The standard flare model in three dimensions III. Slip-running reconnection properties
爆发耀斑的标准模型旨在描述观测到的重联日冕磁场的三维特征。扩展到2D模型需要在物理上理解的3D重联过程的起源的磁配置的演变。然而，没有零点和分界线的三维重联的性质还需要进一步分析。我们专注于磁重联的增长和发展的磁通绳和相关的耀斑环在爆发耀斑。我们的目的是了解三维重联在准分界线层（QSL）的存在下，QSL属性是如何相关的滑移运行重联模式一般，以及如何适用于喷发耀斑的内在特征。在磁流体动力学模拟中，我们研究了与环面不稳定通量绳有关的爆发耀斑的磁力线滑移重联。与磁绳和耀斑环相关的磁力线经历一系列连续的磁重联，导致它们的超阿尔文滑移运动。滑动速度的时间分布和映射范数的空间分布具有很强的相关性。我们发现，运动速度是成比例的映射范数。此外，这种滑动运行的运动变得更快的磁通绳扩大，因为3D电流层向电流片，和QSL向separatrices发展。目前的分析扩展了我们对三维滑移运行重联制度的理解。我们确定了一个控制参数的场线的视速度，而他们的滑动重新连接，使耀斑后循环的演变的解释。通过给出耀斑和喷发的三维特性，完成了耀斑和喷发的标准模型。
2013-05-17 astro-ph.SR
Inferring Fundamental Properties of the Flare Current Sheet Using Flare Ribbons: Oscillations in the Reconnection Flux Rates
本研究通过耀斑条带演化与矢量磁场数据估算重联通量率，发现其存在1-4分钟的准周期振荡，并与硬X射线爆发近同时，揭示电流片中等离子体团的动力学过程。
2024-02-05 astro-ph.SR
Properties and Energetics of Magnetic Reconnection: I. Evolution of Flare Ribbons
在这篇文章中，我们测量的平均磁剪切从耀斑带的形态演化，并检查耀斑的热和非热的X射线发射的演变过程中的耀斑重联。我们分析了三个爆发耀斑和三个局限耀斑，范围从GOES级C8.0到M7.0。它们沿着磁极反转线（PIL）呈现出定义明确的两条带状物，并已被大气成像组件和Ramaty高能太阳光谱成像仪从耀斑开始的整个脉冲阶段观察到。分析证实了耀斑核心区存在由强到弱的剪切演化，耀斑硬X射线辐射随剪切的减小而增强。在这个样本的爆发耀斑中，显着的非热硬X射线发射滞后于耀斑带的紫外线发射，并在剪切适度时迅速上升。在所有耀斑中，我们观察到等离子体温度上升的早期阶段，当耀斑带沿PIL迅速蔓延，剪切是高的。我们将这些结果与以前的研究进行比较，并讨论其影响，以及并发症，有关的物理机制，在耀斑重联过程中的能量分配。
2022-05-06 astro-ph.SR
Reconnection Electric Field and Hardness of X-Ray Emission of Solar Flares
磁重联被认为是触发太阳耀斑和将电子加速到MeV能量的主要机制。在经典的二维重联模型中，色球带的分离运动表现为日冕高层的连续重联。与此同时，向下运动的高能电子轰击致密的色球层，产生硬X射线（HXR）发射，这为电子加速提供了有价值的诊断。分别进行了带动力学分析和HXR谱分析。本文报道了由带运动测得的重联电场与由X射线谱测得的X射线发射硬度（谱指数）的比较研究。我们对13个双带耀斑的最大平均重联电场和最小总谱指数的测量表明，它们是强反关联的。前者也与使用软X射线发射的峰值通量测量的耀斑震级强相关。这些提供了强有力的支持电子加速模型的基础上产生的电场在重接电流片在耀斑。
2009-03-23 astro-ph.SR
Observations of Reconnection Flows in a Flare on the Solar Disk
磁重联是太阳爆发事件理论中被广泛接受的一部分，尽管证据仍然是间接的。太阳爆发事件的重联图像，特别是在双带耀斑的标准模型（“CSHKP”模型）中，是磁化等离子体进入重联区域的平流，磁绳爆发时重联区域上方的场膨胀，加热后重联环的收缩，以及冷却等离子体沿着这些环的向下流动。我们报告了一组独特的SDO/AIA成像和Hinode/EIS光谱观测的磁盘耀斑SOL 2016 -03- 23 T03：54，其中所有四个流同时存在。这包括光谱证据等离子体上升流与大规模扩大封闭流入领域。重联流入是对称的，并与快速重联一致，和后重联环显示出明显的冷却和减速，因为他们收回。日冕重联流的观测仍然很少，大多数事件都是在太阳边缘观测到的，被复杂的前景所掩盖，使得它们与耀斑带、尖点场和低层大气中形成的弧的关系难以解释。盘的位置和有利的角度来看，这一事件已经消除了这些含糊之处，给出了一个清晰的图片的重连动力学。
2017-08-29 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: X. Petschek Reconnection Rate and Alfven Mach Number of Magnetic Reconnection Outflows
本文在Sweet-Parker模型和Petschek模型的框架下研究了太阳耀斑中磁能耗散的物理标度律。我们发现耀斑中总耗散磁能$E_{diss}$取决于与自由能$E_f$有关的平均磁场分量$B_f$、磁区长度尺度$L$、日冕流体静力密度尺度高度$λ$、Alfvén马赫数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$与Alfvénic流出速度$v_A$之比），以及耀斑持续时间$τ_f$，即，$E_{diss} = (1/4π) B_f^2\ L\ λ v_A\ M_A\ τ_f$，其中阿尔文速度取决于非势场强度$B_{np}$和重联流出中的平均电子密度$n_e$。利用MDI/SDO和AIA/SDO观测数据和垂直流近似非线性无力场程序（VCA-NLFFF）得到的三维磁场解，我们测量了检验标度律所需的所有物理参数，这代表了一种测量阿尔文马赫数$M_A$、重联率和太阳耀斑中耗散的总自由能的新方法。
