A Circular-ribbon Solar Flare Following an Asymmetric Filament Eruption
耀斑带的动力学性质和经常伴随的暗条爆发可以提供有关耀斑日冕磁场的重要信息。这封信分析了2014年3月29日（SOL 2014 -03- 29 T17：48）的GOES级X1.0耀斑，我们发现了一个S形暗条的不对称喷发和随后的圆形耀斑带。最初的EUV图像和耀斑前的非线性无力场模型表明，暗条是嵌入在磁场的扇形脊柱状结构。在第一阶段，由微弱但仍在增加的X射线发射定义，S形灯丝的西部向上拱起，然后保持准静态约5分钟。西部的扇形和外部的脊状场显示出上升运动，几个相关的带状物开始变亮。还发现了一个明亮的EUV流，沿着东部的扇形区域流下。在第二阶段，包括硬X射线（HXR）发射的主峰，灯丝爆发，留下两个主要的HXR源周围形成的中央倾角部分和一个圆形的带状依次变亮。扩展的西部扇形场与外部脊柱状场强烈相互作用，如在运行的差异EUV图像中清楚地看到的。我们讨论了这些意见赞成的情况下，S形灯丝的不对称喷发发起由于MHD不稳定性，并进一步促进在日冕中的准零重联;后者反过来又增强了灯丝喷发，随后产生的圆形耀斑带状。
2015-09-28 astro-ph.SR
Data-constrained MHD simulation for the eruption of a filament-sigmoid system in solar active region 11520
在2012年7月12日太阳活动区11520发生的一次X1.4级耀斑中，观测到了暗条和S形的分离，但对应的磁场变化并不清楚。我们构建了一个数据约束的磁流体动力学模拟的磁流绳插入方法和磁通量爆发代码的磁流-sigmoid系统，产生的磁场的演变，可以解释的分离的低洼的灯丝和高的热通道（sigmoid）。磁模型的初始状态包含一个双曲线磁通管的磁通量绳、一个零点结构和上覆的约束磁场。我们发现，零点处的磁重联使S形右脚点从一个正磁极（P1）移动到另一个正磁极（P3）。在双曲通量管处发生了系绳切割重联，并迅速切断了低位暗条和高位S形线的连接。最后，地势较高的乙状星云爆发并发展成日冕物质抛射，而地势较低的暗条则保持稳定。模拟再现了观测到的双J形耀斑带、半圆形耀斑带和多个环的增亮，其中磁通量绳的爆发包括脉冲加速和传播阶段。
2022-11-13 astro-ph.SR
Magnetic Structure and Dynamics of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2012 March 12
我们对2012年3月12日爆发的极冠日珥进行了调查。SDO/AIA在东南侧观测到的日珥（端视图）显示了一个准垂直线结构。在爆发前171埃的日珥上部周围观察到明亮的U形/角状结构，并在爆发期间变得更加突出。STEREO-B的盘面图显示，这个长日珥是由一系列垂直的线组成的，在喷发时呈现半环状结构。我们利用SDO和STEREO-B的观测资料，通过研究日珥在爆发前和爆发过程中的结构和动力学，重点研究了日珥垂直线的磁支持。我们还建立了一系列的磁场模型（剪切拱圈模型、扭曲磁绳模型和双曲磁通管（HFT）不稳定模型）。各种观测特性似乎有利于扭曲的磁通绳模型。我们发现，支持日珥的通量绳在快速上升阶段开始时进入环面不稳定状态，大约一小时后出现重联的特征（爆发后拱廊，新的U形结构，上升的斑点）。在喷发期间，AIA观察到在171埃处的吸收中看到的暗带，对应于在304埃处显示的亮带，这可能是由于喷发的灯丝材料沿着新重新配置的磁场回落造成的。在所有AIA EUV通道中也观察到了爆发日珥拱廊内边缘的增亮，这可能是由上升日珥下方重联释放的能量加热引起的。
2015-05-26 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
Manifestations of three dimensional magnetic reconnection in an eruption of a quiescent filament: \\ Filament strands turning to flare loops
我们报告的观测转换明亮的灯丝股到耀斑环在2012年8月31日灯丝爆发。在爆发之前，在大气成像组件的171 A过滤器通道数据中观察到构成灯丝的一条腿的单独明亮的线。在爆发开始后，其中一条钩状带状物开始传播和收缩，横扫明亮的细丝束的足迹以及附近的日冕环。后来，在被钩子扫过的区域出现了热耀斑环，那里是细丝的根。这些现象的时间和位置表明，它们是由构成钩丝的场线重新连接引起的，据我们所知，以前没有观察到过。这一过程不包括在标准耀斑模型（CSHKP）中，因为它不涉及喷发通量绳和带状钩的足点。然而，它已被预测使用最近的三维扩展的标准耀斑模型。在那里，爆发的通量绳可以与周围的日冕弧重新连接，因为电流带的钩状延伸扫过它的脚点。这一过程导致形成的耀斑环扎根在以前的足点的磁通绳。我们对灯丝足点扫描的观察在这个场景中得到了很好的描述。在所有观测到的情况下，所有爆发的暗条的足点都变成了耀斑环的足点。这一过程在整个喷发过程中持续了大约150分钟。
2019-09-09 astro-ph.SR
The deformation of an erupting magnetic flux rope in a confined solar flare
磁通量绳（MFRs），一组相干扭曲的磁场线，被认为是各种太阳爆发的核心结构。它们的演变对于理解太阳爆发的物理机制起着重要作用，并可以揭示地球附近的不利空间天气。然而，爆发的MFR偶尔会被强大的上覆磁场阻止，并且在受限情况下的下降阶段的MFR演变缺乏关注。在这里，我们提出了变形的爆发MFR伴随着一个封闭的双峰太阳耀斑。第一个峰值对应于标准耀斑模型中的MFR爆发，第二个峰值与下伏剪切拱廊（SA）的闪光、L形耀斑带的反向滑动运动、MFR的下降和丝状线顶部的移动密切相关。研究结果表明，在耀斑爆发阶段，磁重联经历了两步磁重联，表现出两个不同的能量释放阶段，磁重联的后一个磁重联导致了磁重联的变形.
