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
Energy partition in a confined flare with an extreme-ultraviolet late phase
本文对2011年9月9日发生的M1.2级极紫外（EUV）大尺度晚相局限耀斑进行了再分析，重点研究了耀斑的能量分配。1 $-$ 70 μ m中的辐射（$\sim$ 5.4 $\times$ 10 $^{30}$ erg）比70 $-$ 370 μ m中的辐射大近11倍，比1 $-$ 8 μ m中的辐射大近180倍。根据简化的示意图，估计耀斑后环的峰值热能为（1.7 $-$ 1.8）$\times$ 10 $^{30}$ erg。基于以前的基于焓的环路热演化（EBTEL）模拟结果，主燃烧环路和后期环路的能量输入分别为（1.5 $-$ 3.8）$\times$ 10 $^{29}$ erg和7.7 $\times$ 10 $^{29}$ erg。耀斑加速电子的非热能（（1.7 $-$ 2.2）$\times$ 10 $^{30}$ erg）与峰值热能相当，足以提供主耀斑环和晚期环的能量输入。耀斑前的磁自由能（9.1 $\times$ 10 $^{31}$ erg）足够大，可以提供加热要求和辐射，表明磁自由能足以为耀斑提供动力。
2021-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterising Solar Magnetic Reconnection in Confined and Eruptive Flares
本研究针对以往耀斑样本偏向低级别的问题，选取33个M5至X5级耀斑分析，发现约束型耀斑的级别与持续时间、磁重联通量的相关性均显著高于爆发型耀斑，证实平衡样本量对定量比较的重要性。
2023-12-20 astro-ph.SR
Energy Partition in Four Confined Circular-Ribbon Flares
在这项研究中，我们研究了四个封闭的圆带耀斑（CRF）的能量分配，这是同时观察到的SDO，GOES和RHESSI太阳盘中心附近。我们计算了不同的能量成分，包括1 $-$ 8，1 $-$ 70，70 $-$ 370的辐射输出，总辐射损失，峰值热能来自GOES和RHESSI，耀斑加速电子的非热能，和耀斑前的磁自由能。结果表明，随着耀斑级别的增加，能量分量有系统地增加，表明较大的耀斑涉及更多的能量。磁自由能大于耀斑的非热能和辐射输出，这与耀斑的磁性是一致的。四个耀斑的比值$\frac{E_{nth}}{E_{mag}}$为0.70：$-$ 0.76，明显高于喷发耀斑的比值。因此，这个比值可以作为区分局限耀斑和爆发耀斑的一个重要因素。非热能足以提供加热要求，包括峰值热能和辐射损失。我们的研究结果对封闭条件反射函数的理论模型提出了约束，对空间天气预报具有潜在的意义。
2021-02-19 astro-ph.SR
Rapid buildup of a magnetic flux rope during a confined X2.2 class flare in NOAA AR 12673
磁通量绳（MFR）被认为是太阳爆发的核心结构，然而，其形成仍然存在激烈的争论。在这里，我们报告了2017年9月6日发生在NOAA AR 12673的X2.2级耀斑期间MFR系统的快速积累过程，三小时后，该结构爆发为主要的日冕物质抛射（CME），伴随着X9.3级耀斑。对于X2.2耀斑，我们没有发现EUV调光，分离的耀斑带，或明确的CME签名，这表明一个局限的耀斑。对于X9.3耀斑，大规模的变暗、耀斑带的分离和CME表明它是爆发性的。通过非线性无力场（NLFFF）的时间序列外推，我们发现：直到爆发耀斑，MFR系统位于AR。在受限耀斑期间，MFR系统的轴向通量和磁螺旋度下限分别显著增强了约86%和260%，尽管平均扭曲数几乎没有变化。在爆发耀斑期间，这三个参数都显著降低。结果表明，建立和释放的MFR系统在封闭和爆发耀斑，分别。前者可以通过扩口重连来实现。我们还计算了耀斑前主极性反转线（PIL）以上衰变指数的分布，没有发现显着差异。这表明磁共振系统的磁通量和螺旋度的增加可能在促进其最终喷发中起作用。
2018-10-10 astro-ph.SR
Are complex magnetic field structures responsible for the confined X-class flares in super active region 12192?