2020-07-08 astro-ph.SR
Slipping magnetic reconnection during an X-class solar flare observed by SDO/AIA
本文介绍了2012年7月12日爆发性X级耀斑的SDO/AIA观测结果，并将其演变与3D数值模拟的预测进行了比较。我们专注于动态的耀斑环，被认为是经历滑动重联在耀斑。在AIA 131 A观测中，10 MK耀斑环的下部沿耀斑带表现出数十km/s的视运动。在耀斑的早期阶段，耀斑带由来自耀斑环足点的紧凑的、局部的明亮的过渡区发射组成。DEM分析表明，耀斑环的温度高达Fe XXIV的形成。一系列非常长的S形环爆发，导致STEREO观察到的CME。将观测到的动态与“标准太阳耀斑三维模型”中的磁结构演化进行了比较。该模型与观测结果吻合较好，再现了明显滑动的耀斑环、S形喷发环和耀斑带的演化。所有这些过程都是通过三维重联机制解释的环面不稳定磁通绳的膨胀。AIA观测和数值模型得到无线电观测的补充，显示了米制范围内的噪音风暴。在喷发过程中发生的dm漂移脉动结构表明等离子体团喷射和增强的重联率。射电辐射的爆发性质表明，滑动重联仍然是间歇性的，尽管它被观察到持续了一个多小时。
2014-01-29 astro-ph.SR
Fractal Reconnection in Solar and Stellar Environments
最近对太阳的空间观测表明，磁重联在太阳大气层中无处不在，从小规模的重联（观测到的纳米耀斑）到大规模的重联（观测到的长时间耀斑或巨型弧）。通常，磁重联事件与质量喷射或喷流有关，这似乎与分形电流片的多重等离子体团喷射密切相关。来自耀斑的爆发性射电和硬X射线辐射也表明了分形重联和相关的粒子加速。我们将讨论与太阳耀斑中的等离子体团诱导重联和分形重联有关的最新观测和理论，以及它们对重联物理和粒子加速的意义。本文还讨论了最近在太阳型恒星上发现的许多超级耀斑，这些发现将太阳耀斑的分形重联模型的适用范围扩展到更广泛的适合恒星耀斑的参数空间。
2016-06-30 astro-ph.SR
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
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
On the Magnetic Reconnection and its Properties during a Flare Using a Magnetohydrodynamics Simulation
本文结合观测与数据约束MHD模拟，分析M1.1耀斑的重联磁通、磁通率及耀斑带足点演化，揭示中性点、磁通绳和二次重联机制。
2025-05-16 astro-ph.SR
3D magnetic reconnection and its application to solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气中的强烈辐射。它们由磁重联提供动力，磁重联是一种可以将磁能转化为热能和动能等其他形式能量的现象，据信它在宇宙中无处不在。随着太阳观测的空间和时间分辨率的不断提高，以及受益于计算机能力不断提高的数值模拟，我们现在可以探讨三维磁重联的性质和特征，以更好地了解其在我们的恒星大气层爆发耀斑期间的后果。我们在下面回顾了在不同战线上为解决磁重联问题所作的努力。特别是，我们将看到理解3D中的磁拓扑如何帮助定位最可能发生重联的区域，电流层如何在3D中演变，以及重联如何导致通量绳，等离子体团和耀斑环的形成。
2016-12-20 astro-ph.SR
Observation and Modeling of Shear Evolution of Post-reconnection Flare Loops
本研究开发了一种新方法，通过将EUV图像中的耀斑环拟合到磁场外推模型来推断重联后磁场线的三维结构，并应用于一个双带耀斑，发现重联后环的局部扭转$α$随耀斑发展而减小，首次量化了耀斑能量弛豫的时间历史。
2025-10-30 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
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
Reconnection in the Post-Impulsive Phase of Solar Flares
利用最近发展起来的分析方法，我们确定了爆发性太阳耀斑的“标准”模型中的磁重联率。在晚期阶段，中性线位于重联电流片的下尖附近，电流片的上部区域分叉成一对Petschek型激波。尽管存在这些冲击，如果电阻率是均匀的，并且流动是层流，则重连速率仍然很慢。只有当有一些额外的机制可以缩短中性线处扩散区的长度时，才能实现快速重连。在日出星上用X射线望远镜（XRT）观测等离子体流，意味着扩散区实际上相当短。减小扩散区长度的两种可能机制是局部电阻率和MHD湍流。
2018-04-01 astro-ph.SR
Observations of a Twin Pair of Atypical Solar Flares and a Magnetic-reconnection Scenario
The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
研究通过观测2022年4月22日的非典型日冕爆发，揭示了磁重联情景中滑动重联机制及同源触发过程。