2022-12-30 astro-ph.SR
Formation and eruption of a flux rope from the sigmoid active region NOAA 11719 and associated M6.5 flare: A multi-wavelength study
本文通过对S型活动区NOAA 11719的E（UV）、X射线和射电观测资料的分析，研究了S型活动区通量绳的形成、激活和喷发。在大约7小时的喷发前期间，AIA 94 A图像显示，通过两个J形环束之间的相互作用，出现了一个S形日冕，并伴随着多次日冕环增亮和通过光球的磁通量的显著变化。这些观测结果意味着，重复的磁重联可能在日冕S形磁绳的形成中起着关键作用，也有助于维持磁绳的温度高于周围的日冕结构。值得注意的是，S形的形成与色球层中S形细丝通道的快速形态演化有关。S形激活朝向喷发与上升的一个大的通量绳在日冕，这是由光球磁通量通过核心耀斑区域的减少建议系绳切割重联作为一种可能的触发机制。磁绳爆发导致一个两个带状M6.5耀斑与延长的上升阶段~21分钟。耀斑表现出显着的偏离标准耀斑模型在上升阶段的早期，在此期间，一对J形耀斑带的形式，显然表现出收敛运动平行于极性反转线，这是进一步证实了HXR足点源的运动。在后期阶段，耀斑遵循标准耀斑模型，源区经历了一个完整的S形到弧形的转变。
2017-01-04 astro-ph.SR
Hooked flare ribbons and flux-rope related QSL footprints
我们研究了2014年9月10日活动区12158的磁拓扑结构，并将其与17：21 UT开始的耀斑（SOL 2014 -09- 10 T17：45：00）之前和早期的观测结果进行了比较。结果表明，用Grad-Rubin非线性无力场外推方法可以很好地再现SDO/AIA观测到的活动区S形结构和耀斑带。各种反S和反J形的磁场线，围绕着日冕通量绳，与在不同的极紫外波长下观察到的S形一致，包括它的多螺纹弯曲端。此外，所观察到的分布的表面电流的磁极性，它是没有规定的是很好地再现。这验证了我们的数值实现和设置的梯度鲁宾方法。模拟的双反J形准分界线层（QSL）足迹与耀斑上升阶段观测到的耀斑带相匹配，包括它们的钩状部分。后者的螺旋状形状可能与一个复杂的喷发前磁通绳与一个以上的扭转，在模型中获得。这些带状关联的通量绳QSL足迹与3D中的新标准耀斑模型是一致的，其中存在位于逆泪滴形日冕QSL下方的双曲通量管。这在预测太阳耀斑中重联和带状物的位置，以及爆发通量绳的几何性质方面是一个新的进展。
2016-03-24 astro-ph.SR
Electric current in flares ribbons: observations and 3D standard model
我们提出了第一次的光球电流的演变过程中爆发的X级耀斑，准确预测的标准三维耀斑模型。我们分析了2011年2月15日耀斑使用HMI/SDO磁观测的演变，发现本地化电流在\J形带增加到两倍的耀斑前的强度。我们的3D耀斑模型，开发与OHM代码，表明这些电流带，在EUV增亮的位置与AIA图像，是由耀斑的日冕电流层的崩溃驱动。这些研究结果的增加电流限制在本地带是一致的整体自由能减少在耀斑期间，这些带状物的形状也给出了一个指示有多少扭曲的爆发通量绳。最后，这项研究进一步提高了标准的3D模型和耀斑观测的理论预测之间的密切对应关系，表明主要的关键物理元素被纳入模型。
2014-04-23 astro-ph.SR
Analysis of the Evolution of a Multi-Ribbon Flare and Failed Filament Eruption
灯丝如何形成和爆发是太阳研究人员一个多世纪以来一直想知道的话题，至今仍有争议。我们使用SDO、STEREO-A、IRIS和NSO/GONG的数据，对活动区（AR）12740中的暗条形成、其失败的喷发以及相关的耀斑（SOL 2019 -05- 09 T05：51）进行了观测。AR 12740是一个衰减区域，由一个非常分散的跟随极性和一个强大的领先点形成，周围是一个高度动态的区域，在那里可以看到移动的磁性特征（MMF）不断偏离斑点。我们的分析表明，长丝是由原纤维的会聚在一个位置，其中磁通量抵消观察。此外，我们的结论是，它的不稳定性也与磁通抵消相关的不断洗牌的MMF。一个双带的耀斑发生与暗条喷发有关;然而，由于AR的大尺度磁结构是四极的，两个额外的耀斑带远离两个主要的耀斑带。我们使用一个无力场的方法在AR尺度大小的AR模型的磁配置。这种局部模型是由一个全球的位场源表面之一。基于局域模型，我们提出了一种假设：暗条失败的爆发和耀斑是由两个重联过程引起的，一个发生在爆发暗条下方，导致双带耀斑，另一个发生在爆发暗条上方，位于暗条磁通绳组态和大尺度闭合环之间.我们计算了重新连接的磁通量，并将其与覆盖在其上的大尺度磁场进行了比较，我们得出结论，后者足够大，可以阻止暗条的爆发。从全球场模型导出的磁张力的计算中可以得出类似的猜想。
2022-06-01 astro-ph.SR
A Study of a Compound Solar Eruption with Two Consecutive Erupting Magnetic Structures
我们报告了一个复合太阳爆发的研究，这是与两个连续爆发的磁结构和相应的两个不同的峰，在脉冲阶段，一个M级耀斑（M8.5）。$\textit{SDO}$、$\textit{GOES}$和$\textit{STEREO-A}$的同时多视点观测表明，这种复合喷发起源于两个位于同一极性反转线上的预先存在的S形磁性结构。对相关的预先存在的细丝的观察进一步表明，这些磁性结构一个位于另一个的顶部，在所谓的“双层”配置中，高度间隔12微米。地势较高的磁性结构变得不稳定，并首先爆发，在极紫外波长下看起来像一个不断扩大的热通道。大约十二分钟后，地势较低的建筑物也开始喷发，而且速度比地势较高的建筑物还要快。结果，两个喷发结构相互作用并相互融合，在外日冕中表现为单一的日冕物质抛射。我们发现，这种双层结构可能是由于沿源活动区强梯度极性反转线的持续剪切运动和通量抵消造成的。这两个分离但间隔很近的磁结构（可能是以磁通量绳的形式）的连续不稳定导致了复合太阳爆发。对复合喷发的研究为揭示太阳活动区复杂喷发构造的形成、引发和演化提供了独特的机会。
2018-06-30 astro-ph.SR
Evidence of external reconnection between an erupting mini-filament and ambient loops observed by Solar Orbiter/EUI
本研究利用Solar Orbiter/EUI和SDO/AIA观测，详细分析了2022年3月4日一次迷你暗条喷发，发现其先经历内部重联，后与外部环相互作用发生外部重联，形成吹出射流并转移质量与磁通量。
