Blobs in recurring EUV jets
在本文中，我们报告了2011年7月22日在NOAA活动区11259西边缘发生的经常性和同源喷流中发现的斑点。这些喷流是在太阳动力学观测台（SDO）上的大气成像组件（AIA）仪器的七个极紫外（EUV）滤光器中观测到的。使用6个滤光片（94，131，171，211，193和335 nm）的基差图像，我们进行了差分发射测量（DEM）分析，以探索射流的热力学演化。喷流伴随着冷涌，在大熊太阳天文台地面望远镜的H $α$线中心观察到。有20 $-$ 30分钟的生命周期的喷气机在同一地点复发了三次，间隔40 $-$ 45分钟。有趣的是，每个喷气机间歇性地经历了几次向上喷发的速度为120 $-$ 450 km s $^{-1}$。在达到最大高度后，它们返回太阳表面，显示出接近抛物线的轨迹。下降阶段在低-$T$过滤器中比在高- $T$过滤器中更明显，表明喷射在爆发开始后经历冷却。我们确定了明亮和紧凑的斑点在射流在其上升阶段。在所有的EUV过滤器中的斑点的同时存在与斑点（$5.5\le \log T\le7.5$）的DEM轮廓的宽范围一致，表明它们的多热性质。斑点的中值温度为$\sim$ 2.3 MK。直径为$\sim$ 3 μ m的斑点的寿命为24 $-$ 60 s。据我们所知，这是第一次报道日冕喷流中的斑点。我们认为这些斑点是由撕裂模不稳定性引起的磁重联产生的等离子体团，并沿着喷流喷射出来。
2014-05-20 astro-ph.SR
Plasmoids, Flows, and Jets During Magnetic Reconnection in a Failed Solar Eruption
我们使用SDO/AIA，IRIS，STEREO和Hinode/SOT的多波长观测报告了2014年4月3日活动区12018失败的喷发和耀斑的详细分析。在灯丝缓慢上升之前的两个小时内，观察到至少有四个射流从这个小活动区域（大亮点）的尖端发出，具有零点拓扑结构。在灯丝缓慢上升期间，观察到多个等离子体斑点，最有可能形成于尖端附近的零点电流片中。随后的暗条爆发，在IRIS视野之外，伴随着耀斑，但仍然受到限制。在爆发性耀斑重联阶段，额外的斑点反复出现，并在爆发暗条下方的耀斑区域内双向移动。灯丝在上升过程中扭结、旋转，并经历了腿-腿的重连，但它未能产生日冕物质抛射。在灯丝缓慢上升/耀斑前阶段，在风扇环中检测到微小的喷射状特征。我们将其解释为周围磁场与离开零点片并沿扇形环流动的等离子体团之间重连的特征。我们将我们对这些微小射流的解释与Antolin等人提出的局部纳米火焰加热情景进行了对比。
2022-12-21 astro-ph.SR
Interchange reconnection associated with a confined filament eruption: Implications for the source of transient cold-dense plasma in solar winds
在现场观测的资料中，偶尔也能在太阳风中探测到冷密等离子体，但冷密等离子体的来源一直是个谜。闭合场与邻近的开放场之间的交换重联（IR）对太阳风的形成有重要作用。我们在2014年12月24日呈现了一个与喷烟状日冕物质抛射（CME）相关的受限丝状喷发。由于连续的磁通量抵消和出现，暗条经历了连续的激活，最终爆发。被限制的爆发丝状体表现出明显的解捻运动，并且大部分丝状体物质回落。在爆发期间，一些微小的斑点从被限制的灯丝体中逃逸出来，沿着新形成的开放场线扎根在灯丝的南端，一些明亮的等离子体从灯丝的北端流向附近开放场的偏远地点。新形成的开阔磁力线向南移动，并有多个分支。类似于泡芙的CME也显示出多个明亮的锋面和明显的南移。结果表明，在爆发暗条的封闭场和附近的开放场之间存在着间歇性的红外辐射，它释放出一部分暗条物质（团块），形成了喷烟状的CME。我们认为，红外线提供了一个可能的来源，冷稠密的等离子体在太阳风。
2017-03-28 astro-ph.SR
H$α$ and EUV observations of a partial CME
