On the size distribution of spots within sunspot groups
太阳黑子的大小分布提供了有关太阳磁场产生和出现过程的关键信息。以前的研究主要集中在整个群体或个别斑点面积的大小分布。在本文中，我们调查的组织内的太阳黑子群的黑子面积。特别地，我们分析了一组内最大斑点（$\rm{A_{big\_spot}}$）的面积与该组的总面积（$\rm{A_{group}}$）的比率$\rm{R}$。我们使用来自Kislosk，Pulkovo和Debrecen天文台的太阳黑子观测，共同涵盖太阳活动周期17至24。我们发现，当群面积达到最大值时，群中最大的一个点通常占群面积的60%左右。对于所有组中的一半，$\rm R$处于大约50%和70%之间的范围内。我们还发现R随组面积$\rm{A_{group}}$而变化，使得对于具有$\rm{A_{group}}\approx 200μ$ Hem的组，$\rm{R}$达到约0.65的最大值，然后对于较大的组保持在约0.6。我们的研究结果意味着一个规模不变的出现模式，提供了一个观察约束的出现过程。此外，外推我们的研究结果，以更大的太阳黑子群可能有一个关系的巨大的未解决的星点功能发现在多普勒图像的高度活跃的太阳类恒星。我们的研究结果表明，这样的巨大特征是由多个斑点组成的，最大的斑点大约占总群面积的55- 75%（即在多普勒图像中看到的巨大恒星斑点的面积）。
2021-04-08 astro-ph.SR
Stellar Coronal Response to Differential Rotation and Flux Emergence
我们进行了数值参数的研究，以确定不同的差异旋转和通量出现对恒星的非潜在的日冕磁场的影响。特别是，我们认为对恒星的表面磁通量，开放的磁通量，平均方位场强度，日冕自由磁能，日冕加热和磁通绳喷发的影响。为此，我们应用一个磁通量输运模型来描述光球演化，并耦合到非潜在的日冕演化使用磁摩擦技术。一个通量涌现模型被应用到增加新的磁通量到光球和日冕。该通量涌现模型的参数来自太阳通量涌现剖面，然而涌现率可以增加以代表比太阳更高的通量涌现率。总的来说，我们发现，通量出现有更大的影响，非潜在的日冕性质相比，差分旋转，所有上述属性增加通量出现率的增加。虽然与通量出现相比，差异旋转对整个日冕性质的影响较小，但不同的差异旋转确实会改变日冕结构。随着差转速的增加，日冕变得更加开放，更加无电势。
2016-03-10 astro-ph.SR
Flux emergence event underneath a filament
通量涌现现象在不同的时间和空间尺度上是相关的。我们研究了暗条下的磁通出射区。这条暗条平稳地上升，伴随的日冕物质抛射到达地球。在这项研究中，我们调查的大小和流量的出现事件。磁通出现的位置正好出现在一根灯丝下面。半天的时间，这条虫体的体积已经达到了24毫米。来自LOS磁图的无符号磁通量密度在其最大值处约为1 kG。对横场和暗条爆发也作了分析。
2017-04-03 astro-ph.SR
The role of emerging bipoles in the formation of a sunspot penumbra
太阳内部磁通量的产生及其从对流层向光球层、色球层和日冕的传输将是未来几十年太阳物理学研究的重点。人们计划用4米级望远镜测量辐射磁流体动力学的基本过程，这是了解太阳磁场性质所必需的。理解太阳磁场行为的一个关键因素是通量进入太阳光球层的过程，以及磁通量如何重组形成活动区的磁现象，如太阳黑子和孔隙。在这里，我们提出了一个分光偏振和成像数据集从新兴的磁通量，其中没有半影形成半影原点的区域。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。我们的数据分析的第一个结果表明，额外的磁通量，这有助于增加半影的面积，是由新兴的磁通量的区域提供。我们观察到新兴的双极对齐，使点极性更接近现场。当一个新出现的双极分离时，黑子极性的极点向黑子迁移，最后与黑子合并，我们推测这是黑子积累磁通量的一个基本过程。随着越来越多的通量积累，半影形成并将原黑子转变为成熟的黑子。
2010-03-08 astro-ph.SR
Super-Flaring Active Region 12673 Has One of the Fastest Magnetic Flux Emergence Ever Observed
AR 12673的通量出现率大于我们所知道的文献中报告的任何值。
2017-11-20 astro-ph.SR
Statistical Study on the Nature of Solar Flux Emergence
我们研究了101个通量涌现事件，从小的短暂区域到大的涌现通量区域，这些事件是用日之出太阳光学望远镜的滤光片观测到的。我们研究了羽化事件的总磁通量如何控制羽化的性质。为了确定磁流突现的模式，采用局部相关跟踪法测量了磁流突现点磁斑的水平运动速度场。在大于2 \times 10^19 Mx的大出射通量区的两个主极性之间，存在反极性磁斑的汇聚流。另一方面，小的短暂的区域没有表现出收敛流，但简单的发散模式。当我们在新兴网站的详细功能，无论总流量和空间大小，所有的新兴事件被观察到由单个或多个基本的新兴单位（S）。典型的单一涌现的大小是4毫米，与模拟结果一致。通过对磁浮现事件的统计研究，发现两个主极之间的最大空间距离、磁通量增长率和平均分离速度分别服从总磁通量的幂律函数，指数分别为0.27、0.57和-0.16。通过对观测到的幂律关系的讨论，我们得到了太阳通量浮现的物理观点，即浮现的磁场与周围的湍流大气平衡地漂浮和演化。关键词：太阳：磁场-太阳：出射通量-太阳：光球-太阳：色球
2011-06-10 astro-ph.SR
Two-step Emergence of the Magnetic Flux Sheet from the Solar Convection Zone
我们进行了二维MHD模拟的太阳通量出现。我们将对流区的初始磁通量片设置为z=-20，000 km。通量片上升通过对流层由于帕克不稳定性，然而，减速光球下方，因为等离子体的通量片堆积由于对流稳定的光球以上。同时，光球层内的通量面局部不稳定到Parker不稳定，并进一步演化为日冕（两步涌现模型）。我们进行了一个参数调查，以调查这个两步模型的条件。我们发现形成活动区的磁通量可能经历了两步出现。两步出现的条件是在对流区z=-20，000 km处的10^21 - 10^22 Mx和10^4 G。
