Connecting Chromospheric Condensation Signatures to Reconnection Driven Heating Rates in an Observed Flare
在太阳耀斑重联的时空分辨率很高的观测中，可以间接地在耀斑能量沉积的重联环的足点进行。低层大气对这种能量输入的反应包括一种向下传播的激波，称为色球凝结，可以在紫外线和可见光下观察到。为了使用高分辨率观测这种响应来表征重连，必须建立两者之间的定量关系。这种关系是最近发展起来的，在这里，我们在2014年10月25日X1.0耀斑的耀斑带的单个足点中对色球凝聚的观测进行了测试（SOL 2014 -10- 25 T16：56：36）。利用界面区成像光谱仪（IRIS）对Si iv 1402.77 nm发射光谱进行了单像素测量，结果表明Si iv 1402.77 nm发射光谱中的红移成分发生了特征性的凝聚演化。我们应用称为紫外线足点热量计（UFC）的技术来推断能量沉积到一个足点。这种能量分布，持续时间远长于所观察到的冷凝，输入到一个一维的，流体动力学模拟计算色球响应，其中包含一个非常简短的冷凝插曲。从这个模拟中，我们合成Si IV光谱，并计算随时间变化的多普勒速度。合成速度的演变被发现比较合理，以及与IRIS观测，从而证实了我们的重联凝聚关系。这项工作表明，色球凝聚的特点是一个特定的部分，而不是其整体的重联能量释放，凝聚的时间尺度不一定反映的时间尺度的能量输入。
2021-12-03 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection in a Weakly Ionized Plasma
部分电离等离子体中的磁重联是一种普遍存在的现象，从实验室到星系际尺度，但它仍然知之甚少，研究相对较少。在这里，我们提出了一个自洽的多流体模拟的磁重联在弱电离反应等离子体的太阳色球层的参数制度的一个特别关注的结果。数值模型包括碰撞输运，相互作用和反应的物种，光学薄辐射损失。该模型通过考虑实际的色球输运系数，并通过求解考虑有限离子惯性和电子中性阻力的广义欧姆定律，改进了我们在Leake等人2012 \cite{Leake2012}中的先前工作。我们发现，在二维重联的哈里斯电流片的初始宽度大于中性离子碰撞耦合尺度，电流片变薄，直到它的宽度变得小于这个耦合尺度，和中性和离子流体解耦上游的重联网站。在这个过程中的解耦，我们观察到的重连速度比单流体的斯威特-帕克预测，重组和等离子体流出都发挥了作用，在确定重连率。当电流片进一步变薄和拉长时，它变得不稳定到次级撕裂不稳定性，并看到等离子体团。在这个模拟中观察到的重联率，外流和等离子体团提供的证据表明，磁重联在色球可能是负责喷流一样的瞬态现象，如针状和色球射流。
2013-02-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
From Photospheric Footpoint Motion to Plasmoid Ejection: A Two-Stage Reconnection Process in a Small-scale Chromospheric Jet
本文基于NVST和SDO高分辨率观测，揭示小尺度色球喷流由光球足点先分离后汇聚的两阶段运动驱动，并通过电流片拉长、撕裂模不稳定性形成等离子体团，进而触发快速磁重联产生热EUV喷流，阐明了足点运动对太阳大气动力学的重要作用。
2025-07-02 astro-ph.SR
Chromospheric UV bursts and turbulent driven magnetic reconnection
利用界面区成像光谱仪（IRIS）卫星数据对一组与活动区有关的色球紫外暴（UVB）进行了研究。我们将UVB分为两种类型：较小的UVB只能被扫描狭缝测量一次，较大的UVB可以被狭缝测量两次。对紫外线暴的光学薄Si IV 1402.77谱线轮廓进行了深入研究。通过用1-2高斯拟合较小的UVB线，我们获得了各种各样的视线流测量，这些测量暗示了小尺度磁重联的各种3-D取向，每个都与UVB相关。然而，较大的UVB在某种程度上是独特的，它们各自在两个狭缝位置处具有两组测量值。这使得有可能明确地检测从单个UVB喷射出的两个相反方向的热流，这是在UVB的心脏处操作的磁重联的特征。在这里，我们报告的第一个这样的观察。此外，来自这些UVB的所有光学薄Si IV 1402.77线轮廓一致地表现出过度加宽，比从热加宽预期的大一个数量级，这表明这些小尺度的重连可能是由有源区中的大尺度（宏观尺度）湍流驱动的。
2019-10-01 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
2017-08-29 astro-ph.SR
Onset of Fast Magnetic Reconnection in Partially Ionized Gases
本文研究部分电离不可压缩等离子体中准定常二维磁重联。我们发现，当等离子体是弱电离和离子和中性粒子之间的碰撞是显着的，过渡到快速碰撞无重联由于霍尔效应在广义欧姆定律预计将发生在低得多的值的Lundquist数，相比，一个完全电离的等离子体的情况。我们估计，这些条件的快速重联满足分子云和原恒星盘。
2011-05-08 astro-ph.SR
Coalescence Instability in Chromospheric Partially Ionised Plasmas
