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
Predictions of energy and helicity in four major eruptive solar flares
为了更好地理解行星际磁云（MC）的太阳成因，我们模拟了四个大型爆发性太阳耀斑的磁场和拓扑性质，并将它们与观测结果联系起来。我们使用三维最小电流日冕模型\cite{Longcope1996d}和耀斑前光球磁场和耀斑带的观测值导出重连磁通量，耀斑能量，磁绳螺旋度和磁绳极向场的方向。我们比较模型预测的这些数量耀斑和MC观测和估计的不确定性的方法，发现以下。模型预测的重联通量等于或低于从观测到的带状运动推断的重联通量。观测到的和模式的重联通量匹配MC极向通量。预测的磁绳螺旋度匹配MC螺旋度。预测的自由能介于观测能量和估计的总耀斑光度之间。MC的极向场的前缘的方向与AR中的通量绳的极向场而不是全局偶极场对准。这些发现使我们相信，与这四个太阳耀斑有关的磁云是在爆发过程中由低日冕磁重联形成的，而不是日冕中已有结构的爆发或在全球磁场参与下在上日冕中形成的。我们还注意到，由于所有四个耀斑都发生在活动区，没有显著的耀斑前通量出现和取消，我们发现的能量和螺旋度是通过剪切和旋转运动存储的，这足以解释观测到的辐射耀斑能量和MC螺旋度。
2011-04-18 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
Magnetic helicity evolution during active region emergence and subsequent flare productivity
本研究考察136个浮现太阳活动区，基于磁螺度积累与磁通量演化关系将其分为三类，发现Type-I活动区积累更多螺度与能量且具有更高耀斑产率潜力，为太阳爆发早期预测提供了新见解。
2024-03-27 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
Evidence of Magnetic Helicity in Emerging Flux and Associated Flare
本文的目的是看一个新兴的活动区的磁螺旋度结构，并表明，无论是出现和耀斑签名是一致的磁螺旋度相同的符号。本文对2003年5月27日发生在活动区NOAA 10365的一次M1.6级耀斑进行了多波长分析。光球层中的发散流型和磁场的“舌”形，具有拉长的极性，这高度暗示了扭曲通量管的出现。这些舌头的方向表明出现了一个通量管与右手扭曲，即积极的磁螺旋。色球层中的耀斑特征是由Meudon太阳塔中的MSDP摄谱仪在H-α和TRACE在1600 A中观察到的条带。这些条带呈“J”形，并沿反转线移动。这些带状物的图案表明，耀斑是由正螺旋度的扭曲通量管下方日冕高度的磁重联触发的，对应于观测到的出现。这是第一次在观测中清楚地发现通过光球和耀斑带的新兴通量之间的一致性。另一种类型的带状观测期间耀斑在周边的活动区的MSDP和SOHO/EIT的存在有关的零点，这是发现高的日冕中的位场外推。我们讨论了这些二次增亮的解释方面的“突破”模型和等离子体压缩/加热大规模separatrices。
2009-06-06 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
Polarity inversion line helicities and solar eruptivity
本研究分析约40个太阳活动区的极性反转线（PIL）螺度演化，发现M5.0级及以上爆发性耀斑时PIL相对螺度降超10%，载流螺度降达20%，且载流螺度可有效区分爆发性与受限耀斑，为耀斑预报提供新诊断指标。
2025-09-24 astro-ph.SR
Detailed analysis of dynamic evolution of three Active Regions before flare and CME occurrence at the photospheric level
我们提出了加权水平磁梯度（在Korsos等人，ApJ，802，L21，2015）方法和磁螺旋度工具（Berger & Field，JFM，147，133，1984）用于三个活动区域（AR），即NOAA AR 11261，AR 11283和AR 11429。所有三个活动区都产生了一系列耀斑和日冕物质抛射。我们跟踪了耀斑和CME发生前WG_M分量和磁螺旋度的演化。我们发现在耀斑和CME爆发前，WG_M的加权距离分量和螺旋度通量的剪切分量有一个独特的、相互共享的行为，称为U型模式。这种共同的模式与递减-后退阶段有关，但据报道，这只是太阳耀斑爆发前的一个必要特征，但现在在剪切螺旋度参数的演变中同时发现。结果表明：（1）光球磁场的剪切运动可能是太阳爆发的一个重要驱动因素，而剪切螺旋度的下降-接近模式可能是改进太阳爆发预报的另一个前兆指标。
2018-01-01 astro-ph.SR
Energy Build-up and Triggering Leading to a M1.5 Flare on 1 August 2014
太阳耀斑的能量储存和触发机制对于理解太阳活动具有重要意义。我们分析了2014年8月1日在活动区NOAA 12127（SOL 2014 -08- 01 T18：13）中M1.5耀斑的多波长观测。在爆发前主要能量释放区的正磁场中存在明显的大尺度黑子旋转，其旋转既有顺时针方向的，也有逆时针方向的。耀斑前光球层磁螺旋度的注入。耀斑后螺旋度注入的符号反转。结果表明，大尺度（$\approx$ 1天）和小尺度（$\approx$ 1 ~ 2小时）的持续性磁通量突现都与耀斑有关。我们认为大尺度的磁通出射、螺旋度注入和太阳黑子自转是耀斑能量积累的主要原因，而小尺度的磁通出射则是触发耀斑的关键因素。
2019-02-01 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
Solar Flares and Magnetic Helicity
