Asymmetric Structure of Quiescent Filament Channels Observed by Hinode/XRT and STEREO/EUVI
我们提出了一个静态丝通道的结构的研究，从2006年12月至2009年2月的Hinode/XRT和STEREO/EUVI观测。对于在太阳盘面上识别的10个通道，我们发现通道两侧的发射在X射线和EUV中都是不对称的：一侧具有弯曲的明亮特征，而另一侧具有直的暗淡特征。我们解释的磁通量绳模型的结果。发射中的不对称性是由于沿通道的轴向磁通量的变化，这导致一个极性变成磁通绳，而来自另一个极性的场线是开放的或连接到非常远的源。对于70个通过肢体处的腔识别的通道，不对称性不能清楚地识别。
2012-08-07 astro-ph.SR
First Simultaneous Observation of H-alpha Moreton Wave, EUV Wave, and Filament/Prominence Oscillations
我们报告的第一个同时观测的H-α摩尔顿波，相应的EUV快冠波，和一个缓慢而明亮的EUV波（典型的EIT波）。与2011年8月9日发生在活动区NOAA 11263的X6.9耀斑相关，我们在京都大学飞田天文台的太阳磁活动研究望远镜（SMART）拍摄的H-α图像中观察到了Moreton波。在太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的EUV图像中，我们不仅发现了相应的EUV快速“明亮”日冕波，而且还发现了与H-α Moreton波无关的EUV快速“微弱”波。我们还发现了一个慢的EUV波，这对应于一个典型的EIT波。此外，我们第一次在H-α和EUV图像中同时观察到日珥和暗条的振荡。为了触发由耀斑相关的日冕扰动的振荡，我们预计日冕波一样快的快模MHD波的速度约为570 - 800公里/秒。这些速度与观测到的Moreton波和EUV快日冕波的速度一致。
2011-12-27 astro-ph.SR
Formation and Characteristics of Filament Threads in Double-Dipped Magnetic Flux Tubes
色球蒸发-日冕凝聚模型是太阳暗条形成的主要机制之一，数值模拟结果证实了色球蒸发-日冕凝聚模型的正确性，该模型很好地解释了单倾角通量管中暗条的形成。然而，日冕磁场外推表明，一些磁场线可能具有一个以上的倾角。预期在这种情况下，与单浸渍磁通量管相比，形成过程将显著不同。本文基于蒸发-冷凝模型，对双浸磁通量管内细丝的形成进行了数值模拟。我们发现，只有在磁结构和加热的特定组合下，集中局部加热和具有深浸渍的长磁通量管，可以在双浸渍磁通量管中形成并保持两个螺纹。比较我们的参数调查与观察，我们的结论是，这种磁连接的线程由于多个倾角更有可能存在于静态的灯丝比活跃区的灯丝。此外，我们发现这些线程通常比独立捕获的线程短，这可能是为什么静态丝具有短线程的原因之一。磁性连接的这些特征也可以解释静止丝中的倒钩和垂直线。
2021-07-26 astro-ph.SR
A Chain of Winking (Oscillating) Filaments Triggered by an Invisible Extreme-Ultraviolet Wave
闪烁（振荡）细丝已经观察了很多年。然而，在一个事件中观察到连续闪烁的细丝还没有报道。在本文中，我们提出了一个闪烁的细丝链和随后的喷流，观察后，在AR 11283的X2.1是。该事件还产生了极紫外（EUV）波，它有两个组成部分：向上的圆顶状波（850 km/s）和侧表面波（554 km/s），这在成像观测中非常微弱（或不可见）。通过分析振荡细丝和极紫外波之间的时间和空间关系，我们提出所有闪烁细丝和射流都是由微弱（或不可见）的侧表面极紫外波触发的。暗条的振荡持续2 ~ 3个周期，周期为11 ~ 22 min，多普勒速度幅值为6 ~ 14 km/s，阻尼时间为25 ~ 60 min。我们进一步估算了暗条的径向磁场和最大动能，它们分别为5 ~ 10高斯和~ 10^19 J。最大动能与普通极紫外波的最小能量相当，表明极紫外波可以有效地在其路径上发射暗条振荡，因此极紫外波是触发和连接太阳大气中连续但分离的太阳活动的良好媒介，也是产生太阳交感爆发的重要因素.
2014-03-30 astro-ph.SR
Transverse oscillation of prominence and filament induced by an EUV wave from the farside of the Sun
本研究通过多角度观测分析2014年9月1日太阳背面EUV波引发的日珥与暗条横向振荡，验证了CME驱动激波、EUV波自由传播的机制，同时测得振荡参数、径向磁场强度及EUV波速度。
2024-01-29 astro-ph.SR
Peculiar Stationary EUV Wave Fronts in the eruption on 2011 May 11
对2011年5月11日发生的一次暗条爆发过程中的极紫外（EUV）波进行了观测和解释。暗条爆发过程中还产生了一次B级的双带耀斑和一次日冕物质抛射（CME）。太阳动力学观测站（SDO）利用大气成像组件（AIA）记录的高时空分辨率数据观测到了这一事件。当灯丝爆发时，我们观察到两种类型的EUV波（慢和快）向外传播。较快的EUV波具有约500 km/s的传播速度，较慢的EUV波具有约120 km/s的初始速度。我们第一次报道，不仅较慢的EUV波停止在磁分界线，形成明亮的固定战线，而且更快的EUV波通过磁分界线，留下另一个固定的EUV战线。
2016-02-28 astro-ph.SR
Filament Eruption Driving EUV Loop Contraction then Expansion above a Stable Filament
我们分析了与位于活动区边界的暗条爆发相关的EUV环演化的观测结果。太阳动力学观测站和日地关系观测站-A号航天器观测到了SOL 2013 -03- 16 T14：00事件，观测角度差异很大。细丝高度用线性和指数函数的和拟合。这两个阶段指向不同的物理机制，例如：系绳切割重联和磁不稳定性。虽然没有X射线发射的报告，这一事件提出了经典的喷发特征，如：分离的双带和耀斑环的增长。我们报告的迁移的南部脚的喷发丝通量绳由于交换重连遇到的邻近AR的磁回路。平行于爆发的暗条，一个稳定的暗条保留在活动区的核心。这种喷发的特殊性在于，位于两个丝状体几乎连接端上方的冠状环首先在相位上收缩，然后扩张并达到一个新的稳定构型，接近喷发开始时的构型。收缩和膨胀阶段持续约20分钟。与以前的情况下的主要区别是，PIL弯曲约180度周围的喷发灯丝的端部，因为磁配置至少是三极。这些观察结果对于解释先前双极配置内环收缩病例的模型具有挑战性。需要新的模拟来扩大所研究的配置的复杂性。
