The characteristics of flare- and CME-productive solar active regions
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）对行星际空间和地球空间都造成了直接的不利影响。更深入地了解产生它们的机制和构建有效的预测方案至关重要。耀斑和日冕物质抛射的源区表现出一些共同的形态特征与强烈剪切磁极性反转线，指示复杂的磁配置，存储大量的自由磁能和螺旋度。这些知识转化为参数，可以帮助我们有效地区分安静，耀斑，和CME生产活动区。尽管如此，耀斑和CME预测仍然面临着许多挑战。磁场信息被限制在光球层，只能从一个有利的观测点获得;活动区的动力学行为仍然没有完全纳入预测;耀斑和日冕物质抛射的随机性使它们的预测概率。为了应对这些挑战，提出了新的属性来描述活动区域中磁能存储机制的不同方面，并提供了整个太阳周期参数研究的机会。这份预测因子清单现在包括来自流场、过渡区/日冕光谱学、日冕磁场的数据驱动建模以及来自时间序列的动态效应参数化的信息。朝着这些方向的进一步工作可能有助于减轻目前在观测高层大气磁场方面的限制。本文回顾了这些努力以及将新知识转化为更有效的预测因子和包括新类型数据的重要性。
2022-10-11 astro-ph.SR
Formation of a Flare-Productive Active Region: Observation and Numerical Simulation of NOAA AR 11158
通过对NOAA活动区11158的太阳动力学观测分析和通量管出现的数值模拟，探讨了该活动区的形成过程。首先，我们使用SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图调查光球的演变和大气成像组件（AIA）的数据来分析相关的日冕结构。这个四极区的主要特征是中央三角洲太阳黑子中的一条长剪切极性反转线（PIL）和PIL上方的日冕拱廊。我们发现，这些功能是负责生产激烈的耀斑，包括X2.2级的事件。根据观测结果，我们提出了两种可能的模型来创建AR 11158，并对这两种情况进行了通量涌现模拟，以重现AR。情况1是单个通量管的出现，其在对流区中被分成两个并在两个位置出现，而情况2是两个孤立但相邻的管的出现。我们发现，在情况1中，剪切PIL和冠状拱廊创建在该区域的中间，这与AR 11158的观察。然而，案例2从未建立一个明确的PIL，这偏离了观察。因此，我们得出结论，耀斑生产AR 11158，在这两种情况下，更有可能从一个分裂的新兴通量比从两个独立的通量束。
2014-03-17 astro-ph.SR
An Updated View of Solar Eruptive Flares and Development of Shocks and CMEs: History of the 2006 December 13 GLE-Productive Extreme Event
2006年12月13日的一次极端事件标志着日出纪的开始，这是NoRH和NoRP观测到的第23个太阳活动周期中最后一次大耀斑。该事件产生了一个快速的CME，强烈的冲击和大粒子事件负责GLE 70。我们试图澄清爆发，冲击波和耀斑之间的关系，并阐明了高能质子的起源的争论。一个概念将其与耀斑过程联系起来。另一种是将离子加速与CME驱动的弓形激波联系起来。耀斑后粒子释放时间延迟有利于后一种情况。然而，我们以前的研究已经确定，在耀斑上升期间，冲击波通常是由冲动爆发的磁绳（未来的CME核心）激发的，而外部CME表面是从内部驱动膨胀的拱廊演变而来的。2006年12月13日事件的观测结果显示，两个冲击后，对方，其激发方案相矛盾的延迟日冕物质抛射驱动的弓激波假说。实际上，冲击波的形成要早得多，在耀斑峰值之前就可以加速质子。然后，这两个冲击合并成一个更强的冲击，只是在很久之后才减速和减弱。
2013-10-10 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Flare-productive Active Regions: delta-sunspots, Sheared Polarity Inversion Lines, Energy Storage, and Predictions
产生强烈耀斑和日冕物质抛射（CME）的太阳活动区（AR）具有相对较高的非潜在性，并以三角黑子和剪切磁结构为特征。在这项研究中，我们进行了一系列的通量出现模拟从对流区的日冕和模型的四种类型的活动区域，已被观测建议，造成强烈的耀斑，即斑点，斑点卫星，四极，和AR间的情况。因此，我们确认，三角洲斑点的形成是由于复杂的几何形状和相互作用的新兴磁场，发现强场，高梯度，高剪切极性反转线（PIL）的平流，拉伸和压缩的磁场的综合效应创建。我们表明，自由磁能建立在一个电流片以上的PIL的形式。预测耀斑爆发的光球磁参数反映了高精度的储存自由能，而CME预测参数则反映了耀斑区和整个AR之间的磁关系。
2017-10-24 astro-ph.SR
Productivity of Solar Flares and Magnetic Helicity Injection in Active Regions
本研究的主要目的是更好地了解活动区的磁螺旋度注入与太阳耀斑的发生和强度之间的关系。因此，我们调查磁螺旋度注入率和无符号磁通量，作为参考。使用$SOHO$ /MDI磁图总共分析了378个活动区域。24小时平均螺旋度注入率和无符号磁通量与耀斑指数和耀斑产生概率在接下来的24小时测量进行了比较。此外，我们还研究了19次M5.0以上耀斑发生前后几天内螺旋度的变化，这些耀斑发生在选定的强耀斑活动区。研究结果表明：（1）对于91个无符号磁通量在3 ~ 5 $\times$ × 10 $^{22}$ Mx范围内的大活动区，耀斑活动区和非耀斑活动区的磁螺度注入率相差2倍;（2）作为螺旋度注入函数的$GOES$ C型耀斑产生概率在耀斑产生活动区和耀斑平静区之间显示出一个尖锐的分界线;（3）19次大耀斑前的螺旋度注入历史表现出一个共同的特征：（3-45）$ \times$ 10 $^{42}$ Mx $^2$在0.5 - 2天的螺旋度单调增加阶段中有显著的螺旋度积累。我们的研究结果支持了螺旋度注入在耀斑中的重要性，但单独使用它来进行耀斑预报是无效的。有必要找到一种方法来更好地表征螺旋度注入的时间历史以及其在活动区域内的空间分布。
2010-06-22 astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
