Photospheric Lorentz force changes in eruptive and confined solar flares
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Joint Astronomy Programme and Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院天文联合项目与物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代布尔太阳观测站，物理研究实验室）
本文通过分析26个爆发性与11个受限太阳耀斑的洛伦兹力变化，揭示了日冕顶点线附近磁场和洛伦兹力的变化特征，为理解耀斑与日冕物质抛射的关联提供新见解。
2023-12-11 astro-ph.SR
The Lorentz force at work: multi-phase magnetohydrodynamics throughout a flare lifespan
本文利用三维磁流体动力学模拟揭示洛伦兹力在太阳耀斑整个生命周期中的关键作用，重现耀斑后日冕雨等多相特征，并指出渐进阶段力平衡可用于日冕地震学反演磁场变化。
2024-03-28 astro-ph.SR
Photospheric response to a flare
耀斑使水平光球磁场产生突然而永久的变化。特别是耀斑通常会增加光球场沿中性线的磁剪切。最近的观测还表明，耀斑可以产生突然的光球运动。我们提出了一个模型，观察到的变化作为光球的响应大振幅剪切阿尔文波传播下来的电晕的任一侧的中性线。假设阿尔夫维尼克锋首先在中性线附近撞击光球，然后随着时间的推移逐渐远离光球，使得撞击线与耀斑带重合。波引入磁剪切和速度剪切。在光球层引入的磁剪切在中性线的两侧具有相同的符号，而速度剪切具有相反的符号。我们讨论的可能性，这一过程是负责粒子加速耀斑。
2018-08-09 astro-ph.SR
Flare reconnection-driven magnetic field and Lorentz force variations at the Sun's surface
在爆发耀斑期间，矢量磁图显示在太阳光球中围绕极性反转线的水平磁场和向下的洛伦兹力增加。这种行为经常与内爆猜想联系在一起，并被解释为喷发向上移动时动量守恒的结果，或者是耀斑环收缩的结果。我们通过分析一个通用的3D MHD模拟的爆发性耀斑的物理起源，这些观察到的行为的特征。尽管模拟并非为了恢复磁场和洛伦兹力的性质而设计的，但它与它们完全一致，并提供了理解它们的关键附加信息。磁场逐渐增加的区域在电流带之间发展，这些电流带彼此远离并连接到日冕区域。这个区域仅仅是日冕耀斑后环的足迹，其收缩增加了它们的剪切场分量和符合理想感应方程的磁能密度。对于模拟数据，我们通过应用观测中使用的方法计算了洛伦兹力密度图。我们获得了PIL周围洛伦兹力密度的向下分量的增加-与观测结果一致。然而，这与直接从3D磁场和电流获得的洛伦兹力密度图显著不同。这些结果完全质疑以前的解释的基础上的内爆猜想和动量守恒与日冕物质抛射，而不是意味着所观察到的光球水平磁场的增加，从剪切耀斑环的重连驱动的收缩的结果。
2019-04-19 astro-ph.SR
Lorentz Force Evolution Reveals the Energy Buildup Processes during Recurrent Eruptive Solar Flares
太阳日冕中的能量释放和积累过程具有重要意义，特别是对于大的经常性耀斑的情况，这对导致偶发性能量释放过程的条件提出了具有挑战性的问题。目前尚不清楚这些事件的发生是由于自由磁能持续供应给日冕，还是因为在一次主要的耀斑事件中，并非所有可用的自由磁能都被释放出来。为了解决这个问题，我们报告的光球磁场的演变和相关的净洛伦兹力的变化在AR 11261和11283，其中每一个引起了经常爆发的M-和X-级耀斑。我们的研究表明，在每次耀斑期间的突然向下变化之后，净洛伦兹力在连续的耀斑之间增加了（2-5）× 10^22达因。这种明显的净洛伦兹力的重建是太阳活动区（AR）非位势参数演化中发现的第一个观测证据，它表明新的能量被供给到AR以产生周期性的大耀斑。极性反转线附近相反极性的移动磁特征的连续剪切运动的观测进一步证实了AR的磁自由能的重建。在这项研究中报告的净洛伦兹力变化的演化模式具有重要的意义，特别是，预测经常性的大爆发耀斑从同一AR，因此相关的CME之间的相互作用的机会。
2019-10-29 astro-ph.SR
Abrupt changes in photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during neutral-line flares
我们分析的空间和时间变化的突然光球磁场变化与六个主要耀斑使用12分钟，0.5弧秒的矢量磁图从美国宇航局的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学观测卫星。这六次大耀斑发生在四个活动区的主磁中性线附近，分别是NOAA 11158、11166、11283和11429。在所有六个耀斑的中性线场矢量变得更强，更水平，在每一种情况下，几乎完全是由于加强的水平场分量平行于中性线。在所有六种情况下，中性线耀斑前场比参考位场更垂直，并且在每次耀斑期间突然和永久地接近位场倾斜角，这意味着与非位倾斜角相关的磁应力松弛在大耀斑期间起着重要作用。相对于参考位场的剪切角并没有显示出这样的模式，这表明耀斑过程通常不会缓解与光球磁剪切相关的磁应力。在四次最大的耀斑期间，水平场变得明显且永久地与中性线对齐，这表明塌陷场平均而言比耀斑前的中性线场更与中性线对齐。垂直方向的洛伦兹力在每次耀斑期间都有一个大的、突然的、永久性的向下变化，这与环坍缩是一致的。水平洛伦兹力的变化主要是平行于中性线，在两侧的方向相反，这是耀斑期间场收缩的标志，将中性线的两侧拉向彼此。耀斑对场倾斜的影响大于对剪切的影响，这可以用光球线结来解释。
