Modeling Repeatedly Flaring $δ$ Sunspots
根据加利福尼亚州威尔逊山天文台的规则，根据其拓扑结构的复杂性，将太阳表面出现的活动区（AR）分为$α$、$β$、$γ$和$δ$。其中，$δ$ -太阳黑子是已知的超级活跃，并产生最多的X射线耀斑。在这里，我们通过模仿上层和日冕来模拟太阳，但从一个比任何早期治疗更原始的阶段开始。我们发现，这个初始状态组成的只有一个薄的次光球磁片打破成多个通量管，演变成一个碰撞合并系统的表面出现时，极性相反的斑点，类似于那些经常看到的太阳。模拟继续产生许多奇异的$δ$ -太阳黑子相关的现象：在典型的太阳耀斑能量释放和喷射螺旋通量绳嵌入冷密等离子体细丝类似太阳日冕物质抛射的范围内重复耀斑。
2016-03-08 astro-ph.SR
High resolution He I 10830 Å narrow-band imaging of an M-class flare. I - analysis of sunspot dynamics during flaring
本文报道了2012年7月5日对一个M1.8级双带耀斑进行高分辨率He\，\textsc{i} 10830窄带成像（带通：0.5）的第一步结果。这次耀斑是由大熊太阳天文台的1.6米口径新太阳望远镜观测到的。对于这个独特的数据集，首次分析了耀斑期间的太阳黑子动力学。通过直接对上色球层成像，运行的半影波被清楚地看作是本影闪光的向外延伸，两者在10830窄带图像中都采取吸收的形式。从耀斑带和黑子之间的狭缝所形成的时空图像中，我们发现耀斑后的本影闪光和半影波的暗带明显加宽。最显著的特征是当带状物扫入太阳黑子的半影和本影区域时，带状物内突然出现振荡的吸收带。在每次振荡期间，向外传播的本影闪光和随后的半影波冲出到向内扫掠的带中，随后吸收带以类似的速度返回。我们尝试性地解释这种现象的结果，在该地区的太阳黑子正氦原子的密度突然增加被激发耀斑的EUV照明。这个解释是基于观测到的，在耀斑期间，太阳黑子区域周围的10830吸收增强了。然而，问题仍然是开放的，我们需要进一步精心设计的观测，以调查耀斑期间太阳黑子动力学的行为。
2016-10-28 astro-ph.SR
Horizontal flow fields observed in Hinode G-band images III. The decay of a satellite sunspot and the role of magnetic flux removal in flaring
耀斑活动区NOAA 10930提供了一个发展中的三角洲黑子和一个相反极性的衰变卫星黑子。本研究的目的是描述卫星太阳黑子的光度衰减及其周围光球和色球水平自行的演变。我们应用当地的相关跟踪技术，以16小时的时间序列的日出G波段和CAIIH图像和研究的水平自行在附近的卫星太阳黑子在2006年12月7日。解相关时间计算，以衡量强度和流量图中的太阳功能的寿命。我们观察到剪切流在卫星太阳黑子的主要本影核心。一旦半影消失，这些流动就消失了。这种缓慢的半影衰变在11小时内的平均速率为152 Mm 2/天。从自相关分析得到的强度特征的典型寿命对于颗粒化为3- 5分钟，对于G带亮点为25- 3 - 5分钟，对于半影、阴影和孔为200- 235分钟。长寿命强度特征（即，主要的本影核心）与黑子北部的长期流动特征无关，在那里，通量消失、缓慢衰减的半影和高达1公里/秒的持续水平流动都有助于黑子的侵蚀。最后，磁场拓扑结构的重组是一个同源的M2.0耀斑的原因，它与前一天的X6.5耀斑有许多共同的特征。尽管三角洲斑点在耀斑中的突出作用，我们得出结论的基础上，卫星黑子的分解，周围流场的演变，和M2.0耀斑的时间，消失的磁通量在衰变的卫星黑子中发挥了工具性的作用，触发同源M2.0耀斑和一个小的H α灯丝的爆发。
2012-07-26 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
Flaring Solar Hale Sector Boundaries
磁场以及耀斑和微耀斑的发生强烈集中在每个太阳半球的这一部分（海尔边界）附近，在那里，磁扇区极性的变化与活动区中领先和追随的太阳黑子极性之间的变化相同。
2010-10-15 astro-ph.SR
The unusual minimum of sunspot cycle 23 a consequence of Sun's meridional plasma flow variations
过去四个世纪的直接观测表明，在太阳表面观测到的太阳黑子数量周期性变化，经历连续的最大值和最小值。在第23个太阳黑子周期之后，太阳进入了一个长期的极小期，其特征是极磁场非常弱，并且异常多的日子没有太阳黑子。太阳黑子是强磁化区域，由发电机机制产生，该机制通过等离子体流重新产生太阳极场。在这里，我们报告的结果，从运动发电机模拟表明，在一个周期的前半部分，一个快速的纬向流，其次是一个较慢的流量在后半部分，再现了太阳黑子周期23 -大量的一尘不染的日子和一个相对较弱的极场的最小值的特性。我们的模型预测，在一般情况下，非常深的极小值与弱极场。太阳黑子支配太阳辐射能量和无线电通量，并与极场，调制的太阳风，日光层开放通量，因此在地球上的宇宙射线通量，因此，我们的研究结果提供了一个因果关系之间的联系，太阳内部动态和这些日光层强迫参数的非典型值在最近结束的太阳极小期。
2013-03-02 astro-ph.SR
Rapid Disappearance of Penumbra-Like Features Near a Flaring Polarity Inversion Line: The Hinode Observations
我们观测到耀斑区极性反转线附近的半影状特征。PIL位于活动区的护城河边界（NOAA 10960）。PLFs在形态上与太阳黑子半影相似，但面积较小，约为6 $\times10^{7}$ km $^{2}$，与太阳黑子或太阳黑子孔隙不相关。我们观察到一个C1.7级耀斑后，PLF的快速消失，这发生在PIL附近。这些特征的局部相关跟踪（LCT）显示了远离PLF端点的水平流的存在，类似于在规则太阳黑子周围发现的径向向外流，这也被称为护城河流。在RHESSI观测中发现了与PLF位置一致的硬X射线发射，这表明耀斑的发生与PLF的衰变之间存在空间相关性。由日野分光偏振仪SOT/SP观测得到的耀斑前后的矢量磁场表明，耀斑后磁场的水平分量和垂直分量都发生了显著变化。耀斑间隔中磁场的两个分量的减弱表明，在耀斑间隔期间发生了PLF中磁场的快速消除和/或淹没。
