Onset of a Large Ejective Solar Eruption from a Typical Coronal-Jet-Base Field Configuration
利用SDO/AIA，SDO/HMI，GOES和RHESSI的多波长观测和磁场数据，我们研究了2014年12月18日活动区NOAA 12241的大规模喷射太阳爆发。这次事件产生了一个独特的三带耀斑，其中有两个平行的带与标准的双带耀斑的带相对应，以及一个与其他两个带偏移的更大规模的第三个准圆形带。这次喷发事件有两个组成部分。首先，在强场极性反转线上方形成磁通绳，并随着平行带的开启、增长和从极性反转线扩散而爆发和增长;这种演变与爆发的系绳切割重联机制一致。第二，在其核心具有喷发磁通绳的拱廊的喷发在包围喷发拱廊的扇形穹丘的零点处进行磁重联，导致准圆形带状物的形成，这与喷发的突破重联机制一致。我们发现，平行带开始之前（12分钟）圆形带状发病，表明系绳切割重联（或非理想的MHD不稳定性）发起了这一事件，而不是突破重联。这种大规模（圆带状直径100000公里）喷发的整体设置类似于日冕喷流（基础大小10000公里），其中许多，根据最近的研究结果，小规模的minifilament喷发的结果。因此，这些发现证实了位于扇脊零点磁拓扑结构中的剪切核磁弧的爆发发生在太阳上的大范围尺度上。
2017-06-28 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
An investigation of magnetic energy and helicity thresholds at the onset of solar eruptions based on numerical simulations
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology（哈尔滨工业大学航天学院太阳活动与空间天气国家重点实验室）；School of Science, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（深圳清华大学研究院（注：此处为Harbin Institute of Technology, Shenzhen，即哈尔滨工业大学（深圳）理学院））；School of Opto-electronic Engineering, Zaozhuang University（枣庄大学光电工程学院）
本文通过十二组高保真3D磁流体动力学模拟，发现日珥爆发起始时电流承载磁螺旋与总相对磁螺旋比(H_j/H_r)的阈值为0.38±0.04，该阈值独立于后续演化，是日珥爆发的关键指标。
2026-05-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Catastrophe versus instability for the eruption of a toroidal solar magnetic flux rope
太阳爆发的开始在这里被公式化为磁灾难或不稳定性。两者都是从控制基本平衡的力平衡方程开始的。使用环形磁通绳在外部双极或四极场作为载流通量的模型，我们证明了折叠灾难的发生由几个代表性的演化序列在参数空间的稳定域中的平衡损失。我们验证了这一灾难和环面不稳定性发生在同一点，因此，它们是等价的描述太阳爆发的开始条件。
2014-07-08 astro-ph.SR
The Role of Reconnection in the Onset of Solar Eruptions
太阳爆发事件，如日冕物质抛射和爆发耀斑，经常与从对流区进入日冕的磁通量的出现有关。我们使用三维磁流体动力学数值模拟研究日冕磁场与新兴通量的相互作用，并确定导致喷发活动的条件。一个简单的参数进行研究，改变新兴的磁通量和预先存在的日冕偶极子场之间的相对角度。我们发现，在所有的情况下，出现的结果在剪切磁拱过渡到一个扭曲的日冕通量绳通过低位磁重联。然而，这个结构受到它自己的外部场的限制，因此在没有与覆盖的日冕场重新连接的情况下是不喷发的。这种叠加重连的量由出现的和预先存在的场之间的相对角度决定。新兴和预先存在的领域之间的重联是必要的，以产生足够的扩展新兴的结构，使耀斑样重联下的日冕通量绳变得足够强大，以触发其释放。我们的研究结果表明，相对角度是决定所产生的活动区是否表现出喷发行为的关键参数，因此是一个潜在的有用的候选人预测喷发在新出现的活动区。更一般地说，我们的研究结果表明，对流区/光球和日冕之间的详细相互作用必须计算自洽，以准确地模拟太阳爆发。
2022-05-23 astro-ph.SR
Onset mechanism of an inverted U-shaped solar filament eruption revealed by NVST, SDO, and STEREO-A observations
基于多视角观测与磁场重建，研究了倒U形太阳暗条爆发机制，发现新浮磁通量触发磁重联释放约束磁场，促使高扭缠磁通量绳爆发。
2023-12-30 astro-ph.SR
Onset of the magnetic explosion in solar polar coronal X-ray jets
我们跟进Sterling等人（2015）的发现，即几乎所有极冠X射线射流都是由核心携带微型灯丝的封闭磁场爆炸性爆发造成的。在Sterling等人（2015）使用的相同X射线和EUV电影中，我们研究了他们研究的20个射流中的15个中驱动磁爆炸的开始和增长。我们发现证据表明：（1）在大多数极区X射线喷流中，在微丝上升和产生螺旋的外部/突破重联已经开始之后，在喷发的微丝通量绳下的失控内部/系链切割重联开始，以及（2）在大多数极区中，（a）在喷发开始之前，在爆炸闭合场和周围开放场之间存在电流片，以及（b）喷发开始于该电流片处的爆发重连。喷发中事件序列的多样性支持了这样一种观点，即产生极地X射线喷流的磁爆炸与产生耀斑和日冕物质抛射（CME）的更大的磁爆炸的工作方式相同。这个想法，以及最近的观测表明，磁通量抵消是在喷流前的细丝状体内部和周围建立场并触发该场喷流驱动爆炸的基本过程，共同表明，在耀斑/CME爆发中爆炸的磁拱内部的磁通量抵消通常是在拱核心建立爆炸场并触发该场爆炸的基本过程。
2018-05-30 astro-ph.SR
A Two-ribbon White-light Flare Associated with a Failed Solar Eruption Observed by ONSET, SDO, and IRIS