2026-03-02 astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in flares and coronal mass ejections associated with magnetic reconnection
我们提出了一个机制，准周期振荡的日冕物质抛射（CME）和耀斑环有关的磁重联爆发太阳耀斑。我们进行了二维数值MHD模拟的磁通量绳喷发，与三个不同的全球伦德奎斯特数的值。在低伦奎斯特数运行中，没有发现振荡行为，而在中等伦奎斯特数运行中，在通量绳底部和耀斑环顶部都激发出准周期振荡。在高伦德奎斯特数运行，准周期振荡也被激发，在同一时间，动力学变得湍流由于在重联电流片的多个等离子体团的形成。在高、中伦德奎斯特数运行中，薄的重联喷流与磁绳底部或耀斑环顶碰撞，并将磁绳底部或耀斑环顶深深地挖开。陡斜激波形成为终止激波，其中重联射流在水平方向上弯曲（而不是减速），导致超声速回流。结构变得不稳定，在磁绳底部和耀斑环顶部的局部高β区出现超声速回流的准周期振荡。我们比较了观测特征的准周期振荡爆发通量绳，后CME电流片，耀斑带和光变曲线，在我们的模拟中发现相应的动力学结构。
2017-09-15 astro-ph.SR
Principle of Minimum Energy in Magnetic Reconnection in a Self-Organized Critical Model for Solar Flares
太阳耀斑是由于日冕磁场重联而导致太阳大气层中磁能的突然释放。这是由于光球层的湍流扭曲了日冕场而发生的。与地震类似，太阳耀斑代表了一个复杂系统的行为，并且其能量分布遵循幂律。我们提出了一个统计模型的基础上的最小能量的原则，在日冕环经历磁重联，这是一个雪崩过程。我们证明了在这个自组织临界系统中，耀斑事件的峰值分布是无标度的。得到的峰的幂律指数为1.84 $ \pm $ 0.02，与卫星观测的软X射线耀斑符合得很好。最小能量原理可以应用于一般雪崩模型来描述许多其他现象。
2018-04-27 astro-ph.SR
Observation of all pre- and post-reconnection structures involved in three-dimensional reconnection geometries in solar eruptions
我们报告的观测两个新确定的重联几何涉及爆发通量绳。在3D中，磁绳可以与周围的日冕拱廊（最近称为“ar-rf”重联）或与自身（“rr-rf”重联）重新连接，这两种重联都会产生新的磁绳磁力线和耀斑环。我们首次确定了SDO/AIA在2011年6月7日观测到的太阳爆发事件中两个重连的所有四个组成部分。ar-rf重联表现为暗条的一条腿向北移动了25英寸以上。在其先前的位置上，形成了一个耀斑拱廊，而暗条腿的新位置先前对应于171 A中日冕环的足点。此外，耀斑带状钩的演变也与磁流体模拟预测的ar-rf重联的发生相一致。具体来说，生长的钩子扫过爆发前日冕弧的足点，这些位置变成了钩子的内部。此外，rr-rf重联发生在耀斑拱廊上方的峰值阶段，在一个明显的X型几何形状，涉及一对收敛明亮的灯丝股在喷发的灯丝。一个新的耀斑环在其中一条的腿附近形成，而一个明亮的斑点，代表同一条的残余，被认为是上升到喷发的灯丝。总之，这些观测结果证明了最近的三维标准太阳耀斑模型的预测是正确的。
2019-10-18 astro-ph.SR
Clusters of small eruptive flares produced by magnetic reconnection in the sun
我们报告了太阳耀斑的形成，产生的相互作用的磁环之间的斑片状磁重联。进行了一个三维磁流体动力学（MHD）数值实验，其中一个均匀的磁通量片被注入到一个充分发展的对流层。磁场逐渐进入太阳大气层，形成一个磁回路网络，这些磁回路相互作用，在它们的界面上动态地形成电流层。等离子体团的形成和喷射出电流层导致补丁重联和自发形成的几个小（大小？1- 2毫米）照明弹。我们发现，这些耀斑是短寿命（30 s - 3 min）爆发的能量范围为O（10^25 - 10^27）尔格，这基本上是纳米耀斑-微耀斑范围。它们的持续形成和合作行动和演变导致经常性的快速EUV/X射线射流和相当大的等离子体加热的活动日冕。
2014-05-25 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection During the Post-Impulsive Phase of a Long-Duration Solar Flare: Bi-Directional Outflows as a Cause of Microwave and X-ray Bursts
磁重联在为太阳耀斑提供动力、高能粒子的产生和等离子体加热方面起着至关重要的作用。然而，磁重联发生在哪里，释放的磁能如何和在哪里被传输，以及它如何被转换为其他形式仍然不清楚。在这里，我们报告了在2017年9月10日X8.2太阳耀斑的脉冲后逐渐阶段期间，在极紫外线发射和散射白光中观察到的大规模等离子体片内反复出现的双向等离子体流出。每一个双向流出起源于等离子体片从一个离散的网站，确定为一个磁重联网站。这些重联点位于耀斑拱廊顶部上方非常低的高度（$< 180$ Mm，或0.26 $R_{\odot}$），距离仅为等离子体片总长度的$<3\%$，延伸到至少10 $R_{\odot}$。每次到达环顶区的向阳外流似乎与环顶区的一个以热源（10-20 MK）为主的脉冲微波和X射线爆发相一致，紧接着是位于环管区的一个非热微波爆发。我们提出重联流出将局部磁重联点释放的磁能以动能通量和/或电磁坡印亭通量的形式向外传输。指向太阳的能量通量在耀斑后的拱廊中引起粒子加速和等离子体加热，被观测为热的和非热的耀斑发射。