Evolution of Currents of Opposite Signs in the Flare Productive Solar Active Region NOAA 10930
对从SOT/SP机载Hinode获得的活动区NOAA 10930的高空间分辨率矢量磁图的时间序列的分析表明，在出现的通量绳的两个足点中存在向上和向下电流的混合。磁通出现率在两个极性中几乎相同。我们观察到，随着磁通量的增加，每个极性的净电流最初增加约三天，然后减少。这种净电流的特征在于在每个极性中具有完全相反的符号，而其幅度在大多数时间几乎保持相同。在两个极性中净电流的减小是由于具有与净电流的符号相反的符号的电流的增加。在X级耀斑期间，与净电流同号的主导电流先增大后减小。非主导电流的演化似乎是耀斑爆发的必要条件。上述观测结果可以用两种不同无力态的叠加导致日冕中的洛伦兹力不为零来解释。这种洛伦兹力推动日冕等离子体，并可能促进耀斑所需的磁重联。此外，净电流的演变被发现遵循的极性反转线的磁剪切的演变。
2011-08-30 astro-ph.SR
A statistical study of magnetic flux emergence in solar active regions prior to strongest flares
本文统计100个M5.0级以上耀斑活动区爆发前2至3天的磁通量浮现类型，发现近期浮现并非强耀斑的必要或充分条件，但耀斑活动区的浮现速率通常更快。
2024-02-28 astro-ph.SR
CME Productive and Non-productive Recurring Jets Near an Active Region AR11176
利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测资料，研究了2011年3月31日17：00 UT至4月1日05：00 UT期间AR 11176附近的周期性喷流。在这些循环喷流的底部发现了微丝状体（微丝状体1和2），其中微丝状体1显示了喷流1 -3的部分喷发特征。然而，小型的火山爆发2显示了一个完整的喷发驱动一个完整的井喷射流（Jet 4）。小行星2的爆发引发了C级耀斑和Jet 4的爆发。Jet 4的爆发引发了日冕物质抛射（CME）。周期性喷流（Jet 1 -4）的天平面速度分别为160 km/s、106 km/s、151 km/s和369 km/s。CME的速度估计为636 km/s。在喷流产生区的底部观察到连续的磁通量抵消现象，这可能是微灯丝喷发和重复喷流的原因。在前一种情况下，小爆发1显示部分喷发，并产生了前三个喷流（Jet 1 -3），但取消率相当低。然而，在后一种情况下，迷你彗星2完全爆发（可能是因为更高的取消率），这引发了C级耀斑和CME生产喷流。在前三个喷流（Jet 1 -3）的底部，微重力1导致推动上覆的动力复杂薄环，导致重连，并驱动喷流（Jet 1 -3）爆发。等离子体斑点的形成过程中观察到的第一喷流（Jet 1）的爆发。
2020-01-31 astro-ph.SR
Magnetic helicity evolution during active region emergence and subsequent flare productivity
本研究考察136个浮现太阳活动区，基于磁螺度积累与磁通量演化关系将其分为三类，发现Type-I活动区积累更多螺度与能量且具有更高耀斑产率潜力，为太阳爆发早期预测提供了新见解。
2024-03-27 astro-ph.SR
Exploring an X1.8 flare and associated quasi-periodic pulsations using SDO and Aditya-L1 observations, alongside NFFF extrapolation
Patna University（巴特那大学）；National Institute of Technology Calicut（卡利卡特国家技术学院）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本文利用SDO和Aditya-L1数据及NFFF外推，研究了X1.8耀斑的触发及准周期脉动，发现磁通量绳、3D零点等特征及其重复磁重联是关键。
2026-10-07 astro-ph.SR
Test magnetohydrostatic extrapolation with radiative MHD simulation of a solar flare
上下文在太阳上，磁场矢量通常只在光球层中测量。利用这些光球观测数据作为边界条件，我们发展了磁流体静力（MHS）外推法来模拟太阳大气。该模型假设了磁力和非磁力的相对重要性。虽然日冕是无力的，但光球层和色球层的情况并非如此。瞄准在\cite{zw18}中用精确平衡对模型进行了检验。在这里，我们提出了一个更具挑战性和现实的测试，我们的模型与辐射磁流体模拟的太阳耀斑。方法.采用最优化方法，MHS模型自洽地计算了等离子体的磁场、压强和密度。以非线性无力场（NLFFF）和沿磁力线的重力层结大气作为优化的初始条件。结果与NLFFF模型相比，MHS模型不仅在磁场大小和方向上，而且在磁连通性方面都有改进。此外，MHS模型还能恢复光球层和色球层等离子体的主要结构。
2019-10-08 astro-ph.SR
Energetics and Emission in a Simulated Solar Flare Initialised by a Non-Force Free Magnetic Field
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Statkraft AS（斯塔特勒克公司）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）
本文比较了两种三维电阻磁流体动力学模拟，探讨初始磁场假设对日冕暴能量和观测特征的影响，发现非力-free初始化模型释放更多磁能并更符合X类暴的预期。
2026-05-14 astro-ph.SR
Magnetic field topology from non-force free extrapolation and magnetohydrodynamic simulation of its eventual dynamics
