Empirical Scaling Relations for the Photospheric Magnetic Elements of the Flaring and Non-Flaring Active Regions
本文分析了太阳动力学天文台（SDO）/日震磁成像仪（HMI）观测到的太阳活动区（AR）的视向磁图（6173 ~Fe \small{I}线）中的磁元素。采用另一种特征跟踪算法（\textsf{YAFTA}）来提取火炬AR（NOAA 12443）和非火炬AR（NOAA 12446）内的$180{\small^{\prime\prime}} \times 180{\small^{\prime\prime}}$区域内这些特征（\textit{e.g.}填充因子、磁通量和寿命）的统计特性，分别为2015年11月3日至5日和2015年11月4日至6日。对于扩口AR，极性的平均填充因子约为0.49;对于非扩口AR，该值为0.08。对于外展型AR，正负极性填充因子的时间序列呈反相关（Pearson值为-0.80）;而对于非外展型AR，存在强正相关（Pearson值为0.95）。幂律函数拟合通量（$F$）、尺寸（$S$）和寿命（$T$）的频率分布。得到的功率指数分布的流量，尺寸和寿命的扩口AR分别为约-2.36，-3.11，和-1.70，分别为约-2.53，-3.42，和-1.61，为非扩口AR。...
2021-09-27 astro-ph.SR
Seismology of Flaring and Dormant Active Regions
我们研究了2011年2月11日至17日期间观测到的活动区和平静区的光球和亚光球特性，包括2011年2月15日发生在活动区NOAA 11158的第一个太阳活动周期X2.2的X级耀斑。由环图和反演计算了p模参数和亚光球流。我们发现在活跃区域比安静区域更大的频率偏移。活动区NOAA 11158显示出比休眠活动区更强的扭曲亚光球流。活动区NOAA 11158次光球流的动力学螺旋度密度在耀斑日表现出与耀斑前后不同的结构。
2013-10-24 astro-ph.SR
MHD Seismology as a Tool to Diagnose the Coronae of X-ray Active Sun-like Flaring Stars
现在人们普遍认为，脉冲产生的多个MHD模式的检测可能用于诊断太阳日冕的局部等离子体条件。类似地，这样的分析也可以在诊断X射线活跃的类太阳恒星的日冕中得到重要的应用。本文简要回顾了利用XMM-牛顿观测探测到的一些X射线活跃类日恒星（如Proxima Centauri，XI-Boo等）日冕中的MHD模，并讨论了其对获取局部磁大气物理信息的意义。我们的结论是，在日冕的MHD地震学的细化也提供了最好的类比，以发展磁活动和耀斑类太阳恒星的恒星地震学，推导出当地的日冕的物理条件。
2014-01-23 astro-ph.SR
On the differences in the periodic behaviour of magnetic helicity flux in flaring active regions with and without X-class events
大型太阳耀斑的观测前兆为今后的业务预报系统提供了基础。在这里，我们研究了14个耀斑（至少有一个X级耀斑）和14个非耀斑（$<$ M5级耀斑）活动区（AR）的归一化出现（EM），剪切（SH）和总（T）磁螺旋度通量分量的演变使用Spaceweather日震磁成像仪活动区补丁矢量磁场数据。所选AR中的每一个都包含一个$δ$型斑点。利用小波分析对这些AR的三个螺旋度分量进行了分析。小波功率谱（WPS）的局部峰值进行了识别和统计研究。我们发现：i）所有EM、SH和T分布的识别的WPS峰的概率密度函数可以用以$\sim$ 3至20小时之间的不同时段为中心的一组高斯函数拟合。ii）在外展和非外展AR的EM剖面中发现的周期分布存在显著差异，而SH和T剖面中没有发现显著差异。（3）在耀斑AR中，短EM/SH/T周期（$<$ 10 h）的分布在耀斑后分为两组，而长EM/SH/T周期（$>$ 10 h）的分布没有变化。iv）当EM周期性不包含谐波时，AR不托管大的能量耀斑。最后，v）T和EM分量中长周期（$\sim$ 20小时）的显著功率可能是大能量耀斑的前兆。
2021-12-11 astro-ph.SR
Inference of Heating Properties from "Hot" Non-flaring Plasmas in Active Region Cores I. Single Nanoflares
使用流体动力学建模工具，包括两种流体开发的EBTEL代码的“热”的非耀斑等离子体由于在活动区域的纳米耀斑加热的预期性能进行了研究。在这里，我们研究了一个单一的nanoflare，并表明，虽然简单的模型预测的排放量分布延伸远高于10 MK，这是一致的热传导冷却，许多其他的影响可能会限制这种等离子体的存在和可探测性。其中包括：电子和离子之间的差异加热，电离非平衡，以及对于短纳米片，日冕密度增加所需的时间。寻找这种等离子体最有用的温度范围，通常被称为纳米耀斑加热的“吸烟枪”，位于$10^{6.6}$和$10^7$ K之间。在某些情况下，可以检测到实际加热的信号。
2016-08-16 astro-ph.SR
Real-time flare prediction based on distinctions between flaring and non-flaring active region spectra
随着机器学习进入太阳物理学社区的意识，太阳耀斑预测已成为一个越来越感兴趣的话题。尽管机器学习模型随着每一次连续的出版而进步，但输入数据在很大程度上仍然固定在磁性特征上。尽管模型复杂性增加，但结果似乎表明，单独的光球磁场数据可能并不是耀斑预测的完全足够的数据来源。我们首次将耀斑预报的研究扩展到光谱数据。在这项工作中，我们使用深度神经网络来监测IRIS观察到的强共振Mg II h\&k线的几个特征的变化。预测能力降序排列的特征是：在2798.77 $\textÅ$处的三重态发射、线芯强度、h\&k线芯之间的总连续发射、k/h比、线宽，随后是几个其他线特征，例如不对称性和线中心。即将爆发的区域产生的光谱可与非爆发的活动区域光谱区分开。我们的算法可以正确地识别耀斑开始前约35分钟的耀斑前光谱，AUC为86%，准确率，精度和召回率为80%。准确度和AUC随着我们在时间上接近爆发开始而分别单调增加到90 \%和97 \%。我们的研究表明，光谱数据本身可以导致良好的预测模型，并应被视为一个额外的信息来源旁边的光球磁图。
