Propagation of Alfvénic Waves From Corona to Chromosphere and Consequences for Solar Flares
磁流体动力学波如何从完全电离的日冕传播，进入并穿过下面部分电离的色球层，以及太阳耀斑的后果是什么？为了解决这些问题，我们已经开发了一个2流体模型（等离子体和中性粒子），并使用它来执行一维模拟阿尔文波在太阳大气中具有现实的密度和温度结构。对一系列太阳特征的研究（光斑、谱斑、半影和本影）表明，对于周期小于等于1秒的波，从日冕到色球层的能量传输可以超过入射能量的20%。周期为10秒或更长的波以相对较小的阻尼通过色球层，然而，对于1秒或更短的周期，进入色球层的波能的很大一部分（37%-100%）被中色球层和上色球层中的离子-中性摩擦阻尼，电子电阻率在下色球层和本影中起一定作用。因此，我们得出结论，周期为几秒或更短的阿尔夫文波能够在太阳耀斑期间加热色球层，并推测它们也可能有助于电子加速或激发日震。
2013-02-11 astro-ph.SR
On the Nature of Candle-Flame-Shaped Solar Flares and Sub-Alfvénic Supra-Arcade Plasma Downflows
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文通过三维磁流体动力学模型研究了烛火焰状日冕暴中磁拓扑变化与等离子体下行流速度的关系，揭示了Y点与可见尖端不一致以及下行流速度低估的问题。
2026-06-03 astro-ph.SR
Alfvén Waves in Solar Flares
本文综述了太阳耀斑中阿尔芬波的光谱观测证据、磁重联激发机制及能量输运模型，揭示其在耀斑加热和动力学中的关键作用。
2023-11-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bulk Energization of Electrons in Solar Flares by Alfvén Waves
在太阳耀斑中，大量的电子向$10\,-\,20\,$ keV的跃迁归因于阿尔文波的耗散，阿尔文波将能量和势能向下传输到色球层附近的加速区域。加速度涉及在惯性阿尔文波（IAWs）极限中产生的平行电场。一个两个潜在的IAWs模型被用来将平行的潜在的交叉场的波传输的潜力。我们确定了一个最大的平行电位的最大电流密度，对应于异常电阻率的发病阈值。当阈值是布尼曼不稳定性的阈值时，该最大值为$10\,$ kV级。我们认为，这限制了交叉场电位在阿尔文波约$10\,$千伏。有效的耗散需要大量的向上和向下电流路径与多个阿尔文波相关联。电子加速发生在局部的、瞬态的、不稳定的导电区域（LTACR）中，并且与由具有异常电阻率的欧姆定律确定的平行电场相关联。我们引入了一个理想化的模型，其中的LTACRs（向上）电流片，几个皮肤深度的厚度，分离的更大的区域较弱的返回电流。我们表明，该模型可以半定量地说明散装的。
2013-07-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Photospheric response to a flare
耀斑使水平光球磁场产生突然而永久的变化。特别是耀斑通常会增加光球场沿中性线的磁剪切。最近的观测还表明，耀斑可以产生突然的光球运动。我们提出了一个模型，观察到的变化作为光球的响应大振幅剪切阿尔文波传播下来的电晕的任一侧的中性线。假设阿尔夫维尼克锋首先在中性线附近撞击光球，然后随着时间的推移逐渐远离光球，使得撞击线与耀斑带重合。波引入磁剪切和速度剪切。在光球层引入的磁剪切在中性线的两侧具有相同的符号，而速度剪切具有相反的符号。我们讨论的可能性，这一过程是负责粒子加速耀斑。
2018-08-09 astro-ph.SR
Definition of reconnection rate of solar flares registered in 2011-2012 years
定义了SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳耀斑的重联率。测量了15个耀斑的时间尺度、大小和磁通量密度等物理参数。使用观察值估计重连流入速度、冠状Alfven速度和重连率。
2012-12-13 astro-ph.SR
High-resolution Observations of a C9.3 White-light Flare and Its Impact on the Solar Photosphere
基于NVST与ASO-S/HXI观测，本文分析C9.3白光耀斑，发现其光球涡旋流和磁场增强，并归因于Alfvén波脉冲的能量沉积。
2025-06-10 astro-ph.SR
Generation of low-frequency kinetic waves at the footpoints of pre-flare coronal loops
在这项研究中，我们讨论了低频等离子体波的激发时，可以被认为是在耀斑前状态的情况下，在较低的中色球区域的环路足点。结果表明，在已知的太阳大气半经验模型中，只有VAL（F）模型和一组特定的等离子体基本参数以及电场和磁场的振幅支持低频波不稳定性的产生。我们的研究结果表明，它是可以预测的耀斑过程中的活动区的发病，通过使用动力学阿尔芬和动力学离子声波，这是所导出的色散方程的解决方案的相互作用。VAL（F）模型允许的情况下，上述不稳定性的主要来源可能是一个子Dreicer电场和漂移等离子体运动由于空间不均匀性的存在。我们还表明，动力学阿尔芬和动力学离子声波的产生可以发生在纯库仑电导率的等离子体中，并在存在小规模的伯恩斯坦湍流。本文还讨论了在相对较低的磁场强度下，由于低阈值不稳定性的发展而激发出的小振幅动力波。
2020-10-20 astro-ph.SR
Generic model for magnetic explosions applied to solar flares
