The cool surge following flux emergence in a radiation-MHD experiment
冷而密集的喷射，通常是H $_α$浪涌，经常出现在EUV或X射线日冕喷流旁边，这是太阳内部磁化等离子体出现的结果。理想化的数值实验解释了这些喷射是间接与磁重联之间发生的新兴和预先存在的系统。然而，这些实验遗漏了可能对浪涌现象产生重要影响的基本要素。在本文中，我们研究了冷涌使用的辐射传输和材料等离子体特性的现实处理。为此，使用了彩虹代码，该代码具有等离子体状态方程、光球和色球辐射传输、热传导和光学薄辐射冷却的高级模块。我们进行了一个2.5维实验的磁化等离子体的出现通过（中）颗粒对流单体和低层大气的日冕。通过详细的拉格朗日跟踪，我们研究的形成和演变的冷喷射，特别是熵源的作用：这使我们能够辨别家庭的等离子体元素的演化模式。在发射阶段，许多元素的加速度远远超过重力;当接近其各自轨迹的顶点时，等离子体元素遵循准抛物线轨迹，加速度接近g $_{\odot^{}}$。我们展示了如何形成的冷喷射介导的楔形结构组成的两个冲击，其中之一，导致脱离浪涌从原来出现的等离子体圆顶。
2016-01-15 astro-ph.SR
Major Surge Activity of Super-Active Region NOAA 10484
我们观察到两次来自超级活跃区域NOAA 10484的H-α激增。第一次浪涌与SF/C4.3级耀斑有关。第二次是与SF/C3.9耀斑相关的主要浪涌。在195埃的SOHO/EIT和17 GHz的NoRh中也观察到这种浪涌，并且在这些波长中显示出类似的演变。主涌具有喷射漏斗状的喷雾结构，在其最大相位期间，其线性（约1.2 x 10^5 km）和角度（约65 °）尺寸快速膨胀。浪涌的质量运动是沿着开放的磁场线，平均速度约100公里/秒。浪涌的去扭曲运动揭示了剪切和扭曲的磁通量的弛豫。SOHO/MDI磁图显示，浪涌发生在同伴黑子的网站，正通量出现，收敛，并取消对周围的领域相反极性。我们的观测结果支持浪涌和喷流的磁重联模型。
2009-03-02 astro-ph.SR
Simulation Study of Solar Plasma Eruptions Caused by Interactions between Emerging Flux and Coronal Arcade Fields
利用二维MHD模拟研究了太阳大气中等离子体爆发的触发机制，这些机制是由于出射通量和日冕拱圈场之间的相互作用引起的。我们进行参数调查方面的拱廊场的高度，磁场强度，和新兴的磁通量的位置。我们的研究结果表明，存在两种可能的机制，和机制是占主导地位的主要取决于新兴通量的位置。一种机制出现时，出现的磁通量的位置是接近极性反转线（PIL）的一个弧形字段。正如先前的研究所指出的，这种机制需要新兴通量和拱廊场之间的重新连接。另一种机制出现时，新兴通量的位置是周围的边缘的拱廊场。这种机制不需要重新连接新兴通量和拱廊场，但需要重新连接在拱廊场以上的PIL。此外，我们还发现该机制的爆发条件可以用一个简单的公式表示。
2014-10-01 astro-ph.SR
Scaling laws of free magnetic energy stored in a solar emerging flux region
这封信报告了储存在太阳新兴通量区域的自由磁能的标度律，这是理解太阳活动现象（如太阳耀斑和日冕物质抛射）能量学的关键。通过三维磁流体动力学模拟再现了几个不同磁位形的出射磁通区域，得到了这些出射磁通区域中出射磁通量、自由磁能和相对磁螺旋度之间的幂律关系。由于磁通量是一个可观测的量，磁通量和自由磁能之间的标度律可以提供一种方法来估计负责太阳活动现象的不可见的自由磁能。
2014-05-19 astro-ph.SR
Ca II K Spectral Study of an Emerging Flux Region using Domeless Solar Telescope in Hida Observatory
与飞田天文台和Hinode卫星合作对一个新兴通量区进行了观测。由飞田天文台的圆顶太阳望远镜拍摄的连续的Ca II K光谱日像图。Hinode观察到新兴的通量区域与Ca II H和Fe I斯托克斯IQUV过滤图。在这项研究中，详细的动力学和时间演化的磁通量出现的观测研究。这一事件首先是在光球磁场信号中探测到的。3分钟后，检测到暗区的水平扩展。在水平膨胀后7 min，色球层高度上出现了最大上升速度为2.1km/s的环。观测到的从光球层到上色球层的出射磁通量的动力学与以前的模拟工作的结果是一致的。我们的观测证实了弱磁场下磁通管的逐渐上升阶段。
2010-05-12 astro-ph.SR
Distribution of Magnetic Shear Angle in an Emerging Flux Region
利用高分辨率的Hinode/SOT SP观测资料，研究了新兴通量区的磁剪切分布。活动区上的平均磁剪切角分布在磁通出现区附近显示出较大的值，在现有双极区的中间，并且随着接近有源区的外围而减小。
2010-10-04 astro-ph.SR
A case-study of multi-temperature coronal jets for emerging flux MHD models
背景：热日冕喷流是太阳大气的一个基本观测特征，其物理起源仍在积极辩论中。目的：我们研究了2017年4月4日在活动区NOAA 12644发生的六个经常性急流。它们在AIA的所有热过滤器中被观察到，并且在IRIS狭缝颚高空间和时间分辨率图像中被观察到。方法：AIA过滤器允许我们使用过滤器比率方法研究射流的温度和排放测量。我们研究了预喷流相位通过分析的强度振荡的基础上的射流与小波技术。结果如下：AIA和IRIS数据的一个很好的共对准表明，射流是在一个冠状，双室结构与冷发射的一侧和热发射在其他的顶部启动。热喷流在高温过滤器中准直，具有高速度（约250 km/s），并伴随着冷浪涌和喷射内核，两者都以约45 km/s的速度移动。在喷流的前阶段，在它们的底部，我们发现与小喷射同相的准周期强度振荡;它们的周期在2到6分钟之间，让人想起声波或MHD波。结论：这一系列的射流和浪涌提供了一个很好的案例研究，以测试二维和三维磁流体动力学（MHD）模型，导致磁通量出现。观测中发现的双室结构对应于包含重联位点的电流片下方的模型中发现的冷环和热环区域。与内核的冷浪涌是可比的冷喷射和等离子体团，自然出现在模型中。
2020-05-12 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability of magnetohydrodynamic waves propagating on solar surges