太阳耀斑和日冕物质抛射是当前太阳系中最大的能量释放现象。它们导致各种波长的电磁波急剧增强，有时会将日冕物质喷射到行星际空间，扰乱包括地球在内的轨道行星的磁环境。一般认为，太阳耀斑是储存在活动区上方太阳大气中的磁能通过磁重联突然释放的现象。因此，为了阐明太阳耀斑的本质，估算磁场的复杂性并跟踪其演化是至关重要的。磁螺旋度是衡量日冕磁结构扭曲程度的一个指标，因此被用来量化和描述耀斑活动区的复杂性。本章概述了太阳耀斑，并讨论了如何使用磁螺旋度的不同概念来理解和预测太阳耀斑。
2022-04-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Helicity and Free Magnetic Energy as Tools to Probe Eruptions in two Differently Evolving Solar Active Regions
利用HMI/SDO的矢量磁图和基于磁连通性的方法，我们计算了两个太阳活动区（AR），AR 11890和AR 11618，都具有复杂的光球磁场配置几天的瞬时相对磁螺旋度和自由磁能预算。AR产生了几个主要的爆发耀斑，而它们的光球磁场在AR 11890中主要表现出通量衰减，在AR 11618中主要表现出通量出现。在它们的大部分演化过程中，两个AR都有大量的自由磁能和正负螺旋度预算。事实上，它们的螺旋度的符号分量之间的不平衡与安静太阳中的一样低，它们的净螺旋度最终在最后一次大耀斑后14-19小时改变了符号。尽管有这样的不一致性，爆发发生在净螺旋度峰值的时间，这是同时间的自由磁能的峰值。在标准化的自由磁能中，与爆发耀斑相关的损失在10- 60%的范围内。对于螺旋度，变化范围从25%到去除占主导地位的符号的整个多余螺旋度，导致净螺旋度大致为零，但两种螺旋度意义上的预算显著相等和相反。缓慢变化的背景成分的自由能和螺旋度时间序列的去除显示，所有的火山爆发相关的峰值的数量超过2 $σ$水平的去趋势时间序列。当这些量中只有一个或没有一个超过其2 $σ$水平时，没有喷发。我们的研究结果表明，不同的发展AR可能会产生重大的爆发耀斑，即使当除了积累显着的自由磁能预算，他们积累了大量的负和正螺旋度没有一个强大的优势，一个手超过其他。
2023-01-20 astro-ph.SR
On the differences in the periodic behaviour of magnetic helicity flux in flaring active regions with and without X-class events
大型太阳耀斑的观测前兆为今后的业务预报系统提供了基础。在这里，我们研究了14个耀斑（至少有一个X级耀斑）和14个非耀斑（$<$ M5级耀斑）活动区（AR）的归一化出现（EM），剪切（SH）和总（T）磁螺旋度通量分量的演变使用Spaceweather日震磁成像仪活动区补丁矢量磁场数据。所选AR中的每一个都包含一个$δ$型斑点。利用小波分析对这些AR的三个螺旋度分量进行了分析。小波功率谱（WPS）的局部峰值进行了识别和统计研究。我们发现：i）所有EM、SH和T分布的识别的WPS峰的概率密度函数可以用以$\sim$ 3至20小时之间的不同时段为中心的一组高斯函数拟合。ii）在外展和非外展AR的EM剖面中发现的周期分布存在显著差异，而SH和T剖面中没有发现显著差异。（3）在耀斑AR中，短EM/SH/T周期（$<$ 10 h）的分布在耀斑后分为两组，而长EM/SH/T周期（$>$ 10 h）的分布没有变化。iv）当EM周期性不包含谐波时，AR不托管大的能量耀斑。最后，v）T和EM分量中长周期（$\sim$ 20小时）的显著功率可能是大能量耀斑的前兆。
2021-12-11 astro-ph.SR
Stochastic Particle Acceleration by Helical Turbulence in Solar Flares
只有当磁场偏离一个位场时，日冕中的磁能才有可能发生耀斑释放。我们发现，在非势磁场上激发的线性MHD模具有非零的动力学螺旋度。因此，这必然会导致湍流的明显动力螺旋度，该湍流由初级能量释放在耀斑地点产生的具有各种尺度和随机相位的线性模式组成，这对于许多应用来说可能很重要。特别是，一个非零的湍流螺旋度有一个潜在的强烈影响的粒子加速，因为湍流的螺旋分量诱导的平均规则的大尺度（DC）电场能够直接加速带电粒子，除了通常认为的随机湍流电场。本文推导了在大尺度扭曲磁场上激发的线性MHD模的动力学螺旋度密度，估算了相应的湍流螺旋度，并考虑了湍流螺旋度对粒子随机加速的影响，特别地，我们将诱导的平均电场与电子和估算的有效离子Dreicer场进行了比较。我们已经发现，这一迄今为止缺失但非常重要的耀斑现场湍流成分可以负责耀斑中的热能与非热能的分配，通过控制粒子从热池中提取的过程和种子粒子群的形成，然后随机加速到更高的能量。此外，它也与令人困惑的耀斑现象相一致，如电子和质子发射点的空间分离、电子束的形成以及$^3He$和其他稀有离子对加速粒子群的富集。
2012-11-29 astro-ph.SR
High-Resolution Observations of Flares in an Arch Filament System
我们研究了在BBSO的古德太阳望远镜（GST）观测到的活动区12396发生的五个连续的太阳耀斑（SOL 2015 - 08 - 07），并辅以IRIS和SDO观测。主耀斑区是由半圆形耀斑带包围的多束暗丝组成的拱形暗丝系统。我们利用SDO/HMI磁图建立日冕磁场模型，研究了活动区的磁位形和演化，非线性无力场外推法和磁绳插入法。这些模型由多个具有混合螺旋性符号的通量绳组成，即，在北部（南部）区域为阳性（阴性），这与GST观察到的多个丝束一致。准分界线层（QSL）的足迹来自外推NLFFF比较有利的观测耀斑带。位于AFS东侧边界的一个有趣的双带精细结构与QSL足迹的精细结构相一致。此外，磁场线跟踪沿半圆形足迹的圆顶状QSL周围的AFS连接到显着的螺旋度和坡印廷通量注入的区域。磁扭曲图表明，随着时间的推移，正扭曲逐渐占主导地位，这与耀斑前正螺旋度的注入相一致。因此，我们得出结论，这些圆形耀斑是由三维磁重联在QSL与AFS具有混合的螺旋性符号。
