2D non-LTE modelling of a filament observed in the H_alpha line with the DST/IBIS spectropolarimeter
我们研究了2017年5月29日由安装在邓恩太阳望远镜上的干涉二维分光偏振仪（IBIS）观察到的一个大型静态灯丝的碎片。我们关注它爆发前的静止阶段。我们分析了在H $α$线获得的光谱观测，推导出所观察到的灯丝碎片的等离子体的热力学性质。我们使用了一个二维灯丝模型，采用辐射转移计算的条件下，离开当地的热力学平衡。我们采用了一种正演模拟技术，利用二维模型合成了H_α谱线，并与观测值进行了比较。然后，我们找到了一组模型输入参数，它产生的合成光谱与观测结果的最佳协议。我们的分析表明，所观察到的暗条碎片的一部分比另一部分更热，密度更小，更静态，更冷，密度更大，更动态。第一部分中导出的温度范围为6，000 K至10，000 K，第二部分中导出的温度范围为11，000 K至14，000 K。气体压力在第一部分为0.2-0.4达因/厘米}^{2}，在后一部分约为0.15达因/厘米}^{2}。第一部分的动态性质更强，其特征是视线速度绝对值为6-7 km/s，微湍流速度为8-9 km/s。另一方面，后一部分显示绝对值为0-2.5 km/s的视线速度和4-6 km/s的微湍流速度。
2019-10-08 astro-ph.SR
Solar Filament Recognition Based on Deep Learning
本文提出了一种使用深度学习自动识别H-alpha全圆盘太阳图像中太阳细丝的可靠方法。该方法不仅可以准确地识别暗条，而且可以减少太阳图像噪声点的影响。首先，建立一个原始细丝数据集，由深度学习所需的数万张图像组成。其次，使用U-Net深度卷积网络开发了一种太阳暗条识别的自动化方法。为了测试该方法的性能，采用具有60对手动校正的H-alpha图像的数据集。这些图像是在2013年从大熊太阳天文台/全圆盘H-阿尔法巡逻望远镜（BBSO/FDHA）获得的。交叉验证表明，该方法可以有效地识别全磁盘H-α图像中的细丝。
2019-09-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Ultra Low-Frequency Oscillations of a Solar Filament in Hα Revealed With the Data of the Global Oscillation Network Group (Gong)
全球振荡网络小组（GONG）地面望远镜在H-α线上获得的数据为研究色球细丝（静止日珥）的长周期振荡提供了机会。首次在5天时间序列的基础上，结合GONG三个观测站的观测，在日盘上一个长寿命暗丝的振荡中可靠地探测到一个周期在20 ~ 30小时之间的新的超低模。
2016-02-09 astro-ph.SR
A giant quiescent solar filament observed with high-resolution spectroscopy
2011年11月15日，泰德天文台的真空塔望远镜用高分辨率的埃歇尔摄谱仪观测到了一个巨大的安静的太阳灯丝。在色球层吸收线H-α和Na I D2中同时记录了一组光谱（10张100”X 182”的图）。采用云模型（CM）反演和线芯拟合的灯丝等离子体的物理参数。光谱与色球望远镜（ChroTel）的全圆盘滤波图（He I 10830 A，H-α和Ca II K）和HMI的全圆盘磁图进行了补充。这条暗条有着极大的线性尺寸（817”），相当于太阳表面一个大圆上的658微米。使用CM方法反转总共175119个H-α对比度曲线。推断的平均视线（LOS）的速度，多普勒宽度，和源函数是类似于以前的作品较小的静态灯丝。然而，导出的光学厚度较大。从H-α线核心拟合推断的LOS速度趋势是一致的，但小于CM反演得到的。在灯丝中检测到逆流流动的特征。Na I D2线芯中最大的增亮聚集体与HMI所见的小尺度磁场吻合得很好。在倒刺末端附近检测到混合磁极性。根据HMI磁象图计算光球水平流，发现在暗条末端有大小为5-8 μ m、速度为0.30-0.45 km/s的流核。极大细丝的物理性质与其较小的对应物相似，除了在我们的样品中发现的光学厚度更大。我们发现，前一天爆发的一部分暗条正在重建其初始配置。
2016-03-08 astro-ph.SR
A Universal Method for Solar Filament Detection from H-alpha Observations using Semi-supervised Deep Learning
本文提出一种基于YOLOv5目标检测与u-net半监督分割相结合的深度学习方法，可从ChroTel、GONG和KSO的H-alpha全日面图像中自动提取暗条，预测准确率达92%，并成功用于研究第24太阳活动周的极向汇聚现象。
2024-02-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis of full-disc H alpha observations: Carrington maps and filament properties in 1909-2022
本文系统处理1909-2022年15个全日面Hα档案并构建卡林顿图，通过交叉校准合成暗条面积数据，揭示暗条演化规律及其与太阳活动周期的关系，并验证了档案一致性。
2023-10-18 astro-ph.SR
Can We Determine the Filament Chirality by the Filament Footpoint Location or the Barb-bearing?
