Structure and Evolution of Magnetic Fields Associated with Solar Eruptions (Invited Review)
本文综述了太阳活动区光球磁场演化及其与太阳耀斑关系的研究。它分为两个主题，导致太阳爆发的磁结构和演化以及与爆发有关的光球磁场的快速变化。对于第一个主题，我们描述了磁的复杂性，新的通量出现，通量抵消，剪切运动，太阳黑子旋转和磁螺旋度注入，这可能都有助于存储和积累的能量和触发太阳爆发。第二个主题，我们集中于耀斑引起的光球磁场快速不可逆变化的观测，以及对三维磁场重构的意义。特别是，我们强调在光球磁场观测方面的最新进展，因为最先进的观测设施（如日之出和太阳动力观测站）已经投入使用。还讨论了观察与理论之间的联系以及该研究领域的未来前景。
2014-12-30 astro-ph.SR
SWAP Observations of Post-flare Giant Arches in the Long-Duration 14 October 2014 Solar Eruption
2014年10月14日，PROBA 2号航天器上的太阳观察者与主动像素和图像处理（SWAP）极紫外太阳望远镜观测到了一次喷发，这可能是第24太阳周期日冕中最大的喷发后环系统。第一次喷发发生在10月14日18：30，在东太阳边缘的后面，被观测到一次日冕物质抛射和一次M2.2的太阳耀斑。在爆发后的48小时内，相关的爆发后环以2-6 km/s的速度增长到大约400000 km（>0.5太阳半径）的高度。我们的结论，从我们的观察，这一事件，普通的爆发后的环和所谓的耀斑后的巨型拱门是基本相同的，是由相同的磁重联机制。
2015-02-03 astro-ph.SR
Sympathetic Eruption of Two Filaments and Associated Solar Coronal Jet
Yunnan Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；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）
本研究综合SDO、GONG与CHASE观测，分析2024年1月11日两个暗条相继感应爆发并引发约90度偏转日冕喷流的事件，揭示太阳活动的复杂多样。
2025-10-21 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability and Alfvenic vortex shedding in solar eruptions
本文报道了一个类似于日冕物质抛射（CME）的小规模爆发在非磁化太阳大气中传播的三维MHD数值实验。我们发现，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）在爆发场和背景大气之间的边界层的不同但特定的位置发展，取决于速度和磁场之间的相对角度。KHI在喷发的前方和四面中的两面发展。KHI在喷发的另外两侧被抑制。我们还发现，由于该领域的三维几何形状的发展中的CME的尾流的Alfvénic涡脱落流的发展。正演模拟表明，在观测离边时，KHI在太阳爆发中的观测可探测性仅限于一个狭窄的$\approx10^{\circ}$范围，因此由于投影效应，其发生可能被低估。这些新发现可能对观测、加热和粒子加速产生重大影响，这些影响来自与所有规模的太阳爆发相关的流动驱动的不稳定性。
2019-09-12 astro-ph.SR
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
A Microfilament-Eruption Mechanism for Solar Spicules
最近的研究表明，太阳日冕喷流是由小尺度色球暗条（minifilament）爆发产生的;也就是说，喷流是由典型尺寸暗条爆发的缩小版本产生的。我们考虑太阳针状体是否可能反过来是日冕喷流的缩小版本，由“微丝”爆发驱动。“假设一个微丝的大小大约是一个针状体的宽度（$\sim$ 300~km），估计的出现数量与估计的喷发丝、微丝和微丝的大小大致遵循幂律分布（基于日冕物质抛射、日冕喷流和针状体的计数），这表明许多或大多数针状体可能是由微丝喷发造成的。所观察到的针状基地钙II增亮，这是由于这种微丝爆发。通过与日冕喷流的类比，微丝爆发可能会产生具有许多观察到的特征的针状物，包括平滑的上升轮廓，扭曲运动和EUV对应物。假设的微丝爆发可能是扭曲的核心微磁双极爆发，是$\sim$ 1 $".0$宽。这些爆炸性双极可能是通过合并和抵消磁通量元素$\sim$几个$\times 100$ ~G和大小<~ $0".5$ - $1".0$而建立和不稳定的。然而，如果针状体比我们外推的分布所指示的相对更多，那么只有一小部分针状体可能是由这种机制产生的。
2016-12-01 astro-ph.SR
Unveiling Key Factors in the Solar Eruptions Leading to the Solar Superstorm in 2024 May
该研究针对2024年5月太阳超级风暴，分析NOAA活动区13664/8的爆发机制，发现异常磁通量浮现通过碰撞剪切引发同源CMEs，其浮现率、磁场梯度与CME强度相关，为太阳风暴预测提供关键依据。
2024-11-13 astro-ph.SR
Minifilament Eruptions as the Last Straw to Break the Equilibrium of a Giant Solar Filament
研究利用高分辨率观测证明，巨型太阳暗条爆发可由其下方一系列因弱磁通量消失而相继爆发的微型暗条通过多重磁相互作用触发。
2025-03-18 astro-ph.SR
Helical Kink Instability in the confined Solar Eruption on 2002 May 27
通过扩展Torok & Kliem 2005和Hassanin & Kliem 2016对2002年5月~27日太阳活动区NOAA~9957的暗条爆发的参数研究，提出了一个改进的MHD模型。这里，初始通量绳平衡被选择为具有与观察到的初始细丝高度相同的小顶点高度，这意味着更真实地包含光球线束缚。该模型与先前研究中的观测结果一样接近，对于大约$4π$的初始平均磁通绳扭转，再次获得了最接近的一致性。因此，模型强烈扭动局限的太阳爆发，它假设一个扭结不稳定的磁通量绳的环面不稳定的稳定域中存在的爆发的主要加速阶段的发病，进一步证实。
2016-11-03 astro-ph.SR
Successive filament eruptions within one solar breakout event
