Long term study of the solar filaments from the Synoptic Maps as derived from $H_α$ Spectroheliograms of Kodaikanal Observatory
Kodaikanal太阳天文台（KSO）长达一个世纪（1914-2007）的$H_α$（656.28 nm）分光日像图最近已经数字化。使用这些新校准、处理过的图像，我们研究了被称为暗条的盘状结构上暗拉长的演变，暗条是太阳磁活动的潜在代表。据我们所知，这是$H_α$中最古老的统一数字化数据集，每天都有图像。我们生成的卡林顿地图的整个时间段，并试图找到与地图相同的旋转从Ca II K KSO数据的对应关系。使用半自动化技术从卡林顿地图分割细丝，并单独研究以提取它们的质心和倾斜。我们绘制了暗条质心的时纬分布图，形成了蝴蝶图，清楚地表明了极向迁移的存在。我们为每个周期分离极丝，并试图估计极丝数量周期和太阳黑子数量周期峰值之间的延迟。我们将这种延迟与极反转和太阳黑子数量最大值之间的延迟相关联。这为极丝在极性反转中的作用提供了新的见解。
2017-07-18 astro-ph.SR
Signals at ground level of relativistic solar particles associated to the "All Saints" filament eruption on 2014
在远离任何太阳黑子的地方，2014年11月1日爆发了一个明亮的耀斑，开始于4：44 UT，持续时间约3小时，造成C2.7级耀斑。爆炸与一个巨大的黑暗太阳暗条的突然消失有关。其余的细丝飞向太空，形成了一个巨大的CME的核心。尽管爆炸的位置在太阳的东南部地区（靠近太阳的东部边缘），但辐射风暴，即太阳高能粒子（SEP）在11月2日14：00左右开始到达地球，达到S1（轻微）辐射风暴水平。与S1辐射风暴（SEP高于5 MeV）的爆发相一致，位于南大西洋异常（SAA）内的$22^090'$ S; $43^020'$ W的图皮望远镜探测到了由来自这次太阳爆炸的相对论质子引起的μ子增强。此外，在南极中子监测器上也发现了粒子强度的增加。这意味着高能太阳粒子有一个向行星际磁场的横向传播。然而，我们表明，垂直扩散单独不能解释这些意见，它是必要的组合与进一步的过程作为一个非常高的速度，至少一小部分的CME冲击，接近黄道面。
2015-07-14 astro-ph.SR
Formation and Evolution of Transient Prominence Bubbles Driven by Erupting Mini-filaments
研究利用高分辨率Hα观测提出瞬变II型日珥气泡由爆发迷你暗条驱动，并揭示其快速膨胀、碰撞坍缩及羽流形成机制。
2024-05-08 astro-ph.SR
A Circular-ribbon Solar Flare Following an Asymmetric Filament Eruption
耀斑带的动力学性质和经常伴随的暗条爆发可以提供有关耀斑日冕磁场的重要信息。这封信分析了2014年3月29日（SOL 2014 -03- 29 T17：48）的GOES级X1.0耀斑，我们发现了一个S形暗条的不对称喷发和随后的圆形耀斑带。最初的EUV图像和耀斑前的非线性无力场模型表明，暗条是嵌入在磁场的扇形脊柱状结构。在第一阶段，由微弱但仍在增加的X射线发射定义，S形灯丝的西部向上拱起，然后保持准静态约5分钟。西部的扇形和外部的脊状场显示出上升运动，几个相关的带状物开始变亮。还发现了一个明亮的EUV流，沿着东部的扇形区域流下。在第二阶段，包括硬X射线（HXR）发射的主峰，灯丝爆发，留下两个主要的HXR源周围形成的中央倾角部分和一个圆形的带状依次变亮。扩展的西部扇形场与外部脊柱状场强烈相互作用，如在运行的差异EUV图像中清楚地看到的。我们讨论了这些意见赞成的情况下，S形灯丝的不对称喷发发起由于MHD不稳定性，并进一步促进在日冕中的准零重联;后者反过来又增强了灯丝喷发，随后产生的圆形耀斑带状。