我们试图提出一种方法来自动检测太阳暗条的手征性和倒钩轴承。我们首先引入无向图的概念，并采用Dijkstra最短路径算法来识别纤维棘。然后，我们使用极性反转线（PIL）移位方法测量细丝两侧的极性，并使用连通分量标记方法识别倒刺，并计算每个倒刺与脊柱之间的角度以确定倒刺的方位，即，左或右。我们测试的自动检测方法与H-阿尔法滤波器从大熊太阳天文台（BBSO）H-阿尔法档案和磁图观察到的日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）。自动检测四根细丝并显示结果。在细丝的不同部分中的倒钩可以具有相反的轴承。南半球（北半球）的花丝分别以左向（右向）倒钩和正（负）磁螺旋度为主。实验结果表明，该方法能够有效地检测出纤维倒刺的方位。这表明，传统上认为的一对一的对应关系之间的长丝手性和倒钩轴承是无效的。正确检测灯丝轴手性应结合成像形态学和磁场观测。
2015-06-29 astro-ph.SR
Evolution of Solar Magnetic Field and Associated Multi-wavelength Phenomena: Flare events on 20 November 2003
利用2003年11月20日NOAA 10501活动区发生的两次同源耀斑（M1.4/1 N和M9.6/2B）的H-α图像、软X射线剖面、磁象图、极紫外图像和射电观测资料，研究了扭曲暗条系统之间的重联、能量释放和与之相关的日冕物质抛射（CME）的发射特性。在这两个事件中，在H-α中观察到的扭曲细丝相互接近，并启动了耀斑过程。然而，第二个事件显示了尖点的形成，因为细丝相互作用。从磁图推断，相反极性的太阳黑子的旋转可能为扭曲的细丝和螺旋度的注入提供了动力。沿着这两个极性相反的太阳黑子之间的电流片，剪切力最大，这可能导致了暗条的扭曲。在暗条相互作用时，发生了重联，热能区和非热能区的耀斑辐射达到最大值。无线电信号揭示了由于重连而导致的磁力线的开放。H-alpha图像和无线电数据提供了导致重联的流入速度和粒子加速区的尺度大小。第一个事件产生了一个狭窄而缓慢的CME，而后者与快速的全晕CME有关。使用白光和闪烁图像以及现场测量在太阳和地球之间观察到的晕CME特征表明了在膨胀和传播中使用的磁能。地球上的磁云特征证实了在暗条相互作用和重连时喷射出的通量绳。
2009-12-07 astro-ph.SR
Counter-Streaming Velocities in a Quiescent Filament
本研究利用THEMIS和IRIS的高分辨率光谱观测，表征了静止日珥中的反向流，发现其可能源于磁场的扭结横向振荡而非沿磁场的流动。
2025-06-22 astro-ph.SR
Small-scale, Dynamic Bright Blobs in Solar Filaments and Active Regions
瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马对H-α的高节奏高空间分辨率观测揭示了小尺度高动态明亮斑点的存在。快速波长调谐分光偏振仪提供这些结构的光谱信息。这些斑点以45 km/s至111 km/s的速度沿着薄的磁力线滑动。斑点具有轻微拉长的形状，并且它们的长度从它们首次出现时的接近1 - 2弧秒增加到1-2分钟后消失，增加了3倍。最亮的斑点显示最高的速度。斑点的H-α线发射的宽度对应于等离子体中小于10 km/s的非热速度，这意味着它们不是冲击驱动加热的结果。明亮斑点的动态特性类似于MHD快模脉冲的动态特性。
2012-01-02 astro-ph.SR
MHD Seismology of a loop-like filament tube by observed kink waves
本文报道和分析了美国国家太阳天文台（NSO）/全球振荡网络组（GONG）在H α观测到的太阳暗条全球扭折振荡的观测证据。2013年3月15日，活动区11692的一次M1.1级耀斑在其西南面的暗条中诱发了一个全球性的扭折模。在暗条顶点及其附近的三个垂直切片位置上，观测到了61 - 67 min的周期和92 - 117 min的阻尼时间。我们发现波是阻尼的。从观测到的全球扭折模周期和阻尼时间尺度，利用共振吸收理论，我们进行了日珥地震学。我们估计不均匀性长度尺度的较低截止值约为细丝横截面半径的0.34 - 0.44倍。
2015-03-08 astro-ph.SR
Automated Detection Methods for Solar Activities and an Application for Statistic Analysis of Solar Filament