不同磁场线拓扑结构的磁重联被认为是耀斑和日冕物质抛射等太阳爆发事件的起因。因此，重要的是一个彻底的理解和量化的MFL拓扑结构和它们的演变，导致MR。当代的标准是外推的日冕MFL使用平衡模型的日冕等离子体上的洛伦兹力是零无处不在，因为没有电流或电流是平行的磁场。在串联，非力自由场（NFFF）的外推方案已经发展，并允许洛伦兹力，这是非零的光球层，但渐进地消失的高度。本文报道了磁流体动力学（MHD）模拟启动的NFFF外推的日冕MFL的活动区NOAA 11158。有趣的是，准分界线层（QSL），这有利于MR检测外推MFL。AR 11158是耀斑产生源，本文试图评估QSL在耀斑爆发中的作用。
2018-04-13 astro-ph.SR
3D Radio and X-Ray Modeling and Data Analysis Software: Revealing Flare Complexity
我们对早期开发的用于微波和X射线发射建模的基于IDL的模拟工具进行了重大增强。基于对象的架构提供了交互式图形用户界面，其允许用户导入光球磁场图并执行磁场外推以几乎立即生成3D磁场模型，通过交互式地创建磁场线和相关联的磁通量管来研究这些模型的磁拓扑，用用户定义的非均匀热等离子体和各向异性、非均匀非热电子分布;调查从模型计算的无线电和X射线发射的空间和光谱特性，并将模型导出的图像和光谱与观测数据进行比较。该应用程序集成了共享对象库，其中包含用FORTRAN和C++开发的快速陀螺同步辐射代码，用IDL开发的软、硬X射线代码，基于FORTRAN的势场外推例程和基于IDL的线性无力场外推例程。交互式界面允许用户添加任何符合我们的界面标准的用户定义的辐射代码，以及用户定义的磁场外推例程。在这里，我们使用这个工具来分析一个简单的单环耀斑，并使用该模型来约束磁耀斑环的三维结构和该环内的快速电子的三维空间分布。我们迭代计算多频微波和多能X射线图像从现实的磁通量管从外推的前采取的耀斑的磁图，并将它们与成像数据SDO，NoRH和RHESSI仪器。我们用这个事件来说明使用的工具，一般解释太阳耀斑，以解决太阳物理学中的不同问题。
2015-01-09 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
The Magnetic Field of Active Region 11158 During the 2011 February 12-17 Flares : Differences between Photospheric Extrapolation and Coronal Forward-Fitting Methods
我们开发了一个{ \sl冠状非线性无力场（COR-NLFFF）}前向拟合代码，该代码将近似的{ \sl非线性无力场（NLFFF）}解拟合到自动跟踪冠状环的观察几何形状。与光球NLFFF程序从横向光球场的约束条件计算磁场解不同，新程序使用日冕约束条件，这种方式提供了关于每种磁场计算方法的系统误差以及低色球层非力自由度的重要信息。在这项研究中，我们使用COR-NLFFF代码NOAA 11158活动区，在2011年2月12日至17日的时间间隔，其中包括一个X2.2 GOES级耀斑和35 M和C级耀斑。我们计算了5天内6分钟的自由磁能。我们发现两种类型的代码之间的总非潜在的$E_N$和潜在的能量$E_P$的协议，但发现高达4倍的差异的自由能$E_{free}=E_N-E_P$，并高达10倍的差异的自由能$ΔE_{free}$的减少在耀斑。日冕NLFFF代码表现出更大的时间变化，并产生自由能的减少，在耀斑，足以满足耀斑的能量预算，而光球NLFFF代码显示少得多的时间变化和一个数量级的自由能减少耀斑期间。这种差异可能部分是由于光球矢量数据的预处理，但更可能是由于低色球层的非力自由度。我们的结论是，不能正确地计算出的日冕领域的光球数据的基础上，单独的，但需要额外的信息冠环的几何形状。
2014-02-21 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
Machine learning reveals systematic accumulation of electric current in lead-up to solar flares
太阳耀斑--造成严重空间天气效应的高能辐射爆发--是活动区（AR）内磁场偶尔不稳定的结果。AR演化的复杂性是全面理解火炬燃烧过程和准确预测的障碍。虽然机器学习（ML）已被用于改善耀斑预测，但揭示前兆和相关物理的潜力尚未得到充分利用。在这里，我们训练ML算法来对来自产生至少一个M/X级耀斑的耀斑AR和非耀斑AR的矢量磁场观测进行分类。对由机器准确分类的磁场观测结果的分析提供了以下统计证据：（1）在M级和X级耀斑事件之前和之后，AR持续处于耀斑产生状态--以AR区域为特征--数天，（2）系统性的耀斑前自由能以电流的形式积累，表明相关的地下磁场是扭曲的，（3）在第一次耀斑前数天，在新出现的AR上方的日冕中麦克斯韦应力的增强。这些结果提供了新的见解耀斑物理和改善耀斑预报。
2019-05-24 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Extrapolation and Topological Analysis of Fine-Scale Structures during Solar Flare Precursors
本文融合GST高分辨率磁图与SDO/HMI大视场磁图，采用非均匀网格NLFFF外推与拓扑分析，揭示M级耀斑前兆中跨极性反转线剪切磁力线的磁重联结构。
2023-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Strong Transverse Photosphere Magnetic Fields and Twist in Light Bridge Dividing Delta Sunspot of Active Region 12673
太阳活动区（AR）12673是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的AR。它产生了四次X级耀斑，包括2017年9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2肢体事件。Sun和Norton（2017）报告说，该地区的通量出现率异常高，而Huang等人（2018）报告说，X9.3耀斑具有极强的白光耀斑发射。Yang等人（2017）描述了这种AR的详细形态演变。在这份报告中，我们专注于通常的行为的光桥（LB）划分该AR的三角形配置，即强磁场（5500 G以上）的LB和表观光球扭曲所示的观测与0.1 arcsec的空间分辨率在大熊太阳天文台的望远镜。