2010-03-23 astro-ph.SR
The relationship between flux emergence and subsurface toroidal magnetic flux
描述次表面环向场演化的1-D平均场方程可以与观测到的表面径向场一起用于模拟次表面环向通量密度。我们的目标是测试这个模型，并确定观测推断的表面环向场（作为通量出现的代理）和模拟的地下环向通量密度之间的关系。我们使用太阳黑子面积观测的组合，从WSO的视线磁场观测推断的表面环向场，并比较与1-D平均场的次表面环向场的演化方程的结果，所观察到的径向场从国家太阳天文台/基特峰和SOLIS观测驱动。我们推导出校准曲线的次表面环向磁通密度观测到的表面环向场强度和太阳黑子面积。校准曲线是两个制度，一个对应于短暂的区域出现的蝴蝶翅膀外，另一个活跃的区域出现的蝴蝶翅膀。我们讨论了这两种类型的通量出现的大小和垂直速度。
2019-09-15 astro-ph.SR
High-resolution Observations of Small-scale Flux Emergence by GST
最近的观测表明，新兴的通量区，构成了太阳活动区的早期阶段，包括大量的小尺度磁性元素的出现。它们又相互作用，合并，形成成熟的太阳黑子。然而，由于观测设备的限制，对光球精细磁结构的亚弧秒分辨率观测非常罕见。在这项工作中，利用1.6米古德太阳望远镜的高分辨率，我们共同分析了2017年7月13日NOAA AR 12665的矢量磁场，连续图像和Hα观测，目的是了解小尺度通量出现的特征，以及它们在光球和色球层中出现时的大气响应。在0.1”到0.2”的高分辨率下，我们的结果证实了两种小尺度磁通量的出现：与新形成的颗粒相关联的磁通量片的出现和传统的磁通量环的出现。在宽带TiO直接成像，我们观察到，这两种类型的磁通出现与变暗的颗粒边界，而只有磁通片拉长颗粒沿新兴的磁场的方向和横向扩展。对于10- 15分钟的寿命，两种类型的羽化的总羽化垂直通量为10 $^{18}$ Mx。垂直场和水平场的大小在通量片中是相当的，而在通量环中前者更强。Hα观测揭示了在磁环出现的事件中，机翼中的瞬时增亮，这很可能是埃勒曼炸弹的特征。
2020-09-14 astro-ph.SR
Emergence of magnetic flux sheets in the quiet Sun. I. Statistical properties
本研究利用Hinode和SST望远镜数据开发两步法，首次统计分析宁静太阳中覆盖米粒的磁通量片层浮现事件，量化其频率及对光球磁通量收支的贡献，并揭示其与各类米粒现象的关联及回收磁通量的潜在作用。
2025-01-29 astro-ph.SR
Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6
我们研究了活动区（AR）12673的磁场演化，该活动区在2017年9月6日产生了过去十年中最大的太阳耀斑。快速磁通出现是这种AR最突出的特征之一。我们分别从剪切和编织磁力线的光球切向流（剪切螺旋度）和将扭曲的磁通量平流到日冕的正常流（出现螺旋度）计算磁螺旋度。结果表明，大爆发前日冕中的出射螺旋度为$-1.6\times10^{43}~Mx^2$，而剪切螺旋度为$-6\times10^{43}~Mx^2$，约占总螺旋度的79%.剪切螺旋度通量是占主导地位的整个调查出现阶段。我们的研究结果表明，出现的领域最初包含相对较低的螺旋度。更多的螺旋度是由剪切和会聚流作用于先存和新兴通量而形成的。剪切运动随着磁通量的出现而增强，特别是在核心场区的极性反转线两侧。垂直流的演化表明，大多数强电流并没有出现在最初的磁通量的出现，这意味着大多数新兴的磁通量可能不是强载流。核心场区的螺旋形磁场（磁绳）可能是光球长期运动的结果。剪切和会聚运动是在磁通量出现的驱动下连续产生的。AR 12673是一个代表，因为光球运动贡献了AR中大部分的非势能，并具有强烈的通量出现。
2018-10-31 astro-ph.SR
A statistical study of magnetic flux emergence in solar active regions prior to strongest flares
本文统计100个M5.0级以上耀斑活动区爆发前2至3天的磁通量浮现类型，发现近期浮现并非强耀斑的必要或充分条件，但耀斑活动区的浮现速率通常更快。
2024-02-28 astro-ph.SR
Tests of Dynamical Flux Emergence as a Mechanism for CME Initiation
目前的日冕物质抛射（CME）模型将它们的下边界设置在日冕的下部。他们没有准确地计算从对流区到磁主导日冕的自由磁能的转移，因为他们使用运动学边界条件模拟通量出现的影响，或者简单地假设通量在这些高度出现。我们测试的重要性，包括动态磁通量出现在CME模拟，在2.5D，出现的次表面通量管到不同的日冕磁场配置。我们研究了有多少自由磁能，剪切磁场的形式，从对流区输送到日冕，以及是否动态磁通出现可以驱动日冕物质抛射。我们发现，在通量出现的过程中，可以形成多个日冕通量绳，虽然它们携带了一些剪切场进入日冕，但大部分剪切场被限制在低层大气中。日冕中不到10%的磁能是在剪切场中，这一点，加上日冕通量绳带来大量致密物质的事实，意味着它们不会爆发。我们的研究结果有显着的影响，所有的日冕物质抛射模型依赖于从低层大气到日冕的自由磁能的转移，但没有明确的模型，这种转移。这种对通量出现和CME的研究是及时的，因为我们有新的能力用Hinode和SDO观察这一点，因此可以根据观测结果测试模型。
2010-08-03 astro-ph.SR
Formation of a tiny flux rope in the center of an active region driven by magnetic flux emergence, convergence, and cancellation
