Plasmoid Ejections and Loop Contractions in an Eruptive M7.7 Solar Flare: Evidence of Particle Acceleration and Heating in Magnetic Reconnection Outflows
粒子加速和等离子体加热在何处发生与磁重联的关系是太阳耀斑的一个基本问题。我们报告了2012年7月19日SDO/AIA和RHESSI观测到的M7.7耀斑的分析。等离子体团喷射和收缩尖形环形式的双向外流起源于爆发的通量绳和下面的耀斑环之间，速度通常为200-300 km/s，最高可达1050 km/s。这些外流与空间分离的双冠状X射线源与质心分离减少的能量。最高温度位于非热X射线环顶源附近，远低于推断的重联位点附近的收缩尖点的原始高度。这些观察结果表明，粒子加速和等离子体加热的主要场所是在重联流出区域，而不是重联网站本身。此外，有一个最初的上升的X射线和EUV环顶源之前，最近认识到下降，我们归因于多个过程之间的相互作用，包括向上发展的重联和向下收缩的重联环。脉冲相的开始延迟了10分钟，从下降的开始，但与向上的等离子体团，个别回路收缩，和整体的环顶下降，暗示的能量释放率和重连流出速度的密切关系的快速增加相一致。
2013-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Simultaneous EUV and Radio Observations of Bidirectional Plasmoids Ejection During Magnetic Reconnection
本文对2011年11月3日发生在活动区NOAA 11339的X级耀斑进行了多波长研究。SDO/AIA记录的EUV图像显示，在耀斑发生前约50分钟，一个远程灯丝（位于AR北部）被激活，并出现足点增亮。扭结的灯丝缓慢上升，在达到约49 Mm的投影高度后，它在AR附近弯曲并自由下落，X级耀斑在AR附近触发。绿岸太阳射电暴频谱仪（GSBRBS）的动态射电频谱显示，在耀斑的脉冲阶段，在分米波射频（500-1200 MHz）中同时检测到正负漂移脉动结构（DPS）。在太阳耀斑中出现的全球负DPS通常被解释为与日冕中向上运动的等离子体团有关的电子加速信号。来自AIA 94射电望远镜的EUV图像揭示了多个等离子体团的喷射，这些等离子体团在磁重联期间在日冕中同时向上和向下移动。向上和向下移动的等离子体团的速度分别为~152-362和~83-254 km/s。这些观测结果有力地支持了最近的数值模拟的形成和相互作用的多个等离子体团由于撕裂的电流片结构。基于我们的分析，我们认为，同时检测到的负和正的DPS是最有可能产生的相互作用/合并的多个等离子体团沿电流片结构的上下移动过程中的磁重联。此外，差分发射测量（DEM）分析的活动区揭示了一个热通量绳结构（在AIA 131和94可见）之前的耀斑启动和喷射的多温度等离子体团在耀斑脉冲阶段。
2013-07-15 astro-ph.SR
Dynamical modulation of solar flare electron acceleration due to plasmoid-shock interactions in the looptop region
快模激波可以在重联外流的前部形成，并被认为是太阳耀斑中粒子加速的一个有希望的场所。最近的磁重联研究表明，在大尺度的电流层中可以产生大量的等离子体团。在这里，我们调查的动态调制的电子加速在looptop区域时，等离子体团间歇性地到达冲击结合磁流体动力学模拟与粒子动力学模型。当等离子体团与激波相互作用时，环顶区域呈现出各种可压缩结构，这些结构调节高能电子的产生。高能电子的数量在时间和空间上都迅速变化。5个$-$ 10 keV电子的数量与压缩面积有很好的相关性，而$>$ 50 keV电子的数量与强压缩面积有很好的相关性，但与冲击参数只有中等的相关性。我们进一步研究的影响，第一等离子体团，这标志着从一个准稳定的冲击波阵面的扭曲和动态冲击的过渡。在15个$-$ 25 keV时，高能电子的数量减少了$\sim 20\%$，而在25个$-$ 50 keV时，高能电子的数量减少了近40%，而5个$-$ 10 keV电子的数量增加了。此外，10 keV以上的电子能谱随着时间的推移而变软。我们还发现当等离子体团穿过激波时，在环顶区可以产生两个甚至多个不同的源。我们的模拟有很强的影响非热looptop源的解释，以及常见的耀斑排放，包括准周期性脉动的快速时间变化。
2020-11-18 astro-ph.SR
Oscillations excited by plasmoids formed during magnetic reconnection in vertical gravitationally stratified current-sheet
利用求解二维非理想（电阻性）含时磁流体动力学（MHD）方程组的FLASH程序，研究了垂直重力分层电流片中的磁重联过程.我们表明，在这些过程中，这对应于太阳耀斑的过程中，等离子体团形成由于撕裂模不稳定的电流片。这些等离子体团沿着垂直电流片向上或向下移动，其中一些合并成更大的等离子体团。我们详细研究了这些等离子体团的密度和温度结构以及它们的时间演化。我们发现，在合并的两个等离子体团产生的较大的等离子体团开始振荡，在我们的模型与$\sim 25~\mathrm{s}$周期。另一方面，向下移动的等离子体团与基础耀斑拱合并，在此过程中，耀斑拱也开始振荡;在我们的模型中，有一个$\sim 35~\mathrm{s}$周期。结果表明，等离子体团与耀斑弧的合并过程是一个复杂的过程，表现为振荡弧复杂的密度和温度结构。此外，所有这些过程都与等离子体团的运动和合并产生的磁声波有关。
2017-06-14 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
Evidence of a Plasmoid-Looptop Interaction and Magnetic Inflows During a Solar Flare/CME Eruptive Event
观测证据合并的一个向下传播的等离子体团与looptop内核在2007年1月25日的掩星事件。RHESSI在9-18 keV能量范围内的光变曲线，以及里尔蒙斯太阳天文台245 MHz通道的光变曲线，显示了合并时日冕中增强的非热发射，表明发生了额外的粒子加速。这是由于在两个合并源之间形成的电流片中的二次重连。RHESSI图像用于确定等离子体团的平均向下速度为12公里/秒。STEREO-Behind上的SECCHI仪器套件的补充观测表明，这一过程发生在相关CME的加速阶段。从小波增强的EUVI，图像证据流入磁场线之前的CME喷发也提出。得出的流入速度为1.5 km/s。这种组合的观察支持最近的数值模拟等离子体团的形成，传播和随后的粒子加速由于撕裂模式的不稳定性在电流片形成。
2010-03-02 astro-ph.SR
Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
Fast magnetic reconnection in the plasmoid-dominated regime
提出了一个通过随机等离子体团链的电阻性磁重联的概念模型。全球重连率被证明是独立的Lundquist数。等离子体团中的通量分布符合平方反比定律。有人认为，有一个有限的概率出现异常大的等离子体团，这可能会破坏链（并可能负责可观察到的大突发事件，在太阳耀斑和太阳耀斑崩溃）。给出了从磁流体力学过渡到无碰撞状态的判据。
2010-08-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fermi Acceleration in Plasmoids interacting with Fast Shocks of Reconnection via Fractal Reconnection
我们提出了太阳耀斑中粒子加速模型和多次等离子体团喷射。非定常重联在电流片中产生等离子体团，并将它们驱逐到快激波中，在那里等离子体团中的粒子通过磁镜效应被反射到激波阵面的上游。当等离子体团通过激波阵面时，反射距离越来越短，驱动费米加速度，直到达到质子拉莫尔半径。等离子体团的分形分布也可能在自然地解释非热辐射的幂律谱中发挥作用。
2013-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Are chains of type I radio bursts generated by similar processes as drifting pulsation structures observed during solar flares?