2020-02-02 astro-ph.SR
Subsurface Flows Associated with Formation and Flaring Activity of Solar Active Regions
本文利用 SDO/HMI 多普勒图的时距日震学分析，研究了太阳活动区浮现与活跃期地下流的演化，发现磁通量浮现期间存在强烈涡旋与剪切流，且地下流特征与耀斑活动显著相关，有助于耀斑预测。
2024-01-31 astro-ph.SR
Time Series Analysis of Photospheric Magnetic Parameters of Flare-quiet versus Flaring Active Regions: Scaling Properties of Fluctuations
利用太阳活动区光球磁参数的时间序列来回答嵌入在这些时间序列中的波动的标度特性是否有助于区分耀斑平静和耀斑活动区。我们总共检查了118个耀斑安静和118个耀斑AR斑块（称为HARPs），这些斑块是由太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）在2010年至2016年期间观测到的。具体而言，波动的标度指数的推导应用趋势波动分析（DFA）方法的数据集的8天的时间序列的18光球磁参数在12分钟的节奏为所有的HARPs正在调查。我们首先发现一个统计上显着的差异，耀斑安静和耀斑HARPs之间的标度指数的分布，特别是一些空间平均，签署的参数与磁场线扭曲，电流密度，和电流螺旋度。耀斑的HARPs往往表现出较高的标度指数值相比，耀斑安静的，即使有相当大的重叠之间的分布。另外，对于耀斑宁静和耀斑HARP，DFA分析表明：（1）所考虑的大部分磁参数的时间序列是非平稳的，（2）总无符号磁通量和平均光球磁自由能量密度的时间序列一般呈现非平稳的、持久的性质，而磁极性反转线附近的总无符号磁通量和与电流密度有关的参数在时间序列上表现出非平稳、反持续的趋势。
2020-08-30 astro-ph.SR
Relationship between wave processes in sunspots and quasi-periodic pulsations in active region flares
本文建立了太阳黑子振荡与活动区耀斑能量释放准周期脉动之间的唯象关系。对野边山射电日像仪在17 GHz记录的微波辐射的分析表明，在与AR 10756有关的太阳黑子中，在这一活动区域的耀斑之前，3分钟振荡训练的功率逐渐增加。耀斑的光变曲线被发现是突发的，周期为3分钟。我们的3分钟振荡功率的空间分布的分析意味着，振荡遵循从太阳黑子沿日冕环向耀斑网站。有人提出，准周期脉动的耀斑能量释放可以触发3分钟慢磁声波泄漏的太阳黑子。
2010-05-20 astro-ph.SR
Particle dynamics in a non-flaring solar active region model
这项工作的目的是调查和研究粒子的行为（观测驱动）的3D MHD模型的太阳大气上方的一个缓慢发展，非耀斑活动区域。我们使用一个相对论性的指导中心粒子代码来调查选定的粒子轨道的行为，分布在整个3D MHD模拟的一个单一的快照。两个不同的粒子加速行为，这影响到电子和质子：（i）直接加速沿磁力线和（ii）切向漂移的指导中心相对于本地磁场。然而，由于电场方向的变化和磁场的强度无关，高达40%的粒子实际上经历了一种形式的（高能）粒子陷阱;这样的粒子包括在第一类中。此外，由于由MHD模拟产生的超Dreicer电场的强度和范围，（i）类电子和质子轨道经历到非热能（$\lesssim42$ MeV）的惊人的强加速。降低MHD模型的电场强度不会显著影响（基于电场的）捕获机制的效率，但确实会降低轨道获得的峰值能量。我们讨论了未来的实验，其目的是模拟非耀斑活动区加热和重联的影响。
2016-01-05 astro-ph.SR
Signature of the turbulent component of solar dynamo on active region scales and its association with flaring activity
由于太阳发电机的活动隐藏在光球层之下，因此获得太阳发电机在对流层中运行的湍流分量的观测证据是一个具有挑战性的问题。在这里，我们提出了一个统计研究的耀斑活动区（AR），产生了强烈的太阳耀斑的X射线类X1.0和更高的时间周期，涵盖太阳周期23和24。我们介绍了一个磁形态分类（MMC）的AR，这使我们能够估计可能的贡献的发电机的湍流分量的AR的结构。我们发现，在72%的情况下，耀斑AR不符合全球发电机的经验法则（通常它们不是双极AR，或者，如果它们是，它们违反了Hale极性定律，或Joy定律，或领先的太阳黑子流行规则），这可能是由于对流区内部的湍流发电机作用对典型AR的空间尺度的影响。因此，耀斑似乎是由太阳发电机的湍流分量控制的。在第二个最大值和太阳周期的下降阶段，当环向场减弱，湍流分量的影响变得更加明显时，这些AR-“违反者”对耀斑的贡献得到了加强。这些观测结果是一致的概念的非线性和湍流的不稳定性在对流区内的磁场生成的重要作用，这是从发电机的模拟。
2021-11-08 astro-ph.SR
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 astro-ph.SR
Flaring Solar Hale Sector Boundaries
磁场以及耀斑和微耀斑的发生强烈集中在每个太阳半球的这一部分（海尔边界）附近，在那里，磁扇区极性的变化与活动区中领先和追随的太阳黑子极性之间的变化相同。
2010-10-15 astro-ph.SR
Homologous flaring activity over a sunspot light bridge in an emerging active region
