The Lorentz force at work: multi-phase magnetohydrodynamics throughout a flare lifespan
本文利用三维磁流体动力学模拟揭示洛伦兹力在太阳耀斑整个生命周期中的关键作用，重现耀斑后日冕雨等多相特征，并指出渐进阶段力平衡可用于日冕地震学反演磁场变化。
2024-03-28 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulations for Studying Solar Flare Trigger Mechanism
为了了解耀斑触发机制，我们进行了三维磁流体动力学模拟，使用日冕磁场模型来自日之出卫星观测数据。2006年12月13日，在活动区NOAA 10930的非线性无力场（NLFFF）模型的光球边界上施加了几种类型的磁偶极子，以研究什么样的磁扰动可能触发耀斑。因此，我们确认，某些小的双极场，出现到高度剪切的全球磁场的活动区，可以有效地触发耀斑。这些双极场可以根据其相对于极性反转线的方向分为两组：所谓的反极性（OP）和反向剪切（RS）结构，如Kusano等人（2012）所建议的那样。我们还研究了重连场线足点的结构。通过比较重建的磁力线分布和观测到的耀斑带，可以推断耀斑的触发结构。模拟结果表明，考虑大尺度磁结构和出射通量等小尺度磁扰动的数据约束模拟是寻找耀斑活动区进行空间天气预报的有效方法。
2017-06-22 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of a Solar Eruption Associated with X9.3 Flare Observed in Active Region 12673
在SOL 2017 - 09 - 06，太阳活动区12673产生了一个X9.3级耀斑，这被认为是第24个太阳活动周中发生的最大耀斑。在这项工作中，我们进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以揭示三维（3D）动力学的磁场与X9.3太阳耀斑。我们首先进行了外推的三维磁场的基础上观测到的光球磁场耀斑之前，然后使用它作为初始条件的MHD模拟。因此，模拟显示了一次剧烈的喷发。特别是，我们发现，一个大的相干磁通量绳组成的高度扭曲的磁场线是在喷发过程中形成的。一系列的小通量绳被发现躺在沿磁极性反转线之前的耀斑。在爆发的早期阶段，小磁绳之间发生重连，形成大的、高度扭曲的磁绳，并且发现爆发磁绳的扭动运动。了解这些动态对于提高空间天气预报的准确性十分重要。我们报告的详细动力学的3D爆发磁通绳和讨论可能的机制的扭动运动。
2018-09-07 astro-ph.SR
Eruption of a Magnetic Flux Rope in a Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of flare-productive active regions
本文分析了活动星系核浮现模拟中的最大耀斑，发现其释放$4.5\times10^{31}$尔格磁能并伴随日冕物质抛射，重现了太阳爆发的关键特征，为磁通量绳的形成及爆发与辐射特性的关联提供了新见解。
2023-05-31 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic shocks in and above post-flare loops: two-dimensional simulation and a simplified model
太阳耀斑是一种爆炸现象，在耀斑后的环内和环上方预计会出现超音速气流和激波。为了了解耀斑后环的动力学，对一次太阳耀斑进行了二维磁流体动力学（2D MHD）模拟。我们发现了新的激波结构和以上的耀斑后环，这是没有解决的，在以前的工作由横山和柴田2001年。为了研究沿重联磁场流动的动力学，沿选定的场线研究等离子体的运动学和能量学。研究发现，激波是决定耀斑后环的热结构和流结构的关键。在二维MHD模拟的基础上，我们发展了一个新的耀斑后环模型，我们称之为伪二维MHD模型。该模型是基于一维MHD方程，其中所有的变量依赖于一个空间维度和所有的三个分量的磁场和速度场被认为是。我们的伪二维模型包含了与磁重联（特别是MHD激波）有关的多维MHD过程的许多特征，这是以前的一维流体动力学模型所不能包含的。我们比较了二维计算和赝二维MHD模型中的激波形成和特定场线的能量，发现它们给出了相似的结果。这个模型将使我们能够在一个广泛的参数空间中研究耀斑后环的演化，而不需要昂贵的计算成本，也不会忽略与磁重联相关的重要物理。
2015-04-22 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842. II. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X9.0 Solar Flare
本文利用以非线性无力场为初始条件的数据约束 MHD 模拟，研究了太阳活动区 NOAA 13842 中 X9.0 级耀斑的爆发动力学，成功重现了系绳切割重联、磁通量绳、耀斑带与耀斑环等现象，并指出未来需直接模拟磁通量浮现这一初始触发机制。
2025-08-11 astro-ph.SR
Data-Constrained Magnetohydrodynamics Simulation of a Confined X-class Flare in NOAA Active Region 11166
通过数据约束的MHD模拟，研究NOAA 11166中受限X级耀斑起源，发现3D磁零点与QSLs处的重联驱动耀斑前活动及耀斑带形成，且无磁通量绳与锚定脊线解释其受限性，并揭示开放脊线零点重联触发远处喷流。
2025-01-19 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: II. Dynamics Connecting the Solar Flare and the Coronal Mass Ejection
