Peristaltic Pumping near Post-CME Supra-Arcade Current Sheets
超拱廊电流片附近的温度和密度的测量表明，未连接的场线上的等离子体可能会经历一定程度的“预热”和“预致密化”之前，他们的重新连接。片状重联模型允许加热和加速等离子体沿重联场线，但不提供一个机制，跨场线的热能的运输。在这里，我们提出了一个模型，其中一个重新连接的通量管缩回，变形的周围层的未连接的领域。变形产生收缩，作为蠕动泵，驱动等离子体沿着受影响的场线流动。在某些情况下，这些流动会导致冲击波，这些冲击波可以延伸到远未连接的区域，改变受影响区域的等离子体特性。这些发现对日冕的观测有直接的影响，特别是在爆发性太阳耀斑中电流片附近的高温和密度耗尽下降区或超拱廊下流形式的尾流等现象方面。
2013-08-23 astro-ph.SR
Filament Leg--Leg Reconnection as a Source of Prominent Supra-Arcade Downflows
我们报告2012年8月31日爆发的灯丝的腿和相关的突出的超拱廊下气流（P-SAD）的相互作用，由太阳动力学天文台上的大气成像组件观察。我们采用了一些图像处理技术来增强弱相互作用的功能。当灯丝爆发时，两条腿向外伸展。正极性腿也解开并分成两部分。第一部分撞上共轭（负极性）腿，将其撕裂。第二部分然后收敛到共轭腿的残余，之后两者都减弱并最终消失。所有这些事件的相互作用的相反取向的细丝腿之后出现的P-SAD，在磁盘上的投影被视为环顶，随着许多较弱的SAD。所有SAD之前都有热的超拱廊下行循环。这种观察到的演变是一致的三维rr-rf（腿腿）重联，爆发通量绳与自身重联。在我们的观测中，以及在一些模型中，发现这种几何形状的重联是持久的。它发挥了重要的作用，在爆发的灯丝的磁通绳的演变，并导致突出的超拱廊下降流。
2022-09-01 astro-ph.SR
Distribution Functions of Sizes and Fluxes Determined from Supra-Arcade Downflows
超拱廊下行流（SAD）的大小和通量的频率分布提供了有关其创建过程的信息。例如，可以预期分形创建过程产生尺寸和/或通量的幂律分布。我们检查了Savage和McKenzie对SAD的120个横截面积和磁通量估计，发现（1）面积符合对数正态分布，（2）磁通量符合对数正态分布和指数分布。这两组测量值都不符合幂律分布或正态分布。作为这些研究结果的适用性，以提高对重连的理解的演示，我们考虑一个简单的SAD增长的情况下，最小的假设，能够产生一个对数正态分布。
2011-06-22 astro-ph.SR
SADCat: A Catalog of Supra-Arcade Downflow Events in Solar Flares
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）
研究通过整理太阳动力学天文台大气成像组件拍摄的178次耀斑事件形成SADCat目录，对比有、无超拱廊向下流动（SAD）的耀斑X射线和日冕物质抛射（CME）特性，发现多种因素对SAD产生有影响。
2026-07-07 astro-ph.SR
Long-Duration Nonthermal Motions in the Supra-Arcade and Loop-Top Region During an Eruptive Solar Flare
该研究通过IRIS和SDO/AIA观测发现，X级耀斑缓变相期间弧顶上方和环顶区域存在持续的非热运动，可能源于磁重联产生的湍流，并有助于维持耀斑等离子体的高温。
2025-05-25 astro-ph.SR
Numerical simulation of dark lanes in post-flare supra-arcade
我们整合MHD理想方程来模拟耀斑后拱廊上的暗空洞向日移动结构。我们研究了内部等离子体不稳定性的发生和演化，与观测结果进行比较，并深入了解这些现象的物理过程和特征参数。数值方法采用有限体积Harten-Yee TVD格式积分一维1/2 MHD方程，该方程是专门为捕捉超音速流动间断而设计的。积分是在两个方向上进行的，即向阳的径向方向和磁场的横向方向。这是第一次，我们数值再现了Verwichte等人（2005）中描述的观测暗空洞。我们发现，黑暗的轨道是由反弹和干扰的冲击和膨胀波产生的等离子体真空，上游的初始缓慢磁声冲击产生的局部沉积的能量建模与压力扰动。相同的压力扰动产生横向的磁场或垂直的磁冲击引起的非线性波组成的扭结状等离子体空隙结构，具有相同的功能向阳下降的相速度和恒定性与高度的周期，由观测确定。
