Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
3D magnetic reconnection and its application to solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气中的强烈辐射。它们由磁重联提供动力，磁重联是一种可以将磁能转化为热能和动能等其他形式能量的现象，据信它在宇宙中无处不在。随着太阳观测的空间和时间分辨率的不断提高，以及受益于计算机能力不断提高的数值模拟，我们现在可以探讨三维磁重联的性质和特征，以更好地了解其在我们的恒星大气层爆发耀斑期间的后果。我们在下面回顾了在不同战线上为解决磁重联问题所作的努力。特别是，我们将看到理解3D中的磁拓扑如何帮助定位最可能发生重联的区域，电流层如何在3D中演变，以及重联如何导致通量绳，等离子体团和耀斑环的形成。
2016-12-20 astro-ph.SR
Numerical simulation of solar photospheric jet-like phenomena caused by magnetic reconnection
在日冕和色球层中观测到了在其足点处有明亮环的喷流现象，称为海葵喷流。这些喷流是由于磁重联而形成的，从磁流体动力学（MHD）的尺度普适性来看，可以预期海葵喷流甚至存在于太阳光球层中。然而，在磁场能量并不占主导地位的光球层中，由于磁重联，喷流并不一定能产生。此外，MHD波产生的光球喷流可能有助于色球加热和骨针的形成，但这一假设尚未得到彻底的调查。在本研究中，我们利用包含重力与太阳光球参数的三维MHD模拟来研究太阳光球中的海葵喷流。在模拟中，太阳光球层中的磁重联诱导了喷流状结构。我们确定这些喷流状结构是由重联形成的慢激波引起的，并大致沿背景磁场的方向传播。我们还认为，来自喷流状结构的MHD波可以影响局部大气加热和骨针的形成。
2020-06-22 astro-ph.SR
On the nature of reconnection at a solar coronal null point above a separatrix dome
三维磁零点普遍存在于日冕和任何一般的混合极性磁场中。我们考虑了孤立日冕零点处的磁重联，其扇形场线形成圆顶结构。我们证明了使用分析和计算模型的几个特点，在这样一个零，包括大量的磁通量转移从一个区域的场线连接到另一个可以发生的脊柱扇重联。磁通转移发生在脊扇重联期间在零点周围形成的电流片上，并且不存在分离器。此外，翻转的磁场线发生的方式类似于观察到的准分界线层或滑移运行重联。
2013-07-25 astro-ph.SR
On the role of repetitive magnetic reconnections in evolution of magnetic flux-ropes in solar corona
帕克的静磁定理扩展到天体物理磁流体与大磁雷诺数支持不断再生的电流片，因此，自发的磁重联在时间上重现。因此，一个场景是可能的，重复重连提供了一个自主的机制，管理出现的相干结构的天体物理磁流体。在这项工作中，这样的情况下进行了探讨与静磁定理相称的数值计算。特别是，计算探索的磁通绳的演变所管辖的重复重联的磁几何形状类似的两极循环的日冕。揭示的形态的演变过程，包括发病和上升的绳子，重联的位置和相关的拓扑结构的磁场线，同意与观察，从而证实物理现实的倡导机制。
2016-09-27 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
Clustering Wind data at 1 AU to contextualize magnetic reconnection in the solar wind
研究利用SOM和K-Means对1 AU处Wind航天器太阳风数据进行聚类，发现磁重联事件分布在五种物理特征不同的太阳风中，为理解其发生条件提供了背景。
2025-08-07 astro-ph.SR
Flows and magnetic field structures in reconnection regions of simulations of the solar atmosphere: do flux pile-up models work?
