On the Onset Mechanism for Solar Coronal Jets, and Implications for the Onset Mechanism for CME-Producing Eruptions
本文论证日冕喷流是小尺度太阳爆发，并提出借助其高频、快速演化的特征，揭示产生CME的大规模爆发的磁能积累与触发机制。
2024-10-01 astro-ph.SR
Magnetic field line twisting by photospheric vortices: energy storage and release
本文研究了一个封闭的日冕磁流体动力学（MHD）模型，其中光球涡旋扭曲日冕磁场线。我们考虑两个共转或反向旋转的旋涡定位在中心的光球板，以及更多的共转旋涡，完全填充板。我们的调查是专门致力于研究完全非线性阶段，在线性阶段期间，涡创建层流和顺利扭转通量管。我们的主要目标是了解光球涡旋的动力学扭曲的场线的日冕磁场渗透有限振幅的宽带波动。我们发现，根据光球涡旋的排列和旋向，储存大量磁能的逆级联可能发生或不发生。在第一种情况下，可用于大型事件的磁能储备，如前CME配置的不稳定发展，而在第二种情况下，结果是湍流加热日冕。虽然我们的几何形状被简化，我们的模拟显示有相关的影响日冕动力学和CME启动。
2019-05-11 astro-ph.SR
Gradual Solar Coronal Dimming and Evolution of Coronal Mass Ejection in the Early Phase
我们报道了在一个双带耀斑和一个快速日冕物质抛射（CME）的爆发事件中观测到的两阶段日冕变暗。在双带耀斑爆发和CME快速上升之前，微弱的逐渐变暗持续了半个多小时。随后是突然的快速变暗。两阶段调光发生在两个耀斑带附近的一对共轭调光区，耀斑爆发标志着两阶段调光之间的过渡。在双带耀斑开始时，在快速变暗发生在相同的地方之前，在变暗区域内也观察到短暂的增亮。这些观测结果表明，日冕物质抛射的结构，最有可能锚定在双调光区，经历了一个缓慢的上升之前，耀斑爆发，其运动学演化有显着的变化，在耀斑重联的发病。我们探索诊断的CME演化在早期阶段的逐渐变暗的签名分析之前的CME爆发。
2017-07-08 astro-ph.SR
New Results on the Onset of a Coronal Mass Ejection from 5303 Å Emission Line Observations with VELC/ADITYA-L1
利用ADITYA-L1/VELC的5303 Å光谱观测，研究约束了2024年7月16日CME的onset时间，发现源区日冕强度下降约50%、线宽增加约15%、红移速度约10 km/s及非热速度约24.87 km/s。
2024-11-14 astro-ph.SR
Numerical simulations of solar energetic particle event timescales associated with ICMES
最近，S.W.Kahler通过航天器数据分析研究了与日冕物质抛射（CME）相关的太阳高能粒子（SEP）事件时间尺度。他们获得了不同的SEP事件时间尺度，如TO，即从CME开始到SEP开始的时间，TR，即从开始到峰值强度一半（0.5Ip）的上升时间，TD，即SEP强度高于0.5Ip的持续时间。在这项工作中，我们解决SEPs输运方程考虑ICME冲击高能粒子源。与我们的建模假设，我们的模拟显示类似的结果Kahler的航天器数据分析，TD的加权平均值增加与CME的速度和宽度。此外，从模拟结果来看，TD与CME的速度有直接关系，而与CME的宽度没有直接关系，这一点在观测数据分析中是没有得到的。
2016-11-02 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Preceding Coronal Mass Ejection Onset
我们分析了一个S形（S形）的活动区向喷发的演变，其中包括一个日冕物质抛射（CME），但留下的地方的灯丝的一部分。发现X射线S形追踪出三个不同的磁拓扑结构的连续：一个高度剪切拱廊的日冕循环在其长寿命的阶段，秃补丁分界面（BPSS）在CME前几个小时，和第一耀斑循环在其主要的瞬态强度增强。日冕演化是由光球层的变化驱动的，包括S形和暗条下通量元素的会聚和抵消。这些数据产生明确的证据存在的BPSS，因此，在日冕的磁通绳开始之前的日冕物质抛射。
2009-06-26 astro-ph.SR
What Are Special About Ground-Level Events? Flares, CMEs, Active Regions And Magnetic Field Connection
地面事件（GLE）占据了太阳高能粒子（SEP）渐变事件的高能端。它们与日冕物质抛射（CME）和太阳耀斑有关，但我们仍然不清楚产生这些罕见事件的特殊条件。在第23个太阳周期期间，利用地基中子监测器数据，总共登记了16个GLE。我们首先要问，这些GLE是否与从太空观察到的其他SEP事件有明显区别。撇开可能的困难，在确定所有的GLE一致，然后，我们试图找到观测，可能明白无误地孤立这些GLE通过研究相关的喷发和活动区（AR），产生它们的基本属性。结果表明，无论是日冕物质抛射和耀斑的大小，还是AR的复杂性，都不能给出GLE存在的充分条件。有可能发现与GLE无关但具有比GLE更极端性质的CME、耀斑或AR。我们还试图评估的重要性，磁场连接的AR与地球上的检测GLE和他们的发病时间。使用势场源表面（PFSS）模型，发现一半的GLE是良好连接的。然而，GLE发作时间相对于相关耀斑和CME的发作并不强烈依赖于AR的连接程度。GLE发作行为可能在很大程度上取决于CME驱动的冲击发展的时间和地点。我们无法将导致过去GLE爆发的冲击与太阳图像中的特征联系起来，但是来自日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的综合数据有可能改变可能发生在太阳活动周期24上升阶段的GLE。
2012-03-24 astro-ph.SR
Formation of Magnetic Flux Ropes during Confined Flaring Well Before the Onset of a Pair of Major Coronal Mass Ejections
NOAA活动区（AR）11429是双超快日冕物质抛射（CME）的来源。两次日冕物质抛射都在一小时内发生，第一次日冕物质抛射发生在2012年3月7日。该AR满足“超级活跃区域”的所有要求，即，黑尔定律不兼容性和$δ$ -点磁配置。第24太阳活动周期中最大的风暴之一（$D_{st}=-143$ nT）与其中一个事件有关。磁通量绳（MFR）是日冕中扭曲的磁性结构，在$\sim$ 10 MK热等离子体发射中最常见，通常被认为是喷发结构的核心。然而，它们在太阳大气中的“休眠”存在（即在爆发之前）是一个悬而未决的问题。借助多波长观测（SDO/HMI/AIA和STEREO EUVI B）和日冕磁场的非线性无力（NLFFF）模型，我们的工作揭示了两个独立的，弱扭曲的磁通量系统，这表明存在喷发前的MFRs，最终成为两个CME的种子。MFR可能是在宿主AR 11429发生两次日冕物质抛射的前一天发生的有限（即不导致重大日冕物质抛射）燃烧和次燃烧事件期间形成的。
2015-07-05 astro-ph.SR
Are Decaying Magnetic Fields Above Active Regions Related to Coronal Mass Ejection Onset?