2009-09-30 astro-ph.SR
Thermodynamics of supra-arcade downflows in solar flares
上下文在太阳耀斑的渐变阶段，在临边附近经常观测到超拱廊下降流（SAD）。在对耀斑等离子体敏感的日冕发射线中，它们看起来像蝌蚪一样的黑暗空洞，与上方弥漫的扇形“薄雾”形成对比，流向定义明确的耀斑拱廊。目标。本文旨在研究SAD的热性质演化，揭示SAD的形成机制和物理过程。方法.我们仔细研究了几个选定的SAD从两个耀斑事件，并计算其差分发射措施（DEM），以及DEM加权温度使用的大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台获得的数据。结果我们的分析表明，SAD与DEM的大幅减少超过4 MK，这是1-3个数量级小于周围的阴霾，以及SAD通过之前或之后的区域，但与安静的日冕。在AIA数据中没有证据表明SAD相关的热等离子体（> 20 MK）的存在，DEM的减少不会导致DEM分布以及DEM加权温度的任何显着变化，这支持SAD是密度耗尽的想法。这种抑郁症在DEM迅速恢复后的SAD研究，一般在几分钟内，这表明他们是离散的功能。此外，我们发现，SAD在一个事件的时空与耀斑后环沿耀斑拱廊的连续形成。
2017-06-16 astro-ph.SR
Thermodynamical Evolution of Supra-Arcade Downflows
超拱廊下流（SAD）是黑暗的，泪滴状的功能下降到耀斑拱廊。它们被认为是磁重联的结果，但SAD的详细形成机制及其与耀斑能量释放的关系尚不清楚。在这项工作中，我们探讨了在2011年10月22日的临边耀斑的SAD的光谱特性，使用的观测太阳动力学天文台/大气成像组件和改进的差分发射测量（DEM）技术。识别了SAD周围的不同加热事件，并计算了等离子体加热的传播速度。第一次加热事件开始于在高于5 MK的温度下增加排放测量，在第一次研究的SAD到达之前约2.8分钟。它的传播速度约为140公里/秒，比SAD的速度稍快。然而，其他两个事件具有超过700 km/s的快速传播速度。我们猜想第一次加热事件可以用绝热压缩来解释，但其他加热事件可能有不同的原因。此外，我们观察到SAD可以推开周围的尖峰。SAD的形成进一步解释的基础上斑片状和突发性的磁重联，重联流出可能会推开周围的等离子体，并留下黑暗的车道背后。DEM结果的可靠性，加热和冷却机制，和其他SAD的解释进行了讨论。
2020-07-22 astro-ph.SR
Simulation of descending multiple supra--arcade reconnection outflows in solar flares
在Savage，McKenzie和Reeves最近的AIA观察之后，我们重新审视了我们在以前的论文中提出的场景。我们已经表明，向阳，一般黑暗的等离子体功能起源于上述posteruption耀斑弧是一致的情况下，等离子体空隙（我们确定为超-弧重联流出，SARO）产生反弹和干扰的冲击波和膨胀波上游的初始局部沉积的能量，这是准直在磁场方向。本文分析了SARO的多重产生和相互作用，以及它们的个体结构，使它们在运动时具有相对稳定的特征。我们比较我们的结果与观察和其他作者提出的方案。
2012-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Waiting Time Distribution of Supra-Arcade Downflows
本研究分析7个耀斑中拱形上方下流的等待时间分布，发现其符合幂律或对数正态分布，排除线性随机过程，表明非线性机制耦合驱动重联出流。
2025-07-22 astro-ph.SR
Thermodynamic Evolution of Solar Flare Supra-arcade Downflows
太阳耀斑是一种快速的能量释放现象，分别表现为色球层中的亮带和日冕中的高温环。超拱廊下行流（SAD）是首先出现在耀斑环上方的等离子体空洞，然后在耀斑的衰变阶段迅速向耀斑环顶部移动。在我们的工作中，我们研究了三次耀斑中出现的20个SAD。通过差分排放量（DEM）分析，计算了南亚热带气旋锋面和主体的DEM加权平均温度和排放量（EM）。结果表明，在SAD向下流动的过程中，SAD锋面和主体的温度有升高的趋势。SAD锋面和主体的压力与温度的关系均符合绝热方程，说明SAD的加热主要是由绝热压缩引起的。此外，我们还估计了SAD的速度通过傅立叶局部相关跟踪（FLCT）的方法，发现SAD锋面的温度的增加与SAD的动能的减少呈现相关性，而SAD体不，这意味着粘性过程也可以加热SAD锋面，尽管有限的作用。
