Morphology of Solar Filaments During the Solar Maximum of Cycle 24: A Study of 35 Filaments Focusing on Chirality, Barb Orientation, Skewness, and Eruptive Behavior
National Institute of Technology Calicut（国立卡尔卡提理工学院）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究分析第24太阳活动周极大期35个暗条的形态，发现77%遵循半球手性偏好，且所有检查的日冕拱符合螺旋度判据，未发现违反手性偏好与爆发倾向的关联。
2026-09-22 astro-ph.SR
Dynamics evolution of a solar active-region filament from quasi-static state to eruption: rolling motion, untwisting motion, material transfer, and chirality
为了更好地了解太阳暗条的磁结构和爆发过程，利用1 m新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率H $α$资料，结合太阳动力学天文台（SDO）的极紫外观测资料，对一次与B级耀斑相关的太阳活动区暗条（F2）爆发进行了研究.灯丝F2受到另一个灯丝（标记为F1）爆发的干扰，该爆发经历了鞭子般的运动。在暗条F2爆发前，多普勒图像显示暗条F2体的南北部分沿暗条脊同时发生蓝移和红移。这意味着细丝F2从一侧滚动到另一侧。在暗条F2爆发期间，暗条体的多普勒速度位移与爆发前相反。它表明，细丝体表现出解捻运动，这也可以通过跟踪喷发细丝的运动来识别。此外，发现细丝F2的材料被转移到周围的磁场回路，这是由细丝F2和周围的磁场回路之间的磁重联引起的。根据暗条F2爆发前的右旋线，可以推断暗条F2最初是由剪切拱圈支撑的。以下的观察揭示了在爆发阶段形成的丝状体F2的扭曲磁结构。
2020-09-22 astro-ph.SR
How Reconnection-Unfavored Magnetic Flux Emergence Suppresses Solar Filament Eruptions
本研究通过观测2016年一次暗条下方的磁通量浮现事件，发现浮现的磁双极与暗条磁场重连，减小向上净力，从而抑制暗条爆发，为磁浮现的双重作用提供了直接证据。
2025-05-23 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of a giant solar filament
在真空塔望远镜（VTT;特内里费岛，西班牙）上的中阶梯摄谱仪拍摄了一个巨大的太阳静止暗条的高分辨率光谱。选用不同的太阳光谱图（Hα，Hα +/-0.5A和Na-D_2）的拼接图来观测太阳大气中不同高度的暗条。此外，色球望远镜的全磁盘图像（He I 10830和Ca II K）和日震和磁成像仪的全磁盘磁图也被用来补充光谱。这条暗条的初步结果显示，它具有非常大的线性尺寸（~ 740“），并在2011年11月穿越太阳北半球时被观测到。
2013-09-30 astro-ph.SR
Investigation of the Differential Rotation by H-Alpha Filaments and Long-Lived Magnetic Features for Solar Activity Cycles 20 and 21
在第20和第21太阳活动周（1966-1985），我们用Hα细丝和相对小尺度的长寿命正负极磁特征研究了太阳的差异自转。我们使用了来自Abastumani天体物理观测站胶片收集的Hα日光照相图的静态Hα细丝的年平均角速度，并从麦金托什地图集（麦金托什、威洛克和汤普森，堆栈图地图集，NGDC，1991年）中选择了长寿命的磁性特征。我们确定了Hα细丝和长寿命磁特征的Faye公式的系数，发现在太阳活动周20和21，Hα细丝的自转速率较低，并且比长寿命磁特征的自转差异更大。
