The Role of Twist in Kinked Flux Rope Emergence and Delta-Spot Formation
在观测上已经很好地确定，最有利于产生高能耀斑事件的磁结构存在于三角黑子中，三角黑子是一类定义为具有相反极性本影共享一个共同半影的太阳黑子。它们通常具有极端紧凑、强旋转和反Hale取向的特征。许多研究表明，几乎所有最大的太阳耀斑都起源于三角洲点，因此了解这些结构是预测空间天气的一个基本步骤。尽管它们对太空环境有着重要的影响，但令人惊讶的是，人们对三角洲斑点的起源和行为知之甚少。在本文中，我们进行了系统的研究，新兴的磁通绳的行为来测试一个理论模型的三角形斑点的形成：出现磁通绳的扭结不稳定性。我们模拟了从对流区到日冕的高度扭曲，扭结不稳定的通量绳的出现，并将它们的光球特性与出现的弱扭曲，扭结稳定的通量绳进行了比较。我们发现，光球表现的高度扭曲的磁通绳的出现密切配合所观察到的属性的三角洲点，我们讨论了由此产生的影响观测。我们的研究结果有力地支持和扩展了以前的理论工作，这表明新出现的磁通绳的扭结不稳定性是一个很有前途的候选人来解释三角点的形成，因为它再现了他们的关键特征非常好。
2018-08-16 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Evolution of a Coronal Twisted Flux Rope
利用2007年1月14 - 18日对NOAA AR10938的多仪器观测，研究了一个具有多个交叉点的磁力线系统的演化，这暗示了一个扭曲的日冕通量绳。GOES在1月16日大约2：35 UT记录的C级耀斑导致结构变亮，这在2：46 UT的Hinode/EIS数据，2：50 UT后的Hinode/XRT和3：30 UT的{\emph{STEREO}}/SECCHI/EUVI图像中可以看到。304张照片显示，在耀斑之前和之后，沿着明亮的结构存在快速演变的暗纤维。几个小时后形成了一个更致密的结构，并持续了几天，形成了一段倒S形的细丝。目前的一组数据是高度暗示的存在下扭曲的磁通绳之前，在同一位置的灯丝段的形成。
2009-02-03 astro-ph.SR
Structures of Interplanetary Magnetic Flux Ropes and Comparison with Their Solar Sources
磁重联是释放磁绳的关键。问题仍然是：磁重联是如何改变磁绳结构的？继最初的研究\citet{Qiu2007}，我们比较的ICME/MC通量绳测量在1 AU和相关的太阳祖先，包括耀斑，灯丝，和CME的属性。特别是，行星际磁通量绳内的磁场线扭曲分布的系统推导和检查。我们的分析表明，对于这些事件中的大多数，扭曲的流量每AU的MC是可比的总重联通量在太阳上，和MC螺旋度的符号是一致的，从太阳源区域的螺旋度的符号判断耀斑后环的几何形状。值得注意的是，我们发现，大约有一半的18磁通量绳，其中大部分是与喷发的灯丝，有一个几乎均匀的和相对较低的扭曲分布从轴到边缘，和大多数的其他磁通量绳表现出非常高的扭曲轴附近，高达$\gtrsim 5$圈每AU，这朝着边缘减少。因此，磁通绳不是线性力自由的。我们还进行了详细的案例研究，显示了两个事件的对比度与不同的扭曲分布在MCs以及不同的耀斑和调光特性在太阳源区域，并讨论如何重联几何形状反映在耀斑形态可能与太阳上形成的磁通绳的结构。
2014-08-07 astro-ph.SR
Simulation of homologous and cannibalistic Coronal Mass Ejections produced by the emergence of a twisted flux rope into the Solar Corona
我们报告的第一个结果的磁流体动力学（MHD）模拟发展的同源序列的三个日冕物质抛射（CME），并证明他们所谓的同类相食的行为。这些日冕物质抛射起源于扭结不稳定通量绳的重复形成和部分喷发，这是由于扭曲的通量绳穿过下边界持续出现到预先存在的日冕势拱廊场中。模拟结果表明，爆发到前一个CME产生的开放磁场中的CME具有更高的速度。第二个连续的三个CME模拟是吃追赶和合并成一个单一的快速CME退出域之前，与第一个。所有的日冕物质抛射，包括领先的合并日冕物质抛射，在它们离开区域时达到了大约1000公里/秒的速度。每次CME爆发后，在持续的通量出现过程中，扭曲的通量绳的改造自然可以解释X射线观测的S形和“S形下尖点”配置在低日冕源的同源CME重复改造。
2014-10-07 astro-ph.SR
Determining the Intrinsic CME Flux Rope Type Using Remote-sensing Solar Disk Observations
空间天气研究的一个关键目标是能够利用对太阳大气的遥感观测来延长预测日冕物质抛射地球效应的准备时间。为了实现这一点，必须知道CME离开太阳时的磁结构。在这篇文章中，我们解决这个问题，通过开发一种方法来确定的内禀磁通绳类型的日冕物质抛射只从太阳盘的观测。我们使用几个众所周知的代理的磁螺旋度符号，轴的方向，和轴向磁场方向来预测行星际磁绳的磁结构。我们提出了两个案例研究：2011年6月2日和2012年6月14日的日冕物质抛射。这两个事件都是从一个活跃的地区爆发的，尽管有明确的原地对应物，但它们的喷发特征相对复杂。第一个事件与一个活动区灯丝，爆发在两个阶段，而另一个事件的爆发起源于一个相对较高的日冕高度和源区没有特点的灯丝的存在。我们的磁螺旋符号代理包括磁舌，软X射线和/或EUV S形，日冕拱廊偏斜，灯丝发射和吸收线程，以及灯丝旋转的分析。由于喷发后弧的倾斜度尚不清楚，我们使用极性反转线的倾斜度来确定磁绳轴的方向，并使用日冕变暗来确定磁绳足点，从而确定轴向磁场的方向。在拉格朗日点L1的估计的内禀磁绳结构的比较表明，与预测的一个很好的协议。我们的研究结果突出了通量绳类型的确定技术，特别是有用的活跃地区爆发，大多数地球有效的日冕物质抛射起源。
2017-01-30 astro-ph.SR
Twist Accumulation and Topology Structure of a Solar Magnetic Flux Rope
为了研究大耀斑和日冕物质抛射（CME）前磁通量绳的形成，利用非线性无力场模型计算了磁螺旋度注入、扭曲积累和三维磁场的拓扑结构. 2005年1月15日23：02 UT，太阳和日光层天文台上的极紫外成像望远镜在活动区NOAA 10720观测到一系列没有CME的局限耀斑，然后是一个带有CME的大耀斑。利用大熊太阳天文台数字矢量磁仪观测到的矢量磁场的微分仿射速度估计方法，计算了18：27 ~ 22：20 UT八个时间点的矢量速度。用矢量磁场和速度场计算了注入磁螺旋度。螺旋度注入速率为（-16.47 \pm 3.52）\times 10^{40} Mx^2/hr。我们发现只有大约1.8%的注入磁螺旋度最终变成了磁通量绳的内螺旋度，其捻度增长率为-0.18 \pm 0.08转/小时。的三维磁场的计算通过评估挤压程度，Q。我们发现，磁绳被大Q值的QSL包裹，连续注入的磁螺旋度引起的磁重联进一步产生了约束耀斑。我们认为，磁通绳是由QSL中的磁重联形成并加热的。