2015-09-28 astro-ph.SR
Pre-eruption Splitting of the Double-Decker Structure in a Solar Filament
太阳细丝经常部分爆发。虽然它们如何分裂仍然是一个谜，但分裂过程有可能揭示灯丝结构和喷发机制。在这里，我们调查了爆发前分裂的一个明显的单灯丝和随后的部分喷发2012年9月27日。其演变的特点是具有不同的动态三个阶段。在准静态阶段，分裂逐渐进行约1.5小时，上支以每秒几公里的速度上升，并显示出绕其轴的涡旋运动。在持续约10 min的前兆阶段，上支以每秒数十公里的速度上升，在其足点处开始发展一对共轭调光区域;随着涡旋运动变得混乱，上支的轴向南鞭打，这驱动了弧形EUV波前向类似方向传播。在爆发阶段，上支爆发的C3.7级双带耀斑的开始，而下支保持稳定。根据上支和下支的分离足点，我们认为爆发前暗条形成了由两个不同的磁通束组成的双层结构，其形成与极性反转线周围逐渐的磁通量抵消和会聚的光球流有关。
2021-01-09 astro-ph.SR
An Unorthodox X-Class Long-Duration Confined Flare
我们报告了一个X级长持续时间耀斑的观察，这是明确的限制。它在传统的EUV通带（171和195 μ m）中表现为一个紧凑的环耀斑，但在对耀斑等离子体敏感的通带（94和131 μ m）中，它像其他长持续时间事件一样在环拱圈上方表现出尖形结构。在运行差异的方法检查图像，我们发现，看似弥漫，准静态的尖形结构由多个嵌套循环，反复上升，消失接近尖形边缘。在渐进阶段，我们检测到无数次循环上升，每次持续几分钟。差分发射测量分析表明，温度是最高的顶部的拱廊，并成为较低的高度内的尖形结构，相反，典型的长时间耀斑。采用非线性无力模型，分析表明，该事件主要涉及由T型双曲通量管（HFT）分隔的两个相邻剪切弧。其中一个拱廊中有一条磁通量绳，它被认为是一条由于强限制场而在耀斑中幸存下来的灯丝。我们的结论是，一个新出现的磁通量在其他拱廊触发耀斑，而预先存在的HFT和磁绳决定的结构和动力学的耀斑环和带状在长期持久的衰变阶段，和一个准分界线层高以上的HFT可以解释的尖形结构。
2014-05-27 astro-ph.SR
Two-stage primary acceleration in filament initial eruption under a fan-spine magnetic configuration
研究揭示了在扇形-脊柱磁结构中丝状物初始爆发的双阶段加速过程，通过磁重联触发磁通绳增长及多动能机制。
2025-12-08 astro-ph.SR
Chirality of High Latitude Filaments over Solar Cycle 23
本文应用一个耦合太阳光球和日冕磁场的非势准静态演化模型研究高纬度暗条手征问题。这是第一次，我们运行了一个连续15年的模拟，使用美国国家太阳天文台确定的双极活动区，基特峰磁图1996年至2011年。使用这个模拟，我们能够解决一个悬而未决的问题，是否从活跃的纬度磁螺旋度传输可以克服在高纬度的差异旋转的影响。单独作用时，差异旋转会产生高纬度的细丝，其手性与每个半球的大多数类型相反。我们发现，差异旋转确实可以导致相反的手征在高纬度地区，但只有大约5年的太阳周期后，极场逆转。在其他时候，包括上升阶段，从低纬度的磁螺旋度的运输克服了在原位的差异旋转的影响，生产的大多数手征，甚至在极冠极场反转。这些模拟预测将允许未来对非潜在日冕模型进行测试。结果表明，长期记忆和螺旋度运输活跃的纬度时，在高纬度的日冕磁场的结构和拓扑建模的重要性。
2012-06-11 astro-ph.SR
Large Solar Energetic Particle Events Associated with Filament Eruptions Outside of Active Regions