2012-09-26 astro-ph.SR
Statistical Analysis of Filament Features Based on the Hα Solar Images from 1988 to 2013 by Computer Automated Detection Method
我们改进了我们在以前的工作中提出的灯丝自动检测方法。利用该方法对大熊太阳天文台（BBSO）1988 - 2013年的H $α$数据进行了处理，时间跨度近3个太阳活动周。得到了细丝的蝶形图，显示了细丝的面积、刺长、倾角和倒刺数等信息。分析了这些特征随日历年和纬度带的变化。计算和研究了不同纬度带中暗条的漂移速度。我们还调查了南北（N-S）的不对称的细丝数量的总和在每个子类分类根据细丝面积，脊柱长度和倾斜角度。纤维数的纬向分布呈双峰型。约80%的所有灯丝具有[0°，60°]内的倾斜角。对于纬度低于（高于）50°的长丝，北半球以东北（西北）方向为主，南半球以东南（西南）方向为主。在第22和23太阳活动周，暗条的纬向迁移经历了三个阶段，漂移速度逐渐减小，且在较短的太阳活动周，漂移速度较快。在低于（高于）50°的纬度，大多数丝状体向赤道（极地）迁移。N-S不对称性指数表明，在22太阳活动周，南半球是主导半球，而在23太阳活动周，北半球是主导半球。
2015-11-15 astro-ph.SR
A giant dark channel across the solar equator consisting of two filament channels with different chiralities
太阳暗条是可以物理追踪到色球层的最大磁结构。太阳暗条的结构和演化对于我们理解太阳大气物理具有重要意义。在这项工作中，我们研究了一个巨大的暗通道穿越太阳赤道，它由两个不同的手征丝状通道。从2016年4月22日到4月27日，这个巨大的黑暗通道占据了太阳盘。在这个巨大的通道中，在北半球检测到一个具有右旋手性的细丝通道，在南半球观察到另一个具有左旋手性的细丝通道。在两个暗条通道的连接处，观察到一个尖点结构，它与太阳赤道附近的活动区（AR）12532有关。外推的三维磁场表明，这种尖点结构是由属于两个不同的细丝通道的两组磁力线组成，并植根于AR正极性场。此外，暗物质从两个通道中的细丝流到尖瓣结构被检测到，以及尖瓣足点周围的通量出现和消除。2016年5月21日，在太阳自转之后，尖点结构消失了，巨大的黑暗通道在中间破裂，另一个AR 12546完全出现。我们认为尖点附近的磁通量的出现和抵消导致了尖点结构的消失和巨暗通道的破裂。
2018-11-26 astro-ph.SR
Automated Detection Methods for Solar Activities and an Application for Statistic Analysis of Solar Filament
随着望远镜的迅速发展，观测的时间节奏和空间分辨率都在增加。这反过来又产生了大量的数据，只有通过自动检测才能有效地搜索这些数据，以便在观测中得出感兴趣的特征。基于图像处理和机器学习技术，已经开发了许多用于太阳活动的自动检测方法和算法。在本文中，在简要回顾了一些自动化检测方法，我们描述了我们的高效和通用的太阳能灯丝自动检测方法。它不仅能够识别细丝，确定细丝的位置、面积、脊柱等特征参数，而且能够跟踪细丝的日常演变。用它处理了近三个太阳活动周的H-α观测数据，给出了一些统计结果。
2018-04-10 astro-ph.SR
Internal activities in a solar filament and heating to its threads
利用CHASE、STIR和SDO数据，观测到小型暗条激活中的内部磁重联导致局部增亮（能量10^25-10^27尔格），并引发外部重联，向日冕传输能量与质量。
2023-08-30 astro-ph.SR
Properties of filament in Solar cycle 20-23 from McIntosh database