2018-03-16 astro-ph.SR
Differences in periodic magnetic helicity injection behaviour between flaring and non-flaring Active Regions: Case Study
磁螺旋度的演化与太阳爆发有着密切的关系，并且作为一种预测性的诊断是很有意义的。在这种情况下，我们分析的情况下，三个耀斑和三个非耀斑活动区（AR）使用SHARP（空间天气日震磁成像仪活动区补丁）矢量磁场数据的归一化出现，剪切和总磁螺旋度分量的演变。的三个磁螺旋度分量的演变进行了分析与小波变换，揭示显着的共同周期的标准化出现，剪切和总的螺旋度通量耀斑前在耀斑的AR。三种非扩口式反辐射装置没有显示出这种共同的周期性行为。这一案例研究表明，磁螺旋度分量的功率谱中存在显着的周期性可以作为一个有价值的耀斑的前兆。
2020-06-13 astro-ph.SR
Sub-surface Plasma Flows and the Flare Productivity of Solar Active Regions
太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）等高能事件导致的极端空间天气条件要求可靠的空间天气预报。磁通量管在上升通过对流区时被湍流等离子体流扭曲，从而激励系统并导致耀斑。本文研究了耀斑活动区次表层等离子体流与其表面磁通量和电流螺旋度之间的关系。使用全球振荡网络组（GONG）多普勒速度测量的活动区补丁的环形图分析得出的近地表水平速度被用来计算流体动力学的描述符，如垂直散度，涡度和动力螺旋度在这项工作中使用。耀斑活动区具有较大的垂直涡度和动力螺旋度。此外，水平流散度，涡度，通量，动力和电流螺旋度被观察到显着相关，并与彼此同相演变。我们观察到，耀斑前一天观测到的上述流动和磁性参数的积分值与活动区的积分耀斑强度显著相关。因此，我们表明，强涡度/动力学螺旋度导致更大的活动区扭曲，大概产生高强度耀斑。
2022-10-18 astro-ph.SR
Investigating the Efficacy of Topologically Derived Time-Series for Flare Forecasting. I. Dataset Preparation
本文利用 ARTop 处理 SHARP 数据，构建涵盖144个活动区的磁螺旋度与缠绕通量时间序列数据集，发现极值信号常提前1至8小时出现，以支持耀斑预报。
2024-12-05 astro-ph.SR
Stability of the coronal magnetic field around large confined and eruptive solar flares
本研究比较了环不稳定性临界高度和螺旋度比作为太阳活动区爆发潜力度量的效果，发现临界高度在区分耀斑类型上更具区分度，且高爆发潜力的日冕场配置更易发生环不稳定性。
2024-02-19 astro-ph.SR
Interpreting Eruptive Behavior in NOAA AR 11158 via the Region's Magnetic Energy and Relative Helicity Budgets
在以前的工作中，我们介绍了一个非线性无力的方法，自洽计算的自由磁能和相对磁螺旋度在太阳活动区（AR）的瞬时预算。计算是方便和实用的，每次计算仅使用单个矢量磁图。我们将这种方法应用于600个高节奏的矢量磁图的爆发NOAA AR 11158收购的日震和磁成像仪船上的太阳动力学天文台在五天的观测间隔的时间序列。除了广泛测试我们的方法，我们用它来解释AR的动态演化，包括爆发。我们发现，AR建立了自由磁能和相对磁螺旋度的大预算，足以为更多的喷发提供动力，而不是在感兴趣的区间内。对于每一个这些主要的爆发，我们发现喷发相关的减少和随后的自由能和螺旋度预算与观测到的喷发（耀斑和日冕物质抛射[CME]）的大小一致。此外，我们发现（1）AR中的演化与最近提出的（自由）能量一致-（2）爆发相关的衰减发生在耀斑和预计的日冕物质抛射发射时间之前{ \it}，表明日冕物质抛射的前身先于耀斑，（3）自由能和相对螺旋度的自项很可能来源于各自的互项，遵循最有可能源于磁重联的渐进的相互-自我转换模式。这导致了非理想的形成越来越螺旋状的喷发前结构，并激发了进一步的研究与磁螺旋牢固地放置在喷发干部的太阳喷发的触发。
2013-07-23 astro-ph.SR
Conditioning of the solar corona due to large flares
本研究通过非线性无力场外推模拟第24太阳活动周231个大耀斑的日冕演化，发现约束型和爆发型耀斑前的磁能与螺旋度演化趋势不同，结合活动区非势性和局部稳定性可超90%准确预测耀斑类型，并揭示了耀斑后恢复时间差异。
2025-01-28 astro-ph.SR
Twist Accumulation and Topology Structure of a Solar Magnetic Flux Rope
为了研究大耀斑和日冕物质抛射（CME）前磁通量绳的形成，利用非线性无力场模型计算了磁螺旋度注入、扭曲积累和三维磁场的拓扑结构. 2005年1月15日23：02 UT，太阳和日光层天文台上的极紫外成像望远镜在活动区NOAA 10720观测到一系列没有CME的局限耀斑，然后是一个带有CME的大耀斑。利用大熊太阳天文台数字矢量磁仪观测到的矢量磁场的微分仿射速度估计方法，计算了18：27 ~ 22：20 UT八个时间点的矢量速度。用矢量磁场和速度场计算了注入磁螺旋度。螺旋度注入速率为（-16.47 \pm 3.52）\times 10^{40} Mx^2/hr。我们发现只有大约1.8%的注入磁螺旋度最终变成了磁通量绳的内螺旋度，其捻度增长率为-0.18 \pm 0.08转/小时。的三维磁场的计算通过评估挤压程度，Q。我们发现，磁绳被大Q值的QSL包裹，连续注入的磁螺旋度引起的磁重联进一步产生了约束耀斑。我们认为，磁通绳是由QSL中的磁重联形成并加热的。
