Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Future High-Resolution and High-Cadence Observations for Unraveling Small-Scale Explosive Solar Features
太阳日冕喷流是太阳等离子体的平行喷射，起源于太阳上的磁混合极性位置，其大小与超颗粒相当。许多日冕喷流（如果不是大多数的话）是由小尺度的丝状体或微丝状体的爆发产生的，这些丝状体的磁场与自身以及周围的日冕场重新连接。有证据表明，微暗条爆发是产生太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的典型暗条爆发的缩小版。此外，形成并触发微暗条爆发的磁过程（通常是通量抵消）也可能类似地形成并触发更大的暗条爆发。因此，对日冕喷流的详细研究将使我们了解导致、触发和驱动更大爆发的物理学。此外，这些研究可能会告诉我们较小规模的日冕射流状特征，如射流和一些针状物，它们可能与日冕射流的工作方式相同。我们提出了一个高分辨率（~0.1像素），高节奏（~5秒）的EUV太阳成像任务，为未来几十年，这将致力于日冕喷流大小规模的功能，以及类似的物理产生的较小规模的太阳功能的观测。这一飞行任务可以提供宝贵的洞察力，以了解诸如产生重大空间天气扰动的日冕物质抛射等较大特征的运行情况，以及对日冕加热、太阳风加速和诸如在太阳风中经常观察到的磁之字形等日光层特征可能很重要的较小尺度特征。
2023-02-25 astro-ph.SR
Investigation of magnetic topology and triggering mechanisms of a C-class flare and active-region blowout jet
Udaipur Solar Observatory/ Physical Research laboratory, Ahmedabad, India（乌代布尔太阳观测站/物理研究实验室）；Department of Mathematical Sciences, Durham University, Durham, DH1 3LE, UK（达勒姆大学数学科学系）
研究通过磁流体动力学模拟揭示C类耀斑与喷射喷射的磁重联机制及三维零点生成过程。
2026-02-02 astro-ph.SR
IRIS and SDO Observations of Solar Jetlets Resulting from Network-Edge Flux Cancelation
最近的观测表明，驱动日冕喷流的微暗条喷发的形成和触发是由于多数极性和少数极性磁通量块之间的中性线上的磁通量抵消。我们使用IRIS UV图像和SDOAIA EUV图像以及SDO/HMI的视线磁图研究了冕洞中10个盘上小尺度UV/EUV喷流（喷流）的磁设置，这些喷流小于冕X射线喷流但大于色球针状体。我们观察到经常性的喷流在边缘的磁网络磁通通道的冕洞。根据与IRIS和AIA图像对齐的磁图，我们发现，在9个案例中，可以清楚地看到，这些小喷流来自于以1.5 × 10^18 Mx·hr^{-1}的平均速率进行的通量抵消的位置，并且在它们的底部显示出使人联想到大尺度日冕喷流中底部增亮的现象。我们发现，喷流发生在许多位置沿网络车道的边缘（不限于基地的羽毛），平均寿命为3分钟，速度为70公里。喷流底部的平均宽度（4000公里）比日冕喷流（18,000公里）小三到四倍。基于这些观测到的10个明显的喷流，以及我们以前在安静区域和冕洞中对大规模日冕喷流的观测，我们推断通量抵消是喷流形成和触发的一个重要过程。我们的观察结果表明，网络喷流喷发可能是小规模的类似物，既有较大规模的日冕喷流，也有更大规模的喷发产生CME。
2018-11-10 astro-ph.SR
Magnetic Systems Triggering the M6.6-class Solar Flare in NOAA Active Region 11158
我们报告了2011年2月13日在活动区（AR）NOAA 11158的M6.6级耀斑的详细事件分析。AR 11158由两个主要的新兴双极组成，表现出突出的活动，包括一个X级和几个M级耀斑。为了研究与M6.6事件相关的磁结构，特别是耀斑触发磁区的形成过程，我们分析了多个航天器观测和耀斑模拟的数值结果。我们观察到，在这个四极AR的中心，一个高度剪切的极性反转线（PIL）是通过主要磁性元素的自行形成的，它建立了一个剪切冠状弓躺在PIL。观测结果支持了这样的解释，即目标耀斑是由一个具有侵入结构的局部磁区触发的，即正极性穿透到负极性对应物中。剪切冕弧与触发区之间的几何关系与基于数值研究的理论耀斑模型一致。我们发现触发区的形成是由于小尺度磁斑的连续积累。在耀斑发生前几个小时，一系列出现/平流补丁重新连接到一个预先存在的领域。最后，M6.6事件的突然耀斑爆发开始于17：30 UT左右。我们的分析表明，在一个耀斑活动的触发过程中，所有的多尺度磁系统，不仅整个AR的演变，而且精细的磁性元素，都参与其中。
2013-06-11 astro-ph.SR
Eruptions from coronal hole bright points: observations and non-potential modelling