2020-07-23 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet Late Phase Caused by Magnetic Reconnection over Quadrupolar Magnetic Configuration in a Solar Flare
在某些太阳耀斑期间，暖日冕极紫外线（EUV）线（约2-7 MK）的第二次发射增强被称为EUV晚期。成像观测证实，晚相发射起源于一组比主耀斑环更长或更高的环。然而，一些问题仍然存在争议：这两个环路系统之间的关系是什么？后期发射的热源是什么？是主相加热的同时发生的加热，还是发生较晚的加热？在本文中，我们提出了明确的证据，在后期太阳耀斑的热源：磁重联的叠加场的四极磁位形。该事件是由爆发的核心结构引发的，最终导致日冕物质抛射（CME）。尖点特征及其收缩运动是主耀斑重联之后的后相重联的表现。利用基于量子力学的热演化环（EBTEL）模型，我们合理地再现了一些EUV谱线的后相辐射。我们认为，一个持续的额外加热是负责的外观延长EUV后期。
2019-05-02 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
Observations of The Magnetic Reconnection Signature of An M2 Flare on 2000 March 23
对2000年3月23日发生在NOAA活动区8910的M2.0级耀斑的多波长观测为我们研究磁重联区的详细结构和动力学提供了一个很好的机会。在耀斑过程中，极紫外（EUV）环在环顶硬X射线源上出现了两次侧向运动，其平均速度分别为75和25.6 km/s。我们认为这两个运动是重联流入的观测证据，并发现在第二个运动期间，耀斑后环上有一个X形结构。这两个侧向运动与耀斑带的两次分离有关，其平均速度分别为3.3和1.3 km/s。利用光球磁场的观测、侧向运动速度和分离速度，我们推断出相应的日冕磁场强度约为13.2-15.2 G，并估计这两个磁重联过程的重联率分别为0.05和0.02。我们还观察到运动的亮点向上和向下沿EUV环的速度范围从45.4到556.7公里/秒。耀斑过程中从环顶硬X射线源以平均速度51 km/s向外流动的明亮物质云可能被新重联的磁场线的张力加速。所有的观测结果都可以用磁重联示意图来解释。
2009-07-27 astro-ph.SR
Production of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of an X Class Flare in a Three-Stage Magnetic Reconnection Process
我们报告了2011年9月6日太阳动力学天文台（SDO）上的仪器观测到的X级耀斑。耀斑发生在一个具有多重极性的复杂活动区。暖日冕辐射的极紫外（EUV）变率实验（EVE）观测揭示了三个增强，其中第三个对应于EUV晚期阶段。这三个增强与空间分辨大气成像组件（AIA）观测确定的耀斑演化的三个阶段一一对应，其特征分别是通量绳喷发，中等灯丝喷射和EUV晚期相位环的出现。EUV晚期相位环在空间和形态上与主耀斑环不同。多通道分析表明，在EUV后期阶段的温暖的日冕性质的后期阶段环路的结果，连续但分散的能量注入的存在。基于这些观测事实，我们提出了一个解释耀斑演化的三阶段磁重联方案。不同阶段的重联涉及不同的磁场，但它们之间表现出因果关系。极紫外后期相位环主要是由最后阶段能量最小的磁重联产生的。
2013-07-18 astro-ph.SR
Magnetic Reconnection at Hyperbolic Flux Tube associated with a Confined Flare in NOAA Active Region 12268
Patna University（巴特那大学）；Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3), Universitat de les illes Balears（巴利阿里群岛大学计算通用代码应用研究所 (IAC3)）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
本文通过非力自由场反演确定了超双曲磁通管中的磁重联，揭示了其在NOAA 12268中受限M2.1级日闪中的关键作用。
2026-04-12 astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
Bidirectional outflows as evidence of magnetic reconnection leading to a solar microflare
磁重联是一种快速的能量释放过程，被认为是太阳和恒星耀斑的原因。然而，这种与耀斑相关的重联大多发生在日冕中，而关于色球层或光球层中重联的研究很少。在这里，我们提出的光谱和成像观测的磁重联在色球导致微耀斑。在耀斑高峰期，色球谱线在耀斑两侧显示出明显的蓝移/红移分量，对应于速度为$\pm$（70- 80）km s $^{-1}$的上升流和下降流，与色球重联所预期的当地阿尔文速度相当。三维非线性无力场的配置进一步揭示了扭曲的磁力线（磁通绳）在低海拔，共空间与黑暗的线程在He I 10830的图像。磁绳的不稳定性可能引发耀斑相关的重联。这些观测结果提供了色球层磁重联的明确证据，并显示了微耀斑与大耀斑相似的机制。
2016-03-03 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Null-point Reconnections and Coronal dimmings during the X2.1 flare in NOAA AR 11283
