On the Onset Mechanism for Solar Coronal Jets, and Implications for the Onset Mechanism for CME-Producing Eruptions
本文论证日冕喷流是小尺度太阳爆发，并提出借助其高频、快速演化的特征，揭示产生CME的大规模爆发的磁能积累与触发机制。
2024-10-01 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
A Study of Pulsation and Fadings in some R Coronae Borealis Stars
我们测量了四颗R CrB星-- V854 Cen、RY Sgr、R CrB和S Aps--最近衰落的开始时间。这些时间继续被锁定在恒星的脉动周期，尽管有一些分散。在RY Sgr中，衰退的开始往往发生在脉动最大值之时或之后几天。利用O-C分析和小波分析方法研究了RY Sgr近期长极大值的脉动特性。这段时间“徘徊”了几个百分点。这种漂移可以用随机的周期波动来模拟，就像其他一些类型的脉动恒星一样。脉动幅度在可见光中在0.05和0.25之间变化，非周期性地但在约20个脉动周期的时间尺度上。
2018-09-18 astro-ph.SR
Formation of Magnetic Flux Ropes during Confined Flaring Well Before the Onset of a Pair of Major Coronal Mass Ejections
NOAA活动区（AR）11429是双超快日冕物质抛射（CME）的来源。两次日冕物质抛射都在一小时内发生，第一次日冕物质抛射发生在2012年3月7日。该AR满足“超级活跃区域”的所有要求，即，黑尔定律不兼容性和$δ$ -点磁配置。第24太阳活动周期中最大的风暴之一（$D_{st}=-143$ nT）与其中一个事件有关。磁通量绳（MFR）是日冕中扭曲的磁性结构，在$\sim$ 10 MK热等离子体发射中最常见，通常被认为是喷发结构的核心。然而，它们在太阳大气中的“休眠”存在（即在爆发之前）是一个悬而未决的问题。借助多波长观测（SDO/HMI/AIA和STEREO EUVI B）和日冕磁场的非线性无力（NLFFF）模型，我们的工作揭示了两个独立的，弱扭曲的磁通量系统，这表明存在喷发前的MFRs，最终成为两个CME的种子。MFR可能是在宿主AR 11429发生两次日冕物质抛射的前一天发生的有限（即不导致重大日冕物质抛射）燃烧和次燃烧事件期间形成的。
2015-07-05 astro-ph.SR
Onset of the magnetic explosion in solar polar coronal X-ray jets
我们跟进Sterling等人（2015）的发现，即几乎所有极冠X射线射流都是由核心携带微型灯丝的封闭磁场爆炸性爆发造成的。在Sterling等人（2015）使用的相同X射线和EUV电影中，我们研究了他们研究的20个射流中的15个中驱动磁爆炸的开始和增长。我们发现证据表明：（1）在大多数极区X射线喷流中，在微丝上升和产生螺旋的外部/突破重联已经开始之后，在喷发的微丝通量绳下的失控内部/系链切割重联开始，以及（2）在大多数极区中，（a）在喷发开始之前，在爆炸闭合场和周围开放场之间存在电流片，以及（b）喷发开始于该电流片处的爆发重连。喷发中事件序列的多样性支持了这样一种观点，即产生极地X射线喷流的磁爆炸与产生耀斑和日冕物质抛射（CME）的更大的磁爆炸的工作方式相同。这个想法，以及最近的观测表明，磁通量抵消是在喷流前的细丝状体内部和周围建立场并触发该场喷流驱动爆炸的基本过程，共同表明，在耀斑/CME爆发中爆炸的磁拱内部的磁通量抵消通常是在拱核心建立爆炸场并触发该场爆炸的基本过程。
2018-05-30 astro-ph.SR
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
Onset of Magnetic Explosion in Solar Coronal Jets in Quiet Regions on the Central Disk
我们研究了10个日冕喷流爆发在安静的地区的中央磁盘，从而避免了近肢体刺林模糊的微灯丝爆发的缓慢上升的发病。从SDO/AIA 171 A每次喷发的12秒节奏电影中，我们（1）找到并比较了微暗丝缓慢上升的开始时间，喷流底部亮点，喷流底部内部增亮和喷流尖顶，（2）测量了微暗丝在缓慢上升开始和结束时的速度。根据（a）这些数据，（b）先前的观测表明，每次喷发都是由微暗条下的磁通量抵消触发的，以及（c）在一次喷发中观察到的突破-重联电流片，我们证实了宁静区产生喷流的微暗条喷发是产生日冕物质抛射的暗条喷发的微型版本，并且在大多数宁静区喷流中：（1）在失控重联开始之前爆发就开始了，（2）失控重联直到慢升速度至少为1 km/s时才开始，（3）在爆发开始时和爆发开始之前，没有明显程度的电流片。因此，我们期望：（i）许多形成日冕物质抛射的暗条爆发是由暗条下的通量抵消触发的，（ii）出现的两极很少（如果有的话）直接驱动喷流的产生，因为出现的速度很少（如果有的话）足够快，（iii）在低β等离子体中磁场的任何天体物理环境中的分界线或准分界线上，只有通过磁场的磁流体动力学扰动，而不是通过磁场的准静态逐渐会聚，才能动态地建立可感知范围的电流片。
2020-07-03 astro-ph.SR
The effects of resistivity and viscosity on the Kelvin-Helmholtz instability in oscillating coronal loops
目的-调查电阻率和粘度对振荡日冕环中开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的发生和增长的影响。方法-我们模拟了三维（3-D），电阻磁流体动力学代码，Lare 3D的密度增强回路中的扭结驻波。我们进行了参数研究的粘度和电阻率系数，以研究耗散对KHI的影响。结果-提高粘度和电阻率的行为，以抑制KHI。较大的值会延迟不稳定性的形成，在某些情况下，会完全阻止不稳定性的发生。这导致较早的加热开始较小的值的传输系数。我们注意到粘度比电阻率对KHI的发展有更大的影响。此外，当使用异常电阻率时，与KHI相关联的欧姆加热速率可能大于与在不稳定性抑制状态（使用均匀电阻率）中发生的相混合相关联的欧姆加热速率。结论-从我们的研究，很明显，加热速率至关重要地取决于形成小的长度尺度（受数值分辨率的影响）以及电阻率和粘度的值。由于输运系数的较大值抑制KHI，加热的开始被延迟，但加热速率较大。随着数值分辨率的提高，可以形成更小的长度尺度，即使对于相同的输运系数，加热速率也会更高。
2017-03-07 astro-ph.SR
Investigating the Soft X-ray Spectra of Solar Flare Onsets
本研究利用DAXSS和AIA数据分析2022年6次太阳耀斑的起始阶段，发现该阶段耀斑等离子体已达10-15 MK高温，存在两种日冕环结构，且与脉冲相热等离子体特性相似，可能对耀斑起预调节作用。
2024-03-09 astro-ph.SR
Are Decaying Magnetic Fields Above Active Regions Related to Coronal Mass Ejection Onset?