双带增亮是爆发型太阳耀斑最显著的特征之一，常被用来预测日冕物质抛射（CME）的发生。然而，最近有人质疑是否所有的双带耀斑都是爆发性的。在本文中，我们研究了一个两个带状白光（WL）耀斑，这是与失败的磁通量绳（MFR）爆发2015年1月13日，没有伴随CME在WL日冕。\textit{Optical and Near-infrared Solar Eruption Tracer}和\textit{Solar Dynamics Observatory}的观测结果表明，随着耀斑发射的增加和未成功爆发的MFR的加速，在WL 3600的通带处出现了两个孤立的核，并迅速发展成两个细长的带状结构。WL连续谱增强的演化与\textit{Fermi}硬X射线26- 50 keV通量的变化在时间上完全一致。在\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}观察到的整个FUV和NUV通带处，连续发射的增加也是清晰可见的。此外，在一个WL核中，\ion{Si}{4}、\ion{C}{2}和\ion{Mg}{2} h/k线显示显著增强和非热增宽。然而，它们的多普勒速度模式是依赖于位置的。在强烈明亮的像素，这些线表现出蓝移;而在中等明亮的，线通常是红移。这些结果表明，失败的MFR爆发也能够产生一个双带耀斑和高能电子，加热低层大气，导致WL和FUV/NUV连续辐射和色球…
2015-07-08 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
Genesis and Coronal-jet-generating Eruption of a Solar Minifilament Captured by IRIS Slit-raster Spectra
我们提出了第一个IRIS镁II狭缝光栅光谱，完全捕捉的起源和日冕喷流产生喷发的中心盘太阳微灯丝。微暗丝出现在一个负磁极冕洞中。Mg II太阳光谱图证实了微灯丝等离子体温度是色球温度。Mg II光谱表明，爆发的微丝的等离子体具有蓝移的上升流在射流尖顶的发病和同时红移的下降流在紧凑的射流亮点（JBP）的位置。从Mg II光谱连同AIA EUV图像和HMI磁图，我们发现：（i）在负极性网络通量丛的边缘处的通量抵消中性线上方形成微丝;（ii）在微丝的快速爆发开始和喷流尖顶开始期间，JBP开始在通量抵消中性线上方变亮。根据对Mg II光谱的IRIS 2反演，JBP的Mg II明亮等离子体的电子密度、温度和向下（红移）多普勒速度分别为1012 cm^-3、6000 K和10 km，并且生长的螺旋显示为顺时针旋转。我们推测：（i）在喷发的携带微扰的扭转磁通绳的缓慢上升期间，喷发的磁通绳环的顶部通过扭动使其场方向与所遇到的环境远场相反;（ii）喷发扭结然后可以与远场重新连接以形成尖顶，并且在内部重新连接以形成JBP。我们的结论是，这种日冕喷流是正常的，因为磁通量抵消建立了一个携带微量元素的扭曲的磁绳，并触发了JBP产生和喷流螺旋产生喷发的磁绳。
2022-08-31 astro-ph.SR
A Model for Energy Buildup and Eruption Onset in Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）和爆发性耀斑（EFs）是太阳系中能量最大的爆发。它们的基本来源是在丝状通道的剪切磁场中缓慢积累的自由能。我们报告的第一个端到端的CME/EF的数值模拟，从零自由能的初始状态，通过磁螺旋度凝聚过程的驱动下，通过磁通道的形成，以暴力喷发。螺旋度是磁通量系统之间联系的拓扑度量，在日冕中是守恒的，在被喷射到行星际空间之前，螺旋度会无情地增加。许多研究表明，小尺度涡旋运动注入的螺旋度，如在光球中观察到的，经历了从小尺度到大的逆级联，在磁极边界处“凝聚”。我们的新结果验证了这一过程在嵌入背景偶极场中的紧凑双极区域内形成了细丝通道，并首次表明快速CME最终通过磁突破机制发生。我们进一步表明，爆炸性喷发的触发是重联发作的耀斑电流片的极性反转线以上的发展：这种重联形成耀斑环下面的表和CME通量绳以上，并启动高速向外流动的CME。我们的发现对太阳和其他天体物理等离子体中的磁自组织和爆炸行为以及理解和预测爆炸性太阳活动具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Eruption Onset and Particle Acceleration in Nested-Null Topologies
本文研究双零点嵌套拓扑中 CME 的 onset 与粒子加速，揭示两次连续 breakout 重联的关键作用及激波对粒子的加速机制。
2025-09-14 astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Filament Eruptions That Forms High-Speed Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）在驱动空间天气方面起着决定性的作用，特别是快速的（例如，速度高于$800$ ~km~s $^{-1}$）。了解快速日冕物质抛射的触发机制有助于我们获得预测日冕物质抛射的重要信息。伴随CME的暗条喷发为研究CME的早期演化提供了良好的示踪剂。本文调查了66个伴随耀斑的快速日冕物质抛射，分析了触发机制（即磁重联或理想MHD过程）、耀斑和日冕物质抛射速度之间的相关性。基于SDO、GONG和STEREO的观测数据，我们发现：（1）活动区（AR）暗条和中间暗条（IFs）的爆发比宁静太阳（QS）暗条产生快日冕物质抛射的概率更高，而极冠（PC）暗条爆发的概率为零;（2）产生快速CME的AR暗条爆发更可能是由磁重联触发的，而QS和IF则更可能是由理想MHD过程触发的;（3）对于AR纤维和IF纤维，特定的触发机制对CME的速度影响不大，而对于QS纤维，理想的MHD机制更可能产生更快的CME;（4）暗条爆发的起始高度和上覆场的衰减指数与以往的统计研究结果有一定的差异：对于AR纤维和IFs，衰减指数较大，更接近理论阈值，而对于QS纤维，起始高度高于以前的结果。
2019-08-23 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of the Solar Eruption on 2010 April 8