2012-05-15 astro-ph.SR
Applying the weighted horizontal magnetic gradient method to a simulated flaring Active Region
在这里，我们测试加权水平磁梯度（$WG_M$）作为耀斑的前兆，介绍了Korsos等。（2015，ApJ，802，L21），通过将其应用于类太阳耀斑的磁流体动力学（MHD）模拟，Chatterjee et.（2016，Physical Review Letters，116，10，101101）。在模拟的$δ$型黑子中，研究了耀斑前$WG_M$的演化和不同高度上相反极性黑子面积加权重心间距离参数的行为。这个太阳黑子发出四个耀斑。我们发现了光球层以上的最佳高度，其中的耀斑前兆的$WG_M$方法是可识别的每个耀斑之前。这些最佳的高度同意相当不错的耀斑发生的高度，确定从他们的热和欧姆加热签名的分析在模拟中。我们还从每次耀斑前极性相反的质心的接近-后退运动的持续时间估计了耀斑的预计爆发时间。在相应的最佳高度上，每个耀斑的估计开始时间和实际发生时间是一致的。该数值试验进一步支持了基于$WG_M$方法的耀斑前兆的应用。
2018-04-27 astro-ph.SR
Flare Forecasting Using the Evolution of McIntosh Sunspot Classifications
大多数太阳耀斑起源于太阳黑子群，那里的磁场变化导致能量积累和释放。然而，很少有耀斑预测方法使用太阳黑子群演化的信息，而不是专注于静态的时间点观测。本文提出了一种新的基于麦金托什黑子群分类24小时演化的预报方法。演化相关的$\geqslant$ C1.0和$\geqslant$ M1.0耀斑率被发现从NOAA编号的太阳黑子群在1988年12月至1996年6月（太阳周期22; SC 22）之前转换为概率假设泊松统计。这些耀斑的概率是用来产生业务预测太阳黑子群在1996年7月至2008年12月（SC 23），与验证指标的性能研究。主要调查结果如下：i）考虑到$\geqslant$ C1.0耀斑的Brier技能评分（BSS），（$\text{BSS}_{\text{evolution}}=0.09$）比静态McIntosh-Poisson方法性能更好（$\text{BSS}_{\text{static}} = -0.09$）; ii）低BSS值部分来自两种方法根据SC 22速率过度预测SC 23耀斑，SC23中$\geqslant$的症状性C1.0发生率平均为SC22中$\approx$的80%（其中$\geqslant$ M1.0为$\approx$ 50%）; iii）施加偏见-在预报SC23耀斑时，使用一个校正因子来降低SC22的发生率，这两种方法相对于气候学而言，在技巧上都有适度的…
2018-05-02 astro-ph.SR
Sudden Photospheric Motion and Sunspot Rotation Associated with the X2.2 Flare on 2011 February 15
日震和磁成像仪提供45秒的节奏强度图像和720秒的节奏矢量磁图。这些前所未有的高节奏和高分辨率数据为我们提供了一个独特的机会来研究与耀斑相关的光球流和太阳黑子旋转的变化。分别采用微分仿射速度估计方法和傅立叶局部相关跟踪方法，计算了2011年2月15日NOAA AR 11158耀斑期间光球流的速度和涡度，并研究了X2. 2耀斑前后光球流的时间演化.结果表明，在耀斑的脉冲阶段，耀斑磁极性反转线附近的剪切流突然减小，两个主黑子的自转运动都发生了突变。这些结果在Hudson等人（2008）和Fisher等人（2012）提出的洛伦兹力变化的背景下进行了讨论。这一机制可以解释光球矢量磁场的快速不可逆变化与观测到的耀斑短期运动之间的联系。特别地，由水平洛伦兹力变化提供的扭矩与所测量的角加速度所需的一致。
2014-01-30 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
An Unusual Velocity Field in a Sunspot Penumbra
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理莱布尼茨研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Hansa-Gymnasium（汉萨中学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测站，物理研究实验室）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
研究发现活跃区域中持续的磁流体涌现导致了相反方向的流动侵入现有太阳黑子的日珥边缘。
2025-11-17 astro-ph.SR
Testing and Improving a Set of Morphological Predictors of Flaring Activity
有效预测太阳耀斑依赖于量化太阳活动区爆发能力的参数。在文献中已经提出了几个这样的定量预测，推断主要是从光球磁图和/或白光观测。其中两个是伊辛能量和总水平磁场梯度之和。前者是从视线磁图发展而来的，而后者则利用太阳黑子探测和特征，以连续图像为基础。旨在包括这些参数的自动预测方案，我们测试它们的适用性定期光球磁场观测所提供的日震和磁成像仪（HMI）仪器板载太阳动力学天文台（SDO）。我们测试他们的效率作为预测的耀斑活动的一个有代表性的样本的活动区域，并调查可能的修改这些数量。伊辛能量似乎是一个有效的预测，如果它被修改来描述相互作用的磁分区或太阳黑子本影的效率甚至提高。水平磁场梯度的总和似乎比我们在本文中实现的伊辛能量的三个变化稍微更有希望。新的预测也比较了两个非常有前途的预测：有效连接的磁场强度和总的无符号非中和电流。我们的分析表明，形态预测的效率依赖于投影效果在一个非平凡的方式。所有四个新的预测被发现有用的列入自动耀斑预报设施，如耀斑可能性和区域喷发预测（FLARECAST），但他们的效用，除其他外，最终将确定的验证工作正在进行的框架内的FLARECAST项目。