太阳黑子光桥在色球层和过渡区表现出各种动态和持续的现象，如浪涌、小尺度喷流等。虽然人们普遍认为，磁重联是造成这种小规模动态的原因，但很少有报道说，在太阳黑子光桥的同一空间位置，持续几个小时的耀斑活动。我们结合从大气成像组件和日震磁成像仪上的太阳动力学天文台的观测调查同源耀斑活动在一个新兴的通量区域的一个小太阳黑子光桥。所有的同源耀斑都产生了宽的平行喷流，包括一个B6.4级耀斑。喷流以约200公里/秒的速度上升，达到约98毫米的预计高度，并从同一空间位置出现近14小时，之后完全停止。光球磁场的非线性力自由外推显示了一个低洼的通量绳连接光桥到一个远程相反极性的网络。持续耀斑的发生是由于领先的太阳黑子快速水平运动，导致邻近本影中相对垂直的磁场与光桥中低洼的通量绳重新连接。我们的结果表明，耀斑停止一旦磁通绳已经失去了足够的扭曲，通过反复重联。
2020-12-14 astro-ph.SR
Active nests at solar maximum: How nested flux emergence dominated flaring activity and structured the heliosphere
European Space Agency, ESTEC（欧洲航天局，欧洲空间研究与技术中心）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理信息研究所）
该研究基于多视角太阳观测，探究第25太阳活动周极大年的活动巢如何主导耀斑活动、塑造日冕与太阳风，揭示其亚表面起源及对太阳活动的调制作用。
2026-09-14 astro-ph.SR
Inference of Heating Properties from "Hot" Non-flaring Plasmas in Active Region Cores. II. Nanoflare Trains
尽管其预测超过二十年前，微弱的，高温（“热”）排放的检测由于nanoflare加热在非耀斑活动区核心已被证明是具有挑战性的。使用一个有效的双流体动力学模型，本文研究了预期的发射从重复的纳米耀斑（纳米耀斑训练）的不同频率，以及单独加热的电子和离子的属性。如果发射测量分布（$\mathrm{EM}(T)$）在$T = T_m$处达到峰值，我们发现$\mathrm{EM}(T_m)$与纳米耀斑训练的细节无关，并且$T_m$上方和下方的$\mathrm{EM}(T)$反映了加热的不同方面。在$T_m$以下，主要影响是连续纳米耀斑之间的等待时间与纳米耀斑能量的关系。以上$T_m$幂律纳米耀斑分布导致广泛的等离子体人口不存在于单能训练。此外，在某些情况下，$\mathrm{EM}(T)$中存在特征性特征。如果有足够的光谱分辨率和对相关原子物理学的良好了解，这些细节是可以探测到的。在没有这样的决议，我们提出了一些指标，可以用来推断“热”等离子体的存在。
2016-10-19 astro-ph.SR
Simulating Flaring Events in Complex Active Regions Driven by Observed Magnetograms
我们解释太阳耀斑的事件起源于活动区已达到自组织临界状态，通过使用一个改进的元胞自动机模型与初始条件来自观测。目的：我们调查是否系统，其施加的物理元素，达到自组织临界状态，以及是否众所周知的统计性质的耀斑，如标度律的特征参数的分布函数中观察到的，在这个状态已经达到后，被复制。结果：我们的研究结果表明，自组织临界性确实达到时，应用特定的加载和松弛规则。由模拟耀斑事件的分布函数得到的幂律指数与观测值吻合较好。得到了单次幂律（峰值和总耀斑能量）以及指数截止的幂律和双次幂律（耀斑持续时间）。我们的活动区样本的观测X射线数据从GOES卫星的结果进行了比较。结论：我们的结论是众所周知的统计性质的耀斑后，系统已达到自组织临界性再现。我们改进的元胞自动机模型的一个显著改进是，它从观测到的矢量磁图开始模拟，从而便于以物理单位计算能量。在这项研究中描述的模型仍然符合基本的物理要求，并施加物理上有意义的驱动和再分配规则。
2011-02-11 astro-ph.SR
Constraining Hot Plasma in a Non-flaring Solar Active Region with FOXSI Hard X-ray Observations
我们提出了新的限制高温排放措施的非耀斑太阳活动区的观测，从最近飞行的聚焦光学X射线太阳成像仪探空火箭有效载荷。FOXSI在2012年11月2日的首次成功飞行中首次对太阳进行了聚焦硬X射线（HXR）观测。聚焦光学器件与小型条形探测器相结合，使以前的间接成像仪能够进行高灵敏度的观察。这种能力，以及HXR制度对高温排放的敏感性，提供了更好地表征日冕中高温等离子体的潜力，正如纳米耀斑加热模型所预测的那样。我们提出了一个联合分析的差分发射测量（DEM）的活动区11602使用协调观测FOXSI，Hinode/XRT和Hinode/EIS。Hinode派生的DEM预测显着的排放量之间的1 MK和3 MK，在DEM预测在2.0-2.5 MK的峰值。组合的XRT和EIS DEM还显示了来自8 MK以上的较小群体的等离子体的发射。这与FOXSI观测结果相矛盾，FOXSI观测结果显著限制了8 MK以上的发射。这表明，在较高的温度下，Hinode DEM分析具有较大的不确定性，并且在该活动区域中排除了高于3 × 10^44 cm^-3发射测量值的>8 MK等离子体。
2015-09-17 astro-ph.SR
Diagnosing a Solar Flaring Core with Bidirectional Quasi-Periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves
准周期快传播（QFP）波常被太阳耀斑激发，并被捕获在日冕结构中，具有较低的Alfvén速度，因此可以作为耀斑核和磁波导的诊断工具。由于QFP波的周期性既可以起源于周期源，也可以是色散波导，因此它是诊断耀斑芯和波导的关键参数。本文研究了2019年3月8日发生在活动区NOAA 12734的GOES级C1.3太阳耀斑激发的两个QFP波。两个QFP波由两个方向相反的冠状漏斗引导。两个QFP波的周期是相同的，大致等于X射线和17 GHz的无线电发射的耀斑核心释放的振荡信号的周期。这两个QFP波很可能是由外展核周期性激发的。这次QFP波事件的许多特征与磁音叉模型一致。我们还研究了QFP波在地震学中的应用，发现磁流体动力学地震学反演的磁场与磁外推模型的结果一致。我们的研究表明，QFP波是一个很好的工具，诊断耀斑核心和磁波导。
2021-02-07 astro-ph.SR
Are Solar Active Regions with Major Flares More Fractal, Multifractal, or Turbulent than Others?
