3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
SDO Observations of Magnetic Reconnection at Coronal Hole Boundaries
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，研究了极区冕洞赤道延伸区的冕洞边界。在193幅射电图像中，观测到CHB上大量极紫外（EUV）喷流，这些喷流似乎是磁重联的特征，并且有些喷流在同一地点重复出现。喷流的演化与磁场的产生和消除有关。我们注意到，东西CHB都向西移动，移动速度与光球差旋速度相比接近于刚性自转速度。这表明CHB的磁重联导致了CHB的演化，并维持了冕洞的刚性旋转。
2011-03-19 astro-ph.SR
Relating magnetic reconnection to coronal heating
本文通过磁通量浮现案例测量日冕磁重联与能量耗散速率，提出二者比值对应边界电流，并据此估计磁重联加热足以维持观测到的日冕温度。
2015-03-20 astro-ph.SR
Dynamics of braided coronal loops - I. Onset of magnetic reconnection
日冕磁场对小尺度光球边界运动的响应，包括可能通过Parker方案形成电流片，是太阳物理学的一个公开问题。在这里，我们通过数值模拟来解决这个问题。采用电阻MHD程序，对初始接近于无力状态的编织磁场的三维演化进行了研究。长波长的不稳定性发生，并导致两个薄电流层的形成。磁重联发生在整个电流片与三维特征显示，包括一个椭圆形的磁场结构的重联网站，并在全球的场结构的解扭的结果。
2010-03-18 astro-ph.SR
A partial filament eruption in three steps induced by external magnetic reconnection
我们对2012年6月17日活动区NOAA 11504的部分暗条喷发进行了调查。我们首次利用10830的高分辨率窄带图像观测到了部分喷发过程中的垂直分裂过程。活动暗条扎根于活动区的一个小黑子中。特别是，它经历了三个步骤，即前兆，第一次爆发，第二次爆发，而后两个分别与C1.0耀斑和C3.9耀斑。在前兆期间，缓慢的磁重联发生在暗条和相邻的环之间，这些环也植根于太阳黑子。连续的重连不仅导致丝状体垂直分裂成三组丝状体，而且还形成了一条新的丝状体，这条丝状体正在生长，并伴随着场地周围的增亮。随后，生长的丝状体与一组分裂的丝状体一起喷发，导致第一次喷发。在第一次喷发开始时，随后的磁重联发生在喷发的分裂线和另一个周围的磁环之间。大约三分钟后，由于磁重联引起的两个较大的不稳定细丝的喷发，第二次喷发发生了。高分辨率观测提供了暗条与周围磁场之间的磁重联能引起暗条垂直分裂从而导致部分喷发的直接证据。
2022-01-27 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
Two-sided-loop jet originates from the filament internal reconnection
利用高分辨率观测，研究发现一例由单一暗条内部交叉丝束重联产生的双向环状喷流，并给出Doppler频移及喷流、丝束分离速度证据。
2025-08-30 astro-ph.SR
Modelling of asymmetric nanojets in coronal loops
对日冕重联喷流的观测正在成为研究非常难以捉摸的日冕加热的一种可能的诊断方法。这样的纳米喷射可以在日冕环中观察到，它们与纳米耀斑有关。然而，虽然模型成功地描述了导致射流的双边重连后磁弹弓效应，但观测结果显示，纳米射流是单向的，或高度不对称的，只有射流相对于日冕环的曲率向内行进。这项工作的目的是解决冠环的曲率在不对称重联射流的作用。为了做到这一点，我们首先使用一个简化的分析模型，我们估计后重连张力的基础上的局部交叉角之间的预重连磁场线和他们的后重连缩回长度朝向新的平衡。其次，我们使用一个简化的数值磁流体动力学（MHD）模型来研究两个反向传播的射流如何在弯曲的磁场线中演化。我们的分析模型表明，在后重联重组的磁场，向内指向的磁张力是天生的强（高达3个数量级）比向外指向的一个，并与一个足够大的缩回长度，制度存在的向外指向的张力消失，导致没有向外射流在大的，可观察到的尺度。我们的MHD数值模型为这些结果提供了支持，也证明了在接下来的时间演化中，向内的射流始终更有活力。不对称的程度也被发现增加小角度重联和更局部化的重联区域。这项工作表明，冠环的曲率在重联喷流的不对称性中起作用，向内定向的喷流更容易发生，并且更有活力。
2021-09-10 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. II: The formation of Unstable Coronal Flux Ropes and the Initiation of CMEs