日冕物质抛射（CME）是由储存在日冕磁场中的电流中的磁能提供动力的，CME前的磁场在原始抛射物的向外磁压力和来自封闭的上覆磁场的向内磁张力之间保持平衡。在研究全球无电流日冕磁场模型-位场源-表面（PFSS）模型-时，据报道，模型的磁场强度以上耀斑网站往往是弱的CME发生时，比没有发生喷发。这表明势场模型可能有用地量化磁约束。这个想法的一个含义是，在一个可能的喷发地点覆盖模型场强的减少应对应于减少限制，这意味着喷发更有可能。我们已经搜索了这样的效果，通过{ \em事后}调查的时间演变的模型场强度以上的样本的10个喷发地点，其中包括缓慢和快速的日冕物质抛射。在我们研究的大多数事件中，我们发现在以下两个方面都没有统计学上显著的演变：（i）磁场随高度衰减的速率;（ii）50 Mm附近覆盖磁场的强度;（iii）或低海拔和高海拔（分别低于1.1 $R_{\odot}$和1.1- 1.5 $R_{\odot}$之间）的通量比。相反，我们发现，上覆场强和上覆通量往往略有增加，它们的衰减率随着高度变得稍微平缓，与增加的限制一致。由于无论我们用来量化约束的参数是增加还是减少，CME都会发生，要么：（i）这些参数不能准确地表征CME源区的约束;要么（ii）CME源区大规模磁环境的系统演化本身并不是CME发生的必要条件;或者两者兼而有之。
2012-11-20 astro-ph.SR
Onset of Photospheric Impacts and Helioseismic Waves in X9.3 Solar Flare of September 6, 2017
2017年9月6日的X9.3耀斑是第24个太阳活动周期中最强大的耀斑。它产生了强烈的白光发射和多个日震波（日震）。利用太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）的数据以及WIND航天器上KONUS仪器和INTERGRAL空间天文台上的反符合系统（ACS）的硬X射线数据，我们研究了光球发射源的时空动力学，确定日震波的来源，并将耀斑光球动态与硬X射线（HXR）时间剖面进行比较。结果表明，光球耀斑的影响开始发展在紧凑的区域附近的磁极性反转线（PIL）在前脉冲阶段之前，检测到的HXR发射。最初的光球扰动位于PIL的强水平磁场区域，因此可能与沿PIL延伸的紧凑剪切磁结构有关。声输出功率图揭示了两个主要的来源，产生的太阳地震，这是与最强的光球的影响，在前脉冲阶段和早期脉冲阶段的地方。这可以解释在这次耀斑中观测到的两种日震波。高节奏HMI滤波图的分析表明，耀斑能量释放的形式开发的紧凑的低洼磁环，沿PIL剪切顺序参与。
2018-04-18 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle Events with Short and Long Onset Times
太阳高能粒子（SEP）事件通常被认为是由日冕物质抛射（CME）驱动的激波引起的，它表现出多种多样的时间行为。例如，TO，相对于CME的发射的>10 MeV质子起始时间，具有至少一个数量级的分布，即使当源区离所谓的良好连接的质子束不远时。重要的是要了解是什么控制着TO，特别是在空间天气预测方面。在这里，我们研究了两个SEP事件从西半球是不同的TO的基础上>10 MeV的质子数据从地球同步运行环境卫星，尽管相似的CME的速度和经度的源区。我们试图通过CME高度-时间剖面和射电动力学谱的结合，来寻找CME驱动激波发展和Alfvén马赫数达到某个阈值时，不同TO（质子释放时间）的原因。我们还讨论了如何CME-CME相互作用和活动区的属性可能会影响质子释放时间。
2023-02-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Properties of Ground Level Enhancement Events and the Associated Solar Eruptions during Solar Cycle 23
我们提出了一个概述所观察到的性质的GLE和相关的耀斑和CME。太阳爆发非常强烈，包括X级耀斑和极端的CME速度（平均约2000公里/秒）。GLE事件起源的活动区域通常较大：1290 msh（中位数1010 msh），而SEP产生活动区域为934 msh（中位数：790 msh）。与GLE相关的CME的初始加速度比普通CME大得多（2倍）（2.3 km/s2 vs.1 km/s2）。GLE粒子的释放相对于喷发的所有电磁特征的发生是延迟的：II型爆发，低频III型爆发，软X射线耀斑和CME。米制II型射电爆发的存在约17分钟（中位数：16分钟;范围：3至48分钟）之前的GLE发作表明冲击形成之前的粒子释放。GLE粒子的释放发生在CME达到平均高度约3.09 Rs的良好连接的事件。对于连接不良的事件，GLE粒子释放时的平均CME高度约为66%（平均值：5.18 Rs）。纵向依赖性与冲击加速度是一致的，因为来自连接不良事件的冲击需要扩展更多以穿过连接到地球观测者的磁力线。米制II型爆发开始时的CME高度在1.29至1.8 Rs的狭窄范围内，平均值为1.53 Rs。在公制II型爆发开始和GLE颗粒释放的CME高度对应于阿尔芬速度曲线中的最小值和最大值。GLE粒子释放时的CME高度与速度弥散分析（Reames，2009 a，b）（包括源经度依赖性）获得的高度一致。我们还讨论了延迟GLE粒子释放…
2012-05-03 astro-ph.SR
Influence of Solar Polar Magnetic Fields on the Propagation of Coronal Mass Ejection
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳））；Peking University（北京大学）
本研究通过数值模拟揭示极区磁场变化对CME传播的影响，发现增强磁场可减缓CME传播速度并减小其体积，同时在远距离处产生强约束效应。
2026-03-05 astro-ph.SR
Which Photospheric Characteristics are Most Relevant to Active-Region Coronal Mass Ejections?