最近对太阳磁场测量的多项调查提出，从所研究的磁图中推断出的无标度（分形）或多标度（多重分形）参数可能有助于评估太阳活动区的爆发潜力，甚至可能有助于预测这些地区的主要耀斑活动。本文利用370个活动区磁图时间序列的综合数据集，对三个广泛使用的无标度和多标度参数，即分维、多重分形结构函数及其惯性范围指数和湍流功率谱及其幂律指数进行了检验这是SOHO的迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）在整个太阳活动周期23期间观测到的（总共17，733张磁图）。我们发现，耀斑和非耀斑活动区表现出显着的分形，多重分形，和非Kolmogorov湍流，但没有三个测试参数管理，以区分活动区与耀斑安静的主要耀斑。我们还发现，多尺度参数，而不是无标度分形维数，敏感地依赖于空间分辨率，也许是所研究的磁图的观测特性。扩展以前的工作，我们归因于耀斑预测的分形和多重分形参数的能力，i）一个广泛的多尺度复杂性所造成的一个可能的潜在的自组织在湍流的太阳磁结构，耀斑和非耀斑一样，和ii）缺乏相关性的光球和覆盖层的分形特性，太阳爆发发生。然而，有用的了解太阳磁性，因此，无标度和多尺度的措施可能不是最佳的工具，活动区的特征，在喷发能力，或最终，为主要的太阳耀斑预测。
2011-01-03 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
Hinode/EIS spectroscopic validation of very hot plasma imaged with Solar Dynamics Observatory in non-flaring active region cores
我们利用SDO/AIA日冕成像观测和Hinode/EIS光谱数据，探索窄波段EUV成像数据诊断活动区热（T >~ 5 MK）日冕等离子体存在的潜力。我们分析了两个活动区（AR 11281，AR 11289）的观测，同时AIA成像，和EIS光谱数据，包括CaXVII线（在192.8A），这是为数不多的几条线在EIS光谱带敏感的热日冕等离子体，即使在耀斑外。经过仔细的图像和光谱数据的coalignment，我们比较了形态在一个3色图像相结合的171，335，和94 A AIA光谱带，从EIS光谱分析获得的图像CaXVII发射。我们发现，在选定的活动区域中，CaXVII发射仅在非常有限的区域中是强的，与94 A（和335 A）AIA通道中明亮的特征和171 A波段中较弱的特征表现出惊人的相似性。我们的结论是，太阳日冕的AIA成像观测可以用来跟踪热等离子体（6- 8 MK），从而研究其空间变化和时间演化的高时空分辨率。
2012-03-30 astro-ph.SR
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Structure and Evolution for Flaring AR 11117 and its Surroundings
在这项研究中，光球矢量磁与太阳巡天（SOLIS）的天气光学长期调查，获得作为边界条件，模拟三维非线性无力（NLFF）日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡球几何。研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们比较了2010年10月27日在活动区（AR）11117及其周围观测到的耀斑事件前后由NLFF外推得到的磁场位形。我们比较了AR 11117的磁场拓扑结构和磁能密度，并研究了AR 11117与周围环境的连通性。在研究的时间段内，我们估计自由磁能从耀斑前到耀斑后的变化为1.74 × 10 ^{32}erg，约占耀斑前非线性无力磁能的13.5%。在这项研究中，我们发现从AR 11117到它周围的电流在耀斑后被中断。
2012-02-28 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
Solar active region evolution and imminent flaring activity through a color-coded visualization of photospheric vector magnetograms
本研究通过彩色编码光球矢量磁图（COCOMAGs）及其颜色曲线，识别活动区演化阶段，发现红色和品红色曲线可指示未来耀斑，为耀斑预测提供新参数。
2024-08-13 astro-ph.SR
Brightenings AnD Polarity Inversion Tracking (BADPIT) method for studying solar active region evolution before major solar flares
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Gyula Bay Zoltán Solar Observatory (GSO)（久拉·巴伊·佐尔坦太阳观测站）；Hungarian Solar Physics Foundation (HSPF)（匈牙利太阳物理学基金会）；Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Academy of Athens（雅典科学院）
本文提出BADPIT方法，通过多通道SDO/AIA数据检测EUV瞬时明亮变化，发现活跃区在耀斑前几小时通过两种阈值方法能有效区分耀斑可能性。
2026-06-26 astro-ph.SR
The solar-like latitudinal distribution of flaring activities revealed by TESS, APOGEE and GALAH
Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
通过TESS、APOGEE和GALAH发现，耀斑主要发生在低纬度，活跃区域的纬度随自转周期增加而升高，表明耀斑与低纬度小微磁场有关。
2026-03-03 astro-ph.SR
Comparison of Hinode/XRT and RHESSI detection of hot plasma in the non-flaring solar corona
我们比较了观测的非耀斑太阳日冕同时与Hinode/XRT和RHESSI。2006年11月12日分析的日冕主要由一个单一的活动区。对排放措施进行了比较。我们推导出发射测量分布与温度的整个活动区从多滤波器XRT数据。我们检查的兼容性与总排放量的测量值估计的流量与RHESSI测量，如果排放来自等温等离子体。我们发现，RHESSI和XRT数据分析一致指向存在一个次要的排放测量组件峰值在log T ~ 6.8-6.9。XRT和RHESSI结果之间的差异在几个因素之内，表明交叉一致性的可接受水平。