提出了一个公认的磁层亚暴模型，作为磁爆炸通用模型的基础，并将其应用于太阳耀斑。该模型涉及广泛分离的能量释放和粒子加速区域，能量在它们之间传输。在全球范围内，这些区域通过大规模电流耦合，该大规模电流是在爆炸期间通过与存储的磁能相关的预先存在的电流的重定向而建立的。与爆炸相关的电流由电动势（EMF）驱动，电动势（EMF）是由于该电流所包围的变化的磁通量。电流路径和电动势的一个理想化的四极模型的耀斑。
2012-02-07 astro-ph.SR
The FIP and Inverse FIP Effects in Solar Flares
逆第一电离势（FIP）效应，即在太阳色球层电离的元素如Fe、Mg和Si相对于中性元素的日冕丰度的减少，已经在几次太阳耀斑中被证实。我们对与磁流体动力学波相关的有质动力分馏机制进行了更详细的讨论，特别注意逆FIP分馏产生的条件，以便更好地理解它与通常的FIP效应的关系，即Fe，Mg，Si等日冕丰度的增强。FIP效应是由平行传播的Alfvén波产生的，无论是光球，或者更像是日冕起源逆FIP效应是向上传播的快模波，起源于光球层或光球层以下，然后向下作用于色球层，在色球层中阿尔文速度随高度增加。我们给出了一个更物理动机的图片的FIP分馏，在太阳大气中的不均匀性周围的波折射的基础上，并受到以前的讨论中的类似现象的激光束的粒子的光学捕获的启发。我们将这些见解应用于对分馏进行建模，并与Katsuda等人（2020; arXiv：2001.10643）和Dennis等人（2015; arXiv：1503.01602）的观察结果保持良好一致。
2021-01-08 astro-ph.SR
Probing progression of heating through the lower flare atmosphere via high-cadence IRIS spectroscopy
针对耀斑低层大气加热过程，利用IRIS高时间分辨率光谱观测C级耀斑，结合辐射流体动力学模拟，发现过渡区与色球谱线峰值延迟现象，揭示电子束和阿尔芬波加热机制的作用，为耀斑能量传输模型提供约束。
2025-04-14 astro-ph.SR
Transverse oscillation of a coronal loop induced by a flare-related jet
在这项工作中，我们报告了我们对一个长度为350微米的大尺度日冕环的横向振荡的多波长观测。该振荡是由一个井喷日冕喷流引起的，这与2015年10月16日AR 12434中的一个环形带状耀斑（CRF）有关。我们的目标是确定日冕环的物理参数，包括阿尔芬速度和磁场强度。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在极紫外（EUV）波长下观测到喷流诱导的扭结振荡。SDO上的日震和磁成像仪（HMI）观测了视线磁图。我们沿着环路取了几个切片来组装时间-距离图，并使用指数衰减的正弦函数来拟合衰减振荡。得到了扭折振荡的初始振幅、周期和阻尼时间。应用扭折模的日冕地震学方法估算了振荡环中的阿尔芬速度和磁场强度。此外，我们使用磁绳插入法，通过非线性力自由场（NLFFF）建模测量回路的磁场。振荡在AIA 171和131中最明显。该振荡几乎是沿环路的相位，具有13.6 μ m的峰值初始振幅，这意味着该振荡属于快速站立扭结模式。振荡周期为3.5个周期，平均周期为462 s，平均阻尼时间为976 s。t/P值在1.5-2.5之间。根据日冕地震学，振荡环中的阿尔芬速度估计为1210公里。两个独立的方法来计算的磁场强度的环，导致30043 G使用冠状地震学和21123 G使用NLFFF建模，分别。
2020-12-13 astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
2018-09-07 astro-ph.SR
A Circular White-Light Flare with Impulsive and Gradual White-Light Kernels
白光耀斑是指在光学连续谱中发射可见光的耀斑。它们被认为是罕见的，对低层大气的能量传输和加热提出了最严格的要求。在这里，我们介绍了2015年3月10日的一个几乎圆形的白光耀斑，它被光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学观测台很好地观测到。在这个耀斑中，同时出现了脉冲和渐变的白光核。普遍接受的厚目标模型将负责脉冲内核，但不足以解释渐进内核。其他一些机制，包括软X射线回温或向下传播的阿尔芬波，与电子束轰击共同作用，提供了一个可能的解释。然而，这种白光核的起源仍然是一个悬而未决的问题，需要更多的观察和研究来解开它。
2017-12-20 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
Transient rotation of photospheric vector magnetic fields associated with a solar flare
作为太阳上最猛烈的爆发之一，耀斑被认为是由磁重联提供动力的。涉及能量的释放、转移和沉积的基本物理学已被广泛研究。利用1.6米古德太阳望远镜提供的前所未有的分辨率，在这里，我们显示了一个突然旋转的矢量磁场，约12 $^{\circ}$ -20 $^{\circ}$逆时针，与耀斑。与先前报道的永久性变化不同，方位角变化是瞬时的，并且与H $α$发射是共空间/时间的。测量的方位角变得更接近位场中的方位角，表明耀斑环的解旋。在1.56~ $μ$ m的近红外波段获得了磁谱图，该波段受耀斑辐射的影响最小，没有检测到强度轮廓的变化。我们相信这些瞬态变化是真实的，并讨论了高能电子束或$Alfv\acute{e}n$波起关键作用的可能解释。
2018-01-09 astro-ph.SR
Quasi-periodic wiggles of microwave zebra structures in a solar flare