2012-11-09 astro-ph.SR
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
我们研究的过程发生后，突然加热的色球层在耀斑拱廊的脚点，这是假设所造成的粒子束。对于数值模拟，我们采用了2-D磁流体动力学（MHD）模型，其中我们解决了一个完整的时间相关的MHD方程组的FLASH代码，使用自适应网格细化（AMR）方法。在初始状态下，我们考虑了一个具有VAL-C模型密度的太阳大气模型，其磁场弧具有上述X点结构，并假定存在磁重联。我们发现，突然脉冲束加热的色球在耀斑拱廊的脚点产生磁流体动力学冲击，一个向上传播，第二个向下传播的太阳大气中。向下移动的冲击波在深而密的大气层反射，并触发这些层的振荡。这些振荡产生向上移动的磁流体动力学波，可以以准周期的方式影响上述位置的磁重联。由于这些过程需要在色球层中非常局部的区域突然加热，因此它们也可能与地震波有关。
2019-02-01 astro-ph.SR
On the seismic emission in sunspots associated with Lorentz force changes accompanying major solar flares
众所周知，太阳耀斑会在太阳中产生地震波。我们提出了一个详细的分析，伴随着M-和X-类太阳耀斑的太阳黑子的地震发射。为此目的，我们使用了高分辨率多普勒和视线磁图在45秒的节奏，随着矢量磁图在135秒的节奏从日震和磁成像仪（HMI）仪器搭载太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。为了确定耀斑带和硬X射线足点的位置，我们还使用了从全球振荡网络组（GONG）仪器获得的H-α色球强度观测结果和从拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）航天器获得的12-25千电子伏波段的硬X射线图像。快速傅立叶变换（FFT）技术被应用于构建的声速功率图在2.5-4兆赫波段的耀斑前，跨越耀斑，和耀斑后的时代的地震辐射的位置在太阳黑子的识别。在能量图中，我们只选择了那些远离耀斑带和硬X射线足点的位置。据信，这些区域在观测数据中没有任何与耀斑有关的人为现象。我们已经确定了声功率增强的太阳黑子伴随着主要耀斑的集中位置。我们的研究提供的证据表明，磁场的突然变化和相关的脉冲变化的洛伦兹力可能是这些地震发射在太阳黑子在太阳耀斑的驱动源。
2020-07-10 astro-ph.SR
A spatio-temporal description of the abrupt changes in the photospheric magnetic and Lorentz-force vectors during the 2011 February 15 X2.2 flare
活动区NOAA 11158于2011年2月15日01：44 UT产生了第24太阳活动周的第一个X级耀斑，一个X2.2级耀斑。在这里，我们分析了以此次耀斑为中心的12小时间隔的SDO/HMI磁图。描述了与耀斑有关的光球磁场变化的空间分布，包括磁场矢量、垂直电流和洛伦兹力矢量的突变。我们还跟踪这些参数的时间演变。突然的磁场变化集中在中性线附近和两个相邻的太阳黑子中。在耀斑期间，中性线附近的场矢量变得更强和更水平，切变增加。这是由于中性线附近的水平场分量的强度增加，在平行于中性线的水平分量中最显著，但垂直分量的强度也增加。垂直分量在中性线处没有显示出显著的、永久的总体变化。中性线处总通量的增加伴随着周围体积中的补偿通量减少。在中性线附近的两个黑子中，耀斑期间的方位角通量突然减少，但这种变化仅在其中一个黑子中是永久性的。在耀斑期间，有一个大的、突然的、向下的垂直洛伦兹力变化，与过去的分析和最近的理论工作的结果一致。水平的洛伦兹力沿中性线的两侧以相反的方向作用，两端的两个黑子受到突然的扭转力。剪切力与中性线附近的磁场收缩和剪切力减小一致，而磁场本身由于通量从周围体积向中性线塌陷而变得更加剪切。
2012-08-20 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
A Survey of Changes in Magnetic Helicity Flux on the Photosphere During Relatively Low Class Flares
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪望远镜提供的135秒周期的光球矢量数据，研究了16次能量级别低于M5.0的耀斑期间光球磁螺旋度通量的时间演化。在耀斑期间的4个事件，我们发现脉冲变化的螺旋度通量。这表明，即使是能量较小的耀斑，也可能与磁螺旋度穿过光球的非线性输运有关。伴随着脉冲螺旋度通量，光球坡印亭通量由正向负演化。因此，在这些耀斑期间，穿过光球的磁能是朝向太阳内部的。在这4次事件中，螺旋度通量的脉冲变化总是主要由位于耀斑极性反转线附近的黑子水平速度场的突变所贡献。每个黑子上的速度场相对于另一个磁极表现出明显的涡旋模式或剪切模式，这往往会使日冕中的磁扭曲或剪切松弛。在耀斑期间，作用在黑子上的洛仑兹力发生突变，黑子的旋转运动和剪切运动与合成的洛伦兹力方向一致。这些结果支持了这样的观点：耀斑期间的脉冲螺旋度传输可能是由施加在光球上的洛伦兹力的变化驱动的。
2018-08-14 astro-ph.SR
Magneto--Acoustic Energetics Study of the Seismically Active Flare of 15 February 2011
