Partial Eruption, Confinement, and Twist Buildup and Release of a Double-decker Filament
我们研究了2014年7月5日NOAA AR 12104中灯丝系统的失败部分喷发，使用多波长EUV，磁图和H $α$观测，以及磁场建模。纤维系统由两个几乎共空间的片段组成，它们具有不同的端点，都类似于C形。在一次喷射和一次与通量抵消有关的耀斑前兆之后，只有上段上升，然后显示出一个突出的扭曲结构，同时向其足点滚动。下段未受扰动，表明系统具有双层结构。爆发的部分最终会形成一个倒C形，材料会流向其足点，同时失去扭曲。使用磁通绳插入方法，我们构建了一个模型的源区，定性再现所观察到的演变的关键要素。在爆发开始时，该模型由通量束顶部的通量绳组成，其扭曲可以忽略不计，这与观测解释一致，即细丝具有双层结构。磁通绳在其初始松弛期间达到环面不稳定的临界高度，而下部磁通束保持稳定平衡。当磁绳到达一个类似于磁扇表面的圆顶状准分界线层时，喷发终止，尽管没有发现磁零点。磁绳通过与圆顶上方的限制性上覆通量重连而被破坏，在此过程中转移了它的扭曲。
2021-11-25 astro-ph.SR
Slow Rise and Partial Eruption of a Double-Decker Filament. I Observations and Interpretation
我们研究了一个活跃区的右旋灯丝，这是由两个分支分开的高度约13微米。这种“双层”配置持续了几天前，上分支爆发GOES级M1.0耀斑在2010年8月7日。分析这一演变，我们得到以下主要结果。1)在喷发前的几个小时内，观察到下分支内的细丝间歇性地变亮，向上提升，然后与上分支合并。合并过程为上支贡献了磁通量和电流，导致其准静态上升。2)这种转移可能是上支失去平衡的关键机制，达到了极限通量，可以稳定地保持下来的叠加场或达到阈值的环面不稳定性。3)喷发枝首先由沿极性反转线的反S形变直，然后扭曲成正S形。这显示了左旋螺旋度的转移是以一个扭曲-扭曲-扭曲的顺序进行的。初始扭动转化为磁绳扭转的事实排除了螺旋扭折不稳定性作为喷发的触发过程，但支持主相不稳定性的发生，这确实是由非常强烈的扭动运动所指示的。4)一个硬X射线S形，可能是日冕起源，在相关耀斑的脉冲阶段，在两个原始暗条分支之间的间隙中形成。这支持了一个模型的瞬态S形形成的垂直耀斑电流片。5)左手磁螺旋度推断的右旋灯丝的两个分支。6)两种类型的无力磁配置是兼容的数据，一个双磁通绳平衡和一个单一的磁通绳位于以上的一个环拱廊。
2012-08-15 astro-ph.SR
Double-Decker Filament Configuration Revealed by Mass Motions
通常设想，致密的细丝材料位于属于剪切拱圈或磁通量绳的磁场线的倾角中。但是，由于我们无法测量日冕磁场，哪种配置正确地描绘了暗条的磁性结构也存在争议。在本文中，我们解决这个问题，采用质量运动的活动区灯丝诊断其磁结构。暗条中的扰动是由NOAA活动区12685中暗条东端的浪涌引起的，这是由H $α$线中心和线翼（$\pm0.4$~H）的1米新真空太阳望远镜（NVST）观测到的。长丝材料主要表现出两种运动，即围绕脊柱的旋转和沿脊柱的纵向振荡。前者通过关于脊的反对称多普勒频移来证明;后者以具有质量的动态倒钩为特征，该质量远离H $α$脊延伸直到EUV灯丝通道的横向边缘。暗条东段的纵向振荡与西段的纵向振荡不同，这意味着暗条下的磁力线具有不同的长度和曲率半径。复合运动的细丝材料建议一个双层主机结构与混合迹象的螺旋，包括磁通绳顶部剪切拱廊系统。
2019-01-08 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
The role of non-axisymmetry of magnetic flux rope in constraining solar eruptions
太阳爆发的成功与否取决于作用在驱动爆发的磁绳上的洛伦兹力的不同分量之间的竞争。现有模型仅考虑了垂直于磁绳的背景磁场产生的捆扎力和磁场沿磁绳方向产生的张力。利用光球上观测到的磁场作为时间匹配的底边界，我们对2015年1月30日的局限爆发进行了数据驱动的磁流体动力学模拟，并成功地再现了观测到的太阳耀斑，而没有日冕物质抛射。在这里，我们展示了一个洛伦兹力分量，由径向磁场或非轴对称的磁通绳，它可以基本上限制喷发。我们的发现有助于太阳喷发模型，并提出了必要性，考虑磁绳的拓扑结构时，研究其爆发行为。
2021-05-16 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
Radio Diagnostics of Electron Acceleration Sites During the Eruption of a Flux Rope in the Solar Corona
日冕中的电子加速通常与耀斑和被称为通量绳的扭曲磁结构的爆发有关。然而，在耀斑和喷发过程中，这种粒子加速的位置和机制仍然受到许多调查。观察粒子加速的确切位置可以帮助确认耀斑和喷发是如何开始的，以及它们是如何演变的。在这里，我们使用大气成像组件来分析2014年4月18日的耀斑和爆发通量绳，而来自Nancay射电天文设施的观测使我们能够诊断爆发期间电子加速的位置。我们的分析表明，一个预先形成的通量绳缓慢上升，并在C级耀斑，等离子体射流和>75 keV的电子从绳中心逃逸到日冕时变得不稳定的证据。随着喷发的进行，在通量绳上方持续加速能量约为5 keV的电子，持续时间超过5分钟。在耀斑峰值时，一个电子加速点位于耀斑附近，而另一个电子加速点则被喷发的通量绳以高达400 km/s的速度驱动进入日冕。然后高能电子充满喷发的体积，最终允许通量绳腿从150- 445 MHz的射电源清晰成像。根据Joshi等人（2015）的分析，我们得出结论，高能电子的位置与磁扇脊结构内部的系绳切割或通量抵消情景的通量绳喷发一致。总的来说，我们的射电观测使我们能够更好地了解通量绳喷发及其相关电子加速站点的演变，从喷发开始到传播到日冕。