2023-03-28 astro-ph.SR
Origins of Rolling, Twisting and Non-Radial Propagation of Eruptive Solar Events
我们表明，主要的不对称性，在爆发的灯丝和日冕物质抛射，即主要的扭曲和非径向运动通常与周围的大规模的周围环境喷发事件。我们对STEREO、SDO和SOHO航天器观测到的日珥爆发的分析表明，在初始阶段，日珥脊保留了爆发前的薄带状拓扑结构。这种拓扑结构允许在爆发的早期阶段弯曲，滚动和扭曲，但在此之前不会。合并上升和初始弯曲的细丝带是非径向的，在相同的一般方向为包络CME。然而，暗条的非径向运动大于日冕物质抛射。在考虑CME周围的全球磁环境，近似的势场源表面（PFSS）模型，我们发现，非径向传播的爆发灯丝和相关的CME与附近的冕洞的存在，偏转喷发等离子体和嵌入场。此外，CME和灯丝运动分别被引导朝向较弱的场区域，即存在于上覆配置中的不同高度处的零点。由于冕洞的存在，作用在日冕物质抛射上的大尺度力可能是不对称的。我们发现日冕物质抛射通常是沿最小阻力方向非径向传播的，该方向总是远离冕洞。我们证明了这些结果使用低纬度和高纬度的例子。
2012-11-27 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnections with multiple flare ribbons during an X-class solar flare
利用太阳动力学天文台的观测资料，研究了2014年1月7日X1.2级耀斑爆发期间，伴随多个耀斑带的滑动磁重联。一个中心负极性被多个正极性所包围，出现三个FR。三个FR出现明显的滑动运动，末端形成钩状结构。由于喷发构造的活动足点，一个紧密的半圆形钩沿其内外边缘滑动后消失，钩内形成冠状凹陷。东钩也因为遥远的暗条弧与被耀斑下的环冲动加热的热环之间的磁重联而消失。我们的结果与三维标准模型中的滑动磁重联区一致。我们认为耀斑的复杂结构可能是光球层中更复杂的通量分布的结果，并且喷发涉及至少两次磁重联。
2016-04-18 astro-ph.SR
Is flare-ribbon fine structure related to tearing in the flare current sheet?
对太阳耀斑带状物的观测显示出显著的精细结构，其形式为破碎的波状扰动和螺旋。这种结构的起源还不太清楚，但有一种可能性是它与耀斑电流片的撕裂不稳定性有关。在这里，我们研究了这种连接，通过构建一个解析的三维磁场代表的爆发通量绳与耀斑电流片低于it. We引入小规模的通量绳代表那些在撕裂不稳定性的电流层，并使用太阳表面的挤压因子，以确定假定的耀斑带的形状和精细结构。我们的分析表明，耀斑带状精细结构和耀斑电流片撕裂之间有直接的联系，与斜撕裂模式有关的带状精细结构的大部分。根据小尺度通量绳的大小、位置和扭曲，在耀斑带的钩状和直段内可以形成与观测定性相似的破碎波浪状和螺旋状特征。我们还表明，旋向的螺旋/波必须是相同的主丝带的钩的旋向。我们的结论是撕裂的耀斑电流层是一个可能的解释螺旋和波浪状的功能在耀斑带。
2021-08-24 astro-ph.SR
Stereoscopic Analysis of the 19 May 2007 Erupting Filament
2007年5月19日，日地关系天文台（STEREO）观测到一次暗条喷发，伴随着一次B9.5级耀斑、日冕变暗和一次极紫外波，大约从世界时13：00开始。在这里，我们使用SECCHI/EUVI望远镜和其他太阳观测的观测结果来分析爆发前和爆发期间灯丝的行为和几何形状。此时，STEREO A和B分离约8.5度，足以使用立体视觉确定灯丝的三维结构。在喷发前约12小时至喷发后约2小时的SECCHI/EUVI 304 A立体数据中可以跟踪灯丝，使我们能够确定喷发灯丝的3D轨迹。从喷发早期阶段的暗条和色球带的3D重建中，观察到上升的暗条物质和正下方的色球层同时加热，这与暗条下方的磁重联导致的喷发一致。比较304 A和H α爆发期间的暗条，发现当它在He II中发射时，它在H α中趋于消失，这表明这种消失可能是由于加热或运动，而不是由于物质的损失。
2009-04-07 astro-ph.SR
Two-stage evolution of an extended C-class eruptive flaring activity from sigmoid active region NOAA 12734: SDO and Udaipur-CALLISTO observations
我们对2019年3月8日在活动区NOAA 12734发生的C类耀斑活动进行了多波长调查。调查利用了SDO上的AIA和HMI以及物理研究实验室的Udaipur-CALLISTO太阳射电光谱仪的数据。这次低强度C1.3事件具有典型的长持续时间事件特征，即扩展的耀斑弧、大尺度双带结构和双日冕变暗。爆发事件发生在一个日冕S形，并显示出两个不同的能量释放阶段，表现在时间和空间的演变。双调光区的形成与大通量绳的爆发相一致，其足点位于日冕S形的西部和东部边缘。从Udaipur-CALLISTO获得的米波射电观测揭示了在类似IV型射电爆发的耀斑活动的第二阶段期间的宽频带（$\approx$ 50-180 MHz）、持续$\approx$ 7 min的稳定等离子体发射。在Udaipur-CALLISTO观测到的静止的IV型爆发之前，有一个起始频率为$\approx$ 2.5 MHz的III型十米-百米射电爆发。多波长观测和非线性力自由场（NLFFF）日冕模拟的合成以及磁衰变指数分析表明，S形通量绳经历了一个压缩-例如响应于上覆的不对称磁场约束而从其西部到东部的足点连根拔起。磁绳的不对称喷发也解释了观测到的大尺度结构，即耀斑带和耀斑后环沿极性反转线（PIL）明显东移，并提供了磁重联位置随喷发进行而横向推进的证据。
2021-04-22 astro-ph.SR
Microwave and EUV Observations of an Erupting Filament and Associated Flare and CME
2012年6月23日，西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）观测到了一次暗条喷发，大约从世界时06：40开始，在西翼之外。在SSRT影像中，暗条可以追踪到1 Rs以上的高度，并且与LASCO C2影像中看到的CME核心一致。我们简要地讨论了爆发的动力学：顶部的灯丝显示出一个平稳的加速到1100公里/秒的视速度。来自STEREO-A的肢体后面的图像显示了两个带状耀斑和主灯丝的相互作用，沿着主中性线定位，具有拱形结构，在垂直方向上取向。这种相互作用伴随着强烈的发射和扭转运动。微波图像显示了一个低温分量，一个高温分量与两个灯丝的相互作用和另一个高温分量显然与耀斑环的顶部。我们计算了高温AIA波段的差分发射测量值，并由此计算了预期的微波亮度温度;对于与耀斑环顶部相关的发射，计算的亮度比观测值低35%。
