On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
A New Analysis Procedure for Detecting Periodicities within Complex Solar Coronal Arcades
我们研究的强度变化，作为测量的大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO），在一个太阳日冕拱廊使用新开发的分析程序，采用时空自相关。我们通过研究附近复杂拱廊内的耀斑活动激发的大振幅振荡来测试我们的新程序，并检测到12.5分钟的主导周期。我们用两种方法计算这个周期：从传统的时间-距离拟合方法和使用我们新的自相关程序。这两种分析产生了一致的结果。自相关过程，然后实现的时间序列，传统的方法会失败，由于重叠的循环和循环和背景之间的对比度差的复杂性。使用这个新的程序，我们发现存在的小振幅振荡在同一拱廊与8分钟和10分钟的周期之前和之后的大振幅振荡，分别。因此，我们确定这些为“无衰减”的振荡，以前只观察到在非耀斑环系统。
2019-02-18 astro-ph.SR
A Novel Approach to Resonant Absorption of the Fast MHD Eigenmodes of a Coronal Arcade
磁流体动力学（MHD）波在磁场中传播时，形成冕弧的弓形磁力线经常被观察到起伏。这些波很可能是共振耦合的快磁声波和阿尔文波的组合。耦合导致快波的共振吸收，将快波能量转换为阿尔芬波。拱廊的快速本征模已被证明难以计算或解析推导，主要是因为耦合引入的数学复杂性。当采用传统的谱分解时，与快本征模相关联的离散谱通常被归入连续阿尔文谱。因此，快本征模，成为集体模式或准模式。在这里，我们提出了一个频谱分解，把本征模具有实际的频率，但复杂的波数。使用这个程序，我们推导出色散关系，空间阻尼率，和本征函数的共振，快速本征模式的拱廊。我们证明，共振吸收引入了一个快速模式，否则将不存在。这种新模式受到共振吸收的严重阻尼，在失去大部分能量之前只传播几个波长。
2018-03-23 astro-ph.SR
Homologous Coronal Mass Ejections Caused by Recurring Formation and Disruption of Current Sheet within a Sheared Magnetic Arcade
太阳经常从同一源区重复产生具有相似结构的日冕物质抛射，这些同源喷发是如何启动的仍然是一个悬而未决的问题。在这里，通过使用一个新的磁流体动力学模拟，我们表明，同源的太阳喷发可以有效地产生的日冕电流片的不断形成和中断驱动的连续剪切相同的极性反转线在一个单一的双极配置。这些喷发是由相同的机制，其中内部电流片在逐渐剪切的双极场中缓慢形成，电流片的重新连接触发并驱动喷发。每一次爆发都没有释放出所有的自由能，但在爆发通量绳下面的耀斑后拱廊中留下了大量的自由能。因此，耀斑后弧的进一步剪切比位场弧的剪切更容易形成新的电流片，这有利于产生下一次喷发。此外，还发现新的喷发更强，因为新形成的电流片具有更大的电流密度和更低的高度。此外，我们的研究结果还表明，存在一个磁场能量阈值为一个给定的通量分布，并发生喷发，一旦接近这个阈值。
2022-01-11 astro-ph.SR
Three-Dimensional Propagation of Magnetohydrodynamic Waves in Solar Coronal Arcades
我们数值研究的激发和时间演化的振荡在一个二维的冠状拱廊，包括三维传播的扰动。通过求解线性理想磁流体动力学（MHD）方程，在零β近似下研究了脉冲扰动的时间演化。当我们忽略气体压力时，慢模不存在，因此只剩下耦合的MHD快模和Alfven模。两种类型的数值实验进行。首先，分析了系统的快简正模与局域阿尔芬波之间的共振波能量传递。可以看出，由于共振耦合，快波与全球字符转移其能量到Alfvenic振荡本地化周围的一个特定的磁表面内的拱廊，从而产生阻尼的初始快速MHD模式。其次，考虑了局部脉冲激励的时间演化，试图模仿附近的日冕扰动。在这种情况下，产生的快速波前将其能量留在拱廊内的几个磁性表面上。因此，该系统能够以阿尔文振荡的形式捕获能量，即使在没有密度增强的情况下，如日冕环。这些局部振荡随后被相位混合到更小的空间尺度。通过波能转换被系统捕获的波能的量强烈地依赖于在垂直方向上的扰动的波长，但几乎与磁密度标度高度的比率无关。
2010-02-12 astro-ph.SR
Fast Magnetic Twister and Plasma Perturbations in a 3-D Coronal Arcade
我们目前的3-D数值模拟结果的快速磁扭曲激发的潜在的太阳日冕拱廊，是嵌入在太阳大气中的初始VAL-IIIC温度分布，这是顺利地扩展到太阳日冕的一个脚点。利用FLASH程序，通过在太阳色球层磁场的方位角分量中指定一个扭曲，求解了三维理想磁流体动力学方程。施加的扰动产生扭转阿尔文波以及等离子体漩涡，到达拱廊的另一个支点，并从过渡区部分反射回来。两个涡流通道在产生的扭曲磁通管中是明显的，在其顶点附近有一个碎片，这是由初始扭曲以及管的形态造成的。数值计算结果与日珥等离子体运动的观测数据进行了比较。结果表明，即使观测到的等离子体运动发生在相对较大的时空尺度上，数值计算结果和观测数据在定性上仍是一致的。
2014-04-16 astro-ph.SR
Forward modelling of heating within a coronal arcade