爆发前日冕磁场的结构和爆发的条件是通过研究非线性无力场（NLFFF）模型的磁流体动力学稳定性和演化来解决的重要问题。本文使用2010年4月8日爆发的太阳活动区的数据约束NLFFF模型作为MHD模拟的初始条件。这些模型，构造的磁通绳插入和磁摩擦松弛的技术，包括一个稳定的，一个近似边缘稳定，和一个不稳定的配置。模拟证实了以前的相关结果的磁摩擦弛豫运行，特别是稳定的磁通绳平衡所观察到的喷发前日冕结构的关键特征非常好，有一个极限值的轴向磁通在绳中的稳定NLFFF平衡的存在。具体的极限值位于一个更严格的范围内，由于稳定性和不稳定性之间的MHD描述的更尖锐的歧视。MHD处理的喷发配置产生非常好的协议与一些观察到的功能，如强烈倾斜的初始上升路径和密切的时间关联之间的日冕物质抛射和耀斑重联的发病。在耀斑带状扩张的速度和倾角的进一步演变中会出现微小的差异;这些差异可以通过精细的模拟来消除。我们认为，在喷发源区水平弯曲通量的弹弓效应可以显着贡献的上升方向的倾斜。最后，我们证明了发病标准制定的阈值的轴向通量在绳对应的阈值的环面不稳定性在所考虑的活动区域。
2014-07-08 astro-ph.SR
A Two-Sided-Loop X-Ray Solar Coronal Jet Driven by a Minifilament Eruption
大多数通常讨论的日冕喷流都是由一个近似垂直地从太阳表面延伸到日冕的尖顶组成的。最近的研究支持一个微型灯丝（minifilament）的爆发驱动许多这样的单螺旋喷流，并同时产生一个miniflare在爆发现场。另一种不同类型的日冕喷流，在Yohkoh时代的X射线图像中被识别出来，是双侧环喷流，它从中心激发位置沿相对方向延伸，沿着低洼的日冕环或多或少与表面水平。我们使用Hinode XRT和EIS以及SDO AIA和HMI的数据，从活动区（AR）12473的边缘观察到这样的双侧环喷流。与单螺旋喷流类似，这种双面环形喷流是由微灯丝的爆发引起的，微灯丝在撞击约30，000公里高度的上覆近水平环形场并产生双面环形喷流后突然停止，然后加速到140公里/秒以上。EIS光栅扫描的分析表明，一个热的增亮，符合一个小耀斑，开发后的喷发，和多普勒运动（约40公里/秒）发生在附近的射流形成区域。与许多单螺旋喷流一样，这里的磁触发器显然是通量抵消，其发生速率约为4 × 10^18 Mx/hr，与某些单螺旋AR喷流中观察到的速率相当。一个明显的增加（视线）流量发生在几分钟内的minifilament喷发的发病，一致的明显增加是由于一个迅速重新配置的低洼领域期间和之后不久minifilament喷发发病。
2018-11-13 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Small Flux Rope in the Chromosphere Observed by NST, IRIS, and SDO
利用大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率图像，我们报告了色球重联的直接证据，在极性反转线（PIL）之间的两个小的相反极性的太阳黑子。在第一次M1.0级耀斑爆发之前，在重联点观测到小型喷流状结构（速度约为20-55公里/秒）。解旋喷流的缓慢上升之后，在重联点开始出现冷等离子体流入（~10 km/s），导致双带耀斑的开始。两个剪切J形冷H $α$环之间的重联导致色球层中形成一个小的扭曲磁通绳（S形）。此外，日震和磁成像仪（HMI）磁图显示在第一次M1.0耀斑期间的通量抵消（正负）。负通量的出现和正通量的消除（剪切流）持续到磁绳的成功爆发。在第一次M1.0耀斑后约3小时发生的第二次C8.5耀斑期间，新形成的色球通量绳变得不稳定，并以约108 km/s的速度缓慢上升。在太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）记录的日冕图像中，磁绳被其与环境场（扇脊拓扑学）相互作用引起的反复磁重联破坏，看起来像一个解旋的浪涌（~170 km/s）。这些观测结果表明在第一次M1.0耀斑期间形成了色球通量绳（通过与通量抵消相关的磁重联），随后在第二次C8.5耀斑期间爆发/破裂。
2015-07-07 astro-ph.SR
Solar magnetic flux rope eruptions caused by inverse flux feeding processes
本文使用2.5维磁流体动力学模型模拟发现，反向磁通量供给同样能通过积累总无符号轴向磁通量触发太阳日冕磁通量绳爆发，并证明调控爆发起始的是无符号而非带符号轴向磁通量。
2025-08-12 astro-ph.SR
Eruption of Solar Magnetic Flux Ropes Caused by Flux Feeding
大规模的太阳爆发被认为具有磁通量绳作为核心结构。然而，通量绳是如何形成的以及是什么引发了它的爆发，这仍然是难以捉摸的。最近的观测发现，日珥在多次“通量进食”之后爆发。在每一次事件中，色球纤维上升并与上面的日珥合并。在这封信中，我们进行了2.5维磁流体动力学（MHD）的数值模拟，以调查是否可以解释这样的喷发的磁通量馈送机制。模拟表明，小磁绳的离散出现可以通过将轴向磁通馈送到先前存在的磁绳直到其总轴向磁通达到临界值来启动喷发。爆发的开始是由一个理想的MHD过程。我们的模拟结果证实了磁通馈送是一个可行的机制，导致太阳磁通量绳爆发。
2020-07-02 astro-ph.SR
Properties of Ground Level Enhancement Events and the Associated Solar Eruptions during Solar Cycle 23
我们提出了一个概述所观察到的性质的GLE和相关的耀斑和CME。太阳爆发非常强烈，包括X级耀斑和极端的CME速度（平均约2000公里/秒）。GLE事件起源的活动区域通常较大：1290 msh（中位数1010 msh），而SEP产生活动区域为934 msh（中位数：790 msh）。与GLE相关的CME的初始加速度比普通CME大得多（2倍）（2.3 km/s2 vs.1 km/s2）。GLE粒子的释放相对于喷发的所有电磁特征的发生是延迟的：II型爆发，低频III型爆发，软X射线耀斑和CME。米制II型射电爆发的存在约17分钟（中位数：16分钟;范围：3至48分钟）之前的GLE发作表明冲击形成之前的粒子释放。GLE粒子的释放发生在CME达到平均高度约3.09 Rs的良好连接的事件。对于连接不良的事件，GLE粒子释放时的平均CME高度约为66%（平均值：5.18 Rs）。纵向依赖性与冲击加速度是一致的，因为来自连接不良事件的冲击需要扩展更多以穿过连接到地球观测者的磁力线。米制II型爆发开始时的CME高度在1.29至1.8 Rs的狭窄范围内，平均值为1.53 Rs。在公制II型爆发开始和GLE颗粒释放的CME高度对应于阿尔芬速度曲线中的最小值和最大值。GLE粒子释放时的CME高度与速度弥散分析（Reames，2009 a，b）（包括源经度依赖性）获得的高度一致。我们还讨论了延迟GLE粒子释放…
2012-05-03 astro-ph.SR
When do solar erupting hot magnetic flux ropes form?
