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
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
Complete replacement of magnetic flux in a flux rope during a coronal mass ejection
本研究通过观测发现一种源自S形暗条的磁通量绳形成喷发新机制，其磁通量经耀斑重联完全替换，足点位移且磁通量翻倍，挑战标准模型并凸显磁重联的三维特性。
2023-05-05 astro-ph.SR
Multiwavelength observation of a large-scale flux rope eruption above kinked mini-filament
我们分析了2012年4月30日发生在AR NOAA 111465的西临耀斑（C3.9）的多波长观测。SDO/AIA 304、1600射电望远镜和Hinode/SOT H $α$记录的高分辨率图像显示了一个与扭结不稳定性相关的小暗条（上升速度$\sim$ 40 km s $^{-1}$）的激活和暗条南支附近C级耀斑的开始。第一次磁重联发生在暗条的一个足点，导致其南支断裂。花丝显示北支和顶点逆时针方向的解绕运动，未能爆发。磁通绳（仅在热通道中可见，即，AIA 131和94通道和Hinode/SXT）结构在扭结丝上发生第二次磁重联时沿中性线出现。在扭曲的暗条上方形成RHESSI硬X射线源（12-25 keV），同时出现与光球增亮（AIA 1700 <$）相关的131 <$s热环，表明粒子从暗条顶部沿着这些环加速。此外，在171光年的灯丝上方观察到的EUV扰动/波也显示出与磁重联的密切联系。磁通绳慢慢上升（$\sim$ 100 km s $^{-1}$）可能通过在$\sim$ 15-20分钟内与周围剪切磁场重联而产生相当大的扭曲结构，AIA 171和SWAP 174的图像显示了一个冷压缩锋，（或CME锋面环）周围的热通量绳结构。
2014-09-25 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Preceding Coronal Mass Ejection Onset
我们分析了一个S形（S形）的活动区向喷发的演变，其中包括一个日冕物质抛射（CME），但留下的地方的灯丝的一部分。发现X射线S形追踪出三个不同的磁拓扑结构的连续：一个高度剪切拱廊的日冕循环在其长寿命的阶段，秃补丁分界面（BPSS）在CME前几个小时，和第一耀斑循环在其主要的瞬态强度增强。日冕演化是由光球层的变化驱动的，包括S形和暗条下通量元素的会聚和抵消。这些数据产生明确的证据存在的BPSS，因此，在日冕的磁通绳开始之前的日冕物质抛射。
2009-06-26 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
Is flux rope a necessary condition for the progenitor of coronal mass ejections?
在大多数日冕物质抛射（CME）中存在磁通量绳结构。然而，长期以来，人们一直在争论是否存在的磁通绳喷发前或喷发期间通过磁重联形成。由于我们缺乏对喷发前结构（如太阳灯丝）中磁场的常规测量，争议一直在继续。然而，最近提出了一种间接的方法来推断磁场配置的基础上的螺旋度的符号和轴承方向的细丝倒刺。本文将该方法应用于2014年9月2日和2011年3月7日的两个爆发暗条事件，发现第一个暗条由磁通量绳支撑，第二个暗条由剪切拱廊支撑，即，第一个是反极性灯丝，第二个是正极性灯丝。通过对这两个暗条中磁位形的确定，我们强调磁绳不是前CME结构的必要条件。
2015-11-05 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. II. Numerical Modeling
螺旋（$m\!=\!1$）扭结不稳定性的拱形，线绑磁通绳的数值模拟表明，螺旋变形强制重联之间的腿的绳子，如果模式与两个螺旋圈是占主导地位的高初始扭曲范围内的结果$Φ\gtrsim6π$。这种重联是复杂的，还涉及到环境场。除了打破原来的绳子，它可以形成一个新的，低洼，少扭曲的磁通绳。新的通量绳被重联流出向下推动，这通常迫使它通过与环境场重联而断裂。原始绳索的顶部，在断裂后主要植根于周围通量的来源，可以完全爆发或在低高度停止，产生“失败的爆发”。“与不稳定性相关的螺旋电流片在接近的腿之间被挤压，暂时形成了双电流片。腿-腿重连以高速率进行，产生足够强的电场，能够加速粒子。它也可能形成等离子体团或类等离子体团结构，这些结构捕获高能粒子并沿着螺旋电流片从重联区域传播到爆发的通量绳的顶部。一个高度扭曲的通量绳的扭结，涉及腿腿重联可以解释的爆发，但部分掩盖太阳耀斑的关键特征，2001年4月18日，它喷射出一个相对紧凑的硬X射线和微波源，并与快速日冕物质抛射。
2010-07-13 astro-ph.SR
Modeling the initiation of the 2006 December 13 coronal mass ejection in AR 10930: the structure and dynamics of the erupting flux rope
利用三维磁流体动力学（MHD）方法模拟了2006年12月13日在新出现的δ黑子活动区NOAA 10930发生的日冕物质抛射（CME）。模拟的设置类似于Fan（2011）之前的模拟，但具有显著加宽的模拟域以适应宽CME。模拟结果表明，CME可能是由于出现了一个东西向的扭曲通量绳，其正的，随后出现的极对应于观测到的正旋转太阳黑子出现对南部边缘的占主导地位的预先存在的负太阳黑子。模拟中爆发的磁通绳加速到超过1500公里/秒的终端速度，并经历了近180度的逆时针旋转，使得其前部和侧翼都表现出指向南方的磁场，解释了在磁云中观察到的南向磁场撞击地球。随着持续驱动的通量出现，源区日冕磁场也显示了一个日冕通量绳的改造下的耀斑电流片的爆发通量绳，准备第二次爆发。这可能解释了第二天在同一地区发生的另一次X级爆发性耀斑的形成。
2016-04-19 astro-ph.SR
A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes
