Test particle sampling and particle acceleration in a 2D coronal plasmoid-mediated reconnecting current sheet
本文利用试验粒子与引导中心近似，在二维日冕扇-脊拓扑MHD快照中研究等离子体团介导重联电流片内的电子加速，发现非热电子仅在磁零点附近通过betatron加速获得能量，并指出引导中心近似和采样方法会显著影响非热幂律的估计。
2025-09-29 astro-ph.SR
Observational Evidence of Particle Acceleration Associated with Plasmoid Motions
我们报告了2010年8月18日太阳耀斑中发现的粒子加速和等离子体运动之间的强关联。利用太阳动力学观测站上的大气成像组件（AIA）和日地关系观测卫星Ahead上的极紫外成像仪（EUVI）拍摄的极紫外图像跟踪等离子体运动，并利用野边山射电日像仪数据研究粒子加速的特征。在我们以前的论文中，我们报道了在EUV图像中，许多等离子体斑点出现在耀斑拱廊上方的电流片中。它们沿着电流片双向喷射，向太阳喷射的斑点与耀斑拱廊相撞。其中一些在从当前工作表中弹出之前相互碰撞或合并。我们发现了脉冲射电爆发与等离子体运动（喷射，合并，碰撞后耀斑环）。射电爆发被认为是非热高能电子的回旋同步辐射。此外，AIA和EUVI的立体观察表明，等离子体斑点具有三维细长结构。我们认为等离子体团是在电流片中运动的三维等离子体团（即通量绳）。我们相信，我们的观察提供了明确的证据，粒子加速与等离子体团运动。我们讨论了可能的加速机制的基础上，我们的结果。
2016-11-01 astro-ph.SR
Fast magnetic reconnection in the solar chromosphere mediated by the plasmoid instability
利用2.5维磁流体动力学模拟研究了部分电离太阳色球层中的磁重联，包括辐射冷却和双极扩散。一个哈里斯电流片和没有一个指导领域被认为是。在本模拟中，中色球层参数的特征值意味着高磁雷诺数$\sim10^{6}\mbox{--}10^7$。然后，由于等离子体团不稳定性，快速的磁重联会发展，而不需要调用异常电阻率增强。随着不稳定性级联到更小的尺度（接近离子惯性长度），多个级别的不稳定性随之而来。的重联率，归一化的渐近值的磁场和阿尔文速度在流入区域，达到范围内的值$\sim0.01\mbox{--}0.03$整个级联等离子体团形成和零以及强引导场。出流速度达到$\approx40$ ~km\，s $^{-1}$。慢模激波从$X$点延伸，将等离子体团加热到$\sim 8\times10^4$ ~K。在零导场的情况下，双极扩散和辐射冷却的加入都导致电流片的快速减薄（降至$\sim30$ ~m）和次级岛的早期形成。这两个过程对强引导场的等离子体团不稳定性的影响很小。垂直电流片的重联率、温度升高和向上流出速度与色球喷流的特征值对应良好。
2015-09-23 astro-ph.SR
Dynamo-driven plasmoid formation from a current-sheet instability
轴对称载流等离子体团的形成在非轴对称波动的存在下，在非线性三维电阻磁流体模拟在一个全球性的环形几何形状。我们利用螺旋度注入技术来形成一个初始的极向磁通的存在下的环形引导场。当注入螺旋度时，两种类型的电流片由1）注入器区域中的相反方向的场线（初级重联电流片）和2）等离子体边缘附近的极向通量压缩（边缘电流片）形成。我们首先发现，非轴对称波动所产生的电流片不稳定性附近的等离子体边缘孤立撕裂宇称，但仍然可以快速增长（极向阿尔芬时间尺度）。这些模式通过打破电流片而饱和。第二，第一次观察到的发电机极向通量放大在reconnetion网站（在该地区的相反方向的磁场）。这种波动引起的通量放大增加了当地的伦德奎斯特数，然后触发了等离子体团不稳定性，并打破了在重联网站的主要电流片。大规模通量放大驱动的等离子体团形成，即大规模发电机，这里观察到的天体物理重联以及实验室等离子体中的快速重联事件具有强烈的影响。
2016-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermally enhanced tearing in solar current sheets: explosive reconnection with plasmoid-trapped condensations
在耀斑相关的电流片，撕裂不稳定性可能会触发爆炸性重联和等离子体团的形成。我们探讨了如何通过爆炸性重联过程，其特征在于形成的等离子体团的相互作用和陷阱冷凝等离子体的热和撕裂模式相互加强在太阳日冕中的电流片的碎片。我们使用电阻磁流体动力学（MHD）模拟的二维电流层，将光学薄辐射能量损失和背景加热的非绝热效应，使用\texttt{MPI-AMRVAC}。我们的参数调查探讨了不同的折射率和等离子体- $β$量化的不稳定性增长率的线性和非线性制度。我们注意到，对于$10^{-4} - 5 \times 10^{-3}$内的无量纲电阻率值，我们得到了热不稳定性和撕裂行为相互加强的爆炸行为。这显然低于纯电阻爆炸等离子体团形成的通常临界伦德奎斯特数范围。非线性增长率遵循弱幂律依赖与电阻率。在演化的非线性阶段，由于热不稳定性和撕裂不稳定性，电流片的碎裂和等离子体团的形成。在Lundquist数（$S_L$）范围$4.6 \times 10^3 - 2.34 \times 10^5$内注意到等离子体团的形成。我们量化的时间变化的等离子体团的数量和密度填充因子的等离子体团为不同的物理条件。我们还发现最大等离子体团数的尺度为$S_L^{0.223}$。在非线性聚合的等离子体团链中，局部的冷凝结聚集，实现了类似于日冕雨或日冕对流的密度和温度对比。
2022-08-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast reconnection in a coronal torn plasma sheet
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南太阳能物理与空间科学重点实验室）
研究通过观测日冕等离子体片的演变，揭示了等离子体体在磁重联过程中的关键作用，表明其形成与喷射能显著提高重联速率并促进快速重联。
2026-02-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Current sheets in the wake of an eruption of two crossing filaments
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，研究了一次双交叉暗条爆发，首次报道了连接下部耀斑带和上部爆发暗条的电流片。2014年7月8日，在NOAA活动区（AR）12113中观察到两个交叉的细丝。较低位置的细丝先上升，然后与较高位置的细丝相遇。此后，两人又在一起。暗条喷发将上覆的磁场线向上拉，导致上覆磁场线的磁极性相反的两条腿接近。在这两条边的交界处形成了两组明亮的CS，CS中发生了磁重联，产生了下面的耀斑带和耀斑后环。在CS中出现了几个明亮的等离子体团，并沿CS双向传播。在AIA多波长通道中观察到了CS和等离子体团，表明它们在重联过程中都被加热，有热和暖的成分。采用差分发射测量（EM）分析，我们发现，无论是温度和EM的CS从耀斑弧向外的爆发细丝，和那些的等离子体团是显着大于没有等离子体团被检测到的区域。
2018-11-21 astro-ph.SR
Evolution of 3-dimensional Relativistic Current Sheets and Development of Self-Generated Turbulence
