Real-time flare prediction based on distinctions between flaring and non-flaring active region spectra
随着机器学习进入太阳物理学社区的意识，太阳耀斑预测已成为一个越来越感兴趣的话题。尽管机器学习模型随着每一次连续的出版而进步，但输入数据在很大程度上仍然固定在磁性特征上。尽管模型复杂性增加，但结果似乎表明，单独的光球磁场数据可能并不是耀斑预测的完全足够的数据来源。我们首次将耀斑预报的研究扩展到光谱数据。在这项工作中，我们使用深度神经网络来监测IRIS观察到的强共振Mg II h\&k线的几个特征的变化。预测能力降序排列的特征是：在2798.77 $\textÅ$处的三重态发射、线芯强度、h\&k线芯之间的总连续发射、k/h比、线宽，随后是几个其他线特征，例如不对称性和线中心。即将爆发的区域产生的光谱可与非爆发的活动区域光谱区分开。我们的算法可以正确地识别耀斑开始前约35分钟的耀斑前光谱，AUC为86%，准确率，精度和召回率为80%。准确度和AUC随着我们在时间上接近爆发开始而分别单调增加到90 \%和97 \%。我们的研究表明，光谱数据本身可以导致良好的预测模型，并应被视为一个额外的信息来源旁边的光球磁图。
2020-02-02 astro-ph.SR
Sudden Photospheric Motion and Sunspot Rotation Associated with the X2.2 Flare on 2011 February 15
日震和磁成像仪提供45秒的节奏强度图像和720秒的节奏矢量磁图。这些前所未有的高节奏和高分辨率数据为我们提供了一个独特的机会来研究与耀斑相关的光球流和太阳黑子旋转的变化。分别采用微分仿射速度估计方法和傅立叶局部相关跟踪方法，计算了2011年2月15日NOAA AR 11158耀斑期间光球流的速度和涡度，并研究了X2. 2耀斑前后光球流的时间演化.结果表明，在耀斑的脉冲阶段，耀斑磁极性反转线附近的剪切流突然减小，两个主黑子的自转运动都发生了突变。这些结果在Hudson等人（2008）和Fisher等人（2012）提出的洛伦兹力变化的背景下进行了讨论。这一机制可以解释光球矢量磁场的快速不可逆变化与观测到的耀斑短期运动之间的联系。特别地，由水平洛伦兹力变化提供的扭矩与所测量的角加速度所需的一致。
2014-01-30 astro-ph.SR
Spatio-temporal scaling of turbulent photospheric line-of-sight magnetic field in active region NOAA 11158
通过对活动区NOAA 11158中光球湍流磁场的空间和时间标度特性的分析，研究了光球湍流磁场的结构和动力学特征。使用SDO/HMI的高分辨率高节奏LOS磁图，我们测量了分别描述波数（$k$）和频域（$f$）傅立叶功率谱的幂律指数$α$和$β$，并研究了它们在活动区通过HMI视场期间的演化。张开的活动区NOAA 11158产生一个平均的一维空间功率谱密度，它近似地遵循$k^{-2}$幂律--一个表明在各向异性湍流介质中平行MHD波动的谱。此外，我们发现，$α$的值捕获系统的变化，在配置的LOS光球磁场耀斑活动在日冕。时间标度指数$β$的位置相关值表明，平均而言，活动区的核心尺度与$β>$ 3包围的扩散区与近似$f^{-2}$型光谱。结果表明，在所研究的LOS光球磁通量中，只有约1 - 3%显示出$β\approxα$，这意味着在湍流光球流存在的情况下，Taylor的流中湍流冻结假设对这一标量是典型地无效的。因此，在完整描述活动区的湍流演化时，必须考虑等离子体和磁场的空间和时间变化。
2014-11-20 astro-ph.SR
Intermittency Spectra of the Magnetic Field in Solar Active Regions
本文介绍了太阳活动区磁结构的不对称性和多重分形性的研究结果。利用1997年1月至2006年12月在太阳盘中心观测到的214个不同耀斑生产率的AR的视线磁图。使用了以高分辨率模式运行的{ \it太阳和日光层观测台}（SOHO）上的迈克尔逊多普勒成像仪、大熊太阳观测台数字磁像仪和{ \it Hinode} SOT/SP仪器提供的数据。通过高阶结构函数和平坦度函数推导出阵发谱。平坦度函数指数是对平坦度的度量。我们发现，在约10微米以下的尺度的平坦度函数指数与耀斑生产力相关（相关系数为-0.63）。{ \it Hinode}数据表明，与MDI数据相比，不透明度范围向小尺度（2 μ m以下）扩展。多重分形的光谱，来自结构函数和平坦度函数，被发现是更广泛的AR的最高耀斑生产力相比，低耀斑生产力。高耀斑AR的磁结构由大量的单分形集合组成，并且这个集合比低耀斑AR的丰富得多。结果表明，光球磁场的多重分形结构与耀斑活动有关。在复杂和高耀斑的AR中观察到的强不稳定性暗示我们观察到增强的次光球动力学的光球印记。
2010-12-07 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
Flare Prediction Using Photospheric and Coronal Image Data
University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Stanford University（斯坦福大学）
触发太阳耀斑的精确物理过程目前还不清楚。在这里，我们试图捕捉这种机制在太阳图像数据的各种波长的签名，并使用这些签名来预测耀斑活动。我们通过开发一种算法来做到这一点，[1]在2010年5月至2014年5月期间，太阳动力学天文台拍摄的太阳光球，色球，过渡区和日冕的5.5 TB图像数据中自动生成特征，[2]将这些特征与基于耀斑历史和对假定耀斑过程的物理理解的其他特征相结合，和[3]对这些特征进行分类，以预测太阳活动区是否会在$T$小时的时间段内发生耀斑，其中$T$ = 2和24。我们发现，当优化的真实技能分数（TSS），光球矢量磁场数据与耀斑的历史相结合，产生最好的性能，并在精确度-召回曲线下的面积优化时，所有的数据是有帮助的。在$T$ = 2和24小时的情况下，我们的模型性能分别产生了$0.84 \pm 0.03$和$0.81 \pm 0.03$的TSS，并且在$T$ = 2和24小时的情况下，分别产生了精确-召回曲线下面积的值$0.13 \pm 0.07$和$0.43 \pm 0.08$。这些相对较高的分数与其他预测太阳耀斑的尝试相似，但并不高于其他尝试。考虑到文献中报告的各种类型模型的算法性能值相似，我们得出结论，我们可以使用这些数据预期一定的基线预测能力。这是第一次尝试预测太阳耀斑使用光球矢量磁场数据以及多波长的图像数据从色球层，过渡区，日冕。
2017-08-03 astro-ph.SR cs.CV
Abrupt longitudinal magnetic field changes in flaring active regions
