Two successive EUV waves and a transverse oscillation of a quiescent prominence
本文通过多波段观测研究两次相继EUV波驱动宁静日珥产生横向振荡，揭示了其位移、速度、周期和阻尼时间等参数及其与日珥高度的相关性，并首次在1600 Å波段探测到与304 Å完全同相的振荡。
2024-08-07 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Automatic Detection of Limb Prominences in 304 A EUV Images
本文提出了一种新的304 A极紫外图像太阳临边突变自动检测算法，并讨论了该算法在SOHO/EIT数据中的应用结果。该检测是基于矩的方法，结合分类器分析，旨在区分肢体动作，活动区域，和安静的电晕。该分类器分析基于支持向量机（SVM）。使用一组径向强度轮廓的12个矩，该算法在区分上述三类肢体结构方面表现良好，错误分类率为7%。然后使用检测到属于日珥的像素作为起点，通过形态学图像处理技术来重建整个日珥。计划将向科学界公开提供使用这种方法在SOHO和STEREO数据中确定的肢体重复性目录。
2009-12-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
A solar tornado triggered by flares?
太阳龙卷风是一种动态的、显著的螺旋状磁场结构，主要作为日珥活动被观测到。我们对2011年9月25日SDO/AIA观测到的日珥空洞中的太阳龙卷风进行了研究，并提出了一个触发机制。利用SDO/AIA和STEREO/EUVI Ahead卫星的高拍频EUV图像，对邻近活动区（NOAA 11303）的三个耀斑及其EUV波与龙卷风的动力学发展进行了关联。分析了1950年观测到的耀斑和极紫外波的时间与1710年观测到的龙卷风活动的关系。三次耀斑及其相关的极紫外波都发生在龙卷风开始后10小时内。它们与龙卷风发展的日珥中活动的开始有一种观察到的因果关系。在第二次耀斑之后，日珥侧面开始出现类似龙卷风的旋转。在第三次耀斑后，日珥空洞随着龙卷风运动的加速而扩大。邻近活动区的耀斑可能影响了空腔日珥系统，引发了太阳龙卷风。一个可能的机制是，由于耀斑时磁能的损失，活动区日冕场受到“哈德逊效应”的影响而收缩。随后，空洞因其磁压而膨胀，填满周围的低日冕。我们认为龙卷风是螺旋日珥场对空洞膨胀的动力学响应。
2012-11-28 astro-ph.SR
Comparing UV/EUV line parameters and magnetic field in a quiescent prominence with tornadoes
上下文理解等离子体和磁场之间的密切关系对于描述和解释观测到的太阳磁场的复杂动力学是重要的。目的。我们确定，如果一个密切的关系，等离子体和磁场参数测量在一个良好的观测日珥与高空间分辨率可以找到。我们选择了2014年7月15日从太空（IRIS，Hinode，SDO）和地面（THEMIS）观察到的日珥。我们使用2D互相关技术对数据集进行稳健的共对准。我们推导出的磁场参数从分光偏振测量的He I D3线THEMIS。比较了IRIS观测到的Mg II h和k线的线比和视速度与磁场强度、倾角和方位角的关系。使用Hinode/EIS Fe XII线比率计算电子密度，并与THEMIS和IRIS数据进行比较。结果我们发现镁II k/h的比率约为1.4无处不在，类似于以前发现的值在brachiences。我们还发现，磁场是最强的（约30 G），主要是在龙卷风般的日珥腿水平。k3多普勒频移被发现是+/- 10公里/秒之间的任何地方。电子密度在1.5e6 K的温度下被发现是约1 e9/cm 3。磁场参数之间没有显着的相关性，和任何其他等离子体参数从EUV光谱推断，这可以解释在本研究中使用的线的温度的巨大差异。结论.这是第一次在日珥中以高空间分辨率对等离子体和磁场参数进行详细的统计研究。我们的研究结果提供了重要的约束未来模型的等离子体和磁场在这些结构。
2017-08-15 astro-ph.SR
On the structure and evolution of a polar crown prominence/filament system
极冠日冕是由部分环绕太阳两极的色球等离子体在60和70度纬度之间形成的。我们的目标是诊断的3D动力学极冠日珥使用高节奏EUV图像从太阳动力学天文台（SDO）/AIA在304和171 A和Ahead航天器的日地关系天文台（STEREO-A）/EUVI在195 A。使用特定结构的时间序列，我们比较了195 A年的日珥动力学与195 A年的日珥动力学。致密的日珥物质形成垂直的柱状物，它们之间相隔数十微米，并由等离子体的动态桥连接，在304/171 A双色图像中清晰可见。我们还观察到日珥中速度为15 km/s的间歇但重复的流动，这些流动似乎与太阳盘面上的EUV亮点有关。日珥和上覆空洞之间的边界看起来像一个尖锐的边缘。我们讨论了在日珥上方和周围看到的冕腔的结构。SDO/HMI和GONG磁图用于推断潜在的磁性拓扑结构。日珥相对于磁场的演化和结构似乎符合暗条链模型。
2014-02-20 astro-ph.SR
Mass estimates of rapidly-moving prominence material from high-cadence EUV images
我们提出了一种新的方法，用于确定柱密度喷发细丝材料使用国家的最先进的多波长成像数据。许多关于暗条/日珥结构的先前工作可以分为使用多色方法和有针对性的活动观测的研究，以及使用天气观测的研究，通常只有一个或两个波长。优越的时间分辨率，灵敏度和来自太阳动力学天文台先进成像组件的数据的近同步性使我们能够结合这两种技术，使用光电离连续不透明度来确定灯丝材料中氢的空间分布。我们采用的组合技术SDO/AIA观测的灯丝爆发在壮观的日冕物质抛射2011年6月7日。由此产生的“多色不透明度成像”方法提供了一种强大的方法来跟踪部分电离气体，因为它定期通过太阳大气层喷发，而不需要协调观测，从而很容易为这些喷发结构的模型提供定期，现实的质量分布估计。
2013-02-08 astro-ph.SR
Estimation of solar prominence magnetic fields based on the reconstructed 3D trajectories of prominence knots