我们已经获得了H $α$对太阳色球层上部的高空间和时间分辨率观测，并利用太阳动力天文台（SDO）和{ \it Hinode}的多波长观测进行了补充。极紫外成像光谱仪（EIS）。H $α$观测于2012年2月11日在国家太阳天文台的邓恩太阳望远镜上使用氢-阿尔法快速动力学相机（HARDcam）仪器进行。我们的H $α$观测发现，在日珥爆发失败后，色球物质从日冕高度返回的大量下行流。我们已经发现了几个大的凝聚（“斑点”）返回到太阳表面的速度为$\approx$ 200公里s $^{-1}$在H $α$和几个SDO AIA带通。在H $α$中，这些“斑点”的平均导出尺寸分别在垂直于和平行于行进方向的方向上为500 × 3000 km $^2$。我们的“斑点”宽度与日冕雨中发现的宽度的比较表明，还有其他更小的、未解决的“斑点”与以前的研究和最近的数值模拟一致。我们观察到的速度和减速的“斑点”在H $α$和SDO带小于重力自由落体的预期，并意味着额外的磁或气体压力阻碍流动。我们推导出的动能$\approx$ 2个数量级低的主喷发比一个典型的CME，这可能解释其部分性质。
2015-03-13 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
Remote Sensing of Coronal Forces During a Solar Prominence Eruption
我们提出了一种新的方法-开普勒光学动力学分析（KODA）-在太阳日冕中的致密，凉爽的物质的动力学分析。该技术涉及自适应时空跟踪的传播强度梯度和它们的表征的时间演变的开普勒地区扫出的移动等离子体斑点的位置矢量。引力引起的纯弹道运动符合开普勒第二定律，而非中心力，如洛伦兹力引入非零扭矩，导致更复杂的运动。KODA算法能够从面加速度的图像平面投影直接评估净扭矩密度的视线分量。该方法被应用到2011年6月7日的日珥爆发，由太阳动力学天文台的大气成像组件观察。所获得的结果包括定量估计的磁力，场强，和斑点的质量和能量在一个巨大的区域的影响后重联重新分配的突出材料。磁压力和能量是强烈的主导在早期，上升阶段的喷发，而动态压力和动能成为显着的贡献者在随后的下降阶段。测量的日珥斑点的强度特性与典型的活动区日珥一致;测量的广泛特性与整个爆发前日珥和2011年6月7日爆发后的日冕物质抛射进行了比较，所有这些都是由其他研究人员和技术得出的。我们认为，KODA提供了宝贵的信息，通过替代手段，不容易获得的喷发的特征，从而揭示了他们的环境和演变。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observational Evidence of Particle Acceleration Associated with Plasmoid Motions
我们报告了2010年8月18日太阳耀斑中发现的粒子加速和等离子体运动之间的强关联。利用太阳动力学观测站上的大气成像组件（AIA）和日地关系观测卫星Ahead上的极紫外成像仪（EUVI）拍摄的极紫外图像跟踪等离子体运动，并利用野边山射电日像仪数据研究粒子加速的特征。在我们以前的论文中，我们报道了在EUV图像中，许多等离子体斑点出现在耀斑拱廊上方的电流片中。它们沿着电流片双向喷射，向太阳喷射的斑点与耀斑拱廊相撞。其中一些在从当前工作表中弹出之前相互碰撞或合并。我们发现了脉冲射电爆发与等离子体运动（喷射，合并，碰撞后耀斑环）。射电爆发被认为是非热高能电子的回旋同步辐射。此外，AIA和EUVI的立体观察表明，等离子体斑点具有三维细长结构。我们认为等离子体团是在电流片中运动的三维等离子体团（即通量绳）。我们相信，我们的观察提供了明确的证据，粒子加速与等离子体团运动。我们讨论了可能的加速机制的基础上，我们的结果。
2016-11-01 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Supersonic Plasma Blob Triggered by Reconnection Generated Velocity Pulse in AR10808