我们报告了四个大的灯丝喷发（FE）从太阳活动周23日和24日，与大的太阳高能粒子（SEP）事件和行星际II型射电爆发。喷发后的拱廊对应于大多数C级软X射线增强，但M1.0耀斑与一个事件。然而，相关的日冕物质抛射（CME）速度很快（速度约为1000 km/s），在日冕物质抛射的视野中表现为晕状CME。行星际II型射电爆发发生在很宽的波长范围内，表明整个日光层内部存在强烈的激波。没有公制II型爆发出现在三个事件，表明冲击形成超过2至3 Rs。在一种情况下，有一个公制II型爆发与低的起始频率，表明冲击波形成高度约为2 Rs。FE相关SEP事件在10至100 MeV范围内确实具有较软的光谱（光谱指数大于4），但也有其他光谱指数>/=4的低强度SEP事件。其中一些事件可能是FE-SEP事件，但在文献中未进行分类，因为它们发生在活动区域附近。有些肯定与大的活动区耀斑有关，但激波形成高度很大。我们确实发现耀斑和复杂的III型爆发持续时间在这些大型SEP事件中的作用减弱。快速CME和冲击形成在更大的距离从太阳似乎是FE相关的SEP事件的主要特征。
2015-04-02 astro-ph.SR
Fragmentation of star-forming filaments in the X-shape Nebula of the California molecular cloud
致密的分子丝是恒星形成过程的核心，但它们分裂成星前核心的详细方式尚未得到很好的理解。在这里，我们研究了加利福尼亚MC的X形星云区域的几个恒星形成细丝的碎裂性质和动力学状态，试图揭示这个问题。我们使用多波长的远红外图像从赫歇尔和getsources和getfilaments提取方法来识别致密的核心和细丝，并推导出它们的基本属性。我们还利用SMT 10米亚毫米望远镜的$\rm ^{13}CO (2-1)$辐射图来约束灯丝的动力学状态。我们确定了10个细丝，以及57个致密的核心。两个形成恒星的丝状体（8号和10号）非常突出，因为它们具有准周期性的致密核链，典型的投影核间距为$\sim$ 0.15 pc。这两个细丝具有热超临界线质量并且不是静态的。8号细丝具有明显的横向速度梯度，表明它是从母云气藏中吸积而来的。在这两种情况下，所观察到的（投影）核心间距是类似的细丝宽度和显着短于典型的分离$\sim \,$ 4倍的细丝宽度预测的经典圆柱破碎理论。我们认为，连续吸积的气体到两个恒星形成的细丝，以及几何弯曲的细丝，可以解释所观察到的核心间距。我们的研究结果表明，分子丝的特征碎片长度尺度是相当敏感的外部扰动从母云，如周围物质的引力吸积。
2020-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Slow Rise and Partial Eruption of a Double-Decker Filament. I Observations and Interpretation
我们研究了一个活跃区的右旋灯丝，这是由两个分支分开的高度约13微米。这种“双层”配置持续了几天前，上分支爆发GOES级M1.0耀斑在2010年8月7日。分析这一演变，我们得到以下主要结果。1)在喷发前的几个小时内，观察到下分支内的细丝间歇性地变亮，向上提升，然后与上分支合并。合并过程为上支贡献了磁通量和电流，导致其准静态上升。2)这种转移可能是上支失去平衡的关键机制，达到了极限通量，可以稳定地保持下来的叠加场或达到阈值的环面不稳定性。3)喷发枝首先由沿极性反转线的反S形变直，然后扭曲成正S形。这显示了左旋螺旋度的转移是以一个扭曲-扭曲-扭曲的顺序进行的。初始扭动转化为磁绳扭转的事实排除了螺旋扭折不稳定性作为喷发的触发过程，但支持主相不稳定性的发生，这确实是由非常强烈的扭动运动所指示的。4)一个硬X射线S形，可能是日冕起源，在相关耀斑的脉冲阶段，在两个原始暗条分支之间的间隙中形成。这支持了一个模型的瞬态S形形成的垂直耀斑电流片。5)左手磁螺旋度推断的右旋灯丝的两个分支。6)两种类型的无力磁配置是兼容的数据，一个双磁通绳平衡和一个单一的磁通绳位于以上的一个环拱廊。
2012-08-15 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a breakout jet at an active region periphery