2021-07-20 astro-ph.SR
MHD simulations of coronal supra-arcade downflows including anisotropic thermal conduction
日冕上拱廊下降流（SAD）观察到黑暗的尾迹下降到热湍流扇形区域。由于这些风扇区域中的大的温度值和梯度，热传导应该非常有效。虽然已经提出了几种模型来解释SAD的触发和演变，但这些情景都没有系统地考虑热传导。因此，我们完成这一任务数值模拟在此框架内的SAD的演变。也就是说，SAD被认为是由扰动热扇中的下行突发局部重联事件触发的非线性波形成的空洞（亚致密）空腔。我们产生一个适当的湍流风扇，通过搅拌力，允许控制的能量和涡度输入的介质中SAD的发展。我们包括各向异性热传导和考虑等离子体的性质与观察一致。我们的目的是研究是否有可能防止SAD消失的热扩散。我们发现，这将是这种情况下，取决于湍流参数。特别地，如果磁场线能够包围空隙腔，则将它们与热环境热隔离。能够产生开尔文-亥姆霍兹型不稳定性的速度剪切扰动有助于产生磁岛，延长SAD的寿命。
2017-03-16 astro-ph.SR
Secondary Rayleigh-Taylor type Instabilities in the Reconnection Exhaust Jet as a Mechanism for Supra-Arcade Downflows
超拱下降流（以下简称SAD）是低排放，细长，手指状的功能，通常观察到的活动区日冕以上的爆发后耀斑拱。观测显示向下移动的SAD与明亮的向上移动的尖峰交织在一起。而SAD是黑暗的空洞，尖峰是更明亮，更密集的结构。虽然SAD已经被观察了几十年，但SAD的形成机制仍然是一个悬而未决的问题。在我们的三维电阻磁流体动力学模拟中，我们证明了二次瑞利-泰勒型不稳定性发展的下游区域的重联电流片。这种不稳定性导致形成类似SAD的低密度相干结构和看起来像尖峰的高密度结构。模拟结果和观测结果之间的比较表明，二次瑞利-泰勒型不稳定性的排气中的重连电流片提供了一个合理的机制，观察到的SAD和尖峰。
2014-06-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Estimating the coronal supra-arcade downflows radio emission: from centimetre through submillimetre wavelengths
超拱廊下行流（SAD）是一种罕见的、不透明的结构，主要在EUV和软X射线频率下通过日冕下降。从它们的物理特性，SAD已被解释为空洞（次致密）气泡，并与长期爆发耀斑期间的磁重联过程。在这项工作中，我们使用数值MHD模拟计算通量密度图，这是卷积与望远镜光束合成图像的目的是评估预期的SAD发射在无线电波长，并提出观测策略，包括可以使用的仪器。我们假设发射是热韧致辐射从一个完全电离的等离子体没有任何明显的回旋共振的贡献，因为磁场的数量级~10 G。我们发现SAD辐射在[10-1000] GHz范围内应该是光学薄的，空间积分通量应该大于1 μ J。因此，我们的结论是，在[0.5-1000] GHz之间的射频观测SAD是可行的，与目前的仪器。此外，由于发射在很大程度上是光学薄的，因此通量密度与温度、密度和视线深度成比例，并且当与EUV和软X射线图像组合时，可以允许SAD的更好的密度和温度确定。
2022-03-02 astro-ph.SR
On the Nature of Candle-Flame-Shaped Solar Flares and Sub-Alfvénic Supra-Arcade Plasma Downflows
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文通过三维磁流体动力学模型研究了烛火焰状日冕暴中磁拓扑变化与等离子体下行流速度的关系，揭示了Y点与可见尖端不一致以及下行流速度低估的问题。
2026-06-03 astro-ph.SR
Statistical Investigation of the Kinematic and Thermal Properties of Supra-arcade Downflows Observed During a Solar Flare