我们提出的例子，这两种类型的爆发，并显示其相似性和差异。然后，链的I型爆发的漂移脉动结构（DPS）的类似模型提出。我们表明，类似的DPS中，链的I型爆发可以产生的碎片磁重联与等离子体团相互作用。为了支持这种新的模型链的I型爆发，我们提出了合并的两个等离子体团到一个更大的等离子体团的DPS的无线电频谱的影响。这一过程也可以解释某些I型爆发链的“波浪状”外观。然后，我们证明了具有“波浪”外观的I型爆发链可以用于估计其源中的磁场强度。我们认为，I型爆发和DPS链的差异主要是由于磁场重联的不同机制。在I型爆发链的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在活动区的准分界线层中或多或少处于准饱和状态，而在爆发耀斑的脉冲阶段观察到的DPS的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在耀斑磁绳下形成的电流片中，该电流片向上移动并迫使该磁重联。
2017-04-27 astro-ph.SR
The Dynamical Behavior of Reconnection-driven Termination Shocks in Solar Flares: Magnetohydrodynamic Simulations
在爆发性太阳耀斑中，高速重联流出流与闭合的致密耀斑环碰撞形成的终止激波（TS）被认为是等离子体加热和粒子加速的可能候选者之一。本文利用电阻磁流体动力学模拟方法研究了典型Kopp-Eklan耀斑中TS的形成和演化，详细分析了TS的动力学特征和激波强度的时空变化。本研究的重点是快速重联阶段时，等离子体团的形成和产生小尺度结构内的耀斑电流片。研究发现，一旦向下的外流与闭合磁环碰撞成为超磁声，TS就会出现，并立即变得高度动态。TS的形态可以是平坦的、倾斜的或弯曲的，这取决于流出物/等离子体团与环顶区域中的高动态等离子体之间的详细相互作用。当等离子体团穿过时，TS变得更弱，甚至可能被发育良好的等离子体团破坏，然后在等离子体团上方重建。我们还对沿激波前沿和穿过激波前沿的重要物理量进行了详细的统计分析。TS前沿的密度和温度比范围为1至3，压力比通常具有高达10的较大值。我们发现，弱的引导场并不强烈影响的马赫数和压缩比，和TS长度变得稍微大的情况下，热传导。
2018-12-04 astro-ph.SR
Can plasmoid-mediated reconnection occur in collisionless systems?
本文利用2.5维粒子模拟研究无碰撞系统中的次级等离子体团形成，发现真实质量比下无法形成次级等离子体团，且其对重联率无增强作用。
2025-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermally enhanced tearing in solar current sheets: explosive reconnection with plasmoid-trapped condensations
在耀斑相关的电流片，撕裂不稳定性可能会触发爆炸性重联和等离子体团的形成。我们探讨了如何通过爆炸性重联过程，其特征在于形成的等离子体团的相互作用和陷阱冷凝等离子体的热和撕裂模式相互加强在太阳日冕中的电流片的碎片。我们使用电阻磁流体动力学（MHD）模拟的二维电流层，将光学薄辐射能量损失和背景加热的非绝热效应，使用\texttt{MPI-AMRVAC}。我们的参数调查探讨了不同的折射率和等离子体- $β$量化的不稳定性增长率的线性和非线性制度。我们注意到，对于$10^{-4} - 5 \times 10^{-3}$内的无量纲电阻率值，我们得到了热不稳定性和撕裂行为相互加强的爆炸行为。这显然低于纯电阻爆炸等离子体团形成的通常临界伦德奎斯特数范围。非线性增长率遵循弱幂律依赖与电阻率。在演化的非线性阶段，由于热不稳定性和撕裂不稳定性，电流片的碎裂和等离子体团的形成。在Lundquist数（$S_L$）范围$4.6 \times 10^3 - 2.34 \times 10^5$内注意到等离子体团的形成。我们量化的时间变化的等离子体团的数量和密度填充因子的等离子体团为不同的物理条件。我们还发现最大等离子体团数的尺度为$S_L^{0.223}$。在非线性聚合的等离子体团链中，局部的冷凝结聚集，实现了类似于日冕雨或日冕对流的密度和温度对比。
2022-08-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observational Evidence of Particle Acceleration Associated with Plasmoid Motions
我们报告了2010年8月18日太阳耀斑中发现的粒子加速和等离子体运动之间的强关联。利用太阳动力学观测站上的大气成像组件（AIA）和日地关系观测卫星Ahead上的极紫外成像仪（EUVI）拍摄的极紫外图像跟踪等离子体运动，并利用野边山射电日像仪数据研究粒子加速的特征。在我们以前的论文中，我们报道了在EUV图像中，许多等离子体斑点出现在耀斑拱廊上方的电流片中。它们沿着电流片双向喷射，向太阳喷射的斑点与耀斑拱廊相撞。其中一些在从当前工作表中弹出之前相互碰撞或合并。我们发现了脉冲射电爆发与等离子体运动（喷射，合并，碰撞后耀斑环）。射电爆发被认为是非热高能电子的回旋同步辐射。此外，AIA和EUVI的立体观察表明，等离子体斑点具有三维细长结构。我们认为等离子体团是在电流片中运动的三维等离子体团（即通量绳）。我们相信，我们的观察提供了明确的证据，粒子加速与等离子体团运动。我们讨论了可能的加速机制的基础上，我们的结果。
2016-11-01 astro-ph.SR
The Role of a Flux Rope Ejection in Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of a Solar Flare
