On the possibility of using decayless kink oscillations of coronal loops to forecast powerful solar flares and coronal mass ejections
Space Research Institute of the RAS（俄罗斯科学院空间研究所）；Institute of Solar-Terrestrial Physics of the Siberian Branch of the RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分支太阳-地球物理研究所）
本文通过运动放大和小波分析对比有无强耀斑活动区中日冕环无衰减扭结振荡，发现其行为无系统性差异，初步认为该方法不适用于预报强耀斑和日冕物质抛射。
2025-11-07 astro-ph.SR
Solar flares with and without SOHO/LASCO coronal mass ejections and type II shocks
我们分析了一组丰富的无线电（伴随IV型或II型爆发）太阳耀斑和他们的协会SOHO/LASCO日冕物质抛射在1998 - 2000年期间。这些事件的强度，冲动和精力充沛的调查。我们发现，平均而言，与II型和日冕物质抛射相关的耀斑比仅与II型相关的耀斑（没有日冕物质抛射报告）以及伴随IV型连续体但不伴随II型冲击的耀斑更冲动，更有活力。从最后两类，耀斑与II型爆发（没有CME报告）是最短的持续时间和最冲动。
2010-09-19 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 astro-ph.SR
Generation of large scale electric fields in coronal flare circuits
在太阳耀斑期间产生大量高能电子。它们携带了耀斑释放的能量的很大一部分，但这些电子是如何产生的还没有完全弄清楚。本文提出光球活动区等离子体运动是大电流的来源。这些电流可以用宏观电路来描述。在特殊情况下，电流可以沿着磁场线在电晕中建立。当对当地条件作适当假设时，这些电流释放的能量与耀斑能量相当。
2009-08-06 astro-ph.SR
Origin of Coronal Extreme Ultraviolet Shockwaves without a Coronal Mass Ejection Event
Tufts University（塔夫茨大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）
通过比较有无日冕物质抛射（CME）的日冕大尺度传播前沿（LCPF）事件，发现无CME的孤立耀斑产生的日冕波传播较慢，且其软X射线特性表明能量释放率较低，暗示不同的产生机制。
2026-07-10 astro-ph.SR
Flare Generated Shock Wave Propagation Through Solar Coronal Arcade Loops and Associated Type II Radio Burst
本文介绍了耀斑产生的II型射电爆发的多波长观测。来自II型的激波的运动学与通过日冕拱圈传播的快速EUV波密切匹配。极紫外波与没有相关日冕物质抛射的M1.0级脉冲耀斑密切相关，并在活动区NOAA 12035的拱廊环的一个足点处触发。它最初在AIA 335的图像中被观测到，速度约为800 km/s，在穿过拱廊环路后加速到约1490 km/s。在耀斑现场发现了一个扇脊磁拓扑结构。还观察到一个小的、受限的暗条喷发（~340 km/s），其运动方向与极紫外波相反。我们认为，突破重联的扇脊拓扑触发耀斑和相关的EUV波传播作为一个快速冲击通过拱廊环路。
2016-06-16 astro-ph.SR
RHESSI Investigation of X-ray Coronal Sources During Decay Phase of Solar Flares: II. Energy Balance
正如许多作者所指出的那样，在长持续时间耀斑（LDE）的衰变阶段观察到的X射线的缓慢减少只能用磁重联和耀斑日冕部分持续不断的能量释放来解释。使用RHESSI数据，我们试图回答以下两个问题。这些过程在LDE衰变阶段的有效性如何？如何根据这些数据精确计算能量释放率？为了回答这些问题，重建了所选LDE在其衰减阶段的图像。通过图像光谱分析获得的耀斑日冕源的物理参数，使我们能够研究能量释放过程的效率。我们还检查了能量方程中包含的项，以了解确定每个项的准确性。
2011-04-07 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
Pre-flare coronal dimmings