利用中国怀柔太阳宽带射电频谱仪（SBRS/Huairou）在2006年12月13日的一次X级太阳耀斑中观测到了2.6-3.8 GHz的微波斑马结构的准周期摆动，其周期范围约为0.5 - 1.5 s。周期图和相关分析表明，在不同的频率下，这些摆动具有2 ~ 3个显著的周期性，且条间几乎同相。根据斑马纹结构估计的阿尔芬速度约为700 Km/s。我们得到的波导等离子体结构的空间尺寸约为1微米，检测周期约为1秒。这表明ZP摆动可能与耀斑活动区的快速磁声振荡有关。不同条纹的摆动之间缺乏显着的相移表明，ZP摆动是由一个站立的香肠振荡。
2013-09-23 astro-ph.SR
Observations of Reconnecting Flare Loops with the Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
太阳耀斑中磁重联作用的最有力证据也许来自于在许多耀斑后环弧上方观测到的超弧弧下流。这些下降流被认为与高度非电势的场线有关，这些场线已经重新连接并远离电流片传播。我们提出了新的观测超拱廊下行流与大气成像组件（AIA）的\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）。AIA观测到的下行流的形态和动力学特征为磁重联在太阳耀斑中的作用提供了新的证据。有了这些新的观测结果，我们能够测量比以前的研究更大高度的下行流。然而，我们发现，在这里测量的初始速度（$\sim$ 144\，km s $^{-1}$）是远远低于阿尔夫{é}n速度预期在较低的日冕，与以前的结果是一致的。我们也没有发现任何证据表明下降流随着时间的推移而变亮，正如色球蒸发所预期的那样。这些观测结果表明，简单的二维模型不能解释太阳耀斑的详细观测。
2011-09-12 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
The Evolution of Plasma Composition During a Solar Flare
我们分析了日冕元素丰度在一个小耀斑使用Hinode/EIS观测。与耀斑前的元素丰度相比，我们观察到日冕中Ca XIV 193.84 eV的丰度大幅增加，这是一条具有低第一电离电位（FIP < 10 eV）的发射线，由耀斑期间的Ca/Ar比率量化。这与使用Si X 258.38 Ω/S X 264.23 Ω观察到的不变丰度比形成对比。我们提出了两种不同的机制来解释不同的组合物的结果。首先，小耀斑引起的加热可能电离了S，但没有电离惰性气体Ar，因此耀斑驱动的阿尔芬波通过作用于离子的有质动力将Si，S和Ca串联起来。其次，耀斑位于两个黑子之间的强磁场中，这可能表明分馏发生在低色球层，那里的背景气体是中性H。在该区域中，高FIP S可以表现得更像低FIP而不是高FIP元件。提出的物理解释产生了新的见解耀斑期间太阳大气中等离子体丰度的演变，并建议必须更新当前的模型，以反映动态而不仅仅是静态的情况。
2021-02-19 astro-ph.SR
Abrupt Longitudinal Magnetic Field Changes and Ultraviolet Emissions Accompanying Solar Flares
我们已经使用过渡区和日冕探测器（TRACE）1600年的图像和全球振荡网络组（GONG）的磁图比较紫外线（UV）的发射色球层纵向磁场的变化在光球在四个X级太阳耀斑。在每次耀斑的龚磁图中，磁场的突然、显著和持续变化发生在十多个像素上。这些磁场变化在所有情况下都滞后于GOES耀斑的开始时间，表明它们是耀斑的后果而不是原因。紫外线辐射在空间上与电场变化一致。紫外辐射往往滞后于耀斑的GOES开始时间，并导致除一个像素外所有像素的磁场变化。紫外线辐射导致光球场的变化平均为4分钟，最长的是9分钟，然而，紫外线辐射持续了几十分钟，在某些情况下超过一个小时，在场的变化完成后。观测结果与以下图片一致：来自日冕中场重联点的阿尔文波在脉冲相位开始附近的所有方向上向外传播场变化，包括向下穿过色球层并进入光球层，导致光球场变化，而色球层以耀斑内核的形式在紫外线中发射，在耀斑的各个阶段都有带状和连续的色球增亮。
2012-11-09 astro-ph.SR
Optical and X-ray observations of stellar flares on an active M dwarf AD Leonis with Seimei Telescope, SCAT, NICER and OISTER
本文报道了用晴明望远镜（6150- 7930千电子伏特）、中央大学光谱天文望远镜（3700- 7500千电子伏特）、中子星内部成分探测器（0.2- 12.0千电子伏特）和光学与红外协同望远镜（OISTER）对M矮星狮子座AD的多波长监测观测。总共探测到12个耀斑，其中包括10个H $α$，4个X射线和4个光学连续谱耀斑，其中一个是总能量为$\sim$ 2.0 $\times$ 10 $^{33}$ erg的超级耀斑。我们发现：（1）在超耀斑期间，H $α$发射谱线的1/8峰全宽从低分辨率谱的8 μ m急剧增加到14 μ m（2）某些弱H $\sim$/X射线耀斑不伴有白光发射，（3）非耀斑发射在同相位的X射线和H $α$强度中显示出明显的转动调制。为了了解这些观测特征，一维流体动力学耀斑模拟使用RADYN程序。模拟结果表明，在硬电子束和高能非热电子束作用下，模拟的H PDMATHAMM谱线轮廓与超耀斑的初始相线轮廓一致，而在软电子束和低能电子束作用下，模拟的H PDMATHAMM谱线轮廓与超耀斑的衰变相线轮廓一致，表明注入低层大气的能量通量发生了变化。另外，我们还发现光学连续谱与H $α$强度之间存在非线性关系，这可能是产生非白光耀斑的原因之一。耀斑的能量收支在观测和模型上表现出多样性，需要更多的恒星耀斑观测来约束恒星耀斑中各种发射线现象的发生。
2020-05-19 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Global sausage oscillation of solar flare loops detected by the Interface Region Imaging Spectrograph