研究利用IRIS和SDO/AIA多波长观测分析太阳西边缘活动区边缘的小型日冕喷流，揭示磁通量绳爆发性交换重联过程及4分钟准周期抛射，支持磁突破模型。
2024-05-08 astro-ph.SR
Prominence and Filament Eruptions Observed by the Solar Dynamics Observatory: Statistical Properties, Kinematics, and Online Catalog
本文对太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的日珥和暗条爆发进行了统计研究。记录了从太阳物理事件知识库（HEK）中挑选出来的904个事件的几个属性，并将其纳入在线目录供一般使用。这些特征包括丝状体和喷发类型，喷发对称性和方向，明显的扭曲和扭动运动，以及垂直螺纹和冠状腔的存在。相关的耀斑和白光日冕物质抛射（CME）也被记录下来。每种属性的总费率以及它们在灯丝类型之间的差异。我们还研究了106个肢体事件的运动学特征的不同的缓慢和快速上升阶段经常表现出的灯丝喷发。平均快升起始高度、慢升持续时间、慢升速度、最大视场速度和最大视场加速度分别为83 Mm、4.4小时、2.1 km/s、106 km/s和111 m/s^2。所有参数的对数正态概率分布类似于日冕物质抛射速度。纬度和快速上升的起始高度之间的正相关性被发现，我们归因于相应的负相关的平均垂直磁场梯度，或衰减指数，估计从位场源表面（PFSS）外推。我们还发现，在快速上升的起始点的衰减指数平均为1.1，与理论上的临界不稳定阈值为直电流通道。最后，我们探讨推导的运动学性质和明显的扭曲运动之间的关系。我们发现，事件与明显的扭曲有显着更快的CME速度和显着较低的快速上升的起始高度，这些值和磁通绳螺旋度之间的关系。
2015-05-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of a Long Duration Eruptive Flare
我们使用消息传递接口自适应网格细化通用平流程序（MPI-AMRVAC）对2011年6月21日01：18 UT开始的C7.7级耀斑进行了零$β$磁流体动力学模拟。模拟的初始条件涉及一个通量绳，我们实现了通过正规化的Biot-Savart定律，其参数的约束观测从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）和极端紫外成像仪（EUVI）的孪生日地关系天文台（STEREO）。然后，通过MPI-AMRVAC中的磁摩擦模块将该数据约束的初始状态松弛到无力状态。进一步的时间演化模拟结果较好地再现了SDO/AIA 94 A、304 A和STEREO/EUVI 304 A观测得到的喷发特征。模拟的磁绳具有与观测相似的喷发方向、高度范围和速度。特别是，通过改变密度分布，再现了慢演化和快喷发两个阶段。我们的数据约束模拟还显示了其他优势，例如大视场（约0.76太阳半径）。我们研究了磁通量绳的扭曲和上覆场的衰减指数，发现在这一事件中，磁束缚力和磁张力都足够弱于磁环向力，从而允许磁通量绳的成功喷发。我们还发现，异常电阻率是必要的，以保持正确的形态喷发磁通绳。
2021-06-29 astro-ph.SR
Generalisation of the Magnetic Field Configuration of typical and atypical Confined Flares
非典型耀斑无法用标准模型自然解释。为了预测这样的耀斑，我们需要定义它们的物理特征，特别是它们的磁环境，并识别重新连接的环对。在这里，我们详细介绍了一个案例研究的封闭耀斑之前，通量抵消，导致形成的灯丝。非爆发性暗条的缓慢上升有利于上覆环的生长和重连。耀斑虽然只有C5.0级，但持续时间较长。原因是它由三个连续的重连阶段组成。非线性无力场外推和磁拓扑分析使我们能够确定参与重联过程的回路，并为这种非典型的受限耀斑建立一个可靠的方案。主要结果是，在活动区的弯曲磁极性反转线是产生这种非典型耀斑的关键因素。与以前的典型和非典型约束耀斑的外推的比较，使我们提出了一个漫画的概念推广