我们提出的结果从三维磁流体动力学（MHD）模拟的出现一个扭曲的对流区通量管到一个预先存在的日冕偶极子场。在先前的模拟中，在地表下的通量部分出现进入日冕之后，涡旋运动和内部磁重联的组合形成了日冕通量绳。然后，在这里提出的模拟，外部重联之间的新兴领域和预先存在的偶极日冕场允许进一步扩大的日冕通量绳进入日冕。在充分膨胀后，内部重联发生在日冕磁绳轴的下方，并且磁绳喷发到模拟域的顶部边界（表面上方$\sim$ 36 Mm）。我们发现，存在一个预先存在的领域，定向在一个方向，以促进与新兴领域的重联，是至关重要的快速上升的日冕通量绳。本文所示的模拟能够自洽地创建许多表面和日冕签名所使用的日冕物质抛射（CME）模型。这些签名包括：表面剪切和旋转运动;表面上方的四极几何形状;中心剪切弧与相反方向的叠加偶极子场重新连接;潜在日冕场下日冕通量绳的形成;以及类似于经典耀斑重联情景的内部重联。这表明，提出的启动CME的机制，如“磁爆发”，在新的活动区出现期间正在运作。
2014-03-26 astro-ph.SR
Formation of a solar filament by magnetic reconnection and coronal condensation
在太阳暗条的形成机制中，两组剪切弧之间的磁重联形成了具有许多磁凹陷的暗条螺旋结构，螺旋结构内捕获的等离子体的冷却和冷凝为暗条提供了质量。虽然这些过程中的每一个，即磁重联和日冕凝聚已经分别报告，观察显示整个过程的灯丝形成是罕见的。在这封信中，我们提出了通过两组冠环之间的重连形成S形，以及随后通过冷却和冷凝新形成的S形内的等离子体形成灯丝。2014年8月27日，活跃区12151中的一组环与位于东部的另一组环重新连接。一个较长的扭曲的S形结构和一组较短的低卧环，然后形成。观测结果与系绳切割模型吻合得很好。新形成的乙状结肠保持稳定，不会爆发为日冕物质抛射。从东部端点，检测到物质注入S形（作为增亮）的特征，这密切地勾勒出这些位置的排放量增加的特征。这可能表明色球层的蒸发是由重联引起的，将加热的等离子体供应到S形。在S形中，发生热不稳定性，并且发生等离子体的快速冷却和冷凝，形成细丝。然后，冷凝物双向流动到长丝端点。我们的结果为磁丝的形成是通过磁重联和日冕凝聚提供了明确的观测证据。
2021-09-13 astro-ph.SR
Tether-cutting Reconnection between Two Solar Filaments Triggering Outflows and a Coronal Mass Ejection
太阳爆发的触发机制一直是一个挑战。一些先前的案例研究表明，先前通过磁重联温和的细丝合并可能会在强烈的喷发后启动，根据系绳切割（TC）模型。然而，详细的过程TC重联之间的细丝尚未显示。在这项工作中，我们报告的高分辨率观测界面区成像光谱仪（IRIS）的TC重联在两个剪切丝在NOAA活动区12146。TC重连开始于2014年8月29日15：35 UT，并在8分钟后引发了爆发性的GOES C4.3级耀斑。大约40分钟后，SOHO/LASCO C2的视野中出现了一个相关的日冕物质抛射。由于IRIS数据的高空间分辨率，清晰地观察到TC重联产生的明亮等离子体流出，这些流出沿着爆发灯丝中的亚弧秒精细尺度通量管结构移动。基于成像和光谱观测，测得TC重连流出流的平均天平面速度和视线速度分别为79和86 km/s，由此推算出TC重连流出流的平均实际速度为120 km/s。此外，还发现TC重联区的峰值强度、多普勒频移和谱线宽度等光谱特征较耀斑前附近区域明显增强。
2016-02-01 astro-ph.SR
Reciprocatory magnetic reconnection in a coronal bright point
日冕亮点（Coronal brightpoints，CBPs）是位于日冕下部的小尺度、长持续时间的增亮现象。它们通常用磁重联来解释。我们的目标是研究CBP的子结构，并阐明CBP内部不同斑块的亮度之间的关系。2009年8月22日$-$ 23日，日本日之出号宇宙飞船上的X射线望远镜（XRT）观测到了这一事件。CBP显示重复性增亮（或CBP闪烁）。在两次连续CBP闪光中的每一次期间，即，由$\sim$间隔2小时的弱闪光和强闪光，XRT图像显示CBP由两个室组成，即，贴片A和B。在弱闪光过程中，A斑片先变亮，2 min后B斑片$\sim$变亮。在过渡期间，一个大规模日冕环的右腿从CBP的右侧漂移到左侧。在强闪光过程中，B斑首先变亮，2 min后A斑变亮$\sim$。在过渡期间，大规模日冕环的右腿从CBP的左侧漂移到右侧。在每一次闪光中，大尺度冕环连通性的快速变化强烈地暗示着交换重联。我们第一次在CBP中发现了相互重连，即，第一重连过程的流出区域中的重连环用作第二重连过程的流入。
2014-06-20 astro-ph.SR
Thermal signatures of tether-cutting reconnections in pre-eruption coronal flux ropes: hot central voids in coronal cavities