2018-01-09 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
Active Longitude and Solar Flare Occurrences
本工作的目的是具体说明由拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和地球静止业务环境卫星（GOES）卫星观测到的耀斑活动的时空特征，以及被称为活动经度（AL）的增强太阳黑子活动的纵向域的行为。通过使用我们的方法，我们确定了AL在每个卡林顿旋转提供的德布勒森光电数据（DPD）。根据南北半球距AL的经度距离，分别估算了耀斑发生的空间概率。我们发现，RHESSI和GOES耀斑的60%以上位于活动经度的$\pm 36^{\circ}$范围内。因此，最能产生耀斑的活动区域往往位于活动纵向带中或靠近活动纵向带。该观察到的特征可以允许预测增强的闪耀概率的域的地理有效位置。进一步研究了活动经度附近耀斑发生的时间特性，发现了几个显著的波动，更准确地说，该方法的结果是：$0.8$年、$1.3$年和$1.8$年。这些活动经度带内太阳耀斑发生的时空特征为我们提供了更好的太阳耀斑预报机会。
2016-01-13 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulations for Studying Solar Flare Trigger Mechanism
为了了解耀斑触发机制，我们进行了三维磁流体动力学模拟，使用日冕磁场模型来自日之出卫星观测数据。2006年12月13日，在活动区NOAA 10930的非线性无力场（NLFFF）模型的光球边界上施加了几种类型的磁偶极子，以研究什么样的磁扰动可能触发耀斑。因此，我们确认，某些小的双极场，出现到高度剪切的全球磁场的活动区，可以有效地触发耀斑。这些双极场可以根据其相对于极性反转线的方向分为两组：所谓的反极性（OP）和反向剪切（RS）结构，如Kusano等人（2012）所建议的那样。我们还研究了重连场线足点的结构。通过比较重建的磁力线分布和观测到的耀斑带，可以推断耀斑的触发结构。模拟结果表明，考虑大尺度磁结构和出射通量等小尺度磁扰动的数据约束模拟是寻找耀斑活动区进行空间天气预报的有效方法。
2017-06-22 astro-ph.SR
Can we explain non-typical solar flares?
我们使用ARIES，THEMIS和SDO仪器的多波长高分辨率数据，分析了2012年10月16日在活动区域NOAA 11589内产生的非标准C3.3级耀斑。磁通量的出现和取消的活动区域内连续检测，后者导致形成两个灯丝。我们的目标是确定耀斑的起源，同时考虑到其附近环境的复杂动态。我们使用线性无力场外推法分析了活动区的磁性拓扑结构，推导出其3D磁性配置和准分界线层（QSL）的位置，这些层是耀斑活动的优先场所。由于活动区的磁场是非线性无力的，我们完成了一个参数的研究，使用不同的线性无力场外推，以证明导出的QSL的鲁棒性。拓扑分析表明，活动区呈现出由多个类星体层组成的复杂磁位形。所考虑的数据集表明，一个新兴的通量插曲触发耀斑发挥了关键作用。出现的磁通量可能激活了复杂的QSL系统，导致QSL内的多次日冕磁重联。这一情景解释了观测到的特征：两个扩展的耀斑带在与QSL的光球足迹相匹配的位置发展，并伴随着在两个灯丝上方形成的耀斑环，这两个灯丝在耀斑动力学中没有发挥重要作用。这是一个典型的复杂耀斑的例子，可以先验地显示标准耀斑的签名，但不可能解释与任何标准模型的爆发或局限耀斑。我们发现，拓扑分析，但允许揭开这样复杂的耀斑签名集的发展。
2015-03-04 astro-ph.SR
Analysis and modelling of recurrent solar flares observed with Hinode/EIS on March 9, 2012
2012年3月9日，AR 11429中的太阳动力学天文台（SDO）和Hinode EUV成像光谱仪（EIS）观测到了三个同源C级耀斑和最后一个M级耀斑。所有的复发耀斑发生在一个很短的时间间隔内（小于4小时），表现出非常相似的等离子体形态，都被限制，直到最后一个大规模的爆发发生。C类耀斑的特征是在近似相同的位置出现两个明亮而致密的$\approx$ ~3- 10 ~MK蒸发等离子体足点源和一个半圆形带状物。在耀斑期间，还观察到了一个脊状的热等离子体（$\approx$ ~10~MK）结构的持续增亮。使用Hinode/EIS的光谱观测来测量和比较每个耀斑的\fexxiii \发射线的蓝移速度和耀斑足点处的电子数密度。在C2.0和C4.7局限耀斑期间，观测到了150- 200 km~s $^{-1}$量级的类似速度，这与其他作者在最近一次M1.8级耀斑研究中报道的数值一致。另一方面，在软X射线峰值通量较低的耀斑中，往往会观察到较低的电子数密度和温度。为了研究耀斑的同源性，我们对日冕中的3D磁场配置进行了非线性无力场（NLFFF）外推。NLFFF外推和准分界线层（QSL）提供了磁场背景，解释了在（非喷发）耀斑中观察到的内核、脊柱状和半圆形增亮的位置。在没有日冕零点的情况下，我们认为同源耀斑都是由秃斑重联的连续复发产生的。
2016-12-12 astro-ph.SR
Investigation of an X-class Flare and Quasi-Periodic Pulsations in NOAA AR 13842 using SDO, Aditya-L1 and Solar Orbiter
Patna University（巴特那大学）；Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；National Institute of Technology Calicut（卡利卡特国立技术学院）；Kumaun University（库马翁大学）
本研究结合SDO、Aditya-L1与Solar Orbiter数据，分析NOAA 13842活动区的X9.0级耀斑，通过非无力场外推揭示磁场结构与反复重联是准周期脉冲的成因。
2026-10-16 astro-ph.SR
Why Is the Great Solar Active Region 12192 Flare-Rich But CME-Poor?