我们研究了爆发磁通量绳相对于太阳爆发的形成时间，这对于约束日冕物质抛射（CME）起始模型是重要的。我们检查了131张连续的连续图像，这些图像跨越了8个多小时，由太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得，以确定CME中从靠近边缘的位置爆发的热通量绳的形成时间。通量绳的外观，以及它们的演变对喷发确定使用形态学标准。三分之二（20/30）的通量绳形成于喷发开始之前（从51分钟到8个多小时），它们的形成与有限耀斑的发生有关。我们还发现了四个事件与预先存在的热通量绳，其形成发生在喷发前几分钟（从3到39）没有任何关联的明显的局限耀斑活动。六条弦索，在爆发的瞬间，形成。然而，在其中的三个中，在131张照片中可以看到日珥物质，这可能表明存在先前存在的不热的通量绳。后三组热流绳的形成模式没有表现出显著差异。对于整个人口的事件，爆发耀斑的爆发和热通量绳的外观之间的时间差的平均值和中位数分别为151和98分钟。我们的研究结果提供了，平均而言，间接支持CME模型，涉及预先存在的通量绳;另一方面，对于三分之一的事件，模型中，弹出的通量绳在喷发过程中形成的出现更合适。
2020-08-10 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Governs the Entire Lifecycle of Solar Eruptive Magnetic Flux Rope
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学深圳航天学院）；School of Opto-electronic Engineering, Zaozhuang University（枣庄学院光电工程学院）
研究通过高分辨率三维MHD模拟发现，磁重联在太阳爆发磁通量绳的整个生命周期中起核心作用，其直接触发爆发并提供主要驱动力，而非经典模型认为的环面不稳定性。
2026-10-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Helical Kink Instability in the confined Solar Eruption on 2002 May 27
通过扩展Torok & Kliem 2005和Hassanin & Kliem 2016对2002年5月~27日太阳活动区NOAA~9957的暗条爆发的参数研究，提出了一个改进的MHD模型。这里，初始通量绳平衡被选择为具有与观察到的初始细丝高度相同的小顶点高度，这意味着更真实地包含光球线束缚。该模型与先前研究中的观测结果一样接近，对于大约$4π$的初始平均磁通绳扭转，再次获得了最接近的一致性。因此，模型强烈扭动局限的太阳爆发，它假设一个扭结不稳定的磁通量绳的环面不稳定的稳定域中存在的爆发的主要加速阶段的发病，进一步证实。
2016-11-03 astro-ph.SR
A Study of Magnetic Field Characteristics of Flaring Active Region Based on Nonlinear Force-free Field Extrapolation
日冕磁场是造成太阳耀斑和太阳爆发的原因。然而，可用于测量太阳爆发临界条件的磁场参数类型仍不清楚。为了理解太阳耀斑的可能条件，我们研究了Ishiguro & Kusano（2017）引入的无量纲参数$κ$，它包含了活动区（AR）中磁扭曲分布和磁通量的信息。我们引入了一个新的参数$κ^\ast$，作为$κ$的代理，我们已经分析了$κ^\ast$的演变过程中的耀斑期间的AR使用的非线性无力场（NLFFF）从光球矢量磁场数据外推。利用太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们计算了AR NOAA 11158在其为期三天的耀斑期间的$κ^\ast$。我们发现$κ^\ast$在两次大耀斑前升高到一定水平，发作后显著降低。结果表明，$κ^\ast$可以作为一个指标的必要条件，在AR的太阳爆发的开始。基于这一结果，我们提出了一种新的方法来评估一个大的太阳喷发的可能性，从AR相结合的参数$κ^\ast$和信息的AR的磁能。
2018-07-04 astro-ph.SR
Magnetic Field Structures Triggering Solar Flares and Coronal Mass Ejections
太阳耀斑和日冕物质抛射是我们太阳系中最具灾难性的爆发，已知它们会影响地球环境和基础设施。然而，由于对它们的触发机制仍然没有充分的了解，我们预测太阳爆发和预测空间天气的能力受到很大的阻碍。尽管已经提出了各种模型来确定太阳爆发的开始，但能够触发这些爆发的磁性结构的类型仍然不清楚。在这项研究中，我们解决了这个问题，通过系统地调查各种各样的磁结构的三维磁流体动力学模拟的非线性动力学。因此，我们确定了两种不同类型的小磁结构有利于太阳爆发的发生。这些结构应出现在磁极性反转线（PIL）附近，包括与PIL上的主磁场的势分量或非势分量反向的磁通量。此外，我们分析了两个大耀斑，2006年12月13日的X级耀斑和2011年2月13日的M级耀斑，使用Hinode卫星提供的成像数据，我们证明了它们符合模拟预测。这些结果表明，预测太阳爆发是可能的，与复杂的观测太阳磁场，虽然提前时间必须限制的时间尺度变化的小磁结构。
2012-10-01 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
Prominence and Filament Eruptions Observed by the Solar Dynamics Observatory: Statistical Properties, Kinematics, and Online Catalog
本文对太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的日珥和暗条爆发进行了统计研究。记录了从太阳物理事件知识库（HEK）中挑选出来的904个事件的几个属性，并将其纳入在线目录供一般使用。这些特征包括丝状体和喷发类型，喷发对称性和方向，明显的扭曲和扭动运动，以及垂直螺纹和冠状腔的存在。相关的耀斑和白光日冕物质抛射（CME）也被记录下来。每种属性的总费率以及它们在灯丝类型之间的差异。我们还研究了106个肢体事件的运动学特征的不同的缓慢和快速上升阶段经常表现出的灯丝喷发。平均快升起始高度、慢升持续时间、慢升速度、最大视场速度和最大视场加速度分别为83 Mm、4.4小时、2.1 km/s、106 km/s和111 m/s^2。所有参数的对数正态概率分布类似于日冕物质抛射速度。纬度和快速上升的起始高度之间的正相关性被发现，我们归因于相应的负相关的平均垂直磁场梯度，或衰减指数，估计从位场源表面（PFSS）外推。我们还发现，在快速上升的起始点的衰减指数平均为1.1，与理论上的临界不稳定阈值为直电流通道。最后，我们探讨推导的运动学性质和明显的扭曲运动之间的关系。我们发现，事件与明显的扭曲有显着更快的CME速度和显着较低的快速上升的起始高度，这些值和磁通绳螺旋度之间的关系。
2015-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Volume Dependence of Helicity-based Eruption Diagnostics in Recurrent Coronal Jets
School of Astronomy and Space Science and Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院与现代天文学和天体物理学重点实验室）；National Key Laboratory of Deep Space Exploration/School of Earth and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学深空探测全国重点实验室/地球与空间科学学院）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）
针对重复日冕喷流的三维磁流体模拟，发现电流螺旋度随喷流演化、自由磁能无明显积累，常用螺旋度比对积分体积敏感，而局部归一化量更稳定，表明归一化螺旋度可作为喷发条件的有效诊断量。
2026-10-09 astro-ph.SR
Understanding the formation and eruption of sigmoidal structure through data-driven modeling of magnetic evolution in solar active region 13500
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；National Institute of Technology, Warangal（瓦朗加尔国家技术学院）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究通过数据驱动的磁摩擦模拟，揭示了太阳活跃区域13500中S形结构的形成与喷发机制，展示了螺旋度比值在喷发触发中的关键作用。
2026-03-07 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
Are Decaying Magnetic Fields Above Active Regions Related to Coronal Mass Ejection Onset?
