A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Production of Solar Spicules by Microfilament Eruptions
我们使用Samanta等人的数据检查大熊太阳天文台（BBSO）古德太阳望远镜（GST）高空间分辨率（0 ''.06），高节奏（3.45 s），中央圆盘太阳针状体的H-alpha-0.8埃图像。我们与Sterling et al.（2010 a）的日冕喷流色球分量观测进行了比较。在形态上，针状体的爆发，被Samanta等人称为“增强的针状活动”。喷流和增强的针状活动都表现为色球物质束，在喷流中经历~20- 50 km/s的扭转型运动，在增强的针状活动中经历~20- 30 km/s的扭转型运动。据推测，这股喷流是由一次携带微量放射性物质的磁喷发造成的。对于两个增强的针状活动，我们详细研究，我们发现相应的爆发微丝暂定候选人，但没有预期相应的基础增亮。尽管如此，增强的针状活动的相互作用的混合极性基场，频繁的明显的扭曲运动，和形态相似的日冕喷流的色球温度分量，表明爆发微丝可能会驱动增强的针状活动，但很难检测到，也许是由于H-α不透明。用1“.0-FWHM平滑函数降低BBSO/GST图像分辨率产生增强的针状活动，类似于由例如，Beckers（1968）.因此，微丝爆发可能是许多针状体的基本驱动力，就像微丝爆发是许多日冕喷流的基本驱动力一样。同样，0”.5-FWHM平滑使一些增强的针状活动类似于之前报道的“孪生”针状体，而全分辨率特征可能会解释针状体有时表现为2D片状结构。
2020-04-08 astro-ph.SR
Simulating the photospheric to coronal plasma using magnetohydrodynamic characteristics III: validation including gravity, flux emergence, and an eruption
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
本文提出了一种基于特征方法的数据驱动MHD模拟方法，用于模拟太阳活动区从色球层到日冕的等离子体行为，验证了该方法在包含重力、磁通量浮现和喷发等复杂因素下的准确性。
2026-01-14 astro-ph.SR
Oscillations and mass-draining that lead to a sympathetic eruption of a quiescent filament
在本文中，我们提出了一个多波长的分析质量排水和振荡在一个大的静态灯丝之前，它的成功爆发2015年4月28日。一个较小的灯丝，是平行的，并在密切，350接近的喷发被观察到诱导纵向振荡，并提高质量内的灯丝的利益排水。振幅为25毫米和23公里的纵向振荡在其可观察到的周期内没有阻尼。随后，轻微增强的引流可能激发了肢体后面的喷发，导致进一步增强引流的反馈，并在感兴趣的细丝内诱导同步振荡。我们发现显着的阻尼这些同时振荡，横向振荡进行的振幅为15毫米和14公里，而纵向振荡涉及更大的位移和速度振幅（57毫米，43公里）。第二组振荡持续2个周期，周期相似，均为2小时。由此，支撑细丝的磁倾角的曲率半径和横向磁场强度可以估计为355 μ m和34 G。感兴趣的细丝内的质量排出持续14小时。视速度从35公里增长到85公里，过渡与振荡的发生相一致。我们的结论是，两个灯丝喷发是交感神经，即喷发的静态灯丝是由附近较小的灯丝喷发触发。
2021-10-10 astro-ph.SR
The Causes of Peripheral Coronal Loop Contraction and Disappearance Revealed in a Magnetohydrodynamic Simulation of Solar Eruption
最近在观测中发现的太阳耀斑和爆发时的日冕环收缩现象，逐渐引起了太阳物理学家的关注。然而，其潜在的物理机制仍然不确定。一个是Hudson（2000）的内爆猜想，将其归因于磁能释放核心的磁压力降低，而其他研究人员提出了其他解释。在以前的观察性研究中，我们也注意到外周收缩环在晚期阶段的消失，对此缺乏调查和解释。在本文中，我们利用一个完整的MHD模拟的太阳爆发研究的原因，这两种现象。结果表明，磁环的收缩是由于磁压梯度力比磁张力更显著地减小而引起的，这与内爆猜想一致。晚期的外围收缩环作为流入与中央喷发构造重新连接，破坏了它们的身份，自然解释了它们的消失。我们还提出了周边磁重联和中央喷发之间的正反馈。
2021-02-13 astro-ph.SR
Future High-Resolution and High-Cadence Observations for Unraveling Small-Scale Explosive Solar Features
太阳日冕喷流是太阳等离子体的平行喷射，起源于太阳上的磁混合极性位置，其大小与超颗粒相当。许多日冕喷流（如果不是大多数的话）是由小尺度的丝状体或微丝状体的爆发产生的，这些丝状体的磁场与自身以及周围的日冕场重新连接。有证据表明，微暗条爆发是产生太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的典型暗条爆发的缩小版。此外，形成并触发微暗条爆发的磁过程（通常是通量抵消）也可能类似地形成并触发更大的暗条爆发。因此，对日冕喷流的详细研究将使我们了解导致、触发和驱动更大爆发的物理学。此外，这些研究可能会告诉我们较小规模的日冕射流状特征，如射流和一些针状物，它们可能与日冕射流的工作方式相同。我们提出了一个高分辨率（~0.1像素），高节奏（~5秒）的EUV太阳成像任务，为未来几十年，这将致力于日冕喷流大小规模的功能，以及类似的物理产生的较小规模的太阳功能的观测。这一飞行任务可以提供宝贵的洞察力，以了解诸如产生重大空间天气扰动的日冕物质抛射等较大特征的运行情况，以及对日冕加热、太阳风加速和诸如在太阳风中经常观察到的磁之字形等日光层特征可能很重要的较小尺度特征。
