On the origin of hard X-ray emissions from the behind-the-limb flare on 2014 September 1
在被遮蔽的太阳耀斑期间，从太阳大气中发射出的硬X射线和伽马射线的起源仍然存在争议。硬X射线的发射可能来自于边缘上方的环形顶部燃烧或日冕物质抛射（CME）冲击波，这是高能太阳风暴的两个副产品。为了使冲击波的假设成立，加速粒子必须在可见圆盘上的磁场线上释放并沉淀。我们提出了一个新的蒙特卡罗代码，计算粒子加速沿大日冕磁环传播的冲击。该模型的第一个实施进行了2014年9月1日的事件和建模的电子光谱进行比较，从费米伽马射线暴监测器（GBM）的测量推断。当调用粒子扩散过程时，我们的模型可以再现硬电子谱测量GBM近十分钟后，估计磁盘上的硬X射线似乎已经停止从耀斑网站。
2021-01-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Study of Reconnection Dynamics and Plasma Relaxation in MHD simulation of a Solar Flare
本文利用数据约束的EULAG-MHD模拟研究NOAA 12253活动区GOES M1.3耀斑，揭示HFT重联及等离子体弛豫程度与重联效能、持续时间和耀斑能量过程的关系。
2024-01-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Connecting theory of plasmoid-modulated reconnection to observations of solar flares
太阳耀斑重联过程的时间尺度很短，这一直是一个谜。最近的研究表明，在重新连接的电流片的等离子体团的形成的重要性，与量化的宽度与长度的电流片的纵横比在伦德奎斯特数的负功率$α$，即$S^{-α}$，是关键的理解等离子体团形成的开始。在本文中，我们第一次应用的理论缩放这个长宽比观察到的耀斑，以评估如何等离子体团的形成可能与观测。我们发现，对于三个不同的耀斑显示等离子体团的范围内的$α$值的$α= 0.27$到$0.31$。在这个小范围内的值意味着等离子体团可能在达到理论预测的临界纵横比（$α=1/3$）之前形成，这可能对理论模型提出挑战。
2023-01-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evolution of Spatial Complexity in Flare Ribbon Substructure and Its Relationship to Magnetic Reconnection Dynamics
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）
本文提出了一种量化日珥丝缕结构空间复杂性演变的方法，发现其与磁重联速率和非热速度存在中等相关性，为研究日冕电流片碎片化提供了新的观测手段。
2026-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the Cause of Supra-Arcade Downflows in Solar Flares
超拱廊下降流（SAD），黑暗的低密度区域也被称为蝌蚪，在太阳耀斑期间向日传播的模型，提出。有人认为，低密度区的流动通道雕刻的向阳方向的流出射流从重联。由于日华是分层的，因此耀斑区的等离子体密度比下面的拱廊区低。当喷流穿透拱廊时，它们划出了等离子体密度耗尽的区域，这些区域看起来像SAD。目前的解释不同于以往的模型，在重联是本地化的空间，而不是在时间。重连在时间上是连续的，这解释了为什么SAD不是从后面填充的，因为如果它们是由孤立的下降通量管或它们后面的尾流引起的，则是由于时间上的突发重连。重连是局部的空间，因为在标准的二维重连模型中的流出射流在正常（流入）方向上扩大与重连网站的距离，这将不会产生薄的SAD观察。相反，流出射流在空间局部三维重联与平面外（引导）磁场扩展主要在平面外的方向，并保持准直的正常方向，这是与观察到的SAD薄。与平面外（引导）磁场的重联的二维原理验证模拟证实了类似SAD的耗尽区的产生和密度分层的必要性。三维模拟证实，局部重联保持准直。
2013-09-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Definition of reconnection rate of solar flares registered in 2011-2012 years
定义了SOHO迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）观测到的太阳耀斑的重联率。测量了15个耀斑的时间尺度、大小和磁通量密度等物理参数。使用观察值估计重连流入速度、冠状Alfven速度和重连率。
2012-12-13 astro-ph.SR