通过简单地将具有低$β$等离子体的太阳耀斑二维电阻磁流体动力学模拟模型推广到三维模型，研究了耀斑中三维磁绳爆发和磁重联过程的动力学演化.我们成功地再现了一个电流片和双向重联流出的磁通绳在我们的三维模拟喷发期间。我们在2D和3D模拟中计算了强扭曲磁通绳和弱扭曲磁通绳的四种情况。弱扭磁绳在三维模拟中的时间演化表现出与二维模拟相似的行为，而强扭磁绳在三维模拟中除了初始相位演化外，表现出与二维模拟明显不同的时间演化。3D模拟中强扭和弱扭磁绳的喷射速度都大于2D模拟，3D情况下的重联率也大于2D情况。这表明即使在3D模拟中磁通绳的喷射速度和重联率之间也存在正反馈，并且我们得出结论，等离子体团诱导的重联模型可以应用于3D。我们还发现，小尺度的等离子体团形成的电流片，使它的湍流。这些小尺度的等离子体团喷射在局部增加的重联率间歇性的太阳耀斑中观察到的作用，加上全球爆发的通量绳。
2013-08-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasmoids, Flows, and Jets During Magnetic Reconnection in a Failed Solar Eruption
我们使用SDO/AIA，IRIS，STEREO和Hinode/SOT的多波长观测报告了2014年4月3日活动区12018失败的喷发和耀斑的详细分析。在灯丝缓慢上升之前的两个小时内，观察到至少有四个射流从这个小活动区域（大亮点）的尖端发出，具有零点拓扑结构。在灯丝缓慢上升期间，观察到多个等离子体斑点，最有可能形成于尖端附近的零点电流片中。随后的暗条爆发，在IRIS视野之外，伴随着耀斑，但仍然受到限制。在爆发性耀斑重联阶段，额外的斑点反复出现，并在爆发暗条下方的耀斑区域内双向移动。灯丝在上升过程中扭结、旋转，并经历了腿-腿的重连，但它未能产生日冕物质抛射。在灯丝缓慢上升/耀斑前阶段，在风扇环中检测到微小的喷射状特征。我们将其解释为周围磁场与离开零点片并沿扇形环流动的等离子体团之间重连的特征。我们将我们对这些微小射流的解释与Antolin等人提出的局部纳米火焰加热情景进行了对比。
2022-12-21 astro-ph.SR
Determining the 3D Dynamics of Solar Flare Magnetic Reconnection
本研究通过三维MHD模拟揭示耀斑电流片中等离子体团在耀斑带上留下瞬态螺旋印记，为解释高分辨率观测提供了新方法。
2025-10-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Current sheets in the wake of an eruption of two crossing filaments
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，研究了一次双交叉暗条爆发，首次报道了连接下部耀斑带和上部爆发暗条的电流片。2014年7月8日，在NOAA活动区（AR）12113中观察到两个交叉的细丝。较低位置的细丝先上升，然后与较高位置的细丝相遇。此后，两人又在一起。暗条喷发将上覆的磁场线向上拉，导致上覆磁场线的磁极性相反的两条腿接近。在这两条边的交界处形成了两组明亮的CS，CS中发生了磁重联，产生了下面的耀斑带和耀斑后环。在CS中出现了几个明亮的等离子体团，并沿CS双向传播。在AIA多波长通道中观察到了CS和等离子体团，表明它们在重联过程中都被加热，有热和暖的成分。采用差分发射测量（EM）分析，我们发现，无论是温度和EM的CS从耀斑弧向外的爆发细丝，和那些的等离子体团是显着大于没有等离子体团被检测到的区域。
2018-11-21 astro-ph.SR
Three-dimensional simulation of thermodynamics on confined turbulence in a large-scale CME-flare current sheet
本研究通过全三维高分辨率 CME 模拟，揭示受限电流片中湍流、等离子体团运动及加热机制，并解释上下电流片重联模式差异。
2023-08-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Fractal Reconnection in Solar and Stellar Environments
最近对太阳的空间观测表明，磁重联在太阳大气层中无处不在，从小规模的重联（观测到的纳米耀斑）到大规模的重联（观测到的长时间耀斑或巨型弧）。通常，磁重联事件与质量喷射或喷流有关，这似乎与分形电流片的多重等离子体团喷射密切相关。来自耀斑的爆发性射电和硬X射线辐射也表明了分形重联和相关的粒子加速。我们将讨论与太阳耀斑中的等离子体团诱导重联和分形重联有关的最新观测和理论，以及它们对重联物理和粒子加速的意义。本文还讨论了最近在太阳型恒星上发现的许多超级耀斑，这些发现将太阳耀斑的分形重联模型的适用范围扩展到更广泛的适合恒星耀斑的参数空间。
2016-06-30 astro-ph.SR
First Detection of Plasmoids from Breakout Reconnection on the Sun
瞬态准直等离子体喷射（喷流）经常发生在整个太阳日冕，在活动区，安静的太阳和冕洞。虽然磁重联被普遍认为是喷流中能量释放的机制，但决定重联位置和速率的因素仍不清楚。我们以前的研究表明，磁爆发模型解释了大多数喷流的触发和演变在很大范围内的尺度，通过我们的数值模拟和高分辨率观测之间的详细比较。另一种解释，连续扭结模型，调用突破重联没有形成和爆炸性地驱逐通量绳。在这里，我们报告的直接观察突破重联和等离子体团的形成在两个喷气机的扇脊拓扑结构的嵌入式双极。我们首次观测到日冕三维爆发电流片中多个小等离子体团的形成和演化，这些等离子体团具有与快速重联相关的双向流动。第一个狭窄的射流发射的重联在突破电流片起源于变形的三维零，没有显着的耀斑重联或灯丝喷发。与此相反，第二个射流和冷灯丝等离子体的释放被触发爆炸突破重联时，形成的耀斑重联下的灯丝遇到预先存在的突破电流片的上升通量绳的前缘。这些观测结果有力地支持了两种重连驱动的喷流模型：第一种喷流的电阻扭结模型和第二种爆炸性喷流的爆发模型。
2019-09-14 astro-ph.SR
Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamic evolution of current sheets, ideal tearing, plasmoid formation and generalized fractal reconnection scaling relations
磁重联可能是使储存在磁场中的能量突然释放的基本过程，太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是典型的自然等离子体例子。磁重联是一个太慢的过程，在大尺度上是有效的，但一旦在系统中形成足够小的尺度，就会加速。由于这个原因，分形重联方案被引入（Shibata和Tanuma 2001）来解释太阳大气中的爆炸事件：它是基于递归触发和崩溃，通过撕裂不稳定性的电流片最初在日冕中的灯丝上升期间变薄。在这里，我们比较了不同的分形重联的情况下，已经提出，并推导出广义的递归触发的快速，“理想”-即伦德奎斯特数独立-撕裂崩溃的电流片配置与任意电流剖面形状。一个重要的结果是，Sweet-Parker标度与Lundquist数，如果解释为一个理想的不稳定片中的奇异层的纵横比，是通用的，并不依赖于当前的配置文件中的表的细节。然而，这样的缩放不能被解释为静止重连，而是它定义了一个步骤，在加速序列的事件的理想撕裂介导的分形级联。我们计算缩放等离子体团的预期数量为通用配置文件和现实的伦德奎斯特数。
2019-03-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Spectropolarimetric Insight into Plasma-Sheet Dynamics of a Solar Flare
我们检查了来自CoMP仪器的分光偏振数据，这些数据是在2017年9月10日太阳西翼X8.2太阳耀斑演变期间获得的。CoMP从1074.7和1079.8 nm的Fe XIII的两条发射线捕获线性偏振光，从1.03到1.5个太阳半径。我们在这里集中在热等离子体片躺在上面的明亮的耀斑环和下面的喷射日冕物质抛射。偏振具有引人注目的和相干的空间结构，与等离子体片对齐，意想不到的小偏振。通过消去，我们发现小尺度的磁场结构是引起这种显著去极化的必要条件，并提出在重联过程中等离子体团的形成（与撕裂模式不稳定性相关）在低于6 μ m仪器分辨率的尺度上产生磁结构。我们得出结论，使用新的日冕仪进行偏振测量，例如即将到来的DKIST，将进一步加深我们对日冕中磁重联和湍流发展的理解。
2019-11-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic reconnection: from the Sweet-Parker model to stochastic plasmoid chains
（节略）磁重联是等离子体中磁场的拓扑重构，伴随着能量的剧烈释放和粒子加速。重连现象就像等离子体一样普遍存在，太阳耀斑可能是最常见的例子。在过去的几年里，对大尺度流体系统中磁重联的理论理解经历了一个重大的范式转变。由著名的Sweet-Parker（SP）理论描述的重联稳态模型，该理论在该领域占主导地位约50年，已被重联层的基本上随时间变化的突发图像所取代，该重联层由多个次级岛（等离子体团）的连续形成和喷射所主导。虽然在SP模型中，重连被预测为缓慢的，但这种新范式的主要含义是流体系统中的重连是快速的（即，与Lundquist数无关），前提是系统足够大。这种概念上的转变取决于这样一种认识，即类SP电流层对于等离子体团不稳定性是非常不稳定的--因此，这意味着这样的电流片是超临界不稳定的，因此从一开始就永远不会形成。这表明电流片的形成和随后的重连过程不能像通常假设的那样解耦。本文提供了一个介绍性的概述，导致这个基本上新的框架在重联理论和模拟的最新发展。我们简要讨论了等离子体团不稳定性在选定的应用中所发挥的作用，并描述了一些突出的挑战，仍然在这个问题的前沿。其中包括等离子体团不稳定性的分析和数值扩展到（i）3D和（ii）非MHD制度。在这两种情况下都报告了新的结果。
2015-07-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Impact of Temperature-dependent resistivity and thermal conduction on plasmoid Instabilities in current sheets in the solar corona
在本文中，我们调查，通过二维磁流体动力学模拟，随温度变化的电阻率和热传导的发展等离子体团不稳定性的影响，在重新连接电流片在太阳日冕。我们发现，在电流片区域的等离子体温度随时间的增加，它变得大于在流入区。随着次级磁岛的出现，最高温度并不总是出现在重联$X$点，而是出现在次级磁岛内部。各向异性热传导的效应之一是降低重新连接的$X-$点的温度，并将热量传递到$O-$点，即等离子体团，在那里它被捕获。在与温度相关的磁扩散率，$η\sim T^{-3/2}$的情况下，在$X-$点的等离子体温度的降低导致：（i）增加的磁扩散率，直到磁扩散的特征时间变得可比的热传导;（ii）增加的重联率;和，（iii）更有效地将磁能转化为体运动的热能和动能。这些结果进一步解释了在耀斑和日冕物质抛射期间看到的磁能迅速释放为热能和动能的现象。在这项工作中，我们表明，考虑各向异性的热传导和斯皮策型，温度依赖的磁扩散率，在真正的太阳日冕，是至关重要的解释发生快速重联在太阳爆发。
2013-08-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Persistent Quasi-Periodic Pulsations During a Large X-Class Solar Flare