界面区成像光谱仪的观测显示，2015年3月12日M1.6耀斑环中存在相干振荡。Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08 π ~的强度和多普勒频移都表现出明显的振荡，周期为$\sim$ 25秒。在地球同步运行环境卫星（GOES）记录的软X射线通量中也检测到了非常相似的振荡。估计的相速度为$\sim$ 2420 km s $^{-1}$，导出的电子密度至少为5.4 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$，观测到的短周期振荡很可能是一个热耀斑环的全球快香肠模。我们发现一个相位移动$\sim$ $π$ /2（1/4周期）之间的多普勒频移振荡和强度/GOES振荡，这是一致的，最近的香肠模式的正演模拟研究。观测到的振荡需要耀斑环和日冕背景之间的密度对比因子为$\geqslant$ 42。全局模式的估计相速度提供了耀斑环路外的阿尔文速度的下限。我们还发现振荡周期的增加，这可能是由于循环足点随时间的分离。
2016-05-06 astro-ph.SR
Oscillations in the Flaring Active Region NOAA 11272
我们研究了SOL 2011 -08-17在活动区NOAA 11272发生的C1.9级耀斑期间看到的波。我们发现驻波的周期在9分钟和19分钟的波段在六个极端紫外线（EUV）波长的SDO/AIA仪器。我们成功地确定了耀斑开始的磁弧和两个相邻的环，它们依次受到干扰。所分析的驻波在空间上与这些观察到的EUV环路一致。为了研究沿环路的波的特性，我们外推场线的视线磁图使用的无力近似的线性制度。我们使用大气模型来确定环的每个高度处的质量密度和温度。然后，我们使用密度$10^8 \lesssim n_i \lesssim 10^{17}$ cm $^{-3}$和温度$10^3 \lesssim T \lesssim 10^7$ K计算声速和Alfv{é}n速度。观测到的驻波的亮度不对称性类似于沿环路的Alfv{é}n速度分布，但我们使用的大气模型需要更高的密度来解释观测到的周期。
2016-11-26 astro-ph.SR
Preferential Heating and Acceleration of Heavy Ions in Impulsive Solar Flares
采用三维电磁粒子模拟方法模拟了均匀对等离子体中的衰减湍流。均匀的背景磁场渗透等离子体，使得磁压比热压大三倍，并且湍流由反向传播的剪切阿尔文波产生。能量主要横向于背景磁场级联，使得湍流在较小尺度上各向异性。我们在模拟中同时移动了几种不同荷质比的离子，并表明荷质比较小的粒子以更快的速度被加热并加速到非热能，这与在脉冲太阳耀斑中观察到的重离子和非热尾的增强一致。我们进一步表明，重离子的激励主要是在垂直于背景磁场的方向与我们的分析估计的加热率由于回旋共振与阿尔文波，其中很大一部分是由于倾斜传播波的速率一致。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Three-dimensional mapping of coronal magnetic field and plasma parameters in a solar flare
Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Center For Solar-Terrestrial Research, New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院太阳-地球关系研究中心）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）
通过微波和X射线数据，研究日闪中磁场和等离子体参数的三维分布，揭示磁主导环境并为日闪模型提供约束。
2026-03-05 astro-ph.SR
The Link Between Non-Thermal Velocity and Free Magnetic Energy in Solar Flares
研究结合Hinode/EIS光谱观测与HMI磁图的NLFFF外推，发现两次X级耀斑中非热速度与自由磁能在短时间尺度上呈反比，表明非热展宽更可能受Alfvén波和湍流影响。
2024-01-15 astro-ph.SR
The standard flare model in three dimensions III. Slip-running reconnection properties
爆发耀斑的标准模型旨在描述观测到的重联日冕磁场的三维特征。扩展到2D模型需要在物理上理解的3D重联过程的起源的磁配置的演变。然而，没有零点和分界线的三维重联的性质还需要进一步分析。我们专注于磁重联的增长和发展的磁通绳和相关的耀斑环在爆发耀斑。我们的目的是了解三维重联在准分界线层（QSL）的存在下，QSL属性是如何相关的滑移运行重联模式一般，以及如何适用于喷发耀斑的内在特征。在磁流体动力学模拟中，我们研究了与环面不稳定通量绳有关的爆发耀斑的磁力线滑移重联。与磁绳和耀斑环相关的磁力线经历一系列连续的磁重联，导致它们的超阿尔文滑移运动。滑动速度的时间分布和映射范数的空间分布具有很强的相关性。我们发现，运动速度是成比例的映射范数。此外，这种滑动运行的运动变得更快的磁通绳扩大，因为3D电流层向电流片，和QSL向separatrices发展。目前的分析扩展了我们对三维滑移运行重联制度的理解。我们确定了一个控制参数的场线的视速度，而他们的滑动重新连接，使耀斑后循环的演变的解释。通过给出耀斑和喷发的三维特性，完成了耀斑和喷发的标准模型。
2013-05-17 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
Automatic detection of Flare Ribbon Fine Structures as Proxies for Plasmoid Dynamics in Flare Reconnection