利用三维MHD模拟，我们模拟了日冕磁绳的准静态演化和爆发的开始。模拟开始于一个扭曲的磁通绳出现在下边界，并推动到一个预先存在的日冕势拱廊场。在一个选定的时间，出现停止与下边界采取刚性。然后，日冕通量绳进入准静态上升阶段，在此期间，沿着所谓的双曲线通量管（HFT）形成一个底层的中央S形电流层，这是X线配置的概括。在耗散电流层的重接有效地增加了扭曲的磁通量的磁通绳，从而使它准静态上升，即使磁能是减少系统松弛。我们研究的热功能所产生的电流层的形成和相关的“系绳切割”的重新连接作为一个结果的加热和场对齐的热传导。结果发现，一个中心热，低密度通道包含重连接，扭曲的磁通线下的磁通绳轴上的中心电流层的顶部形成。当在与热通道大致对齐的视线（大致沿着中性线）上观察时，中心电流层呈现为高密度垂直柱，其向上延伸为包围中心热的低密度空隙的“U”形致密壳。这种热特征已经在日冕突出空腔内观察到。我们的MHD模拟表明，它们是HFT拓扑结构和相关的系绳切割重联的发展的签名，并且中心空洞随着重联而增长和上升，直到磁通绳达到环面不稳定和动态喷发energies的临界高度。
2012-08-26 astro-ph.SR
Featuring dark coronal structures: physical signatures of filaments and coronal holes for automated recognition
当在极紫外（EUV）图像中观察时，灯丝可能会被误认为是冕洞;然而，更仔细的观察会发现它们的光度特性是不同的。结合极紫外图像与光球磁图显示了一些特征的差异之间的灯丝和冕洞。我们对2011年9月和2012年3月获得的7个不同SDO/AIA波长（94，131，171，211，193，304，335~ λ）和SDO/HMI磁图进行了分析，以从光度，磁性和几何角度研究冕洞和暗条，因为投影效应对上述特征起着重要作用。
2017-04-03 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Observations of a Failed Solar Filament Eruption Involving External Reconnection
本文通过观测和数值模拟揭示四极磁位形中太阳暗条爆发虽经 breakout 重联和耀斑重联加速，但最终因爆发磁绳与上覆磁场的外部重联而被约束在日冕中，导致爆发失败。
2023-11-29 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
On-disk solar coronal condensations facilitated by magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
日冕凝结和雨是日冕和色球层之间物质循环的重要组成部分。在某些情况下，凝结和随后的雨起源于在磁重联期间形成的磁倾角。这为日冕雨的形成提供了一种新的替代机制。到目前为止，只有离翼，而不是在磁盘上，冷凝事件在重联已被报道。本文利用日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的极紫外（EUV）图像，研究了2011年7月14日至15日STEREO与日地直线正交时重联促进的凝聚现象。在肢体上方，在STEREO/EUV成像仪（EUVI）171毫米图像中，较高的开放结构向下移动，与较低的闭合环重新连接，并形成凹陷。然后形成两组新重新连接的结构。在下沉中，EUVI 304 ~图像中反复出现明亮的凝结，然后向下流动到表面。在SDO/大气成像仪（AIA）171 μ m ~ 2通道的盘上观测中，这些磁结构很难识别。暗凝结出现在AIA 304的图像中，然后以盘上日冕雨的形式移动到表面。极紫外光变曲线揭示了日冕等离子体的冷却和凝结。如果只有盘上的观测数据，那么远临观测数据所清楚显示的凝聚和重联之间的关系就无法确定。因此，我们认为，在过渡区和色球线中看到的一些盘上凝聚事件可能是由重联促成的。
2021-02-09 astro-ph.SR
Deciphering the Formation and Dynamics of Double-decker Filament Through Component Magnetic Reconnection
本研究利用太阳观测台站的立体数据，发现2013年8月30日的双层暗条由辫状磁通量绳经分量磁重联分裂形成，且上支随后爆发为CME并伴随M1.2级耀斑，为双层暗条形成及日冕加热研究提供新认知。
2025-05-20 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
Elemental Abundances at Coronal Hole Boundaries as a Means to Investigate Interchange Reconnection and the Solar Wind
本研究通过测量日冕洞边界的元素丰度（FIP偏置）来量化互换重连的作用，发现边界区域宽度约30-50 Mm，并贡献约30%的额外开放磁通，从而约束了慢太阳风起源模型。
2025-02-27 astro-ph.SR