随着望远镜的迅速发展，观测的时间节奏和空间分辨率都在增加。这反过来又产生了大量的数据，只有通过自动检测才能有效地搜索这些数据，以便在观测中得出感兴趣的特征。基于图像处理和机器学习技术，已经开发了许多用于太阳活动的自动检测方法和算法。在本文中，在简要回顾了一些自动化检测方法，我们描述了我们的高效和通用的太阳能灯丝自动检测方法。它不仅能够识别细丝，确定细丝的位置、面积、脊柱等特征参数，而且能够跟踪细丝的日常演变。用它处理了近三个太阳活动周的H-α观测数据，给出了一些统计结果。
2018-04-10 astro-ph.SR
A Dual Beam H-alpha Doppler System to Acquire, Analyse and Anticipate Solar Eruptive Events Directed towards Earth
乌代布尔太阳观测站正在开发一种带有双光束H-阿尔法多普勒系统的新仪器，以提高关于太阳上安静、活跃和爆发的暗条和日冕的数据的质量和数量，特别是那些与地球效应日冕物质抛射有关的数据。这些数据可能被用来构建喷发细丝离开太阳表面时的三维拓扑结构，并可以与从空间任务（如STEREO，SOHO和Hinode）获得的多波长数据进行比较。各种光学元件的仪器正在进行表征，并在文件中描述了一些初步的结果。
2009-05-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Using Coronal Cells to Infer the Magnetic Field Structure and Chirality of Filament Channels
在太阳动力学天文台（SDO）和日地关系天文台（STEREO）航天器获得的Fe XII日冕图像中，在约1.2 MK的温度下可以看到日冕细胞。我们发现，在一个丝状通道附近，这些细胞的羽毛状尾巴在通道的两侧水平弯曲，方向相反，就像色球中的纤维。由于细胞植根于多数极性的磁通量集中，这些观测结果可以与光球磁图一起用来推断暗条通道中水平场的方向和相关磁场的手性。这种方法类似于从H-α观测推断丝通道中的磁场方向和原纤维模式的手性的过程。然而，日冕细胞的观测更容易使用，并提供了明确的推论的水平场方向的高度高达50微米的日冕。
2013-06-14 astro-ph.SR
Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and stellar activity
我们调查的性质的长期径向速度变化在阿尔法头首次报道超过20年前。我们分析了30多年来对Alpha Tau的精确恒星径向速度测量。还对Halpha和Ca II 8662谱线以及依巴谷测光进行了检查，以帮助辨别长周期径向速度变化的性质。我们的径向速度数据表明，长周期，低振幅的径向速度变化是长期和相干的。此外，Halalpha等效宽度测量和依巴谷测光显示没有显着的变化与此期间。对这颗恒星的另一项研究表明，谱线形状不随径向速度周期而变化。轨道解的结果是周期P = 628.96 +/- 0.90 d，偏心率e = 0.10 +/- 0.05，径向速度振幅K = 142.1 +/- 7.2 m/s。演化轨迹产生的恒星质量为1.13 +/- 0.11 M_sun，对应的最小伴星质量为6.47 +/- 0.53 M_Jup，轨道半长轴为a = 1.46 +/- 0.27 AU。在去除伴星的轨道运动后，在径向速度数据中发现了约520 d的额外周期，但仅在某些时间跨度内。一个类似的周期被发现在变化的等效宽度的H α和钙II。在谱线平分线测量中也发现了该周期三分之一处的变化。520 d周期被解释为恒星表面结构对自转的调制。然而，它的存在可能不会长久，它只出现在径向速度数据相隔$\sim$ 10年的时期。这可能是由于活动周期。这里提供的数据提供了进一步的证据，证明阿尔法牛有行星伴星，以及与活动相关的径向速…
2015-05-13 astro-ph.SR
Two Step Filament Eruption During 14-15 March 2015
