Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 astro-ph.SR
Sigmoid Formation Through Slippage of A Single J-shaped Coronal Loop
一个众所周知的即将到来的太阳爆发的前兆是在活动区（AR）出现一个热的S形环，也称为S形环。传统上，这种S形环的形成被设想为通过两个相反取向的J形环的磁重联来实现。然而，重联的细节是难以捉摸的，由于微弱的发射和微妙的演化在喷发前阶段。在本文中，我们研究了一个单一的J形环如何转变为S形的一个通过滑动的一个脚点在NOAA AR 11719在2013年4月11日。在约16 min的时间间隔内，J形环以爆发式的方式滑过强电流密度的低电晕区，在滑移足点处达到超过1000 km s $^{-1}$的峰值视速度。非线性无力场模拟结果表明，电流密度的增加表明日冕等离子体的“非理想性”在局部变得重要，这可能有助于磁重联。经历滑动运动的环段被加热;同时，在固定的足点上方，由于环的延长和加热的组合效应，日冕发射变暗，后者表现为变暗斜率和发射测量的时间变化。这些特征共同支持通过单个J形环的滑动重连形成S形的不对称场景，这与涉及双J形环系统的标准系绳切割场景不同。
2022-08-30 astro-ph.SR
Transient Formation of Loops in the Core of an Active Region
我们研究了在AR 11890的核心瞬态环路的形成。为此，我们使用了大气成像组件（AIA）和界面区域成像光谱仪（IRIS）记录的观测结果。光球场的配置，我们使用的视线（LOS）从日震和磁成像仪（HMI）获得的磁图。在AIA的所有UV和EUV通道和IRIS的三个狭缝钳口图像中同时观察到瞬态。瞬态在所有AIA和IRIS SJI通道中的共存表明瞬态的多热性质。瞬变由位于瞬变底部的短回路和长回路组成。差分辐射测量（DEM）分析表明，瞬态具有团簇结构。在底部观察到的最高发射在$\log\, T = 6.65 - 6.95$的温度区间内。我们在相似的温度下观察到更长的环，尽管非常微弱。利用LOS磁图，我们得出结论，磁重联可能造成了瞬态。我们的观察进一步表明，这种瞬变的物理形成可能类似于典型的日冕喷流，虽然在不同的拓扑结构。这样的多波长观测揭示了太阳日冕中热等离子体的形成，并提供了进一步的基本约束，对这种瞬变的热力学建模。
2021-01-17 astro-ph.SR
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
On the Formation of Active Regions
磁对流可以在没有初始相干通量管的情况下产生活动区。进行模拟，其中将1 kG强度的均匀、无扭曲、水平磁场平流输送到48 μ m宽× 20 μ m深的计算域的底部。上下对流运动产生了一系列规模很大的磁环，较小的磁环以蜿蜒的方式骑在较大的磁环上。当一个大的环接近表面时，它会产生一个小的活动区域，其中有一个紧凑的前导点和更多的漫射跟随点。
2012-07-18 astro-ph.SR
Light Bridges Can Suppress the Formation of Coronal Loops
光桥是磁场侵入太阳黑子的一种现象，它与主磁场相互作用，激发出各种动力学过程。在这封信中，我们研究了光桥和太阳黑子日冕环之间的磁连通性。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件的观测资料，研究了具有光桥的太阳黑子的特征。结果表明，如果光桥锚定在本影-半影边界，则在锚定点周围不能形成冠环。如果光桥与半影分离，日冕环又开始形成。SDO上的日震磁成像仪提供的矢量磁图表明，光桥的锚定区通常伴随着相反的小极性。我们认为磁场线可以连接到这些相反的极性上，形成短程磁环，因此，不可能形成延伸到长程的冕环。提出了一个光桥模型来解释光桥与日冕环之间的磁连通性。这个模型可以解释许多与光桥相关的物理过程。