研究了日冕物质抛射特征与太阳耀斑预测方案中广泛采用的太阳活动区喷发能力参数化之间的关系。这些参数，其中一些是第一次探索，是与拓扑特征，即磁极性反转线（MPILs），表明大量的存储的非潜在的（即自由）的磁能相关的属性。利用DONKI和LASCO数据库对耀斑相关的日冕物质抛射及其运动学特征进行了研究，同时利用日震和磁成像仪（HMI）对活动区的矢量磁场观测数据提取了MPILs的性质，从而提取了源区MPILs的性质。所有性质与日冕物质抛射特征之间的相关性从中等到非常强不等。更重要的相关性尤其适用于快速的日冕物质抛射，这在不利的空间天气表现方面是最重要的。非中和电流和主MPIL的长度表现出显着更强的相关性比其余的属性。这一发现支持了日冕物质抛射和高度剪切的、明显的MPIL中的非中和电流之间的因果关系。此外，非中和电流和MPIL长度携带不同的，独立的信息，以喷发的活动区域的潜力。因此，非中性电流总量和主极性反转线长度的组合比其它参数更能反映太阳活动区的喷发能力和源于这些活动区的CME运动学特征。
2019-09-13 astro-ph.SR
Factors Affecting The Intensity of Solar Energetic Particle Events
本文对可能影响太阳高能粒子（SEP）事件的日冕物质抛射（CME）驱动冲击的环境和源因子的影响进行了更新。通过对第23太阳周所有大SEP事件的研究，证实了文献[1]中CME相互作用引起的强度变化。大的SEP事件被分为两组，一组与CME运行到其他CME，另一组与CME运行到周围的太阳风。与CME相互作用的SEP事件通常具有较高的强度。还讨论了冕洞对SEP强度的影响等新的可能性。例如，在一个连接良好的喷发和太阳盘中心之间存在一个大的冕洞，可能会因为CME和冕洞之间的相互作用而使冲击波连接不良。这一点可以用2004年12月3日的SEP事件来说明，该事件比相关的CME的开始延迟了大约12小时。在太阳上没有其他事件可以与SEP发作相关联。这一事件是一致的冕洞相互作用的可能性，影响的CME的连通性，产生SEP，因此SEP事件的强度。
2011-09-13 astro-ph.SR
Aditya-L1/VELC observations of CME associated broadening of 5303Å coronal emission line
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究学院）
通过Aditya-L1/VELC光谱观测日冕物质抛射前后5303Å日冕发射线宽度变化，研究‘边缘’日冕物质抛射，发现线宽变化及功率谱密度分布呈幂律行为，揭示线宽变化原因。
2026-07-07 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
Coronal Jets, and the Jet-CME Connection
自20世纪90年代初以来，太阳日冕喷流一直被详细观测。虽然很明显，这些喷气机是磁力驱动的，但驱动过程的细节最近已经更新。此前人们怀疑这些喷流是磁通量出现与周围日冕场相互作用的结果。然而，新的证据表明，喷流的直接驱动力通常是喷发场，通常携带冷物质（“微丝”），与预先存在的场发生交换磁重联（[1]）。最近的研究指出，微暗条喷发的触发因素通常是微暗条底部光球磁场的抵消。这些爆发的微暗条类似于更著名的大规模暗条爆发，后者会产生太阳耀斑，并经常产生日冕物质抛射（CME）。日冕喷流的一个子集驱动狭窄的“白光喷流”，这是非常狭窄的CME特征，显然少数喷流可以驱动更宽，虽然相对较弱，“流光喷流”CME。在这里，我们总结了这些最新的发现。
2019-12-05 astro-ph.SR
Kinematic and Energetic Properties of the 2012 March 12 Polar Coronal Mass Ejection
我们报告了2012年3月12日极地日冕物质抛射（CME）的能量学，起源于南纬60度。极地日冕物质抛射在几乎所有方面都与低纬度日冕物质抛射相似：三部分形态、喷发后拱廊（PEA）、日冕物质抛射和暗条运动学、日冕物质抛射质量和动能以及喷发后拱廊的相对热能含量。从偏振亮度图像，我们估计的CME质量，这是接近低纬度CME的平均质量。日冕物质抛射的动能（3.3 × 1030尔格）也是日冕物质抛射总体的典型特征。从光球磁图，我们估计的自由能（1.8 × 1031尔格）在极冠源区，我们发现这是足够的电源CME和PEA。大约19%的自由能进入CME的动能。我们计算了PEA的热能含量（2.3 × 1029 erg），发现它是CME动能的一小部分（6.8%）。这部分是非常相似的，在活动区的CME与主要耀斑。我们还表明，2012年3月12日是第24周最大阶段观测到的数十次极地日冕物质抛射之一。第24周的极冠日珥爆发与CME的关联率与低纬度地区相同。这项调查支持这样的观点，即所有的日冕物质抛射是从封闭的磁场区域，无论其在太阳上的位置（极冠灯丝区域，静态灯丝区域或活动区域）。
2015-07-15 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
Photospheric magnetic field variations accompanying the 2011 June 7 eruptive event
利用SDO/HMI仪器对光球磁场进行矢量测量，研究了2011年6月7日爆发事件中与暗条喷发（FE）、耀斑和日冕物质抛射（CME）相关的磁场变化。我们分析了模量（B）、径向磁感应分量（Br）和横向磁感应分量（Bt）以及磁力线相对于太阳中心的径向倾角（α）的变化。得出的结论是，FE开始的最可能的原因是与耀斑和CME相关的触发，以及灯丝急剧加速的第1阶段，是在灯丝通道内部和周围的几个地点的“磁通量抵消”。我们假设耀斑和暗条最快加速的阶段与暗条东南足点附近出现的一个黑子有关，在这个黑子中，磁场的极性和强度满足这个磁场与暗条周围磁场发生磁重联的可能性。我们详细研究了在喷发事件的不同地点的磁力线倾角的时间变化。在暗条缓慢出现的过程中，在暗条通道附近，场线倾角减小，而在耀斑爆发后，在耀斑区域内的中性线附近，场线倾角急剧增大。耀斑带在其存在的所有阶段被证明是位于光球网站的字段模局部最大值和最小值的场线倾角。我们发现，光球磁场极性反转线（PIL）附近，耀斑爆发后的方位角减小，这意味着减少之间的角度\b{eta} PIL和磁感应矢量投影到天空平面。
2016-11-29 astro-ph.SR
Why Is the Great Solar Active Region 12192 Flare-Rich But CME-Poor?
