3D MHD simulation of flare supra-arcade downflows in a turbulent current sheet medium
超拱廊下降流（SAD）是向阳的，通常是黑暗的，起源于耀斑拱廊上方的等离子体密度耗尽。在本文中，使用3D MHD模拟，我们调查，如果SAD腔可以产生的撕裂模式和Kelvin-Helmholtz不稳定性的直接组合，导致湍流电流片（CS）介质，或者如果电流片仅仅是背景，其中SAD是由脉冲能量沉积触发产生的。我们发现，考虑到观测到的暗巷结构的一个额外的本地能源，提供的重联事件，是必需的。我们认为，可能有一个密切的关系，特征SAD的大小和CS宽度，必须得到满足，以获得一个可观察到的SAD。
2015-05-11 astro-ph.SR
Observations of supra-arcade fans: instabilities at the head of reconnection jets
超拱廊扇是明亮的，不规则的发射区域，在爆发耀斑期间发展，在耀斑拱廊上方。潜在的耀斑弧被认为是沿日冕电流片的磁重联的结果。与此同时，理论预测等离子体射流从重连的网站，这将是非常难以直接观察，因为它们的低密度。有人认为，通过超拱廊风扇下降的暗超拱廊下降流（SAD）可能是低密度射流等离子体。低密度射流的头部朝向高密度等离子体，将是瑞利-泰勒不稳定的，并导致沿界面快速生长的低密度和高密度指状物的发展。使用SDO/AIA 131 A图像，我们显示了从三个不同方向相对于耀斑拱廊和电流片看到的SAD的细节，并突出显示了以前无法解释的功能，例如SAD在其头部的分裂，但这是拱廊上方不稳定的自然结果。与3-D磁流体动力学模拟的比较表明，超拱廊下降流是二次不稳定性的瑞利-泰勒型的排气中的重联射流的结果。
2014-11-03 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
Arcade Implosion Caused by a Filament Eruption in a Flare
日冕内爆--由于磁压的降低，日冕中等离子体和夹带的磁场的会聚运动--可以帮助定位和跟踪太阳耀斑和爆发期间磁能释放或重新分布的地点。我们在这里报告的分析，在C3.5耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29期间，一个观察良好的内爆的形式与暗条喷发相关的拱廊收缩。一系列的事件，包括磁通量绳不稳定性和扭曲，其次是灯丝喷发和拱廊内爆，导致我们得出结论，内爆来自于从拱廊下的全球磁不稳定性的一部分，而不是由于本地的磁场能量耗散耀斑的磁能转移。观察到的净收缩的内爆环，这也被发现在非线性无力场外推，反映了一个永久性的减少，在拱廊下的磁能。这一事件表明，磁通绳不稳定性除了导致上覆场的膨胀或爆发外，还可以同时由于磁能转移而使未开放的场发生内爆。它演示了“部分开放的领域”的情况下，这是在3D的方式之一，以产生一个磁喷发，而不违反Aly-Sturrock假说。在此观测的框架下，我们还提出了一个统一的活动区磁演化的三个主要概念，即亚稳喷发模型，内爆猜想，和标准的“CSHKP”耀斑模型。
2016-10-19 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
To Rain or Not to Rain: Correlating GOES Flare Class and Coronal Rain Statistics
耀斑后弧是太阳耀斑演化过程中的重要组成部分，人们已经观测了几十年。日冕雨，灾难性冷却的等离子体级联，勾勒出环，并提供了最近耀斑的引人注目的证据。这些事件被认为是常见的，但科学文献并不包括任何统计概述，记录这种现象实际上有多常见。这项研究回顾了太阳动力学天文台大气成像组件（SDO AIA）对2011年至2018年期间从空间天气预报中心（SWPC）数据库收集的241个耀斑的观测。耀斑覆盖了C、M和X GOES级的整个强度范围，并且均匀地分布在SDO观测到的第24太阳活动周的大部分时间里。我们发现，后耀斑拱廊雨发生几乎所有的X和大多数的M级耀斑，但它逐渐减少迅速C级耀斑。在C5附近似乎有一个分界点，低于该分界点，耀斑后拱廊雨的发生率显著下降。GOES等级与耀斑后降雨事件的平均持续时间之间也存在一般的正相关关系。在C级耀斑后的拱廊雨事件似乎跟踪太阳黑子数，提供了一个潜在的新工具，估计，如果不是预测，太阳周期的强度。此外，冷凝似乎被抑制在最短长度的拱廊圈的任何类观察，这表明活跃区域加热的高度限制。这些结果为未来的研究开辟了进一步的途径，包括估计能量沉积的新方法，以及更深入地了解稳定的活动区域加热。
2022-09-22 astro-ph.SR
Investigation of the X-ray Emission of the Large Arcade Flare of 2 March 1993