通量绳被认为是太阳爆发的核心结构，对空间天气具有重要意义，但其形成机制仍存在很大争议。我们报告了2018年8月24日在活动区域环团下方形成的微小通量绳。结合多台仪器的高质量多波长观测，我们详细研究了光球层、色球层和日冕中的事件。在源区，连续出现两个正极性（P1和P2），表现为两个孔隙（A和B）是明确的。有趣的是，P2和孔B慢慢接近P1和孔A，这意味着磁通量会聚。在出现和会聚期间，P1和P2相继与出现的较小负极性（N3）相互作用，这导致连续的磁通量抵消。结果，叠加的环被剪切得更厉害，最后演变成一个微小的扭曲通量绳，这可以通过一个短暂的反S形S形、具有蓝移和红移特征的扭曲细丝和一个热通道来证明。结果表明，活动区中心微小磁绳的形成与光球层中连续的磁通量产生、汇聚和抵消密切相关。因此，我们认为，磁通量的出现，收敛和取消的微小磁绳的形成是至关重要的。
2020-09-11 astro-ph.SR
Temporal Evolution of Spatially-Resolved Individual Star Spots on a Planet-Hosting Solar-type Star: Kepler 17
星点演化是恒星表面磁场产生/衰减的直观证据，对于理解恒星发电机和由此产生的恒星耀斑具有重要意义。在本文中，我们报告的时间演变的热木星托管的活动太阳型恒星开普勒17，其凌日发生在每1.5天的个别星斑面积。（1）根据开普勒数据的恒星自转调制和（2）根据系外行星凌日期间大恒星黑子的存在引起的亮度增强估计了黑子的经度和面积演化。作为比较的结果，斑点的数量，斑点的位置，以及从旋转调制导出的时间演化与过境斑点的那些有很大不同。我们确认，虽然只有两个光变曲线最小值出现每旋转，有明显的许多斑点目前的明星。我们发现，观测到的差分强度变化有时与凌日探测到的光斑图案一致，但有时它们彼此不匹配。虽然来自旋转调制的时间演化在一定程度上不同于过境点，过境点的出现/衰减率是在一个数量级内的太阳黑子以及我们以前的研究仅基于旋转调制。这支持了一个假设，即太阳黑子和太阳型恒星上的超大型恒星黑子的出现/衰变是通过相同的基本过程发生的。
2020-02-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of Flux Emergence, Splitting, Merging, and Cancellation of Network Fields. II Apparent Unipolar Flux Change and Cancellation
在这个系列的第二篇论文中，我们研究了出现频率的明显单极过程，取消，并出现补丁结构在安静的地区。根据我们的定义，明显的单极事件比取消和出现的频率要高得多，这与Lamb et al.（2013）一致。此外，我们调查的频率分布的变化通量在表观单极过程中，发现他们集中在检测限的分析。将这些发现与我们之前的论文Iida et al.（2012）的结果相结合，合并和分裂比出现和消除更占主导地位，这些结果支持以下理解：表观单极过程实际上是与低于检测限的斑块相互作用，并且在本分析中的通量范围和低于检测限的通量范围之间仍然存在许多通量相互作用。我们还研究了抵消过程中通量减少的发生频率分布。我们发现了一个相对较强的依赖性，2.48 $\pm$ 0：26作为幂律指数。这种对通量的强烈依赖性与前一篇论文中提出的模型是一致的。
2015-10-16 astro-ph.SR
Recurrent flux emergence from dynamo-generated fields
我们研究了大尺度磁场的出现。该场是由螺旋强迫函数驱动的湍流产生的。扭曲的拱廊状场结构被发现出现在湍流区上方的外部。磁场结构的时间序列显示周期性的等离子体团喷射。
2010-08-31 astro-ph.SR
Characterizing the Umbral Magnetic Knots of $δ$-Sunspots
Delta（$δ$）-斑点是其中正和负本影共享半影的活动区（AR）。它们被认为是强烈耀斑的来源。我们引入了一个新的量，度的$δ$（做$δ$），以衡量的本影通量参与$δ$ -配置和隔离的磁结，即相邻的本影的动力学$δ$ -配置。利用日震和磁象仪资料，详细分析了19个$δ$样点和11个$β$样点，以及120个$δ$样点.我们发现$δ$ -区域在整个时间内并不处于$δ$ -配置中，而是花费其观察时间的55 $\%$作为$δ$ -斑点，平均最大Do $δ$为72 $\%$。与$β$ -黑子相比，$δ$ -黑子的最大本影通量为2.6 $\times$，通量出现率为1.9 $\times$，自转为2.6 $\times$，耀斑能量为72 $\times$.平均而言，磁结旋转17 $^{\circ}$天$^{-1}$，而$β$ -点旋转2 $^{\circ}$天$^{-1}$。大约72个$\%$磁结呈现出反黑尔或反乔伊倾斜，与只有9个$β$斑点的$\%$形成鲜明对比。在$ϕ_{Doδ}$和该区域发出的耀斑能量之间存在正相关。$δ$ -斑点遵守当时的半球电流螺旋度规则64 $\%$。其中84个$δ$由单次磁通出射事件形成，58个$\%$具有四极磁位形。$δ$ -斑点特征与形成机制特征一致，如下所示：42个$\%$具有扭结不稳定性或Sigma效应，32个$\%$具有多段浮力，16个$\%$具有碰撞和…
2022-09-19 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Solar Magnetic Flux Emergence Using the AMR--CESE--MHD Code
太阳内部的磁通量出射到大气中被认为是形成太阳活动区和驱动太阳爆发的关键过程。由于观测能力的限制，通量涌现过程的研究通常采用数值模拟的方法。在本文中，我们开发了一个数值模型来模拟扭曲的磁通量管出现从对流区的电晕使用AMR-CESE-MHD代码，这是基于自适应网格加密的守恒元解元法。我们的模拟结果与以前许多类似的初始条件，但使用不同的数值代码的结果一致。在早期阶段，通量管在磁浮力的驱动下从对流区上升，直到接近光球层。出现在那里减速，随着磁通量的堆积，磁浮力不稳定性被触发，这使得磁场部分进入大气层。与此同时，光球层中出现了两个逐渐分离的极性集中区，通过涡旋和剪切运动将磁场和能量输送到大气中。相应地，日冕磁场也被重塑为包含薄电流层的S形配置，这类似于活动区的典型喷发前磁场配置。这样一个数值框架的磁通量出现，建立将适用于未来的调查，如何太阳爆发开始在磁通量出现活跃区。