2021-09-16 astro-ph.SR
Solar Filament Longitudinal Oscillations along a Magnetic Field Tube with Two Dips
太阳暗条的大振幅纵向振荡已经被观测和研究了十多年。以往的研究主要是基于具有单一磁倾角的一维刚性磁通管模型。然而，应当注意，沿着一条磁场线可能存在两个磁倾角，并且因此存在两个线程。在前人工作的基础上，我们利用数值计算程序MPI-AMRVAC求解一维辐射流体动力学方程，研究了两条线磁连接时暗条纵向振荡的运动学特性。两种不同类型的扰动被认为是，从以前的作品所产生的细丝线程线程相互作用的差异进行了研究。我们发现，即使包含线程线程的相互作用，振荡周期修改弱，最多20%相比，传统的单摆模型与一个线程。然而，阻尼时标是显着影响线程线程之间的相互作用。因此，当我们将一致地震学应用于两条线磁性连接的细丝时，应该考虑到这一点。
2017-03-20 astro-ph.SR
Swaying threads of a solar filament
从最近获得的高分辨率观测与瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马，我们检测到的摆动运动的个别灯丝线程在天空中的平面。这些运动的振荡特性与从相应的细丝获得的振荡多普勒信号是可比的。同时记录视线和天空平面内的运动，可以提供有关振荡面方向的信息。这些振荡的磁流体动力学理论的背景下解释。扭结磁流体动力学波支持的线程体提出的解释所观察到的线程振荡。在此解释的基础上，利用地震学论据，给出了线阿尔文速度和磁场强度的地震学估计。
2009-09-15 astro-ph.SR
Resonantly Damped Kink Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
太阳暗条和日珥线的横向振荡经常被报道。这些振荡具有周期短（2 - 10分钟）和在几个周期后被阻尼的共同特征。扭结磁流体动力学（MHD）波模式已被提出负责所观察到的振荡，而在阿尔芬连续共振吸收和离子中性碰撞是最好的候选人是阻尼机制。在这里，我们研究的时间阻尼的扭结MHD波在一个圆柱形的，部分电离的丝状线程嵌入在日冕环境中的解析和数值。线模型是由一个直的和薄的，均匀的丝状等离子体，与横向不均匀的过渡层的等离子体的物理性质不断变化，从灯丝到日冕的条件。磁场均匀且平行于螺纹轴。我们发现，扭结模式是有效地阻尼共振吸收的灯丝振荡的典型波长，阻尼时间与观察兼容。部分电离不影响共振吸收过程，灯丝等离子体电离度只对比观测到的波长短得多的波长的阻尼很重要。据我们所知，这是第一次研究部分电离等离子体中的共振吸收现象。
2009-09-19 astro-ph.SR
EUV and HXR Signatures of Electron Acceleration During the Failed Eruption of a Filament
我们在TRACE 171卫星图像和失败的喷发期间观察到的HXR爆发中寻找EUV增亮。我们预计，如果喷发是由于与上覆的磁性结构相互作用而被限制的，那么我们应该观察到与磁性结构和粒子加速之间的重连有关的效应。我们利用TRACE观测了三次观测良好的失败喷发。将EUV图像与从Yohkoh/HXT和RHESSI数据重建的HXR空间分布进行比较。一个选定的区域的EUV光变曲线进行了比较的高度配置文件的喷发，HXR发射和HXR光子光谱指数的幂律拟合HXR数据。我们发现，EUV增亮密切相关的喷发速度降低，HXR爆发和硬化的HXR光谱的情节。极紫外线增亮区是在远离耀斑结构的地方观察到的，在耀斑最大值后30-60分钟观察到的大型环系统的足点。这些不是也观察到的“耀斑后”环，而是在低得多的高度上观察到的。在等于高度的高度上观察到高的环路系统，在该高度上观察到喷发停止。我们观察到HXR源空间相关的EUV增亮只有一次。对于其他EUV增亮区域，我们估计了HXR源的预期亮度。我们发现，EUV增亮的产生是由于喷发结构与覆盖环之间的相互作用。这种相互作用强到足以加热高环系统。这些环冷却下来，大约30-60分钟后在EUV范围内可见。与EUV增亮相关的HXR源的估计亮度表明，它们太弱，无法用现有的仪器检测到。然而，下一代仪器将具有足够的动态范围和灵敏度，以实现此类观测。
2012-09-26 astro-ph.SR
Microwave and EUV Observations of an Erupting Filament and Associated Flare and CME
2012年6月23日，西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）观测到了一次暗条喷发，大约从世界时06：40开始，在西翼之外。在SSRT影像中，暗条可以追踪到1 Rs以上的高度，并且与LASCO C2影像中看到的CME核心一致。我们简要地讨论了爆发的动力学：顶部的灯丝显示出一个平稳的加速到1100公里/秒的视速度。来自STEREO-A的肢体后面的图像显示了两个带状耀斑和主灯丝的相互作用，沿着主中性线定位，具有拱形结构，在垂直方向上取向。这种相互作用伴随着强烈的发射和扭转运动。微波图像显示了一个低温分量，一个高温分量与两个灯丝的相互作用和另一个高温分量显然与耀斑环的顶部。我们计算了高温AIA波段的差分发射测量值，并由此计算了预期的微波亮度温度;对于与耀斑环顶部相关的发射，计算的亮度比观测值低35%。
2013-10-14 astro-ph.SR
Imaging and Spectroscopic Observations of a Filament Channel and the Implications for the Nature of Counter-streamings
在2011年1月29日的暗条爆发之前和期间，利用成像和光谱望远镜观测暗条通道的动态。极紫外（EUV）光谱观测结果表明，在暗条通道中不存在H $α$逆流的EUV对应物，这意味着以往研究中发现的H $α$逆流主要是由于暗条通道中暗条线的纵向振荡引起的，它们之间并不同相.然而，存在较大规模的片状逆流EUV沿灯丝通道从一个极性到另一个，这意味着有另一个组件的单向流动（在$\pm$ 10 km s $^{-1}$的范围内）内的每个灯丝线程除了隐含的纵向振荡。我们的研究结果表明，在EUV的大规模斑片状逆流等离子体的流动方向有关的斑或活动网络的强度，与上升流位于较亮的区域的斑和下降流在较弱的地区。此外，我们提出了一种新的方法来确定的手征性的基础上的共轭细丝排水网站的偏斜爆发细丝。这表明，右偏排水对应于左旋手性，而左偏排水对应于右旋手性。