根据井上等人2014年的模拟结果，通过研究2011年2月15日在太阳活动区11158发生的X2.2级耀斑期间的磁场动态，阐明了太阳耀斑动态与不断增长的日冕物质抛射（CME）之间的关系。我们发现，非线性无力场（NLFFF）中的扭曲线通过系绳切割重联形成的强扭曲线，可以打破磁场中的力平衡，从而从太阳表面发射出去。我们进一步发现，一个大规模的通量管是形成在喷发期间作为结果之间的系绳切割重联喷发强扭曲线和这些周围的弱扭曲线。然后新形成的大通量管超过了环面不稳定的临界高度。因此，系绳切割重联在触发CME中起着重要作用。此外，我们发现，在太阳表面的切向场说明不同的阶段，在形成的通量管和其上升阶段超过阈值的环面不稳定性。我们将详细讨论这些动态。
2015-02-04 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15: I. Comparison with the Observations
利用非线性无力场（NLFFF）对太阳活动区11158进行了磁流体动力学（MHD）模拟，以阐明X2.2级太阳耀斑的动力学过程。我们发现NLFFF从未显示出观测中看到的剧烈动态，即，它处于稳定的状态以抵抗扰动。另一方面，MHD模拟表明，当NLFFF的扭曲线中通过系绳切割重联产生的强扭曲线在中性线附近形成时，因此它们通过复杂的重联从太阳表面爆发。这一结果支持了NLFFF中通过系绳切割重联形成的强扭曲线是破坏低日冕磁场力平衡条件的原因的论点。除此之外，这些磁力线的动力学演化表明，在初始阶段，由扭曲线的重连引起的足迹的空间图案适当地映射了所观察到的双带耀斑的分布。有趣的是，在耀斑之后，重新连接的场线转换成类似于耀斑后环的结构，这类似于SDO拍摄的EUV图像。最后，我们发现扭曲的线超过了一个临界高度，在该高度处通量管变得不稳定到环面不稳定。这些结果说明了我们的模拟的可靠性，也提供了一个重要的耀斑CME动力学之间的关系。
2014-04-12 astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of the X1.0 Solar Flare of 2021 October 28
2021年10月28日，太阳活动区NOAA 12887产生了一次强X1.0级耀斑，表现为X形耀斑带和圆形爆发暗条。为了了解这些特征的喷发过程中，我们进行了数据约束的磁流体动力学模拟，使用一个非线性的无力场的活动区约一个小时前的耀斑作为初始条件。我们的模拟再现了在GONG的Ha图像和SDO/AIA的304埃图像中观察到的丝状喷发，并表明两种机制可能有助于磁喷发。一种是原有磁通量绳（MFR）的环面不稳定性，另一种是MFR下新形成的磁环通过两个剪切磁弧之间的连续磁重联向上推动。SDO/AIA观测到耀斑爆发时剪切拱廊足点处1600埃的增亮，证明了这种重连的存在。为了澄清哪个过程对喷发更重要，我们进行了一个实验模拟，其中剪切场线之间的重连被抑制。在这种情况下，MFR也可能爆发，但上升速度要慢得多。我们解释这一结果表明，火山爆发不仅是由环面不稳定性驱动，但另外加速了新形成的和不断上升的磁环下连续重联。
2022-10-26 astro-ph.SR
Observational Comparison Between Confined and Eruptive Flares: Magnetohydrodynamics Instability Parameters in a Similar Magnetic Configuration
本研究对比相似磁环境下的约束与爆发耀斑，发现缠绕数超0.6的高磁感线（扭结不稳定态）或促爆发，衰减指数无法区分两类耀斑。
2025-03-21 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
Possible Detection of Subsecond-period Propagating Magnetohydrodynamics Waves in Post-reconnection Magnetic Loops during a Two-ribbon Solar Flare
太阳耀斑涉及太阳日冕中的磁能的突然释放。加速的非热电子经常被用作将大部分释放的能量输送到低层太阳大气的主要手段。然而，这种情况仍然存在重大挑战，特别是在解释从观测中推断出的大量加速电子方面。磁流体动力学（MHD）波，特别是那些次秒/秒尺度的周期，已被提出作为一种替代手段来传输释放的耀斑能量，可能与电子束一起，而观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们报告了一个可能的检测这样的波在后期的脉冲阶段的双带耀斑。这是基于卡尔G. Jansky甚大阵。在每个时间和频率像素的无线电成像允许我们跟踪源的时空运动，这与动态频谱中的频率漂移模式的含义一致。射电源，传播在1000- 2000公里秒$^{-1}$的投影，显示出密切的空间和时间的关联与耀斑带上的瞬态增亮。此外，射电辐射中还存在大量的次秒周期振荡。我们将观测到的射电爆发解释为短周期MHD波包沿新重连的连接到耀斑带的磁通量管传播。估计的能量通量进行的波是可比的，需要考虑到等离子体加热在后期脉冲阶段的耀斑。
2019-02-04 astro-ph.SR
Radiative Magnetohydrodynamic Simulation of the Confined Eruption of a Magnetic Flux Rope: Magnetic Structure and Plasma Thermodynamics
人们普遍认为，磁通量绳是太阳爆发的关键结构;然而，它们可观测到的对应物还不清楚。我们研究了一个耀斑相关的磁通绳喷发在一个全面的辐射磁流体动力学模拟耀斑生产活动区，特别是专注于在喷发等离子体的热力学性质和它们的关系的磁通量绳。预先存在的通量绳，携带着冷而致密的等离子体，在喷发开始前准静态地上升。在此阶段，磁通绳在极紫外（EUV）发射中没有显示出明显的特征。耀斑爆发后，在爆发的通量绳周围产生一个薄的“电流壳”。此外，在磁绳下方形成了一个电流片，两组磁弧在此重新连接并形成一组耀斑后回路。等离子体内的“电流壳”，电流片，和耀斑后的环路被加热到10 MK以上。耀斑后的环产生了丰富的软X射线辐射。同时，磁通绳中的大部分等离子体被加热到大约1 MK，并且磁通绳的主体在较冷的EUV通带（例如AIA 171 μ π ι ~通道）中表现为明亮的拱形。