本文利用2011年8月25日太阳动力学观测资料，研究了在NOAA AR 11271观测到的高温太阳波中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的演化条件。本文研究了磁流体模在磁通管中的传播，主要考虑了磁通管无扭和有扭两种情况。色散关系的数值解表明，当喷流速度超过$1060$ km\，s $^{-1}$时，在无扭曲通量管中传播的扭结波（$m = 1$）将变得不稳定。在$0.025$ -$0.2$范围内的内部磁场的弱扭曲（方位角与纵向磁场分量的比率）基本上不改变临界流速。因此，一个意味着，在一般情况下，扭结模式是稳定的KH不稳定性。然而，结果表明，当扭转参数的值介于$0.2$和$0.4$之间时，$m = -2$和$m = -3$ MHD模式会变得不稳定。因此，不稳定性开始的相应临界喷流速度位于$93.5$ - $99.3$ km\，s $^{-1}$的范围内。不稳定波的增长率，取决于波长的值，是几十个倒数毫秒的顺序。这些预测是否会在未来大量的日冕喷流结构中得到观测验证，还有待观察。
2014-11-24 astro-ph.SR
Filament Eruption and Its Reformation Caused by Emerging Magnetic Flux
我们目前的观测喷发，然后改造的灯丝所造成的附近出现的磁通量。在出射磁通量的驱动下，出射的正磁通量向其附近的负磁通量移动并与之相抵消，在那里，暗条下方的暗条通道的负端和暗条上方的一束左偏日冕环被锚定。补充的非线性无力场外推，我们发现，日冕磁场线与暗条通道和新兴的磁场剪切磁力线组成。在暗条爆发之前，明确的观测证据表明，新兴的磁场和左斜日冕环之间发生了多重相互作用，这意味着一个系绳弱化的重连。具体来说，在系绳弱化重连的最后一幕中，形成了一个显著的S形结构，并与细丝一起被抬起。因此，我们推测，系绳弱化重连可能会破坏细丝系统的稳定，并引发其上升。随后，细丝和S形结构一起爆发并产生CME。在爆发之后，出现的磁场继续与剩余的暗条通道重新连接，导致暗条的重新形成。这一观测结果有力地支持了这样的观点，即出现的磁通量在触发暗条爆发中起着重要作用，并且暗条是通过出现的磁场与其附近的暗条通道之间的磁重联而重新形成的。
2019-03-04 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. I: The Formation of Stable Coronal Flux Ropes
我们提出的结果从三维粘阻磁流体动力学（MHD）模拟的出现对流区磁通量管到太阳大气中包含一个预先存在的偶极日冕场，这是定向，以尽量减少与新兴领域的重新连接。我们观察到，出现的过程是能够产生一个日冕通量绳的转移扭曲的对流区发现在以前的模拟。我们发现，这个通量绳是稳定的，没有证据表明一个快速上升，并在日冕中的最终高度是由预先存在的偶极场的强度。我们还发现，虽然电流在初始对流区通量管几乎完全中和，由此产生的日冕通量绳进行了显着的净电流。这些结果表明，通量管的出现是能够创建非电流中和稳定的通量绳在日冕中，由上覆的潜在领域，被认为是日冕物质抛射的源磁配置拴系。
2013-08-28 astro-ph.SR
Physical processes involved in the EUV "Surge" Event of 09 May 2012
我们研究了2012年5月9日在活动区（AR）NOAA 11476观测到的EUV约束喷射。在分析中，我们使用了来自各种地面和空间仪器的多个波长（EUV，X射线，H $α$和磁图）的观测结果。磁配置显示存在两个旋转双极，在AR的以下极性内，磁通量降低。这种演变在所研究的事件发生前几十个小时就已经出现，甚至在后来还在继续。一条长度为$\approx 30 \arcsec$的微暗条沿着最大双极的光球逆温线排列。观察到微丝爆发，伴有M4.7扩口（SOL 20120509 T12：23：00）。因此，致密的材料，以及扭曲，被注入沿着闭环的形式，一个非常广泛的喷射，其形态类似于典型的H $α$浪涌。我们的结论是，耀斑和喷发可以解释为由于两个重联过程，一个发生在下面的喷发minifilament和另一个上面。这第二个过程注入的minifilament等离子体的重新连接的闭环连接的主要AR极性。使用无力模型的日冕磁场分析的磁拓扑结构，我们确定的准separix层（QSL）的位置，重联是容易发生的，并提出了一个详细的解释色球和日冕喷发观测。特别是，这一事件，相反，已提出的几个模型解释浪涌和/或射流，是不是起源于磁通量出现，但磁通量取消伴随着旋转的双极。事实上，这两个过程的结合，通量抵消和双极旋转，是一系列事件的起源，与我们在本文中分析的事件相似，发生在2012年5月8日至10日的AR 11476。
2018-10-29 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability in solar H-alpha surges
我们研究了1998年5月30日在NOAA AR 8227上观测到的H-α太阳峰中开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的演化条件。假设速度在45-50 km/s范围内、宽度为7 μ m、电子数密度为3.83 x 10^{10} cm^{-3}的喷流被限制在嵌入7 G磁场中的扭曲磁通量管中。等离子体流的温度约为10^5 K，而其周围环境的温度为2 × 10^6 K。周围磁化等离子体的电子数密度在TR/低电晕区的典型值为2 x 10^{9} cm^{-3}。在这些条件下，喷流内部的阿尔芬速度等于78.3 km/s。我们模型的浪涌作为一个移动的磁通量管的两个磁场配置：（i）一个扭曲的管周围的等离子体均匀的背景磁场，和（ii）扭曲的管的环境是等离子体也扭曲的磁场。给定区域内的磁场扭曲的特征在于磁通管半径处的方位角分量与轴向磁场分量的比值。对两种磁场位形下等离子体流支持的MHD模色散关系的数值研究表明，对Kelvin-Helmholtz不稳定性不稳定的MHD波只能是高负模数的MHD波，且不稳定性发生在亚Alfvenic临界流速25-50 km/s范围内。
2015-01-05 astro-ph.SR
Extended statistical analysis of emerging solar active regions
利用太阳动力学天文台（SDO）日震磁成像仪（HMI）的视向磁图观测资料，研究了太阳活动区的极性分离、磁通量、磁通量出现率、扭曲和倾斜。极性分离和最大磁通量的活动区域的功能依赖性是在一个简单的模型，作为浮力的结果通量出现一致。我们的调查没有发现任何强烈的依赖性的出现率的扭曲性能的活动区。
2018-11-29 astro-ph.SR