目标。我们调查的综合观测签名从数值模型的日冕加热在拱廊，以确定什么功能与这种加热，以及什么工具可以用来识别它们。方法.我们考虑两个模拟的冠状弧驱动的足迹运动具有不同的特征时间尺度。然后使用正演模型，并对合成排放数据进行分析。结果总强度和多普勒速度清楚地显示了冕弧的磁结构。局部多普勒频移的对比也突出了分界线表面的位置。AC和DC模型的区别在于频率。通过对多普勒速度的FFT分析，当存在短时间尺度的足点运动时，观察到更高的频率。对于较长时间尺度的运动，主要信号是较低频率的信号;然而，也检测到较高的频率，这与背景磁场的自然阿尔文频率相匹配。Alfvénic波签名被确定在两个模型与AC模型中观察到的快波签名。最后，使用多普勒频移的动能的估计被发现显着低估在这些模型。结论.本文中确定的观测数据来自阿尔文波、快波、拱廊结构和分界面等特征。通过检查存在的频率来区分这两种模型。多普勒速度不能提供总动能或平行于LOS的分量的精确估计。这是由于在离子的形成温度范围之外的一些等离子体、多方向驱动器以及沿着LOS的速度的抵消。每个因素对估算的影响取决于模型的设置和所选择的排放线。
2021-10-27 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
MHD waves in two-dimensional prominences embedded in coronal arcades
目前用于分析这类结构中MHD波的日珥模型还很初级。在这项工作中，我们计算数值磁流体静力学模型在二维配置下的重力存在。我们的兴趣是在模型，连接磁场的光球，并包括一个覆盖拱廊。这里使用的方法是基于松弛过程，并需要解决时间相关的非线性理想MHD方程。一旦得到一个日珥模型，我们研究叠加在结构上的MHD波的性质。我们只研究纯二维的运动，而忽略在可压缩方向上的传播。我们演示了如何通过使用不同的数值工具，我们可以确定稳定波的振荡周期。我们发现，垂直振荡，与快速MHD波，总是稳定的，并在4-10分钟的范围内的周期。纵向振荡，有关慢磁声-重力波，有较长的周期在28-40分钟的范围内。这些纵向振荡的重力的强烈影响，并成为不稳定的短磁弧。
2013-09-19 astro-ph.SR
An exploration of heating mechanisms in a supra-arcade plasma sheet formed after a coronal mass ejection
我们进行了详细的热结构的分析以上的爆发后拱廊的耀斑，发生在2011年10月22日的区域。在这一事件中，在{ \it太阳动力学天文台（SDO）}上的大气成像组件（AIA）的131 nm带通中，在耀斑环上方可以看到一片热等离子体。超拱廊下行流（SAD）的观察旅行向太阳通过喷发后的等离子体片。我们使用AIA数据计算差分排放措施，并推导出在超拱廊区域的排放措施加权平均温度。在发生许多SAD的区域中，超拱廊等离子体的温度趋于升高，而在没有观察到SAD的区域中，温度趋于降低。我们计算了超拱廊等离子体中的天平面速度，并利用它们来计算由于绝热压缩和粘性加热而产生的潜在加热。研究的13个SAD中有10个在绝热项和粘性项中都有明显的签名。由于在SAD前面的等离子体的压缩的绝热加热是在0.1 - 0.2 MK/s的数量级上，这是类似的幅度估计的传导冷却速率。这一结果支持的概念，SAD有助于局部加热的等离子体在超拱廊区域。我们还发现，在没有SAD的区域中，等离子体以比估计的传导冷却慢的速率冷却，这表明额外的加热机制可能在全球范围内起作用以保持等离子体温度高。
2017-01-12 astro-ph.SR
Multidimensional modeling of coronal rain dynamics
我们提出了第一个多维的，磁流体动力学模拟捕获的初始形成和长期维持的神秘的日冕雨现象。我们演示了如何热不稳定性可以诱导一个壮观的显示原位形成斑点状的冷凝，然后开始他们的亲密芭蕾舞上最初的线性无力拱廊。我们的磁弧是色球、过渡区和日冕等离子体的所在。在超过80分钟的物理时间内，我们收集了足够的统计数据来量化斑点宽度，长度，速度分布和其他与现代观测知识直接匹配的特征。我们的虚拟日冕雨显示了斑点变形成$V$形状的特征，斑点之间的相互作用主要是由于压力介导的悬浮，并给出了斑点的第一个观点，这些斑点在原地蒸发，或在背景拱廊的顶点被虹吸。我们的模拟为在真正的多维环境中对日冕雨阵雨进行系统调查铺平了道路，将参数化加热处方与降雨统计数据联系起来，最终允许量化日冕加热输入。
2013-06-20 astro-ph.SR
Coronal rain in magnetic arcades: Rebound shocks, Limit cycles, and Shear flows
我们扩展了我们早期的多维，磁流体动力学模拟日冕雨发生在磁拱廊更高的分辨率，网格自适应计算涵盖了更长的时间（$>6$小时）的时间跨度。我们量化了如何在原位形成斑点状冷凝增长沿和跨场线，并表明，阵雨可以发生在极限循环，在这里演示的第一次在2.5D设置。我们讨论了动态，多维方面的反弹冲击所产生的虹吸流入和量化的热力学的一个连续电晕过渡区周围的斑点一样的结构。我们指出冷凝率和横截面尺寸的环路系统发生灾难性的冷却之间的相关性。研究了液滴下降、碰撞和下沉过程中典型数密度、动能和温度的变化。此外，我们解释的机制，导致并发的上流，而斑点下降。结果表明，在我们的模拟中，有大量的剪切流产生的相对速度差约为80 km/s的$^{-1}$。这些剪切流是由多个液滴动力学建立的虹吸流，并且它们反过来影响下落液滴的变形。特别是，我们展示了剪切流如何在几分钟内将斑点分解成更小的碎片。
2015-07-03 astro-ph.SR
Coronal rain in randomly heated arcades
采用MPI-AMRVAC程序，我们提出了一个2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，其中包括热传导和辐射冷却，研究的形成和演变的日冕雨现象。我们进行模拟，在初始线性无力磁场主机色球，过渡区，和日冕等离子体，湍流加热本地化的脚点。由于热不稳定性，冷凝开始发生在回路顶部，并由虹吸流入产生反弹冲击。凝结分裂成较小的斑点向下移动，当它们到达低层大气时，同时引发了上升流。较大的团块向我们展示了清晰的“日冕雨阵雨”，在合成的EUV热通道中是黑暗的结构，在304 ° C通道中是明亮的斑点和冷的核心，很像真实的观测。在超过10个小时的日冕雨动力学之后，我们对所有日冕雨滴进行了统计研究，以量化它们的宽度，长度，面积，速度分布和其他属性。日冕雨向我们展示了连续的加热-冷凝循环，以及极紫外辐射的循环。与以前采用稳定加热的研究相比，降雨发生得更快，周期更不稳定。虽然大多数斑点都是向下下降的，但向上移动的斑点基本上每时每刻都存在。我们还跟踪单个斑点的运动，以研究它们的动态和驱动它们运动的力量。这些团块的周围有一个类似于磁冕过渡区的结构，它们的运动受非常动态的环系统中的压力演化的支配。