2022-06-28 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Simulation of the X9.3 Flare on 2017 September 6: Evolving Magnetic Topology
三维磁拓扑结构对于理解太阳耀斑期间日冕中磁能的爆炸性释放至关重要。人们对耀斑前的磁拓扑结构给予了很大的关注，以确定磁重联的候选地点，但目前还不清楚磁重联及其伴随的拓扑结构变化如何塑造喷发结构，以及拓扑结构如何在喷发过程中演变。在这里，我们采用了一个现实的，数据约束的磁流体动力学模拟来研究发生在2017年9月6日的X9.3爆发耀斑的演变磁拓扑。模拟成功地再现了喷发的特点和过程中前所未有的细节。数值结果表明，耀斑爆发前日冕中存在多个不同连接方式的扭曲磁通系统，在爆发过程中，这些扭曲磁通通过绳切割式的磁重联形成一条相干磁通绳.拓扑分析表明，上升的通量绳被一个准分界线层包裹，该层在绳下方相交，形成一个称为双曲通量管的拓扑结构，在那里形成电流片，触发重联。通过绘制新重新连接的场线的足迹，我们能够再现的空间位置和，第一次，所观察到的耀斑带的时间分离，以及通量绳的脚的动态边界。此外，总重联通量的时间分布与软X射线光变曲线相当。这种对不断演变的磁拓扑结构的复杂描述为最终理解和预测太阳爆发提供了重要的见解。
2018-10-31 astro-ph.SR
The Dynamical Behavior of Reconnection-driven Termination Shocks in Solar Flares: Magnetohydrodynamic Simulations
在爆发性太阳耀斑中，高速重联流出流与闭合的致密耀斑环碰撞形成的终止激波（TS）被认为是等离子体加热和粒子加速的可能候选者之一。本文利用电阻磁流体动力学模拟方法研究了典型Kopp-Eklan耀斑中TS的形成和演化，详细分析了TS的动力学特征和激波强度的时空变化。本研究的重点是快速重联阶段时，等离子体团的形成和产生小尺度结构内的耀斑电流片。研究发现，一旦向下的外流与闭合磁环碰撞成为超磁声，TS就会出现，并立即变得高度动态。TS的形态可以是平坦的、倾斜的或弯曲的，这取决于流出物/等离子体团与环顶区域中的高动态等离子体之间的详细相互作用。当等离子体团穿过时，TS变得更弱，甚至可能被发育良好的等离子体团破坏，然后在等离子体团上方重建。我们还对沿激波前沿和穿过激波前沿的重要物理量进行了详细的统计分析。TS前沿的密度和温度比范围为1至3，压力比通常具有高达10的较大值。我们发现，弱的引导场并不强烈影响的马赫数和压缩比，和TS长度变得稍微大的情况下，热传导。
2018-12-04 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
Thermodynamic and Magnetic Topology Evolution of the X1.0 Flare on 2021 October 28 Simulated by a Data-driven Radiative Magnetohydrodynamic Model
本文提出纳入热传导与辐射损失的数据驱动辐射MHD模型，再现2021年X1.0耀斑及EUV波特征，并揭示外部QSL决定耀斑带终止位置。
2023-03-24 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic simulation of magnetic null-point reconnections in NOAA AR12192 initiated with an extrapolated non-force-free-field
对日冕磁流体动力学进行了数值模拟。模拟初始化外推的非力自由磁场使用的矢量磁图的活动区（AR）NOAA 12192上获得的太阳光球。特别是，我们专注于磁重联发生在磁零点附近，导致出现在2014年10月24日21：21 UT左右，在X3.1耀斑峰值之后的圆形色球耀斑带。外推的场线显示存在的三维（3D）零附近的极性反转线之一--在那里观察到的耀斑。在随后的数值模拟中，我们发现磁重联发生在零点附近，在那里的磁场线从扇平面的三维零形成一个X型配置与下面的弧形场线。圆顶形场线的足点，固有的三维零，显示高梯度的挤压因子。我们发现滑动重联在这些准分界线层，这是共同定位与耀斑后在色球高度观察到的圆形增亮。这证明了初始非无力场的可行性及其引发的动力学。此外，初始场和它的模拟演化被发现是没有任何通量绳，这是在符合的局限性的耀斑。
2018-05-02 astro-ph.SR
Comparison of the Hall Magnetohydrodynamics and Magnetohydrodynamics evolution of a flaring solar active region
这项工作分析了霍尔磁流体动力学（HMHD）和磁流体动力学（MHD）数值模拟的耀斑太阳活动区作为一个试验台，同时理想化的日冕阿尔文速度是两个数量级较小。HMHD支持更快的磁重联，并显示出更丰富的复杂性，在磁场线的演变相比，MHD。通过数值模拟并结合多波长观测资料，探讨了触发耀斑的磁重联。初始日冕磁场由光球矢量磁场的非无力外推构造。耀斑中的磁结构被认为是一个磁绳，其上的磁场线构成了准分界线层（QSL）以及一个三维零点和一条零线。与MHD模拟相比，HMHD模拟显示了更高和更快的绳索上升以及上覆的磁力线，它们在位于日冕更高的QSL处进一步重新连接。磁力线的脚点与HMHD情况下的观测结果匹配得更好，耀斑带的中心部分位于色球层。此外，场线被发现旋转在一个圆形图案中的HMHD，而没有这样的旋转被认为是在MHD的结果。有趣的是，等离子体也被观察到在一个同空间色球区域旋转，这使得HMHD模拟更可信。基于上述协议，HMHD模拟被发现更好地同意与观察，因此，开辟了一个新的途径探索。
2021-12-03 astro-ph.SR
