The Role of Magnetic Reconnection in the Structure & Dynamics of Fast Coronal Mass Ejections
本研究通过分析2.5D磁流体力学模拟快照，探讨磁重联在快速日冕物质抛射（CME）结构与动力学中的作用，揭示重联通过增强向外洛伦兹力（主要由侧翼电流驱动）及改变CME内部结构影响其演化，为理解CME动力学提供新视角。
2025-08-24 astro-ph.SR
How Does Magnetic Reconnection Drive the Early Stage Evolution of Coronal Mass Ejections?
理论上，日冕物质抛射运动学与日冕中的磁重联过程有关。然而，目前对这种关系的定量理解仅基于对少数事件的分析。在这里，我们报告了2010年8月至2013年12月的60个CME耀斑事件的统计研究。我们调查的CME和磁重联在低日冕的爆发的早期阶段的运动学特性，结合从STEREO的临边观测与同时在磁盘上的意见，从SDO。对于SDO观测到的42个事件的重联率由耀斑带扫过的磁通量来评估，我们发现CME峰值加速度和重联率峰值之间有很强的相关性。此外，相对较快的日冕物质抛射（> 600 km/s）的最大速度与重联通量呈正相关，但在较慢的日冕物质抛射中没有发现这种相关性。时滞相关分析表明，CME加速相对于重联率的时滞分布呈现出三个峰值，大约相隔10分钟，平均而言，加速导致的事件具有较小的重联率。我们进一步比较了CME总机械能与当前表中的估计能量。比较表明，对于小耀斑事件，在电流片单独重联是不够的燃料CME。研究结果表明，耀斑重联可能主导了快速CME的加速，但对于慢CME和弱重联事件，其他机制可能更重要。
2020-03-24 astro-ph.SR physics.space-ph
The 2015 Summer Solstice Storm: one of the major geomagnetic storms of solar cycle 24 observed at ground level
我们报告2015年6月22日至23日的地磁风暴。与前一个太阳活动周期相比，在当前的第24个太阳活动周期内，强烈的地磁暴有所减少。这种情况在2015年6月中旬之后发生了变化，当时当前太阳活动周期24的最大太阳活动区之一（AR 2371）靠近中央子午线，产生了与M级耀斑相关的几次日冕物质抛射（CME）。日冕物质抛射对地球磁层的影响导致2015年6月22日至23日的G4级磁暴和6月24日的G2级磁暴。G4至日风暴是第24周期第二大（到目前为止）的地磁风暴。我们强调了位于南大西洋异常（SAA）区域内的New-Tupi，Muonca和CARPET El Leoncito宇宙射线探测器所做的地面观测。对这些观测结果与空间探测器和其他地面实验获得的数据进行了对比研究。CME名称来自计算机辅助CME跟踪（CACTus）自动目录。正如预期的那样，这些探测器记录了与经过的CME相关的福布什减少（FD）。我们注意到一个与强烈地磁暴事件有关的特殊特征。2015年6月21日的CME 0091可能与6月22日的夏至FD事件有关。CME 0091的角宽度非常窄，从地球上看为56度。在大多数情况下，只有日冕物质抛射晕和部分晕，导致严重的磁暴。我们进行了交叉检查分析的FD事件在上升阶段的当前太阳活动周期24，地磁参数，和CACTus CME目录。我们的研究表明，在黄道面西部地区爆发的窄角宽度的日冕物质抛射可以导致中…
2018-05-15 astro-ph.SR
Impact of coronal mass ejections, interchange reconnection, and disconnection on heliospheric magnetic field strength
Owens等人（2008年）的更新表明，日冕物质抛射（CME）速率与日球磁场强度之间的关系预测，在1 AU处的场底小于4 nT。这意味着在太阳活动极小期测量到的创纪录的低值并不一定与开放通量守恒的观点相矛盾。这一结果与CME增加了日球层通量，而CME开放环和闭合环之间的交换重联减少了日球层通量的假设是一致的。一个现有的模型，拥抱这一假设，但是，高估流量在目前的最低，即使CME率一直很低。这种差异要求对模型假设进行合理的修改。
2010-04-13 astro-ph.SR
Numerical Investigation of a Coronal Mass Ejection from an Anemone Active Region: Reconnection and Deflection of the 2005 August 22 Eruption
利用三维热力学磁流体动力学模型SWMF对2005年8月22日发生的一次日冕物质抛射（CME）的日冕演化过程进行了数值模拟研究。喷发的源区是海葵活动区（AR）10798，它出现在日冕洞内。我们验证我们的模拟电晕产生合成的极紫外（EUV）图像，我们比较EIT图像。我们启动的CME与平衡磁通绳的取向和手征选择与H-α灯丝的观察一致。在爆发期间，磁通绳的一个足点与流光磁场线和来自相邻冕洞的开放磁力线重新连接。它产生一个喷发，其中有一个混合的封闭和开放的扭曲场线，由于交换重联和只有一个脚点线绑在源区。即使有大规模的重联，我们没有发现CME的强旋转的证据，因为它的传播。我们研究了日冕物质抛射的偏转，发现在传播的前30分钟内，洛伦兹力的作用使日冕物质抛射向东偏转约3度/Rsun。我们还制作了日冕物质抛射的日冕和极紫外图像，并与实像进行了比较，确定了与重连过程相关的变暗区域。我们讨论的影响，我们的研究结果到达地球的CME起源于肢体和模型来解释存在的开放的磁场线的磁云。
2011-06-27 astro-ph.SR
Breakout Reconnection Observed by the TESIS EUV Telescope
我们目前的实验证据的日冕物质抛射（CME）突破重联，观察到的TESIS EUV望远镜。该望远镜在Fe 171日冕谱线上可以观测到距太阳中心2 $R_\odot$的日冕。从2009年4月8日TESIS开始，观察到一个活动区（AR），具有四极结构，X点在光球层上方0.5 $R_\odot$。根据MDI数据重建的磁场也具有多极结构，其中X点位于AR上方。4月9日21：45 UT，X点附近的环开始以$\approx$ 7 km s $^{-1}$的速度相互远离。在4月10日01：15 UT，在环之间出现了明亮的条纹，GOES 0.5-4毫米通道的通量增加。我们将环的侧向运动和明亮的条纹解释为突破重联的证据。在01：45 UT，X点以下的环开始慢慢向上移动。在15：10 UT，CME开始加速，同时在CME下方形成了一个耀斑拱廊。15时50分以后，日冕物质抛射以恒定速度移动。芝加哥商品交易所的演变完全遵循了突破模型的情景。
2016-01-18 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. II: The formation of Unstable Coronal Flux Ropes and the Initiation of CMEs