本文用Gong的1分钟磁象图描述了38次X级和39次M级耀斑期间位于盘心$65^{\circ}$内的光球纵向磁场的变化。在所有77例中，我们确定至少有一个网站在耀斑活动区，明确的，永久的，逐步的字段发生变化。场变化的中位持续时间约为15分钟，X级和M级耀斑的场变化的中位持续时间大致相等。在两个例外情况下，场变化的绝对值范围从$\sim\!\!10$ ~G的检测限到高达$\sim\!\!450$ ~G。中位值为69~G。X级耀斑的磁场变化明显强于M级耀斑，肢体耀斑的磁场变化明显强于盘心耀斑。纵向磁场变化小于100~G时，无论是靠近盘中心还是靠近肢体，纵向磁场强度都有降低的趋势，而磁场变化大于100~G时，纵向磁场强度没有降低的趋势。同样地，在耀斑期间，纵向通量强度趋于减小。通量的变化，特别是净通量的变化，磁盘中心附近，相关性比当地的磁场变化与GOES峰值X射线通量。最强的纵向场和通量的变化发生在耀斑观察接近的肢体。我们估计了与每次耀斑相关的洛伦兹力的变化，并发现在某些情况下这足够大，可以为地震波提供动力。我们发现，纵向场的减少可能会超过增加在所有部分的太阳盘中心的$65^{\circ}$，在我们的观察，如果光球场倾斜增加耀斑期间预测的哈德森等人。
2010-09-23 astro-ph.SR
Testing and Improving a Set of Morphological Predictors of Flaring Activity
有效预测太阳耀斑依赖于量化太阳活动区爆发能力的参数。在文献中已经提出了几个这样的定量预测，推断主要是从光球磁图和/或白光观测。其中两个是伊辛能量和总水平磁场梯度之和。前者是从视线磁图发展而来的，而后者则利用太阳黑子探测和特征，以连续图像为基础。旨在包括这些参数的自动预测方案，我们测试它们的适用性定期光球磁场观测所提供的日震和磁成像仪（HMI）仪器板载太阳动力学天文台（SDO）。我们测试他们的效率作为预测的耀斑活动的一个有代表性的样本的活动区域，并调查可能的修改这些数量。伊辛能量似乎是一个有效的预测，如果它被修改来描述相互作用的磁分区或太阳黑子本影的效率甚至提高。水平磁场梯度的总和似乎比我们在本文中实现的伊辛能量的三个变化稍微更有希望。新的预测也比较了两个非常有前途的预测：有效连接的磁场强度和总的无符号非中和电流。我们的分析表明，形态预测的效率依赖于投影效果在一个非平凡的方式。所有四个新的预测被发现有用的列入自动耀斑预报设施，如耀斑可能性和区域喷发预测（FLARECAST），但他们的效用，除其他外，最终将确定的验证工作正在进行的框架内的FLARECAST项目。
2018-07-17 astro-ph.SR
Survey of Magnetic Field Parameters Associated With Large Solar Flares
本研究分析323个太阳活动区的HED磁场参数，揭示磁通量与耀斑强度及CME爆发的关系，并提出可区分C级与M/X级耀斑活动区的参数组合。
2024-02-29 astro-ph.SR
Estimating Flare-related Photospheric Lorentz Force Vector Changes within Active Regions
结果表明，Fisher { \it et al.}（2012）可用于估算活动区域内光球子域上方大型结构中强场的洛伦兹力变化。利用Gary的分层太阳大气模型，证明了在具有典型水平磁长尺度$\gg 300$ ~km和强磁场（5000 ° $τ=1$不透明层处$\ge 1$ ~kG）的大尺度结构中，作用于光球的洛伦兹力可以用仅基于光球边界数据的表面积分近似。这些条件涵盖了许多太阳黑子场和主要的中性线，这些都是使用Fisher { \it et al.}”（2012年），在过去的几年里。该方法给出了一个合理的估计耀斑相关的洛伦兹力的变化的基础上光球磁图观测提供的洛伦兹力的变化与耀斑有一个持久的影响所观察到的领域，并没有立即删除后耀斑平衡过程。
2014-05-12 astro-ph.SR
Modeling Repeatedly Flaring $δ$ Sunspots
根据加利福尼亚州威尔逊山天文台的规则，根据其拓扑结构的复杂性，将太阳表面出现的活动区（AR）分为$α$、$β$、$γ$和$δ$。其中，$δ$ -太阳黑子是已知的超级活跃，并产生最多的X射线耀斑。在这里，我们通过模仿上层和日冕来模拟太阳，但从一个比任何早期治疗更原始的阶段开始。我们发现，这个初始状态组成的只有一个薄的次光球磁片打破成多个通量管，演变成一个碰撞合并系统的表面出现时，极性相反的斑点，类似于那些经常看到的太阳。模拟继续产生许多奇异的$δ$ -太阳黑子相关的现象：在典型的太阳耀斑能量释放和喷射螺旋通量绳嵌入冷密等离子体细丝类似太阳日冕物质抛射的范围内重复耀斑。
2016-03-08 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Structure and Evolution for Flaring AR 11117 and its Surroundings
在这项研究中，光球矢量磁与太阳巡天（SOLIS）的天气光学长期调查，获得作为边界条件，模拟三维非线性无力（NLFF）日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡球几何。研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们比较了2010年10月27日在活动区（AR）11117及其周围观测到的耀斑事件前后由NLFF外推得到的磁场位形。我们比较了AR 11117的磁场拓扑结构和磁能密度，并研究了AR 11117与周围环境的连通性。在研究的时间段内，我们估计自由磁能从耀斑前到耀斑后的变化为1.74 × 10 ^{32}erg，约占耀斑前非线性无力磁能的13.5%。在这项研究中，我们发现从AR 11117到它周围的电流在耀斑后被中断。
2012-02-28 astro-ph.SR
Homologous flaring activity over a sunspot light bridge in an emerging active region
太阳黑子光桥在色球层和过渡区表现出各种动态和持续的现象，如浪涌、小尺度喷流等。虽然人们普遍认为，磁重联是造成这种小规模动态的原因，但很少有报道说，在太阳黑子光桥的同一空间位置，持续几个小时的耀斑活动。我们结合从大气成像组件和日震磁成像仪上的太阳动力学天文台的观测调查同源耀斑活动在一个新兴的通量区域的一个小太阳黑子光桥。所有的同源耀斑都产生了宽的平行喷流，包括一个B6.4级耀斑。喷流以约200公里/秒的速度上升，达到约98毫米的预计高度，并从同一空间位置出现近14小时，之后完全停止。光球磁场的非线性力自由外推显示了一个低洼的通量绳连接光桥到一个远程相反极性的网络。持续耀斑的发生是由于领先的太阳黑子快速水平运动，导致邻近本影中相对垂直的磁场与光桥中低洼的通量绳重新连接。我们的结果表明，耀斑停止一旦磁通绳已经失去了足够的扭曲，通过反复重联。
2020-12-14 astro-ph.SR
Temperature distribution of a non-flaring active region from simultaneous Hinode XRT and EIS observations
我们分析了协调的日珥XRT和EIS观测的非耀斑活动区调查日冕等离子体的热特性，利用这两种仪器提供的互补诊断。特别是，我们要探讨在非耀斑区域的热等离子体的存在。来自XRT多滤波器数据集的独立温度分析和EIS光谱，包括仪器的整个波长范围，提供了分别适用于宽带和光谱数据的不同温度诊断技术的交叉检查，并深入了解两种仪器的交叉校准。我们从两个数据集导出的排放测量分布EM（T）具有相似的宽度和峰值温度，但显示出绝对值的系统性偏移，EIS EM（T）比XRT EM（T）小约2倍。我们探讨这种差异的可能原因，我们讨论的等离子体元素丰度的假设的影响。具体来说，我们发现，从两个仪器的结果之间的分歧显着减轻假设的化学成分更接近太阳光球的组成，而不是经常采用的“日冕”组成（费尔德曼1992）。我们发现，这些数据并没有提供确凿的证据上的高温（log T[K] >~ 6.5）尾部的等离子体温度分布，但是，表明它的存在与最近的研究结果的其他非耀斑区域的水平。