我们提出了一个估计的下限的局部磁场在静止，激活，和活跃（浪涌）的星系，根据重建的三维（3D）轨迹的个别突出结。三维轨迹，速度，切向和向心加速度的节重建使用的观测数据与一个单一的地面望远镜配备了多通道减法双通成像光谱仪。根据均分原理，估算了磁场对等离子体流沟道效应的下限。假设等离子体中的电子密度近似为：浪涌时n_e = 5*10^{11} cm^{-3}，静止/激活浪涌时n_e = 5*10^{10} cm^{-3}，我们发现，引导两个观测浪涌的磁场范围为16 ~ 40高斯，而在静止和激活浪涌时，它们小于10高斯。我们的结果与以前探测到的弱局部磁场在太阳磁场是一致的。
2012-07-09 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Heating of an erupting prominence associated with a solar coronal mass ejection on 2012 January 27
我们研究了与日冕物质抛射和X级耀斑有关的爆发日珥和环的加热。日珥在爆发初期的极紫外线吸收中可见。之后日珥变成放射状，这表明喷发的等离子体被加热。我们利用氢和氦在不同通带的吸收特性，求出了爆发日珥的密度。我们估计的温度和密度的爆发日珥和环被视为使用差分发射测量方法，它使用EUV和X射线观测大气成像组件板太阳动力学天文台和X射线望远镜板日之出发射功能。在这些计算中，我们考虑使用光球和日冕丰度的合成光谱。我们验证的方法估计的温度和密度的爆发等离子体。然后，我们估计的热，动力，辐射损失，热传导和加热的爆发日珥和环的能量。我们发现，加热的爆发日珥和环强烈发生在早期的爆发。这一事件显示了爆发日珥的扭动运动，这可能表明在磁重联过程中，热通量绳被热能释放加热。
2017-06-28 astro-ph.SR
Observational Characteristics of solar EUV waves
本文综述了太阳极紫外（EUV）波的观测特征，包括其传播速度、与太阳爆发活动的关联、波动与非波动特性及对日冕环和暗条的振荡触发作用，并介绍了现有模型。
2023-10-19 astro-ph.SR
3D Reconstruction of a Rotating Erupting Prominence
2008年4月9日，一个与日冕物质抛射（CME）有关的明亮日珥被观测到从太阳爆发。日地关系天文台（STEREO）的EUVI和COR 1望远镜都对这一日珥进行了跟踪，并发现它在爆发时围绕视线旋转;因此，这一事件被昵称为“车轮CME”。“CME核心的日珥螺纹非常清楚地表明了整个视野中弱到中度扭曲的通量绳的结构，直到4个太阳半径的日心高度。虽然立体声分离度为48度，但仍有可能与喷发后期的一些尖锐特征相匹配，如EUVI中的304线和COR 1的Hα敏感带通中的立体声前方和后方。然后，这些特征可以在三维空间中被描绘出来，并重新投影到一个视图中，在该视图中，火山喷发是直接朝向观察者的。重建的视图显示日珥与垂直轴的排列在上升到\approx 2.5太阳半径的前缘高度时旋转，然后保持近似恒定。在2.5太阳半径处的排列与从Hα和EUV数据推断的原始暗条方向相差约115度，并且在这里首次获得的旋转高度轮廓表明，总旋转的三分之二是在光球上方\approx 0.5太阳半径内达到的。这些功能很好地再现了一个不稳定的适度扭曲的磁通绳嵌入在外部通量与一个相对较强的剪切场分量的数值模拟。
2011-12-14 astro-ph.SR
Coronal Mini-jets in an Activated Solar Tornado-like Prominence
$Interface~Region~Imaging~Spectrometer$（$IRIS$）的高分辨率观测揭示了一种特殊类型的小型太阳喷流的存在，这些喷流从悬挂在日冕中的龙卷风状日珥中单独或成群地出现。在这项研究中，我们对龙卷风事件中选定的43架小型喷气式飞机进行了详细的统计分析。结果表明，微型喷流的长度一般为1.0-6.0 μ m，宽度一般为0.2-1.0 μ m，寿命一般为10-50 s，速度一般为100-350 km/s $^{-1}$，加速度一般为3-20 km/s $^{-2}$。基于光谱诊断和EM-Loci分析，这些喷流似乎是多热小尺度等离子体喷射，估计平均电子密度为$\sim$ 2.4 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$，近似平均温度为$\sim$ 2.6 $\times$ 10 $^{5}$ K。它们的平均动能密度、热能密度和耗散磁场强度分别为9 erg cm $\sim$、3 erg cm $^{-3}$和16 G。小型喷流的加速、某些小型喷流足点处的紫外和极紫外增亮以及主日珥的激活表明，龙卷风小型喷流可能是由（a）日珥场与包络场或背景场之间或（b）日珥内扭曲或编织的通量管之间的细尺度外部或内部磁重联产生的。这些观测提供了对日冕中这种重连事件的几何形状的深入了解，并对日珥磁场的结构和不稳定性产生了影响，而这种不稳定性是导致日冕物质抛射和…
2020-06-15 astro-ph.SR
Numerical study of solar eruption, extreme-ultraviolet wave propagation, and wave-induced prominence dynamics
针对EUV波与遥远日珥相互作用机制不明的问题，本研究通过极高分辨率2.5D数值模拟，揭示EFR引发的快、慢EUV波行为及与日珥的作用，首次阐明遥远爆发对日珥动力学的完整影响和振荡阻尼机制。
2025-02-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Solar LImb Prominence CAtcher and Tracker (SLIPCAT): An Automated System and Its Preliminary Statistical Results