2021-06-24 astro-ph.SR
A model for the formation of the active region corona driven by magnetic flux emergence
我们提出的第一个模型，耦合的太阳活动区的日冕的形成的太阳黑子对的出现的模型。这使我们能够研究何时，何地以及为什么活跃区域循环形成，以及它们如何演变。我们使用一个三维辐射MHD模拟的出现一个活跃的区域，通过上层对流区和光球作为一个三维MHD日冕模型的下边界。后者解释了磁场线的编织，它在电晕中感应出电流，加热等离子体。我们合成的日冕辐射直接比较的意见。从一个基本上没有磁场的大气层开始，我们遵循着充满磁场和等离子体的日冕。许多个别可识别的热日冕环形成，并达到远高于1 MK的温度，密度与观测相当。这些环的足迹被发现在小块的磁通量集中移动到太阳黑子。环的形成是由在光球层中的脚点处向上指向的坡印廷通量的增加触发的。在合成的EUV发射中，这些环在几分钟内形成。第一个EUV环看起来像一个细管，然后上升并在水平方向上显著扩展。后来，空间不均匀的热输入导致在不断增长的外壳中形成多个环或链的碎片系统。
2014-02-21 astro-ph.SR
Formation of Large Scale Coronal Loops Interconnecting Two Active Regions Through Gradual Magnetic Reconnection and Associated Heating Process
连接两个活动区的日冕环称为互连环（IL），是太阳大气中重要的大尺度结构。它们携带大量的磁通量，因此被认为是太阳发电机过程的重要元素。早期的观测表明，离子液体的爆发是CME的一个重要来源。一般认为离子液体是通过高日冕（>150-200”）中的磁重联形成的，并且已经提出了几种方案来解释它们在软X射线（SXR）中的增亮。然而，详细的IL形成过程尚未得到充分的探索和相关的能量释放的电晕仍然没有得到解决。在这里，我们报告的完整形成过程中的一组IL连接两个附近的活动区，连续观测的STEREO-A的远侧的太阳和SDO和日出在地球一侧。我们的结论是，离子液体形成的逐渐重联高的日冕，在较早的假设。此外，我们还展示了证据，支持在SXR和EUV中，离子液体通过在日冕中的重连位点处或附近加热而变亮（即，通过重连的直接加热过程），这一过程在早期的离子液体研究中基本上被忽视了
2018-05-13 astro-ph.SR
Velocity Response of the Observed Explosive Events in the Lower Solar Atmosphere: I. Formation of the Flowing Cool Loop System
我们使用接口区域成像光谱仪（IRIS）上的狭缝钳口成像仪（SJI）观察冷回路中的等离子体流动。Huang等人（2015年）在这些环的足点处观察到异常加宽的Si IV 1403埃线轮廓，这归因于爆炸事件（EE）的特征。我们选择了一个这样的单向流动的冷却回路系统，IRIS观察到的其中一个足点是与显着加宽的硅IV线轮廓。线轮廓增宽间接地表明在过渡区（TR）下方发生了许多EE，而它直接推断出大的速度增强/扰动进一步导致所观察到的回路系统中的等离子体流动。所观察到的功能是在一个模型大气中，其中一个低洼的双极磁场系统的扰动色球层的速度脉冲的最大振幅为200公里/秒。数据驱动的2-D数值模拟表明，等离子体运动的演变与IRIS观察到的类似，以流动等离子体填充冷却回路系统骨架的形式。我们比较的时空演化的冷环系统在我们的模型的框架与观测，并得出结论，他们的形成主要是与速度响应的瞬态能量释放以上的脚点在色球层/TR。我们的观测和模拟结果表明，最有可能与EE的速度响应可能是在低层太阳大气中流动的冷回路系统的动力学和能量学的主要候选人之一。
2020-04-07 astro-ph.SR