2010-12-01 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
Forecast of Daily Major Flare Probability Using Relationships between Vector Magnetic Properties and Flaring Rates
我们开发的主要耀斑（M级和X级）的每日概率的预测模型的基础上光球磁参数和每日耀斑率之间的经验关系，从2010年5月至2018年4月。在这项研究中，我们考虑了10个磁参数的大小，分布和非潜在的矢量磁场从太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）和地球同步运行环境卫星（GOES）的X射线耀斑数据。将磁参数分为三种类型：总无符号参数、总有符号参数和平均参数。我们将数据按时间顺序分为两组：70%用于训练，30%用于测试。参数与耀斑速率之间的经验关系用于预测给定磁性参数值的耀斑发生概率。本研究的主要结果如下。首先，主要耀斑发生率与相关系数大于0.85的十个参数有很好的相关性。其次，燃烧速率的对数值可以用线性方程很好地近似。第三，总的无符号和有符号的参数取得了更好的性能预测耀斑比平均参数的概率和转换二进制预测的验证措施。我们的结论是，在本研究所考虑的磁参数中，磁场的非位能总量对耀斑预测至关重要。当该模型应用于业务使用时，该模型可以使用21：00 TAI的数据，略低估2 - 6.3%。
2019-07-26 astro-ph.SR
A Study of Magnetic Field Characteristics of Flaring Active Region Based on Nonlinear Force-free Field Extrapolation
日冕磁场是造成太阳耀斑和太阳爆发的原因。然而，可用于测量太阳爆发临界条件的磁场参数类型仍不清楚。为了理解太阳耀斑的可能条件，我们研究了Ishiguro & Kusano（2017）引入的无量纲参数$κ$，它包含了活动区（AR）中磁扭曲分布和磁通量的信息。我们引入了一个新的参数$κ^\ast$，作为$κ$的代理，我们已经分析了$κ^\ast$的演变过程中的耀斑期间的AR使用的非线性无力场（NLFFF）从光球矢量磁场数据外推。利用太阳动力学天文台（SDO）/日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们计算了AR NOAA 11158在其为期三天的耀斑期间的$κ^\ast$。我们发现$κ^\ast$在两次大耀斑前升高到一定水平，发作后显著降低。结果表明，$κ^\ast$可以作为一个指标的必要条件，在AR的太阳爆发的开始。基于这一结果，我们提出了一种新的方法来评估一个大的太阳喷发的可能性，从AR相结合的参数$κ^\ast$和信息的AR的磁能。
2018-07-04 astro-ph.SR
Response of the Photospheric Magnetic Field to the X2.2 Flare on 2011 February 15
众所周知，光球磁场的长期演化在积累自由能为太阳爆发提供动力方面起着重要作用。观测结果尽管存在争议，但也揭示了爆发期间光球磁场的快速和永久变化，以响应日冕磁场的重组。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑，发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日。使用HMI进行的磁场测量，我们获得了第一个确凿的证据，表明在耀斑磁极性反转线（PIL）处的水平磁场中出现了快速（约30分钟）和不可逆的增强，幅度约为30%。结果还表明，光球场变得更加剪切和倾斜。这个领域的演变是明确相关的耀斑发生在这个S形活动区，与增强区位于两个色球耀斑带和初始共轭硬X射线脚点之间。这些结果有力地证实了我们先前的推测，即PIL附近的光球磁场在爆发后一定会变得更加水平，这可能与系绳切割重联导致的新形成的低磁场有关。
2011-12-16 astro-ph.SR
First Flare-related Rapid Change of Photospheric Magnetic Field Observed by Solar Dynamics Observatory
光球磁场不仅在积累自由能和触发太阳爆发方面起着重要作用，而且被观测到会随着日冕瞬变引起的日冕磁场重构而发生快速而持久的变化。新发射的太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）以一贯的高分辨率和高节奏产生无视全磁盘矢量磁图，这最终使得对这一重要的反反应过程进行明确和全面的研究成为可能。在这项研究中，我们提出了一个近盘中心，GOES级X2.2耀斑发生在NOAA AR 11158在2011年2月15日使用的磁场测量HMI。我们获得了第一个坚实的证据，增强横向磁场在耀斑磁极性反转线（PIL）的幅度为70%。这种快速和不可逆的场演化与耀斑的发生有明确的联系，增强区位于两个色球耀斑带之间。SDO观测到的另外两次主要耀斑事件也有类似的发现。这些结果强有力地证实了我们先前的建议，光球磁场附近的PIL必须变得更加水平后爆发。随后将进行深入研究，进一步将光球磁场变化与日冕物质抛射的动态联系起来，届时将进行全斯托克斯反演，以生成准确的磁场矢量。
2011-02-28 astro-ph.SR
Photospheric Shear Flows in Solar Active Regions and Their Relation to Flare Occurrence
产生大耀斑的太阳活动区（AR）通常在光球磁极性反转线（MPIL）周围表现出强烈的等离子体剪切流。因此，重要的是定量测量这样的光球剪切流在AR的更好地了解他们的关系耀斑发生。光球流场是通过对2012-2016年期间间隔12分钟的2，548对AR矢量磁图的大数据集应用矢量磁图差分仿射速度估计（DAVE 4VM）方法来确定的。从每个AR流场图中，推导出三个剪切流参数，分别对应于<S>沿强梯度、强场MPIL段的平均剪切流速度（）、最大剪切流速度（S_max）和积分剪切流速度（S_sum）。我们计算了24小时内的耀斑速率作为每个剪切流参数的函数，并研究了参数与参数观测后到下一次大耀斑（M1.0级或以上）的等待时间（τ）之间的关系。一般来说，S_sum值越大，则越有可能在24小时内产生耀斑，并且在产生大耀斑的AR中，S_sum值越大，则τ一般越短。这些结果表明，大AR广泛和/或强烈的剪切流沿MPIL往往不仅是更耀斑生产力，但也产生重大耀斑在24小时或更短的时间内。
2018-07-20 astro-ph.SR
High-resolution spectro-polarimetry of a flaring sunspot penumbra