2014-03-12 astro-ph.SR
Observational Characteristics of solar EUV waves
本文综述了太阳极紫外（EUV）波的观测特征，包括其传播速度、与太阳爆发活动的关联、波动与非波动特性及对日冕环和暗条的振荡触发作用，并介绍了现有模型。
2023-10-19 astro-ph.SR
Simultaneous Horizontal and Vertical Oscillation of a Quiescent Filament observed by CHASE and SDO
本文基于CHASE和SDO观测，研究了2022年10月2日EUV波触发宁静暗条同时发生水平和垂直大振幅振荡的事件，揭示了暗条眨眼现象与水平运动的关联，并测定了振荡参数及EUV波最小能量，为莫尔顿波由高度倾斜爆发激发提供了证据。
2023-10-30 astro-ph.SR
Falling Threads During Solar Filament Eruptions
本文通过分析太阳暗条爆发中下落流丝的落点分布与速度特征，揭示暗条质量流失主要由穿过准分界层的磁力线重联引起，并建立解析与数值模型估算下落物质密度，发现模型速度低于观测值。
2025-05-28 astro-ph.SR
Damping of filament thread oscillations: effect of the slow continuum
小振幅的横向振荡通常在高分辨率的细丝观测中看到，即太阳细丝/双折射的精细结构，并且通常在几个周期内阻尼。扭结波模式支持的线程机构提供了一致的解释，这些观察到的振荡。在所提出的机制来解释扭结模式阻尼，共振吸收在阿尔芬连续似乎是最有效的，因为它产生的阻尼时间约3个周期。然而，对于非零β等离子体和典型的日珥条件，扭结模式也共振耦合到慢（或尖）连续模式，这可以进一步减少阻尼时间。在这封信中，我们首次通过分析和数值方法探讨了缓慢连续体对横向线振荡阻尼的影响。线模型由均匀的圆柱形等离子体、不均匀的过渡层和均匀的日冕等离子体组成。我们发现，由于慢共振的扭结模式的阻尼是远远低于由于阿尔芬共振的效率。
2009-03-19 astro-ph.SR
Internal activities in a solar filament and heating to its threads
利用CHASE、STIR和SDO数据，观测到小型暗条激活中的内部磁重联导致局部增亮（能量10^25-10^27尔格），并引发外部重联，向日冕传输能量与质量。
2023-08-30 astro-ph.SR
Two-sided-loop jets associated with magnetic reconnection between emerging loops and twisted filament threads
日冕喷流通常是由出现的磁通量与预先存在的上覆磁场之间的磁重联产生的。当上覆场为垂直/斜向或水平时，日冕急流表现为海葵型或双侧环型。观测到的喷流多为海葵型喷流，只有极少数的双边环形喷流被报道。利用新真空太阳望远镜、界面区成像光谱仪和太阳动力学天文台的高质量数据，我们给出了一个在色球层、过渡区和日冕中同时观测到的双侧环形喷流的例子。磁通量的不断出现导致日冕环的相继出现和上覆水平细丝的缓慢上升。随后，出现了环的变形，等离子体团从环顶喷出，成对的环增亮和喷流沿解捻长丝运动。所有观测结果都表明，出现的磁环与上覆的水平细丝之间存在磁重联，这是首次发现的与喷射等离子体团和扭曲上覆场有关的双侧磁环喷流。
2018-06-04 astro-ph.SR
Quasiperiodic Slow-Propagating EUV "Wave" Trains After the Filament Eruption
本文首次报告了M6.4级耀斑期间出现的准周期慢传播极紫外“波”列事件，发现其周期与耀斑准周期脉动一致，推测其由爆发暗条上方倾斜场线连续拉伸引起，且周期性与耀斑间歇性能量释放相关。
2025-04-29 astro-ph.SR
Successive Two-sided loop Jets Caused by Magnetic Reconnection between Two adjacent Filamentary Threads
我们提出了两个连续的双边环形喷流观测分析的地面新真空太阳望远镜（NVST）和空间太阳动力学天文台（SDO）。这两个连续的双侧环形喷流表现出相似的演化过程，都与喷流源区两条小尺度相邻的平行线相互作用、磁浮现和抵消过程有关。高时间和高空间分辨率的观测结果表明，两条平行线的两个相邻端部在源区内植根于相反的磁极性。两条线相互靠近，然后在相互作用位置观察到明显的增亮斑。随后，观察到一对热等离子体喷射沿着两条平行线的路径朝向相反的方向，并且具有大约150 km/s的双边环形射流的典型速度。在接近第二个喷流的末端，我们报告了在源区形成了一个明亮的热环结构，这表明在相互作用过程中形成了新的环。根据观测结果，我们认为，所观测到的双侧环形喷流是由两个相邻的平行线之间的磁重联引起的，这与以往认为双侧环形喷流是由出现的双极与上覆水平磁场之间的磁重联产生的观点有很大不同.
2017-07-14 astro-ph.SR
Observations and Implications of Large-Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
2010年8月20日，一个高能扰动触发了附近暗条的大幅纵向振荡。触发机制似乎是连接高能事件与细丝的幕式喷流。在目前的工作中，我们分析了这种周期性运动在一个大的分数的灯丝，以表征潜在的物理振荡以及灯丝的属性。结果支持了我们先前的理论结论，即大振幅纵向振荡的回复力是太阳引力，阻尼机制是振荡线上不断积累的质量。基于我们以前的工作，我们使用拟合的参数来确定大小和曲率半径的浸渍磁场沿灯丝，以及质量吸积率到灯丝线程。这些衍生的性能几乎是均匀的沿长丝，表明在整个长丝通道的凝聚力的显着程度。此外，估计的质量吸积率意味着，脚点加热负责线程的形成，根据热非平衡模型，同意与以前的日冕加热估计。我们估计的能量释放的大小在附近的事件通过研究的动态响应的细丝线程，并讨论我们的研究的影响细丝结构和加热。
2014-03-03 astro-ph.SR
Long Duration Flare Emission: Impulsive or Gradual Heating?