本文首次研究了坡印廷主导等离子体中三维相对论性电流片的时间演化。在过去的几十年里，人们对二维空间中电流片的演化进行了大量的研究，并得出结论：足够长的电流片总是演化成所谓的“等离子体团链”，它提供了与其电阻率无关的快速重联速率。然而，人们怀疑等离子体团链只能在二维近似的情况下存在，并且在三维空间中会表现出向湍流的转变。采用电阻性相对论磁流体力学近似对相对论电流片进行了三维数值模拟。结果表明，三维电流片演化为湍流，而不是等离子体团链。由此产生的重连率是$0.004$，它比类质体链的重连率小得多。从磁场到湍流动能的能量转换仅为0.01%，比典型的非相对论情况小得多。利用能量原理，我们还表明，等离子体团总是不稳定的位移在相反的方向上，其加速度，可能是ESTA型不稳定性，这总是导致种子的湍流背后的等离子体团。最后，讨论了温度沿片的分布，发现片的活性比等离子体团链的活性小。我们的发现可以应用于许多高能天体物理现象，并可以提供一个基本的模型，一般电流片在坡印廷占主导地位的等离子体。
2018-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
2.5-D MHD Simulation of the Formation and Evolution of Plasmoids in Coronal Current Sheets
本文通过2.5维MHD模拟发现，单个高斯速度脉冲扰动准静态Harris电流片即可引发Petschek型磁重联、撕裂模不稳定性和等离子体团形成，无需局域电阻率增强，且模拟所得等离子体团速度、温度与密度与日冕观测一致。
2024-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evidence for a current sheet forming in the wake of a Coronal Mass Ejection from multi-viewpoint coronagraph observations
日冕仪在日冕物质抛射（CME）后观察到的射线状特征有时被解释为爆发产生的电流片（CS）的白光对应物。这些射线状特征的3D几何形状在很大程度上是未知的，它的知识应该澄清它们与CS的关联，并对CME物理和日冕条件进行限制。通过这项研究，我们首次测试了这些重要的影响。这种后日冕物质抛射射线的例子被各种日冕仪观测到，包括STEREO双航天器的SECCHI仪器套件和太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪LASCO。这条射线是在2008年4月9日发生的CME之后观测到的。那一天，这两个立体声探测器的距离大约为10度。这种显著的分离与LASCO提供的第三个“眼睛”视图相结合，可以对射线和CME进行真正的多视点观察。我们应用三维正演几何建模的CME和射线同时看到SECCHI-A和B和SECCHI-A和LASCO，分别。我们发现，射线可以近似为矩形板，几乎与CME轴对齐，并且在厚度和深度方面都比CME小得多（分别为~ 0.05和0.15 Rsun）。我们发现，射线和CME显着位移从相关的后CME耀斑环。射线的性质和位置与标准CME理论对后CME电流片的预期完全一致。因此，我们的多视点观测提供了强有力的证据，证明所观察到的后CME射线确实与后CME电流片有关。
2010-10-02 astro-ph.SR
Scalings Pertaining to Current Sheet Disruption Mediated by the Plasmoid Instability
解析标度关系推导出的现象模型的等离子体团不稳定性在不断发展的电流片，包括重联流出的影响。两种情况被认为是，其中的等离子体团不稳定性可以被触发的注入初始扰动或系统的自然噪声（这里称为系统噪声）。这两种情况导致了不同的标度关系，因为当等离子体团不稳定性的线性增长不足以克服重联流出引起的平流损失时，初始噪声会衰减，而系统噪声代表系统中最低水平的波动。对破裂时电流片宽度的首阶近似采用幂律乘以对数因子的形式，并由此得到主模的波数和线性增长率的标度关系。当外流的影响被忽略时，标度关系同意，到领先的顺序近似，与以前推导的标度关系的基础上的原则，最少的时间。用数值解验证了解析标度关系的正确性。
2019-09-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Plasmoid and Kelvin-Helmholtz instabilities in Sweet-Parker current sheets
本文在约化磁流体动力学的框架下发展了Sweet-Parker（SP）电流片不稳定性的二维线性理论。考虑到一般的平衡配置文件上的流出坐标的依赖性进行本地分析。恢复了等离子体团不稳定性[Loureiro等人，Phys. Plasmas { \bf 14}，100703（2007）]，即，电流片对于形成大波数的等离子体团链（$k_{\rm max}\Lsheet \sim S^{3/8}$，其中$k_{\rm max}$是最快增长模式的波数，$S=\Lsheet V_A/η$是伦德奎斯特数，$\Lsheet$是片的长度，$V_A$是阿尔文速度，$η$是等离子体电阻率）是不稳定的，其生长超阿尔文快（$\gmaxτ_A\sim S^{1/4}$，其中$\gmax$是最大生长速率，以及$τ_A=\Lsheet/V_A$）。对于典型的背景轮廓，增长率和波数被发现{ \it增加}在流出方向。这是由于存在另一种模式，即开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性，它在层的外围触发，其中流出速度超过与上游磁场相关的阿尔文速度。KH不稳定性的增长甚至比等离子体团不稳定性$\gmax τ_A \sim k_{\rm max} \Lsheet\sim S^{1/2}$更快。粘度（$ν$）对等离子体团不稳定性的影响也得到了解决。在大磁普朗特数$Pm=ν/η$的极限下，发现了$\gmax\sim S^{1/4}Pm^{-5…
2012-08-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spatial Offsets in Flare-CME Current Sheets
磁重联在几乎所有的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）模型中都起着不可或缺的作用。重连加热并加速等离子体，产生高能电子和离子，并改变磁拓扑结构，形成磁通量绳，使日冕物质抛射逃逸。在光学、紫外、极紫外和X射线观测中，耀斑环和日冕物质抛射核心之间出现的结构被确定为电流片，并根据重连过程的性质和事件的能量学进行解释。这些研究中的许多都使用了[Fe XVIII]和Si XII线中高温发射特征的紫外光谱观测。在本文中，我们讨论了几个令人惊讶的情况下，[Fe XVIII]和Si XII发射峰在空间上相互偏移。我们讨论的解释的基础上不对称的重联，薄重联区域内更广泛的流光状结构，和投影效果。有些事件似乎很容易被解释为沿着视线延伸的薄片的投影，但根据不对称重联的物理解释也是合理的。其他事件有利于解释为薄电流片嵌入在一个流光状的结构。
2017-06-09 astro-ph.SR
First Detection of Plasmoids from Breakout Reconnection on the Sun