利用{ \sl Yohkoh}和GOES卫星以及{ \sl Compton伽马射线天文台}记录的X射线观测资料，对1993年3月2日的一次大型拱廊耀斑进行了研究。我们分析了耀斑脉冲相硬X射线（HXR）脉冲的准周期性，发现脉冲的准周期序列与1991年11月2日在另一个大型拱廊耀斑中观测到的脉冲序列之间有着密切的相似性。这种相似性有助于解释在脉冲阶段结束时记录的强HXR脉冲，这是由于稠密等离子体（来自色球蒸发）流入尖点内的加速体积。在HXR图像中，可以看到一个高度燃烧的环，顶部有一个三角形的尖点结构，电子在那里被有效地加速。HXR图像序列使我们能够研究加速电子向耀斑足迹沉淀的复杂变化。我们已经表明，所有这些脉冲相位观测可以很容易地解释在位于尖点结构内的振荡磁阱中的电子加速模型。一些软X射线（SXR）图像可用于后期衰变阶段。它们显示了一条长长的SXR环路。关于耀斑在缓慢衰减阶段演化的重要信息包含在温度的时间变化$T(t)$和发射测量EM $(t)$中。这些信息如下：i）弱加热发生在缓慢衰减阶段，它慢慢地减少; ii）加热的减少决定了EM的缓慢和平滑的减少; iii）加热和热等离子体量之间的耦合使耀斑在缓慢衰减阶段（QSS演化）沿着一系列准稳态演化。
2013-12-19 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
Partial Reflection and Trapping of a Fast-mode Wave in Solar Coronal Arcade Loops
我们报告的第一个直接观察到的快模波传播沿和垂直于冷（171欧姆）拱圈观察SDO/AIA。该波与一个冲动/紧凑的耀斑有关，靠近太阳黑子的边缘。EUV波前从耀斑中心向外径向扩展，并在日冕中在约3-4分钟内从1060-760 km/s减速。部分极紫外波沿着一个大规模的冷环拱廊传播，并被部分反射回耀斑现场。波的相速度约为1450 km/s，这被解释为快模波。第二个重叠的环形拱廊，垂直于冷拱廊，被加热，并成为可见的友邦保险热通道。当EUV波沿着较低的环路拱廊来回传播时，这些热环路随EUV波及时摆动。我们认为，一个脉冲能量释放在一个脚点的拱圈导致的EUV冲击波的发病，传播沿和垂直于磁场。
2015-03-27 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
Simulating Solar Flare Irradiance with Multithreaded Models of Flare Arcades
了解能量如何在耀斑中释放是太阳和恒星天体物理学的核心问题之一。对高温耀斑等离子体的观测为这种能量释放的性质提供了许多潜在的线索。然而，很明显，耀斑并不是由几个脉冲加热的环组成的，而是许多小尺度线程随着时间的推移而被加热的结果，这使得很难详细比较观测和数值模拟。以前的一些研究表明，通过将耀斑视为一系列独立加热的环，可以重现观测到的发射的某些方面，但这些研究通常集中在小尺度特征上，而忽略了耀斑的全球特征。在本文中，我们开发了一个多线程模型，包括随时间变化的几何形状和加热速率的一系列连续加热的环路，包括一个拱廊。为了验证，我们与MinXSS CubeSat的五个耀斑的光谱观测以及GOES/XRS和SDO/AIA测量的光变曲线进行比较。我们表明，该模型可以成功地再现光变曲线和准周期脉动在GOES/XRS，软X射线光谱看到MinXSS，和光变曲线在各种AIA通带。AIA光变曲线与长时间加热最一致，但元素丰度不能受模型约束。最后，我们展示了如何使用这个模型来外推极端事件的光谱，可以预测辐照度在很宽的波长范围内，包括未观察到的波长。
2020-05-07 astro-ph.SR
Estimation of Reconnection Flux using Post-eruption Arcades and Its Relevance to 1-au Magnetic Clouds
我们报告了一种新的方法来计算耀斑重联（RC）通量从喷发后的弧（PEAs）和底层光球磁场。在以前的工作中，RC通量已计算使用累积耀斑带状面积。在这里，我们获得的RC通量的一半，潜在的PEA与喷发使用的图像在EUV采取耀斑最大后。我们将这种方法应用于太阳活动周期23中起源于太阳盘中心附近的一组21次爆发。我们发现，拱廊法的RC通量（ΦrA）与耀斑带法的RC通量（ΦrR）有很好的一致性，满足：ΦrA = 1.24（ΦrR）^0.99。我们还发现，ΦrA与1天文单位处相关磁云的极向通量（ΦP）相关：ΦP = 1.20（ΦrA）^0.85。这种关系几乎与Qiu等人（Astrophys. J. 659，758，2007）使用一组只有九个爆发。我们的结果支持耀斑重联导致磁绳和PEA的形成是一个共同过程的观点。
2017-03-19 astro-ph.SR