我们在这里介绍了2015年3月14日至15日期间有趣的两步灯丝喷发。这条暗条位于NOAA AR 12297，与一个晕日冕物质抛射（CME）有关。我们使用来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和日光层磁成像仪（HMI）仪器以及太阳和日光层天文台（SOHO）大角度和光谱日冕仪（LASCO）的观测结果。我们还使用来自全球振荡网络组（GONG）望远镜和Kanzelhoehe太阳天文台的H-α数据。灯丝显示了2015年3月14日的第一次喷发，它在太阳盘面上的投影高度约125 Mm处停止上升。它保持在这个高度约12小时。最后，它在2015年3月15日爆发，并产生了一个光环CME。我们还发现，在这两天的活动区喷流活动，这可能有助于暗条的不稳定和爆发。衰变指数的计算，以了解这两个步骤的喷发。爆发可能是由于连续的不稳定-稳定-不稳定区的存在，因为暗条正在上升。
2017-04-28 astro-ph.SR
Solar Hα excess during Solar Cycle 24 from full-disk filtergrams of the Chromospheric Telescope
色球H-α谱线是太阳和其他恒星光谱中的一条强谱线。在恒星区，这条谱线已经被用作恒星活动的强有力的示踪剂。对于太阳，其他示踪剂（即CaII K）通常用于监测太阳活动。我们使用色球望远镜（ChroTel）的全圆盘H-α滤波图的观测来提取成像H-α过量和不足，这分别与亮特征（斑区）和暗吸收特征（灯丝和太阳黑子）有关。本研究的目的是引入成像H-α过剩和赤字作为太阳活动的示踪剂，并将其与其他既定指标进行比较：相对太阳黑子数，F10.7cm射电通量和MgII指数。H-α的过剩和不足遵循太阳活动在周期过程中的行为，其中H-α不足的峰值是在太阳活动极大期之后不久。H-α过量与色球层Mg II指数密切相关。H-α亏损与F10.7厘米射电流量的相关性最高。H-α赤字反映了极冠细丝的周期性行为，以及它们在太阳活动极大期前不久的消失。我们研究了太阳最小值和最大值的H-α过量区域的平均强度分布，其中分布的形状非常相似，但具有不同的振幅。此外，我们调查的面积覆盖率或变化的H-α过剩的活动区占主导地位的时间变化，太阳H-α观测。的面积覆盖率和H-α过剩是强相关的，而面积覆盖率和平均强度之间的弱相关性让我们感到悲观，这两个量之间的简并可以打破未解决的恒星表面的建模。
2022-03-08 astro-ph.SR
Chromospheric Synoptic Maps of Polar Crown Filaments
极冠细丝形成在前一个周期的旧磁通量和当前周期的新磁通量之间的极性反转线上方。研究它们的外观和性质可以更好地了解太阳周期。我们使用全磁盘数据的色球望远镜（ChroTel）在天文台德尔泰德，特内里费岛，西班牙，这是在三个不同的色球吸收线（H-α 6563 A，CAII-K 3933 A，和HeI 10830 A），我们创建天气图。此外，光谱HeI数据允许我们计算多普勒速度，并创建天气多普勒地图。ChroTel数据涵盖了2012年至2018年期间约1000天的太阳周期24的上升和衰减阶段。基于这些数据，我们自动提取极性冠丝与图像处理工具，并研究其性能。我们比较对比图的极冠细丝与那些安静的太阳细丝。此外，我们提出了一个超级天气图总结整个ChroTel数据库。总之，我们提供了统计特性，即太阳活动周期24的最大和下降阶段的灯丝，面积和倾斜角的数量和位置。这表明ChroTel为研究太阳周期提供了一个有前途的数据集。
2019-10-17 astro-ph.SR
Endurance of SN 2005ip after a decade: X-rays, radio, and H-alpha like SN 1988Z require long-lived pre-supernova mass loss
SN 2005 ip是一个IIn型事件，以其与星周物质（CSM）、日冕发射线和红外过剩的持续强相互作用而闻名，被解释为与极端红超巨星的非常密集和clusive风的激波相互作用。我们提出了一系列SN 2005 ip的后期光谱和第一次无线电探测这个SN，再加上后期X射线，所有这些都表明，它的CSM相互作用仍然很强的十年后爆炸。我们还提出并讨论了新的光谱老年SNe与持续CSM相互作用：SN 1988 Z，SN 1993 J，和SN 1998 S。从爆炸后3-10年，SN 2005 ip的H-α光度和其他观测特征与射电发光SN 1988 Z几乎相同，比SNe 1993 J和1998 S更亮。在爆炸后10年，SN 2005 ip显示H $α$光度下降，随后在几个月内迅速恢复。我们将这种变化解释为喷出物撞击到距离恒星约0.05 pc的致密外壳中，这可能是导致早期IR回波的同一外壳。SN 2005 ip和SN 1988 Z在爆发后10年仍由正向激波主导，而SN 1993 J和SN 1998 S在爆发后10年仍由反向激波主导。在SNe~ 2005 ip和1988 Z中持续的强CSM相互作用表明，在核心坍塌前约1 e3年，比Ne、O或Si燃烧阶段更长，质量损失增强。相反，偶发的质量损失必须通过C燃烧甚至部分He燃烧延伸回来。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution Observation of Blowout Jets Regulated by Sunspot Rotation