一个单一的案例研究的CBP在赤道冕洞与一个非常大的尺寸进行了调查，以扩大我们的理解形成的迷你丝，他们的不稳定和爆发的起源触发形成的喷射状功能记录在极紫外线（EUV）和X射线发射。我们的目标是探索与日冕洞和宁静太阳中的小型日冕物质抛射中的喷流相关的CBP中所谓的微耀斑的性质。来自大气成像组件（AIA）和太阳动力学天文台上的日震磁成像仪（HMI）的共同观测，以及GONG Halfa图像与非线性力自由场（NLFFF）松弛方法一起使用，后者基于HMI视线磁图的时间序列。在爆发前3-4小时左右在CBP拱廊下形成的迷你灯丝（MF）在Halalpha和EUV AIA图像中被看到抬起并爆发，触发X射线射流的形成。没有观察到显著的光球磁通量浓度位移（会聚），在导致MF升空的时间段内，形成CBP的两个主磁极之间的磁通量抵消也没有观察到。CBP微耀斑与MF升空后不久形成的三个耀斑核心有关。没有观测到的签名被发现在爆发的MF下的重联。所应用的NLFFF建模成功地再现了CBP环复杂的，以及磁通量绳，主机MF在建设到喷发。
2020-09-10 astro-ph.SR
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
Triggering an eruptive flare by emerging flux in a solar active-region complex
2012年7月1日，在太阳活动区NOAA 11514和11515之间发生了一次耀斑和快速日冕物质抛射，这是对尾随区11515的领先黑子前方出现的通量的响应。通过分析光球磁通量和日冕结构的演化，我们发现光球磁通量的出现是通过与上覆磁通量的非标准相互作用触发爆发的。新的通量既没有相反的方向，也没有一个位置附近的极性反转线，这是有利的强烈重联下出现的拱廊通量。此外，其助焊剂含量仍然显著小于拱廊的助焊剂含量（约40%）。然而，一个植根于尾随的活动区的环路系统部分地在活动区之间的拱廊下运行，经过通量出现的地点。与新兴通量的重新连接，导致一系列喷流排放到环路系统中，导致环路系统强烈但有限的上升。这就抬高了两个活跃区域之间的拱廊，削弱了它向下的张力，从而使拱廊下被大幅剪切的通量不稳定。复杂的事件也与支持前体活动在一个增强的网络附近的活动区，作用于大规模的覆盖通量，并与两个同时封闭的耀斑活动区。
2015-06-26 astro-ph.SR
The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Model the Buildup of Free Magnetic Energy in the Solar Corona
最剧烈的空间天气事件（爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射）是由储存在日冕中的自由磁能释放引起的。能量可以在数小时到数天的时间尺度上积累，然后可能以磁爆发的形式突然释放，然后通过行星际空间传播，可能影响地球的空间环境。我们能否利用观测到的太阳光球层中磁场和速度场的演变来模拟上覆太阳日冕场的演变，包括这种爆发中磁能的储存和释放？由美国航天局/国家科学基金会空间天气建模方案资助的日冕全球演变模型CGEM的目标是开发和评价这种日冕磁场演变模型。不断变化的日冕磁场可以作为日冕磁流体动力学（MHD）模型的起点，然后可以用于驱动日光层演化模型和预测1 AU的磁场和等离子体密度条件。
2015-07-09 astro-ph.SR
Sympathetic Standard and Blowout Coronal Jets Observed in a Polar Coronal Hole
我们提出了一个标准和一个井喷日冕喷流的交感喷发起源于两个相邻的日冕亮点（CBP 1和CBP 2）在极冕洞，使用软X射线和极紫外观测分别采取的日出和太阳动力学天文台。在这次事件中，CBP1首先发射出一个向西横向运动的平行喷流，在喷流过程中，CBP1东端附近出现了一个小亮点，并在喷发源区观测到了磁通量抵消现象。基于这些特征，我们将观测到的喷流解释为一个标准喷流与光球磁通量抵消。约15 min后，向西移动的喷流与CBP 2相互作用，产生磁重联，导致CBP 2上空第二股喷流形成，并在两个CBP之间形成亮环系统。此外，我们观察到一个小扭结结构的扭动，扭结，和激烈的爆发接近CBP2的西端，但在喷流基地，这使得第二个喷流比第一个更明亮，更广泛。这些特征表明，第二个喷流应该是由CBP 2和第一个喷流的螺旋之间的磁重联触发的井喷喷流。我们的结论是，这两个连续的喷流是物理上相互连接，而不是时间上的巧合，这一观察也表明，日冕喷流可以触发外部喷发或干扰，除了内部的磁活动或磁流体动力学不稳定性。
2021-04-09 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancelation as the Trigger of Solar Coronal-Hole Coronal Jets
我们详细调查的磁原因的微灯丝喷发，驱动日冕洞射流。我们研究了13个随机的盘上冕洞喷流喷发，使用高分辨率的X射线图像从Hinode/XRT，EUV图像从SDO/AIA，和磁图从SDO/HMI。对于所有13个事件，我们跟踪的喷气基地区域的演变，并发现一个minifilament的冷（过渡区温度）等离子体是目前每个喷喷发之前。HMI磁图显示微丝沿着多数极性和少数极性磁通量贴片之间的磁中性线存在。这些斑块相互会聚和抵消，所有13个喷流的平均抵消率约为0.6 X 1018 Mx hr^{-1}。中性线上持续的通量抵消最终使微丝场不稳定，微丝场向外爆发并产生喷流尖顶。因此，我们发现，所有13个冕洞喷流驱动的微暗条爆发是由中性线上的通量抵消触发的。这些结果与Panesar et al 2016 b最近对平静区喷流的发现一致，其中底层中性线处的通量抵消触发了驱动每个喷流的微丝喷发。因此，通过对宁静太阳喷流和冕洞喷流研究，我们认为通量抵消是触发宁静区和冕洞喷流的主要候选者
2018-01-16 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Continuous Null-Point Magnetic Reconnection Builds Up a Torus Unstable Magnetic Flux Rope Triggering the X9.3 Flare in Solar Active Region~12673