日冕物质抛射（CME）是由储存在日冕磁场中的电流中的磁能提供动力的，CME前的磁场在原始抛射物的向外磁压力和来自封闭的上覆磁场的向内磁张力之间保持平衡。在研究全球无电流日冕磁场模型-位场源-表面（PFSS）模型-时，据报道，模型的磁场强度以上耀斑网站往往是弱的CME发生时，比没有发生喷发。这表明势场模型可能有用地量化磁约束。这个想法的一个含义是，在一个可能的喷发地点覆盖模型场强的减少应对应于减少限制，这意味着喷发更有可能。我们已经搜索了这样的效果，通过{ \em事后}调查的时间演变的模型场强度以上的样本的10个喷发地点，其中包括缓慢和快速的日冕物质抛射。在我们研究的大多数事件中，我们发现在以下两个方面都没有统计学上显著的演变：（i）磁场随高度衰减的速率;（ii）50 Mm附近覆盖磁场的强度;（iii）或低海拔和高海拔（分别低于1.1 $R_{\odot}$和1.1- 1.5 $R_{\odot}$之间）的通量比。相反，我们发现，上覆场强和上覆通量往往略有增加，它们的衰减率随着高度变得稍微平缓，与增加的限制一致。由于无论我们用来量化约束的参数是增加还是减少，CME都会发生，要么：（i）这些参数不能准确地表征CME源区的约束;要么（ii）CME源区大规模磁环境的系统演化本身并不是CME发生的必要条件;或者两者兼而有之。
2012-11-20 astro-ph.SR
Onset of a Large Ejective Solar Eruption from a Typical Coronal-Jet-Base Field Configuration
利用SDO/AIA，SDO/HMI，GOES和RHESSI的多波长观测和磁场数据，我们研究了2014年12月18日活动区NOAA 12241的大规模喷射太阳爆发。这次事件产生了一个独特的三带耀斑，其中有两个平行的带与标准的双带耀斑的带相对应，以及一个与其他两个带偏移的更大规模的第三个准圆形带。这次喷发事件有两个组成部分。首先，在强场极性反转线上方形成磁通绳，并随着平行带的开启、增长和从极性反转线扩散而爆发和增长;这种演变与爆发的系绳切割重联机制一致。第二，在其核心具有喷发磁通绳的拱廊的喷发在包围喷发拱廊的扇形穹丘的零点处进行磁重联，导致准圆形带状物的形成，这与喷发的突破重联机制一致。我们发现，平行带开始之前（12分钟）圆形带状发病，表明系绳切割重联（或非理想的MHD不稳定性）发起了这一事件，而不是突破重联。这种大规模（圆带状直径100000公里）喷发的整体设置类似于日冕喷流（基础大小10000公里），其中许多，根据最近的研究结果，小规模的minifilament喷发的结果。因此，这些发现证实了位于扇脊零点磁拓扑结构中的剪切核磁弧的爆发发生在太阳上的大范围尺度上。
2017-06-28 astro-ph.SR
Solar Active Region Coronal Jets. III. Hidden-Onset Jets
通过观测活动区AR 12824的日冕喷流，发现活动区喷流同样源于微暗条爆发，但其源头常被色球物质遮挡或因微暗条细丝过细而难以探测。
2023-10-21 astro-ph.SR
Hinode/EIS coronal magnetic field measurements at the onset of a C2 flare
在目前的工作中，我们研究的Hinode/EIS观测的活动区采取之前，期间和之后的一个小C2.0耀斑，以监测的演变的磁场的演变和它的关系的耀斑事件。我们发现，虽然耀斑离开活动区本身不变，事件包括一个大的磁场增强（MFE），其中包括一个大的磁场的强度增加到短短的500 G在一个相当小的区域，没有磁场测量耀斑之前。在耀斑的脉冲阶段，在耀斑环的足点处观察到这种MFE，其磁能足以为整个耀斑的辐射损失提供能量，并且在耀斑之后完全消散。我们认为MFE可能发生在触发耀斑的重连事件的位置，并注意到它在耀斑开始的22分钟内形成（由EIS光栅返回时间给出）。这些结果为一系列新的研究打开了大门，这些研究的目的是确定MFE 1）是否可以是耀斑前兆事件，2）是否可以用于空间天气预报; 3）它们可以允许的提前预警时间;以及探索哪些物理过程导致它们的形成和消散，这些过程在长持续时间和脉冲耀斑中是否相同，以及它们是否可以通过理论模型来预测。
2021-02-11 astro-ph.SR
Genesis and Coronal-jet-generating Eruption of a Solar Minifilament Captured by IRIS Slit-raster Spectra
我们提出了第一个IRIS镁II狭缝光栅光谱，完全捕捉的起源和日冕喷流产生喷发的中心盘太阳微灯丝。微暗丝出现在一个负磁极冕洞中。Mg II太阳光谱图证实了微灯丝等离子体温度是色球温度。Mg II光谱表明，爆发的微丝的等离子体具有蓝移的上升流在射流尖顶的发病和同时红移的下降流在紧凑的射流亮点（JBP）的位置。从Mg II光谱连同AIA EUV图像和HMI磁图，我们发现：（i）在负极性网络通量丛的边缘处的通量抵消中性线上方形成微丝;（ii）在微丝的快速爆发开始和喷流尖顶开始期间，JBP开始在通量抵消中性线上方变亮。根据对Mg II光谱的IRIS 2反演，JBP的Mg II明亮等离子体的电子密度、温度和向下（红移）多普勒速度分别为1012 cm^-3、6000 K和10 km，并且生长的螺旋显示为顺时针旋转。我们推测：（i）在喷发的携带微扰的扭转磁通绳的缓慢上升期间，喷发的磁通绳环的顶部通过扭动使其场方向与所遇到的环境远场相反;（ii）喷发扭结然后可以与远场重新连接以形成尖顶，并且在内部重新连接以形成JBP。我们的结论是，这种日冕喷流是正常的，因为磁通量抵消建立了一个携带微量元素的扭曲的磁绳，并触发了JBP产生和喷流螺旋产生喷发的磁绳。
