Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Flux erosion of magnetic clouds by reconnection with the Sun's open flux
磁云（MC）是一种磁绳结构，它是太阳日冕物质抛射的一个子集，对空间天气有重要影响。MCs的地球有效性取决于其在行星际通过过程中演化的性质。基于对跨越两个太阳活动周的观测结果的分析，我们建立了与环境太阳风磁场（即，日光层开放通量）经由磁重联而损失了它们初始磁通量的相当大的量，这在某些情况下降低了它们的地球效率。我们发现MCs的侵蚀通量和太阳开放通量之间存在线性相关关系，这与MC侵蚀是通过MC行星际传播过程中覆盖在MC周围的当地日光层磁场介导的假设是一致的。太阳开放通量受太阳黑子周期的控制。因此，这项工作揭示了一个迄今为止未知的太阳周期调制的MC的属性的途径。
2021-03-10 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Due to Shearing and Zipper Reconnection
拉链重联被认为是在爆发耀斑和日冕物质抛射之前产生通量管中大部分扭曲的机制。我们已经进行了第一次数值实验，在这种新的制度的重联，两个最初未扭曲的平行磁通管剪切和重联，形成一个大的磁通绳。我们描述了这个实验的性质，包括在模拟的基础上的集中通量源之间的磁通量的链接，新形成的磁绳的扭曲以及剪切预重联状态下的互磁螺旋度到新形成的磁绳的自螺旋度的转换。
2018-07-06 astro-ph.SR
Magnetic reconnection as a source of jets from a penumbral intrusion into a sunspot umbra
我们提出了高分辨率的太阳黑子半影侵入的同时同空的光球和色球观测结果。这些数据是由加那利群岛上的瑞典太阳望远镜（SST）拍摄的。时间序列的Ca\，II H图像显示了一系列的瞬态喷流延伸约3000公里以上的半影入侵到本影。在大多数时间序列中，沿着侵入的亮丝的整个长度都可以看到喷流。其中一些喷流形成了清晰的$λ$形状的结构，在它们的足迹处出现了一个小环，持续了大约一分钟。在早期研究的框架中，所观察到的这些喷流的瞬态$λ$形状强烈地表明，它们是由半影侵入体下部的弯曲弧形或磁通绳状场与半影侵入体上方形成尖形结构的更垂直的本影磁场之间的磁重联引起的。
2015-09-07 astro-ph.SR
The formation of an inverse S-shaped active-region filament driven by sunspot motion and magnetic reconnection
我们详细研究了2013年10月31日至11月2日在活动区NOAA 11884爆发前反S形灯丝的形成。在初始阶段，一个小的正黑子围绕着主黑子顺时针旋转，形成一个弯曲的暗条。然后，小黑子与负磁通量抵消，产生一个反S形的更长的活动区灯丝。在消除位点处，在UV和EUV图像中观察到增亮，并且明亮的材料被转移到灯丝。后来，在灯丝上部的两个相反极性抵消后，灯丝爆发了。矢量光球场的非线性无力场（NLFFF）外推表明，暗条可能具有扭曲结构，但这不能从目前的观测证实。
2016-09-15 astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
A reconnection driven magnetic flux cancellation and a quiet Sun Ellerman bomb
本次调查的重点是量化的转换磁场热能发起的一个安静的太阳取消事件，并探讨由此产生的动力学从相反极性的磁功能的相互作用。我们利用瑞典太阳望远镜（SST）的H $α$谱线的成像光谱学，以及\ion{Fe}{I} 6173~ K和\ion{Ca}{II} 8542~ K谱线的偏振光谱学来研究与重联相关的抵消和安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEB）的出现。我们首次在\ion{Fe}{I} 6173~（60）线的两翼和核心观测到QSEB信号。我们还发现，有时，\ion{Fe}{I}线芯强度达到更高的值比安静的太阳连续强度。从\ion{Fe}{I}和\ion{Ca}{II}谱线的斯托克斯分布的FIRTEZ-dz反演中，我们发现在光球层（$\logτ_c$ = -1.5; $\sim$ 1000 K）和较低的色球层高度（$\logτ_c$ = -4.5; $\sim$ 360 K），相对于安静的太阳值，温度升高。通过计算这两个层内的总磁能和热能，证实了在通量抵消期间释放的磁能可以支持在上述高度范围内的加热。此外，温度分层图使我们能够识别连续重连对温度模式的累积影响，包括反复出现的温度升高。同样，多普勒速度分层图显示对血浆流动模式的影响，如流动方向的突然变化。
2023-03-11 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
Flows and magnetic field structures in reconnection regions of simulations of the solar atmosphere: do flux pile-up models work?