2018-07-17 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
On flare predictability based on sunspot group evolution
Korsós等人介绍的预测方法。（2014）从两个相反极性点之间定义的水平磁梯度（GM）推广到靠近活动区域的磁中性线的适当定义区域内的所有点。这种新的方法不限于在以前的方法中搜索两个单点的最大GM。相反，通过引入加权水平磁梯度（W_GM）来捕获黑子群演化的耀斑前条件。这一新的代理使预测耀斑的潜力强于M5。改进的能力包括（i）预测耀斑发作时间和（ii）评估耀斑之后是否在约18小时内发生另一事件。发现这里的发病时间的预测更准确。在会聚运动的持续时间和相反极性的斑点群从最接近位置的时刻到耀斑爆发时刻所经过的时间之间建立了线性关系。另一个有希望的关系是在多次燃烧的情况下，在燃烧前的W_GM的最大值和初始燃烧开始时刻的W_GM值之间。我们发现当WGM减小约54%时，就没有第二次耀斑。然而，如果当W_GM降低小于42%时，则可能存在比M5更强的后续耀斑。这种新的能力可能是有用的自动耀斑预测工具。
2015-03-16 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
Unusual migration of the prominence activities in the southern hemisphere during Cycle 23--24
第23- 24周的太阳活动与以前用现代仪器观察到的太阳活动周期不同，例如周期持续时间长和太阳黑子数量少。为了进一步了解异常，我们调查了20多年来用野边山射电日像仪观测到的日珥爆发和消失。结果表明，北半球日珥活动的发生是正常的，其数量变化的周期为11年，日珥活动发生区的迁移是11年前的迁移。另一方面，南半球的迁移明显不同于北半球和以前的周期。尽管第23周的日珥活动处于后期衰变阶段，但在-50度纬度上仍有日珥活动，而在更高纬度地区（-65度以上），即使在第24周的太阳活动峰期附近，日珥活动的数量也很少。结果表明，全球磁场分布的异常开始于太阳活动极大期的第23周。对比日珥活动的蝶形图和磁蝶形图，发现日珥活动的“冲极”时间和极区磁场与异常迁移密切相关。由于日珥向极的运动是由黑子组成的，因此黑子的半球不对称性和极区磁场的强度对于理解日珥活动的异常是必不可少的。
2013-08-13 astro-ph.SR
Investigation of a confined C-class flare in an arch filament system close to a regular sunspot
本文研究了2013年9月24日22：56~UT发生在规则单极黑子附近的一个弧形暗条系统中的中等C1.1级局限耀斑。70厘米德国真空塔望远镜特内里费红外偏振仪的分光偏振观测与日震磁成像仪和大气成像装置的数据相结合，以确定触发耀斑的过程。这条拱形暗条的腿被固定在领先的太阳黑子和相反极性的网络通量区域。耀斑是由小规模的，通量抵消在弱中性线下的弓丝，导致两个小耀斑事件在一个小时内的C1.1耀斑。磁通量的抵消是由来自领先的太阳黑子的护城河流促进的，其中小规模的磁性碎片流向预先存在的磁通量的补丁。通量的抵消导致弓丝的不稳定，这被视为沿着弓丝的扭曲的增加。穿过弱中性线的水平场衰减较快，不能阻止暗条的上升，导致中性线上的双带耀斑。拱丝在上升时会展开，但会受到活跃区两极之间较高的叠加场的限制，而这些场的衰减要慢得多。
2019-10-14 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Flare-productive Active Regions: delta-sunspots, Sheared Polarity Inversion Lines, Energy Storage, and Predictions
产生强烈耀斑和日冕物质抛射（CME）的太阳活动区（AR）具有相对较高的非潜在性，并以三角黑子和剪切磁结构为特征。在这项研究中，我们进行了一系列的通量出现模拟从对流区的日冕和模型的四种类型的活动区域，已被观测建议，造成强烈的耀斑，即斑点，斑点卫星，四极，和AR间的情况。因此，我们确认，三角洲斑点的形成是由于复杂的几何形状和相互作用的新兴磁场，发现强场，高梯度，高剪切极性反转线（PIL）的平流，拉伸和压缩的磁场的综合效应创建。我们表明，自由磁能建立在一个电流片以上的PIL的形式。预测耀斑爆发的光球磁参数反映了高精度的储存自由能，而CME预测参数则反映了耀斑区和整个AR之间的磁关系。
2017-10-24 astro-ph.SR
A Peculiar Velocity Pattern in and near the Leading Sunspot of NOAA 10781: Wave Refraction by Large-Scale Magnetic Fields?
我报告观测异常强烈的光球和色球速度振荡和附近的领先的太阳黑子的NOAA 10781在2005年7月3日。我调查了冲击波作为一个可能的起源的速度图案，和波的变化后，通过太阳黑子的磁场的通道。发现的波型包括一个波与约3毫米的视波长，向太阳黑子传播。这种波似乎触发了太阳黑子本影内的振荡，这种振荡起源于撞击波一侧的半影内的一个位置。在太阳黑子内部的色球层中，波长减小，速度振幅增加一个数量级。在太阳黑子的侧面，与入射的平面波相对，可以看到以本影为中心的圆形波前从太阳黑子向外传播到其外部白光边界之外。它们导致了太阳黑子周围的一个特殊的环结构，这在速度和强度图中都可以看到。本影中只看到微弱的光球速度振荡--与色球层相反，色球层是速度振荡的峰值--这一事实突出表明，在计算波通过空间和垂直延伸的磁场集中（如太阳黑子）的传播时，必须包括太阳上层大气。
2010-05-17 astro-ph.SR
Could a Hexagonal Sunspot Have Been Observed During the Maunder Minimum?