Coronal magnetic reconnection driven by CME expansion -- the 2011 June 7 event
日冕物质抛射（CME）在具有磁性结构的日冕中爆发和膨胀。各种间接观测证据表明，日冕物质抛射的磁场与周围的磁场重新连接，形成，例如，远离日冕物质抛射源区的暗区。分析太阳动力学天文台（SDO）对2011年6月7日AR 11226爆发的观测，我们提出了CME期间两个相邻AR场之间日冕磁重联的第一个直接证据。的观测结果与数据约束的数值模拟，展示了形成/加强电流片沿双曲线通量管（HFT）在CME和相邻的AR 11227之间的接口。重连导致AR 11226喷发的磁性结构和邻近的活动区AR 11227之间形成新的磁性连接，距离喷发地点约200 Mm。在SDO/AIA图像中，当最初包含在喷发通量绳中的丝状等离子体被重新导向AR 11227的偏远地区时，重连的开始首先变得明显，追踪大规模磁连通性的变化。日冕重联区的位置变得明亮，在SDO/AIA波长下可以直接观察到，这是因为在其附近存在向下流动的冷的、致密的（10^{10} cm^{-3}）丝状等离子体。重联区域周围的高密度等离子体被加热到日冕温度，可能是由慢模式冲击和库仑碰撞造成的。这些结果提供了第一个直接的观测证据，证明日冕物质抛射与周围的磁结构重新连接，导致日冕磁场的大规模重新配置。
2014-06-12 astro-ph.SR
How Reconnection-Unfavored Magnetic Flux Emergence Suppresses Solar Filament Eruptions
本研究通过观测2016年一次暗条下方的磁通量浮现事件，发现浮现的磁双极与暗条磁场重连，减小向上净力，从而抑制暗条爆发，为磁浮现的双重作用提供了直接证据。
2025-05-23 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Sunspot penumbral filaments intruding into a light bridge and the resultant reconnection jets
半影细丝和光桥是太阳黑子内部的重要结构，对于理解太阳黑子磁场和下面的磁对流的性质非常重要。我们调查了一个有趣的事件，几个半影灯丝侵入太阳黑子光桥的磁场的太阳黑子半影灯丝和光桥，以及它们之间的相互作用的更多的见解。研究了半影细丝侵入光桥和由此产生的喷流的发射、运动学和磁拓扑特征。在光桥的西侧，侵入的半影丝状体穿透到光桥两侧的本影中，同时还探测到两组喷流。射流共享相同的投影形态与侵入的长丝，并伴有间歇性的足点增亮。同时光谱成像观测提供了令人信服的证据，存在磁重联相关的加热和双向流动的喷流基地附近，并有助于测量矢量速度的喷流。此外，非线性无力场外推的结果显示，强大的和高度倾斜的磁场沿侵入半影细丝，一致以及从射流的矢量速度推导出的结果。因此，我们认为这些喷流可能是由光桥内的新兴场与侵入的细丝的近水平场之间的磁重联引起的。然后，它们沿着更强的暗条场向外喷射。我们的研究表明，光桥中的半影暗条场和出射场之间可能发生磁重联，并沿较强的暗条场产生喷流。这些结果进一步补充了对太阳黑子内部磁重联和动力学活动的研究。
2020-08-04 astro-ph.SR
Observation of two splitting processes in a partial filament eruption on the sun: the role of breakout reconnection
本文观测一次含两次分裂的太阳部分暗条爆发，结合磁场外推提出突破重联削弱约束并导致高低速部分分离，还发现滑移重联证据。
2023-07-13 astro-ph.SR
Impact of coronal mass ejections, interchange reconnection, and disconnection on heliospheric magnetic field strength
Owens等人（2008年）的更新表明，日冕物质抛射（CME）速率与日球磁场强度之间的关系预测，在1 AU处的场底小于4 nT。这意味着在太阳活动极小期测量到的创纪录的低值并不一定与开放通量守恒的观点相矛盾。这一结果与CME增加了日球层通量，而CME开放环和闭合环之间的交换重联减少了日球层通量的假设是一致的。一个现有的模型，拥抱这一假设，但是，高估流量在目前的最低，即使CME率一直很低。这种差异要求对模型假设进行合理的修改。
2010-04-13 astro-ph.SR
The Observations of Magnetic Reconnection During the Interaction Process of Two Active Region Filaments
本文基于多波段高分辨率观测，研究两个活动区暗条的碰撞与部分弹弓型磁重联过程，发现罕见电流片及新暗条形成，揭示部分弹弓型重联可能比完全弹弓型事件更普遍。
2025-06-06 astro-ph.SR
Failure of a solar filament eruption caused by magnetic reconnection with overlying coronal loops