日冕物质抛射（CME）是由储存在日冕磁场中的电流中的磁能提供动力的，CME前的磁场在原始抛射物的向外磁压力和来自封闭的上覆磁场的向内磁张力之间保持平衡。在研究全球无电流日冕磁场模型-位场源-表面（PFSS）模型-时，据报道，模型的磁场强度以上耀斑网站往往是弱的CME发生时，比没有发生喷发。这表明势场模型可能有用地量化磁约束。这个想法的一个含义是，在一个可能的喷发地点覆盖模型场强的减少应对应于减少限制，这意味着喷发更有可能。我们已经搜索了这样的效果，通过{ \em事后}调查的时间演变的模型场强度以上的样本的10个喷发地点，其中包括缓慢和快速的日冕物质抛射。在我们研究的大多数事件中，我们发现在以下两个方面都没有统计学上显著的演变：（i）磁场随高度衰减的速率;（ii）50 Mm附近覆盖磁场的强度;（iii）或低海拔和高海拔（分别低于1.1 $R_{\odot}$和1.1- 1.5 $R_{\odot}$之间）的通量比。相反，我们发现，上覆场强和上覆通量往往略有增加，它们的衰减率随着高度变得稍微平缓，与增加的限制一致。由于无论我们用来量化约束的参数是增加还是减少，CME都会发生，要么：（i）这些参数不能准确地表征CME源区的约束;要么（ii）CME源区大规模磁环境的系统演化本身并不是CME发生的必要条件;或者两者兼而有之。
2012-11-20 astro-ph.SR
Finding the critical decay index in solar prominence eruptions
背景场被认为在喷发结构中起主要作用。在磁绳模型中，临界衰减指数（$n_c$）是测量背景场强随磁绳或喷发结构高度而降低的速率。在实际观测中，背景场的临界高度是未知的，因此采用了数值研究中的典型值$n_{c}=1.5$。在这项研究中，我们确定了10个日珥爆发（PE）的$n_c$。三维日珥高度是由\textit{Solar Dynamics Observatory}和\textit{Solar TErrestrial RElations Observatory}的双视角观测得到的。利用光球径向磁场的天气图来构造日冕的背景场。在喷发过程中，样本事件的高度-时间曲线呈现出缓慢上升和快速上升两个阶段，符合线性-指数模型。从这个模型中，快速上升运动的起始高度被确定，并被认为是临界高度的发病的环面不稳定，因为喷发结构是允许指数扩展提供没有捆扎背景场。对应于临界高度，我们的样本事件的$n_c$值在0.8-1.3的范围内变化。此外，运动学分析表明，与无耀斑的PE相比，与耀斑相关的PE的加速度显着增强。我们发现，耀斑磁重联是主导的贡献者比环面不稳定性的快速上升阶段的耀斑相关的PE在低日冕（$<1.3R_{\odot}$）的加速过程。
2019-09-23 astro-ph.SR
Solar Eruption and Local Magnetic Parameters
现在，通常的做法是使用局部磁参数，如磁衰减指数来解释活跃区的太阳爆发，但也有另一种观点，即源区的全球性质应被视为一个更重要的因素。利用\it Solar Dynamics Observatory（SDO）对NOAA活动区11444在1.5小时内连续三次喷发的观测资料和非线性无力场（NLFFF）模型计算的磁场参数，讨论了这一问题。在暗条的名义高度（12 $''$）处，磁扭曲数（0.5- 1.5）和衰变指数（0.9- 1.1）相对较高的区域发生了两次剧烈的喷发，而在其他区域发生了一次温和的喷发，这支持了局部参数范式。我们的主要观点是，火山爆发的时间顺序与这些参数不符。有人认为，一个额外的因素，在稳定的力量的形式，应操作，以确定第一次喷发和随后的喷发的时间行为的发作。作为支持的证据，我们报告说，加热和快速等离子体流持续一个小时的时间尺度是第一次喷发的直接原因，而干扰的单向传播决定了随后喷发的时间。这两个因素都与整体磁结构有关，而不是与有源区的局部磁特性有关。
2017-08-14 astro-ph.SR
The emergence of magnetic flux and its role on the onset of solar dynamic events
大量的太阳动力学事件，如活动区的形成、喷流的发射和爆发的发生，往往与从太阳内部到表面和上方的磁通量的出现有关。在这里，我们提出了一个简短的审查发病，驱动和/或触发这样的事件的磁通量出现。我们简要地描述了一些关键的观测实例，理论方面和数值模拟，对揭示太阳动力学和活动相关的通量出现的机制。我们表明，重要的物理过程，如剪切和磁场线在新兴的通量区域或其附近的重联的组合，可以在各种时间和空间尺度上的太阳动力的一些最动态的现象。根据以前和最近的观测和数值研究，我们强调，在大多数情况下，这些过程都不能单独驱动并触发向太阳大气层和空间释放大量能量的爆炸现象，如耀斑，喷流和大规模喷发（例如CME）。此外，还必须考虑新兴磁场的物理特性（例如，强度、通量量、与相邻和预先存在的磁场的相对取向等）。以便更好地了解磁通量出现在太阳动力学事件开始时的确切作用。
2019-04-12 astro-ph.SR
Small-scale Turbulent Motion of the Plasma in a Solar Filament as the Precursor of Eruption
灯丝是一种由日冕中的磁场支撑的密集的冷等离子体，它经常变得不稳定并爆发。根据经验，暗条经常表现出一些激活，例如喷发前的湍流运动。在我们之前的研究（Seki等人，2017）中，我们分析了Hα细丝的多普勒速度，发现细丝中视线速度（LOSV）分布的标准差（这表明小尺度运动的幅度增加）在爆发开始之前增加。在这里，我们对这一丝状喷发进行了进一步的分析，它大约在2016年11月5日03：40UT在NOAA AR 12605附近开始。它包括日冕线观测和周围磁场的外推。我们发现，无论是空间平均的微湍流内的灯丝和附近的日冕线发射增加6和10小时前，分别爆发。在这一事件中，我们没有发现任何显着的变化，在全球位场配置喷发前的过去2天，这表明有一种情况下，很难预测喷发仅通过跟踪外推的全球磁场。在空间天气预报方面，我们对暗条湍流运动的研究结果可以作为暗条爆发的有用前兆。
2021-06-22 astro-ph.SR
Pre-eruption Splitting of the Double-Decker Structure in a Solar Filament
太阳细丝经常部分爆发。虽然它们如何分裂仍然是一个谜，但分裂过程有可能揭示灯丝结构和喷发机制。在这里，我们调查了爆发前分裂的一个明显的单灯丝和随后的部分喷发2012年9月27日。其演变的特点是具有不同的动态三个阶段。在准静态阶段，分裂逐渐进行约1.5小时，上支以每秒几公里的速度上升，并显示出绕其轴的涡旋运动。在持续约10 min的前兆阶段，上支以每秒数十公里的速度上升，在其足点处开始发展一对共轭调光区域;随着涡旋运动变得混乱，上支的轴向南鞭打，这驱动了弧形EUV波前向类似方向传播。在爆发阶段，上支爆发的C3.7级双带耀斑的开始，而下支保持稳定。根据上支和下支的分离足点，我们认为爆发前暗条形成了由两个不同的磁通束组成的双层结构，其形成与极性反转线周围逐渐的磁通量抵消和会聚的光球流有关。