2013-11-08 astro-ph.SR
Two-step evolution of a rising flux rope resulting in a confined solar flare
结合太阳动力学天文台和新真空太阳望远镜的观测，我们研究了由活动区12733的拖尾黑子内上升的通量绳触发的受限耀斑。位于剪切极性反转线上方的磁绳可以通过磁外推构造，但在耀斑前阶段的多波长图像中无法检测到。光球层中相反极性场之间的明显剪切运动被认为是磁绳形成的原因。磁绳的最大扭曲度高达-1.76，然后由于扭结不稳定性磁绳上升。只有当耀斑开始时，才能在高温波长下观察到通量绳。差分辐射测量结果证实了磁绳是一种高温结构。伴随着上升的磁绳，出现了许多耀斑后环和一对耀斑带。当上升的磁通绳与大尺度上覆磁力线相遇并重连时，形成一组大尺度的扭曲环，并在前者的外围出现两条反向传播的耀斑带，表明磁通绳的扭曲被转移到一个更大的系统中。这些结果表明，上升磁绳和大尺度上覆磁环之间的外部重联在局限耀斑的形成中起着重要的作用。
2019-05-02 astro-ph.SR
A Parametric Study of Erupting Flux Rope Rotation. Modeling the "Cartwheel CME" on 9 April 2008
通过对双极无力初始平衡中不稳定的旋转通量绳的参数模拟研究，讨论了日冕中爆发丝状体的旋转。在这个模型中，由于外部剪切场分量和扭转场中的张力松弛而产生的洛伦兹力是旋转的主要贡献者，而与环境场的重联则是次要的。这两个主要的机制扭动磁通绳轴，转换部分的初始扭转螺旋度，并产生旋转配置文件，其中，在很大程度上，是非常相似的剪切-扭转组合的范围。不同之处在于扭转驱动的旋转在比剪切驱动的旋转更低的高度处饱和的趋势。对于爆发的灯丝和日冕物质抛射的源区的参数特征，剪切场被认为是日冕旋转的主要来源，如果旋转达到90度和更高的角度，它占主导地位，即使扭曲超过螺旋扭结不稳定性的阈值。如果将旋转和上升廓线同时与模式计算进行比较，则在分析观测资料时，可以将剪切和扭转对总旋转的贡献分开。由此产生的扭曲估计允许一个判断是否发生螺旋扭结不稳定。2008年4月9日“车轮状日冕物质抛射”中爆发的日珥就证明了这一点，日珥旋转了\approx 115度，高度达到光球上方1.5太阳半径。在一系列的初始平衡，其中包括强扭结不稳定（扭曲φ = 5 π），弱扭结不稳定（φ = 3.5 π），和扭结稳定（φ = 2.5 π）的配置，只有弱扭结不稳定的磁通绳的演变匹配的观测结果在其整体上。
2011-12-14 astro-ph.SR
High-resolution Observations of a Flux Rope with the Interface Region Imaging Spectrograph
我们报告了2014年8月30日使用\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（IRIS）在过渡区温度下观测到的磁通绳。最初，磁通量抵消不断发生，灯丝被激活。然后，来自灯丝的明亮物质向南移动，并追踪出几个精细的结构。这些精细结构相互扭曲和缠结，在1330 ° C下表现为小磁通绳，总扭曲约为4 $π$。之后，磁通绳围绕其轴线进行逆时针（自上而下观察）解绕运动。对C { \sc ii} 1335.71 π在磁绳南侧的光谱观测表明，在磁绳的西侧出现了6 $-$ 24 km s $^{-1}$的多普勒红移，这与磁绳的逆时针旋转运动相一致。我们认为，磁通量的取消启动重联和一些激活的通量绳。磁绳的储存扭转和磁螺旋度通过后期的解绕运动被输送到高层大气中。小尺度通量绳（宽度为8.3 $^{\prime\prime}$）具有螺旋磁力线的圆柱形状，与1998年6月2日大尺度CME核心（宽度为1.54 $R_{\odot}$）的形态相似。这种相似性表明太阳上存在不同尺度的通量绳。
2015-08-29 astro-ph.SR
New Vacuum Solar Telescope observations of a flux rope tracked by a filament activation
位于\emph{Fuxian Solar Observatory}的新真空太阳望远镜（NVST）的一个主要目标是以高分辨率拍摄太阳图像。基于高时空分辨率的NVST H $α$资料，结合\emph{Solar Dynamics Observatory}同步观测，首次研究了暗条激活跟踪的磁绳。灯丝材料最初位于通量绳的一端并填充绳的一段，然后灯丝由于磁场抵消而被激活。被激活的细丝上升并沿着螺旋线流动，追踪扭曲的磁通绳结构。磁通绳的长度约为75 μ m，其单个线的平均宽度为1.11 μ m，估计的捻度为1 $π$。磁绳在H $α$像中表现为暗结构，在304 nm像中表现为部分暗部分亮结构，而在171 nm像和131 nm像中表现为亮结构。在这个过程中，由于暗条被限制在通量绳中，并且没有成功爆发，因此覆盖的日冕环是相当稳定的。看来，在这项研究中的事件，灯丝是位于和限制在通量绳线程，而不是悬挂在倾斜的扭曲磁通量。
2014-03-04 astro-ph.SR
Analysis of the Helical Kink Stability of Differently Twisted Magnetic Flux Ropes
磁通量绳（MFR）通常被认为是控制螺旋度从太阳到日光层的传输的磁性结构。它们在螺旋状组织的磁结构中夹带一个受限的等离子体，并能够引起地磁活动。最惠国制度的形成、演变和扭曲分布是引起激烈辩论的问题。虽然到目前为止已经提出了不同的扭曲轮廓，但还没有一个被彻底探索。这项工作的目的是提出一个理论研究的条件下，具有不同的扭曲配置文件是扭结稳定的，从而揭示了上述方面的一些光。磁场根据Nieves-Chinchilla等人（Astrophys. J. 823，27，2016）以及Lundquist和Gold-Hoyle模型，并且用基于Linton、Longcope和Fisher（Astrophys. J. 469，954，1996）。结果进行了讨论，在MFR旋转，磁力，反向手征的情况下，和整个日光层的膨胀，除其他外，提供了一个理论背景，以提高目前的理解的内部磁场配置的日冕物质抛射（CME）。帕克太阳探测器或太阳轨道飞行器等新任务获得的数据将有机会通过观察比以往任何时候都更接近太阳的MFR来探索这些结果和想法。