利用从光球矢量磁图外推的初始非无力磁场，模拟了活动区NOAA 11283的磁流体动力学。我们重点研究了2011年9月6日22：21 UT（SOL 2011 -09- 06 T22：21X2.1）前后发生的X2.1耀斑的磁零点处的磁重联，随后出现了环形耀斑带和日冕变暗。来自外推的初始磁场显示覆盖剪切拱状的三维（3D）零拓扑。在耀斑之前，由于初始的洛伦兹力，磁环上升，并在三维零重连接，导致膨胀和损失的约束等离子体，产生观察到的耀斑前日冕昏暗。此外，模拟的动力学文件的转移扭曲从拱廊上覆盖的环路，通过重新连接，开发一个通量绳。不平行的场线包括绳索和较低的拱廊，形成X型几何。重要的是，在三维零和X型几何的同时重联可以解释所观察到的圆形和平行耀斑带。在3D零值处的重新连接将闭合的内部脊柱场线变换为外部脊柱的开放场线。这些开放磁力线的足点对应于环形日冕变暗区，追踪穹顶。此外，磁通绳由于这些重连而分叉，这也导致产生开路磁场线。沿着开放场线的等离子体损失可以潜在地解释所观察到的日冕变暗。
2020-09-14 astro-ph.SR
Two Types of Solar Confined Flares
为了解受限耀斑的物理机制，选取了2011-2017年期间的18个受限耀斑，根据其动力学性质和磁位形的不同，将受限耀斑分为两类。“I型”耀斑的特征是滑移重联、强剪切和稳定的暗条。“II型”耀斑几乎没有滑移重联，耀斑后有一个位形。暗条爆发，但被强束缚场限制。“II型”耀斑可用二维MHD模型解释，而“I型”耀斑则需要三维MHD模型。18个耀斑中7个（$\sim$ 39 \%）属于“I型”耀斑，11个（$\sim$ 61 \%）属于“II型”局限耀斑。“I型”耀斑的耀斑后环具有较强的非势性，而“II型”耀斑的耀斑后环剪切较弱。所有的I型耀斑都表现出平行于极性反转线的带状伸长，速度为几十km/s $^{-1}$。对于“II型”耀斑，只有一小部分显示出沿PIL的带状拉长。我们认为，不同的磁拓扑结构和重联的情况下决定了不同的属性为两种类型的耀斑。多个磁系统之间的滑动磁重联导致“I型”耀斑。对于“II型”耀斑，磁重联发生在爆发暗条下面的反平行磁场中。我们的研究表明，“I型”耀斑占总的大型受限耀斑的三分之一以上，这在进一步的研究中是不应该被忽视的。
2019-07-10 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
Quasi-periodic Slipping Magnetic Reconnection During an X-class Solar Flare Observed by the Solar Dynamics Observatory and Interface Region Imaging Spectrograph
我们首次报道了2014年9月10日爆发的X级耀斑环的准周期滑动运动。滑动运动的研究在一个特定的位置沿两个带状物之一，可以观察到整个耀斑的脉冲阶段。视滑动速度为20-110 km/s，周期为3 $-$ 6 min。耀斑环的足点在1400 ° C时出现小尺度亮节，对应于耀斑带的精细结构。观察到这些明亮的结沿着较长的带状物的南部移动，并且也表现出准周期性图案。Si IV 1402.77谱线在移动结处红移30-50 km/s，线宽约为40-60 km/s，比耀斑带的其他位置大。我们认为，准周期滑动重联参与了这一过程，在明亮的节点红移可能是重联下行流的指示。在耀斑的脉冲阶段，长带北部的Si IV发射线也出现了明显的红移，约为10-70 km/s，且长带外缘的红移大于中间。在过渡区，耀斑后环的红移速度达到约80-100 km/s。
2015-04-05 astro-ph.SR
Reconnection Outflows and Current Sheet Observed with Hinode/XRT in the 2008 April 9 "Cartwheel CME" Flare
已经用Yohkoh/SXT（软X射线（SXR））、TRACE（极紫外线（EUV））、SoHO/LASCO（白光）、SoHO/SUMER（EUV光谱）和Hinode/XRT（SXR）观察到了超拱廊下行流（SAD）。低发射率和轨迹，如他们到达拱廊的顶部缓慢的特点是一致的后重联磁通量管从一个重联网站收回高的日冕，直到他们达到一个较低的能量磁配置。从垂直的角度看，SAD应该表现为收缩的环，而不是向下流动的空洞。我们目前的XRT观测超拱道下降环（SADLs）后，日冕物质抛射（CME）在2008年4月9日，并表明，它们的速度和减速是一致的SAD确定的。我们还提出了一个可能的电流片在此耀斑期间观察到的耀斑拱廊和CME之间延伸的证据。此外，我们显示了与XRT观察到的重连接流出和与LASCO观察到的流出之间的关联。
2010-08-14 astro-ph.SR
Deflection of a Filament Eruption with Three Parallel Flare Ribbons via Reconnection at an X-Point
Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
研究通过磁流体动力学模拟分析了日冕丝喷射中复杂日冕丝带结构的形成机制及丝偏转的物理驱动因素，发现局部重联导致丝偏转，揭示了磁压梯度和磁张力力的作用。
2026-04-25 astro-ph.SR
The direct relation between the duration of magnetic reconnection and the evolution of GOES light curves in solar flares