2021-01-09 astro-ph.SR
Observational evidence of torus instability as trigger mechanism for coronal mass ejections: the 2011 August 4 filament eruption
太阳细丝是经常在太阳大气中观察到的磁性结构，由比周围环境更冷、密度更大的等离子体组成。它们可以持续数天甚至数周可见，这表明它们在消失或爆发之前通常与环境保持平衡。已经提出了几种喷发模型，旨在揭示导致（或触发）这些太阳喷发的机制。通过观测验证这些模型是我们理解太阳爆发的基本步骤。我们提出了一个分析的观察，同意与环面不稳定模型的灯丝喷发。该模型预测，嵌入在环境场中的磁通量绳经历喷发时，磁通绳的轴达到取决于环境场的拓扑结构的临界高度。我们使用SDO和STEREO的两个有利位置来重建灯丝的三维形状，跟踪其形态演变并确定其喷发前的高度。SDO/HMI获得的磁图被用来推断的拓扑结构的环境场，并推导出的临界高度为发病的环面不稳定。我们的分析表明，环面不稳定是喷发的触发器。我们还发现，一些喷发前的过程，如磁重联在所观察到的耀斑和磁通量在中性线取消，促进了爆发，使该地区的磁场更容易受到环面不稳定性。
2014-01-23 astro-ph.SR
Filament eruption in association with rotational motion near the filament footpoints
灯丝周围的活动区磁场在灯丝的形成、演化和破坏中起着重要作用。我们使用AIA和HMI数据研究了2011年7月8日发生在太阳南半球的一次暗条喷发。暗条位于靠近活动区NOAA 11247的区域，其最西的足点锚定在负极性斑区，最东的足点锚定在正极性斑区。在观测过程中，活动区和谱区都出现了磁通量。在暗条爆发前约一小时，在斑区最西的足点，通量的出现停止了。在暗条的西足点也观察到了数小时的会聚运动。丝有左旋扭曲和净注入的磁螺旋度是积极的，在两个足点。这两个磁螺旋的迹象都是在爆发开始的暗条的西方足点观察到的。此外，逆时针旋转运动观察到的两个足点后，持续了6分钟的爆发过程中的灯丝喷发。新兴的流量，收敛运动和注入相反的磁螺旋度可能是负责不稳定的西足点的暗条，导致爆发。通量管膨胀部分和光球之间的扭矩不平衡可能导致足点区域的旋转，这改变了暗条爆发后注入的磁螺旋度的趋势。
2013-07-27 astro-ph.SR
How flux feeding causes eruptions of solar magnetic flux ropes with the hyperbolic flux tube configuration?
日冕磁通量绳一般被认为是大规模太阳爆发的核心结构。最近的观测发现，太阳爆发可能是由一系列的“通量馈送”引发的，在此期间，色球纤维从下面向上升起，并与先前存在的日珥合并。进一步的理论研究证实，磁通供给机制是有效的，导致爆发的磁通绳被光头补丁分界面包裹。但目前还不清楚通量馈送如何影响双曲线通量管（HFT）包裹的日冕通量绳，以及它是否能够导致通量绳喷发。在本文中，我们使用一个2.5维磁流体动力学模型来模拟在HFT配置的磁通馈送过程。结果表明，通磁后磁绳的轴向磁通量增加，而极向磁通量减少。如果注入的轴向磁通量足够大，从而达到磁绳的临界轴向磁通量，则磁通供给能够导致磁绳爆发。另外，通磁绳系统在通磁后演化到稳定的平衡态，可能离喷发的起始点更远，表明通磁可以使HFT结构的绳系统在这种情况下稳定.
2021-01-29 astro-ph.SR
Signals at ground level of relativistic solar particles associated to the "All Saints" filament eruption on 2014
在远离任何太阳黑子的地方，2014年11月1日爆发了一个明亮的耀斑，开始于4：44 UT，持续时间约3小时，造成C2.7级耀斑。爆炸与一个巨大的黑暗太阳暗条的突然消失有关。其余的细丝飞向太空，形成了一个巨大的CME的核心。尽管爆炸的位置在太阳的东南部地区（靠近太阳的东部边缘），但辐射风暴，即太阳高能粒子（SEP）在11月2日14：00左右开始到达地球，达到S1（轻微）辐射风暴水平。与S1辐射风暴（SEP高于5 MeV）的爆发相一致，位于南大西洋异常（SAA）内的$22^090'$ S; $43^020'$ W的图皮望远镜探测到了由来自这次太阳爆炸的相对论质子引起的μ子增强。此外，在南极中子监测器上也发现了粒子强度的增加。这意味着高能太阳粒子有一个向行星际磁场的横向传播。然而，我们表明，垂直扩散单独不能解释这些意见，它是必要的组合与进一步的过程作为一个非常高的速度，至少一小部分的CME冲击，接近黄道面。
2015-07-14 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
Investigating Two Successive Flux Rope Eruptions In A Solar Active Region
我们调查了2012年1月23日两次连续的通量绳（FR 1和FR 2）爆发导致的两次日冕物质抛射（CME）。在CME爆发前的大气成像组件高温通带图像中，这两个FR都表现为EUV通道结构。通过拟合它们的高度演变与一个函数组成的线性和指数分量，我们确定了高的时间精度的FR脉冲加速度的开始时间的第一次。利用这一起始时间，我们将低日冕中FRs的演化分为两个阶段：缓慢上升阶段和脉冲加速阶段。在FR1的缓慢上升阶段，零星的EUV和UV增亮的出现以及沿极性反转线的强剪切表明准分界线层重连可能启动缓慢上升。另一方面，对于FR2，我们主要贡献其缓慢上升的FR1喷发，这部分地打开了上覆场，从而减少了磁约束。在脉冲加速阶段开始时，FR 1（FR 2）达到84.4 $\pm$ 11.2 Mm（86.2 $\pm$ 13.0 Mm）的临界高度，其中，上覆场随高度的下降足够快以触发环面不稳定性。经过很短的间隔（$\sim$ 2分钟），耀斑发射开始增强。这些结果揭示了复合活动涉及多个磁FR，并进一步表明，理想环面不稳定性可能起着至关重要的作用，启动脉冲加速的CME。
2013-04-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Double arc instability in the solar corona
日冕中磁场的稳定性对了解太阳爆发的原因很重要。尽管迄今为止已经提出了各种方案，但Moore等人提出的系绳切割重连方案。（2001）是被广泛接受的解释太阳爆发开始过程的模型之一。尽管系绳切割重联方案提出内部重联形成的S形场是爆发前的磁场，但S形场的稳定性尚未得到定量研究。为了阐明爆发前状态的稳定性问题，本文采用双弧电流环模拟S形场，并对其稳定性进行了简单的数值分析。结果发现，双圆弧环比轴对称环更容易失稳，即使外场不随高度衰减，双圆弧环也会变得不稳定，这与轴对称环的不稳定性相反。这表明，系绳切割重联很可能是太阳爆发的起始机制，如果是这样的话，在某些几何条件下爆发的临界条件可能是由一种新的不稳定性，而不是环面不稳定性。在此基础上，我们提出了一种新的不稳定性，称为双弧不稳定性（DAI）。我们讨论了DAI的临界条件，并导出了一个新的参数$κ$，定义为磁扭曲和系绳切割重联的归一化通量的乘积。