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
An Unorthodox X-Class Long-Duration Confined Flare
我们报告了一个X级长持续时间耀斑的观察，这是明确的限制。它在传统的EUV通带（171和195 μ m）中表现为一个紧凑的环耀斑，但在对耀斑等离子体敏感的通带（94和131 μ m）中，它像其他长持续时间事件一样在环拱圈上方表现出尖形结构。在运行差异的方法检查图像，我们发现，看似弥漫，准静态的尖形结构由多个嵌套循环，反复上升，消失接近尖形边缘。在渐进阶段，我们检测到无数次循环上升，每次持续几分钟。差分发射测量分析表明，温度是最高的顶部的拱廊，并成为较低的高度内的尖形结构，相反，典型的长时间耀斑。采用非线性无力模型，分析表明，该事件主要涉及由T型双曲通量管（HFT）分隔的两个相邻剪切弧。其中一个拱廊中有一条磁通量绳，它被认为是一条由于强限制场而在耀斑中幸存下来的灯丝。我们的结论是，一个新出现的磁通量在其他拱廊触发耀斑，而预先存在的HFT和磁绳决定的结构和动力学的耀斑环和带状在长期持久的衰变阶段，和一个准分界线层高以上的HFT可以解释的尖形结构。
2014-05-27 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
Sequential Lid Removal in a Triple-Decker Chain of CME-Producing Solar Eruptions
我们研究了SDO、STEREO、RHESSI和GOES观测到的一个大的双极活动区（AR）在12小时内发生的三次连续日冕物质抛射（CME）爆发。显然，AR最初有一个三层结构：在极性反转线（PIL）上方的垂直堆栈中有三个通量绳。在被中间通量绳的局限爆发碰撞后，顶部通量绳爆发，使第一个CME及其伴随的AR跨越耀斑拱廊扎根于一对相距甚远的耀斑带。第二次日冕物质抛射是由先前被捕获的中间磁绳的喷发造成的，它吹开了第一次日冕物质抛射的耀斑弧，并产生了一个耀斑弧，该耀斑弧植根于一对比第一次日冕物质抛射更靠近PIL的耀斑带。第三次日冕物质抛射是由底部磁绳的爆发形成的，它冲开了第二个耀斑拱圈，形成了自己的耀斑拱圈和一对耀斑带。在PIL观测到的磁通抵消可能触发中间磁通绳的初始受限喷发。那次局限的喷发显然引发了第一次CME喷发。由第一次CME爆发引发的眼睑去除机制可能引发第二次CME爆发。第二次CME喷发进一步去除盖子可能会触发最后一次CME喷发。
2020-08-11 astro-ph.SR
Systematic Microwave Source Motions along Flare-arcade Observed by Nobeyama Radioheliograph and AIA/SDO
我们发现系统的微波源运动沿耀斑拱廊使用野边山射电日像仪（NoRH）17 GHz的图像。这些运动与2011年2月15日发生的X级磁盘耀斑有关。在这项研究中，我们还使用了来自大气成像组件（AIA）的EUV图像和来自太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪（HMI）的磁图，以及来自Nobeyama Radiopolarimeters（NoRP）和韩国太阳射电爆发探测器（KSRBL）的多通道微波数据。我们追踪了耀斑期间NoRH 17 GHz微波源的质心，发现了两个运动事件：1）微波源沿耀斑弧系统地运动，AIA 94 A观测到微波源沿平行于中性线的方向运动; 2)每次发作时间分别为5 min和14 min。3)第一集的估计平行速度为34 km/s，第二集为22 km/s。NoRP和KSRBL得到的10 GHz以上的微波通量的谱斜率在两个事件中都是负的，而在第二事件的最后阶段，它与150 sfu的通量是平坦的。负谱和高通量的平坦区表明，在源运动期间，加速电子的回旋同步辐射占主导地位。AIA 304 A和94 A通道的连续图像显示，有连续的等离子体爆发，每次爆发都是在微波源运动开始之前开始的。基于这些结果，我们认为微波源的运动体现了等离子体爆发引起的粒子加速点的位移。
2013-10-10 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
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
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
Formation of an observed eruptive flux rope above the torus instability threshold through tether-cutting magnetic reconnection