在数值电阻率为常数、极性相反的磁场作用下，模拟了太阳光球层和色球层磁化后的磁场湮灭和重联过程。利用重联湮灭的精确解析解解释了太阳大气中磁通抵消模拟中的磁重联特征。我们使用MURaM高分辨率光球辐射磁对流模拟来证明磁场重联的存在与磁通量堆积模型一致。此外，一个模拟的数据驱动的色球磁流体动力学模拟被用来证明磁场和流动结构，这是类似的理论预测。这两个模拟表明，流动和磁场结构大致符合加速重联与磁通量堆积。在较强的光球磁场中也证明了标准Sweet-Parker型重联的存在。
2018-09-03 astro-ph.SR
Signatures of ubiquitous magnetic reconnection in the deep atmosphere of sunspot penumbrae
Ellerman炸弹是在活动区和安静太阳的深层大气中具有增强的巴耳末线翼发射和标记磁重联的区域。它们经常在相反磁极非常接近的地区被发现。最近的高分辨率观测表明，埃勒曼炸弹比以前认为的更普遍。我们的目标是确定埃勒曼炸弹在太阳黑子半影区的发生。我们分析了高空间分辨率的观测太阳黑子的巴尔末H-α和H-β线，以及辅助连续通道与瑞典1米太阳望远镜和应用的k-均值聚类技术，系统地检测和表征埃勒曼炸弹。具有埃勒曼炸弹所有定义特征的特征在整个半影区大量发现。这些事件的真实发生率只有在H-β谱线中才能完全理解，因为它具有最高的空间分辨率和较低的色球不透明度。我们发现，半影区拥有一些最高的埃勒曼炸弹密度，只有在太阳黑子周围的护城河超过。一些半影埃勒曼炸弹显示火焰形态和快速的动力学演变。许多半影埃勒曼炸弹以3.7公里/秒的速度快速移动，有时超过10公里/秒。许多半影埃勒曼炸弹从内半影迁移到外半影数百公里，有些继续移动到外半影边界进入护城河。许多半影埃勒曼炸弹被发现在附近的地区具有相反的磁极性。我们的结论是，重联是一个近连续的过程中，在低层大气中的半影的太阳黑子表现在半影埃勒曼炸弹的形式。这些是如此普遍，它们可能是太阳黑子磁能的主要汇。
2021-01-27 astro-ph.SR
Signatures of magnetic reconnection at boundaries of interplanetary small-scale magnetic flux ropes
行星际小尺度磁通量绳与环境太阳风中磁场的相互作用是理解日球层磁结构演化的重要课题。通过对1995 ~ 2005年125条小通量绳的观测，发现其中44条具有明显的阿尔芬涨落特征，因此将其归类为阿尔芬波列而非通量绳。磁重联的特征，通常包括一个等离子体射流的约30公里/秒的磁场旋转区域内，是清楚地存在于约42%的通量绳和14%的波列的边界。重联排气经常被观察到显示质子温度、密度和等离子体β的局部增加。约66%的磁绳边界重联事件与大于90 °的磁场剪切角有关，其中73%的重联事件显示磁场大小减小20%或更多，表明磁绳边界反平行重联占主导地位。对1995 - 2005年磁绳边界磁重联的发生率进行了研究，发现磁绳边界的磁重联在太阳活动极大期附近相对较低，而在接近太阳活动极小期时则相对较高。磁绳边界重联事件的平均磁场压低和剪切角也揭示了类似的趋势，从1995年到2005年。我们的研究结果表明，第一次，边界的一个相当大的比例小尺度通量绳具有类似的磁云的属性，在这个意义上说，他们都表现出磁重联的签名。观测到的重联信号可能与小通量绳的形成有关，也可能与通量绳与行星际磁场之间的相互作用有关。
2010-07-14 astro-ph.SR
Recurrent Coronal Jets and QPPs: Periodic Reconnection and Localized Heating Across Quiet-Sun to Active Regions
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文观测所）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Division of Mathematics, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部数学系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度技术学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）
利用SDO/AIA数据，通过小波分析和DEM方法，研究了由扇脊磁拓扑中周期性磁重联驱动的重复日冕喷流中的准周期脉动，发现周期为6-13分钟的QPPs，并证实周期性重联驱动了重复喷发并贡献了局部日冕加热。
2026-06-03 astro-ph.SR
On the role of repetitive magnetic reconnections in evolution of magnetic flux-ropes in solar corona