快速磁重联在驱动太阳色球层的爆炸动力学和加热中起着基础性的作用。传统模型的重联时间尺度在合并不稳定性开始时被缩短，通过等离子体团相互作用形成湍流重联电流片。在这项工作中，我们的目标是调查的作用，部分电离的快速重联的发展，通过研究的聚结不稳定性的等离子体团。与发生在完全电离的日冕等离子体中的过程不同，对于色球层部分电离等离子体中重连的发展速度，我们知之甚少。我们提出了2.5D的数值模拟聚结等离子体团在一个单一的流体磁流体动力学（MHD）模型，和一个双流体模型的部分电离等离子体（PIP）。我们发现，在PIP模型中，它具有相同的总密度的MHD模型，但初始等离子体密度两个数量级较小，等离子体团合并的速度比MHD的情况下，更快的减薄的电流片和二次等离子体团动力学。在PIP模型中形成次级类质团，其中有效Lundquist数为$S = 7.8 \cdot 10^3$，但在MHD情况下不存在，其中$S = 9.7 \cdot 10^3$：这些是导致更剧烈重连的原因。二次等离子体团也形成在线性稳定的条件下，作为流入的中性粒子的非线性动力学的结果。根据这些结果，我们可以肯定，双流体效应在太阳色球层中发生的过程中起着重要作用。
2021-03-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Collisional ionisation and recombination effects on coalescence instability in chromospheric partially ionised plasmas
该研究通过双流体模型2.5维模拟，探究太阳色球部分电离等离子体中碰撞电离与复合对等离子体团聚并不稳定性的影响，发现该过程虽减缓聚并、稳定电流片，但重联速率仍比同密度完全电离等离子体高约1.2倍。
2022-05-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Imaging and spectroscopic observations of magnetic reconnection and chromospheric evaporation in a solar flare
磁重联被认为是太阳耀斑的主要能量释放机制。标准耀斑模型预测了向下和向上的外流等离子体，其速度接近日冕阿尔文速度。然而，这种外流，特别是下行流的光谱观测是极其罕见的。利用新发射的界面区成像光谱仪（IRIS）的观测结果，我们在一次耀斑重联点探测到了大红移（$\sim$ 125 km s $^{-1}$沿视线）的Fe { \sc{xxi} } 1354.08 μ m、$\sim$ 100 km s $^{-1}$非热宽度的发射线.红移的Fe { \sc{xxi} }特征在空间上与RHESSI观测到的环顶X射线源一致。我们解释这个大的红移作为向下移动的重联流出/热回缩环的签名。IRIS和太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的成像观测也揭示了喷发和重连过程。沿着这些环快速向下传播的斑点也可以从冷发射线中找到（例如，Si { \sc{iv} }、O { \sc{iv} }、C { \sc{ii} }、Mg { \sc{ii} }）以及AIA和IRIS的图像。此外，整个Fe { \sc{xxi} }线在环足点处被$\sim$ 260 km s $^{-1}$蓝移，其中上述冷线均表现出明显的红移，这一结果与来自重联位点的向下传播非热电子引起的色球蒸发的情况一致。
2014-11-10 astro-ph.SR
Chromospheric Magnetic Reconnection caused by Photospheric Flux Emergence: Implications for Jet-like Events Formation
本文研究了低层大气（如色球层）中不同物理环境下的磁重联。它的起源爆炸事件（小尺度喷流）的影响进行了讨论。采用直角坐标系下的2.5维电阻磁流体动力学（MHD）模型。结果表明，磁重联产生的射流的温度和速度强烈地依赖于物理环境，如磁场强度的大小和等离子体密度。如果磁场强度较弱且密度较高，则喷流的温度非常低（~ 10，000 K），速度也非常低（~40 km/s）。然而，如果考虑具有较强磁场强度（20 G）和较小密度（电子密度Ne= 2 × 10 ^{10} cm^{-3}）的环境，则流出喷流达到高达600，000 K的较高温度和高达130 km/s的视线速度，这与喷流类事件的观测值相当。
2009-12-22 astro-ph.SR
Tearing-mediated reconnection in magnetohydrodynamic poorly ionized plasmas. I. Onset and linear evolution
本文通过理论和计算研究弱电离等离子体中撕裂模介导的磁重联的起始与线性演化，发现双极扩散抑制重联起始，但电流片变薄后撕裂模可在约ν_ni0^{-1}时间内起始，其波长和增长率可由弱电离色散关系预测。
2024-04-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Unraveling the Trigger Mechanism of Explosive Reconnection in Partially Ionized Solar Plasma
本文通过2.5维MHD模拟揭示部分电离太阳等离子体中磁重联从等离子体团介导阶段向爆炸性快速重联转变的触发机制，发现主X点辐射冷却导致的气压耗竭和磁扩散增强使重联率从约0.02跃升至0.06以上。
2024-07-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 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