GOES软X射线光变曲线用于测量太阳耀斑发射的时间和持续时间。磁重联的时间和持续时间以及随后驱动太阳耀斑的能量释放是未知的，尽管光变曲线可能是相关的。因此，理解连接两者的物理学是至关重要的：重联的时间尺度如何产生观测到的GOES光变曲线？在这项工作中，我们建立了一个流体动力学模型，然后我们用它来合成GOES光变曲线的形成和扩大的一个拱廊的循环。我们计算的光变曲线的半高宽和e-折叠衰减时间，并将它们与拱廊跨越的两个带状物的质心的分离进行比较，这是代表环的尺寸尺度。我们再现了两者之间的线性关系，在以前的工作中发现观测。我们表明，这表明了能量释放的持续时间和这些光变曲线的演变之间的直接联系。我们还表明，冷却过程的个别环路，包括耀斑拱廊直接影响测量的时间尺度。从观测到的和模拟的线性之间的明确一致性，我们得出结论，控制耀斑时间尺度的主要因素是重连的持续时间和环的长度。
2017-11-01 astro-ph.SR
Automatic detection of Flare Ribbon Fine Structures as Proxies for Plasmoid Dynamics in Flare Reconnection
Department of Mathematical Sciences, Durham University（达勒姆大学数学科学系）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部）；Astronomy Department, University of Maryland, College Park（马里兰大学天文学系）；Scottish Universities Physics Alliance, School of Physics and Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学学院苏格兰大学物理联盟）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗瑟兰太阳物理学中心）
提出一种自动检测耀斑带前沿螺旋和波状结构的方法，应用于高分辨率3D爆发耀斑模拟的磁力线长度图，发现这些特征与等离子体团介导的间歇性重联相关。
2026-06-12 astro-ph.SR
An MHD Modeling of Successive X2.2 and X9.3 Solar Flares of 2017 September 6
太阳活动区12673在2017年9月产生了两次连续的X级耀斑（X2.2和X9.3），间隔约3小时。X9.3是第24太阳活动周中有记录以来最大的太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了一个数据约束的磁流体动力学模拟，考虑到所观察到的光球磁场，以揭示的启动和动力学的X2.2和X9.3耀斑。根据我们的模拟，X2.2耀斑首先是由磁重联在光球层的负极性侵入相反极性区域的局部位置触发的。这种磁重联将最内侧的场线向上排出，在其下方通过与外部扭曲场线的连续重联形成磁通量绳。X2.2耀斑后连续的磁重联增强了磁通量绳，磁绳被抬升并最终通过环面不稳定性爆发。这导致了X9.3耀斑。
2021-04-14 astro-ph.SR
Evidence of Electron Acceleration around the Reconnection X-point in a Solar Flare
粒子加速是宇宙和空间等离子体中普遍存在的最重要的特征之一。在太阳耀斑期间，它是最突出的，大量的电磁辐射和高能粒子通过日冕中等离子体粒子的加速被排入行星际空间。虽然人们已经很好地理解耀斑的能量是由一种称为磁重联的机制提供的，这种机制是基于空间望远镜在X射线和EUV中的观测，但是由于耀斑日冕中的等离子体密度很低，所以耀斑磁场中等离子体在何处以及如何被加速仍然是未知的。在这里，我们报告的第一个观测识别的高能非热电子周围的点正在进行的磁重联（X点），与软X射线图像确定的X点的位置和本地存在的非热电子从成像光谱数据确定在两个微波频率。考虑到存在的重联流出，携带等离子体粒子和磁场从X点，我们确定的非热微波辐射周围的X点表明，电子被加速周围的重联X点。此外，X点周围的等离子体也被加热到10 MK。该事件的估计重新连接率约为0.017。
2014-04-12 astro-ph.SR
Connecting Chromospheric Condensation Signatures to Reconnection Driven Heating Rates in an Observed Flare
在太阳耀斑重联的时空分辨率很高的观测中，可以间接地在耀斑能量沉积的重联环的足点进行。低层大气对这种能量输入的反应包括一种向下传播的激波，称为色球凝结，可以在紫外线和可见光下观察到。为了使用高分辨率观测这种响应来表征重连，必须建立两者之间的定量关系。这种关系是最近发展起来的，在这里，我们在2014年10月25日X1.0耀斑的耀斑带的单个足点中对色球凝聚的观测进行了测试（SOL 2014 -10- 25 T16：56：36）。利用界面区成像光谱仪（IRIS）对Si iv 1402.77 nm发射光谱进行了单像素测量，结果表明Si iv 1402.77 nm发射光谱中的红移成分发生了特征性的凝聚演化。我们应用称为紫外线足点热量计（UFC）的技术来推断能量沉积到一个足点。这种能量分布，持续时间远长于所观察到的冷凝，输入到一个一维的，流体动力学模拟计算色球响应，其中包含一个非常简短的冷凝插曲。从这个模拟中，我们合成Si IV光谱，并计算随时间变化的多普勒速度。合成速度的演变被发现比较合理，以及与IRIS观测，从而证实了我们的重联凝聚关系。这项工作表明，色球凝聚的特点是一个特定的部分，而不是其整体的重联能量释放，凝聚的时间尺度不一定反映的时间尺度的能量输入。
2021-12-03 astro-ph.SR
Temporal comparison of nonthermal flare emission and magnetic-flux change rates