帕克的静磁定理扩展到天体物理磁流体与大磁雷诺数支持不断再生的电流片，因此，自发的磁重联在时间上重现。因此，一个场景是可能的，重复重连提供了一个自主的机制，管理出现的相干结构的天体物理磁流体。在这项工作中，这样的情况下进行了探讨与静磁定理相称的数值计算。特别是，计算探索的磁通绳的演变所管辖的重复重联的磁几何形状类似的两极循环的日冕。揭示的形态的演变过程，包括发病和上升的绳子，重联的位置和相关的拓扑结构的磁场线，同意与观察，从而证实物理现实的倡导机制。
2016-09-27 astro-ph.SR
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
Frequently Occurring Reconnection Jets from Sunspot Light Bridges
太阳黑子是太阳大气中最黑暗、磁场最强、温度最低的区域，很少有关于磁重联的确凿证据。使用世界上最大的太阳望远镜，1.6米的古德太阳望远镜，我们检测到普遍的重联通过频繁发生的细尺度喷流在H $α$线机翼在光桥，明亮的车道，可能会分为多个部分的黑暗的太阳黑子核心。许多喷流有一个倒Y形，由模型显示是典型的在单极场环境中的重联。界面区成像光谱仪的同步光谱成像数据表明，重联驱动的双向流动高达200 km~s $^{-1}$，弱电离等离子体被加热至少一个数量级，最高可达$\sim$ 80，000 K。这种高度动态的重联喷流和有效的加热应该在未来的太阳黑子模拟工作中得到适当的解释。我们的观测结果还表明，在某些色球通带（如H $α$核）的光桥上方，曾报道过的类似浪涌的活动有两个组成部分：可能与来自光球的磁声波向上泄漏有关的一直存在的短浪涌，以及明显由间歇性重联喷流引起的偶尔出现的长而快的浪涌。
2018-01-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Oscillatory reconnection and waves driven by merging magnetic flux ropes in solar flares
振荡重联是一个被认为是太阳和恒星现象的基础的过程，并且可能在耀斑等瞬变事件中发挥重要作用。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）可能是振荡重联的一种表现，但其内在机制仍不确定。在本文中，我们提出了二维磁流体动力学（MHD）模拟的两个载流磁通量绳与面外磁场进行振荡重联，其中两个磁通绳合并成一个单一的磁通绳。我们发现，振荡重联可以发生本质上没有外部振荡驱动器的磁通绳聚结过程中，这可能会发生在大规模的日冕环相互作用和合并的等离子体团在破碎的电流片。此外，我们表明，径向传播的非线性波产生的磁通绳合并后，由于合并磁通绳的后重联振荡。这些波的行为被发现是几乎独立的初始面外磁场。据估计，通过合并日冕环和合并环顶电流片中的等离子体团发射的波将分别具有90 km/s和900 km/s的典型相速度。这是可能的，在磁绳聚结过程中发射的波的属性可以被用作诊断工具，以确定在聚结区域内的物理参数。
2022-05-06 astro-ph.SR
The 3D behavior of a twisted flux tube expanding in the corona: reconnection, writhe and jets
我们讨论了磁重联的一些方面，这可能有助于理解磁等离子体相互作用的许多方面。我们将表明，经常观察到的螺旋结构的极性喷流是一个自然的结果，磁螺旋度守恒在3D重联驱动的两个部分的碰撞新兴的磁通量管内的单一出现的循环。我们通过求解具有均匀初始扭转的随时间变化的理想MHD方程来执行3D模拟。我们推断，高度扭曲的磁通量的出现引入了几个零点，这反过来又导致在最近的部分在一个单一的环路内的磁场的相反方向之间的重联和释放的形式的螺旋状喷射发射的被困扭曲。
2011-03-19 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 astro-ph.SR
Influence of magnetic reconnection on the eruptive catastrophes of coronal magnetic flux ropes
太阳大规模爆发活动与日冕磁通量绳有着密切的关系。以前的数值研究已经发现，如果日冕磁绳系统的轴向磁通量超过一个临界值，系统的平衡可能会被破坏，从而发生灾难，引发磁绳爆发。进一步的研究发现，灾变并不一定存在：具有一定光球通量分布的磁绳系统可能是非灾变的。值得注意的是，以往的数值研究大多是在理想磁流体动力学（MHD）条件下进行的，因此磁绳系统中是否存在与磁重联相关的临界轴向磁通量突变仍然是一个谜。本文对日冕磁绳系统在理想磁流体和电阻条件下的演化进行了数值模拟。在理想MHD条件下，我们的模拟结果表明，无论是太紧凑或太弱的光球磁源区域的磁绳系统是非灾难性的变化轴向磁通的绳子，因此没有爆发可能启动;但如果有磁重联的绳子系统中，这些磁绳系统可以改变能够通过与轴向磁通增加的灾难。因此，磁重联对磁绳系统的灾变行为有重要影响。决定轴向磁通量增加是否能引起磁绳爆发的，应该是磁拓扑结构和与磁重联有关的局部物理参数。
2022-12-30 astro-ph.SR
Is null-point reconnection important for solar flux emergence?