Magnetic Reconnection in a Compact Magnetic Dome: Chromospheric Emissions and High-velocity Plasma Flows
本文利用DKIST高分辨率观测研究活动区紧凑磁穹顶中的小尺度磁重联，通过多谱线non-LTE反演和非线性无力场外推，揭示了沿准分界层的低空磁重联导致的温度、速度增强及高速等离子体流，为太阳低层大气能量释放机制提供了观测证据。
2025-04-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Plasmoid-Trapped Condensation Associated with a Transient Thermal-Instability-Like Process in Chromospheric Magnetic Reconnection
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Dr. K. S. Krishnan Geomagnetic Research Laboratory, Indian Institute of Geomagnetism（印度地球磁学研究所K.S.克里希南地磁研究实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气国家重点实验室）
通过2.5D MHD模拟发现，在低初始等离子体β的色球磁重联中，等离子体团内因辐射冷却自放大可形成类似热不稳定性的冷致密凝聚结构，而在高β下则不发生。
2026-09-14 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
Chromospheric plasma ejection above a pore
我们提出了高空间分辨率的观测短寿命的瞬变，带状和喷射像事件以上的孔在Ca II H图像中的细结构，如本影点，光桥和半影微丝存在于底层光球。我们发现，由于对流精细结构的水平场与环境垂直场之间的切变，在对流精细结构的边缘形成了电流层。高垂直电流密度补丁中观察到的光球周围的这些事件，这表明在重联网站的电流片的形成。在过去的研究框架中，低空重联可能是产生此类事件的机制。重联是由相反极性的字段所产生的弯曲的电场线由对流下降流在边缘的孔隙精细结构。
2020-02-11 astro-ph.SR
Multi-Fluid Simulations of Upper Chromospheric Magnetic Reconnection with Helium-Hydrogen mixture
本文利用多流体Ebysus代码研究氦-氢混合物对上色球层磁重联的影响，发现氦组分能带来更高效的加热并可能导致氦富集，为解释太阳风中氦富集观测提供依据。
2022-11-03 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
2019-01-09 astro-ph.SR
The effect of plasma-$β$ on the heating mechanisms during magnetic reconnection in partially ionized low solar atmosphere
本研究通过数值模拟发现，在部分电离低层太阳大气中，低等离子体-$\beta$ 时湍流重联产生的压缩加热为主导机制，而高 $\beta$ 时部分电离效应（如焦耳热和双极扩散加热）变得重要。
2025-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation of chromospheric fan-shaped jets through magnetic reconnection
本研究利用GST、AIA和HMI数据，发现色球扇形喷流由磁通量对消驱动的周期性磁重联产生，并符合迷你暗条爆发模型。
2025-04-24 astro-ph.SR
Multi thermal atmosphere of a mini solar flare during magnetic reconnection observed with IRIS
界面区成像光谱仪（IRIS）具有很高的空间和时间分辨率，可以对磁重联期间的太阳色球和日冕活动进行特殊的等离子体诊断。本工作的目的是研究等离子体的精细结构和动力学在喷流的基础上形成一个小型耀斑之间的两个新兴的磁通量（EMF）与IRIS和太阳动力学天文台（SDO）的仪器观测。我们进行时空分析的IRIS光谱中观察到的光谱范围内的Mg II，C II，和Si IV离子。利用云模型技术计算了Mg Ⅱ谱线的多普勒速度。强不对称Mg II和C II线剖面与扩展的蓝色翅膀观察重联网站（喷基地）解释存在两个色球温度云，一个爆炸云蓝移在290公里/秒和一个云较小的多普勒频移（约36公里/秒）。同时在相同的位置（喷气基地），几个过渡区线（如O IV和Si IV），镁II的三重线的巴尔默连续和吸收的识别色球线在Si IV广泛的配置文件的发射强发射已被观察和分析。这样的IRIS线和连续辐射的观测，使我们能够提出一个分层模型的白光迷你耀斑大气层的多层不同的温度沿视线，在重联电流片。这是我们第一次能够通过使用云模型技术来量化垂直于喷流方向喷射的冷云的快速（可能是Alfvénic流）。我们推测，在重联过程中，被抛射出的云团可能来自于被束缚在两个电磁场之间的等离子体，也可能是色球层温度（冷）的上升流物质引起的
2020-10-29 astro-ph.SR
Magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar chromosphere
采用MHD方法模拟了2.5维多流体反应模型中部分电离等离子体，研究了太阳低层大气温度极小区附近强磁化区的磁重联.结果表明，在低$β$等离子体中，在没有磁零点的情况下，电离和中性流体流在整个重联区域中耦合良好。然而，非平衡电离-复合动力学在确定重联区域的结构中起着关键作用，与假设等离子体处于电离-复合平衡的模拟相比，非平衡电离-复合动力学导致低得多的温度升高和更快的磁重联速率。即使初始等离子体$β$与$β_0=1.46$一样高，等离子体的中性成分的电离速率也总是快于电流片区域内的复合。当重联磁场超过千高斯并且等离子体$β$低于0.0145时，初始弱电离的等离子体可以在重联区域内变得完全电离，并且电流片可以被强烈加热到$2.5\times10^4$ ~K以上，即使大部分碰撞耗散的磁能被辐射走。霍尔效应略微增加了重联率，但在没有磁零点的情况下，它不会导致显著的不对称性或将重联电流片的特性改变到米级。
2017-12-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Relation of coronal rain originating from coronal condensations to interchange magnetic reconnection
利用极紫外图像，我们最近提出了一个新的和替代的日冕雨形成机制，由于交换磁重联沿磁开放场线。在本文中，我们报告日冕雨在色球和过渡区的温度起源于日冕凝聚之间的重新连接的开放和封闭的日冕环。为此，我们采用了界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。在2013年10月19日左右，IRIS在太阳东南边记录到一场沿弯曲路径的日冕雨。与此相关的是，我们发现了一个系统的较高的开放功能和较低的躺在AIA图像中反复发生的闭环之间的重新连接。在这个过程中，地势较高的特征形成了磁倾角。作为响应，两组新重新连接的环出现并从重新连接区域缩回。在10月18日至20日的几天里，由于热不稳定性，在下降中，日冕等离子体的冷却和冷凝事件重复发生了七次。冷凝流向下的表面，日冕雨，冷凝之间的平均间隔为6.6小时。在IRIS数据可用的情况下，我们发现冷凝冷却到色球温度。根据我们的观测结果，我们认为，在色球温度下观测到的一些日冕雨事件可以用新的和替代的日冕雨形成的情景来解释，在这种情景下，凝结是由交换重连促进的。
2020-11-02 astro-ph.SR
Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
An observationally-constrained model of strong magnetic reconnection in the solar chromosphere. Atmospheric stratification and estimates of heating rates
光球磁场的演化对能量向色球层和日冕的传输起着关键作用。在活动区域中，新出现的磁通量与先前存在的磁场相互作用，这可以导致将磁能转换为热能的重联事件。我们的目标是研究由磁通量抵消触发的强重联事件所引起的加热。我们使用成像光谱偏振数据的Fe I 6301 A，Fe I 6302 A，钙II 8542 A和钙II K获得的CRISP和CHROMIS仪器在瑞典1米太阳望远镜。使用STIC代码使用多原子、多线非LTE反演来反演该数据。反演产生了一个三维模型的重连事件和周围的大气，包括温度，速度，微湍流，磁文件配置，和辐射损失率。大气模型显示，出现了一个预先存在的主要单极场的大小为几个弧秒的磁回路。在重联区预计，我们看到的色球温度增加约2000 K，以及双向流动的顺序为10公里秒$^{-1}$从该地区发出。我们看到Ca II K中直径约为0.2角秒的明亮斑点以100 km s $^{-1}$量级的天平面速度和100 km s $^{-1}$的蓝移速度移动，我们将其解释为从同一区域喷出的等离子体团。这一证据与重连的理论模型是一致的，因此我们得出结论，重连正在发生。在我们的推断模型中的重联网站的色球辐射损失高达160千瓦米$^{-2}$，提供了定量的约束理论模型，旨在模拟重联所造成的通量出现在色球。
2021-02-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Transition of Magnetic Reconnection Regimes in Partially Ionized Plasmas
Boston University（波士顿大学）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；National Aeronautics and Space Administration Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Princeton University（普林斯顿大学）；University Corporation for Atmospheric Research（大气研究大学协会）
本研究通过三流体五时刻模型，系统探索了部分电离等离子体中磁重联模式的转变，揭示了强耦合到快速解耦重联的过渡机制及关键参数影响。