2020-08-11 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Due to Shearing and Zipper Reconnection
拉链重联被认为是在爆发耀斑和日冕物质抛射之前产生通量管中大部分扭曲的机制。我们已经进行了第一次数值实验，在这种新的制度的重联，两个最初未扭曲的平行磁通管剪切和重联，形成一个大的磁通绳。我们描述了这个实验的性质，包括在模拟的基础上的集中通量源之间的磁通量的链接，新形成的磁绳的扭曲以及剪切预重联状态下的互磁螺旋度到新形成的磁绳的自螺旋度的转换。
2018-07-06 astro-ph.SR
Magnetic Twists of Solar Filaments
太阳暗条是位于磁倾角的冷而致密的物质，与周围的日冕等离子体相比，它显示出独特的辐射特征。它们与日冕剪切和扭曲的磁场线有关。然而，由于缺乏对灯丝内部磁场的常规观测，支撑灯丝材料的确切磁结构不容易确定。由于许多暗条位于弱场区上方，因此几乎不可能通过将传统方法应用于嘈杂的光球磁图，特别是水平分量来推断它们的日冕磁结构。本文用正则化的毕奥-萨伐尔定律构造了某些细丝的磁结构，并计算了它们的磁扭转。此外，我们还对Titov-Demoulin修正模型的磁通绳进行了参数测量，以探讨影响无力磁通量绳扭转的因素。结果表明，无力磁绳的扭转与其轴长与小半径之比成正比，而与上覆背景磁场强度基本无关。因此，我们推断，长的静态灯丝可能是由更多的扭曲磁通绳比短的活跃区灯丝，这是一致的观察。
2021-07-06 astro-ph.SR
Partial eruption of a filament with twisting nonuniform fields
以扭结方式喷发的细丝通常被认为是扭结不稳定性的标志。然而，扭结不稳定性阈值的细丝磁结构一直没有得到广泛的理解。利用新真空太阳望远镜（NVST）的H-α观测，我们提出了一个部分爆发的暗条。在喷发中，细丝似乎从细丝的中间部分分裂，并以扭结状方式破裂。在此期间，左侧的暗条物质仍留在下方，但后来没有发生扭结运动。利用太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）的12分钟韵律矢量磁图，通过非线性无力场（NLFFF）外推获得了暗条的日冕磁场线。我们研究了外推的磁力线通过磁倾角是在良好的协议与观察到的灯丝。磁力线是不均匀扭曲的，似乎是由两个扭曲的磁通绳缠绕在一起。其中一个比另一个有更高的扭曲度，高度扭曲的一个在喷发开始时与扭结的喷发线对齐。此外，在爆发前，高度扭曲的磁通绳被发现扩大与近似恒定的磁场扭曲。此外，从HMI磁图推导出的螺旋度通量图显示，一些螺旋度被注入到上覆的磁拱中，但没有显著的螺旋度被注入到通量绳中。因此，我们认为，当不稳定性阈值随着磁绳的膨胀而下降时，高扭曲磁绳成为扭结不稳定。
2015-04-13 astro-ph.SR
Partial Eruption, Confinement, and Twist Buildup and Release of a Double-decker Filament
我们研究了2014年7月5日NOAA AR 12104中灯丝系统的失败部分喷发，使用多波长EUV，磁图和H $α$观测，以及磁场建模。纤维系统由两个几乎共空间的片段组成，它们具有不同的端点，都类似于C形。在一次喷射和一次与通量抵消有关的耀斑前兆之后，只有上段上升，然后显示出一个突出的扭曲结构，同时向其足点滚动。下段未受扰动，表明系统具有双层结构。爆发的部分最终会形成一个倒C形，材料会流向其足点，同时失去扭曲。使用磁通绳插入方法，我们构建了一个模型的源区，定性再现所观察到的演变的关键要素。在爆发开始时，该模型由通量束顶部的通量绳组成，其扭曲可以忽略不计，这与观测解释一致，即细丝具有双层结构。磁通绳在其初始松弛期间达到环面不稳定的临界高度，而下部磁通束保持稳定平衡。当磁绳到达一个类似于磁扇表面的圆顶状准分界线层时，喷发终止，尽管没有发现磁零点。磁绳通过与圆顶上方的限制性上覆通量重连而被破坏，在此过程中转移了它的扭曲。
2021-11-25 astro-ph.SR
Deflection of coronal rays by remote CMEs: shock wave or magnetic pressure?
我们分析了SOHO/LASCO C2日冕观测仪观测到的5个日冕物质抛射与距日冕物质抛射90^ \circ远的日冕射线相互作用的事件。利用SOHO/LASCO C2图像序列，我们估计了日冕射线与相应的日冕物质抛射相互作用过程中的扭结传播，日冕射线与日冕物质抛射的径向距离为3R.到6 R. .我们的结论是，所有研究的事件并不符合预期的冲击波在日冕中的传播模式。日冕射线偏转可以解释为与日冕物质抛射有关的运动磁绳的磁场的影响。大尺度磁绳远离太阳的运动会引起周围磁力线结构的变化，这类似于日冕射线的扭结传播。由于磁绳以与阿尔芬速度相当的高速运动，因此应考虑电势的延迟。
2010-06-30 astro-ph.SR
Eruption and propagation of twisted flux ropes from the base of the solar corona to 1 au
行星际日冕物质抛射（ICME）起源于我们恒星大气层中复杂磁性结构的爆发。确定ICME的一般性质及其与太阳风相互作用的核心物理过程是一项艰巨的任务，特别是仅使用一维原位剖面。因此，这些现象仍然没有得到很好的理解。在这项研究中，我们模拟了一组磁通绳的传播，以了解一些发生在ICME传播过程中的物理过程，如它们的生长或旋转。我们提出了一套磁通绳在一个简化的太阳风的传播模拟。我们考虑不同的磁场强度和大小在喷发的开始，并表征其影响的性质的磁通绳在其传播过程中。我们使用三维MHD模块的PLUTO代码的自适应网格细化网格。磁绳传播过程中的磁场演化符合现场观测的演化规律。我们还模拟了航天器在地球上测量的原位剖面，并与统计研究的结果进行了比较。我们发现在这些研究中获得的模拟原位配置文件和典型的配置文件之间有很好的匹配。在其传播过程中，通量绳与风的磁场相互作用，但在用合成卫星交叉点进行分析时，仍然显示出ICME的真实特征。我们还表明，磁通绳具有不同的形状和方向，可以导致类似的一维交叉。这保证了在使用一维交叉提取ICME的磁拓扑时要小心。
2022-11-04 astro-ph.SR
The Ellerman bomb and Ultraviolet burst triggered successively by an emerging magnetic flux rope