2021-12-05 astro-ph.SR
X-ray and EUV Observations of Simultaneous Short and Long Period Oscillations in Hot Coronal Arcade Loops
我们报道了在C类耀斑期间分别由费米GBM（伽马射线暴监测器）和SDO/AIA观测到的X射线（6-12 keV）和极紫外（EUV）通道（131，94，1600，304 nm）的衰减准周期强度振荡。在X射线通道（6-12 keV）中的振荡周期和衰减时间的估计值分别为约202 s和154 s。在AIA 1600和304 NTSC通道中的拱廊环路的足点处检测到类似的振荡周期。同时，AIA热通道（94和131 nm）显示了在拱廊环路的足点之间来回反弹的传播EUV扰动。振荡周期约为409 s，衰减时间约为1121 s.波的特征相速度约为560 km/s，环长约为115 Mm，这与温度约为10-16 Mk（480-608 km/s）时的声速大致一致。这些EUV振荡与SOHO/SUMER多普勒频移振荡一致，解释为耀斑激发的全球驻波慢磁声波。耀斑发生在拱廊环路的一个足点处，其中磁拓扑是具有零点的3D扇脊。在这个脚点重复重连可能会导致非热电子的周期性加速，这些电子沿着拱廊传播到相反的脚点并在那里沉淀，从而导致观察到的202-s周期。还讨论了其他可能的解释，例如慢模的二次谐波。
2015-02-25 astro-ph.SR
MHD simulations of coronal supra-arcade downflows including anisotropic thermal conduction
日冕上拱廊下降流（SAD）观察到黑暗的尾迹下降到热湍流扇形区域。由于这些风扇区域中的大的温度值和梯度，热传导应该非常有效。虽然已经提出了几种模型来解释SAD的触发和演变，但这些情景都没有系统地考虑热传导。因此，我们完成这一任务数值模拟在此框架内的SAD的演变。也就是说，SAD被认为是由扰动热扇中的下行突发局部重联事件触发的非线性波形成的空洞（亚致密）空腔。我们产生一个适当的湍流风扇，通过搅拌力，允许控制的能量和涡度输入的介质中SAD的发展。我们包括各向异性热传导和考虑等离子体的性质与观察一致。我们的目的是研究是否有可能防止SAD消失的热扩散。我们发现，这将是这种情况下，取决于湍流参数。特别地，如果磁场线能够包围空隙腔，则将它们与热环境热隔离。能够产生开尔文-亥姆霍兹型不稳定性的速度剪切扰动有助于产生磁岛，延长SAD的寿命。
2017-03-16 astro-ph.SR
The effects of driving time scales on heating in a coronal arcade
上下文AC和DC加热在维持电晕温度方面的相对重要性没有得到很好的限制。目标。研究光球驱动的特征时间尺度对冕拱内能量注入和耗散的影响。方法.我们已经进行了三维MHD模拟的脚点驱动施加在拱廊。我们修改了典型的驱动时间尺度，以了解使用AC和DC驱动器获得的加热效率。我们考虑了注入坡印廷通量和耗散制度的能量释放的性质的影响。结果对于相同的驱动振幅和复杂性，长时间尺度的运动能够注入一个更大的坡印亭通量的日冕。因此，在非理想的制度，缓慢的应力运动的结果在更大的增加等离子体温度比波状驱动。在耗散模拟中，欧姆加热被发现是更显着的比粘性加热。对于我们的参数空间中的所有驱动程序，能量耗散最大，靠近磁场强度最强的拱廊底部，以及场连通性变化的分界线表面。在所有的模拟中，背景场的应力与随机足点运动（在直流加热研究的典型方式），即使是短时间尺度的驱动，注入坡印亭通量是大的考虑小振幅流。对于长时间尺度驱动，能量注入速率与活动区域中的预期要求相当。发现加热速率与扰动磁场强度成比例，而不是与总磁场强度成比例。结论.除了最近的研究表明，电晕内的功率主要是由低频运动，我们的研究结果表明，在封闭的电晕，直流加热比交流加热更显着。
2020-09-16 astro-ph.SR
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
本研究通过三维对流驱动的MHD模拟，探讨了光球层磁通量抵消如何形成日冕磁通绳，发现其过程复杂且非所有磁通量抵消均直接相关。
2025-12-23 astro-ph.SR
Simulating coronal condensation dynamics in 3D
我们提出了数值模拟在三维设置日冕雨现象发生在一个四极拱廊系统的磁配置。我们的模拟是一个磁流体动力学模拟，包括各向异性热传导，光学薄辐射损失，和参数化加热作为主要的物理特征，以构建一个现实的拱廊配置从色球到日冕的高度。色球和过渡区高度的等离子体蒸发最终会导致局部失控的冷凝事件，我们目睹了由于热不稳定性，在加热的拱廊部分动态演变，并逐渐向下移动，由于交换型动力学等离子体斑点的形成。与早期的2.5D模拟不同，在这种情况下，没有观察到大规模的日珥形成，但连续的日冕雨发展，显示出瑞利-泰勒或交换不稳定性的明显迹象，这导致位于过渡区上方的密度较高的等离子体下降，因为系统朝着更稳定的状态移动。线性稳定性分析用于非线性区域，以获得洞察力并预测系统的演变。在等离子体团通过交换下降之后，它们在较低的日冕区域中更紧密地遵循磁场拓扑结构，在那里它们被磁倾角引导。
2015-05-20 astro-ph.SR
Can Multi-Threaded Flux Tubes in Coronal Arcades Support a Magnetohydrodynamic Avalanche?