基于高分辨率H-alpha观测，本文提出黑子旋转通过引发纤维扫掠运动触发爆发式喷流，并为耀斑和喷流积累自由能量。
2024-06-04 astro-ph.SR
Hemispheric Preference and Cyclic Variation of Solar Filament Chirality from 2000 to 2016
众所周知，太阳暗条是太阳大气中的特征，其手性表现出半球偏好性。在北半球右旋手征占主导地位，而在南半球左旋手征占主导地位的半球偏好。然而，确定这种半球偏好程度的强度和周期变化是具有挑战性和繁琐的，因此需要自动化。在本文中，我们遵循Pietro Bernasconi博士的算法（Bernasconi et al.2005）来检测具有两个并行应用通道的细丝手性。通过“高级自动灯丝检测和表征代码”（AAFDCC）（Bernasconi等人，2005）将该算法应用于H-α图像，或者向人类解释该算法，并且人类确定太阳灯丝的手性。我们对2000年至2016年8月期间的数据进行了这项工作，我们发现83%的视觉确定的细丝遵循半球手性偏好，而58%的自动确定的细丝遵循它。我们的视觉编译结果与Pevtsov等人的结果有90%以上的一致性。（2003），然而，目视测定的细丝手性与自动测定明显不一致。我们发现，在太阳活动周期23和24之间，半球的偏好保持不变，但在2008-2010年的太阳活动极小期，主要是由于没有暗条，这种偏好很难确定。
2018-10-05 astro-ph.SR
Solar H-alpha features with hot onsets. IV. Network fibrils
即使在冕洞下面的安静区域，太阳色球层也包含无处不在的加热事件。它们往往规模小，寿命短，因此难以识别。在这里，我们不讨论它们对外层大气加热的影响，而是它们的后果。我们对巴尔末H-α线的高分辨率观测进行了统计分析，表明许多细长的暗H-α纤维从网络中扩散出来，代表冷却气体，勾勒出先前快速II型针状事件的轨迹，或者较小的类似但尚未解决的加热剂，其中主要气体成分氢至少部分电离。随后的重组，然后导致黑暗的H-α纤维增强非平衡过透明度。我们认为，非凡的纤维状外观的H-α色球周围的网络的结果从间歇性的，频繁的小规模的事先加热。
2019-12-23 astro-ph.SR
Untwisting and Disintegration of a Solar Filament Associated with Photospheric Flux Cancellation
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率观测和太阳动力学观测数据，我们研究了2017年11月10日在一个衰减活动区中的一个小灯丝的两次连续封闭爆发（Erup 1和Erup 2）。在第一次爆发过程中，观测到上覆的磁弧在开始时随着上升的磁丝膨胀，然后停止爆炸的进行。在热极紫外通道中，第一次爆发时出现一个S形日冕结构，第二次爆发后逐渐消失。NVST H_alpha强度数据清楚地揭示了Erup 2中细丝的解捻旋转和解体，暗示了细丝的预先存在的扭曲构型。通过跟踪两个旋转功能的长丝，平均旋转角速度的退绕长丝被发现是~10.5度/分钟。一个总的扭曲~1.3 π估计存储在长丝喷发前，这是远远低于扭结不稳定的标准。在事件发生前的几个小时，一些光球通量活动，包括通量会聚和抵消，在灯丝的北端附近被检测到，在那里还捕获了一些小规模的EUV增亮。此外，在矢量磁图的抵消磁特征中发现了强剪切横场。我们的观测结果支持磁通抵消模型，其中收敛和剪切相反极性的磁通之间的相互作用使灯丝不稳定，并触发随后的喷射。
2018-12-18 astro-ph.SR
Understanding the plasma and magnetic field evolution of a filament using observations and Nonlinear force-free field modelling