太阳耀斑经常在发射中显示出脉动和振荡的特征，称为准周期脉动（QPP）。QPP通常在耀斑的脉冲阶段被识别，但在某些情况下，它们的存在被检测到衰减阶段的后期。在这里，我们报告了从2017年9月10日开始在整个大型X8.2耀斑中检测到的广泛精细结构QPP。通过对GOES/XRS和SDO/AIA的131 A通道上观测到的热脉动的分析，我们发现在耀斑峰值后的3小时内，在脉冲阶段有一个约65 s的脉动周期，随后在衰减阶段有一个约150 s的低振幅QPP周期。我们发现在脉冲QPP期间，RHESSI观测到的软X射线源在等离子体团/日冕物质抛射（CME）爆发后以约17 km/s的速度快速上升。我们解释这些QPP在喷发事件中的重连动力学的表现。在持续几个小时的长时间衰减阶段，扩展向下收缩的崩溃环/等离子体团，达到顶部的耀斑拱廊在EUV观察。我们注意到，持续的QPP的存在到这个耀斑的衰变阶段是最有可能与这些功能。在这个阶段的QPP讨论的MHD波模式触发的耀斑后环。
2019-03-04 astro-ph.SR
Two Types of Solar Confined Flares
为了解受限耀斑的物理机制，选取了2011-2017年期间的18个受限耀斑，根据其动力学性质和磁位形的不同，将受限耀斑分为两类。“I型”耀斑的特征是滑移重联、强剪切和稳定的暗条。“II型”耀斑几乎没有滑移重联，耀斑后有一个位形。暗条爆发，但被强束缚场限制。“II型”耀斑可用二维MHD模型解释，而“I型”耀斑则需要三维MHD模型。18个耀斑中7个（$\sim$ 39 \%）属于“I型”耀斑，11个（$\sim$ 61 \%）属于“II型”局限耀斑。“I型”耀斑的耀斑后环具有较强的非势性，而“II型”耀斑的耀斑后环剪切较弱。所有的I型耀斑都表现出平行于极性反转线的带状伸长，速度为几十km/s $^{-1}$。对于“II型”耀斑，只有一小部分显示出沿PIL的带状拉长。我们认为，不同的磁拓扑结构和重联的情况下决定了不同的属性为两种类型的耀斑。多个磁系统之间的滑动磁重联导致“I型”耀斑。对于“II型”耀斑，磁重联发生在爆发暗条下面的反平行磁场中。我们的研究表明，“I型”耀斑占总的大型受限耀斑的三分之一以上，这在进一步的研究中是不应该被忽视的。
2019-07-10 astro-ph.SR
Spontaneous current-layer fragmentation and cascading reconnection in solar flares: II. Relation to observations
在Bárta等人的论文（arXive：astro-ph：/1011.4035，2010）中，作者通过高分辨率MHD模拟解决了CSHKP太阳耀斑情景的一些未决问题。他们特别关注的是在衰减的耀斑电流片（CS）中从大尺度到小尺度的能量转移问题。他们的计算表明，磁通量-绳（等离子体团）是通过一系列的撕裂和合并过程在全尺度范围内形成的。因此，最初厚的电流层变得高度碎片化。因此，撕裂和聚结级联可以引起跨尺度的有效能量传递。在这篇论文中，我们将研究这种机制是否真的适用于太阳耀斑。我们扩展了MHD模拟模型的特定功能，可以在观察中寻找。基础MHD模型的结果表明，等离子体团级联产生嵌入CS中的非理想/加速区域的特定分层分布。因此，我们专注于与高能粒子通量的功能，特别是在耀斑带的发射区的结构和动力学。我们假设嵌入在CS的扩散区的结构和动力学的烙印到耀斑带内核的结构和动力学的磁场映射。使用底层MHD模拟的结果，我们得到预期的带状发射结构，我们提取选定的建模明亮的内核的统计特性。比较预测的发射和它的性质与观察到的，我们得到了很好的协议。
2011-01-17 astro-ph.SR
A Database of Magnetic and Thermodynamic Properties of Confined And Eruptive Solar Flares
该研究构建了480个C5.0级以上太阳耀斑的磁学与热力学数据库，对比发现受限耀斑与爆发性耀斑在固定峰值X射线通量下重联通量相似，但受限耀斑重联率更高、更紧凑且发生在更大活动区，表明其由更紧凑强磁场快速重联引发，可能加速粒子更高效。
2023-10-16 astro-ph.SR
Two-dimensional modeling of the tearing-mode-governed magnetic reconnection in the large-scale current sheet above the two-ribbon flare
我们尝试用二维数值模拟的方法，用Lundquist数$S=10^6$来模拟在重力分层的太阳大气中的双带耀斑期间的磁重联。我们发现撕裂模不稳定性导致了重联电流片（CS）内部的非均匀湍流，并引发了重联的快速相。快速重联带来了额外的磁场耗散，从而明显提高了重联率。在CS的能谱显示幂律图案和等离子体团的动力学支配相关的光谱指数。我们注意到，能量耗散发生在100-200 km的$l_{ko}$尺度上，对应的CS厚度在1500 - 2500 km之间，符合泰勒尺度$l_T=l_{ko} S^{1/6}$。终端激波（TS）出现在耀斑环上方的湍流区，是加热耀斑环的重要贡献者。大量的磁能通过TS转换成动能和热能，并且累积加热速率大于动能转移速率。此外，湍流在某种程度上被TS放大，其幅度与TS的局部几何形状有关。
2022-06-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Oscillatory reconnection and waves driven by merging magnetic flux ropes in solar flares
振荡重联是一个被认为是太阳和恒星现象的基础的过程，并且可能在耀斑等瞬变事件中发挥重要作用。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）可能是振荡重联的一种表现，但其内在机制仍不确定。在本文中，我们提出了二维磁流体动力学（MHD）模拟的两个载流磁通量绳与面外磁场进行振荡重联，其中两个磁通绳合并成一个单一的磁通绳。我们发现，振荡重联可以发生本质上没有外部振荡驱动器的磁通绳聚结过程中，这可能会发生在大规模的日冕环相互作用和合并的等离子体团在破碎的电流片。此外，我们表明，径向传播的非线性波产生的磁通绳合并后，由于合并磁通绳的后重联振荡。这些波的行为被发现是几乎独立的初始面外磁场。据估计，通过合并日冕环和合并环顶电流片中的等离子体团发射的波将分别具有90 km/s和900 km/s的典型相速度。这是可能的，在磁绳聚结过程中发射的波的属性可以被用作诊断工具，以确定在聚结区域内的物理参数。