本研究通过对活动区NOAA 12241的MHD模拟，揭示M6.9级耀斑中系绳切割磁重联在剪切磁拱内形成环面不稳定区的爆发性MFR，其演化与观测吻合，解释了耀斑爆发机制。
2023-07-13 astro-ph.SR
A Multi-Wavelength Statistical Study of Supra-Arcade Downflows
日冕物质抛射后耀斑弧段上方的向日流动空洞，也称为超弧段下降流（SAD），具有与重联后磁通量管横截面一致的特征。使用几种仪器（例如，Hinode/XRT，Yohkoh/SXT，TRACE和SOHO/LASCO），我们估计了与SAD相关的参数，如速度，大小，高度，磁通量和弛豫能，我们将其解释为重联流出。我们还提出了收缩环的速度和高度测量相比，SAD的意见。我们简要地讨论这些测量，以及它们对重联模型的影响。
2012-01-25 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
Triggering an eruptive flare by emerging flux in a solar active-region complex
2012年7月1日，在太阳活动区NOAA 11514和11515之间发生了一次耀斑和快速日冕物质抛射，这是对尾随区11515的领先黑子前方出现的通量的响应。通过分析光球磁通量和日冕结构的演化，我们发现光球磁通量的出现是通过与上覆磁通量的非标准相互作用触发爆发的。新的通量既没有相反的方向，也没有一个位置附近的极性反转线，这是有利的强烈重联下出现的拱廊通量。此外，其助焊剂含量仍然显著小于拱廊的助焊剂含量（约40%）。然而，一个植根于尾随的活动区的环路系统部分地在活动区之间的拱廊下运行，经过通量出现的地点。与新兴通量的重新连接，导致一系列喷流排放到环路系统中，导致环路系统强烈但有限的上升。这就抬高了两个活跃区域之间的拱廊，削弱了它向下的张力，从而使拱廊下被大幅剪切的通量不稳定。复杂的事件也与支持前体活动在一个增强的网络附近的活动区，作用于大规模的覆盖通量，并与两个同时封闭的耀斑活动区。
2015-06-26 astro-ph.SR
Onset Mechanism of M6.5 Solar Flare Observed in Active Region 12371
我们研究了活动区12371中三维（3D）磁场的稳定性，从而在2015年6月22日产生爆发性M6.5耀斑。为了揭示三维磁场结构，我们首先在非线性无力场（NLFFF）近似下，根据光球矢量磁场的时间序列外推三维日冕磁场。NLFFF很好地再现了所观察到的S形结构，这被广泛认为是喷发前的磁性配置。特别是，我们发现，乙状结肠是由两个分支的剪切拱圈。在NLFFF的基础上，我们研究了剪切拱圈，探讨爆发耀斑的发病过程中使用的三个代表性的磁流体动力学不稳定性：扭结，环面，双弧不稳定性（DAI）。最近由Ishiguro和Kusano提出的DAI是一种双弧环，它比环面环更容易不稳定。因此，NLFFF被发现是相当稳定的扭结和环面不稳定性。然而，在扩口之前形成的剪切拱廊环可能对DAI变得不稳定。作为M6.5耀斑爆发过程的一种可能的设想，我们认为耀斑爆发过程可以分为三个阶段：（1）在耀斑爆发的早期阶段，剪切弧环通过系绳切割重联形成双弧环;（2）DAI有助于不稳定的双弧环的扩展;（3）最后，环面不稳定性导致了全面爆发。
2020-04-03 astro-ph.SR
Analysis of the Stellar Occultations During the Unprecedented Long-Duration Flare
该研究分析年轻主序星27小时超级耀斑中的多次掩星，重建冷耀斑环拱的几何与物理参数，首次在太阳以外恒星上证实此类遮蔽结构。
2024-08-05 astro-ph.SR
On the origin of the Extreme-Ultraviolet late phase of solar flares
太阳耀斑通常有一个脉冲阶段，然后是一个渐进的阶段，最好的软X射线发射。最近基于太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测的发现表明，一些耀斑表现出第二个大峰，与第一个主相位峰相隔数十分钟至数小时，这被称为耀斑的EUV晚期。在本文中，我们详细分析了两个晚相耀斑，M2.9耀斑在2010年10月16日和M1.4耀斑在2011年2月18日，使用多通带成像观测大气成像组件（AIA）机载SDO的EUV晚相的起源。我们发现：（1）晚相发射源自不同的磁环系统，其比主相环系统大得多且高得多。(2)这两个环路系统具有不同的热演化过程。虽然后期相位环路拱廊在从高温到低温跨越一个多小时的稍后时间逐渐达到其峰值亮度，但主相位环路拱廊在所有温度下几乎同时（在几分钟内）达到其峰值亮度。(3)然而，两个环系统似乎是磁性连接的，形成了一个不对称的磁四重配置。(4)此外，紫外波长的足点增亮显示出从主耀斑区域到后期拱廊系统的远程足点的约一分钟的系统延迟。我们认为，EUV后期阶段是一个长期的冷却过程中的较大的磁拱廊系统的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