超拱状下降流（SAD）是极紫外或X射线观测中观测到的向重联后耀斑环下降的暗结构，与太阳耀斑期间的磁重联密切相关。由于缺乏对单一耀斑中SAD的统计研究，SAD在耀斑过程中的运动学和热性质演化至今仍不清楚。在这项工作中，我们确定了81 SAD的耀斑，发生在2013年5月22日使用的观测大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。记录每个SAD的运动学特性，包括出现时间、高度、投射速度和加速度。我们发现耀斑期间SAD的出现高度变大，这可能是由于等离子体片底部的抬升。在耀斑衰减阶段，SAD主要出现的区域从北侧向南侧移动，可能与南侧的二次喷发有关。大多数SAD的轨迹可以用一个或两个减速过程来拟合，而一些特殊的SAD在下降过程中具有正加速度。对于热特性，我们选择了54个SAD，其前部和身体在整个下降过程中可以与周围环境清楚区分，以进行差分发射测量分析。结果表明，SAD锋面和体的温度在下降过程中呈上升趋势，密度与温度的关系表明，SAD锋面和体的加热主要是由绝热压缩引起的。
2022-08-31 astro-ph.SR
Supra-arcade downflows in an extensive fan associated with a giant quiescent solar filament eruption
本研究利用Hinode XRT观测分析了2023年巨型宁静暗条爆发中广阔扇形结构内的拱顶上方下行流（SADs），发现其宽度远大于活动区耀斑中的SADs但速度相似，印证了Rayleigh-Taylor不稳定性模型，并表明不同爆发间存在相似的磁重联机制。
2025-09-12 astro-ph.SR
Statistical Investigation of the Widths of Supra-arcade Downflows Observed During a Solar Flare
本研究通过统计一次耀斑中81个耀斑弧顶下沉流的宽度，结合多卫星观测的三维重建与热性质分析，揭示了其宽度演化规律及环境影响机制，证实不同初始宽度的下沉流起源一致。
2023-04-22 astro-ph.SR
Investigation on the Spatiotemporal Structures of Supra-Arcade Spikes
伴随日冕物质抛射（CME）的垂直电流片是耀斑能量释放和CME通过磁重联形成的关键场所。由于它与二维"标准“图像的形态相似性，人们常从侧面观察，但其三维结构只有从侧面观察才能揭示，因此，所谓的超拱区的结构和动力学包含着研究耀斑和日冕物质抛射物理过程的重要线索。在这里，我们专注于超拱廊尖峰（SAS），解释为观察侧上，研究其时空结构。通过识别四个选定耀斑的衰变阶段期间的每个单独尖峰，其中相关的CME被近地航天器穿过，我们发现尖峰的宽度是对数正态分布，而整个超拱EUV发射的傅立叶功率谱，包括明亮的尖峰和黑暗的下行流以及漫射背景，是幂律分布，在空间频率$k$或时间频率$ν$方面，其反映了碎片的碎片化。我们证明了由柯尔莫哥洛夫湍流主导的日冕发射线强度观测将显示出$E(k)\sim k^{-13/3}$或$E(ν)\sim ν^{-7/2}$的功率谱，这与我们的观测结果是一致的。通过比较太阳黑子的数量和ICME产生的磁力线的匝数，我们发现三个事件的$\sim\,$轴长一致，在内日层CME速度为1000 km/s，但第四个事件的轴长要长得多，其CME速度为1500 km/s，这表明该ICME是扁平的，当航天器穿过它的腿时，它的“鼻子”已经完全通过了地球。
2021-06-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Simulation of dark lanes in post--flare supra--arcades
Costa et al.（2009）和Shulz et al.（2010）首次使用两个1.5D的模拟，我们在数值上重现了Verwichte et al.（2005）描述的观测暗流。我们表明，黑暗的轨道可以解释为热等离子体真空上游产生的一个缓慢的磁声冲击波所产生的局部沉积的能量。在这项工作中，我们表明，整体二维结果与观测行为一致。然而，他们显示出轻微的变化的特征参数相对于那些以前发现的。此外，我们确认定性的行为发现在以前的文件，即对于一个给定的数值域的扭结状结构的周期是一个函数的磁场强度：较大的周期与较低的磁场强度。与1D结果相反-其中由于其专门的波导作用，向阳动态与磁场强度无关-在2D模拟中，对于较大的磁场值，向阳速度较大。这可以解释为低日冕等离子体将能量沉积准直到磁场方向的能力。低密度和高温等离子体腔的运动特征一致，具有比邻近介质更大的结构参数β的内部值。因此，空洞似乎是一个整体的非线性相互作用的冲击和波等离子体上下文的出现结构比空洞的等离子体磁结构的环路。