2017年9月6日在活动区NOAA 12673发生了两次X级太阳耀斑：第一次是局限的X2.2级耀斑，仅在$\sim 3$小时后发生了第二次，这是太阳活动周24中最强的耀斑，达到X9.3级，并伴随着日冕物质抛射。为什么这两个X级耀斑发生在同一位置，具有相似的磁位形，但一个是爆发性的，而另一个不是？在这里，我们跟踪日冕磁场的演变，通过非线性无力场外推从一个时间序列的矢量磁图与高节奏。对磁场的详细分析表明，在第一次耀斑前，一个磁通量绳（MFR）逐渐形成并增长，之后不久，MFR的增长显著增强，高度迅速上升，从远低于环面不稳定性的阈值上升到环面不稳定性的阈值以上，而磁扭曲只轻微增加。结合EUV观测和磁场外推，我们发现，覆盖在MFR是一个零点磁拓扑结构，经常性的增亮后看到的第一个耀斑。因此，我们提出了一个方案来解释这两个耀斑的发生。第一次耀斑发生在MFR达到足够高的高度激活零点之后，它的持续膨胀迫使零点重联循环发生。这样的重连削弱了上覆的磁场，使MFR上升得更快，最终越过了环面不稳定性的阈值，引发了第二次爆发性耀斑。
2020-01-14 astro-ph.SR
A Solar Coronal Jet Event Triggers A Coronal Mass Ejection
本文介绍了对一次太阳日冕喷流和日冕物质抛射（CME）事件的多点多波长观测和分析。利用GCS模型计算了日冕物质抛射的真实（三维）日心距离和方向，发现日冕物质抛射以超过1000 km/s的速度传播。喷流之前爆发过，与CME共享同一个源区。它们之间的时空关系使我们认识到喷流触发CME并成为其核心的可能性。这将有助于我们进一步理解日冕物质抛射的触发机制及其与日冕大尺度喷流的关系。另一方面，SDO/HMI仪器观察到的源区的磁场配置和SDO/AIA 171 A通带观察到的离翼反Y形配置一起提供了对大规模喷流的三维重联过程的第一次详细观察，如Paddy等人2009年所模拟的。喷流的喷发过程突出表明，在喷发过程中，类似质子的物质不仅对小规模的X射线喷流很重要（Sterling et al. 2015），而且可能对大规模的EUV喷流也很重要。根据我们的观察和分析，我们提出了一个最可能的机制，整个事件与一个斑点结构覆盖的三维结构的射流和CME之间的相互作用。
2015-11-19 astro-ph.SR
Simulation Study of Solar Plasma Eruptions Caused by Interactions between Emerging Flux and Coronal Arcade Fields
利用二维MHD模拟研究了太阳大气中等离子体爆发的触发机制，这些机制是由于出射通量和日冕拱圈场之间的相互作用引起的。我们进行参数调查方面的拱廊场的高度，磁场强度，和新兴的磁通量的位置。我们的研究结果表明，存在两种可能的机制，和机制是占主导地位的主要取决于新兴通量的位置。一种机制出现时，出现的磁通量的位置是接近极性反转线（PIL）的一个弧形字段。正如先前的研究所指出的，这种机制需要新兴通量和拱廊场之间的重新连接。另一种机制出现时，新兴通量的位置是周围的边缘的拱廊场。这种机制不需要重新连接新兴通量和拱廊场，但需要重新连接在拱廊场以上的PIL。此外，我们还发现该机制的爆发条件可以用一个简单的公式表示。
2014-10-01 astro-ph.SR
Coronal dimmings and what they tell us about solar and stellar coronal mass ejections
本文综述日冕暗化的观测与模拟研究，提出基于磁通量系统的新分类，并探讨其作为恒星日冕物质抛射诊断工具的应用。
2025-05-25 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
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
Sunspot splitting triggering an eruptive flare
我们研究了2012年7月2日活动区NOAA 11515中领先太阳黑子的分裂和相关通量的出现和取消如何导致爆发性M5.6耀斑。我们的研究采用了HMI，AIA和ChroTel的多波长观测。新兴的通量在领先的太阳黑子和新的卫星黑子之前形成了一条中性线。太阳黑子的分裂导致了一个长时间的流向中性线的流动，在那里形成了一个暗条。进一步的磁通出现，部分混合极性，以及事件的磁通取消反复发生在中性线。在附近的一个C级前体耀斑与暗条相互作用的迹象之后，暗条几乎与M5.6耀斑的爆发同时爆发，并演变成日冕物质抛射。太阳黑子在没有形成光桥的情况下伸展，分裂得异常快（大约在一天内，大约在爆发后6小时完成），分为两个几乎相等的部分。前半部分与活动区强烈分离，以接近其所有日冕磁连接所扎根的邻近活动区。它还快速旋转（4.9度/小时），并在其边缘造成显著的剪切流。这次喷发是光球层和日冕中一系列复杂过程的结果。流向中性线的持续流动可能导致形成了一条固定灯丝的通量绳。这些流动及其相关的通量抵消，新兴的通量，和前体耀斑都有助于不稳定的磁绳。我们解释太阳黑子分裂为分离的两个通量束不同植根于对流区，只是暂时加入现场。这解释了旋转是由于分离通量的持续上升，并意味着至少这部分太阳黑子仍然与其在对流区深处的根部相连。
2013-12-18 astro-ph.SR
Successive Coronal Jets as Novel Facilitators for Filament Oscillation and Eruption