瞬态准直等离子体喷射（喷流）经常发生在整个太阳日冕，在活动区，安静的太阳和冕洞。虽然磁重联被普遍认为是喷流中能量释放的机制，但决定重联位置和速率的因素仍不清楚。我们以前的研究表明，磁爆发模型解释了大多数喷流的触发和演变在很大范围内的尺度，通过我们的数值模拟和高分辨率观测之间的详细比较。另一种解释，连续扭结模型，调用突破重联没有形成和爆炸性地驱逐通量绳。在这里，我们报告的直接观察突破重联和等离子体团的形成在两个喷气机的扇脊拓扑结构的嵌入式双极。我们首次观测到日冕三维爆发电流片中多个小等离子体团的形成和演化，这些等离子体团具有与快速重联相关的双向流动。第一个狭窄的射流发射的重联在突破电流片起源于变形的三维零，没有显着的耀斑重联或灯丝喷发。与此相反，第二个射流和冷灯丝等离子体的释放被触发爆炸突破重联时，形成的耀斑重联下的灯丝遇到预先存在的突破电流片的上升通量绳的前缘。这些观测结果有力地支持了两种重连驱动的喷流模型：第一种喷流的电阻扭结模型和第二种爆炸性喷流的爆发模型。
2019-09-14 astro-ph.SR
Observational Signatures of Tearing Instability in the Current Sheet of a Solar Flare
磁重联是各种天体物理现象中将磁能转化为等离子体能和粒子能的基本物理过程。在这封信中，我们展示了一个独特的太阳耀斑数据集，其中各种等离子体团是由一个不断拉伸的电流片形成的。EUV图像捕捉到了重连流入、流出，特别是重复出现的等离子体团（等离子体团）。X射线图像揭示了电流片下端的非热发射源，可能是捕获了足够数量的高能电子的大等离子体团。在射电域，观测到一个向上缓慢漂移的脉动结构，随后是一对罕见的反向漂移结构。这些结构被认为是映射的演化的初级和次级等离子体团形成的电流片。我们对不同位置和尺度的等离子体团的研究结果揭示了湍流电流片中的动力学、等离子体加热、粒子加速和输运过程，并为级联磁重联过程提供了观测证据。
2022-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Modeling UV and X-Ray Emission in a Post-CME Current Sheet
CME后电流片（CS）是CME模式中爆发通量绳背后的一个常见特征。在观测上，白光观测已经记录了许多出现在CME爆发背后的薄射线，这些薄射线在空间对应和形态上与后CME CS非常相似。紫外线和X射线观测进一步加强了这一解释的观测高温排放的位置与模式的预测一致。下一个问题是，模型预测的后CME CS内部的属性是否与观察到的属性一致。在这项工作中，我们假设后CME CS是一个后果的Petschek重联和观察到的射线状结构是由一对慢模冲击重联网站开发的。我们进行时间相关的电离计算和模型的紫外线发射。我们发现，这样一个模型是一致的SOHO/UNOPS观测后CME CS。一次事件中Fe XVIII排放的变化意味着流入速度约为10 km/s，相应的重联率为M_A ~ 0.01。我们计算预期的X射线发射与X射线观测的Hinode/XRT，以及离子的电荷状态，将在1 AU原位测量。我们发现，Hinode/XRT的预测计数率与2008年4月9日在CME后CS中观察到的一致，并且预测的离子电荷状态与行星际CME中通常测量的高电离状态一致。模型结果强烈依赖于环境日冕中的物理参数，即日冕磁场，电子密度和温度在CME事件。这是至关重要的，以获得这些环境日冕参数和尽可能多的方面的CS属性的观测手段，使后CME电流片模型可以更有效地审查。
2010-08-10 astro-ph.SR
Plasmoid Instability in Forming Current Sheets
等离子体团不稳定性的出现彻底改变了我们对天体物理环境中磁重联的认识。通过防止高度拉长的重连层的形成，这对于实现许多天体物理现象所特有的快速能量转换率至关重要。以前的研究大多集中在Sweet-Parker电流片上，然而，这在典型的天体物理系统中是无法实现的。在这里，我们推导出一套一般的标度律的等离子体团不稳定性的电阻和粘阻电流片，随着时间的推移而演变。我们的方法依赖于一个原则，最少的时间，使我们能够确定的属性的重连电流片（纵横比和经过的时间）和等离子体团不稳定性（增长率，波数，内层宽度）在结束时的线性阶段。在这个阶段之后，重新连接的电流片被中断，并且可以发生快速重新连接。等离子体团不稳定性的标度律是\emph{not}简单的幂律，并依赖于Lundquist数（$S$）、磁Prandt数（$P_m$）、系统噪声（$ψ_0$）、电流片演化的特征速率（$1/τ$）以及减薄过程.我们还表明，以前的标度是不适用于绝大多数的天体物理系统。我们探讨了在天体物理系统，如太阳日冕和星际介质的新的标度关系的影响。在这两个系统中，我们表明，我们的标度律产生的值的增长率，波数和纵横比，是远远小于甜帕克的缩放。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Role of the Plasmoid Instability in Magnetohydrodynamic Turbulence
演化电流片中的等离子体团不稳定性由于其对电流片的破裂、等离子体团的形成以及由此产生的快速磁重联的影响而被广泛研究。在这封信中，我们研究的作用，等离子体团不稳定性的二维磁流体动力学（MHD）湍流的高分辨率直接数值模拟。在足够大的磁雷诺数（$R_m=10^6$），动态对准和湍流的共同作用导致大量的强电流片的等离子体团的形成。电流片结构的破坏促进了能量向小尺度的级联，导致能谱的断裂和陡峭化。在等离子体团介导的制度，能谱显示的缩放，是接近的光谱指数$-2.2$提出的最近的分析理论。我们还证明了二维MHD湍流中存在尺度相关的动态对准，对应的对准角的斜率接近0.25。
2018-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impact of Temperature-dependent resistivity and thermal conduction on plasmoid Instabilities in current sheets in the solar corona
在本文中，我们调查，通过二维磁流体动力学模拟，随温度变化的电阻率和热传导的发展等离子体团不稳定性的影响，在重新连接电流片在太阳日冕。我们发现，在电流片区域的等离子体温度随时间的增加，它变得大于在流入区。随着次级磁岛的出现，最高温度并不总是出现在重联$X$点，而是出现在次级磁岛内部。各向异性热传导的效应之一是降低重新连接的$X-$点的温度，并将热量传递到$O-$点，即等离子体团，在那里它被捕获。在与温度相关的磁扩散率，$η\sim T^{-3/2}$的情况下，在$X-$点的等离子体温度的降低导致：（i）增加的磁扩散率，直到磁扩散的特征时间变得可比的热传导;（ii）增加的重联率;和，（iii）更有效地将磁能转化为体运动的热能和动能。这些结果进一步解释了在耀斑和日冕物质抛射期间看到的磁能迅速释放为热能和动能的现象。在这项工作中，我们表明，考虑各向异性的热传导和斯皮策型，温度依赖的磁扩散率，在真正的太阳日冕，是至关重要的解释发生快速重联在太阳爆发。
2013-08-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bright Ray-like Features in the Aftermath of CMEs: White Light vs UV Spectra
电流片是局限太阳磁结构爆发中磁重联的重要标志。日冕物质抛射（CME）的模型涉及到形成一个电流片，将抛射出的通量绳与喷发后的磁环连接起来。电流片在CME的白光图像中被识别为向外移动的CME核心的窄射线，在紫外光谱中被识别为发射Fe XVIII线的窄亮特征。在这项工作中，在白光图像或紫外光谱中检测到的射线样品进行了分析。测量了射线的温度、宽度和线强度，并研究了它们与CME性质的相关性。这些样本显示了热射线、日冕射线和冷射线的广泛温度范围。在某些情况下，紫外光谱支持射线作为电流片的识别，但它们表明一些白光射线是来自CME核心的冷物质。在许多情况下，热的和冷的物质都存在，但沿着紫外线日冕光谱仪（UNOPS）的狭缝彼此偏移。我们发现，大约18%的白光射线显示非常热的气体与当前的片解释一致，而大约23%的显示冷气体，我们认为这是从CME核心回流的冷日珥物质。其余的事件具有普通的日冕温度，也许是因为它们已经放松回到静止状态。