2014年10月19日至27日，在超活动区（AR）12192发生了6次X级耀斑。它们都是局限的耀斑，并没有伴随着日冕物质抛射（CME）。为了研究10月22日至26日发生的四次耀斑的结构，我们首先利用每次耀斑过程的三倍时间合成图像来显示这些耀斑环的分层结构。在较低（171 ℃）和较高（131 ℃）温度通道中，每个耀斑的环结构都很复杂，例如，以耀斑带为基础的耀斑环被剪切或扭曲（缠绕）在一起，复杂的结构在耀斑过程中没有被破坏。对于第一次耀斑，虽然耀斑环系统呈纺锤形，但我们可以从观测中估计其结构，其长度为130 ~ 300 μ m，高度为65 ~ 150 μ m，纺锤中部宽度为40 ~ 100 μ m，剪切角为16 $^\circ$ ~ 90 $^\circ$。此外，耀斑带的运动也不规则，如22日耀斑的左带碎片反复扫过一小块区域，26日耀斑的两条带沿同一方向运动，而不是相互分离。这些不规则的运动也意味着相应的耀斑环是复杂的，例如，几组耀斑环扭曲在一起。虽然以前的研究认为背景磁场阻止了局限耀斑的爆发，但我们首次提出，基于这些观察，复杂的耀斑环结构可能是这些局限耀斑的原因。
2017-07-11 astro-ph.SR
A Hot Cusp-Shaped Confined Solar Flare
我们分析了一个封闭的耀斑，开发了一个热尖状结构高的日冕（H ~ 66毫米）。在标准的爆发性耀斑模型中，一个不断增长的尖形耀斑拱是一个典型的特征，它是由日冕高度逐渐增大的磁重联引起的。相反，我们观察到一个静态的热点在一个封闭的耀斑。尽管初始的垂直温度分布类似于爆发耀斑，我们观察到一个明显不同的演变过程中的后期（衰变）阶段，在长期的热排放的形式。这种明显的尖点形状植根于非热前驱活动的位置，很可能是由顶部附近扭结的磁场拱廊造成的。我们的观察表明，长时间的加热是由于缓慢的局部重联和附近的扭结顶点由于连续的等离子体上升流的热压力增加。
2019-11-25 astro-ph.SR
Generalisation of the Magnetic Field Configuration of typical and atypical Confined Flares
非典型耀斑无法用标准模型自然解释。为了预测这样的耀斑，我们需要定义它们的物理特征，特别是它们的磁环境，并识别重新连接的环对。在这里，我们详细介绍了一个案例研究的封闭耀斑之前，通量抵消，导致形成的灯丝。非爆发性暗条的缓慢上升有利于上覆环的生长和重连。耀斑虽然只有C5.0级，但持续时间较长。原因是它由三个连续的重连阶段组成。非线性无力场外推和磁拓扑分析使我们能够确定参与重联过程的回路，并为这种非典型的受限耀斑建立一个可靠的方案。主要结果是，在活动区的弯曲磁极性反转线是产生这种非典型耀斑的关键因素。与以前的典型和非典型约束耀斑的外推的比较，使我们提出了一个漫画的概念推广
2018-11-03 astro-ph.SR
The transition from eruptive to confined flares in the same active region
太阳耀斑是太阳大气中突然而猛烈的磁能释放，可以分为爆发性耀斑，当等离子体从太阳大气中喷出时，导致日冕物质抛射（CME），以及当没有CME与耀斑相关时的局限耀斑。我们提出了一个案例研究，显示了关键的拓扑结构，如脊柱和风扇，这可能会决定喷发与非喷发行为的一系列喷发耀斑，其次是封闭的耀斑，这都是从同一个网站的演变。为了研究不同磁区的连通性及其演化，我们计算了活动区的位磁场模型。从磁场外推中恢复准分界线层。耀斑的行为从一天到下一天的变化-喷发到封闭-可以归因于扇下方的磁场相对于覆盖脊的方向的方向的变化，而不是大尺度场稳定性的整体变化。当支撑暗条的磁场和上覆磁场逐渐变得越来越不反平行时，耀斑的局限性就会越来越大，这是光球通量分布变化的直接结果，而光球通量分布本身则受到不同磁通量浓度的连续剪切运动的驱动。
2017-02-08 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
Investigation on the Predictive Potentiality of Photospheric Magnetic Parameters for Distinguishing Confined from Eruptive Solar Flares
本文基于277个M1.0级以上太阳耀斑样本，系统评估了活动区光球磁场参数对区分约束型与爆发型耀斑的预测能力，发现总磁通量、磁剪切角、自由磁能及极性间距组合最具判别潜力，并证实耀斑爆发行为受上覆约束磁通与载流核心磁通的相互作用调控。
2025-11-07 astro-ph.SR
Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
The Kinematic Evolution of Erupting Structures in Confined Solar Flares
在这封信中，我们研究了与受限耀斑相关的上升热团的运动学性质。利用太阳动力学天文台上的大气成像组件提供的高节奏极紫外图像，我们发现，对于这里选择的26个事件，热团首先向外冲动加速，但随后迅速减速至静止。它们的速度演化与伴随耀斑的地球同步业务环境卫星软X射线通量的时间变化基本同步，只是速度峰值比软X射线峰值早几分钟。此外，爆发斑点的加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间适度相关。在26个案例中，有9个甚至在相关耀斑发生前几分钟就出现了喷发的斑点。我们的研究结果表明，一小部分的局限耀斑也涉及喷发的磁通量绳，这有时是形成和加热之前的耀斑发作。我们认为，这些局限耀斑的起源和发展与爆发耀斑相似，主要区别可能在于背景场的限制，前者比后者强。
2020-11-24 astro-ph.SR
The deformation of an erupting magnetic flux rope in a confined solar flare
磁通量绳（MFRs），一组相干扭曲的磁场线，被认为是各种太阳爆发的核心结构。它们的演变对于理解太阳爆发的物理机制起着重要作用，并可以揭示地球附近的不利空间天气。然而，爆发的MFR偶尔会被强大的上覆磁场阻止，并且在受限情况下的下降阶段的MFR演变缺乏关注。在这里，我们提出了变形的爆发MFR伴随着一个封闭的双峰太阳耀斑。第一个峰值对应于标准耀斑模型中的MFR爆发，第二个峰值与下伏剪切拱廊（SA）的闪光、L形耀斑带的反向滑动运动、MFR的下降和丝状线顶部的移动密切相关。研究结果表明，在耀斑爆发阶段，磁重联经历了两步磁重联，表现出两个不同的能量释放阶段，磁重联的后一个磁重联导致了磁重联的变形.