School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；Yunnan Key Laboratory of the Solar physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Intelligence Science and Technology, Nanjing University（南京大学智能科学与技术学院）
研究太阳细丝爆发触发机制这一问题，结合多仪器观测和磁流体动力学模拟，发现连续日冕喷流冲击细丝会致其振荡、上升，达到阈值时爆发，证明增长的振荡是爆发前兆，提升太阳爆发预测能力。
2026-07-10 astro-ph.SR
Rotational flows in solar coronal flux rope cavities
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，揭示了日冕空腔内不对称磁通量绳形成如何通过热不稳定性与角动量守恒触发日珥旋转流，重现了巨型日珥龙卷风的观测现象。
2023-07-27 astro-ph.SR
Large-amplitude prominence oscillations following the impact by a coronal jet
观测证据表明，日冕喷流可以撞击日冕并使其运动。撞击导致日珥的大振幅振荡（LAO）。在本文中，我们试图通过2.5维MHD数值实验来理解这个过程。在我们的模型中，射流产生在一个剪切的磁弧以上的寄生双极区位于支持日珥的灯丝通道（FC）的足点之一。剪切施加的速度并不远高于观测到的光球值，它会导致一个多重联过程，在以前的喷流模型。一个快速的阿尔夫维尼克扰动和一个较慢的超音速前等离子体射流是从重联网站发出;在后期阶段，一个更激烈的（爆发）射流产生。扰动和喷流沿FC运动，它们部分在日珥反射，部分穿过日珥，导致沿FC的逆流流和日珥振荡。在日珥的部分区域，无论是在纵向还是横向，都有LAO振荡（振幅大于$10~\mathrm{km\, s^{-1}}$）。在某些磁力线中，撞击是如此强烈，以至于日珥质量被带出磁倾角，沿着FC下降到色球层。两种情况下，研究了不同的高度以上的寄生双极区的拱廊，导致不同的高度的区域的突出扰动的射流。得到的振荡幅度和周期与观测结果基本一致。
2021-03-03 astro-ph.SR
Interaction of coronal mass ejections and the solar wind. A force analysis
目的。我们的目标是彻底分析单次和多次太阳喷发的动力学，以及隐形喷出物。这些数据是通过在以前的研究中进行的自洽数值模拟获得的。我们还评估了不同的背景太阳风对这些喷出物传播到地球的影响。方法.我们计算的所有组件的力量的演变的数值模拟连续的日冕物质抛射（CME）得到的代码MPI-AMRVAC的2.5维磁流体动力学（MHD）模块。我们分析了热压力和磁压力梯度以及磁张力，这些压力和磁张力决定了在爆发之后在不同位置形成几个通量绳。在日冕物质抛射向地球传播的过程中，这三个分量在赤道平面上被跟踪。还研究了它们与其他日冕物质抛射和背景太阳风的相互作用。结果我们解释了隐形喷出物和等离子体斑点（或等离子体团）发生在太阳爆发后的形成。我们还解决了更快的爆发的日冕物质抛射在一种情况下，具有不同的背景风，即使当相同的触发边界运动被应用，并归因于略有不同的磁配置和大的邻近拱廊。热压力梯度揭示了在这些缓慢爆发前的冲击波，在其传播到1 AU期间形成。双峰型磁压梯度表明，触发方式影响了CME的结构，部分相邻的流注随CME一起被喷出。
2022-03-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Initiation of Coronal Mass Ejections by Sunspot Rotation
我们研究了2006年7月6日发生在活动区NOAA 10898的暗条喷发、双带耀斑和日冕物质抛射（CME）。暗条位于一个强大的太阳黑子的南部，这个黑子主宰着这个区域。在导致爆发的演变过程中，以及在爆发后的一段时间内，观测到太阳黑子逆时针旋转了大约30度。我们认为，旋转触发了逐步扩大的磁场以上的灯丝爆发。为了测试这种情况下，我们研究扭曲的初始势场覆盖预先存在的磁通绳的效果，使用三维零$β$ MHD模拟。我们首先考虑一个相对简单和对称的系统，然后研究一个更复杂和不对称的磁位形，其光球通量分布和日冕结构由观测和位场外推指导。在这两种情况下，我们发现，扭曲导致的覆盖场的扩展。由于磁张力逐渐减小，磁绳准静态地适应变化的环境场，缓慢上升。一旦张力充分减小，就会出现明显的第二个演化阶段，其中磁通绳进入以强加速度为特征的不稳定状态。因此，我们的模拟提出了一个新的机制，在旋转的太阳黑子附近的喷发触发。
2014-01-13 astro-ph.SR
MHD simulations of coronal supra-arcade downflows including anisotropic thermal conduction
日冕上拱廊下降流（SAD）观察到黑暗的尾迹下降到热湍流扇形区域。由于这些风扇区域中的大的温度值和梯度，热传导应该非常有效。虽然已经提出了几种模型来解释SAD的触发和演变，但这些情景都没有系统地考虑热传导。因此，我们完成这一任务数值模拟在此框架内的SAD的演变。也就是说，SAD被认为是由扰动热扇中的下行突发局部重联事件触发的非线性波形成的空洞（亚致密）空腔。我们产生一个适当的湍流风扇，通过搅拌力，允许控制的能量和涡度输入的介质中SAD的发展。我们包括各向异性热传导和考虑等离子体的性质与观察一致。我们的目的是研究是否有可能防止SAD消失的热扩散。我们发现，这将是这种情况下，取决于湍流参数。特别地，如果磁场线能够包围空隙腔，则将它们与热环境热隔离。能够产生开尔文-亥姆霍兹型不稳定性的速度剪切扰动有助于产生磁岛，延长SAD的寿命。