2011-01-18 astro-ph.SR
Re-interpretation of Supra-Arcade Downflows in Solar Flares
在耀斑活动区的暗条喷发之后，在喷发后形成的拱廊上方经常可以看到向日流动的空洞。这些超拱廊下行流（SAD）最初是使用Yohkoh上的软X射线望远镜发现的，现在是极紫外（EUV）和软X射线日冕成像仪和光谱仪（例如TRACE，SOHO/SUMER，Hinode/XRT，SDO/AIA）的预期观测。在AIA运行之前进行的观测表明，这些等离子体空洞（与电流片相关的明亮高温等离子体形成对比）是从日冕高处的重联点缩回的真空通量管的横截面。AIA的131、94和193埃通道提供的高温成像，加上快速的时间节奏，可以对空隙进行前所未有的仔细检查。对于2011年10月22日发生的耀斑，我们提供的证据表明SAD不是相对较大的真空通量管的横截面，实际上是尾流（即，低密度的拖尾区域）由更细的管的收缩产生。这种重新解释是对SAD的基本理解的重大转变，因为曾经被认为可识别为收缩环本身的特征现在似乎是环通过超拱廊等离子体的“副作用”。鉴于以前的测量结果归因于收缩环的特性，而不是属于他们的唤醒，我们讨论了这种新的解释对以前的参数估计的影响，和重连理论。
2012-02-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
On the Cause of Supra-Arcade Downflows in Solar Flares
超拱廊下降流（SAD），黑暗的低密度区域也被称为蝌蚪，在太阳耀斑期间向日传播的模型，提出。有人认为，低密度区的流动通道雕刻的向阳方向的流出射流从重联。由于日华是分层的，因此耀斑区的等离子体密度比下面的拱廊区低。当喷流穿透拱廊时，它们划出了等离子体密度耗尽的区域，这些区域看起来像SAD。目前的解释不同于以往的模型，在重联是本地化的空间，而不是在时间。重连在时间上是连续的，这解释了为什么SAD不是从后面填充的，因为如果它们是由孤立的下降通量管或它们后面的尾流引起的，则是由于时间上的突发重连。重连是局部的空间，因为在标准的二维重连模型中的流出射流在正常（流入）方向上扩大与重连网站的距离，这将不会产生薄的SAD观察。相反，流出射流在空间局部三维重联与平面外（引导）磁场扩展主要在平面外的方向，并保持准直的正常方向，这是与观察到的SAD薄。与平面外（引导）磁场的重联的二维原理验证模拟证实了类似SAD的耗尽区的产生和密度分层的必要性。三维模拟证实，局部重联保持准直。
2013-09-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Reconnection Outflows and Current Sheet Observed with Hinode/XRT in the 2008 April 9 "Cartwheel CME" Flare
已经用Yohkoh/SXT（软X射线（SXR））、TRACE（极紫外线（EUV））、SoHO/LASCO（白光）、SoHO/SUMER（EUV光谱）和Hinode/XRT（SXR）观察到了超拱廊下行流（SAD）。低发射率和轨迹，如他们到达拱廊的顶部缓慢的特点是一致的后重联磁通量管从一个重联网站收回高的日冕，直到他们达到一个较低的能量磁配置。从垂直的角度看，SAD应该表现为收缩的环，而不是向下流动的空洞。我们目前的XRT观测超拱道下降环（SADLs）后，日冕物质抛射（CME）在2008年4月9日，并表明，它们的速度和减速是一致的SAD确定的。我们还提出了一个可能的电流片在此耀斑期间观察到的耀斑拱廊和CME之间延伸的证据。此外，我们显示了与XRT观察到的重连接流出和与LASCO观察到的流出之间的关联。
2010-08-14 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Supra-Arcade Downflows
本研究通过Hinode EIS和SDO观测2022年M级耀斑中的SADs，首次测量其Fe XXIV多普勒速度、非热速度及电子温度，构建三维速度剖面发现高空终止激波证据，并探测到无强度变化的“隐形”SADs。
2025-05-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Temperature and differential emission measure evolution of a limb flare on 13 January 2015