2016-09-06 astro-ph.SR
Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of the Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope: Magnetic Structure and Plasma Thermodynamics
人们普遍认为，磁通量绳是太阳爆发的关键结构;然而，它们可观测到的对应物还不清楚。我们研究了一个耀斑相关的磁通绳喷发在一个全面的辐射磁流体动力学模拟耀斑生产活动区，特别是专注于在喷发等离子体的热力学性质和它们的关系的磁通量绳。预先存在的通量绳，携带着冷而致密的等离子体，在喷发开始前准静态地上升。在此阶段，磁通绳在极紫外（EUV）发射中没有显示出明显的特征。耀斑爆发后，在爆发的通量绳周围产生一个薄的“电流壳”。此外，在磁绳下方形成了一个电流片，两组磁弧在此重新连接并形成一组耀斑后回路。等离子体内的“电流壳”，电流片，和耀斑后的环路被加热到10 MK以上。耀斑后的环产生了丰富的软X射线辐射。同时，磁通绳中的大部分等离子体被加热到大约1 MK，并且磁通绳的主体在较冷的EUV通带（例如AIA 171 μ π ι ~通道）中表现为明亮的拱形。
2022-06-28 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
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
On-disc Observations of Flux Rope Formation Prior to its Eruption
日冕物质抛射（CME）是太阳活动的主要表现形式之一，可导致严重的空间天气效应。因此，至关重要的是要努力能够预测其发生。然而，CME形成和喷发的许多方面仍不清楚，包括磁通量绳是否在喷发开始前存在，以及导致CME发生的关键机制。在这项工作中，预爆发的日冕配置的活动区，产生了行星际日冕物质抛射与明确的磁通量绳结构在1 AU的研究。在爆发前两个小时的极紫外线（EUV）数据中出现了一个前向S S形（SOL 2012 -06-14），这被解释为在爆发前形成的右手通量绳的特征。耀斑带和EUV调光用于推断磁通绳足点的位置。这些位置，加上全球磁通量分布的观测结果，表明新出现的磁通量和预先存在的太阳黑子场之间的相互作用，在爆发前几天可能使日冕通量绳形成通过系绳切割样重连。成分分析表明，通量绳有日冕等离子体成分，支持我们的解释，通过磁重联在日冕中形成的通量绳。一旦形成，通量绳在作为CME爆发之前保持稳定2小时。
2017-03-31 astro-ph.SR
A model for magnetically coupled sympathetic eruptions
太阳上的交感喷发已经被观察了几十年，但一次喷发引发另一次喷发的机制仍然知之甚少。我们提出了一个三维MHD模拟，提出了两种可能的磁触发机制交感神经爆发。我们考虑一个配置，其中包含两个日冕磁通绳位于一个伪流光和一个绳位于旁边it.A序列的爆发是由触发的流光旁边的磁通绳的爆发。磁绳的膨胀导致了两个连续的重联事件，每个事件都通过移除足够量的上覆通量来触发磁绳的爆发。模拟定性再现了2010年8月1日全球交感事件的重要方面，并提供了一个所谓的双灯丝爆发的情况。所提出的机制也适用于交感神经爆发发生在其他磁配置。
2011-08-10 astro-ph.SR
Formation of a Double-decker Magnetic Flux Rope in the Sigmoidal Solar Active Region 11520
在本文中，我们解决了形成的磁通量绳（MFR），爆发于2012年7月12日，并造成了强烈的磁暴事件7月15日。通过分析太阳动力学天文台的大气成像仪和日震磁成像仪观测到的活动区的长期演化，发现一个MFR的扭曲场是由主极性反转线附近的两组剪切弧在爆发前半天建立起来的，其形状为连续的S形。扭曲场和剪切弧内的温度高于周围体积的温度，这表明磁重联最有可能在那里发生。重联背后的驱动程序是由于剪切和收敛运动的磁足点的速度范围为0.1- 0.6公里s $^{-1}$。前一个太阳黑子的旋转也有助于MFR的积累。外推的三维非线性无力场结构进一步揭示了重联的位置是在秃斑区域和双曲线通量管。在喷发前约两小时，可以看到S形热通道形式的第二次MFR的迹象。它位于连续存在的原始MFR之上，并包括长丝。因此，整个结构构成了一个稳定的双层MFR系统，在喷发前几个小时。最终，在进入不稳定区域后，高位置的MFR冲动爆发，产生快速的日冕物质抛射和X级耀斑;而低位置的MFR则留在后面，继续维持活动区的S形。
2014-05-20 astro-ph.SR physics.space-ph
Slipping Magnetic Reconnection Triggering a Solar Eruption of a Triangle-flag Flux Rope