2017-03-16 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Initiation Route of Coronal Mass Ejections: II. The Role of Filament Mass
本研究通过全磁流体动力学模拟揭示含丝状物质量的日冕物质抛射启动路径，发现丝状物质量排空触发并驱动磁通量绳缓慢上升，结合HFT重联与环不稳定性，并提出排空及重联特征可作为观测前兆。
2025-04-21 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Mini-filament Eruptions Triggering Confined Solar Flares Observed by ONSET and SDO
利用光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学天文台的观测结果，我们研究了2012年5月10日AR 11476中的M5.7耀斑和2017年3月23日安静太阳中的微耀斑。在每次耀斑爆发前，在极性反转线的上方都有一个反S形的暗条。然后，细丝变得不稳定并开始上升。上升的细丝克服了圆顶状的上覆环的张力，从而成功地向外爆发。重新连接的重叠环的足点相继变亮，并被观察为两个耀斑带，而新形成的低洼环则出现为耀斑后环。这些爆发类似于与日冕物质抛射相关的成功暗条爆发的经典模型。然而，这项研究中的爆发细丝沿着大尺度线移动，最终到达遥远的太阳表面，即，没有细丝材料被喷射到行星际空间中。因此，两个耀斑都是受限耀斑。这些结果表明，一些成功的暗条爆发可以触发局限耀斑。我们的观测还表明，这种暗条爆发在太阳上可能是普遍存在的，从具有大耀斑的活动区到具有微耀斑的安静太阳。
2018-06-05 astro-ph.SR
An MHD Study of Large-Amplitude Oscillations in Solar Filaments
静态灯丝通常受到内部和/或外部扰动的影响，触发不同类型的振荡。特别是，外部大规模的日冕波可以扰乱远程静态丝导致大振幅的振荡。观测报告表明，振荡的激活时间与大规模日冕波阵面通过暗条的时间相吻合，尽管扰动波并不总是容易被检测到。为了有助于了解如何-以及在何种程度上-日冕波能够激发灯丝振荡，在这里，我们用2.5 MHD模拟模拟了一个灯丝漂浮在由日冕冲击波干扰的重力分层日冕中。这种简化的情况导致灯丝的双耦合振荡模式，其在几个周期内被阻尼，从而能够进行详细的分析。参数研究是通过改变灯丝的高度、尺寸和质量等参数来完成的。振荡分析揭示了一个一般的趋势，其中周期的振荡，振幅和阻尼时间随高度增加，而较大半径的细丝表现出较短的周期和较小的振幅。对作用在灯丝上的力的计算表明，主要的回复力是磁张力。
2021-10-14 astro-ph.SR
A Statistical Study on the Morphology of Rays and Dynamics of Blobs in the Wake of Coronal Mass Ejections
本文利用1996 - 2009年的大角度日冕物质抛射（LASCO）观测资料，研究了11次日冕物质抛射后等离子体团沿明亮的日冕射线向外流动的事件。这条射线被认为与太阳喷发形成的电流片结构有关，而这些斑点是沿着电流片发生的磁重联的产物。射线形态和斑点动力学的统计研究。结果表明，在3（4）Rs时，射线的视角宽在2.1-6.6（2.0-4.4）°之间变化，平均为3.5（2.9）°;观测到的事件持续时间从12小时到几天不等，平均为27小时。基于对斑点运动的分析，还发现58%（26）的斑点加速，20%（9）的斑点减速，并且22%（10）以几乎恒定的速度移动。比较我们的斑点和头盔流光的尖端上方观察到的斑点的动态，我们发现，在这两种情况下的斑点的速度和加速度显着不同。我们认为这些不同的磁团动力学特性是由于伴随的磁重联涉及不同的磁场组态和触发过程。
2011-08-06 astro-ph.SR
Gradual Magnetic Evolution of Sunspot Structure and Filament-Corona Dynamics Associated with the X1.8 Flare in AR 11283
在本文中，我们提出了一个持续的和逐渐的半影衰减和相关的光球横向场分量下降在2011年9月7日的大耀斑（X1.8）爆发前10-20小时的研究。这种长期的喷发前行为与成像良好的耀斑前灯丝上升，覆盖灯丝的日冕弧的持续扩张以及文献中的NLFFF建模结果相证实。我们认为，耀斑前的长期半影衰减和横向场下降都是日冕磁绳系统逐渐上升的光球表现。我们还认为，C3耀斑和随后的重联过程之前的X1.8耀斑发挥了重要作用，触发后来的大喷发。
2015-09-15 astro-ph.SR
On Modeling the Kelvin--Helmholtz Instability in Solar Atmosphere
本文讨论了磁流体动力学（MHD）波在不同太阳磁场结构中传播的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性研究的最新进展。主要描述了在日冕物质抛射（CME）中发展的KH不稳定性的模拟，并有助于触发波湍流，随后导致日冕加热。日冕活动区MHD波的KH不稳定性最近在EUV高节奏、SDO/AIA的高分辨率观测和Hinode/EIS仪器的光谱观测中以前所未有的细节被观测和成像，现在对其真实建模提出了挑战。结果表明，将日冕物质抛射的太阳质量流看作是运动的圆柱形扭曲磁通量管，观测到的不稳定性可以用不稳定的m = -3 MHD模来解释。我们还描述了太阳喷流中KH不稳定性的发生。所得到的不稳定性发生的临界喷流速度以及线性波增长率与太阳喷流的观测数据符合得很好。