在本文中，我们主要研究耀斑前日冕的暗化。我们报告了2014年9月10日在NOAA活动区（AR）12158中由S形磁通量绳（MFR）爆发产生的GOES X1.6太阳耀斑和伴随的晕CME的多波长观测结果。太阳动力观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了这次喷发。利用SDO日震磁成像仪（HMI）观测了光球视线磁图。GOES航天器记录了软X射线（SXR）通量。利用SOHO上的大角度日冕光谱仪（LASCO）的白光日冕照相机观测到了晕状CME。在耀斑/CME爆发前约96分钟，在扭曲MFR的两端出现了狭窄的耀斑前日冕变暗。它们的延伸非常缓慢，其强度随时间而减小，而它们的表观宽度（8 $-$ 9 Mm）几乎保持不变。在耀斑的脉冲和衰减阶段，出现了典型的扇形孪晶暗斑，其范围和强度都比耀斑前的暗斑大得多。171 γ射线强度下降率达40%。耀斑前的暗化在171、193和211 ° C最为显著，形成温度为0.6 $-$ 2.5 MK。在131年和335年也可以识别出耀斑前暗化的北部。据我们所知，这是第一次详细研究耀斑前日冕变暗，这可以解释为密度耗尽的结果，在MFR缓慢上升的过程中，围绕MFR的日冕环系统逐渐扩大。
2016-11-25 astro-ph.SR
Coronal shocks associated with CMEs and flares and their space weather consequences
我们研究了复杂事件的样本的地球有效性，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪在100-650兆赫范围内记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别来自太阳地球物理数据和LASCO目录。这些与太阳风参数和地磁指数的变化进行了比较，以建立太阳能量事件和它们对地磁活动的影响之间的关系。
2010-09-15 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late-Phase Flares: Before and During the Solar Dynamics Observatory Mission
SDO的EUV观测揭示了暖日冕辐射的有趣特征，在耀斑期间，暖日冕辐射在热日冕X射线辐射峰值之后很快达到峰值，然后有时在X射线耀斑峰值之后数小时达到第二次峰值。这种耀斑类型，有两个温暖的日冕发射峰，但只有一个X射线峰，被命名为EUV晚期。这些耀斑具有以下独特的性质：i）具有复杂的磁场结构，具有两组初始日冕环，其中一组覆盖在较低的组上，ii）具有在较低的组中启动并干扰两个环组的喷发耀斑，iii）具有仅从较低的组发射的热日冕发射，以及iv）具有与较低集合相关联的暖日冕发射的第一峰值，并且其第二峰值从较高集合发射得晚得多。爆发对日冕环的扰动是在同一时间发生的，但在耀斑后重联期间，加热的日冕环的松弛和冷却有不同的时间尺度，较长的上部环明显滞后于下部环。这些冷却时间尺度的差异与暖日冕发射的两个峰值时间之间的差异有关，并且在具有两个不同衰变的X射线发射的衰变轮廓中也是明显的，在暖日冕发射的第二个峰值的时间期间，第一个衰变斜率更陡，延迟的衰变斜率更小。利用3年SDO/EVE观测资料，分析了Fe XVI两个耀斑峰之间的EUV晚期衰变时间与X射线衰变斜率的频率和关系，并利用X射线双衰变特征估算了过去4个太阳活动周的EUV晚期耀斑频率。这项研究表明，极紫外后期耀斑的频率峰值之前和之后，每个太阳活动周期的最低点。
2014-01-22 astro-ph.SR
When Magnetic Field Lines Stretch, Snap, and Expand: A New Look at Solar Flares with L-maps
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NSF National Center for Atmospheric Research（美国国家科学基金会国家大气研究中心）；Institute of Solar-Terrestrial Physics of SB RAS（俄罗斯科学院西伯利亚分院太阳-地球物理研究所）
本文通过L-maps方法研究日冕闪焰中磁力线的三维演变，揭示了闪焰前兆、重联及日冕物质抛射三个阶段的动态过程。
2026-01-06 astro-ph.SR
"Dandelion" Filament Eruption and Coronal Waves Associated with a Solar Flare on 2011 February 16
与太阳耀斑相关的日冕扰动，如H $α$ Moreton波、X射线波和极紫外（EUV）日冕波，在此讨论与日冕中的磁流体动力学快模波或冲击的关系。为了了解日冕扰动的机制，在多个波长上进行具有高空间和时间分辨率的全圆盘太阳观测至关重要。在秘鲁伊卡大学耀斑监测望远镜拍摄的H $α$图像中，我们观测到了一个与2011年2月16日M1.6耀斑相关的“”形暗条喷发。我们推导出了爆发暗条的三维速度场。我们还确定闪烁的细丝，位于远离耀斑网站的H $α$图像，而没有摩顿波观察。通过比较闪烁灯丝的时间演变与极紫外图像数据中看到的日冕波的大气成像组件上的{\it太阳动力学观测站}和极紫外成像仪上的{ \it日地关系观测站-Ahead}，我们确认闪烁灯丝被激活的EUV日冕波。
2017-01-02 astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast-mode Magnetosonic Wave Trains Within Coronal Waveguides Associated with Flares and CMEs