2014年10月的太阳活动区12192是24年来最大的太阳黑子群。它是第24周期中最多产的耀斑，但令人惊讶的是，在其盘通过期间，核心区域没有产生日冕物质抛射（CME）。在这里，我们研究阻止喷发的磁场条件以及随之而来的后果。我们发现AR 12192是“大而温和”，其核心区域表现出较弱的非潜力，较强的覆盖领域，和较小的耀斑相关领域的变化相比，其他两个主要的耀斑CME生产的AR（11429和11158）。这些差异存在于密集型指数中（例如，手段）但通常不是广泛的手段（例如，总数）。AR 12192的大量磁自由能并没有转化为CME的生产力。这一出乎意料的现象表明，AR的爆发性受到背景场限制上的磁非势的某种相对度量的限制，并且与爆发性耀斑相比，受限耀斑可能会留下较弱的光球和日冕印记。
2015-05-05 astro-ph.SR
High speed photospheric material flow observed at the polarity inversion line of a delta-type sunspot producing an X5.4 flare on 7 March 2012
太阳耀斑会突然释放储存在日冕中的非潜在磁场形式的自由能，并可能伴随着日冕等离子体的爆发。对非潜在磁场的形成和触发耀斑爆发的机制仍然知之甚少。特别是，在那些极性反转线附近观测到的光球动力学是主要的耀斑生产的网站没有得到很好的观察与高空间分辨率光谱偏振。本文报道了2012年3月7日在一次X5.4级耀斑的主能量释放侧观测到的沿耀斑带间极性反转线的显著高速物质流。观测是由日之出号上的太阳光学望远镜的分光偏振计进行的。在几乎平行于极性反转线形成的水平取向的磁场中观察到高速的材料流动。这种流动从耀斑发作前至少持续6小时，并在耀斑发作后持续至少几个小时。观测表明，观测到的物质流既不代表磁通量的出现，也不代表它的收敛。相反，它可以被认为是物质流的工作，以增加沿极性反转线的磁剪切和发展有利于爆发耀斑的开始磁结构。
2014-06-06 astro-ph.SR
The Relationship between the Sudden Change of the Lorentz Force and the Magnitude of Associated Flares
与耀斑有关的光球磁场的快速和不可逆变化已被最近的许多研究所证实。这些研究表明，爆发后光球磁场响应日冕磁场的重组，在磁极反转线（PIL）附近转向水平状态。最近的理论工作表明，与磁爆发相关的洛伦兹力的变化将导致光球层的这种场结构。日震磁成像仪一直在提供前所未有的涵盖第24个太阳活动周期上升阶段的全磁盘矢量磁图。在这项研究中，我们分析了四个活动区的18个耀斑，GOES X射线类别从C4.7到X5.4不等。我们发现，外展PIL周围的磁场存在着永久的、快速的变化，其中最显著的是横向磁场的增加。区域积分场的变化以及由此导出的洛伦兹力的变化都与耀斑的大小有很强的相关性。这是第一次，这样的磁场变化已被观察到，即使是C级耀斑。此外，对于七个事件与相关的CME，我们使用的估计脉冲提供的洛伦兹力，加上观测到的CME速度，估计CME质量。我们发现，如果逆反应的时间尺度很短，即，在10 s量级，CME质量（10^{15} g）与文献报道的结果基本一致。
2012-08-15 astro-ph.SR
Flux Accretion and Coronal Mass Ejection Dynamics
日冕物质抛射（CME）是日光层严重空间天气扰动的主要驱动力。已经提出的日冕物质抛射动力学模型没有完全包括磁重联对驱动抛射力的影响。然而，观测和数值模拟都表明，重联可能在大多数（如果不是全部的话）快速日冕物质抛射中起着重要作用。在这里，我们从理论上研究了磁通量的吸积到一个上升的喷射通过重联涉及喷射的背景场。这种重连改变了抛射的磁结构及其环境，从而改变了作用在抛射上的力，通常增加了其向上的加速度。反过来，修改后的力可以更强烈地驱动重连。这种反馈过程实际上是一种不稳定性，我们称之为重连不稳定性。我们的分析意味着，CME模型，忽略重联的影响，不能准确地描述所观察到的CME动态。我们的最终目的是了解CME加速的变化方面的可观察的性质的磁重联，如数量的重联通量。这个通量可以通过观测耀斑带和光球磁场来估算。
2018-07-19 astro-ph.SR
A Statistical Study of CME Properties and of the Correlation Between Flares and CMEs over Solar Cycles 23 and 24
利用1997年7月31日至2014年3月31日（即第23和24太阳周）太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪（LASCO）获得的数据，研究了日冕物质抛射（CME）的一些性质，如速度、加速度、极角、角宽和质量。我们使用了两个CME目录：一个由协调数据分析工作室（CME）数据中心提供，一个由计算机辅助CME跟踪软件（CACTus）检测算法获得。对于每个数据集，我们发现在第24周期的峰值期间观察到的CME的数量高于或相当于第23周期期间的数量，尽管第24周期期间的光球活动比第23周期期间弱。使用CACTus探测到的CME，我们注意到在两个周期的峰值期间，事件数量[N]处于相同的数量级，但在第24周期期间CME分布的峰值在时间上更长（2012年和2013年期间N >1500）。我们把CMEs和CACTus结果之间的差异归因于CMEs目录中CMEs定义的观察者偏差。我们还使用了一个数据集，其中包含19,811个耀斑的C-，M-和X-级观测的地球同步业务环境卫星（GOES）在同一时期。使用这两个数据集，我们研究了CME喷射的质量和相应耀斑期间发射的通量之间的关系：我们发现11，441个耀斑与CME在时间上相关，对于CMEs和CACTus为9120。此外，我们还发现，在0.1 - 0.8nm范围内，耀斑的通量与CME质量之间存在对数线性关系，与耀斑相关的CME事件和与耀斑无关的CME…
2016-12-29 astro-ph.SR
From Pseudostreamer Jets to CMEs: Observations of the Breakout Continuum