2013-01-24 astro-ph.SR
Triggering physical plasmoids in forming current sheets: conditions and diagnostics
Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS, UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，联合研究单位7550）
研究通过伪谱代码探讨触发电流片中等离子体体不稳定性条件，发现需扰动幅度超过临界值且包含不稳定波数，通过连续噪声注入验证，结果与Comisso等理论一致，解决先前矛盾。
2026-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Scaling laws of resistive magnetohydrodynamic reconnection in the high-Lundquist-number, plasmoid-unstable regime
当系统的Lundquist数（$S$）超过某一临界值时，系统中的Sweet-Parker层对等离子体团不稳定性是不稳定的。在本文中，数值标度研究已经完成了一个岛屿合并系统由一个低水平的随机噪声驱动。在早期阶段，一个初级Sweet-Parker层形成之间的两个合并的岛屿。当Lundquist数大于临界值$S_{c}\simeq4\times10^{4}$时，初级Sweet-Parker层通过多级级联分裂成多个等离子体团和更薄的电流片.由于等离子体团的不稳定性，该系统实现了快速的非线性重联率，几乎是独立的$S$，只有微弱的依赖于噪声的水平。发现线性状态中的类质团的数量与$S^{3/8}$成比例，如早期渐近分析所预测的（Loureiro \emph{et al.}，Phys. Plasmas \textbf{14}，100703（2007））。在非线性状态下，等离子体团的数量遵循更陡的标度，并且与$S$成比例。发现电流片的厚度和长度与$S^{-1}$成正比，电流片的局部电流密度与$S^{-1}$成正比。启发式的参数，在支持这些缩放关系。
2010-03-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Merging plasmoids and nanojet-like ejections in a coronal current sheet
本研究通过2.5D电阻磁流体力学模拟，探讨了日冕电流片中由脉冲扰动触发的等离子体团合并过程，发现合并界面处发生重联转变，产生类似纳米喷流的准直抛射，并揭示了欧姆加热、热传导与等离子体膨胀/收缩共同主导热力学变化。
2025-05-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Plasmoid formation via competing lower-hybrid drift and Kelvin-Helmholtz instabilities: A hybrid kinetic-gyrokinetic simulation study
Max-Planck Institute for Plasma Physics（马克斯·普朗克等离子体物理研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究通过混合动能-gyrokinetic模拟揭示了低混漂移不稳定性与Kelvin-Helmholtz不稳定性在等离子体体形成中的竞争作用，表明低混漂移不稳定性可作为种子和调节器，影响等离子体体生成不稳定性。
2026-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Morphology and density of post-CME current sheets
日冕物质抛射（CME）的爆发拖曳并“打开”日冕磁场，可能导致大规模电流片的形成和磁重联的场弛豫。我们分析了在CME之后形成的射线状日冕特征的物理特征，以检查这种现象的解释是否与观测结果一致。这项研究的重点是测量射线宽度，密度过剩，和日冕速度场作为径向距离的函数。射线的形态表明，它们发生的后果Petschek的重联在大规模的电流片形成的CME的尾流。这一假设得到了流态的支持，流态通常沿着射线流出，有时也流入射线。推断的流入速度范围从3到30公里秒$^{-1}$，符合狭窄的开口角的射线，加起来几度。射线的密度比周围的日冕大一个数量级。密度过剩的测量结果进行了比较的分析模型中，Petschek的重联几何形状被应用到垂直电流片，考虑到降低的外部日冕密度和磁场与高度。模型结果与观测结果一致，揭示了射线中密度过剩的主要原因是重联流出将稠密等离子体从较低高度输送到较大高度。
2009-02-23 astro-ph.SR
Plasmoid Instability in Evolving Current Sheets and Onset of Fast Reconnection
斯威特-帕克电流片$γ_{max}\sim S^{1/4}$中等离子体团不稳定性最大线性增长率相对于伦德奎斯特数$S$的缩放表明，在高$S$下，电流片将在接近斯威特-帕克宽度之前破裂。因此，对等离子体团不稳定性的描述必须结合电流片的演化过程。我们进行了一系列的二维模拟和诊断，以分离波动从不断变化的背景。据发现，波动幅度开始增长，只有当线性增长率足够大（$γ_{max}τ_{A}>O(1)$），以克服对流损失。线性增长率继续上升，直到等离子体团的大小变得与撕裂模式的内层宽度相当。此时，电流片被破坏，不稳定性进入早期非线性区域。增长率突然下降，但波动幅度继续增长，直到达到非线性饱和。我们确定了重要的时间尺度的不稳定发展，以及缩放的线性增长率，电流片宽度，并在电流片中断占主导地位的波数。这些缩放不仅取决于伦德奎斯特数，而且还取决于初始噪声幅度。提出了一种唯象模型，再现模拟结果的缩放。该模型采用了重连流出的效果，这是至关重要的产生一个临界伦德奎斯特数$S_{c}$以下的中断不会发生。临界伦德奎斯特数$S_{c}$不是恒定值，但对噪声幅度具有弱依赖性。
2017-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Reconnection Outflows and Current Sheet Observed with Hinode/XRT in the 2008 April 9 "Cartwheel CME" Flare
已经用Yohkoh/SXT（软X射线（SXR））、TRACE（极紫外线（EUV））、SoHO/LASCO（白光）、SoHO/SUMER（EUV光谱）和Hinode/XRT（SXR）观察到了超拱廊下行流（SAD）。低发射率和轨迹，如他们到达拱廊的顶部缓慢的特点是一致的后重联磁通量管从一个重联网站收回高的日冕，直到他们达到一个较低的能量磁配置。从垂直的角度看，SAD应该表现为收缩的环，而不是向下流动的空洞。我们目前的XRT观测超拱道下降环（SADLs）后，日冕物质抛射（CME）在2008年4月9日，并表明，它们的速度和减速是一致的SAD确定的。我们还提出了一个可能的电流片在此耀斑期间观察到的耀斑拱廊和CME之间延伸的证据。此外，我们显示了与XRT观察到的重连接流出和与LASCO观察到的流出之间的关联。
2010-08-14 astro-ph.SR