在本文中，我们提出了一个自动化的系统，它有能力捕捉和跟踪的基础上，从EUV 304通带观测太阳临边连续性。在不需要人工干预的情况下，获得了高度、位置角、面积、长度和亮度等特征参数及其演化。通过将该系统应用于STEREO-B/SECCHI/EUVI 304数据在2007年4月至2009年10月，我们获得了9477良好跟踪的连续性和这些事件的目录可在网上http://space.ustc.edu.cn/dreams/slipcat/。对这些性能的详细分析表明，该系统具有较好的性能。我们已经获得了一些有趣的统计结果的基础上的目录。大多数双折射出现在纬度60度以下，高度约为太阳表面以上26毫米。他们中的大多数人在被跟踪期间相当稳定。尽管如此，一些双折射的上升速度超过100 km/s，而另一些则显示出明显的下降速度和/或方位角速度。亮度、面积和高度之间有很强的相关性。日珥的膨胀可能是日珥在上升或爆发过程中衰落的主要原因之一。
2010-04-26 astro-ph.SR
Prominence Activation by Coronal Fast Mode Shock
2012年3月7日，活动区NOAA 11429发生了X5.4级耀斑。耀斑与非常快的日冕物质抛射（CME）有关，其速度超过2500 km/s。在STEREO-B/COR 1拍摄的图像中，可以看到一个圆顶状的扰动从膨胀的CME气泡中分离出来并进一步传播。同时还观测到了II型射电爆发。另一方面，在SDO/AIA获得的EUV图像中，观察到扩展的圆顶状结构及其向北传播的足迹。足迹以约670 km/s的平均速率传播，撞击位于北极的日珥并激活了该日珥，在激活过程中，日珥被强烈增亮。根据一些观测证据，我们认为AIA图像和COR 1图像上的足迹是相同的，即MHD快模激波阵面。利用线性理论，利用日珥的初速度估算了日冕激波的快模马赫数在1.11 ~ 1.29之间。在日珥物质中，激波的等离子体压缩比提高到1.18 ~ 2.11，我们认为这是激活日珥强烈增亮的原因。用非线性MHD模拟验证了线性理论对冲击问题的适用性。
2015-01-01 astro-ph.SR
Coronal Green-Line Emission During a Solar Prominence Eruption: Spectroscopic Evidence of Its Correspondence with the EUV Late Phase
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究通过Aditya-L1的VELC光谱观测，发现日珥爆发中5303 Å绿线辐射与EUV晚相相对应，线宽减小表明其源于等离子体冷却，为ELP起源提供首个空间光谱证据。
2026-09-25 astro-ph.SR
Energy release in the solar atmosphere from a stream of infalling prominence debris
最近的高分辨率和高节奏EUV成像揭示了一种新的现象，即撞击日珥碎片，失败或部分爆发的日珥物质可以撞击低层大气，释放能量。我们报告了一个明显的例子，能量释放和EUV增亮，由于2011年9月7日至8日发生的日珥碎片下落。最初的物质喷发与2011年9月7日22：30 UT发生的AR 11283的X1.8级耀斑有关。随后，这种物质的半连续流以速度v > 150 km/s返回太阳表面，于2011年9月8日00：20 - 00：40 UT之间撞击远离原始活动区的区域。使用SDO/AIA，差分发射测量的等离子体估计整个增亮事件。结果表明，碰撞等离子体的辐射能为L_rad ~10^27尔格，而热能的峰值为10^28尔格。由此我们能够确定碎片的质量含量在2x10^14 < m < 2x10^15 g的范围内。考虑到典型的隆起质量，碎片质量可能接近这一范围的低端。这一日珥碎片事件的明显例子表明，在这些事件中发生了显着的能量释放，这种影响可能被用作一种新的诊断工具，用于调查日珥材料的属性。
2017-09-14 astro-ph.SR
Simultaneous detection of flare-associated kink oscillations and extreme-ultraviolet waves
本文报道了与X2.1级耀斑相关的日冕环和日珥中扭结振荡与EUV波的同步探测，发现短环振荡与EUV波几乎同时发生，并分析了不同环间的时间延迟及可能的激发机制。
2023-11-15 astro-ph.SR
EUV lines observed with EIS/Hinode in a solar prominence
我们报告的观测日珥获得2007年4月26日使用日之出极紫外成像光谱仪。在突出的几个区域被确定为进一步的分析。给出了地层温度在log（T）=4.7-6.3之间的谱线的选定剖面以及它们的积分强度。讨论了谱线轮廓。我们特别注意与日冕线混合的He II线。我们的分析证实，在EUV线的抑郁症可以解释两种机制：日冕辐射的氢和中性氦共振连续吸收，和发射率阻塞。我们提出了估计的He II线的综合强度在日珥的不同部分，根据不同的情况下的相对贡献的吸收和发射率阻塞的日冕线混合的He II线。我们估计的贡献，He II 256.32线在He II光栅图像变化之间的光栅的总强度的44%和70%的突出根据不同的模型来考虑到混合日冕线。He II谱线的积分强度与先前一维非LTE辐射转移计算得到的理论强度一致，初步估计中心温度为8700 K，中心压力为0.33 dyn/cm ^2，柱质量为2.5 × 10^{-4} g/cm ^2。相应的理论氢柱密度（10^{20} cm^{-2}）比根据195 ° C的不透明度估计值推断的高出两个数量级。非LTE的计算表明，He II 256.32三线基本上是由入射辐射的共振散射形成的双电晕过渡区。
2011-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Destabilization of a Solar Prominence/Filament Field System by a Series of Eight Homologous Eruptive Flares
同源耀斑是在同一活动区重复发生的耀斑，具有相似的结构和形态。2011年6月16日至17日，活动区NOAA 11237发生了一系列至少8次同源耀斑。附近的一个日珥/暗条扎根于活动区，位于冕洞底部附近。从SDO/AIA观测到的活动区位于太阳的东南边缘，从STEREO/EUVI-B观测到的活动区位于盘面上。这种双重视角使我们能够详细地研究在重复爆发系统的磁场中夹带的日珥/暗条物质的行为。每一次爆发都主要局限在日珥/暗条空腔系统（PFCS）中，但会将热物质排出。携带和包含喷射的热物质的场与PFCS相互作用并使其膨胀，导致PFCS近似与同源喷发同步逐步上升。第八次爆发触发PFCS缓慢向外移动，伴随着微弱的日冕变暗。当PFCS缓慢喷发时，活动区的核心发生了最后一次喷发耀斑，导致EUVI-B图像强烈变暗，并驱逐了日冕物质抛射（CME）。一种可能的情况是，重复的同源耀斑可能逐渐破坏PFCS的稳定性，其随后的爆发消除了活动区上方的场，从而导致了抛射耀斑、强调光和CME。