Electron acceleration by turbulent reconnection in solar flares
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory for Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文学和天体物理学重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）
本研究通过高分辨率MHD模拟，发现太阳耀斑的湍流重联可快速加速电子至约90keV，加速由湍流驱动压缩结构实现，为高能粒子加速机制提供了新见解。
2026-09-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Variability of the Reconnection Guide Field in Solar Flares
太阳耀斑可能是最著名的例子，它通过磁重联将磁能爆炸性地转化为整体运动、等离子体加热和粒子加速。所有耀斑的能量来源是极性反转线（PIL）上方暗条通道的高剪切磁场。在耀斑期间，该剪切场成为所谓的重连引导场（即，非重联分量），这已经被证明在确定重联的关键特性（包括粒子加速的效率）方面起主要作用。我们提出了新的高分辨率，三维，磁流体动力学模拟，揭示了详细的演变的磁剪切/引导场在整个爆发耀斑。磁剪切的演化经历了三个不同的阶段：剪切首先在PIL附近的一个狭窄区域内建立，然后向外扩展形成一个薄的垂直电流片，最后通过耀斑重联转移到剪切耀斑环和爆发通量绳的拱形结构中。我们演示了如何引导字段可以推断剪切耀斑环的观测。我们的研究结果表明，最初的引导场是由约5倍的重连分量，但它减弱了超过一个数量级的过程中的耀斑。瞬时，引导场也在空间上沿着三维电流片在类似的范围内变化。我们讨论的指导领域的时间和本地化的有效粒子加速耀斑的显着变化的影响。
2022-07-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Three-dimensional Turbulent Reconnection within Solar Flare Current Sheet
本研究通过自洽高分辨率三维磁流体力学模拟，揭示了太阳耀斑电流片内的湍流磁重联过程，发现撕裂模与Kelvin-Helmholtz不稳定性的耦合是形成多尺度动力学结构的关键，实现了向三维湍流重联模型的范式转变。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Evidence for a White-light Flare on 10 September 1886
我们提出了1886年9月10日发生白光耀斑的证据。这是天文学史上第三次报道这种罕见的事件。Valderrama（1886，L'Astronomie 5，388）提到了这次耀斑。在这篇文章中，我们使用了观测者J. Valderrama y Aguilar的原始日志，他是一位当时住在马德里和圣克鲁斯德特内里费的业余天文学家。
2017-01-20 astro-ph.SR physics.hist-ph
Slipping magnetic reconnections with multiple flare ribbons during an X-class solar flare
利用太阳动力学天文台的观测资料，研究了2014年1月7日X1.2级耀斑爆发期间，伴随多个耀斑带的滑动磁重联。一个中心负极性被多个正极性所包围，出现三个FR。三个FR出现明显的滑动运动，末端形成钩状结构。由于喷发构造的活动足点，一个紧密的半圆形钩沿其内外边缘滑动后消失，钩内形成冠状凹陷。东钩也因为遥远的暗条弧与被耀斑下的环冲动加热的热环之间的磁重联而消失。我们的结果与三维标准模型中的滑动磁重联区一致。我们认为耀斑的复杂结构可能是光球层中更复杂的通量分布的结果，并且喷发涉及至少两次磁重联。
2016-04-18 astro-ph.SR
Temporal evolution of chromospheric evaporation: case studies of the M1.1 flare on 2014 September 6 and X1.6 flare on 2014 September 10