Observations of the Formation and Disappearance of a Funnel Prominence
本文观测研究了漏斗状日珥的形成与消失过程，发现色球等离子体被输送至日冕腔后经垂直下降流排出可形成漏斗状日珥，揭示了其演化受磁重联及物质流动驱动。
2024-06-26 astro-ph.SR
Spectroscopic and imaging observations of transient hot and cool loops by IRIS and SDO
日冕环是太阳大气的基本组成部分，可以在各种长度尺度上观测到。但其形成机制尚不清楚。在本文中，我们提出的光谱和成像观测的小尺度瞬变和随后形成的瞬态循环。为此，我们利用了AIA和IRIS-SJI记录的多波长观测，以及IRIS提供的光谱测量。对于光球磁场数据，我们获得了HMI提供的视线磁图数据。同时观察到小规模的瞬态与几个EUV和UV通带的AIA和IRIS-SJI。HMI磁图提供了这些瞬变下负通量抵消的证据。差分发射测量（DEM）分析表明，瞬态达到的温度高达8 MK，而另一个只达到0.4 MK。这些瞬态进一步导致形成具有相似温度分布的小尺度回路，因此分别称为热回路和冷回路。在事件发生的过程中，IRIS狭缝对该区域进行光栅扫描，从而提供了瞬态和相关环路的光谱测量。这使我们能够对热回路和冷回路进行深入研究。利用密度敏感的O-IV线对，我们得到了沿热环和冷环的平均电子密度分别为$10^{11.2}$和$10^{10.8}$ cm $^{-3}$。能量估计表明，磁通抵消可以很容易地为热瞬态供电，而不足以为冷瞬态供电。寿命估计和磁场外推表明存在小规模和精细结构内这些循环。结果提供了至关重要的成分的物理回路的形成和相关的热力学。
2022-03-07 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of a Flux Rope Formation by Series of Magnetic Reconnection in the Chromosphere
使用高分辨率的观测，从1.6米的新太阳望远镜（NST）在大熊太阳天文台（BBSO），我们报告的直接证据的合并/重新连接冷H $α$环在色球层在两个同源耀斑（B-和C-类）所造成的剪切运动在两个循环的脚点。这些环之间的重联导致形成了一个不稳定的磁绳，显示出逆时针旋转。磁绳无法达到环面不稳定的高度，未能形成日冕物质抛射。HMI磁图揭示了负/正（N1/P2）极性太阳黑子在相反方向上的旋转，这增加了以N1/P2为基础的磁性结构的右手和左手扭曲。在第一次B6.0耀斑期间甚至之后都观测到快速光球通量抵消（持续时间$\sim$ 20-30分钟，速率$\approx$ 3.44 $\times$ 10 $^{20}$ Mx h $^{-1}$），并持续到第二次C2.3耀斑结束。RHESSI X射线源位于环的合并部位。据我们所知，这样一个明确的相互作用的色球环，随着快速通量抵消还没有报道过。这些高分辨率的观测结果表明，色球圈内的一系列磁重联与非常快速的磁通抵消有关，从而形成了一个小的磁通绳。
2017-03-29 astro-ph.SR
The role of asymmetries in coronal rain formation during thermal non-equilibrium cycles