我们提出的结果从三维磁流体动力学（MHD）模拟的出现一个扭曲的对流区通量管到一个预先存在的日冕偶极子场。在先前的模拟中，在地表下的通量部分出现进入日冕之后，涡旋运动和内部磁重联的组合形成了日冕通量绳。然后，在这里提出的模拟，外部重联之间的新兴领域和预先存在的偶极日冕场允许进一步扩大的日冕通量绳进入日冕。在充分膨胀后，内部重联发生在日冕磁绳轴的下方，并且磁绳喷发到模拟域的顶部边界（表面上方$\sim$ 36 Mm）。我们发现，存在一个预先存在的领域，定向在一个方向，以促进与新兴领域的重联，是至关重要的快速上升的日冕通量绳。本文所示的模拟能够自洽地创建许多表面和日冕签名所使用的日冕物质抛射（CME）模型。这些签名包括：表面剪切和旋转运动;表面上方的四极几何形状;中心剪切弧与相反方向的叠加偶极子场重新连接;潜在日冕场下日冕通量绳的形成;以及类似于经典耀斑重联情景的内部重联。这表明，提出的启动CME的机制，如“磁爆发”，在新的活动区出现期间正在运作。
2014-03-26 astro-ph.SR
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Interplanetary and Geomagnetic Consequences of Interacting CMEs of 13-14 June 2012
我们报告的两个相互作用的CME的运动学观察2012年6月13日和14日。这两个日冕物质抛射都起源于同一个活动区NOAA 11504。在相隔几个小时的发射后，它们被观察到在距离太阳100 Rs的地方相互作用。这种相互作用导致了地球上的一场中等磁暴，Dst指数约为-86 nT。两个日冕物质抛射的运动学估计使用的数据从太阳地球连接日冕和日光层调查（SECCHI）板载的日地关系天文台（STEREO）。假设一个正面碰撞的情况下，我们发现，碰撞是非弹性的性质。此外，他们的相互作用的签名检查使用风和先进的成分探测器（ACE）航天器获得的现场观测。还发现，这种相互作用事件导致了目前太阳活动周期24最强的突然风暴开始（SSC）（约150 nT）。SSC持续时间长，约20小时。相互作用的日冕物质抛射在提高地球有效性的作用进行检查。
2017-12-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Sympathetic Magnetic Breakout Coronal Mass Ejections from Pseudostreamers
我们提出了高分辨率的2.5维磁流体动力学模拟结果的磁爆发引发的日冕物质抛射（CME）起源于日冕伪流光配置。伪流光磁拓扑中的日冕零点意味着连续交感喷发的开始是系统演化的自然结果。一个通用的源极区域的磁感应过程-理想的脚点剪切平行的伪流光拱状极性反转线-是所有必要的，以存储足够的磁能，以连续的CME爆发的电源，给定的伪流光拓扑结构，使突破启动机制。第二次CME的发生是因为第一次CME的喷发耀斑重联同时充当了交感喷发的叠加喷发前突破重联。我们研究的细节的磁场和动能的演变和签名的叠加零点失真，电流片的形成，和磁突破重联引起失控的膨胀，驱动耀斑重联下面的爆发剪切场核心。数值模拟的空间分辨率和输出节奏足以解决磁岛的形成过程中的重联过程中的爆发和爆发耀斑电流片。我们量化的pseudostreamarcades之间的流量传输，并显示爆发耀斑重联过程流量~10倍快于爆发前的突破重联。我们发现，突破重联射流造成突发性，间歇性的上升流沿pseudostreamer茎以及在相邻的pseudostreamer拱廊，这两者都可以观察到的喷发前签名。最后，我们研究磁通绳日冕物质抛射的轨迹，并表明，突破电流片提供了一个最小的阻力路径作为一个…
2012-12-30 astro-ph.SR
Quantifying the Toroidal Flux of Pre-existing Flux Ropes of CMEs
在过去的几十年里，人们对日冕物质抛射（CME）的起源和演化的研究取得了很大进展。对日冕物质抛射对应物，特别是地球附近磁云的现场观测，提供了日冕物质抛射磁绳结构和总通量的测量结果。然而，在爆发的CME磁绳中，特别是在预先存在的磁绳中，很难测量这些特性。在这项工作中，我们提出了一个模型来估计的环形磁通量的预先存在的磁绳减去磁通量贡献的磁重联在喷发过程中测量的MC通量。基于准二维重联模型，从双带耀斑的几何性质出发，导出了重联产生的通量。然后将该模型应用于四个CME/耀斑事件，发现预存磁绳中的环向通量与伴随MC中的环向通量之比在0.40- 0.88之间。它表明，预先存在的磁绳的环形通量有一个重要的贡献，CME磁绳，通常至少是一样大的爆发过程中产生的选定事件的通量。
2019-12-23 astro-ph.SR
Acceleration and Expansion of a Coronal Mass Ejection in the High Corona: Role of Magnetic Reconnection
磁重联在早期加速日冕物质抛射（CME）中的重要作用已被广泛讨论。然而，由于日冕物质抛射的膨胀速度可能与它们在日冕中的传播速度相当，因此尚不清楚重联是否以及如何分别对真正的加速和膨胀做出贡献。为了解决这个问题，我们分析了2013年2月27日一个中等速度的日冕物质抛射的动力学，它与其锋面进入高日冕的持续加速有关，尽管它的速度已经达到了700 km~s $\sim$，并且大于太阳风的速度。CME的视加速是由于CME在径向上的膨胀。CME真实加速度，即，它的中心的加速度，然后通过考虑由作用在快速CME上的太阳风拖曳力引起的预期减速来估计。发现真实加速度和径向膨胀具有相似的大小。我们发现，磁重联发生在CME爆发之后，并在CME的传播过程中在高冕区持续存在，它对CME的动力学演化有贡献。与膨胀有关的视加速度和补偿阻力的真实加速度之间的比较表明，在这种情况下，磁重联对CME膨胀和CME加速度的贡献几乎相等。这些测量的CME的演变，因为它们从日冕到日光层过境的后果进行了讨论。
2022-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On a Coronal Blowout Jet: The First Observation of a Simultaneously Produced Bubble-like CME and a Jet-like CME in a Solar Event
日冕爆发喷流是喷流现象中的一种特殊类型，其剪切基拱通常携带一个小的暗条，经历了一个小型的爆发爆发，产生大规模的日冕物质抛射（CME）。本文利用太阳动力学天文台、日地关系天文台和大熊太阳天文台的高分辨率多波长、多角度观测资料，报道了这样一个日冕喷流。这是第一次，我们发现，同时气泡状和射流状的CME动态相关的井喷射流，显示冷，热组件旁边。我们的观测结果表明：（1）冷成分是由喷流底拱中的暗条喷发而产生的，它进一步导致了气泡状CME;（2）喷流状CME与热成分有关，热成分是由底拱与其周围的开场线重联而产生的向外移动的加热等离子体。另一方面，还观察到了喷流冷分量的分叉现象，这是由于喷流爆发初期高度扭曲的两条喷丝腿发生解耦的结果。基于这些结果，我们提出了一个解释日冕爆发喷流的模型，其中外部重联不仅产生了喷流状的日冕物质抛射，而且还导致了暗条的上升。随后，在上升的暗条下方开始内部重连，从而导致气泡状CME。