利用太阳和日光层天文台（SoHO）/迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）、过渡区和日冕探测器（TRACE）171和澳大利亚纳拉布里Culgoora太阳天文台的H $α$的多波长观测资料，给出了2005年9月9日AR 10808中M6.2级太阳耀斑前一个传播的超音速等离子体团的独特观测特征。在05：27 UT到05：32 UT之间观察到这个斑点，在最初的2-3分钟内几乎是一个恒定的形状，之后它很快就消失在日冕中。在其动力学阶段，观测到的团块的下限速度估计为$\sim$ 215 km s $^{-1}$。在H $α$和TRACE 171等离子体中同时存在的具有几乎相似形状和速度的斑点的证据支持其由多温度等离子体形成。能量释放的经常性的3-D重联过程通过分离器圆顶低于磁零点，新兴的通量和预先存在的磁力线在较低的太阳大气层之间，被发现是一个径向速度脉冲向外，加速这个等离子体斑点在太阳大气中的驱动程序。在支持识别所观察到的喷发的可能驱动程序，我们解决了二维理想磁流体动力学方程数值模拟所观察到的超音速等离子体斑点。数值模拟密切匹配观测到的速度，多温度等离子体的演变，并在观察中发现的斑点的快速消失。在典型的日冕条件下，这种斑点也可以携带7.0 $\times10^{6}$ ergs-cm-$^{-2}$ s-$^{-1}$的能通量，以重新平衡活动区域上方的日冕损失。
2012-03-28 astro-ph.SR
Formation of Jet-driven Forced Reconnection Region and Associated Plasma Blobs in a Prominence Segment
本研究利用SDO/AIA观测揭示日珥段中喷流压缩磁通量绳并诱发强迫磁重联，形成双向等离子体团、增强重联率并释放热能。
2025-02-18 astro-ph.SR
Study of the propagation, in situ signatures, and geoeffectiveness of shear-induced coronal mass ejections in different solar winds
目的：我们的目标是传播多次爆发-通过在以前的研究中进行的数值模拟获得-1 AU，并分析不同的背景太阳风对它们在地球上的动力学和结构的影响。我们还旨在提高为什么一些连续的喷发不导致预期的地球效应，以及如何二次日冕物质抛射（CME）可以影响前一个配置的理解。研究方法：利用MPI-AMRVAC程序的2.5维磁流体动力学（MHD）程序包，通过在内边界上施加剪切运动，对插入两种不同太阳风中的连续CME进行了数值模拟。初始的磁场配置描绘了一个三重拱结构向南移动，并嵌入到一个双峰太阳风。我们使用水星和地球周围航天器的数据，将我们的模拟签名与2009年9月的多个CME事件进行了比较。我们计算并分析了所有模拟的Dst指数。结果：观察到的事件符合我们的两个模拟，一个隐形CME和其他没有在1 AU。这突出了试图使用现场观测来区分第二次喷发是否是隐形的困难，因为通量绳在行星际空间传播期间经历的过程。我们模拟了CME在两种不同的太阳风中的传播，一种是慢的，另一种是快的。只有在第一种情况下，等离子体团才出现在喷发的轨迹中。有趣的是，Dst计算结果在连续的日冕物质抛射的情况下，当通量绳到达领先的正Bz时，地球有效性降低。当Bz分量被反转时，地球有效性增加，这意味着磁重联与尾随的斑点和喷发强烈影响到达行星际日冕物质抛射的影响。
2021-11-29 astro-ph.SR
Failure of a solar filament eruption caused by magnetic reconnection with overlying coronal loops
本研究观测活动区13445中一次M4.4级失败暗条爆发，揭示其与上方日冕环的磁重联及等离子体团不稳定性破坏暗条并阻止爆发。
2024-12-02 astro-ph.SR
CME Productive and Non-productive Recurring Jets Near an Active Region AR11176