2022-10-23 astro-ph.SR
The formation of a penumbra as observed with the German VTT and SoHO/MDI
太阳内部磁通量的产生及其向外太阳大气层的传输将是今后几十年太阳物理学研究的重点。其中一个关键因素是磁通量进入太阳光球层的过程，以及重组形成太阳黑子和孔隙等活动区域的磁现象。2009年7月4日，我们观测到一个新兴的磁通量区域，其中一个没有半影的原斑在大约4.5小时内形成一个半影。这一过程通过德国VTT的多波长观测记录下来：（a）成像，（b）用2D成像分光偏振计GFPI在Fe I 617.3 nm处获得的高分辨率和时间节奏数据，以及（c）用基于狭缝的分光偏振计TIP在Fe I 1089.6 nm处扫描。MDI连续体地图和磁图被用来跟踪原点的形成，以及整个活动区的后续演变。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。额外的磁通量由相邻的出射磁通量区域提供：当出射的双极分离时，光点极性的两极向光点迁移，最后与光点合并。随着越来越多的磁通量积累，半影形成。从反演我们推断的磁场和多普勒速度（沿视线恒定）的地图。我们计算了形成点的磁通量和与原点合并的双极足点的磁通量。我们见证了埃弗谢德流的开始和场倾斜的相关增强，作为单独的半影细丝的形式。在个别半影区形成之前，我们检测到“反”Evershed流的存在。这些流入变成经典的径向Evershed流出稳定的半影段的形式。
2010-09-22 astro-ph.SR
Observations of solar small-scale magnetic flux-sheet emergence
目标。Moreno-Insertis等人（2018）最近在他们的数值模拟中发现了两种类型的通量出现：磁环和磁片出现。虽然在过去几年中，通过利用地面望远镜和卫星的高分辨率全斯托克斯数据，已经很好地记录了磁环的出现，但磁片的出现仍然是一个研究不足的过程。我们在这里报告的第一个明确的观测证据的磁性片的出现和发展。方法.利用SIR码反演了Hinode分光偏振计的全斯托克斯光谱，以获得太阳大气参数，如温度、视线速度和全磁场矢量信息。结果我们分析了在宁静太阳互联网中观测到的一个磁通量出现事件。在大规模出现线性极化之后，一个水平磁通量密度高达194 Mx/cm $^{2}$的磁片在低光球层中盘旋，跨越2至3弧秒的区域。通过斯托克斯反演得到的磁场方位角清楚地显示了横向磁通量密度出现的有组织的结构。在磁通量-薄片下方的颗粒将结构撕裂，留下出现的磁通量以在颗粒的边缘处形成几个磁环。结论.大量具有强水平磁场的磁通量通过埋藏的磁通量和对流运动的相互作用浮出地表。磁通量在10分钟内出现，并且我们发现在$\sim$ $10^{18}$ Mx量级的足点处的纵向磁通量。这是一个到两个数量级大于已报告的小规模磁回路。对流将新出现的磁通量以颗粒尺度馈送到预先存在的磁种群中。
2019-01-17 astro-ph.SR
Magnetic Flux Emergence and Decay Rates for Preceder and Follower Sunspots Observed with HMI
我们使用空间天气日震磁成像仪活动区域补丁数据量化了2010-2014年10个活动区域内的前导（p）和跟随（f）太阳黑子的出现和衰减率。太阳黑子是小到中等大小的区域，并且在$(1.1-6.5)\times 10^{21}$ Mx的单极太阳黑子内包含有符号的通量。包括谱斑在内的区域内的净无符号通量范围为$(5.1-20)\times 10^{21}$ Mx.计算速率时有和没有强度等值线，以区分太阳黑子的形成和通量的出现。用强度等值线计算的p（f）斑点的符号通量出现率平均为$6.8$（4.9）$\times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$，而衰变率为$-1.9 (-3.4)\times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$。对于平均峰值通量为$5.9 \times 10^{21}$ Mx的区域（包括谱斑），平均带符号通量出现率为$7.1 \times 10^{19}$ Mx h $^{-1}$。使用这些结果和其他先前报道的合成，有一个明显的趋势，较大的通量区域出现的速度比较小的。观察到的出苗率（$dϕ/dt$，Mx h $^{-1}$）量表，总有符号峰值通量$\tildeϕ_{max}$为幂律，指数为0.36，即，$dϕ/dt = A \tildeϕ_{max}^{0.36}$。观察到的速率可能有助于约束模拟中的边界和初始条件，这些模拟已经证明了具有较高浮力和扭曲的通量…
2017-05-05 astro-ph.SR
Simulation of a flux emergence event and comparison with observations by Hinode
我们研究的观测签名的通量出现在光球使用合成数据从一个扭曲的通量管出现的三维MHD模拟。在出现过程中的几个阶段被认为是。在每一个阶段，我们计算合成斯托克斯光谱的两个铁线Fe I 6301.5 <$和Fe I 6302.5 <$和退化的数据的空间和光谱分辨率的Hinode的SOT/SP。然后，根据观测实践，我们应用米尔恩-爱丁顿型反演的合成光谱，以检索各种大气参数，并与最近的Hinode观测结果进行比较。在出现序列中，谱线采样上升通量管的不同部分，揭示其扭曲结构。从模拟中得到的磁场水平分量与观测值接近。光球层中通量管的扁平化是由辐射冷却引起的，这减缓了通量管上升到太阳上层大气的速度。与观测结果一致，上升的磁化等离子体在出现序列的大部分时间内产生了谱线的蓝移。
2009-10-29 astro-ph.SR
Loss of toroidal magnetic flux by emergence of bipolar magnetic regions