2012-09-12 astro-ph.SR
A Model for Flux Rope Formation and Disconnection in Pseudostreamer Coronal Mass Ejections
本研究通过磁流体动力学模拟，揭示了伪冕流日冕物质抛射的通量绳形成与断开机制，阐明其磁演化与日冕射流一致、形态有别于盔状冕流CME，支持其为独立爆发类别的结论。
2024-09-12 astro-ph.SR
A Study of Fast Flareless Coronal Mass Ejections
将日冕磁能转化为日冕物质抛射（CME）动能的两个主要过程是：电阻性磁重联和磁通绳的理想宏观磁流体动力学不稳定性。然而，这两个过程是否起着类似的作用，或者其中一个在特定的喷发中占主导地位，仍然是难以捉摸的。为了阐明这个问题，我们仔细研究了高能但无耀斑的CME，\textit{i.e.}，不伴随任何耀斑的快速CME。通过对太阳活动23周观测到的日冕物质抛射数据库的检索，发现了13个速度大于1000 km/s $^{-1}$的日冕物质抛射事件。这些事件的其他共同观测特征是：（1）它们都不是起源于活动区;它们与平静太阳区发育良好的长丝状体的爆发有关;（2）在软X射线，EUV和微波数据中没有明显的耀斑发射增强。进一步的研究表明：（1）由爆发后带状物的分离速度和光球磁场测量结果的乘积推断出的重联电场一般较弱;（2）重联电场的可测量周期远短于爆发-CME的总加速时间。这些观测结果表明，对于这些快速日冕物质抛射，磁能主要是通过理想磁绳不稳定性释放的，通过大尺度洛伦兹力作用于绳电流所做的功，而不是通过磁重联。我们还认为，在弱磁场的安静太阳区域，重联在加速日冕物质抛射中的作用不如在强磁场的活动区域重要。
2013-06-30 astro-ph.SR
Evolution of the Toroidal Flux of CME Flux Ropes during Eruption
日冕物质抛射（CME）是日冕磁场的大规模爆发。据认为，磁重联显着建立了CME的核心结构，一个磁通量绳，在喷发过程中。然而，磁绳的定量演化，特别是其环形通量，仍然不清楚。在本文中，我们研究了四个事件的CME磁绳的环向通量的演变。环向磁通量被估计为磁通绳足点区域的磁通量，这是通过同时考虑日冕变暗和耀斑带钩的方法来识别的。我们发现，所有四个事件的CME通量绳的环形通量都表现出两阶段的演变：快速增加阶段，然后是减少阶段。我们进一步比较了环向通量与地球同步运行环境卫星软X射线通量的演化，发现它们在时间上基本同步，只是前者的峰值有所延迟。结果表明，CME磁绳的环形磁通量可能首先迅速建立的重联主要发生在剪切叠加场，然后减少的磁绳内的扭曲磁力线之间的重联，启发了最近的CME的三维磁流体动力学模拟。
2020-11-21 astro-ph.SR
From Pseudostreamer Jets to CMEs: Observations of the Breakout Continuum
磁爆发模型，在日冕重联导致不稳定的灯丝通道，解释了许多特征的爆发太阳事件，从小规模的喷流全球规模的日冕物质抛射（CME）。许多观测到的快速日冕物质抛射/喷发耀斑的潜在多极拓扑结构、喷发前活动和磁重联发生序列（先爆发，后耀斑）与模型完全一致。最近，我们已经证明，大多数观察到的冠状孔射流在风扇/脊柱拓扑结构也引起突破重联在零点以上的灯丝通道（有或没有灯丝）。对于这两种类型的喷发发生在类似的拓扑结构，关键问题是，为什么有些事件产生喷流，而另一些形成CME？我们专注于大亮点/小活动区位于冕洞，并清楚地表现出零点（风扇/脊柱）拓扑结构的爆发的启动：这种配置被称为pseudostreamers。我们分析和比较了SDO/AIA，SOHO/LASCO和RHESSI观测的三个事件。我们的事件的分析揭示了两个新的可观察到的签名的爆发重连之前的爆炸性喷流/CME流出和耀斑发作：日冕变暗和开放的磁力线以上的爆发电流片。大多数关键的属性是相似的，选定的喷发结构，从而消除区域大小，光球场强度，磁配置，和喷发前的演变射流和日冕物质抛射之间的区别因素。我们考虑的因素，有助于不同类型的动态行为，并得出结论，主要的决定因素是与灯丝通道相关联的磁自由能的比率相比，与覆盖通量的内部和外部的伪流光圆顶的能量。
2020-11-13 astro-ph.SR
Flux-Rope Twist in Eruptive Flares and CMEs: due to Zipper and Main-Phase Reconnection
本文讨论了在爆发性耀斑或日冕物质抛射中，扭曲通量管爆发时的三维重联性质。重联有两个阶段：首先，3D“拉链重联”沿着初始日冕弧传播，平行于极性反转线（PIL），然后，在爆发期间，在通量绳周围的低日冕中，随后的准2D“主相重联”产生日冕环和色球带，它们沿着垂直于PIL的方向远离PIL传播。拉链重新连接产生了大约一圈的扭曲磁通绳（$2π$扭曲弧度），然后主相重新连接建立了具有几圈相对均匀扭曲的喷发磁通绳的主体。第二种情况是从拱廊下预先存在的通量绳开始。在这里，拉链相可以产生具有许多匝的核心，这些匝取决于新形成的耀斑带和新的通量绳中的磁通量的比率。主相重连然后在扭曲的中心纤芯上增加一层大致均匀的扭曲。相位和场景都以简单的方式建模，假设初始磁通量沿PIL分段。该模型利用磁螺旋度守恒和磁通守恒，以及磁螺旋度均分，推导出喷发磁绳的初始几何形状的扭曲。行星际观测表明，一些磁通绳具有相当均匀的扭曲，这可能是当拉链相和任何预先存在的磁通绳具有小或中等扭曲（高达一圈或两圈）时产生的。其他行星际通量绳具有高度扭曲的芯（多达五圈），当存在预先存在的通量绳和产生大量额外扭曲的活动拉链相时，可以产生这种芯。
2016-12-31 astro-ph.SR
Direct Observations of Magnetic Reconnection Outflow and CME Triggering in a Small Erupting Solar Prominence
我们研究了2014年5月1日01：35 UT发生的一次小日珥喷发，并由太阳动力学天文台（SDO）的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）观测到。爆发前和爆发后的图像是由日之上的X射线望远镜（XRT）拍摄的。在爆发前，日珥上方存在一个圆顶状的结构，以日冕雨为分界。随着喷发的进行，我们发现了日珥磁场和上覆磁场重连的证据。在AIA和IRIS中可以看到快速流动，表明重新连接流出。在AIA 171 A通道中，沿一条可能重新连接的磁力线观测到了~300 km s $^{-1}$的天平面流。IRIS探测到与AIA气流一致的、约200 km s $^{-1}$的间歇性快速视线气流。差分排放测量计算表明，加热的快速流动的起源。喷发后的XRT图像显示，热环可能是由于重新配置的磁场在喷发和随后的加热等离子体在这些环路。虽然有证据表明在爆发期间日珥上方的重连，但IRIS的高空间分辨率图像显示了日珥下方的潜在重连地点。对爆发日珥的高度-时间分析表明，日珥的初始上升速度为~0.4 km/s $^{-1}$，随后迅速加速，最终速度为~250 km/s $^{-1}$。在这两个阶段之间的过渡期间，IRIS的亮度表明，爆发的快速部分的爆发触发器可能是一个系绳切割机制，而不是突破机制。