利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）的观测资料，研究了2011年3月31日17：00 UT至4月1日05：00 UT期间AR 11176附近的周期性喷流。在这些循环喷流的底部发现了微丝状体（微丝状体1和2），其中微丝状体1显示了喷流1 -3的部分喷发特征。然而，小型的火山爆发2显示了一个完整的喷发驱动一个完整的井喷射流（Jet 4）。小行星2的爆发引发了C级耀斑和Jet 4的爆发。Jet 4的爆发引发了日冕物质抛射（CME）。周期性喷流（Jet 1 -4）的天平面速度分别为160 km/s、106 km/s、151 km/s和369 km/s。CME的速度估计为636 km/s。在喷流产生区的底部观察到连续的磁通量抵消现象，这可能是微灯丝喷发和重复喷流的原因。在前一种情况下，小爆发1显示部分喷发，并产生了前三个喷流（Jet 1 -3），但取消率相当低。然而，在后一种情况下，迷你彗星2完全爆发（可能是因为更高的取消率），这引发了C级耀斑和CME生产喷流。在前三个喷流（Jet 1 -3）的底部，微重力1导致推动上覆的动力复杂薄环，导致重连，并驱动喷流（Jet 1 -3）爆发。等离子体斑点的形成过程中观察到的第一喷流（Jet 1）的爆发。
2020-01-31 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
The Kinematic Evolution of Erupting Structures in Confined Solar Flares
在这封信中，我们研究了与受限耀斑相关的上升热团的运动学性质。利用太阳动力学天文台上的大气成像组件提供的高节奏极紫外图像，我们发现，对于这里选择的26个事件，热团首先向外冲动加速，但随后迅速减速至静止。它们的速度演化与伴随耀斑的地球同步业务环境卫星软X射线通量的时间变化基本同步，只是速度峰值比软X射线峰值早几分钟。此外，爆发斑点的加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间适度相关。在26个案例中，有9个甚至在相关耀斑发生前几分钟就出现了喷发的斑点。我们的研究结果表明，一小部分的局限耀斑也涉及喷发的磁通量绳，这有时是形成和加热之前的耀斑发作。我们认为，这些局限耀斑的起源和发展与爆发耀斑相似，主要区别可能在于背景场的限制，前者比后者强。
2020-11-24 astro-ph.SR
Solar-Terrestrial Simulations of CMEs with a Realistic Initiation Mechanism: Case Study for Active Region 10069
迄今为止，大多数对日冕物质抛射（CME）的模拟要么集中在一个巨大等离子体“团块”的行星际传播上，而没有过多关注其起源和形成过程，要么集中在由于（亚）光球运动导致爆发的日冕磁场的复杂演化上。在这里，我们提出了全球模拟日冕物质抛射的日冕运动被用来产生一个现实的演变的日冕磁场，并导致喷发。我们集中在活跃区10069，它在2002年8月下旬产生了一些喷发，包括2002年8月24日的CME -一个来自W81的快速（~2000 km/s）喷发，以及2002年8月22日的较慢喷发（来自W 62）。使用三维磁流体动力学（MHD）模拟这些喷射与空间天气建模框架（SWMF），我们展示了如何一个现实的启动机制，使我们能够研究日冕和日光层中的日冕物质抛射的偏转。爆发磁场与邻近流光和活动区域的磁场重新连接，修改了连接到地球的场线的太阳连接性，并改变了预期的太阳高能粒子通量。比较结果在1 AU我们的模拟与现场观测的ACE航天器，我们提出了一个替代的太阳起源的冲击波在L1 8月26日观察到。
2009-11-10 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
Multi-instrument observations of a failed flare eruption associated with MHD waves in a loop bundle