在数值电阻率为常数、极性相反的磁场作用下，模拟了太阳光球层和色球层磁化后的磁场湮灭和重联过程。利用重联湮灭的精确解析解解释了太阳大气中磁通抵消模拟中的磁重联特征。我们使用MURaM高分辨率光球辐射磁对流模拟来证明磁场重联的存在与磁通量堆积模型一致。此外，一个模拟的数据驱动的色球磁流体动力学模拟被用来证明磁场和流动结构，这是类似的理论预测。这两个模拟表明，流动和磁场结构大致符合加速重联与磁通量堆积。在较强的光球磁场中也证明了标准Sweet-Parker型重联的存在。
2018-09-03 astro-ph.SR
Reconnection in the Post-Impulsive Phase of Solar Flares
利用最近发展起来的分析方法，我们确定了爆发性太阳耀斑的“标准”模型中的磁重联率。在晚期阶段，中性线位于重联电流片的下尖附近，电流片的上部区域分叉成一对Petschek型激波。尽管存在这些冲击，如果电阻率是均匀的，并且流动是层流，则重连速率仍然很慢。只有当有一些额外的机制可以缩短中性线处扩散区的长度时，才能实现快速重连。在日出星上用X射线望远镜（XRT）观测等离子体流，意味着扩散区实际上相当短。减小扩散区长度的两种可能机制是局部电阻率和MHD湍流。
2018-04-01 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
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Magnetic reconnection between small-scale loops observed with the New Vacuum Solar Telescope
利用新真空太阳望远镜观测到的高时空分辨率H $α$图像，我们报道了两组具有X形拓扑结构的小尺度反平行环之间的磁重联的可靠观测证据。重连过程包括两个步骤：持续数十分钟以上的缓慢步骤和仅持续约三分钟的快速步骤。在缓慢的重联过程中，两组反平行的环逐渐重新连接，新的环形成并堆叠在一起。在快速重联过程中，反平行环迅速相互接近，然后发生快速重联，导致前环消失。与此同时，新的循环形成并分离。接近环之间的区域变亮，其厚度约为420 km，长度约为1.4 μ m。在快速重联过程中，观察到重联部位明显的增亮以及沿重联环向外的明显物质喷射。这些观察到的签名与重连模型的预测是一致的。我们认为，连续的缓慢重联改变了重联点周围的条件，触发了不稳定性，从而导致反平行环的快速接近，导致快速重联。
2014-12-03 astro-ph.SR
Magnetic reconnection sustains the mass budget of the solar wind
提出太阳风源区的自洽数值模型，揭示闭合与开放磁场间的磁重联产生喷流并转移物质，量化发现其质量通量足以维持太阳风。
2025-09-16 astro-ph.SR
Imaging Observations of Magnetic Reconnection in a Solar Eruptive Flare
太阳耀斑是太阳大气中能量最大的事件之一。人们普遍认为耀斑是由日冕中的磁重联提供动力的。爆发性耀斑通常伴随着日冕物质抛射，两者都可能是由磁通量绳（MFR）的爆发驱动的。在这里，我们报告了2016年3月23日由太阳动力学天文台上的大气成像组件观测到的爆发性耀斑。极紫外成像观测显示出MFR的明显上升和喷发。特别是，观测揭示了耀斑期间日冕和色球层磁重联的确凿证据。此外，弱重联观察到耀斑开始之前。我们发现耀斑前的弱重联是一种束缚切割型的重联，它有助于MFR的缓慢上升。在耀斑的上升阶段，由于MFR的进一步上升，产生了强烈的重联，这与MFR的爆发有时间上的关系。我们还发现，磁重联在早期阶段更像是三维的，表现为耀斑环的强剪切向弱剪切的转变，而在后期阶段则更像是二维的，表现为耀斑环的拱形上升运动。
2016-12-30 astro-ph.SR
Fan-shaped jets in three dimensional reconnection simulation as a model of ubiquitous solar jets
磁重联是空间和天体物理等离子体中的一个基本过程，其中反向磁场改变其连通性并最终将其能量转化为等离子体的动能和热能。最近，Hinode卫星上的太阳光学望远镜观测到了无处不在的喷流（例如，色球海葵喷流、半影微喷流、本影光桥喷流）。这些微小而频繁发生的喷流被认为是太阳大气中小规模普遍存在的重联的可能证据。然而，三维磁位形的细节仍然不是很清楚。在这里，我们提出了一个新的模型的基础上三维模拟的磁重联使用一个典型的电流片磁位形与强引导场。最有趣的特征是，由重联产生的喷流最终沿着引导场线移动。该模型为新发现的无处不在的喷流提供了新的认识，也为天体物理学的磁重联理论提供了新的观测基础。
2010-12-12 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
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
Observations and modeling of the onset of fast reconnection in the solar transition region
磁重联是一种基本的等离子体过程，不仅在太阳大气中的能量释放中起着关键作用，而且在聚变、天体物理和其他空间等离子体环境中也起着关键作用。在解释太阳观测中，重联被认为起着关键作用，其中一个挑战是解释动力学从缓慢的准连续阶段到持续时间短得多的快速脉冲能量爆发的过渡。尽管在确定可能导致快速发作的机制方面取得了理论进展，但缺乏对这种转变的观察，使得模型受到很大的限制。来自美国宇航局界面区域成像光谱仪（IRIS）的高分辨率光谱观测现在揭示了在太阳大气中的紫外线爆发或爆炸事件期间从缓慢阶段到快速脉冲阶段的重新连接突然过渡的迹象。我们的观测结果与等离子体团不稳定性的数值模拟结果一致，并为等离子体团介导的快速重连的发生提供了证据，为太阳上重连机制的遥感诊断提供了新的机会。
2020-09-24 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Superhalo Electrons Generated by Magnetic Reconnection in the Solar Wind Source Region