准周期快模传播波列（QFP）是太阳动力学天文台最近利用极紫外成像观测在日冕中发现的一种新的观测现象。它们起源于耀斑，并在日冕物质抛射（CME）尾迹中的漏斗形波导内以高达2000 km/s的速度传播。QFP可以携带足够的能量通量，在其发生期间日冕加热所需的。它们可以为日冕及其相关的耀斑提供新的诊断方法。我们提出了最近的观测QFP专注于他们的时空特性，温度依赖性，统计相关的耀斑和日冕物质抛射。特别令人感兴趣的是2010年8月2001年C3.2耀斑与相关的QFP和漂移斑马和光纤射电爆发，这可能是不同的表现形式相同的快模波列。我们还讨论了QFP在加速和/或调制太阳风的潜在作用。
2015-12-24 astro-ph.SR
Mapping the magnetic field of flare coronal loops
在这里，我们报告的独特观测耀斑日冕环在太阳边缘使用高分辨率成像光谱偏振从瑞典1米太阳望远镜。充满耀斑环的色球物质的有利位置、方向和性质使我们能够使用弱场近似方法以前所未有的精度确定它们的磁场。我们的分析揭示了日冕磁场强度高达350高斯的高度高达25毫米以上的太阳边缘。这些测量结果大大高于先前的一些估计，可能对我们目前对扩展太阳大气的理解产生相当大的影响。
2019-02-20 astro-ph.SR
Remote coronal dimmings related to a circular-ribbon flare
本文报道了活动区（AR）12434中与M1.1级圆带耀斑（CRF）有关的远距离日冕变暗的多波长观测结果。AIA和SDO上的HMI于2015年10月16日观察到了无CME的受限火炬。利用位场源面模拟方法，获得了耀斑前全球三维磁场分布。在耀斑硬X射线峰值时间（06：13：48 UT）前几分钟，距离耀斑点240 $\sim$处出现了小尺度、微弱的调光，AIA只能在131和171观测到。之后，除了304 nm以外，所有AIA EUV通带都出现了长而窄的调光，而在耀斑附近没有清楚地观察到局部的核心调光。大面积变暗区向东南方向延伸，面积逐渐增大。在193 μ m时，调光的总面积达到（1.2 $\pm0.4$）$\times$ 10 $^4$ μ m $^2$。在171和193 nm处，最大相对强度分别下降了90%和80%。随后，暗物质开始补充，面积逐渐减小，持续时间为$\geq$ 3 h。遥远的昏暗与弱负极性的冕环西南足点有关。远程调光的可能起源进行了讨论。
2019-12-20 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variability of Hot Coronal EUV Emissions During Solar Flares
一般认为，宁静太阳和活动区等离子体的密度足够低，以证明光学薄近似的合理性，并且它通常用于分析日冕等离子体的线发射。然而，太阳耀斑环的密度要高得多，这就影响了光学薄近似。这项研究开始于一个辐射转移模型，该模型使用典型的太阳耀斑密度和几何形状来显示热日冕发射线通常不是光学薄的。此外，该模型表明，所观察到的线强度应表现出中心到边缘的变化（CTLV），与耀斑观察到的边缘附近比发生在磁盘中心附近的暗淡。该模型的预测进行了验证与分析的200多个耀斑观察到的EVE上SDO使用6条线，峰值形成温度在8.9和15.8 MK之间，显示肢体耀斑系统比盘中心耀斑暗淡。然后，数据被用来表明，沿视线的电子柱密度通常增加了1.76 × 1019 cm-2的边缘耀斑超过盘中心耀斑值。结果表明，热日冕发射的CTLV减少了传播到太阳系的电离辐射量，并改变了通常用于光谱分析的谱线和谱带的相对强度。
2017-12-18 astro-ph.SR
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
研究M型矮星耀斑期间日冕丰度的动态建模，揭示了反FIP效应对日冕雨形成的影响。
2026-02-12 astro-ph.SR
Validation of a Scaling Law for the Coronal Magnetic Field Strengths and Loop Lengths of Solar and Stellar Flares
Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出了一种基于磁流体动力学模拟的磁重联模型估算太阳耀斑和恒星耀斑的日冕磁场强度（$B$）和磁环长度（$L$）的方法。利用Shibata & Yokoyama（1999，2002）提出的标度律，得到了$B$和$L$随耀斑峰值处的辐射量（$EM=n^2L^3$）和温度（$T$）的变化关系。这里，$n$是耀斑的日冕电子密度。利用该标度律，可以从观测物理量$EM$和$T$估算出未分辨恒星耀斑的$B$和$L$，有助于研究恒星表面活动。为了将这个标度律应用于恒星耀斑，我们讨论了它对空间分辨太阳耀斑的有效性。根据GOES软X射线通量数据计算了$EM$和$T$，并利用标度律对$B$和$L$进行了理论估算。利用太阳动力学天文台（SDO）、日震磁像仪（HMI）和大气成像仪（AIA）94毫米波段的图像，对同一耀斑事件的$B$和$L$进行了观测估算。正如预期的那样，发现理论和观测估计值之间的正相关。我们把这个结果解释为耀斑是由磁重联引起的间接证据。此外，这一分析使我们有信心在恒星耀斑以及太阳耀斑的有效性，适用于此标度律。