蒙德极小期是1645年至1715年之间的一段时期，其主要特征是太阳活动异常低和延长。然而，一些作者对这一时期太阳活动的低水平表示怀疑，质疑观测者的准确性和客观性。这项工作提出了一个特殊的情况下观察到的太阳黑子在蒙德极小期与一个不寻常的形状，其本影和半影：一个六边形。这个太阳黑子是卡西尼号在1676年11月观测到的，就在蒙德极小期的核心。将这一历史观察结果与2016年5月最近发生的一个双胞胎病例进行比较。得出的结论是，卡西尼号的记录是另一个例子，在蒙德极小期作出的高质量的意见，显示了该时代的天文学家的勤奋。这太阳黑子观测卡西尼号不支持的结论Zolotova和Ponyavin（Astrophys. J. 800，42，2015），17世纪的专业天文学家只记录了圆形太阳黑子。最后，讨论了这种不寻常的太阳黑子记录的重要性，更好地评估太阳活动的真实水平在蒙德极小期。
2018-03-01 astro-ph.SR physics.hist-ph
Correlation of the sunspot number and the waiting time distribution of solar flares, coronal mass ejections, and solar wind switchback events observed with the Parker Solar Probe
在4个太阳活动周（1974-2012年）的年观测数据中，太阳耀斑和{ \sl日冕物质抛射（CME）}的等待时间分布呈现幂律分布函数，斜率在$α_τ \approx 1.4-3.2$范围内。我们发现等待时间幂律斜率$α_τ$和{ \sl太阳黑子数（SN）}之间有密切的相关性，即，$α_τ$ = 1.38 + 0.01 $\times$ SN。等待时间分布可以用$N(τ) = N_0$ $(τ_0 + τ)^{-α_τ}$形式的帕累托型函数拟合，其中偏移$τ_0$取决于仪器灵敏度、事件的检测阈值和脉冲堆积效应。等待时间分布的时变幂律斜率$α_τ(t)$仅取决于太阳总磁通量（由太阳黑子数量化）或耀斑速率，与{ \sl自组织临界（SOC）}或{ \sl磁流体动力学（MHD）}湍流模型的其他物理参数无关。在太阳风之字形事件中也发现了$α_τ\approx 1.2-1.6$的幂律斜率，正如{ \sl Parker Solar Probe（PSP）}所观察到的那样。我们的结论是，在日光层太阳风之字形事件的年度变化调制耀斑和日冕物质抛射率起源于光球和低日冕。
2021-02-03 astro-ph.SR
Signature of the turbulent component of solar dynamo on active region scales and its association with flaring activity
由于太阳发电机的活动隐藏在光球层之下，因此获得太阳发电机在对流层中运行的湍流分量的观测证据是一个具有挑战性的问题。在这里，我们提出了一个统计研究的耀斑活动区（AR），产生了强烈的太阳耀斑的X射线类X1.0和更高的时间周期，涵盖太阳周期23和24。我们介绍了一个磁形态分类（MMC）的AR，这使我们能够估计可能的贡献的发电机的湍流分量的AR的结构。我们发现，在72%的情况下，耀斑AR不符合全球发电机的经验法则（通常它们不是双极AR，或者，如果它们是，它们违反了Hale极性定律，或Joy定律，或领先的太阳黑子流行规则），这可能是由于对流区内部的湍流发电机作用对典型AR的空间尺度的影响。因此，耀斑似乎是由太阳发电机的湍流分量控制的。在第二个最大值和太阳周期的下降阶段，当环向场减弱，湍流分量的影响变得更加明显时，这些AR-“违反者”对耀斑的贡献得到了加强。这些观测结果是一致的概念的非线性和湍流的不稳定性在对流区内的磁场生成的重要作用，这是从发电机的模拟。
2021-11-08 astro-ph.SR
Exhaustive study of three-time periods of solar activity due to single active regions: sunspot, flare, CME, and, geo-effective characteristics
在本文中，我们提出了一个高水平的太阳活动期间，一个单一的活动区产生多个耀斑/CME的多波长研究。根据对太阳黑子的观测，目前的第24个太阳活动周期与前几个太阳黑子活动周期相比强度较低。在当前的第24太阳黑子周期中，几个小型和大型太阳黑子群产生了各种中等和强烈的耀斑/CME事件。在2012-2015年期间，有几个活动区域有大量的耀斑活动穿过太阳的可见盘。在本研究中，我们考虑了2013年10月22日至29日、2013年11月1日至8日和2014年10月25日至8日这三个时间段，在此期间观察到228次耀斑。仅考虑盘中心附近的活动区，已经报道了59个CME（晕或部分），其中只有39个事件与耀斑有关。结果表明，面积较大、形态较复杂、磁场较强的活动区产生极快日冕物质抛射（速度> 1500 km/s）的可能性较大。因此，在所报道的5个X级耀斑中，有3个（60%）与CME有关。CME耀斑相关事件的离地时间在耀斑相关事件发生时间之后有+15到+30分钟的时间间隔，这表明耀斑产生了CME。此外，我们还整理了CME爆发后1 -5天内的磁暴。59次CME中有10%与磁暴有关，但都是中等强度的磁暴。
2020-12-09 astro-ph.SR
Subsurface Flows Associated with Formation and Flaring Activity of Solar Active Regions
本文利用 SDO/HMI 多普勒图的时距日震学分析，研究了太阳活动区浮现与活跃期地下流的演化，发现磁通量浮现期间存在强烈涡旋与剪切流，且地下流特征与耀斑活动显著相关，有助于耀斑预测。
2024-01-31 astro-ph.SR
Superstrong photospheric magnetic fields in sunspot penumbrae
最近，有一些报告，异常强大的光球磁场（可达到超过7 kG的值）推断出日出SOT/SP太阳黑子观测半影区域内。这些超强的半影场甚至比有记录以来最强的本影场还要大，似乎与超音速下降流有关。这种领域的发现一直是有争议的，因为他们似乎只出现在空间耦合反演进行。在这里，我们调查和讨论的可靠性，这些调查结果通过详细研究观察到的光谱与特别强的磁场在活动区10930的半影的内边缘。我们应用经典的诊断方法和不同的模型大气的各种反演观测到的斯托克斯轮廓在两个选定的像素与超强磁场，并比较结果与磁流体动力学模拟的太阳黑子的半影包含局部区域与强场（近5 kG在$τ=1$）与超音速下降流。