Simultaneous EUV and Radio Observations of Bidirectional Plasmoids Ejection During Magnetic Reconnection
本文对2011年11月3日发生在活动区NOAA 11339的X级耀斑进行了多波长研究。SDO/AIA记录的EUV图像显示，在耀斑发生前约50分钟，一个远程灯丝（位于AR北部）被激活，并出现足点增亮。扭结的灯丝缓慢上升，在达到约49 Mm的投影高度后，它在AR附近弯曲并自由下落，X级耀斑在AR附近触发。绿岸太阳射电暴频谱仪（GSBRBS）的动态射电频谱显示，在耀斑的脉冲阶段，在分米波射频（500-1200 MHz）中同时检测到正负漂移脉动结构（DPS）。在太阳耀斑中出现的全球负DPS通常被解释为与日冕中向上运动的等离子体团有关的电子加速信号。来自AIA 94射电望远镜的EUV图像揭示了多个等离子体团的喷射，这些等离子体团在磁重联期间在日冕中同时向上和向下移动。向上和向下移动的等离子体团的速度分别为~152-362和~83-254 km/s。这些观测结果有力地支持了最近的数值模拟的形成和相互作用的多个等离子体团由于撕裂的电流片结构。基于我们的分析，我们认为，同时检测到的负和正的DPS是最有可能产生的相互作用/合并的多个等离子体团沿电流片结构的上下移动过程中的磁重联。此外，差分发射测量（DEM）分析的活动区揭示了一个热通量绳结构（在AIA 131和94可见）之前的耀斑启动和喷射的多温度等离子体团在耀斑脉冲阶段。
2013-07-15 astro-ph.SR
Plasmoid instability in the semi-collisional regime
我们调查分析和数值计算的半碰撞制度的等离子体团不稳定性，定义的不等式$δ_{SP} \gg ρ_s \gg δ_{in}$，其中$δ_{SP}$是斯威特帕克电流片的宽度，$ρ_S$是离子的声音拉莫尔半径，和$δ_{in}$是边界层的宽度，出现在等离子体团不稳定性分析。理论上，如果伦德奎斯特数$S$和当前片$L$的长度使得$(L/ρ_S)^{14/9} < S <(L/ρ_S)^2$（对于类正弦磁位形;对于哈里斯型片，下限用$(L/ρ_S)^{8/5}$代替），则预测存在该区域。这些界限通过使用简化的陀螺动力学模型（Zocco & Schekochihin，$\it{Physics~of~Plasmas}$，${\bf 18}$，2011）的模拟进行数值验证，该模型使用代码$\tt{Viriato}$进行。重要的是，据推测，这种机制允许在相对较低的、实验上可以达到的伦德奎斯特数值下形成等离子体团。我们的模拟获得等离子体团不稳定的$S$值低至$\sim 250$。模拟不规定的Sweet-Parker片，而是形成自洽的初始撕裂模式配置的非线性演化过程中。这证明了等离子体团不稳定性的这种状态是可实现的，至少在当前专用实验可获得的相对较低的Lundquist数值下。
2018-09-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
X-ray emission from the base of a current sheet in the wake of a CME
在2002年11月26日开始的CME之后，拉马迪高能太阳光谱成像仪RHESSI在光球上方0.1至0.3 RS的高度上观测了12小时的太阳边缘上方的X射线源。在整个事件中，GOES基线非常高。X射线源的温度在10-11 MK左右达到峰值，并且其发射测量在整个时间间隔内增加。在更高的位置，在0.7 RS，热（最初>8 MK）等离子体已经被SoHO上的Udron观察了2.3天。这种热等离子体被解释为跟随CME的电流片的特征（Bemporad等人，2006）。X射线源的热能含量比电流片中的热能含量大一个数量级以上。因此，它可能是电流片中的热等离子体的来源，尽管电流片通过其内部的磁重联加热不能被忽视。为了更好地表征X射线光谱，我们使用了新的技术（基于反投影和基于可分辨性）的长积分（几个小时）成像光谱。没有观察到非热硬X射线韧致辐射，导致的结论是，要么有非常小的粒子加速发生在附近的这个后弧X射线源，或者要么光子光谱指数将不得不是非典型的（在耀斑用语）高（伽马>= 8）和/或低能量截止？非常低（Ec <= 6 keV）。
2011-11-18 astro-ph.SR
Peristaltic Pumping near Post-CME Supra-Arcade Current Sheets
超拱廊电流片附近的温度和密度的测量表明，未连接的场线上的等离子体可能会经历一定程度的“预热”和“预致密化”之前，他们的重新连接。片状重联模型允许加热和加速等离子体沿重联场线，但不提供一个机制，跨场线的热能的运输。在这里，我们提出了一个模型，其中一个重新连接的通量管缩回，变形的周围层的未连接的领域。变形产生收缩，作为蠕动泵，驱动等离子体沿着受影响的场线流动。在某些情况下，这些流动会导致冲击波，这些冲击波可以延伸到远未连接的区域，改变受影响区域的等离子体特性。这些发现对日冕的观测有直接的影响，特别是在爆发性太阳耀斑中电流片附近的高温和密度耗尽下降区或超拱廊下流形式的尾流等现象方面。
2013-08-23 astro-ph.SR
Plasmoid ejection and secondary current sheet generation from magnetic reconnection in laser-plasma interaction
Nilson { \it et al.}首次对激光与等离子体相互作用中自生磁场的重联进行了实验研究。[Phys. Rev. Lett. 97，255001（2006）]通过在固体靶层上相隔一定距离照射两个激光脉冲。在两个激光光斑之间的等离子体中观察到拉长的电流片（CS）。为了更紧密地模拟磁尾重联，这里使用了两个并排的薄靶层，而不是单个靶层。结果发现，在细长CS的一端，出现了一个扇形的电子流出区，包括三个准直电子喷流。喷流能量分布的（$>1$ MeV）尾部呈现幂律标度。增强的电子加速归因于在狭窄的电子主导的重联区域中的强感应电场，以及当它们被捕获在CS中形成并从CS中喷射的快速移动的等离子体团内时的附加加速。喷射还诱发了二次CS。
2012-03-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal Mass Ejection and Heliospheric Current Sheet Interaction Causing a Long-Duration Magnetic Field Sector Transition
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系）；Hvar Observatory, Faculty of Geodesy, University of Zagreb（萨格勒布大学大地测量学院赫瓦尔天文台）
研究通过远程观测与实测数据结合，分析日冕物质抛射与日球电流片相互作用，揭示了太阳活动区长期存在对磁场结构的影响及复杂喷发事件的演变。
2026-05-11 astro-ph.SR
Effects of magnetic shear and thermodynamic asymmetry on spontaneous MHD magnetic reconnection
利用二维磁流体动力学模拟方法研究了在一般情况下（具有关于电流片和磁剪切的热力学不对称性）磁重联的自发演化.我们专注于时间演化的渐近状态，即，自相似膨胀阶段（Nitta et al. 2001）。1)一个长的快模式冲击产生在前面的较短的等离子体团在剪切无磁不对称的情况下，然而，剪切的磁分量削弱了冲击。这种快速冲击波可能是粒子加速场。2)较短的等离子体团侧等离子体浸润较长的等离子体团横跨电流片。然后，来自电流片两侧的等离子体在较长的等离子体团中共存于相同的磁场线上。这可导致有效的等离子体混合。3)热力学不对称性和磁剪切使重联率大幅度降低了许多数量级。