本研究针对2015年1月13日M5.6级边缘耀斑，利用SDO/AIA观测与DEM重建方法，发现日冕环和SAF冷却时间长于Cargill模型预测，SADs温度特征独特且密度更低，推测缓变阶段持续加热导致冷却延长。
2024-06-19 astro-ph.SR
Observations of Reconnecting Flare Loops with the Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
太阳耀斑中磁重联作用的最有力证据也许来自于在许多耀斑后环弧上方观测到的超弧弧下流。这些下降流被认为与高度非电势的场线有关，这些场线已经重新连接并远离电流片传播。我们提出了新的观测超拱廊下行流与大气成像组件（AIA）的\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）。AIA观测到的下行流的形态和动力学特征为磁重联在太阳耀斑中的作用提供了新的证据。有了这些新的观测结果，我们能够测量比以前的研究更大高度的下行流。然而，我们发现，在这里测量的初始速度（$\sim$ 144\，km s $^{-1}$）是远远低于阿尔夫{é}n速度预期在较低的日冕，与以前的结果是一致的。我们也没有发现任何证据表明下降流随着时间的推移而变亮，正如色球蒸发所预期的那样。这些观测结果表明，简单的二维模型不能解释太阳耀斑的详细观测。
2011-09-12 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
Plasma Heating Induced by Tadpole-Like Downflows in the Flaring Solar Corona
作为太阳系中最壮观的能量释放事件之一，太阳耀斑的能量来源通常是日冕中的磁重联。由于重联过程后磁场拓扑的重新排列，常常形成一系列新的环状磁结构，称为耀斑环。一个热的扩散区，由大约5-10 MK等离子体组成，也被观察到以上的环路，被称为超拱廊风扇。通常，黑暗的，蝌蚪状的结构被认为是通过明亮的超级拱廊风扇下降。目前还不清楚这些所谓的超拱廊下行流（SAD）在加热燃烧的日冕等离子体中扮演什么角色。在这里，我们展示了一个独特的耀斑观测，许多SAD与耀斑环碰撞，并强烈加热环到10-20 MK的温度。这些相互作用中的几个产生了清晰的准周期性增强的全太阳集成的软X射线发射的签名，提供了一个替代的解释，通常在太阳和恒星耀斑期间观察到的准周期性脉动。
2021-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
Height and Energy Evolution of X-ray Double Sources in a Solar Flare
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；University of Graz（格拉茨大学）；Zhejiang Wenzhou High School（浙江省温州中学）
研究日闪中X射线双源的高度与能量演变，揭示衰减阶段能量释放的时空复杂性。
2025-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Drifting Pulsation Structure at the Very Beginning of the 2017 September 10 Limb Flare
漂移脉动结构是太阳耀斑爆发初期观测到的重要射电精细结构。有人认为，DPS携带着太阳耀斑能量释放过程的重要信息。我们研究了2017年9月10日在微波，EUV和X射线观测提供的空间和光谱诊断背景下在X8.2级耀斑中观察到的DPS。我们描述的DPS和它的子结构，观察到的第一次。我们使用一种新的小波技术来揭示DPS的特征周期及其频带。比较这个DPS中发现的脉动周期与以前的DPS中发现的脉动周期，我们发现新的非常短的周期在0.09-0.15秒的范围内。我们目前的EOVSA图像和光谱的微波源观测期间的DPS。这个DPS在其最开始时具有两个频带（1000-1300 MHz和1600- 1800 MHz）中的脉动，这两个频带通过快速漂移突发相互连接。我们表明，这些双带脉动开始的时刻，当喷出的灯丝分裂在撕裂运动的位置，其中一个签名的耀斑电流sheetlater出现。使用标准耀斑模型和以前的观测DPS，我们解释这些双带脉动作为超热电子的射电签名被困在上升的磁绳和耀斑拱廊的时刻，耀斑磁重联开始。结果进行了讨论的情况下，在上升的磁绳的等离子体团。