我们首次报道了2014年2月2日在131个射电通道和94个射电通道中同时发生的耀斑环滑动运动和磁绳滑动喷发活动。东钩状耀斑带以约50 km/s $^{-1}$的速度滑动传播，持续时间约40 min，延伸100 m以上，而西钩状耀斑带则以30 km/s $^{-1}$的速度向相反方向移动。在耀斑活动的后期，耀斑环的“双扇”系统发展良好。磁绳的东足点沿磁带的弯钩有明显的滑移运动，同时磁绳的精细结构以130 km/s $^{-1}$的速度迅速上升，比整个磁绳上升速度快得多。我们推断，在耀斑期间，磁绳的东足点被滑动的磁重联连续加热，导致磁绳的明显滑动。滑动运动描绘了一个“三角旗面”的磁绳，这意味着磁绳的拓扑结构比预期的更复杂。
2014-07-16 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations for a Double-decker Filament Channel in AR 13102
CAS Key Laboratory of Solar Activity, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动重点实验室）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院空间科学中心太阳活动与空间天气重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Yunnan Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）
通过多波长观测揭示AR 13102中双层纤维通道的结构与动态过程，展示其在不同等离子体状态下的表现。
2025-11-26 astro-ph.SR
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
Deciphering the Formation and Dynamics of Double-decker Filament Through Component Magnetic Reconnection
本研究利用太阳观测台站的立体数据，发现2013年8月30日的双层暗条由辫状磁通量绳经分量磁重联分裂形成，且上支随后爆发为CME并伴随M1.2级耀斑，为双层暗条形成及日冕加热研究提供新认知。
2025-05-20 astro-ph.SR
Rotation and Confined Eruption of a Double Flux-Rope System
本研究通过零β数据约束模拟，揭示11474号活动区双通量绳（MFR1、MFR2）的相互作用等因素导致暗条130°大角度旋转与受限爆发的机制，复现了多项观测特征。
2023-12-12 astro-ph.SR
Photospheric flux cancellation and associated flux rope formation and eruption
我们研究了一个不断发展的双极活动区，表现出通量抵消在内部极性反转线，形成软X射线沿反转线和日冕物质抛射的S形。光球磁场的演变被描述和用来估计有多少磁通量重新连接到磁通绳。在喷发前的2.5~ 2.5天内，约有1/3的活动区通量在内部极性反转线处抵消。在这一时期，日冕结构从弱剪切到强剪切的弧形，然后演变为反向穿过逆温线的S形。这些特性表明，在喷发之前已经形成了一条通量绳。抵消的量意味着高达60%的活动区通量可以在磁绳的主体中。我们指出，只有一部分的取消有助于通量的绳子，如果拱廊只是弱剪切，在第一部分的演变。这将绳中的估计通量减少到活动区域通量的$\sim\!30%$或更少。我们认为，我们的估计和活动区通量的$\sim\!10%$的极限值之间的剩余的差异，以前获得的磁绳插入方法，结果从磁绳的不完全的相干性，由于沿极性反转线的非均匀取消。在活动区观察到一个热的线性特征，它作为喷发的一部分上升，然后可能在磁通绳的轴附近描绘出磁力线。在这一特征的一端，磁通量的抵消和不断变化的磁连接表明，在相关耀斑的脉冲阶段之前不久和早期，磁通绳通过重连达到了相干性。乙状结肠在喷发中被破坏，但在适度的进一步取消发生后的几个小时内重新形成。
2010-11-04 astro-ph.SR
Simultaneous observation of a flux rope eruption and magnetic reconnection during an X-class solar flare
在这封信中，我们提出了一个壮观的爆发耀斑（X8.2），与2017年9月10日太阳西翼的日冕物质抛射（CME）有关。磁绳爆发之后是流入，电流片和尖点结构的形成，这是同时观察到的耀斑发生期间。在131 μ m的观测中，尖点结构的层次结构得到了很好的观察。从这些观测结果中可以得出的情景与一些喷发模型的预测非常一致。在磁绳爆发的最后阶段，除了经典爆发模型所预测的耀斑爆发过程中的上述特征外，还观察到电流片分裂成若干个小电流片的现象。给出了入流、热尖点结构和耀斑后环的速度和加速度的定量计算。当前片的宽度估计为约3 $\times$ $10^{3}$ km。这些观测对了解太阳爆发的过程非常有用。
2018-01-09 astro-ph.SR
Eruption of the magnetic flux rope in a fast decayed active region
在穿过日面时，观测到一个孤立的快速衰变的活动区（NOAA 9729）。与之相关的CME只有一个，这给我们提供了一个很好的机会来研究CME的整个过程。在这个活跃区域的暗条迅速上升，然后停顿下来，分解成耀斑环。EIT图像中上升的灯丝在喷发前分成两部分。CME后数小时，新的暗条重新形成，其轴线与原暗条相比顺时针旋转约22 °。我们还观察到一个明亮的瞬态J形X射线S形立即出现后，灯丝爆发。它迅速发展成一个软X射线尖点，先上升后下降。在暗条爆发前，观测到两个磁抵消区。此外，当磁螺度接近最大值时，磁通量绳爆发，磁通量绳爆发时的归一化螺度为-0.036，与基于理论非线性无力模型的预测值接近。