我们目前的观测和磁场模型的一个中间灯丝在2012年8月出现在太阳上，与极性反转线，从AR 11541在东部延伸到安静的太阳在其西端。SDO/AIA、SDO/HMI和GONG H α数据的组合使我们能够分析2012年8月4日23：00 UT至2012年8月6日08：00 UT期间灯丝处于平衡状态时的结构和演变。应用磁绳插入法，以SDO/HMI的视线磁图为边界条件，建立了上述两个时刻的灯丝非线性无力场模型。在观测到的灯丝倒钩的引导下，两个模型化的通量绳被分成三个部分，每个部分具有不同的轴向通量值，以表示不均匀的光球场分布。在两个模型之间，绳索东部的通量增加了4 $\times$ 10 $^{20}$ Mx，这与沿AR 11541的内部PIL抵消的通量量非常一致，计算为3.2 $\times$ 10 $^{20}$ Mx。这表明磁通抵消将磁通建立到灯丝的磁性结构中。此外，在两个模型之间的磁通量抵消，形成新的灯丝线程和灯丝的生长观察的位置的场线下降的数量增加。这表明与磁重联相关的磁通抵消形成了将等离子体提升到灯丝中的上凹磁场。在此期间，模型中的自由磁能增加0.2 $\times$ 10 $^{31}$尔格。
2019-11-04 astro-ph.SR
Partial eruption of a filament with twisting nonuniform fields
以扭结方式喷发的细丝通常被认为是扭结不稳定性的标志。然而，扭结不稳定性阈值的细丝磁结构一直没有得到广泛的理解。利用新真空太阳望远镜（NVST）的H-α观测，我们提出了一个部分爆发的暗条。在喷发中，细丝似乎从细丝的中间部分分裂，并以扭结状方式破裂。在此期间，左侧的暗条物质仍留在下方，但后来没有发生扭结运动。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的12分钟韵律矢量磁图，通过非线性无力场（NLFFF）外推获得了暗条的日冕磁场线。我们研究了外推的磁力线通过磁倾角是在良好的协议与观察到的灯丝。磁力线是不均匀扭曲的，似乎是由两个扭曲的磁通绳缠绕在一起。其中一个比另一个有更高的扭曲度，高度扭曲的一个在喷发开始时与扭结的喷发线对齐。此外，在爆发前，高度扭曲的磁通绳被发现扩大与近似恒定的磁场扭曲。此外，从HMI磁图推导出的螺旋度通量图显示，一些螺旋度被注入到上覆的磁拱中，但没有显著的螺旋度被注入到通量绳中。因此，我们认为，当不稳定性阈值随着磁绳的膨胀而下降时，高扭曲磁绳成为扭结不稳定。
2015-04-13 astro-ph.SR
The role of Rayleigh-Taylor instabilities in filament threads
许多太阳的暗条和双折射显示出与光球层平行的短寿命水平线。在这项工作中，瑞利-泰勒不稳定性和线程寿命之间的可能联系进行了研究。这是通过计算本征模的线程建模为笛卡尔板下存在的重力。利用不可压缩假设推导了磁流体动力学（MHD）扰动的解析色散关系。该系统允许一种始终稳定的模式，与线程中的Alfvén速度值无关。该模式的特征从当磁场较弱时局限于板的上界面，到当磁场较强时具有全局性质并且类似于横向扭结模式。相反，当磁场较弱时，平板模型允许另一种不稳定的模式，并局限于下界面。这种模式的增长率可以非常短，对于典型的线程条件来说，大约是几分钟。这种Rayleigh-Taylor不稳定模随着磁场的增大而变得稳定，在强磁场的极限下，它本质上是一种香肠磁模。重力可能对线程的振荡模式有很大的影响，这取决于阿尔文速度的值。在静态细丝中的线的情况下，其中Alfvén速度大概是低的，根据板模型，预期非常短的寿命。在活动区的不稳定性中，磁张力的稳定作用可能足以在很宽的波长范围内抑制瑞利-泰勒不稳定性。
2012-03-20 astro-ph.SR
A New Formation Mechanism of Counterstreaming Mass Flows in Filaments and the Doppler Bullseye Pattern in Prominences
本文通过立体观测和三维模拟，发现日珥一端的重复日冕喷流中部分等离子体因动能不足无法越过顶端而折返，形成反向流动质量流，进而解释了日珥多普勒牛眼图案的起源。
2025-04-22 astro-ph.SR
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
Evolution of helicity in NOAA 10923 over three consecutive solar rotations