2022-08-31 astro-ph.SR
Major electron events and coronal magnetic configurations of the related solar active regions
对2002年2月至23太阳活动周结束期间的26个主要电子事件进行了统计调查。我们得到了电子太阳的开始时间和峰值通量谱的每一个事件拟合幂律谱截断的指数高能量尾巴。我们还从位场源-面模型中导出了相关太阳活动区的日冕磁位形。结果表明：（1）在11个连通性好的开放型场线事件中，有10个是瞬发事件，它们的爆发时刻与耀斑爆发的最大时刻相吻合; (2)一个非连通的开放磁力线事件和一个闭合磁力线事件都是瞬发事件，它们都与大尺度日冕扰动或变暗有关。(3)An与闭合事件相比，在开放磁力线事件中发现了平均更硬的谱。具体而言，平均光谱指数为1.6 +/-0.3在开放的场线事件和2.0 +/-0.4在封闭的。三个闭合场线事件的光谱显示出无穷的翻转能量E0。这些相关性清楚地建立了日冕磁场线拓扑结构与主要太阳高能粒子事件期间带电粒子从耀斑AR逃逸到行星际空间之间的重要联系。
2013-05-24 astro-ph.SR
A Model for Energy Buildup and Eruption Onset in Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）和爆发性耀斑（EFs）是太阳系中能量最大的爆发。它们的基本来源是在丝状通道的剪切磁场中缓慢积累的自由能。我们报告的第一个端到端的CME/EF的数值模拟，从零自由能的初始状态，通过磁螺旋度凝聚过程的驱动下，通过磁通道的形成，以暴力喷发。螺旋度是磁通量系统之间联系的拓扑度量，在日冕中是守恒的，在被喷射到行星际空间之前，螺旋度会无情地增加。许多研究表明，小尺度涡旋运动注入的螺旋度，如在光球中观察到的，经历了从小尺度到大的逆级联，在磁极边界处“凝聚”。我们的新结果验证了这一过程在嵌入背景偶极场中的紧凑双极区域内形成了细丝通道，并首次表明快速CME最终通过磁突破机制发生。我们进一步表明，爆炸性喷发的触发是重联发作的耀斑电流片的极性反转线以上的发展：这种重联形成耀斑环下面的表和CME通量绳以上，并启动高速向外流动的CME。我们的发现对太阳和其他天体物理等离子体中的磁自组织和爆炸行为以及理解和预测爆炸性太阳活动具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Factors Affecting The Intensity of Solar Energetic Particle Events
本文对可能影响太阳高能粒子（SEP）事件的日冕物质抛射（CME）驱动冲击的环境和源因子的影响进行了更新。通过对第23太阳周所有大SEP事件的研究，证实了文献[1]中CME相互作用引起的强度变化。大的SEP事件被分为两组，一组与CME运行到其他CME，另一组与CME运行到周围的太阳风。与CME相互作用的SEP事件通常具有较高的强度。还讨论了冕洞对SEP强度的影响等新的可能性。例如，在一个连接良好的喷发和太阳盘中心之间存在一个大的冕洞，可能会因为CME和冕洞之间的相互作用而使冲击波连接不良。这一点可以用2004年12月3日的SEP事件来说明，该事件比相关的CME的开始延迟了大约12小时。在太阳上没有其他事件可以与SEP发作相关联。这一事件是一致的冕洞相互作用的可能性，影响的CME的连通性，产生SEP，因此SEP事件的强度。
2011-09-13 astro-ph.SR
Observational Characteristics of CMEs without Low Coronal Signatures
太阳爆发通常与爆发前、爆发中和爆发后发生在低日冕中的各种现象有关。虽然在日冕观测中很容易看到，但所谓的隐形日冕物质抛射（CME）并没有明显表现出任何这些低日冕特征。存在或不存在明显的低日冕特征可以与不同的理论模型联系起来，以建立火山爆发的启动和驱动机制。在这项研究中，确定了2012年发生的40个没有低日冕特征的CME。它们的观测和运动学特性进行了分析和比较，定期CME。没有明确的盘上或低日冕特征的太阳爆发可能导致意外的空间天气影响，因为在这些事件中不存在许多重大空间天气活动的预警信号。更好地了解其引发机制将大大提高预测这类空间天气事件的能力。
2014-09-04 astro-ph.SR
Key Aspects of Coronal Heating
我们强调了日冕加热的十个关键方面，在我们考虑要解决的问题之前必须了解这些方面。(1)所有的日冕加热都是冲动的。(2)日冕加热物质的细节。(3)日冕中充满了元素磁性。(4)日冕中充满了密集的电流片。(5)这些股必须重新连接，以防止无限的压力积累。(6)纳米火花以不同的频率重复。(7)能量释放的特征量是多少？(8)是什么导致了循环的集体行为？(9)能量释放的起始条件是什么？(10)色球纳米耀斑不是日冕等离子体的主要来源。在解决日冕加热问题方面取得重大进展需要协调各种方法：观测研究，场对准流体动力学模拟，大规模和局部三维MHD模拟，以及可能的动力学模拟。这些方法中的每一种都有独特的价值，社区必须努力更好地协调。
2015-03-27 astro-ph.SR
Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections
研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。