内容：热不平衡（TNE）产生了几个可观测的，可以用来限制太阳日冕加热的空间和时间分布。它的表现包括日珥的形成、日冕雨和日冕环中的长周期强度脉动。Auchère等人最近对与强度脉动相关的大量周期性日冕雨的观测，使这两种现象统一为TNE凝结和蒸发循环的结果。另一方面，弗罗门特等人观测到的许多强度脉动事件显示很少或没有日冕雨形成。目的：我们的目标是了解为什么一些TNE周期产生如此丰富的日冕雨，而其他周期产生很少或没有雨。方法：我们重建了Auchère等人报告的事件的几何结构，使用来自STEREO/SECCHI/EUVI的图像和来自SDO/HMI的磁图。然后，我们进行1D流体动力学模拟这一事件，不同的加热参数和变化的环路几何形状（9000模拟总数）。我们比较由此产生的行为模拟的TNE周期的Froment等人。不产生日冕雨。结果：我们的模拟表明，在相同的磁结构中，可以形成两个连续性和TNE循环（有和没有日冕雨）。我们表明，在TNE周期的日冕雨的形成取决于环的不对称性和加热。不对称环总体上不太可能产生日冕雨，不管加热。在对称环中，当加热也是对称时，日冕雨就形成了。在不对称环中，只有当加热补偿了不对称性时，雨才会形成。
2021-10-19 astro-ph.SR
Unveiling the Dynamics and Genesis of Small-scale Fine Structure Loops in the Lower Solar Atmosphere
本研究利用IRIS、GST和SDO多波段观测分析低层太阳大气中两个小尺度环，发现其形成与等离子体团介导磁重联及微暗条爆发模型一致，揭示小尺度环与喷流共享统一形成机制。
2025-03-12 astro-ph.SR
Wave-like Formation of Hot Loop Arcades
我们目前的观测热拱廊上的镁XII太阳光谱仪CORONAS-F任务，它提供了热等离子体的单色图像的镁XII 8.42 A共振线。在2002年2月28日09时18分、14时13分和22时28分以及2002年3月1日00时40分，观测到活动区NOAA 09847和09848之间的极性反转线上方形成了四个连续事件。拱廊都以相同的方式演变：a）在仍然不可见的拱廊边缘附近出现了一个小耀斑（前兆），b）拱廊以波浪状的方式变亮-较近的环变亮较早，c）拱廊强度在$\approx$ 1小时内逐渐降低。估计的波速为$\approx$ 700 km/s $^{-1}$，热环之间的距离为$\approx$ 50 mm。弧形成时，它们的磁结构没有明显的变化。拱廊可能是由拱廊上方的电流片的不稳定性加热的，这是由前体激发的MHD波引起的。
2015-10-08 astro-ph.SR
Formation of a solar filament by magnetic reconnection and coronal condensation
在太阳暗条的形成机制中，两组剪切弧之间的磁重联形成了具有许多磁凹陷的暗条螺旋结构，螺旋结构内捕获的等离子体的冷却和冷凝为暗条提供了质量。虽然这些过程中的每一个，即磁重联和日冕凝聚已经分别报告，观察显示整个过程的灯丝形成是罕见的。在这封信中，我们提出了通过两组冠环之间的重连形成S形，以及随后通过冷却和冷凝新形成的S形内的等离子体形成灯丝。2014年8月27日，活跃区12151中的一组环与位于东部的另一组环重新连接。一个较长的扭曲的S形结构和一组较短的低卧环，然后形成。观测结果与系绳切割模型吻合得很好。新形成的乙状结肠保持稳定，不会爆发为日冕物质抛射。从东部端点，检测到物质注入S形（作为增亮）的特征，这密切地勾勒出这些位置的排放量增加的特征。这可能表明色球层的蒸发是由重联引起的，将加热的等离子体供应到S形。在S形中，发生热不稳定性，并且发生等离子体的快速冷却和冷凝，形成细丝。然后，冷凝物双向流动到长丝端点。我们的结果为磁丝的形成是通过磁重联和日冕凝聚提供了明确的观测证据。
2021-09-13 astro-ph.SR
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
Fan-spine topology formation through two-step reconnection driven by twisted flux emergence
