线和H α谱线表明，谱线中心的辐射增强比谱线翼强.在线中心的增加和红色不对称的发生之间发现大约5-6分钟的延迟。只有红色的不对称性，观察在色带在脉冲阶段。蓝色的不对称性只与动态灯丝有关。
2014-05-15 astro-ph.SR
Photospheric flux cancellation and associated flux rope formation and eruption
我们研究了一个不断发展的双极活动区，表现出通量抵消在内部极性反转线，形成软X射线沿反转线和日冕物质抛射的S形。光球磁场的演变被描述和用来估计有多少磁通量重新连接到磁通绳。在喷发前的2.5~ 2.5天内，约有1/3的活动区通量在内部极性反转线处抵消。在这一时期，日冕结构从弱剪切到强剪切的弧形，然后演变为反向穿过逆温线的S形。这些特性表明，在喷发之前已经形成了一条通量绳。抵消的量意味着高达60%的活动区通量可以在磁绳的主体中。我们指出，只有一部分的取消有助于通量的绳子，如果拱廊只是弱剪切，在第一部分的演变。这将绳中的估计通量减少到活动区域通量的$\sim\!30%$或更少。我们认为，我们的估计和活动区通量的$\sim\!10%$的极限值之间的剩余的差异，以前获得的磁绳插入方法，结果从磁绳的不完全的相干性，由于沿极性反转线的非均匀取消。在活动区观察到一个热的线性特征，它作为喷发的一部分上升，然后可能在磁通绳的轴附近描绘出磁力线。在这一特征的一端，磁通量的抵消和不断变化的磁连接表明，在相关耀斑的脉冲阶段之前不久和早期，磁通绳通过重连达到了相干性。乙状结肠在喷发中被破坏，但在适度的进一步取消发生后的几个小时内重新形成。
2010-11-04 astro-ph.SR
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 astro-ph.SR
Global energetics of solar powerful events on 6 September 2017
本文分析2017年9月6日太阳重大爆发的能量收支，量化耀斑辐射、CME与SEP能量，指出耀斑和CME能量相当且同源于活动区磁自由能。
2023-04-30 astro-ph.SR
A Seven-Day Multi-Wavelength Flare Campaign on AU Mic I: High-Time Resolution Light Curves and the Thermal Empirical Neupert Effect
本文基于 AU Mic 的七日多波段观测，分析了 73 个耀斑并发现 65% 不遵循经验 Neupert 效应，据此提出四分类方案，指出单一模型无法解释所有恒星耀斑。
2023-04-12 astro-ph.SR
Interaction of two filaments in a long filament channel associated with twin coronal mass ejections
利用太阳动力学天文台的高质量观测，我们在2016年1月26日呈现了与双日冕物质抛射（CME）相关的长灯丝通道中的两个灯丝（F1和F2）的相互作用。在喷发前，观测到一系列快速的磁通量消失和出现，这可能触发了西暗条（F1）的上升。F1上升的东足点向暗条通道的东端移动，伴随着爆发后的环带和耀斑带。这可能表明一次涉及长暗条通道的大规模喷发，是由F1和东暗条（F2）相互作用的结果。一些明亮的等离子体飞过F2，而F2在喷发期间保持静止，可能是由于其上覆的较低磁场的限制。有趣的是，F1的脉冲推动其上覆的磁弧形成了第一次CME，而F1最终在与附近的冕洞碰撞后演变为第二次CME。我们认为，F1和F2的叠加磁场的相互作用导致了合并重联，形成了一个更长的爆发性暗条环。我们的结果也提供了一个可能的图片的起源的孪生CME，并显示大规模的磁拓扑结构的冕洞是重要的CME的最终传播方向。
2017-01-18 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
Quiet Sun impulsive events observed with NuSTAR during solar minimum
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学院）；Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology（加州理工学院卡希尔天体物理学中心）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学与艺术大学）；Department of Computer Science, University of Geneva（日内瓦大学计算机科学系）；School of Physics & Astronomy, University of Minnesota Twin Cities（明尼苏达大学双城分校物理与天文学院）；Air Force Research Laboratory, Space Vehicles Directorate（空军研究实验室航天器管理局）；Santa Cruz Institute of Particle Physics and Department of Physics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校粒子物理圣克鲁兹研究所及物理系）
本文利用NuSTAR观测日冕极小期静太阳脉冲事件，发现其热参数与活跃区闪焰不同，可能涉及不同的能量释放机制。
2026-01-14 astro-ph.SR
Imaging observations of chromospheric evaporation in a circular-ribbon flare
本文报道了2014年8月24日C5.5级圆带状耀斑（CRF）色球蒸发的多波长成像观测结果。由\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的大气成像装置、\textit{Hinode}航天器上的X射线望远镜和地面的野边山射电日像仪观测到了耀斑。CRF由直径为$\sim$ 1 $\arcmin$的离散圆形带和在紫外（UV）、极紫外（EUV）、软X射线（SXR），特别是在17 GHz下观察到的短的内带组成。耀斑在17 GHz处的峰值时间（$\sim$ 04：58 UT）与在UV 1600 nm处的峰值时间和SXR导数的硬X射线代用值相吻合，表明耀斑在低层大气中的能量沉积是脉冲能量沉积的峰值时间。在峰值时间之后不久，AIA 131射电望远镜和两个XRT滤光片（Be thin和Be med）显示了耀斑环的会聚运动和填充过程，这是色球蒸发上升流的明显证据。色球蒸发持续了$\sim$ 6分钟，直到世界时$\sim$ 05：04。上升流的温度、密度和视速度分别为$\sim$ 10 $^7$ K、$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$和50 $-$ 630 km s $^{-1}$，平均值为$\sim$ 170 km s $^{-1}$。通过与以前的模型比较，我们能够估计，能量高于5 $\times$…
2018-11-28 astro-ph.SR
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112: II. Large-Scale Coronal Wave and Loop Oscillation
我们分析了2010年10月16日发生在AR NOAA 11112的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。AIA 211的EUV图像显示了一个更快的日冕波（从~1390 km/s减速到~830 km/s），它在一个更慢的波（从~416 km/s减速到~166 km/s）之前向西边缘传播。萨加莫尔山射电望远镜的动态射电频谱显示了米制II型射电爆发的存在，这揭示了日冕冲击波的存在（速度约为800公里/秒）。从AIA 211射电图像中得到的更快的日冕波的速度被发现与日冕激波的速度相当。AIA 171射电望远镜的高频差观测表明，在耀斑爆发区以西约0.32 Rs处有一个日冕环，它在耀斑脉冲相结束时开始振荡。结果表明，较快的日冕波可能是日冕环横向振荡的第一驱动力。当较慢的波通过日冕环时，振荡变得更加强烈。在极紫外波段观测到了一次等离子体团喷发，并记录到了一次白光CME，速度约为340-350 km/s。STEREO 195卫星的图像显示了一个EIT波，其传播方向与AIA观测到的低速日冕波相同，但速度从约320 km/s减速到约254 km/s。这些观测结果揭示了两种波（即日冕Moreton波和EIT波）的共存，并且II型射电爆发似乎与日冕Moreton波有关。
2012-10-12 astro-ph.SR