埃勒曼弹（EB）和紫外（UV）爆发是常见的增亮现象，通常产生于新兴通量区的低层太阳大气中。在本文中，我们已经调查了一个初始的非扭转的磁通量绳的出现基于三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟。在帕克不稳定性触发的起伏磁场的U形部分，先后出现了类EB和类紫外爆发活动。EB样活动开始出现较早，持续约80秒。六分钟后，一个更热的紫外线爆发状事件开始出现，并持续约60秒。在垂直于太阳表面的方向上，电子束和紫外爆发都是从低色球层开始的，但紫外爆发在上色球层向更高的高度延伸。在EB和UV爆发中出现明显温度升高的区域都位于磁重联过程中产生的小扭曲磁通绳内部，这与以前的二维模拟结果一致，即大多数热区通常位于磁岛内部。然而，对应于EB的扭曲磁通绳只有在它漂浮到比重联点高得多的高度之后才被强烈加热。分析表明，电子束是由U型磁场两侧的强水平流动驱动的激波加热的。对应于紫外暴的扭曲磁通绳被驱动的磁重联过程加热。
2021-05-19 astro-ph.SR
Homologous Flux Ropes Observed by SDO/AIA
我们首先介绍了2013年5月20-22日在活动区（AR）11745进行的太阳动力学观测。四个通量绳都在AR的中性线以上，端点锚定在同一区域，并且具有大致相似的形态。对于前三个通量绳，它们在出现后以小于30 km s $^{-1}$的速度上升，随后它们在131 ° C处的强度下降，通量绳变得模糊。第四条磁绳最终以约130 km/s的速度$^{-1}$喷发，形成日冕物质抛射。伴随的丝在初始阶段表现出明显的逆时针扭转运动，并且扭转估计为4 $π$。这表明扭结不稳定性可能触发了第四磁通绳的早期上升。激活的细丝材料在空间上处于磁绳内部，它们在早期阶段表现出一致的演化。我们的发现为理解磁绳的特性提供了新的线索。首先，在AR演化过程中，在同一位置连续形成多个磁通绳。其次，缓慢上升的磁通绳不一定导致日冕物质抛射，快速喷发的磁通绳导致日冕物质抛射。
2013-10-30 astro-ph.SR
Reconnection of a kinking flux rope triggering the ejection of a microwave and hard X-ray source. II. Numerical Modeling
螺旋（$m\!=\!1$）扭结不稳定性的拱形，线绑磁通绳的数值模拟表明，螺旋变形强制重联之间的腿的绳子，如果模式与两个螺旋圈是占主导地位的高初始扭曲范围内的结果$Φ\gtrsim6π$。这种重联是复杂的，还涉及到环境场。除了打破原来的绳子，它可以形成一个新的，低洼，少扭曲的磁通绳。新的通量绳被重联流出向下推动，这通常迫使它通过与环境场重联而断裂。原始绳索的顶部，在断裂后主要植根于周围通量的来源，可以完全爆发或在低高度停止，产生“失败的爆发”。“与不稳定性相关的螺旋电流片在接近的腿之间被挤压，暂时形成了双电流片。腿-腿重连以高速率进行，产生足够强的电场，能够加速粒子。它也可能形成等离子体团或类等离子体团结构，这些结构捕获高能粒子并沿着螺旋电流片从重联区域传播到爆发的通量绳的顶部。一个高度扭曲的通量绳的扭结，涉及腿腿重联可以解释的爆发，但部分掩盖太阳耀斑的关键特征，2001年4月18日，它喷射出一个相对紧凑的硬X射线和微波源，并与快速日冕物质抛射。
2010-07-13 astro-ph.SR
Magnetic evolution of active regions: formation and eruption of magnetic flux ropes
本文利用SDO/HMI矢量磁场观测研究活动区磁通量绳的形成与爆发机制，揭示螺度注入符号演化对扭曲结构形成的关键作用，并指出数据驱动模拟可进一步揭示爆发起始条件。
2024-10-03 astro-ph.SR
Structure, Stability, and Evolution of Magnetic Flux Ropes from the Perspective of Magnetic Twist
我们调查了NOAA活动区11817在2013年8月10日至12日期间的演变，当时它发展了一个复杂的场配置，并产生了四个封闭的，随后是两个爆发的耀斑。这些C级以上的耀斑都与位于主极性反转线上的磁通量绳（MFR）有关，在主极性反转线上存在剪切和会聚的光球流。借助于非线性无力场模型，我们通过映射磁连通性和计算每个单独场线的扭转数$\mathcal{T}_w$来识别MFR。MFR是适度扭曲的（$|\mathcal{T}_w| < 2$），并具有高挤压因子$Q$的明确边界。我们发现，具有极值$|\mathcal{T}_w|$的磁力线是绳轴的可靠代理，并且MFR的峰值$|\mathcal{T}_w|$在每次耀斑前半小时内暂时增加，而在耀斑峰值之后，无论是局限型还是爆发型耀斑，MFR的峰值都减小。这种耀斑前$|\mathcal{T}_w|$的增加对活动区的自由磁能或整个区域的任何其他参数的影响很小，因为它的量适中，MFR的体积相对较小，而耀斑后它的减少显然与耀斑引起的自由磁能的逐步减少有关。我们认为，$\mathcal{T}_w$可以作为一个有用的参数，预警喷发的开始，因此，随之而来的空间天气的影响。螺旋扭结不稳定性被确定为考虑耀斑的主要候选发病机制。
2015-12-23 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Estimations in Models and Observations of the Solar Magnetic Field. Part III: Twist Number Method
本文在日冕磁场结构模型的基础上，研究了不同磁通量绳的扭动、扭曲和磁螺旋度。这些包括分析力免费Titov-Démoulin平衡解决方案，非力免费磁流体动力学模拟，和非线性力免费磁场模型。磁通量绳的几何边界由准分界线层和底面确定，磁通绳的轴线曲线由其总体取向确定。扭转计算的Berger-先验公式，适用于任意几何形状和无力和非无力模型。磁螺旋度是通过扭曲乘以轴向磁通量的平方来估计的。我们比较得到的值与那些来自有限体积螺旋度估计方法。我们发现，与扭转方法得到的磁螺旋度同意的螺旋度进行的纯载流部分的领域内的不确定性，大多数测试情况下。研究还发现，模型场的载流部分在磁通量绳的位置处相对显著。这定性地解释了由扭转方法计算的磁螺旋度与纯粹由载流磁场贡献的螺旋度之间的一致性。
2017-04-07 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
Are There Different Populations of Flux Ropes in the Solar Wind?