内容：许多先前的研究表明，日冕物质抛射的磁性前兆采取磁通量绳的形式，其中一部分由于其在$\sim$ 10 MK等离子体中的发射特征而被称为“热磁通绳”。目的：我们试图确定这些热通量绳形成的过程，以期发展我们对日冕物质抛射的理解，从而改善空间天气预报。方法：利用极紫外线观测，确定了日冕中的五条爆发前热流绳，并研究了它们是如何演化的。在每一条磁绳爆发前的几小时和几天里，都观测到了约束耀斑，这些耀斑被用作形成每一条磁绳的磁重联的阵发性爆发的指标。在每个形成时期的光球磁场的演变进行了观察，以确定的过程（es），使磁重联发生在$β<1$电晕和形成的通量绳。结果：被限制的耀斑被发现是同源事件，并建议磁通绳的形成时间范围从18小时到5天。在这些期间，观测到光球磁通量的碎片在通量绳有一个足点的太阳黑子中相互绕轨道运行。活动区的右手（左手）扭曲的磁通量表现出顺时针（反时针）的轨道运动，并形成右手（左手）磁通绳。结论：我们推断，光球磁通量碎片的轨道运动彼此带来的磁通量管在日冕，使组件重联，形成一个磁通量绳以上的一个燃烧的拱廊。这代表了一种新的太阳爆发触发机制，在预测太阳磁活动时应予以考虑。
2020-12-11 astro-ph.SR
Simulation of homologous and cannibalistic Coronal Mass Ejections produced by the emergence of a twisted flux rope into the Solar Corona
我们报告的第一个结果的磁流体动力学（MHD）模拟发展的同源序列的三个日冕物质抛射（CME），并证明他们所谓的同类相食的行为。这些日冕物质抛射起源于扭结不稳定通量绳的重复形成和部分喷发，这是由于扭曲的通量绳穿过下边界持续出现到预先存在的日冕势拱廊场中。模拟结果表明，爆发到前一个CME产生的开放磁场中的CME具有更高的速度。第二个连续的三个CME模拟是吃追赶和合并成一个单一的快速CME退出域之前，与第一个。所有的日冕物质抛射，包括领先的合并日冕物质抛射，在它们离开区域时达到了大约1000公里/秒的速度。每次CME爆发后，在持续的通量出现过程中，扭曲的通量绳的改造自然可以解释X射线观测的S形和“S形下尖点”配置在低日冕源的同源CME重复改造。
2014-10-07 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
A Sun-to-Earth analysis of magnetic helicity of the 17-18 March 2013 interplanetary coronal mass ejection
我们比较了2013年3月17-18日行星际日冕物质抛射（ICME）通量绳在1 AU和太阳对应物中的磁螺旋度。前身日冕物质抛射（CME）于2013年3月15日从NOAA活动区11692爆发，并与M1.1耀斑有关。我们使用喷发后拱廊（PEA）方法（Gopalswamy et al. 2017 a）导出源区重联通量，该方法使用光球磁图和PEA下的面积。通过对白光日冕物质抛射观测的正演模拟，得到了近太阳磁绳的几何特性。结合几何特性和重联通量，我们提取了CME通量绳的磁性（Gopalswamy等人，2017 b）。我们推导出磁螺旋度的磁通绳使用其磁性和几何性质获得的太阳附近，并在1 AU。我们使用一个常数-α无力圆柱形磁绳模型来拟合现场观测数据，以获得1-AU ICME的磁性和几何信息。我们发现ICME和CME之间的螺旋度的振幅和符号有很好的对应关系，假设一个半圆形（半环面）的ICME通量绳的长度为π AU。我们发现，在1 AU的总通量绳螺旋度的约83%是由低日冕中的磁重联注入的。讨论了磁绳长度的假设对磁螺度的影响。这项研究通过日地系统连接磁通量绳的螺旋度，对于行星际介质中螺旋度的起源和1天文单位处ICME通量绳的拓扑结构及其空间天气后果具有重要意义。
2017-12-04 astro-ph.SR
Initiation of Coronal Mass Ejections in a Global Evolution Model
磁通量绳的平衡失稳是太阳日冕物质抛射（CME）起源的主要候选者。本文的目的是探讨在何种程度上这一机制可以解释启动的CME在全球范围内。本文提出了一个简化的磁流体动力学模型，用以模拟全球日冕磁场随大尺度地表运动产生的磁通出射和剪切的演化。利用全球磁模型中探测磁绳和抛射的自动算法，考虑了1999年177天期间关键模拟参数对磁绳形成和抛射次数的影响。这些关键参数包括活动区出现的磁螺旋度的大小和符号，以及日冕扩散。在模拟中发现的通量绳的数量在任何一个时间波动之间约28和48，持续出现新的双极区域，但没有系统的依赖于这些地区的螺旋度。然而，出现的螺旋度确实会影响磁绳喷射的速率，如果双极出现无扭曲，则其速率从每天0.67倍增加到每天1.28倍。在模拟中的喷射的数量也增加了20%-30%，通过选择出现在每个半球的双极螺旋的多数符号，或通过在日冕中的湍流扩散减半。对于合理的参数选择，该模型产生约50%的观察到的CME率。这表明，形成和失去平衡的磁通绳可能是一个关键因素，在解释观测到的日冕物质抛射的显着部分。
2009-04-28 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
Identifying Footpoints of Pre-eruptive and Coronal Mass Ejection Flux Ropes with Sunspot Scars
本研究发现太阳黑子本影中的“太阳黑子疤痕”结构可标志爆发前及CME磁通量绳足点边缘，为仅用光球观测识别足点及研究其演化提供新方法。
2023-10-20 astro-ph.SR
Forward Modeling of SDO/AIA and X-Ray Emission from a Simulated Flux Rope Ejection