我们解决了形成的三维零点拓扑结构的太阳日冕相结合的Hinode/XRT观测的一个小的动态肢体事件，发生在旁边的非爆发的日珥腔，与三维零β MHD模拟。为此，我们的模型边界驱动的运动学出现一个紧凑的，强烈的，均匀扭曲的磁通管成一个潜在的领域拱廊，覆盖在弱扭曲的日冕磁通绳。日冕中出现的磁通量的膨胀导致在出现的场和预先存在的场的界面处形成零点。我们揭示了一个两步重联过程中的零点，最终产生的形成一个广泛的三维风扇脊柱配置以上新兴的双极。第一次重新连接涉及新兴领域和一套大规模的拱廊场线。它的结果在发射的扭转MHD波，沿拱廊传播，并在形成剪切回路系统的一侧出现的通量。第二次重联发生在这些新形成的环和遥远的拱廊场之间，并在出现的通量的对面形成第二个环系统。这两个环路系统共同显示了位于扇形表面下方的风幕模式。围绕着零点的内脊场线的磁通量保留了出现的扭曲的一小部分，而剩余的扭曲沿着重新连接的拱圈被疏散。在模拟中发生的特征的性质和时间确实在本文中研究的特定事件中质量再现了XRT观察到的特征。此外，两步重联过程提出了一个新的一致的和通用的模型在太阳日冕的海葵区域的形成。
2009-09-11 astro-ph.SR
EUV spectral line formation and the temperature structure of active region fan loops: observations with Hinode/EIS and SDO/AIA
与研究AR风扇循环使用Hinode/EIS和SDO/AIA的目的，我们调查了一些不一致的Fe VIII和Si VII线的绝对强度建模，并解决为什么他们的图像看起来非常相似，尽管事实上，他们有显着不同的形成温度在电离平衡：日志T/K = 5.6和5.8。这些问题是重要的解决，因为信心已被破坏，在他们的使用DEM分析，和Fe VIII是在低温下的AIA 131 A通道的主要贡献者。此外，它们是用于速度研究的最佳EIS线，并且用于将正确的温度分配给风扇中的速度测量。我们发现，Fe VIII 185.213A线是特别敏感的DEM的斜率，导致其有效形成温度的不成比例的变化。如果DEM在log T/K = 5.6至5.8范围内具有陡峭的梯度，或者是强烈的峰值，则Fe VIII 185.213 A和Si VII 275.368 A将在相同的温度下形成。我们表明，这种效果解释了这些图像的相似性的球迷。此外，我们表明，最近的电离平衡汇编解决绝对强度的差异。然后，我们将EIS和AIA相结合，确定了若干扇环的温度结构，发现它们的峰值温度在0.8- 1.2MK之间。EIS数据表明，温度分布具有有限的（但窄的）宽度< log sigma/K = 5.5，在一种情况下，发现该宽度基本上朝向环底部加宽。AIA和EIS在风扇的温度、排放测量和热分布上产生类似的结果，尽管有时AIA数据表明相对较大的热宽度。结果表明…
2011-01-27 astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Dynamics of braided coronal loops - I. Onset of magnetic reconnection
日冕磁场对小尺度光球边界运动的响应，包括可能通过Parker方案形成电流片，是太阳物理学的一个公开问题。在这里，我们通过数值模拟来解决这个问题。采用电阻MHD程序，对初始接近于无力状态的编织磁场的三维演化进行了研究。长波长的不稳定性发生，并导致两个薄电流层的形成。磁重联发生在整个电流片与三维特征显示，包括一个椭圆形的磁场结构的重联网站，并在全球的场结构的解扭的结果。
2010-03-18 astro-ph.SR
Jet formation in solar atmosphere due to magnetic reconnection
利用数值模拟，我们表明，射流与II型针状体和冷日冕射流对应的温度$10^{4}$ K的功能，可以形成由于磁重联的情况下，在磁阻率。为此，我们使用C7平衡太阳大气模型和假设电阻MHD规则的等离子体的动力学模型的低色球日冕区域。我们分析的磁场配置对应于两个相邻的具有相反极性的环。环脚的分离决定了电流片的厚度，电流片的厚度触发了磁重联过程，并进一步形成高速和尖锐的结构。我们分析了两个线圈的磁场强度相等和不同的情况。在第一种情况下，在对称的配置中，骨针垂直升高，而在不对称的配置中，结构显示出倾斜。在2.5D方法下进行了大量的模拟，我们探索了激发射流的各种性质，即形态，倾角和速度。参数空间涉及20和40 G之间的磁场强度，并且假定电阻率是均匀的，具有$10^{-2}Ω\cdot m$阶的恒定值