磁爆发模型，在日冕重联导致不稳定的灯丝通道，解释了许多特征的爆发太阳事件，从小规模的喷流全球规模的日冕物质抛射（CME）。许多观测到的快速日冕物质抛射/喷发耀斑的潜在多极拓扑结构、喷发前活动和磁重联发生序列（先爆发，后耀斑）与模型完全一致。最近，我们已经证明，大多数观察到的冠状孔射流在风扇/脊柱拓扑结构也引起突破重联在零点以上的灯丝通道（有或没有灯丝）。对于这两种类型的喷发发生在类似的拓扑结构，关键问题是，为什么有些事件产生喷流，而另一些形成CME？我们专注于大亮点/小活动区位于冕洞，并清楚地表现出零点（风扇/脊柱）拓扑结构的爆发的启动：这种配置被称为pseudostreamers。我们分析和比较了SDO/AIA，SOHO/LASCO和RHESSI观测的三个事件。我们的事件的分析揭示了两个新的可观察到的签名的爆发重连之前的爆炸性喷流/CME流出和耀斑发作：日冕变暗和开放的磁力线以上的爆发电流片。大多数关键的属性是相似的，选定的喷发结构，从而消除区域大小，光球场强度，磁配置，和喷发前的演变射流和日冕物质抛射之间的区别因素。我们考虑的因素，有助于不同类型的动态行为，并得出结论，主要的决定因素是与灯丝通道相关联的磁自由能的比率相比，与覆盖通量的内部和外部的伪流光圆顶的能量。
2020-11-13 astro-ph.SR
The magnetic topology of AR13664 leading to its first halo CME
本文结合磁缠绕特征、非线性无力场外推和AIA多波段观测，揭示AR13664的浮现扭曲双极磁结构触发了5月8日首次晕状CME及X1耀斑，并确定了爆发起始时间与关键拓扑子区域。
2024-10-21 astro-ph.SR
Short Term Topological Changes of Coronal Holes Associated with Prominence Eruptions and Subsequent CMEs
我们研究了赤道和极地冕洞（CH）边界的短期拓扑变化，如它们的面积和解体的变化，与附近（15 $^\circ$距离内）的静止日珥磁场导致爆发和随后的日冕物质抛射（CME）的重联。这里介绍的例子对应于最近的太阳极小年2008年和2009年。我们考虑一天的时间窗口之间的CH拓扑结构的变化和日珥爆发和爆发的CME的开始和结束时间。为了建立这种关联，我们考虑了与日珥/暗条的不稳定性，CME的发生以及CME之后的后续演变有关的观测条件。我们发现了CH边界的短期局部拓扑变化与它们附近亮点的形成/消失之间的关联，以及整个CH内部的短期拓扑变化与附近静止不动的爆发之间的关联，随后出现一个或多个CME。
2012-08-08 astro-ph.SR
Why is a flare-rich active region CME-poor?
太阳活动区（AR）是耀斑和日冕物质抛射（CME）这两种最强烈的太阳爆发的主要来源。2014年10月17日至30日，NOAA AR 12192穿越可见盘，产生了超过100个耀斑，其中包括32个M级和6个X级耀斑，但只有一个小型CME。耀斑和日冕物质抛射被认为是同一喷发过程中的两种现象。为什么这样一个耀斑丰富的AR如此CME贫乏？我们比较了这个AR与其他四个AR;两个都是生产性的，两个是惰性的。基于SDO/HMI矢量磁象图的光球参数研究表明，富耀斑的AR 12192与另外两个生产性AR一样，具有比两个惰性AR更大的磁通量、电流和自由磁能，但与两个生产性AR相比，它在耀斑中性线两侧没有强的、集中的电流螺旋度，这表明不存在由高度剪切或扭曲的磁力线组成的成熟磁结构。此外，AR 12192以上的衰减指数相对较低，显示出较强的约束。这些结果表明，生产AR总是很大，并有足够的电流和自由能来驱动耀斑，但耀斑是否伴随着CME似乎与（1）是否有成熟的剪切或扭曲的核心场作为CME的种子，（2）如果覆盖拱廊的约束足够弱。
2016-07-26 astro-ph.SR
Critical decay index at the onset of solar eruptions
磁通量绳是由整体缠绕在轴上的扭曲磁场线组成的拓扑结构。环面不稳定性模型预测，大半径$R$的磁通量绳经历喷发时，其轴到达的位置，其中环境磁场$B_{ex}$的衰减指数$-d(\ln B_{ex})/d(\ln R)$大于临界值。在电流线模型中，临界值取决于电流通道的厚度和时间演化。我们使用磁流体动力学（MHD）模拟调查，如果在爆发的开始衰变指数的临界值是由磁通量绳的内部电流分布和/或由特定的爆发前光球动力学的影响。一个不对称的双极活动区的演变是由不同类别的光球运动驱动的。我们发现，在爆发的开始衰变指数的临界值是没有显着的影响，无论是喷发前的活动区的光球演化或由此产生的不同的磁通量绳。在电流线模型的情况下，我们发现，有一个“临界范围”$ [1.3-1.5]$，而不是一个“临界值”的发病环面不稳定。这个范围是在很好的协议与电流线模型的预测，尽管包括线捆绑效应和发生的系绳切割磁重联。
2015-10-13 astro-ph.SR
An application of the weighted horizontal magnetic gradient to solar compact and eruptive events
我们建议应用Korsos等人（2015年）提出的加权水平磁梯度（$WG_{M}$），使用SDO/HMI-Debrecen数据目录分析活动区（AR）的前耀斑和前CME行为和演变。为了证明$WG_M$方法的调查能力，在耀斑和CME爆发方面，我们研究了两个典型的AR，即AR 12158和AR 12192。AR的选择代表典型情况。AR 12158产生了一个X 1.6级耀斑，伴随着快速的“晕”日冕物质抛射（$v_{linear}$ =1267 $km s^{-1}$），而AR 12192则发生了一系列强大的X级喷发，即X 1.1、X 1.6、X 3.1、X 1.0、X 2.0和X 2.0级高能耀斑，有趣的是，没有一个伴随着日冕物质抛射。值本身和时间变化的$WG_{M}$被发现具有潜在的重要诊断信息的强度的预期耀斑类。此外，我们还估计耀斑爆发的时间从收敛和发散运动的两个子群的面积加权重心的持续时间的关系相反的磁极性。这个测试结果不仅提供有关预期耀斑类的强度和耀斑开始时间的信息，但也可以表明是否会发生耀斑与/或没有快速CME。我们还发现，当负极性重心发生了移动，而正极性重心“保持”在爆发前的同一坐标时，耀斑的爆发伴随着快速的“晕”CME。反之，当正负极重心都发生移动时，AR产生耀斑而不产生CME。如果这些发现的重心运动的属性是CME喷发（或缺乏它）的一般前兆，识别它们可能作为一个很好的先决条件，…