Magnetic field topology from non-force free extrapolation and magnetohydrodynamic simulation of its eventual dynamics
不同磁场线拓扑结构的磁重联被认为是耀斑和日冕物质抛射等太阳爆发事件的起因。因此，重要的是一个彻底的理解和量化的MFL拓扑结构和它们的演变，导致MR。当代的标准是外推的日冕MFL使用平衡模型的日冕等离子体上的洛伦兹力是零无处不在，因为没有电流或电流是平行的磁场。在串联，非力自由场（NFFF）的外推方案已经发展，并允许洛伦兹力，这是非零的光球层，但渐进地消失的高度。本文报道了磁流体动力学（MHD）模拟启动的NFFF外推的日冕MFL的活动区NOAA 11158。有趣的是，准分界线层（QSL），这有利于MR检测外推MFL。AR 11158是耀斑产生源，本文试图评估QSL在耀斑爆发中的作用。
2018-04-13 astro-ph.SR
Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upwards moving shocks that can modulate the reconnection in solar flares
我们研究的过程发生后，突然加热的色球层在耀斑拱廊的脚点，这是假设所造成的粒子束。对于数值模拟，我们采用了2-D磁流体动力学（MHD）模型，其中我们解决了一个完整的时间相关的MHD方程组的FLASH代码，使用自适应网格细化（AMR）方法。在初始状态下，我们考虑了一个具有VAL-C模型密度的太阳大气模型，其磁场弧具有上述X点结构，并假定存在磁重联。我们发现，突然脉冲束加热的色球在耀斑拱廊的脚点产生磁流体动力学冲击，一个向上传播，第二个向下传播的太阳大气中。向下移动的冲击波在深而密的大气层反射，并触发这些层的振荡。这些振荡产生向上移动的磁流体动力学波，可以以准周期的方式影响上述位置的磁重联。由于这些过程需要在色球层中非常局部的区域突然加热，因此它们也可能与地震波有关。
2019-02-01 astro-ph.SR
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of a Long Duration Eruptive Flare
我们使用消息传递接口自适应网格细化通用平流程序（MPI-AMRVAC）对2011年6月21日01：18 UT开始的C7.7级耀斑进行了零$β$磁流体动力学模拟。模拟的初始条件涉及一个通量绳，我们实现了通过正规化的Biot-Savart定律，其参数的约束观测从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）和极端紫外成像仪（EUVI）的孪生日地关系天文台（STEREO）。然后，通过MPI-AMRVAC中的磁摩擦模块将该数据约束的初始状态松弛到无力状态。进一步的时间演化模拟结果较好地再现了SDO/AIA 94 A、304 A和STEREO/EUVI 304 A观测得到的喷发特征。模拟的磁绳具有与观测相似的喷发方向、高度范围和速度。特别是，通过改变密度分布，再现了慢演化和快喷发两个阶段。我们的数据约束模拟还显示了其他优势，例如大视场（约0.76太阳半径）。我们研究了磁通量绳的扭曲和上覆场的衰减指数，发现在这一事件中，磁束缚力和磁张力都足够弱于磁环向力，从而允许磁通量绳的成功喷发。我们还发现，异常电阻率是必要的，以保持正确的形态喷发磁通绳。
2021-06-29 astro-ph.SR
Exploring the Nature of EUV Waves in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
日冕极紫外（EUV）波是在日冕中传播的大尺度扰动，其物理性质和起源已经讨论了几十年。我们首次报道了日冕极紫外波及其伴随的准周期波列的三维辐射磁流体动力学（RMHD）模拟。用MURaM程序进行了数值试验，模拟了太阳活动区是由对流层的磁通量出射到日冕而形成的。日冕极紫外波是由磁通量绳的喷发驱动的，这也会引起C级耀斑。它以半圆形的形状传播，初始速度范围从大约550到700 km s $^{-1}$，这对应于大约1.2的平均马赫数（相对于快磁声波）。此外，等离子体密度，压力和切向磁场在波前的突然增加证实了快模式激波的日冕EUV波的性质。准周期波列的周期约为30秒被发现作为多个二次波前传播的领先波前和前面的喷发磁通量绳。我们还注意到，3D空间中的真实波前可能非常不均匀，然而，EUV发射的视线积分显著地平滑了3D中的尖锐结构，并导致更漫射的波前。
2021-03-18 astro-ph.SR
Hybrid data-driven magnetofrictional and magnetohydrodynamic simulations of an eruptive solar active region
本文提出混合数据驱动磁摩擦与数据约束磁流体动力学模拟方法，成功再现了太阳活动区NOAA 11158的爆发过程，为理解不可观测的三维磁结构提供了实用工具。
2023-06-08 astro-ph.SR
The Role of a Flux Rope Ejection in Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of a Solar Flare
通过简单地将具有低$β$等离子体的太阳耀斑二维电阻磁流体动力学模拟模型推广到三维模型，研究了耀斑中三维磁绳爆发和磁重联过程的动力学演化.我们成功地再现了一个电流片和双向重联流出的磁通绳在我们的三维模拟喷发期间。我们在2D和3D模拟中计算了强扭曲磁通绳和弱扭曲磁通绳的四种情况。弱扭磁绳在三维模拟中的时间演化表现出与二维模拟相似的行为，而强扭磁绳在三维模拟中除了初始相位演化外，表现出与二维模拟明显不同的时间演化。3D模拟中强扭和弱扭磁绳的喷射速度都大于2D模拟，3D情况下的重联率也大于2D情况。这表明即使在3D模拟中磁通绳的喷射速度和重联率之间也存在正反馈，并且我们得出结论，等离子体团诱导的重联模型可以应用于3D。我们还发现，小尺度的等离子体团形成的电流片，使它的湍流。这些小尺度的等离子体团喷射在局部增加的重联率间歇性的太阳耀斑中观察到的作用，加上全球爆发的通量绳。