2015-08-08 astro-ph.SR
Observations and Magnetic Field Modeling of a Solar Polar Crown Prominence
我们目前的观测和磁场建模的大极冠日珥，爆发于2010年12月6日。SDO/AIA和STEREO $\_$ Behind/EUVI的组合使我们能够看到这个隆起在肢体和椎间盘上的精细结构。我们专注于这个突出的结构和动力学爆发前。这个日珥包含两个部分：一个主要包含水平线的活动区部分，和一个主要包含垂直线的平静太阳部分。在日珥通道的北侧，AIA和EUVI都观察到明亮的特征，这些特征似乎是环的下腿，这些环在上面然后加入到暗条中。观测到丝状物质频繁地从活动区部分水平喷射到安静的太阳部分。这种喷射导致在活动区和安静太阳之间的边界附近形成密集的柱状结构（黑暗垂直线的集中）。利用磁绳插入法，基于SDO/HMI的视线磁图建立了非线性无力场模型。这些模型的一个重要特征是磁绳与周围的光球层有联系，因此磁绳的轴向通量沿暗条路径变化，模型中磁力线倾角的高度和位置与观测到的日珥大致相同。模型和观测结果之间的比较表明，通道北侧的明亮特征是变成通量绳的磁力线的小腿。我们认为，等离子体可以注入到日珥沿这些场线。虽然模型与观测结果吻合得很好，但也有一些有趣的差异。例如，模型不能再现观察到的垂直螺纹，也不能解释密柱结构的形成。
2012-08-07 astro-ph.SR
A Robust Deep Learning Framework for Prominence Detection through Composite Feature Representations
School of Engineering, Physics, and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
本文提出了一种鲁棒的深度学习框架，通过复合特征表示来检测日珥，解决了由于EUV HeII 304 Å通道的热日冕发射造成的模型性能问题，并展示了在高时间分辨率数据上的应用价值。
2026-05-21 astro-ph.SR
CME-Driven and Flare-Ignited Fast Magnetosonic Waves Successively Detected in a Solar Eruption
利用SDO/AIA观测了2013年4月23日GOES C3. 0耀斑中的三种快模传播磁声波，该耀斑伴随着日珥喷发和广泛的日冕物质抛射（CME）。在日珥快速上升阶段，CME气泡前方首先形成一个大尺度的圆顶状极紫外（EUV）波，并以430 km/s的速度向CME横向传播。可以识别EUV波从CME气泡的分离过程。当它与远程活动区域相互作用时，还观察到该EUV波的盘上对应物的反射效应。在EUV波首次出现后6分钟，CME气泡内部出现了周期约为120秒的大规模准周期EUV训练，从耀斑震中发出，以高达1100 km/s的平均速率向外传播。此外，沿连接两个相邻活动区的闭环系统观测到另一个窄的准周期EUV波列，它也是从耀斑震中发出的，传播速度约为475 km/s，周期约为110 s。我们认为，所有观测到的波都是快模磁声波，其中CME气泡前方的大规模圆顶形极紫外波是由CME气泡的膨胀驱动的，而CME气泡内的大规模准周期极紫外波训练和闭环系统中的窄准周期极紫外波列则是由耀斑中间歇性的能量释放过程激发的。并根据实测的波参数对日冕地震学的应用和携带的能量进行了估算。
2021-09-07 astro-ph.SR
Spectroscopy of Solar Prominences Simultaneously from Space and Ground
我们提出了一套全面的光谱数据，从两个静态的太阳能平行观察从空间和地面：与VTT，同时二维成像的H-β 4862和钙II 8542产生一个恒定的比例，表明小的空间压力变化的太阳能。用Gregory同时获得了Ca Ⅱ 8542和He Ⅰ 10830的光谱，其宽度为8000< T_kin< 9000 K，v_nth<8 km/s。氦三重态分量的强度比给出了较暗日珥的光学厚度τ < 1.0，较亮日珥的光学厚度τ < 2.0。tau_0值允许推断中心线强度的源函数，从而推断具有平均激发温度T_ex = 3750 K的氦3S和3 P能级的相对布居。使用SUMER，我们依次观察到6个光谱窗口，其中包含较高的莱曼线，中性和单电荷原子的“冷”发射线，以及O IV，O V，N V，S V和S VI等离子的“热”发射线。极紫外线显示出显着的最大值，在主要的日珥体，以及“侧位置”的“热”线相对于“冷”线增强。蓝向莱曼系极限（λ <912）的“热”线的线辐射在主日珥体中出现减少。这种吸收在Fe IX/X 171的TRACE图像中也可以看到，它是一个精细的暗结构，只覆盖了主（“冷”）日珥体的一部分。莱曼线显示出随着上能级k = 5到19的增加，线宽和辐射率平滑地减小。当k= 5 ~ 8时，能级粒子数服从玻尔兹曼分布，T_ex >6 *10^4 K; k > 8的能级越高，粒子数越多。莱曼线的较大宽度需要接近“…
2013-03-05 astro-ph.SR
Vertical oscillation of a coronal cavity triggered by an EUV wave
本文报道了2011年3月16日对冕洞垂直振荡的多波长观测。\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的大气成像组件（AIA）观测到了下面有一个角状静止日珥的椭圆形空腔。空腔的宽度和高度分别为150 $\arcsec$和240 $\arcsec$，空腔的质心在太阳表面上方128 $\arcsec$。$\sim$ 17：50 UT，在靠近太阳西翼的活动区11169发生了一次C3.8双带耀斑。与此同时，部分晕日冕物质抛射（CME）爆发和传播的线性速度为$\sim$ 682公里秒$^{-1}$。与喷发相关，产生了日冕极紫外（EUV）波，并以$\sim$ 120 km s $^{-1}$的速度向东北方向传播。一旦EUV波从顶部到达空腔，它就会在反弹之前将大规模覆盖的磁场线向下推。同时，腔体开始沿垂直方向相干振荡，并持续$\sim$ 2个周期后消失。振幅、周期和阻尼时间分别为2.4 $-$ 3.5 μ m、29 $-$ 37分钟和26 $-$ 78分钟。谐振腔的垂直振荡可以用快扭模的整体MHD驻波来解释。为了估计空洞的磁场强度，我们使用两种独立的日珥地震学方法。发现磁场强度仅为几高斯，小于10 G。