2018-11-03 astro-ph.SR
Formation and eruption of sigmoidal structure from a weak field region of NOAA 11942
利用太阳动力学天文台的观测资料，我们研究了活动区（AR）11942的一个有趣的S形形成和喷发的例子。HMI和AIA观察结果的分析推断，最初AR在性质上是紧凑和双极的，在几天内演变为剪切构型，由主持细丝通道的倒J形环组成。通过跟踪光球的磁特征，剪切和收敛运动被观察到在S形环的发展中发挥主要作用，进一步的磁通抵消导致J环的系绳切割重联。这一阶段与1月6日21：32 UT时的丝状体上升运动以及随后的乙状结肠喷发是同时的。通量绳上升的相位为慢（v $_{avg}$ = 26 km~s $^{-1}$）和快（a $_{avg}$ = 55 ms $^{-2}$），表明日冕物质抛射为慢上升，并伴随着弱的C1.0级X射线耀斑。耀斑带的分离速度在耀斑峰值时刻附近达到峰值，在该时刻发生最大重联率（2.14 Vcm $^{-1}$）。此外，131，171 π ~的EUV光变曲线与94 π ~相比具有130分钟的延迟峰，并且通过差分发射测量来解释。我们的分析表明，能量的释放是在一个很长的时间持续进行，表现为开始的灯丝上升和最终爆发的光球中的会聚和抵消通量驱动。与强烈的喷发事件不同，观察到的缓慢CME和弱耀斑是缓慢的跑道系绳切割重连的迹象，大多数剪切拱廊是放松在延长后阶段的喷发。
2019-02-21 astro-ph.SR
Discovery of a Long-Duration Superflare on a Young Solar-Type Star EK Draconis with Nearly Similar Time Evolution for H$α$ and White-Light Emissions
已知年轻的太阳型恒星会频繁出现“超级耀斑”，这可能会通过强烈的辐射和日冕物质抛射严重影响年轻行星上的宜居世界。在这里，我们报告了一个长期的超耀斑的年轻的太阳型恒星天龙座EK（50- 1.2亿年的年龄）的晴明望远镜和$Transiting$ $Exoplanet$ $Survey$ $Satellite$（$TESS$）的光学光谱和光度观测。耀斑能量为2.6 $\times$ 10 $^{34}$ erg，白光耀斑持续时间为2.2 hr，远大于最大的太阳耀斑，是迄今为止光谱学观测到的太阳型恒星上最大的超耀斑。H $α$的发射轮廓没有显示出明显的谱线不对称性，这意味着没有暗条爆发的特征，这与之前在这颗恒星上唯一探测到的超级耀斑不同（Namekata et al. 2021，$Nat.Astron$）。此外，它没有显示出明显的谱线增宽，表明扩口足点处的非热致热不是必需的，或者足点在肢体后面。H $α$耀斑的时间演化和持续时间与白光耀斑的时间演化和持续时间几乎相同，这与一般的M矮星（超）耀斑和太阳耀斑不同。这种意外的时间演化可能表明，与一般的太阳耀斑不同的辐射机制是占主导地位的，如下：（1）来自（离临边）耀斑环的辐射，（2）通过辐射回暖的再辐射，在这两种情况下，耀斑环的冷却时间尺度可以确定H PDMATHAMT和白光的时间尺度。
2022-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Global Non-Potential Magnetic Models of the Solar Corona During the March 2015 Eclipse