2015-05-27 astro-ph.SR
Morphology and density of post-CME current sheets
日冕物质抛射（CME）的爆发拖曳并“打开”日冕磁场，可能导致大规模电流片的形成和磁重联的场弛豫。我们分析了在CME之后形成的射线状日冕特征的物理特征，以检查这种现象的解释是否与观测结果一致。这项研究的重点是测量射线宽度，密度过剩，和日冕速度场作为径向距离的函数。射线的形态表明，它们发生的后果Petschek的重联在大规模的电流片形成的CME的尾流。这一假设得到了流态的支持，流态通常沿着射线流出，有时也流入射线。推断的流入速度范围从3到30公里秒$^{-1}$，符合狭窄的开口角的射线，加起来几度。射线的密度比周围的日冕大一个数量级。密度过剩的测量结果进行了比较的分析模型中，Petschek的重联几何形状被应用到垂直电流片，考虑到降低的外部日冕密度和磁场与高度。模型结果与观测结果一致，揭示了射线中密度过剩的主要原因是重联流出将稠密等离子体从较低高度输送到较大高度。
2009-02-23 astro-ph.SR
Probing the Role of Magnetic-Field Variations in NOAA AR 8038 in Producing Solar Flare and CME on 12 May 1997
我们对1997年5月12日发生的一次CME和一次中等大小的1B/C1.3耀斑进行了多波长研究。本文介绍了1997年5月7- 16日在太阳上观测到的NOAA活动区8038的磁场变化。对Hα滤波图和MDI/SOHO磁图的分析揭示了该活动区连续但离散的浪涌活动，以及通量的出现和消除。这些磁象的电影揭示了两个重要的结果，即1997年5月10- 13日期间，先存区和新兴通量区（EFR）的主要相反极性相互接近，以及移动磁特征（MMF）以大约10小时的准周期从主要北极喷出。这些活动很可能是由光球辐合运动驱动的低层大气磁重联引起的，磁图上的这种现象很明显。磁场的变化，如通量，梯度和太阳黑子的旋转揭示了自由能正在缓慢地储存在日冕中。缓慢的低层磁重联可能是造成这种储存和形成S形核心领域或磁通绳导致最终爆发。极紫外线增亮的发生在S形核心领域之前的磁通绳的上升表明，喷发是由内部系绳切割重连，而不是外部突破重连触发。Hα带在前150秒的快速分离显示出脉冲式加速，这表明日冕物质抛射在内日冕中加速，这与重联电场的时间分布相一致。最后，我们提出了一个定性的模型，鉴于框架的太阳爆发，质量喷射，灯丝喷发，CME，和随后的耀斑。
2011-06-14 astro-ph.SR
Solar Flare-CME Coupling Throughout Two Acceleration Phases of a Fast CME
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）通过磁重联紧密耦合。日冕物质抛射通常在低日冕内脉冲加速，与脉冲耀斑能量释放同步。我们研究了2013年5月13日发生的快速CME及其相关X2.8耀斑的动态演化。CME经历了两个不同的加速增强阶段，一个是峰值约为5 km s $^{-2}$的脉冲阶段，随后是加速高达0.7 km s $^{-2}$的扩展阶段。两相CME动力学与两幕耀斑能量释放有关。虽然第一集是一致的“标准”喷发的磁通量绳，耀斑能量释放的第二集是由一个大规模的环路在喷发后的重新连接，并产生更强的非热发射高达$γ$ -射线。此外，这一长持续时间的耀斑揭示了在衰变阶段正在进行的磁重联的明显迹象，证据是能量高达100- 300 keV的延长HXR爆发和重联环的间歇性下行流>4小时。观测结果表明，两步耀斑重联对两阶段CME加速有显著贡献，脉冲CME加速先于最强烈的耀斑能量释放。这种非标准耀斑/CME观测的影响进行了讨论。
2020-06-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Observational Analysis on the Early Evolution of a CME Flux-rope: Pre-flare reconnection and Flux-rope's Footpoint Drift
我们研究了热通道状磁通量绳（MFR）向喷发的早期演化。结合成像观察和磁场外推，我们发现热通道可能起源于一个预先存在的种子MFR与双曲线通量管（HFT）。在前体阶段，HFT处的三维系绳切割重连最有可能导致热通道的加热和积聚。在这个过程中，正在形成的热流道，空间尺寸迅速扩大，双脚滑向两个遥远的位置。随后，它瞬间爆发，速度暴增，在脚下留下了两个核心黯淡的痕迹。我们认为，耀斑前的重联在HFT发挥了至关重要的作用，在扩大种子MFR和促进其最终的太阳爆发的开始。此外，最近预测的漂移MFR的足迹被检测到在两个核心调光。特别是，我们发现，MFR的西足点漂移是由一个新的重联几何之间的爆发MFR的腿，从而倾斜的拱廊。随着MFR的西足点逐渐漂移到一个新的位置，一组新生的非典型耀斑环连接到西核心变暗，导致该核心变暗内的变暗区域迅速减少，并在其远端脚处产生次级耀斑带。这表明，由于爆发的MFR的足迹漂移，核心昏暗可能会明显减少，这意味着将爆发的MFR的真实足迹映射到太阳表面比以前想象的要困难得多。
2019-11-01 astro-ph.SR
Interplanetary Consequences of Coronal Mass Ejection Events occurred during 18--25 June 2015
本文回顾了2015年6月18日至25日期间发生在日地距离范围内的快速和广泛的日冕物质抛射（CME）事件的传播效应和行星际后果的初步结果。行星际闪烁（IPS）图像显示，日冕物质抛射驱动的扰动的大尺度结构几乎充满了整个内日球层，速度范围为$\sim$ 300- 1000 { \kmps }。IPS技术的内日光层和1 AU处的{ \it in-situ}测量结果的速度数据集的比较表明，低速风主导的日光层对日冕物质抛射传播施加的阻力可能无效。在1天文单位的冲击波的到来表明，一个冲击波可以驱动行星际介质的中心部分的移动日冕物质抛射，也可以由不同的部分远离其中心。能量为$>$ 10 MeV的质子通量的增加与CME前激波对粒子的加速一致。
2016-03-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Energy Spectra vs. Element Abundances in Solar Energetic Particles and the Roles of Magnetic Reconnection and Shock Acceleration
本文重新研究了能量为几MeV/amu的太阳高能粒子（SEP）事件中能谱指数与元素丰度增强之间的关系。我们发现一个相关的行为，只有在最大的逐步SEP 4事件时，所有的离子从周围的日冕等离子体加速的冲击波驱动的快速，广泛的日冕物质抛射（CME）。这种相关的丰度行为可以跟踪事件期间光谱指数的复杂时间变化。在其他（SEP 3）事件中，CME驱动的冲击波，相隔几天，样品种子粒子从一个单一的超热脉冲离子池贡献更早。较小的，富铁，脉冲SEP事件，以前有关的磁重联在太阳喷流，超过一半随后再加速日冕物质抛射驱动的冲击波（SEP 2）造成典型的离子强度有64%的相关性与冲击速度。在这些SEP 2事件中，冲击波加速的开始是由丰度中的一个新的组成部分，即大质子过剩发出的信号。其余的SEP 1事件缺乏冲击加速的证据。然而，对于所有这些事件（SEP 1-SEP 3）与磁重联确定的丰度，光谱和丰度去耦。