2016-10-31 astro-ph.SR
Relation between coronal type II bursts, associated flares and CMEs
我们研究了一个复杂事件的样本，每个都包括一个日冕II型爆发，伴随着GOES SXR耀斑和LASCO CME。射电爆发由ARTEMIS-IV无线电摄谱仪（100-650兆赫范围）记录; GOES SXR耀斑和SOHO/LASCO日冕物质抛射分别从太阳地球物理数据表和LASCO清单获得。比较了射电爆发-耀斑-CME的特征，并分离出两组具有相似行为的事件。在第一种情况下，II型激波激励器似乎是在CME尾流中传播的耀斑爆炸波。在第二种情况下，II型爆发似乎是由CME引发的，尽管它并不总是清楚它是由CME的弓形或侧翼驱动的，还是重联激波。
2010-09-15 astro-ph.SR
A Study of Pre-flare Solar Coronal Magnetic Fields: Magnetic Energy and Helicity
太阳耀斑可分为两种类型：爆发型耀斑和局限型耀斑。为了探讨是否存在能够有效确定耀斑类型的磁能和螺旋度的耀斑前条件，本文分析了2011年至2017年太阳盘中心附近爆发或局限的主要太阳耀斑的耀斑前日冕磁场重建的一套相关参数。所研究的参数包括伸展型量，如总磁能$E_T$，势能$E_P$，自由能$E_F$，相对螺旋度$H_R$，和非势螺旋度$H_J$，以及强度型指数$E_F/E_P$，$|H_J/H_R|$，$|H_R/ϕ^{\prime2}|$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|$，其中$ϕ^{\prime}$是总无符号磁通量的一半。主要结果如下：（1）尽管局限事件的爆发势平均值较大，但外延参数均不能有效区分爆发势和局限势;（2）爆发耀斑的强度参数的平均值和中位值均明显大于封闭事件，这表明爆发型耀斑场的非潜在性和复杂性总体上高于局限型耀斑场;（3）能量比$E_F/E_P$和标准化的非势能螺旋度$|H_J/ϕ^{\prime2}|$之间有很强的相关性，具有区分可能产生大爆发或局限耀斑的场的最高能力，因为使用$E_F/E_P\ge0.27$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|\ge0.009$的临界值成功地区分了75%以上的所有事件的爆发和局限耀斑。
2023-02-24 astro-ph.SR
Statistics of coronal dimmings associated with coronal mass ejections. I. Characteristic dimming properties and flare association
日冕变暗，在EUV和软X射线的发射减少的局部区域，被解释为密度耗尽由于在CME膨胀过程中的质量损失。它们包含了日冕低层CME早期演化的关键信息。对62个调光事件的特征参数进行了推导、统计分析，并与基本耀斑量进行了比较。平均而言，日冕变暗的大小为$2.15\times10^{10}$ km $^{2}$，包含的总无符号磁通量为$1.75\times10^{21}$ Mx，并显示出总亮度下降$-1.91\times10^{6}$ DN，这导致与喷发前强度水平相比相对下降$\sim$ 60%。他们的主要疏散阶段持续$\sim$ 50分钟。变暗面积、总变暗亮度和总无符号磁通量与耀斑SXR通量（$c\gtrsim0.7$）的相关性最高。它们相应的时间导数，描述的调光动力学，强烈相关的GOES耀斑类（$c\gtrsim 0.6$）。对于60%的事件，我们确定了核心变暗，即爆发通量绳的签名。它们包含20%的磁通量，仅覆盖总调光区域的5%。二次变暗映射了在喷发期间被拉伸并被磁重联关闭的覆盖场，从而通过磁重联为喷发的通量绳增加了通量。这种解释是支持的二次调光和耀斑重联通量（$c=0.63\pm0.08$）之间的强相关性，平衡之间的正和负的磁通量（$c=0.83\pm0.04$）的总调光和事实，即对于强耀斑（$>$ M1.0）的重联和二次调光通量大致相等。
2018-07-13 astro-ph.SR
Origin of radio-quiet coronal mass ejections in flare stars
II型射电爆发在太阳中被观测到，与许多日冕物质抛射（CME's）有关。鉴于这种关联，人们期望，通过从太阳耀斑到在M矮星上观测到的耀斑的比例，类似于太阳II型爆发的无线电发射应该与M矮星耀斑有关。然而，几项调查显示，这一期望似乎并未实现。在这里，我们假设，存在较大的全球磁场强度低质量的恒星，建议最近的磁对流模型，引起这样大的阿尔芬速度在日冕中，它变得难以满足的条件下产生的II型射电暴。因此，CME在耀斑星的日冕/风中传播，就II型爆发而言，预计是“无线电安静”的。鉴于此，我们建议，在II型爆发的背景下，从太阳耀斑到恒星耀斑的缩放是有限的有效性。
2019-02-02 astro-ph.SR
The Magnetic Field of Active Region 11158 During the 2011 February 12-17 Flares : Differences between Photospheric Extrapolation and Coronal Forward-Fitting Methods