2013-11-08 astro-ph.SR
Relative field line helicity of a large eruptive solar active region
上下文磁螺旋度是天体物理和自然等离子体研究中一个非常重要的物理量。虽然螺旋度的密度无法定义，但场线螺旋度是一个很好的替代。在太阳条件下使用的适当量是相对场线螺旋度（RFLH）。目标。这项工作的目的是详细研究RFLH的行为，第一次，在太阳活动区（AR）。方法.目标活动区是大型喷发的AR 11158。为了计算RFLH和所有其他感兴趣的量，我们使用了一个非线性的AR冠状磁场的质量优良的无力重建。结果我们发现，RFLH的光球形态与磁场或电流的光球形态有很大的不同，这对RFLH计算中所选择的规范并不敏感。螺旋度的值经历了一个大的下降，其前耀斑值的25%，在一个X级耀斑的AR，一个变化，也描绘在光球形态的RFLH。此外，这种变化的区域与包围通量绳的区域相吻合，通量绳是后来爆发的磁性结构。结论. RFLH的使用可以提供关于在爆发事件期间从太阳大气排出的磁螺旋度的值和位置的重要信息。
2021-03-05 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
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
Magnetic helicity and eruptivity in active region 12673
上下文2017年9月，第24太阳活动周期最大的X级耀斑发生在该周期最活跃的区域AR 12673。由于其独特的形态和进化特征，人工耳蜗引起了人们的广泛兴趣。在AR中检查的参数是磁螺旋度，但要么只是大约，和/或间歇性。目的。这项工作是有兴趣在研究的相对磁螺旋度的演变和它的分解，非潜在的两个组成部分，和体积线程之一，在时间间隔周围的AR 12673的最高活动。特别强调的是研究的非潜在的总螺旋度的比率，这是最近提出的一个指标的ARs喷发。方法.对于这些，我们首先使用两种不同的基于优化的外推程序来逼近AR的冠状磁场，并选择在每个时刻产生最可靠螺旋度值的程序。此外，在这些方法之一中，我们第一次通过来自日震和磁成像仪（HMI）仪器的不确定性估计来加权优化。然后，我们遵循一种精确的方法来计算所有感兴趣的量。结果第一次观测确定的非潜在的总螺旋度比的演变似乎证实了质量，它在指示喷发。这个比值在AR 12673的大耀斑之前增加，之后它放松到较小的值。此外，还讨论了AR 12673的各种螺旋度的演化模式和能量收支，并与其他工作进行了比较。
2019-07-15 astro-ph.SR
The Properties of Non-Potential Magnetic Field Parameters in a Super-Active Region with Complex Structures and Strong Solar Flares
本研究针对经历X5.7级强耀斑的活动区NOAA 9077，通过外推三维磁场计算多种非势参数，分析其时空分布，揭示了耀斑前后磁场参数的变化规律及不同参数与耀斑的关联特征。
2025-06-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Magnetic Energy - Helicity Diagram of Solar Active Regions
本文利用新近提出的一种适用于太阳活动区单矢量磁图的非线性无力方法，计算了对应于42个不同活动区的162幅矢量磁图的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度收支。我们发现在所研究的地区的自由磁能和相对磁螺旋度之间的统计鲁棒性，单调相关性。这种相关性意味着，除了自由磁能之外，磁螺旋度可能是主要太阳爆发的一个重要因素。在自由能和相对螺旋度方面，爆发活动区与非爆发活动区似乎有很好的分离，主要（至少是M级）耀斑发生在自由能和相对螺旋度分别超过4 × 10 ^{31}尔格和2 × 10 ^{42} Mx ^2的活动区。螺旋度阈值与典型日冕物质抛射的螺旋度含量的估计值吻合得很好。
2012-09-25 astro-ph.SR
Quantifying the Topology and Evolution of a Magnetic Flux Rope Associated with Multi-flare Activities
磁通量绳（MFR）在太阳活动中起着重要的作用。一个MFR的拓扑结构及其演变的定量评估是至关重要的，更好地了解MFR和相关活动之间的关系。本文研究了2014年3月28日至29日活动区12017的磁场，其中12个耀斑是由一个暗条的间歇性爆发（无论是成功的还是局限的）触发的。利用\textit{Solar Dynamics Observatory}上的日震和磁成像仪的矢量磁场数据，计算了活动区的磁能和螺旋度注入，并利用非线性无力场模型外推了三维磁场。从外推，我们发现一个MFR是与灯丝的空间。我们进一步确定了这个MFR的位形是由一个封闭的准分界线层（QSL）围绕着它，然后我们计算了组成MFR的磁力线的扭曲数和磁螺旋度。结果表明，耀斑的发生使环绕MFR的封闭QSL结构变小。我们还发现，在我们的样本耀斑主要是由扭结不稳定性触发。此外，扭转数的变化比其他参数更敏感的耀斑的发生。
2016-04-26 astro-ph.SR
Turbulent convection as a significant hidden provider of magnetic helicity in solar eruptions
本文通过深对流区磁通量浮现的数值模拟，揭示湍流对流可使无扭缠磁通量稳定到达太阳表面形成黑子，并通过湍流扭缠注入可观磁螺度，从而为太阳耀斑爆发提供隐藏的螺度来源。