磁流体动力学（MHD）不稳定性允许能量从应力磁场中释放，通常在连接平行平面的圆柱形通量管中建模，但最近，也在包含通量管的弯曲拱圈中，其中两个足点位于同一光球平面中。包含多个单独线程的非弯曲圆柱形通量管已被证明能够维持MHD雪崩，其中一个不稳定的线程可以使许多不稳定。我们研究多线程冠状循环的属性，其中每个线程是由光球驾驶在一个现实的，弯曲的冠状拱廊结构（每个线程的两个脚点在同一个平面）。我们使用三维MHD模拟来研究单线程和多线程冠状环的演变，这些冠状环变得不稳定并重新连接，同时改变各个线程的驱动速度。包含一个单一的线程的实验不稳定的方式表示一个理想的MHD不稳定性，并与文献中以前的例子一致。额外线程的引入改变了这一情况，模型几何形状和各个线程的相对驱动速度影响任何线程破坏其他线程稳定的能力。在单线程和多线程的情况下，持续驱动中断线程的残余会产生次级的、非周期性的能量释放。
2021-07-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
To Rain or Not to Rain: Correlating GOES Flare Class and Coronal Rain Statistics
耀斑后弧是太阳耀斑演化过程中的重要组成部分，人们已经观测了几十年。日冕雨，灾难性冷却的等离子体级联，勾勒出环，并提供了最近耀斑的引人注目的证据。这些事件被认为是常见的，但科学文献并不包括任何统计概述，记录这种现象实际上有多常见。这项研究回顾了太阳动力学天文台大气成像组件（SDO AIA）对2011年至2018年期间从空间天气预报中心（SWPC）数据库收集的241个耀斑的观测。耀斑覆盖了C、M和X GOES级的整个强度范围，并且均匀地分布在SDO观测到的第24太阳活动周的大部分时间里。我们发现，后耀斑拱廊雨发生几乎所有的X和大多数的M级耀斑，但它逐渐减少迅速C级耀斑。在C5附近似乎有一个分界点，低于该分界点，耀斑后拱廊雨的发生率显著下降。GOES等级与耀斑后降雨事件的平均持续时间之间也存在一般的正相关关系。在C级耀斑后的拱廊雨事件似乎跟踪太阳黑子数，提供了一个潜在的新工具，估计，如果不是预测，太阳周期的强度。此外，冷凝似乎被抑制在最短长度的拱廊圈的任何类观察，这表明活跃区域加热的高度限制。这些结果为未来的研究开辟了进一步的途径，包括估计能量沉积的新方法，以及更深入地了解稳定的活动区域加热。
2022-09-22 astro-ph.SR
Estimating the coronal supra-arcade downflows radio emission: from centimetre through submillimetre wavelengths
超拱廊下行流（SAD）是一种罕见的、不透明的结构，主要在EUV和软X射线频率下通过日冕下降。从它们的物理特性，SAD已被解释为空洞（次致密）气泡，并与长期爆发耀斑期间的磁重联过程。在这项工作中，我们使用数值MHD模拟计算通量密度图，这是卷积与望远镜光束合成图像的目的是评估预期的SAD发射在无线电波长，并提出观测策略，包括可以使用的仪器。我们假设发射是热韧致辐射从一个完全电离的等离子体没有任何明显的回旋共振的贡献，因为磁场的数量级~10 G。我们发现SAD辐射在[10-1000] GHz范围内应该是光学薄的，空间积分通量应该大于1 μ J。因此，我们的结论是，在[0.5-1000] GHz之间的射频观测SAD是可行的，与目前的仪器。此外，由于发射在很大程度上是光学薄的，因此通量密度与温度、密度和视线深度成比例，并且当与EUV和软X射线图像组合时，可以允许SAD的更好的密度和温度确定。
2022-03-02 astro-ph.SR
MHD Modeling of the Near-Sun Evolution of Coronal Mass Ejection Initiated from a Sheared Arcade
针对剪切磁拱起源的日冕物质抛射（CME），本文通过全球日冕MHD模拟研究其近太阳演化及与太阳风的相互作用，揭示了CME前能量积累、启动机制、三部分结构特征及MFR的旋转偏转行为，为CME数据驱动建模奠定基础。
2025-02-20 astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
Do Coronal Loops Oscillate in Isolation?
极紫外线望远镜拍摄的日冕图像显示出优雅的弧形发光等离子体，它们追踪着日冕的磁场。典型地，这些环是拱形场线的拱廊的优先照明段，并且经常观察到这样的环响应于附近的太阳耀斑而摆动。一系列的观测和理论工作致力于利用这些振荡，并希望地震技术可以用作日冕磁场强度和结构的探测器。普遍接受的观点是，每个可见的环振荡作为一个独立的实体，并作为一个一维（1D）波腔磁流体动力学（MHD）扭结波。我们认为，对于许多事件，这种普遍接受的模型波腔是根本上有缺陷的。特别是，亮环所在的3D磁拱参与了振荡。因此，真正的波腔比单个的环更大，并且本质上是多维的。我们推导出的趋肤深度的近场响应的振荡回路，并证明，大多数回路是太接近其他磁结构的孤立振荡。此外，我们提出了一个简单的模型，嵌入在一个拱廊的环路，并探讨如何的拱廊和本征模的环路成为耦合的本征模。特别是，我们讨论如何区分这两种类型的模式可以是困难的，当在拱廊内的运动往往是不可见的。
2021-08-09 astro-ph.SR
Spectroscopic investigations of a filament reconnecting with coronal loops during a two-ribbon solar flare
本研究通过IRIS和AIA观测，首次捕获了双带耀斑中丝状体与日冕环的AR-RF三维重联，发现强蓝移（约200 km/s）和极宽谱线，揭示了加速粒子与湍流的存在。
2025-05-08 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Null-point Reconnections and Coronal dimmings during the X2.1 flare in NOAA AR 11283