磁爆发模型已被广泛用于解释太阳爆发活动。在这里，我们应用它来解释连续发生在一个四极磁源区的暗条爆发。基于太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的高时空分辨率多波长观测，我们发现了一些支持爆发式外部重联发生的特征，这些特征发生在连续的暗条爆发开始之前。此外，外推的三维日冕场还揭示了四极源区上方的磁拓扑结构类似于爆发模型。在突破模型的框架内，我们提出了一种解释连续暗条爆发的可能机制，其中首次引入了磁内爆机制作为连续暗条爆发的物理联系。我们的结论是日冕领域的结构特性是重要的连续生产的灯丝爆发。
2014-01-08 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
Dynamics evolution of a solar active-region filament from quasi-static state to eruption: rolling motion, untwisting motion, material transfer, and chirality
为了更好地了解太阳暗条的磁结构和爆发过程，利用1 m新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率H $α$资料，结合太阳动力学天文台（SDO）的极紫外观测资料，对一次与B级耀斑相关的太阳活动区暗条（F2）爆发进行了研究.灯丝F2受到另一个灯丝（标记为F1）爆发的干扰，该爆发经历了鞭子般的运动。在暗条F2爆发前，多普勒图像显示暗条F2体的南北部分沿暗条脊同时发生蓝移和红移。这意味着细丝F2从一侧滚动到另一侧。在暗条F2爆发期间，暗条体的多普勒速度位移与爆发前相反。它表明，细丝体表现出解捻运动，这也可以通过跟踪喷发细丝的运动来识别。此外，发现细丝F2的材料被转移到周围的磁场回路，这是由细丝F2和周围的磁场回路之间的磁重联引起的。根据暗条F2爆发前的右旋线，可以推断暗条F2最初是由剪切拱圈支撑的。以下的观察揭示了在爆发阶段形成的丝状体F2的扭曲磁结构。
2020-09-22 astro-ph.SR
Recurring Homologous Solar Eruptions in NOAA AR 11429
本文介绍了NOAA活动区11429在四天内发生的三次同源太阳爆发的研究结果。这个庞大而复杂的AR分为两个相对简单的子区域：东北（NE）和西南（SW）。在不同的演化阶段，西南次区域经常发生喷发，这提供了一个独特的机会来隔离负责太阳喷发的物理过程。相反磁极的持续剪切和会聚导致沿SW极性反转线（PIL）的连续磁通抵消。一个灯丝持续躺在沿SW PIL观察到生存的每次喷发，这表明部分喷发的磁系统。此外，在第一次和第二次喷发后，沿着SW PIL重新形成了类似形态的S形磁结构。光球运动的磁通量在部分爆发的磁系统中不断注入和储存负螺旋度，为连续爆发积累磁自由能。这些结果表明，剪切运动和相反磁通量的磁通量抵消作用是导致同源喷发的主导因素，而不受演化阶段的影响;是形成喷发构造的关键过程，很可能是一条磁通量绳，其长期持续导致同一喷发构造的改造。研究还发现，相似的磁拓扑结构可能导致在同一位置的磁重联，在前兆阶段的耀斑将有助于在喷发减少上覆磁场的约束。
2020-08-08 astro-ph.SR
The evolution of a spot-spot type solar active region which produced a major solar eruption
太阳活动区是大太阳耀斑和日冕物质抛射的主要来源。研究发现，产生大规模喷发的AR通常表现出紧凑的、高剪切的极性反转线（PILs）。提出了一种称为碰撞剪切的方案来解释这种类型的PIL的形成和随后的喷发，强调了碰撞和剪切引起的相对运动不同的双极在他们的出现的作用。然而，在观测中，如果不考虑ARs的演化阶段，大约三分之一的ARs产生大的太阳爆发管理一个点-点型配置。在这项工作中，我们研究了一个新兴的AR，它拥有一个点-点型配置时产生的主要喷发，探索碰撞剪切过程中的流量出现和形成的点-点型，喷发产生AR之间可能的演化差距。发现AR是由三个偶极依次出现而形成的。双极在光球层上平行排列，因此AR呈现出一个整体的大双极配置。在AR的快速浮现阶段，由于极性的自行，剪切逐渐发生，但由于双极的平行排列，没有发生明显的碰撞。也没有发生大规模的喷发。在快速涌现之后，一个大的正极性开始衰退。它的分散导致碰撞到属于另一个双极的负极性。在碰撞区周围形成了一个巨大的热通道。热通道后来爆发，伴随着M7.3级耀斑。结果表明，在点-点型AR中，伴随着极性自行引起的剪切，衰变过程可能导致极性碰撞，驱动后续的喷发。
2023-03-07 astro-ph.SR
Magnetic Field Restructuring Associated with Two Successive Solar Eruptions
我们研究了2012年3月7日在NOAA活动区11429连续发生的两次耀斑爆发（X5.4和X1.3），并研究了与这两次爆发相关的磁场重构。利用基于SDO/HMI矢量磁图的先进非线性无力场（NLFFF）外推方法，我们得到了喷发过程中磁自由能的逐步减小，约为耀斑前阶段能量的20%-30%。我们还计算了磁螺旋度，并认为螺旋度注入率符号的变化可能与喷发有关。通过对磁场演化的考察，我们发现“内爆”现象的出现与第一次X级耀斑的发生有很强的关系。同时，观测到了连续喷发的内爆和非内爆的磁场变化。
2015-10-21 astro-ph.SR
Solar filament eruptions and their physical role in triggering Coronal Mass Ejections
太阳暗条爆发在触发日冕物质抛射（CME）中起着至关重要的作用。超过80%的喷发会导致日冕物质抛射.这种相关性在过去的太阳活动周期和最近的太阳活动极小期得到了广泛的研究。对新太阳活动周期24上升阶段发生的事件的统计与这一发现一致。暗条和日冕物质抛射都与扭曲的磁场有关。因此，几乎所有的MHD日冕物质抛射模型都包括一个扭曲的通量管，称为通量绳。要么磁通绳在喷发前很久就存在，要么它是由喷发开始时剪切的拱廊重新连接而形成的。为了引发喷发，人们提出了不同的机制：新出现的通量，和/或外部磁场的分散，和/或磁力线在通量绳下方或上方的重新连接。这些机制降低了向下的磁张力，有利于磁通绳的上升。另一种机制是当构型扭曲太多时的扭结不稳定性。在本文中，我们打开了一个讨论论坛，重新审视观测和理论论文，以了解哪些机制触发火山爆发。我们的结论是，所有上述引用的机制可能会导致磁通绳的不稳定状态。然而，CME最有效的机制是失去平衡或环面不稳定性，当磁通绳已经达到由外部磁场的衰减指数确定的不稳定阈值。
2012-12-17 astro-ph.SR
Why are non-radial solar eruptions less frequent than radial ones?