2022-12-30 astro-ph.SR
Mini-filament Eruptions Triggering Confined Solar Flares Observed by ONSET and SDO
利用光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学天文台的观测结果，我们研究了2012年5月10日AR 11476中的M5.7耀斑和2017年3月23日安静太阳中的微耀斑。在每次耀斑爆发前，在极性反转线的上方都有一个反S形的暗条。然后，细丝变得不稳定并开始上升。上升的细丝克服了圆顶状的上覆环的张力，从而成功地向外爆发。重新连接的重叠环的足点相继变亮，并被观察为两个耀斑带，而新形成的低洼环则出现为耀斑后环。这些爆发类似于与日冕物质抛射相关的成功暗条爆发的经典模型。然而，这项研究中的爆发细丝沿着大尺度线移动，最终到达遥远的太阳表面，即，没有细丝材料被喷射到行星际空间中。因此，两个耀斑都是受限耀斑。这些结果表明，一些成功的暗条爆发可以触发局限耀斑。我们的观测还表明，这种暗条爆发在太阳上可能是普遍存在的，从具有大耀斑的活动区到具有微耀斑的安静太阳。
2018-06-05 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
A Study of Pre-flare Solar Coronal Magnetic Fields: Magnetic Energy and Helicity
太阳耀斑可分为两种类型：爆发型耀斑和局限型耀斑。为了探讨是否存在能够有效确定耀斑类型的磁能和螺旋度的耀斑前条件，本文分析了2011年至2017年太阳盘中心附近爆发或局限的主要太阳耀斑的耀斑前日冕磁场重建的一套相关参数。所研究的参数包括伸展型量，如总磁能$E_T$，势能$E_P$，自由能$E_F$，相对螺旋度$H_R$，和非势螺旋度$H_J$，以及强度型指数$E_F/E_P$，$|H_J/H_R|$，$|H_R/ϕ^{\prime2}|$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|$，其中$ϕ^{\prime}$是总无符号磁通量的一半。主要结果如下：（1）尽管局限事件的爆发势平均值较大，但外延参数均不能有效区分爆发势和局限势;（2）爆发耀斑的强度参数的平均值和中位值均明显大于封闭事件，这表明爆发型耀斑场的非潜在性和复杂性总体上高于局限型耀斑场;（3）能量比$E_F/E_P$和标准化的非势能螺旋度$|H_J/ϕ^{\prime2}|$之间有很强的相关性，具有区分可能产生大爆发或局限耀斑的场的最高能力，因为使用$E_F/E_P\ge0.27$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|\ge0.009$的临界值成功地区分了75%以上的所有事件的爆发和局限耀斑。
2023-02-24 astro-ph.SR
Observational Comparison Between Confined and Eruptive Flares: Magnetohydrodynamics Instability Parameters in a Similar Magnetic Configuration
本研究对比相似磁环境下的约束与爆发耀斑，发现缠绕数超0.6的高磁感线（扭结不稳定态）或促爆发，衰减指数无法区分两类耀斑。
2025-03-21 astro-ph.SR
Reconnection fluxes in eruptive and confined flares and implications for superflares on the Sun
我们研究了一组从GOES B3到X17级的51个耀斑（32个封闭的，19个喷发的）的能量释放过程。我们使用Kanzelhöhe天文台的H $α$滤波图，以及SDO HMI和SOHO MDI磁图来推导磁重联通量和速率。耀斑重联通量与GOES 1-8射电望远镜软X射线通量峰值（c=0.92，在对数-对数空间中）有很强的相关性，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。某个GOES类的约束耀斑在耀斑带中表现出较小的带状区域，但磁通量密度较大（2倍）。在最大的事件中，高达$\approx$ 50\%\的活动区（AR）的磁通量导致耀斑参与耀斑磁重联。这些发现使我们能够推断出最大的太阳耀斑。一个拥有$2\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$磁通量的复杂太阳AR，与直接测量的最大AR通量一致，能够产生X80耀斑，其对应的热能量约为$7 \cdot 10^{32}$尔格。使用观测到的最大太阳AR的磁通量估计$6\cdot 10^{23}\, \mathrm{Mx}$，我们发现可以产生GOES级$\approx$ X500的耀斑（$E_{\rm bol} \approx 3 \cdot 10^{33}$尔格）。这些估计表明，今天的太阳能够产生耀斑和相关的空间天气事件，其强度可能比迄今观测到的强一个数量级以上。
2017-12-13 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
Stealth Non-standard-model Confined Flare Eruptions: Sudden Reconnection Events in Ostensibly Inert Magnetic Arches from Sunspots
本研究发现7例不符合标准模型的隐匿型约束太阳耀斑，它们源自大太阳黑子的表观惰性磁拱，由磁拱内部小角度交叉磁场绳的突发重联产生，为帕克的日冕加热纳耀斑理论提供了观测支持。
2024-08-16 astro-ph.SR
The Exceptional Aspects of the Confined X-class Flares of Solar Active Region 2192