我们介绍了2015年1月24日发生的B7.9级耀斑的观测结果，使用太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA），EUV成像光谱仪（EIS）和Hinode的X射线望远镜。耀斑触发了一个稠密的冷等离子体团的爆发，如在AIA 171中所看到的，它无法完全爆发，并且仍然被限制在活动区域环的局部束中。在此过程中，观察到的线程的横向振荡。然后观察到冷的等离子体沿着每个环链下降回到色球层。同时，在SDO/AIA和Hinode/XRT的热波段中观察到一个较大的漫射共空间环，沿其长度呈现周期性的强度变化。磁流体动力学（MHD）波的形成和演化依赖于局部等离子体参数（如密度、温度和磁场）的值，因此可以通过日冕地震学来推断。在这项研究中，我们的目的是评估如何观察到的MHD模式的密度和温度的变化的影响。我们使用SDO/AIA，Hinode/EIS和XRT将EUV/X射线成像和光谱学分析相结合。我们发现，所检测到的波的演变是由当地的等离子体参数的时间变化，所造成的耀斑加热和随之而来的冷却。我们将日冕地震学应用于这两种波，以获得背景等离子体参数的估计。
2016-12-06 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
Observing Flux Rope Formation During the Impulsive Phase of a Solar Eruption
磁通量绳被认为是日冕物质抛射（CME）的重要组成部分。虽然有很多观测证据表明爆发后存在磁绳，从日冕物质抛射的遥感图像或现场太阳风数据中可以看出，在日冕物质抛射脉冲阶段直接观测到通量绳的情况很少。在这封信中，我们提出了一个明确的观测通量绳仍然在形成阶段的低日冕。感兴趣的CME发生在2010年11月3日的东翼上方，足点部分被阻挡。在AIA 131毫米波通带内，磁绳是一团明亮的热等离子体（峰值温度约为11 MK），从源活动区的核心上升，迅速向外移动并向上拉伸周围的背景磁场。拉伸的磁场似乎在核心后面弯曲，类似于爆发耀斑中的经典磁重联场景。另一方面，在AIA 211 λ通带（2.0 MK）和171 λ通带（0.6 MK）中，磁绳表现为暗腔;在这些相对较冷的温度带中，明亮的边缘明显包围着暗腔。明亮的边缘可能代表了周围日冕等离子体被膨胀的通量绳压缩的堆积。在AIA多个温度带中看到的复合结构与相应的日冕图像非常相似，由明亮的前缘和黑暗的空腔组成，通常被认为是通量绳。
2011-03-25 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
Signatures of the impact of flare ejected plasma on the photosphere of a sunspot light-bridge
我们研究了太阳黑子光桥的性质，着重于C级耀斑中喷射出的等离子体团的影响所产生的变化。利用GREGOR红外光谱仪（GRIS）获得的15655 μ m附近的4条Fe I谱线的分光偏振光栅图、GREGOR法布里-珀罗干涉仪（GFPI）获得的Fe I 6173 μ m谱线的窄带强度图像以及高分辨率快速成像仪（HiFI）获得的G波段和Ca II H波段的宽带强度图像，观测了活动区NOAA 12544的一个黑子。所有这些仪器都位于西班牙特内里费岛泰德天文台的格里戈尔望远镜上。数据涵盖了耀斑事件之前、期间和之后的时间。该分析得到了来自太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）数据的补充。利用谱线反演技术反演了不同高度的大气物理参数。我们确定光球和色球增亮，加热事件，并在斯托克斯配置文件的变化与耀斑爆发和随后到达的等离子体斑点的光桥，沿活动区域循环后。测量结果表明，这些现象是由等离子体团与光桥的磁场拓扑结构的相互作用驱动的重连事件的结果。
2017-08-21 astro-ph.SR
Bright hot impacts by erupted fragments falling back on the Sun: magnetic channelling