通过界面区域成像光谱仪（IRIS）的观测，我们追踪了2014年9月6日M1.1耀斑和2014年9月10日X1.6耀斑中$\sim$ 11 MK蒸发流的完整演化。Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08 π ~谱线蓝移表明，这些热流在几分钟内从$\sim$ 200~km~s $^{-1}$以指数方式衰减到几乎稳定。我们发现流动速度和能量沉积率之间的良好的相关性，所代表的硬X射线通量观察到的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），或时间导数的软X射线通量观察到的地球同步运行环境卫星（GOES）和日野X射线望远镜（XRT），这是在一般协议的非热电子加热模型。Fe~{ \sc{xxi} }~的最大蓝移出现在紫外连续谱和Mg~{ \sc{ii} }~ 2798.8 π ~谱线发射脉冲增强的同时或稍晚，说明蒸发流与色球下部加热密切相关。最后，虽然热的Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08谱线完全蓝移，没有明显的剩余成分，但冷的色球和过渡区谱线，如Si~{ \sc{iv} }~ 1402.77，通常不完全红移，而只是在带状物处显示出明显的红翼增强，这表明色球凝聚的速度可能比以前认为的要大。
2015-07-24 astro-ph.SR
Powerful solar flares in September 2017. Comparison with the largest flares in cycle 24
研究了第24周的太阳耀斑活动。使用了GOES-15的X射线通量卫星观测数据和SDO/EVE实验的紫外线发射谱线。2017年9月，第24周的X9.3和X8.2级最强大的耀斑与M5-X6.9级的强大耀斑进行了比较。在30.4和9.4纳米线和在0.1-0.8纳米的X射线范围内的通量开始增加的时间进行了比较的21个大耀斑。计算了2011年和2012年期间25次耀斑中30.4和9.4 nm谱线以及0.1-0.9 nm x射线范围内的耀斑$E_{30.4}$、$E_{9.4}$和$E_{0.1-0.8}$到达地球的总能量。结果表明，SDO/EVE谱线中耀斑的计算能量与GOES-15谱线中X射线谱线的计算能量是密切相关的。
2018-07-03 astro-ph.SR
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
Imaging Observations of Magnetic Reconnection in a Solar Eruptive Flare
太阳耀斑是太阳大气中能量最大的事件之一。人们普遍认为耀斑是由日冕中的磁重联提供动力的。爆发性耀斑通常伴随着日冕物质抛射，两者都可能是由磁通量绳（MFR）的爆发驱动的。在这里，我们报告了2016年3月23日由太阳动力学天文台上的大气成像组件观测到的爆发性耀斑。极紫外成像观测显示出MFR的明显上升和喷发。特别是，观测揭示了耀斑期间日冕和色球层磁重联的确凿证据。此外，弱重联观察到耀斑开始之前。我们发现耀斑前的弱重联是一种束缚切割型的重联，它有助于MFR的缓慢上升。在耀斑的上升阶段，由于MFR的进一步上升，产生了强烈的重联，这与MFR的爆发有时间上的关系。我们还发现，磁重联在早期阶段更像是三维的，表现为耀斑环的强剪切向弱剪切的转变，而在后期阶段则更像是二维的，表现为耀斑环的拱形上升运动。
2016-12-30 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
Powerful Solar Flares of September 2017: Correspondence Between Parameters of Microwave Bursts and Proton Fluxes near Earth
在这篇文章中，我们考虑了三个质子耀斑的射电特征，这些耀斑导致了地球附近太阳高能粒子（SEP）的离散增强。分析证实，微波爆发的通量密度和频谱反映了加速粒子的数量和能谱，包括进入地球的10-100 MeV质子，尽管后者是由电子传播到光球层产生的。
2018-02-01 astro-ph.SR
Understanding observational characteristics of solar flare current sheets
本研究通过高分辨率3D磁流体动力学模拟，揭示太阳耀斑电流片观测特征与磁重联基本过程的关系，发现湍流重联拓宽表观宽度、高温分量与小尺度重联位点相关、强湍流致谱线非热展宽，模型可解释主要观测特征。
2025-02-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 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
A Database of Flare Ribbon Properties From Solar Dynamics Observatory I: Reconnection Flux