在11/22年的太阳活动周期中，太阳对流区的环形磁场的极性会周期性地反转。在有助于消除“旧极性”环形磁通量的各种过程中，出现了在太阳表面形成双极区的通量环。我们量化的损失，地下净环向通量通过这个过程。为此，我们确定了一个单独的新兴双极环的贡献，并表明它是不受表面通量运输后出现。与扩散过程的线性一起，这意味着可以通过将所有出现的双极磁性区域的贡献相加来获得总通量损失。由此产生的净环向通量的总损失率在活动最大值期间为1.3 X 10^{15} Mx/s，在活动最小值期间为6.1 X 10^{14} Mx/s，其中短暂区域分别贡献约90%和97%。这一速率与观测推断的进入行星际空间的环形通量损失率一致，对应于地下环形通量的衰减时间约为12年，也与基于湍流扩散率的简单估计一致。因此，通量出现的环向通量损失是太阳对流区净环向通量预算的相关贡献。由于通量出现的环形通量损失率与湍流扩散的预期一致，并且相应的衰减时间与太阳周期的长度相似，这是理解太阳周期和太阳内部动力学的重要限制。
2020-02-13 astro-ph.SR
On Signatures of Twisted Magnetic Flux Tube Emergence
Okamoto {\it et al.}（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 673}，215，2008;{\it Astrophys. J.} {\bf 697}，913，2009）已经将极性的变化宽度和水平磁场分量的反转的光球观测解释为活动区域内和沿着其内部极性反转线（PIL）的扭曲通量管的出现的特征。沿着PIL观察到一个灯丝，并假设活动区具有拱形结构。为了研究这种情况，MacTaggart和Hood（{\it Astrophys. J. Lett.} {\bf 716}，219，2010）构建了出现在上覆拱廊中的扭曲圆柱体的动态通量出现模型。Okamoto {\it et al.} (2008，2009年）存在于模型中，尽管它们的基本物理机制不同。该模型还产生了两个额外的签名，可以通过观察来验证。第一个是在PIL两侧光球层中无符号磁通量的增加。第二个是与扭曲通量管出现相关的特征光球流剖面的行为。我们在AR 10953中寻找这两个签名，并发现沿着PIL出现扭曲通量管的负面结果。相反，我们解释的光球行为沿PIL指示光球磁抵消驱动的流量从占主导地位的太阳黑子。虽然我们反对通量出现在这个特定的区域内，工作表明理论和观测之间的重要关系，成功地发现和解释的签名通量出现。
2011-05-04 astro-ph.SR
Modelling magnetic flux emergence in the solar convection zone
当磁通量环出现在太阳光球层时，两极磁区就形成了。我们的目的是调查通量出现过程中的颗粒对流模拟。特别是，我们的目标是确定的情况下，磁浮力提高通量出现率（否则仅由对流上升流驱动）。我们使用三维数值模拟，解决可压缩磁流体动力学方程的水平周期笛卡尔域。将水平磁通量管插入充分发展的流体动力学对流中。我们系统地改变初始场强，管的厚度，沿管轴的初始熵分布和磁雷诺数。在中等磁雷诺数的低磁普朗特数区（Pm<1），我们发现通量管总是对对流扰动有一定的敏感性。然而，较强的通量管往往比较弱的通量管更有效地保持其结构。在最强的初始场情况下，磁浮力确实增强了通量出现率，并且当我们增加通量管的宽度时，这种增强变得更加明显。这也是在较高的磁雷诺数的情况下，虽然通量出现率通常较低，在这些较少耗散的模拟，因为对流干扰的通量管是更有效的，在这些情况下。这些模拟似乎是相对不敏感的初始条件的精确选择：对于一个给定的流量，磁通管的演变主要是由初始磁场分布和磁雷诺数。
2012-08-08 astro-ph.SR
Multiple eruptions from magnetic flux emergence
在本文中，我们研究了一个环形的磁通量管出现到磁化日冕的影响，重点是大规模的喷发。磁场的方向是这样的，即两个通量系统相遇时几乎是反平行的。我们遵循系统的动态演化求解三维MHD方程使用拉格朗日重映计划。发现多处喷发。触发机制的物理进行了讨论，并与著名的喷发模型。
2009-10-14 astro-ph.SR
Detection of the Horizontal Divergent Flow prior to the Solar Flux Emergence
人们普遍认为，太阳活动区（包括黑子）是由深对流层中出现的磁通量形成的。在以往的数值模拟中，我们发现在光球高度上，在通量出现之前，会出现水平辐散流。本文报道了在NOAA AR 11081的流量出现之前的HDF检测，它位于远离磁盘中心。我们使用SDO/HMI数据研究的多普勒和磁模式的时间变化，从那些参考安静的太阳。结果，发现HDF出现在焊剂出现之前约100分钟。此外，在这段时间间隔内，HDF的水平速度估计为0.6 ~ 1.5 km/s，最高可达2.3 km/s。HDF是由等离子体从上升的磁通量中水平逃逸引起的。HDF与磁通量出现之间的时间间隔可能反映了太阳表面下的磁通量从不稳定性开始到进一步出现的等待时间。此外，SMART Halpha图像显示，色球斑出现约14分钟后，位于与光球孔共空间。这表明这些谱斑是由等离子体沿着磁场向下流动引起的，磁场在它们的足点处连接孔隙。观察HDF的一个重要性可能是预测几个小时内出现的太阳黑子的可能性。
2012-04-03 astro-ph.SR
Detection of flux emergence, splitting, merging, and cancellation of network field. I Splitting and Merging
通过自动检测方法研究了超颗粒边界上磁补丁过程的频率，即磁通出现、分裂、合并和抵消。我们使用一组视线磁图采取的太阳光学望远镜（SOT）上的日之出卫星。我们在数据集中发现了1636个正斑和1637个负斑，其持续时间为3.5小时，视场为112”\times 112”。磁过程的总数如下：493个正分裂和482个负分裂，536个正合并和535个负合并，86个取消和3个出现。出现和取消的总数明显小于分裂和合并的总数。此外，合并和分裂过程的磁通量含量的频率依赖性进行了研究。合并对磁通量的依赖性很弱，只有0.28的幂律指数.发现分裂的时间尺度与分裂前的母焊剂含量无关，其对应于\sim 33分钟。它也被发现，补丁分裂成任何流量内容具有相同的概率。这种分裂具有指数为-2的通量含量的幂律分布作为与时间无关的解。这些结果支持了通量含量的频率分布在分析通量范围内迅速维持合并和分裂，即表面过程。基于这一思想，我们提出了一个消除和出现的频率分布模型。