2019-09-30 astro-ph.SR
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 astro-ph.SR
Investigation of a Sunspot Complex by Helioseismology
太阳黑子区域经常形成活动复合体，可能存在几个太阳旋转，并代表太阳磁场活动的主要组成部分。有人认为，活动区在空间和时间上的接近可能与共同的地下根或活动“巢穴”有关。EUV图像显示，活动区域在日冕中是磁性连接的，但尚未建立地下连接。我们调查的地下结构和动态的一个大型复杂的活动，NOAA 10987-10989，在SOHO/MDI动态运行在2008年3月至4月，这是整个日光层间隔（WHI）运动的一部分。在这个复杂的活动区出现在一个狭窄的纬度范围内，可能代表一个地下环形通量管。我们使用MDI的全磁盘多普勒测量扰动的声波旅行时间的不同深度，通过使用时距日震学，并获得声速和流量地图的旅行时间反演。地下水流图显示了一个有趣的动态衰减的活动区域与持续的剪切流，这可能是重要的驱动耀斑和CME活动，在WHI活动期间观察到。我们的分析，包括地震声速反演结果和深源走时异常的分布，给出了磁结构的发散根的指示，正如可以从$Ω$环结构中预期的那样。然而，在0-48毫米的深度范围内，在这个复杂的活动中的三个活动区之间没有明确的联系。
2011-02-19 astro-ph.SR
Brightenings AnD Polarity Inversion Tracking (BADPIT) method for studying solar active region evolution before major solar flares
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）；Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（匈牙利太阳物理学基金会）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Academy of Athens（雅典科学院）
本文提出BADPIT方法，通过多通道SDO/AIA数据检测EUV瞬时明亮变化，发现活跃区在耀斑前几小时通过两种阈值方法能有效区分耀斑可能性。
2026-06-26 astro-ph.SR
Sunspot splitting triggering an eruptive flare
我们研究了2012年7月2日活动区NOAA 11515中领先太阳黑子的分裂和相关通量的出现和取消如何导致爆发性M5.6耀斑。我们的研究采用了HMI，AIA和ChroTel的多波长观测。新兴的通量在领先的太阳黑子和新的卫星黑子之前形成了一条中性线。太阳黑子的分裂导致了一个长时间的流向中性线的流动，在那里形成了一个暗条。进一步的磁通出现，部分混合极性，以及事件的磁通取消反复发生在中性线。在附近的一个C级前体耀斑与暗条相互作用的迹象之后，暗条几乎与M5.6耀斑的爆发同时爆发，并演变成日冕物质抛射。太阳黑子在没有形成光桥的情况下伸展，分裂得异常快（大约在一天内，大约在爆发后6小时完成），分为两个几乎相等的部分。前半部分与活动区强烈分离，以接近其所有日冕磁连接所扎根的邻近活动区。它还快速旋转（4.9度/小时），并在其边缘造成显著的剪切流。这次喷发是光球层和日冕中一系列复杂过程的结果。流向中性线的持续流动可能导致形成了一条固定灯丝的通量绳。这些流动及其相关的通量抵消，新兴的通量，和前体耀斑都有助于不稳定的磁绳。我们解释太阳黑子分裂为分离的两个通量束不同植根于对流区，只是暂时加入现场。这解释了旋转是由于分离通量的持续上升，并意味着至少这部分太阳黑子仍然与其在对流区深处的根部相连。
2013-12-18 astro-ph.SR
Stealth Non-standard-model Confined Flare Eruptions: Sudden Reconnection Events in Ostensibly Inert Magnetic Arches from Sunspots
本研究发现7例不符合标准模型的隐匿型约束太阳耀斑，它们源自大太阳黑子的表观惰性磁拱，由磁拱内部小角度交叉磁场绳的突发重联产生，为帕克的日冕加热纳耀斑理论提供了观测支持。
2024-08-16 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
Buildup and Release of Magnetic Twist during the X3.4 Solar Flare of December 13, 2006
利用太阳光学望远镜{ \it Hinode}观测到的光球矢量磁场外推的非线性无力场，分析了耀斑活动区（AR）NOAA 10930的三维（3D）磁结构的时间演化.这个AR主要由两种类型的扭曲磁场线组成：一种是由于正黑子的逆时针运动而产生的强烈的负（左手）扭曲，它植根于黑子中的两极区域，与极性反转线（PIL）相距相当远。在耀斑阶段，扭转绝对值大于半圈的负扭转线发生剧烈的磁重联。另一种类型由正扭曲和负扭曲的磁力线组成，形成在两个太阳黑子之间相对靠近PIL的地方。在这个混合极性的区域中，一个强的CaII图像开始变亮，其中发现正扭曲的磁力线在一天内被注入到预先存在的负扭曲区域中，沿着该区域嵌入了强电流。因此，中心区域附近的PIL分布的不同扭曲的磁力线和强大的电流的混合可能在耀斑爆发中发挥了突出的作用。
2012-09-27 astro-ph.SR
Efficiency of solar microflares in accelerating electrons when rooted in a sunspot
本研究通过分析两个具有异常硬X射线谱的太阳微耀斑及过往RHESSI观测案例，发现耀斑环足点扎根于强磁场太阳黑子是微耀斑高效加速电子、产生硬X射线谱的关键原因。
2024-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Re-flaring of a Post-Flare Loop System Driven by Flux Rope Emergence and Twisting