2013-03-22 astro-ph.SR
Eruptions and Flaring Activity in Emerging Quadrupolar Regions
上下文一些最活跃的活动区与复杂的光球磁结构有关，如四极区，特别是具有$δ$ -点结构和强极性反转线（PIL）的区域。目标。我们研究了四极区磁通量绳的形成和喷发。方法.从太阳内部进入非磁化分层大气的高度扭曲的通量管部分出现的三维MHD模拟。结果我们出现了两个$Ω$形状的环，形成一个四极区。出现的磁通形成两个最初分离的双极，随后接触，产生$δ$斑点中心区域。在两个双极之上，两个磁瓣扩展并通过它们之间界面处的一系列电流片相互作用。两个周期性的局限性喷发产生。在这两种情况下，被剪切的低位磁力线之间的重联形成了磁通绳。在大气层高处的两个叶之间的重连形成了收缩的磁力线，这些磁力线推压着通量绳，在它们之间产生了电流片。它还在两个出现的磁瓣之间形成了第三个磁瓣，后来作为一个带场。当磁绳与其上方的磁场之间的重连变得足够有效以消除覆盖磁场的张力时，磁绳爆发被触发。这些重新连接事件在系统内部发生。第一个爆发的磁通绳几乎完全与覆盖的磁场重新连接。第二次喷发受上覆磁场的限制。在封闭的爆发，通量绳的大小，通量和扭曲，类似于封闭的耀斑通量绳观测增强。发射的近红外线显示了两个喷发的丝状通道。耀斑拱廊只在第二次爆发时形成，这是由于磁通绳下方的重联持续时间更长，效率更高。
2019-09-03 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Vortex-driven Magnetic Flux Rope in the Simulated Quiet Sun
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（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
本研究通过辐射MHD模拟，揭示了宁静太阳中涡旋驱动磁通量绳的形成与爆发过程，发现其爆发特征微弱但结构相似，有助于理解此类隐蔽事件。
2026-10-05 astro-ph.SR
Eruption of a Magnetic Flux Rope in a Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of flare-productive active regions
本文分析了活动星系核浮现模拟中的最大耀斑，发现其释放$4.5\times10^{31}$尔格磁能并伴随日冕物质抛射，重现了太阳爆发的关键特征，为磁通量绳的形成及爆发与辐射特性的关联提供了新见解。
2023-05-31 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
Multiwavelength Signatures of Episodic Null Point Reconnection in a Quadrupolar Magnetic Configuration and the Cause of Failed Flux Rope Eruption
在本文中，我们提出了多波长的观测触发失败爆发的M级耀斑从活动区NOAA 11302，并调查相关的失败爆发的可能原因。光球观测和非线性无力场外推的日冕磁场显示，耀斑区域有一个复杂的四极结构，在核心磁场上方有一个预先存在的日冕零点。在M级耀斑爆发之前，我们在GOES和RHESSI软X射线观测中观察到多个周期的小尺度通量增强，从零点的位置开始。这里报告的耀斑前的配置和演化与爆发模型中的相似，但在更低的日冕高度。火炬区的核心的特点是存在两个通量绳在一个双层配置。在耀斑的脉冲阶段，两条通量绳中的一条最初开始喷发，但导致喷发失败。磁衰变指数的计算显示了一个鞍状的轮廓，其中衰变指数最初增加到磁绳高度内的环面不稳定极限，但随后迅速下降，达到负值，这很可能是最初的环面不稳定磁绳的失败喷发的原因。
2021-12-29 astro-ph.SR
February 15, 2011: sun-quakes produced by flux rope eruption
我们对2011年2月15日的X级太阳耀斑进行了分析，此前有报道称该耀斑在太阳活动周期24中产生了第一次太阳地震（Kovichev 2011）。使用声全息，我们确认了第一个，并报告了第二个，较弱的，地震源与此耀斑。我们发现，这两个源位于两端的S形，这表明存在的磁通绳。与以前报道的大多数太阳地震相反，声发射先于主要硬X射线（HXR）源的峰值几分钟。此外，来自RHESSI数据的最强硬X射线足迹被发现位于远离耀斑带中的震源。我们占这些差异的范围内的磁绳喷发和伴随的双带耀斑的现象学模型。我们建议，太阳地震被触发的爆发通量绳在开始的耀斑脉冲阶段和爆发开始的足点，而主要的硬X射线源出现后，在耀斑环下形成的上升通量绳的足点。可能的影响，这种情况下的理论解释的驱动力的太阳地震进行了讨论。
2011-10-10 astro-ph.SR
The eruption of a small-scale emerging flux rope as the driver of an M-class flare and a coronal mass ejection