2022-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Visco-Resistive Plasmoid Instability
在线性和非线性区域分析了粘阻电流片中的等离子体团不稳定性。线性增长率和波数被发现作为$S^{1/4} {\left( {1 + {P_m}} \right)}^{-5/8}$和$S^{3/8} {\left( {1 + {P_m}} \right)}^{-3/16}$相对于伦德奎斯特数$S$和磁性普朗特数$P_m$的比例。此外，线性层宽度被示出为按比例缩放为$S^{-1/8} {(1+P_m)}^{1/16}$。当等离子体团进入非线性区域时，其增长从指数增长减慢到代数增长。特别地，发现等离子体团的非线性生长的时间尺度是$τ_{NL} \sim S^{-3/16} {(1 + P_m)^{19/32}}{τ_{A,L}}$。等离子体团的非线性增长是从根本上不同于线性的，它被证明是必不可少的，以了解全球电流片中断。还讨论了等离子体团不稳定性如何使粘阻等离子体中的快速磁场重联。特别是，它表明，递归等离子体团的形成可以触发碰撞的重联制度，如果$S \gtrsim L_{cs} {(ε_c l_k)^{-1}} {(1 + {P_m})^{1/2}}$，其中$L_{cs}$是全球电流片的一半长度和$l_k$是相关的动力学长度尺度。另一方面，如果电流片保持在碰撞制度，全球（时间平均）的重联率被证明是$\left\langle {{{\left. {dψ/dt} \right|}_X}} \ri…
2016-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dynamic evolution of current sheets, ideal tearing, plasmoid formation and generalized fractal reconnection scaling relations
磁重联可能是使储存在磁场中的能量突然释放的基本过程，太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是典型的自然等离子体例子。磁重联是一个太慢的过程，在大尺度上是有效的，但一旦在系统中形成足够小的尺度，就会加速。由于这个原因，分形重联方案被引入（Shibata和Tanuma 2001）来解释太阳大气中的爆炸事件：它是基于递归触发和崩溃，通过撕裂不稳定性的电流片最初在日冕中的灯丝上升期间变薄。在这里，我们比较了不同的分形重联的情况下，已经提出，并推导出广义的递归触发的快速，“理想”-即伦德奎斯特数独立-撕裂崩溃的电流片配置与任意电流剖面形状。一个重要的结果是，Sweet-Parker标度与Lundquist数，如果解释为一个理想的不稳定片中的奇异层的纵横比，是通用的，并不依赖于当前的配置文件中的表的细节。然而，这样的缩放不能被解释为静止重连，而是它定义了一个步骤，在加速序列的事件的理想撕裂介导的分形级联。我们计算缩放等离子体团的预期数量为通用配置文件和现实的伦德奎斯特数。
2019-03-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Connecting theory of plasmoid-modulated reconnection to observations of solar flares
太阳耀斑重联过程的时间尺度很短，这一直是一个谜。最近的研究表明，在重新连接的电流片的等离子体团的形成的重要性，与量化的宽度与长度的电流片的纵横比在伦德奎斯特数的负功率$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 the Relativistic Plasmoid-Chain in the Poynting-Dominated Plasma
本文研究了坡印廷支配等离子体中类等离子体链的演化。采用相对论电阻磁流体动力学近似，模拟了具有冷背景等离子体的相对论电流片，并数值求解了其时间演化。我们使用不同的磁化参数的背景等离子体和不同的Lundquist数进行各种计算。数值结果表明，最初诱导的等离子体团触发二次撕裂不稳定性，这逐渐填充电流片与等离子体团，也已观察到在非相对论的情况下。我们发现等离子体团链大大提高了重联率，这成为独立的伦德奎斯特数，当这超过一个临界值。此外，我们发现等离子体团的大小分布成为一个幂律。由于磁重联在各种高能天体物理现象中起着重要作用，我们的结果可以用来解释这些现象的物理机制。
2013-07-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulation of thermodynamics on confined turbulence in a large-scale CME-flare current sheet
本研究通过全三维高分辨率 CME 模拟，揭示受限电流片中湍流、等离子体团运动及加热机制，并解释上下电流片重联模式差异。
2023-08-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Large-Scale Vortex Motion and Multiple Plasmoid Ejection Due to Twisting Prominence Threads and Associated Reconnection
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）对静止极日珥的特征进行了分析。最初，小规模的类太阳结构在太阳盘面上是明显的，它首先垂直生长，然后向西南边缘移动。后来，一个脊柱连接这些倒钩，我们观察到明显的旋转运动在突出的上部。这些视旋转运动可能通过传递冷等离子体和磁扭曲对暗条的演化和生长起着重要作用。在日珥的上部有明显的大尺度涡旋运动，其中包含一个漩涡状的结构，足点的缓慢运动使日珥的腿由于磁剪切而扭曲，导致两种不同的磁重联。内部重联是由电阻撕裂模不稳定性引发的，这导致在拉长的电流片中形成多个等离子体团。估计增长率为0.02- 0.05。该磁重联加热电流片一小段时间。然而，由于磁重联而释放的大部分能量被周围冷而致密的等离子体吸收，并用于加速等离子体团喷射。多重等离子体团喷射摧毁了当前的片。因此，磁弧在X点附近坍缩。逆磁弧可能与日珥南段重新连接，形成细长的薄电流片。这种外部重连驱动日珥爆发。
2020-11-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic reconnection and plasmoid formation driven by the two-dimensional resistive kink instability in a current hole configuration
我们调查的非线性演化的$m = 1$电阻内部扭结模式在一个二维（2D）配置包含一个中心区域的负电流密度，也被称为“电流孔”设置。有限元程序FINMHD用于求解一组简化的不可压缩磁流体动力学（MHD）方程与电流涡公式。首先，扭结不稳定性线性发展与电阻性内部扭结模式的一般理论一致，并随后导致电流片的形成。在相对较低的伦德奎斯特数$S$，磁重联过程进行的速度预测的斯威特帕克制度。相反，当$S$超过一个临界值，即$S_c \simeq 10^4$时，电流片会被稍低于阿尔文时间尺度的等离子体团的形成所破坏。在后一种情况下，一个随机重联制度表现出Petshek型功能丰富的等离子体团达到。还测量了$0.02$阶的相对快的归一化重连率值。最后，我们比较我们的结果与那些在类似的2D以前的研究中使用理想的MHD不稳定性启动的过程，并讨论其相关的等离子体链的形成和相关的快速重联制度的一般理论。