Department of Mathematical Sciences, Durham University（达勒姆大学数学科学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Astronomy Department, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Scottish Universities Physics Alliance, School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院苏格兰大学物理联盟）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理学中心）
提出一种自动检测耀斑带前沿螺旋和波状结构的方法，应用于高分辨率3D爆发耀斑模拟的磁力线长度图，发现这些特征与等离子体团介导的间歇性重联相关。
2026-06-12 astro-ph.SR
Constraining the Origin of Magnetar Flares
磁星核心的磁场突然松弛产生的机械能主要以剪切波的形式传播到表面，并以相对论阿尔文波的形式进入磁层。由于强烈的阻抗失配，在恒星中激发的剪切波在离开恒星之前会经历多次反射。如果机械能沉积在地核中，并在传播到表面时{ \em直接}转化为辐射，则发射的上升时间至少为几秒到几分钟，对于实际的磁场几何形状，可能为几分钟到几小时，这与观测到的$\lap 10$ ms的上升时间不一致，对于巨大的耀斑。小耀斑和大耀斑的机制都依赖于地核磁场的突然弛豫，但由于阻抗不匹配而变得不可行，需要在耀斑发生前将驱动这些事件的能量储存在磁层中。除非波浪很快被阻尼。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Interpretation of Flare-Induced and Decayless Coronal-Loop Oscillations as Interference Patterns
我们提出了另一种模型的冠环振荡，认为波被困在一个二维波导形成的整个拱廊的场线。这与标准的一维模型不同，一维模型将波视为可见的场线束的共振振荡。在我们的二维模型的框架内，两种类型的振荡已被观测确定，耀斑引起的波和“无衰减”的振荡，都可以归因于MHD快波。信号的两个分量的不同仅仅是因为产生它们的源的持续时间和空间范围。耀斑引起的波动是由强的局部化源产生的短持续时间，而无衰减的背景可以激发一个连续的，随机的源。此外，从局部的短持续时间源产生的振荡信号可以被解释为由已经通过波导行进各种路径长度的不同路线的波产生的干涉条纹的图案。所得到的条纹的振幅随时间以平方根倒数的依赖性缓慢衰减。干涉图样的细节取决于拱廊的形状和阿尔文速度的空间变化。这种波分量的快速衰减以前被归因于从共振振荡中去除能量的物理阻尼机制，它是干涉过程的自然结果，而不需要局部耗散。
2013-12-06 astro-ph.SR
Three dimensional particle-in-cell simulation of particle acceleration by circularly polarised inertial Alfven waves in a transversely inhomogeneous plasma
采用三维粒子模拟方法研究了横向非均匀等离子体中左旋圆极化惯性阿尔芬波（IAW）加速粒子的过程。一个圆柱形的管，横向的背景磁场，离子惯性长度的顺序的不均匀性尺度被认为是IAWs与频率$0.3 ω_{ci}$发射，被允许开发三个波长。结果，在密度梯度区域中产生随时间变化的平行电场，其在平行于磁场的方向上加速电子。IAWs的驱动垂直电场也在横向方向上加热离子。这样的数值设置是相关的太阳耀斑环和地球极光区。这第一，3D，全动力学模拟演示了在密度不均匀区域中，沿着磁场的电子加速效率，为45%的顺序和离子加热，在横向于磁场方向，为75%。后者比以前的2.5维类似研究高两倍，并且与太阳耀斑粒子加速观测结果一致。我们发现，所产生的平行电场是本地化的密度不均匀性区域，并在相同的方向上旋转，并具有相同的角频率作为最初发射IAW。我们的数值模拟似乎也表明，“膝盖”经常发现的太阳耀斑电子光谱可以解释为朗道阻尼（切伦科夫共振效应）的IAWs由于波粒相互作用。
2012-08-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 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
Probing the Puzzle of Behind-the-Limb $γ$-ray Flares: Data-driven Simulations of Magnetic Connectivity and CME-driven Shock Evolution
近年来，\emph{Fermi $γ$-ray Space Telescope}探测到的来自臂后耀斑（BTL）的高能$γ$ -射线对粒子加速和输运机制提出了新的难题和挑战。在这样的事件中，$γ$射线发射区位于远离BTL耀斑现场达几十度的日地经度。因此，我们假设粒子在日冕物质抛射（CME）驱动的激波处被加速，然后从激波下游返回太阳的正面，产生观测到的$γ$射线。为了测试这种情况下，我们进行了数据驱动，全球磁流体动力学模拟的CME与观测良好的BTL耀斑在2014年9月1日。我们发现，部分日冕物质抛射驱动的激波与$γ$射线发射区形成了磁连接，促进了粒子返回太阳的运输。此外，观测到的$γ$射线通量的增加在时间上与（1）激波压缩比的增加和（2）磁连接到$γ$射线发射区的区域上的准垂直激波的存在相关，这两个条件都有利于粒子的扩散激波加速（DSA）。这些结果支持了上述假设，并有助于解决另一个难题，即，长时间（长达20小时）的$γ$射线耀斑。我们认为，除了DSA，随机加速等离子体湍流也可能发挥作用，特别是在冲击下游区域和在早期阶段，当冲击阿尔文马赫数是小的。
2018-09-14 astro-ph.SR
The Origin of Underdense Plasma Downflows Associated with Magnetic Reconnection in Solar Flares