我们提出了一个数据库的3137太阳耀斑带状事件对应于每个耀斑的GOES类C1.0和更大的45度内从中央子午线，从2010年4月到2016年4月，观察到的\emph{Solar Dynamics Observatory}。对于数据库中的每一个事件，我们比较了GOES峰值X射线通量与相应的活动区和耀斑带状属性。我们发现，虽然峰值X射线通量是不相关的活动区无符号磁通量，它是强烈相关的耀斑带状重联通量，耀斑带状面积，并经历重联的活动区通量的分数。我们发现X射线峰值通量与耀斑带重联通量之间的关系为$I_\mathrm{X,peak} \propto Φ_\mathrm{ribbon}^{1.5}$。这个标度律与早期的冲动加热耀斑环的流体动力学模拟是一致的。使用耀斑重联通量作为总释放的耀斑能量$E$的代理，我们发现，耀斑能量的发生频率遵循幂律依赖：$dN/dE \propto E^{-1.6}$为$10^{31}<E<10^{33}$尔格，与早期的研究太阳和恒星耀斑。该数据库可在线查阅，可用于今后对耀斑的定量研究。
2017-07-06 astro-ph.SR
Simulation of descending multiple supra--arcade reconnection outflows in solar flares
在Savage，McKenzie和Reeves最近的AIA观察之后，我们重新审视了我们在以前的论文中提出的场景。我们已经表明，向阳，一般黑暗的等离子体功能起源于上述posteruption耀斑弧是一致的情况下，等离子体空隙（我们确定为超-弧重联流出，SARO）产生反弹和干扰的冲击波和膨胀波上游的初始局部沉积的能量，这是准直在磁场方向。本文分析了SARO的多重产生和相互作用，以及它们的个体结构，使它们在运动时具有相对稳定的特征。我们比较我们的结果与观察和其他作者提出的方案。
2012-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Role of Reconnection at Magnetic Separators in Complex Solar Flare Ribbons
NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析两个日冕喷流带事件，探讨磁分离器处的重联机制，解释复杂喷流带的形成，揭示重联在不同位置的多重作用。
2026-03-24 astro-ph.SR
Annihilation of Magnetic Islands at the Top of Solar Flare Loops
采用高分辨率的2.5维MHD数值模拟方法研究了太阳电流片（CS）中磁重联的动力学过程。随着磁重联的开始，大量磁岛间歇性地形成，并沿CS快速上下移动。当与耀斑环的半闭合通量碰撞时，下降流岛引起第二次重联，其速率甚至与主CS中的速率相当。虽然时间积分的磁能释放仍以主CS的重联为主，但第二重联可以释放大量的磁能，湮灭主岛并在耀斑环顶产生不同尺度的次级岛。第二个岛的通量分布函数服从从$f\left(ψ\right)\simψ^{-1}$（小尺度）到$ψ^{-2}$（大尺度）的幂律分布，这似乎与背景等离子体$β$无关，如果包括热传导的话。然而，空间尺度和强度的终止冲击驱动的主要重联外流或岛屿减少，如果$β$增加或热传导。我们认为，在耀斑环顶部的磁岛的湮灭，这是不包括在标准耀斑模型，在释放磁能加热耀斑等离子体和加速粒子中起着不可忽视的作用。
2021-11-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The standard flare model in three dimensions III. Slip-running reconnection properties
爆发耀斑的标准模型旨在描述观测到的重联日冕磁场的三维特征。扩展到2D模型需要在物理上理解的3D重联过程的起源的磁配置的演变。然而，没有零点和分界线的三维重联的性质还需要进一步分析。我们专注于磁重联的增长和发展的磁通绳和相关的耀斑环在爆发耀斑。我们的目的是了解三维重联在准分界线层（QSL）的存在下，QSL属性是如何相关的滑移运行重联模式一般，以及如何适用于喷发耀斑的内在特征。在磁流体动力学模拟中，我们研究了与环面不稳定通量绳有关的爆发耀斑的磁力线滑移重联。与磁绳和耀斑环相关的磁力线经历一系列连续的磁重联，导致它们的超阿尔文滑移运动。滑动速度的时间分布和映射范数的空间分布具有很强的相关性。我们发现，运动速度是成比例的映射范数。此外，这种滑动运行的运动变得更快的磁通绳扩大，因为3D电流层向电流片，和QSL向separatrices发展。目前的分析扩展了我们对三维滑移运行重联制度的理解。我们确定了一个控制参数的场线的视速度，而他们的滑动重新连接，使耀斑后循环的演变的解释。通过给出耀斑和喷发的三维特性，完成了耀斑和喷发的标准模型。
2013-05-17 astro-ph.SR
Inferring Fundamental Properties of the Flare Current Sheet Using Flare Ribbons: Oscillations in the Reconnection Flux Rates
本研究通过耀斑条带演化与矢量磁场数据估算重联通量率，发现其存在1-4分钟的准周期振荡，并与硬X射线爆发近同时，揭示电流片中等离子体团的动力学过程。
2024-02-05 astro-ph.SR