暗条是悬挂在日冕中的一种冷而致密的结构。暗条的喷发通常与日冕物质抛射（CME）有关，对空间天气产生不利影响。因此，近年来对长丝的研究引起了人们的广泛关注。活动区（AR）磁双极的倾斜角是太阳发电机中的一个重要参数。它决定了环形磁场到极向磁场的转换效率。灯丝总是在极性反转线（PIL）上形成。因此，暗条倾角的研究可以为太阳磁场的产生提供有价值的信息。我们利用麦金托什档案数据研究了灯丝的倾斜角和其他性质。我们用一条直线来拟合每根灯丝，以估计它的倾斜角。我们研究了平均倾角随时间的变化。正、负倾角暗条的纬度分布表明，南半球以正倾角暗条为主，北半球以负倾角暗条为主。我们分别研究了低纬和高纬平均倾角的变化。暗条数随时间变化的研究表明，总暗条数和低纬暗条数随太阳活动周期呈周期性变化。高纬度地区的花丝数量较少，时间变化也呈周期性。我们还研究了不同纬度标准下暗条的南北不对称性。
2018-12-06 astro-ph.SR
Two-sided Loop Solar Jet Driven by the Eruption of a Small Filament in a Big Filament Channel
本文利用 SDO 数据分析了由小暗条爆发触发的双侧环状太阳喷流，发现喷流两支呈不对称性，并通过局部势场外推和磁通量计算，提出磁通量抵消而非涌现是该事件的主要光球驱动机制。
2024-02-16 astro-ph.SR
Two Episodes of Magnetic Reconnections During a Confined Circular-ribbon Flare
我们分析了2016年2月13日发生的M1.8封闭圆带耀斑的独特事件，在同一位置连续形成两个圆带。耀斑有两个不同的阶段的紫外和极紫外辐射的间隔约270秒，其中第二个峰值是更重要的能量。第一幕伴随着一个迷你细丝的爆发和一个薄的圆形带（CR 1）沿逆时针方向以约220 km/s的速度快速拉伸运动。还观察到两个细长的脊柱相关的带状物，与内部带状物的时间与CR 1和远程增亮形成约20秒后。在第二幕中，另一个迷你灯丝爆发并形成井喷喷流。第二个圆形带状物和两个脊柱相关的带状物表现出类似的伸长运动，在第一集。外推的3D冠状磁场揭示了存在一个扇形脊拓扑结构，连同一个准分界线层（QSL）晕周围的扇形面和另一个QSL结构概述内脊。我们认为，连续的零点重连接之间的灯丝和周围的开放领域发生在每一个情节，导致连续开放的灯丝和显着转变的扇形平面足迹。首次提出了一个由两组连续形成的环带和多个磁丝在扇脊型磁位形中爆发组成的环带耀斑复合爆发模型。
2018-04-16 astro-ph.SR
Solar Cycle Evolution of Filaments over a Century: Investigations with the Meudon and McIntosh Hand-drawn Archives
来自默东天文台（1919年起）和麦金托什档案馆（1967年起）的手绘天气图是两个重要的长期人工记录暗条观测资料来源。在这项研究中，我们校准的Meudon地图，并随后通过自动化的方法来识别细丝。我们从这个暗条数据库中提取物理参数，并对它们的长期演变进行比较研究，重点关注麦金托什和默登观测的同时期。暗条的时空演化以暗条蝴蝶图的形式表现出来，进一步表明它们与大尺度太阳活动周期密切相关。物理描述符，如灯丝的数量和长度，这是太阳表面磁场的示踪剂，具有与11年太阳黑子周期锁相的周期。倾斜角分布的灯丝-无论是附近或远离活动区的位置-表明，它们的起源是由于大规模的表面磁场或相互作用的区域场的演变。这项研究为构建一系列手绘暗条数据铺平了道路，这些数据具有最小的间隙，将太阳暗条观测的时间跨度扩展到一个世纪。一方面，这将为多个太阳活动周期内太阳表面磁场的出现和演化模型提供有用的约束，另一方面，这一暗条数据库可用于指导空间时代之前与太阳活动相关的爆发事件的重建
2021-06-08 astro-ph.SR
Tracking Filament Evolution in the Low Solar Corona using Remote-Sensing and In-situ Observations