2017-12-31 astro-ph.SR
A Model for Energy Buildup and Eruption Onset in Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）和爆发性耀斑（EFs）是太阳系中能量最大的爆发。它们的基本来源是在丝状通道的剪切磁场中缓慢积累的自由能。我们报告的第一个端到端的CME/EF的数值模拟，从零自由能的初始状态，通过磁螺旋度凝聚过程的驱动下，通过磁通道的形成，以暴力喷发。螺旋度是磁通量系统之间联系的拓扑度量，在日冕中是守恒的，在被喷射到行星际空间之前，螺旋度会无情地增加。许多研究表明，小尺度涡旋运动注入的螺旋度，如在光球中观察到的，经历了从小尺度到大的逆级联，在磁极边界处“凝聚”。我们的新结果验证了这一过程在嵌入背景偶极场中的紧凑双极区域内形成了细丝通道，并首次表明快速CME最终通过磁突破机制发生。我们进一步表明，爆炸性喷发的触发是重联发作的耀斑电流片的极性反转线以上的发展：这种重联形成耀斑环下面的表和CME通量绳以上，并启动高速向外流动的CME。我们的发现对太阳和其他天体物理等离子体中的磁自组织和爆炸行为以及理解和预测爆炸性太阳活动具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Threshold of non-potential magnetic helicity ratios at the onset of solar eruptions
相对磁螺旋度是一个常用来描述非孤立磁场（如太阳活动区的磁场）纠缠程度的量，本文的目的是研究不同类型的光球边界流如何在日冕中积累相对磁螺旋度，以及磁螺旋度相关的量是否以及如何识别爆发的开始。我们使用一系列的三维，参数磁流体动力学模拟的形成和喷发的磁通量绳。所有的模拟都是在相同的网格上进行的，使用相同的参数，但是它们的特征在于不同的驱动光球流，即，剪切、会聚、拉伸、外围和中心扩散流。对于每一个模拟，喷发的开始时刻是仔细确定使用一系列的松弛运行。我们发现，当在边界处施加剪切流时，磁能和总相对螺旋度大部分被注入，而与日冕电流相关的磁能和螺旋度增加，而与光球流的类型无关。我们还发现，在爆发的开始，非潜在的磁螺旋度和总的相对磁螺旋度之间的比率具有相同的值为所有的模拟，这表明存在一个阈值在这个数量。对于其他量，例如与磁能相关的量，没有观察到这样的阈值。
2018-07-10 astro-ph.SR
Observational Characteristics of CMEs without Low Coronal Signatures
太阳爆发通常与爆发前、爆发中和爆发后发生在低日冕中的各种现象有关。虽然在日冕观测中很容易看到，但所谓的隐形日冕物质抛射（CME）并没有明显表现出任何这些低日冕特征。存在或不存在明显的低日冕特征可以与不同的理论模型联系起来，以建立火山爆发的启动和驱动机制。在这项研究中，确定了2012年发生的40个没有低日冕特征的CME。它们的观测和运动学特性进行了分析和比较，定期CME。没有明确的盘上或低日冕特征的太阳爆发可能导致意外的空间天气影响，因为在这些事件中不存在许多重大空间天气活动的预警信号。更好地了解其引发机制将大大提高预测这类空间天气事件的能力。
2014-09-04 astro-ph.SR
Numerical Simulation of the May 12, 1997 CME Event - the Role of Magnetic Reconnection
利用日冕磁流体动力学（MHD）模型，对1997年5月12日发生的日冕物质抛射（CME）及其与日冕磁场的相互作用进行了数值研究。环境太阳风稳态解是由光球磁场数据驱动的，而太阳爆发是通过在稳态解上叠加一个不稳定的通量绳得到的。在日冕物质抛射的初始阶段，核心磁绳与邻近的磁场重新连接，这有利于日冕物质抛射在低日冕中的横向扩展。磁通绳场也以击穿模型的方式与相反取向的上覆磁场重新连接。在这一阶段的喷发，模拟的日冕物质抛射逆时针旋转，以实现一个方向，这是在协议的行星际通量绳在1天文单位观察。日冕物质抛射的一个重要组成部分是扩展到行星际空间的，它包括一个旁瓣，主要是由于与覆盖场重连而产生的。在3小时内，重连有效地修改了CME的连接性，从最初的两个足点都扎根在活动区的情况下，一个足点被转移到安静的太阳，在一个显着的距离（$\approx 1R_\odot$）从原来的源区。当日冕物质抛射到达盔状流带的外缘时，由于与上覆的磁场相互作用而引起的膨胀和旋转停止，在盔状流带处，磁场在全球范围内组织起来。因此，模拟提供了一个新的观点的作用重联旋转的CME通量绳和运输的足迹，同时保持其核心结构。
2010-06-22 astro-ph.SR
Evolution of the critical torus instability height and CME likelihood in solar active regions
目的。致力于改进空间天气预测，我们的目标是量化的临界高度，在该高度的环面不稳定性驱动日冕物质抛射（CME）随时间的变化，在太阳活动区的样本。方法.我们模拟了42个活动区域的日冕磁场，并在其整个观察寿命期间量化了其中心极性反转线的临界高度。然后，我们将这些高度与光球边界变化的磁通量进行比较，并识别这些区域的日冕物质抛射。结果在我们的样品中，每单位时间的CME率是两倍高的阶段时，磁通量增加时，它是减少时，并在这些阶段的磁通量增加，CME率是63%时，临界高度上升时，比下降。此外，我们支持和扩展以前的研究结果表明，在活动区域的临界高度一般是成比例的分离，通过时间的磁极性。当活动区域中磁极性的分离增加时，例如在磁偶极的持续出现和扩展期间，临界高度也趋于增加。相反，当极性分离减小时，例如由于在现有活动区域的中心反转线处或进入安静的太阳环境中出现新的紧凑双极，临界高度趋于减小。