对带有地震辐射的高能太阳耀斑的多波长研究揭示了它们之间有趣的共同特征。我们研究了太阳动力学观测站（SDO）探测到的第24个太阳活动周期的第一个GOES X级耀斑。对于上下文，来自该耀斑的地震活动（SOL 2011 -02- 15 T01：55-X2.2，在NOAA AR 11158中）已经在文献中报道（Zavichev，2011; Zharkov等人，2011年）。根据多普勒数据从日震和磁成像仪（HMI），我们采用当地日震学的标准方法，以确定在这一事件中的震源。RHESSI硬X射线数据被用来检查在耀斑期间的地震源的位置和粒子沉淀站点之间的相关性。使用HMI磁图数据，光球视线磁场中的波动的时间轮廓被用于估计观测到地震信号的区域中的磁场变化。这导致估计所做的工作的洛伦兹力瞬变的光球的源区域。在这种情况下，这被发现是伴随地震发射的声能的一个重要部分，表明洛伦兹力可以显着地促进日震的产生。然而，也有一些区域的洛伦兹力信号要强得多，但没有明显的声发射。
2012-03-17 astro-ph.SR
Constraining the Origin of Magnetar Flares
磁星核心的磁场突然松弛产生的机械能主要以剪切波的形式传播到表面，并以相对论阿尔文波的形式进入磁层。由于强烈的阻抗失配，在恒星中激发的剪切波在离开恒星之前会经历多次反射。如果机械能沉积在地核中，并在传播到表面时{ \em直接}转化为辐射，则发射的上升时间至少为几秒到几分钟，对于实际的磁场几何形状，可能为几分钟到几小时，这与观测到的$\lap 10$ ms的上升时间不一致，对于巨大的耀斑。小耀斑和大耀斑的机制都依赖于地核磁场的突然弛豫，但由于阻抗不匹配而变得不可行，需要在耀斑发生前将驱动这些事件的能量储存在磁层中。除非波浪很快被阻尼。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating the inferred spatiotemporal evolution of magnetic fields during an X1-class flare
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文学系太阳物理研究所）
本研究通过NLTE反演和三维模拟，发现X1级耀斑中磁场时间变化多为真实演化，但约36%区域受不透明度效应影响，需谨慎解释。
2026-09-18 astro-ph.SR
Magnetic imprints of eruptive and non-eruptive Solar flares as observed by Solar Dynamics Observatory
近三十年来，人们观测到了太阳耀斑期间活动区局部区域内光球磁场的突变和永久变化，称为磁印记（MI）。众所周知的“日冕内爆”模型被认为可以解释这种耀斑相关的变化，但完整的物理理解仍然是缺失的和有争议的。利用日震磁像仪的高频差（\texttt{135s}）矢量磁像资料，对21次耀斑（14次爆发，7次非爆发）期间光球磁场的变化进行了系统分析。喷发耀斑的MI区域被发现是强烈的本地化，而大多数的非喷发事件（$>70~\%$）有分散的印记区域。为了定量地描述磁感应强度，我们导出了水平场的积分变化和洛伦兹力的总变化。这些量与耀斑的强度有很好的相关性，无论耀斑是否喷发，持续时间长短。此外，自由能（FE），从维里定理估计，表现出统计上显着的下降趋势，在大多数耀斑的耀斑时间开始观察。耀斑期间FE的变化不依赖于爆发率，但与洛伦兹力的变化有很强的正相关（$\approx 0.8$），表明释放的FE部分会穿透光球。虽然这些结果强烈支持日冕对光球磁场的显著反馈的想法，但对于耀斑是否爆发，MI的特征是相当难以区分的。
2022-01-17 astro-ph.SR
Transient rotation of photospheric vector magnetic fields associated with a solar flare
作为太阳上最猛烈的爆发之一，耀斑被认为是由磁重联提供动力的。涉及能量的释放、转移和沉积的基本物理学已被广泛研究。利用1.6米古德太阳望远镜提供的前所未有的分辨率，在这里，我们显示了一个突然旋转的矢量磁场，约12 $^{\circ}$ -20 $^{\circ}$逆时针，与耀斑。与先前报道的永久性变化不同，方位角变化是瞬时的，并且与H $α$发射是共空间/时间的。测量的方位角变得更接近位场中的方位角，表明耀斑环的解旋。在1.56~ $μ$ m的近红外波段获得了磁谱图，该波段受耀斑辐射的影响最小，没有检测到强度轮廓的变化。我们相信这些瞬态变化是真实的，并讨论了高能电子束或$Alfv\acute{e}n$波起关键作用的可能解释。
2018-01-09 astro-ph.SR
The Evolution of Sunspot Magnetic Fields Associated with a Solar Flare
太阳耀斑的发生是由于储存在活动区域磁场中的能量突然释放。到目前为止，耀斑的前光标仍然没有完全理解，虽然有证据表明，耀斑是与拓扑结构的变化或复杂的活动区的磁场。在这里，磁场在活动区NOAA 10953的演变进行了检查，使用日出/SOT-SP数据，在一段时间内的12个小时的GOES B1.0耀斑之前和之后。从两个通量区域，表现出增加的钙II H排放在耀斑的磁场性质和磁场拓扑结构的低阶方面提取了一些。耀斑前，在主黑子周围的通量元素中，观测到垂直场强、垂直电流密度和与垂直方向的倾角增加了约80度。垂直磁场强度和电流密度随后在耀斑后的状态下下降，倾斜度变得更水平，约为7度。场矢量的这种行为可能为未来的耀斑预报工作提供物理基础。
2011-05-10 astro-ph.SR
Flare differentially rotates sunspot on Sun's surface
太阳黑子是太阳表面（光球层）上可见的磁场的集中。人们认为，由稀薄日冕中的磁重联引起的太阳耀斑，不可能引起致密光球的直接扰动，使光球发生整体运动。在这里，我们报告的突然耀斑引起的旋转的太阳黑子使用前所未有的时空分辨率的1.6米新太阳望远镜，补充从太阳动力学天文台的磁数据。可以清楚地观察到，太阳黑子的旋转是不均匀的：当耀斑带扫过时，它的不同部分在不同的时间加速（高达每小时50度），对应于耀斑硬X射线发射的峰值。这种旋转可能是由日冕磁重组的反作用引起的表面洛伦兹力变化驱动的，并伴随着向下的坡印亭通量。这些结果对我们理解耀斑相关现象中的能量和动量输运有直接的影响。
2017-05-11 astro-ph.SR