2026-08-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Onset of secondary instabilities and plasma heating during magnetic reconnection in strongly magnetized regions of the low solar atmosphere
在一个2.5维多流体等离子体中性反应模型中，数值研究了太阳低层大气（距太阳表面约$300-800$ ~km）弱电离等离子体中不同空间尺度和不同高度的磁重联.我们考虑了强磁化等离子体（$β\sim 6\% $）从无力的磁位形演化而来，并被扰动以初始化重联电流片的形成。在大尺度上，观察到产生的电流片进行二次“等离子体团”不稳定性。一系列不同尺度下的模拟结果显示了一个级联电流片形成过程，该过程终止于宽度约为2 m，长度为$\sim100$ ~m的电流片，对应于临界电流片纵横比为$\sim50$。我们还观察到，等离子体团的不稳定性是主要的物理机制加速磁重联在这个等离子体参数制度。在等离子体团不稳定性出现后，重联率急剧增加到$\sim$ 0.035，观察到与Lundquist数无关。这些特征与完全电离等离子体中的磁重联非常相似。在这个低$β$导场重联制度，重组和碰撞的影响被观察到有一个小的贡献重联率。模拟结果表明，在磁重联过程中，将稠密的弱电离光球等离子体加热到$2\times10^4$ ~K以上是困难的。然而，当重联磁场为$500$ ~G或更强时，低太阳色球层中的等离子体可以被加热到$3\times10^4$ ~K以上。
2018-10-25 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Penumbral Waves driving Solar chromospheric fan-shaped jets
我们使用H $α$成像光谱通过瑞典1米太阳望远镜（SST）调查发生的扇形喷流在太阳边缘。我们发现的证据，近同时光球重联在太阳黑子边缘导致的喷气机外观，向上的速度为30 \ks，并扩展到8微米。在该基地的喷气机的增亮出现经常性的，与附近的太阳黑子半影的周期相匹配，这意味着运行半影波可能是飞机的驱动程序。喷流的恒定扩张速度意味着存在一个抵消太阳引力的驱动器，可能是由于经常性的重联将物质喷发到色球层中。这些喷流也显示了从太阳动力学天文台（SDO）捕获的高温线的特征，表明一个非常热的喷流前沿，在其尾流中留下了光学厚的冷等离子体。
2018-02-21 astro-ph.SR
Ellerman bombs and UV bursts: reconnection at different atmospheric layers
磁通量进入太阳大气层会产生埃勒曼炸弹（EB）等现象，这是在H α观测到的，是由于色球冠层下方光球层的磁重联造成的。在色球层或过渡区的其他典型谱线中也观察到重联的迹象。一个例子是在Si IV的过渡区线和Mg II的上色球层线中观察到的UV爆发。在这项工作中，我们分析了高节奏，高分辨率协调瑞典1米太阳望远镜（SST）和接口区域成像光谱仪（IRIS）航天器之间的观测。从SST的H α图像为我们提供了新兴通量区域中EB的位置，时间和轨迹。同时，共同对齐IRIS狭缝钳口图像在133（C II，过渡区），140（硅IV，过渡区）和279.6（镁II K，核心，上色球）nm，以及光谱在远紫外和近紫外线从快速摄谱仪光栅，使我们能够研究可能的色球/过渡区对应的这些EB。我们的主要目标是研究可能的时间和空间之间的关系，在不同的层在大气中的几个重联事件（即EB和紫外线爆发），它们之间的时间历史，以及这些动力学现象的连接到色球层中的浪涌喷射。我们还研究了一个扩展的UV突发的属性和它们的变化在整个突发域。我们的研究结果表明，同时和空间EB和紫外线爆发的情况下，发生顺序沿垂直或接近垂直的电流片相同的重连系统的一部分。加热和双向喷流追踪重连发生的位置。这些结果支持和扩展了最近的磁通量出现的数值模拟结果。
2019-10-23 astro-ph.SR
Phase mixing of propagating Alfv{é}n waves in a single-fluid partially ionized solar plasma
本研究针对太阳大气加热问题，采用单流体近似研究部分电离等离子体中Alfvén波的相位混合阻尼，发现部分电离下阻尼长度更短，特定电离度范围的波可提供足够加热平衡宁静太阳色球辐射损失。
2023-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Analysis of 3D plasma motions in a chromospheric jet formed due to magnetic reconnection
在电阻MHD的框架内，实现C7平衡大气模型和三维潜在的磁场现实的配置，我们模拟的形态，向上的速度高达130公里/秒和时间尺度之间的形成等离子体射流的形成开始模拟后60和90秒之间，类似于预期的II型针状体。该模拟的初步结果发表在Paper上（例如，González-Avilés等人，2018年），本文致力于分析射流的横向位移和旋转型运动。我们的研究结果表明，3D磁重联可能是纸中射流形成的原因（González-Avilés等人，2018）。本文通过计算喷流附近不同点不同高度的速度分量$v_x$和$v_y$的时间序列，发现喷流的横向振荡与针状物的观测结果一致。我们还获得了一个时间-距离图的温度在平面$x=$ 0.1毫米的横切，并找到显着的横向位移的射流。通过分析具有$v_x$分布的$10^{4}$ K的温度等值面，我们发现，如果视线（LOS）近似垂直于喷流轴，那么在喷流宽度上既有朝向观察者的运动，也有远离观察者的运动。喷流的这种红-蓝移模式是由旋转运动引起的，最初是顺时针，后来是逆时针，这可以解释为扭转运动。从一个几乎垂直的角度来看，射流的LOS速度分量显示了一个中心蓝移区域周围的红移等离子体。