2013-08-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of an Intermediate Solar Filament Eruption
针对中等太阳暗条爆发，提出球坐标系下基于正则化Biot-Savart定律的磁通量绳嵌入方法，结合势场源表面和磁摩擦构建非线性无力场，并成功模拟了M8.7耀斑的爆发过程与耀斑带演化。
2023-09-04 astro-ph.SR
Temporal Intermittency of Energy Dissipation in Magnetohydrodynamic Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流中的能量耗散在空间上是高度间歇性的，集中在片状相干结构中。人们对时间上的间歇性知之甚少，这是湍流的另一个基本方面，对于观察太阳耀斑和其他空间/天体物理现象具有重要意义。本文研究了MHD湍流数值模拟中能量耗散的时间不稳定性。我们认为四维时空结构，“耀斑事件”，负责大部分的能量耗散。我们发现，虽然耀斑事件往往是非常复杂的，他们表现出强大的幂律分布和标度关系。我们发现耗散能量的概率分布具有接近-1.75的幂律指数，类似于太阳耀斑的观测，表明强烈的耗散事件主导了系统的加热。我们还讨论了耀斑事件的时间不对称性作为湍流级联的签名。
2015-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Where do flare ribbons stop?
根据观测资料和磁流体力学理论提出的标准耀斑模型能够成功地解释太阳耀斑的许多观测特征。然而，这个模型只是一个框架，还有许多细节有待填补，包括如何触发重新连接。在本文中，我们解决了一个悬而未决的问题：耀斑带停止在哪里？通过对2003年5月29日耀斑的数据分析，初步证实了耀斑带最终终止于分界线（一般情况下为准分界线层）与太阳表面相交处的猜想。一旦得到验证，这样的猜想就可以用来预测太阳耀斑的最终大小甚至寿命。
2011-09-22 astro-ph.SR
Comprehensive radiative MHD simulations of eruptive flares above collisional polarity inversion lines
本研究利用MURaM代码构建辐射MHD模拟，探究碰撞极性反转线形成与日冕耀斑响应，发现黑子碰撞距离、cPIL持续时长等参数影响耀斑触发、磁通量绳形成方式及爆发物质含量。
2023-08-25 astro-ph.SR
Simulating coronal loop implosion and compressible wave modes in a flare hit active region
大量的观测证据表明，在太阳耀斑等高能事件之后，日冕活动区内的磁环系统会发生内爆。在这项工作中，我们提出，这种崩溃可以在三维建模相当准确的理想磁流体力学的框架内。我们还认为，环路内爆的动力学只对一个或多个系统变量的传输扰动敏感，例如在事件现场产生的速度。这表明，要理解环内爆，离开模拟活动区的事件现场是明智的。为了实现我们的目标，引入了速度脉冲来模拟在事件现场产生的传输扰动。实时跟踪我们模拟的活动区域内的磁场线，它表明，随后的动态模拟环密切类似于观察到的内爆环。我们的工作突出了等离子体$β$在回路系统的刚性方面的作用，以及这可能如何影响内爆回路的动力学。可压缩的磁流体动力学模式，如扭结和香肠也被证明是在这样的过程中产生的，根据观察。
2017-11-14 astro-ph.SR
Non-thermal Sources from Stereoscopic Hard X-ray and Earth-based Microwave Observations in a Data-Constrained Magnetohydrodynamic Simulation
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（瑞士西北应用科学艺术大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）
通过立体HXR和微波观测约束MHD模拟，分析2024年10月1日X7.1耀斑，发现非热环顶源高度与模拟一致，二次微波源对应南向等离子体抛射形成的电流片，其低能截止更高。
2026-06-29 astro-ph.SR
Periodic Coronal Rain Driven by Self-consistent Heating Process in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
本文利用MURaM代码开展三维辐射磁流体动力学模拟，首次在活动区中自洽再现周期性日冕雨及强度脉动，揭示其源于热非平衡下的循环能量演化，并刻画了复杂时空分布的日冕加热率，为理解日冕加热过程提供了新模板。
2024-08-30 astro-ph.SR
Spontaneous Generation of delta-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence
观测表明，强烈的太阳耀斑和日冕物质抛射往往发生在以三角黑子、黑子旋转、剪切极性反转线（PIL）和磁通量绳为特征的复杂活动区。在这里，我们报告的第一个模型的自发三角洲斑点的产生作为一个结果，从湍流对流区的通量出现。利用国家的最先进的辐射磁流体动力学代码R2D2，我们模拟的出现，在对流区，延伸到-140 Mm。升高的大规模对流上升流，管出现在光球作为两个新兴的两极。由于地下连通性，相反的极性相互碰撞，并发展成一对紧密堆积的三角洲点。洛伦兹力驱动点的旋转和10 km/s的强逆流，在三角洲点的PIL，这与当地对流，加强水平场到4 kG，并建立一个高度剪切PIL。在PIL上方的大气中，产生了磁通绳结构。所有这些过程都遵循三角洲斑形成的多浮力段理论，是磁通量与湍流对流相互作用的自然结果，表明三角洲斑的形成和由此产生的耀斑爆发可能是一个随机决定的过程。