Photospheric and Subphotospheric Dynamics of Emerging Magnetic Flux
从太阳内部产生的磁场携带着关于磁场产生和在对流区传输的物理过程的信息。在太阳表面出现后不久，磁通量就集中在太阳黑子区域，并在太阳上引起许多活动现象。本文讨论了在太阳表面和内部观测到的出射磁通量的一些性质。统计分析的双极磁性区域的倾斜角的变化在出现的过程中表明，相对于赤道系统倾斜（乔伊定律）是最有可能建立在表面以下。然而，没有证据的倾斜角的依赖性的量新兴的磁通量，预测上升的磁通量绳theories，被发现。分析表面等离子体流在一个大的新兴的活动区域揭示了强大的本地化的上升流和下降流在出现的初始阶段，但没有发现大规模的流动的证据表明未来出现一个大规模的磁结构。当地日震学提供了重要的工具，映射扰动的波速度和质量流以下的表面。SOHO/MDI和GONG的初步结果显示，在通量出现期间，有很强的发散流，并且在稳定的太阳黑子周围也有局部的会聚流。在一个大的活动区域，NOAA 10488的形成过程中获得的波速图像，表明磁通量得到集中在强场结构就在表面之下。进一步研究磁通量的出现需要系统的日震观测从地面和空间，和现实的地下动力学的MHD模拟。
2008-12-31 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
IRIS observations of magnetic interactions in the solar atmosphere between pre-existing and emerging magnetic fields. II. UV emission properties
IRIS卫星在活动区NOAA 12529进行的多波长紫外线观测最近指出，在二次通量出现期间，在上层色球层和过渡区存在类似紫外线爆发的持久增亮和同时发生的等离子体喷射。这些签名已被解释为证据的小规模，经常性的磁重联发作之间的新兴通量区（EFR）和预先存在的谱斑场。在这里，我们描述了这些强的，间歇性的增亮的紫外线发射，我们研究了以上的色球拱丝系统（AFS）覆盖EFR的浪涌活动。我们分析了在不同波长下观测到的浪涌和共空间增亮。我们发现Si IV 1402和Mg II k 2796.3线的蓝色和红色翅膀之间的发射不对称，这清楚地概述了在小规模爆发现象期间形成的AFS上方结构的动态。我们还检测到的Si IV 1394和1402线轮廓的UV突发像素的多普勒速度和偏度之间的相关性。最后，我们表明，真正的发射在Fe XII 1349.4 μ线是同空间的Si IV的亮度。这无疑揭示了一个与重联事件对应的纯日冕。
2018-12-18 astro-ph.SR
Interpreting magnetic helicity flux in solar flux emergence
磁螺旋通量给出了关于通过边界的磁场的拓扑结构的信息。在太阳物理学应用中，这一边界就是光球层，磁螺旋度通量已成为分析进入太阳大气层的磁场的一个重要量。在这项工作中，我们研究的演变磁螺旋度通量的磁流体动力学（MHD）模拟太阳通量的出现。我们考虑新兴的磁场与不同的拓扑结构，并探讨如何磁螺旋通量模式对应的动态出现。为了研究螺旋度输入是如何连接到出现过程中，我们考虑两种形式的螺旋度通量。第一种是给出以磁通量加权的拓扑信息的标准形式。第二种形式表示净绕组，可以解释为标准螺旋度通量减去磁通量。这两个数量提供了重要的和独特的信息的新兴领域的结构，这些数量显着不同的混合符号螺旋度字段。这项研究的一个新的方面是，我们占光球的不同形态，由于密集的等离子体的运动提升到色球层。我们的结果将被证明是有用的解释磁螺旋度通量图在太阳观测。
2019-02-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The nature of elongated granulations and stretched dark lanes in a newly emerging flux region
本研究针对新生磁流区的拉长米粒与拉伸暗条，通过高分辨率观测分析其磁场、运动学特征，揭示二者分别对应浮现磁流管间隙与管体的本质。
2024-09-15 astro-ph.SR
Helioseismic Detection of Emerging Magnetic Flux
太阳磁通量出射特性的研究是太阳物理学的重要课题之一。在这项研究中，我们提出了一个新开发的深聚焦时间距离测量方案，它能够检测到强大的新兴通量事件在太阳内部深处，通量变得可见的表面上之前。我们详细讨论了我们的方法和以前的方法之间的差异，并演示了一步一步的信号噪声比（S/N）的增加。该方法的基础上检测的扰动确定从表面上观察到的太阳振荡的互协方差的声学相位旅行时间。我们检测到强烈的声波旅行时间减少的顺序为12 - 16秒，在42 - 75微米的深度。这些声学异常检测到1 - 2天前的光球磁通量率的高峰，这意味着平均出现的速度是0.3 - 0.6公里/秒。这一工作的结果有助于我们对太阳磁性的理解，并有益于空间天气预报。
2012-03-12 astro-ph.SR
The role of emerging bipoles in the formation of a sunspot penumbra
太阳内部磁通量的产生及其从对流层向光球层、色球层和日冕的传输将是未来几十年太阳物理学研究的重点。人们计划用4米级望远镜测量辐射磁流体动力学的基本过程，这是了解太阳磁场性质所必需的。理解太阳磁场行为的一个关键因素是通量进入太阳光球层的过程，以及磁通量如何重组形成活动区的磁现象，如太阳黑子和孔隙。在这里，我们提出了一个分光偏振和成像数据集从新兴的磁通量，其中没有半影形成半影原点的区域。在半影的形成过程中，光斑的面积和磁通量增大。我们的数据分析的第一个结果表明，额外的磁通量，这有助于增加半影的面积，是由新兴的磁通量的区域提供。我们观察到新兴的双极对齐，使点极性更接近现场。当一个新出现的双极分离时，黑子极性的极点向黑子迁移，最后与黑子合并，我们推测这是黑子积累磁通量的一个基本过程。随着越来越多的通量积累，半影形成并将原黑子转变为成熟的黑子。
2010-03-08 astro-ph.SR
Statistical Study on the Nature of Solar Flux Emergence