超晕电子似乎是连续存在于行星际介质中，即使在非常安静的时间，与幂律谱能量高于$\sim$ 2千电子伏。在这里，我们数值研究超晕电子的产生磁重联在太阳风源区，使用MHD和测试粒子模拟单X线重联和多X线重联。我们发现，直流电场，产生的磁重联区，可以加速电子从T $\sim10^5$ K的初始热能高达数百keV。加速后，一部分加速的电子与由重联驱动的新生太阳风流一起沿着新打开的磁力线向上传播到行星际空间，而其余的则向下移动到低层大气中。类似于在1 AU处观察到的超晕电子，向上行进的加速电子的通量与能量的关系在$\sim$ 2 $-$ 100 keV处显示出幂律分布，$f(E) \sim E^{-δ}$，$δ$为$\sim$ 1.5 $-$ 2.4。对于单（多）X线重联，随着异常电阻率参数$α$（均匀电阻率$η$）的增加，谱变得更硬（更软）。这些模拟结果表明，在太阳风源区的加速可能有助于超晕电子。
2014-06-17 astro-ph.SR
Resolving Interchange Reconnection Dynamics in a Fan-Spine-like Topology Observed by Solar Orbiter
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；Centre for Mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本研究利用Solar Orbiter观测揭示了扇形-脊形拓扑中交换重联的动力学，展示了其准周期性和磁结构调节机制，并揭示了磁场配置的自相似性。
2025-12-11 astro-ph.SR
3D magnetic field configuration of small-scale reconnection events in the solar plasma atmosphere
太阳的外层大气，即，日冕和色球层充满了小的能量释放事件，并伴随着短暂的增亮和喷流状的喷射。这些事件被认为是太阳等离子体中的磁重联事件，利用Hinode航天器和其他空间和地面观测站最近的先进观测对其动态进行了研究。这些事件发生在太阳大气中的不同位置，并且在其形态和释放的能量方面有所不同。这些重联事件的磁场配置推断的磁场在光球水平的观测的基础上。观测表明，这些磁结构可以分为两组。在第一组中，两个反平行的磁场彼此重新连接，产生2D新兴磁通配置。在第二组中，螺旋或扭曲的磁通量管彼此平行或成相对角度。重新连接只能发生在磁通量管的反平行分量之间，并且可以被称为分量重新连接。后一种配置类型对于较大类别的小规模重连事件可能更重要。在实验室等离子体碰撞实验中，这两种类型的磁位形可以分别与反螺旋位形和共螺旋位形进行比较。
2015-08-22 astro-ph.SR
Magnetic reconnection in the low solar chromosphere with a more realistic radiative cooling model
磁重联是最有可能的机制，负责高温事件，观察到在强磁化的位置周围的温度最低的低太阳色球层。这项工作改进了我们以前的工作[”低太阳色球层强磁化区域的磁重联”，天体物理学杂志852，95（2018）]，通过使用从OPACITY项目和CHIANTI数据库计算的更现实的辐射冷却模型。我们发现等离子体的中性成分的电离速率仍然快于电流片区域内的复合。对于低$β$等离子体，电离和中性流体流耦合良好，整个重连区域类似于单流体Sweet-Parker模型动力学。在具有$β_0=1.46$的较高$β$情况下出现离子和中性流入的解耦，这导致重连速率比由Sweet-Parker模型预测的速率快约三倍。在所有情况下，电流片中等离子体温度都随时间增加，当重联磁场强度大于$500$ ~G时，等离子体温度最大值在$2\times10^4$ ~K以上。虽然更现实的辐射冷却模型不会导致磁重联特性的质的变化，但对于研究低层太阳大气强磁化区电流片内等离子体温度和电离分数的变化是必要的。这对研究氢等离子体接近完全电离时的磁重联过程中的能量转换也有重要意义。
2018-10-25 astro-ph.SR
Signatures of ubiquitous magnetic reconnection in the lower solar atmosphere
宁静太阳中氢巴耳末线翼（QSEBs）的Ellerman炸弹状增亮是太阳低层大气中最小可观测尺度下磁重联基本过程的特征。我们分析了高空间分辨率的观测（0.1弧秒）获得的瑞典1米太阳望远镜，探索签名的准同步辐射的H $β$线。我们发现，QSEBs是无处不在的，均匀分布在整个安静的太阳，主要发生在晶间巷。我们发现多达120个QSEBs在FOV的一个单一的时刻的时间，这是一个数量级以上的数量级高于早期H $α$观测中发现的QSEBs。这表明，在任何给定的时间，太阳低层大气中可能存在大约50万个QSEB。在H $β$线翼中发现的QSEB增亮也存在于线芯中，并向最近的太阳边缘具有时间延迟和空间偏移。我们的研究结果表明，QSEB的发射通过磁重联沿垂直延伸的电流片在太阳低层大气。小尺度磁重联的普遍存在可能对太阳色球的能量平衡起着重要作用。
2020-06-26 astro-ph.SR
The Role of Reconnection at Magnetic Separators in Complex Solar Flare Ribbons
NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析两个日冕喷流带事件，探讨磁分离器处的重联机制，解释复杂喷流带的形成，揭示重联在不同位置的多重作用。
2026-03-24 astro-ph.SR
Formation and Reconnection of Three-dimensional Current Sheets with a Guide Field in the Solar Corona