2022-05-06 astro-ph.SR
A Comparative Study of Confined and Eruptive Flares in NOAA AR 10720
我们调查的两种类型的耀斑的不同属性：喷发耀斑与日冕物质抛射和封闭耀斑没有日冕物质抛射。我们的研究样本包括9个M级和X级耀斑，都来自同一个活动区（AR），其中6个是封闭的，另外3个是喷发的。在软X射线时间剖面上，局限耀斑往往更具有脉冲性，在EIT 195 A图像上表现出更细长的形状，而爆发耀斑则是持续时间较长的事件，表现出更广泛的增亮区域。局限耀斑的位置更接近AR的中心，而爆发耀斑则位于外围。这种差异通过位移参数（AR中心和光斑位置之间的距离）进行量化：6个约束耀斑的平均位移为16 μ m，而爆发耀斑的平均位移高达39 μ m。此外，通过非线性无力场外推，我们发现低日冕（~10 μ m）的横向磁场衰减指数在爆发型耀斑中比在局限型耀斑中有较大的值。此外，爆发耀斑区的横向磁场强度比封闭耀斑区弱。这些结果表明，背景磁场的强度和衰减指数可以决定耀斑的爆发性或局限性。这些结果对CME模型的影响进行了讨论的磁绳环面不稳定性的背景下。
2011-03-11 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
Dynamic Property and Magnetic Nonpotentiality of Two Types of Confined Solar Flares
我们分析了2010年$-$ 2019期间的152个大型受限耀斑（来自盘中心的GOES类$\geq$ M1.0和$\leq$ $45^{\circ}$），并根据Li等人（2019）工作中的标准将其分为两种类型。“I型”耀斑的特征是耀斑环和耀斑带的滑动运动以及耀斑环下面的稳定暗条。“II型”耀斑与暗条的失败爆发有关，这可以用经典的二维耀斑模型解释。其中Ⅰ型耀斑59次（约占40%），Ⅱ型耀斑93次（约占60%）。产生这两种受限耀斑的活动区的总无符号磁通量（$Φ$ $_\mathrm{AR}$）分布有显著差异，“I型”受限耀斑的$Φ$ $_{AR}$大于“II型”受限耀斑。计算了耀斑爆发前AR核内的平均剪切角$Ψ$ $_\mathrm{HFED}$，发现I型耀斑的平均剪切角$Ψ$略小于II型耀斑的平均剪切角$_\mathrm{HFED}$。相对非位能参数$Ψ$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$对两类耀斑的区分效果最好。约73%的“I型”局限耀斑具有$Ψ$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$ $<$ 1.0 $\times$ $10^{-21}$ degree Mx $^{-1}$，约66%的“II型”局限事件具有$Ψ$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$ $\geq$ …
2022-07-14 astro-ph.SR
Numerical Investigation of Efficient Electron Acceleration at an Unsteady Solar Flare Loop-Top
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究大学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Niigata University（新潟大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）
利用磁流体动力学（MHD）场和引导中心测试粒子计算，研究时变环顶动力学如何调节太阳耀斑中电子的绝热能量。结果表明时变环顶结构提高加速效率，揭示电子加速受多种因素影响。
2026-07-02 astro-ph.SR
Fine Structures and Overlying Loops of Confined Solar Flares
利用新真空太阳望远镜的H $α$观测资料，重点研究了3个封闭耀斑的精细结构，以及这3个耀斑都是封闭而不是爆发的原因。这三次局限耀斑都是在同一位置相继发生的，并且具有相似的形貌，因此可以称之为同源局限耀斑。在太阳动力学天文台获得的同步图像中，在多波长下清晰地观察到了局限耀斑上方的许多大尺度日冕环。在耀斑前阶段，两个偶极出现在负黑子附近，偶极斑之间由小的环连接，呈拱形H $α$纤维状。在小环之间存在重新连接，因此H $α$原纤维改变了它们的构型。重连也发生在一组新出现的H $α$纤维和一组预先存在的大环之间，这些大环植根于负黑子、附近的正斑和一些遥远的正光斑，形成典型的三足结构。在耀斑过程中，覆盖的环，其中一些被激活的暗物质跟踪，不爆发。这些直接观测结果可以说明局限耀斑的物理机制，即，新出现的磁环和先前存在的磁环之间的磁重联触发耀斑，而上覆的磁环阻止耀斑爆发。
2014-09-01 astro-ph.SR
Statistical Properties of Ribbon Evolution and Reconnection Electric Fields in Eruptive and Confined Flares
本文对H $α$双带耀斑色球带演化进行了统计研究。该数据集由2000年6月至2015年6月发生的50次局限（$62\,\%$）和喷发（$38\,\%$）耀斑组成。耀斑是均匀地选择在H $α$和$\textit{GOES}$（地球同步业务环境卫星）类，重点是包括强大的封闭耀斑和弱喷发耀斑。Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图与$\textit{MDI}$（迈克尔逊多普勒成像仪）和$\textit{HMI}$（日震和磁成像仪）磁图相结合，用于推导带分离、带分离速度、磁场强度和重联电场。我们发现，爆发耀斑揭示统计更大的带状分离和更高的带状分离速度比密闭耀斑。此外，带状分离的爆发耀斑与GOES SXR通量，而没有明确的依赖被发现为封闭的耀斑。最大的带状分离速度与GOES通量没有相关性，但爆发耀斑揭示了平均更高的带状分离速度（由$\approx 10~$ km $~$ s $^{-1}$）。局限耀斑（$cc=0.50~\pm~0.02$）和爆发耀斑（$cc=0.77~\pm~0.03$）的局部重联电场与GOES通量相关，表明更强大的耀斑涉及更强的重联电场。此外，具有更高电场强度的爆发耀斑往往伴随着更快的日冕物质抛射。