2016-09-29 astro-ph.SR
Conditions for Solar Prominence Formation Triggered by Single Localized Heating
针对日珥形成机制，通过1.5维磁流体动力学模拟研究单次局域加热触发凝聚的条件，发现加热率约为稳态加热10⁴倍、热传导效率低于冷却效率时发生凝聚，还扩展了热非平衡条件的公式。
2024-11-27 astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Mini-sigmoid Originating in Coronal Hole
在本文中，我们详细研究了起源于越赤道冕洞的小sigmiod的演化，其中磁场大部分是开放的，并严重不同于活动区sigmiod上方的封闭背景场。源区最初表现为双极，随后经历了一个快速的出现，然后是一个长期的衰变。相应地，日冕结构最初表现为弧形环，然后逐渐剪切并转化为连续的S形环，这主要是由于极性反转线附近的通量抵消。J形环和S形环的温度估计约为$2.0\times10^{6}$ K，高于背景冕洞的温度。使用磁通绳插入法，我们进一步重建的非线性无力场，很好地再现了位场到S形场的变换。剪切环和S形环主要集中在高Q区附近的事实意味着重联最有可能在那里发生，以形成S形场并加热等离子体。此外，S形场线的扭曲估计为约0.8，小于从活动区域的S形导出的值。然而，由于开放的背景场，在非常低的日冕（$<10\ Mm$），S形通量可能很快进入不稳定的制度。结果表明，小型S形，至少在我们的研究中，有相同的形成和喷发过程的大型之一，但上覆流量的影响显着。
2019-12-22 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Preceding Coronal Mass Ejection Onset
我们分析了一个S形（S形）的活动区向喷发的演变，其中包括一个日冕物质抛射（CME），但留下的地方的灯丝的一部分。发现X射线S形追踪出三个不同的磁拓扑结构的连续：一个高度剪切拱廊的日冕循环在其长寿命的阶段，秃补丁分界面（BPSS）在CME前几个小时，和第一耀斑循环在其主要的瞬态强度增强。日冕演化是由光球层的变化驱动的，包括S形和暗条下通量元素的会聚和抵消。这些数据产生明确的证据存在的BPSS，因此，在日冕的磁通绳开始之前的日冕物质抛射。
2009-06-26 astro-ph.SR
Successive Two-sided loop Jets Caused by Magnetic Reconnection between Two adjacent Filamentary Threads
我们提出了两个连续的双边环形喷流观测分析的地面新真空太阳望远镜（NVST）和空间太阳动力学天文台（SDO）。这两个连续的双侧环形喷流表现出相似的演化过程，都与喷流源区两条小尺度相邻的平行线相互作用、磁浮现和抵消过程有关。高时间和高空间分辨率的观测结果表明，两条平行线的两个相邻端部在源区内植根于相反的磁极性。两条线相互靠近，然后在相互作用位置观察到明显的增亮斑。随后，观察到一对热等离子体喷射沿着两条平行线的路径朝向相反的方向，并且具有大约150 km/s的双边环形射流的典型速度。在接近第二个喷流的末端，我们报告了在源区形成了一个明亮的热环结构，这表明在相互作用过程中形成了新的环。根据观测结果，我们认为，所观测到的双侧环形喷流是由两个相邻的平行线之间的磁重联引起的，这与以往认为双侧环形喷流是由出现的双极与上覆水平磁场之间的磁重联产生的观点有很大不同.