2017-06-19 astro-ph.SR
On the partial eruption of a bifurcated solar filament structure
使用从地面和星载设施获得的数据集，研究了具有分叉子结构的丝状通道的部分喷发。该区域的小规模通量重联/取消事件触发了周围磁场的堆积，观察到靠近灯丝通道的明亮EUV环。这导致在合并的EUV环和细丝通道之间的相互作用的位点处形成V形尖点结构，存在不同的等离子体团结构和相关的双向流动。SDO/AIA成像数据的分析进一步表明，垂直分裂成两个亚结构的细丝结构。受到扰动的暗条结构的上分支上升，并于2015年1月28日04：30 UT爆发了一次高能的GOES M1.4耀斑。通过对磁场数据的非线性力自由场外推得到的扭曲数和挤压因子的估计值支持在上部子结构中具有高扭曲的细丝结构中的垂直分裂。由于环面的不稳定性，在平衡的上分支的损失，这意味着这是一个潜在的触发机制所观察到的部分喷发。
2020-09-18 astro-ph.SR
Observational Characteristics of CMEs without Low Coronal Signatures
太阳爆发通常与爆发前、爆发中和爆发后发生在低日冕中的各种现象有关。虽然在日冕观测中很容易看到，但所谓的隐形日冕物质抛射（CME）并没有明显表现出任何这些低日冕特征。存在或不存在明显的低日冕特征可以与不同的理论模型联系起来，以建立火山爆发的启动和驱动机制。在这项研究中，确定了2012年发生的40个没有低日冕特征的CME。它们的观测和运动学特性进行了分析和比较，定期CME。没有明确的盘上或低日冕特征的太阳爆发可能导致意外的空间天气影响，因为在这些事件中不存在许多重大空间天气活动的预警信号。更好地了解其引发机制将大大提高预测这类空间天气事件的能力。
2014-09-04 astro-ph.SR
Initiation and Early Kinematic Evolution of Solar Eruptions
我们研究了\textsl{Solar Dynamics Observatory}和\textsl{Solar TErrestrial RElations Observatory}观测到的12个太阳爆发的起源和早期演化，其中包括6个活动区热通道和6个静止暗条爆发。该样本包括一次失败的喷发和11次日冕物质抛射，速度范围为493 ~ 2140 km~s $^{-1}$。详细的喷发运动学分析产生以下主要结果。(1)所有事件的早期演变包括一个缓慢的上升阶段，然后是一个主要的加速阶段，高度-时间曲线的显着不同，可以最好的拟合，分别由一个线性和指数函数。这表明不同的物理过程在这些阶段占主导地位，这与涉及单个过程的模型不同。(2)在两个阶段，爆发的运动学演化与耀斑光变曲线趋于同步。同步经常但并不总是紧密的。在大多数暗条爆发中（6个中有5个）发现脉冲耀斑相的延迟发生。这种延迟，其趋势是更大的较慢的爆发，有利于理想的MHD不稳定性模型。(3)在主加速的起始高度处的平均衰减指数接近两组事件的环面不稳定性的阈值（尽管基于热通道的暂定日冕场模型），这表明这种不稳定性启动并可能驱动主加速。
2020-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A fundamental mechanism of solar eruption initiation in multipolar magnetic field
本文通过全三维MHD模拟将太阳爆发触发机制从双极场推广到含磁零点的四极磁场，证明核心电流片的缓慢形成才是爆发触发的关键，而breakout重联仅起辅助作用。
2023-08-09 astro-ph.SR
The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick's Day Storm
第24太阳活动周中最大的磁暴是由一次快速的日冕物质抛射（CME）引起的，它与2015年3月15日发生在太阳活动区（AR）NOAA 12297的一次小型C9.1耀斑有关。本研究的目的是了解地球有效的巨大太阳爆发的启动机制。我们关注的是发生在暗条爆发的C9.1耀斑之前的C2.4耀斑。AR中的磁场结构很复杂：有几个细丝，包括爆发并导致CME的细丝。因此，我们仔细研究了光球磁场，在太阳大气中观察到的增亮，和三维日冕磁场外推的非线性无力场模型，使用数据从日出和太阳动力学天文台。我们发现了三个有趣的点：（1）在C2.4耀斑区域有一个紧凑但明显高度扭曲的磁场结构，由一个小的灯丝代表，在C2.4耀斑之前观察到一个微小的前体增亮。(2)C2.4耀斑区位于封闭场的足点附近，该足点阻止暗条爆发。(3)暗条在C2.4耀斑后突然爆发，并伴随着小暗条爆发。从我们的分析，我们认为，一个小的磁扰动，代表了微小的前体增亮时的C2.4耀斑是有关的触发巨大的灯丝喷发。
2019-02-13 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
Further Evidence for the Minifilament-Eruption Scenario for Solar Polar Coronal Jets
我们研究了23个极冕洞喷流的样本。我们首先在2014-2016年期间从Hinode航天器上的X射线望远镜（XRT）的软X射线（SXR）图像中识别出喷气式飞机。在此期间，极洞通常很小，或者被前景日冕的薄雾所掩盖，使得喷流很难被看到。我们在这段时间内从足够可见的喷流中选择了23个喷流，并使用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）171，193，211和304 Ang图像进一步检查它们。在SXR中，我们跟踪喷流尖顶相对于喷流底部的喷流亮点（JBP）的横向漂移。在23个射流中，有22个射流的尖顶远离JBP（18例）或相对于JBP静止（4例）。唯一的例外是尖顶向JBP移动，这可能是肢体处视线投影效应的结果。从AIA的图像中，我们清楚地识别出23个喷流中的20个喷流中的喷发微丝，而其余的喷流则与已经发生的喷发相一致。我们还证实，一些射流可以触发附近的“交感神经”射流的发病，可能是因为喷发的第一射流的微丝场消除了第二射流的基场区域上的磁约束。的倾向，螺旋漂移远离JBP，在大多数喷气机的喷发微丝的识别，和磁场拓扑结构的变化，导致交感神经的喷气机，所有的支持或一致的微型喷发模型的喷气机。
2022-01-21 astro-ph.SR
Eruption of EUV Hot-Channel near Solar Limb and Associated Moving Type-IV Radio Burst