在2014年10月下旬，活动区NOAA 2192在一个弱太阳周期内引起了异常高水平的太阳活动。在穿越太阳盘面的11天内，它是114次GOES C1.0级及以上耀斑的来源，其中包括29次M级和6次X级耀斑。令人惊讶的是，没有一个主要的耀斑（GOES级M5.0或更大）伴随着日冕物质抛射，这与过去发现的统计趋势相反。通过对NOAA 2192日冕磁场及其周围环境的模拟，我们推测耀斑的局限性是由其周围强的和上覆的大尺度磁场造成的。此外，我们发现在一个单一的耀斑多个磁重联过程中，电子被加速到不寻常的高能量的证据。
2016-05-12 astro-ph.SR
Change ratios of magnetic helicity and magnetic free energy during major solar flares
本文通过47个太阳耀斑样本，对比约束耀斑与爆发耀斑中磁螺度和磁自由能的变化比率，发现爆发耀斑的下降幅度显著更大，从而用观测数据验证了磁螺度近似守恒及CME带走磁螺度的理论。
2023-08-10 astro-ph.SR
A New Magnetic Parameter of Active Regions Distinguishing Large Eruptive and Confined Solar Flares
为了研究太阳活动区磁场是如何控制耀斑活动的，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑，我们都分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ M1.0级的106次耀斑。计算了“耀斑极性反转线”区的平均特征扭曲参数$α$ $_{FPIL}$和光球磁自由能密度高区的平均特征扭曲参数$α$ $_\mathrm{HFED}$，这两个参数都提供了AR核区非势能的度量。磁扭曲被认为是与电流驱动的不稳定性，如螺旋扭结不稳定性的驱动力。我们还计算了产生耀斑的AR的总无符号磁通量（$Φ$ $_\mathrm{AR}$），它描述了背景场约束的强度。通过考虑背景磁场的约束作用和AR的磁非势性，提出了一个新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$，用于度量大耀斑与日冕物质抛射（CME）的关联概率.我们发现在大约90%的爆发耀斑中，$α$ $_\mathrm{FPIL}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$和$α$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$超出临界值（2.2 $\times$ $10^{-24}$和3.2 $\times$ $10^{-24}$ Mm $^{-1}$ Mx $^{-1}$），而在$\sim$ 80%的受限耀斑中，它们都小于临界值。这表明新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$能够很好…
2022-02-21 astro-ph.SR
Photospheric Lorentz force changes in eruptive and confined solar flares
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Joint Astronomy Programme and Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院天文联合项目与物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代布尔太阳观测站，物理研究实验室）
本文通过分析26个爆发性与11个受限太阳耀斑的洛伦兹力变化，揭示了日冕顶点线附近磁场和洛伦兹力的变化特征，为理解耀斑与日冕物质抛射的关联提供新见解。
2023-12-11 astro-ph.SR
Magnetic Flux and Magnetic Non-potentiality of Active Regions in Eruptive and Confined Solar Flares
为了了解活动区（AR）的磁特性如何控制太阳耀斑的爆发特征，我们分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ C5.0级的719个耀斑。我们进行了第一次统计研究，调查耀斑-日冕物质抛射（CME）的关联率作为耀斑强度和AR特性的函数，产生耀斑，在其总的无符号磁通量（$Φ$ $_{AR}$）。我们的结果表明，耀斑-CME的关联率与耀斑强度的斜率揭示了一个陡峭的单调减少与$Φ$ $_{AR}$。这意味着，同样的GOES类耀斑，但起源于更大的$Φ$ $_{AR}$的AR，更有可能被限制。基于太阳型恒星的AR通量高达1.0 $\times$ $10^{24}$ Mx，我们估计X 100类"超耀斑”的CME缔合率不超过50%.对132个$\geq$ M2.0级耀斑样本，测量了陡梯度极性反转线长度（L $_{SGPIL}$）、光球总自由磁能（E $_{free}$）和大剪切角面积（A $_Ψ$）3个非位参数。我们发现，局限耀斑往往有较大的值的L $_{SGPIL}$，E $_{free}$和A $_Ψ$喷发耀斑相比。每个非潜在参数均显示与$Φ$ $_{AR}$中度正相关。我们的研究结果意味着$Φ$ $_{AR}$是一个决定性的量描述的爆发性质的耀斑，因为它提供了一个全球性的参数有关的背景场约束的强度。
2021-08-03 astro-ph.SR
The plasmoid instability in a confined solar flare
爆发耀斑（EFs）与爆发的暗条有关，在某些模型中，暗条爆发驱动耀斑重联。然而，最近，对局限耀斑（CF）的观测揭示了EF的所有特征（脉冲相，耀斑带等）。而不是灯丝喷发本身。因此，如果暗条不是脉冲耀斑重联的主要原因，那是什么呢？在这封信中，我们认为，基于mimpermance的要求，等离子体团不稳定性是一个强有力的候选人解释所观察到的CF脉冲阶段。我们提出的磁流体动力学模拟结果的非线性发展的等离子体团不稳定性，在一个模型的活动区域磁场的几何形状，以加强我们的要求。我们还讨论了如何在这封信中描述的想法可以推广到其他情况下，包括EF。