本文研究了在太阳出射通量的三维MHD数值模式中零点重联的作用。该模型由一个扭曲的磁通量管上升通过分层对流区和大气相互作用，并重新连接到一个水平上覆的磁场在大气中。重联开始时出现了重联点，并在出现的其余时间持续存在，它们主要出现在模型光球和过渡区，在出现的通量管的两侧形成两个松散的星团。在任何一个时间存在多达26个零值，并且及时跟踪显示，尽管磁场配置的初始简单，但是总体上存在总共305个零值。我们发现的证据，为现实的零的方法，创造和毁灭，他们的平衡的迹象，他们的寿命长，和他们的几何稳定性。然后，我们表明，由于低的平行电场与零，零点重联是不是主要类型的磁重联参与新出现的磁通量的相互作用与上覆字段。然而，大量的零值意味着磁场的拓扑结构必须非常复杂，并且不能排除沿着分离器或分界线表面的重联对于磁通出现的重要性。
2009-12-02 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
Reconnection fluxes in eruptive and confined flares and implications for superflares on the Sun
我们研究了一组从GOES B3到X17级的51个耀斑（32个封闭的，19个喷发的）的能量释放过程。我们使用Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图，以及SDO HMI和SOHO MDI磁图来推导磁重联通量和速率。耀斑重联通量与GOES 1-8射电望远镜软X射线通量峰值（c=0.92，在对数-对数空间中）有很强的相关性，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。某个GOES类的约束耀斑在耀斑带中表现出较小的带状区域，但磁通量密度较大（2倍）。在最大的事件中，高达$\approx$ 50\%\的活动区（AR）的磁通量导致耀斑参与耀斑磁重联。这些发现使我们能够推断出最大的太阳耀斑。一个拥有$2\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$磁通量的复杂太阳AR，与直接测量的最大AR通量一致，能够产生X80耀斑，其对应的热能量约为$7 \cdot 10^{32}$尔格。使用观测到的最大太阳AR的磁通量估计$6\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$，我们发现可以产生GOES级$\approx$ X500的耀斑（$E_{\rm bol} \approx 3 \cdot 10^{33}$尔格）。这些估计表明，今天的太阳能够产生耀斑和相关的空间天气事件，其强度可能比迄今观测到的强一个数量级以上。
2017-12-13 astro-ph.SR
Direct Imaging of a Prolonged Plasma/Current Sheet and Quasiperiodic Magnetic Reconnection on the Sun
本研究利用GST和SDO/AIA的高分辨率观测，首次对太阳上持续约20小时的等离子体/电流片及准周期磁重联直接成像，证实了太阳爆发的breakout模型，为日冕能量释放研究提供新依据。
2024-07-15 astro-ph.SR
Searching for evidence of subchromospheric magnetic reconnection on the Sun
本研究结合三维可视化与AR 11504的I-FIP观测，在光桥磁通管间发现加热、外流及反平行磁场特征，为色球层下磁重联提供间接证据。
2024-05-13 astro-ph.SR
Multi-Viewpoint Observation of a Failed Prominence Eruption on the Sun
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
本文通过多视角和多信使成像技术对一次失败的日冕喷射进行了全面观测，揭示了日冕喷射过程中磁重联过程的不同发生地点，并探讨了磁重联对日冕喷射加速和磁场变化的影响。
2026-04-25 astro-ph.SR
Can the Solar Wind be Driven by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet?
加热日冕和加速太阳风的物理过程经过多年的研究仍然未知。有些人认为风是由开放的磁通量管中的波和湍流驱动的，另一些人则认为等离子体是通过具有闭合回路的磁重联注入开放的管中的。为了检验后一种想法，我们开发了光球“磁毯”的蒙特卡罗模拟，并外推随时间变化的日冕场。这些模型是针对一系列不同的磁通量不平衡比构建的。完全平衡的模型代表太阳上的安静区域和缓慢的太阳风流的来源区域。高度不平衡的模型代表了冕洞和快速气流的来源区域。该模型与观测到的出现率，表面磁通密度，和磁性元素的数量分布。尽管没有强加的超颗粒运动，一个真实的磁“漏斗”网络自发出现。我们计算了闭合场线打开的速率（即，开放通量的回收时间），我们估计了涉及开放封闭通量管的重连事件中释放的能通量。对于安静的区域和混合极性的冕洞，这些能量通量被发现比加速太阳风所需的要低得多。对于最不平衡的冕洞，能量通量可能大到足以为太阳风提供动力，但回收时间远远长于太阳风加速进入低日冕所需的时间。因此，无论是慢的还是快的太阳风都不太可能是由磁毯中的重联和开环过程驱动的。
2010-07-14 astro-ph.SR
The near-Sun Heliospheric Current Sheet, fluid and kinetic properties