2013-10-14 astro-ph.SR
Sunspot Rotation as a Driver of Major Solar Eruptions in NOAA Active Region 12158
本文研究了活动区（AR）12158中旋转黑子磁非势特性影响下S形结构的形成条件。来自日震磁成像仪的矢量磁场测量和来自大气成像组件的日冕极紫外线观测表明，爆发的反S S形在旋转太阳黑子的位置有根源。太阳黑子以0- 5度/小时的速度旋转，前半段有增加的趋势，然后减少。许多非势参数的时间演化与太阳黑子的自转有很好的对应关系。AR磁结构的演变近似由力自由平衡的时间序列。黑子周围的NLFFF磁结构显示了观测到的S形结构。来自黑子外围的磁力线构成了S形体，而来自黑子内部的磁力线则覆盖在S形体上，类似于一个通量绳结构。当太阳黑子旋转时，两次主要的CME爆发发生在AR。在第一次（第二次）事件期间，日冕电流浓度增强（退化）与光球净垂直电流一致，但在两种情况下释放的磁能。分析结果表明，S形的磁连接是由太阳黑子旋转的慢运动驱动的，在动力学场景中，它转化为高度扭曲的磁通绳结构。磁绳中超过临界的扭曲可能导致平衡的丧失，从而触发两次爆发的开始。
2016-07-13 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Eruption of EUV Hot-Channel near Solar Limb and Associated Moving Type-IV Radio Burst
利用太阳动力学观测站的观测资料，对2015年2月9日太阳临边附近的一次热流道磁绳（FR）爆发进行了研究。喷发前结构主要在EUV 131 $\mathring{\mathrm{A}}$图像中可见，具有两个高度剪切的环结构。它们经历缓慢的上升运动，然后重新连接，形成一个喷发的热通道，就像在系绳切割重连模型中一样。J形耀斑带跟踪FR的足点，这被确定为热通道。最初，观察到的热通道缓慢上升，在40公里秒$^{-1}$，随后从22：55 UT在87 $\pm$ 2 Mm的日冕高度的指数上升。在23：00 UT的爆发开始后，耀斑重连增加到3 R $_\odot$内的CME的加速过程。之后，日冕物质抛射在传播期间继续以8 m s的速度加速$^{-2}$.此外，喷发发射了II型，随后是III，IVm射电爆发。IVm型的开始和结束时间分别对应于1.5和6.1 R $_\odot$的CME核心高度。此外，光谱指数是负的，这表明非热电子被捕获在闭环结构中。该事件与IVm型事件同时发生，其独特之处在于耀斑带与喷发的热通道一起被非常清晰地观测到，这有力地支持了J形耀斑带的钩状部分勾勒出了爆发FR的边界。
2022-01-18 astro-ph.SR
Large Magnetic Flux Rope Formation in an X2.1 Flare observed on September 6, 2011
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
针对2011年9月6日X2.1耀斑的观测特征，通过数据约束的MHD模拟，揭示S形场与扇脊等结构重联传递磁扭曲形成大MFR，其足点与观测的环形耀斑带及远程增亮对齐，为现象提供解释。
2025-11-18 astro-ph.SR
Current sheets in the wake of an eruption of two crossing filaments
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，研究了一次双交叉暗条爆发，首次报道了连接下部耀斑带和上部爆发暗条的电流片。2014年7月8日，在NOAA活动区（AR）12113中观察到两个交叉的细丝。较低位置的细丝先上升，然后与较高位置的细丝相遇。此后，两人又在一起。暗条喷发将上覆的磁场线向上拉，导致上覆磁场线的磁极性相反的两条腿接近。在这两条边的交界处形成了两组明亮的CS，CS中发生了磁重联，产生了下面的耀斑带和耀斑后环。在CS中出现了几个明亮的等离子体团，并沿CS双向传播。在AIA多波长通道中观察到了CS和等离子体团，表明它们在重联过程中都被加热，有热和暖的成分。采用差分发射测量（EM）分析，我们发现，无论是温度和EM的CS从耀斑弧向外的爆发细丝，和那些的等离子体团是显着大于没有等离子体团被检测到的区域。
2018-11-21 astro-ph.SR
Formation of Transient Coronal Holes during Eruption of a Quiescent Filament and its Overlying Sigmoid
利用H $α$、He I 10830、EUV和软X射线（SXR）数据，对2006年1月12日发生在太阳盘中心附近的一次暗条爆发进行了观测，该爆发扰动了$\emph{GOES-12}$ SXR成像仪（SXI）观测到的暗条通道上的一个S形通道，导致了该通道的爆发。该事件与太阳和日光层天文台（$\emph{SOHO}$）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）观测到的部分晕日冕物质抛射（CME）有关，并导致形成两个耀斑状条带，爆发后日冕环和两个瞬态日冕洞（TCH），但没有明显记录到与爆发相对应的$\emph{GOES}$或H $α$耀斑。这两个TCHs由相反的磁极性主导，位于喷发的乙状结肠的两端。它们在He I 10830、EUV和SXR观测中显示出相似的位置和形状。在早期喷发阶段，增亮首先出现在两个后续的TCH的位置，这可以清楚地识别在He I 10830，EUV和SXR图像。这一喷发事件可以用磁通量绳模型来解释，而两个TCH很可能是磁通绳的脚。
2009-01-07 astro-ph.SR
Successive flux rope eruptions from $δ$-Sunspots region of NOAA 12673 and associated X-class eruptive flares on 2017 September 6