我们研究了101个通量涌现事件，从小的短暂区域到大的涌现通量区域，这些事件是用日之出太阳光学望远镜的滤光片观测到的。我们研究了羽化事件的总磁通量如何控制羽化的性质。为了确定磁流突现的模式，采用局部相关跟踪法测量了磁流突现点磁斑的水平运动速度场。在大于2 \times 10^19 Mx的大出射通量区的两个主极性之间，存在反极性磁斑的汇聚流。另一方面，小的短暂的区域没有表现出收敛流，但简单的发散模式。当我们在新兴网站的详细功能，无论总流量和空间大小，所有的新兴事件被观察到由单个或多个基本的新兴单位（S）。典型的单一涌现的大小是4毫米，与模拟结果一致。通过对磁浮现事件的统计研究，发现两个主极之间的最大空间距离、磁通量增长率和平均分离速度分别服从总磁通量的幂律函数，指数分别为0.27、0.57和-0.16。通过对观测到的幂律关系的讨论，我们得到了太阳通量浮现的物理观点，即浮现的磁场与周围的湍流大气平衡地漂浮和演化。关键词：太阳：磁场-太阳：出射通量-太阳：光球-太阳：色球
2011-06-10 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a 3D magnetohydrodynamic simulation of an emerging flux tube with a non-uniform twist
Department of Physics, University of Ioannina（约阿尼纳大学物理系）
本文通过三维电阻MHD模拟，研究带有非均匀扭缠的浮现通量管的磁通量抵消，发现其产生多极结构、抵消率达1.1×10^19 Mx hr^-1，内部通量抵消可重构磁场并驱动爆发喷流。
2026-10-09 astro-ph.SR
Long-Term Evolution of the Sun's magnetic field during Cycles 15--19 based on their proxies from Kodaikanal Solar Observatory
对太阳磁场的定期观测仅在最近五个周期左右可用。因此，为了了解太阳磁场变化的起源，必须利用其他数据集重建过去周期的磁场。科代卡纳尔太阳观测站（KoSO）记录的过去100年的长期均匀观测提供了这样的机会。本文首次提出了一种利用太阳在太阳黑子Ca Ⅱ K和H $α$谱线上的天气观测资料重建太阳磁场的方法。重建方法是基于这样一个事实，即Ca II K强度与无符号磁通量相关良好，而磁通量的符号来自相应的H $α$图，它提供了主极性的信息。在此基础上，我们研究了15- 19旋回的磁场演化。我们还研究了双极磁区（BMR）和它们的剩余磁通浪涌的因果关系。重建的磁通量的时间-纬度分析提供了磁场演化的整体视图：新兴的磁通量，其进一步的转变与单极磁区（UMR）和剩余磁通浪涌的形成。我们确定了极性场的逆转和跟随和领先极性的临界浪涌。我们发现，相反极性的向极输运导致磁极中主导磁极性的多次变化。此外，在相邻的11年周期之间发生的剩余通量激增揭示了它们之间的物理联系。
2020-09-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Statistical Study of Emerging Flux Regions and the Upper Atmosphere Response
利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）的观测数据，统计研究了新兴通量区（EFR）的性质和太阳高层大气对通量出现的响应。采用总出射通量、通量增长率、最大面积、出射持续时间和极性分离速度等参数来描述EFR的性质。高层大气的响应是通过大气在不同波长（因此在不同温度下）的响应来解决的。根据我们的结果，总出射通量的范围为（0.44 - 11.2）$\times10^{19}$ Mx，最大面积的范围为17 - 182弧秒$^2$。羽化持续时间在1 ~ 12 h之间，与总羽化通量和最大面积呈正相关。相反极性之间的最大距离为7 - 25弧秒，也与持续时间呈正相关。分离速度为0.05 ~ 1.08 km/s $^{-1}$，与持续时间呈负相关。导出的通量增长率为（0.1 - 1.3）$\times10^{19}$ Mx hr $^{-1}$，与总出流通量呈正相关。高层大气首先对1600 ° C色球层线的通量出现作出响应，然后在几十秒和几百秒后，在日冕线中，如171 ° C（T=10 $^{5.8}$ K）和211 ° C（T=10 $^{6.3}$ K）线几乎同时作出响应，表明大气从色球层到日冕依次加热。
2012-06-26 astro-ph.SR
Flux emergence and coronal eruption
我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。
2010-03-11 astro-ph.SR
Triggering an eruptive flare by emerging flux in a solar active-region complex
2012年7月1日，在太阳活动区NOAA 11514和11515之间发生了一次耀斑和快速日冕物质抛射，这是对尾随区11515的领先黑子前方出现的通量的响应。通过分析光球磁通量和日冕结构的演化，我们发现光球磁通量的出现是通过与上覆磁通量的非标准相互作用触发爆发的。新的通量既没有相反的方向，也没有一个位置附近的极性反转线，这是有利的强烈重联下出现的拱廊通量。此外，其助焊剂含量仍然显著小于拱廊的助焊剂含量（约40%）。然而，一个植根于尾随的活动区的环路系统部分地在活动区之间的拱廊下运行，经过通量出现的地点。与新兴通量的重新连接，导致一系列喷流排放到环路系统中，导致环路系统强烈但有限的上升。这就抬高了两个活跃区域之间的拱廊，削弱了它向下的张力，从而使拱廊下被大幅剪切的通量不稳定。复杂的事件也与支持前体活动在一个增强的网络附近的活动区，作用于大规模的覆盖通量，并与两个同时封闭的耀斑活动区。
2015-06-26 astro-ph.SR
Recurrent CME-like Eruptions in Emerging Flux Regions. II. Scaling of Energy and Collision of Successive Eruptions
我们提出的三维MHD模拟结果经常爆发新兴通量区域。初始数值设置与Syntelis等人2017年的工作相同（下文称为论文I）。在这里，我们执行的新兴领域的磁场强度（$B_0$）的参数研究。在新兴通量区产生的抛射喷发的动能范围从$10^{26}-10^{28}$尔格，达到小的日冕物质抛射（CME）的能量。喷发的动能和磁能在对数图中呈线性比例。我们发现，较高的$B_0$和$B_0$是不直接相关的爆发发生的频率触发更早。使用大的数值域，我们显示了两个碰撞爆发领域的部分合并的初始阶段。部分合并的发生，部分是由于后续和领先喷发的磁力线在它们之间的界面处重新连接。我们还发现，系绳切割重新连接的领域线的领导下喷发喷发磁性链接两个喷发。在碰撞过程中，冲击在主要喷发内部发展。
2019-04-09 astro-ph.SR