X射线和EUV波长的耀斑发射先前被建模为等离子体对来自磁重联的脉冲加热的响应。一些耀斑表现出逐渐演变的X射线和EUV光变曲线，这被认为是由发生在不同相邻环或甚至每个环内未解决的线程中的脉冲加热事件的扩展序列的叠加造成的。在本文中，我们将这种方法应用到一个长持续时间的双带耀斑SOL 2011 -09- 13 T22的大气成像组件（AIA）观测。我们发现，为了与观测到的多个EUV波长的耀斑发射特征相一致，每个线程应该在两个阶段中加热，一个强烈的脉冲加热，然后是一个渐进的，低速率的加热尾部，在20-30分钟内衰减。每个AIA解析的单循环可以由几个这样的线程组成。零维和一维流体动力学代码的建模支持两相加热场景。我们讨论了可行的物理机制的两相加热后重联线程。
2016-04-18 astro-ph.SR
Stereoscopic Analysis of the 19 May 2007 Erupting Filament
2007年5月19日，日地关系天文台（STEREO）观测到一次暗条喷发，伴随着一次B9.5级耀斑、日冕变暗和一次极紫外波，大约从世界时13：00开始。在这里，我们使用SECCHI/EUVI望远镜和其他太阳观测的观测结果来分析爆发前和爆发期间灯丝的行为和几何形状。此时，STEREO A和B分离约8.5度，足以使用立体视觉确定灯丝的三维结构。在喷发前约12小时至喷发后约2小时的SECCHI/EUVI 304 A立体数据中可以跟踪灯丝，使我们能够确定喷发灯丝的3D轨迹。从喷发早期阶段的暗条和色球带的3D重建中，观察到上升的暗条物质和正下方的色球层同时加热，这与暗条下方的磁重联导致的喷发一致。比较304 A和H α爆发期间的暗条，发现当它在He II中发射时，它在H α中趋于消失，这表明这种消失可能是由于加热或运动，而不是由于物质的损失。
2009-04-07 astro-ph.SR
Two-sided-loop jet originates from the filament internal reconnection
利用高分辨率观测，研究发现一例由单一暗条内部交叉丝束重联产生的双向环状喷流，并给出Doppler频移及喷流、丝束分离速度证据。
2025-08-30 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
Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
振荡和传播波在细丝的高分辨率观测中很常见，即，太阳灯丝/双折射的精细结构。由于日珥等离子体的温度通常在10^4 K的量级，因此日珥等离子体只被部分电离。在本文中，我们研究的中性粒子对波的传播在一个丝状线程模拟为一个部分电离的均匀磁通量管嵌入在一个均匀的和完全电离的日冕等离子体。电阻磁流体动力学基本方程中考虑了欧姆和双极磁扩散。我们数值计算扭结，慢，阿尔芬线性MHD模式的本征频率，并在某些情况下获得解析近似。我们发现，传播模式的存在受到纵向波数的临界值的存在。特别是，扭结波和阿尔芬波的下限和上限频率截止分别归因于平行于和垂直于磁场线的磁扩散。慢模只有一个较低的截止频率，这是由垂直磁扩散引起的，并受电离度的影响很大。此外，离子中性碰撞是最有效的阻尼机制短波长，而欧姆扩散占主导地位的长波长制度。
2009-05-06 astro-ph.SR
Featuring dark coronal structures: physical signatures of filaments and coronal holes for automated recognition
当在极紫外（EUV）图像中观察时，灯丝可能会被误认为是冕洞;然而，更仔细的观察会发现它们的光度特性是不同的。结合极紫外图像与光球磁图显示了一些特征的差异之间的灯丝和冕洞。我们对2011年9月和2012年3月获得的7个不同SDO/AIA波长（94，131，171，211，193，304，335~ λ）和SDO/HMI磁图进行了分析，以从光度，磁性和几何角度研究冕洞和暗条，因为投影效应对上述特征起着重要作用。
2017-04-03 astro-ph.SR
Radio, X-ray, and EUV signatures of internal and external reconnection of an erupting flux rope
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学与艺术大学）；Space Sciences Laboratory, University of California Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）
研究通过多波段观测揭示了日珥喷发过程中内部和外部磁重联的特征，包括螺旋结构的形成、束流加速及X射线热源等关键现象。
2025-12-02 astro-ph.SR
Fine-scale structures and material flows of quiescent filaments observed by New Vacuum Solar Telescope
太阳暗条的小尺度结构和物质流动的研究对于理解太阳暗条的形成和平衡具有重要意义。利用新真空太阳望远镜（NVST）观测到的高分辨率Hα数据，我们分别于2013年9月29日和2012年11月2日在两个静止的丝状体中呈现了倒钩的结构和沿着穿过脊柱的螺纹的物质流动。在细丝倒钩的演化过程中，形成了多个平行的管状结构，这些结构的宽度在2.3 ~ 3.3 μ m之间，这些平行的管状结构合并在一起，伴随着材料从刺向倒钩流动。此外，倒钩和周围大气之间的边界非常整洁。发现在长丝的相邻丝中没有交替出现逆流流动。然而，大规模的片状逆流流动中的细丝检测。长丝的一个补片中的流动具有相同的方向，而相邻补片中的流动具有相反的方向。在暗条的脊上交替出现大小约为10弧秒的两个相反流的斑片。这些物质流的速度从5.6 km/s到15.0 km/s不等。在长丝的演变过程中，沿着长丝的线的材料流在约2小时14分钟内没有改变它们的方向。我们的结果证实了沿太阳暗条线存在一定宽度的大尺度逆流流，并且与暗条线有很好的共线关系。
2015-02-12 astro-ph.SR
Triggering mechanism and material transfer of a failed solar filament eruption