2009-09-14 astro-ph.SR
Decimetric emission 500$''$ away from a flaring Site: Possible scenarios from ${\textit{GMRT}}$ solar radio observations
我们提出了一项分米波射电活动的研究，使用610 MHz的${\textit{Giant Meterwave Radio Telescope}}$（${\textit{GMRT}}$）的第一个高时间节奏（0.5 s）图像，与${\textit{GOES}}$ C1.4和M1.0级太阳耀斑，以及2015年6月20日发生的日冕物质抛射（CME）爆发有关。来自${\textit{GMRT}}$的高空间分辨率图像显示，在C1.4耀斑期间有一个强射电源，位于距离耀斑地点约500 $''$的地方，附近没有相应的明亮足迹或日冕特征。相反，在M1.0耀斑期间和CME开始时，在耀斑附近发现了强射电源。在C1.4耀斑活动最大期，在耀斑爆发点附近也发现了弱射电源，这与云南天文台太阳宽带射电频谱仪所发现的米波III型爆发有时间上的联系。基于多波长分析和磁位场源表面外推，我们认为${\textit{GMRT}}$射电源和度规III型爆发的源电子起源于一个共同的电子加速场.强${\textit{GMRT}}$射电源是由相干发射过程产生的，其视位置远离耀斑现场可能是由于波导效应。
2018-06-15 astro-ph.SR
Activity Related Variations of High-Degree p-Mode Amplitude, Width and Energy in Solar Active Regions
我们研究了耀斑和休眠ARs中的高度p模振荡的性质，并将它们与相应的安静区（QR）中的模式参数进行了比较，以发现模式参数与磁场和耀斑相关活动的关联。我们对几个耀斑和休眠AR的分析表明，模式振幅、宽度和能量与磁场和耀斑活动有很强的关联，尽管它们的变化是透视缩短、填充因子、磁场活动、耀斑活动和测量不确定性的综合影响。我们发现，AR的模式振幅和背景功率的最大减少是由AR从太阳圆盘中心的角距离引起的。在对模式参数进行缩短和填充因子校正后，我们发现，在耀斑和休眠AR中，模式振幅都小于相应的QR，并且随着MAI的增加而减小，这表明在具有较强磁场的AR中，模式功率抑制较大。AR中的模式宽度大于相应的QR中的模式宽度，并且随着MAI的增加而增加，这表明AR中的模式的寿命比QR中的短。休眠AR的模式振幅（模式宽度）的最大减少（增加）被发现在5分钟的频带。耀斑和休眠AR的平均模式能量都小于其相应的QR，随着MAI的增加而减少。但耀斑中的平均模能量下降率小于休眠中的平均模能量下降率。此外，在休眠（燃烧）AR的模式宽度率的增加，其次是幅度变化率的减少（增加）。此外，包括模式修正MAI显示，模式振幅和模式能量的耀斑AR的FI增加，而模式宽度显示相反的趋势。在五分钟和更高的频带中，模式振幅（宽度）的增加（减少）更大。宽度变化率的增加是…
2013-10-24 astro-ph.SR
Magnetography of Solar Flaring Loops with Microwave Imaging Spectropolarimetry
我们已经开发了一个通用的框架，从太阳耀斑环路的回旋同步加速器和自由-自由发射建模，并使用它来测试的前提下，二维地图的源参数，特别是磁场，可以推导出从空间分辨的微波光谱偏振数据。在本文中，我们展示了一个现实的磁几何形状，来自一个磁场外推，并包含一个典型的热和非热参数的电子分布，通过一个现实的干涉仪阵列的仪器配置文件折叠后的耀斑环的定量结果。我们比较了从正向拟合均匀源模型到通过折叠图像数据立方体的每个视线所生成的参数与模型中使用的原始参数以及从正向拟合均匀源模型到原始（展开）图像数据立方体所生成的参数。我们发现良好的协议一般，但系统的影响，可以理解为由于有限的分辨率在折叠图像和沿视线的参数的变化，这是忽略了均匀源模型。我们讨论了使用这样的二维参数图在一个更大的框架内的三维建模，和应用这些方法的数据从新一代的多频无线电阵列现在或即将推出的前景。
2013-03-06 astro-ph.SR
Long-Term Evolution of Magnetic Fields in Flaring Active Region NOAA 12673
在AR 12673的生命周期中，它的磁场急剧演变，产生了许多大耀斑。在这项研究中，利用太阳动力学天文台和日地关系天文台观测到的太阳全图，我们确定AR 12673出现在衰变的AR 12665中，后者已经存在了两个太阳旋转。虽然这两个AR出现在同一个位置，他们有不同的特点和不同的耀斑生产力。因此，重要的是要研究长期的磁场演变的AR，以确定的区别特征的AR，可以产生大的太阳耀斑。我们使用Spaceweather日震和磁成像仪活动区补丁数据调查的光球磁场和其他物理特性的经常性AR在五个卡林顿旋转的演变。所有这些研究的参数都是通过一系列太阳自转动态演变的。我们比较了AR 12665和AR 12673的长期演化，以了解它们产生耀斑特性的差异。我们还研究了这些AR的长期演变与活动经度存在的关系。我们发现，AR 12673的磁通量和复杂性发展得比AR 12665快得多。我们的研究结果证实，一个强大的新兴通量出现在活跃经度附近的预先存在的AR创建了一个非常强大和复杂的AR，产生大耀斑。
2021-10-14 astro-ph.SR
Spectroscopy of very hot plasma in non-flaring parts of a solar limb active region: spatial and temporal properties
在这项工作中，我们调查的热结构的非临边活动区在各种非耀斑地区，因为它提供了关键信息的方式，这些结构被加热。特别是，我们集中在非常热的组件（>3 MK），因为它是区分不同加热机制的关键要素。我们提出了一个分析使用铁和钙发射线SOHO/SUMER和HINODE/EIS。覆盖从Fe X到Fe XIX的所有电离阶段的数据集已用于热分析（DEM和EM）。Ca XIV用于SUMER-EIS辐射交叉校准。我们展示了如何非常热的等离子体是目前和持久的几乎无处不在的肢体AR的核心。在Fe XVIII中，离臂AR结构清晰。几乎在所有地方，EM分析都显示了10 MK的等离子体（在Fe XIX发射中可见），其下降到主要3 MK等离子体的EM的0.1%。我们估计EM热尾的幂律指数在-8.5和-4.4之间。然而，我们留下了一个悬而未决的问题，可能存在一个小的次要峰在10 MK左右。在某些部分的AR的Fe XIX和Fe XXIII线（落入我们的光谱范围）的情况下，使我们能够确定在这样的温度下的EM的上限。我们的结果包括一个新的Ca XIV 943.59 π ~原子模型。
2017-07-26 astro-ph.SR