2014-04-12 astro-ph.SR
131 and 304 Å Emission Variability Increases Hours Prior to Solar Flare Onset
本文通过分析50余个GOES C5.0级以上临边耀斑爆发前6小时AIA多通道辐射变化，发现耀斑前2–3小时131和304 Å通道变化显著增强，提出一种潜在的耀斑预测新方法。
2024-11-19 astro-ph.SR
MHD Equilibria and Triggers for Prominence Eruption
磁流体动力学（MHD）模拟出现扭曲的磁通量管从太阳内部进入日冕进行了讨论，以说明如何扭曲和剪切日冕磁结构（自由磁能），能够驱动灯丝喷发，可以形成在日冕中新兴的活动区域。几个基本机制，可以破坏准平衡日冕结构和触发释放存储的自由磁能进行了讨论。这包括两个理想的过程，如螺旋扭结的不稳定性和扭曲的日冕磁通绳结构的环面不稳定性和非理想过程的快速磁重联在电流片的发病。代表性的MHD模拟的非线性演化涉及这些机制。
2015-12-25 astro-ph.SR
A Two-Sided-Loop X-Ray Solar Coronal Jet Driven by a Minifilament Eruption
大多数通常讨论的日冕喷流都是由一个近似垂直地从太阳表面延伸到日冕的尖顶组成的。最近的研究支持一个微型灯丝（minifilament）的爆发驱动许多这样的单螺旋喷流，并同时产生一个miniflare在爆发现场。另一种不同类型的日冕喷流，在Yohkoh时代的X射线图像中被识别出来，是双侧环喷流，它从中心激发位置沿相对方向延伸，沿着低洼的日冕环或多或少与表面水平。我们使用Hinode XRT和EIS以及SDO AIA和HMI的数据，从活动区（AR）12473的边缘观察到这样的双侧环喷流。与单螺旋喷流类似，这种双面环形喷流是由微灯丝的爆发引起的，微灯丝在撞击约30，000公里高度的上覆近水平环形场并产生双面环形喷流后突然停止，然后加速到140公里/秒以上。EIS光栅扫描的分析表明，一个热的增亮，符合一个小耀斑，开发后的喷发，和多普勒运动（约40公里/秒）发生在附近的射流形成区域。与许多单螺旋喷流一样，这里的磁触发器显然是通量抵消，其发生速率约为4 × 10^18 Mx/hr，与某些单螺旋AR喷流中观察到的速率相当。一个明显的增加（视线）流量发生在几分钟内的minifilament喷发的发病，一致的明显增加是由于一个迅速重新配置的低洼领域期间和之后不久minifilament喷发发病。
2018-11-13 astro-ph.SR
Intermittent turbulent fluctuations in solar coronal mass ejections
利用125个日冕物质抛射的近地观测数据，发现最强湍流斑强度和出现率是CME前沿开始的可靠指标，且湍流斑可增强质子加热。
2026-06-19 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 astro-ph.SR
Magnetic Field Structures Triggering Solar Flares and Coronal Mass Ejections
太阳耀斑和日冕物质抛射是我们太阳系中最具灾难性的爆发，已知它们会影响地球环境和基础设施。然而，由于对它们的触发机制仍然没有充分的了解，我们预测太阳爆发和预测空间天气的能力受到很大的阻碍。尽管已经提出了各种模型来确定太阳爆发的开始，但能够触发这些爆发的磁性结构的类型仍然不清楚。在这项研究中，我们解决了这个问题，通过系统地调查各种各样的磁结构的三维磁流体动力学模拟的非线性动力学。因此，我们确定了两种不同类型的小磁结构有利于太阳爆发的发生。这些结构应出现在磁极性反转线（PIL）附近，包括与PIL上的主磁场的势分量或非势分量反向的磁通量。此外，我们分析了两个大耀斑，2006年12月13日的X级耀斑和2011年2月13日的M级耀斑，使用Hinode卫星提供的成像数据，我们证明了它们符合模拟预测。这些结果表明，预测太阳爆发是可能的，与复杂的观测太阳磁场，虽然提前时间必须限制的时间尺度变化的小磁结构。
2012-10-01 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Measurement of the polytropic index during solar coronal rain using a diagram of the electron density distribution as a function of the electron temperature
利用差分辐射测量（DEM）方法，对2011年10月6日20：10 UT至10月7日02：10 UT期间太阳活动期间的一次日冕雨事件前后的电子密度与温度的关系进行了研究。观测数据来自SDO/AIA的六个不同的极紫外（EUV）谱线。在这段时间内，共分析了240个不同的日冕环，并使用171（Fe IX）和193（Fe XII）过滤器获得了平均电子密度和温度。利用密度与温度的关系，可以估算出日冕雨前后的多变指数。日冕雨结束后的多变指数为γ = 1.3{ \pm }0.06，反映了研究状态日冕等离子体的一般热力学性质。然而，日冕雨开始时的多变指数估计为γ = 2.1{ \pm }0.11，这表明一个不稳定的热力学过程，即，热不稳定性认为日冕雨是一个不稳定过程的结果，雨后日冕等离子体又恢复到稳定状态。