通过一系列三维磁流体动力学数值模拟，研究了引导场分量对伪流光拱状位形中准稳态交换重联的影响。这项工作扩展了\citet{Edmondson2010b}的分析，通过量化的质量密度增强相干尺度与磁岛形成的非线性阶段的等离子体团不稳定的重联的电流片。我们比较了四个模拟的零，弱，中等，和一个强的引导场，$B_{GF}/B_0 = \lbrace 0.0 , 0.1 , 0.5 , 1.0 \rbrace$，量化的等离子体密度增强的纵向和横向相干尺度的引导场强度的函数的结果。我们从自相关和小波分析中获得这些相干尺度，并演示了如何使用这些尺度来解释密度增强波动的傅立叶功率谱的结构形成范围，能量延续范围和惯性范围-每个人口具有不同的光谱斜率。我们讨论了模拟结果的背景下，太阳和日光层观测的伪流光太阳风外流和可能的签名的重联产生的结构。
2017-08-11 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
Magnetic reconnection between a solar filament and nearby coronal loops
磁重联，即磁场拓扑结构的重新排列，是遍布宇宙的磁化等离子体系统中的基本物理过程1，2。其过程难以直接观察。日冕结构，如日冕环和暗条脊，经常描绘出太阳日冕中的磁场几何形状及其变化。在这里，我们展示了一个高度暗示性的观测，即在爆发的太阳暗条和附近的日冕环之间的磁重联，导致暗条连接的变化。当爆发的灯丝遇到环时，X型结构形成。灯丝变直，明亮的电流片在与线圈的界面处形成。许多等离子体团出现在这些电流片和双向传播。细丝从电流片断开，电流片逐渐分散和消失，重新连接到回路，并重新定向到回路足点。暗条和磁环的这种演化表明了理论1所预言的连续的磁重联，但在观测中很少能如此清晰地发现。我们的研究结果的形成，演变和消失的电流片，确认三维磁重联理论和耗散区的演变和释放的磁能在许多磁化等离子体系统的重联的影响。
2016-05-11 astro-ph.SR
Principle of Minimum Energy in Magnetic Reconnection in a Self-Organized Critical Model for Solar Flares
太阳耀斑是由于日冕磁场重联而导致太阳大气层中磁能的突然释放。这是由于光球层的湍流扭曲了日冕场而发生的。与地震类似，太阳耀斑代表了一个复杂系统的行为，并且其能量分布遵循幂律。我们提出了一个统计模型的基础上的最小能量的原则，在日冕环经历磁重联，这是一个雪崩过程。我们证明了在这个自组织临界系统中，耀斑事件的峰值分布是无标度的。得到的峰的幂律指数为1.84 $ \pm $ 0.02，与卫星观测的软X射线耀斑符合得很好。最小能量原理可以应用于一般雪崩模型来描述许多其他现象。
2018-04-27 astro-ph.SR
Nonlinear Instability and Intermittent Nature of Magnetic Reconnection in Solar Chromosphere
Singh等人（2012年）最近的观测表明，太阳色球层中存在多次等离子体喷射和间歇性的磁重联，这突出表明需要在高度碰撞的等离子体中发生快速重联。然而，在部分电离的等离子体（如太阳色球层）中发生快速磁重联的物理过程仍然知之甚少。已经表明，对于足够高的磁雷诺数，Sweet-Parker电流片可以变得不稳定，导致撕裂模不稳定和等离子体团形成，但当处理部分电离的等离子体时，离子和中性粒子之间的耦合强度在确定系统的动力学中起着根本性的作用。我们建议，作为重新连接的电流片变薄和撕裂不稳定的发展，等离子体形成通过强，中间，弱耦合（或去耦）制度，撕裂模式不稳定性的时间尺度取决于离子和中性粒子之间的摩擦耦合。我们目前的计算分形撕裂在所有三个制度的相关时间尺度。我们发现，由于撕裂模的不稳定性和随后的非线性不稳定性，由于等离子体团为主的重联，Sweet-Parker电流片往往有一个分形结构，当色球磁场足够强的撕裂不稳定性可以达到动力学尺度，这被假设是必要的快速重联。
2016-02-05 astro-ph.SR
Reconnection Electric Field and Hardness of X-Ray Emission of Solar Flares
磁重联被认为是触发太阳耀斑和将电子加速到MeV能量的主要机制。在经典的二维重联模型中，色球带的分离运动表现为日冕高层的连续重联。与此同时，向下运动的高能电子轰击致密的色球层，产生硬X射线（HXR）发射，这为电子加速提供了有价值的诊断。分别进行了带动力学分析和HXR谱分析。本文报道了由带运动测得的重联电场与由X射线谱测得的X射线发射硬度（谱指数）的比较研究。我们对13个双带耀斑的最大平均重联电场和最小总谱指数的测量表明，它们是强反关联的。前者也与使用软X射线发射的峰值通量测量的耀斑震级强相关。这些提供了强有力的支持电子加速模型的基础上产生的电场在重接电流片在耀斑。
2009-03-23 astro-ph.SR
Reconnection-Condensation Model for Solar Prominence Formation
我们提出了一个重联凝聚模型，其中日冕磁场的拓扑变化通过重联触发辐射凝聚，从而导致日珥的形成。以前的观测研究表明，在日冕拱廊场的极性反转线处的重联会产生一个可以维持日珥的通量绳;然而，他们没有解释冷的致密等离子体的起源。利用三维磁流体动力学模拟包括各向异性非线性热传导和光学薄辐射冷却，我们证明了重联不仅可以导致磁通绳的形成，而且在一定的条件下，辐射凝聚。在我们的模型中，这种情况是由场长度描述的，场长度被定义为辐射冷却和热传导之间的热平衡的尺度长度。这个临界条件对人工背景加热的依赖性很弱。我们的模拟结果合成的极紫外辐射有很好的协议，在以前的研究报告的观测签名。
2017-07-03 astro-ph.SR
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves during the Magnetic Reconnection Between Solar Coronal Loops