基于我们的2.5维磁流体动力学（MHD）模拟光球会聚运动驱动的磁通量绳（MFR）的形成和喷发进行了正演分析。在我们的MHD模拟中，电流片（CS）在MFR形成和喷发过程中的演化可以分为四个阶段。在我们的MHD模拟中，电流片（CS）在MFR形成和喷发过程中的演化可以分为四个阶段。第一阶段显示CS形成并逐渐延长。破坏CS的电阻不稳定性标志着第二阶段的开始。磁岛在第三阶段消失，在第四阶段重新出现。太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）七个通道的合成图像和光变曲线，即，9.4通过正演模拟分析，得到了13.1 nm、17.1 nm、19.3 nm、21.1 nm、30.4 nm和33.5 nm等不同波长的样品，以及3-25 keV的热X射线。正演模拟再现了软X射线的环顶源和冕源。一旦电阻不稳定性发展，七个SDO/AIA通道的光变曲线开始上升。3-25 keV热X射线的光变曲线在重联率达到峰值时开始上升。准周期脉动（QPP）出现两次在SDO/AIA 17.1 nm，21.1 nm和30.4 nm的通道，对应于混沌（再）出现和CS引导的磁岛位移的周期。在SDO/AIA 9.4 nm和33.5 nm通道中，当CS被电阻不稳定性破坏后出现一次QPP，而在19.3 nm通道中，当磁岛的混沌运动重新出现时出现一次QPP。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of a Flux Rope Ejection in Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of a Solar Flare
通过简单地将具有低$β$等离子体的太阳耀斑二维电阻磁流体动力学模拟模型推广到三维模型，研究了耀斑中三维磁绳爆发和磁重联过程的动力学演化.我们成功地再现了一个电流片和双向重联流出的磁通绳在我们的三维模拟喷发期间。我们在2D和3D模拟中计算了强扭曲磁通绳和弱扭曲磁通绳的四种情况。弱扭磁绳在三维模拟中的时间演化表现出与二维模拟相似的行为，而强扭磁绳在三维模拟中除了初始相位演化外，表现出与二维模拟明显不同的时间演化。3D模拟中强扭和弱扭磁绳的喷射速度都大于2D模拟，3D情况下的重联率也大于2D情况。这表明即使在3D模拟中磁通绳的喷射速度和重联率之间也存在正反馈，并且我们得出结论，等离子体团诱导的重联模型可以应用于3D。我们还发现，小尺度的等离子体团形成的电流片，使它的湍流。这些小尺度的等离子体团喷射在局部增加的重联率间歇性的太阳耀斑中观察到的作用，加上全球爆发的通量绳。
2013-08-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Self-similar expansion of solar coronal mass ejections: implications for Lorentz self-force driving
我们使用Thernisien，Vourlidas \& Howard（2009）的GCS拟合方法，在STEREO卫星上的SECCHI日冕仪的视场中检查了几个具有良好观测的通量绳特征的CME的传播。我们发现它们传播的方式近似于自相似;即，磁通绳短半径与其长半径的比率（$κ$）随时间保持近似恒定。我们使用这种观察的自相似性得出的结论，局部桨距角（$γ$）的磁通绳磁场和电流密度${\mathbf J}$和磁场${\mathbf B}$之间的失准角（$χ$）。我们的研究结果表明，磁场和电流配置内的磁通绳偏离基本上从一个无力的状态，在典型的日冕物质抛射领域的观点，验证的想法CME被驱动的洛伦兹自作用力。
2014-06-02 astro-ph.SR
Eruption of a million-Kelvin warm magnetic flux rope on the Sun
本研究利用多台太阳观测设备的多波长图像，首次明确观测到百万开尔文级的暖磁通量绳爆发为日冕物质抛射的事件，填补了日冕磁通量绳温度研究的空白。
2024-04-15 astro-ph.SR
Sigmoid-to-Flux-Rope Transition Leading to A Loop-Like Coronal Mass Ejection
S型面是太阳爆发最重要的前兆结构之一。在这封信中，我们研究了2010年8月1日的S型喷发，使用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的EUV数据。在AIA 94（Fe XVIII; 6 MK）中，首次明确观察到由于系链切割重连引起的拓扑重构，即，两个相对的J形环重新连接形成一个连续的S形环，其中心部分沿着磁极性反转线（PIL）倾斜并对齐，以及一个穿过PIL的紧凑环。光球流和日冕系绳切割重连之间的因果关系证明了持续收敛流朝向PIL使用视线磁图获得的日震和磁成像仪（HMI）上SDO的检测。S形环在低日冕中保持准平衡状态约50分钟，中央下沉部分以约10 km s-1的速度缓慢上升。然后在GOES级C3.2耀斑爆发前10分钟，速度增加到约60 km s-1，因为S形环加速了其向拱形环的转变，最终导致环状日冕物质抛射（CME）。AIA的观察结合H？滤波图以及硬X射线（HXR）成像和光谱学与大多数耀斑环是一致的，所述耀斑环是通过将包裹上升通量绳的较少剪切的J形环的拉伸腿重新连接而形成的，与标准的系绳切割方案一致。
2010-12-02 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Partially Erupting Prominence
我们报告的部分爆发的日珥和相关的动态等离子体过程的观测记录的基础上的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。日珥首先经历一个缓慢上升（SR）阶段，然后是快速上升（FR）阶段。缓慢上升阶段开始后，对脚点看到几个小的亮度。在从SR到FR的转折点上，日珥已经发生了扭曲。在FR开始期间，日珥在中央扭结位置显示出强烈的增亮。我们将其解释为内部磁重联发生在爆发日珥的两条腿（通量绳）之间形成的垂直电流片。在AIA的所有EUV通道中都可以看到中央扭结位置处的增亮。在较高的温度下的差异发射的贡献是更大的相比，典型的日冕温度支持在中央扭结位置的重联方案。增亮位置上方的等离子体以嵌入CME中的热等离子体团状结构被喷射出来，而下方的等离子体则以斑点的形式流向太阳表面。AIA独特的时间分辨率允许所有这些喷发方面，包括SR到FR，扭结，中心电流片形成，等离子体团状喷发和灯丝“分裂”，在一个单一的事件中观察到，提供了强有力的和全面的证据，有利于模型的部分喷发通量绳。
2013-10-01 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