我们开发了一个{ \sl冠状非线性无力场（COR-NLFFF）}前向拟合代码，该代码将近似的{ \sl非线性无力场（NLFFF）}解拟合到自动跟踪冠状环的观察几何形状。与光球NLFFF程序从横向光球场的约束条件计算磁场解不同，新程序使用日冕约束条件，这种方式提供了关于每种磁场计算方法的系统误差以及低色球层非力自由度的重要信息。在这项研究中，我们使用COR-NLFFF代码NOAA 11158活动区，在2011年2月12日至17日的时间间隔，其中包括一个X2.2 GOES级耀斑和35 M和C级耀斑。我们计算了5天内6分钟的自由磁能。我们发现两种类型的代码之间的总非潜在的$E_N$和潜在的能量$E_P$的协议，但发现高达4倍的差异的自由能$E_{free}=E_N-E_P$，并高达10倍的差异的自由能$ΔE_{free}$的减少在耀斑。日冕NLFFF代码表现出更大的时间变化，并产生自由能的减少，在耀斑，足以满足耀斑的能量预算，而光球NLFFF代码显示少得多的时间变化和一个数量级的自由能减少耀斑期间。这种差异可能部分是由于光球矢量数据的预处理，但更可能是由于低色球层的非力自由度。我们的结论是，不能正确地计算出的日冕领域的光球数据的基础上，单独的，但需要额外的信息冠环的几何形状。
2014-02-21 astro-ph.SR
Simultaneous transverse oscillations of a coronal loop and a filament excited by a circular-ribbon flare
为了研究日冕环和暗条中扭结振荡的激发，分析了2015年10月16日活动区12434中与井喷喷流相关的C3.4圆带耀斑（CRF）。耀斑激发了遥远日冕环的小振幅扭折振荡。振荡持续$\ge$ 4个周期，无明显阻尼。振幅和周期分别为0.3 $\pm$ 0.1 μ m和207 $\pm$ 12 s。有趣的是，耀斑还激发了一个遥远的暗条的横向振荡。振荡持续$\sim$ 3.5个周期，振幅衰减。初始振幅为1.7 $-$ ~ 2.2 μ m，周期和阻尼时间分别为437 $-$ ~ 475 s和1142 $-$ ~ 1600 s。冕环和暗条同时振荡的起始时刻与硬X射线峰值时刻一致。虽然体积小，寿命短，耀斑引发了链式反应。它在色球层产生了明亮的次级耀斑带（SFR），与暗条同空间的远程增亮（RB），以及间歇性的向东北方向传播的喷流。环振荡很可能是由耀斑引起的爆炸波激发的，速度为$\ge$ 1300 km s $^{-1}$。灯丝振荡的激发更为复杂。冲击波触发远离主耀斑的次级磁重联，这不仅将局部等离子体加热到更高的温度（SFR和RB），而且产生类似喷流的流动（即，重连流出）。暗条受到二次磁重联的扰动而发生横向振荡。这一发现为日冕环和暗条的横向振荡激发提供了新的见解。
2020-08-04 astro-ph.SR
The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum
我们研究的关联太阳耀斑与日冕物质抛射（CME）在2007年至2009年的深，延长太阳极小期，使用极紫外（EUV）和白光（日冕）从{ \it日地关系天文台}（STEREO）的图像。虽然所有的快速（v $>$ 900 km s $^{-1}$）{ \it and} wide（$θ>$ 100 $\arcdeg$）日冕物质抛射与至少在GOES软X射线光变曲线中识别的耀斑有关，在太阳活动最小期，大部分耀斑的X射线强度相对较高，（例如$\gtrsim$ 1 \times 10^{-6} $ W m$ ^{-2}$或C1）与CME无关。强烈的耀斑往往发生在具有强大和复杂光球磁场的活动区域，但产生CME相关耀斑的活动区域往往很小，包括那些没有太阳黑子的区域，因此没有NOAA活动区域编号。其他因素的规模可比和大于活跃地区似乎存在的，有助于协会的耀斑与日冕物质抛射。我们发现CME可能的低日冕特征，即喷发，调光，EUV波，III型爆发，分别在91%，74%，57%和74%，我们与CME相关的35个耀斑。这些观测资料都不能完全取代日冕仪对日冕物质抛射的直接观测。
2013-08-07 astro-ph.SR
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
Electron Beams Cannot Directly Produce Coronal Rain
日冕雨在耀斑环中普遍存在，形成于太阳耀斑爆发后不久。雨被认为是由热不稳定性引起的，即日冕中物质的局部冷却失控。证明这一点的模型需要极长的持续加热时间，辐射冷却时间的顺序，局部附近的循环的足点。在耀斑中，电子束被认为是主要的能量传输机制，在脉冲阶段驱动强烈的足点加热，导致蒸发，填充和加热耀斑环。然而，电子束的作用时间并不长，即使假设它们作用了，它们的加热也不会局限于足点。通过一系列数值实验，我们直接证明了这两个问题意味着电子束不能在耀斑环中形成雨。这一结果表明，要么有另一种机制在耀斑环负责雨，或耀斑环的冷却模型是有缺陷的。为了充分描述耀斑，标准模型必须解决这个问题，以考虑日冕雨的存在。
2020-02-18 astro-ph.SR
Dynamics of the coronal magnetic field in the 2022-10-02 X-class flare
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