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，我们提出了一个系统的开放和封闭的太阳日冕环之间的磁重联引起的日冕凝聚。在这封信中，我们报告的准周期快磁声波传播远离重联区向上跨越较高的躺在开环重联过程中。2012年1月19日，位于较高位置的开放环和位于较低位置的闭合环发生了重新连接，并形成了两组新的重新连接环。此后，冷却和凝聚的日冕等离子体发生在较高的开放环的磁倾区。在重联过程中，扰动起源于重联区向上传播的磁倾角区的高躺环的平均速度和平均速度振幅分别为200和30公里秒$^{-1}$。在日冕凝聚过程中，扰动传播的平均速度从230 km s $\sim$减小到150 km s $\sim$，然后又增大到220 km s $\sim$。这种平均速度的时间演化与AIA 131和304日冕等离子体通道的光变曲线反相关，表明日冕等离子体的冷却和凝结过程。此外，传播的扰动出现准周期性的峰值周期为4分钟。我们的结果表明，扰动代表的准周期快速传播磁声（QFPM）波起源于日冕环之间的磁重联。
2019-01-15 astro-ph.SR
Bidirectional outflows as evidence of magnetic reconnection leading to a solar microflare
磁重联是一种快速的能量释放过程，被认为是太阳和恒星耀斑的原因。然而，这种与耀斑相关的重联大多发生在日冕中，而关于色球层或光球层中重联的研究很少。在这里，我们提出的光谱和成像观测的磁重联在色球导致微耀斑。在耀斑高峰期，色球谱线在耀斑两侧显示出明显的蓝移/红移分量，对应于速度为$\pm$（70- 80）km s $^{-1}$的上升流和下降流，与色球重联所预期的当地阿尔文速度相当。三维非线性无力场的配置进一步揭示了扭曲的磁力线（磁通绳）在低海拔，共空间与黑暗的线程在He I 10830的图像。磁绳的不稳定性可能引发耀斑相关的重联。这些观测结果提供了色球层磁重联的明确证据，并显示了微耀斑与大耀斑相似的机制。
2016-03-03 astro-ph.SR
Magnetic reconnection and the Kelvin-Helmholtz instability in the solar corona
上下文磁Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）被认为是在日冕中产生磁流体动力学湍流和促进波能量耗散的一种手段，特别是在横向振荡环中。目标。我们的目标是确定是否KHI鼓励磁重联振荡通量管在太阳日冕。这将确定不稳定性是否增强了存储在磁场中的能量的耗散率。方法.我们进行了一系列的三维磁流体动力学模拟的KHI激发的振荡速度剪切。我们研究了数值分辨率、磁力线长度和背景电流对KHI增长率和随后的磁重联率的影响。结果KHI能够在所有情况下触发磁重联，在初始生长阶段发生的速率最高。重联被发现优先发生沿Kelvin-Helmholtz涡的边界，在速度和磁场的剪切是最大的。估计的重连率被认为是最低的模拟中的KHI增长率降低。例如，对于较短的场线或由于背景场中的剪切，就是这种情况。结论.在非理想状态下，不稳定性的发生会引起磁场线的局部重联，并增强日冕波加热的速率。然而，我们发现，如果平衡磁场剪切跨越开尔文-亥姆霍兹混合层，不稳定性并没有显着提高的背景场的重联率，尽管与非势场的自由能。
2021-09-30 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
Solar supergranular fractal dimension dependence on the Solar cycle phase
利用Kodaikanal太阳天文台的Ca II K数字化数据库，通过分形维数研究了超颗粒网络的复杂性。这些数据由326个视觉选择的超颗粒细胞组成，分布在第23个太阳活动周期。仅选择明确定义的细胞用于分析，并且我们讨论了其潜在的选择效果，主要是其有利于较小尺寸（< 20 μ π ι）的细胞。在这个样本中，我们分析了整个太阳活动周的超颗粒的分维，发现它与活动水平密切相关。
2022-07-21 astro-ph.SR
Heating mechanisms in the low solar atmosphere through magnetic reconnection in current sheets
模拟了太阳色球层/光球层低层的几种磁重联过程，包括辐射冷却、热传导和双极扩散。结果表明，在太阳低层大气（距太阳表面$100\sim600$ ~km）中，高温（$ \gtrsim 8\times10^4$ ~K）和低温（$\sim 10^4$ ~K）磁重联事件都可能发生。等离子体$β$受等离子体密度和磁场的控制，是决定等离子体被加热程度的重要因素。低温事件是在高$β$磁重联过程中形成的，焦耳热是加热等离子体的主要机制，最大温升只有几千K。在低$β$磁重联过程中可以产生高温爆炸，附着在发育良好的等离子体团边缘的慢模和快模激波是将等离子体从几千K加热到$8\times10^4$ ~K以上的主要物理机制。低色球层的重力能强烈地阻碍等离子体风的不稳定性和垂直电流片中慢模激波的形成。只有小的次级岛形成，这些岛屿，但是，不发达的水平电流片。这一工作可用于理解太阳低层大气的加热机制，并有可能扩展到解释常见的低温EB（$\sim10^4$ ~K）和高温IRIS炸弹（$\gtrsim 8\times10^4$）的形成。
2016-11-06 astro-ph.SR
MHD Modelling of magnetic reconnection heating and jets in the solar corona
Università di Palermo（巴勒莫大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松尼天体物理中心）
本文通过MHD模拟研究磁重联产生的纳米耀斑加热与纳米喷流特性，发现喷流性质可揭示重联信息，但加热量与喷流速度关联困难，模型可解释多种加热事件。
2026-09-10 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
Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare
在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。