2023-02-25 astro-ph.SR
A fundamental mechanism of solar eruption initiation in multipolar magnetic field
本文通过全三维MHD模拟将太阳爆发触发机制从双极场推广到含磁零点的四极磁场，证明核心电流片的缓慢形成才是爆发触发的关键，而breakout重联仅起辅助作用。
2023-08-09 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
Hi-C 2.1 Observations of Small-Scale Miniature-Filament-Eruption-Like Cool Ejections in Active Region Plage
我们检查了2018年5月29日Hi-C 2.1（“Hi-C”）火箭飞行的172张太阳plage区域的超高分辨率图像。在五分钟的飞行中，Hi-C解决了太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）171 Ang图像中出现的大量小尺度动态特征。对于10个选定的事件，与其他波长的AIA图像和界面区成像光谱仪（IRIS）图像的比较表明，这些功能是冷（相比日冕）喷射。结合Hi-C 172 Ang、AIA 171 Ang、IRIS 1400 Ang和H $α$，我们看到这十个冷喷射类似于早期研究中发现的H $α$“动态原纤维”和Ca ii“海葵喷射”。我们的一些冷喷射的前部可能是加热的，显示在IRIS 1400 Ang中的发射。平均而言，这些冷喷射有近似的宽度：$3''.2 \pm 2''.1$，（预计）的最大高度和速度：$4''.3 \pm 2''.5$和$23 \pm 6$公里/秒，和寿命：$6.5 \pm 2.4$分钟。我们考虑这些高C功能是否可能导致喷发的子minifilament（小于minifilament喷发产生日冕射流）。与SDO的日震和磁成像仪（HMI）的磁图相比，在这些事件的基础上并没有显示出磁混合极性中性线，这与真正的缩小版太阳灯丝/微灯丝所预期的不同。但这些特征基都接近于单极性强磁链边缘位置，表明HMI可能无法分辨局部反极性磁链。或者，我们的Hi-C喷射可能是通过冲击…
2019-12-05 astro-ph.SR
Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption
Planetary Environmental and Astrobiological Research Laboratory (PEARL), School of Atmospheric Sciences, Sun Yat-sen University（中山大学大气科学学院行星环境与天体生物学研究实验室）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；Key Laboratory of Tropical Atmosphere-Ocean System, Sun Yat-sen University, Ministry of Education（中山大学热带海洋-大气系统教育部重点实验室）
研究发现日冕水平磁场在太阳爆发前的逐渐下降可能源于丝状物的缓慢上升，从而减少日冕脚点处的磁场。
2025-12-21 astro-ph.SR
Investigating the Magnetic Imprints of Major Solar Eruptions with SDO/HMI High-Cadence Vector Magnetograms
太阳活动区光球磁场在主要爆发事件期间迅速演变，表明日冕有明显的反馈。以前的研究，这些“磁印记”大多是基于视线或较低的节奏矢量观测;时间分辨描绘的矢量场的演变是迄今为止缺乏。在这里，我们介绍了高节奏（90~s或135~s）矢量磁图数据集的日震和磁成像仪（HMI），这是非常适合研究的现象。这些观测允许定量表征在水平场分量（$B_h$）中最明显的永久性、阶梯状变化。一个高度结构化的模式出现从分析的原型事件，\texttt{SOL2011-02-15T01:56}，其中$B_h$附近的主极性反转线显着增加，在早期阶段的相关耀斑的时间尺度为几分钟，而$B_h$在外围减少，在较晚的时间较小的幅度和稍长的时间尺度。该数据集还允许有效识别“磁瞬变”伪影，其中增强的耀斑发射改变了斯托克斯轮廓，并且推断的磁场变得不可靠。我们的研究结果提供了太阳爆发的动量过程的见解。该数据集也可能有助于研究太阳地震和日冕的数据驱动建模。
2017-04-07 astro-ph.SR
In-depth Analysis of Evolving Binary Systems that Produce Nova Eruptions
这项研究是Hillman等人（2020年）所做工作的直接延续，他们使用反馈主导的数值模拟来模拟四个初始模型的演化，其中白矮星（WD）质量为0.7和1.0 M_Solar，红矮星（RD）质量为0.45和0.7 M_Solar，从供体RD的第一次Roche瓣接触开始，经过几次10^9年，直到RD被侵蚀到低于0.1M_Solar。这项研究提出了一个深入的分析，他们的四个模型补充了三个模型具有较高的WD质量为1.25M_Solar，其中一个包括一个氧氖（ONe）的核心。共同的特点，发现所有七个模型上的长期时间尺度，以及循环时间尺度。另一方面，某些功能被发现是强烈依赖于WD或RD质量，但漠不关心的其他两个。此外，一个模型与WD组成的ONe核心进行了比较，其相应的碳氧（CO）核心WD模型，并发现有显着影响的喷出物组合物中的重元素丰度。