2018-05-03 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Wave and Quasi-periodic Pulsations during an eruptive M-class Flare
本文通过多波段观测和三维重建，研究了2011年2月24日M3.5级耀斑相关的暗条爆发，发现其驱动的EUV波传播速度约381–399 km/s，并揭示耀斑准周期脉动（80–120 s）由电流片中等离子体团引发的准周期磁重联所产生。
2025-09-22 astro-ph.SR
Tornado-Like Evolution of A Kink-Unstable Solar Prominence
我们在2014年11月1日报道了一个静止日珥的龙卷风状演变。日珥的东段首先缓慢上升，转变成一个高出边缘约150毫米的拱形结构;然后，拱在左手方向上适度地扭动，而原本黑暗的日珥物质在Fe IX 171~ 175的通带中发射，在翘曲拱的东边缘出现了辫状结构，辫状结构的解体与EUV的瞬时增亮有关，有助于形成幕状结构（CLS）。如果从上面看，CLS由无数绕垂直方向逆时针旋转的线状环组成。观察到加热的突出物材料沿着这些环滑动并落在细丝通道外部。龙卷风最终解体，剩余的物质沿着一个大约一整圈的左旋螺旋路径飞行，通过立体重建证实，进入日珥稳定的西部部分的空腔。我们认为日珥的龙卷风状演化是由螺旋扭折不稳定性控制的，而CLS是通过日珥场和上覆日冕场之间的磁重联形成的。
2016-11-15 astro-ph.SR
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Initiation and early evolution of the Coronal Mass Ejection on May 13, 2009 from EUV and white-light observations
我们提出的观测结果的日冕物质抛射（CME），这发生在2009年5月13日。这些观测的最重要的特点是CME是从非常早期的阶段（太阳表面）观测到的，直到15个太阳半径（$R_\odot$）的距离。在2 $R_\odot$以下，我们使用TESIS EUV望远镜在Fe 171 A和He 304 A线上获得的数据，在2 $R_\odot$以上，我们使用LASCO C2和C3日冕仪的观测结果。日冕物质抛射是在距离太阳表面0.2-0.5 $R_\odot$处形成的，呈U形结构，在171 A图像和白光中都观察到。对He 304 A谱线的观测表明，日冕物质抛射与一个爆发的日珥有关，它并不像标准模型预测的那样位于日珥上方，而是位于靠近磁X点的U形结构的最低部分。日珥的位置可以用CME爆发模型来解释。估计表明，日冕物质抛射的质量随着时间的推移而增加。日冕物质抛射的轨迹是弯曲的，其日纬随时间而减小。日冕物质抛射开始于纬度50 $^{\circ}$，到达黄道面的距离为2.5 $R_\odot$。日冕物质抛射运动学可分为三个阶段：初始加速阶段、主加速阶段和等速传播阶段。在CME开始后，GOES记录了一个A级耀斑。
2015-09-25 astro-ph.SR
Fine Structures of an EUV Wave Event from Multi-Viewpoint Observations
在这项研究中，我们调查了2010年2月11日的极紫外（EUV）波事件，从地球的观点来看，它是一个肢体事件，从STEREO-B的观点来看，它是一个磁盘事件。我们使用的数据获得的大气成像组件（AIA）搭载太阳动力学天文台（SDO）在各种EUV通道。极紫外波事件是由部分日珥爆发引发的。与以前的一些EUV波事件类似，这个EUV波事件包含一个速度为$\sim$ 445 $\pm$ 6 km s $^{-1}$的较快波，我们称之为日冕莫顿波，和一个速度为$\sim$ 298 $\pm$ 5 km s $^{-1}$的较慢波，我们称之为“EIT波”。日冕Moreton波被确定为快模波，而“EIT波”被确定为由于连续的场线拉伸引起的明显传播。我们还观察到了与快模EUV波相关的静止波前。这种静止的前面被解释为模式转换从日冕摩顿波的慢模式波附近的流光。
2021-06-26 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence eruption
我们进行磁流体动力学（MHD）模拟的准静态演化和喷发的扭曲的日冕磁通绳下的日冕流光建立了一个强加的通量出现在较低的边界。MHD模型结合了简单的经验日冕加热、光学薄辐射冷却和场向热传导，从而允许日珥凝聚的形成。我们发现，在准静态演化过程中，日珥/细丝凝聚的细长，S形形态的形式出现的磁通绳由于失控的辐射冷却显着扭曲的场线的倾角。日珥周围也形成了一个日珥空洞，最好是在边缘上方观察，视线几乎沿着通量绳的长度，如合成SDO/AIA EUV图像所示。支持日珥的磁场是明显的非力自由，尽管低等离子体β。通过与抑制日珥形成的模拟进行比较，我们发现日珥重量是动态重要的，可以抑制扭结不稳定性的发生，并在相当长的时间内保持通量绳的平衡，直到日珥等离子体的排放发展和减轻日珥重量。磁绳最终发展出扭结不稳定性并爆发，产生日珥爆发。合成的AIA 304埃图像显示日珥被抬升成一个喷发环，沿着环呈现螺旋状特征，沿着环腿大量排水，这在观测中经常看到。
2018-06-16 astro-ph.SR
Prominence Visibility in Hinode/XRT images
本文研究了一个特殊日珥的软X射线（SXR）特征。这里使用的X射线观测是由Hinode/XRT仪器使用两种不同的过滤器进行的。它们的响应函数在10 A附近都有一个明显的峰值。其中一个在170 A附近有一个较小的次峰，这导致SXR图像的污染。在这两种滤光器中观察到的暗化具有非常大的垂直延伸。暗化的位置和形状与SDO/AIA图像中看到的日珥结构很好地对应。首先，我们研究了暗化是由X射线吸收引起的可能性。但是，在这个光谱范围内对光学厚度的详细计算清楚地表明，这种影响是完全可以忽略的。因此，另一种选择是存在一个扩展的区域与一个大的发射率赤字，这可能是由冷突出等离子体的存在，否则热日冕。为了再现所观察到的暗化，需要沿着该区域的视线进行非常大的延伸，达到大约10 $^5$ km。我们解释这一地区的突出脊柱，这也是一致的SDO/AIA观测EUV。