2014年10月的太阳活动区12192是24年来最大的太阳黑子群。它是第24周期中最多产的耀斑，但令人惊讶的是，在其盘通过期间，核心区域没有产生日冕物质抛射（CME）。在这里，我们研究阻止喷发的磁场条件以及随之而来的后果。我们发现AR 12192是“大而温和”，其核心区域表现出较弱的非潜力，较强的覆盖领域，和较小的耀斑相关领域的变化相比，其他两个主要的耀斑CME生产的AR（11429和11158）。这些差异存在于密集型指数中（例如，手段）但通常不是广泛的手段（例如，总数）。AR 12192的大量磁自由能并没有转化为CME的生产力。这一出乎意料的现象表明，AR的爆发性受到背景场限制上的磁非势的某种相对度量的限制，并且与爆发性耀斑相比，受限耀斑可能会留下较弱的光球和日冕印记。
2015-05-05 astro-ph.SR
Electric Current Neutralization in Solar Active Regions and Its Relation to Eruptive Activity
与电流相关的磁自由能是太阳耀斑和太阳活动区日冕物质抛射（CME）的动力。然而，决定AR是否会产生喷发的条件还不清楚。以前的工作表明，在何种程度上的驱动电流，或在一个单一的磁极内的所有电流的总和，被中和，可以作为一个很好的代理评估的AR的能力，产生喷发。在这里，我们调查电流中和和耀斑/CME生产之间的关系，使用15个耀斑活动和15个耀斑安静的AR的样本。所有耀斑安静和4个耀斑活跃的AR也是CME安静的。我们还测试了电流中和的关系，沿极性反转线（PILs）在AR的剪切程度。我们发现，耀斑生产AR更有可能表现出非中和电流，特别是那些也产生CME。我们发现，耀斑/CME活跃的AR也表现出更高程度的PIL剪切比耀斑/CME安静的AR。我们还观察到，电流变得更加中性的磁通量出现在耀斑安静的AR。我们的研究表明，目前中和反应是其爆发潜力的指示。
2020-03-05 astro-ph.SR
Sunspot waves and flare energy release
我们解决的耀斑过程的启动和进一步维护其能量释放的可能性，由于转换的太阳黑子纵波到横向磁回路振荡与启动重联。这导致在能量释放峰值之后保持加热并且在X射线轮廓上形成平坦阶段。应用时距图和像元小波滤波（PWF）方法，得到SDO/AIA数据中波功率变化的时空分布。为了找到磁波导，我们使用SDO/HMI磁图的磁场外推。波前的传播速度是在特定时间从它们的空间位置测量的。在17 GHz（NoRH）射电辐射的相关曲线中，我们发现2012年6月7日耀斑之前太阳黑子本影中3分钟波的单调能量放大。这种动力学与日冕环（SDO/AIA，171光年）中波列长度的增加一致，在耀斑爆发前30分钟达到最大值。在软X射线（RHESSI，3-25千电子伏）的耀斑时间分布的一个特点是保持恒定水平的耀斑发射10分钟后，短脉冲阶段，这表明在能量释放的延续。在这段时间里，我们发现30秒周期的横向振荡的耀斑环的射频范围内（NoRH，17 GHz）。这种周期性显然与从太阳黑子到环横向振荡的传播纵向3分钟波的转变有关。磁场外推表明，存在磁波导（环）连接太阳黑子和能量释放区。这种横向振荡波导与底层扭曲环路的相互作用（重连）可能导致耀斑环路加热。
2014-09-10 astro-ph.SR
A Study of Magnetic Field Characteristics of Flaring Active Region Based on Nonlinear Force-free Field Extrapolation
日冕磁场是造成太阳耀斑和太阳爆发的原因。然而，可用于测量太阳爆发临界条件的磁场参数类型仍不清楚。为了理解太阳耀斑的可能条件，我们研究了Ishiguro & Kusano（2017）引入的无量纲参数$κ$，它包含了活动区（AR）中磁扭曲分布和磁通量的信息。我们引入了一个新的参数$κ^\ast$，作为$κ$的代理，我们已经分析了$κ^\ast$的演变过程中的耀斑期间的AR使用的非线性无力场（NLFFF）从光球矢量磁场数据外推。利用太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们计算了AR NOAA 11158在其为期三天的耀斑期间的$κ^\ast$。我们发现$κ^\ast$在两次大耀斑前升高到一定水平，发作后显著降低。结果表明，$κ^\ast$可以作为一个指标的必要条件，在AR的太阳爆发的开始。基于这一结果，我们提出了一种新的方法来评估一个大的太阳喷发的可能性，从AR相结合的参数$κ^\ast$和信息的AR的磁能。
2018-07-04 astro-ph.SR
Magnetic field configuration favoring X-class solar flares: violation of Joy's and Hale's laws
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台太阳活动与空间天气国家重点实验室）；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）
研究利用39个耀斑活跃区，通过按黑尔定律和乔伊定律划分象限，研究磁倾角与X级耀斑生产率关系。发现违反这两条定律的象限耀斑级别更高，全球或局部的异常磁倾角配置是主要耀斑活动关键指标。
2026-07-14 astro-ph.SR
Evolution and Flare Activity of Delta-Sunspots in Cycle 23