本研究观测活动区13445中一次M4.4级失败暗条爆发，揭示其与上方日冕环的磁重联及等离子体团不稳定性破坏暗条并阻止爆发。
2024-12-02 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Reconnection in the Structure & Dynamics of Fast Coronal Mass Ejections
本研究通过分析2.5D磁流体力学模拟快照，探讨磁重联在快速日冕物质抛射（CME）结构与动力学中的作用，揭示重联通过增强向外洛伦兹力（主要由侧翼电流驱动）及改变CME内部结构影响其演化，为理解CME动力学提供新视角。
2025-08-24 astro-ph.SR
The Role of Reconnection in the Onset of Solar Eruptions
太阳爆发事件，如日冕物质抛射和爆发耀斑，经常与从对流区进入日冕的磁通量的出现有关。我们使用三维磁流体动力学数值模拟研究日冕磁场与新兴通量的相互作用，并确定导致喷发活动的条件。一个简单的参数进行研究，改变新兴的磁通量和预先存在的日冕偶极子场之间的相对角度。我们发现，在所有的情况下，出现的结果在剪切磁拱过渡到一个扭曲的日冕通量绳通过低位磁重联。然而，这个结构受到它自己的外部场的限制，因此在没有与覆盖的日冕场重新连接的情况下是不喷发的。这种叠加重连的量由出现的和预先存在的场之间的相对角度决定。新兴和预先存在的领域之间的重联是必要的，以产生足够的扩展新兴的结构，使耀斑样重联下的日冕通量绳变得足够强大，以触发其释放。我们的研究结果表明，相对角度是决定所产生的活动区是否表现出喷发行为的关键参数，因此是一个潜在的有用的候选人预测喷发在新出现的活动区。更一般地说，我们的研究结果表明，对流区/光球和日冕之间的详细相互作用必须计算自洽，以准确地模拟太阳爆发。
2022-05-23 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Coronal-Hole Jets with Gravity and Solar Wind
冕洞喷流普遍存在于太阳冕洞中，在极紫外线和X射线亮点处，与少数磁极性的侵入有关。这些喷流的嵌入偶极模型假设它们是由嵌入偶极的应力闭合场与周围冕洞的开放场之间的爆炸性、快速重联驱动的。以前的数值研究在笛卡尔几何，假设均匀的环境磁场和等离子体，而忽略重力和太阳风，表明该模型是强大的，可以产生类似喷流的事件在简单的配置。我们扩展了这些调查，包括球面几何，重力，和太阳风在一个不均匀的，冕洞般的环境大气。我们的模拟证实，射流是由一个扭结状的不稳定性的内部封闭的字段，这会导致一个突发的封闭和外部开放的字段之间的重新连接，发射螺旋射流的发病。我们的新结果表明，射流传播是持续通过外电晕，在一个旅行的非线性阿尔芬波前的形式落后于缓慢移动的等离子体密度增强被压缩和加速的波。这一发现与白光冕洞喷流的观测结果一致，并可以解释在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔芬波。我们还使用我们的数值结果来推导出的日冕源区域的属性和所产生的喷流，这可以对观测测试的特性之间的标度关系。
2016-06-29 astro-ph.SR
Magnetic reconnection between loops accelerated by a nearby filament eruption
太阳大气中非局域扰动调制的磁重联已被理论研究，但很少被观测到。在这项研究中，采用哈和极紫外（EUV）的图像和视线磁图，我们报告加速相邻的灯丝喷发的重联。在Ha图像中，观察到四组色球原纤维形成鞍状结构。其中，两组纤维会聚并重新连接。然后形成两个新的重新连接的原纤维，并从重新连接区域缩回。在EUV图像中，相似的结构和日冕环的演变被确定。电流片在重连环界面处反复形成，宽度1-2 μ m，长度5.3-7.2 μ m，重连率0.18 ~ 0.3。它出现在EUV低温通道中，平均差分发射测量（DEM）加权温度和EM为2 MK和2.5*10^27 cm-5。等离子体团出现在电流片中，并沿着电流片传播，然后进一步沿着重联环传播。位于重联区东南部的暗条爆发，并将重联区周围的环推离。此后，电流片具有2和3.5 μ m的宽度和长度，以及0.57的重连率。它变得更加明亮，并出现在EUV高温通道中，平均DEM加权温度和EM为5.5 MK和1.7*10^28 cm-5。在电流片中，形成了更多更热的等离子体团。因此，更多的热能和动能被转换。这些结果表明，附近的暗条爆发引起的传播扰动显著加速了重联。
2021-02-03 astro-ph.SR
Partial Null Point Reconnection of an Eruptive Filament
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
What Causes Faint Solar Coronal Jets from Emerging Flux Regions in Coronal Holes?