研究2022年10月2日X1.1类日耀斑，通过微波数据揭示日冕磁场衰减过程及电子加速现象，构建3D模型验证磁场演变特征。
2026-02-16 astro-ph.SR
Temporal and spatial relationship of flare signatures and the force-free coronal magnetic field
我们研究了2011年8月2日GOES M1.4耀斑/CME（SOL 2011 -08- 02 T06：19）附近活动区NOAA 11261的等离子体和磁环境。我们比较日冕发射（极端）紫外线和X射线波长，使用SDO AIA和RHESSI图像，以确定相对的时间和位置的重新连接相关的源。我们跟踪耀斑带状签名在紫外线波长，以确定以前重新连接的耀斑环在太阳低层大气的交叉点。这些位置用于计算三维非线性无力磁场模型的磁力线，建立在SDO HMI光球矢量磁场地图的基础上。利用这个过程，我们分析了磁重联中涉及的日冕模型磁场的准静态时间演化。这使我们能够第一次估计出在盘上观测到的耀斑期间电流片下端的上升速度，为每秒几公里。与后来在STEREO EUVI图像中观察到的肢体上方的耀斑后环的比较支持这种速度估计。此外，我们提供了证据的耀斑日冕模型磁场的一部分内爆，并确定相应的日冕子体积与磁能的损失。最后，我们在空间上建立了高度剪切场的三维模型中的磁能，建立由于动态相对运动的极性补丁内的活动区域。
2016-05-12 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Possible Detection of A Flare-associated Coronal Mass Ejection on A M-dwarf
本研究通过分析XMM-Newton卫星观测的M矮星KIC 8093473的X射线光谱，在耀斑状态下探测到可能的日冕物质抛射，并估计其质量约为7×10^18至2×10^20克。
2023-05-15 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
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Implosion of coronal loops during the impulsive phase of a solar flare
本文研究了太阳耀斑中的内爆运动与以振荡结构和粒子加速形式出现的能量再分配之间的关系。耀斑SOL 2012 -03- 09 T03：53（M6.4）显示了不可逆（逐步）日冕内爆的明确证据。极紫外（EUV）图像显示，在耀斑的脉冲阶段，至少有四组日冕环在不同的高度覆盖在耀斑核心上，进行快速收缩。这些收缩在耀斑爆发后一分钟左右开始，收缩率与硬X射线（HXR）和微波辐射的强度密切相关。它们似乎也与日冕物质抛射（CME）和全球极紫外波的形成有关的变暗有着密切的关系。现在有几项研究已经探测到在太阳耀斑期间日冕的收缩运动，这可以解释为释放能量所必需的内爆。我们的研究结果证实了这一点，并加强与耀斑脉冲阶段的关联。我们添加到现象，注意到存在的振荡变化揭示了GOES软X射线（SXR）和空间积分EUV发射在94和335？我们确定脉动的$\approx 60$秒SXR和EUV数据，我们解释为持久的，半定期压缩的耀斑核心区域调制等离子体温度和排放措施。在一个大的区域内观察到的环路振荡，也使我们能够提供粗略的估计能量暂时存储在本征模式的活动区结构，因为它接近其新的平衡。
2013-09-26 astro-ph.SR
Reconstruction of a Large-scale Pre-flare Coronal Current Sheet Associated with an Homologous X-shaped Flare
电流片（CS）是日冕中的一种基本磁结构，它可以在耀斑发生前或耀斑太阳耀斑时形成，并通过磁重联实现日冕中的能量耗散。然而，静态重建CS是罕见的，可能是由于固有的限制，在现有的冠状场外推代码。本文用SDO/HMI矢量磁图约束的MHD弛豫模型重建了太阳活动区11967的一次大尺度耀斑前CS。CS被发现是与一组奇特的同源耀斑，表现出独特的X形带状和循环发生在一个四极磁配置。从CS到光球层的磁力线形成一个X形，几乎精确地再现了所观察到的耀斑带的形状，这表明耀斑是CS通过重联耗散的产物。CS形成于双曲线通量管中，该双曲线通量管是两个准分界线层的相交处。X型耀斑的反复出现可能是由于光球足点运动驱动的CS的反复形成和消散。这些结果表明，数据约束的MHD模型在再现日冕中CS的能力，以及提供洞察太阳耀斑的磁机制。
2017-10-08 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
Detection of Flare-induced Plasma Flows in the Corona of EV Lac with X-ray Spectroscopy