在目前的工作中，我们分析了与ICME，在2011年8月5日到达L1的丝状喷发。在多波长SDO/AIA图像中，三个等离子体包内的灯丝被跟踪在高节奏沿日冕。一种新的吸收诊断技术被施加到沿三个选定的轨迹行进的细丝材料，以计算柱密度和温度随时间的演变。使用STEREO/EUVI和STEREO/COR 1观测来估计记录材料的运动。密歇根电离代码使用这些密度，温度和速度分布的输入来计算灯丝等离子体的电离分布。基于这些测量，我们得出结论，核心等离子体是在近电离平衡，电离状态没有冻结在他们在AIA图像中可见的吸收的高度。此外，我们报告的灯丝等离子体是不均匀的，和连续加热的材料，因为它在低太阳日冕膨胀。
2017-12-12 astro-ph.SR
Hemispheric Preference and Cyclic Variation of Solar Filament Chirality from 2000 to 2016
众所周知，太阳暗条是太阳大气中的特征，其手性表现出半球偏好性。在北半球右旋手征占主导地位，而在南半球左旋手征占主导地位的半球偏好。然而，确定这种半球偏好程度的强度和周期变化是具有挑战性和繁琐的，因此需要自动化。在本文中，我们遵循Pietro Bernasconi博士的算法（Bernasconi et al.2005）来检测具有两个并行应用通道的细丝手性。通过“高级自动灯丝检测和表征代码”（AAFDCC）（Bernasconi等人，2005）将该算法应用于H-α图像，或者向人类解释该算法，并且人类确定太阳灯丝的手性。我们对2000年至2016年8月期间的数据进行了这项工作，我们发现83%的视觉确定的细丝遵循半球手性偏好，而58%的自动确定的细丝遵循它。我们的视觉编译结果与Pevtsov等人的结果有90%以上的一致性。（2003），然而，目视测定的细丝手性与自动测定明显不一致。我们发现，在太阳活动周期23和24之间，半球的偏好保持不变，但在2008-2010年的太阳活动极小期，主要是由于没有暗条，这种偏好很难确定。
2018-10-05 astro-ph.SR
Sympathetic Eruption of Two Filaments and Associated Solar Coronal Jet
本研究综合SDO、GONG与CHASE观测，分析2024年1月11日两个暗条相继感应爆发并引发约90度偏转日冕喷流的事件，揭示太阳活动的复杂多样。
2025-10-21 astro-ph.SR
Filament eruption on 2010 October 21 from three viewpoints
2010年10月21日，从三个不同的角度观察到的日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的灯丝喷发进行了分析，也调用数据从太阳和日光层天文台（SOHO）和Kanzelhoehe太阳天文台。在爆发前，暗条位于中央子午线上，离太阳盘面中心不远，这有利于暗条下方区域的光球磁场测量。正因为如此，我们能够高精度地计算出暗条附近日冕电位磁场的分布。我们发现，当灯丝接近日冕中磁场衰减指数大于1的高度时，灯丝开始喷发。我们还确定，在喷发的初始阶段，灯丝沿磁中性表面移动。
2013-06-04 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
Ultra Low-Frequency Oscillations of a Solar Filament in Hα Revealed With the Data of the Global Oscillation Network Group (Gong)
全球振荡网络小组（GONG）地面望远镜在H-α线上获得的数据为研究色球细丝（静止日珥）的长周期振荡提供了机会。首次在5天时间序列的基础上，结合GONG三个观测站的观测，在日盘上一个长寿命暗丝的振荡中可靠地探测到一个周期在20 ~ 30小时之间的新的超低模。
2016-02-09 astro-ph.SR
Mini-filament Eruptions Triggering Confined Solar Flares Observed by ONSET and SDO