Spectropolarimetric evidence for a siphon flow along an emerging magnetic flux tube
我们研究的动态和拓扑结构的新兴的磁通量浓度使用高空间分辨率光谱偏振数据获得的成像Magnetograph eExperiment板上的日出球载太阳天文台。我们得到的全矢量磁场和视线（LOS）速度通过反演的Fe I线在525.02 nm的SPINOR代码。导出的矢量磁场用于跟踪磁场线。两个不同极性和视线速度的磁通量集中被一组弧形磁场线连接。正极性足点较弱（1100 G）并显示向上流动，而负极性足点较强（2200 G）并显示向下流动。这种结构自然被解释为沿拱形磁通量管的虹吸流。
2016-11-21 astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 astro-ph.SR
Effect of ion-neutral collisions in simulations of emerging active regions
我们提出的2.5D数值模拟的结果出现的次表面磁通量进入太阳大气，新兴的通量区域范围从$10^{18}$到$10^{21}$ MX，代表短暂的和活跃的地区。我们在控制方程中加入了中性氢的存在，通过在状态方程中加入电离来改进以前的模型，并使用了一个更现实的对流区模型。我们发现，在对流区通量管上升过程中，等离子体的电离和复合降低了管轴的上升速度。中性氢的存在允许质量通过场线的有效流动，通过将彼得森电阻率添加到广义欧姆定律，其耗散垂直于磁场的电流。这将导致高达10%的增加量的磁面内通量提供给电晕和减少高达89%的量的次表面等离子体带入电晕。然而，它也减少了提供给日冕的自由磁能的量，因此不会对产生不稳定日冕结构的可能性产生积极影响。
2012-12-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fine-scale Structures of Flux Ropes Tracked by Erupting Material
本文介绍了2012年7月29日和8月04日太阳动力学观测站对两条通量绳的观测结果，这两条通量绳分别由一次浪涌和一次失败的暗条爆发中的物质追踪出来。对于第一个事件，爆发的浪涌和一个环形的灯丝在东方之间的相互作用似乎“剥离”的灯丝和添加明亮的质量到通量绳体。第二个事件与C级耀斑有关，它发生在暗条激活前几分钟。两条磁通绳分别由85个$\pm$ 12和102个$\pm$ 15精细尺度结构组成，平均宽度约为1 $\arcsec$. 6。我们的观测结果表明，磁绳的两个极端植根于相反极性的领域，每一端是由多个足迹（FP）的精细尺度结构。精细尺度结构的FP位于网络磁场中，磁通量从5.6 $\times10^{18}$ Mx到8.6 $\times10^{19}$ Mx。此外，几乎一半的FP显示收敛运动的较小的磁结构超过10小时之前的磁通绳的外观。通过计算FP的磁场，我们推断出两个磁通绳分别占据至少4.3 $\times10^{20}$ Mx和7.6 $\times10^{20}$ Mx磁通量。
2013-05-22 astro-ph.SR
Evolution of the Sun's Polar-fields and the Poleward Transport of Remnant Magnetic Flux
对天气磁图和相关代用数据进行了分析，以研究太阳极地磁场的演变。对大尺度磁场的时纬分析表明，大尺度磁场的纬向结构和极场的形成具有周期性变化。出射和剩余磁通量的时纬分布使我们能够检查最近周期的个别特征。主要是以下极性的极向运输贡献了大部分的极通量，并导致极场逆转。太阳两极的主极性多次逆转在第20和21周被发现。三重逆转是由后续和领先的极性剩余通量浪涌。太阳磁场在第20- 24周的时间-纬度分析揭示了以负倾斜（非乔伊倾斜）为主的区域和违反黑尔极性定律的活动区域的出现。非Joy和反Hale活动区的衰变导致剩余磁通量激增，这扰乱了磁通量传输的正常秩序，有时导致极场的多次反转。对局部和大尺度磁场因果关系的分析提高了我们对太阳极场减弱的理解。
2019-02-01 astro-ph.SR
High-resolution imaging spectroscopy of two micro-pores and an arch filament system in a small emerging-flux region
目标。本研究的目的是描述一个新兴的通量区域，相关的光球和色球流场的时间演化，以及伴随的拱丝系统的属性。方法.这项研究是基于2008年8月7日在真空塔望远镜上使用哥廷根法布里-珀罗干涉仪进行的成像光谱学。通过对强色球吸收H $α$谱线扫描的云模型（CM）反演，得到了描述弓丝系统中冷等离子体的CM参数。结果观测结果涵盖了两个直径小于1弧秒的微孔的衰减和收敛，并提供了强度和面积的衰减率。光球水平流动速度在两个微孔附近被抑制，表明磁场足够强以影响对流能量传输。微孔伴随着一个弓丝系统，其中小规模的环路连接两个区域与H $α$线核心增亮包含一个新兴的通量区域具有相反的极性。云物质的色球层速度主要是向下的，接近环的脚点，速度高达12公里/秒，而环的顶部显示出约3公里/秒的向上运动。结论.微孔是光球中留下光度特征的最小磁场浓度。在观察到的情况下，它们伴随着一个微型弓丝系统，表明新出现的通量的形式$Ω$环。通量的出现和衰减发生在大约两天的时间尺度上，而微孔的光度衰减要快得多（几个小时），这与$Ω$环的初期淹没一致。结果是代表性的最小新兴的通量区域仍然可以识别。
2017-03-29 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
Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results
本文描述了一个三维有限差分球面滞弹性MHD（FSAM）程序，用于模拟太阳对流层中的亚音速动力学过程。该代码与广泛使用的全球频谱animals MHD代码，ASH（滞弹性球谐函数）的比较表明，FSAM产生对流的统计特性和平均流量类似的ASH结果。使用FSAM，我们首先模拟旋转的太阳对流在一个部分球壳域，并获得一个统计稳定的，巨细胞对流与太阳一样的差异旋转。然后，我们插入浮力环形通量管附近的对流信封的底部，并模拟在巨细胞对流的存在下的通量管的上升。我们发现，浮力通量管的初始场强为100公斤，磁浮力在很大程度上决定了上升的管，虽然强大的向下流动产生显着的起伏和扭曲的形状出现$Ω$形的环路。对流显著地减少了通量管的顶点到达顶部所需的上升时间。对于我们模拟的弱扭曲和无扭曲的情况下，顶点部分被发现几乎径向上升到顶部在大约一个月，并产生一个新兴的区域（在光球以下约30微米的深度）与活动区倾斜一致的整体倾斜角，虽然出现的模式是更复杂的情况下，没有对流。在顶部边界附近的深度约为30毫米，新兴的通量显示出逆行的纬向流约345米/秒，相对于平均流量在该纬度。