2015-06-19 astro-ph.SR
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
Evidence for rotational motions in the feet of a quiescent solar prominence
我们提出了观测证据的明显等离子体旋转运动的脚的日珥。我们的研究是基于光谱观测的He I 1083.0 nm多重带与特内里费岛红外偏振仪连接到德国真空塔望远镜。我们记录了一个时间序列的光谱与34秒的节奏放置摄谱仪的狭缝几乎平行于太阳的边缘和跨越两英尺的中间大小，静止的树篱日珥。数据显示在日珥脚的边缘有相反的多普勒频移，+/- 6 km/s。我们认为，这些变化可以解释为日珥等离子体逆时针旋转的垂直轴从上面看太阳表面。太阳动力学天文台拍摄的极紫外图像中日珥的演变为我们提供了线索，将结果解释为漩涡运动。此外，远离中心波长拍摄的时间距离图像显示等离子体结构以大约10-15 km/s的速度平行于太阳边缘移动。最后，所观察到的强度分布的形状表明，存在的，至少有两个组件在某些位置的边缘的突出脚。其中一个通常相对于另一个发生多普勒频移（高达20 km/s），从而表明沿着视线存在超音速逆流流动。
2012-11-29 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
Kinematics and helicity evolution of a loop-like eruptive prominence
我们的目标是研究环状日珥在爆发过程中的形态学、运动学和螺旋度的演化。我们使用来自AIA/SDO，EUVI/STEREO和LASCO/SoHO的多仪器观测。利用太阳活动的磁通量绳模型研究了环状爆发日珥的运动学、形态学、几何学和螺旋度演化。日珥喷发演化为高度膨胀的扭曲环，两条腿固定在色球层的一个谱区。爆发过程包括日珥激活、加速和等速阶段。日珥主体由围绕日珥主轴的左旋（逆时针）扭曲螺纹组成。火山爆发时的扭曲度估计为6 π（3圈）。日珥在收缩到最初位置之前达到了526毫米的最大高度，并在爆发后两天在同一地点部分重组。然而，这次喷射引发了LASCO C2中看到的CME。日珥位于日冕物质抛射磁场配置的北部边缘，因此，背景磁场相对于暗条位置是不对称的。从日珥运动学的角度分析了等离子体团下落的物理条件。同样的日珥体扭曲和扭动的符号，以及在激活相之后超过临界值2pi的扭曲量，表明可能存在扭结不稳定性的条件。在突出体及其周围的任何地方都没有观察到磁重联的迹象。爆发后的暗条/日珥下降和两天后在同一地点的部分重组表明爆发的局限性。不对称的背景磁场可能在喷发失败中起了重要作用。
2012-02-21 astro-ph.SR
Observation and Simulation of Longitudinal Oscillations of an Active Region Prominence
在H $α$中观测到了太阳盘面上的暗条纵向振荡。我们打算找到一个日珥的纵向振荡的例子，在那里可以直接看到磁倾，并检查什么是这种振荡的回复力。我们对2007年2月8日西翼活动区日珥振荡进行了多波长数据分析。此外，我们进行了一维流体动力学模拟的纵向振荡。Hinode/SOT的高分辨率观测表明，日珥在低分辨率极紫外（EUV）图像中被视为向内凹的形状，实际上由许多向外凹的螺纹组成，这表明存在磁倾角。注入到倾斜区域后，大量的日珥物质开始振荡超过3.5小时，周期为52分钟。振荡随时间衰减，衰减时间尺度为133分钟。我们的流体动力学模拟可以很好地再现振荡周期，但阻尼时间尺度的模拟是1.5倍，只要观察。结果清楚地显示了日珥在日珥倾角附近的纵向振荡，我们的研究表明，这种纵向振荡的回复力可能是重力。辐射和热传导不足以解释振荡的衰减。其他机制，如波泄漏和质量吸积，必须考虑。文中还讨论了这种纵向振荡与后来日珥线爆发以及日冕物质抛射（CME）的可能关系。
2012-04-17 astro-ph.SR
Large Amplitude Oscillations in Prominences
自20世纪30年代首次报道日珥中的振荡以来，在理解这些振荡现象的性质方面取得了重大的理论和观测进展，从而导致了所谓的“日珥地震学”的全新领域。有两种类型的振荡现象观察到的双折射;“小振幅振荡”（~2-3 km s $^{-1}$），这是很常见的和“大振幅振荡”（$>$ 20 km s $^{-1}$），其中的观测是稀缺的。在H $α$观测中发现了大振幅振荡，如“闪烁灯丝”，在H $α$、EUV、微波和He 10830观测中也发现了天面运动。历史上，人们认为，大振幅振荡的连续性是由扰动，如快模MHD波（莫顿波）产生的远程耀斑。此外，最近的观测表明，附近的耀斑或喷流也能在双折射中产生如此大的振幅振荡。在横向和纵向都可以观察到的大振幅振荡具有从几十分钟到几个小时不等的周期。利用观测到的振荡周期和简单的理论模型，获得的磁场在双折射已表现出相当好的协议与直接测量之一，因此，证明双折射地震学作为一个强大的诊断工具。在极少数情况下，当大振幅振荡已被观察到之前或期间的喷发，振荡可以被用来诊断的稳定性和喷发机制。本文综述了日珥地震学背景下大振幅振荡的观测特性及其触发机制和稳定性的最新进展和认识。
2009-10-21 astro-ph.SR
Multi-wavelength Observation of a Failed Eruption from a Helical Kink-unstable Prominence
对日珥喷发的多波长观测提供了揭示喷发触发和演化过程的物理机制的机会。在本文中，我们研究了2012年10月14日爆发的日珥，记录在Hα，EUV和X射线波长。喷发过程证明了螺旋磁结构的存在，并显示了扭曲向扭动的转化。估计的扭曲约为6π（3圈），超过了扭结不稳定性的阈值。上升的等离子体然后达到一个高的速度，估计在228公里s-1，随后突然快速加速在2715米s-2，并与太阳弧同步。在AIA 131磁共振和94磁共振图像中均观察到了同空间的尖点状结构，表明了磁重联的位置。爆发的通量绳最终经历了一个最大值为391 m s-2的减速，这甚至大于太阳上的自由落体加速度（273 m s-2），这表明爆发最终失败了，可能是由于向内的磁张力。