磁重联是一个普遍的过程，它为爆炸性能量释放事件提供动力，如太阳耀斑、地磁亚暴和一些天体物理喷流。磁重联的一个特征是在等离子体阿尔文速度附近产生快速重联流出喷流。在爆发的太阳耀斑中，向耀斑拱廊移动的暗的指状等离子体下降流通常被认为是这种重连驱动流出的主要观测证据。然而，它们的速度往往比重联理论中预期的要慢得多，这对标准耀斑模型中重联驱动的能量释放场景提出了挑战。本文提出了一个太阳耀斑的三维磁流体动力学模型。通过比较模型的预测与观察到的等离子体的下行流的功能，我们得出结论，这些黑暗的下行流是自组织的结构形成在一个湍流的界面区域下面的耀斑终止激波的流出满足耀斑拱廊，类似的超新星遗迹中形成类似的结构的现象。这个界面区域有无数的湍流、电子流和激波，对耀斑能量释放和粒子加速至关重要。
2021-11-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Microwave Study of a Solar Circular Ribbon Flare
利用野边山射电日像仪（NoRH）的17/34 GHz图以及太阳动力学观测站（SDO）的（E）紫外和磁场数据，研究了一个圆形带状耀斑SOL 2014 -12- 17 T04：51。我们报告以下三个发现作为微波CRF的重要特征。(1)第一次耀斑前激活是以17 GHz通量逐渐增加的形式出现的，而在34 GHz没有对应物，这表明热预热。非热活动的第一个迹象发生在17和34 GHz的脉冲阶段前约4分钟的逐步通量增加的形式。(2)在脉冲阶段之前，整个有源区上的微波发射处于与周围场的磁极性相匹配的单极化状态。在脉冲阶段期间和之后，17 GHz极化状态的符号在核心区域反转，这意味着在扇脊磁结构中的磁突破型喷发。(3)爆发前后的17 GHz通量呈准周期性变化，周期为1--2min，爆发前振荡在耀斑环一端的总强度上较明显，爆发后振荡在内脊附近的偏振强度上较明显。我们解释这种转变的振荡功率从扭结模式振荡扭转阿尔文波传播沿脊柱领域爆发后的转移。我们认为，这三个过程是相互关联的，并表明在扇脊结构的突破过程。
2020-09-24 astro-ph.SR
Standing Sausage Modes In Nonuniform Magnetic Tubes: An Inversion Scheme For Inferring Flare Loop Parameters
耀斑环中的“站立香肠”模对于解释太阳耀斑光变曲线中的准周期脉动（QPP）具有重要意义。我们提出了一个反演方案，始终使用其周期$P$和阻尼时间$τ$诊断耀斑环参数。本文导出了无压直管中线性香肠波的一般色散关系，其中横向密度不均匀性发生在任意宽度的$l$层中，并且具有任意形式。我们发现$P$和$τ$取决于$[R/v_{\rm Ai}, L/R, l/R, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$的组合，其中$R$是环路半径，$L$是环路长度，$v_{\rm Ai}$是内部阿尔文速度，而$ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}$是密度对比度。对于所检查的所有密度分布，当$L/R \gg 1$时，$P$和$τ$经历饱和，当$L/R$足够大时，在具有特定密度分布的$[R/v_{\rm Ai}, l/R, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$空间中产生反转曲线。当应用于空间未分辨的QPP事件时，该方案产生$R/v_{\rm Ai}$是最佳约束，而$l/R$对应于另一个极端。对于空间分辨的QPP，虽然不能预先假设$L/R \gg 1$，但由于附加的几何约束，反演曲线仍然是可能的。当空间分辨的QPP事件涉及另一模式时，如最近事件的情况，可以推断出$[v_{\rm Ai}, l, ρ_{\rm i}/ρ_{\rm e}]$的全集。我们的结论是，所提出的计划提供了一个有用的工具，磁地震开发QP…
2015-09-04 astro-ph.SR
The Chromospheric Response to the Sunquake generated by the X9.3 Flare of NOAA 12673
活动区域NOAA 12673在2017年9月极度不稳定，产生了许多太阳耀斑，包括2017年9月6日太阳活动周期24中最大的X9.3耀斑。据报道，这次耀斑沿着耀斑带产生了一些太阳地震（Sharykin & Zhao vichev 2018; Zhao & Chen 2018）。我们已经使用了同时间和同空间的日震和磁成像仪（HMI）的视线（LOS）和瑞典1米太阳望远镜观测显示这些太阳地震的色球层响应的证据。对Ca II 8542的\space谱线波前轮廓的分析表明，波峰产生强烈的蓝色不对称，而波谷最多产生非常轻微的红色不对称。我们使用组合HMI，SST数据集创建时间-距离图，并推导出响应的视横向速度和加速度。这些速度范围从4.5 km s $^{-1}$到29.5 km s $^{-1}$，恒定加速度为8.6 x 10 $^{-3}$ km s $^{-2}$。除了重心（COG）方法外，我们还采用了NICOLE反演方法来推导2.4 km s $^{-1}$至3.2 km s $^{-1}$的LOS速度。这两种技术都表明，波峰是由上升流造成的。我们相信这是耀斑引起的第一个色球层信号。
2019-06-20 astro-ph.SR
Statistical properties of superflares on solar-type stars with Kepler data