2022-03-08 astro-ph.SR
Solar type II radio bursts associated with CME expansions as shown by EUV waves
我们研究了与CME膨胀相关的两个度量II型爆发源的物理条件，目的是验证冲击和CME之间的关系，比较射电源的高度和与CME相关的EUV波的高度。与事件相关的EUV波的高度相对于波前被确定。通过将两种不同的密度模型应用于II型发射的频率，并与EUV波的高度进行比较，来估计冲击的高度。对于2010年6月13日的事件，考虑到H/F频率比fH/fF = 2，通过频带分裂，根据谐波通道上、下分支的频率漂移估计激波速度。指数拟合的强度最大值的分支显示，更符合这一事件的光谱形态。对于2012年6月6日的事件，没有带分裂，光谱上有一个清晰的基本通道，冲击速度直接从基本发射的频率漂移中估计出来，通过线性拟合通道的强度最大值来确定。对于每一个事件，最合适的密度模型被用来估计射电源的物理参数。2010年6月13日的事件呈现出664-719 km/s的冲击速度，与609 km/s的EUV波前的平均速率一致。2012年6月6日的事件与速度为211-461 km/s的冲击有关，也与418 km/s的EUV波前的平均速率一致。对于这两个事件，EUV波的高度显示与射电源的高度兼容，假设冲击波的径向传播。
2015-04-16 astro-ph.SR
Reconnection Jets Detected during the Footpoint Drift of a CME Flux Rope: New Signatures of Ongoing 3D Arcade-Flux Rope Reconnection
School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, Key Laboratory of Astroparticle Physics of Yunnan Province, Yunnan University（云南大学天文学系、云南省天体粒子物理重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究利用太阳动力学天文台数据，首次成像检测到X1.6级耀斑中HFR足点漂移驱动的三维弧面-通量绳重联产生的特殊喷流，为标准耀斑模型的三维模拟扩展提供了新观测依据。
2026-08-07 astro-ph.SR
Study the build-up, initiation and acceleration of 2008 April 26 coronal mass ejection observed by STEREO
在本文中，我们分析了完整的演变，从几天前的爆发开始，并最终加速和传播，的CME发生在2008年4月26日使用前所未有的高节奏和多波长观测的立体声。CME爆发前几天存在频繁的暗条活动和极紫外喷流。这些活动可能是由光球辐合运动驱动的低层大气磁重联引起的，这在SOHO上的MDI（Michelson Doppler Imager）磁象序列中很明显。低层缓慢的磁重联可能是日冕中储存磁自由能和形成S形核心场或导致最终爆发的磁绳的原因。极紫外线增亮的发生在S形核心领域之前的磁通绳的上升意味着喷发是由内部的系绳切割重联，而不是外部的突破重联。在脉冲加速期间，内日冕CME加速的时间剖面与由足点分离和RHESSI 15-25 keV HXR通量曲线推断的重联电场的时间剖面一致。这一日冕物质抛射的完整演化过程可以分为四个不同的阶段：积聚阶段、初始阶段、主要加速阶段和传播阶段。讨论了这些阶段之间的物理性质和过渡，试图提供一个全球性的图片CME动态演化。
2010-02-26 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
Magnetic Reconnection Invoked by Sweeping of the CME-Driven Fast-Mode Shock
日冕波在太阳大气中普遍存在。它们不仅在其丰富的物理学中很重要，而且也是触发遥远的磁爆发的重要候选者。然而，后一种机制从未得到直接证实。通过对2012年3月7日连续爆发的回顾，确定了速度为550 km/s的X5. 4耀斑相关EUV波的快速模式冲击，并且在缓慢上升阶段，在相应的日冕物质抛射的前部出现比2060 $\pm$ 270 km/s更快。它们的传播速度不仅远远超过当地的阿尔芬速度（约260 km/s），而且同时伴随着II型射电爆发，即，冲击波的典型特征。观测结果表明，冲击波扰动了连接活动区（AR）11429和11430的日冕环C1，其邻近零点区。振荡40分钟后，在零点区域发生了外部磁重联（EMR）。大约10分钟后，C1覆盖的大规模磁通量绳（MFR）变得不稳定并迅速爆发。据认为，快模冲击触发的EMR在零点区，并导致随后的爆发。这是首次直接观测到的现象，为理解太阳活动和爆发的物理机制提供了新的线索。
2020-10-24 astro-ph.SR
Study of CME properties using high resolution data
ISTP SB RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分院天体物理研究所）
利用高分辨率数据研究日冕抛射的两种类型及其速度变化特征
2012-08-10 astro-ph.SR
Sun-to-Earth Propagation of the 2015 June 21 Coronal Mass Ejection Revealed by Optical, EUV, and Radio Observations
我们研究了2015年6月21日CME驱动的冲击波的传播，如米波和长波的II型爆发和日冕观测所揭示的那样。CME与第24太阳活动周的第二大磁暴和一次大的太阳高能粒子（SEP）事件有关。这次爆发由两个M级耀斑组成，第一个被限制，没有米制或行星际射电爆发。然而，有强烈的微波爆发，表明加速粒子注入太阳。第二次耀斑是爆发性的，导致了一个光环CME。日冕物质抛射主要由赤道冕洞偏转，导致相关SEP事件的强度分布和地球日冕物质抛射的持续时间发生变化。行星际II型爆发特别强烈，从日冕一直到具有基谐结构的风号航天器附近都可以看到。我们计算的冲击速度使用II型漂移率在不同的日心距离，并获得信息的冲击，在太阳附近的日冕观测和地球附近的原位观测相匹配的演变。磁暴的深度与CME的1-AU速度和向南分量的大小一致。
2018-08-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Filament Eruption in NOAA 11093 Leading to a Two-Ribbon M1 Class Flare and CME