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是太阳中最强大的爆炸。它们是潜在破坏性空间天气条件的主要来源。然而，其启动的可能原因仍然存在争议。利用BBSO NST的高分辨率观测资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的观测资料，我们观测到了一个大黑子附近出现的小尺度通量绳，它的爆发产生了M级耀斑和日冕物质抛射。静态非线性力自由场（NLFFF）外推以及日冕三维磁场动态演化的数据驱动MHD建模表明了小尺度磁绳的存在。在磁绳出现期间，观测到磁绳足点处的卫星太阳黑子旋转。与此同时，洛伦兹力、磁场能量、垂直电流和横向磁场在此阶段增加。来自磁通量出现和扭曲磁场的自由能足以为M级耀斑提供动力。这些观测首次呈现了从小尺度磁绳出现到太阳爆发产生的完整过程。
2017-07-01 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
Formation and eruption of a flux rope from the sigmoid active region NOAA 11719 and associated M6.5 flare: A multi-wavelength study
本文通过对S型活动区NOAA 11719的E（UV）、X射线和射电观测资料的分析，研究了S型活动区通量绳的形成、激活和喷发。在大约7小时的喷发前期间，AIA 94 A图像显示，通过两个J形环束之间的相互作用，出现了一个S形日冕，并伴随着多次日冕环增亮和通过光球的磁通量的显著变化。这些观测结果意味着，重复的磁重联可能在日冕S形磁绳的形成中起着关键作用，也有助于维持磁绳的温度高于周围的日冕结构。值得注意的是，S形的形成与色球层中S形细丝通道的快速形态演化有关。S形激活朝向喷发与上升的一个大的通量绳在日冕，这是由光球磁通量通过核心耀斑区域的减少建议系绳切割重联作为一种可能的触发机制。磁绳爆发导致一个两个带状M6.5耀斑与延长的上升阶段~21分钟。耀斑表现出显着的偏离标准耀斑模型在上升阶段的早期，在此期间，一对J形耀斑带的形式，显然表现出收敛运动平行于极性反转线，这是进一步证实了HXR足点源的运动。在后期阶段，耀斑遵循标准耀斑模型，源区经历了一个完整的S形到弧形的转变。
2017-01-04 astro-ph.SR
Solar filament eruptions and their physical role in triggering Coronal Mass Ejections
太阳暗条爆发在触发日冕物质抛射（CME）中起着至关重要的作用。超过80%的喷发会导致日冕物质抛射.这种相关性在过去的太阳活动周期和最近的太阳活动极小期得到了广泛的研究。对新太阳活动周期24上升阶段发生的事件的统计与这一发现一致。暗条和日冕物质抛射都与扭曲的磁场有关。因此，几乎所有的MHD日冕物质抛射模型都包括一个扭曲的通量管，称为通量绳。要么磁通绳在喷发前很久就存在，要么它是由喷发开始时剪切的拱廊重新连接而形成的。为了引发喷发，人们提出了不同的机制：新出现的通量，和/或外部磁场的分散，和/或磁力线在通量绳下方或上方的重新连接。这些机制降低了向下的磁张力，有利于磁通绳的上升。另一种机制是当构型扭曲太多时的扭结不稳定性。在本文中，我们打开了一个讨论论坛，重新审视观测和理论论文，以了解哪些机制触发火山爆发。我们的结论是，所有上述引用的机制可能会导致磁通绳的不稳定状态。然而，CME最有效的机制是失去平衡或环面不稳定性，当磁通绳已经达到由外部磁场的衰减指数确定的不稳定阈值。
2012-12-17 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
Magnetohydrodynamic Modeling of a Solar Eruption Associated with X9.3 Flare Observed in Active Region 12673
在SOL 2017 - 09 - 06，太阳活动区12673产生了一个X9.3级耀斑，这被认为是第24个太阳活动周中发生的最大耀斑。在这项工作中，我们进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以揭示三维（3D）动力学的磁场与X9.3太阳耀斑。我们首先进行了外推的三维磁场的基础上观测到的光球磁场耀斑之前，然后使用它作为初始条件的MHD模拟。因此，模拟显示了一次剧烈的喷发。特别是，我们发现，一个大的相干磁通量绳组成的高度扭曲的磁场线是在喷发过程中形成的。一系列的小通量绳被发现躺在沿磁极性反转线之前的耀斑。在爆发的早期阶段，小磁绳之间发生重连，形成大的、高度扭曲的磁绳，并且发现爆发磁绳的扭动运动。了解这些动态对于提高空间天气预报的准确性十分重要。我们报告的详细动力学的3D爆发磁通绳和讨论可能的机制的扭动运动。
2018-09-07 astro-ph.SR
Observations of flux rope formation prior to coronal mass ejections
了解日冕物质抛射（CME）源区的磁结构对于确定这些事件的触发和驱动因素至关重要。本文介绍了四个CME生产活动区的观测结果，表明爆发前的磁位形是一条磁通量绳。通量绳是在太阳大气中通过称为通量抵消的过程形成的，并且在爆发前几个小时内保持稳定。观测结果还表明，喷发的磁结构并不是最初形成的整个磁通绳，这就提出了一个问题，即磁通绳是否能够经历部分喷发，或者它是否在CME之前不久经历了特定磁通绳配置的转变。
2013-12-16 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