Direct Evidence for a Fast CME Driven by the Prior Formation and Subsequent Destabilization of a Magnetic Flux Rope
磁通量绳在日冕物质抛射（CME）物理学中发挥着核心作用。虽然大多数日冕物质抛射的日冕观测都推断出磁通绳拓扑结构，但关于磁通绳是否预先存在或是否在喷发过程中形成的激烈争论仍然存在。在这里，我们提出了一个详细的分析极紫外线观测形成的通量绳在一个封闭的耀斑约7小时后，由喷射的通量绳和爆发性耀斑。这两次耀斑发生在2012年7月18日和19日。第二个事件释放了快速（> 1000 km/s）的CME。我们提出的第一个直接证据的快速日冕物质抛射驱动的前形成和不稳定的日冕磁通量绳期间形成的封闭耀斑7月18日。
2012-11-30 astro-ph.SR
Multi point analysis of coronal mass ejection flux ropes using combined data from Solar Orbiter, BepiColombo and Wind
最近太阳轨道器和BepiColombo的发射打开了一个短暂的窗口，在这个窗口中，这两个航天器被定位在一个星座中，允许对任何地球定向的CME进行详细采样。幸运的是，太阳轨道器在2020年4月19日和5月28日现场探测到了两次这样的事件。随后，BepiColombo和Wind在一天后也在现场观察到了这两个事件。我们试图重建所观察到的现场磁场测量所有三个航天器同时使用经验磁通量绳模型。这使我们能够在更大和更全球范围内测试我们的通量绳模型的有效性，并允许与不同的航天器组合的分析交叉验证。最后，我们还可以比较从现场模拟的结果从STEREO-A日光层成像仪获得的远程观测。我们利用三维日冕绳状抛射模型来模拟ICME的演化。我们适应以前开发的ABC-SMC拟合算法的应用程序多点的情况下。我们表明，我们能够在三个不同的航天器位置，同时使用我们的模型结合磁通绳拟合算法，一般重建磁通绳签名。对于表现良好的4月19日ICME，我们的方法非常有效。另一方面，5月28日的ICME显示了我们方法的局限性。不幸的是，对这些事件使用多点观测似乎并不能解决固有的问题，例如由于航天器位置的特定星座而导致的磁场扭曲或磁通绳纵横比的估计。由于我们的一般方法可以用于任何基于快进模拟的模型，我们为未来使用更先进的ICME模型的研究提供了蓝图。
2021-05-17 astro-ph.SR
Observations of a prominence eruption and loop contraction
上下文日珥爆发提供了关键的观测，以了解发射的日冕物质抛射，因为他们的冷等离子体痕迹的一部分，不稳定的磁场配置。目的。我们选择一个观察良好的情况下，得到观测约束喷发模型。方法.我们分析了2015年3月2日观测到的与GOES M3.7级耀斑（SOL 2015 -03- 02 T15：27）相关的日珥爆发和环膨胀和收缩，使用的数据来自大气成像组件（AIA）和RHESSI的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）。我们用时距技术研究了日珥的爆发和日珥环的演化。结果源区是一个衰减的双极活动区，在喷发前几天存在磁通量抵消。AIA观测将爆发的日珥定位在沿其局部轴方向观察的通量绳内。我们确定和量化的运动环路的收缩和膨胀位于喷发通量绳的一侧。最后，RHESSI硬X射线观测确定了环顶和两个足点源。结论. AIA和RHESSI观测都支持爆发耀斑的标准模型。收缩发生在日珥爆发开始后19分钟，表明这种收缩与爆发驱动因素无关。相反，这种日珥爆发与不稳定的通量绳是相容的，其中横向环的收缩和膨胀是通量绳发射后侧涡发展的结果。
2021-01-19 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in flares and coronal mass ejections associated with magnetic reconnection
我们提出了一个机制，准周期振荡的日冕物质抛射（CME）和耀斑环有关的磁重联爆发太阳耀斑。我们进行了二维数值MHD模拟的磁通量绳喷发，与三个不同的全球伦德奎斯特数的值。在低伦奎斯特数运行中，没有发现振荡行为，而在中等伦奎斯特数运行中，在通量绳底部和耀斑环顶部都激发出准周期振荡。在高伦德奎斯特数运行，准周期振荡也被激发，在同一时间，动力学变得湍流由于在重联电流片的多个等离子体团的形成。在高、中伦德奎斯特数运行中，薄的重联喷流与磁绳底部或耀斑环顶碰撞，并将磁绳底部或耀斑环顶深深地挖开。陡斜激波形成为终止激波，其中重联射流在水平方向上弯曲（而不是减速），导致超声速回流。结构变得不稳定，在磁绳底部和耀斑环顶部的局部高β区出现超声速回流的准周期振荡。我们比较了观测特征的准周期振荡爆发通量绳，后CME电流片，耀斑带和光变曲线，在我们的模拟中发现相应的动力学结构。
2017-09-15 astro-ph.SR
Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model
太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。
2010-03-24 astro-ph.SR
Formation of Magnetic Flux Ropes during Confined Flaring Well Before the Onset of a Pair of Major Coronal Mass Ejections
NOAA活动区（AR）11429是双超快日冕物质抛射（CME）的来源。两次日冕物质抛射都在一小时内发生，第一次日冕物质抛射发生在2012年3月7日。该AR满足“超级活跃区域”的所有要求，即，黑尔定律不兼容性和$δ$ -点磁配置。第24太阳活动周期中最大的风暴之一（$D_{st}=-143$ nT）与其中一个事件有关。磁通量绳（MFR）是日冕中扭曲的磁性结构，在$\sim$ 10 MK热等离子体发射中最常见，通常被认为是喷发结构的核心。然而，它们在太阳大气中的“休眠”存在（即在爆发之前）是一个悬而未决的问题。借助多波长观测（SDO/HMI/AIA和STEREO EUVI B）和日冕磁场的非线性无力（NLFFF）模型，我们的工作揭示了两个独立的，弱扭曲的磁通量系统，这表明存在喷发前的MFRs，最终成为两个CME的种子。MFR可能是在宿主AR 11429发生两次日冕物质抛射的前一天发生的有限（即不导致重大日冕物质抛射）燃烧和次燃烧事件期间形成的。