利用从光球矢量磁图外推的初始非无力磁场，模拟了活动区NOAA 11283的磁流体动力学。我们重点研究了2011年9月6日22：21 UT（SOL 2011 -09- 06 T22：21X2.1）前后发生的X2.1耀斑的磁零点处的磁重联，随后出现了环形耀斑带和日冕变暗。来自外推的初始磁场显示覆盖剪切拱状的三维（3D）零拓扑。在耀斑之前，由于初始的洛伦兹力，磁环上升，并在三维零重连接，导致膨胀和损失的约束等离子体，产生观察到的耀斑前日冕昏暗。此外，模拟的动力学文件的转移扭曲从拱廊上覆盖的环路，通过重新连接，开发一个通量绳。不平行的场线包括绳索和较低的拱廊，形成X型几何。重要的是，在三维零和X型几何的同时重联可以解释所观察到的圆形和平行耀斑带。在3D零值处的重新连接将闭合的内部脊柱场线变换为外部脊柱的开放场线。这些开放磁力线的足点对应于环形日冕变暗区，追踪穹顶。此外，磁通绳由于这些重连而分叉，这也导致产生开路磁场线。沿着开放场线的等离子体损失可以潜在地解释所观察到的日冕变暗。
2020-09-14 astro-ph.SR
A Multi-Wavelength Statistical Study of Supra-Arcade Downflows
日冕物质抛射后耀斑弧段上方的向日流动空洞，也称为超弧段下降流（SAD），具有与重联后磁通量管横截面一致的特征。使用几种仪器（例如，Hinode/XRT，Yohkoh/SXT，TRACE和SOHO/LASCO），我们估计了与SAD相关的参数，如速度，大小，高度，磁通量和弛豫能，我们将其解释为重联流出。我们还提出了收缩环的速度和高度测量相比，SAD的意见。我们简要地讨论这些测量，以及它们对重联模型的影响。
2012-01-25 astro-ph.SR
Sympathetic Magnetic Breakout Coronal Mass Ejections from Pseudostreamers
我们提出了高分辨率的2.5维磁流体动力学模拟结果的磁爆发引发的日冕物质抛射（CME）起源于日冕伪流光配置。伪流光磁拓扑中的日冕零点意味着连续交感喷发的开始是系统演化的自然结果。一个通用的源极区域的磁感应过程-理想的脚点剪切平行的伪流光拱状极性反转线-是所有必要的，以存储足够的磁能，以连续的CME爆发的电源，给定的伪流光拓扑结构，使突破启动机制。第二次CME的发生是因为第一次CME的喷发耀斑重联同时充当了交感喷发的叠加喷发前突破重联。我们研究的细节的磁场和动能的演变和签名的叠加零点失真，电流片的形成，和磁突破重联引起失控的膨胀，驱动耀斑重联下面的爆发剪切场核心。数值模拟的空间分辨率和输出节奏足以解决磁岛的形成过程中的重联过程中的爆发和爆发耀斑电流片。我们量化的pseudostreamarcades之间的流量传输，并显示爆发耀斑重联过程流量~10倍快于爆发前的突破重联。我们发现，突破重联射流造成突发性，间歇性的上升流沿pseudostreamer茎以及在相邻的pseudostreamer拱廊，这两者都可以观察到的喷发前签名。最后，我们研究磁通绳日冕物质抛射的轨迹，并表明，突破电流片提供了一个最小的阻力路径作为一个…
2012-12-30 astro-ph.SR
Impacts of EUV Wavefronts on Coronal Structures in Homologous Coronal Mass Ejections
在太阳爆发期间经常观察到大规模的传播锋面，但它们是否是波还没有定论，部分原因是传播受到日冕结构的调制，我们仍然无法测量日冕结构的磁场。然而，当正面撞击日冕结构时，我们有机会研究低$β$日冕中相互作用双方的磁性。在这里，我们研究了伴随着三个日冕物质抛射（CME）的大规模EUV锋，每个CME都起源于NOAA活动区（AR）12371中的扭结绳状结构。这些爆发是同源的，周围的日冕结构保持静止。因此，我们将这些事件视为从三个不同视角观察到的事件，并发现与CME直接相关的主锋始终通过1）极地日冕洞，2）新月形赤道日冕洞的两端，留下一个静止的锋，勾勒出其面向AR的边界，3）两个静止的细丝，产生缓慢和扩散的次级锋。主锋也沿着日冕环的拱廊传播，并由于远侧的透视缩短而减慢，其中局部等离子体加热在211（Fe XIV）中增强，但在193（Fe XII）和171（Fe IX）中变暗。因此，极冕洞的日冕磁场强度估计为$\sim\,$ 2 G，与活动区相邻的冕弧的磁场强度估计为$\sim\,$ 4 G。这些观测结果证实了主锋的波动性质，并为慢锋提供了新的认识。
2018-11-04 astro-ph.SR
Modeling of Coronal Mass Ejection Originated from a Sheared Arcade of Realistic Active-Region Scale and Its Propagation in the Heliosphere: Methodology
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（深圳航天学院）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；School of Astronomy and Space Science and Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
本文提出了一种端到端的日冕物质抛射建模方法，通过三层嵌套磁流体动力学模拟，实现了从太阳表面到1.5 AU的日球层模拟，解决了活动区尺度和真实磁场强度的建模难题。
2026-05-07 astro-ph.SR
Observation of all pre- and post-reconnection structures involved in three-dimensional reconnection geometries in solar eruptions
我们报告的观测两个新确定的重联几何涉及爆发通量绳。在3D中，磁绳可以与周围的日冕拱廊（最近称为“ar-rf”重联）或与自身（“rr-rf”重联）重新连接，这两种重联都会产生新的磁绳磁力线和耀斑环。我们首次确定了SDO/AIA在2011年6月7日观测到的太阳爆发事件中两个重连的所有四个组成部分。ar-rf重联表现为暗条的一条腿向北移动了25英寸以上。在其先前的位置上，形成了一个耀斑拱廊，而暗条腿的新位置先前对应于171 A中日冕环的足点。此外，耀斑带状钩的演变也与磁流体模拟预测的ar-rf重联的发生相一致。具体来说，生长的钩子扫过爆发前日冕弧的足点，这些位置变成了钩子的内部。此外，rr-rf重联发生在耀斑拱廊上方的峰值阶段，在一个明显的X型几何形状，涉及一对收敛明亮的灯丝股在喷发的灯丝。一个新的耀斑环在其中一条的腿附近形成，而一个明亮的斑点，代表同一条的残余，被认为是上升到喷发的灯丝。总之，这些观测结果证明了最近的三维标准太阳耀斑模型的预测是正确的。