我们提出了同步光球和色球观测的拖尾太阳黑子在NOAA 10904在一个弱耀斑爆发（GOES震级B7.8），获得与瑞典太阳望远镜（SST）在拉帕尔马，加那利群岛。高分辨率的\ion{Ca}{ii} $H$图像显示了一个典型的双带结构，迄今为止只知道较大的耀斑，耀斑出现在一个有限的区域，是由明亮的边界可辨别的。下面的光球层显示出一个被干扰的半影结构，半影丝状物的分支交叉。高分辨率多普勒和矢量磁图显示出方向相反的Evershed流和磁场矢量在个别半影分支，导致在几个区域的磁方位不连续和几个岛屿的垂直磁场是反向的。不连续区域与耀斑带的起始位置是同空间的。从结果中，我们得出这样的结论：被限制的耀斑区域从全球磁场结构分离的分界线标记的明亮的边界在\ion{Ca}{ii} $H$。我们进一步得出结论，垂直场反转岛的出现是由于磁通量的出现，而在磁方位不连续区域出现的强磁剪切触发了耀斑。
2009-08-26 astro-ph.SR
A Statistical Study on Photospheric Magnetic Nonpotentiality of Active Regions and Its Relationship with Flares during Solar Cycles 22-23
本文对太阳活动区光球磁非势及其与耀斑的关系进行了统计研究。选取1988-2008年怀柔太阳观测站太阳磁场望远镜观测到的1106个活动区的2173幅光球矢量磁图，涵盖了第22、23太阳活动周的大部分时间。计算了平均平面磁场剪切角（\bar{Δϕ}）、平均矢量磁场剪切角（\bar{Δψ}）、平均绝对垂直电流密度（\bar{|J_{z}|}）、平均绝对电流螺旋度密度（\bar{|h_{c}|}）、绝对扭转参数（|α_{av}|）、平均自由磁能密度（\bar{ρ_{free}}）、纵向磁场有效距离（d_{E}）和修正有效距离（d_{Em}）。参数\bar{|h_{c}|}、\bar{ρ_{free}}和d_{Em}与太阳活动周期的演化有较高的相关性。这三个参数与年平均太阳黑子数的Pearson线性相关系数均大于0.59。参数\bar{Δϕ}、\bar{Δψ}、\bar{|J_{z}|}、|α_{av}|和d_{E}与太阳活动周的相关性较弱，但活动区的非潜在性和复杂性在活动极大期比活动极小期大.这8个参数均与活动区的耀斑生产率呈正相关，不同非势参数的组合可有效预测活动区的耀斑发生概率。
2012-06-10 astro-ph.SR
Non-Stationary Fast-Driven Self-Organized Criticality in Solar Flares
最初的自组织临界性概念（Bak et al.~ 1987），应用于太阳耀斑统计（Lu and Hamilton 1991），假设一个缓慢驱动和稳定的耀斑速率，保证时间尺度分离（耀斑持续时间和耀斑间等待时间），它再现了耀斑峰值通量和持续时间的幂律分布，但预测了指数等待时间分布。与这些经典的假设相反，我们观察到：（i）在大多数耀斑中存在多个能量耗散事件，（ii）违反时间尺度分离原则，（iii）快速驱动的非平稳耀斑速率，（iv）等待时间$Δt$服从幂律分布，斜率为$α_{Δt} \approx 2.0$，这是由平均耀斑速率和平均等待时间之间的普遍互易性预测的;以及（v）脉冲，其耗散的磁自由能的上升时间和衰减时间在$12\pm6$分钟的时间尺度上，在长持续时间（$\lapprox 4$小时）耀斑中高达13次。这些结果与日冕的长期能量储存不一致（Rosner和Vaiana 1978），但需要光球-色球层电流注入日冕。
2019-09-18 astro-ph.SR
Fields and Flares: Understanding the Complex Magnetic Topologies of Solar Active Regions
太阳黑子是太阳可见表面（光球层）上亮度降低的区域，与强磁场有关。它们被发现是与太阳耀斑有关的位置，当储存在太阳黑子磁场中的能量突然释放时，就会发生太阳耀斑。耀斑的过程以及太阳黑子磁场和耀斑之间的联系仍然没有完全了解，本论文旨在更好地了解这些主题。利用Hinode航天器提供的高空间分辨率数据，对若干太阳黑子区域的磁场演变进行了研究。本论文的研究对耀斑区光球和日冕磁场的演化都有一定的认识。在耀斑发生前几个小时，在光球中观察到垂直场强、电流密度和场向垂直方向的倾斜角的显著增加，这比以前研究的时间尺度要短得多。还首次观测到了磁中性线（一般认为是耀斑的典型源区）上磁场倾角的空间变化。以光球磁场数据为边界条件，采用三维磁场外推方法研究日冕磁场。观测到耀斑爆发前几小时磁能和自由磁能显著增加，耀斑爆发后磁能和自由磁能减小，这与观测到的光球场参数变化趋势相似。部分泰勒弛豫的证据也检测到耀斑后，由先前的几项研究预测。在这篇论文中概述的结果表明，这一特殊领域的研究是至关重要的，在进一步了解太阳黑子的磁性及其与耀斑过程的联系。
2013-01-23 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Flow and Magnetic Fields Associated with The 2015 June 22 M6.5 Flare
耀斑前后光球流和磁场的演化可以提供有关耀斑触发和反反应过程的重要信息。然而，这种研究的流场是罕见的，由于缺乏高分辨率的观测覆盖整个耀斑期间。本文利用大熊太阳天文台1.6~m古德太阳望远镜在TiO波段的高分辨率成像观测资料，借助差分仿射速度估计方法，研究了2015年6月22日NOAA AR 12371中M6.5耀斑的半影和剪切流的结构演化。伴随光球矢量磁场的变化也进行了分析，使用数据从日震和磁成像仪。结果发现，在耀斑硬X射线（HXR）发射的第一个峰值之后，在靠近磁极性反转线（PIL）的负磁场中的半影段，半影流增强（\sm 2~ \kms达到异常高的值），半影纤维延伸。我们还发现，在PIL与一个前体增亮核同空间的区域中，剪切流速度在耀斑爆发后逐渐增大（达到\sm 0.9~ \kms）。增强的半影区和剪切流区还伴随着水平场的增加和磁倾角的减小（从太阳表面测量）。这些结果进行了讨论的背景下，作为耀斑能量释放的结果的光球日冕重组的反反应的理论。
2018-01-10 astro-ph.SR
Comparison of the Hall Magnetohydrodynamics and Magnetohydrodynamics evolution of a flaring solar active region
这项工作分析了霍尔磁流体动力学（HMHD）和磁流体动力学（MHD）数值模拟的耀斑太阳活动区作为一个试验台，同时理想化的日冕阿尔文速度是两个数量级较小。HMHD支持更快的磁重联，并显示出更丰富的复杂性，在磁场线的演变相比，MHD。通过数值模拟并结合多波长观测资料，探讨了触发耀斑的磁重联。初始日冕磁场由光球矢量磁场的非无力外推构造。耀斑中的磁结构被认为是一个磁绳，其上的磁场线构成了准分界线层（QSL）以及一个三维零点和一条零线。与MHD模拟相比，HMHD模拟显示了更高和更快的绳索上升以及上覆的磁力线，它们在位于日冕更高的QSL处进一步重新连接。磁力线的脚点与HMHD情况下的观测结果匹配得更好，耀斑带的中心部分位于色球层。此外，场线被发现旋转在一个圆形图案中的HMHD，而没有这样的旋转被认为是在MHD的结果。有趣的是，等离子体也被观察到在一个同空间色球区域旋转，这使得HMHD模拟更可信。基于上述协议，HMHD模拟被发现更好地同意与观察，因此，开辟了一个新的途径探索。
2021-12-03 astro-ph.SR