2019-05-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
The Confined X-class Flares of Solar Active Region 2192
2014年10月观测到的异常大的NOAA活动区2192，在没有日冕物质抛射的情况下，其主要双带耀斑的生产力非常突出。在一个大的规模上，一个主要的南北向磁系统的拱廊场作为一个强大的，也是横向的，限制了一系列的大型双带耀斑起源于核心的活动区。耀斑带的大的初始分离，加上几乎没有增长的带分离，表明一个封闭的重联网站在日冕的高处。本文通过对10月22日发生的X1.6级局限性耀斑的详细分析，说明了该活动区的耀斑异常。我们提供了重复能量释放的证据，表明相同的磁场结构重复参与了磁重联。我们发现，大量的电子被加速到非热能，揭示了陡峭的幂律谱，但只有一小部分被加速到高能量。导出的电子中的总非热能（约为10^25 J）比X1类爆发耀斑中的能量高得多，相当于活动区日冕中过剩磁能的10%左右。
2015-02-18 astro-ph.SR
Observational study of the formation of homologous confined circular-ribbon flares
研究AR 11476中5个无CME的M级同源受限圆带状耀斑，揭示黑子旋转与剪切供能、扇面—脊柱磁零点促发重联及大尺度磁环约束喷发的机制。
2025-05-14 astro-ph.SR
Generation mechanisms of quasi-parallel and quasi-circular flare ribbons in a confined flare
我们分析了一个局限的多带M2.1耀斑（SOL 2015 -01- 29 T11：42），起源于一个扇形脊冠状磁场配置，在活动区NOAA 12268。所观察到的带状物分两步形成。首先，两个主要的带状物在主耀斑现场形成，其次是在偏远地区形成的二次带状物。我们观察到一些等离子体流在极端紫外线温度在耀斑的早期阶段（早在发病前15分钟）传播向二级带状物的形成部位。二次带状物的形成与耀斑前产生的等离子体流的到来是同时的。初级带状物与RHESSI硬X射线源是同空间的，而在次级带状物位置处没有检测到增强的X射线发射。与次级条带相关的（E）UV发射在最后一次RHESSI硬X射线增强后约1分钟达到峰值。日冕磁场的非线性无力模型揭示了次级耀斑带并不直接与初级耀斑带相连，而是与附近区域相连。详细的分析表明，二次增亮产生的等离子体流的动能耗散（加热由于压缩），而不是由于非热粒子加速的磁重联的情况下，为初级带。
2017-09-13 astro-ph.SR
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
A confined flare above filaments
我们介绍了2012年10月16日在NOAA 11589中观察到的两个细丝和C级耀斑的动力学。我们使用了SDO的多波长高分辨率数据，以及THEMIS和ARIES地基观测。观察表明，细丝逐渐向彼此会聚而不合并。我们发现，细丝具有相反的手性，这可能会阻止他们合并。10月16日，发生了一次C3.3级耀斑，但没有爆发暗条。根据标准的太阳耀斑模型，在重联之后，无论爆发是否失败，耀斑后环都形成{ \it below}爆发细丝。然而，观测结果显示了耀斑后环{ \it以上}暗条的形成，这与标准耀斑模型不一致。我们分析的拓扑结构的活动区的磁场通过计算准分界线层（QSL）使用线性无力场外推。我们发现QSL的光球足迹和耀斑带之间有很好的一致性。我们讨论如何滑动或滑动运行重联QSL可以解释所观察到的动态。
2013-10-02 astro-ph.SR
Statistical properties of radio flux densities of solar flares
短时间尺度的通量变化与太阳耀斑期间磁重联的能量释放过程密切相关。利用运行平滑技术分析了野边山射电偏振计2000 - 2010年观测到的209个耀斑的1、2、3.75、9.4和17 GHz射电光变曲线。我们发现脉冲分量（变化时间尺度小于1秒）的1GHz辐射在几十个太阳通量单位处达到峰值，持续时间约1分钟，而2GHz辐射的脉冲分量持续时间较短，在较低的通量水平处达到峰值，而在三个高频通道上，耀斑的出现频率随通量密度的减小而增大，直至达到相应背景的噪声水平。然而，这些排放的渐变成分具有相似的持续时间和峰值通量密度分布。我们还推导出不同时间尺度上的功率谱，并使用归一化小波分析来确认短时间尺度上的特征。在0.1秒的时间分辨率下，这些射电光变曲线中超过$\sim$ 60 $\%$在1秒或更短的时间尺度上显示出显著的通量变化。这一比例随着频率的降低而增加，在1 GHz时达到$\sim$ 100 $\%$，这意味着短时间尺度的过程在太阳耀斑中是普遍存在的。我们还研究了GOES卫星获得的脉冲射电流量密度和软X射线流量之间的相关性，发现超过65个具有脉冲分量的耀斑$\%$的脉冲射电辐射在软X射线流量之前达到峰值，并且这一比例随着射频的增加而增加。
2020-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigation of a confined C-class flare in an arch filament system close to a regular sunspot
本文研究了2013年9月24日22：56~UT发生在规则单极黑子附近的一个弧形暗条系统中的中等C1.1级局限耀斑。70厘米德国真空塔望远镜特内里费红外偏振仪的分光偏振观测与日震磁成像仪和大气成像装置的数据相结合，以确定触发耀斑的过程。这条拱形暗条的腿被固定在领先的太阳黑子和相反极性的网络通量区域。耀斑是由小规模的，通量抵消在弱中性线下的弓丝，导致两个小耀斑事件在一个小时内的C1.1耀斑。磁通量的抵消是由来自领先的太阳黑子的护城河流促进的，其中小规模的磁性碎片流向预先存在的磁通量的补丁。通量的抵消导致弓丝的不稳定，这被视为沿着弓丝的扭曲的增加。穿过弱中性线的水平场衰减较快，不能阻止暗条的上升，导致中性线上的双带耀斑。拱丝在上升时会展开，但会受到活跃区两极之间较高的叠加场的限制，而这些场的衰减要慢得多。