在本文中，我们对2017年9月6日发生在S形活动区NOAA 12673的两个X2.2和X9.3级X级太阳爆发耀斑进行了多波长分析，结合了太阳动力学观测站上的大气成像组件和日震磁成像仪仪器的观测。在报告的活动当天，活动区的光球结构显示出一个非常复杂的$δ$ -太阳黑子网络，导致在热极紫外通道中观察到的日冕S形。这两个X级耀斑都是在$\sim$ 3小时的间隔内从S形核心依次启动的，并作为一个单一的“S形-到-拱廊”事件进行。差分发射测量分析揭示了强烈的加热等离子体的核心活动区的权利，从预耀斑阶段，进一步加强和空间扩展，在每个事件。在耀斑爆发前阶段，通过对早期耀斑增亮和遥远的微弱带状结构位置的日冕磁场进行非无力场模拟，识别出一个预先存在的磁零点，为太阳爆发模型提供了支持。磁外推还揭示了磁绳结构之前，随后支持的观测热EUV通道的爆发的两个耀斑。第二次X级耀斑在两组耀斑带的演变中与标准耀斑情景偏离，这两组耀斑带在空间上分离良好，提供了两个日冕高度处的磁重联的确凿证据。
2018-10-31 astro-ph.SR
A Two-ribbon White-light Flare Associated with a Failed Solar Eruption Observed by ONSET, SDO, and IRIS
双带增亮是爆发型太阳耀斑最显著的特征之一，常被用来预测日冕物质抛射（CME）的发生。然而，最近有人质疑是否所有的双带耀斑都是爆发性的。在本文中，我们研究了一个两个带状白光（WL）耀斑，这是与失败的磁通量绳（MFR）爆发2015年1月13日，没有伴随CME在WL日冕。\textit{Optical and Near-infrared Solar Eruption Tracer}和\textit{Solar Dynamics Observatory}的观测结果表明，随着耀斑发射的增加和未成功爆发的MFR的加速，在WL 3600的通带处出现了两个孤立的核，并迅速发展成两个细长的带状结构。WL连续谱增强的演化与\textit{Fermi}硬X射线26- 50 keV通量的变化在时间上完全一致。在\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}观察到的整个FUV和NUV通带处，连续发射的增加也是清晰可见的。此外，在一个WL核中，\ion{Si}{4}、\ion{C}{2}和\ion{Mg}{2} h/k线显示显著增强和非热增宽。然而，它们的多普勒速度模式是依赖于位置的。在强烈明亮的像素，这些线表现出蓝移;而在中等明亮的，线通常是红移。这些结果表明，失败的MFR爆发也能够产生一个双带耀斑和高能电子，加热低层大气，导致WL和FUV/NUV连续辐射和色球…
2015-07-08 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
The Relation between Solar Eruption Topologies and Observed Flare Features I: Flare Ribbons
本文利用Hinode、STEREO和SDO观测到的S形活动区7个双带耀斑的拓扑磁场研究。我们首先推导出三维日冕磁场结构的所有地区使用轻微不稳定的三维日冕磁场模型与磁通绳插入方法。不稳定模型已被证明是一个很好的模型的耀斑磁场配置。区域选择的基础上，他们的前耀斑配置以及外观和观测范围的耀斑带，并使用前耀斑的功能，在极紫外和X射线通带观察到的模型受到约束。我们通过计算挤压因子Q对模型进行拓扑分析，以确定突出的准分界线层（QSL）的位置。从这些地图的QSL相比，耀斑带在其全部范围。我们发现，在所有情况下，两个J形带的直段匹配非常好的磁通绳相关的QSL，和钩状段的匹配是不太一致的，但在大多数情况下仍然是好的。此外，我们表明，这些QSL覆盖脊的电流密度图。这项研究是来自三维日冕磁场模型的QSL区域的最大样本，它表明，我们采用的磁摩擦建模技术，给出了一个非常好的代表性的耀斑区域，预测耀斑带状位置的能力，在事件中的耀斑的时间模型。
2015-06-10 astro-ph.SR
A Transient Coronal Sigmoid in Active Region NOAA 11909: Build-up Phase, M-class Eruptive Flare, and Associated Fast Coronal Mass Ejection
在这篇文章中，我们通过分析多波长和多仪器观测，研究了2013年12月7日活动区（AR）NOAA 11909的冠状S形的形成和破坏。我们的分析表明，形成“瞬态”乙状结肠发起$\approx$ 1小时前，其喷发通过两个扭曲的冠状环系统之间的耦合。日冕和光球图像之间的比较表明，日冕S形形成在一个简单的$β$型AR，也具有分散的磁场结构的光球。的视线光球磁图还揭示了移动的磁功能，小规模的磁通量取消事件附近的PIL，和整体磁通量取消在延长喷发前的阶段，这表明系绳切割重连对建立的磁通绳的作用。乙状结肠的破裂伴随着双带喷发的M1.2耀斑（SOL 2013 -12- 07 T07：29）。在射频，我们观察到III型和II型爆发在米波长的脉冲阶段的耀斑。磁绳的成功爆发导致SOHO/LASCO视场中的快速日冕物质抛射（线速度为$\approx$ 1085 km s-1）。在耀斑的演化过程中，我们清楚地观察到典型的“S形到拱状”的转变。在耀斑的脉冲相开始之前，通量绳经历了一个缓慢的上升（$\approx$ 15 km s-1），随后转变为快速喷发（$\approx$ 110 km s-1）。磁绳的两相演化分别与M级耀斑的软X射线前兆和脉冲相发射表现出时间关联，从而指向磁重联和早期CME动力学之间的反馈关系。
2021-05-02 astro-ph.SR
Understanding the Lateral Drifting of an Erupting Filament with a Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation
本文通过CHASE与SDO观测及数据约束MHD模拟，揭示磁通量绳腿部与邻近剪切拱的外部磁重联导致暗条横向漂移和CME轴向偏转。
2023-08-17 astro-ph.SR
Observation of a Large-scale Quasi-circular Secondary Ribbon associated with Successive Flares and a Halo CME
太阳耀斑带为日冕的磁重联过程和相关的磁场拓扑结构提供了重要线索。我们发现了一个大规模的次级耀斑带状的圆形发展与两个连续的M级耀斑和一个CME。这条带显示了一些有趣的性质，如1）一个准圆形的形状和封闭的中心活动区; 2）大小可达500 \arcsec × 650 \arcsec，3）从距耀斑最近的位置开始，以\kms{160}的速度顺时针连续增亮，4）南北部径向收缩和膨胀，分别以$\leq$ \kms{10}的速度。利用\textit{SDO}、\textit{RHESSI}、XRT和Nobeyama的多波长数据，结合磁场外推，我们发现：1）次级带的位置与连接耀斑区和周围衰减场的扇形磁结构的磁力线脚点一致;（2）第二次M2.6耀斑是由第一次M2.0耀斑驱动的日冕膨胀环与背景衰变场相遇而产生的。3)紧接着第二次耀斑之后，次级带状物与变暗区域一起发展。基于我们的研究结果，我们认为，扩大的S形场和覆盖的扇形场之间的相互作用触发了二次重联，导致了场的开放和准圆形二次带的形成。因此，我们的结论是，活动区和周围的大规模领域之间的相互作用，应考虑到充分了解整个喷发过程。