针对光球磁通量普遍不对称但非径向太阳爆发占比低的反直觉现象，通过双极场数值模拟发现不对称性会降低磁场非势性与重联效率、削弱爆发强度甚至抑制爆发，从而解释非径向爆发频率更低的原因。
2024-06-24 astro-ph.SR
Catastrophe versus instability for the eruption of a toroidal solar magnetic flux rope
太阳爆发的开始在这里被公式化为磁灾难或不稳定性。两者都是从控制基本平衡的力平衡方程开始的。使用环形磁通绳在外部双极或四极场作为载流通量的模型，我们证明了折叠灾难的发生由几个代表性的演化序列在参数空间的稳定域中的平衡损失。我们验证了这一灾难和环面不稳定性发生在同一点，因此，它们是等价的描述太阳爆发的开始条件。
2014-07-08 astro-ph.SR
Data-driven MHD simulation of successive solar plasma eruptions
太阳耀斑和等离子体爆发是储存在等离子体大气中的磁能的突然释放。要了解其发生的物理机制，必须研究从光球层到日冕的三维磁场。太阳光球层的磁场是可以观测到的，而日冕层的磁场是无法测量的。推断日冕磁场的一种方法是进行数据驱动的模拟，这涉及到光球磁场的时间序列观测数据与磁流体动力学模拟的底部边界。我们开发了一种数据驱动的方法，其中观测矢量磁场的时间演化可以在模拟中通过引入反演速度场在底部边界再现。这个速度场是通过逆解感应方程和应用适当的规范变换得到的。使用这种方法，我们对2017年11月太阳动力学天文台和太阳磁活动望远镜观测到的连续小爆发进行了数据驱动的模拟。模拟很好地再现了相反极性磁块之间的会聚运动，证明了螺旋磁通绳的连续形成和爆发。
2021-01-29 astro-ph.SR
Two-step solar filament eruptions
日冕物质抛射（CME）与爆发性暗条密切相关，通常是同一爆发过程在日冕上部的延续。当暗条减速并停在日冕中某个更高的高度时，暗条爆发就失败了。有时，几个小时后，灯丝又开始上升，并发展成CME形成的成功喷发。我们提出了一个简单的模型来解释这样的两步喷发的磁通绳在两个尺度的环境磁场的平衡。喷发是由保持磁场的缓慢减小引起的。存在两个临界高度的磁通绳垂直不稳定性的启动允许磁通绳停留在第一次跳跃后的一段时间，在第二个临界高度附近的亚稳平衡。如果环境场继续减小，则接下来是下一个喷发步骤。
2017-12-21 astro-ph.SR
Filament eruption on 2010 October 21 from three viewpoints
2010年10月21日，从三个不同的角度观察到的日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的灯丝喷发进行了分析，也调用数据从太阳和日光层天文台（SOHO）和Kanzelhoehe太阳天文台。在爆发前，暗条位于中央子午线上，离太阳盘面中心不远，这有利于暗条下方区域的光球磁场测量。正因为如此，我们能够高精度地计算出暗条附近日冕电位磁场的分布。我们发现，当灯丝接近日冕中磁场衰减指数大于1的高度时，灯丝开始喷发。我们还确定，在喷发的初始阶段，灯丝沿磁中性表面移动。
2013-06-04 astro-ph.SR
How Reconnection-Unfavored Magnetic Flux Emergence Suppresses Solar Filament Eruptions
本研究通过观测2016年一次暗条下方的磁通量浮现事件，发现浮现的磁双极与暗条磁场重连，减小向上净力，从而抑制暗条爆发，为磁浮现的双重作用提供了直接证据。
2025-05-23 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
Imaging and spectroscopic observations of a confined solar filament eruption with two-stage evolution
本研究通过IRIS和SDO观测揭示太阳暗条受限爆发的两阶段演化：外部重联导致磁通量绳瓦解，从而限制爆发。
2024-03-19 astro-ph.SR
Observations of a New Form of Partial Filament Eruption
首次观测到三次开始后分段并产生CMEs的新型部分日珥爆发，结合多设备多波长观测与磁场外推分析其演化机制，该现象对现有太阳爆发理论提出挑战。
2025-05-15 astro-ph.SR
Numerical Simulation of a Fundamental Mechanism of Solar Eruption with Different Magnetic Flux Distributions
太阳爆发是日冕磁场能量的爆炸性释放，如太阳耀斑和日冕物质抛射。观测表明，火山喷发区的核心往往是一个剪切磁弧，即，一个单一的双极结构，特别是光球层的相应磁极性沿着强梯度极性反转线（PIL）延长。目前还不清楚是什么机制触发了在一个单一的双极领域的喷发，以及为什么一个强大的PIL是喷发生产力。最近，我们利用高精度的模拟，建立了一个基本的机制，太阳爆发的启动，双极场的准静态剪切运动驱动的光球可以形成一个内部的电流片，然后快速磁重联触发和驱动的爆发。在这里，我们研究的行为的基本机制与不同的光球磁通量分布，即，磁图，通过理论分析和数值模拟相结合。我们的研究表明，不同磁图的双极场，在连续剪切下，都表现出相似的从慢储存到快释放磁能的演化过程，符合基本机制，这表明了该机制的鲁棒性。我们进一步发现，PIL越强的磁图产生的爆发越大，其关键原因是PIL越强的剪切双极场可以获得更大的非势性，其内部电流片可以在更低的高度和更大的电流密度下形成，从而使得重联效率更高。这也提供了一个可行的触发机制，所观察到的喷发活动区与强PIL。
2021-11-09 astro-ph.SR
Why torus-unstable solar filaments experience failed eruption?