2021-06-24 astro-ph.SR
Ubiquitous Solar Eruptions Driven by Magnetized Vortex Tubes
太阳表面被高速喷流覆盖，这些喷流将质量和能量输送到日冕中，并供给太阳风。这些喷流中最突出的被称为针状体。然而，引发这些喷发事件的机制仍然未知。使用现实的数值模拟，我们发现，小规模的喷发是由无处不在的磁化涡流管产生的太阳的湍流对流在次表层。旋转的涡流管（类似于龙卷风）穿透太阳大气层，捕获并拉伸背景磁场，并将周围的物质向上推，产生准周期性的冲击。我们的模拟揭示了一个复杂的高速流动模式，和热力学和磁结构的爆发涡管。我们发现，爆发是在次表层，并驱动的高压梯度在光球和光球，并由洛伦兹力在更高的大气层。
2012-12-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of the Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope: Unveiling the Driving and Constraining Forces
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，分析磁通量绳约束爆发的演化驱动力与约束力，明确重力、洛伦兹力及磁重联在爆发不同阶段的作用，揭示环向场张力约束爆发的机制。
2023-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
White-light QFP Wave Train and the Associated Failed Breakout Eruption
准周期快传播磁声波列是极紫外波段低日冕中常见的现象。在这里，我们报告的第一个白光成像观测的QFP波列向外传播的外日冕范围从2至4太阳半径。该波列由太阳和日光层观测台上的大角度分光日冕仪记录，它与NOAA活动区AR 12172太阳盘西南边缘的GOES M1.5耀斑有关。测量表明，该波列的速度约为218 km/s，周期约为26 min。太阳动力学观测站上的大气成像装置进行的极紫外成像观测表明，在低日冕中，QFP波列与一个爆发磁系统的失败喷发有关，该磁系统由三个低洼的闭合环系统组成，被一个低洼的大规模系统包围。数据分析结果表明，该磁系统未能喷发的主要原因是两侧低位闭合系统之间发生了磁重联。这种重连增强了磁击穿系统的约束能力，因为向上移动的重连回路连续地将新的磁通量馈送到高位置的大规模回路系统。对于QFP波列的产生，我们认为它可以由向上运动的、强烈弯曲的重连环的准周期产生、快速拉伸和膨胀所释放的间歇性能量脉冲激发。
2022-07-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Multiwavelength Observations of the Precursors Before the Eruptive X4.9 Limb Solar Flare on 25 February, 2014: Current Sheet, Eruptive Filament, Flare and Eruption Onset in the Frame of the Tether-Cutting Magnetic Reconnection Scenario
通过多波段观测揭示2014年X4.9耀斑前兆的系绳切割几何，发现耀斑前电流片中的微耀斑状重联触发喷发，并驱动后续主耀斑形成。
2025-04-21 astro-ph.SR
The Ubiquity of Twisted Flux Ropes in the Quiet Sun
本研究结合HINODE观测与高分辨率磁流体动力学模拟，证实扭曲磁通量绳在宁静太阳中普遍存在，其自由磁能和磁扭绕足以触发受限爆发并加热大气，为太阳大气加热机制提供了新见解。
2024-11-15 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
Scaled three-dimensional simulations of giant-planet accretion and disk clearing
San José State University（圣何塞州立大学）
本研究提出环带压缩缩放方案A，开发加速三维行星吸积模拟，可在保持关键参数的同时缩短计算时间，通过PDS 70与太阳系构型验证，为吸积理论验证提供实用途径。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Statistical Study of the Magnetic Imprints of X-Class Solar Flares
磁印是日冕中耀斑反馈的光球磁场的快速不可逆演化，已被许多研究所证实。这些研究表明，水平场将永久增加极性反转线（PIL）后爆发，这表明一个更水平的光球磁场的几何形状的产生。在这项研究中，我们分析了太阳动力学天文台（SDO）发射以来的20个X级耀斑在15个活动区（AR）的日射角不大于45度。我们在16个耀斑中观测到了清晰的磁印，其中4个耀斑是例外。水平场的印记区域不仅位于PIL，而且位于具有强垂直场的黑子半影。利用观测到的相应日冕物质抛射（CME）的质量和速度，我们发现动量较大的CME对应着较强的磁印记。此外，还发现CME动量与洛伦兹力的变化量之间存在线性关系，Kendall Tau-b系数为0.54。在此基础上，我们将后反应时间量化为约70 s，90%置信区间为约50 s至90 s。
2019-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