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
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
X-ray and EUV Observations of Simultaneous Short and Long Period Oscillations in Hot Coronal Arcade Loops
我们报道了在C类耀斑期间分别由费米GBM（伽马射线暴监测器）和SDO/AIA观测到的X射线（6-12 keV）和极紫外（EUV）通道（131，94，1600，304 nm）的衰减准周期强度振荡。在X射线通道（6-12 keV）中的振荡周期和衰减时间的估计值分别为约202 s和154 s。在AIA 1600和304 NTSC通道中的拱廊环路的足点处检测到类似的振荡周期。同时，AIA热通道（94和131 nm）显示了在拱廊环路的足点之间来回反弹的传播EUV扰动。振荡周期约为409 s，衰减时间约为1121 s.波的特征相速度约为560 km/s，环长约为115 Mm，这与温度约为10-16 Mk（480-608 km/s）时的声速大致一致。这些EUV振荡与SOHO/SUMER多普勒频移振荡一致，解释为耀斑激发的全球驻波慢磁声波。耀斑发生在拱廊环路的一个足点处，其中磁拓扑是具有零点的3D扇脊。在这个脚点重复重连可能会导致非热电子的周期性加速，这些电子沿着拱廊传播到相反的脚点并在那里沉淀，从而导致观察到的202-s周期。还讨论了其他可能的解释，例如慢模的二次谐波。
2015-02-25 astro-ph.SR
Solar Flare Arcade Modelling: Bridging the gap from 1D to 3D Simulations of Optically Thin Radiation
太阳耀斑是三维现象，但在三维建模耀斑，包括色球层中的许多重要过程，是一个计算挑战。准确地模拟色球层是很重要的，即使过渡区和日冕是感兴趣的领域，由于能量，质量和辐射通过互连层的流动。我们提出了一个太阳耀斑拱廊模型，旨在弥合1D和3D建模之间的差距。我们的方法是有限的光学薄发射的合成。使用在3D域中观察到的活动区域环结构，我们将模拟的1D耀斑大气移植到每个环上，合成发射，然后将该发射投射到2D观测平面上。对SDO/AIA、GOES/XRS和IRIS/SG Fe XXI 1354.1A的排放进行了正演模拟。我们分析的温度，持续时间，质量流量，与耀斑的线宽，找到定性的协议，但一定的定量差异。与观测相比，多普勒频移的幅度相似，但衰减得太快。它们不是有序的，与观测相比包含更大量的散射。从GOES和AIA发射的渐进相位发射的持续时间也太短。Fe XXI线被加宽，但不够宽。这些发现表明，在我们的模型中需要额外的物理学。拱廊模型，我们在这里显示的概念验证，可以扩展到调查其他线路和全球方面的太阳耀斑，提供了一种手段，以更好地测试日冕响应模型的耀斑能量注入。
2020-07-27 astro-ph.SR physics.space-ph
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 of an X-class Flare and Quasi-Periodic Pulsations in NOAA AR 13842 using SDO, Aditya-L1 and Solar Orbiter
Patna University（巴特那大学）；Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；National Institute of Technology Calicut（卡利卡特国立技术学院）；Kumaun University（库马翁大学）
本研究结合SDO、Aditya-L1与Solar Orbiter数据，分析NOAA 13842活动区的X9.0级耀斑，通过非无力场外推揭示磁场结构与反复重联是准周期脉冲的成因。
2026-10-16 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
Responsibility of a Filament Eruption for the Initiation of a Flare, CME, and Blast Wave, and its Possible Transformation into a Bow Shock