Plasma evolution within an erupting coronal cavity
冠状腔先前已被观察到与长寿的静态灯丝，并被认为是对应于相关的磁通量绳。虽然标准的耀斑模型预测了一个对应于爆发的通量绳的日冕空洞，但这些只是使用宽带成像数据观察到的，限制了对天空平面的分析。我们提出了一套独特的光谱观测的活动区灯丝看到爆发在太阳边缘的极紫外线（EUV）。空洞爆发并迅速扩大，上升阶段的变化与相关耀斑的非热电子能量通量的增加同时发生。热的和冷的粘性物质被观察到随着爆发的通量绳上升，当空腔出现时突然消失。虽然强烈的蓝移等离子体继续被观察到从爆发的通量绳的顶点流出，但这种流出很快就停止了。这些结果表明，突然注入的能量从耀斑下方迫使快速喷发和膨胀的磁通绳，驱动强大的等离子体流，导致了一个低密度的对流磁通绳的爆发。
2018-02-05 astro-ph.SR
Ultra-narrow Negative Flare Front Observed in Helium-10830~Å using the 1.6 m New Solar Telescope
太阳耀斑是太阳上突然出现的亮度闪光，通常与日冕物质抛射和太阳高能粒子有关，它们对近地环境有不利影响。根据定义，耀斑通常被称为由过量发射引起的明亮特征。利用大熊太阳天文台新安装的1.6米新太阳望远镜，我们在He I 10830 ° C观测到了一个显著的“负”耀斑，它具有一个狭窄但明确的“暗”移动锋，窄达340 km，与H-α和Mg II谱线的明显光谱特征有关。理论上，He I 10830 He中的这种负反差可以在特殊情况下产生，通过非热电子碰撞，或光电离后再复合。由于前所未有的空间分辨率，我们的发现成为可能，证实了所需等离子体条件的存在，并为理解天体中的能量释放和辐射转移提供了独特的信息。
2016-01-18 astro-ph.SR
Stellar flares, superflares and coronal mass ejections -- entering the Big data era
本文综述了大数据时代下恒星耀斑、超级耀斑及日冕物质抛射的最新观测结果，探讨了不同恒星性质与耀斑特征的关系，并聚焦于挑战基于太阳范式的“标准”耀斑模型的新发现。
2024-07-23 astro-ph.SR
The transition from eruptive to confined flares in the same active region
太阳耀斑是太阳大气中突然而猛烈的磁能释放，可以分为爆发性耀斑，当等离子体从太阳大气中喷出时，导致日冕物质抛射（CME），以及当没有CME与耀斑相关时的局限耀斑。我们提出了一个案例研究，显示了关键的拓扑结构，如脊柱和风扇，这可能会决定喷发与非喷发行为的一系列喷发耀斑，其次是封闭的耀斑，这都是从同一个网站的演变。为了研究不同磁区的连通性及其演化，我们计算了活动区的位磁场模型。从磁场外推中恢复准分界线层。耀斑的行为从一天到下一天的变化-喷发到封闭-可以归因于扇下方的磁场相对于覆盖脊的方向的方向的变化，而不是大尺度场稳定性的整体变化。当支撑暗条的磁场和上覆磁场逐渐变得越来越不反平行时，耀斑的局限性就会越来越大，这是光球通量分布变化的直接结果，而光球通量分布本身则受到不同磁通量浓度的连续剪切运动的驱动。
2017-02-08 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Evolution of Currents of Opposite Signs in the Flare Productive Solar Active Region NOAA 10930
对从SOT/SP机载Hinode获得的活动区NOAA 10930的高空间分辨率矢量磁图的时间序列的分析表明，在出现的通量绳的两个足点中存在向上和向下电流的混合。磁通出现率在两个极性中几乎相同。我们观察到，随着磁通量的增加，每个极性的净电流最初增加约三天，然后减少。这种净电流的特征在于在每个极性中具有完全相反的符号，而其幅度在大多数时间几乎保持相同。在两个极性中净电流的减小是由于具有与净电流的符号相反的符号的电流的增加。在X级耀斑期间，与净电流同号的主导电流先增大后减小。非主导电流的演化似乎是耀斑爆发的必要条件。上述观测结果可以用两种不同无力态的叠加导致日冕中的洛伦兹力不为零来解释。这种洛伦兹力推动日冕等离子体，并可能促进耀斑所需的磁重联。此外，净电流的演变被发现遵循的极性反转线的磁剪切的演变。
2011-08-30 astro-ph.SR
Two solar flares that became X-ray plasma ejections
太阳耀斑和X射线等离子体喷射（XPE）同时发生，但通常在空间上分开。我们介绍了{ \sl Yohkoh}在2001年10月2日（事件1）和2000年10月16日（事件2）观测到的两个异常事件，其中耀斑和XPE的特征混合在一起。即，软和硬X射线图像显示动态移动的强发射源。这两次地震都发生在广阔的活动区内，显示出复杂的多级结构，高达200毫米。这两个事件也显示出类似的四个阶段的演变：（1）环系统的快速上升，（2）其发射分布的突然变化，（3）导致大量等离子体释放的重新配置，（4）作为最终残留物的小的静态环。然而，这些事件可能是由不同的物理过程引起的：出现的磁通量加上重联（事件1）和重联加上气球不稳定性（事件2）。喷射出的等离子体的最终目的地也不同：在事件1中，覆盖的磁场停止了喷射，在事件2中，喷射使整个磁结构不稳定并形成日冕物质抛射（CME）。
2013-03-07 astro-ph.SR
On the Mechanical Energy Available to Drive Solar Flares