2023-05-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Statistical study of spatio-temporal distribution of precursor solar flares associated with major flares
本次调查的目的是研究M级和X级大耀斑前24小时间隔内前兆耀斑的时空分布以及后续耀斑的演变。有关耀斑（前兆和后续）的信息由拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）提供。耀斑列表，而主要耀斑是由地球静止业务环境卫星（GOES）系统卫星在2002年至2014年期间观测到的。根据主耀斑的类型，在大约一天的时间内，相关耀斑的时空分布存在明显的演化差异。空间分布的特点是归一化的频率分布的数量$δ$（之间的距离主要耀斑和其前身耀斑标准化的太阳黑子群直径）在四个6小时的时间间隔之前的主要事件。X级耀斑的前兆在大耀斑发生前的半天多时间内呈双峰型空间分布，但在大耀斑发生前的6小时左右，前兆的空间分布变为对数正态分布。M级耀斑的前兆在每个6小时子区间内呈对数正态分布。在每种情况下，活动区中前兆最频繁的地点都在距离大耀斑地点约0.1直径太阳黑子群的距离内。我们的研究表明，能量的积累比能量的释放更有效，因为前体。
2016-04-12 astro-ph.SR
Magnetic helicity estimations in models and observations of the solar magnetic field. Part IV: Application to solar observations
在这个由ISSI支持的关于太阳磁螺旋度的系列研究中，我们系统地实施了不同的磁螺旋度计算方法，用于高质量的太阳磁图观测。我们应用有限体积，离散通量管（特别是，基于连通性）和通量积分方法从日之出的太阳光学望远镜的数据。目标是NOAA活动区10930，在2006年12月的约1.5天间隔期间，包括一个主要的爆发耀斑（SOL 2006 - 12 - 13T02：14X3.4）。基于磁通量和连通性的方法产生日冕磁螺旋度的瞬时预算，而通量积分方法允许通过光球注入的累积螺旋度的估计。我们工作的目标有两个：方法的交叉验证，以及对导致喷发的复杂事件的解释。对于第一个目标，我们发现（i）强协议之间的有限体积的方法，（ii）一个温和的协议之间的连通性为基础的和有限体积的方法，（iii）一个很好的协议之间的通量积分方法，和（iv）之间的整体协议有限体积和通量积分为基础的估计主要的符号和大小的螺旋度。对于第二个目标，我们确信光球螺旋度通量对日冕螺旋度预算有很大的贡献，并且在X级耀斑期间，右手结构从主要是左手的日冕中爆发。总的来说，我们发现，使用不同的方法来估计（累积）日冕螺旋度可能是必要的，以绘制一个完整的图片的活动区日冕，考虑到识别的数据（准备）问题，否则会误导事件的分析和解释的仔细处理。
2021-08-19 astro-ph.SR
Flares and Magnetic Non-potentiality of NOAA AR 11158
磁的非位性对于理解耀斑和太阳活动区的其他活动具有重要意义。五个非潜在参数，即，电流，电流螺旋度，源场，光球自由能，角剪切，在这项工作中计算量化的NOAA AR 11158的非潜力。得益于高空间分辨率，高节奏，和连续的时间覆盖的矢量磁图从太阳动力学天文台的日震和磁成像仪上，AR的长期演变和耀斑期间的快速变化进行了研究。证实了磁无势区与耀斑的关系比磁通量更密切，磁无势区和耀斑的重要性。本工作的主要结果如下。(1)源场中的涡旋直接反映了水平磁场的偏转。这种偏转对应于快速旋转的黑子，但有一个时间延迟，这表明黑子的旋转导致了非势的增加。(2)在磁极性反转线附近发现了两个矢量磁场方位角变化明显的区域。方位角的变化率分别约为1.3度/小时和3.6度/小时。(3)在四次耀斑的初始增亮区，螺旋度的变化迅速而显著地增加。两个最大耀斑（X2.2和M6.6）的恢复时间为3-4 h，而另两个较小耀斑（M2.2和M1.6）的恢复时间仅为2 h左右。
2012-09-27 astro-ph.SR
On the use of relative field line helicity as an indicator for solar eruptivity
本文探讨相对场线螺旋度（RFLH）作为太阳爆发性指标的可行性，通过重建七个活动区的磁场并计算RFLH，发现基于PIL的R参数与耀斑概率相关，表明RFLH可作为有效的爆发性指标。
2023-12-21 astro-ph.SR
Variations in $p$-Mode Parameters with Changing Onset-Time of a Large Flare
预计在光球层释放大量能量的高能太阳耀斑可能能够激发声学（$p$ -）振荡模式。我们已经确定了模式参数的特征属性，应用环图技术获得的3-D功率谱的太阳活动区NOAA 10486在2003年10月28日的长持续时间的能量X17.2/4 B耀斑。有强有力的证据表明，模式振幅和系统变化在地表下流动中大幅增加，即，速度，动力螺旋度，涡度的纬向和纬向分量，发现从比较的前到后耀斑阶段。
2009-10-22 astro-ph.SR
Magnetic Field Restructuring Associated with Two Successive Solar Eruptions
我们研究了2012年3月7日在NOAA活动区11429连续发生的两次耀斑爆发（X5.4和X1.3），并研究了与这两次爆发相关的磁场重构。利用基于SDO/HMI矢量磁图的先进非线性无力场（NLFFF）外推方法，我们得到了喷发过程中磁自由能的逐步减小，约为耀斑前阶段能量的20%-30%。我们还计算了磁螺旋度，并认为螺旋度注入率符号的变化可能与喷发有关。通过对磁场演化的考察，我们发现“内爆”现象的出现与第一次X级耀斑的发生有很强的关系。同时，观测到了连续喷发的内爆和非内爆的磁场变化。
2015-10-21 astro-ph.SR
Major and Minor Flares on Cygnus X-3 Revisited