利用光学和近红外太阳爆发跟踪器和太阳动力学天文台的观测结果，我们研究了2012年5月10日AR 11476中的M5.7耀斑和2017年3月23日安静太阳中的微耀斑。在每次耀斑爆发前，在极性反转线的上方都有一个反S形的暗条。然后，细丝变得不稳定并开始上升。上升的细丝克服了圆顶状的上覆环的张力，从而成功地向外爆发。重新连接的重叠环的足点相继变亮，并被观察为两个耀斑带，而新形成的低洼环则出现为耀斑后环。这些爆发类似于与日冕物质抛射相关的成功暗条爆发的经典模型。然而，这项研究中的爆发细丝沿着大尺度线移动，最终到达遥远的太阳表面，即，没有细丝材料被喷射到行星际空间中。因此，两个耀斑都是受限耀斑。这些结果表明，一些成功的暗条爆发可以触发局限耀斑。我们的观测还表明，这种暗条爆发在太阳上可能是普遍存在的，从具有大耀斑的活动区到具有微耀斑的安静太阳。
2018-06-05 astro-ph.SR
Chirality and Magnetic Configurations of Solar Filaments
结果表明，太阳大气的磁拓扑结构具有半球偏好性，负/正螺旋度分别在北/南半球。然而，半球规则的强度及其周期性变化是有争议的。在本文中，我们应用了一种新的方法，基于灯丝排水571爆发的丝状体从2010年5月至2015年12月，以确定丝状体的手征性和它的半球偏好。发现我们的爆发暗条样品的$91.6\%$遵循螺旋度符号的半球规则。结果表明，在第24周太阳活动周期中，静止暗条的半球偏好强度从上升相的$\sim$ $97\%$到下降相的$\sim$ $85\%$略有下降，而中间暗条的强度始终保持在$96\pm4\%$附近的较高值.只有活跃区的灯丝显示出显着的变化。在上升阶段，半球规则强度从$\sim$ $63\%$上升到$\sim$ $95\%$，在下降阶段，半球规则强度保持较高的值$82\pm5\%$。此外，在太阳活动极大期前后的半年时间里，它们的半球偏好完全消失。此外，我们还利用间接方法对暗条的磁位形进行了诊断，发现在我们的喷发事件样本中，$89\%$是反极性磁条，磁位形为磁绳，而$11\%$是正极性磁条，磁位形为剪切拱状.
2016-12-04 astro-ph.SR
Plasma Brightenings in a Failed Solar Filament Eruption
失败的暗条爆发是指与日冕物质抛射无关的太阳爆发。在一个失败的灯丝爆发，灯丝材料通常会显示一些上升和下降的运动，以及产生明亮的EUV辐射。在这里，我们报告了一个失败的灯丝喷发，发生在一个安静的太阳区域观察到的大气成像组件上的太阳动力学天文台。在这种情况下，灯丝展开，但受到周围磁场的限制。当与周围的磁场相互作用时，灯丝材料变亮，并沿着磁场线通过日冕流到色球层。我们发现，某些物质沿着包含暗条的提升磁结构向下滑动，通过动能耗散，撞击色球层，在很宽的温度范围内产生两个带状增亮。有证据表明，磁重联发生在灯丝磁结构和周围的磁场之间的灯丝等离子体被加热到日冕温度。此外，在低温下爆发的磁场上方会出现线状增亮，这可能是由于等离子体稀薄导致辐射冷却快速下降而产生的能量不平衡。因此，这一单一的失败的灯丝喷发事件表明存在各种等离子体增亮，可能是由完全不同的加热机制。
2017-02-16 astro-ph.SR
Minifilament Eruptions as the Last Straw to Break the Equilibrium of a Giant Solar Filament
研究利用高分辨率观测证明，巨型太阳暗条爆发可由其下方一系列因弱磁通量消失而相继爆发的微型暗条通过多重磁相互作用触发。
2025-03-18 astro-ph.SR
Fine-scale structures and material flows of quiescent filaments observed by New Vacuum Solar Telescope
太阳暗条的小尺度结构和物质流动的研究对于理解太阳暗条的形成和平衡具有重要意义。利用新真空太阳望远镜（NVST）观测到的高分辨率Hα数据，我们分别于2013年9月29日和2012年11月2日在两个静止的丝状体中呈现了倒钩的结构和沿着穿过脊柱的螺纹的物质流动。在细丝倒钩的演化过程中，形成了多个平行的管状结构，这些结构的宽度在2.3 ~ 3.3 μ m之间，这些平行的管状结构合并在一起，伴随着材料从刺向倒钩流动。此外，倒钩和周围大气之间的边界非常整洁。发现在长丝的相邻丝中没有交替出现逆流流动。然而，大规模的片状逆流流动中的细丝检测。长丝的一个补片中的流动具有相同的方向，而相邻补片中的流动具有相反的方向。在暗条的脊上交替出现大小约为10弧秒的两个相反流的斑片。这些物质流的速度从5.6 km/s到15.0 km/s不等。在长丝的演变过程中，沿着长丝的线的材料流在约2小时14分钟内没有改变它们的方向。我们的结果证实了沿太阳暗条线存在一定宽度的大尺度逆流流，并且与暗条线有很好的共线关系。