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Reconnection Electric Field and Hardness of X-Ray Emission of Solar Flares
磁重联被认为是触发太阳耀斑和将电子加速到MeV能量的主要机制。在经典的二维重联模型中，色球带的分离运动表现为日冕高层的连续重联。与此同时，向下运动的高能电子轰击致密的色球层，产生硬X射线（HXR）发射，这为电子加速提供了有价值的诊断。分别进行了带动力学分析和HXR谱分析。本文报道了由带运动测得的重联电场与由X射线谱测得的X射线发射硬度（谱指数）的比较研究。我们对13个双带耀斑的最大平均重联电场和最小总谱指数的测量表明，它们是强反关联的。前者也与使用软X射线发射的峰值通量测量的耀斑震级强相关。这些提供了强有力的支持电子加速模型的基础上产生的电场在重接电流片在耀斑。
2009-03-23 astro-ph.SR
Observations of Reconnection Flows in a Flare on the Solar Disk
磁重联是太阳爆发事件理论中被广泛接受的一部分，尽管证据仍然是间接的。太阳爆发事件的重联图像，特别是在双带耀斑的标准模型（“CSHKP”模型）中，是磁化等离子体进入重联区域的平流，磁绳爆发时重联区域上方的场膨胀，加热后重联环的收缩，以及冷却等离子体沿着这些环的向下流动。我们报告了一组独特的SDO/AIA成像和Hinode/EIS光谱观测的磁盘耀斑SOL 2016 -03- 23 T03：54，其中所有四个流同时存在。这包括光谱证据等离子体上升流与大规模扩大封闭流入领域。重联流入是对称的，并与快速重联一致，和后重联环显示出明显的冷却和减速，因为他们收回。日冕重联流的观测仍然很少，大多数事件都是在太阳边缘观测到的，被复杂的前景所掩盖，使得它们与耀斑带、尖点场和低层大气中形成的弧的关系难以解释。盘的位置和有利的角度来看，这一事件已经消除了这些含糊之处，给出了一个清晰的图片的重连动力学。
2017-08-29 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
On the Seismicity of September 7, 2011 X1.8-class Flare
我们提出了我们的初步分析结果的声学活跃的X级耀斑2011年9月7日。我们报告了两个声源通过声全息检测和验证发现一个脊的时间-距离图。我们比较了从时间-距离和声全息提取的方向信息，在这种情况下显示出良好的一致性。我们报告的波前的振幅是最大的方向在于通过强磁场和太阳黑子，这表明吸收的声波功率的磁场可以排除在这种情况下作为一个波各向异性机制。
2013-04-21 astro-ph.SR
Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
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
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
Fermi-LAT observations of the 2017 September 10$^{th}$ solar flare
费米-大面积望远镜（LAT）探测到2017年9月10日的X8.2 GOES级太阳耀斑，首次观测到与地面增强（GLE）相关的长时间高能伽马射线耀斑。这个耀斑的100 MeV以上的辐射持续了12个多小时，包括脉冲阶段和扩展阶段。我们提出了伽马射线发射的本地化，并发现它是一致的活动区（AR），从耀斑发生在一个持续6个多小时的时间，而不是什么被发现为2012年3月7日耀斑。从伽马射线数据推断的质子指数的时间变化似乎表明两个阶段的加速质子人口。基于时间参数，我们解释的第二阶段是捆绑到加速机制供电的GLE，被认为是粒子加速日冕物质抛射驱动的日冕冲击。
2018-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Magnetic Reconnection and its Properties during a Flare Using a Magnetohydrodynamics Simulation
本文结合观测与数据约束MHD模拟，分析M1.1耀斑的重联磁通、磁通率及耀斑带足点演化，揭示中性点、磁通绳和二次重联机制。
2025-05-16 astro-ph.SR
3D magnetic reconnection and its application to solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气中的强烈辐射。它们由磁重联提供动力，磁重联是一种可以将磁能转化为热能和动能等其他形式能量的现象，据信它在宇宙中无处不在。随着太阳观测的空间和时间分辨率的不断提高，以及受益于计算机能力不断提高的数值模拟，我们现在可以探讨三维磁重联的性质和特征，以更好地了解其在我们的恒星大气层爆发耀斑期间的后果。我们在下面回顾了在不同战线上为解决磁重联问题所作的努力。特别是，我们将看到理解3D中的磁拓扑如何帮助定位最可能发生重联的区域，电流层如何在3D中演变，以及重联如何导致通量绳，等离子体团和耀斑环的形成。