2015-02-20 astro-ph.SR
Stability of slow magnetoacoustic and entropy waves in the solar coronal plasma with thermal misbalance
日冕中扰动的热平衡对压缩扰动的反作用，也称为波致热不平衡效应，已知会导致热不稳定性，这主要是日冕精细热结构形成的原因。我们研究的磁场和场对准的热传导在触发不稳定性的慢磁声和熵波在静态和热的活动区环路，引起的热不平衡的作用。磁场的影响占包括它在一个猜测的日冕加热函数的参数化，和有限的等离子体参数$β$，在一阶薄通量管近似。热传导倾向于稳定慢模式和熵模式，扩大了合理的日冕加热功能的间隔，允许存在一个热稳定的日冕。这种效应在热循环中最为明显。相反，熵波的稳定性被发现是不敏感的可能依赖的日冕加热功能的磁场，慢波保持稳定，只有某些功能形式的这种依赖，开辟了未来的地震诊断的前景。
2023-01-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Rotating Solar Jets in Simulations of Flux Emergence with Thermal Conduction
我们通过数值模拟扭曲磁通量绳进入一个预先存在的开放磁场的出现来研究日冕喷流的形成。新兴的磁绳内的重联，除了新兴和预先存在的领域之间的产生的暴力喷发研究。模拟的事件与Hinode/XRT普遍观察到的日冕喷流非常相似，并表明加热的等离子体被驱动到上面的扩展大气中。在模型中实现的热传导，使我们能够定性地比较模拟和观察到的排放从这样的事件。我们发现重联后的退扭磁力线驱动射流柱中的等离子体旋转外流。模拟喷流中的坡印亭通量主要由高密度等离子体加载的磁场的解扭运动所决定。模拟射流是由螺旋形的untwisting场，加载了冷和热等离子体的混合物，并表现出旋转运动的顺序为20公里/秒，并匹配当代的观测。
2014-06-09 astro-ph.SR
Buildup, Explosion, and Untwisting of a Solar Active Region Jet Observed with Solar Orbiter, IRIS, and SDO
本研究利用太阳轨道器、IRIS和SDO观测，分析了活动区日冕喷流的形成与爆发，发现磁通量抵消构建并触发迷你暗条磁通量绳爆发，产生逆时针解旋的喷流，与宁静区喷流机制一致，并贡献局部日冕加热。
2025-10-06 astro-ph.SR
Statistical Study of Coronal Mass Ejection Source Locations: Understanding CMEs Viewed in Coronagraphs
如何正确理解白光日冕仪观测到的日冕物质抛射（CME）现象，是太阳物理和空间物理中许多相关研究的关键。本文通过对1997 - 1998年CME星表中1078个LASCO CME的源位置及其与CME视参数的相关性研究，着重讨论了这一问题。通过人工检查这些CME的LASCO和EIT影像，我们发现，除了231个CME的源位置因资料不足而无法确定外，在EIT的视场中，有288个CME的源位置被确定在太阳的正面盘面上，234个CME出现在太阳临边之上，325个CME没有明显的喷发特征。根据CME源位置的统计结果，详细分析了SOHO LASCO和EIT对CME的遗漏率、CME的质量、晕CME的成因和CME在日冕中的偏转等四个物理问题。结果表明：（1）约32%的正面日冕物质抛射不能被SOHO识别;（2）在任何日心距离上，日冕物质抛射的亮度与其速度大致正相关，由亮度推算的日冕物质抛射质量可能被高估;（3）投射效应和剧烈喷发是晕日冕物质抛射的主要原因，尤其是对于临边晕日冕物质抛射，（4）在太阳活动极小期附近，大多数日冕物质抛射向赤道偏转，这些偏转可分为不对称膨胀、非径向抛射和偏转传播三种类型。
2011-03-29 astro-ph.SR
The triggering process of an X-class solar flare on a small quadrupolar active region
本文利用多波段观测研究NOAA活动区12887中X1.0耀斑的触发过程，发现两条同手征磁通量绳的非共轭相反极性足点快速碰撞并发生tether-cutting重联，合并后的暗条爆发最终引发X级耀斑和日冕物质抛射。
2023-09-18 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
Three-dimensional Reconstruction and Propagation of an Asymmetric Flux-rope Coronal Mass Ejection
通过前向建模和汤姆逊散射合成图像，重建了2003年10月22日非对称磁通量绳CME的三维形状与轨迹，发现其自相似膨胀、高速高加速度，但起源不明。
2025-10-07 astro-ph.SR
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112 I. Flux Emergence, Sunspot Rotation and Triggering of a Solar Flare