2019-10-18 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
Quantitative Examination of a Large Sample of Supra-Arcade Downflows in Eruptive Solar Flares
在日冕物质抛射（CME）后的耀斑拱状体上方，向日流动的空洞最早是使用Yohkoh上的软X射线望远镜（SXT）发现的，此后又用TRACE（极紫外线）、SOHO/LASCO（白光）、SOHO/SUMER（极紫外线光谱）和Hinode/XRT（软X射线（SXR））进行了观测。超拱廊下向流（SAD）的观测表明，它们是从日冕高处的重联点缩回的细通量管的横截面。在类似的情况下也观察到了超拱廊下向环流（SADL），理论上从垂直角度观察是SAD。以前的研究已经提出了详细的SAD观测少数耀斑。在本文中，我们提出了一个实质性的SAD和SADLs耀斑目录。我们已经应用了半自动检测软件，这些事件中的几个，以检测和跟踪个人的下行流，从而提供统计上显着的样本参数，如速度，加速度，面积，磁通量，收缩能量，和重连率。我们将讨论这些测量，它们是如何获得的，以及对重连模型的潜在影响。
2011-01-07 astro-ph.SR
Onset of a Large Ejective Solar Eruption from a Typical Coronal-Jet-Base Field Configuration
利用SDO/AIA，SDO/HMI，GOES和RHESSI的多波长观测和磁场数据，我们研究了2014年12月18日活动区NOAA 12241的大规模喷射太阳爆发。这次事件产生了一个独特的三带耀斑，其中有两个平行的带与标准的双带耀斑的带相对应，以及一个与其他两个带偏移的更大规模的第三个准圆形带。这次喷发事件有两个组成部分。首先，在强场极性反转线上方形成磁通绳，并随着平行带的开启、增长和从极性反转线扩散而爆发和增长;这种演变与爆发的系绳切割重联机制一致。第二，在其核心具有喷发磁通绳的拱廊的喷发在包围喷发拱廊的扇形穹丘的零点处进行磁重联，导致准圆形带状物的形成，这与喷发的突破重联机制一致。我们发现，平行带开始之前（12分钟）圆形带状发病，表明系绳切割重联（或非理想的MHD不稳定性）发起了这一事件，而不是突破重联。这种大规模（圆带状直径100000公里）喷发的整体设置类似于日冕喷流（基础大小10000公里），其中许多，根据最近的研究结果，小规模的minifilament喷发的结果。因此，这些发现证实了位于扇脊零点磁拓扑结构中的剪切核磁弧的爆发发生在太阳上的大范围尺度上。
2017-06-28 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
An extreme ultraviolet wave associated with the possible expansion of sheared arcades
本研究通过多波长观测发现，一个极紫外波并非由爆发环膨胀触发，而是与剪切弧的膨胀相关，为EUV波驱动机制提供了新补充。
2023-04-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Unveiling Unprecedented Fine Structure in Coronal Flare Loops with the DKIST
利用DKIST对X1.3级耀斑进行最高分辨率Hα观测，测得日冕环平均宽度48.2公里，证明其分辨能力可推进耀斑模型与日冕精细结构研究。
2025-08-07 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
Relationship between earth-directed solar eruptions and magnetic clouds at 1AU: A brief review
我们回顾了日冕物质抛射（CMEs），EIT后喷发弧，和日冕中性线与全球磁场和地球附近的磁云之间的关系。我们以前的研究结果表明，晕CME伸长的方向可能对应于下面的磁通绳的方向。在这里，我们重新审视这些初步的报告，通过比较拉长的LASCO日冕物质抛射体的方位角，全部和部分晕，喷发后的拱廊。根据对100个事件的分析，发现绝大多数晕日冕物质抛射是在喷发后弧的轴向场方向上拉长的。此外，这一结论也适用于部分晕日冕物质抛射以及起源于盘中心的事件。这表明，投影效应并没有彻底改变完整和部分晕的外观，它们的图像仍然承载着关于潜在磁场的可靠信息。我们还比较了太阳附近和行星际空间中爆发场的方向，发现日冕中性线在2.5太阳半径处的局部倾斜与地球附近测量的磁云轴有很好的相关性。我们认为，日球磁场显着影响传播的喷出物。有时，喷出物甚至会旋转，使其轴局部与日光层电流片对齐。
2009-04-15 astro-ph.SR
Coronal Implosion and Particle Acceleration in the Wake of a Filament Eruption
我们研究了2001年6月15日一组TRACE 195 A冕环覆盖在一个反S形暗条上的演化。这些环最初被向上推动，细丝缓慢上升和扭结，但一旦细丝爆炸性上升，它们就开始以约100 km/s的速度收缩，并持续至少12 min，可能是由于细丝逃逸时下方的磁压力降低。尽管扩张后收缩，但在细丝喷发期间，感兴趣的环基本上保持完整，而不是通过重新连接形成。这些收缩的环自然地形成了一个收缩的陷阱，其中几个keV的热电子，在一个数量级的估计，可以加速到非热能。当收缩的环束接近源自暗条爆发的耀斑后拱廊时，Yohkoh上的硬X射线望远镜（HXT）记录到了一个单一的硬X射线爆发，而GOES软X射线通量没有相应的上升。HXT图像显示，在软X射线拱廊顶部上方约15”处有一个明显的冠状源。日冕源（薄靶）的注入电子数相对于足点发射（厚靶）硬化约1.5次方，这与弱扩散极限中的电子捕获一致。虽然我们不能排除额外的重联，观测证据表明，收缩日冕陷阱可能在观测到的非热硬X射线发射在耀斑衰变阶段发挥了重要作用。
2009-08-08 astro-ph.SR
Morphology of Solar Filaments During the Solar Maximum of Cycle 24: A Study of 35 Filaments Focusing on Chirality, Barb Orientation, Skewness, and Eruptive Behavior