2016-12-20 astro-ph.SR
Observation and Modeling of Shear Evolution of Post-reconnection Flare Loops
本研究开发了一种新方法，通过将EUV图像中的耀斑环拟合到磁场外推模型来推断重联后磁场线的三维结构，并应用于一个双带耀斑，发现重联后环的局部扭转$α$随耀斑发展而减小，首次量化了耀斑能量弛豫的时间历史。
2025-10-30 astro-ph.SR
Thermal synchrotron radiation from RRMHD simulations of the double tearing mode reconnection - Application to the Crab flares
本文研究了存在引导场时双电流片位形中的磁流体力学撕裂不稳定性。这是通过电阻相对论磁流体动力学（RRMHD）模拟研究。根据双撕裂模（DTM）的动力学，我们能够计算在爆炸重联阶段的合成同步辐射光谱。脉冲星条纹风模型代表了这样的电流片形成的地点，包括一个引导场。蟹状星云/脉冲星系统的变化，被视为耀斑，因此可以自然地解释的DTM爆炸阶段的条纹风。我们的结果表明，如果磁化参数$σ$在$10^5$附近，则Crab GeV耀斑可以用条纹风区的双撕裂模来解释。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Reconnection Rates and Energy Release in a Confined X-class Flare
我们研究了2014年10月22日发生在AR 12192中的受限X1.6耀斑的能量释放过程。磁重联率和重联通量来自三个不同的数据集：来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）1600 μ m滤波器的天基数据和来自Kanzelhöhe天文台的地面H $α$和Ca II K滤波图。从三个数据集确定的磁重联率都非常类似于由拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）测量的硬X射线的时间分布，这是释放到高能电子中的耀斑能量的代理。导出的总磁重联通量位于$4.1 \times 10^{21}$ Mx（AIA 1600 μ m）和$7.9 \times 10^{21}$ Mx（H $α$）之间，其对应于强源AR的总无符号通量的约2%至4%。从以前的研究中收集的27个喷发事件（包括B到$>$ X10级耀斑）的磁重联通量对GOES类的依赖性的比较揭示了$\approx 0.8$在双对数空间中的相关系数。所研究的X1.6级局限耀斑位于爆发耀斑的分布范围内。该事件显示了耀斑带的大的初始分离，并且在耀斑期间没有分离运动。此外，我们注意到在耀斑带状结构和连接这些结构的热环事件开始之前，增强的排放。这些观测结果与新兴通量模型一致，即新出现的小通量管与先前存在的大日冕环重新连接。
2015-09-24 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetic Reconnection Triggering an X-class Confined Flare in Active Region 12192
我们对2014年10月27日在大活动区AR 12192中由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}和\emph{Solar Dynamics Observatory}观测到的X2.0级受限耀斑进行了广泛的分析。首次给出了负极性耀斑带（R1）内部亚结构的滑移运动和耀斑过程中的连续重联诱导流动。带状R1内的子结构被观察到以10-70 km/s $^{-1}$的视速度向相反方向滑动。滑动运动呈现出周期为80-110 s的准周期模式，这种模式从耀斑开始到耀斑的整个脉冲阶段都可以观测到。同时，准周期流沿反S形细丝移动，平均周期约为90 s。重联诱导的磁流的周期与带状子结构的滑移周期相似，表明发生了准周期滑移磁重联。光谱观测表明，在流动位置，Si { \sc iv}线发生了50-240 km/s $^{-1}$的蓝移。在耀斑过程中，暗条没有上升相，也没有伴随任何失败的喷发。耀斑主要由两套磁系统组成，其东端都锚定在R1带中。我们认为，两个磁系统之间的滑动磁重联触发了局限耀斑。
2018-11-08 astro-ph.SR
Comparison of Emission Properties of two Homologous Flares in AR 11283