2018-01-10 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Wave and Quasi-periodic Pulsations during an eruptive M-class Flare
本文通过多波段观测和三维重建，研究了2011年2月24日M3.5级耀斑相关的暗条爆发，发现其驱动的EUV波传播速度约381–399 km/s，并揭示耀斑准周期脉动（80–120 s）由电流片中等离子体团引发的准周期磁重联所产生。
2025-09-22 astro-ph.SR
Characterising Solar Magnetic Reconnection in Confined and Eruptive Flares
本研究针对以往耀斑样本偏向低级别的问题，选取33个M5至X5级耀斑分析，发现约束型耀斑的级别与持续时间、磁重联通量的相关性均显著高于爆发型耀斑，证实平衡样本量对定量比较的重要性。
2023-12-20 astro-ph.SR
Energy Partition in Four Confined Circular-Ribbon Flares
在这项研究中，我们研究了四个封闭的圆带耀斑（CRF）的能量分配，这是同时观察到的SDO，GOES和RHESSI太阳盘中心附近。我们计算了不同的能量成分，包括1 $-$ 8，1 $-$ 70，70 $-$ 370的辐射输出，总辐射损失，峰值热能来自GOES和RHESSI，耀斑加速电子的非热能，和耀斑前的磁自由能。结果表明，随着耀斑级别的增加，能量分量有系统地增加，表明较大的耀斑涉及更多的能量。磁自由能大于耀斑的非热能和辐射输出，这与耀斑的磁性是一致的。四个耀斑的比值$\frac{E_{nth}}{E_{mag}}$为0.70：$-$ 0.76，明显高于喷发耀斑的比值。因此，这个比值可以作为区分局限耀斑和爆发耀斑的一个重要因素。非热能足以提供加热要求，包括峰值热能和辐射损失。我们的研究结果对封闭条件反射函数的理论模型提出了约束，对空间天气预报具有潜在的意义。
2021-02-19 astro-ph.SR
Generation of fast magnetoacoustic waves in the corona by impulsive bursty reconnection
本研究通过模拟日冕磁零点与外部扰动的相互作用，发现脉冲爆发式重联产生的等离子体团相关过程可激发快模磁声波，提出波与重联共生（SWAR）机制，为太阳大气加热和太阳风驱动提供新视角。
2024-11-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Iris si iv line profiles: An indication for the plasmoid instability during small-scale magnetic reconnection on the sun
在过去的10年里，我们对快速重联过程的理解发生了巨大的变化，部分原因是高分辨率数值模拟的可用性，这些模拟一直表明电流片分裂成磁岛，重联率变得独立于伦德奎斯特数，挑战的信念，快速磁重联耀斑的收益通过Petschek机制，调用对慢模式冲击连接到一个紧凑的扩散区。重联网站太小，无法解决的图像，但这些重联机制，Petschek和等离子体团不稳定性，有重联网站与非常不同的密度和速度结构，因此可以区分高分辨率的线剖面观测。使用IRIS光谱观测，我们获得了一个典型的线轮廓的调查所产生的小规模的事件被认为是重联网站上的太阳。狭缝钳口图像用于研究等离子体加热和重新配置的网站。一个样本的15个事件，从两个活跃的地区。谱线轮廓复杂，有明亮的核心和宽翼，延伸到300公里/秒以上。这些分布可以用多个磁岛和加速点来再现，这些磁岛和加速点消除了等离子体团的不稳定性，但不能用双向喷流来再现，这些喷流消除了Petschek机制。这一结果表明，如果这些小尺度事件是重联点，那么快速重联是通过等离子体团不稳定性进行的，而不是太阳上小尺度重联期间的Petschek机制。
2015-09-29 astro-ph.SR
Rapid buildup of a magnetic flux rope during a confined X2.2 class flare in NOAA AR 12673
磁通量绳（MFR）被认为是太阳爆发的核心结构，然而，其形成仍然存在激烈的争论。在这里，我们报告了2017年9月6日发生在NOAA AR 12673的X2.2级耀斑期间MFR系统的快速积累过程，三小时后，该结构爆发为主要的日冕物质抛射（CME），伴随着X9.3级耀斑。对于X2.2耀斑，我们没有发现EUV调光，分离的耀斑带，或明确的CME签名，这表明一个局限的耀斑。对于X9.3耀斑，大规模的变暗、耀斑带的分离和CME表明它是爆发性的。通过非线性无力场（NLFFF）的时间序列外推，我们发现：直到爆发耀斑，MFR系统位于AR。在受限耀斑期间，MFR系统的轴向通量和磁螺旋度下限分别显著增强了约86%和260%，尽管平均扭曲数几乎没有变化。在爆发耀斑期间，这三个参数都显著降低。结果表明，建立和释放的MFR系统在封闭和爆发耀斑，分别。前者可以通过扩口重连来实现。我们还计算了耀斑前主极性反转线（PIL）以上衰变指数的分布，没有发现显着差异。这表明磁共振系统的磁通量和螺旋度的增加可能在促进其最终喷发中起作用。
2018-10-10 astro-ph.SR
Are complex magnetic field structures responsible for the confined X-class flares in super active region 12192?