利用太阳动力学天文台的EUV图像和视线磁图，我们研究了中心盘冕洞中8个新兴的双极磁区（BMR），以确定新兴的磁拱是否通过与环境开放场的重连直接产生任何明显的日冕喷流。在出现期间，每一个BMR都没有产生明显的正常亮度的极紫外日冕喷流，但每一个都产生了一个或多个微弱的极紫外日冕喷流，这些喷流在AIA 193 BMR的图像中可以分辨出来。这些喷流的尖顶比在安静区域和冕洞中观察到的微灯丝喷发产生的典型EUV喷流要暗得多，通常也要窄得多。对于来自8个新出现的BMR的26个微弱喷流中的每一个，我们检查微弱的尖顶是否明显地是由Yokoyama和Shibata（1995）制造的。我们发现：（1）其中16个微弱的塔尖显然起源于相反极性的磁通量会聚的地点，并显示出与小型喷发驱动的日冕喷流相似的底部增亮，（2）另外10个微弱的塔尖可能是由新兴磁拱与周围开放场的外部磁拱建筑重连的爆发造成的，重连直接由拱的出现驱动，但（3）没有一个是明确地由这种紧急驱动的重新连接。因此，对于这八个新兴的BMR的观测表明，新兴的磁拱与周围的开放领域的紧急驱动的外部重连最多产生一个喷流尖顶，这是比以前报道的，更明显的日冕喷流驱动的minifilament爆发。
2021-03-13 astro-ph.SR
Identification of coronal holes and filament channels in SDO/AIA 193Å images via geometrical classification methods
在这项研究中，我们描述和评估的形状措施，用于区分冕洞和丝状通道观察到的太阳极紫外线（EUV）图像。从SDO/AIA 193年的图像中提取了一组观测良好的冕洞和暗条通道区域，我们通过使用文献中众所周知的形状测量和新开发的几何分类方法，分析了2011年至2013年期间它们的内在形态。结果表明，在形态的细丝通道给予支持的剪切拱廊或弱扭曲磁通绳模型细丝的不对称。我们发现，建议的形状描述符有可能减少冕洞分类错误，并有资格筛选技术，以提高预测的太阳风高速流从冕洞观测太阳EUV图像。
2014-08-12 astro-ph.SR
Flux Accretion and Coronal Mass Ejection Dynamics
日冕物质抛射（CME）是日光层严重空间天气扰动的主要驱动力。已经提出的日冕物质抛射动力学模型没有完全包括磁重联对驱动抛射力的影响。然而，观测和数值模拟都表明，重联可能在大多数（如果不是全部的话）快速日冕物质抛射中起着重要作用。在这里，我们从理论上研究了磁通量的吸积到一个上升的喷射通过重联涉及喷射的背景场。这种重连改变了抛射的磁结构及其环境，从而改变了作用在抛射上的力，通常增加了其向上的加速度。反过来，修改后的力可以更强烈地驱动重连。这种反馈过程实际上是一种不稳定性，我们称之为重连不稳定性。我们的分析意味着，CME模型，忽略重联的影响，不能准确地描述所观察到的CME动态。我们的最终目的是了解CME加速的变化方面的可观察的性质的磁重联，如数量的重联通量。这个通量可以通过观测耀斑带和光球磁场来估算。
2018-07-19 astro-ph.SR
Microwave Negative Bursts as Indications of Reconnection between Eruptive Filaments and Large-Scale Coronal Magnetic Environment
在太阳爆发中喷射出的低温等离子体可以屏蔽活跃区域以及安静的太阳区域。吸收现象可以在微波中观察到，作为“负爆发”和在不同的光谱域。我们分析了两个非常不同的最近的事件与这样的现象，并提出了一个更新的系统的观点与负爆发的太阳事件。相关的暗条爆发可以是正常的，没有形状和磁场配置的本质变化，并且是“异常的”。后者的特点是一个喷发的灯丝解体和其残余物作为一个云在太阳盘的很大一部分分散。这种现象可以在He II 304 A谱线中观察到巨大的凹陷。根据暗条内部磁场与外部大尺度日冕环境的重联，提出了异常喷发的一种可能性。
2013-10-10 astro-ph.SR
Short-term evolution of coronal hole boundaries
在冕洞边界处的开磁力线和闭磁力线的相互作用被广泛认为是由于交换性的磁重联。到目前为止，尚不清楚边界如何在短时间尺度上变化，以及这种变化的速度。在这里，我们描述了一种自动边界跟踪方法，用于确定冕洞边界位移在短时间尺度上。结果发现，束缚位移是各向同性的，其典型的膨胀/收缩速度为\leq 2 km s^-1，这表明磁重联率为\leq 3 \times 10^-3。将观测到的位移与交换重连模型结合使用，推导出\leq 3 \times的典型扩散系数10 ^13 cm ^2 s^-1。这些结果是一致的交换重联过程中的低日冕驱动的随机颗粒运动的开放和封闭的领域在光球。
2011-03-14 astro-ph.SR
Three types of solar coronal rain during magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
本研究利用SDO和SUTRI观测数据，发现太阳边缘开放与闭合磁结构交换重联过程中同时形成三类日冕雨，揭示重联速率对其中两类日冕雨形成的关键作用。
2024-08-14 astro-ph.SR
The formation of an inverse S-shaped active-region filament driven by sunspot motion and magnetic reconnection