2018-10-04 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Process in Partially Ionized Fluids: Insights from the Solar Chromosphere
Universidad Industrial de Santander（桑坦德工业大学）
该研究通过修改MAGNUS代码开展2.5维双流体磁重联模拟，发现带电-中性粒子碰撞驱动太阳色球层磁重联增强，升温18%至110%，能量释放达10²²至10²³。
2026-07-31 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Small-Scale Reconnection Events triggered by Magnetic Flux Emergence in the Solar Atmosphere
新兴的磁通量和预先存在的环境场之间的相互作用已经成为一个“热”的话题，无论是数值模拟和高分辨率的太阳大气观测。在磁通量出现期间出现的增亮和浪涌被认为是磁重联过程的标志。我们提出了一个小规模的通量出现事件的NOAA 10971，同时观察到瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马和\emph{Hinode}卫星在2007年9月的联合活动。极高分辨率的G波段、H $α$和\ion{Ca}{2} H滤波图、\ion{Fe}{1}和\ion{Na}{1}磁图、极紫外光栅扫描和X射线图像显示，该新兴区域与色球、过渡区和日冕增亮以及色球浪涌有关。我们认为这些特征是由大气中低空的磁重联引起的。为了支持这一想法，我们使用FROMAGE服务执行潜在的和线性的无力场外推。外推表明，出现的网站是一个三维零点，从脊柱起源的空间。这种磁场配置和出现的通量区域上方的磁力线的整体取向与在不同大气层中观察到的结构是兼容的，并且对无力场参数的变化保持稳定。我们的分析支持最近的三维数值模拟的预测，充满活力的现象可能会导致新兴的通量和预先存在的色球和日冕领域之间的相互作用。
2010-07-27 astro-ph.SR
Ellerman bombs and UV bursts: transient events in chromospheric current sheets
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是与通量出现区域有关的增亮，特别是与在光球中相遇的相反极性的磁通量有关。这两个与重连有关的现象，名义上形成的距离很远，偶尔会发生在同一地点和同一时间，从而挑战了我们对重连和太阳低层大气加热的理解。我们认为，形成一个活跃的地区，包括长纤维和热，致密的日冕等离子体。本文研究了光球层下注入$2.5$ ~Mm的无扭曲磁通量片穿透光球层并与已存在的环境场相互作用的过程。具体来说，我们的目标是研究是否EB和紫外线爆发产生的结果，这种通量的出现，并检查它们的物理关系。彩虹辐射磁流体动力学代码被用来模拟通量出现在一个模型大气中，其中包含一个相当强的环境场，约束新兴的领域，以有限的体积，其中多个重联事件发生的领域突破光球，并扩大到外层大气。使用$1.5$ D RH代码和全三维MULTI 3D代码计算不同重联事件的合成谱。紫外线爆发和电子束的形成强度和线轮廓与观察到的光谱非常相似，这被认为是新兴通量与其自身在一个持久的电流片中重新连接的结果，该电流片在色球层中延伸了几个标度高度。合成诊断表明，没有令人信服的理由假设光球中发生紫外线爆发。相反，EB和紫外线爆发偶尔会在长电流片的两端形成，该电流片位于冷气体的延伸气泡中。
2019-04-25 astro-ph.SR
Reconnection Diffusion, Star Formation and Numerical Simulations
我们认为快速的磁重联，发生在湍流磁通量，并表明该过程的结果在扩散的磁场和物质，我们称之为重联扩散。重联扩散过程是基于弱湍流磁场的三维重联模型，适用于完全电离和部分电离气体。重联扩散的速率不依赖于电离的水平，因此通常采用的双极扩散的想法得到无关的磁场在湍流流体中的传输。我们认为，重联扩散过程是违反通量守恒在高导电湍流流体的表现。我们讨论了恒星形成和应力的重联扩散的后果。我们表明，大尺度上的重联扩散是独立的小尺度磁场动力学的磁场。我们的结论是，数值模拟正确地代表了实际的天体物理磁场在流动中的扩散与大得多的伦德奎斯特数，如果这些模拟区域的地区是动荡的。
2013-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation and Eruption of a Small Flux Rope in the Chromosphere Observed by NST, IRIS, and SDO
利用大熊太阳天文台（BBSO）1.6米新太阳望远镜（NST）的高分辨率图像，我们报告了色球重联的直接证据，在极性反转线（PIL）之间的两个小的相反极性的太阳黑子。在第一次M1.0级耀斑爆发之前，在重联点观测到小型喷流状结构（速度约为20-55公里/秒）。解旋喷流的缓慢上升之后，在重联点开始出现冷等离子体流入（~10 km/s），导致双带耀斑的开始。两个剪切J形冷H $α$环之间的重联导致色球层中形成一个小的扭曲磁通绳（S形）。此外，日震和磁成像仪（HMI）磁图显示在第一次M1.0耀斑期间的通量抵消（正负）。负通量的出现和正通量的消除（剪切流）持续到磁绳的成功爆发。在第一次M1.0耀斑后约3小时发生的第二次C8.5耀斑期间，新形成的色球通量绳变得不稳定，并以约108 km/s的速度缓慢上升。在太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）记录的日冕图像中，磁绳被其与环境场（扇脊拓扑学）相互作用引起的反复磁重联破坏，看起来像一个解旋的浪涌（~170 km/s）。这些观测结果表明在第一次M1.0耀斑期间形成了色球通量绳（通过与通量抵消相关的磁重联），随后在第二次C8.5耀斑期间爆发/破裂。