我们研究了太阳活动区中磁螺旋度和手征度在三个连续自转周期中的演化。该区域首次出现时被命名为NOAA 10923，在随后的旋转中，它被编号为NOAA 10930，10935和10941。我们比较了这些地区的手征在光球，色球和日冕的高度。光球高度和色球高度的观测分别来自Udaipur太阳天文台的太阳矢量磁仪（SVM）和H_alpha成像望远镜。我们讨论了这些区域内太阳黑子和相关的H_α细丝的手征性。我们发现，超半影丝的扭曲性在光球横场矢量中也保持不变。我们还比较了在光球和色球高度的手征与相关的日冕环的手征，从日心X射线望远镜观察。
2009-04-26 astro-ph.SR
Filament Intersections and Cold Dense Cores in Orion A North
利用Atacama大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的高分辨率N2 H+（1-0）光谱立方体，研究了猎户座A北分子云OMC-2，3区的暗条结构和致密核。总长度为2 pc的细丝网络包含170个交叉点和128个候选致密核。致密的核心都偏离了红外点源（可能是年轻的恒星），核心的主要部分（103）位于交叉点周围。朝向交叉点，总柱密度Ntot以及柱密度概率分布函数（N-PDF）的幂律指数也有增加的趋势，这表明交叉点通常比细丝路径的其他部分具有更显著的气体聚集。维里分析表明，致密核的维里质量比α_vir=M_vir/M_gas<1.0，表明它们受自身引力的束缚。同时，只有约23%的堆芯具有α_crit=M_crit/M_gas<1.0的临界质量比，表明它们对堆芯坍塌是不稳定的。结合这些结果，它表明OMC-2，3中的冷无星和可能的星前核心的主要部分正在交叉点周围组装，目前处于引力束缚状态。但更广泛的核心坍缩和恒星形成可能仍然需要核心质量的持续增长或其他扰动。
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insights on the Sun birth environment in the context of star-cluster formation in hub-filament systems
本研究提出太阳诞生于核-纤维系统的致密纤维中，该结构可屏蔽恒星反馈并通过超新星抛射物及流束为早期太阳系补充短寿命放射性核素，为解释太阳系同位素观测特征提供了新的环境模型。
2023-03-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar Filaments Detection using Active Contours Without Edges
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿利亚巴塔观测科学研究所）
本文提出基于无边缘活动轮廓（ACWE）的太阳暗条检测算法，通过预处理、分割和后处理三步实现，在基准数据集上优于经典目标检测方法。
2024-12-30 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.AI
Toward Filament Segmentation Using Deep Neural Networks
Georgia State University（佐治亚州立大学）
我们使用一个著名的深度神经网络框架，称为Mask R-CNN，用于识别大熊太阳天文台（BBSO）的全圆盘H-α图像中的太阳细丝。从BBSO的档案收集的图像数据，集成了时空元数据的灯丝从太阳物理事件知识库（HEK）系统。然后，在模型的训练过程中，将此集成数据视为地面实况。现有的空间元数据是由美国航天局选定的一个国际财团-特征寻找小组开发和维护的一个目前正在运行的连续探测模块的输出。尽管现有模块在细丝的识别和表征方面存在已知的挑战，这些挑战又被继承到任何其他打算从这些输出中学习的模块中，但Mask R-CNN显示出了有希望的结果。经过两年BBSO数据的训练和验证，该模型随后在接下来的三年中进行测试。我们的逐个案例和整体分析表明，Mask R-CNN可以与现有模块竞争，在某些情况下甚至表现更好。还显示了通过该模型正确分割的假阳性和假阴性的几个案例。使用该模型的总体优势有两个方面：首先，深度神经网络的性能通常会随着更多注释数据或更好的注释而提高。其次，这种模型可以按比例放大，以探测其他太阳活动，以及一个单一的多用途模块。本研究中提出的结果介绍了采用深度神经网络检测太阳事件的好处的概念证明，特别是细丝。
2019-11-20 astro-ph.SR cs.CV cs.LG