2012-04-24 astro-ph.SR
Understanding Active Region Emergence and Origins on the Sun and Other Cool Stars
本文综述太阳及冷恒星活动区通量浮现的研究进展，结合观测约束修正了对其驱动机制的认知，并提出未来可通过观测与模拟解决相关开放问题。
2023-06-10 astro-ph.SR
Buildup of Magnetic Shear and Free Energy During Flux Emergence and Cancellation
我们研究模拟通量的出现和取消，这表明了一个复杂的过程，积累的自由磁能在太阳日冕必不可少的爆发事件，如日冕物质抛射（CME），灯丝喷发和耀斑。表面和日冕中的流速沿极性反转线（PIL）表现出一致的剪切模式，这与磁极的旋转一起，建立了磁剪切。PIL上方的系链切割重联则产生更长的剪切磁场线，这些线延伸到更高的日冕中，在那里形成S形结构。最重要的是，重联和向上的能量通量转移被发现发生，即使磁通量是淹没，似乎在光球取消。模拟的日冕场与相应的日冕势场的比较图示地显示了在磁通量出现和太阳黑子形成期间非势场的发展。
2012-05-16 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
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Filament Activation in Response to Magnetic Flux Emergence and Cancellation in Filament Channels
我们做了比较分析，显示出相当不同的激活，在响应于细丝通道内的通量出现的两个细丝。利用太阳动力学天文台（SDO）和全球振荡网络组（GONG）分别于2013年8月17-20日和9月29日对这两个暗条进行了观测分析。第一个事件表明，当活动区（AR）出现时，暗条的主体被分成两部分，活动区的最大磁通量约为6.4*10^21 Mx。暗条和开放的AR扇形环中亮线的紧密相邻和共同方向表明这两个通量系统具有相似的磁连通性。在AR开始出现后3天内，丝的平衡没有被破坏。据我们所知，以前从未报道过类似的观察结果。在第二次事件中，出现的磁通量出现在暗条的倒钩附近，最大磁通量为4.2*10^20 Mx，比第一次事件的磁通量小一个数量级。新出现的磁通驱动了倒钩附近两个寄生极性贴片的收敛，并导致寄生极性和附近网络场之间的抵消。在开始出现后约20小时，丝状体完全爆发。我们的研究结果表明，新兴的灯丝通道内的流量的位置可能是至关重要的灯丝的演变。如果在倒刺附近出现磁通出射，则容易发生磁通出射与暗条磁场的抵消，从而可能导致暗条喷发。两次事件的比较表明，整个AR的出现可能仍然不足以破坏暗条系统的稳定性，并且只有在通量抵消开始后才会发生实际的喷发。
2015-04-05 astro-ph.SR
The Suppression and Promotion of Magnetic Flux Emergence in Fully Convective Stars
现在，在越来越多的冷恒星上观察到表面磁性的证据。发电机产生的磁场是如何穿过对流区形成星点的，其详细方式仍不清楚。通过假设磁场束可以由理想化的薄通量管（TFT）表示，已经获得了对这种通量出现机制的一些见解。Weber & Browning（2016）最近研究了单个通量管如何通过有效地将TFT嵌入代表完全对流恒星的随时间变化的流中，在0.3太阳质量的M矮星中演化。我们扩大这项工作的启动通量管在不同的深度在上50-75%的恒星，以采样不同的对流模式和差分旋转在这个地区。具体而言，我们评论的作用，差分旋转和随时间变化的流量在抑制和促进的磁通量出现的过程。
2017-03-15 astro-ph.SR
Detection of flux emergence, splitting, merging, and cancellation in quiet Sun
我们通过自动检测来调查磁活动的频率，即通量出现、分裂、合并和消除，以了解Parnell等人（2009）报告的磁通量幂律分布的产生。本文利用Hinode/ SOT在Na I线上观测到的太阳静磁图。研究的补丁范围从10^{17}Mx到10^{19}Mx。出现和取消比合并和分裂少得多。分裂的时间尺度被发现是~33分钟，是独立的通量中包含的分裂补丁。此外，磁补丁分裂成任何磁通量的内容具有相同的概率。结果表明，这样的碎裂过程导致一个分布的幂律指数-2。合并对通量含量的依赖性很弱，只有-0.33的幂律指数。这些结果表明：（1）磁斑通过分裂、合并和微小抵消而破碎;（2）在这些破碎之后，通量通过微小抵消从光球中移除。
2012-01-23 astro-ph.SR
How Reconnection-Unfavored Magnetic Flux Emergence Suppresses Solar Filament Eruptions
本研究通过观测2016年一次暗条下方的磁通量浮现事件，发现浮现的磁双极与暗条磁场重连，减小向上净力，从而抑制暗条爆发，为磁浮现的双重作用提供了直接证据。
2025-05-23 astro-ph.SR
Sequential eruptions triggered by flux emergence - observations and modeling
我们描述和分析观测太阳动力学天文台的出现一个小的，双极活跃的区域内的单极磁通量，被包围的圆形，静止的灯丝。在开始出现的仅仅8小时内，暗条部分分裂，并发生了两次连续的日冕物质抛射。我们认为，这三个动态事件发生的结果，新兴的两极和预先存在的日冕磁场之间的特定磁重联情节。为了证实我们的解释，我们考虑三维磁流体动力学模拟模型出现的磁通量在附近的一个大规模的日冕通量绳。模拟定性再现了大多数的重联事件所建议的意见，以及顺磁分裂，第一次爆发，并形成剪切/扭曲的领域，可能发挥了作用，在第二次爆发。我们的研究结果表明，新兴的磁通量相对于背景的磁配置的位置是一个至关重要的因素所产生的演变，而以前的结果表明，参数，如方向或新兴的磁通量的量是很重要的。这就对预测由通量出现引发的喷发的发生提出了挑战，需要通过数值模拟对相关参数空间进行详细调查。