2015-07-07 astro-ph.SR
Empirical atmosphere model in a mini flare during magnetic reconnection
镁II，CII，和SiIV离子IRIS光谱的时空分析，使我们能够研究的动态和分层的耀斑大气沿视线期间的磁重联阶段在射流基地。强不对称的MgII和CII线剖面与扩展的蓝色翅膀观察到的重联网站解释存在两个色球温度云：一个爆炸云蓝移在290公里/秒和一个云较小的多普勒频移（约36公里/秒）。同时在同一地点观测到一个小耀斑，在多温度（AIA），在几个光谱IRIS线（如Oiv和Siiv，Mexico），在Siiv线轮廓中识别的色球线的吸收，巴耳末连续谱的增强和FERMI/GBM的X射线发射中具有强发射。用标准厚靶耀斑模型计算了FERMI观测到的非热电子的能量，并与Balmer连续谱辐射的能量进行了比较。我们表明，20 keV以上的非热电子的低能量输入仍然足以产生过量的巴尔末连续谱。
2021-12-13 astro-ph.SR
Non-equilibrium Ionization Modeling of Petschek-type Shocks in Reconnecting Current Sheets in Solar Eruptions
当等离子体状态偏离电离平衡假设时，非平衡电离（NEI）是天体物理等离子体诊断的必要条件。在这项工作中，我们进行快速NEI计算结合磁流体动力学（MHD）模拟和分析的Petschek型磁重联电流片在太阳爆发期间的电离特性。我们的模拟揭示了Petschek型慢模冲击在经典的Spitzer热传导模型和传导通量限制的情况下。结果表明，在激波重联流出区和激波外围的热晕区普遍存在欠电离特征。偏离平衡电离强烈地依赖于等离子体密度。此外，这种偏离对可观察到的目标温度很敏感：高温铁离子受到NEI效应的强烈影响。电离不足也影响合成的SDO/AIA强度，这表明重建的热重联电流片结构的温度或表观宽度可能被显着低估。我们还对经典太阳耀斑几何中的重联电流片进行了MHD-NEI分析。最后，我们发现在重联电流片的下尖端，向下流出与闭合的磁回路碰撞，可以强烈地影响多个SDO/AIA带比沿重联电流片的电位反转之间的欠电离和过电离状态。
2022-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observational Evidence for Counter-helicity Magnetic Reconnection in a Solar Eruption
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究2024年3月28日NOAA 13615活动区M7.0耀斑，利用多波长观测和非线性无力场外推法，发现爆发与核心场和上覆反螺旋度系统重联密切相关，为反螺旋度重联致太阳磁场失稳提供观测证据。
2026-07-16 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in the solar atmosphere through 3D realistic numerical modeling
通过Bifrost代码的三维RMHD模拟，研究了太阳大气中磁通量对消事件，揭示了色球重联机制及与观测的对比，强调日冕层建模的重要性。
2025-10-22 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
Observational Signatures of Simulated Reconnection Events in the Solar Chromosphere and Transition Region
本文给出了在太阳大气模型中波致磁重联的数值模拟结果。在磁场几何形状，我们在这篇文章中研究，波，驱动的单色活塞和驱动器采取从日出观测，诱导周期性重联的磁场，这种重联似乎有助于驱动长周期色球喷流。通过综合对各种波长的观测，这些波长对大范围的温度敏感，我们揭示了太阳大气中大量的喷流现象之间经常令人困惑的关系，例如，爆炸事件、针状物、闪光和其他被认为是由重连引起的现象。
2009-02-05 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
Magnetohydrodynamic simulation of magnetic null-point reconnections in NOAA AR12192 initiated with an extrapolated non-force-free-field