2015-02-12 astro-ph.SR
Small-scale motions in solar filaments as the precursors of eruptions
丝状体是漂浮在日冕中由磁场支撑的稠密的较冷的等离子体，通常在爆发之前表现出一定的激活。在我们之前的研究中（Seki等人，2017），我们观察到暗条中小尺度运动的视线（LOS）速度的标准差在其爆发之前增加。然而，由于该研究仅分析了一个事件，因此尚不清楚LOS速度标准差的这种增加是否在暗条爆发中常见。在这项研究中，12个在Hα线中心图像中消失的纤维以类似于我们以前工作的方式进行了分析;这些纤维包括两个静止纤维，四个活动区纤维和六个中间纤维。我们验证了在所有的12个事件中，LOS速度的标准差增加之前，细丝消失。此外，我们观察到，静止的细丝具有比其他类型的细丝长约10倍的标准偏差增加的持续时间。我们的结论是，在一个灯丝的小尺度运动的LOS速度的标准偏差可以潜在地被用来作为一个灯丝喷发的前兆。
2019-02-23 astro-ph.SR
The Relationship between Chirality, Sense of Rotation, and Hemispheric Preference of Solar Eruptive Filaments
太阳爆发暗条的方向性、手征性和动力学是理解日冕物质抛射（CME）磁场的关键，因此也是预测CME到达地球的地球效应的关键。然而，混乱和争论之间的关系仍然存在的灯丝手征，磁螺旋度，并在喷发期间的旋转感。为了解决观测中的模糊性问题，本文利用立体观测确定暗条顶点的旋转方向，并利用Chen等人（2014）提出的方法确定暗条的手征。我们的12个喷发活动区细丝样本建立了一个强有力的一对一关系，即，在喷发期间，当从上方观察时，左旋/右旋细丝（位于南/北半球）顺时针/逆时针旋转，并且证实了弱的半球偏好，即，在南（北）半球，磁丝和相关的S形都表现出前（反）S形，这表明S形磁丝与其轴在中间倾斜的低位磁通量绳相关联。作为旋转的结果，预计在喷发期间，灯丝的S形投影将被逆转。
2020-02-12 astro-ph.SR
Sympathetic Solar Filament Eruptions on 2015 March 15
2015年3月15日的日冕物质抛射是迄今为止共同驱动第24个太阳活动周最大磁暴的两个事件之一，与交感暗条爆发有关。我们研究了参与喷发的不同细丝之间的关系。通过多波长观测和强迫磁场外推方法，确认了一种类似浪涌的小尺度暗条运动是引发暗条爆发的触发因素。当爆发的暗条移动到开放的磁场区域时，它经历了一个明显的加速过程，并伴随着C级耀斑和另一个最终未能爆发的更大暗条的上升。测量了背景磁场的衰减指数，其临界高度为118 Mm，结合位场源面外推法分析了大尺度磁场的分布，表明开放的磁场区可能为F2的快速加速提供了有利条件，并与最大的太阳风暴有一定的关系。成功和失败的暗条爆发之间的比较表明，封闭磁场在爆发的先决条件中起着重要的作用。
2016-08-04 astro-ph.SR
Magnetic reconnection between a solar filament and nearby coronal loops
磁重联，即磁场拓扑结构的重新排列，是遍布宇宙的磁化等离子体系统中的基本物理过程1，2。其过程难以直接观察。日冕结构，如日冕环和暗条脊，经常描绘出太阳日冕中的磁场几何形状及其变化。在这里，我们展示了一个高度暗示性的观测，即在爆发的太阳暗条和附近的日冕环之间的磁重联，导致暗条连接的变化。当爆发的灯丝遇到环时，X型结构形成。灯丝变直，明亮的电流片在与线圈的界面处形成。许多等离子体团出现在这些电流片和双向传播。细丝从电流片断开，电流片逐渐分散和消失，重新连接到回路，并重新定向到回路足点。暗条和磁环的这种演化表明了理论1所预言的连续的磁重联，但在观测中很少能如此清晰地发现。我们的研究结果的形成，演变和消失的电流片，确认三维磁重联理论和耗散区的演变和释放的磁能在许多磁化等离子体系统的重联的影响。