2015-07-05 astro-ph.SR
The spectroscopic imprint of the pre-eruptive configuration resulting into two major coronal mass ejections
我们提出了一个光谱分析的活动区NOAA 11429，在2012年3月7日，两个非常快的日冕物质抛射（CME），这是与这个活动区的喷发前配置。我们研究的热成分和动力学与弹出的磁通绳。使用差分发射测量（DEM）分析的Hinode/EIS和SDO/AIA观测，我们确定的磁绳和主机活动区的发射分量。然后，我们遵循的时间演化的磁绳发射组件使用AIA观测。等离子体密度和多普勒和非热速度与磁通绳也计算出从EIS数据。分别研究了两次X级耀斑期间两个不同的快速日冕物质抛射活动区的东部和西部。在这两个地区，我们确定了一个发射组件的温度范围内的$\log T=6.8 - 7.1$与磁通绳的存在。东部地区的时间演变表明，在这个温度范围内的平均DEM增加了一个数量级，5小时前的第一个CME。这与磁通绳的逐渐上升和加热有关，表现为分别在\ion{Ca}{XV} ~ 200.97 nm处的蓝移和增加的非热速度。测量磁通绳的总体向上运动（$\sim12$ ~ \kms的相对蓝移）。测得的电子密度为$4\times 10^9 - 2 \times10^{10}$ cm $^{-3}$（使用\ion{Ca}{XV} ~ 181.90 Ω/\ion{Ca}{XV} ~ 200.97 Ω的比值）。我们将我们的研究结果与同一AR的其他作品进行比较，以提供其演变的统一图片。
2016-02-11 astro-ph.SR
Microwave imaging of a hot flux rope structure during the pre-impulsive stage of an eruptive M7.7 solar flare
太阳爆发前脉冲阶段的日冕结构和过程对于理解导致随后爆发能量释放的物理过程至关重要。在这里，我们提出了第一次微波成像研究的热通量绳结构在爆发M7.7太阳耀斑的前脉冲阶段，与野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz。SDO/AIA还在其94和131 Ω的热通带中观察到磁通绳。在微波数据中，它被揭示为一个整体的拱廊状结构，由几个强度增强组成，通常由弱发射桥接，亮度温度（$T_B$）从~ 10，000 ~ 20，000 K变化。微波强度增强沿结构的位置保持相对固定在某些特定部分的磁通绳，表明发射电子的分布是受大规模的扭曲磁通绳的磁配置。小波分析显示了一个显着的2分钟的微波$T_B$变化期间的预脉冲阶段的利益。该期间同意以及报告的AIA太阳收缩环和向上喷射的等离子体团（建议重联流出）。这表明，这两个周期是由相同的重连过程，间歇性地发生在2分钟的时间尺度控制。我们推断，至少有一部分的发射激发的非热高能电子通过陀螺同步加速器机制。这项研究表明，微波成像在探索磁绳的磁几何形状和相关的重联过程中的太阳爆发的发病潜力。
2016-03-09 astro-ph.SR
The Birth of A Coronal Mass Ejection
太阳的大气层经常被日冕物质抛射（CME）、耀斑和高能粒子扰乱。在标准图中，耦合是通过连接耀斑环和日冕物质抛射的垂直电流片上的磁重联来解释的，日冕物质抛射中嵌入了一个螺旋形的磁结构，称为磁通绳。当它由于不稳定或失去平衡而向上跳跃时，通量绳拉伸了上面的日冕环，使得相反方向的场在下面聚集在一起，形成了电流片。然而，通量绳的起源及其新生的喷发路径仍然难以捉摸。在这里，我们提出了一个恒星大小的CME气泡如何从等离子体团不断演变的观察，这些等离子体团是几乎无法分辨的微型通量绳，在半小时内。喷发开始时，从垂直的电流片的等离子体团合并到一个领先的等离子体团占据电流片的上端。这个领先的等离子体团以越来越快的速度上升，拉伸覆盖的环，然后冲动地膨胀到CME气泡中，与硬X射线爆发同步。这一观察首次阐明了一个完整的CME演化路径，该路径能够通过弥合微观尺度动力学和宏观尺度活动之间的差距来适应各种各样的等离子体现象。
2019-01-24 astro-ph.SR
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. I. Observations and Interpretation
对2001年4月18日爆发的部分被遮蔽的太阳耀斑的微波成像观测表明，该事件的全球结构可以用扭曲的磁通量绳的螺旋扭结不稳定性来描述。这个模型是由反伽马形状的源表现出交叉腿的上升通量环路和腿在交叉点或附近的相互作用的证据。这种相互作用反映在交叉点附近的峰值亮度的位置和叠加的紧凑的非热源的形成，最有可能在或接近交叉点。这些源沿着两条腿向上传播，在结构的顶部合并成单个明亮的源，并以$>\!1000$ ~km\，s $^{-1}$的速度继续上升。紧凑的源捕获在无线电和硬X射线范围内辐射的加速电子。这表明它们是质体团，尽管它们的内部结构没有被数据揭示。它们在$\sim\!40$ ~s的特征时间尺度上表现出射电亮温的变化，与它们的面积反相关，这也支持它们作为等离子体团的解释。它们的传播路径不同于耀斑电流片中等离子体团形成和传播的标准情况，而是由不稳定性形成的螺旋电流片。
2010-07-13 astro-ph.SR
Initiation of CME and Associated Flare Caused by Helical Kink Instability Observed by SDO/AIA