2020-10-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Formation and Reconnection of Three-dimensional Current Sheets with a Guide Field in the Solar Corona
通过一系列三维磁流体动力学数值模拟，研究了引导场分量对伪流光拱状位形中准稳态交换重联的影响。这项工作扩展了\citet{Edmondson2010b}的分析，通过量化的质量密度增强相干尺度与磁岛形成的非线性阶段的等离子体团不稳定的重联的电流片。我们比较了四个模拟的零，弱，中等，和一个强的引导场，$B_{GF}/B_0 = \lbrace 0.0 , 0.1 , 0.5 , 1.0 \rbrace$，量化的等离子体密度增强的纵向和横向相干尺度的引导场强度的函数的结果。我们从自相关和小波分析中获得这些相干尺度，并演示了如何使用这些尺度来解释密度增强波动的傅立叶功率谱的结构形成范围，能量延续范围和惯性范围-每个人口具有不同的光谱斜率。我们讨论了模拟结果的背景下，太阳和日光层观测的伪流光太阳风外流和可能的签名的重联产生的结构。
2017-08-11 astro-ph.SR
Plasmoid solutions of the Hahm--Kulsrud--Taylor equilibrium model
The Hahm-Kulsrud（HK）[T. S. Hahm和R. M. Kulsrud，Phys. Fluids { \bf 28}，2412（1985）]，由共振周期边界扰动驱动的磁剪切等离子体板的解示出了完全屏蔽（电流片）和完全重连（磁岛）响应。在全球范围内，重联涉及解决磁流体动力学（MHD）平衡问题。在具有连续对称性的系统中，这种MHD平衡通常通过求解Grad-Shafranov方程来找到，而在平板几何中，该方程中的椭圆算子是2-D拉普拉斯算子。因此，假设适当的压力和极向电流分布，保角映射方法可以用来将一个解决方案转化为另一个不同的边界条件，给出一个连续的解决方案序列的形式部分重新连接的磁岛（等离子体团）分离的Syrovatsky电流片。这两个HK解决方案似乎是特殊情况。
2013-04-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On Understanding the Nature of Collision of Coronal Mass Ejections Observed by \textit{STEREO}
我们的研究试图了解2013年10月25日从太阳连续发射的两次日冕物质抛射（CME）的碰撞特征。估计的运动学，从三维（3D）重建技术应用于观测的CME的SECCHI/Coronagraphic（COR）和日光层成像仪（HI），揭示了他们的碰撞周围37 $R_\sun$从太阳。在分析中，我们考虑了CME的传播和膨胀速度，撞击方向，角度大小以及质量。这些参数来自成像观测，但可能存在很大的不确定性。因此，通过采用正面以及斜碰撞的情况下，我们已经量化的范围内的不确定性所涉及的膨胀磁化等离子体团的恢复恢复系数的计算。我们的研究表明，后续CME的膨胀速度比前一个CME大，导致超弹性碰撞的概率更高。我们还推断，CME的相对接近速度低于它们的膨胀速度之和，增加了超弹性碰撞的机会。在CME观测参数的合理误差下的分析表明，所选CME发生非弹性碰撞的概率较大。我们建议在三维空间中讨论两个日冕物质抛射的碰撞性质，并且恢复恢复系数的计算值可能存在较大的不确定性。
2016-07-26 astro-ph.SR
Nonlinear Instability and Intermittent Nature of Magnetic Reconnection in Solar Chromosphere
Singh等人（2012年）最近的观测表明，太阳色球层中存在多次等离子体喷射和间歇性的磁重联，这突出表明需要在高度碰撞的等离子体中发生快速重联。然而，在部分电离的等离子体（如太阳色球层）中发生快速磁重联的物理过程仍然知之甚少。已经表明，对于足够高的磁雷诺数，Sweet-Parker电流片可以变得不稳定，导致撕裂模不稳定和等离子体团形成，但当处理部分电离的等离子体时，离子和中性粒子之间的耦合强度在确定系统的动力学中起着根本性的作用。我们建议，作为重新连接的电流片变薄和撕裂不稳定的发展，等离子体形成通过强，中间，弱耦合（或去耦）制度，撕裂模式不稳定性的时间尺度取决于离子和中性粒子之间的摩擦耦合。我们目前的计算分形撕裂在所有三个制度的相关时间尺度。我们发现，由于撕裂模的不稳定性和随后的非线性不稳定性，由于等离子体团为主的重联，Sweet-Parker电流片往往有一个分形结构，当色球磁场足够强的撕裂不稳定性可以达到动力学尺度，这被假设是必要的快速重联。
2016-02-05 astro-ph.SR
Current Sheet Structures Observed by the TESIS EUV Telescope During A Flux Rope Eruption on the Sun
我们使用TESIS EUV望远镜研究磁通绳喷发期间观察到的电流片签名。TESIS望远镜的特点是它能够在Fe 171日冕线上对距离太阳中心2 $R_\odot$的日冕成像。Fe ~（171）I谱线发射照亮了磁场谱线，TESIS图像揭示了高空日冕磁结构。所分析的CME具有螺旋磁通绳结构的核心。螺旋形状表明磁通绳半径沿其长度变化。磁绳有一个复杂的温度结构：冷腿（70 000 K，观察到的He 304线）和一个较热的核心（0.7 MK，观察到的Fe 171线）。这种结构与CME核心是冷日珥的普遍假设相矛盾。当日冕物质抛射脉冲加速时，在磁绳下方出现了一个黑暗的双Y结构。Y-结构的时间，位置和形态同意与先前进行的MHD模拟电流片。我们将Y结构解释为电流片的热包络和热重联流出。Y型结构的厚度为6.0 μ m，其长度随时间从79 μ m增加到超过411 μ m。
2016-11-14 astro-ph.SR
Current sheets, plasmoids and flux ropes in the heliosphere. Part II: Theoretical aspects
历史上，我们对日光层中发生的过程的理解始于降维-一维（1D）和二维（2D）草图和模型，其目的是说明对太阳风中大尺度结构的看法。然而，日光层的任何降维视觉限制了现场观测的可能解释。考虑非平面结构，例如电流片，磁岛，磁通绳以及等离子体气泡，是决定性的，以揭示各种现象，如粒子加速和能量耗散。在这篇综述的第一部分中，我们详细描述了这些磁结构在太阳风中的普遍存在和多尺度观测及其对带电粒子加速的意义。在这里，在第二部分，我们阐明现有的理论范式的结构的太阳风和行星际磁场，特别注意的精细结构和稳定性的电流片。讨论了与电流片、磁岛和磁通绳相关的过程的二维和三维视图的差异。最后，我们回顾了数值模拟和现场观测的结果，指出了在强湍流环境中的磁重联和粒子加速的复杂性。
2021-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Numerical experiments on the detailed energy conversion and spectrum studies in a corona current sheet