太阳耀斑能量从何而来？更具体地说，假设耀斑能量的最终来源是对流区的机械能，这是如何转化为能量耗散或储存在日冕？这个问题似乎得到了相对较少的思考，因为注意力主要集中在日冕磁场能量通过MHD不稳定性和等离子体微不稳定性快速耗散的机制上。我们考虑三种类型的耀斑理论：稳态“光球发电机”模型，其中耀斑功率代表光球下流动同时产生的电流的日冕耗散;“磁能量储存”模型，其中光球下流动再次诱发日冕电流，但在这种情况下，日冕电流是在突然释放之前在较长的时间内建立的;和“新兴通量”模型，其中新的磁通量上升到光球已经包含自由能，并不需要随后的压力光球运动。我们的结论是：光球发电机只能为非常小的耀斑提供能量;日冕能量储存原则上可以满足大耀斑的需要，尽管可能不是最大的耀斑，但有效地耦合到能源的困难可能会限制这种机制到中等大小的耀斑;太阳内部产生的新兴磁通量管可以携带足够的自由能，甚至可以为观测到的最大耀斑提供动力。
2010-04-29 astro-ph.SR
Magnetar Giant Flares --- Flux Rope Eruptions in Multipolar Magnetospheric Magnetic Fields
我们解决一个主要的问题，关于触发能量释放的物理机制，并开始在磁星磁层爆发的发病。基于包含螺旋扭曲无力磁绳的无力磁场位形，建立了磁星磁层的自洽稳态轴对称模型。在磁星表面存在复杂多极磁场的情况下，我们还发展了一种求解GS方程的方便的数值格式。根据表面磁场极性的不同，存在两种磁场配置，反向和正常。对于这两种配置，磁绳平衡高度的变化响应于渐进的表面物理过程，如磁通注入和地壳运动，仔细检查。我们发现，平衡曲线包含两个分支，一个代表稳定的平衡分支，另一个代表不稳定的平衡分支。结果表明，系统的演化表现出一种灾变行为：当磁星表面磁场缓慢演化时，磁绳高度将逐渐达到一个临界值，超过该值，系统将不再维持稳定的平衡状态。随后，磁绳将失去平衡，磁星磁层的准静态演化将被快速的动态演化所取代。除了磁通注入外，活动区的相对运动也会引起灾变行为，导致磁爆发。我们建议，一个渐进的过程可能会导致磁层能量的突然释放在一个非常短的动态时间尺度上，而不是由突然断裂的磁星地壳。我们的模型的一些影响进行了讨论。
2012-08-07 astro-ph.SR
A Deep Learning Approach to Operational Flare Forecasting
本文提出基于变换器的SolarFlareNet框架，利用活动区磁参数时间序列预测未来24-72小时γ级耀斑，并扩展为概率预报，实现业务化近实时预报。
2024-05-25 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Vector Magnetic Field Associated with Moving Flare Ribbons As Seen By GST
光球层对太阳耀斑的反应，也称为日冕反反应，经常被观测为耀斑引起的矢量磁场和太阳黑子运动的突然变化。然而，它仍然是模糊的，是否演变耀斑带，耀斑签名最接近光球，是伴随着变化的矢量磁场在其中。在这里，我们探索色球层中耀斑带的动力学与底层光球层中磁场变化之间的关系，使用1.6米古德太阳望远镜在2015年6月22日观测到的M6.5耀斑的高分辨率带外H-α图像和近红外矢量磁图。我们发现，光球场的变化发生在耀斑带前锋的到来，从而类似于耀斑带传播。通常，水平场增加，并且场线变得更倾向于表面。当条带扫过经历旋转运动的区域时，场瞬时变得更加垂直，水平场和倾斜角减小，然后恢复和/或变得比条带到达之前更加水平。带状传播在太阳黑子旋转中心附近减速，在那里垂直场变得永久增强。类似的磁场变化是可辨别的磁图从日震和磁成像仪（HMI），并向内崩溃的日冕磁场推断从HMI磁图推断的非线性无力场模型的时间序列。我们的结论是，光球场几乎是瞬间响应的磁重联在日冕。
2018-10-27 astro-ph.SR
Decimetric type U solar radio bursts and associated EUV phenomena on 2011 February 9
2011年2月9日在活动区AR 11153发生了一次GOES M1. 9耀斑。利用云南天文台太阳射电频谱仪（YNSRS），以200 kHz的分辨率和80 ms的时间节奏，观测到了反向漂移（RS）的III型爆发、U型爆发的间歇序列、漂移脉动结构（DPS）和精细结构。综合多波长观测资料显示，在YNSRS观测到的DPS之后，U型爆发的发生率突然增加了5倍。在这种情况下，U型突发的产生速率可以取决于磁重联速率。我们的观察结果与以前的数值模拟结果是一致的。在第一个等离子体团产生（等离子体不稳定性发生）后，磁重联率突然增加到原来的5-8倍。此外，在DPS之后，U型爆发的翻转频率的频率范围比之前明显加宽了3倍，这表明环顶的密度波动幅度。我们的观测结果也支持耀斑脉冲阶段的数值模拟。湍流发生在耀斑环的顶部，等离子体团可以捕获非热粒子并引起环顶的密度起伏。观测结果与数值模拟结果基本一致，有助于我们更好地了解喷发的整个物理过程的特征。
2021-10-19 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
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures
我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。
2014-08-03 astro-ph.SR
HXR emission from an activated flux rope and subsequent evolution of an eruptive long duration solar flare
在本文中，我们提出了一个全面的研究M6.6长持续事件（LDE）的演化阶段，特别是其耀斑前阶段的重点。该事件于2015年6月22日发生在NOAA 12371。该事件的一个显着方面是一个活跃的耀斑前阶段持续约一个小时，在此期间，热EUV日冕通道处于建立阶段，并显示出能量高达25 keV的同空间硬X射线（HXR）发射。因此，这是HXR日冕通道的第一个证据。基于NLFFF模型的日冕磁场结构清楚地显示出沿极性反转线（PIL）取向的磁通量绳（MFR），并与日冕通道共空间。我们观察到显着的变化，在AR的光球磁场在延长期间的$\approx$ 42小时的形式旋转的太阳黑子，移动的磁功能，和通量取消沿PIL。在耀斑爆发之前，MFR经历了一个缓慢的上升阶段（$\approx$ 14 km s $^{-1}$），持续$\approx$ 12 min，我们将其归因于MFR的快速建立和激活，这是由于在MFR本身的多个位置发生了系绳切割重连。MFR从缓慢上升到快速上升阶段（$\approx$ 109 km/s $^{-1}$，加速度$\approx$ 110 m/s $^{-2}$）的运动学演化中的突然转变精确地划分了耀斑的前耀斑和脉冲阶段，这指向了喷发早期动力学和耀斑磁重联强度之间的反馈过程。