2019-05-02 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of magnetic reconnection and chromospheric evaporation in a solar flare
磁重联被认为是太阳耀斑的主要能量释放机制。标准耀斑模型预测了向下和向上的外流等离子体，其速度接近日冕阿尔文速度。然而，这种外流，特别是下行流的光谱观测是极其罕见的。利用新发射的界面区成像光谱仪（IRIS）的观测结果，我们在一次耀斑重联点探测到了大红移（$\sim$ 125 km s $^{-1}$沿视线）的Fe { \sc{xxi} } 1354.08 μ m、$\sim$ 100 km s $^{-1}$非热宽度的发射线.红移的Fe { \sc{xxi} }特征在空间上与RHESSI观测到的环顶X射线源一致。我们解释这个大的红移作为向下移动的重联流出/热回缩环的签名。IRIS和太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的成像观测也揭示了喷发和重连过程。沿着这些环快速向下传播的斑点也可以从冷发射线中找到（例如，Si { \sc{iv} }、O { \sc{iv} }、C { \sc{ii} }、Mg { \sc{ii} }）以及AIA和IRIS的图像。此外，整个Fe { \sc{xxi} }线在环足点处被$\sim$ 260 km s $^{-1}$蓝移，其中上述冷线均表现出明显的红移，这一结果与来自重联位点的向下传播非热电子引起的色球蒸发的情况一致。
2014-11-10 astro-ph.SR
Intermittent reconnection and plasmoids in UV bursts in the low solar atmosphere
磁重联被认为是太阳大气中各种动力学现象的驱动力。然而，驱动重联的详细物理机制在用于研究太阳大气的遥感观测中很难辨别。在本文中，我们利用高分辨率的仪器接口区域成像光谱仪（IRIS）和新的CHROMIS法布里-珀罗仪器在瑞典1米太阳望远镜（SST），以确定磁重联的不稳定性和它的关联形成的等离子体团在所谓的紫外线爆发在低太阳大气。Si IV 1403 A紫外猝发光谱的过渡区显示出证据的高度加宽的线轮廓，往往非高斯和三角形的形状，除了签名的双向流动。在理想化的数值模拟中，这样的轮廓先前被链接到由等离子体团不稳定性驱动的磁重联。在色球Ca II K 3934 A线的同时CHROMIS图像现在提供了令人信服的证据，等离子体团的存在，揭示了高度动态和快速移动的增亮，小于0.2弧秒，并在时间尺度上发展的顺序秒。我们的解释的观测支持的详细比较与合成观测先进的数值模拟的磁重联和相关的色球等离子体团。我们的研究结果强调了亚弧秒成像光谱对广泛的温度范围敏感，结合先进的数值模拟，这些模拟足够逼真，可以与观测结果进行比较，从而直接揭示驱动太阳大气中各种现象的小尺度物理过程。
2017-11-13 astro-ph.SR
Direct Imaging of a Prolonged Plasma/Current Sheet and Quasiperiodic Magnetic Reconnection on the Sun
本研究利用GST和SDO/AIA的高分辨率观测，首次对太阳上持续约20小时的等离子体/电流片及准周期磁重联直接成像，证实了太阳爆发的breakout模型，为日冕能量释放研究提供新依据。
2024-07-15 astro-ph.SR
Electron acceleration by cascading reconnection in the solar corona I Magnetic gradient and curvature effects
目的：本文研究了耀斑日冕级联磁重联对流电场中的电子加速，并给出了日冕源韧致辐射引起的硬X射线（HXR）辐射谱。方法：我们进行测试粒子计算的电子运动的指导中心近似的框架。通过对级联磁重联的高分辨率自适应网格加密（AMR）MHD模拟结果进行线性插值，得到了沿电子轨迹的电磁场及其导数。硬X射线（HXR）光谱计算使用光学薄韧致辐射模型。结果如下：级联重联电流片中的磁场梯度和曲率加速了电子：被困在磁岛中，沉淀到色球层并被喷射到行星际空间。电子的最终位置由其初始位置、俯仰角和速度决定。这些初始条件也影响电子加速效率。大多数电子具有增强的垂直能量。被捕获的电子被认为是造成沿日冕物质抛射CME拖尾电流片观测到的亮点以及耀斑环顶HXR辐射的原因。
2015-04-24 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection During the Post-Impulsive Phase of a Long-Duration Solar Flare: Bi-Directional Outflows as a Cause of Microwave and X-ray Bursts
磁重联在为太阳耀斑提供动力、高能粒子的产生和等离子体加热方面起着至关重要的作用。然而，磁重联发生在哪里，释放的磁能如何和在哪里被传输，以及它如何被转换为其他形式仍然不清楚。在这里，我们报告了在2017年9月10日X8.2太阳耀斑的脉冲后逐渐阶段期间，在极紫外线发射和散射白光中观察到的大规模等离子体片内反复出现的双向等离子体流出。每一个双向流出起源于等离子体片从一个离散的网站，确定为一个磁重联网站。这些重联点位于耀斑拱廊顶部上方非常低的高度（$< 180$ Mm，或0.26 $R_{\odot}$），距离仅为等离子体片总长度的$<3\%$，延伸到至少10 $R_{\odot}$。每次到达环顶区的向阳外流似乎与环顶区的一个以热源（10-20 MK）为主的脉冲微波和X射线爆发相一致，紧接着是位于环管区的一个非热微波爆发。我们提出重联流出将局部磁重联点释放的磁能以动能通量和/或电磁坡印亭通量的形式向外传输。指向太阳的能量通量在耀斑后的拱廊中引起粒子加速和等离子体加热，被观测为热的和非热的耀斑发射。
2020-07-23 astro-ph.SR
Can the Solar Wind be Driven by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet?