利用SOHO/MDI资料研究了第23周太阳活动区的形成和磁演化。我们选择了31个可以从出生阶段观察到的AR，作为我们研究的无偏样本。从磁拓扑（扭曲和扭曲）的分析，我们得到了以下结果。i）新出现的β-γ-δ AR可分为三种拓扑类型，即“准β”、“扭曲”和“自上而下”。ii）其中，“扭动”型和“顶顶”型倾向于显示高耀斑活动。iii）由于扭曲和扭曲的符号在大多数“扭曲”类型的情况下（13种情况中的12种）彼此一致，我们提出了一个磁模型，其中β-γ-δ AR中的新兴通量区域不是分离的，而是在太阳表面下统一为一个单一的结构。iv）几乎所有的“扭曲”型AR在磁通量管的中部都有向下的打结结构。我们相信，这是β-γ-δ AR的基本属性。v）β-γ-δ AR的耀斑活动不仅与太阳黑子面积高度相关，而且与磁场复杂性高度相关。vi）我们认为耀斑指数与最大本影面积之间可能存在一个标度律。
2015-07-23 astro-ph.SR
On the possibility to probe the flare productivity of an active region on the early stage of emergence
如何预测处于早期爆发阶段的活动区未来的耀斑生产力是一个长期存在的问题。本研究的目的是探讨光球磁场的两个参数，都来自在出现阶段的AR，并将它们与耀斑生产力的发达的AR。参数为：（i）磁功率谱在出现阶段的指数（谱的斜率），和（ii）通量出现率。对243个新出现的AR的分析表明，磁功率指数在一天之内从典型的安静太阳区域的值增加到典型的成熟AR的值，而出现进行了几天;经常，增加后，功率指数的值在一些平均值附近波动，波动是几倍小于功率指数的增长在出现开始。对于一个子集的34个耀斑生产AR，我们发现没有相关性的功率谱指数在出现阶段和耀斑指数来自整个间隔的AR的存在盘上。同时，流量出现率与耀斑指数有很好的相关性（Pearson相关系数为0.74）。我们得出结论，高的流量出现率是一个AR在未来产生强耀斑的必要条件，因此，流量出现率可以用来探测未来的耀斑生产力的AR。
2020-11-24 astro-ph.SR
Photospheric Magnetic Evolution in the WHI Active Regions
利用迈克尔逊-多普勒成像仪（Michelson-Doppler Imager）记录的视线（LOS）磁图序列，定量描述了全日圈间隔（WHI）期间横跨太阳盘面旋转的三个活动区的光球磁结构和演化，试图将这些活动区的光球磁特性与耀斑和日冕物质抛射（CME）联系起来。在我们的分析中使用了几种方法，从整个活动区域的规模，磁功能，超颗粒尺度，最后，到个别像素。我们计算了几个参数的磁结构和演变，以前已经与耀斑和CME活动，包括总无符号磁通量，磁通量极性反转线附近，取消磁通量，“代理坡印亭通量”，和螺旋通量。为了对耀斑事件进行编目，我们使用了来自GOES和RHESSI观测的耀斑列表。通过大多数这样的措施，AR 10988应该是最耀斑和CME生产活动区，AR 10989最少。然而，观测结果与这一预期并不一致：AR 10988和10989产生了类似数量的耀斑，AR 10989也产生了一些CME。这些结果突出了目前的局限性南极洲为基础的耀斑和日冕物质抛射预测工具，仅依赖于视线光球磁数据。
2011-03-24 astro-ph.SR
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
Study of magnetic field topology of active region 12192 using an extrapolated non-force-free magnetic field
太阳活动区（AR）12192是第24太阳活动周中最具耀斑生产力的区域之一，产生了许多X级耀斑;最具能量的是2014年10月24日21：10 UT的X3.1耀斑。通常认为，这类事件是由日冕磁场中的磁重联触发的。在这里，我们使用的矢量磁图从太阳光球，从太阳光球磁成像仪（HMI）获得的调查磁场拓扑结构之前的X3.1事件，并确定可能导致耀斑的条件。为了推断日冕磁场，一种新的非无力场（NFFF）的光球场的外推技术，它适当地模仿洛伦兹力存在于光球等离子体。我们还强调存在的磁零点和准分界线层（QSL）的磁场拓扑结构，这是首选的网站磁重联，并讨论可能的重联方案。
2018-04-12 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona II: NonParametric Discriminant Analysis Results from the NWRA Classification Infrastructure (NCI)
使用来自太阳动力学观测台/大气成像组件、AIA活动区补丁数据库（“AARP”，论文I：Dissauer等人，2022年）的活动区目标时间序列图像的大样本来研究描述日冕、过渡区和色球发射的参数是否可以区分即将产生太阳耀斑的区域和不会产生的区域。基于直接和运行差异图像的矩分析的参数化提供了非参数判别分析的物理可解释的结果。在包括24小时和6小时有效期在内的四个事件定义中，160个基于图像的参数捕获了大气的一般状态，快速亮度变化和长期强度演变。我们发现顶级Brier技能评分在0.07--0.33范围内，真实技能统计在0.68--0.82范围内（均取决于事件定义），而接收器操作特征技能评分高于0.8。总发射可以执行显着，可以急剧增加或减少的亮度，虽然平均亮度的措施不，证明了众所周知的活动区的大小/耀斑生产力的关系。一旦一个区域产生耀斑，活跃区域的日冕等离子体似乎保持高温。94 AA滤波器数据提供了具有鉴别能力的最多参数，表明其受益于对多个物理状态进行采样。特别是，使用运行差异图像的高阶矩进行分类的成功表明，耀斑即将发生的区域倾向于显示短暂的小规模增亮事件。描述日冕演化的参数可以提供耀斑临期的指标，但与“静态”参数相比没有优先权。最后，所有参数和NPDA导出的概率可供社区进行进一步研究。
2022-12-21 astro-ph.SR
Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of the Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope: Magnetic Structure and Plasma Thermodynamics
人们普遍认为，磁通量绳是太阳爆发的关键结构;然而，它们可观测到的对应物还不清楚。我们研究了一个耀斑相关的磁通绳喷发在一个全面的辐射磁流体动力学模拟耀斑生产活动区，特别是专注于在喷发等离子体的热力学性质和它们的关系的磁通量绳。预先存在的通量绳，携带着冷而致密的等离子体，在喷发开始前准静态地上升。在此阶段，磁通绳在极紫外（EUV）发射中没有显示出明显的特征。耀斑爆发后，在爆发的通量绳周围产生一个薄的“电流壳”。此外，在磁绳下方形成了一个电流片，两组磁弧在此重新连接并形成一组耀斑后回路。等离子体内的“电流壳”，电流片，和耀斑后的环路被加热到10 MK以上。耀斑后的环产生了丰富的软X射线辐射。同时，磁通绳中的大部分等离子体被加热到大约1 MK，并且磁通绳的主体在较冷的EUV通带（例如AIA 171 μ π ι ~通道）中表现为明亮的拱形。
2022-06-28 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
Toward a fast and consistent approach to model solar magnetic fields in multiple layers
目的。我们的目标是开发一种快速和一致的外推方法来模拟太阳大气的多层。方法.新方法结合了磁流体静力学（MHS）外推法和非线性无力场（NLFFF）外推法，前者将太阳低层大气模拟在一个扁平的盒子中，后者将日冕与由MHS外推法推导出的色球矢量磁图模拟在一起。我们测试我们的代码与快照的辐射磁流体动力学模拟的太阳耀斑。通过几个指标进行定量比较。结果基于一些测试运行，我们找到了两个外推的组合与5.8毫米高的框MHS外推和磁图在1毫米的高度为NLFFF外推的优化配置。这种结构下的新方法能够准确有效地重建多层结构中的磁场。基于用于评估不同外推（NLFFF外推、MHS外推和组合外推）的性能的品质因数，我们发现组合外推达到MHS外推的精度，其优于NLFFF外推。结合外推是适度有效的应用程序与高分辨率的磁图。
2021-09-27 astro-ph.SR
Evolution of the Non-potential Magnetic Field in the Solar Active Region 12673 Based on a Nonlinear Force-free Modeling
活动区（AR）12673产生了许多M级和几个X级耀斑，其中一个是X9.3级耀斑，这是第24太阳活动周记录到的最大的太阳耀斑。利用非线性无力场外推的时间序列，研究了AR 12673内部三维耀斑产生磁场的演化。我们的分析发现，到9月4日形成了三条磁通量绳（MFR），其中一条在9月6日产生了X9.3耀斑。一个MFR具有正的磁扭曲，其与其他两个MFR的符号不同。由于累积正扭的MFR的磁通量的时间演化与9月4日至6日观测到的GOES X射线通量的剖面一致，我们认为具有正扭的MFR的形成与M级耀斑（包括M5.5耀斑）的发生密切相关。我们进一步发现，磁零的磁场周围的MFR，特别是，在M5.5耀斑之前，这是在此期间观察到的最大的M-耀斑具有正扭曲的MFR上方。通过与AIA 1600埃的图像进行比较，我们发现上覆场线的足迹锚定在最初观察到增亮的区域。因此，我们认为，由正扭曲的MFR在零处的环面不稳定性引起的重联可能驱动了M5.5耀斑。
2020-12-02 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
The magnetic field environment of active region 12673 that produced the energetic particle events of September 2017
预测太阳高能粒子（SEP），并提前识别活动区（AR）中将产生SEP事件的耀斑/CME是极具挑战性的。我们研究了AR 12673的磁场环境，包括AR的磁场位形、AR附近的磁场位形、衰变指数剖面和地球连接磁场的足点，在四次喷发事件前后。其中两个喷发事件是SEP生产（2017年9月4日20：00~UT和9月6日11：56~UT），而两个不是（9月4日18：05~UT和9月7日14：33~UT）。我们分析了一系列EUV和白光日冕观测以及势场外推，发现与SEP生产事件相关的CME要么触发零点重联，将耀斑加速粒子从耀斑站点重定向到地球连接的领域和/或有显着的膨胀（和冲击形成）到开放的地球连接的领域。衰变指数随高度的变化率表明，该地区可能产生一个快速的CME（$v >$ 1500 km~s $^{-1}$），在事件2和事件3中也是如此。AR的磁场环境，包括开放的磁场和零点的网站，以及磁场连接和CME的传播方向发挥了重要作用，在逃逸和到达地球的SEP。应调查其他产生SEP的AR，以确定它们的磁场环境和CME传播方向是否对SEP逃逸和到达地球有重要影响。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Statistical study of free magnetic energy and flare productivity of solar active regions