七个不同的模型被应用于模拟2015年3月20日日食期间太阳日冕磁场的同一问题。所有的模型都是无势的，允许自由磁能，但是相关的电流以显著不同的方式发展。这不是对日冕建模技术的直接比较，因为不同的模型也使用不同的光球边界条件，反映了目前在该领域使用的方法的范围。尽管存在显著差异，但结果显示整体磁拓扑结构具有广泛的一致性。在这些模型中，有显着的体积电流在大部分的电晕，有普遍的协议，总的潜在的磁能的比例应该约为1.4。然而，有显着的差异，电流分布，而静态外推是最好的能够重现活跃的地区，他们无法恢复剪切磁场在灯丝通道使用目前可用的矢量磁图数据。相比之下，时间演化模拟可以恢复细丝通道场，代价是不匹配活动区域内的观察到的矢量磁场。我们建议，目前，最好的方法可能是一个混合模型，使用静态外推，但与其他简化的演化模型通知的信息。这是由一个模型证明的。
2018-08-02 astro-ph.SR
The 26 December 2001 Solar Event Responsible for GLE63. I. Observations of a Major Long-Duration Flare with the Siberian Solar Radio Telescope
宇宙射线强度的地能级增强（GLE）平均每年发生一次。由于它们的稀有性，研究GLE的太阳来源对于了解它们的起源尤为重要。SOL 2001 -12-26爆发耀斑事件对GLE 63的影响在某些方面似乎是具有挑战性的。不充分的观察限制了对它的理解。对这一事件的额外观测结果的分析提供了新的结果，使耀斑变暗。本文介绍了西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）对这次耀斑的观测。利用其仪器的特点，我们分析了详细的SSRT观测的一个主要的长持续时间的耀斑在5.7 GHz的图像不清洗。分析证实，GLE 63的来源与活动区9742的一个事件有关，该事件包括两个耀斑。第一次耀斑（04：30-05：03 UT）达到了GOES的重要性，约为M1.6。观测到两个微波源，其在5.7 GHz的亮度温度超过10 MK。主耀斑，高达M7.1的重要性，开始于05：04 UT，并发生在强磁场。观测到的微波源达到约250 MK。它们不是静止的。微波源出现在活动区的弱场外围，几乎沿着磁中性线相互靠近，接近活动区的强场核心，然后像扩展的丝带一样远离中性线。这些运动排除了非热微波源与单个燃烧环的关联。
2016-09-08 astro-ph.SR
Possible Evolution of Minifilament-Eruption-Produced Solar Coronal Jets, Jetlets, and Spicules, into Magnetic-Twist-Wave "Switchbacks" Observed by the Parker Solar Probe (PSP)
许多太阳日冕喷流是由喷发的微灯丝（“minifilament”）磁通量绳与周围的远场重新连接而产生的。许多这些微丝通量绳显然是建立和触发爆发的磁通量抵消。如果这种抵消（或其他过程）导致磁通绳的场具有扭曲，那么与远场的重连将大部分扭曲转移到重连的远场。在周围磁场开放的情况下，扭曲可以作为磁扭曲阿尔文脉冲传播到离太阳很远的地方。我们认为，这样的脉冲从喷流可能是扭结磁场结构被称为“之字形”，在太阳风在近日点通道的帕克太阳探测器（PSP）检测。对于典型的日冕喷流产生的Alfvenic脉冲，我们预计之字形将流经PSP的持续时间为几十分钟;较大的日冕喷流可能会产生之字形通过持续时间约1小时。太阳上被称为“小喷流”的小尺度喷流状特征可能是日冕喷流的小尺度版本，以类似于日冕喷流的方式产生。我们估计，从喷气式飞机的之字形将流动过去PSP的持续时间为几分钟。色球针状体是一种喷射状的特征，甚至比喷射体还小。如果它们中的一部分确实是非常小规模的日冕喷流，那么我们推测，同样的过程可能会导致通过PSP的曲折，持续时间从大约2分钟到几十秒不等。
2020-10-24 astro-ph.SR physics.space-ph
STITCH: A Subgrid-Scale Model for Energy Buildup in the Solar Corona