Multiscale dynamics of solar magnetic structures
太阳磁场的多尺度拓扑复杂性是控制日冕能量释放的主要因素之一，包括光球和色球边界的相关过程。我们提出了一种新的方法来分析光球磁通量的多尺度行为的动态所描绘的一系列高分辨率的太阳磁图。该方法包括两个基本处理步骤：（1）识别磁通量起源和消亡事件的时间和位置（如DeForest等人所定义，2007）通过跟踪单极和双极光球区域的时空演化，以及（2）使用Grassberger - Procaccia相关积分算法的广义版本分析检测到的磁事件的集体行为。所开发的算法的无标度性质使得有可能在很宽的距离和弛豫时间范围内表征光球网络的动态。三种类型的光球条件被认为是测试的方法：一个安静的光球，太阳活动区（NOAA 10365）在一个静止的非耀斑状态，和相同的活动区期间的M级耀斑。结果表明：（1）在宁静光球中存在由中粒和超粒驱动的拓扑结构复杂的不对称破碎磁网络;（2）在活动区内部形成具有复杂极性分离线的非势磁结构;（3）与活动区耀斑活动相一致的抵消双极磁结构的统计特征。这些效应中的每一个都可以代表一种不稳定的磁结构，它作为日冕耗散和加热的能量来源。
2012-01-10 astro-ph.IM astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Magnetic structure of an activated filament in a flaring active region
虽然人们对静态磁致伸缩中的磁场进行了广泛的研究，但对激活磁致伸缩中的磁场却知之甚少。本文介绍了耀斑活动区激活暗条的磁场结构的观测结果。我们研究，特别是，它的磁结构和视线流在其早期激活阶段，不久之前，它显示出旋转的迹象。我们反演了在特内里费岛VTT观测到的色球He I 10830 A三线态和光球Si I 10827 A线的Stokes轮廓。利用这些反演结果，我们提出和解释的速度和磁场的第一张地图中获得的激活灯丝，在光球和色球。在暗条的色球层中发现了多达5种不同的磁性成分，而在暗条之外，一个单一的成分就足以重现观测结果。显示向上流动的磁性部件优选地朝向细丝的中心定位，而向下流动沿着细丝的外围集中。此外，向上流动的气体与相对于光球的极性相反的磁性配置相关联，而向下流动的气体与相同极性的配置相关联。激活的灯丝具有相当复杂的结构。尽管如此，在正常配置中，它与磁通绳兼容，尽管是扭曲的磁通绳。观测结果最好用上升的通量绳来解释，其中一部分细丝材料仍然稳定地储存（向上流动的材料，随着场上升），而另一部分不再稳定地储存并沿着场线向下流动。
2013-12-10 astro-ph.SR
An automated classification approach to ranking photospheric proxies of magnetic energy build-up
我们研究了太阳活动周23日~2000活动区的光球磁场，以寻找指示能量积累和随后释放为太阳耀斑的参数。我们提取三组参数：在空间和时间的快照-总通量，磁梯度，和中性线;在时间的演变-通量演变;在多个尺寸尺度的结构-小波分析。这通过相关向量机结合了模式识别和分类技术，以确定一个区域是否会爆发。我们考虑使用所有38个提取的特征和几个特征子集的分类性能。使用真阳性率和真阴性率来量化分类性能。此外，我们计算真正的技能分数，它提供了一个平等的权重，真阳性率和真阴性率和海德克技能分数，以允许比较其他耀斑预测工作。对于2- 24小时范围内的任何预测时间窗口，我们获得的真实技能评分约为0.5，TPR约为0.8，TNR约为0.7。这些值似乎不依赖于时间窗口，尽管Heidke技能得分（<0.5）。与磁梯度分布的快照相关的特征在所有预测时间窗口上显示出最佳的预测能力。其他梯度相关特征和各种小波尺度下的瞬时功率也是预测能力排名前五的特征。虽然光球磁场控制着日冕的非潜在性（和耀斑的可能性），但光球磁场本身并不足以唯一地确定这一点。此外，我们只是测量磁能的替代品。我们仍然缺乏关于为什么能量在任何特定时间点释放的观测细节。从这些大规模的研究中，我们可能已经发现了耀斑预测准确性的自然极限。
2015-06-29 astro-ph.SR
Prediction of Solar Flare Size and Time-to-Flare Using Support Vector Machine Regression
我们研究预测太阳耀斑的大小和时间耀斑使用38个功能描述磁复杂性的光球磁场。这项工作使用支持向量回归制定一个映射从38维特征空间的连续值标签向量表示耀斑的大小或时间到耀斑。当我们只考虑耀斑区域时，我们发现估计耀斑大小的平均误差约为\emph{geostationary operational environmental satellite}（\emph{GOES}）类的一半。当我们另外考虑非张开区域时，我们发现\emph{GOES}类的平均误差增加了约3/4。我们还考虑阈值的回归耀斑大小的实验包含耀斑和非耀斑区域，并找到一个真正的阳性率为0.69和一个真正的阴性率为0.86耀斑预测。这两个尺寸回归实验的结果是一致的，在广泛的预测时间窗口，表明磁复杂性功能可能是持久的外观之前耀斑活动。这是支持我们的更大的错误率约40小时的时间耀斑回归问题。这里考虑的38个磁复杂性特征似乎对耀斑的大小具有判别潜力，但它们在时间上的持久性使它们对耀斑时间问题的判别力降低。
2015-11-05 astro-ph.SR
Supervised convolutional neural networks for classification of flaring and nonflaring active regions using line-of-sight magnetograms
太阳耀斑是太阳大气层中的爆炸，释放出强烈的短波长辐射，能够产生严重的空间天气后果。耀斑通过磁重联释放出日冕磁场中积累的自由能，日冕磁场根植于光球上的活动区（AR）。导致重联的确切过程尚不完全清楚，因此对耀斑的可靠预测具有挑战性。最近，光球磁场数据已经使用机器学习（ML）进行了广泛的分析，这些研究表明，耀斑预测的准确性并不强烈依赖于预测耀斑的提前时间（Bobra & Couvidat 2015; Raboonik et al. 2017; Huang et al. 2018）。在这里，我们使用ML来理解耀斑前后AR磁场的演化。我们显式地训练卷积神经网络（CNN）将SDO/HMI视线磁图分类为产生至少一个M级或X级耀斑或非耀斑的AR。我们发现，耀斑AR保持在耀斑生产状态-标记召回>60%，峰值约80% -耀斑前后几天。我们使用遮挡图和统计分析表明，CNN关注AR的相反极性之间的区域，并且CNN输出主要取决于AR的总无符号视线通量。使用合成双极磁图，我们发现虚假的依赖关系的CNN输出上的磁图尺寸为一个给定的双极大小。我们的研究结果表明，重要的是使用CNN的设计，消除这样的文物在CNN应用程序处理磁图，一般来说，太阳图像数据。
2020-05-27 astro-ph.SR
A new trigger mechanism for coronal mass ejections: the role of confined flares and photospheric motions in the formation of hot flux ropes