磁通绳是一种扭曲的磁性结构，可以通过在太阳风中的现场测量来检测。然而，不同性质的检测通量绳表明不同类型的通量绳人口。因此，是否存在不同的通量绳群？答案是肯定的，这是对在1天文单位观测到的包括磁云（MC）在内的四个通量绳列表进行分析的结果。四个列表的现场数据已与相同的圆柱形无力场模型，它提供了一个估计的局部磁通绳参数，如其半径和方向。由于磁通绳分布有一个大的动态范围，我们超越了一个简单的直方图分析，通过开发一个分区技术，均匀分布的半径范围内的统计波动。通过这样做，我们发现半径R<0.1 AU的小通量绳具有陡峭的幂律分布，而较大的通量绳（称为MC）具有高斯分布。接下来，从四个CME目录中，我们估计每年的预期通量绳频率为1 AU。我们发现，预测的数字是类似的频率在原位观察到的MC。然而，我们也发现，小通量绳的丰度至少是日冕物质抛射的10倍，即使是窄通量绳。通过对这些小通量绳起源的不同可能性的研究，我们得出结论，这些扭曲结构可以由低日冕或日冕流光中的喷流形成。
2014-01-27 astro-ph.SR
Evidence of the Solar EUV hot channel as a magnetic flux rope from remote-sensing and in-situ observations
热通道是太阳日冕下部的高温喷发结构，自首次发现以来，人们一直认为它可以替代磁通量绳。然而，由于没有直接测量日冕中的磁场，因此很难做出明确的证明。另一种方法是利用现场仪器测量太阳风中的磁场。2012年7月12日，在日冕物质抛射（CME）之前和期间，通过AIA高温图像观察到HC。在EUVI的低温图像中，HC是不可见的，它只显示了较冷的前缘（LF）。然而，LF和喷出物都可以在日冕图像中观察到。这与HC的高温、高密度相一致，支持了喷出物是喷发的HC。同时，在COR 2图像上，在喷出物和鞘层之前识别出了伴随的CME激波，而相应的ICME被\textit{ACE}探测到，依次显示出激波、鞘层和磁云，这与日冕照相观测相一致。此外，MC包含一个低电离态中心和一个高电离态壳层，与先前存在的HC观测及其通过磁重联的增长一致。所有这些观测都支持在地球附近探测到的MC是本次事件中日冕中爆发的HC的对应物。因此，我们的研究为HC作为MFR提供了强有力的观察证据。
2015-07-01 astro-ph.SR
Thermal signatures of tether-cutting reconnections in pre-eruption coronal flux ropes: hot central voids in coronal cavities
利用三维MHD模拟，我们模拟了日冕磁绳的准静态演化和爆发的开始。模拟开始于一个扭曲的磁通绳出现在下边界，并推动到一个预先存在的日冕势拱廊场。在一个选定的时间，出现停止与下边界采取刚性。然后，日冕通量绳进入准静态上升阶段，在此期间，沿着所谓的双曲线通量管（HFT）形成一个底层的中央S形电流层，这是X线配置的概括。在耗散电流层的重接有效地增加了扭曲的磁通量的磁通绳，从而使它准静态上升，即使磁能是减少系统松弛。我们研究的热功能所产生的电流层的形成和相关的“系绳切割”的重新连接作为一个结果的加热和场对齐的热传导。结果发现，一个中心热，低密度通道包含重连接，扭曲的磁通线下的磁通绳轴上的中心电流层的顶部形成。当在与热通道大致对齐的视线（大致沿着中性线）上观察时，中心电流层呈现为高密度垂直柱，其向上延伸为包围中心热的低密度空隙的“U”形致密壳。这种热特征已经在日冕突出空腔内观察到。我们的MHD模拟表明，它们是HFT拓扑结构和相关的系绳切割重联的发展的签名，并且中心空洞随着重联而增长和上升，直到磁通绳达到环面不稳定和动态喷发energies的临界高度。
2012-08-26 astro-ph.SR
Observational Analysis on the Early Evolution of a CME Flux-rope: Pre-flare reconnection and Flux-rope's Footpoint Drift
我们研究了热通道状磁通量绳（MFR）向喷发的早期演化。结合成像观察和磁场外推，我们发现热通道可能起源于一个预先存在的种子MFR与双曲线通量管（HFT）。在前体阶段，HFT处的三维系绳切割重连最有可能导致热通道的加热和积聚。在这个过程中，正在形成的热流道，空间尺寸迅速扩大，双脚滑向两个遥远的位置。随后，它瞬间爆发，速度暴增，在脚下留下了两个核心黯淡的痕迹。我们认为，耀斑前的重联在HFT发挥了至关重要的作用，在扩大种子MFR和促进其最终的太阳爆发的开始。此外，最近预测的漂移MFR的足迹被检测到在两个核心调光。特别是，我们发现，MFR的西足点漂移是由一个新的重联几何之间的爆发MFR的腿，从而倾斜的拱廊。随着MFR的西足点逐渐漂移到一个新的位置，一组新生的非典型耀斑环连接到西核心变暗，导致该核心变暗内的变暗区域迅速减少，并在其远端脚处产生次级耀斑带。这表明，由于爆发的MFR的足迹漂移，核心昏暗可能会明显减少，这意味着将爆发的MFR的真实足迹映射到太阳表面比以前想象的要困难得多。
2019-11-01 astro-ph.SR
Solar Magnetic Flux Ropes
日冕物质抛射最可能的初始磁位形是由扭曲的磁力线组成的磁绳，充满了整个暗冕腔的体积。通量绳可以在日冕磁场中保持稳定平衡数周甚至数月，但突然它们失去了稳定性，并以高速爆发。它们向不稳定相的转变取决于磁通绳的参数（即，总电流、扭曲、质量负载等），以及周围日冕磁场的性质。其中一个主要的控制因素是日冕磁场的垂直梯度，它被估计为衰变指数（n）。冷的致密日珥物质可以收集在螺旋通量管的下部。因此，灯丝是日冕中通量绳的良好示踪剂，在爆发开始之前很久就可以看到。通过比较观测到的暗条高度和计算出的衰变指数分布，可以估计暗条爆发和随后的日冕物质抛射的前景。本文综述了磁通量绳的形成、稳定相和不稳定相、爆发条件，并讨论了日冕中磁通量绳的物理意义。
2015-01-12 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
A robust estimation of the twist distribution in magnetic clouds
磁云（MCs）是由航天器进行现场观测的。它们的磁场的旋转通常被解释为一个扭曲的磁通量管或通量绳的交叉，它是从日华发射的。详细的磁测量跨MCs允许我们推断的磁通绳特性。尽管如此，磁扭曲的精确空间分布仍具有挑战性，因此存在争议。为了提高结果的鲁棒性，我们进行了叠加历元分析（SEA）的一组观察良好的MC在1 AU。虽然以前的工作是使用MC中心时间完成的，但我们在这里使用拟合的磁绳模型的结果来选择最接近磁绳轴的时间。这意味着精确分离入区和出区，以使观察到的信号相干地定相。我们还搜索并最大限度地减少了可能的偏差，如磁不对称性和有限的碰撞参量。我们应用SEA推导出的中位数配置文件的磁通绳剩余时，由航天器穿越，并恢复一个目前的侵蚀。特别地，中值方位角B分量几乎是半径的线性函数。更一般地说，结果证实了我们以前的结果，没有这样深入的分析。磁通绳芯中的扭转轮廓几乎是均匀的，在磁通绳的边界处急剧增加，并且在向内和向外区域中具有类似的轮廓。与我们先前研究的主要区别是$\sim 20\%$的扭转更大。
2022-11-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar prominences embedded in flux ropes: morphological features and dynamics from 3D MHD simulations