对日冕磁流体动力学进行了数值模拟。模拟初始化外推的非力自由磁场使用的矢量磁图的活动区（AR）NOAA 12192上获得的太阳光球。特别是，我们专注于磁重联发生在磁零点附近，导致出现在2014年10月24日21：21 UT左右，在X3.1耀斑峰值之后的圆形色球耀斑带。外推的场线显示存在的三维（3D）零附近的极性反转线之一--在那里观察到的耀斑。在随后的数值模拟中，我们发现磁重联发生在零点附近，在那里的磁场线从扇平面的三维零形成一个X型配置与下面的弧形场线。圆顶形场线的足点，固有的三维零，显示高梯度的挤压因子。我们发现滑动重联在这些准分界线层，这是共同定位与耀斑后在色球高度观察到的圆形增亮。这证明了初始非无力场的可行性及其引发的动力学。此外，初始场和它的模拟演化被发现是没有任何通量绳，这是在符合的局限性的耀斑。
2018-05-02 astro-ph.SR
Observations of solar chromospheric heating at sub-arcsec spatial resolution
各种各样的现象，如温和但持续的增亮，动态细长特征（~100公里）和紧凑（~ 1“）紫外线（UV）爆发与太阳色球层的加热有关。需要高时空分辨率来捕捉可能的磁重联驱动的快速演变的爆发的更精细细节。也需要这样的观测来揭示它们与大规模耀斑的相似之处，大规模耀斑也被认为是重联驱动的，更普遍地说，它们在色球加热中的作用。在这里，我们报告的观测色球加热的紫外线爆发的形式获得的气球载天文台，日出。观测到的爆发显示出类似于一个大规模的太阳耀斑的环形带状空间形态。虽然太阳动力学天文台在1.5“空间分辨率和24秒节奏下的同时紫外线观测显示出紧凑的增亮，在7秒的节奏下，在衍射极限空间分辨率为0.1“的情况下进行的日出观测揭示了爆发的动态子结构，它是由扩展的带状特征和快速发展的薄拱组成的（~ 0.1“宽）磁环状特征，类似于耀斑后的环。这样一个动态的子结构揭示了色球加热在这些爆发的小尺度性质。此外，基于磁场外推，该加热事件与复杂的扇脊磁拓扑结构相关联。我们的观测强烈地暗示了太阳大气中从一些大规模耀斑到小规模爆发的磁加热的统一图像，所有这些都与这样的磁拓扑结构有关。
2018-07-03 astro-ph.SR
Applications of Fast Magnetic Reconnection Models to the Atmospheres of the Sun and Protoplanetary Disks
本研究针对部分电离等离子体的磁重联特性，考察太阳大气部分电离层与原行星盘两种环境中快速重联的碰撞机制，揭示电流片演化过程及能量转化规律，解释了太阳日冕粒子加速与原行星盘红外谱线辐射的成因。
2024-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Numerical Simulations of Chromospheric Microflares
在考虑重力、电离和辐射的情况下，利用CIP-MOCCT方案对色球磁重联进行了2.5维可压缩电阻MHD模拟。采用了静日大气模式VALC的温度分布和氦丰度（10%）。我们的2.5D MHD模拟再现了色球微耀斑中观察到的温度增强。温度增强$ΔT$被证明是敏感的背景磁场，而总的演化时间$Δt$是敏感的异常电阻率的大小。接着，我们发现了一个标度律，它被描述为$ΔT/Δt \sim {n_H}^{-1.5} B^{2.1} {η_0}^{0.88}$。结果还表明，向上射流的速度远大于向下射流的速度，X点可能向上移动，也可能向下移动。
2010-12-03 astro-ph.SR
Small-scale dynamic phenomena associated with interacting fan-spine topologies: quiet-Sun Ellerman bombs, UV brightenings, and chromospheric inverted-Y-shaped jets
研究结合 SST、IRIS 观测、磁场外推与模拟，揭示相互作用扇面—脊柱拓扑中的磁重联可共同产生 QSEB、紫外增亮和倒 Y 形喷流。
2025-04-29 astro-ph.SR
Chromospheric recurrent jets in a sunspot group and their inter-granular origin
我们报告的高分辨率观测经常性的扇形喷流的古德太阳望远镜（GST）在多波长内的太阳黑子群。射流的动力学行为来自Ha线轮廓。我们已经获得了一个明确识别的事件的定量值，其最大投影速度为42 km/s，多普勒频移为20 km/s。与安静的太阳相比，射流的足点/根部在Ha线轮廓上具有升高的中心，这表明在这些位置处的长期持续加热。这组小太阳黑子之间的磁场显示出一种非常高分辨率的图案，沿着颗粒间通道存在寄生极性，并伴随着光球层中的高速会聚流（4 km/s^-1）。相反极性之间的磁抵消被观察到在附近的脚点的喷流。沿颗粒间通道脉冲产生约1000高斯的水平磁场。总的来说，所有的动力学特征在不同的层通过光球和色球有利于对流驱动的重联方案的经常性的扇形喷流，并证明了一个网站的光球和色球之间的重联对应的颗粒间车道。
2022-05-14 astro-ph.SR
Chromospheric heating and magnetic topology above the shared penumbra of a delta-spot: Multi-line inversions and multi-height magnetic-field extrapolations
Institute for Solar Physics, Dept. of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学天文系太阳物理研究所）
该研究结合高分辨率太阳观测数据与多高度磁场外推，揭示δ型黑子共用半影上方色球加热与磁拓扑，发现其符合磁场重联特征，证实相关方法可关联色球能量释放与三维磁结构。
2026-08-21 astro-ph.SR