为了研究太阳爆发的成功和/或失败的控制因素，我们研究了2010年7月至2013年2月期间16个暗条爆发的磁场和三维（3D）配置。所有这些事件，即，爆发但未能被喷射成日冕物质抛射（CME）的，是灯丝最大高度超过$100 Mm$的失败爆发。用位场外推法近似计算了细丝源区的磁场。利用STEREO Ahead/Behind和SDO航天器的观测数据，从三个有利位置重建了暗条的三维构型。我们计算了这些失效细丝顶端的衰变指数，发现在7种情况下，它们的顶端衰变指数超过了环面不稳定性的理论阈值（$n_{crit} = 1.5$）。我们进一步确定了在喷发过程中每个灯丝顶部的取向变化或旋转角度。最后，建立了这些事件在旋转角-衰变指数参数空间中的分布。四个不同的制度在参数空间的经验确定。我们发现，所有的环面不稳定的情况下（衰减指数$n > 1.5$），有一个大的旋转角范围从$50^\circ - 130^\circ$。讨论了导致旋转和喷发失败的可能机制。这些结果表明，除了环面不稳定性，太阳爆发时的自转运动也可能起着重要的作用。
2019-05-01 astro-ph.SR
A New Multi-wavelength Solar Telescope: Optical and Near-infrared Solar Eruption Tracer (ONSET)
由南京天文光学技术研究所与云南天文台合作研制的多波长太阳望远镜--光学和近红外太阳喷发跟踪仪（ONSET）是南京大学的一台新型多波长太阳望远镜。ONSET能够在三个波长窗口中观测太阳：He { \small I} 10830 nm，H $α$，以及3600 nm和4250 nm的白光，选择这些波长窗口是为了同时获得日冕，色球层和光球层的动力学。在10弧分的视场下，几乎可以同时获得三个波长的全圆盘或部分圆盘太阳图像。它的目的是以高空间和时间分辨率跟踪太阳喷发。这台望远镜安装在中国西南部云南省抚仙湖附近的一个新的太阳观测站。场地位于E102 N24，海拔1722米。视觉稳定，质量高。我们简要介绍了科学目标和ONSET的基本结构。文中还介绍了一些初步结果。
2013-07-17 astro-ph.SR
MHD Simulation of Homologous Eruptions from Solar Active Region 10930 Caused by Sunspot Rotation
太阳爆发与黑子自转的关系已被广泛报道，其内在机制有待研究。本文采用数据约束的方法对NOAA 10930活动区耀斑爆发的机制进行了全三维MHD模拟研究。我们以Hinode/SOT的磁像图为初始条件重建了位磁场，并通过在底部边界施加连续的太阳黑子旋转来驱动MHD系统。得出了大喷发前的关键磁结构和预形成的电流片，这是造成多阶段复杂MHD演化的原因。主要的喷发是直接触发的快速重联在预形成的电流片以上的主极性反转线之间的两个主要磁极的AR。此外，我们的模拟显示同源喷发成功。在相对强度、能量释放、X射线和Hα特征以及喷发时间间隔等方面与观测结果有较好的一致性。此外，模拟中第一次爆发前太阳黑子的旋转角度也接近观测值。我们的模拟提供了一个不同于许多以前的研究基于理想的不稳定性的扭曲磁通量绳的情况下，并显示了太阳黑子的旋转和磁重联有效地产生同源喷发的连续能量注入和脉冲能量释放的循环方式的重要性。
2022-08-18 astro-ph.SR
Predicting the Loci of Solar Eruptions
太阳活动区的纵向分布表现出非均匀的空间行为，这通常被称为活动经度（AL）。AL与耀斑和日冕物质抛射（CME）发生的纵向分布之间存在显著统计关系的证据见Gyenge et al，2017（ApJ，838，18）。目前的工作预测AL的空间位置，因此最耀斑/CME能力的活动区也是可预测的。我们的预测方法应用自回归综合移动平均模型为未来2年的时间段。我们估计了太阳耀斑/CME可能的纵向带朝向地球的日期。
2017-10-17 astro-ph.SR
An Observational Study of a "Rosetta-Stone" Solar Eruption
这封信报告了对一个事件的观测，它将所有主要类型的太阳爆发联系起来：那些完全爆发到日光层的事件与那些失败并局限于太阳的事件，以及那些以通量绳的形式向日光层喷射新通量的事件，与那些仅以射流形式喷射新等离子体的事件。该事件起源于覆盖圆形极性反转线（PIL）的细丝通道，并于2013年3月20日发生在NOAA 12488/12501活动区的扩展衰变阶段。这一事件被多个航天器特别好地观测到，并展示了经过充分研究的零点拓扑结构。我们使用SDO AIA和HMI，STEREO-A EUVI和SOHO LASCO图像分析火山爆发的各个方面。灯丝的一个部分经历了一个典型的失败喷发，冷等离子体随后排到没有喷发的部分，但SOHO LASCO C2在失败的灯丝喷发后不久就清楚地观察到了复杂结构的CME/喷流。我们详细描述了缓慢的喷发，缺乏一个明显的触发器，并立即重现灯丝后的事件。在这一事件中观察到的主要喷发属性的独特混合物的灯丝通道场的结构上，因此，可能的喷发机制上的严重限制。
2021-05-19 astro-ph.SR
Solar Multiple Eruptions From a Confined Magnetic Structure