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是影响空间天气的主要因素，而太阳耀斑和日冕物质抛射往往伴随着太阳暗条的爆发。然而，太阳细丝的精细结构和触发机制仍然不清楚。为了解决这些问题，我们研究了一个失败的太阳活动区灯丝喷发与C级耀斑使用高分辨率H $α$图像的新真空太阳望远镜（NVST），太阳动力学天文台（SDO）的EUV观测的补充。在暗条爆发之前，暗条下方出现了一个小的双极磁场。然后暗条与出现的双极磁场之间的磁重联触发了暗条喷发。在花丝爆发过程中，花丝的退捻运动可以由爆发丝清晰地描绘出来。此外，通过追踪下行的细丝材料，确定了喷发丝的足点。注意在丝状体喷发之前，丝状体扭曲结构和喷发丝状体的右侧部分不可见。这些位于暗条右侧的喷发线被发现扎根于主黑子附近的弱负极性中。此外，由于材料从喷发的细丝中注入，在细丝通道中形成新的细丝。上述观测结果和位场外推都倾向于支持丝条物质通过磁重联转移到上覆磁环和附近的丝条通道中。这些观测有助于更好地理解暗条爆发的复杂性。
2019-12-16 astro-ph.SR
Mass estimates of rapidly-moving prominence material from high-cadence EUV images
我们提出了一种新的方法，用于确定柱密度喷发细丝材料使用国家的最先进的多波长成像数据。许多关于暗条/日珥结构的先前工作可以分为使用多色方法和有针对性的活动观测的研究，以及使用天气观测的研究，通常只有一个或两个波长。优越的时间分辨率，灵敏度和来自太阳动力学天文台先进成像组件的数据的近同步性使我们能够结合这两种技术，使用光电离连续不透明度来确定灯丝材料中氢的空间分布。我们采用的组合技术SDO/AIA观测的灯丝爆发在壮观的日冕物质抛射2011年6月7日。由此产生的“多色不透明度成像”方法提供了一种强大的方法来跟踪部分电离气体，因为它定期通过太阳大气层喷发，而不需要协调观测，从而很容易为这些喷发结构的模型提供定期，现实的质量分布估计。
2013-02-08 astro-ph.SR
Observational Study of Large Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
2010年8月20日，一个高能扰动触发了几乎整个暗条的阻尼大振幅纵向振荡。在目前的工作中，我们分析这种周期性运动的灯丝的振动的阻尼和恢复机制的特点。我们的方法涉及到放置狭缝沿轴的灯丝在不同的角度相对于脊柱的灯丝，找到的角度，振荡是最清晰的，并拟合得到的振荡模式衰减正弦和贝塞尔函数。这些函数代表了被质量吸积阻尼的摆的运动方程。用这种方法，我们确定了振荡的周期和衰减时间。我们的初步结果支持Luna和Karpen（2012）提出的理论，即LAL振荡的回复力是线振荡的管中的太阳引力，阻尼机制是振荡线上质量的持续积累。根据先前的论文，我们已经确定的幅度和曲率半径的浸渍磁通量管托管线程沿灯丝，以及质量增长率的灯丝线程，通过拟合的参数。
2013-10-29 astro-ph.SR
Observational Evidence for Coronal Twisted Flux Rope
2007年1月16日NOAA AR 10938的多仪器数据集（例如，利用{ \emph{Hinode} }、{\it{STEREO} }、{\it{GOES} }、{ \it{MLSO} }和{ \it{ISOON} } H $α$）来研究表现出多个交叉线的磁环系统的精细结构和演化，其布置和各个形状非常暗示磁通绳中的各个场线。磁力线的足迹紧密地扎根于孔隙和斑块区域。{ \it{GOES} }在世界时2：35左右在多线系统的一个足点附近记录到的C级耀斑（以及极紫外数据显示的一圈环材料）导致磁结构变亮，揭示了它的精细结构，其中有几条线表明高度的连接（暗示了左手螺旋图案，如稍后形成的灯丝结构所示）。利用{ \emph{Hinode} }/EIS对2：46 UT的热谱线进行的极紫外观测显示出复杂的日冕环结构。大约20分钟后，在来自{ \emph{Hinode} }/XRT的X射线图像中观察到相同的特征，大约30分钟后，在具有更好分辨率的{ \it{STEREO} }/SECCHI/EUVI的EUV图像中观察到相同的特征。1H $α$和304 μ m图像显示在同一区域存在几个细丝原纤维。几个小时后，它们进化成一个更密集的结构，似乎显示出螺旋结构，持续几天，形成一段更大规模的细丝。目前的观测结果提供了一个重要的指示，通量袍作为一个太阳暗条的前兆。
2008-12-31 astro-ph.SR
Identification of coronal holes and filament channels in SDO/AIA 193Å images via geometrical classification methods
在这项研究中，我们描述和评估的形状措施，用于区分冕洞和丝状通道观察到的太阳极紫外线（EUV）图像。从SDO/AIA 193年的图像中提取了一组观测良好的冕洞和暗条通道区域，我们通过使用文献中众所周知的形状测量和新开发的几何分类方法，分析了2011年至2013年期间它们的内在形态。结果表明，在形态的细丝通道给予支持的剪切拱廊或弱扭曲磁通绳模型细丝的不对称。我们发现，建议的形状描述符有可能减少冕洞分类错误，并有资格筛选技术，以提高预测的太阳风高速流从冕洞观测太阳EUV图像。
2014-08-12 astro-ph.SR
Large Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
我们已经开发了第一个自洽模型，所观察到的大振幅振荡沿灯丝轴，解释了回复力和阻尼机制。我们已经调查了振荡的长，浸渍通量管通过热非平衡过程中形成的多线程，并发现我们的模拟预测的振荡特性与观察到的行为。然后，我们建立了一个模型的大振幅的纵向振荡，证明了回复力是投影重力的线程振荡的管。虽然周期是独立的管的长度和不断增长的质量，强烈的运动阻尼的质量上的线程的稳定增长的热不平衡。观测结果和我们的模型表明，附近的脉冲事件驱动现有的突出线程沿其支持管，远离加热沉积地点，而不会破坏它们。随后的振荡发生，因为移位的螺纹驻留在具有大曲率半径的磁性凹部中。我们的模型产生了一个强大的地震学方法约束日冕磁场和曲率半径的倾角。此外，这些结果表明，磁结构是最符合剪切拱廊模型的细丝通道。
2012-03-22 astro-ph.SR
Magnetic reconnection between loops accelerated by a nearby filament eruption
