我们调查是否通量取消是负责形成一个非常大规模的灯丝，导致壮观的2011年6月7日爆发。我们使用日光层磁成像仪的视线磁图分析和量化了NOAA AR 11226及其两个相邻AR（11227和11233）中发生的通量抵消量。在暗条爆发前的3.6天时间里，1.7 x 10^21 Mx，即AR 11226最大磁通量的21%，沿着暗条形成的极性反转线（PIL）被抵消。如果通量抵消以相同的速率持续到爆发，那么包含丝状等离子体的磁位形中可能已经形成了高达2.8 x 10^21 Mx（AR通量的34%）的磁场。大的通量抵消率是由于一个不寻常的运动的正极性太阳黑子，分裂，与最大的部分迅速向PIL移动。这种运动压缩了负极性，并导致形成一个孤立的半影，其中一端的灯丝扎根。密集的等离子体线程以上的孤儿半影建立到灯丝，延长其长度，并推测注入到it.We得出结论，异常强大的流量抵消AR 11226中发挥了重要作用，在其异常巨大的灯丝的形成。此外，沿PIL的矢量磁场中秃斑的存在和相干演化表明，支持灯丝材料的磁场配置是通量绳。
英文摘要：
We investigate whether flux cancellation is responsible for the formation of a very massive filament resulting in the spectacular 2011 June 7 eruption. We analyse and quantify the amount of flux cancellation that occurs in NOAA AR 11226 and its two neighbouring ARs (11227 & 11233) using line-of-sight magnetograms from the Heliospheric Magnetic Imager. During a 3.6-day period building up to the filament eruption, 1.7 x 10^21 Mx, 21% of AR 11226's maximum magnetic flux, was cancelled along the polarity inversion line (PIL) where the filament formed. If the flux cancellation continued at the same rate up until the eruption then up to 2.8 x 10^21 Mx (34% of the AR flux) may have been built into the magnetic configuration that contains the filament plasma. The large flux cancellation rate is due to an unusual motion of the positive polarity sunspot, which splits, with the largest section moving rapidly towards the PIL. This motion compresses the negative polarity and leads to the formation of an orphan penumbra where one end of the filament is rooted. Dense plasma threads above the orphan penumbra build into the filament, extending its length, and presumably injecting material into it. We conclude that the exceptionally strong flux cancellation in AR 11226 played a significant role in the formation of its unusually massive filament. In addition, the presence and coherent evolution of bald patches in the vector magnetic field along the PIL suggests that the magnetic field configuration supporting the filament material is that of a flux rope.
Statistical Properties of Ribbon Evolution and Reconnection Electric Fields in Eruptive and Confined Flares
本文对H $α$双带耀斑色球带演化进行了统计研究。该数据集由2000年6月至2015年6月发生的50次局限（$62\,\%$）和喷发（$38\,\%$）耀斑组成。耀斑是均匀地选择在H $α$和$\textit{GOES}$（地球同步业务环境卫星）类，重点是包括强大的封闭耀斑和弱喷发耀斑。Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图与$\textit{MDI}$（迈克尔逊多普勒成像仪）和$\textit{HMI}$（日震和磁成像仪）磁图相结合，用于推导带分离、带分离速度、磁场强度和重联电场。我们发现，爆发耀斑揭示统计更大的带状分离和更高的带状分离速度比密闭耀斑。此外，带状分离的爆发耀斑与GOES SXR通量，而没有明确的依赖被发现为封闭的耀斑。最大的带状分离速度与GOES通量没有相关性，但爆发耀斑揭示了平均更高的带状分离速度（由$\approx 10~$ km $~$ s $^{-1}$）。局限耀斑（$cc=0.50~\pm~0.02$）和爆发耀斑（$cc=0.77~\pm~0.03$）的局部重联电场与GOES通量相关，表明更强大的耀斑涉及更强的重联电场。此外，具有更高电场强度的爆发耀斑往往伴随着更快的日冕物质抛射。