National Institute of Technology Calicut（国立卡尔卡提理工学院）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究分析第24太阳活动周极大期35个暗条的形态，发现77%遵循半球手性偏好，且所有检查的日冕拱符合螺旋度判据，未发现违反手性偏好与爆发倾向的关联。
2026-09-22 astro-ph.SR
Eigenmodes of three-dimensional magnetic arcades in the Sun's corona
我们开发了一个模型的冠环振荡，将观察到的明亮的循环作为一个组成的整个磁拱的一个较大的3-D磁结构的一个组成部分。我们证明了日冕内的磁弧可以在3-D波导中捕获MHD快波。这是通过构造具有潜在磁场的磁弧的圆柱对称模型来实现的。对于磁主导的等离子体，我们推导出MHD快波的控制方程，并从这个方程中，我们表明，磁拱形成一个3-D波导，如果阿尔文速度单调增加超过基准半径。磁压力和张力两者都充当回复力，而不是如通常在1-D模型中假设的仅仅张力。由于磁压起着重要的作用，本征模涉及平行和横向于磁场的传播。使用解析解，我们推导出特定的本征频率和本征函数具有不连续的密度分布的拱廊。这种不连续性将一个扩散的圆柱形空腔和一个覆盖在其上的致密等离子体外壳（对应于明亮的环）分开。我们强调，所有的本征函数有一个不连续的轴向速度在密度界面，因此，界面可以引起开尔文-亥姆霍兹不稳定性。进一步，我们发现所有的模式都具有椭圆偏振，偏振度随高度而变化。然而，取决于视线，只有一个偏振可能是清晰可见的。
2015-11-30 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
Formation of an observed eruptive flux rope above the torus instability threshold through tether-cutting magnetic reconnection
本研究通过对活动区NOAA 12241的MHD模拟，揭示M6.9级耀斑中系绳切割磁重联在剪切磁拱内形成环面不稳定区的爆发性MFR，其演化与观测吻合，解释了耀斑爆发机制。
2023-07-13 astro-ph.SR
An Interpretation of Flare-Induced and Decayless Coronal-Loop Oscillations as Interference Patterns
我们提出了另一种模型的冠环振荡，认为波被困在一个二维波导形成的整个拱廊的场线。这与标准的一维模型不同，一维模型将波视为可见的场线束的共振振荡。在我们的二维模型的框架内，两种类型的振荡已被观测确定，耀斑引起的波和“无衰减”的振荡，都可以归因于MHD快波。信号的两个分量的不同仅仅是因为产生它们的源的持续时间和空间范围。耀斑引起的波动是由强的局部化源产生的短持续时间，而无衰减的背景可以激发一个连续的，随机的源。此外，从局部的短持续时间源产生的振荡信号可以被解释为由已经通过波导行进各种路径长度的不同路线的波产生的干涉条纹的图案。所得到的条纹的振幅随时间以平方根倒数的依赖性缓慢衰减。干涉图样的细节取决于拱廊的形状和阿尔文速度的空间变化。这种波分量的快速衰减以前被归因于从共振振荡中去除能量的物理阻尼机制，它是干涉过程的自然结果，而不需要局部耗散。
2013-12-06 astro-ph.SR
The need for new techniques to identify the high-frequency MHD waves of an oscillating coronal loop
太阳大气中的磁弧，或日冕环，是已知的磁流体动力学（MHD）波和振荡的常见结构。特别令人感兴趣的是所观察到的横向环路振荡的特性，例如它们的频率和振荡模式，由于它们的地震学能力，近年来受到了极大的关注。以往的研究都是依靠标准的数据分析技术，如快速傅立叶变换（FFT）和小波变换（WT），以正确地提取周期性和识别MHD模式。然而，这些方法如何导致人工制品需要调查。我们评估这两种常见的频谱分析技术在冠状地震学是否可以成功地识别高频波从振荡的冠状环。我们研究了太阳动力学观测站上的大气成像组件在171毫米波段观测到的日冕环的极紫外图像。我们执行的循环波形的频谱分析，并比较我们的观察与基本的模拟。发现所观察到的环路波形的频谱FFT和WT功率揭示了叠加到环路的振荡的主模式（1.33 mHz）上的频率为2.67 mHz的显著信号，即环路的二次谐波。仿真数据表明，二次谐波是完全人为的，即使这两种方法识别这种模式作为一个真正的信号。这种人工谐波，和几个更高的模式，示出出现由于周期性的，但不均匀的亮度的循环。我们进一步说明，在噪声的存在下，2.67兆赫的分量的重建产生一个错误的感知振荡行为，否则不存在。我们建议，额外的技术，如三维冠状拱廊的正演模型是必要的，以验证这种高频波。
2021-05-17 astro-ph.SR
Onset of the magnetic explosion in solar polar coronal X-ray jets
我们跟进Sterling等人（2015）的发现，即几乎所有极冠X射线射流都是由核心携带微型灯丝的封闭磁场爆炸性爆发造成的。在Sterling等人（2015）使用的相同X射线和EUV电影中，我们研究了他们研究的20个射流中的15个中驱动磁爆炸的开始和增长。我们发现证据表明：（1）在大多数极区X射线喷流中，在微丝上升和产生螺旋的外部/突破重联已经开始之后，在喷发的微丝通量绳下的失控内部/系链切割重联开始，以及（2）在大多数极区中，（a）在喷发开始之前，在爆炸闭合场和周围开放场之间存在电流片，以及（b）喷发开始于该电流片处的爆发重连。喷发中事件序列的多样性支持了这样一种观点，即产生极地X射线喷流的磁爆炸与产生耀斑和日冕物质抛射（CME）的更大的磁爆炸的工作方式相同。这个想法，以及最近的观测表明，磁通量抵消是在喷流前的细丝状体内部和周围建立场并触发该场喷流驱动爆炸的基本过程，共同表明，在耀斑/CME爆发中爆炸的磁拱内部的磁通量抵消通常是在拱核心建立爆炸场并触发该场爆炸的基本过程。
2018-05-30 astro-ph.SR
Arcade Implosion Caused by a Filament Eruption in a Flare