大的、复杂的、活跃的区域可能在一两天内产生多次耀斑。这些耀斑可能发生在相同的位置，具有相似的形态，通常被称为同源耀斑。2011年9月，活动区NOAA 11283分别在6日和7日产生了一对同源耀斑。这两个耀斑都是由太阳动力学天文台的日震磁成像仪（HMI）在617.3nm波长的可见光连续谱中捕获的白光耀斑，我们利用HMI无视成像光谱技术研究了这两个X级耀斑的白光发射。连续谱中脉冲峰的持续时间约为4分钟。我们比较了WL与硬X射线（HXR）观测9月6日耀斑，并找到一个很好的连续和HXR之间的相关性在空间和时间。在9月7日第二次耀斑期间没有RHESSI数据的情况下，使用GOES软X射线的导数，并且也发现与连续体具有良好的时间相关性。我们测量的对比度增强，特征尺寸，和HXR通量的双耀斑，这是类似的两个耀斑，指示类似的触发和加热过程。然而，9月7日的耀斑伴随着明显的日震信号，而在9月6日的耀斑期间没有检测到地震波。因此，这种比较表明，粒子轰击可能不起主导作用，在产生本文研究的日震事件。
2014-04-25 astro-ph.SR
Successive Solar Flares and Coronal Mass Ejections on 2005 September 13 from Noaa Ar 10808
我们提出了一个多波长的研究，2005年9月13日从NOAA 10808的爆发，产生了总共四个耀斑和两个快速日冕物质抛射（CME）在1.5小时内。我们主要注意的是，这些喷发发生在时间上的紧密连续性，并且所有这些都位于活动区的S形磁极性反转线（PIL）。在我们的分析中，（1）第一次耀斑产生的扰动沿着PIL向南传播，导致了一次主要的暗条爆发，导致了第一次CME和下面的第二次耀斑。(2)第一次CME部分去除了三角洲北部黑子上方的叠加磁场，以允许第三次耀斑和第二次CME。(3)在第四次耀斑期间的带状分离将表明由第二次CME打开的叠加场线的重新闭合。这一系列耀斑和日冕物质抛射是通过膨胀的磁结构和附近的磁场之间的磁重联相互关联的。这些结果补充了以前的作品在这一事件与建议的因果关系之间的连续爆发。
2009-08-04 astro-ph.SR
Reconnection in the Post-Impulsive Phase of Solar Flares
利用最近发展起来的分析方法，我们确定了爆发性太阳耀斑的“标准”模型中的磁重联率。在晚期阶段，中性线位于重联电流片的下尖附近，电流片的上部区域分叉成一对Petschek型激波。尽管存在这些冲击，如果电阻率是均匀的，并且流动是层流，则重连速率仍然很慢。只有当有一些额外的机制可以缩短中性线处扩散区的长度时，才能实现快速重连。在日出星上用X射线望远镜（XRT）观测等离子体流，意味着扩散区实际上相当短。减小扩散区长度的两种可能机制是局部电阻率和MHD湍流。
2018-04-01 astro-ph.SR
Observations of a Twin Pair of Atypical Solar Flares and a Magnetic-reconnection Scenario
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
研究通过观测2022年4月22日的非典型日冕爆发，揭示了磁重联情景中滑动重联机制及同源触发过程。
2026-03-02 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in flares and coronal mass ejections associated with magnetic reconnection
我们提出了一个机制，准周期振荡的日冕物质抛射（CME）和耀斑环有关的磁重联爆发太阳耀斑。我们进行了二维数值MHD模拟的磁通量绳喷发，与三个不同的全球伦德奎斯特数的值。在低伦奎斯特数运行中，没有发现振荡行为，而在中等伦奎斯特数运行中，在通量绳底部和耀斑环顶部都激发出准周期振荡。在高伦德奎斯特数运行，准周期振荡也被激发，在同一时间，动力学变得湍流由于在重联电流片的多个等离子体团的形成。在高、中伦德奎斯特数运行中，薄的重联喷流与磁绳底部或耀斑环顶碰撞，并将磁绳底部或耀斑环顶深深地挖开。陡斜激波形成为终止激波，其中重联射流在水平方向上弯曲（而不是减速），导致超声速回流。结构变得不稳定，在磁绳底部和耀斑环顶部的局部高β区出现超声速回流的准周期振荡。我们比较了观测特征的准周期振荡爆发通量绳，后CME电流片，耀斑带和光变曲线，在我们的模拟中发现相应的动力学结构。
2017-09-15 astro-ph.SR
Asymmetric Magnetic Reconnection in Solar Flare and Coronal Mass Ejection Current Sheets