The eruption of a magnetic flux rope observed by \textit{Solar Orbiter} and \textit{Parker Solar Probe}
本研究利用Solar Orbiter和Parker Solar Probe的观测，确认2022年9月暗条通道中存在正手性右手磁通量绳，其演化后约5小时爆发，原位测量验证了遥感推断，为太阳附近磁通量绳的爆发与演化提供了独特观测证据。
2023-08-28 astro-ph.SR
Current Sheet Structures Observed by the TESIS EUV Telescope During A Flux Rope Eruption on the Sun
我们使用TESIS EUV望远镜研究磁通绳喷发期间观察到的电流片签名。TESIS望远镜的特点是它能够在Fe 171日冕线上对距离太阳中心2 $R_\odot$的日冕成像。Fe ~（171）I谱线发射照亮了磁场谱线，TESIS图像揭示了高空日冕磁结构。所分析的CME具有螺旋磁通绳结构的核心。螺旋形状表明磁通绳半径沿其长度变化。磁绳有一个复杂的温度结构：冷腿（70 000 K，观察到的He 304线）和一个较热的核心（0.7 MK，观察到的Fe 171线）。这种结构与CME核心是冷日珥的普遍假设相矛盾。当日冕物质抛射脉冲加速时，在磁绳下方出现了一个黑暗的双Y结构。Y-结构的时间，位置和形态同意与先前进行的MHD模拟电流片。我们将Y结构解释为电流片的热包络和热重联流出。Y型结构的厚度为6.0 μ m，其长度随时间从79 μ m增加到超过411 μ m。
2016-11-14 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
Observing Flux Rope Formation During the Impulsive Phase of a Solar Eruption
磁通量绳被认为是日冕物质抛射（CME）的重要组成部分。虽然有很多观测证据表明爆发后存在磁绳，从日冕物质抛射的遥感图像或现场太阳风数据中可以看出，在日冕物质抛射脉冲阶段直接观测到通量绳的情况很少。在这封信中，我们提出了一个明确的观测通量绳仍然在形成阶段的低日冕。感兴趣的CME发生在2010年11月3日的东翼上方，足点部分被阻挡。在AIA 131毫米波通带内，磁绳是一团明亮的热等离子体（峰值温度约为11 MK），从源活动区的核心上升，迅速向外移动并向上拉伸周围的背景磁场。拉伸的磁场似乎在核心后面弯曲，类似于爆发耀斑中的经典磁重联场景。另一方面，在AIA 211 λ通带（2.0 MK）和171 λ通带（0.6 MK）中，磁绳表现为暗腔;在这些相对较冷的温度带中，明亮的边缘明显包围着暗腔。明亮的边缘可能代表了周围日冕等离子体被膨胀的通量绳压缩的堆积。在AIA多个温度带中看到的复合结构与相应的日冕图像非常相似，由明亮的前缘和黑暗的空腔组成，通常被认为是通量绳。
2011-03-25 astro-ph.SR
Kink Oscillation of a Flux Rope During a Failed Solar Eruption
本文报道了SDO/AIA在太阳边缘观测到的一次局限性爆发耀斑中通量绳的一次衰减扭折振荡，它缺乏可探测到的白光日冕物质抛射。爆发通量绳经历扭结，旋转，和明显的腿腿的相互作用在事件中。在304、171和193 ° C的多个AIA通道中同时观察到振荡，这表明多热等离子体被夹带在绳索中。到达后，在活动区的叠加回路，磁通绳表现出大振幅，衰减扭结振荡的明显的初始振幅为30微米，约16分钟的周期，约17分钟的衰减时间。我们解释这些振荡作为一个基本的常设扭结模式的磁通绳。振荡偏振具有明显的垂直分量，而检测到的波形与正弦信号的偏离表明振荡可以是圆偏振或椭圆偏振的。估计的扭结速度为1080 km/s，对应于约760 km/s的阿尔文速度。这个速度，加上从我们的DEM分析中估计的绳索中的电子密度，$n_e \approx$（1.5--2.0）$\times 10^9$ cm $^{-3}$，产生大约15 G的磁场强度。据我们所知，在局限爆发耀斑期间，非水平极化磁绳的衰减扭折振荡以前还没有报道。这些振荡提供了独特的机会，间接测量的磁场强度在低日冕通量绳在失败的爆发。
2022-05-06 astro-ph.SR
Failed Solar Eruption of A Multi-thermal Flux Rope
磁通量绳（FR），承载着热等离子体，被认为是日冕物质抛射物理学的核心。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带广泛观测到这种FR，这些通带对10 MK左右的热等离子体发射敏感。相比之下，观察到的温暖（约1 MK）对应的FR是稀疏的。在这项研究中，我们报告了失败的喷发的多热FR，托管热和温暖的等离子体。2015年5月1日，在太阳东南缘附近耀斑南侧的AIA高温通带中出现了一个热通道，然后向外爆发。在喷发过程中，它垂直于喷发方向旋转。热通道停止喷发，并逐渐消失，显示喷发失败。在热通道爆发期间，AIA低温通带中依次出现一条暖通道。它经历了与热通道相似的喷发失败、旋转和消失的演化过程。在AIA低温图像上，暖通道喷发前形成一个明亮的压缩锋。在热通道爆发下，发生了一个小耀斑，并在AIA高温通带内形成了连接爆发通道和耀斑的电流片。研究热通道和暖通道之间的时空关系，我们认为这两个通道扭曲在一起，构成了相同的多热FR，具有等离子体的高温和低温。