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNES, CNRS（天体物理学与行星学研究所以及法国国家研究中心、法国国家空间研究中心）；The Blackett Laboratory, Department of Physics, Imperial College（帝国理工学院物理学院布莱克特实验室）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校太空科学实验室）；School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）；National Institute for Astrophysics (INAF)—Institute for Space Astrophysics and Planetology (IAPS)（意大利国家天体物理研究所（INAF）——空间天体物理学与行星学研究所（IAPS））
帕克太阳探测器研究日球层电流片的近日特性，发现磁重联喷射、湍流增强及镜模不稳定性在高β等离子体环境中的作用。
2025-12-02 astro-ph.SR
A time-dependent model for magnetic reconnection in the presence of a separator
我们提出了一个模型的分离器重联由于一个孤立的重联过程。分离子重联是发生在连接两个磁场零点的特殊磁力线（分离子）附近的过程。例如，它对昼侧磁层顶和日冕中的磁通量的动力学很重要。我们发现，在一定的阈值以上，这样的重连过程产生新的分离器，从而导致一个复杂系统的磁通量管连接区域先前分离的通量。我们的研究结果与数值模拟中大量分离器的研究结果一致。我们讨论了如何测量和解释重连接率在配置多个分隔符。
2011-07-12 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
Observation of two splitting processes in a partial filament eruption on the sun: the role of breakout reconnection
本文观测一次含两次分裂的太阳部分暗条爆发，结合磁场外推提出突破重联削弱约束并导致高低速部分分离，还发现滑移重联证据。
2023-07-13 astro-ph.SR
Three dimensional magnetic reconnection mediated with plasmoids and the resulted multi-thermal emissions in the cool atmosphere of the Sun
本研究利用 MURaM 代码进行三维辐射磁流体动力学模拟，探讨了太阳低层大气中由等离子体团介导的磁重联过程，发现该过程产生冷热等离子体共存现象，合成的光谱与图像特征解释了 Ellerman bombs 与 UV bursts 的时空关联。
2025-08-14 astro-ph.SR
Stealth Non-standard-model Confined Flare Eruptions: Sudden Reconnection Events in Ostensibly Inert Magnetic Arches from Sunspots
本研究发现7例不符合标准模型的隐匿型约束太阳耀斑，它们源自大太阳黑子的表观惰性磁拱，由磁拱内部小角度交叉磁场绳的突发重联产生，为帕克的日冕加热纳耀斑理论提供了观测支持。
2024-08-16 astro-ph.SR
Flux Accretion and Coronal Mass Ejection Dynamics
日冕物质抛射（CME）是日光层严重空间天气扰动的主要驱动力。已经提出的日冕物质抛射动力学模型没有完全包括磁重联对驱动抛射力的影响。然而，观测和数值模拟都表明，重联可能在大多数（如果不是全部的话）快速日冕物质抛射中起着重要作用。在这里，我们从理论上研究了磁通量的吸积到一个上升的喷射通过重联涉及喷射的背景场。这种重连改变了抛射的磁结构及其环境，从而改变了作用在抛射上的力，通常增加了其向上的加速度。反过来，修改后的力可以更强烈地驱动重连。这种反馈过程实际上是一种不稳定性，我们称之为重连不稳定性。我们的分析意味着，CME模型，忽略重联的影响，不能准确地描述所观察到的CME动态。我们的最终目的是了解CME加速的变化方面的可观察的性质的磁重联，如数量的重联通量。这个通量可以通过观测耀斑带和光球磁场来估算。
2018-07-19 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. I. At a three-dimensional current sheet
上下文最近发现的更大的磁通量抵消发生在光球比以前实现的，导致我们在我们以前的工作中提出的磁重联驱动的磁通量抵消的原因是一个广泛的动态现象，包括各种喷流和太阳大气加热。目标。在此之前，该理论考虑了二维电流片的能量释放。在这里，我们进一步发展的理论，将其扩展到一个轴对称的电流片在三维空间，而不诉诸复变量理论。方法.我们分析研究重联和治疗的电流片作为一个三维结构。我们应用该理论的两个片段的相等，但相反的磁通量，彼此接近，并位于一个上覆的水平磁场的取消。结果能量释放分两个阶段进行。在第一阶段，分离器形成，当它上升到最大高度时，重新连接被驱动，然后向下移动到光球层，加热等离子体并加速等离子体射流。在第二阶段，通量在光球层中抵消，并加速冷热等离子体的混合物向上。
2021-01-12 astro-ph.SR
Estimation of Reconnection Flux using Post-eruption Arcades and Its Relevance to 1-au Magnetic Clouds