Comparison of the Hall Magnetohydrodynamics and Magnetohydrodynamics evolution of a flaring solar active region
这项工作分析了霍尔磁流体动力学（HMHD）和磁流体动力学（MHD）数值模拟的耀斑太阳活动区作为一个试验台，同时理想化的日冕阿尔文速度是两个数量级较小。HMHD支持更快的磁重联，并显示出更丰富的复杂性，在磁场线的演变相比，MHD。通过数值模拟并结合多波长观测资料，探讨了触发耀斑的磁重联。初始日冕磁场由光球矢量磁场的非无力外推构造。耀斑中的磁结构被认为是一个磁绳，其上的磁场线构成了准分界线层（QSL）以及一个三维零点和一条零线。与MHD模拟相比，HMHD模拟显示了更高和更快的绳索上升以及上覆的磁力线，它们在位于日冕更高的QSL处进一步重新连接。磁力线的脚点与HMHD情况下的观测结果匹配得更好，耀斑带的中心部分位于色球层。此外，场线被发现旋转在一个圆形图案中的HMHD，而没有这样的旋转被认为是在MHD的结果。有趣的是，等离子体也被观察到在一个同空间色球区域旋转，这使得HMHD模拟更可信。基于上述协议，HMHD模拟被发现更好地同意与观察，因此，开辟了一个新的途径探索。
2021-12-03 astro-ph.SR
Eruptivity of Flaring Active Regions Based on Electric Current Neutralization and Torus Instability Analysis
本研究分析太阳活动周24的耀斑活动区，结合电流中和与环面不稳定性提出新无量纲参数，能更好区分爆发性与非爆发性耀斑事件。
2025-03-27 astro-ph.SR
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Magnetic structure of an activated filament in a flaring active region
虽然人们对静态磁致伸缩中的磁场进行了广泛的研究，但对激活磁致伸缩中的磁场却知之甚少。本文介绍了耀斑活动区激活暗条的磁场结构的观测结果。我们研究，特别是，它的磁结构和视线流在其早期激活阶段，不久之前，它显示出旋转的迹象。我们反演了在特内里费岛VTT观测到的色球He I 10830 A三线态和光球Si I 10827 A线的Stokes轮廓。利用这些反演结果，我们提出和解释的速度和磁场的第一张地图中获得的激活灯丝，在光球和色球。在暗条的色球层中发现了多达5种不同的磁性成分，而在暗条之外，一个单一的成分就足以重现观测结果。显示向上流动的磁性部件优选地朝向细丝的中心定位，而向下流动沿着细丝的外围集中。此外，向上流动的气体与相对于光球的极性相反的磁性配置相关联，而向下流动的气体与相同极性的配置相关联。激活的灯丝具有相当复杂的结构。尽管如此，在正常配置中，它与磁通绳兼容，尽管是扭曲的磁通绳。观测结果最好用上升的通量绳来解释，其中一部分细丝材料仍然稳定地储存（向上流动的材料，随着场上升），而另一部分不再稳定地储存并沿着场线向下流动。
2013-12-10 astro-ph.SR
Thermal Evolution of an Active Region through Quiet and Flaring Phases as Observed by NuSTAR XRT, and AIA
研究结合 NuSTAR、SDO/AIA 与 Hinode/XRT，对 AR 12712 的 170 个时段进行 DEM 分析，揭示微耀发加热过程及不同活动区间极热物质分布的显著差异。
2023-12-08 astro-ph.SR
Quiescent and flaring states of three active stars: V834 Tau, LQ Hya, and BY Dra
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
研究三颗K型主序星的X射线静止与爆发冠层，发现其冠层温度、X射线亮度和铁 depletion差异，检测到超新星爆发并探讨其磁活动与恒星环境影响。
2026-04-24 astro-ph.SR
Two-stage evolution of an extended C-class eruptive flaring activity from sigmoid active region NOAA 12734: SDO and Udaipur-CALLISTO observations
我们对2019年3月8日在活动区NOAA 12734发生的C类耀斑活动进行了多波长调查。调查利用了SDO上的AIA和HMI以及物理研究实验室的Udaipur-CALLISTO太阳射电光谱仪的数据。这次低强度C1.3事件具有典型的长持续时间事件特征，即扩展的耀斑弧、大尺度双带结构和双日冕变暗。爆发事件发生在一个日冕S形，并显示出两个不同的能量释放阶段，表现在时间和空间的演变。双调光区的形成与大通量绳的爆发相一致，其足点位于日冕S形的西部和东部边缘。从Udaipur-CALLISTO获得的米波射电观测揭示了在类似IV型射电爆发的耀斑活动的第二阶段期间的宽频带（$\approx$ 50-180 MHz）、持续$\approx$ 7 min的稳定等离子体发射。在Udaipur-CALLISTO观测到的静止的IV型爆发之前，有一个起始频率为$\approx$ 2.5 MHz的III型十米-百米射电爆发。多波长观测和非线性力自由场（NLFFF）日冕模拟的合成以及磁衰变指数分析表明，S形通量绳经历了一个压缩-例如响应于上覆的不对称磁场约束而从其西部到东部的足点连根拔起。磁绳的不对称喷发也解释了观测到的大尺度结构，即耀斑带和耀斑后环沿极性反转线（PIL）明显东移，并提供了磁重联位置随喷发进行而横向推进的证据。
2021-04-22 astro-ph.SR
Supervised convolutional neural networks for classification of flaring and nonflaring active regions using line-of-sight magnetograms
太阳耀斑是太阳大气层中的爆炸，释放出强烈的短波长辐射，能够产生严重的空间天气后果。耀斑通过磁重联释放出日冕磁场中积累的自由能，日冕磁场根植于光球上的活动区（AR）。导致重联的确切过程尚不完全清楚，因此对耀斑的可靠预测具有挑战性。最近，光球磁场数据已经使用机器学习（ML）进行了广泛的分析，这些研究表明，耀斑预测的准确性并不强烈依赖于预测耀斑的提前时间（Bobra & Couvidat 2015; Raboonik et al. 2017; Huang et al. 2018）。在这里，我们使用ML来理解耀斑前后AR磁场的演化。我们显式地训练卷积神经网络（CNN）将SDO/HMI视线磁图分类为产生至少一个M级或X级耀斑或非耀斑的AR。我们发现，耀斑AR保持在耀斑生产状态-标记召回>60%，峰值约80% -耀斑前后几天。我们使用遮挡图和统计分析表明，CNN关注AR的相反极性之间的区域，并且CNN输出主要取决于AR的总无符号视线通量。使用合成双极磁图，我们发现虚假的依赖关系的CNN输出上的磁图尺寸为一个给定的双极大小。我们的研究结果表明，重要的是使用CNN的设计，消除这样的文物在CNN应用程序处理磁图，一般来说，太阳图像数据。