本文用2.5维MHD数值模拟方法研究了电晕电流片中的能量转换和能谱。数值结果表明，在磁场重联过程中，等离子体团不稳定性介导的慢模激波形成了许多类Petschek精细结构。终止激波也可以形成在主磁岛上方和次磁岛的头部。这些冲击在电晕电流片中产生热能方面起着重要作用。对于初始条件接近日冕环境的数值模拟，在次级岛出现之前，产生的热能与总耗散磁能的比率约为$1/5$。在二次岛出现后，产生的热能开始急剧增加，并且该比率可以达到约$3/5$的值。在具有相对较低的等离子体密度和等离子体$β$的环境中，等离子体可以被加热到高得多的温度。次级岛出现后，沿电流片的一维能谱不再遵循简单的幂律，能谱指数随波数的增加而增加。沿电流片的磁能谱的平均谱指数约为$1.8$。二维谱图直观地表明，次级岛出现后，部分高能级联到大的$kx$和$ky$空间.从数值模拟计算的等离子体团分布函数表现为幂律接近$f(ψ) \sim ψ^{-1}$在中间$ψ$制度。用$η_{eff} = v_{inflow}\cdot L$估算出有效磁扩散率约为$10^{11}\sim10^{12}$ ~ $^2$ \，s $^{-1}$。
2015-12-25 astro-ph.SR
Magnetic reconnection: from the Sweet-Parker model to stochastic plasmoid chains
（节略）磁重联是等离子体中磁场的拓扑重构，伴随着能量的剧烈释放和粒子加速。重连现象就像等离子体一样普遍存在，太阳耀斑可能是最常见的例子。在过去的几年里，对大尺度流体系统中磁重联的理论理解经历了一个重大的范式转变。由著名的Sweet-Parker（SP）理论描述的重联稳态模型，该理论在该领域占主导地位约50年，已被重联层的基本上随时间变化的突发图像所取代，该重联层由多个次级岛（等离子体团）的连续形成和喷射所主导。虽然在SP模型中，重连被预测为缓慢的，但这种新范式的主要含义是流体系统中的重连是快速的（即，与Lundquist数无关），前提是系统足够大。这种概念上的转变取决于这样一种认识，即类SP电流层对于等离子体团不稳定性是非常不稳定的--因此，这意味着这样的电流片是超临界不稳定的，因此从一开始就永远不会形成。这表明电流片的形成和随后的重连过程不能像通常假设的那样解耦。本文提供了一个介绍性的概述，导致这个基本上新的框架在重联理论和模拟的最新发展。我们简要讨论了等离子体团不稳定性在选定的应用中所发挥的作用，并描述了一些突出的挑战，仍然在这个问题的前沿。其中包括等离子体团不稳定性的分析和数值扩展到（i）3D和（ii）非MHD制度。在这两种情况下都报告了新的结果。
2015-07-28 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Forced magnetic reconnection and plasmoid coalescence: I - MHD Simulations
强迫磁重联是由外界扰动触发的重联现象，在日冕中应该是普遍存在的。在这种情况下释放的能量可能比微扰引入的能量大得多。目前还不清楚外部扰动和初始电流片的性质如何影响重联区的性质，从而影响重联动力学和能量释放曲线。我们研究了外扰动形式和初始电流片对重联区演化和能量释放过程的影响。我们将探讨多个同时扰动之间的非线性相互作用，这代表了更现实的情况。未来的工作将使用这些结果在测试粒子模拟研究粒子加速多重联事件。模拟使用Lare 2d，一个2.5维拉格朗日重映射求解器的粘阻MHD方程。强迫重联模型扩展到包括叠加的正弦驱动扰动，包括局部高斯扰动。一个瞬态扰动施加到一个区域的边界包含一个无力的电流片。模拟域足够宽以允许多个磁岛形成和合并。岛屿合并对能量释放有显著贡献，并涉及快速重新连接。长波长模式的扰动占主导地位的演变，没有重连的存在是缓慢的，在短波长模式的情况下，或初始电流片保持稳定，在噪声扰动的情况下。多重扰动以高度非线性的方式结合：重联通常比单独施加任一扰动时更快，多个低能量事件有助于相同的总能量释放。
2019-01-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Are chains of type I radio bursts generated by similar processes as drifting pulsation structures observed during solar flares?
我们提出的例子，这两种类型的爆发，并显示其相似性和差异。然后，链的I型爆发的漂移脉动结构（DPS）的类似模型提出。我们表明，类似的DPS中，链的I型爆发可以产生的碎片磁重联与等离子体团相互作用。为了支持这种新的模型链的I型爆发，我们提出了合并的两个等离子体团到一个更大的等离子体团的DPS的无线电频谱的影响。这一过程也可以解释某些I型爆发链的“波浪状”外观。然后，我们证明了具有“波浪”外观的I型爆发链可以用于估计其源中的磁场强度。我们认为，I型爆发和DPS链的差异主要是由于磁场重联的不同机制。在I型爆发链的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在活动区的准分界线层中或多或少处于准饱和状态，而在爆发耀斑的脉冲阶段观察到的DPS的情况下，磁重联和等离子体团相互作用在耀斑磁绳下形成的电流片中，该电流片向上移动并迫使该磁重联。
2017-04-27 astro-ph.SR
The Broken Lane of a Type II Radio Burst Caused by Collision of a Coronal Shock with a Flare Current Sheet
我们研究了2012年11月13日观测到的一次具有破碎通道结构的米制II型太阳射电爆发。除了无线电数据，我们还研究了其他波长的数据。爆发与两个CME和两个耀斑，起源于活动区AR 11613。第一个CME中形成了一个长的电流片，第二个CME首先与电流片碰撞，然后与第一个电流片合并。结合多波长数据所揭示的信息表明，日冕冲击占II型射电爆发，而这个冲击与电流片的碰撞导致了II型射电爆发的破碎车道。在冲击通过当前片之后，II型破裂通道恢复。我们进一步根据II型爆发通道上的间隙估计了电流片的厚度，发现这一结果与以往不同仪器在不同波长下观测到的各种事件的结果一致。此外，还研究了与第一次CME/耀斑相关的规则II型爆发，并从不同的角度进一步推导了两次II型爆发各源区的磁场。
2016-12-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Initiation of CME and Associated Flare Caused by Helical Kink Instability Observed by SDO/AIA
在本文中，我们提出了多波长观测的螺旋扭结不稳定性作为一个触发的CME发生在AR NOAA 11163 2011年2月24日。CME与M3.5肢体耀斑相关。SDO/AIA的高分辨率观测表明，爆发日珥中存在螺旋扭折不稳定性，这意味着磁场存在磁绳结构。增亮开始于日珥顶点以下，在激活阶段缓慢上升（约100 km/s）。在该位置瞬时形成明亮的结构，指示具有约3-4圈的螺旋。根据最近发展的模型，~ $6π-8π$的相应扭曲足以在磁绳中产生螺旋扭折不稳定性。随后在日珥的顶点形成了一个缓慢上升的团块结构，并在足点附近观察到一个耀斑环。在两分钟内，第二个斑点在日珥的北部形成。第二个团爆发（像一个等离子体喷射）与北部的突出腿的分离，耀斑强度最大化。在日珥顶点的第一个斑点显示出在天空平面上逆时针方向的旋转运动，被解释为螺旋的解旋运动，它也爆发出日冕物质抛射（CME）。RHESSI硬X射线源显示耀斑期间有两个足点源和一个环顶源。我们发现RHESSI硬X射线通量、软X射线通量导数和低日冕CME加速度有很好的相关性，这与标准耀斑模型（CSHKP）的结果一致。我们还讨论了气球以及环面不稳定性在推动日冕物质抛射中可能发挥的作用。我们的结论是，CME和耀斑是由磁绳中的螺旋扭折不稳定性触发的，主要是由环面不稳定性加速的。
2011-11-18 astro-ph.SR