用数值方法研究了插入三维磁通量绳中的日珥的时间演化。使用Titov Demoulin（1999）的模型，在弱扭曲的状态下，冷而致密的日珥通过改变最初的无力磁位形来抵消重力。在某些情况下，在弛豫阶段之后实现准静止状态，其特征在于激发直立垂直振荡。由于日珥和日冕之间的不均匀过渡，这些振荡表现出由连续阻尼机制产生的随时间的强烈衰减。垂向振荡的特征周期与磁绳的扭转度关系不大。非线性是负责触发Kelvin-Helmholtz不稳定性与垂直振荡，并最终产生水平结构。与其他的配置，其中的突出物的纵轴是由一个垂直的磁场渗透，如在未剪切的弧，突出物的方向沿磁绳轴防止瑞利-泰勒不稳定性的发展，因此出现沿此轴的垂直结构。
2015-12-22 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 Rise and Emergence of Untwisted Toroidal Flux Ropes on the Sun
磁通量绳（MFR）通过太阳的对流区被认为是受到粘性力的影响，使它们无法连贯地上升。许多研究表明，最惠国要求有最低限度的扭曲，以便在其上升过程中保持连贯性。此外，即使是到达光球层的磁共振也可能无法成功地进入日冕，除非它们至少适度扭曲，因为磁压梯度需要克服光球层等离子体的重量。然而，到目前为止，没有下限已被放置在临界最小扭曲所需的MFR相干上升通过对流区或出现通过光球。在本文中，我们模拟了一个无扭曲的环形MFR，它能够从对流区上升并穿过光球，成为一个活跃区域，类似于在太阳上观察到的活跃区域。我们发现，未扭曲的MFR可以保持一致的上升过程中，然后堆积在光球附近，触发波动的不稳定性，使MFR出现通过光球。我们建议，我们的MFR的环形几何形状是其相干上升的关键。在出现时，一对叶片上升到日冕中，相互作用并重新连接，导致局部高速射流。由此产生的光球磁图显示了在观测中经常看到的特征性盐和胡椒结构。我们的主要结果是，MFRs不需要被扭曲，通过对流区相干上升，并通过光球出现。
2021-01-04 astro-ph.SR
Observational Evidence for Coronal Twisted Flux Rope
2007年1月16日NOAA AR 10938的多仪器数据集（例如，利用{ \emph{Hinode} }、{\it{STEREO} }、{\it{GOES} }、{ \it{MLSO} }和{ \it{ISOON} } H $α$）来研究表现出多个交叉线的磁环系统的精细结构和演化，其布置和各个形状非常暗示磁通绳中的各个场线。磁力线的足迹紧密地扎根于孔隙和斑块区域。{ \it{GOES} }在世界时2：35左右在多线系统的一个足点附近记录到的C级耀斑（以及极紫外数据显示的一圈环材料）导致磁结构变亮，揭示了它的精细结构，其中有几条线表明高度的连接（暗示了左手螺旋图案，如稍后形成的灯丝结构所示）。利用{ \emph{Hinode} }/EIS对2：46 UT的热谱线进行的极紫外观测显示出复杂的日冕环结构。大约20分钟后，在来自{ \emph{Hinode} }/XRT的X射线图像中观察到相同的特征，大约30分钟后，在具有更好分辨率的{ \it{STEREO} }/SECCHI/EUVI的EUV图像中观察到相同的特征。1H $α$和304 μ m图像显示在同一区域存在几个细丝原纤维。几个小时后，它们进化成一个更密集的结构，似乎显示出螺旋结构，持续几天，形成一段更大规模的细丝。目前的观测结果提供了一个重要的指示，通量袍作为一个太阳暗条的前兆。
2008-12-31 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence-cavity system
我们提出了一个扭曲的，形成日冕磁通量绳下的日冕流光从准平衡到爆发开始的演变的磁流体动力学模拟。磁通绳是由下边界处的强制磁通涌现形成的。在准静态阶段的演变过程中，我们发现形成的连续性腔系统的定性特征类似的意见，所示的合成SDO/AIA EUV图像与磁通绳观察到的肢体以上几乎沿其轴。空腔包含子结构，包括“U”形或角状特征，从突出物延伸，在突出物顶部包围中心“空腔”。由于辐射冷却失控，日珥凝聚形成在高度扭曲的场线的凹陷处，而空腔则是由从凹陷处向上延伸的携带磁场的场线的密度耗尽部分形成的。日珥的“角”被扭曲的磁力线穿过，磁力线包含浅的倾角，在那里日珥凝聚已经蒸发到日冕温度。被角包围的中心“空腔”被发现对应于一个中心热而致密的核心，其中包含没有倾角的扭曲场线。通量绳最终爆发，因为其中心部分准静态上升到一个临界高度与发病的环面不稳定性。爆发通量绳加速到近900 km/s的快速速度和相关的日珥爆发显示出显着的旋转运动和扭结的形态。
2019-05-20 astro-ph.SR
Formation of a tiny flux rope in the center of an active region driven by magnetic flux emergence, convergence, and cancellation
通量绳被认为是太阳爆发的核心结构，对空间天气具有重要意义，但其形成机制仍存在很大争议。我们报告了2018年8月24日在活动区域环团下方形成的微小通量绳。结合多台仪器的高质量多波长观测，我们详细研究了光球层、色球层和日冕中的事件。在源区，连续出现两个正极性（P1和P2），表现为两个孔隙（A和B）是明确的。有趣的是，P2和孔B慢慢接近P1和孔A，这意味着磁通量会聚。在出现和会聚期间，P1和P2相继与出现的较小负极性（N3）相互作用，这导致连续的磁通量抵消。结果，叠加的环被剪切得更厉害，最后演变成一个微小的扭曲通量绳，这可以通过一个短暂的反S形S形、具有蓝移和红移特征的扭曲细丝和一个热通道来证明。结果表明，活动区中心微小磁绳的形成与光球层中连续的磁通量产生、汇聚和抵消密切相关。因此，我们认为，磁通量的出现，收敛和取消的微小磁绳的形成是至关重要的。
2020-09-11 astro-ph.SR
Solar filament eruptions and their physical role in triggering Coronal Mass Ejections
太阳暗条爆发在触发日冕物质抛射（CME）中起着至关重要的作用。超过80%的喷发会导致日冕物质抛射.这种相关性在过去的太阳活动周期和最近的太阳活动极小期得到了广泛的研究。对新太阳活动周期24上升阶段发生的事件的统计与这一发现一致。暗条和日冕物质抛射都与扭曲的磁场有关。因此，几乎所有的MHD日冕物质抛射模型都包括一个扭曲的通量管，称为通量绳。要么磁通绳在喷发前很久就存在，要么它是由喷发开始时剪切的拱廊重新连接而形成的。为了引发喷发，人们提出了不同的机制：新出现的通量，和/或外部磁场的分散，和/或磁力线在通量绳下方或上方的重新连接。这些机制降低了向下的磁张力，有利于磁通绳的上升。另一种机制是当构型扭曲太多时的扭结不稳定性。在本文中，我们打开了一个讨论论坛，重新审视观测和理论论文，以了解哪些机制触发火山爆发。我们的结论是，所有上述引用的机制可能会导致磁通绳的不稳定状态。然而，CME最有效的机制是失去平衡或环面不稳定性，当磁通绳已经达到由外部磁场的衰减指数确定的不稳定阈值。
2012-12-17 astro-ph.SR
Re-flaring of a Post-Flare Loop System Driven by Flux Rope Emergence and Twisting