在本文中，我们提出了多波长观测的螺旋扭结不稳定性作为一个触发的CME发生在AR NOAA 11163 2011年2月24日。CME与M3.5肢体耀斑相关。SDO/AIA的高分辨率观测表明，爆发日珥中存在螺旋扭折不稳定性，这意味着磁场存在磁绳结构。增亮开始于日珥顶点以下，在激活阶段缓慢上升（约100 km/s）。在该位置瞬时形成明亮的结构，指示具有约3-4圈的螺旋。根据最近发展的模型，~ $6π-8π$的相应扭曲足以在磁绳中产生螺旋扭折不稳定性。随后在日珥的顶点形成了一个缓慢上升的团块结构，并在足点附近观察到一个耀斑环。在两分钟内，第二个斑点在日珥的北部形成。第二个团爆发（像一个等离子体喷射）与北部的突出腿的分离，耀斑强度最大化。在日珥顶点的第一个斑点显示出在天空平面上逆时针方向的旋转运动，被解释为螺旋的解旋运动，它也爆发出日冕物质抛射（CME）。RHESSI硬X射线源显示耀斑期间有两个足点源和一个环顶源。我们发现RHESSI硬X射线通量、软X射线通量导数和低日冕CME加速度有很好的相关性，这与标准耀斑模型（CSHKP）的结果一致。我们还讨论了气球以及环面不稳定性在推动日冕物质抛射中可能发挥的作用。我们的结论是，CME和耀斑是由磁绳中的螺旋扭折不稳定性触发的，主要是由环面不稳定性加速的。
2011-11-18 astro-ph.SR
Helicity shedding by flux rope ejection
我们定量解决的猜想，磁螺旋必须摆脱从太阳的爆发发射日冕物质抛射，以限制其在每个半球的积累。通过改变引导和捆扎场的比率和磁通绳扭曲的磁通绳喷射从近似边缘稳定的无力平衡的参数模拟研究中，不同的自螺旋度和相互螺旋度的比率被设置，并且获得环面或螺旋扭结不稳定性的发作。的螺旋度棚被发现在一个很宽的范围内变化，从一个小的初始螺旋度的主要部分，与自我螺旋度是很大程度上或完全脱落和相互螺旋度，这使得较大的一部分初始螺旋度，脱落只有部分。具有亚临界扭曲且没有引导场的环面不稳定构型的螺旋度约为初始螺旋度的三分之二，而高度扭曲的扭结不稳定构型的螺旋度仅约为初始螺旋度的四分之一。参数研究也产生稳定的力免费磁绳平衡的总通量归一化的螺旋度为0.25，与自我的总螺旋度的比率为0.32和磁绳外部极向通量的比率为0.94。这些结果在数值上证实了日冕物质抛射引起的螺旋度脱落的猜想，并首次解释了它的参数依赖性。自螺旋度和互螺旋度都显著下降，这使典型源区参数的总初始螺旋度降低了$\sim\!0.4\mbox{--}0.65$的一小部分。
2022-03-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multi-point shock and flux rope analysis of multiple interplanetary coronal mass ejections around 2010 August 1 in the inner heliosphere
我们提出了一个复杂的序列的日冕物质抛射（CME），这可能是一个基准事件的数值和经验空间天气预测模型的多点原位观测。2010年8月1日，各种太空任务（太阳动力学观测台/太阳和日光层观测台/日地关系观测台）的仪器监测到了几个起源于太阳盘中心数十度范围内的日冕物质抛射。我们比较了它们在四个相距甚远的位置上的印记，跨越日光层经度120度，从太阳到信使号（0.38 AU）到金星快车（VEX，0.72 AU）的径向距离，到地球附近的风，ACE和ARTEMIS，以及STEREO-B接近1 AU。计算每个位置的激波和通量绳参数，指出激波的非球形形状，并显示行星际日冕物质抛射（ICME）的全球配置，它们相互作用，但似乎没有合并。VEX和STEREO-B观测到类似的磁通量绳（MFR），与Wind观测到的结构形成对比。磁暴非常强烈，Dst指数达到两个最小值（~ -100 nT），这是由激波后面的鞘区和两个观测到的MFR之一造成的。信使号受到了ICME的一次侧击，事件完全错过了STEREO-A。观测结果表明，共振太阳爆发可能会使至少1/3的日光层沉浸在黄道中，并具有独特的等离子体和磁场特征。我们还强调，将从单一航天器观测得出的局部观点与一致的全球图景联系起来是困难的，这表明可能会改变ICME的经典图景。
2012-09-13 astro-ph.SR
Direct Evidence of an Eruptive, Filament-Hosting Magnetic Flux Rope Leading to a Fast Solar Coronal Mass Ejection
磁通量绳（MFR）被认为是太阳日冕物质抛射（CME）的核心。一个著名的例子是低日冕中的日珥空洞，有时在爆发时组成一个由三部分组成的白光（WL）CME。这样的系统通常在太阳平静的地区观测到，长期以来一直被认为是MFR的表现，相对较冷的细丝材料聚集在底部附近。然而，对于那些起源于活动区的喷发性、不稳定性的MFR系统，观测证据一直难以捉摸。通过利用SDO/AIA的多通带极紫外线（EUV）观测，我们提出了在低日冕中爆发MFR的直接证据，该低日冕具有热包络和较冷的核心;后者可能是经历部分爆发的灯丝的上部，这是后来在上日冕中观察到的快速WL CME的盘绕内核。这种类似MFR的结构存在于喷发前一个多小时，并显示出连续的动力学演化阶段，其中可能涉及理想和非理想的物理过程。MFR运动学的时间被发现是很好的相关性与相关的长时间C1.9耀斑的能量释放。我们认为，长持续时间的耀斑是延长的能量释放的结果与垂直电流片引起的爆发MFR。
2014-09-12 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
A Numerical Study of Long-Range Magnetic Impacts during Coronal Mass Ejections
从SDO/AIA和STEREO的全球观测和高节奏观测来看，许多空间上分离的太阳爆发事件似乎是耦合的。然而，“交感神经”事件的机制在很大程度上仍然是未知的。在这项研究中，我们调查的爆发通量绳周围的太阳结构，通过大规模的磁耦合的影响。利用全球磁流体动力学（MHD）模型模拟了2011年2月15日的日冕环境，并在活动区（AR）11158中插入Gibson-Low解析通量绳，模拟了日冕物质抛射（CME）。我们发现，CME对周围结构的影响不仅取决于这些结构的磁场强度和它们到源区的距离，而且还取决于CME与大尺度磁场之间的相互作用。在日冕物质抛射膨胀域中，磁绳场直接与太阳结构相互作用，膨胀引起的重联往往会改变上覆场，从而增加衰变指数。这种效应可能提供了交感神经爆发的主要耦合机制。的影响的大小被发现取决于喷发的磁通绳的方向，最大的影响发生时，磁通绳是有利的方向与周围地区重新连接。在CME膨胀区外，CME的影响主要是通过磁力线压缩或喷发后弛豫来实现的。基于我们的数值实验，我们讨论了一种方法来量化喷发的影响，这可能是有用的预测目的。