利用太阳动力学观测站的观测资料，对2015年2月9日太阳临边附近的一次热流道磁绳（FR）爆发进行了研究。喷发前结构主要在EUV 131 $\mathring{\mathrm{A}}$图像中可见，具有两个高度剪切的环结构。它们经历缓慢的上升运动，然后重新连接，形成一个喷发的热通道，就像在系绳切割重连模型中一样。J形耀斑带跟踪FR的足点，这被确定为热通道。最初，观察到的热通道缓慢上升，在40公里秒$^{-1}$，随后从22：55 UT在87 $\pm$ 2 Mm的日冕高度的指数上升。在23：00 UT的爆发开始后，耀斑重连增加到3 R $_\odot$内的CME的加速过程。之后，日冕物质抛射在传播期间继续以8 m s的速度加速$^{-2}$.此外，喷发发射了II型，随后是III，IVm射电爆发。IVm型的开始和结束时间分别对应于1.5和6.1 R $_\odot$的CME核心高度。此外，光谱指数是负的，这表明非热电子被捕获在闭环结构中。该事件与IVm型事件同时发生，其独特之处在于耀斑带与喷发的热通道一起被非常清晰地观测到，这有力地支持了J形耀斑带的钩状部分勾勒出了爆发FR的边界。
2022-01-18 astro-ph.SR
Sunspot Rotation as a Driver of Major Solar Eruptions in NOAA Active Region 12158
本文研究了活动区（AR）12158中旋转黑子磁非势特性影响下S形结构的形成条件。来自日震磁成像仪的矢量磁场测量和来自大气成像组件的日冕极紫外线观测表明，爆发的反S S形在旋转太阳黑子的位置有根源。太阳黑子以0- 5度/小时的速度旋转，前半段有增加的趋势，然后减少。许多非势参数的时间演化与太阳黑子的自转有很好的对应关系。AR磁结构的演变近似由力自由平衡的时间序列。黑子周围的NLFFF磁结构显示了观测到的S形结构。来自黑子外围的磁力线构成了S形体，而来自黑子内部的磁力线则覆盖在S形体上，类似于一个通量绳结构。当太阳黑子旋转时，两次主要的CME爆发发生在AR。在第一次（第二次）事件期间，日冕电流浓度增强（退化）与光球净垂直电流一致，但在两种情况下释放的磁能。分析结果表明，S形的磁连接是由太阳黑子旋转的慢运动驱动的，在动力学场景中，它转化为高度扭曲的磁通绳结构。磁绳中超过临界的扭曲可能导致平衡的丧失，从而触发两次爆发的开始。
2016-07-13 astro-ph.SR
An Early Diagnostics of the Geoeffectiveness of Solar Eruptions from Photospheric Magnetic Flux Observations: The Transition from SOHO to SDO
在我们以前的文章中（Chertok等人：2013年，太阳物理282，175，和2015年，太阳物理290，627），我们提出了一个初步的工具，根据估计的总无符号视线光球磁通量在伴随的极紫外弧和昏暗的太阳喷发的地球效应的早期诊断。这一工具的依据是对1996-2005年SOHO/EIT和MDI观测到的喷发的分析。在没有相关日冕物质抛射数据的情况下，获得了经验关系，以估计刚刚发生的喷发所造成的即将到来的空间天气扰动的可能重要性。可以估计非周期性地磁暴（GMS）和福布什下降（FD）的强度，以及它们的开始和峰值时间。2010-2011年之后，SDO/AIA和HMI获得了太阳爆发的数据。我们使用相对较短的时间间隔重叠EIT-AIA和MDI-HMI详细的观察和一些大型喷发在未来五年内与12小时的节奏EIT图像，以适应SOHO诊断工具SDO数据。所采用的亮度阈值从EIT 195 μ m和AIA 193 μ m图像中选择几乎相同的拱廊和调光区域，对于2.0 s（2.9 s）的AIA曝光时间，交叉校准因子为3.6-5.8（5.0-8.2）。对于相同的光球面积，MDI的磁通量系统地超过HMI通量的1.4倍。在此基础上，将SOHO数据的经验诊断关系调整为SDO工具。基于SDO数据的后诊断的例子。如前所述，该工具适用于活动区近中心喷发造成的非周期性GMS和FD，条件是地球附近行星际磁场的南部分量主要为负，而…
2017-02-20 astro-ph.SR
Stealth Coronal Mass Ejections from Active Regions
隐形日冕物质抛射（CME）是太阳的喷发，没有明显的低日冕信号。这些日冕物质抛射的特征是速度较慢，但仍然可以对地球产生影响，影响地球上的空间天气。因此，了解这些火山爆发的科学基础将大大提高我们探测并最终预测它们的能力。我们提出了一个研究的两个隐形CME分析使用先进的图像处理技术，揭示其微弱的签名，从极紫外线（EUV）成像仪上的观测太阳和日光层天文台（SOHO），太阳动力学天文台（SDO），和日地关系天文台（STEREO）航天器。这些航天器提供的不同视角为同时从上方和侧面研究每次喷发提供了机会。对于每一个事件，EUV和磁记录观测相结合，以揭示爆发的日冕结构。对于一个事件，观测表明在CME的快速上升阶段之前存在磁通量绳。我们发现，这两个事件起源于活跃地区，很可能是由附近的喷发引发的交感CME。我们讨论的物理过程中发生的时间导致了每个隐形CME的发病，并得出结论，这些爆发的低能量和速度尾分布的CME事件的一部分，并不是一个独特的现象。
2019-07-30 astro-ph.SR
An application of the weighted horizontal magnetic gradient to solar compact and eruptive events
我们建议应用Korsos等人（2015年）提出的加权水平磁梯度（$WG_{M}$），使用SDO/HMI-Debrecen数据目录分析活动区（AR）的前耀斑和前CME行为和演变。为了证明$WG_M$方法的调查能力，在耀斑和CME爆发方面，我们研究了两个典型的AR，即AR 12158和AR 12192。AR的选择代表典型情况。AR 12158产生了一个X 1.6级耀斑，伴随着快速的“晕”日冕物质抛射（$v_{linear}$ =1267 $km s^{-1}$），而AR 12192则发生了一系列强大的X级喷发，即X 1.1、X 1.6、X 3.1、X 1.0、X 2.0和X 2.0级高能耀斑，有趣的是，没有一个伴随着日冕物质抛射。值本身和时间变化的$WG_{M}$被发现具有潜在的重要诊断信息的强度的预期耀斑类。此外，我们还估计耀斑爆发的时间从收敛和发散运动的两个子群的面积加权重心的持续时间的关系相反的磁极性。这个测试结果不仅提供有关预期耀斑类的强度和耀斑开始时间的信息，但也可以表明是否会发生耀斑与/或没有快速CME。我们还发现，当负极性重心发生了移动，而正极性重心“保持”在爆发前的同一坐标时，耀斑的爆发伴随着快速的“晕”CME。反之，当正负极重心都发生移动时，AR产生耀斑而不产生CME。如果这些发现的重心运动的属性是CME喷发（或缺乏它）的一般前兆，识别它们可能作为一个很好的先决条件，…
2017-12-31 astro-ph.SR