2022-06-21 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
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Evolution of Photospheric Magnetic Field and Electric Currents during the X1.6 Flare in Active Region NOAA 12192
本研究利用SDO/HMI高分辨率矢量磁图，分析NOAA 12192活动区2014年X1.6级耀斑的光球磁场与电流演化，揭示了磁通量浮现对消、电流峰值及极性净电流同号触发重联的耀斑驱动机制。
2025-03-22 astro-ph.SR
Type II radio bursts and their association with coronal mass ejections in solar cycles 23 and 24
本研究统计太阳活动周23和24的米波II型射电暴及其与CME的关联，分析速度、宽度、活动周相位和起始高度，表明早期CME侧向膨胀可能驱动射电暴。
2023-05-30 astro-ph.SR
A Major Geomagnetic Storm in 2024 October Linked to Sympathetic CME--Prominence Eruptions
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Space Weather, National Satellite Meteorological Center (National Center for Space Weather), China Meteorological Administration（中国气象局国家卫星气象中心（国家空间天气监测预警中心）空间天气重点实验室）；School of Microelectronics and Physics, Hunan University of Technology and Business（湖南工业大学微电子与物理学院）
研究分析了2024年10月10-11日由同情性喷发引发的地磁风暴，揭示了日冕喷射与日珥相互作用的动力学过程及地磁风暴的驱动机制。
2026-04-08 astro-ph.SR
MHD simulation of Solar Eruption from Active Region 11429 Driven by Photospheric Velocity Field
数据驱动的模拟正成为现实地描述太阳活动区的结构和演化、揭示太阳爆发事件的发生机制以及有望实现精确的空间天气预报目标的重要途径，这超出了现有任何理论建模的范围。本文采用数据驱动的方法对太阳活动区NOAA 11429进行了全三维磁流体动力学模拟，成功地跟踪了从准静态阶段到爆发的整个演化过程。利用DAVE4VM方法从观测到的矢量磁图中导出光球速度场，在底部边界驱动磁流体系统。模拟结果表明，耀斑爆发前持续的光球流产生了一条磁通量绳，然后由环面不稳定性触发爆发。我们的模拟结果表明，在喷发前的磁结构，准静态阶段的时间尺度，耀斑带的图案，以及时间演化的磁能注入和总的无符号磁通量与观测的高度一致。我们进一步发现，喷发也可以在模拟中启动，仅由光球流的水平分量驱动，但不同模拟的比较表明，在底部边界的垂直流是必要的，更逼真地再现这些观察到的功能，强调在AR的发展过程中通量出现的重要性。
2022-12-31 astro-ph.SR
Solar Eruption Onset and Particle Acceleration in Nested-Null Topologies
本文研究双零点嵌套拓扑中 CME 的 onset 与粒子加速，揭示两次连续 breakout 重联的关键作用及激波对粒子的加速机制。
2025-09-14 astro-ph.SR
A Multi-viewpoint CME Catalog Based on SoloHI Observed Events
本研究发布了基于太阳轨道器SoloHI仪器2022年1月至2023年4月观测数据的多视角动态CME星表初版，收录140个事件，配套多源观测、分类参数及交叉核对结果，为CME日球层演化研究提供新视角支撑。
2025-03-24 astro-ph.SR
On-disc Observations of Flux Rope Formation Prior to its Eruption
日冕物质抛射（CME）是太阳活动的主要表现形式之一，可导致严重的空间天气效应。因此，至关重要的是要努力能够预测其发生。然而，CME形成和喷发的许多方面仍不清楚，包括磁通量绳是否在喷发开始前存在，以及导致CME发生的关键机制。在这项工作中，预爆发的日冕配置的活动区，产生了行星际日冕物质抛射与明确的磁通量绳结构在1 AU的研究。在爆发前两个小时的极紫外线（EUV）数据中出现了一个前向S S形（SOL 2012 -06-14），这被解释为在爆发前形成的右手通量绳的特征。耀斑带和EUV调光用于推断磁通绳足点的位置。这些位置，加上全球磁通量分布的观测结果，表明新出现的磁通量和预先存在的太阳黑子场之间的相互作用，在爆发前几天可能使日冕通量绳形成通过系绳切割样重连。成分分析表明，通量绳有日冕等离子体成分，支持我们的解释，通过磁重联在日冕中形成的通量绳。一旦形成，通量绳在作为CME爆发之前保持稳定2小时。
2017-03-31 astro-ph.SR
Direct Observation of A Large-scale CME Flux Rope Event Arising from an Unwinding Coronal Jet
日冕物质抛射（CME）和日冕喷流是两种常见的太阳爆发现象，它们往往独立地发生在不同的空间尺度上。在这项工作中，我们提出了一个立体观测的大规模CME磁绳所产生的解旋井喷喷流在多极复杂的磁系统。基于多波段观测分析，我们发现整个事件始于一个小暗条，它的喷发发生在一系列同源喷流之后的日冕间歇泉地点。借助于磁场外推，它揭示了日冕间歇泉网站上形成一个细长的相反极性的接口，在那里的紧急驱动的光球通量抵消和重复重联负责那些以前经常性的射流，也有助于最终的灯丝不稳定。通过与上覆场的相互作用，爆发的暗条折断了它的一条腿，导致了一个解旋的井喷喷流。我们的估计表明，大约1.4 $-$ 2.0圈的扭曲释放在其喷气螺旋。喷流螺旋中这种显著的扭转输送迅速地从喷流底部到远处产生了一个新生的更大规模的通量绳。在形成后不久，这个大规模的通量绳向外冕爆发，导致地球定向的CME。在其源区，连续形成两组明显的耀斑后环，表明这次喷发涉及两个阶段的耀斑磁重联。这项工作不仅揭示了不同爆发活动之间的真实磁耦合过程，而且为理解太阳爆发期间大规模CME通量绳的产生提供了新的线索。