我们报告了一种新的方法来计算耀斑重联（RC）通量从喷发后的弧（PEAs）和底层光球磁场。在以前的工作中，RC通量已计算使用累积耀斑带状面积。在这里，我们获得的RC通量的一半，潜在的PEA与喷发使用的图像在EUV采取耀斑最大后。我们将这种方法应用于太阳活动周期23中起源于太阳盘中心附近的一组21次爆发。我们发现，拱廊法的RC通量（ΦrA）与耀斑带法的RC通量（ΦrR）有很好的一致性，满足：ΦrA = 1.24（ΦrR）^0.99。我们还发现，ΦrA与1天文单位处相关磁云的极向通量（ΦP）相关：ΦP = 1.20（ΦrA）^0.85。这种关系几乎与Qiu等人（Astrophys. J. 659，758，2007）使用一组只有九个爆发。我们的结果支持耀斑重联导致磁绳和PEA的形成是一个共同过程的观点。
2017-03-19 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
Magnetic reconnection sustains the mass budget of the solar wind
提出太阳风源区的自洽数值模型，揭示闭合与开放磁场间的磁重联产生喷流并转移物质，量化发现其质量通量足以维持太阳风。
2025-09-16 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
Multiwavelength Observations of a Flux Rope Formation by Series of Magnetic Reconnection in the Chromosphere
使用高分辨率的观测，从1.6米的新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO），我们报告的直接证据的合并/重新连接冷H $α$环在色球层在两个同源耀斑（B-和C-类）所造成的剪切运动在两个循环的脚点。这些环之间的重联导致形成了一个不稳定的磁绳，显示出逆时针旋转。磁绳无法达到环面不稳定的高度，未能形成日冕物质抛射。HMI磁图揭示了负/正（N1/P2）极性太阳黑子在相反方向上的旋转，这增加了以N1/P2为基础的磁性结构的右手和左手扭曲。在第一次B6.0耀斑期间甚至之后都观测到快速光球通量抵消（持续时间$\sim$ 20-30分钟，速率$\approx$ 3.44 $\times$ 10 $^{20}$ Mx h $^{-1}$），并持续到第二次C2.3耀斑结束。RHESSI X射线源位于环的合并部位。据我们所知，这样一个明确的相互作用的色球环，随着快速通量抵消还没有报道过。这些高分辨率的观测结果表明，色球圈内的一系列磁重联与非常快速的磁通抵消有关，从而形成了一个小的磁通绳。
2017-03-29 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic reconnection in unipolar regions. A case study of coronal bright points in the Sun
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna, Dept. Astrofísica（拉古纳大学，天体物理学系）；European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲空间局（ESA），欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））
本研究通过Bifrost三维辐射磁流体模拟，揭示单极区日冕亮点中无零点的三维磁重联反复驱动局部加热至约2 MK并产生上流，与Hinode/EIS观测的蓝移一致，为太阳大气加热提供新机制。
2026-10-06 astro-ph.SR
Dependence of coronal mass ejection properties on their solar source active region characteristics and associated flare reconnection flux
日冕物质抛射（CME）的近太阳运动学决定了相关地磁暴的强度和到达时间。我们研究了CME的退投影速度和动能与其太阳源的磁测量、相关爆发事件的重联通量和内禀磁绳特征之间的关系。我们的数据涵盖了2010-2014年太阳活动周期24。利用源活动区的矢量磁图，我们估计的大小和nonpotentiality。我们用爆发后拱廊法计算了日冕物质抛射源区的总磁重联通量。通过对日冕物质抛射的正演模拟，我们找到了它们的反投影几何参数，并约束了它们的运动学和磁学性质。通过对数据库的分析，我们发现CME速度与其震源活动区大小和全球非位势之间的相关性很弱，但也不可忽略。我们发现CME的近太阳速度和动能与相关的磁重联通量有很好的相关性。我们建立了一个统计上显着的经验关系的日冕物质抛射速度和重联通量，可用于预测的目的。此外，我们发现CME的运动学与轴向磁场强度和内禀磁绳的相对磁螺旋度有关。日冕物质抛射产生的日冕磁螺旋度与它们在太阳附近的速度有很好的相关性。CME的动能与其内禀磁能密度有很好的相关性。我们的研究结果限制了与日冕物质抛射的起源和传播相关的过程，并可能导致更好的经验预测其到达和地球效应。
2018-08-13 astro-ph.SR
Chain Reconnections observed in Sympathetic Eruptions
交感神经事件之间各种看似合理的因果关系的本质仍然是一个有争议的问题。在这项工作中，我们提出了多波长观测的交感喷发，相关的耀斑和日冕物质抛射（CME）发生在2013年11月17日在两个附近的活动区域。两个细丝，即，在有源区之间观察到F1和F2。在整个事件期间，已经确定了由不同原因（磁通抵消、剪切和膨胀）引起的连续磁重联。第一次重联发生在第一次爆发期间，通过剪切弧与暗条F2之间的通量抵消，产生了通量绳，导致了第一次双带太阳耀斑。在这个阶段，我们观察到重叠的弧和日冕环的爆发，这导致了第一次CME。第二次重联被认为发生在F2的膨胀磁通绳和上覆的暗条F1的弧之间。我们认为这种重连破坏了细丝F1的平衡，从而进一步促进了它的喷发。第三阶段的重联发生在爆发的灯丝F1之间的腿重叠的拱门。这可能会产生一个通量绳和第二个双带耀斑和第二个CME。第四次重连发生在爆发暗条F1的膨胀弧与附近的环境场之间，产生了向上和向下的双向等离子体流。观测和非线性无力场外推证实了重联的可能性和磁系统之间的因果联系。