2021-10-04 astro-ph.SR
The coupling of an EUV coronal wave and ion acceleration in a Fermi-LAT behind-the-limb solar flare
我们介绍了2021年7月17日翼后（BTL）耀斑的费米LAT观测以及太阳轨道器上STIX对该耀斑的联合探测。地球和太阳轨道器之间的距离是99.2 $^{\circ}$在05：00 UT，让STIX有一个耀斑的正面视图。耀斑的位置在Stonyhurst日面坐标中为~ S20 E140，这是在$>$ 100 MeV伽马射线中探测到的最远的肢后耀斑。LAT检测持续$\sim$ 16 min，峰值流量为$ 3.6 \pm 0.8 $（10 $^{-5}$）ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$，显著性为$>$ 15 $σ$。冠状波观察到从STEREO-A和SDO在极紫外线（EUV）的起始与LAT发病一致的可见光盘。一个复杂的II型无线电爆发观测GLOSS也符合LAT发射的发病表明存在的冲击波。我们讨论了在193 \angstrom \的EUV波强度分布的时间导数之间的关系，如STEREO-A和LAT流量的观测表明，在可见的磁盘和质子的加速观测到的$>$ 100 MeV的伽马射线发射跟踪的日冕波的外观耦合。我们还报告了这种耦合是如何存在于费米-LAT探测到的其他3个BTL耀斑的数据中的，这表明驱动BTL太阳耀斑和日冕波的伽马射线发射的质子具有共同的起源。
2022-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Filament Eruptions That Forms High-Speed Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）在驱动空间天气方面起着决定性的作用，特别是快速的（例如，速度高于$800$ ~km~s $^{-1}$）。了解快速日冕物质抛射的触发机制有助于我们获得预测日冕物质抛射的重要信息。伴随CME的暗条喷发为研究CME的早期演化提供了良好的示踪剂。本文调查了66个伴随耀斑的快速日冕物质抛射，分析了触发机制（即磁重联或理想MHD过程）、耀斑和日冕物质抛射速度之间的相关性。基于SDO、GONG和STEREO的观测数据，我们发现：（1）活动区（AR）暗条和中间暗条（IFs）的爆发比宁静太阳（QS）暗条产生快日冕物质抛射的概率更高，而极冠（PC）暗条爆发的概率为零;（2）产生快速CME的AR暗条爆发更可能是由磁重联触发的，而QS和IF则更可能是由理想MHD过程触发的;（3）对于AR纤维和IF纤维，特定的触发机制对CME的速度影响不大，而对于QS纤维，理想的MHD机制更可能产生更快的CME;（4）暗条爆发的起始高度和上覆场的衰减指数与以往的统计研究结果有一定的差异：对于AR纤维和IFs，衰减指数较大，更接近理论阈值，而对于QS纤维，起始高度高于以前的结果。
2019-08-23 astro-ph.SR
Volume Dependence of Helicity-based Eruption Diagnostics in Recurrent Coronal Jets
School of Astronomy and Space Science and Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院与现代天文学和天体物理学重点实验室）；National Key Laboratory of Deep Space Exploration/School of Earth and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学深空探测全国重点实验室/地球与空间科学学院）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学宇宙地球环境研究所）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）
针对重复日冕喷流的三维磁流体模拟，发现电流螺旋度随喷流演化、自由磁能无明显积累，常用螺旋度比对积分体积敏感，而局部归一化量更稳定，表明归一化螺旋度可作为喷发条件的有效诊断量。
2026-10-09 astro-ph.SR
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
Fine Structure of Metric Type-IV Radio Bursts Observed with the ARTEMIS-IV Radio Spectrograph: Association with Flares and Coronal Mass Ejections
IV型爆发连续体中的精细结构可以用来诊断与耀斑/CME事件的低日冕发展相关的磁场重构和相应的能量释放。用ARTEMIS-IV太阳射电频谱仪的SAO接收器在450- 270 MHz范围内以高频率（0.01秒）观测到的36个IV型爆发的目录被汇编;精细结构被分为五个基本类，每个基本类有两个或更多的子类。精细结构发射的时间与高能电子注入的HXR和微波发射，SXR光变曲线和CME的起始时间证明了。我们的研究结果表明，一个很好的时间之间的关联能量释放事件和脉动，尖峰，窄带爆发的III型家庭和斑马爆发。在其余的类别中，无特征的宽带连续体开始于第一次能量释放的时间附近，在CME开始和SXR峰值之间，但在那之后延伸了几十分钟，几乎覆盖了耀斑-CME事件的全部范围。与其他精细结构相比，中间漂移爆发（纤维占大多数）主要遵循第一次能量释放，但分布更广。