我们分析了2010年10月16日发生在活动区（AR）NOAA 11112附近的一个巨大的暗条系统的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。SDO/HMI磁图揭示了耀斑事件前50小时出现的双极（在现有的AR内）。在出现的过程中，双极中的正负黑子都表现出平移和旋转运动。正极性黑子表现出明显的西南/顺时针方向的运动/旋转，并不断推动/滑动周围的相反极性场区。另一方面，负极性太阳黑子向西/逆时针方向移动/旋转。正极性的太阳黑子旋转约70度。在30小时内，而负极性~20 °。10小时内。SDO/AIA 94 EUV图像显示，日冕中出现的通量管与HMI中出现的双极相一致。在耀斑脉冲阶段观测到了一个高速的等离子体团抛射（速度~1197 km/s），这表明出现的正极性黑子与周围的反极性场区发生了磁重联。整个AR显示耀斑事件前的正螺旋度注入。此外，新出现的偶极揭示了负（左手）螺旋性的签名。这些观测结果提供了独特的证据，从光球层以下到日冕高度的扭曲通量管的出现触发耀斑的主要原因是由于出现的正极性黑子与附近的负极性黑子之间的相互作用，通过出现的正极性黑子向负极性黑子的剪切运动。我们的观测结果也有力地支持了这样一种观点，即旋转很可能是由于扭曲磁场的出现，正如最近的模型所提出的那样。
2012-10-12 astro-ph.SR
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. II. Numerical Modeling
螺旋（$m\!=\!1$）扭结不稳定性的拱形，线绑磁通绳的数值模拟表明，螺旋变形强制重联之间的腿的绳子，如果模式与两个螺旋圈是占主导地位的高初始扭曲范围内的结果$Φ\gtrsim6π$。这种重联是复杂的，还涉及到环境场。除了打破原来的绳子，它可以形成一个新的，低洼，少扭曲的磁通绳。新的通量绳被重联流出向下推动，这通常迫使它通过与环境场重联而断裂。原始绳索的顶部，在断裂后主要植根于周围通量的来源，可以完全爆发或在低高度停止，产生“失败的爆发”。“与不稳定性相关的螺旋电流片在接近的腿之间被挤压，暂时形成了双电流片。腿-腿重连以高速率进行，产生足够强的电场，能够加速粒子。它也可能形成等离子体团或类等离子体团结构，这些结构捕获高能粒子并沿着螺旋电流片从重联区域传播到爆发的通量绳的顶部。一个高度扭曲的通量绳的扭结，涉及腿腿重联可以解释的爆发，但部分掩盖太阳耀斑的关键特征，2001年4月18日，它喷射出一个相对紧凑的硬X射线和微波源，并与快速日冕物质抛射。
2010-07-13 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Direct Observations of Magnetic Reconnection Outflow and CME Triggering in a Small Erupting Solar Prominence
我们研究了2014年5月1日01：35 UT发生的一次小日珥喷发，并由太阳动力学天文台（SDO）的界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）观测到。爆发前和爆发后的图像是由日之上的X射线望远镜（XRT）拍摄的。在爆发前，日珥上方存在一个圆顶状的结构，以日冕雨为分界。随着喷发的进行，我们发现了日珥磁场和上覆磁场重连的证据。在AIA和IRIS中可以看到快速流动，表明重新连接流出。在AIA 171 A通道中，沿一条可能重新连接的磁力线观测到了~300 km s $^{-1}$的天平面流。IRIS探测到与AIA气流一致的、约200 km s $^{-1}$的间歇性快速视线气流。差分排放测量计算表明，加热的快速流动的起源。喷发后的XRT图像显示，热环可能是由于重新配置的磁场在喷发和随后的加热等离子体在这些环路。虽然有证据表明在爆发期间日珥上方的重连，但IRIS的高空间分辨率图像显示了日珥下方的潜在重连地点。对爆发日珥的高度-时间分析表明，日珥的初始上升速度为~0.4 km/s $^{-1}$，随后迅速加速，最终速度为~250 km/s $^{-1}$。在这两个阶段之间的过渡期间，IRIS的亮度表明，爆发的快速部分的爆发触发器可能是一个系绳切割机制，而不是突破机制。
2015-05-27 astro-ph.SR
The Dynamics of Funnel Prominences
我们目前的数值模拟在2.5D的设置，大规模的磁倾角形成在原位出日冕凝聚，在早期以及最近的报告“漏斗磁倾角”的密切一致。我们的模拟使用全热力学MHD与各向异性热传导，光学薄辐射损失，和参数化加热作为主要成分，建立一个现实的拱廊配置从色球到日冕。色球层蒸发，特别是过渡区的高度，最终导致热不稳定性，我们目睹了一个突出的增长暂停以上的过渡区，不断获得质量和横截面积。几个小时后，凝结已经发展成一个连接日冕过渡区和底层过渡区的结构，从积累的质量开始的连续向下运动代表了一个与观测结果相匹配的排水。一个更动态的阶段也被发现，与日冕雨，诱导波列，甚至重联事件时，核心日珥等离子体的重量下来的场线，直到磁通绳得到形成。日珥的上半部分，然后被困在一个磁通绳结构，我们认为其暴力扭结不稳定的爆发尽快（忽略）长度尺寸将允许理想的扭结变形。
2014-05-14 astro-ph.SR
Triggering mechanism and material transfer of a failed solar filament eruption
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是影响空间天气的主要因素，而太阳耀斑和日冕物质抛射往往伴随着太阳暗条的爆发。然而，太阳细丝的精细结构和触发机制仍然不清楚。为了解决这些问题，我们研究了一个失败的太阳活动区灯丝喷发与C级耀斑使用高分辨率H $α$图像的新真空太阳望远镜（NVST），太阳动力学天文台（SDO）的EUV观测的补充。在暗条爆发之前，暗条下方出现了一个小的双极磁场。然后暗条与出现的双极磁场之间的磁重联触发了暗条喷发。在花丝爆发过程中，花丝的退捻运动可以由爆发丝清晰地描绘出来。此外，通过追踪下行的细丝材料，确定了喷发丝的足点。注意在丝状体喷发之前，丝状体扭曲结构和喷发丝状体的右侧部分不可见。这些位于暗条右侧的喷发线被发现扎根于主黑子附近的弱负极性中。此外，由于材料从喷发的细丝中注入，在细丝通道中形成新的细丝。上述观测结果和位场外推都倾向于支持丝条物质通过磁重联转移到上覆磁环和附近的丝条通道中。这些观测有助于更好地理解暗条爆发的复杂性。