加热日冕和加速太阳风的物理过程经过多年的研究仍然未知。有些人认为风是由开放的磁通量管中的波和湍流驱动的，另一些人则认为等离子体是通过具有闭合回路的磁重联注入开放的管中的。为了检验后一种想法，我们开发了光球“磁毯”的蒙特卡罗模拟，并外推随时间变化的日冕场。这些模型是针对一系列不同的磁通量不平衡比构建的。完全平衡的模型代表太阳上的安静区域和缓慢的太阳风流的来源区域。高度不平衡的模型代表了冕洞和快速气流的来源区域。该模型与观测到的出现率，表面磁通密度，和磁性元素的数量分布。尽管没有强加的超颗粒运动，一个真实的磁“漏斗”网络自发出现。我们计算了闭合场线打开的速率（即，开放通量的回收时间），我们估计了涉及开放封闭通量管的重连事件中释放的能通量。对于安静的区域和混合极性的冕洞，这些能量通量被发现比加速太阳风所需的要低得多。对于最不平衡的冕洞，能量通量可能大到足以为太阳风提供动力，但回收时间远远长于太阳风加速进入低日冕所需的时间。因此，无论是慢的还是快的太阳风都不太可能是由磁毯中的重联和开环过程驱动的。
2010-07-14 astro-ph.SR
Supergranular Fractal Dimension and Solar Rotation
本研究分析太阳超粒化分形维数随纬度、元胞尺寸及自转的变化，发现分形维数自赤道向高纬递减，揭示自转通过影响元胞外流强度进而影响尺寸，导致分形维数的纬度依赖性。
2022-07-21 astro-ph.SR
A Two-Step Magnetic Reconnection in a Confined X-class Flare in Solar Active Region 12673
太阳耀斑通常与日冕爆发有关，但也有局限的日冕爆发，甚至有些X级耀斑也没有爆发。如此大的耀斑是如何发生的，以及它们为什么被限制，仍然没有得到很好的理解。在这里，我们研究了2017年9月6日NOAA 12673中的一次受限X2.2耀斑。它表现出两个耀斑增亮的情节，相当复杂，非典型的带状。通过外推日冕磁场的拓扑分析，揭示了耀斑期间存在两步磁重联过程。在耀斑之前，有一个磁通量绳（MFR），其一条腿扎根于旋转的太阳黑子中。与腿相邻的是磁零点结构。太阳黑子驱动MFR膨胀，将磁通量推到零点，并在那里首先触发重联。来自零点重连的干扰触发第二重连，即，绳子下面的绳索切割重新连接。然而，这两次重新连接都没有产生喷发，因为绳子被它的捆扎通量牢牢地抓住了。此外，我们还将这次耀斑与2小时后在同一地区爆发的X9.3级耀斑进行了比较，后者具有相似的MFR位形。它们之间的关键区别在于，对于局限耀斑，MFR完全低于环面不稳定性的阈值，而对于爆发耀斑，MFR完全达到阈值以上。这一研究结果为磁流体不稳定性的重要作用而不是重连本身的作用提供了有力的证据。
2018-11-22 astro-ph.SR
Is null-point reconnection important for solar flux emergence?