2013-05-28 astro-ph.SR
Prominence Formation Associated with an Emerging Helical Flux Rope
太阳磁共振的形成演化过程和磁结构至今仍不清楚。为了研究日珥的形成过程，我们利用\emph{Hinode}卫星上的太阳光学望远镜对NOAA AR 10953中的一个日珥进行了连续观测。正如我们在前一封信中所报道的，我们发现了一个信号，表明在一个预先存在的日珥下，一个螺旋形的通量绳从光球层下面出现。在这里，我们调查更详细的属性和光球迹象的新兴螺旋磁通绳，并讨论它们的关系，形成的日珥。我们的主要结论是：（1）在Ca \textsc{ii} H线滤波图中，没有强垂直磁场的暗区先变宽后变窄。这一现象与螺旋磁通绳作为光球对应物的出现是一致的。磁通绳的大小大约是30,000公里长，10,000公里宽。其宽度大于日珥的宽度。(2)没有剪切运动或收敛流的检测，但我们发现发散流，如沿极性反转线的中粒。中颗粒的存在可能与螺旋状磁通绳的出现有关。(3)出现的螺旋状磁通绳与之前存在的日珥的磁场重新连接，使日珥在接下来的几天里保持稳定。因此，我们推测日珥日冕磁场以螺旋磁通绳的形式出现，有助于日珥的形成和维持。
2009-03-31 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
The Height of Chromospheric Loops in an Emerging Flux Region
上下文He I 10830三重态观测到的色球层是强烈弯曲的。因此，该层的磁性形态的分析需要一种可靠的技术来确定He I吸收发生的高度。目标。He I吸收签名连接两个孔的极性相反的新兴通量区域的影响。该特征暗示了连接两个孔的环系统。我们的目的是表明，限制可以设置在这个色球环系统的高度。方法.在照明的薄，磁结构的各向异性的增加增强了线性偏振信号中观察到的He I三重态与高度。这个信号被汉勒效应改变。我们应用反演技术，将汉勒和塞曼效应的联合行动，与吸收层的高度是自由参数之一。结果观察到的线偏振信号可以解释，只有当环顶点高于\approx 5毫米。最好的协议与观察达到了6.3毫米的高度。结论。线偏振信号在环顶点的强度是不一致的He I吸收层在一个恒定的高度水平的假设。所确定的高度支持了早期的结论，即黑暗的He 10830在新兴的通量区域跟踪新兴的环路。
2012-02-06 astro-ph.SR
Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO
我报告的一组磁环以上的一个区域的晚相磁通量出现IRIS，日之出和SDO的意见。环系统由许多长5- 12 \arcsec \、宽$\sim0.5$ \arcsec的移行区环线和长、宽相似的$\sim2$ \arcsec冠状环组成。虽然线圈系统由具有不同温度的线组成，但大多数单个线圈线的温度范围很窄。在环系统的中间，在过渡区出现了明显的系统蓝移，约为10\，\kms \，这与通量出现的图像一致，而在日冕中观察到了红移，约为10\，\kms \。在过渡区，环系统的非热速度小于周围区域，但在日冕中是相当的。环系统的日冕对应物的电子密度范围从$1\times10^9$ \，cm $^{-3}$到$4\times10^9$ \，cm $^{-3}$。还测量了过渡区环的电子密度，发现其值约为$5\times10^{10}$·cm $^{-3}$，比日冕环的电子密度大一个量级。与成像数据一致，来自差分发射测量技术的温度分布证实，一些环路已被加热到电晕。我们的观测表明，磁通出现的后期阶段与早期阶段有很大的不同。虽然观察到的过渡区主要是新兴的通量，这些新兴的环路可以被加热到电晕和加热（如果通过非热过程）最有可能发生后，他们到达过渡区或较低的电晕。
2018-11-08 astro-ph.SR
Helicity Fluxes and Hemispheric Helicity Rule of Active Regions Emerging from the Convection Zone Dynamo
本研究利用三维非线性平均场太阳发电机模型，探究对流区浮现的双极磁区的螺旋度通量等参数，明确了不同演化阶段螺旋度通量的主导来源，为理解太阳活动区半球螺旋度规则提供了依据。
2025-08-01 astro-ph.SR
A simulation of convective dynamo in the solar convective envelope: maintenance of the solar-like differential rotation and emerging flux
我们报告的结果的磁流体动力学（MHD）模拟的对流发电机在一个模型太阳对流信封驱动的太阳辐射扩散热通量。对流发电机产生大规模的平均磁场，表现出不规则的周期性行为的振荡时间尺度范围从约5至15年，并经历不规则的极性反转。平均轴对称环向磁场在两个半球中符号相反，并且集中在对流区的底部。磁场的存在被发现在对流发电机模型中类太阳差异自转的自洽维持中起着重要的作用。如果没有磁场，对流驱动具有更快旋转的极区的差异旋转。在磁对流中，我们发现在表面出现了强超均分通量束，表现出类似于新兴太阳活动区的特性。
2014-05-15 astro-ph.SR
On the 3D Structure of the Magnetic Field in Regions of Emerging Flux
我们探讨了新兴通量区的光球和色球磁场。He I 10830 A红色混合成分的等效宽度的图像显示了可能被解释为磁环的平行结构的存在。我们指出，色球层的磁场强度类似于光球层的平滑版本，它与上述等效宽度图完全不相关。由于缺乏其他诊断，这表明我们不能排除这样一种可能性，即我们从观测中推断的色球场跟踪的是活动区的较低色球层，而不是沿着环路跟踪磁场。如果He I线是在磁环内形成的，我们指出了一个潜在的问题，出现在解释观测时，只使用一个组件沿视线。
2010-01-13 astro-ph.SR
Complexity of emerging magnetic flux during lifetime of solar ephemeral regions
本研究利用SDO/HMI观测数据，分析了5个太阳暂现区生命周期内的次级磁通浮现现象，发现其磁通量遵循幂律分布且磁轴随机分布，提出SFEs可能是ERs磁通管束部分浮现的Ω-环。
2024-03-27 astro-ph.SR
What Causes Faint Solar Coronal Jets from Emerging Flux Regions in Coronal Holes?