我们提出了二维电阻磁流体动力学模拟的线束缚非对称磁重联的背景下，太阳耀斑和日冕物质抛射电流片。重联过程是不对称的沿流入方向，通过允许初始上游磁场强度和密度不同，并沿流出方向放置的初始扰动附近的导电壁边界，代表光球。当上游的磁场是不对称的，耀斑后的环结构被扭曲成一个特征歪斜的蜡烛火焰形状。因此，模拟可以用来提供约束后耀斑环的重联不对称性。预计在弱磁场一侧的足点处会发生更多的硬X射线发射，因为高能粒子在那里比在强磁场足点处更有可能逃离磁镜。弱磁场侧的足点预计移动得更快，因为在两个维度上的要求是，必须从每个上游区域重新连接等量的通量。在所有具有非对称流出的模拟中，X线远离导电壁漂移，并且在具有非对称流入的大多数模拟期间，X线漂移到强磁场区域中。流入和流出方向的X线上均存在净血浆流。重联排气直接远离阻塞壁是显着快于排气直接对it.The不对称的流入条件允许净涡在上升流出等离子体团，这将出现作为围绕磁通绳轴的滚动运动。
2012-04-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Principle of Minimum Energy in Magnetic Reconnection in a Self-Organized Critical Model for Solar Flares
太阳耀斑是由于日冕磁场重联而导致太阳大气层中磁能的突然释放。这是由于光球层的湍流扭曲了日冕场而发生的。与地震类似，太阳耀斑代表了一个复杂系统的行为，并且其能量分布遵循幂律。我们提出了一个统计模型的基础上的最小能量的原则，在日冕环经历磁重联，这是一个雪崩过程。我们证明了在这个自组织临界系统中，耀斑事件的峰值分布是无标度的。得到的峰的幂律指数为1.84 $ \pm $ 0.02，与卫星观测的软X射线耀斑符合得很好。最小能量原理可以应用于一般雪崩模型来描述许多其他现象。
2018-04-27 astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Probing Magnetic Reconnection in Solar Flares - New Perspectives from Radio Dynamic Imaging Spectroscopy
磁重联是许多实验室、空间和天体物理等离子体环境中的基本物理过程。太阳耀斑是研究等离子体条件下的磁重联和相关的能量释放和转换过程的杰出实验室，在实验室中难以重现，并且在天体物理学的其他地方不可能有相当多的时空细节。在此，我们强调在无线电波段对太阳耀斑进行遥感观测的独特能力。特别是，我们讨论了宽带无线电动态成像光谱技术的变革作出重大贡献，以解决磁重联，包括精确定位磁重联网站的能力，测量随时间变化的重联磁场，并推导出空间和时间分辨的耀斑加速电子的分布函数的几个突出的挑战。
2019-03-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic reconnection and topological trigger in physics of large solar flares
太阳耀斑可以通过多种观测方法观测和研究日冕高温强磁化等离子体中的{ \em磁重联}现象。对活动区磁场拓扑特性的分析表明，为了构造大规模爆发耀斑的模型，必须考虑{ \em拓扑触发}效应。拓扑触发器不是电阻不稳定性，其导致场配置的拓扑从重连前状态改变为重连后状态。相反，拓扑触发器是全局拓扑的快速变化，这决定了碰撞或无碰撞性质的快速重连。简要评述了与大耀斑有关的强磁场中无碰撞重联理论的研究现状和发展潜力。粒子加速被认为是在崩溃的重联所产生的磁陷阱。为了解释日冕X射线源的形成，在无碰撞近似下，同时考虑了费米加速和电子感应加速器机制。最后，重点讨论了太阳耀斑物理学中亟待解决的问题。
2009-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observation of all pre- and post-reconnection structures involved in three-dimensional reconnection geometries in solar eruptions
我们报告的观测两个新确定的重联几何涉及爆发通量绳。在3D中，磁绳可以与周围的日冕拱廊（最近称为“ar-rf”重联）或与自身（“rr-rf”重联）重新连接，这两种重联都会产生新的磁绳磁力线和耀斑环。我们首次确定了SDO/AIA在2011年6月7日观测到的太阳爆发事件中两个重连的所有四个组成部分。ar-rf重联表现为暗条的一条腿向北移动了25英寸以上。在其先前的位置上，形成了一个耀斑拱廊，而暗条腿的新位置先前对应于171 A中日冕环的足点。此外，耀斑带状钩的演变也与磁流体模拟预测的ar-rf重联的发生相一致。具体来说，生长的钩子扫过爆发前日冕弧的足点，这些位置变成了钩子的内部。此外，rr-rf重联发生在耀斑拱廊上方的峰值阶段，在一个明显的X型几何形状，涉及一对收敛明亮的灯丝股在喷发的灯丝。一个新的耀斑环在其中一条的腿附近形成，而一个明亮的斑点，代表同一条的残余，被认为是上升到喷发的灯丝。总之，这些观测结果证明了最近的三维标准太阳耀斑模型的预测是正确的。
2019-10-18 astro-ph.SR