2016-03-15 astro-ph.SR
Hi-C 2.1 Observations of Small-Scale Miniature-Filament-Eruption-Like Cool Ejections in Active Region Plage
我们检查了2018年5月29日Hi-C 2.1（“Hi-C”）火箭飞行的172张太阳plage区域的超高分辨率图像。在五分钟的飞行中，Hi-C解决了太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）171 Ang图像中出现的大量小尺度动态特征。对于10个选定的事件，与其他波长的AIA图像和界面区成像光谱仪（IRIS）图像的比较表明，这些功能是冷（相比日冕）喷射。结合Hi-C 172 Ang、AIA 171 Ang、IRIS 1400 Ang和H $α$，我们看到这十个冷喷射类似于早期研究中发现的H $α$“动态原纤维”和Ca ii“海葵喷射”。我们的一些冷喷射的前部可能是加热的，显示在IRIS 1400 Ang中的发射。平均而言，这些冷喷射有近似的宽度：$3''.2 \pm 2''.1$，（预计）的最大高度和速度：$4''.3 \pm 2''.5$和$23 \pm 6$公里/秒，和寿命：$6.5 \pm 2.4$分钟。我们考虑这些高C功能是否可能导致喷发的子minifilament（小于minifilament喷发产生日冕射流）。与SDO的日震和磁成像仪（HMI）的磁图相比，在这些事件的基础上并没有显示出磁混合极性中性线，这与真正的缩小版太阳灯丝/微灯丝所预期的不同。但这些特征基都接近于单极性强磁链边缘位置，表明HMI可能无法分辨局部反极性磁链。或者，我们的Hi-C喷射可能是通过冲击…
2019-12-05 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence eruption
我们进行磁流体动力学（MHD）模拟的准静态演化和喷发的扭曲的日冕磁通绳下的日冕流光建立了一个强加的通量出现在较低的边界。MHD模型结合了简单的经验日冕加热、光学薄辐射冷却和场向热传导，从而允许日珥凝聚的形成。我们发现，在准静态演化过程中，日珥/细丝凝聚的细长，S形形态的形式出现的磁通绳由于失控的辐射冷却显着扭曲的场线的倾角。日珥周围也形成了一个日珥空洞，最好是在边缘上方观察，视线几乎沿着通量绳的长度，如合成SDO/AIA EUV图像所示。支持日珥的磁场是明显的非力自由，尽管低等离子体β。通过与抑制日珥形成的模拟进行比较，我们发现日珥重量是动态重要的，可以抑制扭结不稳定性的发生，并在相当长的时间内保持通量绳的平衡，直到日珥等离子体的排放发展和减轻日珥重量。磁绳最终发展出扭结不稳定性并爆发，产生日珥爆发。合成的AIA 304埃图像显示日珥被抬升成一个喷发环，沿着环呈现螺旋状特征，沿着环腿大量排水，这在观测中经常看到。
2018-06-16 astro-ph.SR
Forward modeling of coronal mass ejection flux ropes in the inner heliosphere with 3DCORE
预测太阳风暴的地磁效应，被称为日冕物质抛射（CME），目前严重限制了我们无法预测的磁场配置在CME磁芯和通过其三维结构的单个航天器轨迹的观测效果。日冕物质抛射的磁通量绳可以通过强而稳定的指向南方的磁场，导致对地球磁层能量输入的持续强迫。在这里，我们展示了一种新的方法来预测向南的领域Bz的CME通量绳的概念验证的方式。它结合了CME磁绳磁场（三维日冕磁绳抛射或3DCORE）与太阳观测和沿日地线的原位磁场数据的一种新的半经验模型。这些是信使号飞船在2013年7月9日至13日为CME事件提供的。3DCORE是第一个这样的模型，其中包含三维磁通绳磁场的行星际传播和演变、合成航天器的观测和地磁活动指数的预测。对比太阳观测和日冕观测，可以看出日冕中左旋爆发的CME通量绳有一个30度的逆时针旋转和20度的偏转角。计算出的Dst与观测到的Dst极小值及其时间演化相匹配，但结果对CME轴方向高度敏感。我们讨论的假设和限制的方法原型和它的潜力，实时空间天气预报和日光层数据解释。
2018-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of coronal mass ejection flux rope signatures using 3DCORE and approximate Bayesian Computation
我们提出了一个重大更新的三维日冕物质抛射（3DCORE）技术建模日冕物质抛射通量绳结合近似贝叶斯计算（ABC）算法，用于拟合模型，在现场磁场测量。该模型假设了一个经验激励的环面状磁通绳结构，在日光层内自相似地膨胀，受到与太阳风环境的简化相互作用的影响，并携带嵌入式分析磁场。改进的3DCORE实现允许我们生成非常大的合奏模拟，然后我们使用ABC顺序蒙特卡罗（SMC）算法来找到全球最佳拟合模型参数。在对磁场测量的不确定性的一些基本假设下，该算法的使用允许我们仅使用单个原位观测来进一步生成对模型参数的不确定性的估计。我们将我们的模型应用于综合生成的测量，以证明我们的实施的拟合过程的有效性。我们还在我们的模型范围内对帕克太阳探测器（PSP）在2018年11月12日在0.25 AU首次飞越太阳后不久捕获的事件进行了简要分析。所介绍的工具集也很容易扩展到分析多个航天器捕获的事件，因此将有助于今后的多点研究。
2020-11-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Distorted Magnetic Flux Ropes within Interplanetary Coronal Mass Ejections
针对行星际日冕物质抛射内磁通量绳传统模型几何形态过于简单的问题，提出可描述任意横截面扭曲与磁轴形变的完全解析扭曲磁通量绳模型，经2023年4月23日ICME事件多点观测验证有效。
2024-06-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Do All Interplanetary Coronal Mass Ejections Have A Magnetic Flux Rope Structure Near 1 AU?