2022-11-21 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
Evolution of Hard X-ray Sources and Ultraviolet Solar Flare Ribbons for a Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope
研究了2005年5月27日活动区NOAA 10767中M1.1耀斑的硬X射线源和耀斑带的磁场结构。在非线性无力场外推中，我们发现在同一极性反转线上，一个小的喷发前磁通量绳位于剪切磁弧附近。Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和过渡区和日冕探测器（TRACE）分别在X射线和紫外线（UV）1600 nm波段观测到了这一局限耀斑。在该事件中，在几个位置发生了磁重联。它首先开始在爆发前的弦绳的位置。观测结果表明，在耀斑爆发前10分钟左右，爆发前的磁通量绳与剪切磁弧之间发生了磁重联。这意味着形成了更大的通量绳，正如TRACE所观察到的那样。接下来，硬X射线（HXR）源出现在耀斑峰值的这个较大通量绳的足点。相关联的高能粒子可能已经在磁通绳下方、重联区域内或周围加速。尽管如此，HXR源和通量绳足点之间的紧密空间关联有利于通量绳内的加速度。最后，一个大的太阳区域，包括活动区NOAA 10766和10767的拓扑分析表明，存在大规模的准分界线层（QSL）的爆发前的通量绳。在耀斑期间，在这些QSL没有发现增强的发射，但紫外耀斑带停止在最近的大规模QSL的边界。
2011-11-08 astro-ph.SR
Two-step solar filament eruptions
日冕物质抛射（CME）与爆发性暗条密切相关，通常是同一爆发过程在日冕上部的延续。当暗条减速并停在日冕中某个更高的高度时，暗条爆发就失败了。有时，几个小时后，灯丝又开始上升，并发展成CME形成的成功喷发。我们提出了一个简单的模型来解释这样的两步喷发的磁通绳在两个尺度的环境磁场的平衡。喷发是由保持磁场的缓慢减小引起的。存在两个临界高度的磁通绳垂直不稳定性的启动允许磁通绳停留在第一次跳跃后的一段时间，在第二个临界高度附近的亚稳平衡。如果环境场继续减小，则接下来是下一个喷发步骤。
2017-12-21 astro-ph.SR
Magnetic evolution of active regions: formation and eruption of magnetic flux ropes
本文利用SDO/HMI矢量磁场观测研究活动区磁通量绳的形成与爆发机制，揭示螺度注入符号演化对扭曲结构形成的关键作用，并指出数据驱动模拟可进一步揭示爆发起始条件。
2024-10-03 astro-ph.SR
Eruption and propagation of twisted flux ropes from the base of the solar corona to 1 au
行星际日冕物质抛射（ICME）起源于我们恒星大气层中复杂磁性结构的爆发。确定ICME的一般性质及其与太阳风相互作用的核心物理过程是一项艰巨的任务，特别是仅使用一维原位剖面。因此，这些现象仍然没有得到很好的理解。在这项研究中，我们模拟了一组磁通绳的传播，以了解一些发生在ICME传播过程中的物理过程，如它们的生长或旋转。我们提出了一套磁通绳在一个简化的太阳风的传播模拟。我们考虑不同的磁场强度和大小在喷发的开始，并表征其影响的性质的磁通绳在其传播过程中。我们使用三维MHD模块的PLUTO代码的自适应网格细化网格。磁绳传播过程中的磁场演化符合现场观测的演化规律。我们还模拟了航天器在地球上测量的原位剖面，并与统计研究的结果进行了比较。我们发现在这些研究中获得的模拟原位配置文件和典型的配置文件之间有很好的匹配。在其传播过程中，通量绳与风的磁场相互作用，但在用合成卫星交叉点进行分析时，仍然显示出ICME的真实特征。我们还表明，磁通绳具有不同的形状和方向，可以导致类似的一维交叉。这保证了在使用一维交叉提取ICME的磁拓扑时要小心。
2022-11-04 astro-ph.SR
Thermal signatures of tether-cutting reconnections in pre-eruption coronal flux ropes: hot central voids in coronal cavities
利用三维MHD模拟，我们模拟了日冕磁绳的准静态演化和爆发的开始。模拟开始于一个扭曲的磁通绳出现在下边界，并推动到一个预先存在的日冕势拱廊场。在一个选定的时间，出现停止与下边界采取刚性。然后，日冕通量绳进入准静态上升阶段，在此期间，沿着所谓的双曲线通量管（HFT）形成一个底层的中央S形电流层，这是X线配置的概括。在耗散电流层的重接有效地增加了扭曲的磁通量的磁通绳，从而使它准静态上升，即使磁能是减少系统松弛。我们研究的热功能所产生的电流层的形成和相关的“系绳切割”的重新连接作为一个结果的加热和场对齐的热传导。结果发现，一个中心热，低密度通道包含重连接，扭曲的磁通线下的磁通绳轴上的中心电流层的顶部形成。当在与热通道大致对齐的视线（大致沿着中性线）上观察时，中心电流层呈现为高密度垂直柱，其向上延伸为包围中心热的低密度空隙的“U”形致密壳。这种热特征已经在日冕突出空腔内观察到。我们的MHD模拟表明，它们是HFT拓扑结构和相关的系绳切割重联的发展的签名，并且中心空洞随着重联而增长和上升，直到磁通绳达到环面不稳定和动态喷发energies的临界高度。
2012-08-26 astro-ph.SR