为了检验标准耀斑模型（CSHKP模型），我们测量了磁通量的变化率在5个耀斑事件的不同GOES类使用色球/光球观测，并比较其进展与观测到的非热耀斑发射。计算了参与重联过程的正、负磁通量的累积值以及总重联通量。最后，我们研究了与耀斑相关的日冕物质抛射的总重联通量、GOES类事件和线速度之间的关系。使用高节奏的H-α和TRACE 1600 A图像时间序列数据和MDI/SOHO磁图，我们测量了所需的观测值（新亮耀斑区域和该区域内的磁场强度）。RHESSI和INTEGRAL硬X射线的时间分布在非热能带被用来作为可观察的代理耀斑能量释放率。我们检测到强烈的时间之间的相关性推导出的磁通量变化率和观察到的所有事件的非热发射。累积的正、负通量基本相当，通量比在0.64 ~ 1.35之间。最弱的事件（GOES B9.5级）的总重联通量为1.8 x 10^21 Mx，最强的事件（GOES X17.2级）的总重联通量为15.5 x 10^21 Mx。参与重联过程的磁通量的量在能量较高的事件中比在较弱的事件中更高。具有更多重联通量的耀斑与更快的CME有关。
2009-10-09 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
Onset of Fast Magnetic Reconnection in Partially Ionized Gases
本文研究部分电离不可压缩等离子体中准定常二维磁重联。我们发现，当等离子体是弱电离和离子和中性粒子之间的碰撞是显着的，过渡到快速碰撞无重联由于霍尔效应在广义欧姆定律预计将发生在低得多的值的Lundquist数，相比，一个完全电离的等离子体的情况。我们估计，这些条件的快速重联满足分子云和原恒星盘。
2011-05-08 astro-ph.SR
A reconnection-driven model of the hard X-ray loop-top source from flare 2004-Feb-26
2004年2月26日的一个紧凑的X级耀斑显示，在耀斑环的顶部有一个集中的硬X射线源。这在以前的工作中进行了分析（Longcope等人，2010年），并解释为等离子体加热和压缩的慢磁声冲击期间产生的磁通量的后重联回缩。这项工作使用了来自薄通量管模型的解析表达式，该模型忽略了许多潜在的重要因素，如热传导和色球蒸发。在这里，我们使用的TFT方程的数值解，以产生一个更全面和准确的模型相同的耀斑，包括那些以前忽略的影响。这些模拟证实了先前的假设，即慢模式冲击持续收缩结束后，从而产生一个紧凑的，环顶源，而不是一个细长的射流，稳定的重连模型预测。热传导导致密度高于分析估计的预测，蒸发使密度更高，但温度较低。X射线光变曲线和光谱是通过将单个TFT模拟的结果与通量重新连接的速率进行卷积来合成的，例如，通过耀斑带的运动来测量。这与RHESSI和GOES观察到的光变曲线以及RHESSI的光谱吻合得很好。由TFT模型运行的叠加产生的图像类似于由RHESSI观测产生的图像。这表明，HXR环顶源，至少是在这次耀斑中观察到的，可能是在像Petschek的快速重联模型中产生的慢磁声冲击的结果。
2016-10-25 astro-ph.SR
Continuous Null-Point Magnetic Reconnection Builds Up a Torus Unstable Magnetic Flux Rope Triggering the X9.3 Flare in Solar Active Region~12673
2017年9月6日在活动区NOAA 12673发生了两次X级太阳耀斑：第一次是局限的X2.2级耀斑，仅在$\sim 3$小时后发生了第二次，这是太阳活动周24中最强的耀斑，达到X9.3级，并伴随着日冕物质抛射。为什么这两个X级耀斑发生在同一位置，具有相似的磁位形，但一个是爆发性的，而另一个不是？在这里，我们跟踪日冕磁场的演变，通过非线性无力场外推从一个时间序列的矢量磁图与高节奏。对磁场的详细分析表明，在第一次耀斑前，一个磁通量绳（MFR）逐渐形成并增长，之后不久，MFR的增长显著增强，高度迅速上升，从远低于环面不稳定性的阈值上升到环面不稳定性的阈值以上，而磁扭曲只轻微增加。结合EUV观测和磁场外推，我们发现，覆盖在MFR是一个零点磁拓扑结构，经常性的增亮后看到的第一个耀斑。因此，我们提出了一个方案来解释这两个耀斑的发生。第一次耀斑发生在MFR达到足够高的高度激活零点之后，它的持续膨胀迫使零点重联循环发生。这样的重连削弱了上覆的磁场，使MFR上升得更快，最终越过了环面不稳定性的阈值，引发了第二次爆发性耀斑。
2020-01-14 astro-ph.SR
How gas-dynamic flare models powered by Petschek reconnection differ from those with ad hoc energy sources
太阳耀斑动力学的各个方面，如色球蒸发和耀斑光变曲线，长期以来一直使用静态耀斑环内的等离子体动力学的一维模型进行研究，受到一些能量输入。虽然在解释观测到的耀斑特征方面非常成功，但到目前为止，所有这些模型都指定了临时的能量输入，而不是自洽地推导出它。人们普遍认为耀斑是由重联释放的磁能驱动的。最近的工作已经推广Petschek的基本重联的情况下，拓扑结构的变化，其次是场线收缩和冲击加热，允许其列入一个一维耀斑环模型。在这里，我们比较气体动力学驱动的收缩和冲击，从更传统的静态回路模型激励特设源项。我们发现显着的差异在第一分钟，当回缩导致较大的动能，并产生较高的密度在循环顶部，而特设加热往往rarify循环顶部。环顶密度浓度与Petschek模型的特征--慢磁声激波有关，但在外流射流中发生的收缩阶段之后仍然存在。这提供了一个解释所观察到的环顶源的X射线和EUV发射，与特设加热方案所提供的优势。然而，这两个模型的冷却阶段非常相似，这表明在该阶段的观测将产生关于能量输入性质的信息很少。