在这封信中，我们详细研究了2005年1月15日发生在两个连续的太阳爆发事件之间的耀斑后环的演化，这两个事件都产生了一个快速的晕CME和一个大耀斑。耀斑后的环系统，形成后的第一次CME/耀斑爆发，迅速发展，表现为不寻常的加速上升运动的环。通过非线性无力场模型，我们得到了有源区的磁结构。这清楚地表明，磁绳下方的环也不断上升，伴随着增加的扭曲和长度。最后，耀斑后的磁结构演变到导致第二次CME/耀斑爆发的状态。这是一个事件，其中耀斑后的环路可以在第一次CME/耀斑爆发后的$\sim$ 16小时的短时间内重新耀斑。观测到的在同一位置的再耀斑可能是由磁通量出现和太阳黑子旋转引起的磁通绳的快速演变所驱动的。这一观测结果为CME/耀斑模型及其预测提供了有价值的信息。
2010-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
A solar blowout jet caused by the eruption of a magnetic flux rope
利用新近开发的强迫场外推（FFE）模型，研究了2012年7月2日起源于NOAA活动区（AR）11513西缘的一个喷流的三维（3D）磁结构。结果表明，喷流是由扭曲磁力线组成的磁通量绳（MFR）喷发引起的。我们进一步计算了重建磁场的扭曲数$\mathcal{T}_{w}$和压缩因子Q，发现（1）MFR与高$\mathcal{T}_{w}$区很好地对应，（2）MFR外边界与高Q区很好地对应，可能解释了喷流底部的明亮结构。MFR的捻数估计为$\mathcal{T}_{w}=-1.54\pm 0.67$。因此，当$\mathcal{T}_{w}$达到甚至超过扭结不稳定性阈值时，扭结不稳定性被认为是井喷射流的启动机制。我们的研究结果还表明，在衰减阶段的亮点实际上是由一些小的环路，这些环路被上面发生的重联加热。总之，井喷射流是大多数情况下与\citet{mcs10}提出的方案一致，除了扭结不稳定被认为是一个可能的触发器。
2017-07-16 astro-ph.SR
Observational signatures of a kink-unstable coronal flux rope using Hinode/EIS
通过正演模拟研究了扭结不稳定日冕通量绳的能量释放和能量输运特征。合成强度和多普勒地图生成的三维数值模拟。CHIANTI数据库用于计算覆盖环路热范围的三条Hinode/EIS发射线的强度。模拟分辨率下的强度和多普勒速度在空间上退化为Hinode/EIS像素大小（1 \arcsec），使用高斯点扩散函数（3 \arcsec）进行卷积，并曝光50秒的特征时间。对光栅（移动狭缝）和静坐凝视（静止狭缝）产生的合成图像进行分析，以找到扭曲通量和相关不稳定性的签名。我们发现，有几个质量的扭结不稳定的日冕通量绳，可以检测到观测使用Hinode/EIS，即增长的环路半径，增加强度对径向边缘的环路，和多普勒速度以下的内部扭曲的磁场线。然而，EIS无法解析模拟中存在的小的瞬态特征，例如小规模重连的位点（例如纳米片）。
2017-05-15 astro-ph.SR
Transition from circular-ribbon to parallel-ribbon flares associated with a bifurcated magnetic flux rope
磁通量绳在引发太阳大气中的太阳耀斑中起着关键作用。本文研究了2015年1月29日至30日36小时内活动区NOAA 12268的演化，在此期间形成了一条通量绳，触发了3次M级和3次C级耀斑，没有发生日冕物质抛射。在活动区的演化过程中，在H $α$和紫外波段看到的耀斑发射从一个圆形（加上一个相邻的共轭带和一个远程带）变成三个相对直和平行的带。基于一系列重构的非线性无力场，我们发现了四极磁场中存在剪切或扭曲的磁场线以及与三维零点相关的大尺度准分界线层。这些特征在这两天里一直存在，并不断演变。弦索的扭曲，逐渐累积，最终导致弦索的不稳定。在磁绳的周围，有一些拓扑结构，包括秃斑，双曲通量管和环面QSL。我们讨论了特殊的磁结构及其演化是如何产生耀斑的。特别地，磁通绳的分叉可以解释耀斑从圆形到平行带状的转变。我们提出了一个两阶段的演变的磁结构及其相关的耀斑。在第一阶段，穹隆状大尺度QSL下的剪切弧通过磁重联逐渐转变为磁绳，产生了环形带状耀斑。在第二阶段，通量绳分叉形成三个相对直和平行的耀斑带。
2018-12-26 astro-ph.SR
Data-driven MHD Simulation of the Formation and Initiation of a Large-scale Pre-flare Magnetic Flux Rope in Solar Active Region 12371
太阳爆发是空间天气最强大的驱动力。要了解它们的原因和性质，关键是要知道日冕磁场在爆发前是如何演变的。在这里，我们研究了2015年6月21日在活动区NOAA~12371爆发的大耀斑和日冕物质抛射的相对大规模磁通量绳（MFR）的形成过程。利用数据驱动的磁流体动力学数值模型模拟了爆发前一天日冕磁场的三维演化。观测到的特征和我们模拟的磁场之间的比较揭示了喷发前MFR是如何形成的。最初，磁场线被弱扭曲为简单的剪切弧。由于光球运动的复杂性，在极性反转线上形成了一条较长的MFR，这种运动主要是剪切而不是扭转。的MFR的存在是证明了一组相干的磁场线的扭曲数以上的单位。在MFR之下的电流片显示在模型中，这表明系绳切割重联在MFR形成中起着关键作用。由于光球运动不断注入磁螺旋度，使得越来越多的磁力线发生扭曲，MFR的通量也随之增加。同时，MFR轴的高度从其形成开始单调增加。通过对上覆场衰减指数的分析，我们认为是由于MFR进入环面不稳定区而变得不稳定，最终触发了喷发。
2020-02-12 astro-ph.SR
Untwisting Jets Related to Magnetic Flux Cancellation
太阳喷流的旋转运动被认为是由磁重联引起的解扭过程的特征，该解扭过程发生在扭曲的闭合磁环之间（即，磁通量绳）和开放的磁场线。预先存在的通量绳的识别，以及绳中包含的扭曲与喷气经历的圈数之间的关系，对于理解喷气触发机制至关重要。本文将对四个同源喷流的成像、光谱和磁场观测结果进行详细的分析，其中第四个喷流的扭转角为2.6 $π$。喷流爆发前光球矢量磁场的非线性无力场外推呈现出一种在扭曲场和开放场之间具有零点的磁配置--这种配置非常有利于太阳喷流的爆发。喷流的旋转方向与爆发前光球磁场中的扭曲方向相反，这一事实证实了喷流的旋转运动使扭曲解除。喷流的出现与其源区总负通量的时间关系以及光球坡印亭通量的磁淹没项的增强表明，这些喷流与当地的磁通量抵消密切相关。
2017-11-16 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of a Solar Eruption Associated with X9.3 Flare Observed in Active Region 12673
在SOL 2017 - 09 - 06，太阳活动区12673产生了一个X9.3级耀斑，这被认为是第24个太阳活动周中发生的最大耀斑。在这项工作中，我们进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以揭示三维（3D）动力学的磁场与X9.3太阳耀斑。我们首先进行了外推的三维磁场的基础上观测到的光球磁场耀斑之前，然后使用它作为初始条件的MHD模拟。因此，模拟显示了一次剧烈的喷发。特别是，我们发现，一个大的相干磁通量绳组成的高度扭曲的磁场线是在喷发过程中形成的。一系列的小通量绳被发现躺在沿磁极性反转线之前的耀斑。在爆发的早期阶段，小磁绳之间发生重连，形成大的、高度扭曲的磁绳，并且发现爆发磁绳的扭动运动。了解这些动态对于提高空间天气预报的准确性十分重要。我们报告的详细动力学的3D爆发磁通绳和讨论可能的机制的扭动运动。
2018-09-07 astro-ph.SR