2011年6月7日，太阳动力学观测站观测到密集的等离子体碎片在爆发后落回太阳表面，产生强烈的EUV增亮。先前的研究调查了弱磁场区域的撞击。在这里，我们模拟的$\sim~300$公里/秒的影响片段的磁场接近活跃地区。在观测中，磁通道在碎片撞击之前变亮。我们使用一个3D-MHD模型的球形斑点在磁化大气中下降。斑点参数受观测约束。我们运行不同的环境密度和磁场强度的数值模拟。我们比较了大气成像仪171 μ m~2通道上的模式辐射和观测辐射。我们发现，在一个$\sim~1$ MK日冕环的磁场所限制的$\sim~10-20$ G，最好的解释定性和定量观测到的演变下降通道模型。当冲压压力变得与局部磁压力相当时，由于扰动磁场施加的差应力，斑点高度变形，进一步破碎，并且它们偏离以被场引导。在它们前面，在相对致密的日冕介质中，激波锋面传播，加热并照亮了冷的等离子体和太阳表面之间的通道。这项研究显示了一种新的机制，使磁场引导的下行流变亮，例如在吸积年轻恒星中，并且还可以作为环境大气的探测器，提供有关局部等离子体密度和磁场的信息。
2016-09-15 astro-ph.SR
Evidence of external reconnection between an erupting mini-filament and ambient loops observed by Solar Orbiter/EUI
本研究利用Solar Orbiter/EUI和SDO/AIA观测，详细分析了2022年3月4日一次迷你暗条喷发，发现其先经历内部重联，后与外部环相互作用发生外部重联，形成吹出射流并转移质量与磁通量。
2023-03-28 astro-ph.SR
Interaction of coronal mass ejections and the solar wind. A force analysis
目的。我们的目标是彻底分析单次和多次太阳喷发的动力学，以及隐形喷出物。这些数据是通过在以前的研究中进行的自洽数值模拟获得的。我们还评估了不同的背景太阳风对这些喷出物传播到地球的影响。方法.我们计算的所有组件的力量的演变的数值模拟连续的日冕物质抛射（CME）得到的代码MPI-AMRVAC的2.5维磁流体动力学（MHD）模块。我们分析了热压力和磁压力梯度以及磁张力，这些压力和磁张力决定了在爆发之后在不同位置形成几个通量绳。在日冕物质抛射向地球传播的过程中，这三个分量在赤道平面上被跟踪。还研究了它们与其他日冕物质抛射和背景太阳风的相互作用。结果我们解释了隐形喷出物和等离子体斑点（或等离子体团）发生在太阳爆发后的形成。我们还解决了更快的爆发的日冕物质抛射在一种情况下，具有不同的背景风，即使当相同的触发边界运动被应用，并归因于略有不同的磁配置和大的邻近拱廊。热压力梯度揭示了在这些缓慢爆发前的冲击波，在其传播到1 AU期间形成。双峰型磁压梯度表明，触发方式影响了CME的结构，部分相邻的流注随CME一起被喷出。
2022-03-17 astro-ph.SR physics.space-ph
From eruption to post-flare rain: a 2.5D MHD model
本文通过2.5维电阻MHD模拟，研究了剪切磁拱中多个磁通量绳的形成与爆发，以及爆发后磁环中因热不平衡导致灾难性冷却而形成日冕雨的完整过程，模拟结果与观测吻合，为揭示日冕加热机制提供了关键线索。
2024-05-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Ultra-high-resolution Observations of Persistent Null-point Reconnection in the Solar Corona
研究利用 Solar Orbiter 极紫外成像仪以约390 km分辨率观测日冕持续零点重联，揭示其平缓与短暂爆发两种模式及质量能量传输作用。
2023-04-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Heating of a plasma sheet in nonequilibrium ionization with nonthermal electrons
Kyung Hee University（庆熙大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Air Force Research Laboratory（美国空军研究实验室）；G-LAMP NEXUS Institute/School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学G-LAMP NEXUS研究所/空间研究学院）；Korea Astronomy & Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）