利用太阳动力学天文台的EUV图像和视线磁图，我们研究了中心盘冕洞中8个新兴的双极磁区（BMR），以确定新兴的磁拱是否通过与环境开放场的重连直接产生任何明显的日冕喷流。在出现期间，每一个BMR都没有产生明显的正常亮度的极紫外日冕喷流，但每一个都产生了一个或多个微弱的极紫外日冕喷流，这些喷流在AIA 193 BMR的图像中可以分辨出来。这些喷流的尖顶比在安静区域和冕洞中观察到的微灯丝喷发产生的典型EUV喷流要暗得多，通常也要窄得多。对于来自8个新出现的BMR的26个微弱喷流中的每一个，我们检查微弱的尖顶是否明显地是由Yokoyama和Shibata（1995）制造的。我们发现：（1）其中16个微弱的塔尖显然起源于相反极性的磁通量会聚的地点，并显示出与小型喷发驱动的日冕喷流相似的底部增亮，（2）另外10个微弱的塔尖可能是由新兴磁拱与周围开放场的外部磁拱建筑重连的爆发造成的，重连直接由拱的出现驱动，但（3）没有一个是明确地由这种紧急驱动的重新连接。因此，对于这八个新兴的BMR的观测表明，新兴的磁拱与周围的开放领域的紧急驱动的外部重连最多产生一个喷流尖顶，这是比以前报道的，更明显的日冕喷流驱动的minifilament爆发。
2021-03-13 astro-ph.SR
Investigation of Force-Freeness of Solar Emerging Magnetic Field via Application of the Virial Theorem to MHD Simulations
太阳磁场的无力性是重建太阳新兴通量区的不可见日冕磁结构的关键，该通量区经常发生耀斑和日冕物质抛射等活动现象。我们已经进行了磁流体动力学（MHD）的模拟，调整调查的力自由新兴的磁场通过使用维里定理。我们的重点是如何力的范围内出现的磁通量区域的发展，以及它如何依赖于一个预先出现的磁场的扭曲。作为一个新兴的通量区域的发展，力的自由范围的上限不断增加，而下限渐近减少到光球压力标度高度的顺序在太阳表面。随着扭曲变小，下限增加，然后似乎饱和。我们还讨论了维里定理的适用性，不断变化的太阳上的磁结构。
2014-10-21 astro-ph.SR
On the Magnetic and Energy Characteristics of Recurrent Homologous Jets from An Emerging Flux
在本文中，我们提出了详细的分析，经常性的同源射流起源于一个新兴的负磁通量在边缘的活动区。观测到的喷流具有多热特征。它们的演化与出射磁通量的特征参数具有很高的一致性，表明自由磁能越大，喷发越剧烈、频繁和类似井喷。发现不同喷流的平均温度、平均电子数密度和轴向速度是相似的，表明它们应该是由来自相似起源的等离子体形成的。对急流及其足点区条件的统计分析表明，足点区总的131毫米波强度增强与急流的长/宽之间有很强的正相关关系。足点区域的总强度增强/热能与射流质量/动能/热能之间也存在较强的线性正相关关系，具有较高的互相关系数。上述结果证实了磁重联与喷流之间的直接关系，验证了磁重联在向喷流输送大量自由磁能中的重要作用。此外，我们还认为，在井喷的磁重联过程中，释放的自由能应该比标准喷流事件更多。
2018-01-12 astro-ph.SR
Surges and Si IV bursts in the solar atmosphere. Understanding IRIS and SST observations through RMHD experiments
太阳内部的磁化等离子体的出现经常会导致浪涌的出现。传统上，它们是在色球层谱线如H $α$ 6563和Ca II 8542中观测到的。然而，是否有一个响应浪涌的外观和演变中的Si IV线，或事实上，在许多其他过渡区线尚未研究。在本文中，我们分析了2016年9月3日在活动区AR 12585发生的H $α$浪涌和Si IV爆发的同时事件。为此，我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的协调观测。这是第一次，我们报告的硅IV的激增内的排放，发现配置文件，比平均更明亮，更广泛。此外，最亮的硅IV补丁的浪涌域内主要位于其脚点附近。为了了解过渡区谱线（如Si IV）中的浪涌和发射之间的关系，我们利用Bifrost程序进行了2.5维辐射MHD（RMHD）磁通量出现事件实验，包括硅的非平衡电离。通过光谱合成，我们解释了几个特点的意见。我们表明，硅IV发射补丁浪涌内的存在下，它们的位置附近的浪涌的足迹和各种观察到的光谱特征是一个自然的后果磁化等离子体的出现从内部到大气和随后的重连过程。
2017-10-24 astro-ph.SR
The Origin of Major Solar Activity - Collisional Shearing Between Nonconjugated Polarities of Multiple Bipoles Emerging Within Active Regions
呈现紧凑极性反转线（PIL）的活动区（AR）被认为是非常容易产生耀斑的。然而，这一统计推断背后的物理机制尚未得到最终证明。我们表明，这种PIL可以发生由于两个新兴的通量管嵌套在同一AR之间的碰撞。在这种多极AR中，通量管可以同时或顺序地出现，每个通量管最初在表面处产生双极磁性区域（BMR）。在每个通量管的出现阶段期间，磁极性可以迁移，使得属于不同BMR的相反极性碰撞，导致磁通量的剪切和抵消。我们将这个过程命名为“碰撞剪切”，以强调由于碰撞而产生的剪切和通量抵消。碰撞剪切是一个过程，不同于已知的概念之间发生的一个单一的双极的极性，一个过程，已被普遍用于许多数值模型的磁通量抵消。太阳动力学天文台对两个新出现的AR，AR 11158和AR 12017的高空间和时间分辨率观测表明，最小BMR的无符号磁通量的40%连续抵消，只要碰撞持续，就会发生在碰撞PIL。磁通抵消伴随着一系列的太阳耀斑和日冕物质抛射，产品的磁重联沿碰撞PIL。我们的研究结果表明，碰撞剪切驱动的磁抵消的量化需要考虑，以提高太阳高能事件和空间天气的预测。
2019-01-10 astro-ph.SR
Signatures of Untwisting Magnetic Field in a Small Emerging Bipole in the Solar Photosphere
我们进行的流体运动及其时间演化的研究和周围的一个小的双极新兴的通量区域使用的日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学天文台（SDO）上的观测。我们采用多普勒观测的局部相关跟踪来跟踪水平流体运动和视线磁图来跟踪通量出现。垂直涡度和水平散度的变化被用来推导出磁场中不断变化的扭曲的特征。我们的分析表明，在磁通量出现的早期阶段，磁通量的两个极性在相反的方向上旋转，这表明磁场中出现前的扭曲正在展开。我们进一步发现，在出现的过程中，有一个在邻近的非磁性区域的漩涡运动的增加。我们估计了磁能和动能，发现磁能大约是动能的十倍。在演化过程中，当磁能减少时，观察到动能增加，表明能量从磁通量管的解绕转移到周围的流体运动。因此，我们的研究结果表明，在出现的磁场，这是很重要的半球螺旋度规则的背景下，在这种情况下，详细的统计研究出现前的扭曲的存在。此外，我们的观察点，一个可能的广泛产生的扭转波在新兴的通量区域由于解扭磁场的影响向上的能量传输到日冕。