2014-06-04 astro-ph.SR
Height of Shock Formation in the Solar Corona Inferred from Observations of Type II Radio Bursts and Coronal Mass Ejections
利用日地关系天文台（STEREO）任务在太阳表面附近进行的日冕和EUV观测，我们确定了相关公制II型爆发开始时日冕物质抛射（CME）的日心距离。我们使用的波直径和前缘的方法和测量的CME高度的一组32公制II型爆发从太阳活动周期24。我们通过从与喷射方向大致正交的视图进行测量来最小化投影效应。我们还选择了接近II型爆发发作时间的图像帧，因此无需外推。我们发现CME位于日心距离范围从1.20到1.93太阳半径（Rs），平均值和中位数分别为1.43和1.38 Rs。我们最终发现，激波的形成可以发生在高度大大低于1.5 Rs。在少数情况下，II型发病时的CME高度接近2 Rs。在这些情况下，II型爆发的起始频率非常低，在25至40 MHz的范围内，这证实了冲击波也可以在更大的高度形成。度量II型爆发的起始频率与测得的CME/激波高度有很弱的相关性，并且与内日冕密度随高度的快速下降一致。
2013-01-05 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
Transverse, Propagating Velocity Perturbations in Solar Coronal Loops
这篇简短的评论文章概述了最近观察到的横向，传播速度扰动日冕循环。观察到这些无处不在的扰动在传播过程中会受到很强的阻尼。使用三维数值模拟的足点驱动的横波在日冕等离子体中传播的圆柱形密度结构，结合分析建模，它表明，所观察到的速度扰动可以理解的耦合不同的波模式在不均匀的边界的循环。模式耦合在不均匀的边界层的环路导致耦合的横向（扭结）模式的方位角（阿尔芬）模式，观察到的衰减的横向扭结振荡。数值和分析结果表明，阻尼波的空间轮廓具有高斯形状开始，在切换到指数衰减在大的高度。此外，最近对大型、离翼、跨赤道环的CoMP（日冕多通道偏振仪）多普勒频移观测的分析表明，在频谱的高频部分，顶点处的傅立叶功率似乎高于理论模型的预期。这种多余的高频FFT功率可能是低中频波级联成（Alfvenic）湍流的初步证据。
2015-10-04 astro-ph.SR
Formation of a Coronal Hole by a quiet-Sun Filament Eruption
本研究针对2014年6月25日日面中心附近宁静太阳暗条爆发形成冕洞的事件，结合多仪器观测与微分发射量分析，明确了冕洞形成的三阶段演化过程，揭示了磁交换重联的作用及冕洞的长寿命特征。
2025-09-04 astro-ph.SR
Solar magnetic flux rope eruptions caused by inverse flux feeding processes
本文使用2.5维磁流体动力学模型模拟发现，反向磁通量供给同样能通过积累总无符号轴向磁通量触发太阳日冕磁通量绳爆发，并证明调控爆发起始的是无符号而非带符号轴向磁通量。
2025-08-12 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Stealth Coronal Mass Ejections from Active Regions
隐形日冕物质抛射（CME）是太阳的喷发，没有明显的低日冕信号。这些日冕物质抛射的特征是速度较慢，但仍然可以对地球产生影响，影响地球上的空间天气。因此，了解这些火山爆发的科学基础将大大提高我们探测并最终预测它们的能力。我们提出了一个研究的两个隐形CME分析使用先进的图像处理技术，揭示其微弱的签名，从极紫外线（EUV）成像仪上的观测太阳和日光层天文台（SOHO），太阳动力学天文台（SDO），和日地关系天文台（STEREO）航天器。这些航天器提供的不同视角为同时从上方和侧面研究每次喷发提供了机会。对于每一个事件，EUV和磁记录观测相结合，以揭示爆发的日冕结构。对于一个事件，观测表明在CME的快速上升阶段之前存在磁通量绳。我们发现，这两个事件起源于活跃地区，很可能是由附近的喷发引发的交感CME。我们讨论的物理过程中发生的时间导致了每个隐形CME的发病，并得出结论，这些爆发的低能量和速度尾分布的CME事件的一部分，并不是一个独特的现象。
2019-07-30 astro-ph.SR
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
Analysis of the Coronal Mass Ejections through Axial Field Direction of Solar Filaments and IMF Bz
过去有许多研究认为，磁暴的影响强烈地依赖于日冕物质抛射（CME）磁云部分的方向。Aparna和Martens（2020）使用2007-2017年的Halo-CME数据表明，CME起源位置的细丝的磁场方向可以有效地用于预测地磁风暴的发生。本研究的目的是通过分析1996-2006年的晕-CME数据来扩展他们的调查。灯丝轴向方向的相关性及其相应的Bz特征被用来形成Aparna & Martens之前提出的权利要求的更广泛的推理。本研究利用SOHO EIT 195地磁图、MDI磁象图、KSO和BBSO H $α$图像，以及行星际磁场特征的ACE数据。将所有这些关联起来，我们发现Aparna和Martens研究中的轴向场方向和Bz方向之间相关性的可能性很高的趋势在1996-2006年的数据中也持续存在。