超级耀斑是释放总能量为10 $\sim$ 10 $^{4}$倍的耀斑，比能量为$\sim$ 10 $^{32}$ erg的最大太阳耀斑大。我们使用开普勒30分钟（长）和1分钟（短）的节奏数据搜索太阳型恒星（G型主序星）的超级耀斑。我们发现了超过1500个超耀斑279颗恒星从30分钟的节奏数据（Q 0 -6）和187个超耀斑23颗恒星从1分钟的节奏数据（Q 0 -17）。探测到的超耀斑的辐射热能量范围从10 $^{32}$ erg到10 $^{36}$ erg。利用这些数据，我们发现超耀斑的发生频率（$dN/dE$）可用耀斑能量的幂律函数（$E$）表示，其指数为$10^{33}<E<10^{36}$ erg的-1.5。大部分的超耀斑恒星表现出准周期性的光变化，幅度只有百分之几，这可以用恒星的旋转和大的星斑来解释。耀斑释放的热辐射能量与储存在如此大的恒星黑子周围的磁能是一致的。此外，我们的分析表明，超耀斑的发生频率取决于旋转周期，耀斑的频率增加，旋转周期的减少。然而，在一个给定的周期仓中观测到的最大耀斑的能量与旋转周期没有任何明显的相关性。我们还发现，超耀斑的持续时间随着耀斑能量的增加而增加，即$E^{0.39+/-0.03}$。如果我们假设耀斑的时标是由Alfv $\acute{\rm{e}}$ n时间决定的，这就可以解释。
2016-08-03 astro-ph.SR
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spectroscopic inversions of the Ca ii 8542 Å line in a C-class solar flare
我们使用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542谱线的高分辨率光谱成像来研究C8.4级太阳耀斑SOL 2016 -05- 14 T11：34 UT。利用NICOLE程序对Ca ii 8542的谱线进行了光谱反演，研究了耀斑色球层温度和速度结构的演化.通过比较耀斑区和非耀斑区的温度层结，发现在耀斑高峰期低层大气中存在强烈的足点加热。在500 nm处连续光学深度$\mathrm{log~τ_{500}~\approx -2.5~and~ -3.5}$之间的耀斑足点温度为$\mathrm{\sim5-6.5~kK}$，接近耀斑峰值，逐渐降低到$\mathrm{\sim5~kK}$。在$\mathrm{log~τ_{500} \approx - 3.5~and~- 5.5}$之间的中高层色球层温度估计为$\mathrm{\sim6.5 - 20~kK}$，大约15分钟后降至耀斑前的温度$\mathrm{\sim5 - 10~kK}$。然而，非燃烧区的温度分层没有改变。反演的速度场表明，耀斑色球层是由弱下行凝聚在Ca ii 8542形成高度。
2017-08-01 astro-ph.SR
Particle acceleration by circularly and elliptically polarised dispersive Alfven waves in a transversely inhomogeneous plasma in the inertial and kinetic regimes
色散阿尔芬波（DW）提供了一种替代磁重联的加速太阳耀斑粒子的机会。我们研究了在不同的惯性和动力学制度下，L-，R-，圆形和椭圆形的偏振对粒子加速效率的影响。我们使用2.5D PIC模拟来研究当由太阳耀斑触发的耀斑在模拟日冕环的横向非均匀等离子体中传播时，粒子是如何被加速的。(i)在惯性状态下，在密度梯度区域中，当磁共振产生3个波长时，加速电子（沿磁场）的分数约为20%，当磁共振产生13个波长时，加速电子的分数约为30%。在所有考虑的情况下，离子在横向于磁场方向上被加热，并且加热的粒子的分数为~ 35%。(ii)R-圆形、L-和R-椭圆偏振的DW的情况，其中在不可重叠横向方向上的电场超过在可重叠方向上的电场的数倍，在可重叠方向上产生更明显的平行电子束和横向离子束。在惯性状态下，这种极化产生约20%的加速电子。在动力学状态下，这增加到~ 35%。(iii)在密度不均匀区域中产生的平行电场与m_i/m_e无关，并且超过Dreicer值8个数量级。(iv)电子束速度具有电子束的相速度。因此，电子加速是通过朗道阻尼的DW。对于0.3c的阿尔芬速度，所考虑的机制可以将电子加速到大约20 keV的能量。(v)质量比从m_i/m_e=16增加到73.44，加速电子的分数从20%增加到30-35%（取决于极化）。当质量比m_i/m_e=1836时，被加速的电子所占的比例大于35%。
2011-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Onset Mechanism of M6.5 Solar Flare Observed in Active Region 12371
我们研究了活动区12371中三维（3D）磁场的稳定性，从而在2015年6月22日产生爆发性M6.5耀斑。为了揭示三维磁场结构，我们首先在非线性无力场（NLFFF）近似下，根据光球矢量磁场的时间序列外推三维日冕磁场。NLFFF很好地再现了所观察到的S形结构，这被广泛认为是喷发前的磁性配置。特别是，我们发现，乙状结肠是由两个分支的剪切拱圈。在NLFFF的基础上，我们研究了剪切拱圈，探讨爆发耀斑的发病过程中使用的三个代表性的磁流体动力学不稳定性：扭结，环面，双弧不稳定性（DAI）。最近由Ishiguro和Kusano提出的DAI是一种双弧环，它比环面环更容易不稳定。因此，NLFFF被发现是相当稳定的扭结和环面不稳定性。然而，在扩口之前形成的剪切拱廊环可能对DAI变得不稳定。作为M6.5耀斑爆发过程的一种可能的设想，我们认为耀斑爆发过程可以分为三个阶段：（1）在耀斑爆发的早期阶段，剪切弧环通过系绳切割重联形成双弧环;（2）DAI有助于不稳定的双弧环的扩展;（3）最后，环面不稳定性导致了全面爆发。
2020-04-03 astro-ph.SR
Local re-acceleration and a modified thick target model of solar flare electrons