研究通过观测2017年9月10日的日冕环暴，探讨了非麦克斯韦电子分布和非平衡电离对等离子体薄片加热的影响，发现脉冲加热主导能量预算，非麦克斯韦分布对加热有显著作用。
2026-04-02 astro-ph.SR
A highly dynamic small-scale jet in a polar coronal hole
我们提出了一个观测研究的等离子体动力学在太阳日冕射流的基础上，使用高分辨率的极紫外线成像仪上的太阳轨道器，并通过大气成像组件上的太阳动力学天文台。我们观察到多个等离子体喷射事件超过$\sim$ 1小时，从一个圆顶状的基地，约为~ 4毫米宽，嵌在一个极冕洞里。在喷流尖顶下方的圆顶内，大小约为1- 2 μ m的多个等离子体团以声速（约~ 1000 μ m）的速度向上传播到圆顶顶点。120 km~s $^{-1}$）。在到达顶点时，这些斑点中的一些开始以类似的速度朝向圆顶的另一个足点流动。同时，沿喷流螺旋探测到了高速超音速外流（$\sim$ 230 km~s $^{-1}$）。这些外流以及圆顶顶点附近的强度似乎是重复的。此外，在其演化过程中，射流经历了许多复杂的形态变化，包括标准型和井喷型喷发之间的过渡。这些新的观测结果突出了为这些射流提供动力的重连过程的潜在复杂性，并提供了对快速能量注入时等离子体响应的见解。
2022-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
X-ray/Radio Quasi-periodic Pulsations Associated with Plasmoids in Solar Flare Current Sheets
本研究通过SDO/AIA、RHESSI和Fermi GBM观测，发现太阳耀斑电流片中多个等离子体团的形成、抛射与合并与X射线/射电准周期脉动相关，表明高能电子在这些过程中被加速。
2025-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Eruptive Magnetic Reconnection within a Multi-Flux-Rope System in the Solar Corona
日冕经常被日冕物质抛射（CME）破坏，其核心结构被认为是由螺旋磁场组成的磁绳。这已经成为一个“标准”的图片，虽然它仍然是难以捉摸的通量绳的形成和演变向喷发。虽然1/3的喷射物通过航天器显示出磁通绳结构，其余的具有复杂的磁场。它们也是从一个相干的磁通绳中产生的吗？在这里，我们调查了一个复杂的喷出物的源区，重点是一个耀斑的前兆与明确的签名磁重联，即，非热电子、燃烧的等离子体和双向流出的斑点。借助于非线性无力场模型，我们得出结论，重联发生在一个系统的多个编织磁通绳具有不同程度的相干性。这一观测表明了内部结构和动力学在理解CME和预测其对地球的影响方面的重要性。
2018-03-12 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Three-dimensional simulation of thermodynamics on confined turbulence in a large-scale CME-flare current sheet
本研究通过全三维高分辨率 CME 模拟，揭示受限电流片中湍流、等离子体团运动及加热机制，并解释上下电流片重联模式差异。
2023-08-18 astro-ph.SR physics.space-ph
From Photospheric Footpoint Motion to Plasmoid Ejection: A Two-Stage Reconnection Process in a Small-scale Chromospheric Jet
本文基于NVST和SDO高分辨率观测，揭示小尺度色球喷流由光球足点先分离后汇聚的两阶段运动驱动，并通过电流片拉长、撕裂模不稳定性形成等离子体团，进而触发快速磁重联产生热EUV喷流，阐明了足点运动对太阳大气动力学的重要作用。
2025-07-02 astro-ph.SR