对2011年2月24日和5月11日两次暗条爆发的多仪器观测表明，爆发性耀斑、CME和冲击波演化的最新情况如下。暗条最初的不稳定导致属于它的身体的磁线伸展出来，并沿着反转线扎根在光球层。它们的重连导致i）灯丝的部分或其环境的加热，ii）耀斑拱廊尖点和条带的初始发展，以及iii）灯丝与弯曲通量绳及其加速度的相似性增加。爆发前包围暗条的弧段按照标准模型参与重联，继续形成耀斑弧段和条带。从细丝发展而来的弯曲绳索中的极向磁通量逐渐增加，并迫使其环形膨胀。这种磁绳脉冲性地膨胀并产生MHD扰动，它迅速地变陡成激波。冲击波穿过在暗条上方膨胀的拱廊，然后像减速的冲击波一样在CME前方自由传播一段时间。如果日冕物质抛射是缓慢的，那么冲击波最终会衰减。否则，激波的前部变为弓形激波区。这在2011年2月24日的事件中首次观察到。当重联停止时，磁绳松弛并构成CME核-腔系统。扩张的拱廊发展成CME锋面结构。我们还发现，在一个遥远的流光的电流片的重连被迫由冲击的通道导致在一个运行的耀斑般的过程中的流光负责的II型爆发。本文还讨论了调光的发展和各种相关现象。
2014-11-04 astro-ph.SR
The 2014 March 29 X-flare: sub-arcsecond resolution observations of Fe XXI 1354.1
界面区成像光谱仪（IRIS）是第一台通过Fe XXI $λ$ 1354.1禁线的成像光谱以亚角秒空间分辨率观测$\sim 10$ MK等离子体的太阳仪器。IRIS对2014年3月29日17：48 UT发生的X1级耀斑的观测显示，来自耀斑带和耀斑后环拱廊的Fe XXI发射。Fe XXI出现在所有的色球带位置，虽然通常有一个光栅（75秒）的延迟，有时偏移高达1 $^{\prime\prime}$。100- 200 km/s的$^{-1}$蓝移被发现在最明亮的丝带，表明热等离子体上升到日冕。Fe XXI的带状发射是紧凑的，空间范围为$< 2^{\prime\prime}$，并可以延伸到色球带的位置之外。发现在远离带状位置的方向上蓝移减少和增加的实例，并且在耀斑峰之后蓝移存在至少6分钟。在大气成像组件（AIA）131毫米滤光片图像中看到的耀斑后环拱廊主要由Fe XXI组成，表现出明亮的环顶，强度分布不对称。环顶的大小由$\ge 1^{\prime\prime}$的IRIS分辨，环顶的线宽并不比环腿宽，这表明环顶不是增强湍流的场所。环形拱廊中的视线速度通常为$<10$ km s $^{-1}$，平均非热运动从耀斑峰值时的43 km s $^{-1}$下降到6分钟后的26 km s $^{-1}$。如果假设环拱圈中的平均速度是静止的，那么它就意味着$1354.106\pm 0.023$的Fe …
2014-12-02 astro-ph.SR
Recurrent explosive eruptions and the sigmoid-to-arcade transformation in the sun driven by dynamical magnetic flux emergence
我们报告的三维（3D）MHD模拟经常性的小型CME样喷发在一个小的活动区（AR），这是由一个扭曲的（而不是扭结不稳定）通量管从太阳内部的动态出现。喷发的发展是由于不断出现和重新连接的剪切磁力线沿极性反转线（PIL）的AR的新的磁通绳的重复形成和驱逐。喷发的加速是由喷发场下方的电流片处的系绳切割重联触发的。我们发现，每一个爆炸性的喷发是由改造的S形结构和随后的S形到耀斑拱廊改造的AR。这些结果可能对周期性日冕物质抛射和爆发性S形/耀斑的观测和理论研究具有一定的意义。
2014-05-25 astro-ph.SR
Observation of all pre- and post-reconnection structures involved in three-dimensional reconnection geometries in solar eruptions
我们报告的观测两个新确定的重联几何涉及爆发通量绳。在3D中，磁绳可以与周围的日冕拱廊（最近称为“ar-rf”重联）或与自身（“rr-rf”重联）重新连接，这两种重联都会产生新的磁绳磁力线和耀斑环。我们首次确定了SDO/AIA在2011年6月7日观测到的太阳爆发事件中两个重连的所有四个组成部分。ar-rf重联表现为暗条的一条腿向北移动了25英寸以上。在其先前的位置上，形成了一个耀斑拱廊，而暗条腿的新位置先前对应于171 A中日冕环的足点。此外，耀斑带状钩的演变也与磁流体模拟预测的ar-rf重联的发生相一致。具体来说，生长的钩子扫过爆发前日冕弧的足点，这些位置变成了钩子的内部。此外，rr-rf重联发生在耀斑拱廊上方的峰值阶段，在一个明显的X型几何形状，涉及一对收敛明亮的灯丝股在喷发的灯丝。一个新的耀斑环在其中一条的腿附近形成，而一个明亮的斑点，代表同一条的残余，被认为是上升到喷发的灯丝。总之，这些观测结果证明了最近的三维标准太阳耀斑模型的预测是正确的。