基于{ \it Solar Dynamics Observatory}（SDO）对NOAA活动区11444的观测，讨论了如何在受限的磁结构中再次发生喷发，该观测于2012年3月27日在1.5小时内产生了三次喷发。有源区中心为正极性磁场，周围为负极性磁场。由于这种磁极性的分布往往形成一个圆顶状的磁扇结构，限制在活动区，多个喷发是令人费解的。我们的研究表明，该事件具有与其他磁扇结构喷发不同的几个特征：（1）在喷发前存在一个环绕活动区的长丝状体;（ii）每次喷发后磁力线的开闭边界扩大，表明扇穹结构在增长，以及（iii）闭合磁极性反转线内的条带响应于扩展的开-闭边界而演化。由此看来，尽管有多次喷发，扇穹结构仍然没有受到破坏，而每次喷发后关闭的后磁力线反而加强了扇穹结构。我们认为，多个喷发可能发生在这个活动区，尽管其局限的磁结构，因为围绕活动区的灯丝是足够的滑动通过磁分界线，以尽量减少其上覆的扇穹结构的损害。这项研究的结果提供了一个新的见解从一个封闭的磁性结构喷发的生产力。
2017-08-14 astro-ph.SR
Observational Evidence of Back-reaction on the Solar Surface Associated with Coronal Magnetic Restructuring in Solar Eruptions
大多数太阳爆发模型假设日冕磁力线锚定在致密的光球中，因此光球磁场不会发生与日冕磁重联引起的爆发相关的快速、不可逆的变化。受Hudson，Fisher & Welsch（2008）关于定量评价日冕能量释放引起的反反应的近期工作的启发，本文综合了我们以前的研究，并分析了与耀斑相关的光球磁场变化的新事件。对于11个X级耀斑，尽管只有4个事件的时间分辨率为1分钟，但我们总是发现极性反转线（PIL）处的横向场增加。我们还讨论了18个具有1分钟韵律的视磁图观测的事件，它们都显示出包含在耀斑δ斑区域的磁通量的显著变化。除一种情况外，耀斑发生后，观测到的向边缘的通量增加，而向盘的通量迅速而不可逆地减少。这些观测证据直接或间接地支持了Hudson、Fisher和Welsch的理论和预测，即爆发后光球磁场必须响应日冕磁场的重组，并在PIL附近转向更水平的状态。
2010-05-22 astro-ph.SR
Plasma Brightenings in a Failed Solar Filament Eruption
失败的暗条爆发是指与日冕物质抛射无关的太阳爆发。在一个失败的灯丝爆发，灯丝材料通常会显示一些上升和下降的运动，以及产生明亮的EUV辐射。在这里，我们报告了一个失败的灯丝喷发，发生在一个安静的太阳区域观察到的大气成像组件上的太阳动力学天文台。在这种情况下，灯丝展开，但受到周围磁场的限制。当与周围的磁场相互作用时，灯丝材料变亮，并沿着磁场线通过日冕流到色球层。我们发现，某些物质沿着包含暗条的提升磁结构向下滑动，通过动能耗散，撞击色球层，在很宽的温度范围内产生两个带状增亮。有证据表明，磁重联发生在灯丝磁结构和周围的磁场之间的灯丝等离子体被加热到日冕温度。此外，在低温下爆发的磁场上方会出现线状增亮，这可能是由于等离子体稀薄导致辐射冷却快速下降而产生的能量不平衡。因此，这一单一的失败的灯丝喷发事件表明存在各种等离子体增亮，可能是由完全不同的加热机制。
2017-02-16 astro-ph.SR
Failed Solar Eruption of A Multi-thermal Flux Rope
磁通量绳（FR），承载着热等离子体，被认为是日冕物质抛射物理学的核心。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带广泛观测到这种FR，这些通带对10 MK左右的热等离子体发射敏感。相比之下，观察到的温暖（约1 MK）对应的FR是稀疏的。在这项研究中，我们报告了失败的喷发的多热FR，托管热和温暖的等离子体。2015年5月1日，在太阳东南缘附近耀斑南侧的AIA高温通带中出现了一个热通道，然后向外爆发。在喷发过程中，它垂直于喷发方向旋转。热通道停止喷发，并逐渐消失，显示喷发失败。在热通道爆发期间，AIA低温通带中依次出现一条暖通道。它经历了与热通道相似的喷发失败、旋转和消失的演化过程。在AIA低温图像上，暖通道喷发前形成一个明亮的压缩锋。在热通道爆发下，发生了一个小耀斑，并在AIA高温通带内形成了连接爆发通道和耀斑的电流片。研究热通道和暖通道之间的时空关系，我们认为这两个通道扭曲在一起，构成了相同的多热FR，具有等离子体的高温和低温。
2022-11-21 astro-ph.SR
Sequential Lid Removal in a Triple-Decker Chain of CME-Producing Solar Eruptions
我们研究了SDO、STEREO、RHESSI和GOES观测到的一个大的双极活动区（AR）在12小时内发生的三次连续日冕物质抛射（CME）爆发。显然，AR最初有一个三层结构：在极性反转线（PIL）上方的垂直堆栈中有三个通量绳。在被中间通量绳的局限爆发碰撞后，顶部通量绳爆发，使第一个CME及其伴随的AR跨越耀斑拱廊扎根于一对相距甚远的耀斑带。第二次日冕物质抛射是由先前被捕获的中间磁绳的喷发造成的，它吹开了第一次日冕物质抛射的耀斑弧，并产生了一个耀斑弧，该耀斑弧植根于一对比第一次日冕物质抛射更靠近PIL的耀斑带。第三次日冕物质抛射是由底部磁绳的爆发形成的，它冲开了第二个耀斑拱圈，形成了自己的耀斑拱圈和一对耀斑带。在PIL观测到的磁通抵消可能触发中间磁通绳的初始受限喷发。那次局限的喷发显然引发了第一次CME喷发。由第一次CME爆发引发的眼睑去除机制可能引发第二次CME爆发。第二次CME喷发进一步去除盖子可能会触发最后一次CME喷发。