2019-10-14 astro-ph.SR
The variability of the Crab Nebula in radio: No radio counterpart to gamma-ray flares
我们提出了新的Jansky甚大阵（VLA）的蟹状星云在5.5 GHz的无线电图像，在两个时代相隔6天约两个月后，在2012年7月的伽马射线耀斑。我们发现，无论是在我们目前的观测之间的6天间隔内，还是在目前的观测与2001年的观测之间，蟹状星云的射电辐射都没有明显的变化。任何射电耀斑的对应物的射电光度都是星云的<~ $2 \times 10^{-4}$倍。然而，将我们的图像与2001年的图像进行比较，我们确实发现了射电亮度的变化，幅度高达10%，这些变化发生在整个星云的十年时间尺度上。变化的形态复杂，提示有结缔组织和多节结构。变化性更强，时间尺度可能更短，更接近星云的中心。我们进一步发现，即使VLA具有良好的紫外覆盖范围和信噪比，反卷积误差也远大于噪声，在这种特殊情况下，反卷积误差高达星云峰值亮度的1.2%。
2014-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy origination and triggering mechanism of a series of homologous confined flares
利用新真空太阳望远镜（NVST）的H $α$资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的多波长图像和磁象图，研究了2013年10月12日NOAA 11861活动区发生的3次同源受限耀斑的详细过程。这三次耀斑都发生在同一位置，具有相似的形态和类似的类别。通过对磁场和流场演化的分析，发现在后黑子附近出现了磁通量和强的两极间剪切运动。磁通量和平均横向磁场强度在每次喷发前均呈下降趋势，并在每次喷发开始时达到最低点。通过计算光球层的剪切和出射能量，发现光球层注入的能量在几个小时内的积分可以为耀斑提供足够的能量。在每次耀斑发生期间，在H $α$图像中观察到不同环之间的重新连接。这些结果表明，光球层中的出射磁通量和剪切运动可以将能量注入剪切磁环，并最终通过磁重联释放能量，为太阳耀斑提供能量。
2019-10-21 astro-ph.SR
Radio bursts observed during solar eruptive flares and their schematic summary
本综述基于二十多年射电频谱观测与模拟，系统梳理太阳爆发耀斑中的分米波射电暴类型及机制，并提出新的分类示意方案。
2023-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characteristics of the flare acceleration region derived from simultaneous hard X-ray and radio observations
我们研究了一次观测良好的太阳耀斑中的III型射电爆发和加速电子的X射线特征，以发现加速区的空间特性。结合RHESSI硬X射线耀斑观测资料和凤凰二号和南塞射电日像仪观测资料，分析了耀斑加速电子的向外输运。观测结果表明，III型爆发的起始频率与太阳耀斑加速电子的HXR谱指数成反相关。我们证明了解析和数值计算的III型爆发的起始位置是依赖于加速电子的光谱指数和空间加速区域的大小，但弱依赖于相对强的电子束的高能电子的密度。使用这种关系和所观察到的反相关，我们估计的高度和垂直范围的加速区域，给出的值分别约为50毫米和10毫米。推断的加速高度和大小表明，电子在软X射线环顶上方被加速，这可能与耀斑环上方40 μ m和60 μ m之间的电子加速一致。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Data-Constrained Magnetohydrodynamics Simulation of a Confined X-class Flare in NOAA Active Region 11166
通过数据约束的MHD模拟，研究NOAA 11166中受限X级耀斑起源，发现3D磁零点与QSLs处的重联驱动耀斑前活动及耀斑带形成，且无磁通量绳与锚定脊线解释其受限性，并揭示开放脊线零点重联触发远处喷流。
2025-01-19 astro-ph.SR
Development of a Confined Circular-cum-parallel Ribbon Flare and Associated Pre-flare Activity
我们研究了2015年1月26日在太阳活动区NOAA 12268发生的复杂GOES M1.1圆形带状耀斑和相关的耀斑前活动[SOL 26 -01-2015]。SDO上的AIA和RHESSI观测到了这次耀斑活动。在事件发生前的延长期内，对光球磁图的检查表明，一种所谓的“海葵”型磁位形的连续发展。NLFFF外推揭示了一个扇脊磁配置与冠状零点的存在。我们发现，在活动区的预耀斑活动开始约15分钟前的主耀斑的形式在两个位置的本地化亮斑。耀斑前活动的位置和空间结构与相应区域磁位形的比较表明，磁重联在零点开始，低层大气磁重联则是由磁通量的出现和抵消引起的。M1.1级主耀斑的特征是形成了一个发育良好的环形带，并伴随着一个遥远的增亮区。值得注意的是，一组相对紧凑的平行带状物形成在圆形带状物的外围内部，其横向发展到圆形带状物的最亮部分。在耀斑的峰值阶段，在环形带的东北边缘观察到一个日冕喷流，这表明大尺度场线和低位闭合场线之间的交换重连。我们的调查表明，两个不同的过程，其中正在进行的耀斑前零点重联得到进一步加强的局限性喷发，随着射流活动进行从内的圆形带状区域，从而形成内部平行带和相应的后重联拱廊的组合。
2020-05-19 astro-ph.SR
How did a Major Confined Flare Occur in Super Solar Active Region 12192?