2020-05-27 astro-ph.SR
Modeling Repeatedly Flaring $δ$ Sunspots
根据加利福尼亚州威尔逊山天文台的规则，根据其拓扑结构的复杂性，将太阳表面出现的活动区（AR）分为$α$、$β$、$γ$和$δ$。其中，$δ$ -太阳黑子是已知的超级活跃，并产生最多的X射线耀斑。在这里，我们通过模仿上层和日冕来模拟太阳，但从一个比任何早期治疗更原始的阶段开始。我们发现，这个初始状态组成的只有一个薄的次光球磁片打破成多个通量管，演变成一个碰撞合并系统的表面出现时，极性相反的斑点，类似于那些经常看到的太阳。模拟继续产生许多奇异的$δ$ -太阳黑子相关的现象：在典型的太阳耀斑能量释放和喷射螺旋通量绳嵌入冷密等离子体细丝类似太阳日冕物质抛射的范围内重复耀斑。
2016-03-08 astro-ph.SR
Applying the weighted horizontal magnetic gradient method to a simulated flaring Active Region
在这里，我们测试加权水平磁梯度（$WG_M$）作为耀斑的前兆，介绍了Korsos等。（2015，ApJ，802，L21），通过将其应用于类太阳耀斑的磁流体动力学（MHD）模拟，Chatterjee et.（2016，Physical Review Letters，116，10，101101）。在模拟的$δ$型黑子中，研究了耀斑前$WG_M$的演化和不同高度上相反极性黑子面积加权重心间距离参数的行为。这个太阳黑子发出四个耀斑。我们发现了光球层以上的最佳高度，其中的耀斑前兆的$WG_M$方法是可识别的每个耀斑之前。这些最佳的高度同意相当不错的耀斑发生的高度，确定从他们的热和欧姆加热签名的分析在模拟中。我们还从每次耀斑前极性相反的质心的接近-后退运动的持续时间估计了耀斑的预计爆发时间。在相应的最佳高度上，每个耀斑的估计开始时间和实际发生时间是一致的。该数值试验进一步支持了基于$WG_M$方法的耀斑前兆的应用。
2018-04-27 astro-ph.SR
Flows and Motions in Moss in the Core of a Flaring Active Region: Evidence for Steady Heating
我们提出了新的测量的时间变化的强度，多普勒和非热的苔藓在活动区的核心观察到的EUV成像光谱仪在2007年6月日。测量结果来自Fe 12 195A线的光谱轮廓。使用2 "狭缝，我们在几分钟内重复扫描150" × 150 "。这是第一次有可能在苔藓中进行这种速度测量，所提供的数据是有史以来在日冕中获得的苔藓多普勒和非热速度的最高节奏空间分辨地图。观测到的区域产生了许多C级和M级耀斑，其中有几个发生在靠近苔藓的核心。因此，磁场在活动区核心明显地发生了变化，所以如果苔藓中存在动态特征，我们应该能够检测到它们。我们的测量苔藓强度同意与以前的研究中，一个小于15%的变异性是在16小时内看到的。我们对多普勒和非热速度的新测量显示，苔藓中没有强烈的流动或运动，这些量也没有任何显著的变化。结果证实，高温冕环底部的苔藓是准稳定加热的。他们还表明，准稳态加热可以作出显着的贡献，即使在核心的耀斑生产活动区。这种加热在高频率下可能是脉冲的，但如果是这样，它不会引起大的流动或运动。
2009-08-28 astro-ph.SR
Magnetic Connectivity between Active Regions 10987, 10988, and 10989 by Means of Nonlinear Force-Free Field Extrapolation
外推代码模拟日冕中的磁场在carnival几何不考虑太阳表面的曲率，只能应用于相对较小的地区，\textit{e.g.}，一个单一的活动区域。我们应用的非线性无力日冕磁场模拟光球矢量磁图在球面几何的方法，使我们能够研究多个活动区域之间的连接。我们使用矢量磁像仪数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）/矢量光谱磁像仪（VSM）模拟日冕磁场，在那里我们研究了三个相邻的磁连接的活动区域（AR：10987，10988，10989）观察到的2008年3月28日，29日和30日，分别。我们比较了磁场拓扑和磁能密度，并研究了有源区（AR）之间的连接。我们研究了三天内磁场的时间演化，发现由于没有发生重大喷发事件，因此拓扑结构没有发生重大变化。从这项研究中，我们得出结论，活动区域的磁性连接比电流。
2011-04-12 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using SDO/HMI Vector Magnetic Field Data with a Machine-Learning Algorithm
我们试图预测M-和X-级太阳耀斑使用机器学习算法，称为支持向量机（SVM），和四年的数据从太阳动力学天文台的日震和磁成像仪，第一个仪器连续映射从太空的全磁盘光球矢量磁场。文献中描述的大多数耀斑预报工作使用视线磁图或相对少量的地基矢量磁图。这是第一次使用大型矢量磁图数据集来预测太阳耀斑。我们建立了一个从2,071个活动区域的数据库中采样的耀斑和非耀斑活动区域的目录，该数据库由150万个矢量磁场数据的活动区域补丁组成，并通过25个参数来表征每个活动区域。然后，我们训练和测试的机器学习算法，我们估计其性能使用预测验证指标，重点是真实技能统计（TSS）。我们获得了相对较高的TSS评分和总体预测能力。我们推测，这部分是由于为此目的对SVM进行了微调，并且还由于只能根据矢量磁场数据计算的一组有利特征。我们还应用了一个特征选择算法来确定我们的25个特征中哪些对区分燃烧和非燃烧活动区域有用，并得出结论，只有少数是需要良好的预测能力。
2014-11-05 astro-ph.SR
Study of sunspot group morphological variations leading to flaring events
人们普遍认为，耀斑发生的最可能的地点是活动区中水平磁场梯度高的位置。而不是磁图，目前的工作检查这一假设，通过使用太阳黑子的数据，有针对性的现象是耀斑前的行为的强烈水平梯度的磁场在耀斑的位置。这项工作的经验基础是SDD（SOHO/MDI-Debrecen太阳黑子数据）太阳黑子目录。对两个活动区和五个X耀斑进行了个案研究，以寻找可能的耀斑前特征。结果表明，水平磁场梯度的增长速度、最大值、最大值后的下降速度和起伏速度等特征对耀斑的预报是有希望的。
2014-01-09 astro-ph.SR