2020-04-12 astro-ph.SR
Local Helioseismology of Emerging Active Regions: A Case Study
局部日震学提供了一个独特的机会，可以调查活动区域的地下结构和动力学及其对太阳大规模流动和全球环流的影响。我们使用测量的等离子体流在对流层上部，提供的时间-距离日震管道开发的太阳振动数据分析日震和磁成像仪（HMI）的太阳动力学天文台（SDO），调查新兴的活动区NOAA 11726的地下动力学。活动区的出现是在对流带深层出现第一个双极磁结构的前12小时，也就是大部分磁通量出现的前2天。由随深度变化的气流辐散跟踪确定的出露速度约为1.4km/s，与深层出露速度非常接近。当出现的磁通量集中在太阳黑子中时，在形成的太阳黑子下面可以观察到局部的会聚流。这些流动在1-3微米的深度范围内最为显著，并且在形成过程完成后保持会聚。在较大尺度上，活动区附近的辐合流表现为纬向剪切流向活动区的分流，并伴随着大尺度涡旋结构的形成。当大量的磁通量出现在表面上时，该过程发生，并且会聚流型在活动区域的随后演变期间保持稳定。卡林顿天气流图表明，大规模的地下流入是典型的活动区。在较深的层（10-13 Mm）中，流动变得发散，并且在一些活动区域下面令人惊讶地强烈。此外，天气图揭示了一个复杂的演变模式的大规模流动的规模远远大于超颗粒。
2016-07-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Fan-spine topology formation through two-step reconnection driven by twisted flux emergence
我们解决了形成的三维零点拓扑结构的太阳日冕相结合的Hinode/XRT观测的一个小的动态肢体事件，发生在旁边的非爆发的日珥腔，与三维零β MHD模拟。为此，我们的模型边界驱动的运动学出现一个紧凑的，强烈的，均匀扭曲的磁通管成一个潜在的领域拱廊，覆盖在弱扭曲的日冕磁通绳。日冕中出现的磁通量的膨胀导致在出现的场和预先存在的场的界面处形成零点。我们揭示了一个两步重联过程中的零点，最终产生的形成一个广泛的三维风扇脊柱配置以上新兴的双极。第一次重新连接涉及新兴领域和一套大规模的拱廊场线。它的结果在发射的扭转MHD波，沿拱廊传播，并在形成剪切回路系统的一侧出现的通量。第二次重联发生在这些新形成的环和遥远的拱廊场之间，并在出现的通量的对面形成第二个环系统。这两个环路系统共同显示了位于扇形表面下方的风幕模式。围绕着零点的内脊场线的磁通量保留了出现的扭曲的一小部分，而剩余的扭曲沿着重新连接的拱圈被疏散。在模拟中发生的特征的性质和时间确实在本文中研究的特定事件中质量再现了XRT观察到的特征。此外，两步重联过程提出了一个新的一致的和通用的模型在太阳日冕的海葵区域的形成。
2009-09-11 astro-ph.SR
SolO/EUI Observations of Ubiquitous Fine-scale Bright Dots in an Emerging Flux Region: Comparison with a Bifrost MHD Simulation
我们报告了在174光年内用SolO的EUI/ \hri \观测到的一个新兴通量区域（X射线/日冕亮点）内和周围存在许多微小的亮点。这些圆点呈圆形，直径为675 $\pm$ 300 km，寿命为50 $\pm$ 35秒，强度比周围环境高出30 $\pm$ 10%。大约一半的点在其演化过程中保持孤立，并随机缓慢地移动（$<$ 10 \kms）。另一半则表现为扩展，表现为一个小的环或浪涌/喷流，强度传播低于30\，\kms。许多较大且较亮的\hri \点在SDO/AIA 171磁迹通道中可辨别，在1- 2 MK的温度范围内具有显著的发射率，并且通常位于HMI LOS磁图中观察到的极性反转线处。虽然不像观测中那样普遍，但Bifrost MHD模拟的新兴通量区域确实在合成\fe \图像中显示出点。模拟中的这些点显示出明显的多普勒特征--蓝移和红移共存，或者10 \kms \量级的红移之后是类似或更高量级的蓝移。代表过渡区辐射的\oxy \和\siiv \行的合成图像也显示了在\fe \行图像中观察到的点，这些点通常尺寸扩大或延伸为环，并且总是具有比\fe中更强的多普勒速度（高达100 \kms）。我们的观测和模拟结果，以及模拟中的点的场的几何形状，表明大多数点在新兴的通量区形成在较低的太阳大气（在$\approx$ 1 Mm）通过新兴和预先存在/新兴的磁场之间的磁重联。有些斑点可能是磁声冲击…
2022-03-11 astro-ph.SR
A 2D Model for Coronal Bright Points: Association with Spicules, UV bursts, Surges and EUV Coronal Jets
日冕亮点（CBPs）是太阳大气中普遍存在的结构，由宁静太阳中的EUV或X射线观测到的小尺度热环和日冕洞组成。它们是理解日冕加热的关键元素;然而，关于它们的加热机制、下面的色球层或这些结构中通量出现的影响的基本问题仍然是开放的。我们已经使用的彩虹代码进行了一个二维实验中，一个冕孔磁零点配置演变扰动现实造粒。为了与观测结果进行比较，合成SDO/AIA，太阳轨道器EUI-HRI和IRIS图像已经计算。实验表明，CBP的自洽创建通过随机颗粒运动单独的行动，介导的磁重联在日冕。重联是间歇性的和振荡的，它导致了日冕和过渡区的温度循环，这在我们的EUV/UV观测中是可以识别的。在CBP的生命周期中，在其底层相反极性的表面发生收敛和抵消。CBP下面的色球层显示了一些关于其密度和针状体的特殊特征。CBP的最后阶段是爆发：颗粒尺度的磁通量出现破坏了CBP的拓扑结构，导致不同的喷射，如UV爆发，浪涌和EUV日冕喷流。除了解释观察到的CBP功能，我们的研究结果铺平了道路，在不同的大气层模拟和协调观测相结合的进一步研究。
2022-08-08 astro-ph.SR
Emerging Flux Simulations and Proto-Active Regions
最小结构（均匀和水平）磁场从20微米的深度的出现进行了模拟。电场首先以混合极性的胡椒和盐的形式出现，但随后聚集成单独的单极浓度并产生孔隙。然后人为地增加场强以产生点状结构。在连续光学深度单位处的场强峰值为1 kG，最大值为4 kG。在垂直磁场很强的地方，这些斑点会持续存在（目前已经模拟了一个小时的太阳时）。在磁场弱的地方，斑点被填满并消失。采用Hinode环形调制传递函数、狭缝衍射和频率平滑等方法计算并处理了斯托克斯轮廓。这些数据可在steinr.pa.msu.edu/~bob/stokes上查阅。
2011-02-05 astro-ph.SR