我们详细研究了2013年10月31日至11月2日在活动区NOAA 11884爆发前反S形灯丝的形成。在初始阶段，一个小的正黑子围绕着主黑子顺时针旋转，形成一个弯曲的暗条。然后，小黑子与负磁通量抵消，产生一个反S形的更长的活动区灯丝。在消除位点处，在UV和EUV图像中观察到增亮，并且明亮的材料被转移到灯丝。后来，在灯丝上部的两个相反极性抵消后，灯丝爆发了。矢量光球场的非线性无力场（NLFFF）外推表明，暗条可能具有扭曲结构，但这不能从目前的观测证实。
2016-09-15 astro-ph.SR
Influence of magnetic reconnection on the eruptive catastrophes of coronal magnetic flux ropes
太阳大规模爆发活动与日冕磁通量绳有着密切的关系。以前的数值研究已经发现，如果日冕磁绳系统的轴向磁通量超过一个临界值，系统的平衡可能会被破坏，从而发生灾难，引发磁绳爆发。进一步的研究发现，灾变并不一定存在：具有一定光球通量分布的磁绳系统可能是非灾变的。值得注意的是，以往的数值研究大多是在理想磁流体动力学（MHD）条件下进行的，因此磁绳系统中是否存在与磁重联相关的临界轴向磁通量突变仍然是一个谜。本文对日冕磁绳系统在理想磁流体和电阻条件下的演化进行了数值模拟。在理想MHD条件下，我们的模拟结果表明，无论是太紧凑或太弱的光球磁源区域的磁绳系统是非灾难性的变化轴向磁通的绳子，因此没有爆发可能启动;但如果有磁重联的绳子系统中，这些磁绳系统可以改变能够通过与轴向磁通增加的灾难。因此，磁重联对磁绳系统的灾变行为有重要影响。决定轴向磁通量增加是否能引起磁绳爆发的，应该是磁拓扑结构和与磁重联有关的局部物理参数。
2022-12-30 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
A magnetic reconnection event in the solar atmosphere driven by relaxation of a twisted arch filament system
我们提出了一个高分辨率的观测磁重联事件在太阳大气中采取的新真空太阳望远镜，AIA和HMI。重连事件发生在扭曲的弓丝系统（AFS）和冠状环之间。我们的观测结果表明，扭曲AFS的松弛驱动它的一些线程遇到冕环，提供重联的流入。AIA影像中的X形特征、\halpha $+$ 1 μ m影像中连接重联后环的电流片状特征、HMI磁图中的小尺度磁抵消以及沿日冕环的速度为40- 80 km/s的流动都证明了重联。在AIA 94 100 nm通带中看到的重联后日冕环似乎在相对较长的时间内保持明亮，这表明它们已经被先前储存在AFS螺纹中的致密等离子体加热和/或填充。我们的观测表明，扭曲的磁系统可以通过重联过程将其自由磁能释放到太阳上层大气中。虽然重连通量管中的等离子体压力显著不同，但场线的重新配置可能导致它们之间的质量转移并在其中引起加热。
2018-01-18 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
Two-sided-loop jets associated with magnetic reconnection between emerging loops and twisted filament threads
日冕喷流通常是由出现的磁通量与预先存在的上覆磁场之间的磁重联产生的。当上覆场为垂直/斜向或水平时，日冕急流表现为海葵型或双侧环型。观测到的喷流多为海葵型喷流，只有极少数的双边环形喷流被报道。利用新真空太阳望远镜、界面区成像光谱仪和太阳动力学天文台的高质量数据，我们给出了一个在色球层、过渡区和日冕中同时观测到的双侧环形喷流的例子。磁通量的不断出现导致日冕环的相继出现和上覆水平细丝的缓慢上升。随后，出现了环的变形，等离子体团从环顶喷出，成对的环增亮和喷流沿解捻长丝运动。所有观测结果都表明，出现的磁环与上覆的水平细丝之间存在磁重联，这是首次发现的与喷射等离子体团和扭曲上覆场有关的双侧磁环喷流。
2018-06-04 astro-ph.SR
Interchange reconnection associated with a confined filament eruption: Implications for the source of transient cold-dense plasma in solar winds
在现场观测的资料中，偶尔也能在太阳风中探测到冷密等离子体，但冷密等离子体的来源一直是个谜。闭合场与邻近的开放场之间的交换重联（IR）对太阳风的形成有重要作用。我们在2014年12月24日呈现了一个与喷烟状日冕物质抛射（CME）相关的受限丝状喷发。由于连续的磁通量抵消和出现，暗条经历了连续的激活，最终爆发。被限制的爆发丝状体表现出明显的解捻运动，并且大部分丝状体物质回落。在爆发期间，一些微小的斑点从被限制的灯丝体中逃逸出来，沿着新形成的开放场线扎根在灯丝的南端，一些明亮的等离子体从灯丝的北端流向附近开放场的偏远地点。新形成的开阔磁力线向南移动，并有多个分支。类似于泡芙的CME也显示出多个明亮的锋面和明显的南移。结果表明，在爆发暗条的封闭场和附近的开放场之间存在着间歇性的红外辐射，它释放出一部分暗条物质（团块），形成了喷烟状的CME。我们认为，红外线提供了一个可能的来源，冷稠密的等离子体在太阳风。
2017-03-28 astro-ph.SR