2018-06-29 astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
Granular-Scale Elementary Flux Emergence Episodes in a Solar Active Region
我们分析了在AR 11024出现期间两个54分钟内拍摄的Hinode航天器的数据。我们专注于小规模的部分内观察到的太阳活动区，并发现非常独特的小规模和短暂的黑暗功能的Ca II H色球过滤图和斯托克斯我的图像的外观。这些特征出现在纵向磁场接近于零的区域，并且在它们最终消失之前观察到长度增加。当暗特征逐渐消失时，在低色球层谱线中检测到能量释放。在时间序列的磁图中，观测到一个发散的双极结构，伴随着暗特征和亮特征的出现。观测到的现象被解释为证明在太阳大气中的元素通量出现，即小规模的拱丝系统上升到较低的色球层与几个太阳颗粒的长度尺度。增亮被解释为色球加热的签名所引发的重新连接的上升环路（一旦他们达到色球高度）与预先存在的磁场，以及重新连接/取消事件中的U-环段出现的蛇形字段。我们研究的时间演化和动态的事件，并将它们与出现在安静的太阳区域和蛇形磁通出现签名检测到的活动区域的磁回路。阐述了本研究中提出的颗粒尺度通量出现的新特征，我们提出了蛇纹石通量出现的方案。
2012-03-29 astro-ph.SR
Response of the solar atmosphere to flux emergence: With emergence-driven prominence formation
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，探究了不同强度和角度的浮现通量与背景磁场的相互作用，揭示了磁重联驱动多结构形成的规律，提出了通量浮现供给注入的新型日珥形成机制，为太阳爆发研究提供了新见解。
2025-05-06 astro-ph.SR
Starspot mapping with adaptive parallel tempering I: Implementation of computational code
恒星黑子被认为是局部强磁场的区域，类似于太阳黑子，它们可以产生光度亮度调制。为了推断恒星和斑点的属性，如斑点的出现和衰减率，我们实现了星点建模的计算代码。它是实现自适应并行回火算法和重要性抽样算法的参数估计和模型选择的贝叶斯框架。为了评估代码的性能，我们将其应用于用3个点产生的合成光变曲线。光变曲线在光斑参数中指定，例如半径、强度、纬度、反射率和出射/衰减持续时间。这些光斑是相对于光球具有特定半径和强度的圆形，恒星的微分自转系数也包含在光变曲线中。结果，恒星和斑点的参数是唯一的推导。点的数量是正确的确定：3点模型是优选的，因为模型的证据是远远大于2点模型的数量级，并超过4点模型的一个更温和的因素，而光变曲线产生有2个或1个本地最小值在一个赤道旋转周期，通过调整经度的值。在考虑到斑点数目的差异的情况下，可以估计斑点的出现和衰减速率，误差小于一个数量级。
2020-08-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Flux emergence in a magnetized convection zone
本文研究了发电机磁场对扭曲磁通量绳上浮和出现的影响，以及它们对全球外部磁场的影响。我们运行三维MHD数值模拟使用ASH代码和分析的动态演变的浮力通量绳从底部的对流区，直到出现后的阶段。该模型的全球性质非常粗略和不准确地代表了浮力上升的局部动态，但允许研究全球效应的影响，如自洽产生的差异旋转，纬向环流和科里奥利力。虽然受到太阳背景的启发，但这个模型不能被认为是磁结构兴起及其在太阳中出现的现实模型，因为太阳的局部动力学完全不同。初始阶段的浮力上升的性质与以前的研究很好的协议。然而，背景发电机场的相互作用的影响变得越来越大的磁通绳的发展。在穿过CZ的浮力上升期间，磁通绳的磁场强度和比例为$rho^a$，与$a\lesssim 1$。流速、密度和海流的增加先于所有边界的通量出现。磁绳相对于背景磁场的几何形状、纬度和相对取向影响上升速度、纬向流振幅（在磁绳内发展）和相应的表面特征。这会影响相关的表面剪切和坡印亭通量的形态、持续时间和幅度。出现的通量影响系统的全球极性，在某些情况下导致极性反转，而在另一些情况下抑制背景发电机这样做。出现的磁通量缓慢地向极向平流，同时被背景发电机场扩散和同化。
2013-05-09 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
Flux emergence and generation of flare-productive active regions
太阳耀斑和日冕物质抛射是太阳磁场活动最突出的表现。它们中最强的事件往往发生在大的、复杂的和动态演变的活动区域（AR）。然而，目前尚不清楚这些AR的关键观测特征是什么，以及这些特征是如何产生的。本文根据耀斑产生的AR的形态和磁性特征及其演化过程回答了这些基本问题，即，大规模的通量出现和随后的AR形成，这已经在观测和理论研究中被揭示。我们还提出了最新的耀斑生产AR的建模实现使用最现实的通量出现模拟在一个非常深的计算域。最后，本综述讨论了未来的观点有关的关系，耀斑太阳AR的全球规模的发电机和恒星超耀斑。
2021-05-20 astro-ph.SR
The formation of sunspot penumbra. I. Magnetic field properties