内容：许多先前的研究表明，日冕物质抛射的磁性前兆采取磁通量绳的形式，其中一部分由于其在$\sim$ 10 MK等离子体中的发射特征而被称为“热磁通绳”。目的：我们试图确定这些热通量绳形成的过程，以期发展我们对日冕物质抛射的理解，从而改善空间天气预报。方法：利用极紫外线观测，确定了日冕中的五条爆发前热流绳，并研究了它们是如何演化的。在每一条磁绳爆发前的几小时和几天里，都观测到了约束耀斑，这些耀斑被用作形成每一条磁绳的磁重联的阵发性爆发的指标。在每个形成时期的光球磁场的演变进行了观察，以确定的过程（es），使磁重联发生在$β<1$电晕和形成的通量绳。结果：被限制的耀斑被发现是同源事件，并建议磁通绳的形成时间范围从18小时到5天。在这些期间，观测到光球磁通量的碎片在通量绳有一个足点的太阳黑子中相互绕轨道运行。活动区的右手（左手）扭曲的磁通量表现出顺时针（反时针）的轨道运动，并形成右手（左手）磁通绳。结论：我们推断，光球磁通量碎片的轨道运动彼此带来的磁通量管在日冕，使组件重联，形成一个磁通量绳以上的一个燃烧的拱廊。这代表了一种新的太阳爆发触发机制，在预测太阳磁活动时应予以考虑。
2020-12-11 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using SDO/HMI Vector Magnetic Field Data with a Machine-Learning Algorithm
我们试图预测M-和X-级太阳耀斑使用机器学习算法，称为支持向量机（SVM），和四年的数据从太阳动力学天文台的日震和磁成像仪，第一个仪器连续映射从太空的全磁盘光球矢量磁场。文献中描述的大多数耀斑预报工作使用视线磁图或相对少量的地基矢量磁图。这是第一次使用大型矢量磁图数据集来预测太阳耀斑。我们建立了一个从2,071个活动区域的数据库中采样的耀斑和非耀斑活动区域的目录，该数据库由150万个矢量磁场数据的活动区域补丁组成，并通过25个参数来表征每个活动区域。然后，我们训练和测试的机器学习算法，我们估计其性能使用预测验证指标，重点是真实技能统计（TSS）。我们获得了相对较高的TSS评分和总体预测能力。我们推测，这部分是由于为此目的对SVM进行了微调，并且还由于只能根据矢量磁场数据计算的一组有利特征。我们还应用了一个特征选择算法来确定我们的25个特征中哪些对区分燃烧和非燃烧活动区域有用，并得出结论，只有少数是需要良好的预测能力。
2014-11-05 astro-ph.SR
Long-Term Evolution of Magnetic Fields in Flaring Active Region NOAA 12673
在AR 12673的生命周期中，它的磁场急剧演变，产生了许多大耀斑。在这项研究中，利用太阳动力学天文台和日地关系天文台观测到的太阳全图，我们确定AR 12673出现在衰变的AR 12665中，后者已经存在了两个太阳旋转。虽然这两个AR出现在同一个位置，他们有不同的特点和不同的耀斑生产力。因此，重要的是要研究长期的磁场演变的AR，以确定的区别特征的AR，可以产生大的太阳耀斑。我们使用Spaceweather日震和磁成像仪活动区补丁数据调查的光球磁场和其他物理特性的经常性AR在五个卡林顿旋转的演变。所有这些研究的参数都是通过一系列太阳自转动态演变的。我们比较了AR 12665和AR 12673的长期演化，以了解它们产生耀斑特性的差异。我们还研究了这些AR的长期演变与活动经度存在的关系。我们发现，AR 12673的磁通量和复杂性发展得比AR 12665快得多。我们的研究结果证实，一个强大的新兴通量出现在活跃经度附近的预先存在的AR创建了一个非常强大和复杂的AR，产生大耀斑。
2021-10-14 astro-ph.SR
Photospheric horizontal magnetic field decrease preceding a major solar eruption
Planetary Environmental and Astrobiological Research Laboratory (PEARL), School of Atmospheric Sciences, Sun Yat-sen University（中山大学大气科学学院行星环境与天体生物学研究实验室）；CAS center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越中心）；Key Laboratory of Tropical Atmosphere-Ocean System, Sun Yat-sen University, Ministry of Education（中山大学热带海洋-大气系统教育部重点实验室）
研究发现日冕水平磁场在太阳爆发前的逐渐下降可能源于丝状物的缓慢上升，从而减少日冕脚点处的磁场。
2025-12-21 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Signs and Flaring Propensity: Comparing Force-free Parameter with the Helicity signs of Hα Filaments and X-ray Sigmoids
本研究比较了暗条手性与S形结构旋向及无力场参数的关联，发现两者螺度符号不一致时爆发事件概率高约3.5倍，并分析了NOAA AR 12473的磁能演化。
2024-03-25 astro-ph.SR
First observational application of a connectivity--based helicity flux density
测量日冕中的磁螺旋度分布有助于理解太阳爆发事件的触发，因为磁螺旋度被认为在太阳活动中起着关键作用，因为它的守恒性质。最近发展了一种计算螺旋度通量光球分布的新方法。该方法考虑了磁场的连通性，而以前的方法仅基于光球特征。这种新的方法映射的磁螺旋度在活动区的真实注入。我们首次将这种方法应用于观测到的活动区域NOAA 11158，该区域是强烈耀斑活动的来源。我们使用SDO/HMI仪器的高分辨率矢量磁图来计算光球通量输运速度，并进行非线性无力磁场外推。我们确定和比较的磁螺旋度通量分布，使用一个纯粹的光球，以及基于连通性的方法。虽然新的基于连通性的方法证实了NOAA 11158中螺旋度通量的混合模式，但它也揭示了螺旋度注入的不同且更正确的分布。这种分布对于解释活动区喷发的可能性很重要。基于连通性的方法是一种计算磁螺旋度通量的稳健方法，可用于研究磁螺旋度与观测活动区喷发率之间的联系。
2013-07-10 astro-ph.SR
On the nature of photospheric horizontal magnetic field increase in major solar flares
耀斑期间最显著的光球场变化是耀斑极性反转线附近水平磁场（$B_h$）的快速增加。它被认为是由耀斑环的收缩引起的，其背后的细节仍然没有完全了解。在这里，我们调查的$B_h$的增加，在35个主要耀斑使用HMI高节奏矢量磁图。我们发现$B_h$ -的增加总是伴随着场倾斜的增加。它通常在耀斑带附近发生，在耀斑带之间呈阶梯状变化。特别是在耀斑早期阶段，它的演化表现出与耀斑带密切的时空相关性。我们进一步发现，$B_h$ -的增加往往有类似的强度在局限和爆发耀斑，但更大的空间范围内爆发耀斑在统计意义上。它的强度和时间尺度分别与初始带分离成反比和正比。这一结果与最近提出的耀斑环的重联收缩根据理想感应方程增强光球$B_h$的假设一致，首次为$B_h$ -增强的重联驱动起源提供了统计证据.