天鹅座X-3多年来一直观测到厘米波长的强烈耀斑，其强度可达几十焦耳。这个活跃的高质量X射线双星在大爆发前也有淬灭期，并有几百mJy级别的小耀斑。在本文中，我们表明，轻微的耀斑有更短的上升时间和持续时间表明更迅速的扩张的同步辐射发射材料比在强耀斑。它们看起来也更接近双星，而大的耀斑形成了一个更发达的喷流。物理条件的计算表明，小爆发的最小能量比大耀斑低，但磁场和能量密度比大耀斑大。当大耀斑正在发生时，可能会发生小耀斑，这表明它们之间存在间接耦合。小耀斑的光谱演化可以用膨胀同步辐射源或激波模型来解释。探讨了在SS 433中存在增亮区的可能性。
2022-03-10 astro-ph.SR
Magnetic Evolution of an Active Region Producing Successive Flares and Confined Eruptions
研究NOAA 11476活动区连续M级耀斑与受限爆发，结合HMI磁参数及DAVE4VM能流和螺度分析，指出旋转双极区是微型暗条爆发的主要磁能与螺度来源。
2024-04-16 astro-ph.SR
Helicity-conserving relaxation in unstable and merging magnetic flux ropes
本文研究磁通量绳因理想扭结不稳定性及相互作用合并而发生的螺旋度守恒弛豫，结合三维MHD与测试粒子模拟解释太阳耀斑和球形托卡马克过程。
2023-08-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
3D Velocity Flows in Flare Productive and Dormant Active Regions
在第23太阳活动周期间，一些活动区（AR）产生了极高能量的耀斑和日冕物质抛射。与休眠AR和安静区（QR）相比，这些AR预计在特征上是不同的。确定人工反应堆的内部结构和动态是否与其燃烧/日冕物质抛射活动水平有关，将是一个有趣的问题。为了这项调查，我们已经获得了次表面的速度流在几个AR和QR使用环图技术，然后推导出相应的涡度矢量和动力螺旋度密度。
2009-06-22 astro-ph.SR
Investigating the Efficacy of Topologically Derived Time Series for Flare Forecasting. II. XGBoost Model
Durham University（杜伦大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
本文提出基于拓扑衍生时间序列的XGBoost模型，用于预测太阳耀斑，通过分析磁拓扑参数和工程化特征，提高预测精度并验证模型的物理可解释性。
2025-12-16 astro-ph.SR
Multiwavelength study of a Solar Eruption from AR NOAA 11112 I. Flux Emergence, Sunspot Rotation and Triggering of a Solar Flare
我们分析了2010年10月16日发生在活动区（AR）NOAA 11112附近的一个巨大的暗条系统的M2.9/1 N耀斑的多波长观测。SDO/HMI磁图揭示了耀斑事件前50小时出现的双极（在现有的AR内）。在出现的过程中，双极中的正负黑子都表现出平移和旋转运动。正极性黑子表现出明显的西南/顺时针方向的运动/旋转，并不断推动/滑动周围的相反极性场区。另一方面，负极性太阳黑子向西/逆时针方向移动/旋转。正极性的太阳黑子旋转约70度。在30小时内，而负极性~20 °。10小时内。SDO/AIA 94 EUV图像显示，日冕中出现的通量管与HMI中出现的双极相一致。在耀斑脉冲阶段观测到了一个高速的等离子体团抛射（速度~1197 km/s），这表明出现的正极性黑子与周围的反极性场区发生了磁重联。整个AR显示耀斑事件前的正螺旋度注入。此外，新出现的偶极揭示了负（左手）螺旋性的签名。这些观测结果提供了独特的证据，从光球层以下到日冕高度的扭曲通量管的出现触发耀斑的主要原因是由于出现的正极性黑子与附近的负极性黑子之间的相互作用，通过出现的正极性黑子向负极性黑子的剪切运动。我们的观测结果也有力地支持了这样一种观点，即旋转很可能是由于扭曲磁场的出现，正如最近的模型所提出的那样。
2012-10-12 astro-ph.SR
On flare-CME characteristics from Sun to Earth combining remote-sensing image data with in-situ measurements supported by modeling
我们分析了2011年10月1日（SOL 2011 -10- 01 T09：18）观测到的耀斑CME事件，涵盖了从太阳到地球的完整作用链，以更好地理解CME及其嵌入的磁场的动态演化。我们利用SDO和地面仪器研究了与耀斑CME相关的太阳表面和大气，并利用STEREO结合EUV和白光数据对CME特征进行了离边跟踪。通过应用三维重建技术（GCS，总质量）立体STEREO-SoHO日冕物质抛射数据，我们跟踪的时间和空间演化的日冕物质抛射在行星际空间，并得出其几何形状和三维质量。我们结合GCS和Lundquist模型的结果，从现场测量（风）的MC的轴向通量和螺旋度。这是比较非线性无力（NLFF）模型的结果，以及重连的磁通量来自耀斑带（耀斑重连通量）和相关的调光（调光通量）所包含的磁通量。我们发现，磁重联过程已经在脉冲耀斑阶段开始之前进行，增加磁通量的通量绳之前，其最终爆发。在耀斑结束后，变暗通量增加了25%以上，表明喷发后仍有磁通量加入通量绳。因此，导出的耀斑重联通量很可能是估算磁绳内磁通量的下限。我们发现，磁螺旋度和轴向磁通量在行星际空间分别减少了约50%和75%，可能表明侵蚀过程。在~4-20 Rs的距离范围内观测到CME质量增加10%。与日冕物质抛射相关的核心变暗区的时间演化支持快速外流可能向日冕物质抛射的后部提供额外质量的假设。
2017-03-02 astro-ph.SR