2020-08-19 astro-ph.SR
Magnetic Structure and Dynamics of the Erupting Solar Polar Crown Prominence on 2012 March 12
我们对2012年3月12日爆发的极冠日珥进行了调查。SDO/AIA在东南侧观测到的日珥（端视图）显示了一个准垂直线结构。在爆发前171埃的日珥上部周围观察到明亮的U形/角状结构，并在爆发期间变得更加突出。STEREO-B的盘面图显示，这个长日珥是由一系列垂直的线组成的，在喷发时呈现半环状结构。我们利用SDO和STEREO-B的观测资料，通过研究日珥在爆发前和爆发过程中的结构和动力学，重点研究了日珥垂直线的磁支持。我们还建立了一系列的磁场模型（剪切拱圈模型、扭曲磁绳模型和双曲磁通管（HFT）不稳定模型）。各种观测特性似乎有利于扭曲的磁通绳模型。我们发现，支持日珥的通量绳在快速上升阶段开始时进入环面不稳定状态，大约一小时后出现重联的特征（爆发后拱廊，新的U形结构，上升的斑点）。在喷发期间，AIA观察到在171埃处的吸收中看到的暗带，对应于在304埃处显示的亮带，这可能是由于喷发的灯丝材料沿着新重新配置的磁场回落造成的。在所有AIA EUV通道中也观察到了爆发日珥拱廊内边缘的增亮，这可能是由上升日珥下方重联释放的能量加热引起的。
2015-05-26 astro-ph.SR
Reconnection nanojets associated with a prominence eruption observed with Solar Orbiter/EUI-HRI
本研究利用太阳轨道器EUI-HRI的高分辨率极紫外观测，分析日珥爆发前后的重联纳米喷流特征，发现其参数远超既往研究结果，揭示小尺度重联或先于大规模爆发，拓展了对纳米喷流在太阳活动中作用的认知。
2025-10-29 astro-ph.SR
Shock-Cloud Interaction in the Solar Corona
与耀斑相关的日冕激波有时会与太阳耀斑相互作用，导致大幅度的日珥振荡。这种日珥的激活为我们提供了独特的机会来跟踪宇宙等离子体中激波云相互作用的时间演化。虽然星际激波-云相互作用的动力学已经得到了广泛的研究，但很少在激波-云相互作用的背景下研究日冕激波-日珥相互作用。2012年3月7日发生的X5.4级太阳耀斑伴随着一个全球传播的日冕激波与极珥相互作用，导致极珥大幅度振荡。本文用三维MHD模拟方法研究了冲击日珥的整体加速和内部流的激发。对不同质量密度结构的日珥进行了8次磁流体动力学（MHD）模拟，并对1次流体动力学模拟结果进行了比较。为了将观测到的活动日珥的运动与相应的模拟结果进行比较，我们还研究了三角形日冕激波注入对日珥活动的影响。我们发现，磁张力主要是加速（然后减速）日珥。另一方面，内部流动在激波阵面扫过日珥时被激发，并几乎呈指数衰减。我们建立了体动量从激波向日珥转移的唯象模型，该模型与所有模拟结果定量一致。基于唯象的连续-激活模型，诊断了日冕冲击波的物理参数。日冕激波的能量估计是X5.4耀斑释放的总能量的百分之几。
2017-01-24 astro-ph.SR
Formation and evolution of a multi-threaded prominence
研究了暗条通道及其上覆拱廊中日珥等离子体的形成和演化过程。我们建立了一个三维的时间依赖模型的中间静止日珥。我们结合磁场结构与一维独立模拟的许多通量管，一个三维剪切双拱圈，其中的热非平衡过程支配等离子体的演变。我们发现日冕中的凝聚体可以分为两类：线状凝聚体和团块状凝聚体。螺纹是大量的凝聚，徘徊在磁场线下降。斑点是普遍存在的小凝聚体，产生于整个暗条和覆盖的拱状磁结构中，并迅速下降到色球层。螺纹是总质量的主要贡献者。假设有一个合理的填充因子，日珥的总质量与观测结果是一致的。线程的运动基本上是水平的，而斑点沿着场向各个方向移动。两个群体的峰值速度相当。我们已经产生了合成图像的整个结构中的H $α$代理和在两个EUV通道的AIA仪器搭载SDO，从而显示等离子体在冷，暖，热的温度。我们的系统的预测差分发射措施同意非常好的观测。我们的结论是剪切拱状磁结构和热非平衡驱动的等离子体行为很好地符合典型的中间磁共振的丰富的观测证据。
2012-01-17 astro-ph.SR
First SDO/AIA Observation of Solar Prominence Formation Following an Eruption: Magnetic Dips and Sustained Condensation and Drainage
在过去，成像太阳日冕凝聚形成的双折射是困难的，最近的情况被Hinode和SDO改变了。我们提出了第一个观察到的SDO/AIA的例子，其中材料逐渐冷却，通过多个EUV通道中的transequatorial循环系统，限制了较早的喷发。9小时后，这导致最终在这些环的下沉处凝结，形成一个中等大小的约$10^{14}$克的日珥，以与CME的特征性$10^{15}$克质量进行比较。日珥质量不是静态的，而是通过以$10^{10}$克/秒的高估计速率冷凝来维持的，而通过许多垂直向下流动的线程进行的可比较的持续排水，使得总冷凝量的96%（~ $10^{15}$克）在大约一天内排出。质量凝结和排水率在时间上与日珥总质量相关。下行流速呈窄高斯分布，平均值为30 km/s，而下行加速度分布呈指数下降，平均值约为1/6 $g_{Sun}$，表明重力显著抵消，可能是由于洛伦兹力。我们的观察结果表明，宏观静态日珥是微观动态的，涉及通过它的一个显着的质量，通过一个持续的质量供应对一个可比的质量排水，这对CME的启动机制，其中质量卸载是重要的，具有重要的意义。
2012-01-04 astro-ph.SR
Episodic X-ray Emission Accompanying the Activation of an Eruptive Prominence: Evidence of Episodic Magnetic Reconnection