恒星耀斑的特征是来自恒星大气层的电磁辐射突然增强。与太阳耀斑相比，我们对恒星耀斑的日冕等离子体动力学及其与日冕物质抛射（CME）的联系的了解仍然非常有限。利用\textit{Chandra} X射线天文台的时间分辨高分辨率光谱观测，我们在附近的dMe星EV Lac上的几个恒星耀斑期间探测到了明显的日冕等离子体流。在观测到的O~{ \sc{viii} }（3 MK）、Fe~{ \sc{xvii} }（6 MK）、Mg~{ \sc{xii} }（10 MK）和Si~{ \sc{xiv} }（16 MK）谱线中，这些耀斑引起的上升流/下降流表现为几十到\speed{130}的显著多普勒频移，上升流速度一般随温度而增大。Si~{ \sc{xiii} }三重态谱线比率的变化表明，在大多数耀斑中，这些等离子体流伴随着日冕等离子体密度和温度的增加。我们解释这些结果作为X射线证据色球蒸发EV湖。在两个连续的耀斑，等离子体流的模式和急剧增加的测量日冕密度是高度暗示的爆炸蒸发。在这种爆炸性蒸发中，从红移到蓝移的转变发生在至少10 MK的温度下，远高于太阳耀斑中观测到的温度（$\sim$ 1 MK）。然而，在一个耀斑的冷和温暖的上升流似乎伴随着减少等离子体密度，这可能是由恒星灯丝/日珥爆发耦合到这个耀斑解释。这些结果为理解M矮星耀斑期间的日冕等离子体动力学提供了重要线索。
2022-05-28 astro-ph.SR
Impulsive Phase Coronal Hard X-ray Sources in an X3.9 Class Solar Flare
[摘要]我们对RHESSI在2003年11月3日X3.9级太阳耀斑的脉冲阶段探测到的一对异常高能日冕硬X射线（HXR）源进行了分析，其中同时显示了两个强足点（FP）源。一个独特的环顶（LT）日冕源检测到高达~150千电子伏和第二（上）日冕源高达~80千电子伏。这些光子能量比通常在日冕源中观察到的要高得多，并构成了严重的建模挑战。LT源通常随着能量的增加而出现在更高的高度，并且与热回路的膨胀相比，表现出更有限的运动。高能LT源具有脉冲时间分布，其非热幂律谱在脉冲阶段呈现软-硬-软演化，与FP源相似。与LT源相比，上日冕源表现出相反的空间梯度和相似的光谱斜率。这些性质与等离子体波或湍流随机加速电子的模型是一致的。然而，LT和FP光谱指数的差异（变化从~0-1）是远远小于通常测量，并从一个简单的随机加速度模型的预期。在日冕中需要额外的高能电子的限制或捕获机制。包括动力学效应和宏观耀斑结构的综合模拟可能会揭示这种行为。这些结果突出的重要性，成像光谱观测的LT和FP源的高能量在理解电子加速太阳耀斑。最后，我们表明，电子产生的上冠HXR源可能很可能是负责III型射电爆发的分米波/米波波长期间观察到的脉冲阶段的耀斑。
2012-01-06 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundances during A-class Solar Flares Observed by Chandrayaan-2 XSM
本文利用 Chandrayaan-2 XSM 的软 X 射线观测研究 A 级耀斑中的 FIP 效应，发现丰度在脉冲相降至光球值、随后快速恢复，揭示色球蒸发注入未分馏物质并指出恢复机制难以解释。
2023-02-23 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Successive Solar Flares and Coronal Mass Ejections on 2005 September 13 from Noaa Ar 10808
我们提出了一个多波长的研究，2005年9月13日从NOAA 10808的爆发，产生了总共四个耀斑和两个快速日冕物质抛射（CME）在1.5小时内。我们主要注意的是，这些喷发发生在时间上的紧密连续性，并且所有这些都位于活动区的S形磁极性反转线（PIL）。在我们的分析中，（1）第一次耀斑产生的扰动沿着PIL向南传播，导致了一次主要的暗条爆发，导致了第一次CME和下面的第二次耀斑。(2)第一次CME部分去除了三角洲北部黑子上方的叠加磁场，以允许第三次耀斑和第二次CME。(3)在第四次耀斑期间的带状分离将表明由第二次CME打开的叠加场线的重新闭合。这一系列耀斑和日冕物质抛射是通过膨胀的磁结构和附近的磁场之间的磁重联相互关联的。这些结果补充了以前的作品在这一事件与建议的因果关系之间的连续爆发。
2009-08-04 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 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
Coronal dimmings from active region 13664 during the May 2024 solar energetic events
本文系统研究了2024年5月活动区13664产生的日冕暗化与耀斑及CME的关联，发现单一活动区内耀斑与暗化参数相关性更强，并证实暗化观测能弥补日冕仪无法捕捉CME早期加速阶段的不足。
2025-06-05 astro-ph.SR
Flare induced decay-less transverse oscillations in solar coronal loops