行星际日冕物质抛射（ICME）通常由激波、鞘区和抛射区组成。喷出物区域分为两大类：具有磁通量绳特征的磁云（MC）和不具有这种特征的非磁云（NMC）。由于日冕物质抛射是由磁通量绳喷发引起的，因此回答为什么NMC不具有磁通量绳特征是很重要的。一种观点认为，NMCs在日球层过境期间，由于ICME或ICME与其他大尺度结构之间的相互作用，失去了其原有的磁绳特征。另一种将这种现象归因于几何选择效应，即，当ICME的头部（侧翼，包括腿和非腿侧翼）通过观测航天器时，将沿着航天器轨道在喷出物内探测到MC（NMC）特征。在这封信中，我们将通过ICME的几何性质来检验哪种解释更合理。如果选择效应导致不同的喷出物类型，MCs应该有更窄的鞘区相比，从统计的角度来看，这是由我们的统计证实。此外，我们发现第23周和第24周的NMC尺寸相似，并且NMC小于第23周的MC，但大于第24周的MC。这表明大多数NMC的腿侧穿过航天器。我们的几何分析支持所有ICME都应该在1 AU附近具有磁通量绳状结构。
2020-09-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Data Constrained Coronal Mass Ejections in A Global Magnetohydrodynamics Model
本文提出了一个基于第一性原理的日冕物质抛射（CME）模型，该模型将磁流体动力学（MHD）太阳风模型与通量绳驱动的CME模型相结合，适用于科学和业务目的。现实的CME事件模拟自我一致的高保真度和预测能力，通过约束初始磁绳参数与观测数据从GONG，SOHO/LASCO，和STEREO/COR。我们自动化这个过程，使最小的手动干预是在指定的CME初始状态所需的。利用新开发的数据驱动的爆发事件发生器Gibson-Low（EEGGL），我们提出了一种方法来获得Gibson-Low（GL）通量绳参数通过少数观测量，使模拟的CME可以传播所需的CME速度在太阳附近。给出了用不同卡林顿旋转磁图发射的日冕物质抛射的试验结果。我们的研究表明，使用基于第一性原理的MHD全球模型作为预测工具，能够预测CME传播方向，到达时间和ICME磁场在1 AU（见Jin等人的配套论文。2016 b）。
2016-11-27 astro-ph.SR
Flux rope, hyperbolic flux tube, and late EUV phases in a non-eruptive circular-ribbon flare
我们提出了一个详细的研究与3紫外线后期阶段，以更准确地了解哪些拓扑元素是存在的，以及它们如何约束的动态耀斑的一个封闭的圆形耀斑的动力学。我们对SDO上的HMI和AIA仪器观测到的受限耀斑进行了非线性无力场外推。从三维磁场中，我们计算了挤压因子，并分析了其分布。同时，我们分析了AIA EUV光变曲线和图像，以确定耀斑后的环，它们的时间和热演化。通过结合这两种分析，我们能够提出一个详细的方案，解释耀斑的动态。我们的拓扑分析表明，除了一个空点拓扑与风扇分界线，脊柱线及其周围的准Separatix层晕（典型的圆形耀斑），磁通绳及其双曲通量管（HFT）被封闭在零以下。通过比较磁场拓扑结构和EUV耀斑后环，我们获得了1）在分界面的足点和EUV 1600~ 1600带之间以及2）在HFT的场线足点和在圆形带内观察到的亮点之间的几乎完美的匹配。我们表明，第一次在一个封闭的耀斑，磁重联最初发生在HFT，下面的通量绳。磁绳和上覆磁场之间的零点处的重联仅在第二阶段中开始。此外，我们还发现，在主耀斑爆发后观测到的EUV晚期相是由不同长度的冷却环在脉冲相期间在零点处重新连接而引起的。
2017-04-05 astro-ph.SR
Evidence of a complex structure within the 2013 August 19 coronal mass ejection. Radial and longitudinal evolution in the inner heliosphere
内容：2013年8月19日晚些时候，一个日冕物质抛射（CME）从一个位于地球远侧中央子午线附近的活动区爆发。STEREO-A、STEREO-B和SOHO航天器对这一事件及其伴随的冲击进行了远程观测。行星际对应物（ICME）在0.3天文单位附近被信使号拦截，并在1天文单位附近被STEREO-A和STEREO-B拦截，它们在日经度上相距78°。本研究的主要目的是跟踪整个内日球层ICME的径向和纵向演变，并研究在太阳盘面上观测到的不同磁通量-绳状结构的可能情况，这些结构是在太阳经度上相隔15°的信使号和立体声-A以及探测到ICME侧翼的立体声-B的位置进行现场测量的。结果：我们发现STEREO-B探测到的磁通量-绳结构属于MESSENGER和STEREO-A探测到的同一ICME。在STEREO-B推断出相反的螺旋度，可能是由于航天器拦截了远离磁通量索轴的结构的一条腿，而STEREO-A和信使则穿过了磁通量索的核心。在信使号和立体声-A上测量的不同的磁绳取向可能是因为这两个航天器测量的是弯曲的、高度扭曲的和相当复杂的磁通量-绳拓扑结构。ICME可能在其内部日光层的演变中遭受了额外的扭曲，例如当到达1天文单位时，西侧的传播速度比东侧快。结论：这项工作说明了环境条件如何显着影响CME/ICME的扩展和传播，为已经不对称的喷发引入额外的不规则性，以及这些复杂的结构如何无法直接重建现有的模型。
2022-03-05 astro-ph.SR
Three-dimensional Reconstruction and Propagation of an Asymmetric Flux-rope Coronal Mass Ejection
通过前向建模和汤姆逊散射合成图像，重建了2003年10月22日非对称磁通量绳CME的三维形状与轨迹，发现其自相似膨胀、高速高加速度，但起源不明。
2025-10-07 astro-ph.SR
Helicity transport in a simulated coronal mass ejection
有人认为，日冕物质抛射（CME）使日冕源区的磁螺旋度从太阳上消失。这种去除通常被认为是必要的，因为螺旋度的半球符号偏好，这抑制了通过相反手性的体积之间的重新连接而进行的简单湮灭。在这里，我们监测的相对磁螺旋度包含在日冕体积的模拟通量绳日冕物质抛射，以及向上通量的相对螺旋度通过水平面的模拟框。不稳定和爆发的通量绳只带走了初始相对螺旋度的一小部分，大部分留在体积中。这是因为，当线圈上升时，如果配置的磁能减小，则通过膨胀线圈的电流必须减小，以提供CME的动能。
2010-12-10 astro-ph.SR
Signatures of coronal mass ejections in differential emission measure analysis of the Sun as a star
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Academy of Athens（雅典科学院）；University of Ioannina（约阿尼纳大学）
研究通过分析太阳作为恒星的极端紫外观测数据，探讨日珥在差分发射测量中的特征，发现日珥事件在特定波段表现出亮度降低，且渐进相修正后特征更明显。
2026-03-25 astro-ph.SR