2020-05-13 astro-ph.SR
Fields and Flares: Understanding the Complex Magnetic Topologies of Solar Active Regions
太阳黑子是太阳可见表面（光球层）上亮度降低的区域，与强磁场有关。它们被发现是与太阳耀斑有关的位置，当储存在太阳黑子磁场中的能量突然释放时，就会发生太阳耀斑。耀斑的过程以及太阳黑子磁场和耀斑之间的联系仍然没有完全了解，本论文旨在更好地了解这些主题。利用Hinode航天器提供的高空间分辨率数据，对若干太阳黑子区域的磁场演变进行了研究。本论文的研究对耀斑区光球和日冕磁场的演化都有一定的认识。在耀斑发生前几个小时，在光球中观察到垂直场强、电流密度和场向垂直方向的倾斜角的显著增加，这比以前研究的时间尺度要短得多。还首次观测到了磁中性线（一般认为是耀斑的典型源区）上磁场倾角的空间变化。以光球磁场数据为边界条件，采用三维磁场外推方法研究日冕磁场。观测到耀斑爆发前几小时磁能和自由磁能显著增加，耀斑爆发后磁能和自由磁能减小，这与观测到的光球场参数变化趋势相似。部分泰勒弛豫的证据也检测到耀斑后，由先前的几项研究预测。在这篇论文中概述的结果表明，这一特殊领域的研究是至关重要的，在进一步了解太阳黑子的磁性及其与耀斑过程的联系。
2013-01-23 astro-ph.SR
Possible Detection of Subsecond-period Propagating Magnetohydrodynamics Waves in Post-reconnection Magnetic Loops during a Two-ribbon Solar Flare
太阳耀斑涉及太阳日冕中的磁能的突然释放。加速的非热电子经常被用作将大部分释放的能量输送到低层太阳大气的主要手段。然而，这种情况仍然存在重大挑战，特别是在解释从观测中推断出的大量加速电子方面。磁流体动力学（MHD）波，特别是那些次秒/秒尺度的周期，已被提出作为一种替代手段来传输释放的耀斑能量，可能与电子束一起，而观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们报告了一个可能的检测这样的波在后期的脉冲阶段的双带耀斑。这是基于卡尔G. Jansky甚大阵。在每个时间和频率像素的无线电成像允许我们跟踪源的时空运动，这与动态频谱中的频率漂移模式的含义一致。射电源，传播在1000- 2000公里秒$^{-1}$的投影，显示出密切的空间和时间的关联与耀斑带上的瞬态增亮。此外，射电辐射中还存在大量的次秒周期振荡。我们将观测到的射电爆发解释为短周期MHD波包沿新重连的连接到耀斑带的磁通量管传播。估计的能量通量进行的波是可比的，需要考虑到等离子体加热在后期脉冲阶段的耀斑。
2019-02-04 astro-ph.SR
Magnetic field topology from non-force free extrapolation and magnetohydrodynamic simulation of its eventual dynamics
不同磁场线拓扑结构的磁重联被认为是耀斑和日冕物质抛射等太阳爆发事件的起因。因此，重要的是一个彻底的理解和量化的MFL拓扑结构和它们的演变，导致MR。当代的标准是外推的日冕MFL使用平衡模型的日冕等离子体上的洛伦兹力是零无处不在，因为没有电流或电流是平行的磁场。在串联，非力自由场（NFFF）的外推方案已经发展，并允许洛伦兹力，这是非零的光球层，但渐进地消失的高度。本文报道了磁流体动力学（MHD）模拟启动的NFFF外推的日冕MFL的活动区NOAA 11158。有趣的是，准分界线层（QSL），这有利于MR检测外推MFL。AR 11158是耀斑产生源，本文试图评估QSL在耀斑爆发中的作用。
2018-04-13 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
The Sun and Space Weather
自20世纪90年代初以来，空间天气研究的爆炸式增长部分是由于空间和地面仪器对太阳扰动的前所未有的、统一的和扩展的观测。来自太阳闭合磁场区的日冕物质抛射（CME）和来自太阳开放磁场区的高速流（HSS）是造成空间天气的主要原因。CME和HSS的主要后果是它们能够引起磁暴和加速粒子。由日冕物质抛射驱动的冲击加速的粒子可能对人类及其在太空中的技术结构构成危险。CME和HSS相关流相互作用区域产生的地磁风暴也会导致磁层内的粒子通电，这可能对磁层中运行的卫星产生严重影响。太阳耀斑是太阳磁能释放的另一个方面，主要特征是从无线电波到伽马射线的各种波长的电磁辐射突然增强。耀斑是造成电离层突然扰动和地球磁场迅速扰动的原因。在耀斑期间加速的非热电子可以发出强烈的微波辐射，可以淹没航天器和雷达信号。这篇评论文章总结了理解太阳变化和空间天气之间联系的主要里程碑。
2022-11-13 astro-ph.SR physics.space-ph
A Comparative Study of the Eruptive and Non-Eruptive Flares Produced by the Largest Active Region of Solar Cycle 24