2017-11-02 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
Saddle-shaped solar flare arcades
由于磁重联为太阳耀斑和爆发提供动力，形成了耀斑环弧。我们分析了在五个著名的爆发耀斑形成的耀斑弧的形态和演化。我们表明，拱廊有一个共同的鞍状形状。尽管耀斑属于不同的类别（C到X），发生在不同的磁环境中，并且在各种投影中被观察到，但鞍形还是发生了。鞍点与较长、相对较高和倾斜的耀斑环的存在有关，这些耀斑环一直在拱廊的末端观察到，我们称之为“角点”。我们的观察表明，典型的cantles连接直的耀斑带的共轭带的钩状延伸部分。利用大气成像仪（AIA）和极紫外成像仪（EUVI）对2011年5月9日爆发性耀斑进行的立体观测，研究了角点的起源。仪器的相互分离导致了理想的观测条件，允许同时分析演变的cantle和潜在的带状钩。根据我们的分析，我们认为其中一个角的形成可以用喷发构造与其上覆弧之间的磁重联来解释。我们建议耀斑拱廊的形态可以提供有关重联几何形状的信息，其中个别耀斑环起源。
2021-02-22 astro-ph.SR
Formation and eruption of sigmoidal structure from a weak field region of NOAA 11942
利用太阳动力学天文台的观测资料，我们研究了活动区（AR）11942的一个有趣的S形形成和喷发的例子。HMI和AIA观察结果的分析推断，最初AR在性质上是紧凑和双极的，在几天内演变为剪切构型，由主持细丝通道的倒J形环组成。通过跟踪光球的磁特征，剪切和收敛运动被观察到在S形环的发展中发挥主要作用，进一步的磁通抵消导致J环的系绳切割重联。这一阶段与1月6日21：32 UT时的丝状体上升运动以及随后的乙状结肠喷发是同时的。通量绳上升的相位为慢（v $_{avg}$ = 26 km~s $^{-1}$）和快（a $_{avg}$ = 55 ms $^{-2}$），表明日冕物质抛射为慢上升，并伴随着弱的C1.0级X射线耀斑。耀斑带的分离速度在耀斑峰值时刻附近达到峰值，在该时刻发生最大重联率（2.14 Vcm $^{-1}$）。此外，131，171 π ~的EUV光变曲线与94 π ~相比具有130分钟的延迟峰，并且通过差分发射测量来解释。我们的分析表明，能量的释放是在一个很长的时间持续进行，表现为开始的灯丝上升和最终爆发的光球中的会聚和抵消通量驱动。与强烈的喷发事件不同，观察到的缓慢CME和弱耀斑是缓慢的跑道系绳切割重连的迹象，大多数剪切拱廊是放松在延长后阶段的喷发。
2019-02-21 astro-ph.SR
Filament Eruption Driving EUV Loop Contraction then Expansion above a Stable Filament
我们分析了与位于活动区边界的暗条爆发相关的EUV环演化的观测结果。太阳动力学观测站和日地关系观测站-A号航天器观测到了SOL 2013 -03- 16 T14：00事件，观测角度差异很大。细丝高度用线性和指数函数的和拟合。这两个阶段指向不同的物理机制，例如：系绳切割重联和磁不稳定性。虽然没有X射线发射的报告，这一事件提出了经典的喷发特征，如：分离的双带和耀斑环的增长。我们报告的迁移的南部脚的喷发丝通量绳由于交换重连遇到的邻近AR的磁回路。平行于爆发的暗条，一个稳定的暗条保留在活动区的核心。这种喷发的特殊性在于，位于两个丝状体几乎连接端上方的冠状环首先在相位上收缩，然后扩张并达到一个新的稳定构型，接近喷发开始时的构型。收缩和膨胀阶段持续约20分钟。与以前的情况下的主要区别是，PIL弯曲约180度周围的喷发灯丝的端部，因为磁配置至少是三极。这些观察结果对于解释先前双极配置内环收缩病例的模型具有挑战性。需要新的模拟来扩大所研究的配置的复杂性。
2021-09-16 astro-ph.SR
Formation and Eruption of an Active Region Sigmoid: I. Study by Nonlinear Force-Free Field Modeling
我们提出了一个活动区（AR）S形在AR 11283的形成和喷发的磁性分析，从2011年9月4日至6日。为了跟踪日冕磁场的准静态演化过程，我们利用SDO/HMI矢量磁图约束的非线性无力场模型，重建了静态磁场的时间序列。对这些区域的详细分析与SDO/AIA的观测结果进行了比较，结果表明该区域的演变情况如下。最初，一个新的双极出现到一个预先存在的双极AR的负极性，形成两个通量系统之间的零点拓扑。一个弱扭曲的磁通绳（FR），然后慢慢地建立在嵌入的核心区域，主要是通过磁通抵消光球重联，形成一个光秃秃的补丁分界线表面（BPSS）分离FR从其周围的领域。FR逐渐增长，直到它的轴运行到一个环面不稳定（TI）域附近的第三天结束，和BPSS也发展一个完整的S形。与标准TI的情况不同，FR不会立即爆发，因为它仍然沿着极性反转线的秃斑（BP）部分附着在光球上。FR的TI驱动扩张和BP处的系线的综合效应将FR撕裂成两部分，上部自由排出，下部保留在扩弓后的弧形后面。该过程动态地扰动BPSS，并导致S形的瞬时增强增亮。FR上部的加速膨胀强烈地推动其包层通量接近零点，并引发零点处的突破重联，正如显着的圆形耀斑带所证明的那样，这进一步促进了喷发。我们讨论了这些结果的形成和破坏的乙状结肠区与FR的重要影响。
2013-10-30 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
Onset and evolution of solar flares: Application of 2D and 3D models of magnetic reconnection
该研究结合2D与3D磁重联模型，梳理太阳耀斑观测特征与理论认识的对应关系，重点分析含平行带、日冕喷流等的复杂圆形带耀斑，探究不同类型耀斑及喷流触发条件的相似性。
2023-09-30 astro-ph.SR
Are complex magnetic field structures responsible for the confined X-class flares in super active region 12192?