2020-11-04 astro-ph.SR
Simulations of Solar Jets Confined by Coronal Loops
日冕喷流是发生在太阳日冕中广泛空间尺度上的平行动态事件。在冕洞的开放磁场中，喷流形成准径向螺旋，可以延伸到日光层，而在封闭场区域中，喷流流出被限制在日冕中。我们探讨应用嵌入双极模型发生在封闭的日冕环射流。在这个模型中，磁自由能注入缓慢的足迹运动，引入扭曲内的封闭圆顶的射流源区域，并迅速释放的发病理想的扭结状不稳定。两个长度尺度表征系统：喷流源区的宽度（N）和包围喷流源的日冕环的足点间隔（L）。我们发现，射流特性是高度敏感的比率L/N，在启动和随后的动态的条件。持续时间最长，最有活力的喷流发生在长冠环与大L/N比，并共享许多功能的开放领域的喷流，而较小的L/N比产生较短的持续时间，较少的精力充沛的喷流，从远环足点的反射的影响。我们量化了这些行为之间的过渡，并表明我们的模型复制了安静的太阳和活跃区域的环喷流的关键定性和定量方面。我们还发现，封闭的圆顶和周围的冠状环之间的重连是非常广泛的：累积重连通量至少匹配圆顶下的总通量小L/N，和大L/N的两倍以上的值。
2016-02-24 astro-ph.SR
The eruption of a prominence carrying coronal flux rope: forward synthesis of the magnetic field strength measurement by the COronal Solar Magnetism Observatory Large Coronagraph
从磁流体动力学（MHD）模拟的日珥爆发托管日冕通量绳，我们进行了前向合成的圆偏振信号（斯托克斯V信号）的FeXIII发射线在1074.7 nm处的MHD模型产生的建议日冕太阳磁场天文台（COSMO）大日冕（LC）测量和推断的视线磁场BLOS以上的肢体。在150 cm的孔径、12 min的积分时间和12 arcsec的分辨率下，LC可以从几乎沿其轴向观察的模拟磁通绳测量具有足够信噪比的显著BLOS，其峰值轴向场强约为10 G。观测结果表明，在日珥的高度范围内，磁绳的轴向磁场强度与BLOS有很好的相关性，并且可以分辨出该高度范围内的磁场强度随高度的增加而增加，这是支撑日珥的凹向上倾斜磁场的一个明确特征。测量还可以检测到向外移动的BLOS，这是由于通量绳在发展扭结不稳定性时缓慢上升，在其上升速度仍然低于约41 km/s的阶段期间，直到约1.3太阳半径的高度。这些结果表明，COSMO LC在提供有关CME前兆（如日珥空洞）的磁场结构及其早期演化的定量信息方面具有很大的潜力。
2018-08-18 astro-ph.SR
Magnetic structure of Coronal Mass Ejections
我们提出了几种太阳日冕物质抛射（CME）的磁结构模型。首先，我们将日冕物质抛射建模为不断膨胀的无力磁结构。在保持定常解内部磁场结构不变的情况下，膨胀导致复杂的内部速度和旋转，而场结构保持无力。第二，CME的膨胀可以驱动CME内的电阻耗散，从而改变不同离子的电离状态。我们适合在原位测量的离子电荷状态的电阻spheromak解决方案。最后，我们考虑了包含环向和极向磁场且无表面电流片的完全受限稳定磁云的磁场结构。这种云的膨胀可能会导致重连事件的突然发生。
2012-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Hot X-ray Onsets of Solar Flares
对太阳耀斑脉冲相前局部等离子体条件的研究有助于我们理解导致主耀斑能量释放的物理过程。在这里，我们提出了一个热的X射线发病间隔的增强等温等离子体温度在10-15 MK的范围内高达几十秒之前的耀斑的脉冲阶段的证据。该“热起始”间隔发生在初始软X射线增加期间和可检测的硬X射线发射之前。由地球静止业务环境卫星（GOES）X射线传感器估计并由拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的数据证实的等温温度没有显示出逐渐上升的迹象，无论耀斑的分类或结构如何，都会出现“热启动”现象。在一个小样本的四个有代表性的耀斑事件，我们确定这种早期热发作软X射线发射主要是在足点和低洼的环路，而不是与日冕结构，从大气成像组件（AIA）的图像的基础上。我们证实这一点，通过临掩星的一个耀斑区。这些热的X射线开始出现之前，有证据表明碰撞加热的非热电子，因此，他们挑战标准的耀斑加热建模技术。
2020-07-10 astro-ph.SR
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of the Solar Eruption on 2010 April 8
爆发前日冕磁场的结构和爆发的条件是通过研究非线性无力场（NLFFF）模型的磁流体动力学稳定性和演化来解决的重要问题。本文使用2010年4月8日爆发的太阳活动区的数据约束NLFFF模型作为MHD模拟的初始条件。这些模型，构造的磁通绳插入和磁摩擦松弛的技术，包括一个稳定的，一个近似边缘稳定，和一个不稳定的配置。模拟证实了以前的相关结果的磁摩擦弛豫运行，特别是稳定的磁通绳平衡所观察到的喷发前日冕结构的关键特征非常好，有一个极限值的轴向磁通在绳中的稳定NLFFF平衡的存在。具体的极限值位于一个更严格的范围内，由于稳定性和不稳定性之间的MHD描述的更尖锐的歧视。MHD处理的喷发配置产生非常好的协议与一些观察到的功能，如强烈倾斜的初始上升路径和密切的时间关联之间的日冕物质抛射和耀斑重联的发病。在耀斑带状扩张的速度和倾角的进一步演变中会出现微小的差异;这些差异可以通过精细的模拟来消除。我们认为，在喷发源区水平弯曲通量的弹弓效应可以显着贡献的上升方向的倾斜。最后，我们证明了发病标准制定的阈值的轴向通量在绳对应的阈值的环面不稳定性在所考虑的活动区域。