2016-02-25 astro-ph.SR
Observational Evidence of Magnetic Reconnection Associated with Magnetic Flux Cancellation
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）和\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）的高时空数据，给出了磁通量抵消过程中磁重联的几个观测特征，包括两个环-环相互作用过程、多个等离子体团喷射以及在磁通量抵消点上方出现的Y形和倒Y形末端的片状结构。\emph{IRIS} 1400 μ m的观测结果表明，等离子体斑点是从片状结构的Y形端部的尖端喷出的。光球磁通量在第一次环-环相互作用后出现明显的抵消现象，并一直持续到观测结束。补充的非线性无力场外推，我们发现，两套磁场线，揭示了一个X形的配置，以及相互作用的日冕环对齐。此外，一个磁零点被发现是位于约$0.9$ Mm高度的磁通量抵消网站的权利，并位于两组之间的磁场线。这些结果表明，磁通抵消可能是太阳低层大气发生磁重联后磁力线淹没的结果，而喷射出的等离子体团应该是由于撕裂模不稳定性在片状结构中产生的等离子体团.这一观测结果揭示了磁通抵消点上方详细的磁场结构和动力学过程，有助于我们理解太阳低层大气中的磁重联。
2018-06-13 astro-ph.SR
Temporal comparison of nonthermal flare emission and magnetic-flux change rates
为了检验标准耀斑模型（CSHKP模型），我们测量了磁通量的变化率在5个耀斑事件的不同GOES类使用色球/光球观测，并比较其进展与观测到的非热耀斑发射。计算了参与重联过程的正、负磁通量的累积值以及总重联通量。最后，我们研究了与耀斑相关的日冕物质抛射的总重联通量、GOES类事件和线速度之间的关系。使用高节奏的H-α和TRACE 1600 A图像时间序列数据和MDI/SOHO磁图，我们测量了所需的观测值（新亮耀斑区域和该区域内的磁场强度）。RHESSI和INTEGRAL硬X射线的时间分布在非热能带被用来作为可观察的代理耀斑能量释放率。我们检测到强烈的时间之间的相关性推导出的磁通量变化率和观察到的所有事件的非热发射。累积的正、负通量基本相当，通量比在0.64 ~ 1.35之间。最弱的事件（GOES B9.5级）的总重联通量为1.8 x 10^21 Mx，最强的事件（GOES X17.2级）的总重联通量为15.5 x 10^21 Mx。参与重联过程的磁通量的量在能量较高的事件中比在较弱的事件中更高。具有更多重联通量的耀斑与更快的CME有关。
2009-10-09 astro-ph.SR
Quiescent Reconnection Rate Between Emerging Active Regions and Preexisting Field, with Associated Heating: NOAA AR11112
当磁通量从光球层下面出现时，它取代了日冕中先前存在的磁场，并且电流片通常在新旧磁畴之间的边界处形成。电流片的重连使这种高应力的结构松弛到较低的能态。这种情况是最熟悉的，也是最经常研究的，在耀斑中，通量转移是迅速的。我们在这里提出了一个稳定的，静态的流量传输发生在一个大耀斑的速率低于三个数量级的研究。特别是，我们量化了重新连接率和相关的能量释放，当新的极性出现时，在预先存在的通量区域内形成活动区域11112（2010-10- 16 T00：S18 W14）。一个明亮的，低洼的核心冠环以上的新兴极性，观察与AIA机载SDO和XRT机载日之出，最初显示磁连接只有在新出现的通量区域时，覆盖在磁图从HMI。在几天的时间里，这个明亮的内核进入了先前存在的通量。一个容易看到的边界到旧通量区域的进步，允许测量的速度之间的重新连接的旧和新的磁畴。我们比较的重联率推断加热的日冕等离子体。据我们所知，这是第一次测量与重联有关的稳定、静态加热。结果表明，新出现的磁通在两天内以0.38e16Mx/s的速率重联，而辐射功率在2~ 8 e25 erg/s之间变化。我们发现，多达40%的总出现的流量在任何给定的时间可能已经重新连接。转移通量（1 e21 Mx）和辐射能量（7.2e30尔格）的总量与大型M级或小型X级耀斑相当，但持续了45小时。
2013-11-15 astro-ph.SR
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
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
Parker Solar Probe Observations of Compound Reconnection Exhaust Boundaries and Mirror-Mode Structures in the Near-Sun Heliospheric Current Sheet
Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Department of Physics and Astronomy, Dartmouth College（达特茅斯学院物理与天文学系）；Department of Climate and Space Sciences and Engineering, University of Michigan（密歇根大学气候与空间科学与工程系）；Earth, Planetary and Space Sciences, and Institute of Geophysics and Space Physics, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学及地球物理与空间物理研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