2020-08-11 astro-ph.SR
Increase in the amplitude of line-of-sight velocities of the small-scale motions in a solar filament before eruption
我们提出了一个小尺度的速度场在太阳暗条，因为它接近爆发的演变研究。这次观测是由飞田天文台新安装在太阳磁活动研究望远镜（SMART）上的太阳动力学多普勒成像仪（SDDI）进行的。SDDI获得了从H $α$ - 9.0 ° C到H $α$ + 9.0 ° C的73个通道的太阳窄带全盘图像，使我们能够研究爆发前和爆发期间暗条的视线（LOS）速度。观测到的暗条是一个静止的暗条，于2016年11月5日爆发。利用Becker云模型计算了灯丝上每个像元的视线速度，并绘制了每个像元的视线速度直方图。LOS速度分布的标准偏差可以被视为细丝中小尺度运动幅度的度量。我们发现，在喷发的前一天的标准偏差是大多数恒定的约2-3公里秒$^{-1}$，它略有增加到3-4公里秒$^{-1}$的喷发当天。在喷发前约3小时，$^{-2}$进一步增加，速率为1.1 m/s $^{-2}$，在喷发前约1小时，$^{-2}$再次增加，速率为2.8 m/s $^{-2}$。根据这一结果，我们认为暗条中小尺度运动振幅的增加可以看作是爆发的前兆。
2017-05-25 astro-ph.SR
Sympathetic Solar Filament Eruptions on 2015 March 15
2015年3月15日的日冕物质抛射是迄今为止共同驱动第24个太阳活动周最大磁暴的两个事件之一，与交感暗条爆发有关。我们研究了参与喷发的不同细丝之间的关系。通过多波长观测和强迫磁场外推方法，确认了一种类似浪涌的小尺度暗条运动是引发暗条爆发的触发因素。当爆发的暗条移动到开放的磁场区域时，它经历了一个明显的加速过程，并伴随着C级耀斑和另一个最终未能爆发的更大暗条的上升。测量了背景磁场的衰减指数，其临界高度为118 Mm，结合位场源面外推法分析了大尺度磁场的分布，表明开放的磁场区可能为F2的快速加速提供了有利条件，并与最大的太阳风暴有一定的关系。成功和失败的暗条爆发之间的比较表明，封闭磁场在爆发的先决条件中起着重要的作用。
2016-08-04 astro-ph.SR
The Causes of Peripheral Coronal Loop Contraction and Disappearance Revealed in a Magnetohydrodynamic Simulation of Solar Eruption
最近在观测中发现的太阳耀斑和爆发时的日冕环收缩现象，逐渐引起了太阳物理学家的关注。然而，其潜在的物理机制仍然不确定。一个是Hudson（2000）的内爆猜想，将其归因于磁能释放核心的磁压力降低，而其他研究人员提出了其他解释。在以前的观察性研究中，我们也注意到外周收缩环在晚期阶段的消失，对此缺乏调查和解释。在本文中，我们利用一个完整的MHD模拟的太阳爆发研究的原因，这两种现象。结果表明，磁环的收缩是由于磁压梯度力比磁张力更显著地减小而引起的，这与内爆猜想一致。晚期的外围收缩环作为流入与中央喷发构造重新连接，破坏了它们的身份，自然解释了它们的消失。我们还提出了周边磁重联和中央喷发之间的正反馈。
2021-02-13 astro-ph.SR
The origin, early evolution and predictability of solar eruptions
日冕物质抛射（CME）是在20世纪70年代早期发现的，当时星载日冕仪显示等离子体喷发是从太阳中喷出的。今天，人们知道太阳会产生爆发性耀斑、暗条爆发、日冕物质抛射和失败的爆发;所有这些都被认为是由于日冕磁场在剧烈重组期间释放了储存在其中的能量。本次审查讨论了这一喷发活动背后的观测和物理机制，目的是评估目前为减缓空间天气风险和影响而预测这些事件的能力。虽然存在大量的观察结果，并且已经开发了详细的模型，但仍然需要将这些方法结合起来。特别是鼓励更现实的模型，以评估太阳大气层的复杂性和火山爆发形成的标准的全部范围。从观测方面来看，需要更详细地了解光球流和重连的作用，以确定最终意味着磁结构爆发的演化路径。
2018-01-14 astro-ph.SR
Two-sided Loop Solar Jet Driven by the Eruption of a Small Filament in a Big Filament Channel
本文利用 SDO 数据分析了由小暗条爆发触发的双侧环状太阳喷流，发现喷流两支呈不对称性，并通过局部势场外推和磁通量计算，提出磁通量抵消而非涌现是该事件的主要光球驱动机制。
2024-02-16 astro-ph.SR
Solar flare-related eruptions followed by long-lasting occultation of the emission in the He II 304 A line and in microwaves