Tracking magnetic flux and helicity from Sun to Earth -- Multi-spacecraft analysis of a magnetic cloud and its solar source
为了更好地理解行星际空间中磁场相关量的动态演化，特别是磁通量和螺旋度的动态演化，我们分析了太阳爆发事件引起的完整效应链。我们研究了2021年11月1日和11月2日起源于NOAA活动区（AR）12891的一系列相关事件（一个封闭的C4.5耀斑，一个无耀斑的暗条爆发和一个双峰M级耀斑）。我们推导出AR 12891的磁结构，使用体视和非线性无力（NLFF）磁场建模，使我们能够识别日冕磁通绳，并估计其轴向通量和螺旋度。此外，我们计算重联通量的基础上耀斑带状和日冕变暗的遥感图像签名。通过与太阳轨道飞行器和近地航天器的原位测量结果相比较，我们可以得出行星际日冕物质抛射（ICME）演化的结论。后者是通过应用几何拟合技术（分级圆柱壳建模; GCS）和行星际传播模型（基于阻力的整体建模; DBEM）ICME的援助。NLFF模型表明，主机AR的磁结构的形式左手（负螺旋度）剪切拱廊/通量绳达到8-10毫米以上的光球水平的高度，在密切的协议与相应的立体估计。GCS和DBEM模拟结果表明，磁绳在行星际空间中以自相似的膨胀方式传播。在太阳源区域的磁重联处理的磁通量和螺旋度的比较和各自的预算的MC表明相当大的贡献，从喷发过程中，虽然爆发前的预算出现的相关性。
2022-10-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Investigation of pre-flare dynamics using the weighted horizontal magnetic gradient method: From small to major flare classes
太阳大气层中有各种各样的喷发，包括被称为耀斑的辐射大爆炸，这些喷发都是造成空间天气的原因。要检查事件前的行为在三角洲地区，我们在这里使用的加权水平梯度的磁场（WG_M）的基础上，定义在相反的极性本影之间的极性反转线的活动区（AR）的德布勒森太阳物理天文台目录使用测量。在这项工作中，我们扩展了以前对高能耀斑的分析，包括中等（M）和低能量（C和B）耀斑。首先，我们发现了一个$δ$斑AR中最高耀斑级强度（从B级到X级）的对数值与所研究的127个AR的最大WG_M值之间的对数关系。我们确认了在极性反转线附近的相反极性的重心的收敛-发散阶段的趋势。扩展的样本（i）确认的线性连接之间的持续时间的收敛-发散阶段的相反极性的重心在三角洲点区域的耀斑发生和（ii）提供了一个几何约束的位置耀斑发射的极性反转线。该方法提供了一种工具，可以估计相同或更大能量的后续耀斑的可能性。
2019-01-17 astro-ph.SR
Observations of Magnetic Helicity Proxies in Solar Photosphere: Helicity with Solar Cycles
本文综述了太阳光球磁螺旋度观测及其与太阳活动周的关系，发现其分布类似黑子蝴蝶图但峰值延迟，并与耀斑爆发相位对应，且输运遵循半球符号规则。
2023-11-13 astro-ph.SR
Roles of photospheric motions and flux emergence in the major solar eruption on 2017 September 6
我们研究了活动区（AR）12673的磁场演化，该活动区在2017年9月6日产生了过去十年中最大的太阳耀斑。快速磁通出现是这种AR最突出的特征之一。我们分别从剪切和编织磁力线的光球切向流（剪切螺旋度）和将扭曲的磁通量平流到日冕的正常流（出现螺旋度）计算磁螺旋度。结果表明，大爆发前日冕中的出射螺旋度为$-1.6\times10^{43}~Mx^2$，而剪切螺旋度为$-6\times10^{43}~Mx^2$，约占总螺旋度的79%.剪切螺旋度通量是占主导地位的整个调查出现阶段。我们的研究结果表明，出现的领域最初包含相对较低的螺旋度。更多的螺旋度是由剪切和会聚流作用于先存和新兴通量而形成的。剪切运动随着磁通量的出现而增强，特别是在核心场区的极性反转线两侧。垂直流的演化表明，大多数强电流并没有出现在最初的磁通量的出现，这意味着大多数新兴的磁通量可能不是强载流。核心场区的螺旋形磁场（磁绳）可能是光球长期运动的结果。剪切和会聚运动是在磁通量出现的驱动下连续产生的。AR 12673是一个代表，因为光球运动贡献了AR中大部分的非势能，并具有强烈的通量出现。
2018-10-31 astro-ph.SR
Variation of Magnetic Flux Ropes Through Major Solar Flares
目前还不清楚太阳耀斑是如何被触发的，以及在什么条件下它们会随着日冕物质抛射而爆发。磁通量绳（Magnetic flux ropes，MFR）被认为是太阳爆发的中心磁结构，其理想不稳定性主要包括扭结不稳定性（kink instability，KI）和环面不稳定性（torus instability，TI），为触发机制提供了重要的候选者。本文利用观测到的光球磁图的磁场外推，系统地研究了29次爆发和16次局限事件中日冕磁场的变化，重点研究了MFRs。发现近90%的事件在耀斑爆发前具有MFR，70%的事件在耀斑爆发后仍具有MFR。我们计算了KI和TI的控制参数，包括MFR的最大扭曲数及其束缚场的衰减指数。使用KI和TI阈值经验地从单独的耀斑前的MFR，两个不同的制度显示在通过耀斑的MFR控制参数的变化。对于耀斑前两个参数都低于阈值的事件，我们发现无论是爆发事件还是封闭事件，在耀斑后参数都没有系统的变化。相反，对于耀斑前两个参数中任何一个超过阈值的事件（大多数是爆发性的），耀斑后参数系统地下降到阈值以下。这些结果提供了一个强有力的约束值的不稳定性阈值，也强调了探索其他喷发机制，除了理想的不稳定性的必要性。
2020-12-29 astro-ph.SR