2017-07-14 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Coronal Rain Formation and Evolution following an X2 Solar Flare
本文报告了Hinode/EIS对X2.1耀斑后日冕雨形成与演化的罕见光谱观测，通过等离子体成分、非热速度和多普勒测量揭示了凝结演化过程，为日冕加热率与日冕雨集体行为提供了见解。
2024-01-09 astro-ph.SR
Plasma flows in the cool loop systems
我们研究了三个数据集所观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS）的低洼冷回路系统的动力学。利用光球层和过渡区（TR）之间形成的各种谱线，研究了观测到的冷环系统内部和周围的辐射、多普勒频移和谱线宽度。循环线的足迹点要么由蓝移或红移主导。各种环线蓝移足点上方速度的同空间变化显示出从Mg\，{ \sc ii} k线（2796.20~Å;地层温度：log（T/K）= 4.0）中的非常小的上升速度（-1至+1）km/s）到Si\，{ \sc iv}中的高上升速度（-10至-20）km/s）。因此，在位于Mg I，{\sc ii} k和Si I，{\sc iv}（1402.77 μ g; log（T/K）= 4.8）之间的谱线Cl，{\sc ii}（1334.53 μ g; \log（T/K）= 4.3）中的这些环系统的足点上方观察到等离子体流从红移（向下流动）到蓝移（向上流动）的转变。在所有三组观测数据中一致地观察到这种流动反转。回路系统的另一个足点始终保持红移，指示向下流动的血浆。本文采用多谱线谱线分析方法，详细描述了冷环系统中等离子体流动反转导致的质量输运及其形成过程。脉冲能量释放，由于小规模的重联以上的循环足点似乎是最有可能的原因突然启动的等离子体流明显在TR温度。
2019-02-14 astro-ph.SR
Stereoscopic Observations of an Erupting Mini-filament Driven Two-Sided-Loop Jet and the Applications for Diagnosing Filament Magnetic field
普遍存在的太阳喷流或类喷流活动被认为是太阳高层大气和太阳风的重要能量和质量输入源。然而，关于其触发和驱动机制的问题尚未完全了解。通过利用太阳动力学天文台（SDO）和日地关系天文台（STEREO）的高时空分辨率立体观测，我们报告了2013年6月2日发生的一个有趣的双侧环喷流，它与上覆的大灯丝下面的一个迷你灯丝的爆发动力学相关，并且在形成阶段期间识别出两个不同的重连过程。SDO观测结果表明，两侧环形喷流呈凹形，投射速度约为80 - 136。从另一个视角，STEREO前方观测清楚地表明，双侧环的两个臂的轨迹是沿着容纳大灯丝的腔磁场线。与普遍接受的理论模型相反，目前的观察为我们理解双边环形射流的形成机制提供了新的思路。此外，两侧环形喷流的喷发不仅为上覆大暗条提供了物质，而且为通过三维重建方法诊断上覆大暗条的磁结构提供了难得的机会。
2019-08-13 astro-ph.SR
Effect of collisions and magnetic convergence on electron acceleration and transport in reconnecting twisted solar flare loops
本文研究了在不稳定扭曲冕环中粒子加速模型与磁重联MHD模型的耦合。扭结不稳定性导致形成具有强平行电场的螺旋电流，从而导致电子加速。电子在重联环的电场和磁场中的运动研究使用的测试粒子的方法，考虑碰撞散射。讨论了库仑碰撞和磁会聚对高能电子布居的空间分布和能谱的影响，以及对太阳耀斑中硬X射线辐射的可能影响。
2015-01-26 astro-ph.SR
On a solar blowout jet: driven mechanism and the formation of cool and hot components
我们提出的意见井喷喷流经历了两个不同的喷射阶段。第一个阶段开始于一个小的正磁极的出现，它与附近的负磁场相抵消，导致微暗条及其约束环的上升。这进一步导致了一个小喷流由于磁重联之间的上升约束环和覆盖的开放领域。第二个喷射阶段主要是由于重联对束缚场的连续去除。因此，喷出的细丝和喷出的冷细丝材料直接与热射流结合，形成重联区，从而形成吹出射流的冷分量和热分量。在这两个喷射阶段，冷的Hα喷流也与它们的日冕喷流同空间出现，但它们的出现时间比热的日冕喷流早几分钟。因此，热日冕喷流可能是由于冷Hα喷流的加热，或色球层到日冕的重联高度升高而引起的。许多观测事实都支持在限制环和上覆的开放环之间发生磁重联的假设，包括微暗条两侧的亮斑、沿喷流体的热等离子体团以及在两个阶段的初始阶段周期性的米波III型爆发。这些特征的演化和特征反映了磁重联中详细的非线性过程。
2017-11-07 astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Formation of a streamer blob via the merger of multiple plasma clumps below 2Rs
本研究通过SOHO/LASCO、GOES/SUVI和SDO/AIA观测，发现2Rs以下三个等离子体团合并形成流媒体团块，由环系统膨胀驱动，并可能触发太阳风中的小尺度扰动。
2024-02-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