太阳大气中非局域扰动调制的磁重联已被理论研究，但很少被观测到。在这项研究中，采用哈和极紫外（EUV）的图像和视线磁图，我们报告加速相邻的灯丝喷发的重联。在Ha图像中，观察到四组色球原纤维形成鞍状结构。其中，两组纤维会聚并重新连接。然后形成两个新的重新连接的原纤维，并从重新连接区域缩回。在EUV图像中，相似的结构和日冕环的演变被确定。电流片在重连环界面处反复形成，宽度1-2 μ m，长度5.3-7.2 μ m，重连率0.18 ~ 0.3。它出现在EUV低温通道中，平均差分发射测量（DEM）加权温度和EM为2 MK和2.5*10^27 cm-5。等离子体团出现在电流片中，并沿着电流片传播，然后进一步沿着重联环传播。位于重联区东南部的暗条爆发，并将重联区周围的环推离。此后，电流片具有2和3.5 μ m的宽度和长度，以及0.57的重连率。它变得更加明亮，并出现在EUV高温通道中，平均DEM加权温度和EM为5.5 MK和1.7*10^28 cm-5。在电流片中，形成了更多更热的等离子体团。因此，更多的热能和动能被转换。这些结果表明，附近的暗条爆发引起的传播扰动显著加速了重联。
2021-02-03 astro-ph.SR
Multi-thermal Structure of Solar Jets based on Combined EUV and Ha Observations
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本研究联合EUV与Hα观测70个太阳喷流事件，发现冷热组分源于统一喷流的不同温度部分，约80%涉及迷你暗条爆发，暗条及磁场曲率是导致形态差异的关键因素。
2026-09-18 astro-ph.SR
Simulations of solar filament fine structures and their counterstreaming flows
太阳细丝（英语：Solar filament），也称为太阳边缘（英语：Solar limb），是一种冷而致密的物质，悬浮在热而纤细的日冕中，由许多长而纤维状的细丝组成。这些线索是揭示太阳细丝物理学的关键。类似的结构也存在于星系团中。除了它们神秘的形成，细丝被观察到以交替的方向移动，这被称为逆流。然而，这些流动的来源尚未澄清。在这里，我们报告说，在太阳表面的湍流加热是关键，它随机蒸发材料从太阳表面的日冕，自然再现的形成和逆流的稀疏线在太阳日冕。我们进一步建议，虽然冷H $α$逆流主要是由于纵向振荡的长丝线程，有百万开尔文逆流之间的电晕线程，这是交替的单向流动。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Transient Coronal Holes during Eruption of a Quiescent Filament and its Overlying Sigmoid
利用H $α$、He I 10830、EUV和软X射线（SXR）数据，对2006年1月12日发生在太阳盘中心附近的一次暗条爆发进行了观测，该爆发扰动了$\emph{GOES-12}$ SXR成像仪（SXI）观测到的暗条通道上的一个S形通道，导致了该通道的爆发。该事件与太阳和日光层天文台（$\emph{SOHO}$）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）观测到的部分晕日冕物质抛射（CME）有关，并导致形成两个耀斑状条带，爆发后日冕环和两个瞬态日冕洞（TCH），但没有明显记录到与爆发相对应的$\emph{GOES}$或H $α$耀斑。这两个TCHs由相反的磁极性主导，位于喷发的乙状结肠的两端。它们在He I 10830、EUV和SXR观测中显示出相似的位置和形状。在早期喷发阶段，增亮首先出现在两个后续的TCH的位置，这可以清楚地识别在He I 10830，EUV和SXR图像。这一喷发事件可以用磁通量绳模型来解释，而两个TCH很可能是磁通绳的脚。
2009-01-07 astro-ph.SR
Network Jets as the Driver of Counter-Streaming Flows in a Solar Filament/Filament Channel
在一个小的（100”长）太阳灯丝/灯丝通道的逆流流动直接观察到在高分辨率SDO/AIA EUV图像的增强磁网络的区域。我们结合SDO/AIA，SDO/HMI和IRIS的图像来研究这些流的驱动机制。我们发现：（i）沿着相邻的细丝/细丝通道线存在逆流流动约2小时，（ii）细丝/细丝通道的两端扎根于磁网络通量通道的边缘，沿着所述磁网络通量通道存在撞击的精细尺度相反极性通量片，（iii）经常出现的小型喷射机（称为网络射流）出现在细丝/细丝通道的端部处的磁网络通量通道的边缘处，（iv）周期性的网络喷流爆发清楚地驱动沿着细丝/细丝通道的线程的逆流流动，（v）一些网络喷流似乎源于网络通量和合并的相反极性通量之间的通量抵消的位点，（vi）有些在其底部显示出增亮，类似于日冕喷流中的底部增亮。沿着细丝/细丝通道线的逆流流动的平均速率为70 km/s。AIA灯丝/灯丝通道和Halpha灯丝的平均宽度分别为4”和2.5”，与EUV图像中的灯丝比Halpha图像中的灯丝宽的早期发现一致。因此，我们的观测表明，不断重复的逆流流动来自网络喷流，这些驱动网络喷流爆发可能是由磁通量抵消准备和触发。
2020-06-07 astro-ph.SR
The Formation of a Small-scale Filament after Flux Emergence on the Quiet Sun
我们在2016年2月5日至6日期间观测了安静太阳上小尺度暗条的形成过程，并研究了其形成原因。最初，一个小的偶极子出现，其相关的拱丝系统被发现重新连接到覆盖的日冕领域伴随着许多EUV亮点。当亮点消失时，许多细长的黑线形成桥接偶极子的正磁性元件和外部负网络场。有趣的是，逆时针光球旋转运动（PRM）设置在新生暗线程的正端点区域内的流量出现后，并持续了10多个小时。在PRM的驱动下，这些分散的暗丝逐渐沿着南北方向排列，最终合并成一个反S形的暗丝。与右旋手征的细丝，磁螺旋度计算表明，负螺旋度的量持续注入的旋转正磁性元件和积累在形成的细丝。这些观察结果表明，扭曲的新兴领域可能会导致通过重新连接与预先存在的领域和释放其内部的磁扭曲的细丝的形成。持久的PRM可能是从光球层以下到低日冕的一个隐蔽的扭曲弛豫过程。