The writhe of helical structures in the solar corona
螺旋度是磁场的一个基本性质，在理想MHD中是守恒的。在磁绳拓扑中，它由扭曲螺旋度和扭动螺旋度组成。尽管螺旋结构在太阳大气层中很常见，但人们对它们的形状如何与扭动有关，扭动中包含的螺旋度的比例，以及当它们爆发时，扭曲和扭动之间交换了多少螺旋度知之甚少。在这里，我们进行定量调查，这些问题有关的日冕通量绳。将曲线的扭转分解为局部和非局部分量，大大简化了计算。我们用它来研究扭振与螺旋线投影S形的关系，并在磁绳不稳定性的数值模拟中测量扭振和扭振。结果进行了讨论方面的灯丝喷发和日冕物质抛射（CME）。我们的结论是，扭动是有用的解释S形日冕结构和约束模型的爆发。
2010-04-22 astro-ph.SR
Understanding the twist distribution inside magnetic flux ropes by anatomizing an interplanetary magnetic cloud
磁通量绳（MFR）是最大喷发的核心结构，即，太阳上的日冕物质抛射（CME）和磁云是行星际空间中的喷发后MFR。关于在CME之前是否存在MFR以及MFR如何在喷发期间通过磁重联形成/增长，存在着强烈的争论。在这里，我们报告了一个罕见的事件，其中一个磁云连续观察到四个航天器分别在水星，金星，地球和火星。借助于均匀扭曲的磁绳模型和一种新发展的恢复冲击压缩结构的方法，我们发现磁云向外传播时，轴向磁通量和螺旋度减小，而扭曲度增大。我们的分析表明，“煎饼”效应和“侵蚀”效应可能共同导致这种变化。“薄饼”效应的重要性很难估计，但侵蚀的特征可以被发现为云的方位角通量的不平衡。后者意味着磁云被严重侵蚀，使其内核暴露在远距离的太阳风中。扭曲的增加以及侵蚀效应的存在表明，喷发后的MFR可能有一个高扭曲的核心包裹在一个扭曲较少的外壳。这些结果对目前对太阳爆发以及MFR的形成和不稳定性的认识提出了很大的挑战。
2018-03-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observations of CMEs and Models of the Eruptive Corona
目前关于日冕物质抛射内部结构的理论观点认为，磁绳是日冕物质抛射结构的核心，这一点在遥感和现场观测中都得到了相当大的支持。通量绳的性质也与喷发后的拱廊与高温等离子体和到达地球的CME内观察到的电荷状态一致。用磁环膨胀来解释没有磁绳的日冕物质抛射的模型是不可行的，因为它与日冕物质抛射的运动学和太阳附近的耀斑性质相矛盾。通量绳是快速的，它驱动一个冲击，所以如果把冲击鞘包括到CSHKP模型中，CME的全球图像就变得完整了。
2013-03-30 astro-ph.SR
Pivot of the Emerging Bipolar Magnetic Region in the Birth of Sigmoidal Solar Active Regions
研究追踪42个S形太阳活动区，发现双极磁区浮现时的枢转方向与S/Z形及磁扭绞手性一致，平均枢转约35°，可推断Ω环磁通量绳顶部的扭绞俯仰角。
2025-07-26 astro-ph.SR
Eruption of a multi-flux-rope system in solar active region 12673 leading to the two largest flares in Solar Cycle 24
2017年9月的太阳活动区（AR）12673产生了第24太阳活动周中最大的两次耀斑：9月6日的X9.3耀斑和9月10日的X8.2耀斑。我们试图详细地研究这两个大耀斑的演化过程以及与之相关的复杂磁系统。借助于NLFFF模型，我们确定了一个双层磁通绳配置以上的极性反转线（PIL）的AR核心区域。这两条磁绳的北端根植于一个负极性磁斑，在9月6日X9.3级耀斑之前，磁斑开始沿PIL运动并逆时针旋转。强烈的剪切运动和旋转导致两条磁通量绳的失稳，其中上一条绳随后由于扭结不稳定而向上爆发。紧接着，在这些绳索旁边的另外两组扭环束受到扰动，在5分钟内相继爆发，就像一个链式反应。同样，在9月10日同一AR发生的X8.2耀斑期间，检测到多个喷出物成分连续喷发。本文分析了03年9月至06年9月的AR磁场的演化，发现在主黑子的东面有五个偶极相继出现。这些偶极子之间的相互作用不断发生，伴随着磁通量抵消和强烈的剪切运动。在AR 12673中，显著的磁通出现和不同出现的偶极子之间的连续相互作用导致了复杂的磁系统，伴随着多个磁通绳和扭曲的环束的形成。我们认为，一个多通量绳系统的爆发导致了太阳活动周期24中的两个最大的耀斑。
2018-10-22 astro-ph.SR
On the twists of interplanetary magnetic flux ropes observed at 1 AU
磁通量绳是太阳物理中的一种基本结构，与太阳的各种喷发现象密切相关。扭曲度是表征磁场线绕主轴旋转的一种本征性质，与磁自由能和磁稳定性密切相关。到目前为止，还不清楚在太阳大气层和日光层中的MFRs携带了多少扭曲，以及扭曲在MFRs爆发中扮演了什么角色。与太阳磁云相比，行星际大尺度磁云的大量原位观测为磁云的扭曲提供了重要信息。因此，从MC开始，我们调查的扭曲的行星际磁流变液的援助下的速度修正的均匀扭曲力的磁通绳模型。结果发现，大多数的MC可以粗略地拟合的模型，近一半的人可以拟合得很好，虽然推导出的扭曲可能是高估了2.5倍。通过将该模型应用于115个1天文单位的MCs，我们发现：（1）行星际MFR的扭转角一般遵循约$0.6\frac{l}{R}$弧度的趋势，其中$\frac{l}{R}$是MFR的长宽比，截止值约为$12π$弧度AU $^{-1}$，（2）大多数MFR的扭转角明显大于$2.5π$弧度，但受$2\frac{l}{R}$弧度的限制，（3）强扭曲的磁场线可能限制了MFR的扩展和尺寸，（4）腿中的磁场线比MFR前部的磁场线缠绕得更紧。这些结果不仅加深了我们对行星际磁共振的性质和行为的理解，而且对太阳大气中磁共振的形成和爆发也有一定的启示。并对太阳能磁流变液的扭曲性和稳定性进行了讨论。
2016-08-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Does the spacecraft trajectory strongly affect the detection of magnetic clouds?
磁云（MC）是行星际日冕物质抛射（ICME）的一个子集，其中检测到磁通量绳。没有探测到磁绳的MCs和ICME之间的差异是内在的还是由于观测偏差造成的？由于航天器与MC轨迹没有关系，MC的频率分布相对于航天器到MC轴的距离预计是近似平坦的。然而，Lepping和Wu（2010）证实，它是估计的碰撞参量的强递减函数。对于较大的碰撞参量，磁通绳是否更常未被检测到？为了回答上述问题，我们探索了磁绳模型的参数空间，特别是纵横比，边界形状和电流分布。通过将圆形线性无力场拟合到沿模拟交叉点计算的磁场，将所提出的模型分析为MC。我们发现，磁通绳内的扭曲的分布，由于太低的磁场旋转角度或幅度的非检测只有微弱的影响与碰撞参量的MCs的预期频率分布。然而，估计的碰撞参量越来越偏向于较低值，因为磁通绳截面与交叉轨迹正交地更长。所观察到的MCs分布是磁通绳截面平均变平的自然结果，变平的系数为2至3，这取决于磁扭曲分布。然而，在1天文单位处的较快MCs（V>550 km/s）呈现出MCs与碰撞参量的几乎均匀分布，这与圆形通量绳相一致，而与较慢的MCs相反。我们的结论是，大多数的非MC ICME遇到的通量绳以外或附近的腿区域，或者他们不包含任何。
2012-11-22 astro-ph.SR