利用SDO、STEREO、RHESSI和GONG H $α$网络望远镜获得的数据，对2010年8月7日发生在活动区（AR）NOAA 11093的一次喷发事件进行了多波长分析。根据这些观测结果，我们推断，位于极性反转线（PIL）上的反S形暗条的向上缓慢上升运动导致了双带耀斑之后的CME。上覆磁力线穿过灯丝与旁瓣磁力线的相互作用，相关的EUV增亮，以及灯丝周围的通量出现/取消是导致其不稳定和爆发的过程的观测特征。此外，暗条/磁绳的上升运动轮廓与耀斑特征，即，重连率和HXR发射曲线。通量绳在耀斑的峰值阶段加速到最大速度作为CME，然后减速到平均速度为590 km $^{-1}$。我们认为，所观察到的出现/取消附近的灯丝的磁通量导致它上升，导致在系绳切割和重新连接发生在灯丝下，在协议与系绳切割模型。相应的增加/减少，发现在后高峰阶段的爆发的光球通量的正/负提供了明确的证据，重新连接的系绳切割的结果。
2011-10-24 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
On flare-CME characteristics from Sun to Earth combining remote-sensing image data with in-situ measurements supported by modeling
我们分析了2011年10月1日（SOL 2011 -10- 01 T09：18）观测到的耀斑CME事件，涵盖了从太阳到地球的完整作用链，以更好地理解CME及其嵌入的磁场的动态演化。我们利用SDO和地面仪器研究了与耀斑CME相关的太阳表面和大气，并利用STEREO结合EUV和白光数据对CME特征进行了离边跟踪。通过应用三维重建技术（GCS，总质量）立体STEREO-SoHO日冕物质抛射数据，我们跟踪的时间和空间演化的日冕物质抛射在行星际空间，并得出其几何形状和三维质量。我们结合GCS和Lundquist模型的结果，从现场测量（风）的MC的轴向通量和螺旋度。这是比较非线性无力（NLFF）模型的结果，以及重连的磁通量来自耀斑带（耀斑重连通量）和相关的调光（调光通量）所包含的磁通量。我们发现，磁重联过程已经在脉冲耀斑阶段开始之前进行，增加磁通量的通量绳之前，其最终爆发。在耀斑结束后，变暗通量增加了25%以上，表明喷发后仍有磁通量加入通量绳。因此，导出的耀斑重联通量很可能是估算磁绳内磁通量的下限。我们发现，磁螺旋度和轴向磁通量在行星际空间分别减少了约50%和75%，可能表明侵蚀过程。在~4-20 Rs的距离范围内观测到CME质量增加10%。与日冕物质抛射相关的核心变暗区的时间演化支持快速外流可能向日冕物质抛射的后部提供额外质量的假设。
2017-03-02 astro-ph.SR
Unveiling the Initiation Route of Coronal Mass Ejections through their Slow Rise Phase
本文通过热磁流体力学模拟揭示了CME触发路径：缓慢上升由HFT重联触发并驱动，随后与环面不稳定性耦合持续，最终由快速磁重联与环面不稳定性耦合引发脉冲加速，表明CME触发是多机制耦合的复杂过程。
2024-02-26 astro-ph.SR
Breakout/Interchange Reconnection as a driver of Jets, Fast Coronal Mass Ejection, and Solar Energetic Particles
American University（美国大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Durham University（杜伦大学）；University of Michigan（密歇根大学）；The Catholic University of America（天主教大学）
该研究通过多波段观测及原位测量，揭示 breakout 重联是驱动快速 CME、喷流及 SEP 事件的关键，为多尺度拓扑下的粒子加速释放提供了新见解。
2026-10-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Observations of the Coronal Mass Ejection with a Complex Acceleration Profile
研究了具有复杂加速度剖面的日冕物质抛射。事件发生于2009年4月23日。它有一个脉冲加速阶段，一个脉冲减速阶段，和第二个脉冲加速阶段。在其演化过程中，CME表现出不同的加速机制：扭结不稳定性，突出排水，耀斑重联，和CME-CME碰撞的签名。观测的特点是使用了TESIS EUV望远镜。该仪器可以在距离太阳中心2 $R_\odot$的Fe 171日冕线上成像。这使我们能够追踪CME直到LASCO/C2视场，而不会从视线中丢失CME。CME的发生是由扭结不稳定性引起的。扭结不稳定后出现大量引流。物质的排泄只起辅助作用：它减少了CME的质量，这有助于加速CME。第一个脉冲加速阶段是由耀斑重联引起的。在第一个脉冲加速阶段，我们观测到了两个带状耀斑和软X射线通量的增加。脉冲减速和第二脉冲加速阶段是由CME-CME碰撞引起的。所研究的事件表明，日冕物质抛射是一种复杂的现象，不能只用一种加速机制来解释。我们应该寻求不同机制的组合，在它们演化的不同阶段加速日冕物质抛射。
2017-12-18 astro-ph.SR
Novel scaling laws to derive spatially resolved flare and CME parameters from sun-as-a-star observables
本研究利用太阳长期SXR至射电数据，建立了耀斑功率与CME功率之间的标度律，从而可从类太阳恒星观测量推断空间分辨的CME速度和重联磁通。
2024-10-07 astro-ph.SR
Evolution of Solar Magnetic Field and Associated Multi-wavelength Phenomena: Flare events on 20 November 2003
利用2003年11月20日NOAA 10501活动区发生的两次同源耀斑（M1.4/1 N和M9.6/2B）的H-α图像、软X射线剖面、磁象图、极紫外图像和射电观测资料，研究了扭曲暗条系统之间的重联、能量释放和与之相关的日冕物质抛射（CME）的发射特性。在这两个事件中，在H-α中观察到的扭曲细丝相互接近，并启动了耀斑过程。然而，第二个事件显示了尖点的形成，因为细丝相互作用。从磁图推断，相反极性的太阳黑子的旋转可能为扭曲的细丝和螺旋度的注入提供了动力。沿着这两个极性相反的太阳黑子之间的电流片，剪切力最大，这可能导致了暗条的扭曲。在暗条相互作用时，发生了重联，热能区和非热能区的耀斑辐射达到最大值。无线电信号揭示了由于重连而导致的磁力线的开放。H-alpha图像和无线电数据提供了导致重联的流入速度和粒子加速区的尺度大小。第一个事件产生了一个狭窄而缓慢的CME，而后者与快速的全晕CME有关。使用白光和闪烁图像以及现场测量在太阳和地球之间观察到的晕CME特征表明了在膨胀和传播中使用的磁能。地球上的磁云特征证实了在暗条相互作用和重连时喷射出的通量绳。
2009-12-07 astro-ph.SR