2018-06-11 astro-ph.SR
Solar flare hard X-rays from the anchor points of an eruptive filament
上下文我们提出了一个GOES M1.8耀斑的分析，具有良好的观测范围在紫外线，EUV和X射线，包括从仪器IRIS，SDO与AIA，Hinode/EIS，Hinode/XRT，和太阳轨道器与光谱仪/望远镜成像X射线（STIX）的观测。硬X射线辐射经常在耀斑环的足点处观测到，偶尔也在日冕中观测到。在这个耀斑中，可以看到四个非热硬X射线源。瞄准我们的目标是了解为什么我们可以在这个耀斑中观察到四个独立的非热源，以及我们如何描述这四个源的物理特性。方法.我们使用多波长的方法来分析耀斑和表征的四个源。为此，我们结合了不同波长的成像和EUV和X射线范围内的光谱拟合。结果耀斑是喷发的，伴随着日冕物质抛射，它显示了经典的耀斑图片，在EUV和X射线中看到的加热耀斑环，以及环端的两个非热硬X射线足点。除了主要的耀斑源，我们观察到两个外部源的紫外线，EUV和非热X射线范围内位于远离主耀斑环的东部和西部。这两个外部源在时间上明显相关，它们只在脉冲阶段的前两分钟被看到，总共持续了大约四分钟。结论.在此基础上，我们确定了爆发暗条的锚点是外部源。硬X射线辐射被解释为耀斑加速的电子向上注入暗条，然后沿着暗条向色球层沉淀，产生韧致辐射。虽然像这样的来源已经被推测存在，但这是第一次发现它们。
2022-12-21 astro-ph.SR
A partial filament eruption in three steps induced by external magnetic reconnection
我们对2012年6月17日活动区NOAA 11504的部分暗条喷发进行了调查。我们首次利用10830的高分辨率窄带图像观测到了部分喷发过程中的垂直分裂过程。活动暗条扎根于活动区的一个小黑子中。特别是，它经历了三个步骤，即前兆，第一次爆发，第二次爆发，而后两个分别与C1.0耀斑和C3.9耀斑。在前兆期间，缓慢的磁重联发生在暗条和相邻的环之间，这些环也植根于太阳黑子。连续的重连不仅导致丝状体垂直分裂成三组丝状体，而且还形成了一条新的丝状体，这条丝状体正在生长，并伴随着场地周围的增亮。随后，生长的丝状体与一组分裂的丝状体一起喷发，导致第一次喷发。在第一次喷发开始时，随后的磁重联发生在喷发的分裂线和另一个周围的磁环之间。大约三分钟后，由于磁重联引起的两个较大的不稳定细丝的喷发，第二次喷发发生了。高分辨率观测提供了暗条与周围磁场之间的磁重联能引起暗条垂直分裂从而导致部分喷发的直接证据。
2022-01-27 astro-ph.SR
On the structure and evolution of a polar crown prominence/filament system
极冠日冕是由部分环绕太阳两极的色球等离子体在60和70度纬度之间形成的。我们的目标是诊断的3D动力学极冠日珥使用高节奏EUV图像从太阳动力学天文台（SDO）/AIA在304和171 A和Ahead航天器的日地关系天文台（STEREO-A）/EUVI在195 A。使用特定结构的时间序列，我们比较了195 A年的日珥动力学与195 A年的日珥动力学。致密的日珥物质形成垂直的柱状物，它们之间相隔数十微米，并由等离子体的动态桥连接，在304/171 A双色图像中清晰可见。我们还观察到日珥中速度为15 km/s的间歇但重复的流动，这些流动似乎与太阳盘面上的EUV亮点有关。日珥和上覆空洞之间的边界看起来像一个尖锐的边缘。我们讨论了在日珥上方和周围看到的冕腔的结构。SDO/HMI和GONG磁图用于推断潜在的磁性拓扑结构。日珥相对于磁场的演化和结构似乎符合暗条链模型。
2014-02-20 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of a confined solar filament eruption with two-stage evolution
本研究通过IRIS和SDO观测揭示太阳暗条受限爆发的两阶段演化：外部重联导致磁通量绳瓦解，从而限制爆发。
2024-03-19 astro-ph.SR
New Vacuum Solar Telescope observations of a flux rope tracked by a filament activation
位于\emph{Fuxian Solar Observatory}的新真空太阳望远镜（NVST）的一个主要目标是以高分辨率拍摄太阳图像。基于高时空分辨率的NVST H $α$资料，结合\emph{Solar Dynamics Observatory}同步观测，首次研究了暗条激活跟踪的磁绳。灯丝材料最初位于通量绳的一端并填充绳的一段，然后灯丝由于磁场抵消而被激活。被激活的细丝上升并沿着螺旋线流动，追踪扭曲的磁通绳结构。磁通绳的长度约为75 μ m，其单个线的平均宽度为1.11 μ m，估计的捻度为1 $π$。磁绳在H $α$像中表现为暗结构，在304 nm像中表现为部分暗部分亮结构，而在171 nm像和131 nm像中表现为亮结构。在这个过程中，由于暗条被限制在通量绳中，并且没有成功爆发，因此覆盖的日冕环是相当稳定的。看来，在这项研究中的事件，灯丝是位于和限制在通量绳线程，而不是悬挂在倾斜的扭曲磁通量。
2014-03-04 astro-ph.SR
The Non-Eruptive Reconfiguration of a Quiescent Filament After a Nearby Active Region Emergence
University College London（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（马拉德空间科学实验室）；University of Vienna（维也纳大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos/World Radiation Center（达沃斯物理气象观测台/世界辐射中心）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
研究发现，静止丝状物在附近活跃区域浮现后未发生喷发，揭示了磁重联和喷射对丝状物稳定的作用机制。