2019-11-10 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics evolution of three-dimensional magnetic null in NOAA active region 11515 initiated using non-force-free field extrapolation
对活动区NOAA 11515进行了磁流体动力学模拟，以研究2012年7月2日10：43 UT左右开始的M5.6耀斑事件的启动。模拟是使用一个外推的非力自由磁场作为初始磁场从光球矢量磁图的活动区。磁场显示了三维（3D）磁零点的存在，相应的圆顶覆盖在一个灯丝和一个低洼的磁通量绳上，分别在304 ° C和131 ° C观测到。由初始洛伦兹力触发的模拟动力学导致了磁绳的分叉，这与在131度~亮区观察到的分叉相似。此外，绳索呈现上升并在3D零位处重新连接。这些重新连接将绳索的场线转换为3D零的锚定外脊-解释了附近受限C级耀斑的发生。此外，结果表明，磁通绳的场线到达附近的灯丝，并成为不平行的灯丝的场线。这就启动了绳子和丝状体的场线之间的重新连接--激活了丝状体的喷发。这种有趣的磁绳和暗条的相互作用似乎有助于M级耀斑的发生。
2022-10-08 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
Measuring the magnetic origins of solar flares, CMEs and Space Weather
我们采取广泛的问题，确定磁太阳的原因空间天气。与乏善可陈的表现外推磁场测量的基础上在光球，我们确定了一个区域在近紫外光谱的一部分作为最佳的研究活动区域的磁自由能的发展。使用SORCE，哈勃太空望远镜和SKYLAB的数据，以及近紫外（NUV）光谱的一维计算和基于MURaM辐射MHD和HanleRT辐射转移代码的数值实验，我们解决了多个挑战。这些挑战最好通过明亮的\ion{Mg}{2}的近紫外线以及在色球层中形成高达$2\times10^4$ K的\ion{Fe}{2}和\ion{Fe}{1}的线（主要在$4s-4p$过渡阵列内）的组合来满足。汉勒效应和塞曼效应原则上都可以用来导出矢量磁场。然而，对于任何给定的谱线，由于诸如原纤维和针状物的精细结构，$τ=1$表面通常是几何波纹状的。通过使用跨越不同光学深度的多个谱线，可以在低等离子体$β$区域中推断出穿过接近水平表面的磁场，由此可以导出自由能、磁拓扑和其他量。基于最近报道的成功的亚轨道空间磁场测量CLASP2仪器，我们认为，一个温和的星载望远镜将能够在预测太阳爆发的尝试取得重大进展。附录中显示，与混合线相关的困难很小。
2021-06-16 astro-ph.SR
A magnetic confinement nuclear fusion mechanism for solar flares
我们提出了一种磁约束核聚变机制来解释太阳大气中太阳耀斑的演化。该机制与观测到的两个特征一致，即$^{3}He$的大量富集和高能γ射线辐射，这两个特征已被证明是很难用以前的机制解释的。扭曲磁通量绳是太阳耀斑期间的一种典型结构，它与磁场几乎完全控制等离子体的太阳活动区密切相关。因此，通过绝热压缩过程，磁绳内的等离子体被加热到1.0 $\times10^{7}$ K以上，然后在伴随高能γ射线的磁绳中发生热核聚变。利用含时的理想2.5维磁流体动力学（MHD）模拟方法，对耀斑产生的物理机制进行了研究，揭示了在太阳耀斑和日冕物质抛射期间，耀斑发展的三个阶段，即太阳大气中的磁能转换和强烈释放过程。此外，我们还讨论了磁重联与太阳爆发的关系。
2019-11-30 astro-ph.SR
Stereoscopic Observations of Solar X-ray Sources Explained by a Data-Constrained Magnetohydrodynamic Simulation
New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）；University of Applied Sciences and Arts Northwestern Switzerland（西北瑞士应用科学与艺术大学）；Space Sciences Laboratory, University of California（加州大学空间科学实验室）；Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University（名古屋大学地球·宇宙环境研究所）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）
本研究通过数据约束的MHD模拟解释了太阳X射线源的立体观测，揭示了粒子加速过程的间歇性能量释放。
2026-01-30 astro-ph.SR
Decipher the Three-Dimensional Magnetic Topology of a Great Solar Flare
太阳耀斑的三维磁拓扑结构对于理解其在日冕中爆发性释放磁能起着至关重要的作用。然而，这种三维日冕磁场在直接观测中仍然是难以捉摸的。本文利用磁流体动力学数值模型，结合观测到的太阳矢量磁图，模拟了大耀斑爆发过程中的磁场演化。数值计算结果表明，耀斑爆发前日冕中存在多组扭曲的磁通量，在爆发过程中形成一条相干磁绳。上升的磁绳被一个准分界线层包裹，该分界线层在磁绳下方相交，形成一个双曲线磁管，并在那里触发磁重联。通过追踪新重新连接的磁力线的足迹，我们再现了耀斑带的空间位置和时间演化，与观测图像的比较具有预期的精度。这一情景有力地证实了标准耀斑模型的三维版本。
2018-02-08 astro-ph.SR
Can 1D radiative equilibrium models of faculae be used for calculating contamination of transmission spectra?