2014年10月19日至27日，在超活动区（AR）12192发生了6次X级耀斑。它们都是局限的耀斑，并没有伴随着日冕物质抛射（CME）。为了研究10月22日至26日发生的四次耀斑的结构，我们首先利用每次耀斑过程的三倍时间合成图像来显示这些耀斑环的分层结构。在较低（171 ℃）和较高（131 ℃）温度通道中，每个耀斑的环结构都很复杂，例如，以耀斑带为基础的耀斑环被剪切或扭曲（缠绕）在一起，复杂的结构在耀斑过程中没有被破坏。对于第一次耀斑，虽然耀斑环系统呈纺锤形，但我们可以从观测中估计其结构，其长度为130 ~ 300 μ m，高度为65 ~ 150 μ m，纺锤中部宽度为40 ~ 100 μ m，剪切角为16 $^\circ$ ~ 90 $^\circ$。此外，耀斑带的运动也不规则，如22日耀斑的左带碎片反复扫过一小块区域，26日耀斑的两条带沿同一方向运动，而不是相互分离。这些不规则的运动也意味着相应的耀斑环是复杂的，例如，几组耀斑环扭曲在一起。虽然以前的研究认为背景磁场阻止了局限耀斑的爆发，但我们首次提出，基于这些观察，复杂的耀斑环结构可能是这些局限耀斑的原因。
2017-07-11 astro-ph.SR
Drifting of the line-tied footpoints of CME flux-ropes
现有的3D扩展的标准模型表明，磁通绳足迹包围弯曲形状的QSL足迹，可以与钩形耀斑带。我们建立在这一发现的基础上，并进一步解决他们的时间演化的联合问题，并形成耀斑环的两端爆发的双极，这都是相关的耀斑理解一般和ICME研究特别是在耀斑环。本文用磁流体力学方法计算了环面不稳定磁通绳中的量子线和相应的场线。不断发展的QSL足迹被用来定义在不同的时间的磁通绳的外边缘，并识别和表征新的三维重联的几何形状和序列，发生在两端的扩口PIL。我们还分析了在两次X级耀斑期间，SDO/AIA和IRIS在EUV波段观测到的耀斑带。在喷发过程中，磁通绳足点漂移，这是由于系线而意外的。这种漂移是由于一系列的日冕重连，在一边侵蚀了通量绳，在另一边扩大了通量绳。磁通绳足点区域的其他变化是由于单个场线的多次重连，其拓扑结构可以从拱廊到磁通绳，最后到耀斑环依次演变。这些都与变形和位移的QSL足迹，这类似于那些研究耀斑带。我们的模型预测了连续的变形和漂移的ICME通量绳足点，其区域所包围的平等发展的钩形耀斑带，以及耀斑环的形成在两端的耀斑PIL起源于通量绳本身，这两者都是由于纯粹的三维重联几何形状。两次事件中观察到的耀斑带演化支持了该模型，但需要更多的观察来检验其所有预测。
2018-11-10 astro-ph.SR
Qualities of Sequential Chromospheric Brightenings Observed in Optical and UV Images
在第一次检查时，在H-α中观察到的色球耀斑带状物看起来组织良好：带状物冲动地变亮，形态演变，并指数衰减回到耀斑前的水平。在对H-α耀斑进行更仔细的观察后，通常会有大量的致密区域与耀斑爆发一致地变亮，但在空间上与不断发展的耀斑带分离。其中一类增亮被称为连续色球增亮（SCB）。SCB经常在耀斑爆发的附近被观测到，并且与日冕物质抛射有关。在过去的十年中，已经有几个以前的调查SCBs。这些研究完全依赖于H-α图像来发现和分析这些短暂的增亮。这项工作采用了Kirk等人（2011）的自动检测算法，在HeII，Civ和1700年的地基H-alpha图像和补充AIA图像的观测中提取SCB的物理质量。然后使用互补多普勒速度剔除在该跟踪过程中产生的元数据，以隔离三种可区分类型的SCB。通过统计分析，我们发现色球H-α层的SCB出现得较早，持续时间较长。从这个多层分析，我们推断，SCBs在空间上被限制到中间色球层。我们还推导出一个能量预算来解释SCBs中SCBs有一个假定的能量不超过总耀斑能量的0.01%。
2014-11-14 astro-ph.SR
Observational study of the formation of homologous confined circular-ribbon flares
研究AR 11476中5个无CME的M级同源受限圆带状耀斑，揭示黑子旋转与剪切供能、扇面—脊柱磁零点促发重联及大尺度磁环约束喷发的机制。
2025-05-14 astro-ph.SR
Spatiotemporal evolution of UV pulsations and their connection to 3D magnetic reconnection and particle acceleration
本文通过SDO/AIA和Solar Orbiter/STIX观测M3.7级耀斑中的长周期QPPs，发现紫外脉动源于耀斑带扩展前沿的耀斑核并与硬X射线相关，提出滑动磁重联沿准分离层驱动脉动时空演化。
2025-06-04 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
Electric Currents through J-shaped and Non-J-shaped Flare Ribbons
近年来，由于光球电流通道和耀斑带之间的空间相关性，在将二维标准耀斑模型扩展到三维的背景下，低层大气中呈现双J形带的太阳耀斑越来越受到人们的关注。本文用71个双带耀斑（其中36个为J型）的样本研究了耀斑带扫过光球区（简称合成带区）的电流。流过一条带的电流与流过另一条带的电流高度相关，因此属于同一电流系统。该电流系统的非中性因子与耀斑大小无关，这意味着直流和回流都参与了耀斑。J形耀斑与非J形耀斑的区别在于：1）J形SRA内的电流密度明显小于非J形SRA内的电流密度，但J形SRA及其相关的磁通量也明显大于非J形SRA。2)通过SRA的电流与耀斑强度呈正相关，但J形耀斑的相关性比非J形耀斑强。3)大部分（75%）J型耀斑是爆发性的，而大部分（86%）非J型耀斑是局限性的，因此J型耀斑的活动区比非J型耀斑更可能是S形的。因此，J型耀斑是双带耀斑的一个独特子集，可能是爆发型耀斑的代表。此外，我们发现，结合SRA和它的相关磁通量有可能区分从局限耀斑爆发。
2020-07-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Active Region Electric Currents Before and During Eruptive Flares