日冕内爆--由于磁压的降低，日冕中等离子体和夹带的磁场的会聚运动--可以帮助定位和跟踪太阳耀斑和爆发期间磁能释放或重新分布的地点。我们在这里报告的分析，在C3.5耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29期间，一个观察良好的内爆的形式与暗条喷发相关的拱廊收缩。一系列的事件，包括磁通量绳不稳定性和扭曲，其次是灯丝喷发和拱廊内爆，导致我们得出结论，内爆来自于从拱廊下的全球磁不稳定性的一部分，而不是由于本地的磁场能量耗散耀斑的磁能转移。观察到的净收缩的内爆环，这也被发现在非线性无力场外推，反映了一个永久性的减少，在拱廊下的磁能。这一事件表明，磁通绳不稳定性除了导致上覆场的膨胀或爆发外，还可以同时由于磁能转移而使未开放的场发生内爆。它演示了“部分开放的领域”的情况下，这是在3D的方式之一，以产生一个磁喷发，而不违反Aly-Sturrock假说。在此观测的框架下，我们还提出了一个统一的活动区磁演化的三个主要概念，即亚稳喷发模型，内爆猜想，和标准的“CSHKP”耀斑模型。
2016-10-19 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
Large-amplitude prominence oscillations following the impact by a coronal jet
观测证据表明，日冕喷流可以撞击日冕并使其运动。撞击导致日珥的大振幅振荡（LAO）。在本文中，我们试图通过2.5维MHD数值实验来理解这个过程。在我们的模型中，射流产生在一个剪切的磁弧以上的寄生双极区位于支持日珥的灯丝通道（FC）的足点之一。剪切施加的速度并不远高于观测到的光球值，它会导致一个多重联过程，在以前的喷流模型。一个快速的阿尔夫维尼克扰动和一个较慢的超音速前等离子体射流是从重联网站发出;在后期阶段，一个更激烈的（爆发）射流产生。扰动和喷流沿FC运动，它们部分在日珥反射，部分穿过日珥，导致沿FC的逆流流和日珥振荡。在日珥的部分区域，无论是在纵向还是横向，都有LAO振荡（振幅大于$10~\mathrm{km\, s^{-1}}$）。在某些磁力线中，撞击是如此强烈，以至于日珥质量被带出磁倾角，沿着FC下降到色球层。两种情况下，研究了不同的高度以上的寄生双极区的拱廊，导致不同的高度的区域的突出扰动的射流。得到的振荡幅度和周期与观测结果基本一致。
2021-03-03 astro-ph.SR
Observing the formation of flare-driven coronal rain
耀斑驱动的日冕雨可以表现为在热不稳定的耀斑后拱廊日冕环顶附近的快速冷却的等离子体凝聚。我们探测到了5个阶段，这些阶段分别是：加热、蒸发、传导冷却占主导地位（约120 s）、辐射/焓冷却占主导地位（约4700 s），最后是灾难性冷却（35-124 s），导致雨带的周期为55-70 s。我们发现一个很好的协议之间的观测和模型预测的主导冷却时间尺度和灾难性冷却的发生。在雨形成的现场，我们检测到共同移动，多热雨块，经历灾难性的冷却从~1 MK到~22000 K。在灾难性的冷却等离子体冷却在多个环顶源的最大速率为22700 K s-1。我们计算的EUV等离子体的密度从DEM的多热源采用正则化反演。假设压力平衡，我们估计雨的色球层分量的密度为9.21x10^11 +-1.76x10^11 cm-3，这与静止的日冕雨密度相当。在极紫外环路截面中有多达8条平行线，我们计算出耀斑后拱廊的质量损失率高达1.98 × 10^12 +/-4.95 × 10^11 g s-1。最后，我们揭示了模型预测的10^5.8 K与观测到的10^5.9 K至10^6.2 K之间的性质非常接近，这定义了灾难性冷却的温度开始。观测和数值模型之间的密切对应表明，声波（声音传播时间为68秒）确实可以在重新分配能量和维持基于辐射冷却的辐射冷却方面发挥重要作用。
2016-10-28 astro-ph.SR
Thermodynamics of supra-arcade downflows in solar flares
上下文在太阳耀斑的渐变阶段，在临边附近经常观测到超拱廊下降流（SAD）。在对耀斑等离子体敏感的日冕发射线中，它们看起来像蝌蚪一样的黑暗空洞，与上方弥漫的扇形“薄雾”形成对比，流向定义明确的耀斑拱廊。目标。本文旨在研究SAD的热性质演化，揭示SAD的形成机制和物理过程。方法.我们仔细研究了几个选定的SAD从两个耀斑事件，并计算其差分发射措施（DEM），以及DEM加权温度使用的大气成像组件（AIA）机载太阳动力学天文台获得的数据。结果我们的分析表明，SAD与DEM的大幅减少超过4 MK，这是1-3个数量级小于周围的阴霾，以及SAD通过之前或之后的区域，但与安静的日冕。在AIA数据中没有证据表明SAD相关的热等离子体（> 20 MK）的存在，DEM的减少不会导致DEM分布以及DEM加权温度的任何显着变化，这支持SAD是密度耗尽的想法。这种抑郁症在DEM迅速恢复后的SAD研究，一般在几分钟内，这表明他们是离散的功能。此外，我们发现，SAD在一个事件的时空与耀斑后环沿耀斑拱廊的连续形成。
2017-06-16 astro-ph.SR
Modeling a Coronal Mass Ejection from an Extended Filament Channel. I. Eruption and Early Evolution
我们目前的观测和建模的磁场配置，形态和动态的大规模，高纬度的太阳动力学观测的灯丝喷发。我们分析了2015年7月9日至10日的暗条爆发以及由此产生的日冕物质抛射（CME）通过日冕的演化。缓慢的流光井喷CME留下了一个细长的喷发后拱廊以上的极性反转线，只有极紫外（EUV）磁盘观测可见，并不像一个典型的明亮的耀斑环系统。磁流体动力学（MHD）的模拟结果，从我们的数据启发建模的喷发相比，有利的EUV和白光日冕观测。我们估计的重联通量从模拟的耀斑拱廊增长和研究的磁场方向和演化的爆发日珥，突出了从爆发剪切拱廊灯丝通道到流光井喷磁通绳日冕物质抛射的过渡。我们的研究结果代表了全球规模的灯丝喷发的第一个数值模拟，其中EUV和白光中的多个模糊和复杂的观测特征可以用MHD模拟完全理解和解释。在这种情况下，我们的研究结果还表明，所谓的“隐形CME”分类，作为一个驱动程序的意外或“问题”的地磁风暴，属于一个连续的可观察/不可观察的签名比单独或不同的喷发过程。
2021-04-17 astro-ph.SR physics.space-ph