要用透射光谱法对行星大气进行可靠的表征，需要对恒星的磁性特征进行真实的建模，因为可归因于系外行星大气的特征可能源于宿主恒星的磁性活动。目前用于分析透射谱的反演算法依赖于来自1D辐射-对流模型的磁特征的强度对比。然而，磁功能，特别是光斑，并没有完全捕捉到这样的简化模型。在这里，我们研究如何以及这样的1D模型可以重现3D光斑对比度，以G2V星为例。我们采用成熟的辐射磁流体动力学代码MURaM获得三维模拟的磁对流和光球窝藏当地的小尺度发电机。没有额外的垂直磁场的模拟被用来描述安静的太阳区域，而最初的100 G，200 G和300 G的垂直磁场的模拟被用来代表不同的磁活动水平。随后，从MURaM立方体出射的光谱与MPS-ATLAS辐射转移程序计算。我们发现，从一维辐射对流模型的光斑对比度的波长依赖性不能再现从三维建模获得的光斑对比度。这对使用透射光谱学进行系外行星表征具有深远的影响，其中对宿主恒星的准确了解对于行星大气特性的无偏推断至关重要。
2022-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quasi periodic oscillations of solar active regions in connection with their flare activity - NoRH observations
黑子源在17 GHz的频率给出了在色球-日冕过渡区的水平上，在B=2000 G的磁场区域的等离子体参数的信息。太阳黑子短周期（1 ~ 10分钟）振荡的观测结果反映了磁流体动力学（MHD）波在黑子磁通量管内的传播。我们调查的振荡参数在活动区与他们的耀斑活动。我们确认存在的振荡光谱和耀斑活动之间的联系。我们发现前耀斑和后耀斑阶段之间的振荡的差异。特别是，我们展示了一个强大的三分钟振荡的情况下，开始前的爆发。这一事件与Sych，R.等（Astron. Astrophys.，第505卷，第791页，2009）。我们还发现了明确的八分钟振荡的微波辐射从太阳黑子。我们解释我们的观测从太阳黑子和耀斑过程中传播的MHD波之间的关系。
2011-07-08 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Predictability of a solar flare in May 2024 using observational data-driven MHD simulations
Niigata University（新潟大学）
利用观测数据驱动的磁流体动力学模拟，研究了2024年5月3日X1.6级耀斑的可预测性，发现通过结合最终时刻的光球速度场可延长预测提前量至1小时以上。
2026-06-08 astro-ph.SR
How did a Major Confined Flare Occur in Super Solar Active Region 12192?
我们研究了一个主要的X级太阳耀斑的物理机制，发生在超级NOAA活动区（AR）12192使用数据驱动的数值磁流体动力学（MHD）模型补充观测。利用观测到的太阳表面不断变化的磁场作为底边界输入，我们驱动磁流体系统与实际日冕演化相一致地自洽演化。在两天的时间间隔内，模拟的日冕场已经被光球场演化缓慢地应力化，逐渐产生了大规模的日冕电流片，即，一个狭窄的层与强烈的电流，在核心的AR。电流层不断增强，直到它变得如此之薄，以至于剪切的磁弧之间的系绳切割重联开始，这导致了耀斑。模型化的重连磁力线和它们的足点分别与观测到的热耀斑环和耀斑带很好地匹配，表明模型成功地“再现”了耀斑的宏观磁过程。特别是，通过模拟，我们解释了为什么这一事件是一个封闭的爆发-重联的结果是共享的拱廊，而不是一个新形成的通量绳。与其他X级耀斑相比，磁内爆效应要弱得多
2016-06-30 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Modeling of the Solar Eruption on 2010 April 8
爆发前日冕磁场的结构和爆发的条件是通过研究非线性无力场（NLFFF）模型的磁流体动力学稳定性和演化来解决的重要问题。本文使用2010年4月8日爆发的太阳活动区的数据约束NLFFF模型作为MHD模拟的初始条件。这些模型，构造的磁通绳插入和磁摩擦松弛的技术，包括一个稳定的，一个近似边缘稳定，和一个不稳定的配置。模拟证实了以前的相关结果的磁摩擦弛豫运行，特别是稳定的磁通绳平衡所观察到的喷发前日冕结构的关键特征非常好，有一个极限值的轴向磁通在绳中的稳定NLFFF平衡的存在。具体的极限值位于一个更严格的范围内，由于稳定性和不稳定性之间的MHD描述的更尖锐的歧视。MHD处理的喷发配置产生非常好的协议与一些观察到的功能，如强烈倾斜的初始上升路径和密切的时间关联之间的日冕物质抛射和耀斑重联的发病。在耀斑带状扩张的速度和倾角的进一步演变中会出现微小的差异;这些差异可以通过精细的模拟来消除。我们认为，在喷发源区水平弯曲通量的弹弓效应可以显着贡献的上升方向的倾斜。最后，我们证明了发病标准制定的阈值的轴向通量在绳对应的阈值的环面不稳定性在所考虑的活动区域。
2014-07-08 astro-ph.SR
The Effects of Oscillations & Collisions of Emerging Bipolar Regions on the Triggering of Solar Flares