在这封信中，我们详细研究了2005年1月15日发生在两个连续的太阳爆发事件之间的耀斑后环的演化，这两个事件都产生了一个快速的晕CME和一个大耀斑。耀斑后的环系统，形成后的第一次CME/耀斑爆发，迅速发展，表现为不寻常的加速上升运动的环。通过非线性无力场模型，我们得到了有源区的磁结构。这清楚地表明，磁绳下方的环也不断上升，伴随着增加的扭曲和长度。最后，耀斑后的磁结构演变到导致第二次CME/耀斑爆发的状态。这是一个事件，其中耀斑后的环路可以在第一次CME/耀斑爆发后的$\sim$ 16小时的短时间内重新耀斑。观测到的在同一位置的再耀斑可能是由磁通量出现和太阳黑子旋转引起的磁通绳的快速演变所驱动的。这一观测结果为CME/耀斑模型及其预测提供了有价值的信息。
2010-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
GCR intensity during the sunspot maximum phase and the inversion of the heliospheric magnetic field
太阳活动、日球层特征和银河宇宙线（GCR）强度的一些有趣的特征表征了太阳活动周期的最大阶段。最近，当前太阳活动周期（SC）24的最大相位，在许多关系上与20世纪下半叶的太阳活动周期相比是异常的，已经结束。GCR强度周期的相应阶段也在进行中。在本文中，我们研究了不同方面的太阳黑子，日光层和GCR的行为在这个阶段。我们的主要结论如下：1）太阳黑子SC 24的最大相结束于2014年06月，太阳黑子周期的发展与SC 14，15（Glaisberg最小值）相似。在GCR中，SC 24的最大强度仍在发展中。2)日球磁场的反演包括三个阶段，其特征是全球日球电流片（HCS）的出现，连接所有的电流片。在两个跃迁偶极阶段中，除了全局HCS之外，还存在另外的局域HCS，而反转阶段位于两个跃迁偶极阶段之间，并且在该阶段中没有全局HCS。电流SC 24的反相阶段与SC 21-23的反相阶段相比最长。SC 24的第二个跃迁偶极阶段以及整个日球层磁场反转期暂时于2014年8月结束。3)太阳黑子活动最大相和日球磁场反转期间的GCR强度行为，显示了该时期的所有特征：对应于黑子活动双峰结构的双能隙结构和能量滞后。在目前的SC 24中，GCR强度显示出相当不寻常的特征，我们应该等待一年甚至两年才能看到全貌。
2015-09-02 astro-ph.SR
Solar active region evolution and imminent flaring activity through a color-coded visualization of photospheric vector magnetograms
本研究通过彩色编码光球矢量磁图（COCOMAGs）及其颜色曲线，识别活动区演化阶段，发现红色和品红色曲线可指示未来耀斑，为耀斑预测提供新参数。
2024-08-13 astro-ph.SR
Wavelet analysis of solar magnetic strength indices
不同太阳活动指数、太阳黑子数、太阳黑子面积、耀斑指数、磁场等的小波分析，使我们能够研究太阳活动的一些具体特征的时间演化和潜在的发电机机制。本文的主要目的是分析目前在Mt.威尔逊天文台150英尺太阳能塔。特别是，我们分析了长时间序列（1970年1月19日至2013年1月22日）的磁谱强度指数（MPSI）值和山。威尔逊太阳黑子指数（MWSI）值，涵盖了第20个太阳活动周期的下降阶段、第21-23个太阳活动周期以及第24个太阳活动周期的当前部分。这项研究是一个进一步的贡献，以检测在多尺度准周期变化的综合磁太阳活动与过去的太阳周期和当前的，这是在过去100年中记录的较弱的一个之间的比较的变化。事实上，众所周知，在太阳活动周23和24之间发生了一个不寻常的深太阳极小期，一些磁强度指数的时频行为可以帮助更好地解释相关机制。
2013-05-09 astro-ph.SR
Solar and Stellar Activity: Diagnostics and Indices
我们总结了五十年来将太阳的“活动”置于恒星背景下的共同努力。作为恒星背景下太阳活动的工作定义，我们采用了热时间尺度以下的时间尺度上的全球可观测变化，对流区约为100，000年。如此定义，活动是由磁场演变，包括22年海尔周期，典型的时间，它所采取的准周期性逆转，其中全球磁场发生主导。这是伴随着太阳黑子的变化与11年的周期，自施瓦贝的时间，以及更快的变化，由于旋转的活动区和耀斑。“诊断和指数”是指变化的磁场的间接特征，包括与太阳黑子周期有关的光度（宽带）变化，以及在特殊光学波长、紫外线和X射线波长下观察到的恒星大气高层中伴随的加热等离子体的变化。我们的注意力也集中在研讨会的主题上，通过研究恒星的深层和扩展极小期的证据，并将70年之久的太阳蒙德极小期置于恒星背景下。
2012-01-27 astro-ph.SR
The Persistence of Apparent Non-Magnetostatic Equilibrium in NOAA 11035
NOAA 11035是2009年12月出现在新活动周期早期的一个高度剪切的活动区。领先的极性太阳黑子在其半影中形成了一个非常不寻常的特征，即一个相反极性的孔，其一个边缘具有超过3500 G的强磁场，在该区域的演变过程中持续了几天。这一区域被空间和地面观测站，包括Hinode，FIRS，TRACE和SOHO观测到。这些跨越波长和大气区的观测提供了这一不寻常特征的完整图像，这一特征可能构成光球层中的无力磁场，它是由太阳大气层低层的磁环重连产生的。
2015-04-06 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of C-class flare footpoints
利用IBIS全斯托克斯成像偏振光谱仪在光球层（6302.5 A线）和色球层（8542 A线）进行了准同步测量，研究了C类耀斑的衰变相。我们分析了来自两个视场的数据，每个视场跨度约为40 "\times 80"，并瞄准耀斑的两个足点。从V/I图像中确定了一个感兴趣的区域：较小的太阳黑子半影中的一个相反极性的补丁。我们在光球层水平上发现了这个补丁中不寻常的流动：多普勒频移为-4 km/s，但也可能是4 km/s的径向流入太阳黑子。这样的斑块似乎在耀斑期间很常见，但只有高分辨率的观测才能让我们看到流入，这可能与未来在该地区观察到的耀斑有关。色球图像显示变量叠加排放和流动和不寻常的斯托克斯轮廓。我们还研究了不规则半影，其形成可能被相反极性斑块和通量出现所阻碍。40分钟的时间演变描绘了较大的耀斑带变得更暗，并改变其形状。可测量的光球磁场保持不变，我们没有检测到耀斑能量传输从色球层。我们在8542A谱线中没有发现明显的撞击极化迹象.我们不能排除碰撞极化的可能性，因为较弱的信号可能隐藏在显著的塞曼特征中，或者它可能在耀斑早期就存在。