我们研究了一个主要的X级太阳耀斑的物理机制，发生在超级NOAA活动区（AR）12192使用数据驱动的数值磁流体动力学（MHD）模型补充观测。利用观测到的太阳表面不断变化的磁场作为底边界输入，我们驱动磁流体系统与实际日冕演化相一致地自洽演化。在两天的时间间隔内，模拟的日冕场已经被光球场演化缓慢地应力化，逐渐产生了大规模的日冕电流片，即，一个狭窄的层与强烈的电流，在核心的AR。电流层不断增强，直到它变得如此之薄，以至于剪切的磁弧之间的系绳切割重联开始，这导致了耀斑。模型化的重连磁力线和它们的足点分别与观测到的热耀斑环和耀斑带很好地匹配，表明模型成功地“再现”了耀斑的宏观磁过程。特别是，通过模拟，我们解释了为什么这一事件是一个封闭的爆发-重联的结果是共享的拱廊，而不是一个新形成的通量绳。与其他X级耀斑相比，磁内爆效应要弱得多
2016-06-30 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
X-ray/Radio Quasi-periodic Pulsations Associated with Plasmoids in Solar Flare Current Sheets
本研究通过SDO/AIA、RHESSI和Fermi GBM观测，发现太阳耀斑电流片中多个等离子体团的形成、抛射与合并与X射线/射电准周期脉动相关，表明高能电子在这些过程中被加速。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Unorthodox X-Class Long-Duration Confined Flare
我们报告了一个X级长持续时间耀斑的观察，这是明确的限制。它在传统的EUV通带（171和195 μ m）中表现为一个紧凑的环耀斑，但在对耀斑等离子体敏感的通带（94和131 μ m）中，它像其他长持续时间事件一样在环拱圈上方表现出尖形结构。在运行差异的方法检查图像，我们发现，看似弥漫，准静态的尖形结构由多个嵌套循环，反复上升，消失接近尖形边缘。在渐进阶段，我们检测到无数次循环上升，每次持续几分钟。差分发射测量分析表明，温度是最高的顶部的拱廊，并成为较低的高度内的尖形结构，相反，典型的长时间耀斑。采用非线性无力模型，分析表明，该事件主要涉及由T型双曲通量管（HFT）分隔的两个相邻剪切弧。其中一个拱廊中有一条磁通量绳，它被认为是一条由于强限制场而在耀斑中幸存下来的灯丝。我们的结论是，一个新出现的磁通量在其他拱廊触发耀斑，而预先存在的HFT和磁绳决定的结构和动力学的耀斑环和带状在长期持久的衰变阶段，和一个准分界线层高以上的HFT可以解释的尖形结构。
2014-05-27 astro-ph.SR
Confined Flares in Solar Active Region 12192 from 2014 October 18 to 29
利用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，对10月18 ~ 29日发生在太阳活动区（AR）12192的6次X级和29次M级耀斑进行了研究。其中，30个（包括6个X级和24个M级）耀斑起源于AR核心，另外5个M级耀斑出现在AR外围。其中4个X耀斑具有相似的耀斑结构，表明它们是具有类似触发机制的同源耀斑。可能的情况是：出现的磁通量的光球运动导致相关联的日冕磁场的剪切，这然后产生一个系绳切割的有利配置。在5个外围M耀斑中，4个与喷流活动有关。HMI垂直磁场资料显示，耀斑前，在喷流的足点处，具有相反磁极性的光球通量出现、会聚和相互抵消。只有一个来自AR外围的M耀斑之后是日冕物质抛射（CME）。从10月20日到26日，在40-105毫米高度范围内，水平背景场的平均衰减指数低于环面不稳定开始的典型阈值。这表明，来自上覆磁场的强约束可能是AR 12192的CME产生不良的原因。
2015-07-02 astro-ph.SR
Radio and Optical Flares on the dMe Flare Star EV Lac
本研究通过协同观测M矮星耀星EV Lac的射电与光学耀斑，发现仅部分光学耀斑存在射电响应，且射电响应与更高低能截止值相关，两者峰值存在1-7分钟延迟，揭示了多磁环结构与电子不同加速机制。
2025-11-04 astro-ph.SR
Transient Inverse-FIP Plasma Composition Evolution within a Confined Solar Flare
了解太阳日冕中元素丰度的变化，可以深入了解物质和能量如何从色球层流入日光层。观测到的变化取决于太阳大气层主要元素的第一电离势（FIP）。高FIP元素（>10 eV）维持日冕中光球层的丰度，而低FIP元素的丰度增加。相反，反FIP（IFIP）是指高FIP元素的增强或低FIP元素的耗尽。我们使用空间分辨的光谱观测，特别是Ar XIV/Ca XIV强度比，从日出的极紫外成像光谱仪调查的分布和演化的等离子体成分在两个封闭的耀斑在一个新出现的，高度剪切的活动区域。在第一次耀斑的衰减阶段，耀斑带上的斑块从FIP效应演化为IFIP效应，而耀斑环顶则表现出较强的FIP效应。然后，斑块和环的组成朝着耀斑前的基础状态发展。我们提出了一个解释如何耀斑在股的高度剪切新兴磁场可以导致耀斑调制IFIP等离子体组成的合并的阴影是由耀斑带状交叉。次表面之间的重新连接的聚结的阴影导致的低FIP元素的枯竭，作为一个结果，从下面增加的波通量。当耀斑带穿过本影时，这种物质就蒸发了。我们的结果与用于产生IFIP偏置等离子体的有质动力分馏模型（Laming 2015）一致。
2019-02-19 astro-ph.SR