“爆发耀斑之前和期间的太阳活动区电流”一章利用太阳观测资料、依赖于这些观测资料的非线性无力场外推以及三维磁流体动力学（MHD）模型，讨论了太阳磁结构爆发前状态和爆发过程中的电流。讨论解决了中性与非中性电流在活动区的问题，并得出结论，MHD模型能够解释非中性电流在活动区的极性反转线沿强磁剪切的存在，从而证实了以前的观察已经包含这一结果。这些模型还捕捉到了太阳爆发期间活动区电流行为的本质，分别预测了耀斑带内部和膨胀通量绳内部的电流密度增加和减少。从矢量磁场观测中推断出的光球电流密度图显示出与MHD模型结果相似的旋转带状图案，这被解释为活动区磁系统之间的磁绳和准分界线层（QSL）的签名。在这些QSL的总电流的增强在喷发和喷发通量绳的脚点电流密度下降，已被证实的观测。
2019-03-10 astro-ph.SR
February 15, 2011: sun-quakes produced by flux rope eruption
我们对2011年2月15日的X级太阳耀斑进行了分析，此前有报道称该耀斑在太阳活动周期24中产生了第一次太阳地震（Kovichev 2011）。使用声全息，我们确认了第一个，并报告了第二个，较弱的，地震源与此耀斑。我们发现，这两个源位于两端的S形，这表明存在的磁通绳。与以前报道的大多数太阳地震相反，声发射先于主要硬X射线（HXR）源的峰值几分钟。此外，来自RHESSI数据的最强硬X射线足迹被发现位于远离耀斑带中的震源。我们占这些差异的范围内的磁绳喷发和伴随的双带耀斑的现象学模型。我们建议，太阳地震被触发的爆发通量绳在开始的耀斑脉冲阶段和爆发开始的足点，而主要的硬X射线源出现后，在耀斑环下形成的上升通量绳的足点。可能的影响，这种情况下的理论解释的驱动力的太阳地震进行了讨论。
2011-10-10 astro-ph.SR
On the Characteristics of Footpoints of Solar Magnetic Flux Ropes during the Eruption
我们研究了四个爆发的磁通量绳（MFR）的足迹，这些绳在爆发之前在大气成像组件高温通带中表现为S形热通道。日震和磁成像仪的同步观测揭示，磁共振的一个足点起源于具有较强磁场的半影或半影边缘，而另一个足点则起源于具有较弱磁场的苔藓区。MFRs的轴与主极性反转线和相关灯丝的显著偏离表明MFRs已经上升到高海拔，因此可以与源S形AR区分开。更有趣的是，随着MFR的爆发，具有较强磁场的足点处的平均倾角和直流电流趋于减小，这暗示了MFR腿中的磁场的拉直和解扭。此外，相关的耀斑带也显示了一个有趣的演变。它们最初出现在MFRs的两个足点和下方区域的零星增亮，然后迅速延伸到两个细长的剪切J形条带，其两个钩对应于MFRs的两端。最后，两条丝带的直线部分相互分离，演变成两条加宽的平行丝带。这些特征大多符合并支持最近提出的三维标准CME/耀斑模型，即，扭曲的MFR喷发拉伸并导致上覆场的重联，随着高度的增加，上覆场由强剪切向弱剪切过渡。
2016-05-13 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Partial Null Point Reconnection of an Eruptive Filament
Kumaun University（库马恩大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；George Mason University（乔治梅森大学）
本文基于2015年7月13日一次暗条爆发观测，揭示磁通量对消形成磁绳并失稳抛射的过程，发现爆发区周围的圆形增亮源于零点拓扑下的互换重联，并构建了暗条上下方同时发生磁重联的统一解释框架。
2025-11-06 astro-ph.SR
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
Two Types of Solar Confined Flares
为了解受限耀斑的物理机制，选取了2011-2017年期间的18个受限耀斑，根据其动力学性质和磁位形的不同，将受限耀斑分为两类。“I型”耀斑的特征是滑移重联、强剪切和稳定的暗条。“II型”耀斑几乎没有滑移重联，耀斑后有一个位形。暗条爆发，但被强束缚场限制。“II型”耀斑可用二维MHD模型解释，而“I型”耀斑则需要三维MHD模型。18个耀斑中7个（$\sim$ 39 \%）属于“I型”耀斑，11个（$\sim$ 61 \%）属于“II型”局限耀斑。“I型”耀斑的耀斑后环具有较强的非势性，而“II型”耀斑的耀斑后环剪切较弱。所有的I型耀斑都表现出平行于极性反转线的带状伸长，速度为几十km/s $^{-1}$。对于“II型”耀斑，只有一小部分显示出沿PIL的带状拉长。我们认为，不同的磁拓扑结构和重联的情况下决定了不同的属性为两种类型的耀斑。多个磁系统之间的滑动磁重联导致“I型”耀斑。对于“II型”耀斑，磁重联发生在爆发暗条下面的反平行磁场中。我们的研究表明，“I型”耀斑占总的大型受限耀斑的三分之一以上，这在进一步的研究中是不应该被忽视的。
2019-07-10 astro-ph.SR
Sun-as-a-star Analysis of the Solar Eruption Source Region Using Ha Spectroscopic Observations of CHASE
该研究利用CHASE的Ha光谱数据分析5类太阳爆发，揭示爆发源区不同子区域的恒星视角Ha光谱特征，识别CME相关特殊光谱探针，解释恒星CME观测较少的原因，并提出Ha与紫外光谱对比的分析方法。
2025-08-25 astro-ph.SR
Slow Rise and Partial Eruption of a Double-Decker Filament. I Observations and Interpretation
我们研究了一个活跃区的右旋灯丝，这是由两个分支分开的高度约13微米。这种“双层”配置持续了几天前，上分支爆发GOES级M1.0耀斑在2010年8月7日。分析这一演变，我们得到以下主要结果。1)在喷发前的几个小时内，观察到下分支内的细丝间歇性地变亮，向上提升，然后与上分支合并。合并过程为上支贡献了磁通量和电流，导致其准静态上升。2)这种转移可能是上支失去平衡的关键机制，达到了极限通量，可以稳定地保持下来的叠加场或达到阈值的环面不稳定性。3)喷发枝首先由沿极性反转线的反S形变直，然后扭曲成正S形。这显示了左旋螺旋度的转移是以一个扭曲-扭曲-扭曲的顺序进行的。初始扭动转化为磁绳扭转的事实排除了螺旋扭折不稳定性作为喷发的触发过程，但支持主相不稳定性的发生，这确实是由非常强烈的扭动运动所指示的。4)一个硬X射线S形，可能是日冕起源，在相关耀斑的脉冲阶段，在两个原始暗条分支之间的间隙中形成。这支持了一个模型的瞬态S形形成的垂直耀斑电流片。5)左手磁螺旋度推断的右旋灯丝的两个分支。6)两种类型的无力磁配置是兼容的数据，一个双磁通绳平衡和一个单一的磁通绳位于以上的一个环拱廊。
2012-08-15 astro-ph.SR