2019-10-18 astro-ph.SR
A Hot Cusp-Shaped Confined Solar Flare
我们分析了一个封闭的耀斑，开发了一个热尖状结构高的日冕（H ~ 66毫米）。在标准的爆发性耀斑模型中，一个不断增长的尖形耀斑拱是一个典型的特征，它是由日冕高度逐渐增大的磁重联引起的。相反，我们观察到一个静态的热点在一个封闭的耀斑。尽管初始的垂直温度分布类似于爆发耀斑，我们观察到一个明显不同的演变过程中的后期（衰变）阶段，在长期的热排放的形式。这种明显的尖点形状植根于非热前驱活动的位置，很可能是由顶部附近扭结的磁场拱廊造成的。我们的观察表明，长时间的加热是由于缓慢的局部重联和附近的扭结顶点由于连续的等离子体上升流的热压力增加。
2019-11-25 astro-ph.SR
The direct relation between the duration of magnetic reconnection and the evolution of GOES light curves in solar flares
GOES软X射线光变曲线用于测量太阳耀斑发射的时间和持续时间。磁重联的时间和持续时间以及随后驱动太阳耀斑的能量释放是未知的，尽管光变曲线可能是相关的。因此，理解连接两者的物理学是至关重要的：重联的时间尺度如何产生观测到的GOES光变曲线？在这项工作中，我们建立了一个流体动力学模型，然后我们用它来合成GOES光变曲线的形成和扩大的一个拱廊的循环。我们计算的光变曲线的半高宽和e-折叠衰减时间，并将它们与拱廊跨越的两个带状物的质心的分离进行比较，这是代表环的尺寸尺度。我们再现了两者之间的线性关系，在以前的工作中发现观测。我们表明，这表明了能量释放的持续时间和这些光变曲线的演变之间的直接联系。我们还表明，冷却过程的个别环路，包括耀斑拱廊直接影响测量的时间尺度。从观测到的和模拟的线性之间的明确一致性，我们得出结论，控制耀斑时间尺度的主要因素是重连的持续时间和环的长度。
2017-11-01 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
Fundamental-Mode Oscillations of Two Coronal Loops within a Solar Magnetic Arcade
我们分析的强度变化，测量的大气成像组件（AIA）在171毫米的通带，在两个日冕环嵌入在一个单一的日冕磁拱。我们检测到的基本模式的振荡周期约为2分钟，衰减时间为5分钟。振荡是由拱廊与耀斑发出的大波前相互作用引起的。此外，振荡的功率谱表明签名与场线的倾斜传播一致，并且存在2-D波导而不是1-D波导。
2015-04-29 astro-ph.SR
Extremely Large EUV Late Phase of Solar Flares
极紫外光变率实验（EVE）在太阳耀斑期间观测到的Fe XVI 33.5 nm谱线辐照度的第二个峰值被称为极紫外光（EUV）晚期相。我们之前的论文（Liu et al. 2013）发现，晚期阶段的主要排放来自与后耀斑环（PFL）密切相关但不同的大规模环弧，我们还提出，没有额外加热的长期冷却过程可以解释晚期阶段。在本文中，我们定义了极大的后期阶段，因为它不仅在温暖的33.5辐照度轮廓中具有更大的峰值，而且比主阶段释放更多的EUV辐射能量。从三个角度对极紫外图像进行了详细的分析，发现除了后期的相位环弧外，后期的巨大相位弧的贡献主要来自于一个未喷发的热结构。这种热结构被认为是一个通量绳，它很快被耀斑重联所激励，然后在渐变阶段持续产生热能。未喷发的磁通绳与附加加热一起与后期环路拱廊一起产生了极大的EUV后期。
2015-04-21 astro-ph.SR
Homologous Coronal Mass Ejections Caused by Recurring Formation and Disruption of Current Sheet within a Sheared Magnetic Arcade
太阳经常从同一源区重复产生具有相似结构的日冕物质抛射，这些同源喷发是如何启动的仍然是一个悬而未决的问题。在这里，通过使用一个新的磁流体动力学模拟，我们表明，同源的太阳喷发可以有效地产生的日冕电流片的不断形成和中断驱动的连续剪切相同的极性反转线在一个单一的双极配置。这些喷发是由相同的机制，其中内部电流片在逐渐剪切的双极场中缓慢形成，电流片的重新连接触发并驱动喷发。每一次爆发都没有释放出所有的自由能，但在爆发通量绳下面的耀斑后拱廊中留下了大量的自由能。因此，耀斑后弧的进一步剪切比位场弧的剪切更容易形成新的电流片，这有利于产生下一次喷发。此外，还发现新的喷发更强，因为新形成的电流片具有更大的电流密度和更低的高度。此外，我们的研究结果还表明，存在一个磁场能量阈值为一个给定的通量分布，并发生喷发，一旦接近这个阈值。