Interchange reconnection associated with a confined filament eruption: Implications for the source of transient cold-dense plasma in solar winds
在现场观测的资料中，偶尔也能在太阳风中探测到冷密等离子体，但冷密等离子体的来源一直是个谜。闭合场与邻近的开放场之间的交换重联（IR）对太阳风的形成有重要作用。我们在2014年12月24日呈现了一个与喷烟状日冕物质抛射（CME）相关的受限丝状喷发。由于连续的磁通量抵消和出现，暗条经历了连续的激活，最终爆发。被限制的爆发丝状体表现出明显的解捻运动，并且大部分丝状体物质回落。在爆发期间，一些微小的斑点从被限制的灯丝体中逃逸出来，沿着新形成的开放场线扎根在灯丝的南端，一些明亮的等离子体从灯丝的北端流向附近开放场的偏远地点。新形成的开阔磁力线向南移动，并有多个分支。类似于泡芙的CME也显示出多个明亮的锋面和明显的南移。结果表明，在爆发暗条的封闭场和附近的开放场之间存在着间歇性的红外辐射，它释放出一部分暗条物质（团块），形成了喷烟状的CME。我们认为，红外线提供了一个可能的来源，冷稠密的等离子体在太阳风。
2017-03-28 astro-ph.SR
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
Homologous Jet-Driven Coronal Mass Ejections From Solar Active Region 12192
本文报道了太阳动力学观测站（SDO）和太阳与日光层观测站（SOHO）上的仪器对同源日冕喷流及其日冕物质抛射（CME）的观测结果。同源喷流起源于2014年10月NOAA 12192巨型活动区（AR）东南边缘的新兴和抵消磁场的位置。这个AR在其内部产生了许多非喷流的主要耀斑爆发（X和M级），没有CME。在10月20日至27日期间，与内部的大耀斑爆发相反，来自边缘的六个同源喷流导致了CME。每一个喷流驱动的日冕物质抛射（约200-300公里）比大多数日冕物质抛射的移动速度慢;角宽（20-50度）与横跨AR的日冕流光底部的角宽相当;属于“流光-喷流”类型，即先前存在的流光短暂膨胀，但没有被日冕物质抛射的通过所破坏。在产生CME的喷流中，大部分过渡区温度的等离子体逃离了太阳，而在非产生CME的喷流中，相对更多的过渡区等离子体落回太阳表面。此外，产生日冕物质抛射的喷流往往比不产生日冕物质抛射的喷流更快、更持久。我们的观察意味着：每一个喷流和日冕物质抛射都是由于从喷流底部喷发的扭曲场的重连打开造成的;而且喷发场并没有像以前设想的那样变成一个等离子体团，而是由于重连产生的环的扭曲，喷流引导的喷流底部环被吹出。
2016-05-02 astro-ph.SR
MHD Modeling of the Near-Sun Evolution of Coronal Mass Ejection Initiated from a Sheared Arcade
针对剪切磁拱起源的日冕物质抛射（CME），本文通过全球日冕MHD模拟研究其近太阳演化及与太阳风的相互作用，揭示了CME前能量积累、启动机制、三部分结构特征及MFR的旋转偏转行为，为CME数据驱动建模奠定基础。
2025-02-20 astro-ph.SR
Numerical Simulation of an EUV Coronal Wave Based on the February 13, 2009 CME Event Observed by STEREO
2009年2月13日，STEREO航天器在正交方向观测到日冕波-日冕物质抛射-变暗事件。我们分析了这一事件使用三维，全球磁流体动力学（MHD）模型的日冕。数值模拟受观测结果的驱动和约束，并指出了膨胀的CME核与周围环境之间发生磁重联的位置。我们主要集中在较低的日冕，延伸到$3R_{\odot}$，这个范围允许同时与EUVI和COR 1数据进行比较。我们的模拟产生了一个漫射的日冕亮锋，与STEREO/EUVI在195 ° C观测到的非常相似。它由\emph{two}成分组成，是波动和非波动机制结合的结果。日冕物质抛射在日冕中变得大规模的非常低（$<$ 200 Mm）。然而，这并不是一个固有的大规模事件;相反，膨胀的CME核心和周围磁性环境之间的磁重联促进了膨胀。为了支持这一点，我们还发现了许多二次调光，许多远离最初的日冕物质抛射源区。将这种变暗与模拟中的磁力线重连联系起来，进一步证明了日冕物质抛射的扩张导致了全球范围内日冕磁力线的“开放”。在整个日冕物质抛射膨胀过程中，日冕波直接映射到日冕物质抛射的足迹。我们的研究结果表明，正在进行的辩论的“真正”的性质扩散日冕波可能是错误的。看来，需要\emph{both}波和非波模型来解释观测和理解这些事件的复杂性质。
2009-09-16 astro-ph.SR
Compound eruptions of twin flux ropes in a solar active region
复合喷发是指多个紧密分布的磁结构在短时间内连续喷发，并导致一次耀斑和一次CME。然而，它仍然是微妙的多个爆发和相关的单一耀斑或/和单一CME之间的联系。在这封信中，我们报告了在几分钟内双近通量绳（FR 1和FR 2）的复合爆发，导致了具有单个软X射线峰的耀斑和具有两个核心的CME。AIA冷波段连续的膨胀环和强度通量双峰表明在复合喷发过程中发生了两次内部磁重联。随着FR 2的爆发，爆发的FR 1被加速，然后覆盖在FR 2上的膨胀环被偏转。此外，FR 2的爆发可能涉及外部磁重联之间的底部覆盖的拉伸磁场线和反弹环，以前被FR 1的爆发，这是证明了一对新形成的环。研究结果表明，双FRs的复合喷发既有内部的磁重联，也有外部的磁重联，两个喷发结构在初始阶段相互作用。我们认为，两个内部磁重联事件可能在几分钟内联合形成单峰耀斑的连续脉冲相，而CME的两个分离核可能是因为后者的速度太慢而无法与前者合并。
2021-11-01 astro-ph.SR
Quantitative Characterization of Magnetic Flux Rope Properties for Two Solar Eruption Events
为了弥补日冕物质抛射（CME）观测与日球观测之间的差距，关键步骤之一是提高对其相应磁结构（如磁通量绳（MFR））的认识。但是，由于缺乏直接的日冕磁场测量，确认太阳上CME爆发之前或之后的相干MFR的存在以及定量表征CME-MFR仍然是一个挑战。在这项研究中，我们调查的MFR结构，起源于两个活跃的区域（AR），AR 11719和AR 12158，并估计其磁性定量。我们用预处理的光球矢量磁图进行非线性无力场外推。此外，还利用遥感观测资料，寻找太阳磁场重联的间接证据，并分析了与耀斑带有关的磁重联通量的时间演化。一个连贯的“预先存在的”MFR结构之前，耀斑爆发的定量确定一个事件的外推和观察的组合分析。在此基础上，对形成CME-MFR的太阳爆发前和爆发过程中的两次事件的磁场特征（包括轴向磁通量、磁力线扭曲和重联通量）进行了估算，并与相应的原位模拟结果进行了比较。我们发现，磁重联与伴随的耀斑为这两个事件注入了大量的流量到爆发的CME-MFRs。
2022-01-10 astro-ph.SR