利用太阳动力学观测站日震和磁象仪的光球矢量磁图作为边界条件，外推日冕中的非线性无力场和位磁场。基于外推，我们能够确定存储在活动区（AR）的自由磁能（FME）。分析了61例AR的3000多幅矢量磁图。我们比较了FME和AR的耀斑指数（FI），发现FME和FI之间存在弱相关（$<60\%$）。FME相对于AR的总无符号磁通量在以下两个方面显示出略微改善的耀斑可预测性：（1）FME预测的耀斑生产力高于磁通量预测的耀斑生产力;（2）FI与FME之间的相关性高于FI与磁通量之间的相关性。然而，这种改进不足以显著地改变时间累积FI而不是单个耀斑的预测。
2014-05-09 astro-ph.SR
Field line slippage rate signatures in nonlinear force-free field extrapolations
School of Mathematics and Statistics, University of Glasgow（格拉斯哥大学数学与统计学院）
提出场线滑移率作为三维重联的物理加权代理，推导其与电流结构的关系，并应用于2011年2月15日X2.2耀斑的NLFFF外推，揭示重联增强区域。
2026-06-12 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
Evolution of twist-shear and dip-shear in Faring active region NOAA 10930
研究了耀斑产生活动区NOAA 10930的磁剪切角演化。磁剪切角被定义为观测到的磁场矢量相对于势场矢量的取向偏差。剪切角是在水平和垂直平面上测量的。前者是通过取观测场和位场的方位角之差来计算的，称为扭剪;后者是通过取观测场和位场的倾角之差来计算的，称为倾剪。两个剪切角的演变，然后跟踪位于剪切半影的三角洲太阳黑子在NOAA 10930的一个小区域。我们发现，虽然扭剪在耀斑后表现出增加的趋势，倾向剪切在耀斑后表现出显着下降。
2010-10-04 astro-ph.SR
The Triggering of the 29-March-2014 Filament Eruption
2014年3月29日发生在NOAA活动区12017的X1耀斑和相关的暗条喷发一直是密集研究的来源。在这项工作中，我们分析了一系列的非线性无力场外推的耀斑前和耀斑后的阶段的结果。结合IRIS、Hinode和SDO任务提供的观测数据，我们已经证实了在耀斑爆发前活动区内存在两条通量绳。在这两个通量绳中，我们发现有趣的是，只有一个在X1耀斑期间爆发。我们建议，这是由于系绳切割重连允许的通量绳之一，以提高到一个环面不稳定的区域之前，耀斑，从而使其爆发在随后的耀斑。
2018-05-15 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics evolution of three-dimensional magnetic null in NOAA active region 11515 initiated using non-force-free field extrapolation
对活动区NOAA 11515进行了磁流体动力学模拟，以研究2012年7月2日10：43 UT左右开始的M5.6耀斑事件的启动。模拟是使用一个外推的非力自由磁场作为初始磁场从光球矢量磁图的活动区。磁场显示了三维（3D）磁零点的存在，相应的圆顶覆盖在一个灯丝和一个低洼的磁通量绳上，分别在304 ° C和131 ° C观测到。由初始洛伦兹力触发的模拟动力学导致了磁绳的分叉，这与在131度~亮区观察到的分叉相似。此外，绳索呈现上升并在3D零位处重新连接。这些重新连接将绳索的场线转换为3D零的锚定外脊-解释了附近受限C级耀斑的发生。此外，结果表明，磁通绳的场线到达附近的灯丝，并成为不平行的灯丝的场线。这就启动了绳子和丝状体的场线之间的重新连接--激活了丝状体的喷发。这种有趣的磁绳和暗条的相互作用似乎有助于M级耀斑的发生。
2022-10-08 astro-ph.SR
What Are the Causes of Super Activity of Solar Active Regions?
本研究分析20个活动区，发现耀斑产率主要由强梯度极性反转线长度控制（相关系数0.78），超强产率活动区SgPIL长度大于50 Mm，磁通量浮现本身不足以提高产率，需非共轭对相反极性汇聚。
2023-12-22 astro-ph.SR
Observations of white-light flares in NOAA active region 11515: high occurrence rate and relationship with magnetic transients
本研究有两个目标。一个是调查白光耀斑（WLF）发生在耀斑生产活动区（NOAA活动区11515）的频率。另一个是研究WLF和磁瞬变（MT）之间的关系。我们使用SDO/HMI拍摄的全磁盘连续滤波图和视线磁图来分别识别WLF和MT。利用SDO/AIA卫星拍摄的图像，还可以显示耀斑在高层大气中的形态。在NOAA活动区11515的70次C级以上耀斑中，我们发现了至少20次WLF（28.6%）。这些WLF中的每一个都发生在一个小区域中，持续时间很短，约为5分钟。白光连续谱强度的增强通常很小，平均增强8.1%。观察到的20个WLF是沿着一个不寻常的磁场配置发现的，其特征是一个狭窄的负场带。此外，发现WLF伴随着MT，在耀斑期间观察到磁场强度的根本变化（甚至是符号反转）。相比之下，在没有白光增强的50个耀斑中没有明显的MT特征。我们的研究结果表明，WLF发生的频率比以前认为的要高得多，大多数WLF都是相当弱的增强。这可以解释为什么不经常报告WLF。我们的观察还表明，MT和WLF密切相关，并出现同空间和同时间，当考虑HMI数据。WL发射的较大增强通常伴随着无符号磁场的视线分量的较大变化。考虑到MT和WLF之间的密切关系，以前报道的许多MT耀斑可能是WLF。
2018-01-13 astro-ph.SR