2021-02-26 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
Multi-Thermal CME Detection with ALMANAC
Durham University（杜伦大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）
本文重新设计了ALMANAC算法，通过多波长EUV观测检测日冕物质抛射（CME）特征，利用时空聚类和并行计算提高鲁棒性和实时性能，在20个晕状CME测试中改善了事件判别和源区定位，并展示了与光球磁场演化联合分析对爆发预警的优势。
2026-06-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
An Updated View of Solar Eruptive Flares and Development of Shocks and CMEs: History of the 2006 December 13 GLE-Productive Extreme Event
2006年12月13日的一次极端事件标志着日出纪的开始，这是NoRH和NoRP观测到的第23个太阳活动周期中最后一次大耀斑。该事件产生了一个快速的CME，强烈的冲击和大粒子事件负责GLE 70。我们试图澄清爆发，冲击波和耀斑之间的关系，并阐明了高能质子的起源的争论。一个概念将其与耀斑过程联系起来。另一种是将离子加速与CME驱动的弓形激波联系起来。耀斑后粒子释放时间延迟有利于后一种情况。然而，我们以前的研究已经确定，在耀斑上升期间，冲击波通常是由冲动爆发的磁绳（未来的CME核心）激发的，而外部CME表面是从内部驱动膨胀的拱廊演变而来的。2006年12月13日事件的观测结果显示，两个冲击后，对方，其激发方案相矛盾的延迟日冕物质抛射驱动的弓激波假说。实际上，冲击波的形成要早得多，在耀斑峰值之前就可以加速质子。然后，这两个冲击合并成一个更强的冲击，只是在很久之后才减速和减弱。
2013-10-10 astro-ph.SR
On the injection of helicity by shearing motion of fluxes in relation to Flares and CMEs
利用太阳动力学观测站上的日震和磁成像仪的视线磁场观测资料，对NOAA 11158和11166两个活动区的光球剪切运动对螺旋度注入进行了研究。利用差分仿射速度估计（DAVE）技术，得到了活动区的水平速度。在这两个活动区中，观测到沿磁极反转线的最大速度在0.6- 0.9km/s范围内的持续强剪切运动和黑子外围区向外的流动。在NOAA 11158和11166的6天演化期间注入的螺旋度分别估计为$14.16\times10^{42}$ Mx $^2$和$9.5\times10^{42}$ Mx $^2$。通过将磁图之间的时间间隔从12分钟增加到36分钟，估计的注入率降低了13%，通过将DAVE窗口大小从$21\times18$减小到$9\times6$像素$^2$，估计的注入率增加了9%，导致累积螺旋度的变化为10%。在这两个AR中，耀斑倾向区（R2）的螺旋度通量分布不均匀，混合的两个符号的螺旋度和CME倾向区的螺旋度通量分布几乎均匀的单符号为主。在某些耀斑/CME期间，由于负螺旋度注入到正螺旋度通量的主导区域，螺旋度注入的时间剖面表现出脉冲变化。定量分析表明，在AR 11158中，螺旋度通量与CME而不是耀斑存在轻微的显著关联，而对于AR 11166，我们发现螺旋度通量与耀斑而不是CME存在轻微的显著关联，这为螺旋度注入在事件局部位置的作用提供了证据。
2012-10-15 astro-ph.SR
Linking Magnetic Field Diagnostics with 3D CME Speeds in Solar Active Regions
本研究探究太阳活动区磁场诊断量与3D CME速度的关联，发现基于更宽感兴趣区域的临界高度$h_{\rm crit}$与极性反转线上方的该参量预测能力相当，且$h_{\rm crit}$是CME速度的最强预测因子。
2025-10-21 astro-ph.SR
Exhaustive study of three-time periods of solar activity due to single active regions: sunspot, flare, CME, and, geo-effective characteristics
在本文中，我们提出了一个高水平的太阳活动期间，一个单一的活动区产生多个耀斑/CME的多波长研究。根据对太阳黑子的观测，目前的第24个太阳活动周期与前几个太阳黑子活动周期相比强度较低。在当前的第24太阳黑子周期中，几个小型和大型太阳黑子群产生了各种中等和强烈的耀斑/CME事件。在2012-2015年期间，有几个活动区域有大量的耀斑活动穿过太阳的可见盘。在本研究中，我们考虑了2013年10月22日至29日、2013年11月1日至8日和2014年10月25日至8日这三个时间段，在此期间观察到228次耀斑。仅考虑盘中心附近的活动区，已经报道了59个CME（晕或部分），其中只有39个事件与耀斑有关。结果表明，面积较大、形态较复杂、磁场较强的活动区产生极快日冕物质抛射（速度> 1500 km/s）的可能性较大。因此，在所报道的5个X级耀斑中，有3个（60%）与CME有关。CME耀斑相关事件的离地时间在耀斑相关事件发生时间之后有+15到+30分钟的时间间隔，这表明耀斑产生了CME。此外，我们还整理了CME爆发后1 -5天内的磁暴。59次CME中有10%与磁暴有关，但都是中等强度的磁暴。
2020-12-09 astro-ph.SR