2014年10月19日至27日，在超活动区（AR）12192发生了6次X级耀斑。它们都是局限的耀斑，并没有伴随着日冕物质抛射（CME）。为了研究10月22日至26日发生的四次耀斑的结构，我们首先利用每次耀斑过程的三倍时间合成图像来显示这些耀斑环的分层结构。在较低（171 ℃）和较高（131 ℃）温度通道中，每个耀斑的环结构都很复杂，例如，以耀斑带为基础的耀斑环被剪切或扭曲（缠绕）在一起，复杂的结构在耀斑过程中没有被破坏。对于第一次耀斑，虽然耀斑环系统呈纺锤形，但我们可以从观测中估计其结构，其长度为130 ~ 300 μ m，高度为65 ~ 150 μ m，纺锤中部宽度为40 ~ 100 μ m，剪切角为16 $^\circ$ ~ 90 $^\circ$。此外，耀斑带的运动也不规则，如22日耀斑的左带碎片反复扫过一小块区域，26日耀斑的两条带沿同一方向运动，而不是相互分离。这些不规则的运动也意味着相应的耀斑环是复杂的，例如，几组耀斑环扭曲在一起。虽然以前的研究认为背景磁场阻止了局限耀斑的爆发，但我们首次提出，基于这些观察，复杂的耀斑环结构可能是这些局限耀斑的原因。
2017-07-11 astro-ph.SR
A Hot Cusp-Shaped Confined Solar Flare
我们分析了一个封闭的耀斑，开发了一个热尖状结构高的日冕（H ~ 66毫米）。在标准的爆发性耀斑模型中，一个不断增长的尖形耀斑拱是一个典型的特征，它是由日冕高度逐渐增大的磁重联引起的。相反，我们观察到一个静态的热点在一个封闭的耀斑。尽管初始的垂直温度分布类似于爆发耀斑，我们观察到一个明显不同的演变过程中的后期（衰变）阶段，在长期的热排放的形式。这种明显的尖点形状植根于非热前驱活动的位置，很可能是由顶部附近扭结的磁场拱廊造成的。我们的观察表明，长时间的加热是由于缓慢的局部重联和附近的扭结顶点由于连续的等离子体上升流的热压力增加。
2019-11-25 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
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. I. Observations and Interpretation
对2001年4月18日爆发的部分被遮蔽的太阳耀斑的微波成像观测表明，该事件的全球结构可以用扭曲的磁通量绳的螺旋扭结不稳定性来描述。这个模型是由反伽马形状的源表现出交叉腿的上升通量环路和腿在交叉点或附近的相互作用的证据。这种相互作用反映在交叉点附近的峰值亮度的位置和叠加的紧凑的非热源的形成，最有可能在或接近交叉点。这些源沿着两条腿向上传播，在结构的顶部合并成单个明亮的源，并以$>\!1000$ ~km\，s $^{-1}$的速度继续上升。紧凑的源捕获在无线电和硬X射线范围内辐射的加速电子。这表明它们是质体团，尽管它们的内部结构没有被数据揭示。它们在$\sim\!40$ ~s的特征时间尺度上表现出射电亮温的变化，与它们的面积反相关，这也支持它们作为等离子体团的解释。它们的传播路径不同于耀斑电流片中等离子体团形成和传播的标准情况，而是由不稳定性形成的螺旋电流片。
2010-07-13 astro-ph.SR
The transition from eruptive to confined flares in the same active region
太阳耀斑是太阳大气中突然而猛烈的磁能释放，可以分为爆发性耀斑，当等离子体从太阳大气中喷出时，导致日冕物质抛射（CME），以及当没有CME与耀斑相关时的局限耀斑。我们提出了一个案例研究，显示了关键的拓扑结构，如脊柱和风扇，这可能会决定喷发与非喷发行为的一系列喷发耀斑，其次是封闭的耀斑，这都是从同一个网站的演变。为了研究不同磁区的连通性及其演化，我们计算了活动区的位磁场模型。从磁场外推中恢复准分界线层。耀斑的行为从一天到下一天的变化-喷发到封闭-可以归因于扇下方的磁场相对于覆盖脊的方向的方向的变化，而不是大尺度场稳定性的整体变化。当支撑暗条的磁场和上覆磁场逐渐变得越来越不反平行时，耀斑的局限性就会越来越大，这是光球通量分布变化的直接结果，而光球通量分布本身则受到不同磁通量浓度的连续剪切运动的驱动。
2017-02-08 astro-ph.SR
A Two-Step Magnetic Reconnection in a Confined X-class Flare in Solar Active Region 12673
太阳耀斑通常与日冕爆发有关，但也有局限的日冕爆发，甚至有些X级耀斑也没有爆发。如此大的耀斑是如何发生的，以及它们为什么被限制，仍然没有得到很好的理解。在这里，我们研究了2017年9月6日NOAA 12673中的一次受限X2.2耀斑。它表现出两个耀斑增亮的情节，相当复杂，非典型的带状。通过外推日冕磁场的拓扑分析，揭示了耀斑期间存在两步磁重联过程。在耀斑之前，有一个磁通量绳（MFR），其一条腿扎根于旋转的太阳黑子中。与腿相邻的是磁零点结构。太阳黑子驱动MFR膨胀，将磁通量推到零点，并在那里首先触发重联。来自零点重连的干扰触发第二重连，即，绳子下面的绳索切割重新连接。然而，这两次重新连接都没有产生喷发，因为绳子被它的捆扎通量牢牢地抓住了。此外，我们还将这次耀斑与2小时后在同一地区爆发的X9.3级耀斑进行了比较，后者具有相似的MFR位形。它们之间的关键区别在于，对于局限耀斑，MFR完全低于环面不稳定性的阈值，而对于爆发耀斑，MFR完全达到阈值以上。这一研究结果为磁流体不稳定性的重要作用而不是重连本身的作用提供了有力的证据。
2018-11-22 astro-ph.SR
Investigation on the Predictive Potentiality of Photospheric Magnetic Parameters for Distinguishing Confined from Eruptive Solar Flares
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学院空间环境重点实验室，地球物理与行星科学系，中国科学技术大学）；Mengcheng National Geophysical Observatory, University of Science and Technology of China（蒙城国家地球物理观测台，中国科学技术大学）
本文基于277个M1.0级以上太阳耀斑样本，系统评估了活动区光球磁场参数对区分约束型与爆发型耀斑的预测能力，发现总磁通量、磁剪切角、自由磁能及极性间距组合最具判别潜力，并证实耀斑爆发行为受上覆约束磁通与载流核心磁通的相互作用调控。
2025-11-07 astro-ph.SR
Energy and spectral analysis of confined solar flares from radio and X-ray observations
射电爆发的能量和光谱形状可以帮助我们理解太阳爆发的产生机制，包括太阳耀斑、日冕物质抛射、爆发丝状体和各种尺度的喷流。不同类型的耀斑可能具有不同的能量和光谱分布特征。在这项工作中，我们选择了2014年10月期间的10个主要局限的耀斑事件，通过使用从微波到行星际无线电波的无线电观测以及GOES，RHESSI和Fermi/GBM的X射线观测来研究它们的整体光谱行为和微波发射的能量。我们发现：所有的局限耀斑事件都与一个频率为9.4 - 15.4 GHz的微波连续爆发有关，所有的局限耀斑事件的峰值频率都高于4.995 GHz，小于或等于17 GHz。平均值约为9 GHz。微波爆发能量（或注量）以及峰值频率被发现提供有用的判据来估计太阳耀斑的功率。这些观测结果表明，封闭耀斑中的磁场比Nita等人2004年研究的412个耀斑中的磁场更强。研究的所有10个事件都没有产生能量超过300 keV的可检测的硬X射线，这表明在受限的耀斑中缺乏有效的电子加速到高能量。
2021-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