2012-01-30 astro-ph.SR
Magnetic Properties of Solar Active Regions that Govern Large Solar Flares and Eruptions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），特别是较大的日冕物质抛射（CME），都来自活动区（AR）。为了了解控制此类耀斑和喷发的磁性，我们系统地调查了2010年5月至2016年4月期间距盘中心45度范围内GOES水平>=M5.0的所有耀斑事件。这些标准导致从29个AR的51耀斑，我们分析了太阳动力学天文台获得的观测数据。在这29个太阳黑子中，80%以上的太阳黑子呈现出三角黑子，至少有3个太阳黑子违反了Hale的极性规则。耀斑持续时间与两个耀斑带之间的距离、带内的总磁通量以及带面积近似成比例。从我们的研究中，一个参数，清楚地确定一个给定的耀斑事件是否是CME爆发或不是由太阳黑子面积归一化的带状面积，这可能表明，耀斑区域和整个AR之间的结构关系控制CME生产力。AR表征表明，即使X级事件不需要三角洲太阳黑子或强场，高梯度极性反转线。对历史观测数据的研究表明，最大的太阳AR（磁通量为2 × 10^23 Mx）可能会产生能量为10^34 erg的“超级耀斑”。耀斑持续时间和磁场能量之间的比例关系与恒星耀斑观测结果一致，表明太阳耀斑和恒星耀斑具有共同的物理背景。
2016-11-15 astro-ph.SR
The Maunder minimum (1645--1715) was indeed a Grand minimum: A reassessment of multiple datasets
目的：尽管蒙德极小期（1645- 1715）被广泛认为是太阳活动极低的时期，但仍有人认为这一时期的太阳活动可能仍然温和，甚至高于当前的太阳活动周期#24。我们重新审视了所有现有的证据和数据集，包括直接和间接的，以评估蒙德极小期期间的太阳活动水平。研究方法：讨论了东亚地区太阳黑子的裸眼观测、望远镜观测、太阳黑子活动日数、太阳黑子位置的纬度范围、高纬度极光观测、宇宙成因放射性核素资料以及日食观测等。我们还考虑了太阳的特殊特征（太阳黑子位置的半球不对称性非常强，不寻常的差分旋转和缺乏K-日冕），这意味着在蒙德极小期太阳活动的一种特殊模式。结果：根据所有现有数据集，重新评估了蒙德极小期期间的太阳活动水平。结论：我们的结论是，太阳活动确实在蒙德极小期处于异常低的水平。虽然确切的水平仍然不清楚，但它肯定低于1800年左右道尔顿极小期的水平，并且明显低于当前太阳活动周期#24。在蒙德极小期期间太阳活动处于中等到高水平的说法在高置信水平下被拒绝。
2015-07-18 astro-ph.SR
A Comparison Between Global Proxies of the Sun's Magnetic Activity Cycle: Inferences from Helioseismology
按照最近的标准，上一次太阳活动极小期异常的深和长。我们现在接近随后的太阳周期的最大值，这是相对较弱的。在这篇文章中，我们对太阳磁活动的不同全球（未解决的）测量进行了比较，以研究它们如何响应这个弱活动时期。我们侧重于日震数据，这是敏感的条件，包括磁场的特点，在太阳内部。还考虑了光球层（太阳黑子数和太阳黑子面积）、色球层和日冕（10.7厘米射电通量和530.3纳米绿日冕指数）中的磁场测量值，以及两个靠近地球的太阳磁场活动测量值（行星际磁场和银河宇宙射线强度）。活动代理的缩放版本偏离日震数据在2000年左右，表明代理之间的关系的变化。太阳黑子面积和10.7cm通量的偏离程度随代理的不同而不同，而太阳黑子数、日冕指数和两个行星际代理的偏离程度则要大得多。在第24个太阳活动周期中，太阳代用指标和日震数据的偏差减小，这增加了第23个太阳活动周期中观测到的偏差仅仅是22年海尔周期的征兆的可能性。然而，日震数据和行星际代理的偏差在第24周增加。有趣的是，太阳代用指标和日震数据的差异并没有反映在主导的11年太阳周期之上观察到的短期变化（通常称为准两年期振荡）中。然而，尽管在第22周期中高度相关，行星际代理的短期变化与第23和24周期的日震数据几乎没有相关性。
2015-07-10 astro-ph.SR
Rapid Transition of Uncombed Penumbrae to Faculae during Large Flares
在过去的二十年里，太阳黑子的复杂性质已经被高分辨率的观测所揭示。最重要的发现之一是“未梳理的”半影结构，其中携带大部分Evershed流的更水平的磁性分量嵌入在更垂直的磁性背景中（Solanki & Montavon 1993）。半影亮颗粒是热上升流的位置，暗纤维是由近水平磁场引导的水平流动的位置。另一方面，人们发现耀斑可能会改变$δ$配置中的太阳黑子的拓扑结构：耀斑极性反转线处的结构变暗，而外围半影的部分可能会迅速消失，并与耀斑永久相关（Liu et al. 2005）。Hinode/ SOT获得的高空间和时间分辨率观测为研究与大耀斑相关的半影精细结构的演化提供了极好的机会。利用两个近临事件，我们发现，在部分外围半影耀斑带扫过，黑暗的纤维完全消失，而明亮的颗粒演变成光斑的垂直磁通量管的签名。相应的磁通量测量在衰变半影显示阶梯变化的时间与耀斑。这些观测表明半影的水平磁场分量可以向上拉直（即，由水平转向垂直），这是由于与耀斑相关的磁场重组，导致半影向光斑的转变。
2012-03-10 astro-ph.SR
Rapid Enhancement of Sheared Evershed Flow Along the Neutral Line Associated with an X6.5 Flare Observed by Hinode
本文介绍了2006年12月6日由Hinode/SOT获得的NOAA AR 10930的G波段和Ca II H观测结果，其中包括一个X6.5耀斑。采用局部相关跟踪（LCT）技术，对经透视缩短校正的G波段图像序列进行处理，获取了该复杂的β-γ-δ活动区的水平自行。利用连续的高质量、空间和时间分辨率的G波段数据，我们不仅证实了外半影的快速衰减和中心结构在耀斑中性线附近的变暗，而且第一次明确地检测到剪切Evershed流的增强，（平均水平流速从330 ± 3.1 m/s增加到403 ± 4.6 m/s）。耀斑后的Ca II H图像表明，原本在中性线两侧呈扇形分布的场线被连接起来。由于半影结构和Evershed流与光球磁倾角或水平场强度密切相关，我们将黑子结构和表面流的快速变化解释为耀斑引起的磁场重组的结果。磁场由向外成扇形变为向内连接，导致外半影衰减，同时，在耀斑中性线附近的磁场变得更加水平，导致那里的Evershed流更强。中性线附近水平磁场增强的推断与最近的磁观测和耀斑引起的光球磁场变化的理论预测是一致的。