2026-02-06 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Sympathetic Quiet and Active Region Filament Eruptions
我们提出了2015年7月19日发生的三个交感神经丝爆发的观测结果，即F1，F2和F3。太阳动力学天文台上的大气成像装置在紫外/极紫外波段观测到这些事件，全球振荡网络组望远镜在Hα线观测到这些事件。当灯丝F1开始喷发时，它的一部分落在F2和F3灯丝的位置附近。这导致了F2和F3的爆发，在此期间，两个灯丝合并在一起，并触发了中等CME和长持续时间的GOES C2.1级耀斑。我们讨论了这三个暗条爆发的动力学和运动学以及相关现象。
2022-02-16 astro-ph.SR
High-resolution Observation of Downflows at One End of a Pre-eruption Filament
研究爆发前暗条的动力学特征可以揭示爆发事件的前兆。这种高分辨率的研究（大约0.1”）是非常可取的，但迄今为止非常罕见。在这项工作中，我们提出了一个详细的观测前的灯丝的爆发演变所获得的1.6米新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO）。暗条的一端锚定在NOAA活动区（AR）11515的黑子上，在暗条爆发前4小时到爆发后1小时，NST H $α$的离带观测都很好。一个M1.6耀斑与喷发有关。我们观察到持续向下流动的材料沿H $α$多线程组件的循环对AR结束在喷发前阶段。我们沿着H $α$螺纹追踪等离子体斑点的轨迹，并获得平均45 km s的天平面速度$^{-1}$。我们进一步估计的实际速度的下降流和高度的灯丝匹配所观察到的H $α$线程与磁场线外推的非线性无力场（NLFFF）模型。本文还介绍了在等离子体团下落的脚点处的色球增亮（BZ）观测。通过BZ的下行流每秒动能的下限为$\sim$ 10 $^{21}$ erg。从BBSO全圆盘H $α$图像获得的较大FOV观测结果表明，暗条的AR端在耀斑发生前4小时开始上升。我们把在AR端观察到的下行流归因于在其喷发之前上升的灯丝的排水效果。在缓慢上升阶段，下降流持续几个小时从细丝中排出$\sim$ 10 $^{15}$ g质量，这被认为是最后不稳定的必要条件，并且可能是喷发事件的重要前兆。
2017-05-22 astro-ph.SR
A Tiny Eruptive Filament as a Flux-Rope Progenitor and Driver of a Large-Scale CME and Wave
利用SDO/AIA观测到的太阳爆发事件SOL 2010 -06-13，讨论了CME的形成过程和与之相关的极紫外瞬变现象。我们已经揭示了在这个事件中爆发的磁通绳，研究其属性，并检测到发展中的CME内的波签名。这些发现使我们能够在CME和相关EUV波的起源中建立新的特征，并将所有事件协调成因果相关的序列。(1)一个11 MK的热磁绳从一个致密的灯丝发展，加速到3 km/s $^2$ 1分钟前的硬X射线爆发，比其他结构更早，达到420 km/s，并减速到50 km/s。(2)CME的发展是由通量绳驱动的。绳子上方的封闭结构依次参与了从下往上的膨胀，靠得更近，然后消失，露出它们的外壳，边缘，这就成为了空腔的外边界。边缘与磁畴的分界面相关联，其中包含喷发前的灯丝。(3)边缘的形成与连续压缩的上部活动区结构到CME的锋面结构（FS）。当边缘形成时，它就像一个活塞。(4)造成日冕物质抛射的扰动是由环内的磁绳激发的，然后向外传播。当它们在距离-时间图中的轨迹与这种扰动的前沿相交时，不同高度的EUV结构开始加速。(5)在边缘和FS之外，扰动像冲击波一样传播，表现为II型射电爆发和EUV瞬变的主要部分。它的主要尾部是FS，由两个包围着轮缘的后掠MK环组成。波减速和衰减很快，不被驱动的拖曳活塞，这减缓。
2016-04-04 astro-ph.SR
Dynamics evolution of a solar active-region filament from quasi-static state to eruption: rolling motion, untwisting motion, material transfer, and chirality
为了更好地了解太阳暗条的磁结构和爆发过程，利用1 m新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率H $α$资料，结合太阳动力学天文台（SDO）的极紫外观测资料，对一次与B级耀斑相关的太阳活动区暗条（F2）爆发进行了研究.灯丝F2受到另一个灯丝（标记为F1）爆发的干扰，该爆发经历了鞭子般的运动。在暗条F2爆发前，多普勒图像显示暗条F2体的南北部分沿暗条脊同时发生蓝移和红移。这意味着细丝F2从一侧滚动到另一侧。在暗条F2爆发期间，暗条体的多普勒速度位移与爆发前相反。它表明，细丝体表现出解捻运动，这也可以通过跟踪喷发细丝的运动来识别。此外，发现细丝F2的材料被转移到周围的磁场回路，这是由细丝F2和周围的磁场回路之间的磁重联引起的。根据暗条F2爆发前的右旋线，可以推断暗条F2最初是由剪切拱圈支撑的。以下的观察揭示了在爆发阶段形成的丝状体F2的扭曲磁结构。
2020-09-22 astro-ph.SR
A magnetic reconnection event in the solar atmosphere driven by relaxation of a twisted arch filament system
我们提出了一个高分辨率的观测磁重联事件在太阳大气中采取的新真空太阳望远镜，AIA和HMI。重连事件发生在扭曲的弓丝系统（AFS）和冠状环之间。我们的观测结果表明，扭曲AFS的松弛驱动它的一些线程遇到冕环，提供重联的流入。AIA影像中的X形特征、\halpha $+$ 1 μ m影像中连接重联后环的电流片状特征、HMI磁图中的小尺度磁抵消以及沿日冕环的速度为40- 80 km/s的流动都证明了重联。在AIA 94 100 nm通带中看到的重联后日冕环似乎在相对较长的时间内保持明亮，这表明它们已经被先前储存在AFS螺纹中的致密等离子体加热和/或填充。我们的观测表明，扭曲的磁系统可以通过重联过程将其自由磁能释放到太阳上层大气中。虽然重连通量管中的等离子体压力显著不同，但场线的重新配置可能导致它们之间的质量转移并在其中引起加热。
2018-01-18 astro-ph.SR