2014-07-08 astro-ph.SR
Solar H-alpha features with hot onsets. IV. Network fibrils
即使在冕洞下面的安静区域，太阳色球层也包含无处不在的加热事件。它们往往规模小，寿命短，因此难以识别。在这里，我们不讨论它们对外层大气加热的影响，而是它们的后果。我们对巴尔末H-α线的高分辨率观测进行了统计分析，表明许多细长的暗H-α纤维从网络中扩散出来，代表冷却气体，勾勒出先前快速II型针状事件的轨迹，或者较小的类似但尚未解决的加热剂，其中主要气体成分氢至少部分电离。随后的重组，然后导致黑暗的H-α纤维增强非平衡过透明度。我们认为，非凡的纤维状外观的H-α色球周围的网络的结果从间歇性的，频繁的小规模的事先加热。
2019-12-23 astro-ph.SR
A Data-Driven Analytic Model for Proton Acceleration by Large-Scale Solar Coronal Shocks
我们最近研究了低太阳日冕中爆发性日冕驱动的大规模离边日冕亮锋（OCBF）的发展（Kozarev et al. 2015），使用太阳动力学天文台高级成像组件EUV望远镜的远程观测。在这项研究中，我们获得了高时间分辨率的估计OCBF参数调节的效率内的扩散冲击加速（DSA）的理论框架内的带电粒子加速。这些参数包括时间依赖的前的大小，速度和强度，以及上游冠状磁场相对于前的表面法线方向的方向。在这里，我们提出了一个分析粒子加速度模型，专门开发，将日冕冲击/压缩前面的属性，从远程观测。我们验证了模型的性能，通过网格的理想化的情况下运行使用典型的大规模日冕冲击的输入参数，并表明，结果接近预期的DSA稳态行为。然后，我们使用Kozarev等人（2015）中推导的OCBF时间相关参数将模型应用于2011年5月11日的事件。我们发现，压缩前可能产生高能粒子低至1.3太阳半径的日冕。比较模拟的和观测到的地球附近的注量，我们还发现，在这一事件中的大部分加速必须发生在1.5太阳半径以上。通过这项研究，我们已经迈出了第一步，使用直接观测的冲击和压缩在最里面的日冕，以预测SEP事件的发生和强度。
2016-08-23 astro-ph.SR
Coronal mass ejections from the same active region cluster: Two different perspectives
2010年11月11日，大约位于太阳中央子午线上的活动区NOAA 11121和11123形成的星团具有重大的科学意义。这个复合体是暴烈通量出现的地点，也是同一天一系列地球事件的源头。太阳动力学观测台上的大气成像组件望远镜和日地关系观测台孪生航天器上的日地连接日冕和日光层调查望远镜套件上的极紫外成像仪几乎同时观测到了这些事件的开始。太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度分光日冕仪（LASCO）和STEREO上的SECCHI/COR日冕仪跟踪了低日冕中这些事件的进展。SDO和SOHO成像仪从地球的角度提供数据，而STEREO双仪器从正交方向获取图像。航天器的这种空间配置使得能够对AR星团和源自其中的日冕物质抛射进行最佳的同时观测。STEREO提供的正交日冕观测结果显示，与从地球角度探测到的情况相比，抛射事件的数量非常大。此外，SDO/AIA和STEREO/SECCHI EUVI对源区的联合观测表明，GOES归类为X射线耀斑的所有事件在正交观测中都有一个抛射日冕对应物。这些结果对当前的空间天气预报有直接影响，因为当在垂直于日地线的观测方向上缺乏太阳观测时，可能会丢失警报。
2015-07-10 astro-ph.SR
Data-Driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM code
本研究提出基于MURaM代码的太阳活动区数据驱动辐射MHD模拟方法，通过光球边界水平电场驱动，复现磁能累积、耀斑及日冕物质抛射过程，误差小、保真度高，助力磁场演化与观测关联研究。
2023-03-29 astro-ph.SR
Numerical simulations of solar energetic particle event timescales associated with ICMES
最近，S.W.Kahler通过航天器数据分析研究了与日冕物质抛射（CME）相关的太阳高能粒子（SEP）事件时间尺度。他们获得了不同的SEP事件时间尺度，如TO，即从CME开始到SEP开始的时间，TR，即从开始到峰值强度一半（0.5Ip）的上升时间，TD，即SEP强度高于0.5Ip的持续时间。在这项工作中，我们解决SEPs输运方程考虑ICME冲击高能粒子源。与我们的建模假设，我们的模拟显示类似的结果Kahler的航天器数据分析，TD的加权平均值增加与CME的速度和宽度。此外，从模拟结果来看，TD与CME的速度有直接关系，而与CME的宽度没有直接关系，这一点在观测数据分析中是没有得到的。
2016-11-02 astro-ph.SR