2019-12-16 astro-ph.SR
Introduction to the physics of solar eruptions and their space weather impact
驱动强大的太阳爆发的物理过程在我们理解太阳与地球的联系方面发挥着重要作用。在这期特刊中，我们首先讨论磁场如何从太阳内部出现到太阳表面，以建立活动区，这些活动区通常会发生大规模的日冕扰动，例如日冕物质抛射（CME）。然后，我们讨论了与这些爆发的驱动和触发，通过行星际空间的大尺度磁扰动的传播和CME与地球的磁场的相互作用的物理过程。本文还讨论了与日冕爆发现象（如耀斑和/或日冕物质抛射）有关的太阳高能粒子的加速机制。因此，本期的主要目的是概括目前与太阳爆发的成因及其空间气象影响有关的最新研究成果。这篇文章是“太阳爆发及其空间天气影响”专题的一部分。
2019-05-20 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
First Time Observed M-Shaped Coronal Mass Ejection Associated with a Blowout Jet and an Extreme Ultraviolet Wave
本文首次报告了一次与爆发型喷流和极紫外波相关的M型日冕物质抛射事件，揭示了喷流、EUV波与多重CME的高度关联性，为理解太阳大气触发机制及能量传输提供了新视角。
2025-11-01 astro-ph.SR
Evidence for Solar Tether-cutting Magnetic Reconnection from Coronal Field Extrapolations
磁重联是引发太阳爆发事件的主要机制之一，但对其快速过程的直接观测一直是一个挑战。在这封信中，我们提出，使用非线性无力场（NLFFF）外推技术，可视化的场线连接的变化，在2011年2月13日在NOAA AR 11158的M6.6耀斑约30分钟的系绳切割重联。首先通过多波长观测收集了系绳切割重连的证据，然后通过分析从事件发生时观察到的四个明显的耀斑1700 A足点的位置追踪到的磁力线。就在耀斑之前，这四个足点非常靠近磁扭曲指数的局部最大值区域。特别地，来自内部两个足点的场线形成两个强扭曲的磁通束（高达~1.2匝），其彼此剪切并分别接近外部两个足点。耀斑发生后，足点周围区域的扭曲指数立即大大减小，上述磁力线变得低洼，扭曲程度降低（约0.6圈），由连接后来形成的两个耀斑带的环所覆盖。来自内部足点的大约10%的通量（~3x10^19 Mx）经历了足点交换。这部分光通量源自首先变亮的内部足点的边缘区域。从NLFFF外推推断的磁场连通性的这些快速变化与系留切割磁重联模型是一致的。
2013-10-18 astro-ph.SR
Multiwavelength Signatures of Episodic Null Point Reconnection in a Quadrupolar Magnetic Configuration and the Cause of Failed Flux Rope Eruption
在本文中，我们提出了多波长的观测触发失败爆发的M级耀斑从活动区NOAA 11302，并调查相关的失败爆发的可能原因。光球观测和非线性无力场外推的日冕磁场显示，耀斑区域有一个复杂的四极结构，在核心磁场上方有一个预先存在的日冕零点。在M级耀斑爆发之前，我们在GOES和RHESSI软X射线观测中观察到多个周期的小尺度通量增强，从零点的位置开始。这里报告的耀斑前的配置和演化与爆发模型中的相似，但在更低的日冕高度。火炬区的核心的特点是存在两个通量绳在一个双层配置。在耀斑的脉冲阶段，两条通量绳中的一条最初开始喷发，但导致喷发失败。磁衰变指数的计算显示了一个鞍状的轮廓，其中衰变指数最初增加到磁绳高度内的环面不稳定极限，但随后迅速下降，达到负值，这很可能是最初的环面不稳定磁绳的失败喷发的原因。
2021-12-29 astro-ph.SR
Filament Eruption and Its Reformation Caused by Emerging Magnetic Flux
我们目前的观测喷发，然后改造的灯丝所造成的附近出现的磁通量。在出射磁通量的驱动下，出射的正磁通量向其附近的负磁通量移动并与之相抵消，在那里，暗条下方的暗条通道的负端和暗条上方的一束左偏日冕环被锚定。补充的非线性无力场外推，我们发现，日冕磁场线与暗条通道和新兴的磁场剪切磁力线组成。在暗条爆发之前，明确的观测证据表明，新兴的磁场和左斜日冕环之间发生了多重相互作用，这意味着一个系绳弱化的重连。具体来说，在系绳弱化重连的最后一幕中，形成了一个显著的S形结构，并与细丝一起被抬起。因此，我们推测，系绳弱化重连可能会破坏细丝系统的稳定，并引发其上升。随后，细丝和S形结构一起爆发并产生CME。在爆发之后，出现的磁场继续与剩余的暗条通道重新连接，导致暗条的重新形成。这一观测结果有力地支持了这样的观点，即出现的磁通量在触发暗条爆发中起着重要作用，并且暗条是通过出现的磁场与其附近的暗条通道之间的磁重联而重新形成的。
2019-03-04 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