2022-07-25 astro-ph.SR physics.space-ph
Flare-induced changes of the photospheric magnetic field in a $δ$-spot deduced from ground-based observations
目的：据报道，起源于活动区NOAA 11865的$δ$黑子的M级耀斑的光球层中的磁场和视线速度的变化。研究方法：2013年10月15日，在特内里费岛的真空塔望远镜（VTT）上，利用特内里费岛红外偏振仪同时获得了两条光球谱线Fe I 10783和Si I 10786的高分辨率地基近红外光谱偏振观测。观测涵盖了M级耀斑的几个阶段。对这两条线的全斯托克斯矢量进行了反演，并使用太阳动力学天文台（SDO）的（极端）紫外线过滤图将结果纳入背景。结果：活动区在整个观测期内均表现出较高的耀斑活动。在M级耀斑之后，沿极性反转线（PIL）的纵向磁场没有表现出明显的变化。然而，一个约550 G的横向磁场的增强被发现，桥接PIL和连接在$δ$ -点的相反极性的本影。与此同时，SDO上的大气成像组件（AIA）的171张滤光片显示，日冕中出现了一个新形成的环系统。然而，我们不能排除本影之间的磁连接在M级耀斑之前就已经存在于高层大气中，并且只有在它充满热等离子体之后才变得可见。光球多普勒速度显示出持续的上升流模式沿PIL没有显着的变化，由于耀斑。结论：耀斑后磁场横向分量的增加以及日冕中新形成的环系统支持了最近对耀斑模型和耀斑观测的预测。
2017-04-20 astro-ph.SR
Observational Evidence of Back-reaction on the Solar Surface Associated with Coronal Magnetic Restructuring in Solar Eruptions
大多数太阳爆发模型假设日冕磁力线锚定在致密的光球中，因此光球磁场不会发生与日冕磁重联引起的爆发相关的快速、不可逆的变化。受Hudson，Fisher & Welsch（2008）关于定量评价日冕能量释放引起的反反应的近期工作的启发，本文综合了我们以前的研究，并分析了与耀斑相关的光球磁场变化的新事件。对于11个X级耀斑，尽管只有4个事件的时间分辨率为1分钟，但我们总是发现极性反转线（PIL）处的横向场增加。我们还讨论了18个具有1分钟韵律的视磁图观测的事件，它们都显示出包含在耀斑δ斑区域的磁通量的显著变化。除一种情况外，耀斑发生后，观测到的向边缘的通量增加，而向盘的通量迅速而不可逆地减少。这些观测证据直接或间接地支持了Hudson、Fisher和Welsch的理论和预测，即爆发后光球磁场必须响应日冕磁场的重组，并在PIL附近转向更水平的状态。
2010-05-22 astro-ph.SR
Deconstructing Photospheric Spectral Lines in Solar and Stellar Flares
本研究通过辐射流体动力学模拟解构太阳和恒星耀斑中光球谱线的形成，发现谱线变化主要由色球上升流引起，深形成谱线需多分量处理以准确探测大气速度流。
2024-01-04 astro-ph.SR
Quiescent and flaring states of three active stars: V834 Tau, LQ Hya, and BY Dra
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
研究三颗K型主序星的X射线静止与爆发冠层，发现其冠层温度、X射线亮度和铁 depletion差异，检测到超新星爆发并探讨其磁活动与恒星环境影响。
2026-04-24 astro-ph.SR
Horizontal flow fields observed in Hinode G-band images III. The decay of a satellite sunspot and the role of magnetic flux removal in flaring
耀斑活动区NOAA 10930提供了一个发展中的三角洲黑子和一个相反极性的衰变卫星黑子。本研究的目的是描述卫星太阳黑子的光度衰减及其周围光球和色球水平自行的演变。我们应用当地的相关跟踪技术，以16小时的时间序列的日出G波段和CAIIH图像和研究的水平自行在附近的卫星太阳黑子在2006年12月7日。解相关时间计算，以衡量强度和流量图中的太阳功能的寿命。我们观察到剪切流在卫星太阳黑子的主要本影核心。一旦半影消失，这些流动就消失了。这种缓慢的半影衰变在11小时内的平均速率为152 Mm 2/天。从自相关分析得到的强度特征的典型寿命对于颗粒化为3- 5分钟，对于G带亮点为25- 3 - 5分钟，对于半影、阴影和孔为200- 235分钟。长寿命强度特征（即，主要的本影核心）与黑子北部的长期流动特征无关，在那里，通量消失、缓慢衰减的半影和高达1公里/秒的持续水平流动都有助于黑子的侵蚀。最后，磁场拓扑结构的重组是一个同源的M2.0耀斑的原因，它与前一天的X6.5耀斑有许多共同的特征。尽管三角洲斑点在耀斑中的突出作用，我们得出结论的基础上，卫星黑子的分解，周围流场的演变，和M2.0耀斑的时间，消失的磁通量在衰变的卫星黑子中发挥了工具性的作用，触发同源M2.0耀斑和一个小的H α灯丝的爆发。
2012-07-26 astro-ph.SR
Active nests at solar maximum: How nested flux emergence dominated flaring activity and structured the heliosphere
European Space Agency, ESTEC（欧洲航天局，欧洲空间研究与技术中心）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理信息研究所）
该研究基于多视角太阳观测，探究第25太阳活动周极大年的活动巢如何主导耀斑活动、塑造日冕与太阳风，揭示其亚表面起源及对太阳活动的调制作用。
2026-09-14 astro-ph.SR
Cyclic changes of the photospheric magnetic field polarity
研究了太阳表面正负极磁场的分布。光球磁场的天气图（NSO Kitt Peak，1978- 2016）用于分析。在弱磁场的时纬图（$B \leq 5 G$）中，倾斜的条带清晰可见，这表明磁场的正负极性交替地向太阳两极漂移。利用经验正交函数法对时纬图进行分析，可以确定磁场流极性的周期变化为1-3年，这表明可能与准两年变化有关。通过在时间-纬度图的纬度上求平均值可以得到类似的周期值
2022-06-17 astro-ph.SR
Magnetic Helicity Flux across Solar Active Region Photospheres: II. Association of Hemispheric Sign Preference with Flaring Activity during Solar Cycle 24
在我们对该系列的早期研究中（Park等人，2020，论文I），我们检查了在太阳活动周期24期间观测到的1105个独特活动区（AR）的4802个样本的光球表面磁螺旋度通量$dH/dt$的半球符号偏好（HSP）。在这里，我们调查HSP的任何关联，表示为依从性程度，与燃烧活动，分析相同的一套$dH/dt$的估计中使用的文件I。研究中的AR样本被分配到在卡林顿经纬度平面上定义的日光区域（HR），网格间距为经度45 $^\circ$和纬度15 $^\circ$。对于每个定义的HR中的AR样本，我们计算HSP依从性的程度和平均软X射线耀斑指数。最强的耀斑活动被发现是在一个独特的HR与一个非常低的HSP依从性为41%相比，平均值和标准差分别为62%和7%，在所有的HR。该唯一的HR显示抗HSP（即，小于50%），并且包括高耀斑产生性AR NOAA 12673，然而，该AR不是HR的低HSP的唯一原因。我们还发现，所有具有最高耀斑活动的HR都位于南半球，并且它们往往具有较低程度的HSP依从性。这些研究结果表明，对流区存在局部区域，湍流增强，使一些上升的磁通量管具有更大的磁复杂性和更高的燃烧率。