Evolution of reconnection flux during eruption of magnetic flux ropes
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Joint Astronomy Programme and Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院天文联合项目与物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Amrita School of Physical Science, Amrita Vishwa Vidyapeetham（阿莫瑞塔维斯瓦维德亚佩坦姆大学阿莫瑞塔理学院）
本文通过数值模拟和观测数据研究磁力绳喷发过程中重联磁通量的变化，发现重联磁通量与喷发速度呈强线性相关，为理解日冕喷流的复杂动力学提供了重要见解。
2026-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Peristaltic Pumping near Post-CME Supra-Arcade Current Sheets
超拱廊电流片附近的温度和密度的测量表明，未连接的场线上的等离子体可能会经历一定程度的“预热”和“预致密化”之前，他们的重新连接。片状重联模型允许加热和加速等离子体沿重联场线，但不提供一个机制，跨场线的热能的运输。在这里，我们提出了一个模型，其中一个重新连接的通量管缩回，变形的周围层的未连接的领域。变形产生收缩，作为蠕动泵，驱动等离子体沿着受影响的场线流动。在某些情况下，这些流动会导致冲击波，这些冲击波可以延伸到远未连接的区域，改变受影响区域的等离子体特性。这些发现对日冕的观测有直接的影响，特别是在爆发性太阳耀斑中电流片附近的高温和密度耗尽下降区或超拱廊下流形式的尾流等现象方面。
2013-08-23 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
MHD Modeling for Formation Process of Coronal Mass Ejections: Interaction between Ejecting Flux Rope and Ambient Field
我们对日冕物质抛射（CME）的形成过程进行了磁流体动力学模拟，重点研究了抛射通量绳与环境场之间的相互作用（重联）。我们研究了三种情况下，不同的环境场：没有环境场，并与磁绳表面的平行和反平行的两个相反方向的偶极场的情况下。因此，虽然磁通绳在反平行情况下消失，但在其他情况下，磁通绳可以演变为CME并显示出磁通绳的不同旋转量。结果表明，磁绳与环境场的相互作用是决定CME形成和CME取向的重要过程，磁绳和环境场中磁通量的大小和方向是决定CME形成的关键参数。特别是，相互作用（重联）对磁绳的旋转起着重要的作用，其过程类似于实验室等离子体球马克型实验中的“倾斜不稳定性”。
2010-06-02 astro-ph.SR
Genesis and impulsive evolution of the 2017 September 10 coronal mass ejection
2017年9月10日的X8.2事件提供了独特的观测，以研究非常快速的CME的成因，磁性形态和脉冲动力学。结合GOES-16/SUVI和SDO/AIA EUV图像，我们确定了一个热（$T\approx 10-15$ MK）明亮的边缘周围的快速膨胀的空腔，嵌入一个更大的CME壳（$T\approx 1-2$ MK）。CME壳层由一组密集的大AR环（$\gtrsim$ 0.5 $R_s$）发展而来，并无缝地演变成LASCO C2观测到的CME锋面。CME壳层强烈的横向过度膨胀就像一个活塞，启动了快速的EUV波。热腔边缘被证明是一种表现的主导极向通量和冻结的等离子体添加到上升的通量绳的磁重联在电流片下面。同样的结构后来被观察到作为白光CME的核心，挑战了CME三部分形态的传统解释。这些观测结果所建议的大量增加的磁通量解释了CME壳和腔的径向和横向膨胀的极端加速度，所有这些加速度都达到了$5 - 10$ km s $^{-2}$的值。加速峰值同时发生的第一RHESSI $100-300$ keV的硬X射线爆发的相关耀斑，进一步强调的重要性，脉冲CME演变的重联过程。最后，磁通绳相对于CME壳层的更高的径向传播速度导致白光CME波前和激波的明显变形。
2018-10-22 astro-ph.SR
Direct observations of magnetic flux rope formation during a solar coronal mass ejection
日冕物质抛射（CME）是太阳大气中最壮观的喷发现象。一般认为日冕物质抛射是磁通量绳（MFR）喷发的结果。然而，一个激烈的辩论是关于最低限度储备是在喷发之前预先存在还是在喷发期间形成的。几个冠状签名，\textit{e.g.}，细丝，冠状腔，S形结构和热通道（或热斑点），建议作为MFR和观测前的爆发，支持预先存在的MFR的情况。几乎没有关于喷发期间MFR形成的观察报告。在这封信中，我们提出了一个有趣的观察太阳喷发事件发生在2013年11月21日与大气成像组件上的\textit{Solar Dynamic Observatory}，这表明了详细的形成过程中的MFR在喷发。这个过程开始于一个低洼的日冕拱的膨胀，可能是由下面的耀斑磁重联引起的。新形成的上升环从下面进一步推动拱廊向上，拉伸周围的磁场。拱廊和伸展的磁场线然后在拱廊顶点的正下方向内弯曲，形成X点。X点附近的磁力线继续相互接近，并引起第二次磁重联。正是这种高位置的磁重联导致了一个热团（$\sim$ 10 MK）的形成和喷发，可能是一个MFR，产生了CME。我们认为，两个空间分离的磁重联发生在这个事件中，负责产生耀斑和热团（CME），分别。
2014-08-09 astro-ph.SR
Recurrent CME-like eruptions in emerging flux regions. I. On the mechanism of eruptions
我们报告的三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟经常性喷发新兴通量区域。我们发现，重新连接的剪切磁力线，沿极性反转线的新兴双极区，导致形成一个新的磁结构，它采用的形状的磁通量绳在其上升运动。最初，通量绳经历一个缓慢上升阶段，最终，它经历一个快速上升阶段和向外太阳大气层的喷射喷发。在系统演化过程中，总共发生了四次喷发。对于第一次喷发，我们的分析表明，环面不稳定性引发的喷发和系绳切割重联的磁力线，其中信封的磁通绳，触发喷发领域的快速加速。对于接下来的爆发，我们推测，这是系绳切割重联和环面不稳定性之间的相互作用，这导致了各个阶段的开始。我们展示了喷发场的3D形状，更多地关注磁场线在喷发过程中如何重新连接。我们发现，当包络场线重新连接主要是与自己，热和致密的等离子体被转移到更接近爆发的通量绳的核心。当包封场线与邻近的剪切场线重新连接时，同一区域似乎更冷，密度更小。等离子体的密度和温度分布，以及爆发场的上升速度、能量和大小表明，它们可能是小尺度（小型）日冕物质抛射（CME）的原因。
2017-11-28 astro-ph.SR