耀斑引起的，大振幅，无衰减的横向振荡的证据。大气成像组件（AIA）观测到的一个多热日冕环系统，在其中一个环足点附近爆发耀斑后，表现出无衰减的横向振荡。测量的振荡周期位于4.2分钟和6.9分钟之间，其中的位移振幅范围从0.17毫米至1.16毫米。一个运动放大技术是用来检测耀斑前的衰减无振荡。这些振荡具有类似的周期（3.7分钟和5.0分钟之间），像以前的，但他们的振幅（0.04毫米至0.12毫米）被发现是显着较小。当通过特定的AIA通道观察或当比较它们的多通道特征时，在循环的振荡线程之间没有发现相位差。这些特征表明，在这种情况下，耀斑的发生既没有改变这些振荡的性质（衰减与无衰减），也没有改变振荡周期。耀斑的唯一影响是增加振荡幅度。
2021-07-05 astro-ph.SR
Stellar flares, superflares and coronal mass ejections -- entering the Big data era
本文综述了大数据时代下恒星耀斑、超级耀斑及日冕物质抛射的最新观测结果，探讨了不同恒星性质与耀斑特征的关系，并聚焦于挑战基于太阳范式的“标准”耀斑模型的新发现。
2024-07-23 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
Statistical study of hard X-ray emitting electrons associated with flare-related coronal jets
本文对33个与耀斑有关的日冕喷流进行了统计分析，并讨论了这些事件中喷流与耀斑性质之间的联系。我们选择了2010年至2016年期间由太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的喷流，这些喷流在时间和空间上都与拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）观测到的耀斑相关。对于每一个喷流，我们计算了喷流的持续时间和在天空平面上的投影速度。射流持续时间分布的中位数为18.8分钟。预计速度在31公里/秒和456公里/秒之间，中值为210公里/秒。对于每个相关的耀斑，我们进行了X射线成像和光谱学，并确定非热发射。非热发射仅在所考虑的事件的1/4中被检测到。我们没有发现耀斑热能或SXR峰值通量与喷流速度之间存在明显的相关性。喷流持续时间和耀斑SXR峰值通量之间存在中等程度的反相关。在耀斑和喷流之间没有优先的时间延迟。X射线发射通常位于射流的底部。本文提出的分析表明，耀斑和喷流是同一爆炸事件的一部分，喷流是由传播的Alfvenic扰动驱动的，耀斑和喷流之间的能量分配从一个事件到另一个有很大的不同。
2019-12-05 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Expanding and Contracting Coronal Loops as Evidence of Vortex Flows Induced by Solar Eruptions
据预测，爆发的太阳耀斑会在爆发的磁通量绳的两侧产生大规模的涡流。该过程类似于众所周知的产生涡环的流体动力学过程。涡旋导致位于耀斑活动区外围的闭合日冕环的平流。预计涡流的上部为外流，下部为回流。在这里，我们研究了两个爆发的太阳耀斑，一个X1.1级耀斑SOL 2012 -03- 05 T03：20和一个C3.5级耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29。在这两个耀斑中，我们发现大气成像仪在其171\，193\，193\，211\，211\，194 ~通带观测到的日冕环都表现出膨胀和收缩运动的共存，与模型预测一致。在X级耀斑中，多个膨胀/收缩环共存超过35分钟，而在C级耀斑中，193\，171\，172中的膨胀环似乎与171\，172中的明显内爆环拱廊靠近并同时。后来，193\，~环也切换到收缩。这些观测结果自然可以用爆发性太阳耀斑模型中的涡流来解释。
2017-06-15 astro-ph.SR
Solar Flares and Coronal Mass Ejections: A Statistically Determined Flare Flux-CME Mass Correlation
在努力研究耀斑通量和相应的CME质量之间的关系，我们的时间和空间相关的所有X射线耀斑和CME在LASCO和GOES档案从1996年到2006年。我们交叉参考了6,733个CME，这些CME具有良好的测量质量，而12,050个X射线耀斑具有从光学对应物确定的位置信息。对于一个给定的耀斑，我们在时间上搜索10-80分钟后发生的CME，我们进一步要求耀斑和CME发生在太阳盘上的位置角为+/-45度。有826个CME/耀斑对符合这些标准。比较这两个事件的耀斑通量和CME质量，发现CME质量随耀斑通量的增加而增加，并遵循近似对数线性的间断关系：在低耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.68*log（耀斑通量），在高耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.33*log（耀斑通量）。我们发现，这种打破幂律，特别是在较高的耀斑通量较平坦的斜率，可能是由于观测偏差对日冕物质抛射与最活跃的耀斑：晕日冕物质抛射。对这一偏差进行校正后，得到一个单一的幂律关系，其形式为log（CME质量）~0.70*log（耀斑通量）。该函数描述了在耀斑通量的至少3倍范围内（从~10^-7到10^-4 W·m^-2）CME质量与耀斑通量之间的关系。
2010-11-01 astro-ph.SR