研究了太阳活动区NOAA 12192的形态和磁场特征. AR 12192是第24太阳活动周中最大的区域，它经历了显著的增长，并在其盘通过过程中产生了6个X级耀斑，22个M级耀斑和53个C级耀斑。然而，这个AR最奇特的事实是，尽管它产生了几个X级耀斑，但它只与一个CME有关。本文对AR 12192产生的爆发性耀斑和非爆发性耀斑进行了比较研究。我们发现，水平磁场和洛伦兹力的突变和永久性变化的幅度显着较小的情况下的局限耀斑相比，爆发。我们介绍了AR 12192在其盘通过期间的区域演化。我们发现耀斑相关的形态变化是较弱的封闭耀斑，而爆发耀斑表现出快速和永久的半影区消失后远离磁中性线。此外，从外推的非线性无力磁场，我们研究了上覆日冕磁环境的喷发和非喷发区的AR。我们发现，临界衰减指数的发病环面不稳定性是在一个较低的高度超过爆发耀斑区域，比非爆发核心区。这些结果表明，上覆磁场强度梯度的衰减速率可能对决定AR的CME产能起决定性作用。此外，耀斑相关的磁特性的变化幅度被发现与太阳爆发的性质有很好的相关性。
2018-01-01 astro-ph.SR
Deflection of a Filament Eruption with Three Parallel Flare Ribbons via Reconnection at an X-Point
Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究通过磁流体动力学模拟分析了日冕丝喷射中复杂日冕丝带结构的形成机制及丝偏转的物理驱动因素，发现局部重联导致丝偏转，揭示了磁压梯度和磁张力力的作用。
2026-04-25 astro-ph.SR
Data-Constrained Magnetohydrodynamics Simulation of a Confined X-class Flare in NOAA Active Region 11166
通过数据约束的MHD模拟，研究NOAA 11166中受限X级耀斑起源，发现3D磁零点与QSLs处的重联驱动耀斑前活动及耀斑带形成，且无磁通量绳与锚定脊线解释其受限性，并揭示开放脊线零点重联触发远处喷流。
2025-01-19 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
Enigmatic Line Broadening During Solar Flares: Magnetic Field Broadening?
University of Michigan（密歇根大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；Catholic University of America（美国天主教大学）
针对太阳和恒星耀斑中观测到的金属谱线极端展宽现象，提出磁场分布P(B)∝B^{-3}可解释Mg II谱线翼展宽，高磁场尾端可达10^6 G，填充因子小于10^{-6}，并建议用光谱偏振观测验证。
2026-06-15 astro-ph.SR
Study on Precursor Activity of the X1.6 Flare in the Great AR 12192 with SDO, IRIS, and Hinode
虽然色球增亮被认为是耀斑的前兆现象，但它的物理性质及其对太阳耀斑爆发的贡献仍不清楚。许多研究表明，光球磁场的变化会引起大尺度日冕结构的不稳定。我们的目标是了解如何一个小的光球变化有助于耀斑，并揭示如何在前体阶段的中间色球行为。利用界面区成像光谱仪（IRIS）和日出/极紫外成像光谱仪（EIS）数据分析了2014年10月22日AR 12192中X1.6耀斑的前兆增亮。我们研究了一个具有强前体增亮的局部喷流，并比较了IRIS的C Ⅱ，Mg Ⅱ k，Si Ⅳ谱线和Hinode/EIS的He Ⅱ，Fe XII，Fe XV谱线的强度、多普勒速度和谱线宽度。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）分析了光球磁场和色球/日冕结构。我们发现了一个显着的蓝移（~ 100 km/s），这是有关的强前体增亮的特征磁场结构，蓝移在所有的温度下观察。这可能表明流动是由洛伦兹力加速的。此外，连接耀斑带足点的大规模日冕环在前体变亮并伴随蓝移之后就不稳定了。这表明在色球低层局部发生了磁重联，并触发了日冕中X1.6耀斑的磁重联。
2017-04-18 astro-ph.SR
Variations of the 3-D coronal magnetic field associated with the X3.4-class solar flare event of AR 10930
本文研究了10930活动区X3.4级耀斑的三维日冕磁场变化。日冕磁场数据是从Hinode卫星获得的光球矢量磁图中重建的，并使用我们以前工作中开发的非线性无力场外推法（He等人，2011年）。三维无力因子$α$、三维电流密度和三维磁能密度被用来分析日冕数据。$α$和电流密度的分布揭示了耀斑前具有强负$α$值和强电流密度的显著磁连通性。这种磁连通性沿着主极性反转线延伸，并被发现完全打破后耀斑。磁能密度的分布变化揭示了耀斑前后磁能的重新分布。在建模体积的较低空间中，磁能的增加占主导地位，并且在较高空间中，能量的减少占主导地位。与耀斑爆发成像观测结果的对比表明，磁连通性的破坏位置和能量密度增加最大值的位置与耀斑初始爆发的位置相吻合。我们的结论是，一个拥挤的积极$α$区出现在光球的原因打破的磁连接。提出了耀斑初始爆发的一种设想，即作用在磁连通性破坏点的孤立电流上的洛伦兹力抬升了相关的等离子体，导致初始喷射。
2016-05-02 astro-ph.SR
The F-CHROMA grid of 1D RADYN flare models
本文使用一维辐射流体力学代码 RADYN 模拟日冕环顶部电子束注入效应，通过改变总能量输入、能谱陡度及低能截止生成耀斑环模型网格，为社区提供色球能量平衡的详细模拟以支持观测对比。
2023-04-05 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection at Hyperbolic Flux Tube associated with a Confined Flare in NOAA Active Region 12268