2020-03-26 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Role of magnetic arcades in explaining the puzzle of the gamma-ray emission from the solar disk
本研究提出低光球层闭合磁弧结构影响银河系宇宙射线产生太阳盘面伽马射线，利用PLUTO代码数值模拟质子轨迹，成功重现了Fermi-LAT和HAWC观测的能谱特征及各向同性辐射，揭示了闭合磁场在塑造太阳盘面伽马射线辐射中的关键作用。
2024-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of the Formation, Development, and Structure of a Current Sheet in an Eruptive Solar Flare
我们介绍了一个结构的AIA观测，我们解释为与2014年2月25日发生在NOAA活动区11990的X4.9耀斑和日冕物质抛射相关的电流片。我们描述了当前片的属性，发现片仍然是几千公里厚的事件的持续时间的大部分顺序，其温度一般介于$8-10\,\mathrm{MK}$。我们还注意到其他现象的存在被认为是与电流片中的磁重联，包括超拱廊下降流和收缩环。我们估计，在事件期间的重新连接率为$M_{A} \approx 0.004-0.007$，该值与模型预测一致。最后，我们讨论了这一事件的影响重新连接为基础的喷发模型。
2016-10-21 astro-ph.SR
Non-thermal Sources from Stereoscopic Hard X-ray and Earth-based Microwave Observations in a Data-Constrained Magnetohydrodynamic Simulation
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学艺术大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）
通过立体HXR和微波观测约束MHD模拟，分析2024年10月1日X7.1耀斑，发现非热环顶源高度与模拟一致，二次微波源对应南向等离子体抛射形成的电流片，其低能截止更高。
2026-06-29 astro-ph.SR
Energetic Electron Distribution of the Coronal Acceleration Region: First results from Joint Microwave and Hard X-ray Imaging Spectroscopy
位于亮耀斑弧段上方的非热源，被称为“环顶上方”源，通常被认为是主要太阳耀斑中的初级电子加速场。2017年9月10日的X8.2临边耀斑具有这样一个环顶以上的源，它分别由扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）和RHESSSI（RHESSI）在微波和硬X射线（HXR）中观测到。通过结合微波和HXR成像光谱观测与多滤波极紫外和软X射线成像数据，我们推导出这个源的高能电子分布在一个广泛的能量范围从$<$ 10 keV到$\sim$ MeV的早期脉冲阶段的耀斑。最佳拟合电子分布由来自$\sim$ 25 MK等离子体的热“核心”组成。同时，一个非热幂律“尾”在$\sim$ 16 keV处加入热核心，光谱指数为$\sim$ 3.6，在高于$\sim$ 160 keV时分解为$>$ 6.0。此外，时间分辨分析表明，以上的断裂能量的电子分布迅速硬化的光谱指数从$>$ 20下降到$\sim$ 6.0在20 s内，或小于$\sim$ 10阿尔文交叉时间的来源。这些结果提供了强有力的支持以上的环顶源的主要网站，其中正在进行的大量加速的高能电子发生在耀斑能量释放的早期。
2021-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multipoint study of the rapid filament evolution during a confined C2 flare on 28 March 2022, leading to eruption
本研究通过多点观测分析2022年3月28日AR 12975区受限C2耀斑的暗条演化，提出环-环重联机制解释暗条断裂重组及长通道形成，揭示系绳切割过程与后续M4耀斑爆发的关联。
2024-07-10 astro-ph.SR