2021-02-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Eruptions and Flaring Activity in Emerging Quadrupolar Regions
上下文一些最活跃的活动区与复杂的光球磁结构有关，如四极区，特别是具有$δ$ -点结构和强极性反转线（PIL）的区域。目标。我们研究了四极区磁通量绳的形成和喷发。方法.从太阳内部进入非磁化分层大气的高度扭曲的通量管部分出现的三维MHD模拟。结果我们出现了两个$Ω$形状的环，形成一个四极区。出现的磁通形成两个最初分离的双极，随后接触，产生$δ$斑点中心区域。在两个双极之上，两个磁瓣扩展并通过它们之间界面处的一系列电流片相互作用。两个周期性的局限性喷发产生。在这两种情况下，被剪切的低位磁力线之间的重联形成了磁通绳。在大气层高处的两个叶之间的重连形成了收缩的磁力线，这些磁力线推压着通量绳，在它们之间产生了电流片。它还在两个出现的磁瓣之间形成了第三个磁瓣，后来作为一个带场。当磁绳与其上方的磁场之间的重连变得足够有效以消除覆盖磁场的张力时，磁绳爆发被触发。这些重新连接事件在系统内部发生。第一个爆发的磁通绳几乎完全与覆盖的磁场重新连接。第二次喷发受上覆磁场的限制。在封闭的爆发，通量绳的大小，通量和扭曲，类似于封闭的耀斑通量绳观测增强。发射的近红外线显示了两个喷发的丝状通道。耀斑拱廊只在第二次爆发时形成，这是由于磁通绳下方的重联持续时间更长，效率更高。
2019-09-03 astro-ph.SR
Study of sunspot group morphological variations leading to flaring events
人们普遍认为，耀斑发生的最可能的地点是活动区中水平磁场梯度高的位置。而不是磁图，目前的工作检查这一假设，通过使用太阳黑子的数据，有针对性的现象是耀斑前的行为的强烈水平梯度的磁场在耀斑的位置。这项工作的经验基础是SDD（SOHO/MDI-Debrecen太阳黑子数据）太阳黑子目录。对两个活动区和五个X耀斑进行了个案研究，以寻找可能的耀斑前特征。结果表明，水平磁场梯度的增长速度、最大值、最大值后的下降速度和起伏速度等特征对耀斑的预报是有希望的。
2014-01-09 astro-ph.SR
Signature of the turbulent component of solar dynamo on active region scales and its association with flaring activity
由于太阳发电机的活动隐藏在光球层之下，因此获得太阳发电机在对流层中运行的湍流分量的观测证据是一个具有挑战性的问题。在这里，我们提出了一个统计研究的耀斑活动区（AR），产生了强烈的太阳耀斑的X射线类X1.0和更高的时间周期，涵盖太阳周期23和24。我们介绍了一个磁形态分类（MMC）的AR，这使我们能够估计可能的贡献的发电机的湍流分量的AR的结构。我们发现，在72%的情况下，耀斑AR不符合全球发电机的经验法则（通常它们不是双极AR，或者，如果它们是，它们违反了Hale极性定律，或Joy定律，或领先的太阳黑子流行规则），这可能是由于对流区内部的湍流发电机作用对典型AR的空间尺度的影响。因此，耀斑似乎是由太阳发电机的湍流分量控制的。在第二个最大值和太阳周期的下降阶段，当环向场减弱，湍流分量的影响变得更加明显时，这些AR-“违反者”对耀斑的贡献得到了加强。这些观测结果是一致的概念的非线性和湍流的不稳定性在对流区内的磁场生成的重要作用，这是从发电机的模拟。
2021-11-08 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
Study of Magnetic Helicity Injection in the Active Regions NOAA 9236 Producing Multiple Flare-associated CME Events
为了更好地理解一个优选的磁场配置和它的演变过程中日冕物质抛射事件，我们调查了光球磁场的空间和时间的演变活动区NOAA 9236，产生了8个耀斑相关的CME在2000年11月23日至26日的时间段。利用SOHO/MDI磁象资料，不仅在整个活动区，而且在一些局部区域，如主黑子区和日冕物质抛射耀斑区，测定和检验了总磁螺度注入率和总无符号磁通量的时间变化。结果，我们发现：（1）在太阳黑子中，（2）在耀斑区，有一个连续的负磁螺旋度注入（左手）磁螺旋度在整个周期，伴随着一个大的增加，无符号磁通量，（3）耀斑区主要由磁碎片的出现的双极组成，其中磁场线具有与连接主黑子的大尺度、重叠和反向的磁场线重联的基本有利条件。这些观测结果也可以很好地解释一些MHD数值模拟CME启动（例如，重新连接有利于新兴通量模型）。因此，我们的结论是重联有利的磁场在耀斑新兴的通量区域发挥了至关重要的作用，在生产的多重耀斑相关的日冕物质抛射在NOAA 9236。
2013-08-27 astro-ph.SR
Validation Of The Coronal Thick Target Source Model
我们提出了一个密集的，日冕厚目标X射线耀斑使用GX模拟器工具，光球磁测量，微波成像和光谱数据的详细三维建模。所开发的模型提供了一个显着的协议之间的合成和观察到的光谱和图像在X射线和微波域，这验证了整个模型。选择燃烧回路参数以再现从X射线光谱拟合得到的低能量下的发射测量、温度和非热电子分布，而选择不受X射线数据约束的其余参数以匹配微波图像和总功率谱。模型表明，加速电子被困在日冕部分的耀斑环，但远离那里的磁场是最小的，因此，表明数据是明显不一致的弱扩散制度介导的库仑碰撞的电子磁捕获。因此，建模支持解释的日冕厚靶源的电子加速耀斑的网站，并为我们提供了一个现实的三维模型与加速区域和耀斑环的物理参数。
2015-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetric inversions of the Ca ii 8542 Å line in a M-class solar flare
利用瑞典1米太阳望远镜上的CRISP成像分光偏振仪获得的Ca ii 8542射电谱线的高分辨率全斯托克斯成像分光偏振仪研究了M1.9级太阳耀斑SOL 2015 -09- 27 T10：40 UT。光谱偏振反演使用非LTE代码NICOLE被用来构建半经验模型的耀斑大气调查的结构和演变的耀斑温度和磁场。耀斑区和非耀斑区温度分层的比较表明，耀斑带在耀斑峰期有较强的加热作用。在耀斑极大期，色球层中带状物的偏振信号与其周围环境和耀斑前后的剖面相比变得更强。此外，在耀斑和非耀斑大气中的视线磁场和温度的扰动的响应函数的比较表明，在耀斑期间的Ca ii 8542磁谱线是更敏感的低层大气中的磁场预计将更强。色球磁场也确定了弱场近似，导致与NICOLE反演得到的结果相似。
2018-09-07 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections
磁螺旋度（MH）是磁场的扭曲和剪切的量度。MH通过光球足点运动注入活动区日冕，产生扭曲和剪切磁场。从螺旋度的守恒性质出发，证明了一个已经扭曲的磁绳（FR）不可避免地会随着MH的持续注入而爆发，以消除多余的日冕螺旋度。因此，理解光球螺旋度通量传输的性质和演化对于揭示耀斑/CME活动的强度至关重要。利用\textit{Helioseismic Magnetic Imager}的时间序列矢量磁图，我们研究了MH注入新兴AR 12257的演变。在这一AR的光球通量运动注入正螺旋度在前2.5天，随后负螺旋度。这种相反螺旋度的连续注入与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号、磁舌的取向一致。此外，外推的AR磁结构表现出全球剪切没有扭曲的FR在AR的核心的转变。没有CME从这个AR发射，但C级耀斑活动主要是在演化期的后半段观察到的。具有MH注入符号反转的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲FR的形成，因此对于容易地识别无CME的AR是重要的。在这些AR的一个可能的情况是，当一个符号的螺旋度通量被相反的符号所取代，不同的连接与相反的剪切磁场经历重联在不同的尺度引起间歇性耀斑和增强的日冕加热。
2021-08-17 astro-ph.SR