帕克太阳探测器观测到日球电流片中复合重联喷嘴边界和镜模结构，揭示了重联喷嘴边界的结构及其在近日等离子体中的能量转换作用。
2026-04-28 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
Slipping Magnetic Reconnection of Flux Rope Structures as a Precursor to an Eruptive X-class Solar Flare
我们介绍了在2015年3月11日爆发的X级耀斑爆发之前磁绳结构的准周期滑动运动，由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）和\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）获得。滑动运动发生在磁绳的北部，似乎是连续剥离磁绳。滑动速度为30 $-$ 40 km s $^{-1}$，平均周期为130 $\pm$ 30 s。Si { \sc iv} 1402.77 X线在滑动构造的西端表现出10 $-$ 30 km s $^{-1}$的红移和50 $-$ 120 km s $^{-1}$的线宽，表明了向下的重联流。滑动运动持续约40 min，在滑动后期，磁绳开始缓慢上升。然后，一个X2.1耀斑被启动，通量绳被脉冲加速。其中一个耀斑带扫过一个负极性的太阳黑子，在耀斑之后，太阳黑子的半影部分迅速衰减。我们研究了耀斑区的磁拓扑结构，结果表明存在扭曲的磁通绳，以及约束磁通绳的准分界线层（QSL）结构。我们的观测结果表明，在耀斑爆发前，准周期滑动磁重联发生在与磁通绳相关的QSL上，它驱动了后来的磁通绳爆发和耀斑爆发。
2016-08-06 astro-ph.SR
Flare reconnection-driven magnetic field and Lorentz force variations at the Sun's surface
在爆发耀斑期间，矢量磁图显示在太阳光球中围绕极性反转线的水平磁场和向下的洛伦兹力增加。这种行为经常与内爆猜想联系在一起，并被解释为喷发向上移动时动量守恒的结果，或者是耀斑环收缩的结果。我们通过分析一个通用的3D MHD模拟的爆发性耀斑的物理起源，这些观察到的行为的特征。尽管模拟并非为了恢复磁场和洛伦兹力的性质而设计的，但它与它们完全一致，并提供了理解它们的关键附加信息。磁场逐渐增加的区域在电流带之间发展，这些电流带彼此远离并连接到日冕区域。这个区域仅仅是日冕耀斑后环的足迹，其收缩增加了它们的剪切场分量和符合理想感应方程的磁能密度。对于模拟数据，我们通过应用观测中使用的方法计算了洛伦兹力密度图。我们获得了PIL周围洛伦兹力密度的向下分量的增加-与观测结果一致。然而，这与直接从3D磁场和电流获得的洛伦兹力密度图显著不同。这些结果完全质疑以前的解释的基础上的内爆猜想和动量守恒与日冕物质抛射，而不是意味着所观察到的光球水平磁场的增加，从剪切耀斑环的重连驱动的收缩的结果。
2019-04-19 astro-ph.SR
Thermomagnetic Ettingshausen-Nernst effect in tachocline, magnetic reconnection phenomenon in lower layers, axion mechanism of solar luminosity variations, coronal heating problem solution and mechanism of ADM variations around BH
它表明，量子引力的全息原理（在宇宙的全息图中，因此在我们的银河系中，当然也在太阳上！），其中引力理论和量子力学之间的冲突消失，产生了巴布科克-莱顿全息机制。与太阳发电机模型不同的是，它通过速跃层中的热磁Ettingshausen-Nernst（EN）效应产生强的环形磁场。因此，借助于热磁EN效应，简单地估算出例如太阳的速跃层中理想气体的磁压，可以间接地证明，利用量子引力的全息原理，速跃层的排斥环向磁场（$B_{tacho}^{Sun} = 4.1 \cdot 10^7 ~G = - B_{core}^{Sun}$）精确地“中和”太阳核心的磁场，因为磁场在速跃层和核心中的投影值相等，但方向相反。基本问题是磁通量管（MFTs）的反发电机模型的广义问题，其中包括磁周期在内的两种全息效应（热磁EN~效应和Babcock-Leighton全息机制）的性质体现在非对称暗物质（ADM）的调制中，从而体现在太阳内部的太阳轴子中。
2020-01-21 astro-ph.SR
The Role of Reconnection in the Onset of Solar Eruptions
太阳爆发事件，如日冕物质抛射和爆发耀斑，经常与从对流区进入日冕的磁通量的出现有关。我们使用三维磁流体动力学数值模拟研究日冕磁场与新兴通量的相互作用，并确定导致喷发活动的条件。一个简单的参数进行研究，改变新兴的磁通量和预先存在的日冕偶极子场之间的相对角度。我们发现，在所有的情况下，出现的结果在剪切磁拱过渡到一个扭曲的日冕通量绳通过低位磁重联。然而，这个结构受到它自己的外部场的限制，因此在没有与覆盖的日冕场重新连接的情况下是不喷发的。这种叠加重连的量由出现的和预先存在的场之间的相对角度决定。新兴和预先存在的领域之间的重联是必要的，以产生足够的扩展新兴的结构，使耀斑样重联下的日冕通量绳变得足够强大，以触发其释放。我们的研究结果表明，相对角度是决定所产生的活动区是否表现出喷发行为的关键参数，因此是一个潜在的有用的候选人预测喷发在新出现的活动区。更一般地说，我们的研究结果表明，对流区/光球和日冕之间的详细相互作用必须计算自洽，以准确地模拟太阳爆发。
2022-05-23 astro-ph.SR