我们研究了活动区NOAA 11024黑子半影的形成。我们同时观察了光球铁线的斯托克斯参数在1089.6 nm的TIP和617.3 nm的GFPI分光偏振仪以及宽带图像使用G波段和CalIK过滤器在德国VTT。半影的形成与倾斜磁场密切相关。在4.5 h的观测时间内，半影区的磁通量从9.7 E +20 Mx增加到18.2 E +20 Mx，而本影区的磁通量保持不变，约为3.8 E +20 Mx。周围环境中的磁通量被并入光斑，并且通过小通量贴片（SFP）提供新的通量，其平均具有2-3E+18 Mx的通量。光斑的通量增加速率为4.2E+16 Mx/s，对应于每分钟合并一个SFP。我们还发现，在斑点半影的形成过程中：a）本影的最大磁场强度不变，b）磁中性线相对于本影保持不变，c）新的磁通量到达光斑的出射侧，而半影形成在相对侧，d）光桥的平均LRF倾角从50 °减小到37 °，以及e）随着半影的发展，斑点边界处的平均磁场强度从1.0 kG减小到0.8 kG。与细长颗粒相关联的SFP是活性区中结构形成的构建块。在太阳黑子的形成过程中，它们的贡献与孔隙的合并相当。周围安静的环境对半影的形成很重要。光桥作为合并孔隙之间捕获的颗粒的残余物，被发现在形成过程中起着至关重要的作用。它们似乎在形成过程中引导磁通量通过斑点。光桥也是第一个半影丝形成的地方。
2011-11-14 astro-ph.SR
Observations of the formation of a proto-spot in a pre-existing field environment
本研究通过分析光谱观测数据，探讨了太阳活动区中原黑子在预先存在的磁场环境中的形成过程，揭示了磁通量浮现与上覆日冕场相互作用引发色球增亮和涌浪等现象。
2025-04-04 astro-ph.SR
The relation between photospheric supergranular flows and magnetic flux emergence
最近一项对高灵敏度日出/IMAX数据进行的研究报告说，在安静的太阳中存在有限通量出现的区域。通过利用一个独立的和更长的（4小时）的数据集获得的HINODE/SOT，我们进一步调查这些地区通过分析它们的空间分布和超颗粒流的关系。我们的研究结果，同时确认这些平静的地区的存在，也表明，出现的小磁性元素的速度在很大程度上被抑制在超颗粒等离子体流的发散是积极的位置。这意味着以前文献中报道的死平静区并不是随机分布在太阳光球层上，而是与超颗粒细胞本身有关。这些结果在最近的文献的框架进行了讨论。
2013-12-09 astro-ph.SR
Atmospheric Heating Events Associated with Fine-scale Flux Emergence in Ephemeral Regions
本研究探讨太阳瞬现区域次级磁通量浮现（SFE）的大气响应，发现约80%的SFE伴随大气加热事件，主要源于磁重联，可使宁静区域加热数十万度。
2025-04-30 astro-ph.SR
Direct evidence: twisted flux tube emergence creates solar active regions
太阳活动区形成的磁性是理解太阳活动，特别是太阳爆发的核心。在许多理论研究、模拟和观测解释中使用的一个广泛的模型是，活动区的基本结构是由一个大的预扭曲磁场管产生的。尽管有合理的理由和各种代理的可用性表明这个模型的准确性，但还没有任何直接的观测证据表明大扭曲磁通量管的出现。因此，基本的问题是，“活动区是由大的扭曲通量管形成的吗？”仍然开放。在这项工作中，我们肯定地回答了这个问题，并提供了直接的证据来支持这一点。我们这样做，通过调查一个强大的拓扑量，称为磁绕组，在太阳观测。这个数量，结合目前可用的其他特征，提供了第一个直接证据，表明大扭曲通量管确实出现创造活动区域。
2021-06-22 astro-ph.SR
Formation of a Magnetic Flux Rope Prior to the Eruption: Insight from a Radiative MHD Simulation of Active Region Emergence
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（教育部现代天文学和天体物理重点实验室（南京大学））；Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文台）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）
通过辐射磁流体动力学模拟，发现磁通量抵消主导磁绳形成，其源于活跃区域演化中的磁场重组过程。
2025-12-16 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulation of the solar magnetic flux emergence: Parametric study on the horizontal divergent flow
太阳活动区是由对流带深部的磁通量产生的。最近的卫星观测表明，就在磁通量出现之前，太阳表面有一个水平发散流（HDF）。本研究的目的是调查HDF的驱动程序，并看到HDF对流区的磁通量的参数的依赖性。我们进行三维磁流体动力学（3D MHD）数值模拟的磁通量的出现，并在初始条件下改变参数。还采用分析方法来解释这种依赖关系。水平气体压力梯度被认为是HDF的主要驱动力。最大HDF速度与电场强度和扭转强度呈正相关。HDF持续时间与扭曲的关系很弱，而它只在较强的场区的情况下表现出对场强的负依赖性。在这项研究中分析的参数依赖性可以让我们通过观察HDF的特性来探测地下磁通量的结构。
2013-03-19 astro-ph.SR
Convective Magnetic Flux Emergence Simulations from the Deep Solar Interior to the Photosphere: Comprehensive Study of Flux Tube Twist
本研究使用R2D2代码模拟磁通量管浮现，系统调查初始磁扭转的影响，发现扭转过弱导致黑子难以维持，扭转过强则使磁螺旋度远超观测，表明扭折不稳定性可能不是形成高耀斑产率活动区的情景。
2024-09-23 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