本文对2003年4月24日RHESSI观测到的一次C7.7耀斑进行了X射线成像和光谱研究。(1)日珥的激活和上升发生在耀斑的预热阶段。最初的X射线发射在日珥的一条腿上看起来是一个单一的日冕源，然后分裂成一个双源。这样的源分裂发生三次，每一次都与增加的X射线通量和等离子体温度相一致，这表明局部电流片中的快速重连和增强的能量释放速率。在这一阶段的晚期，日珥呈现螺旋状结构。这些观测结果与触发太阳爆发的系绳切割和/或扭结不稳定模型一致。(2)日珥的爆发发生在耀斑脉冲阶段。从那时起，出现了经典的CSHKP模型预测的两个带状耀斑发生在一个垂直的电流片后爆发的签名。这些特征包括EUV尖点和其上方的电流片状特征（或脊）。在尖点下方和上方的EUV脊上也有X射线发射，在这两个区域中，在热状态下，在较高能量下，X射线发射看起来更接近尖点。这种趋势在非热状态下是相反的。(3)光谱分析表明，热X射线来自整个耀斑的所有来源，而在脉冲阶段有额外的非热辐射，主要来自下面的尖点的日冕源。这个源也有一个较低的温度，一个较高的排放措施，和一个更难的非热光谱比上面的来源。
2009-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Propagating Waves Transverse to the Magnetic Field in a Solar Prominence
我们报告了一组不寻常的观测波在一个大的日珥柱，其中包括脉冲传播垂直于日珥磁场。2012年10月10日，我们用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）在EUV中观察到一个巨大的静止日珥，而只有一部分，即柱，这是日珥的一个脚或倒钩，用日出太阳光学望远镜（SOT）（Ca II和Hα系），Sac峰（Hα、Hβ和Na-D线），Themis（“Télescope Héliographique pour l' Etude du Magnétisme et des Instabilités Solaires”）与MTR（MultiTi-Raies）分光偏振计（He D_3线）。THEMIS/MTR数据表明，柱中的磁场基本上是水平的，并且在光学域中的观测显示出大量水平对齐的特征，其尺度比柱整体小得多。这些数据是一致的冷日珥等离子体被困在水平场线的倾角模型。SOT和Sac Peak在4小时观测期间的数据显示，垂直振荡表现为波脉冲。这些脉冲，其中包括多普勒签名，垂直移动，垂直于磁场方向，沿着薄准垂直列在更广泛的支柱。脉冲的传播速度约为10 km/s，周期约为300 sec，波长约为2000 km。我们解释这些波的快速磁声波，并讨论可能的波驱动程序。
2013-09-06 astro-ph.SR
Magnetic Field Configuration of a Quiescent Prominence Revealed by Large-amplitude Longitudinal Oscillations in End-view Observations
本文利用2023年12月4日端视观测的日珥大振幅纵向振荡，结合成像与光谱数据，通过两种方法计算磁凹陷曲率半径（90-220-10兆米）及横向磁场强度（25高斯），首次精确确定其三维正弦几何形状。
2025-10-24 astro-ph.SR
A revised cone model and its application to non-radial prominence eruptions
传统的圆锥模型在研究晕日冕物质抛射（CME）的几何和运动学性质方面取得了很大的成功。本文提出了一个修正的锥模型来研究非径向日珥爆发引起的日冕物质抛射的性质。锥顶位于爆发的源区，而不是太阳中心。锥轴偏离局部垂直线的倾斜角为$θ_1$，角度为$ϕ_1$。圆锥体的长度和角宽分别为$r$和$ω$。该模型成功地应用于两个CME起源于2011年8月11日和2012年12月7日的西翼。通过比较太阳动力学天文台（SDO）大气成像仪（AIA）和日地关系天文台（STEREO）极紫外成像仪（EUVI）同时观测到的日冕物质抛射（CME）锋面与圆锥体的投影，得到了CME的距离、角宽、倾角、离天平面偏差、在太空中的真实速度这个修正的锥模型为探索日冕物质抛射的整体演化提供了一个新的补充途径。
2021-08-26 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
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 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
A formation mechanism for the large plumes in the prominence
为了理解太阳耀斑中大羽流的形成机制，我们研究了两种太阳耀斑中大羽流现象的形成过程。我们利用新真空太阳望远镜、太阳动力学天文台和日地关系天文台的观测资料研究了两个大羽流的动力学和热性质。我们发现，两个大的高分辨率数据观测到的羽流是相当不同的，从以前研究的小尺度羽流。它们诞生于一个投影面积为10-20 Mm^2的日珥泡的顶部。在每一个大的羽流出现之前，气泡膨胀并呈现出准半圆形的外观。同时，气泡中的极紫外（EUV）波段的发射强度增加。一个小规模的灯丝被发现在第二个大的羽流爆发的气泡。当气泡的高度与气泡宽度的一半相当时，气泡变得不稳定并产生羽流。在羽流形成过程中，由相反的多普勒信号控制的气泡顶部的两个侧边缘彼此接近。然后，大的羽流出现，并以大约13-15公里/秒的恒定速度继续上升。这两个大的羽状物的温度为1.3 x 10^6开尔文，密度为2.0 x 10^9 cm^-3，比典型的日珥高两个数量级，密度低一个数量级。我们还发现，气泡是一个热的，低密度的体积，而不是一个空的区域下面的冷和密集的突出。因此，我们的结论是，这两个大的羽状物是由热压力的增强引发的日珥气泡破裂的结果;它们从气泡中分离出来，最有可能是通过磁重联。
2022-02-17 astro-ph.SR
Multi-wavelength synthesis of a flux rope-trapped mini-prominence eruption and post-flare coronal rain
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Northumbria University（诺森比亚大学）
该研究通过2.5维MHD模拟结合多波长合成诊断，揭示了太阳上通量绳俘获的微型日珥爆发及耀斑后日冕雨的多热结构，为相关高分辨率观测提供了特征指引。
2026-09-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