等离子体的温度接近色球层的一个是在太阳爆发喷射。这样的等离子体可以掩盖太阳活动区和安静区致密源的部分发射。吸收现象可以在微波范围内观察到所谓的“负爆发”，也可以在He II 304 A线中观察到。本文考虑了与相当强大的耀斑有关的三个爆发事件。从一次喷发的“负爆发”的多频记录中估计了喷发的吸收物质参数。在一些事件中，我们发现了一个爆发的暗条的“破坏”，它像云一样在一个巨大的区域上分散，作为304 A线发射的巨大凹陷。本文考虑了我们已知的三个事件中的一个。另一个事件是可能的。
2011-03-10 astro-ph.SR
The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick's Day Storm
第24太阳活动周中最大的磁暴是由一次快速的日冕物质抛射（CME）引起的，它与2015年3月15日发生在太阳活动区（AR）NOAA 12297的一次小型C9.1耀斑有关。本研究的目的是了解地球有效的巨大太阳爆发的启动机制。我们关注的是发生在暗条爆发的C9.1耀斑之前的C2.4耀斑。AR中的磁场结构很复杂：有几个细丝，包括爆发并导致CME的细丝。因此，我们仔细研究了光球磁场，在太阳大气中观察到的增亮，和三维日冕磁场外推的非线性无力场模型，使用数据从日出和太阳动力学天文台。我们发现了三个有趣的点：（1）在C2.4耀斑区域有一个紧凑但明显高度扭曲的磁场结构，由一个小的灯丝代表，在C2.4耀斑之前观察到一个微小的前体增亮。(2)C2.4耀斑区位于封闭场的足点附近，该足点阻止暗条爆发。(3)暗条在C2.4耀斑后突然爆发，并伴随着小暗条爆发。从我们的分析，我们认为，一个小的磁扰动，代表了微小的前体增亮时的C2.4耀斑是有关的触发巨大的灯丝喷发。
2019-02-13 astro-ph.SR
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of an Intermediate Solar Filament Eruption
针对中等太阳暗条爆发，提出球坐标系下基于正则化Biot-Savart定律的磁通量绳嵌入方法，结合势场源表面和磁摩擦构建非线性无力场，并成功模拟了M8.7耀斑的爆发过程与耀斑带演化。
2023-09-04 astro-ph.SR
Magnetic Gradient: A Natural Driver of Solar Eruptions
众所周知，有梯度，就必然有驱动力。例如，密度梯度可以驱动扩散流，电势梯度可以驱动等离子体中的电流，等等。那么，当太阳大气等离子体中发生磁梯度时，会驱动什么？考虑到磁场梯度在太阳等离子体环中的普遍分布，证明了磁场梯度抽运（MGP）机制在部分电离的太阳光球层、色球层以及日冕中也是有效的。它驱动高能粒子流从下垫面大气中携带和传递动能向上运动，在环顶周围积聚，使环顶温度和压力升高，最终触发气球不稳定性，导致环顶周围爆发。这一机制可以解释在耀斑爆发前大部分阶段耀斑环上方观测到的热尖点结构的形成，因此，磁场梯度应该是太阳爆发的自然驱动力。此外，我们还可以应用于了解许多其他天体物理现象，如太阳黑子上方的温度分布，太阳等离子体喷流的形成，II型针状体和冕洞上方的快速太阳风，以及与白矮星，中子星和黑洞有关的快速等离子体喷流。
2020-01-13 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
A solar eruption driven by rapid sunspot rotation
我们提出了一个主要的太阳爆发，是与快速太阳黑子旋转的观察。该事件包括S形灯丝喷发，日冕物质抛射和来自NOAA活动区11283的GOES X2.1耀斑。暗条和一些覆盖在上面的拱廊部分地扎根于太阳黑子。在爆发前的6小时内，太阳黑子以每小时10 $\sim$的速度旋转。在此期间，暗条随着黑子的自转而逐渐上升。在HMI观测的基础上，我们发现在暗条下沿极性反转线的区域，爆发前光球水平场（$B_h$）的平均强度和矢量磁场与当地径向（或垂直方向）的平均倾角都逐渐减小。这些观测结果与火山喷发前与岩浆有关的磁结构的逐渐上升是一致的。此外，根据日冕磁场的非线性无力场重建，发现在太阳黑子自转期间，日冕中存在一条与暗条平行的喷发前磁通量绳状结构，并向日冕输送了大量的磁能。我们的研究提供的证据表明，在这次事件中，太阳黑子的旋转在扭转，激发和不稳定的日冕磁流-通量绳系统中起着重要的作用，并导致爆发。我们还建议，事件前的演变$B_h$可以用来识别喷发的驱动机制。
2014-02-25 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of a Solar Eruption Associated with X9.3 Flare Observed in Active Region 12673