本文研究了在太阳出射通量的三维MHD数值模式中零点重联的作用。该模型由一个扭曲的磁通量管上升通过分层对流区和大气相互作用，并重新连接到一个水平上覆的磁场在大气中。重联开始时出现了重联点，并在出现的其余时间持续存在，它们主要出现在模型光球和过渡区，在出现的通量管的两侧形成两个松散的星团。在任何一个时间存在多达26个零值，并且及时跟踪显示，尽管磁场配置的初始简单，但是总体上存在总共305个零值。我们发现的证据，为现实的零的方法，创造和毁灭，他们的平衡的迹象，他们的寿命长，和他们的几何稳定性。然后，我们表明，由于低的平行电场与零，零点重联是不是主要类型的磁重联参与新出现的磁通量的相互作用与上覆字段。然而，大量的零值意味着磁场的拓扑结构必须非常复杂，并且不能排除沿着分离器或分界线表面的重联对于磁通出现的重要性。
2009-12-02 astro-ph.SR
Reconnection brightenings in the quiet solar photosphere
我们描述了一种新的安静的太阳现象，我们称之为“安静的太阳Ellerman样的亮度”（QSEB）。QSEB在某些方面与Ellerman炸弹（EB）相似，但在其他方面有很大不同。EB是巴耳末H-α线两翼的瞬时增亮，标志着复杂活动区的强场光球重联。QSEB是类似的，但更小，更不强烈的巴耳末翼增亮，发生在远离活动区的安静地区。在H-α机翼上，我们测量到典型的长度小于0.5角秒，宽度为0.21角秒，寿命小于一分钟。我们使用瑞典1米太阳望远镜（SST）的高质量H-α成像光谱法发现了它们，并表明在质量较低的数据中，它们无法与更普遍的光斑增亮区分开来，也无法在目前可从空间平台获得的紫外诊断中区分开来。我们增加的证据，从并发SST分光偏振，QSEBs也标志着光球重联事件，但在太阳表面的安静区域。
2016-06-12 astro-ph.SR
Flux erosion of magnetic clouds by reconnection with the Sun's open flux
磁云（MC）是一种磁绳结构，它是太阳日冕物质抛射的一个子集，对空间天气有重要影响。MCs的地球有效性取决于其在行星际通过过程中演化的性质。基于对跨越两个太阳活动周的观测结果的分析，我们建立了与环境太阳风磁场（即，日光层开放通量）经由磁重联而损失了它们初始磁通量的相当大的量，这在某些情况下降低了它们的地球效率。我们发现MCs的侵蚀通量和太阳开放通量之间存在线性相关关系，这与MC侵蚀是通过MC行星际传播过程中覆盖在MC周围的当地日光层磁场介导的假设是一致的。太阳开放通量受太阳黑子周期的控制。因此，这项工作揭示了一个迄今为止未知的太阳周期调制的MC的属性的途径。
2021-03-10 astro-ph.SR
Ellerman Bombs - Evidence for Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
长期以来，光球磁重联的存在被认为会引起短脉冲事件，如埃勒曼炸弹（EB）和II型针状体。在这篇文章中，我们结合高分辨率，高节奏的观测干涉二维光谱仪（IBIS）和快速振荡在太阳大气（ROSA）仪器在邓恩太阳望远镜，国家太阳天文台，新墨西哥州与共同对齐的大气成像组件（SDO/AIA）和太阳光学望远镜（Hinode/SOT）的数据，以观察小规模的事件位于一个活跃的区域。然后将这些数据与使用MURaM代码对低层大气进行的最先进的数值模拟进行比较。据发现，增亮，在观察和模拟中，机翼的H α线轮廓，解释为EB，往往是空间相关的FeI 6302.5A线核心的强度增加。从Hinode/SOT磁场数据推断的双极区域显示了与这些EB在空间上相关的通量抵消的证据，表明磁重联可能是这些高能事件的驱动因素。通过对模拟低层大气中类似事件的分析，我们能够推断出与观测结果类似的线轮廓与强相反极性磁通量的区域在空间上发生。这些观测到的事件和它们的模拟对应物被解释为光球磁重联的证据，在使用当前的观测仪器可观察到的尺度。
2013-10-29 astro-ph.SR
Resolving the Fan-Spine Reconnection Geometry of a Small-Scale Chromospheric Jet Event with the New Solar Telescope
喷流在太阳上的安静和活跃区域都无处不在。人们普遍认为它们是由磁重联驱动的。在某些日冕喷流和耀斑中经常出现扇脊结构，它被认为是由扇形分界面和脊连接的磁零点拓扑结构中正在进行的磁重联的特征。然而，对于小尺度的色球喷流，这种结构的明确证据是相当罕见的，尽管它们在早期的作品中暗示了一个倒Y形的特征。本文报道了由新太阳望远镜（NST）利用10830~ 10830 × 10 ~（-1）的高分辨率（0 $"$ .16）观测到的小尺度色球喷流。在10830~ 10830~ 10830图像中，在分界线区域观察到双向流动，这表明射流是由于磁重联而产生的。在喷流的底部，NST清楚地分辨出了一个扇形脊结构，包括脊和扇形表面，以及重新连接前后的环。除了明亮的足点和部分基弧外，这个扇形脊结构的主要部分在极紫外和软X射线图像（分别由大气成像组件和X射线望远镜观测到）中是不可见的，这表明重连发生在上层色球层。我们的观测结果表明，这种色球喷流的演化与\citet{Torok2009}提出的两步重联方案是一致的
2016-02-12 astro-ph.SR