太阳硬X射线爆发的碰撞厚靶模型（CTTM）已成为耀斑脉冲相能量输运和辐射的几乎“标准模型”。然而，根据最近的数据，它面临着各种问题，特别是它涉及的高电子束密度和各向异性。{We考虑在注入之后，如何通过在整个HXR源本身中局部再加速快电子来增加每个电子的光子产率，并因此降低快电子束强度要求。{We参数化地示出，如果由于例如波或局部电流片电场（${\cal E}$）引起的净再加速率是碰撞损失率、电子寿命的显著部分，则每电子的净辐射HXR输出可以显著增加超过CTTM值。在这种局部再加速厚靶模型（LRTTM）的快速电子数的要求和各向异性，从而减少。一个具体的可能的情况下，涉及这样的再加速进行了讨论，即，在一个随机应力磁回路的电流片级联（CSC）。结合MHD和测试粒子模拟表明，CSC中的局部${\cal E}$场可以有效地加速日冕中的电子，并在注入色球层后重新加速它们。在这种HXR源情景中，脉冲足点发射的快速同步和可变性仍然可以发生，因为初级电子加速是在高阿尔文速度日冕中，在色球CSC中快速再加速。这也与HXR特征中的能量依赖飞行时间延迟一致。
2009-10-13 astro-ph.SR
Evolutionary stages and triggering process of a complex eruptive flare with circular and parallel ribbons
我们报告了一个复杂的M级太阳爆发耀斑的多波长研究，包括三套不同的耀斑带，即圆形，平行，和远程带。源有源区NOAA 12242的磁场建模显示存在包含内部双极区的3D零点磁拓扑。该事件开始于圆形带状物的微弱特征，以及从耀斑前阶段开始的远程增亮，指向正在进行的缓慢而持久的零点重联。我们首先检测到的磁通量抵消和相关的增亮，这是可能的系绳切割重联，建立磁绳附近的极性反转线（PIL）的内部双极区的签名。在下一个阶段，随着M8.7耀斑的爆发，圆形带状物的增亮显著增强，这基本上表明正在进行的零点重联速率增加。最后，底层通量绳的爆发触发了其下方的“标准耀斑重联”，从而使平行条带的强度突然上升，并通过外部强迫提高了零点重联的速率。我们发现，在扇穹内，磁衰减指数n>1.5的区域与零点QSL接壤。我们的分析表明，环面不稳定性和爆发模型都对爆发耀斑的触发机制起了作用。这一事件是一个很好的例子，动力学演化的磁通绳最初局限在一个零点拓扑结构，随后激活和爆发的进展，圆形暨平行带状耀斑。
2021-01-25 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Seismology: an overview of recent results
最近的观测表明，MHD波和振荡普遍存在于太阳大气中，具有广泛的周期。本文对最近引起激烈争论或正在兴起的磁流体波和日冕地震学的某些方面作了简要的评述。特别是，我们专注于四个主题：（一）目前的争议传播强度扰动沿日冕环，（二）传播横向环振荡的解释，（三）正在进行的搜索日冕（扭转）阿尔芬波和（四）迅速发展的准周期脉动（QPP）在太阳耀斑的主题。
2012-02-09 astro-ph.SR
Current-sheet Oscillations Caused by Kelvin-Helmholtz Instability at the Loop Top of Solar Flares
本文通过2.5维MHD模拟探讨了太阳耀斑环顶电流片振荡的成因，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性激发的横向波导致振荡，并提出利用差分发射度量技术测量电流片磁场强度及分布的新方法。
2022-05-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Understanding the Duration of Solar and Stellar Flares at Various Wavelengths
本研究利用辐射流体力学代码模拟了不同波长下太阳和恒星耀斑的持续时间，发现其取决于等离子体温度、发射高度及冷却机制，并揭示了低层大气直接加热响应与日冕间接响应色球蒸发（Neupert效应）辐射的明显区别。
2023-09-07 astro-ph.SR
Sunquake Generation by Coronal Magnetic Restructuring
日震是太阳内部声波的表面特征，由部分但不是全部的耀斑和日冕物质抛射（CME）产生。本文探讨了太阳地震产生的磁场的变化，发生在耀斑和日冕物质抛射的机制，使用MHD模拟与半经验的B-C大气演示产生的声波在内部响应于不断变化的磁倾斜的日冕。我们发现，阿尔芬声共振相结合的有质动力产生的声波在内部有足够的能量，以配合日震观测时，磁场角度变化的顺序为10度的日冕磁场强度是几百高斯或更多的区域。当日冕磁场很强时，会产生能量最大的地震，而磁场强度随高度的变化和倾斜变化的时间尺度则是次要的。
2016-08-22 astro-ph.SR
Solar Flare Energy Partitioning and Transport -- the Impulsive Phase (a Heliophysics 2050 White Paper)
太阳耀斑是太阳爆发事件（SEE;以及太阳高能粒子，SEPs和日冕物质抛射，CME）的基本组成部分。耀斑是SEE影响我们大气的第一个组成部分，它可以为相关SEPs和CME的到来奠定基础。磁重联通过重组太阳日冕磁场来驱动SEE，释放出大量的能量，这些能量被分成各种物理表现：粒子加速、质量和磁场爆发、大气加热以及随后的辐射发射（如太阳耀斑）。为了解释和最终预测这些地球效应事件，太阳物理学界需要全面了解将储存的磁能转化和分配为其他形式的过程，包括耀斑特有的宽带辐射增强。这份提交给太阳物理2050研讨会的白皮书讨论了SEE的耀斑脉冲阶段部分，提出了需要通过理论，建模和观测研究相结合来解决的问题。简而言之，到2050年，我们必须确定粒子加速和传播的机制，并且必须超越通过非热电子束进行能量传输的范式，以解释加速的质子和离子以及向下定向的阿尔芬波。
2020-09-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Red Giant Winds Driven by Alfvén Waves with Magnetic Diffusion
本研究通过非理想MHD模拟探究红巨星阿尔文波驱动风机制，发现双极扩散会降低质量损失率，风参数与磁场强度、金属丰度正相关，且模拟结果与大角星、毕宿五的观测值吻合。
2025-05-19 astro-ph.SR