Energy release from impacting prominence material following the 2011 June 7 eruption
太阳暗条表现出一系列类似喷发的动态活动，从暗条质量和周围磁结构的全部或部分喷发（如日冕物质抛射（CME））到完全受限或“失败”的喷发。2011年6月7日，SDO和STEREO上的多台仪器观察到一个巨大的丝状体部分喷发。这一事件的一个有趣的方面是太阳大气层的反应，因为在重力的影响下，非逃逸物质向内下落。撞击地点显示出明显的证据，表明由于能量释放，观测到的极紫外波长变亮。两个合理的物理机制解释的增亮被认为是：加热的等离子体由于压缩等离子体的撞击材料的动能，或低线圈的磁场和碰撞材料所携带的字段之间的重连。通过分析几个SDO/AIA波长的增亮发射，并将撞击物质的动能（7.6 x 10^26 - 5.8 x 10^27尔格）与辐射能（1.9 x 10^25 - 2.5 x 10^26尔格）进行比较，我们发现，在观测到的增亮中，能量释放的主要机制是等离子体压缩。
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）
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
Magnetic Reconnection Governs the Entire Lifecycle of Solar Eruptive Magnetic Flux Rope
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学深圳航天学院）；School of Opto-electronic Engineering, Zaozhuang University（枣庄学院光电工程学院）
Study of Failed CME Core Associated with Asymmetric Filament Eruption
我们介绍了2012年6月17-18日20：00-05：00 UT期间的非对称暗条喷发、相关CME和日冕下降流的多波长观测结果。我们使用SDO/AIA，STEREO-B/SECCHI的观测来了解暗条爆发的情况和它的运动学。LASCO C2观测资料被用来研究日冕物质抛射的运动学和相关的下行流。SDO/AIA临边观测表明，暗条表现出鞭状的不对称喷发。STEREO/EUVI盘观测揭示了暗条东南部下方的两条带状耀斑，这很可能是暗条爆发后日冕磁场重联过程造成的。在LASCO C2日冕仪上观测到的鞭状暗条爆发后，前缘和核心分别以$\approx$ 540 km s $^{-1}$和$\approx$ 126 km s $^{-1}$的平均速率传播。由爆发流绳形成的CME核显示出外冕下流，其平均速率为$\approx$ 56 km s $^{-1}$，最高达$\approx$ 4.33 $R_{\sun}$。最初，核心以$\approx$ 48 m s $^{-2}$减速。等离子体首先逐渐减速到$\approx$ 4.33 $ R_{\sun}$的高度，然后开始向下加速。我们提出了一个自洽的磁通量绳模型来描述CME核心的磁结构，该核心是由喷发的暗条在到达临界高度时失去了先前的稳定平衡。在合理的参数和固有的物理条件下，模型描述了日冕中磁绳的非径向上升运动，在一定高度停止，然后下降，与观测结果符合较好…
Magnetic Non-Potentiality of Solar Active Regions and Peak X-Ray Flux of the Associated Flares
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）等太阳爆发现象的预测是一个巨大的挑战，尽管几十年来的共同努力。从Hinode（SOT/SP）获得的高质量矢量磁图的出现增加了迎接这一挑战的可能性。特别是，空间平均符号剪切角（SASSA）似乎是一个独特的参数，以量化的非潜在的活动区域。我们证明了有用的SASSA预测耀斑的严重程度。为此，我们提出的情况下，使用115个矢量磁图的四个活动区，即ARs NOAA 10930，10960，10961和10963在2006年12月8日至15日，2007年6月3日至10日，2007年6月28日至7月5日，2007年7月10日至17日，分别演变的磁非潜力的研究。NOAA ARs 10930和10960非常活跃，分别产生X和M级耀斑，以及许多较小的X射线耀斑。另一方面，NOAA ARs 10961和10963相对不太活跃，只产生非常小的耀斑（主要是A级和B级）。在这项研究中，我们使用了大量的高分辨率矢量磁图从日出（SOT/SP）。分析表明，活动区最强太阳耀斑的X射线通量峰值取决于耀斑发生时SASSA的大小。这一发现对X射线耀斑的SASSA存在一个下限，这对空间天气预报是非常有用的。我们还研究了另一个非潜在的参数称为平均加权剪切角（MWSA）的矢量磁图随着SASSA。我们发现，MWSA对太阳耀斑的GOES X射线通量上限没有SASSA那样的区分，但在所研究的活动区演化过…
Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption
Planetary Environmental and Astrobiological Research Laboratory (PEARL), School of Atmospheric Sciences, Sun Yat-sen University（中山大学大气科学学院行星环境与天体生物学研究实验室）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；Key Laboratory of Tropical Atmosphere-Ocean System, Sun Yat-sen University, Ministry of Education（中山大学热带海洋-大气系统教育部重点实验室）