2011-04-19 astro-ph.SR
On the GCR intensity and the inversion of the heliospheric magnetic field during the periods of the high solar activity
我们考虑了太阳活动和日球磁场（HMF）反转期间太阳和日球参数以及GCR强度的长期行为。讨论了HMF极性结构的分类和HMF反转的意义。该程序被认为是如何使用已知的HMF极性分布的GCR强度模拟期间的太阳活动高的时期。本文还简要地讨论了第24周太阳黑子活动和GCR强度的发展和近期前景。
2014-11-27 astro-ph.SR
Estimating Flare-related Photospheric Lorentz Force Vector Changes within Active Regions
结果表明，Fisher { \it et al.}（2012）可用于估算活动区域内光球子域上方大型结构中强场的洛伦兹力变化。利用Gary的分层太阳大气模型，证明了在具有典型水平磁长尺度$\gg 300$ ~km和强磁场（5000 ° $τ=1$不透明层处$\ge 1$ ~kG）的大尺度结构中，作用于光球的洛伦兹力可以用仅基于光球边界数据的表面积分近似。这些条件涵盖了许多太阳黑子场和主要的中性线，这些都是使用Fisher { \it et al.}”（2012年），在过去的几年里。该方法给出了一个合理的估计耀斑相关的洛伦兹力的变化的基础上光球磁图观测提供的洛伦兹力的变化与耀斑有一个持久的影响所观察到的领域，并没有立即删除后耀斑平衡过程。
2014-05-12 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
Background-subtracted Solar Activity Maps
我们介绍了一个新的定量工具，以评估和可视化的光球磁场和紫外160 nm强度的时间变化的背景减去太阳活动地图（BaSAM）的概念。该方法利用太阳动力学天文台（SDO）的数据，适用于全磁盘观测和感兴趣的区域。我们说明和讨论的潜力BaSAM诉诸数据集代表太阳的最低和最高条件：（1）安静的太阳磁场，即网络和（衰减）斑，太阳活动的贡献，可以更好地确定它们的变化时，相对于“深”磁图给出的背景。(2)在紫外线强度的BaSAMs中，很容易评估火焰和间歇性增亮。(3)磁场和强度的变化都表明黑子的通量系统与周围的超颗粒细胞有很好的联系。此外，在SDO的整个任务时间内，每天生产全磁盘BaSAMs提供了一个独特的工具来分析太阳周期变化，显示磁场和强度特征的变化是多么剧烈或脆弱。
2019-05-15 astro-ph.SR
Observation of a Large-scale Quasi-circular Secondary Ribbon associated with Successive Flares and a Halo CME
太阳耀斑带为日冕的磁重联过程和相关的磁场拓扑结构提供了重要线索。我们发现了一个大规模的次级耀斑带状的圆形发展与两个连续的M级耀斑和一个CME。这条带显示了一些有趣的性质，如1）一个准圆形的形状和封闭的中心活动区; 2）大小可达500 \arcsec × 650 \arcsec，3）从距耀斑最近的位置开始，以\kms{160}的速度顺时针连续增亮，4）南北部径向收缩和膨胀，分别以$\leq$ \kms{10}的速度。利用\textit{SDO}、\textit{RHESSI}、XRT和Nobeyama的多波长数据，结合磁场外推，我们发现：1）次级带的位置与连接耀斑区和周围衰减场的扇形磁结构的磁力线脚点一致;（2）第二次M2.6耀斑是由第一次M2.0耀斑驱动的日冕膨胀环与背景衰变场相遇而产生的。3)紧接着第二次耀斑之后，次级带状物与变暗区域一起发展。基于我们的研究结果，我们认为，扩大的S形场和覆盖的扇形场之间的相互作用触发了二次重联，导致了场的开放和准圆形二次带的形成。因此，我们的结论是，活动区和周围的大规模领域之间的相互作用，应考虑到充分了解整个喷发过程。
2017-11-02 astro-ph.SR
Evidence for Partial Taylor Relaxation from Changes in Magnetic Geometry and Energy during a Solar Flare
太阳耀斑是由储存在日冕磁场中的能量提供动力的，当磁场重新配置到较低的能量状态时，其中一部分被释放出来。耀斑活动期间太阳黑子磁场拓扑结构的研究有助于提高我们对耀斑过程的认识。在这里，我们调查的非线性场配置的线性和潜在的配置的偏差，并研究自由能导致和耀斑后。使用来自Hinode/SOT-SP的数据，在GOES B1.0耀斑之前和之后的12小时内，对NOAA区域10953的磁场的演变进行了研究。以前在这一地区的工作发现前和后耀斑的变化光球矢量磁场参数外的主要太阳黑子的通量元素。因此，使用潜在的，线性的无力，和非线性的无力场外推，以充分了解的场线的演变的三维几何形状进行了研究。追踪的磁力线几何和足迹方向的差异表明，该领域并没有完全放松到一个完全潜在的或线性的无力状态后耀斑。在耀斑爆发前约6.5-2.5小时，磁能和自由磁能显著增加约10^31 erg。耀斑后，非线性无力磁能和自由磁能减少，但不返回到耀斑前的“安静”值。耀斑后的非线性无力场位形比位形更接近（但不相等）线性无力场位形。然而，相似程度小表明部分泰勒弛豫发生在约3-4小时的时间尺度上。
2012-12-24 astro-ph.SR
From Light to Sound: Spectroscopic Evolution & Sonification of the flaring Nova V612 Scuti
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；The University of Western Australia（西澳大学）
研究2017年银河系新星V612 Sct的测光与光谱观测，发现其耀发伴随高速吸收系统出现，建立测光耀发与光谱转变的关联，通过声化处理呈现演化，支持反复抛射与激波驱动极大值的结论。
2026-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