Coronal condensations caused by magnetic reconnection between solar coronal loops
利用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的多波长图像，报道了在一个开、闭日冕环系统之间的磁重联（MR）过程中的日冕凝聚现象。在AIA 171 A太阳边缘上方的图像中观察到的较高的磁开放结构向下移动并与较低的闭合环相互作用，导致前者形成凹陷。在界面处形成X型结构。相互作用的环重新连接并消失。然后形成两组新重新连接的环，并从MR区域后退。在MR过程中，亮发射依次出现在AIA 131 A和304 A通道中，并在高位开放结构的凹陷处重复出现。这表明较热等离子体的冷却和冷凝过程从~0.9 MK下降到~0.6 MK，然后到~0.05 MK，这也得到了AIA 171 A、131 A和304 A通道的光变曲线的支持。支持凝结的高海拔开放结构的一部分参与了连续的MR。没有底层环路支持的凝结然后沿着新重新连接的环路返回到太阳表面。我们的结果表明，冕环之间的MR导致更热的日冕等离子体的冷凝及其下行流。因此，MR在日冕等离子体的质量循环中起着积极的作用，因为它可以引发灾难性的冷却和冷凝。这强调了磁和热演化必须一起处理，不能分开，即使在灾难性冷却的情况下。
2018-08-29 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 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
Numerical Investigation of a Coronal Mass Ejection from an Anemone Active Region: Reconnection and Deflection of the 2005 August 22 Eruption
利用三维热力学磁流体动力学模型SWMF对2005年8月22日发生的一次日冕物质抛射（CME）的日冕演化过程进行了数值模拟研究。喷发的源区是海葵活动区（AR）10798，它出现在日冕洞内。我们验证我们的模拟电晕产生合成的极紫外（EUV）图像，我们比较EIT图像。我们启动的CME与平衡磁通绳的取向和手征选择与H-α灯丝的观察一致。在爆发期间，磁通绳的一个足点与流光磁场线和来自相邻冕洞的开放磁力线重新连接。它产生一个喷发，其中有一个混合的封闭和开放的扭曲场线，由于交换重联和只有一个脚点线绑在源区。即使有大规模的重联，我们没有发现CME的强旋转的证据，因为它的传播。我们研究了日冕物质抛射的偏转，发现在传播的前30分钟内，洛伦兹力的作用使日冕物质抛射向东偏转约3度/Rsun。我们还制作了日冕物质抛射的日冕和极紫外图像，并与实像进行了比较，确定了与重连过程相关的变暗区域。我们讨论的影响，我们的研究结果到达地球的CME起源于肢体和模型来解释存在的开放的磁场线的磁云。
2011-06-27 astro-ph.SR
Formation of Large Scale Coronal Loops Interconnecting Two Active Regions Through Gradual Magnetic Reconnection and Associated Heating Process
连接两个活动区的日冕环称为互连环（IL），是太阳大气中重要的大尺度结构。它们携带大量的磁通量，因此被认为是太阳发电机过程的重要元素。早期的观测表明，离子液体的爆发是CME的一个重要来源。一般认为离子液体是通过高日冕（>150-200”）中的磁重联形成的，并且已经提出了几种方案来解释它们在软X射线（SXR）中的增亮。然而，详细的IL形成过程尚未得到充分的探索和相关的能量释放的电晕仍然没有得到解决。在这里，我们报告的完整形成过程中的一组IL连接两个附近的活动区，连续观测的STEREO-A的远侧的太阳和SDO和日出在地球一侧。我们的结论是，离子液体形成的逐渐重联高的日冕，在较早的假设。此外，我们还展示了证据，支持在SXR和EUV中，离子液体通过在日冕中的重连位点处或附近加热而变亮（即，通过重连的直接加热过程），这一过程在早期的离子液体研究中基本上被忽视了
2018-05-13 astro-ph.SR
Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 astro-ph.SR
Interaction of two filaments in a long filament channel associated with twin coronal mass ejections
利用太阳动力学天文台的高质量观测，我们在2016年1月26日呈现了与双日冕物质抛射（CME）相关的长灯丝通道中的两个灯丝（F1和F2）的相互作用。在喷发前，观测到一系列快速的磁通量消失和出现，这可能触发了西暗条（F1）的上升。F1上升的东足点向暗条通道的东端移动，伴随着爆发后的环带和耀斑带。这可能表明一次涉及长暗条通道的大规模喷发，是由F1和东暗条（F2）相互作用的结果。一些明亮的等离子体飞过F2，而F2在喷发期间保持静止，可能是由于其上覆的较低磁场的限制。有趣的是，F1的脉冲推动其上覆的磁弧形成了第一次CME，而F1最终在与附近的冕洞碰撞后演变为第二次CME。我们认为，F1和F2的叠加磁场的相互作用导致了合并重联，形成了一个更长的爆发性暗条环。我们的结果也提供了一个可能的图片的起源的孪生CME，并显示大规模的磁拓扑结构的冕洞是重要的CME的最终传播方向。
2017-01-18 astro-ph.SR