Flare Productivity of Major Flaring Solar Active Regions: A Time-series Study of Photospheric Magnetic Properties
一个太阳活动区（AR），产生至少一个M-或X-级的主要耀斑往往会产生多个耀斑在其通过太阳盘。如果我们能通过调查光球磁场特性的时间序列来估计一个给定的主要耀斑AR在几天的时间间隔内的耀斑生产力，那将是很有趣的。为此，我们研究了2010年至2016年太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的93个主要耀斑AR。更具体地说，对于每个AR的研究，平均值和波动计算从8天的时间序列的18个光球磁参数提取的空间气象HMI活动区补丁（SHARP）矢量磁图产品在12分钟的节奏。然后，我们将这些与AR的8天耀斑指数进行了比较，该指数定义为在8天SHARP参数时间序列的相同间隔期间在AR中产生的耀斑的软X射线峰值通量的总和。结果表明，8天耀斑指数与某些磁参数的平均值和波动值有很好的相关性（在双对数空间中相关系数为0.6-0.7）。有趣的是，8天耀斑指数显示出比平均值的SHARP参数与光球磁自由能量密度的表面积分的波动稍好的相关性。我们还讨论了如何变化的相关性，如果8天耀斑指数相比，从初始部分的SHARP参数时间序列的平均值或波动计算。
2018-10-30 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
On the seismic emission in sunspots associated with Lorentz force changes accompanying major solar flares
众所周知，太阳耀斑会在太阳中产生地震波。我们提出了一个详细的分析，伴随着M-和X-类太阳耀斑的太阳黑子的地震发射。为此目的，我们使用了高分辨率多普勒和视线磁图在45秒的节奏，随着矢量磁图在135秒的节奏从日震和磁成像仪（HMI）仪器搭载太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。为了确定耀斑带和硬X射线足点的位置，我们还使用了从全球振荡网络组（GONG）仪器获得的H-α色球强度观测结果和从拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）航天器获得的12-25千电子伏波段的硬X射线图像。快速傅立叶变换（FFT）技术被应用于构建的声速功率图在2.5-4兆赫波段的耀斑前，跨越耀斑，和耀斑后的时代的地震辐射的位置在太阳黑子的识别。在能量图中，我们只选择了那些远离耀斑带和硬X射线足点的位置。据信，这些区域在观测数据中没有任何与耀斑有关的人为现象。我们已经确定了声功率增强的太阳黑子伴随着主要耀斑的集中位置。我们的研究提供的证据表明，磁场的突然变化和相关的脉冲变化的洛伦兹力可能是这些地震发射在太阳黑子在太阳耀斑的驱动源。
2020-07-10 astro-ph.SR
Performance of Major Flare Watches from the Max Millennium Program (2001-2010)
触发太阳耀斑的物理过程还没有得到很好的理解，围绕粒子加速、能量分配以及粒子和能量传输的过程仍然存在重大争论。在能量，时间和空间的高分辨率观测需要在多个能量范围内的许多耀斑的整个过程中，以建立这些过程的理解。从地面和空间仪器获得高质量的同时数据对于实现这一目标至关重要，这也是启动Max Millennium方案和重大耀斑观测警报的主要动机，目的是协调对所有耀斑的观测，这些耀斑>X1 GOES X射线分类（包括被边缘部分遮蔽的耀斑）。我们回顾了2001年2月1日至2010年5月31日（包括首尾两天）的MFW表现，发现：（1）在3，407天内发出了220个MFW（2）56%的大于X1的耀斑被捕获，发生在19%的MFW日;（3）MFW周期在适当的时间结束，但如果提前24小时开始，捕获耀斑的百分比可能会有很大的增加;（4）MFW成功预报X级耀斑，真实技能统计（TSS）验证度量得分为0.500，这与NOAA空间天气预测中心概率预报的分类耀斑/无耀斑解释（TSS = 0.488）相当。
2015-12-14 astro-ph.SR
Deducing the reliability of relative helicities from nonlinear force-free coronal models
我们研究了活动区（AR）NOAA~12673在10小时时间间隔内的相对螺旋度，该时间间隔以之前的X2.2耀斑（SOL 2017 -09- 06 T08：57）为中心，还包括三小时后发生的爆发性X9.3耀斑（SOL 2017 -09- 06 T11：53）。特别是，我们的目标是一个可靠的估计的标准化自螺旋的载流磁场，所谓的螺旋比$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}|$，一个有前途的候选人数量的爆发潜力的太阳AR。使用SDO/HMI矢量磁场数据作为输入，我们采用非线性无力（NLFF）冠状磁场模型，使用优化方法。相应的相对螺旋度，和相关的数量，使用有限体积法计算。从多个时间序列的NLFF模型的自由模型参数的不同选择的基础上，我们能够评估$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}|$的传播，并估计其不确定性。在比较早期的作品，其中确定了非螺线管的贡献，总磁能，$E_{\rm div}/E$，作为选择标准所需的螺线管质量的磁场模型，随后的相对螺旋度分析，我们建议使用另外的非螺线管的贡献的自由磁能，$|E_{\rm mix}|/E_{\mathrm{J,s}}$。作为相对磁螺旋度（和相关量）的可靠估计的方法，我们建议采用基于自由模型参数的不同组合的多个NLFF模型，仅保留在某个时刻表现出$E_{\rm div}/E$和$|E_{\rm …
2020-10-12 astro-ph.SR