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large-scale contraction and subsequent disruption of coronal loops during various phases of the M6.2 flare associated with the confined flux rope eruption
我们提出了一个详细的多波长研究的M6.2耀斑，这是与一个局限的爆发日珥使用TRACE，RHESSI和NoRH观测。耀斑前阶段的特点是上覆极紫外（EUV）日冕环的大规模收缩，在此期间，环系统经历了约20 Mm的高度下降，持续时间约30 min。（高达25千电子伏）和微波（MW）的来源，从低洼的环路在核心的耀斑区域，连同X射线光谱表明强烈的局部加热的源区域之前，灯丝激活和相关的M级耀斑。随着M6.2耀斑脉冲阶段的开始，我们探测到HXR和MW源，它们表现出与日珥快速上升有关的复杂的时空演化。在耀斑最大值之后，暗条喷发减慢，随后被限制在大的活动区环内;该事件没有导致日冕物质抛射（CME）。在爆发的日珥的约束过程中，我们检测到MW发射从扩展的日冕区域与多个发射质心，这可能代表发射从热的等离子体形成后，膨胀的通量绳的崩溃，并带来突出的材料。RHESSI观测揭示了耀斑脉冲阶段的高等离子体温度（~30 MK）和电子光谱指数（~5）的实质性非热特性。热能的时间演化与累积非热能的变化有很好的对应关系，表明加速粒子的能量有效地转化为热耀斑等离子体，这意味着有效验证了Neupert效应。
2015-04-10 astro-ph.SR
Study of the 3D Coronal Magnetic Field of Active Region 11117 Around the Time of a Confined Flare Using a Data-Driven CESE--MHD Model
利用数据驱动的MHD模型研究了2010年10月25日发生的C级耀斑前后NOAA活动区AR 11117的三维磁场。基于时空守恒元和解元（CESE）方案的MHD模型，主要考虑磁场演化和有限等离子体$β$的简化太阳大气。直接输入从照片上的观测得出的磁矢量场数据来约束模型。假设日冕磁场的动态演化可以用连续的平衡来近似，我们利用\it太阳动力学观测站（SDO）上的日震磁成像仪（HMI）拍摄的AR 11117在耀斑前后的矢量磁图，求解了MHD平衡的时间序列。该模型定性地再现了三维磁场的基本结构，由大气成像组件（AIA）观测到的磁力线和日冕环之间的视觉相似性，这表明日冕场确实可以很好地表征在大多数时间的MHD平衡。在两小时的研究时间间隔内，磁位形的变化非常有限。拓扑分析表明，小耀斑与秃斑（BP，其中磁场与光球相切）相关，表明耀斑的能量释放可以通过与BP分界线相关的磁重联来理解。总磁通量和总能量在耀斑期间仍保持小幅增加，而计算的磁自由能在耀斑期间下降了$\sim 10^{30}$ erg，这似乎足以提供小C级受限耀斑的能量收支。
2012-09-11 astro-ph.SR
Impulsive energy release and non-thermal emission in a confined M4.0 flare triggered by rapidly evolving magnetic structures
我们提出了2011年9月26日NOAA 11302的M4.0局限耀斑的观测结果。太阳动力学天文台、拉马蒂高能太阳光谱成像仪和野边山射电日像仪的高时间、空间和光谱分辨率观测使我们能够探索这一耀斑的可能触发和能量释放过程，尽管它具有非常脉冲的行为和紧凑的形态。耀斑光变曲线表现出非热辐射的突然上升，同时出现硬X射线（HXR）和微波（MW）爆发，在没有任何前兆辐射的情况下立即达到峰值。该阶段与HXR发射相关，高达200 keV，遵循光子光谱指数（$δ$）$\sim$ 3的幂律。32秒后观察到的另一个非热峰在MW通量中比HXR曲线更明显。在MW和HXR光变曲线中的双峰结构表明了两步磁重联过程。极紫外（EUV）图像显示了磁回路系统的内外芯区域的顺序演变，而覆盖的环结构保持不变。HXR、（E）UV和H $α$的组合观测为包含冕环相互作用的耀斑模型提供了支持。日震磁象仪（HMI）的磁象图揭示了耀斑前5小时开始出现$\sim$的磁通量。然而，光球磁通量的更重要的变化发生在耀斑爆发前1分钟左右，相反极性的磁瞬变出现在早期耀斑的位置内的内核区域。磁瞬变的光谱、时间和空间特性表明，小尺度磁场的突然变化可能是通过破坏耀斑前高度剪切的磁结构而触发耀斑的。
2014-08-03 astro-ph.SR
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
Critical Height of the Torus Instability in Two-Ribbon Solar Flares
研究了2011- 2015年60个M级以上双带耀斑的背景场。这些耀斑分为两类，即，\emph{eruptive}和\emph{confined}耀斑，基于耀斑是否与日冕物质抛射有关。震源活动区的背景场近似为从日震磁成像仪提供的矢量磁图的$B_z$分量外推的位场。计算了耀斑极性反转线上方背景场的衰变指数$n$，定义了对应于环面不稳定性理论阈值（$n_\mathrm{crit}=1.5$）的临界高度$h_\mathrm{crit}$.我们发现，$h_\mathrm{crit}$是大约一半的活动区的相反极性的质心之间的距离，并且$h_\mathrm{crit}$的分布是双峰：它是显着高于局限耀斑喷发的。86%（84%）的爆发（局限）耀斑的衰变指数随高度的增加而单调增加，其余14%（16%）的耀斑衰变指数随高度的增加而呈马鞍形分布，这些耀斑只出现在多极场位形的活动区。此外，鞍底的$n$在局限耀斑中明显小于爆发耀斑。这些结果突出了背景场在调控双带耀斑爆发行为中的关键作用。
2017-06-14 astro-ph.SR