在SOL 2017 - 09 - 06，太阳活动区12673产生了一个X9.3级耀斑，这被认为是第24个太阳活动周中发生的最大耀斑。在这项工作中，我们进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以揭示三维（3D）动力学的磁场与X9.3太阳耀斑。我们首先进行了外推的三维磁场的基础上观测到的光球磁场耀斑之前，然后使用它作为初始条件的MHD模拟。因此，模拟显示了一次剧烈的喷发。特别是，我们发现，一个大的相干磁通量绳组成的高度扭曲的磁场线是在喷发过程中形成的。一系列的小通量绳被发现躺在沿磁极性反转线之前的耀斑。在爆发的早期阶段，小磁绳之间发生重连，形成大的、高度扭曲的磁绳，并且发现爆发磁绳的扭动运动。了解这些动态对于提高空间天气预报的准确性十分重要。我们报告的详细动力学的3D爆发磁通绳和讨论可能的机制的扭动运动。
2018-09-07 astro-ph.SR
Small-scale Turbulent Motion of the Plasma in a Solar Filament as the Precursor of Eruption
灯丝是一种由日冕中的磁场支撑的密集的冷等离子体，它经常变得不稳定并爆发。根据经验，暗条经常表现出一些激活，例如喷发前的湍流运动。在我们之前的研究（Seki等人，2017）中，我们分析了Hα细丝的多普勒速度，发现细丝中视线速度（LOSV）分布的标准差（这表明小尺度运动的幅度增加）在爆发开始之前增加。在这里，我们对这一丝状喷发进行了进一步的分析，它大约在2016年11月5日03：40UT在NOAA AR 12605附近开始。它包括日冕线观测和周围磁场的外推。我们发现，无论是空间平均的微湍流内的灯丝和附近的日冕线发射增加6和10小时前，分别爆发。在这一事件中，我们没有发现任何显着的变化，在全球位场配置喷发前的过去2天，这表明有一种情况下，很难预测喷发仅通过跟踪外推的全球磁场。在空间天气预报方面，我们对暗条湍流运动的研究结果可以作为暗条爆发的有用前兆。
2021-06-22 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
How flux feeding causes eruptions of solar magnetic flux ropes with the hyperbolic flux tube configuration?
日冕磁通量绳一般被认为是大规模太阳爆发的核心结构。最近的观测发现，太阳爆发可能是由一系列的“通量馈送”引发的，在此期间，色球纤维从下面向上升起，并与先前存在的日珥合并。进一步的理论研究证实，磁通供给机制是有效的，导致爆发的磁通绳被光头补丁分界面包裹。但目前还不清楚通量馈送如何影响双曲线通量管（HFT）包裹的日冕通量绳，以及它是否能够导致通量绳喷发。在本文中，我们使用一个2.5维磁流体动力学模型来模拟在HFT配置的磁通馈送过程。结果表明，通磁后磁绳的轴向磁通量增加，而极向磁通量减少。如果注入的轴向磁通量足够大，从而达到磁绳的临界轴向磁通量，则磁通供给能够导致磁绳爆发。另外，通磁绳系统在通磁后演化到稳定的平衡态，可能离喷发的起始点更远，表明通磁可以使HFT结构的绳系统在这种情况下稳定.
2021-01-29 astro-ph.SR
Helical Kink Instability in a Confined Solar Eruption
一个强烈扭动的局限太阳爆发模型表明，起源于螺旋扭结不稳定的日冕通量绳保持稳定对环面不稳定。这个模型进行了测试，对观测良好的灯丝喷发2002年5月27日在参数MHD模拟研究，其中包括所有阶段的事件。与基本观察到的性能得到很好的协议。这包括暗条的限制、终端高度、扭曲、变形和溶解，以及耀斑环。该协议是强大的对参数空间的代表性范围内的变化。与观测数据的仔细比较限制了外部环向和极向场分量与$B_\mathrm{et}/B_\mathrm{ep}\approx1$的比值以及初始磁通绳扭曲与$Φ\approx4π$的比值。与喷射喷发不同，强磁重联可发生两个不同的阶段。首先，爆发通量通过与由不稳定性形成的螺旋电流片中的上覆通量重联而被切断。如果产生的通量束由于喷发的绳索的强烈扭动而连接起来，它们随后会在它们之间的垂直电流片中重新连接。这就改变了覆盖在上面的磁通量和一个扭曲程度小得多的磁通绳，为同源爆发提供了一条途径。
2016-09-02 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
Two Step Filament Eruption During 14-15 March 2015
我们在这里介绍了2015年3月14日至15日期间有趣的两步灯丝喷发。这条暗条位于NOAA AR 12297，与一个晕日冕物质抛射（CME）有关。我们使用来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和日光层磁成像仪（HMI）仪器以及太阳和日光层天文台（SOHO）大角度和光谱日冕仪（LASCO）的观测结果。我们还使用来自全球振荡网络组（GONG）望远镜和Kanzelhoehe太阳天文台的H-α数据。灯丝显示了2015年3月14日的第一次喷发，它在太阳盘面上的投影高度约125 Mm处停止上升。它保持在这个高度约12小时。最后，它在2015年3月15日爆发，并产生了一个光环CME。我们还发现，在这两天的活动区喷流活动，这可能有助于暗条的不稳定和爆发。衰变指数的计算，以了解这两个步骤的喷发。爆发可能是由于连续的不稳定-稳定-不稳定区的存在，因为暗条正在上升。
2017-04-28 astro-ph.SR