Extrapolation of Three-dimensional Magnetic Field Structure in Flare-productive Active Regions with Different Initial Conditions
非线性无力场（NLFFF）模型已被广泛用作推断三维（3D）磁场结构的工具。在这项研究中，NLFFF计算相对于3D磁场的初始猜测的依赖性进行了研究。虽然以前的研究的大部分使用势场作为NLFFF建模的初始猜测，我们采用不同的恒定无力α的线性无力场作为初始猜测。这种方法使我们能够调查如何独特的磁场得到的NLFFF外推相对于初始猜测。在强磁场区，NLFFF外推对初始条件的依赖性较小。因此，尽管洛伦兹力集中在较低高度处，但较低高度处的磁场（$< 10$ Mm）往往受初始条件的影响较小（不同初始条件下的相关系数C>0.9）。
2020-06-08 astro-ph.SR
Flaring Activities of Fast Rotating Stars have Solar-like Latitudinal Distribution
针对快速自转恒星活动区纬度分布的争议，提出通过分析耀斑活动随倾角变化的新方法，发现其与太阳一致，为恒星发电机理论提供了关键约束。
2025-02-07 astro-ph.SR
Intermittency Spectra of the Magnetic Field in Solar Active Regions
本文介绍了太阳活动区磁结构的不对称性和多重分形性的研究结果。利用1997年1月至2006年12月在太阳盘中心观测到的214个不同耀斑生产率的AR的视线磁图。使用了以高分辨率模式运行的{ \it太阳和日光层观测台}（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪、大熊太阳观测台数字磁像仪和{ \it Hinode} SOT/SP仪器提供的数据。通过高阶结构函数和平坦度函数推导出阵发谱。平坦度函数指数是对平坦度的度量。我们发现，在约10微米以下的尺度的平坦度函数指数与耀斑生产力相关（相关系数为-0.63）。{ \it Hinode}数据表明，与MDI数据相比，不透明度范围向小尺度（2 μ m以下）扩展。多重分形的光谱，来自结构函数和平坦度函数，被发现是更广泛的AR的最高耀斑生产力相比，低耀斑生产力。高耀斑AR的磁结构由大量的单分形集合组成，并且这个集合比低耀斑AR的丰富得多。结果表明，光球磁场的多重分形结构与耀斑活动有关。在复杂和高耀斑的AR中观察到的强不稳定性暗示我们观察到增强的次光球动力学的光球印记。
2010-12-07 astro-ph.SR
Hot Plasma in Non-Flaring Active Regions Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪在两个波长范围内获得太阳大气层的高分辨率光谱：170 - 210埃和250 - 290埃。这些波长区域包含覆盖来自色球/过渡区域的温度区域的大量发射线（例如，He II，Si VII）到耀斑温度（Fe XXIII，Fe XXIV）。对于理解日冕加热特别感兴趣的是在192.858埃处的Ca XVII线，其形成温度接近600万度。然而，这条线与两条Fe XI和六条O V线混合。在本文中，我们讨论了一个具体的程序，以提取钙XVII线的共混物。我们对五个活动区域和一个肢体耀斑的光栅数据执行了该程序，并证明如果Ca XVII通量占混合物的至少~10%，则可以从混合物中满意地提取Ca XVII线。我们展示了由Ca XVII发射描绘的高温日冕的例子，并发现Ca XVII发射在这些活动区域中具有三个形态特征-- 1）“胖”中等大小的环被限制在比100万度日冕更小的空间中，2）围绕这些环的较弱的扩散发射遍布活动区域的核心，以及3）强Ca XVII环的位置在由1百万度等离子体形成的线发射中通常较弱。我们发现，使用Ca XVII到Fe XI线强度比作为代理，在活动区域的核心中，600万度等离子体相对于较冷的100万度等离子体的发射测量比可以高达10。在活跃区核心之外，100万度环是丰富的，该比率的上限约为0.5。
2009-03-17 astro-ph.SR
Evidence of widespread hot plasma in a non-flaring coronal active region from Hinode/XRT
纳米耀斑，在空间上无法分辨的磁链中的短而强的热脉冲，现在被认为是解决日冕加热问题的主要候选者。然而，频繁出现的纳米耀斑要求耀斑热等离子体始终存在于日冕中。到目前为止，它的探测被证明是难以捉摸的，部分原因是预测的强度非常微弱。在这里，我们报告的一个活跃的区域观察到的5个过滤器的日之出/XRT在2006年11月的分析。我们已经使用的过滤器比率的方法来获得软，硬比率的温度和排放量的地图。这些图是近似的，因为等离子体被假设为沿着每个视线是等温的。尽管如此，最难的可用比率揭示了约10 MK的血浆的明显存在。为了获得更详细的等离子体特性的信息，我们进行了蒙特卡罗模拟假设各种非等温发射测量分布沿视线。我们发现，所观察到的过滤器的比率意味着双峰分布组成的一个强冷（log T ~ 6.3-6.5）的组件和较弱（百分之几）和较热（6.6 < log T < 7.2）的组件。数据与沿所有视线的双峰分布一致，即，整个活跃区域。我们还发现，从过滤器的比率推断的等温温度敏感地依赖于冷组件的精确温度。该分量的轻微偏移可能导致热分量在硬比率测量中被遮蔽。因此，以硬比率和软比率制作的温度图往往是反相关的。我们的结论是，这一观察结果支持存在广泛的nanoflaring活动的活跃区域。
2009-04-06 astro-ph.SR
Non-neutralized electric currents in solar active regions and flare productivity
我们探讨了非中性电流与太阳耀斑发生在一个相当大的样本观测的关联，旨在显示这种电流在太阳耀斑预测的潜力。我们使用日震磁成像仪定期产生的高质量矢量磁图，更具体地说，使用空间天气HMI活动区域补丁（SHARP）。通过一个新建立的方法，结合详细的误差分析，我们计算的非中和电流中包含的活动区域（AR）。产生两个预测器，即总电流和最大无符号非中和电流。两者都在AR时间序列和2012-2016年期间时间点观察的代表性样本中进行了测试。耀斑活动区的非中和电流的平均值比非耀斑区高一个数量级以上，并且与相应的耀斑指数相关性很好。这些参数的时间演变似乎是连接到物理过程，如磁通出现和/或磁极反转线的形成，与增加太阳耀斑活动。利用贝叶斯推断的燃烧概率，它表明，总的无符号的非中和电流优于显着的总无符号的磁通量和其他完善的电流相关的预测。因此，它显示了良好的前景，包括在业务耀斑预报服务。我们计划在FLARECAST项目的框架中使用新的预测器以及其他高性能的预测器。
2017-08-23 astro-ph.SR