2015-10-20 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of magnetic reconnection and chromospheric evaporation in a solar flare
磁重联被认为是太阳耀斑的主要能量释放机制。标准耀斑模型预测了向下和向上的外流等离子体，其速度接近日冕阿尔文速度。然而，这种外流，特别是下行流的光谱观测是极其罕见的。利用新发射的界面区成像光谱仪（IRIS）的观测结果，我们在一次耀斑重联点探测到了大红移（$\sim$ 125 km s $^{-1}$沿视线）的Fe { \sc{xxi} } 1354.08 μ m、$\sim$ 100 km s $^{-1}$非热宽度的发射线.红移的Fe { \sc{xxi} }特征在空间上与RHESSI观测到的环顶X射线源一致。我们解释这个大的红移作为向下移动的重联流出/热回缩环的签名。IRIS和太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的成像观测也揭示了喷发和重连过程。沿着这些环快速向下传播的斑点也可以从冷发射线中找到（例如，Si { \sc{iv} }、O { \sc{iv} }、C { \sc{ii} }、Mg { \sc{ii} }）以及AIA和IRIS的图像。此外，整个Fe { \sc{xxi} }线在环足点处被$\sim$ 260 km s $^{-1}$蓝移，其中上述冷线均表现出明显的红移，这一结果与来自重联位点的向下传播非热电子引起的色球蒸发的情况一致。
2014-11-10 astro-ph.SR
Oscillatory reconnection and waves driven by merging magnetic flux ropes in solar flares
振荡重联是一个被认为是太阳和恒星现象的基础的过程，并且可能在耀斑等瞬变事件中发挥重要作用。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）可能是振荡重联的一种表现，但其内在机制仍不确定。在本文中，我们提出了二维磁流体动力学（MHD）模拟的两个载流磁通量绳与面外磁场进行振荡重联，其中两个磁通绳合并成一个单一的磁通绳。我们发现，振荡重联可以发生本质上没有外部振荡驱动器的磁通绳聚结过程中，这可能会发生在大规模的日冕环相互作用和合并的等离子体团在破碎的电流片。此外，我们表明，径向传播的非线性波产生的磁通绳合并后，由于合并磁通绳的后重联振荡。这些波的行为被发现是几乎独立的初始面外磁场。据估计，通过合并日冕环和合并环顶电流片中的等离子体团发射的波将分别具有90 km/s和900 km/s的典型相速度。这是可能的，在磁绳聚结过程中发射的波的属性可以被用作诊断工具，以确定在聚结区域内的物理参数。
2022-05-06 astro-ph.SR
Simultaneous Observation of Reconnection Inflow and Outflow Associated with the 2010 August 18 Solar Flare
本文报道了2010年8月18日由{ \it太阳动力学天文台}上的大气成像组件观测到的耀斑磁重联流入和流出的同时极紫外观测。我们发现，在耀斑的上升阶段，一些等离子体斑点出现在热环上方的片结构。等离子体团沿片状结构双向喷射（流出），同时极紫外图像中可见的线向片状结构移动（流入）。向上和向下的喷射速度分别为220-460 km/s $^{-1}$和250-280 km/s $^{-1}$。流入速度在5分钟内从90 km s $^{-1}$变为12 km s $^{-1}$。通过使用这些速度，我们估计了无量纲重联率，我们发现在此期间从0.20变化到0.055。我们还发现，在片结构中的等离子体斑点碰撞或相互合并之前，他们从片结构喷射。我们假设，片结构是电流片，这些等离子体斑点是等离子体团或磁岛，这可能是重要的理解重联区的动力学。
2011-12-08 astro-ph.SR
Empirical atmosphere model in a mini flare during magnetic reconnection
镁II，CII，和SiIV离子IRIS光谱的时空分析，使我们能够研究的动态和分层的耀斑大气沿视线期间的磁重联阶段在射流基地。强不对称的MgII和CII线剖面与扩展的蓝色翅膀观察到的重联网站解释存在两个色球温度云：一个爆炸云蓝移在290公里/秒和一个云较小的多普勒频移（约36公里/秒）。同时在同一地点观测到一个小耀斑，在多温度（AIA），在几个光谱IRIS线（如Oiv和Siiv，Mexico），在Siiv线轮廓中识别的色球线的吸收，巴耳末连续谱的增强和FERMI/GBM的X射线发射中具有强发射。用标准厚靶耀斑模型计算了FERMI观测到的非热电子的能量，并与Balmer连续谱辐射的能量进行了比较。我们表明，20 keV以上的非热电子的低能量输入仍然足以产生过量的巴尔末连续谱。
2021-12-13 astro-ph.SR
Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
A Database of Magnetic and Thermodynamic Properties of Confined And Eruptive Solar Flares
该研究构建了480个C5.0级以上太阳耀斑的磁学与热力学数据库，对比发现受限耀斑与爆发性耀斑在固定峰值X射线通量下重联通量相似，但受限耀斑重联率更高、更紧凑且发生在更大活动区，表明其由更紧凑强磁场快速重联引发，可能加速粒子更高效。
2023-10-16 astro-ph.SR