Solar Magnetic Flux Rope Eruption Simulated by a Data-Driven Magnetohydrodynamic Model
磁流体动力学（MHD）模拟与多波长观测相结合是研究磁通量绳状喷发机制的有效途径。我们发展了一个数据驱动的MHD模型使用零-$β$近似。初始条件由太阳动力学天文台（SDO）日震和磁成像仪（HMI）观测到的矢量磁场，通过磁摩擦法得到的非线性无力场提供。底部边界使用观测到的矢量磁场的时间序列和由矢量磁图差分仿射速度估计器（DAVE 4VM）导出的矢量速度。我们将数据驱动模型应用于2011年11月11日06：00 UT至约2小时后观测到的活动区11123。磁场拓扑结构的演变与大气成像组件在304和1600毫米$ $波段观测到的耀斑带相吻合。磁绳的形态、传播路径和传播范围与304 ° C的观测结果相当。我们还发现，一个数据约束的边界条件，其中的底部边界是固定的初始值，重现了类似的模拟结果。该模型可以再现磁通量绳在动态爆发阶段的演化过程。
2018-12-25 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
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
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
Pre-flare processes, flux rope activation, large-scale eruption and associated X-class flare from the active region NOAA 11875
我们结合AIA/SDO、HMI/SDO、RHESSI和HiRAS的观测，对活动区NOAA 11875的X1.0耀斑（SOL 2013 -10- 28 T02：03）相关的热日冕通道喷发进行了多波长分析。在高日冕温度下的EUV图像表明，在活动区的核心存在一个热通道，从早期的耀斑前阶段证明预先存在准稳定的磁通量绳。热通道经历了一个激活阶段后，本地化和长期的耀斑前事件发生在其脚点之一附近。随后，通量绳继续缓慢上升$\approx$ 16分钟，在此期间，软X射线通量逐渐建立，表征了明显的前体相。随着X1.0耀斑脉冲相的开始，磁绳从缓慢上升状态过渡到爆发运动。热通道的爆发性扩张伴随着一系列III型射电爆发，这些爆发与强硬X射线非热发射的脉冲上升有关，其中包括来自日冕环的能量高达$\approx$ 50 keV的明确硬X射线源和来自其足点位置的能量高达$\approx$ 100 keV的硬X射线源。我们的研究包含的证据表明，耀斑前的活动发生在一个稳定的通量绳的空间范围内，可以使其不稳定的爆发。此外，突然过渡的磁通绳从缓慢上升到快速加速的状态，精确地分叉的前兆和脉冲阶段的耀斑指向早期CME动力学和大规模磁重联的强度之间的反馈关系。
2019-08-12 astro-ph.SR
Magnetar Giant Flares --- Flux Rope Eruptions in Multipolar Magnetospheric Magnetic Fields
我们解决一个主要的问题，关于触发能量释放的物理机制，并开始在磁星磁层爆发的发病。基于包含螺旋扭曲无力磁绳的无力磁场位形，建立了磁星磁层的自洽稳态轴对称模型。在磁星表面存在复杂多极磁场的情况下，我们还发展了一种求解GS方程的方便的数值格式。根据表面磁场极性的不同，存在两种磁场配置，反向和正常。对于这两种配置，磁绳平衡高度的变化响应于渐进的表面物理过程，如磁通注入和地壳运动，仔细检查。我们发现，平衡曲线包含两个分支，一个代表稳定的平衡分支，另一个代表不稳定的平衡分支。结果表明，系统的演化表现出一种灾变行为：当磁星表面磁场缓慢演化时，磁绳高度将逐渐达到一个临界值，超过该值，系统将不再维持稳定的平衡状态。随后，磁绳将失去平衡，磁星磁层的准静态演化将被快速的动态演化所取代。除了磁通注入外，活动区的相对运动也会引起灾变行为，导致磁爆发。我们建议，一个渐进的过程可能会导致磁层能量的突然释放在一个非常短的动态时间尺度上，而不是由突然断裂的磁星地壳。我们的模型的一些影响进行了讨论。
2012-08-07 astro-ph.SR
Magnetic Flux Rope Shredding by a Hyperbolic Flux Tube: The Detrimental Effects of Magnetic Topology on Solar Eruptions
我们提出了一个不寻常的失败的火山喷发捕获的高节奏和在许多波长的观测活动，以支持VAULT 2.0探空火箭发射的分析。翻新后的甚高角分辨率紫外望远镜（VAULT 2.0）是一架于2014年9月30日发射的Ly $α$（$λ$ 1216毫米）太阳光谱仪。该活动针对活动区域NOAA AR 12172，并与Hinode和IRIS任务以及几个地面观测站（NSO/IBIS，SOLIS和BBSO）密切协调。在VAULT 2.0发射前后发生了一次伴随着低水平耀斑事件（在GOES C级水平）的灯丝喷发。未观察到日冕物质抛射（CME）。然而，在从光球到日冕的许多大气高度，活动仪器以高节奏和空间分辨率记录了喷发及其源区。这是一个罕见的情况，使我们能够对一个失败的喷发进行全面的调查。我们发现，一个上升的磁通量绳状（MFR）结构被破坏，在其与周围的磁场的相互作用，创造冷等离子体和扩散的热日冕结构，让人想起“尖点”的下行流。我们采用磁摩擦模拟来表明环境场的磁性拓扑结构是导致MFR破坏的原因。我们独特的观察表明，日冕的磁性拓扑结构是成功爆发的关键因素。
2017-06-26 astro-ph.SR