2022-01-11 astro-ph.SR
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
A New Analysis Procedure for Detecting Periodicities within Complex Solar Coronal Arcades
我们研究的强度变化，作为测量的大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO），在一个太阳日冕拱廊使用新开发的分析程序，采用时空自相关。我们通过研究附近复杂拱廊内的耀斑活动激发的大振幅振荡来测试我们的新程序，并检测到12.5分钟的主导周期。我们用两种方法计算这个周期：从传统的时间-距离拟合方法和使用我们新的自相关程序。这两种分析产生了一致的结果。自相关过程，然后实现的时间序列，传统的方法会失败，由于重叠的循环和循环和背景之间的对比度差的复杂性。使用这个新的程序，我们发现存在的小振幅振荡在同一拱廊与8分钟和10分钟的周期之前和之后的大振幅振荡，分别。因此，我们确定这些为“无衰减”的振荡，以前只观察到在非耀斑环系统。
2019-02-18 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in a solar flare with an unusual phase shift
耀斑衰变阶段可能发生两种过程：能量释放过程和能量弛豫过程。宽带辐射的准周期脉动（QPP）是验证机制的一个很好的工具。我们的目标是研究X级太阳耀斑衰变阶段的过程SOL 2014 -03- 29 T17：48。在X射线，微波和极紫外（EUV）波段的观测被用来研究耀斑的精细的时间，空间和光谱结构。的周期，振幅和相位的通量和物理参数（排放量，温度）进行了研究，使用标准的相关性，傅立叶和小波分析方法。结果表明，准等熵脉冲的来源与耀斑后的均匀环有关。X射线源位于拱廊的顶部。在X射线（3- 25 keV）和微波（15.7 GHz）辐射中发现了特征时间尺度为$P\approx$ 74- 80 s的QPP。此外，在温度（$T_e$）和排放量（$EM$）的时间廓线中发现了具有相同周期的准周期现象。QPP在温度和QPP在发射测量中表现出反相行为。分析揭示了能量弛豫的准周期过程，在衰变阶段没有任何额外的能量源。QPP的周期与拱廊中的慢磁声波驻波的二次谐波有很好的一致性，这可能是由拱廊附近的耀斑引发的Moreton波触发的。
2018-12-24 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
Spectroscopic investigations of a filament reconnecting with coronal loops during a two-ribbon solar flare
本研究通过IRIS和AIA观测，首次捕获了双带耀斑中丝状体与日冕环的AR-RF三维重联，发现强蓝移（约200 km/s）和极宽谱线，揭示了加速粒子与湍流的存在。
2025-05-08 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
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
Chain Reconnections observed in Sympathetic Eruptions
交感神经事件之间各种看似合理的因果关系的本质仍然是一个有争议的问题。在这项工作中，我们提出了多波长观测的交感喷发，相关的耀斑和日冕物质抛射（CME）发生在2013年11月17日在两个附近的活动区域。两个细丝，即，在有源区之间观察到F1和F2。在整个事件期间，已经确定了由不同原因（磁通抵消、剪切和膨胀）引起的连续磁重联。第一次重联发生在第一次爆发期间，通过剪切弧与暗条F2之间的通量抵消，产生了通量绳，导致了第一次双带太阳耀斑。在这个阶段，我们观察到重叠的弧和日冕环的爆发，这导致了第一次CME。第二次重联被认为发生在F2的膨胀磁通绳和上覆的暗条F1的弧之间。我们认为这种重连破坏了细丝F1的平衡，从而进一步促进了它的喷发。第三阶段的重联发生在爆发的灯丝F1之间的腿重叠的拱门。这可能会产生一个通量绳和第二个双带耀斑和第二个CME。第四次重连发生在爆发暗条F1的膨胀弧与附近的环境场之间，产生了向上和向下的双向等离子体流。观测和非线性无力场外推证实了重联的可能性和磁系统之间的因果联系。
2016-02-25 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
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