日冕经常表现出爆炸活动，特别是日冕物质抛射及其伴随的爆发性耀斑，具有全球规模的后果。这些事件和它们较小的对应物，日冕喷流，起源于狭窄，弯曲的丝状通道。形成和演化通道的关键过程在更小的空间尺度和更长的时间尺度上运作，最终导致控制这些爆炸现象的特征长度和时间的巨大分离。在这篇文章中，我们描述了一个有效的亚网格尺度模型的实施和测试产生喷发结构的磁流体动力学（MHD）日冕模拟。STITCH -凝聚螺旋度的统计注入-是基于物理学的螺旋度凝聚的简化表示：在这个过程中，小尺度的涡旋表面对流形成无处不在的电流片，并且穿过片的普遍重联介导了磁螺旋度和自由能的逆级联，从而形成细丝通道。STITCH将这些复杂的过程抽象成一个新的术语，即MHD欧姆定律和感应方程，它直接将切向磁通量注入低日冕。我们表明，这种方法是在一个完整的螺旋度凝聚计算，明确对待所有的动态非常好的协议，同时使时间持续时间大幅减少，特别是，而且在空间分辨率。此外，我们说明了灵活性的缝合在形成本地化的细丝通道，并在激励复杂的表面通量分布，有曲折的边界。STITCH实现简单，计算效率高，使其成为一种强大的新技术，用于基于事件的，数据驱动的太阳爆发建模。
2021-12-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Electric current filamentation induced by 3D plasma flows in the solar corona
太阳大气中的许多磁结构演化相当缓慢，因此它们可以被假设为（准）静态或（准）静态，并分别通过磁流体静力学（MHS）或静态磁流体动力学（MHD）平衡来表示。虽然需要精确的3D解决方案，但在静止MHD中很难找到。我们构造的解决方案与磁场和流矢量场，有三个组件取决于所有三个坐标。我们证明了非正则变换方法通过将2D或2.5D MHS平衡映射到相应的稳态MHD态，即，显示与原始MHS平衡相同的场线结构的状态。这些稳定的MHD状态存在于原始2D MHS状态的磁通量表面上。虽然通量面和平衡点都是二维的，但这些稳定的MHD状态依赖于所有三个坐标，并显示出高度复杂的电流。在对称场线结构中存在几何复杂的三维电流，为通过欧姆加热有效耗散日冕中的磁能提供了基础。我们还讨论了保持一个重要的子集的非线性MHS状态，即无力场，由固定流的可能性。我们发现，具有非线性流动的无力场只有在严格限制场线几何形状和磁通量密度分布的情况下才会出现。
2017-02-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
AstroSat observations of long-duration X-ray superflares on active M-dwarf binary EQ Peg
We present a comprehensive study of three large long-duration flares detected on an active M-dwarf binary EQ Peg using the Soft X-Ray Telescope of the AstroSat observatory. The peak X-ray luminosities of the flares in the 0.3 - 7 keV band are found to be within ~5 - 10 x 10^{30} erg s^{-1}. The e-folding rise- and decay-times of the flares are derived to be in the range of 3.4 - 11 and 1.6 - 24 ks, respectively. Spectral analysis indicates the presence of three temperature corona with the first two plasma temperatures remain constant during all the flares and the post-flare observation at ~3 a…
2021-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