提前预测太阳耀斑发生的能力对人类很重要，因为它们可能对地球的环境和基础设施造成破坏。Kusano等人（2012年）已经表明，在极性反转线（PIL）附近出现的小规模双极区（BR），其通量相对于上覆场的电势分量反转，足以有效地触发太阳耀斑。在这项研究中，我们进行了进一步的三维磁流体动力学模拟研究的效果，这些小规模的BR的运动对耀斑触发的有效性。模拟了两个小尺度BRs碰撞的影响。结果表明，触发耀斑的强度取决于有多少覆盖场被BR破坏。BR的线性振荡的模拟表明，沿PIL的振荡增加耀斑强度，而整个PIL的振荡减损耀斑强度。耀斑强度受较大振幅振荡的影响较大，但对振荡频率相对不敏感。在最极端的情况下，耀斑的峰值动能比非振荡BR增加了三倍以上。BR的扭转振荡的模拟表明，对耀斑强度的影响非常小。最后，碰撞BR的模拟表明，产生更强的耀斑作为耀斑触发每个单独的BR合并。这些结果表明，显着更强的耀斑可以导致从运动的BR沿PIL的剪切场或从多个BR在同一地区的存在。
2022-06-07 astro-ph.SR
Magnetic Structure Producing X- and M-Class Solar Flares in Solar Active Region 11158
我们研究了2011年2月13日太阳活动区11158的三维磁结构，该活动区产生了一个X级和几个M级耀斑$-$ 16。我们重点研究了M6.6、X2.2、M1.0和M1.1四个耀斑事件中的磁扭曲。利用\cite{2011ApJ...738..161I}提出的磁流体动力学弛豫方法，从太阳动力学观测站日震和磁成像仪获得的矢量场外推非线性无力场，估算了磁扭曲。我们发现，从半圈到一圈扭曲的强扭曲线在M6.6和X2.2耀斑之前建立，然后消失。由于这些耀斑后剩余的大部分扭曲都小于半圈扭曲，这一结果表明，在半圈扭曲上的磁扭曲的积累是产生大耀斑的关键过程。另一方面，即使这些强烈的扭曲也是在M1.0和M1.1耀斑之前建立起来的，但它们大多数都是在之后。在M1.0和M1.1耀斑爆发前，通过仔细的拓扑分析发现，强扭曲线的周围大多是弱扭曲线，这些弱扭曲线是由正黑子顺时针运动形成的，其足点位于强磁通量区。这些结果表明，在最近两次M级耀斑中，这些弱扭曲线可能抑制了强扭曲线的活动。
2013-04-29 astro-ph.SR
Above-the-loop-top Oscillation and Quasi-periodic Coronal Wave Generation in Solar Flares
观测表明，在太阳耀斑区激发出各种振荡。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）通常在很宽的波长范围内被观测到。最近的观测发现，快模磁流体动力学（MHD）波是准周期性地从一些耀斑网站（准周期传播快模磁声波; QPF）。QPP和QPF都意味着来自耀斑的周期性扰动。然而，物理机制仍然令人困惑。通过对一次太阳耀斑的二维MHD模拟，我们发现了充满蒸发等离子体的环上方（环顶上方区域）的局域振荡和准等离子体的产生。与以往所有的QPF模型不同，我们的模型包括太阳耀斑的基本物理，如磁重联，热传导和色球蒸发。我们发现QPF可以通过环顶振荡自发激发。有人发现，这种振荡是由回流的重联流出控制。新模型显示，耀斑环和环顶以上区域充满了冲击和波浪，这与之前基于标准耀斑模型和之前模拟的预期不同。在本文中，我们将展示的QPF的产生过程中，我们的新图片的耀斑环的基础上，将简要讨论QPF和QPP之间的可能关系。我们的发现将改变目前对太阳耀斑的看法，使其成为一种充满冲击和波动的动态现象。
2016-06-30 astro-ph.SR
Onset Mechanism of M6.5 Solar Flare Observed in Active Region 12371
我们研究了活动区12371中三维（3D）磁场的稳定性，从而在2015年6月22日产生爆发性M6.5耀斑。为了揭示三维磁场结构，我们首先在非线性无力场（NLFFF）近似下，根据光球矢量磁场的时间序列外推三维日冕磁场。NLFFF很好地再现了所观察到的S形结构，这被广泛认为是喷发前的磁性配置。特别是，我们发现，乙状结肠是由两个分支的剪切拱圈。在NLFFF的基础上，我们研究了剪切拱圈，探讨爆发耀斑的发病过程中使用的三个代表性的磁流体动力学不稳定性：扭结，环面，双弧不稳定性（DAI）。最近由Ishiguro和Kusano提出的DAI是一种双弧环，它比环面环更容易不稳定。因此，NLFFF被发现是相当稳定的扭结和环面不稳定性。然而，在扩口之前形成的剪切拱廊环可能对DAI变得不稳定。作为M6.5耀斑爆发过程的一种可能的设想，我们认为耀斑爆发过程可以分为三个阶段：（1）在耀斑爆发的早期阶段，剪切弧环通过系绳切割重联形成双弧环;（2）DAI有助于不稳定的双弧环的扩展;（3）最后，环面不稳定性导致了全面爆发。
2020-04-03 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
"Dandelion" Filament Eruption and Coronal Waves Associated with a Solar Flare on 2011 February 16
与太阳耀斑相关的日冕扰动，如H $α$ Moreton波、X射线波和极紫外（EUV）日冕波，在此讨论与日冕中的磁流体动力学快模波或冲击的关系。为了了解日冕扰动的机制，在多个波长上进行具有高空间和时间分辨率的全圆盘太阳观测至关重要。在秘鲁伊卡大学耀斑监测望远镜拍摄的H $α$图像中，我们观测到了一个与2011年2月16日M1.6耀斑相关的“”形暗条喷发。我们推导出了爆发暗条的三维速度场。我们还确定闪烁的细丝，位于远离耀斑网站的H $α$图像，而没有摩顿波观察。通过比较闪烁灯丝的时间演变与极紫外图像数据中看到的日冕波的大气成像组件上的{\it太阳动力学观测站}和极紫外成像仪上的{ \it日地关系观测站-Ahead}，我们确认闪烁灯丝被激活的EUV日冕波。
2017-01-02 astro-ph.SR
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