Patna University（巴特那大学）；Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3), Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学计算通用代码应用研究所 (IAC3)）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
本文通过非力自由场反演确定了超双曲磁通管中的磁重联，揭示了其在NOAA 12268中受限M2.1级日闪中的关键作用。
2026-04-12 astro-ph.SR
Extrapolation of Three-dimensional Magnetic Field Structure in Flare-productive Active Regions with Different Initial Conditions
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛用作推断三维（3D）磁场结构的工具。在这项研究中，NLFFF计算相对于3D磁场的初始猜测的依赖性进行了研究。虽然以前的研究的大部分使用势场作为NLFFF建模的初始猜测，我们采用不同的恒定无力α的线性无力场作为初始猜测。这种方法使我们能够调查如何独特的磁场得到的NLFFF外推相对于初始猜测。在强磁场区，NLFFF外推对初始条件的依赖性较小。因此，尽管洛伦兹力集中在较低高度处，但较低高度处的磁场（$< 10$ Mm）往往受初始条件的影响较小（不同初始条件下的相关系数C>0.9）。
2020-06-08 astro-ph.SR
The eruption of a small-scale emerging flux rope as the driver of an M-class flare and a coronal mass ejection
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是太阳中最强大的爆炸。它们是潜在破坏性空间天气条件的主要来源。然而，其启动的可能原因仍然存在争议。利用BBSO NST的高分辨率观测资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的观测资料，我们观测到了一个大黑子附近出现的小尺度通量绳，它的爆发产生了M级耀斑和日冕物质抛射。静态非线性力自由场（NLFFF）外推以及日冕三维磁场动态演化的数据驱动MHD建模表明了小尺度磁绳的存在。在磁绳出现期间，观测到磁绳足点处的卫星太阳黑子旋转。与此同时，洛伦兹力、磁场能量、垂直电流和横向磁场在此阶段增加。来自磁通量出现和扭曲磁场的自由能足以为M级耀斑提供动力。这些观测首次呈现了从小尺度磁绳出现到太阳爆发产生的完整过程。
2017-07-01 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Null-point Reconnections and Coronal dimmings during the X2.1 flare in NOAA AR 11283
利用从光球矢量磁图外推的初始非无力磁场，模拟了活动区NOAA 11283的磁流体动力学。我们重点研究了2011年9月6日22：21 UT（SOL 2011 -09- 06 T22：21X2.1）前后发生的X2.1耀斑的磁零点处的磁重联，随后出现了环形耀斑带和日冕变暗。来自外推的初始磁场显示覆盖剪切拱状的三维（3D）零拓扑。在耀斑之前，由于初始的洛伦兹力，磁环上升，并在三维零重连接，导致膨胀和损失的约束等离子体，产生观察到的耀斑前日冕昏暗。此外，模拟的动力学文件的转移扭曲从拱廊上覆盖的环路，通过重新连接，开发一个通量绳。不平行的场线包括绳索和较低的拱廊，形成X型几何。重要的是，在三维零和X型几何的同时重联可以解释所观察到的圆形和平行耀斑带。在3D零值处的重新连接将闭合的内部脊柱场线变换为外部脊柱的开放场线。这些开放磁力线的足点对应于环形日冕变暗区，追踪穹顶。此外，磁通绳由于这些重连而分叉，这也导致产生开路磁场线。沿着开放场线的等离子体损失可以潜在地解释所观察到的日冕变暗。
2020-09-14 astro-ph.SR
The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick's Day Storm
第24太阳活动周中最大的磁暴是由一次快速的日冕物质抛射（CME）引起的，它与2015年3月15日发生在太阳活动区（AR）NOAA 12297的一次小型C9.1耀斑有关。本研究的目的是了解地球有效的巨大太阳爆发的启动机制。我们关注的是发生在暗条爆发的C9.1耀斑之前的C2.4耀斑。AR中的磁场结构很复杂：有几个细丝，包括爆发并导致CME的细丝。因此，我们仔细研究了光球磁场，在太阳大气中观察到的增亮，和三维日冕磁场外推的非线性无力场模型，使用数据从日出和太阳动力学天文台。我们发现了三个有趣的点：（1）在C2.4耀斑区域有一个紧凑但明显高度扭曲的磁场结构，由一个小的灯丝代表，在C2.4耀斑之前观察到一个微小的前体增亮。(2)C2.4耀斑区位于封闭场的足点附近，该足点阻止暗条爆发。(3)暗条在C2.4耀斑后突然爆发，并伴随着小暗条爆发。从我们的分析，我们认为，一个小的磁扰动，代表了微小的前体增亮时的C2.4耀斑是有关的触发巨大的灯丝喷发。
2019-02-13 astro-ph.SR
Photospheric Pore Rotation Associated with a C-class Flare from Spectropolarimetric Observations with DKIST
研究结合DKIST的ViSP/VBI高分辨率观测、Milne-Eddington反演与数据驱动模拟，发现C4.1耀斑期间反极性旋转小黑子上方存在类零点磁拓扑，且Lorentz力水平分量变化可能驱动其旋转。
2024-09-08 astro-ph.SR