2016-05-11 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of a confined solar filament eruption with two-stage evolution
本研究通过IRIS和SDO观测揭示太阳暗条受限爆发的两阶段演化：外部重联导致磁通量绳瓦解，从而限制爆发。
2024-03-19 astro-ph.SR
A Breakout Model for Solar Coronal Jets with Filaments
最近的观测表明，许多太阳日冕喷流都涉及到大尺度丝状物的微型爆发。观察到这样的“迷你丝”形成沿强极性反转线，磁性双极区域嵌入开放（或远关闭）单极场。在喷流产生的过程中，暗条变得不稳定并爆发。最近，我们描述了一个模型，这些迷你灯丝喷流，其中著名的大规模日冕物质抛射的磁爆发机制扩展到这些较小的事件。在这项工作中，我们使用三维磁流体动力学模拟详细研究三个实现的模型。我们表明，爆发喷流产生机制是强大的，不同的实现模型可以解释不同的观测功能。结果进行了讨论，最近的观察和以前的喷气机模型。
2017-12-09 astro-ph.SR
Successive filament eruptions within one solar breakout event
磁爆发模型已被广泛用于解释太阳爆发活动。在这里，我们应用它来解释连续发生在一个四极磁源区的暗条爆发。基于太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的高时空分辨率多波长观测，我们发现了一些支持爆发式外部重联发生的特征，这些特征发生在连续的暗条爆发开始之前。此外，外推的三维日冕场还揭示了四极源区上方的磁拓扑结构类似于爆发模型。在突破模型的框架内，我们提出了一种解释连续暗条爆发的可能机制，其中首次引入了磁内爆机制作为连续暗条爆发的物理联系。我们的结论是日冕领域的结构特性是重要的连续生产的灯丝爆发。
2014-01-08 astro-ph.SR
Network Jets as the Driver of Counter-Streaming Flows in a Solar Filament/Filament Channel
在一个小的（100”长）太阳灯丝/灯丝通道的逆流流动直接观察到在高分辨率SDO/AIA EUV图像的增强磁网络的区域。我们结合SDO/AIA，SDO/HMI和IRIS的图像来研究这些流的驱动机制。我们发现：（i）沿着相邻的细丝/细丝通道线存在逆流流动约2小时，（ii）细丝/细丝通道的两端扎根于磁网络通量通道的边缘，沿着所述磁网络通量通道存在撞击的精细尺度相反极性通量片，（iii）经常出现的小型喷射机（称为网络射流）出现在细丝/细丝通道的端部处的磁网络通量通道的边缘处，（iv）周期性的网络喷流爆发清楚地驱动沿着细丝/细丝通道的线程的逆流流动，（v）一些网络喷流似乎源于网络通量和合并的相反极性通量之间的通量抵消的位点，（vi）有些在其底部显示出增亮，类似于日冕喷流中的底部增亮。沿着细丝/细丝通道线的逆流流动的平均速率为70 km/s。AIA灯丝/灯丝通道和Halpha灯丝的平均宽度分别为4”和2.5”，与EUV图像中的灯丝比Halpha图像中的灯丝宽的早期发现一致。因此，我们的观测表明，不断重复的逆流流动来自网络喷流，这些驱动网络喷流爆发可能是由磁通量抵消准备和触发。
2020-06-07 astro-ph.SR
Statistical Study of the Magnetic Field Orientation in Solar Filaments
我们已经进行了统计研究的平均取向的磁场在太阳灯丝相对于其轴的400多个样本，每日全太阳，全斯托克斯光谱偏振观测使用He I 1083.0 nm线的数据的基础上。样品的主要部分是安静区的灯丝，但也包括活跃区的灯丝。暗条中磁场的平均取向表现出一种系统性的性质，这种性质取决于半球;在北（南）半球，暗条中磁场的方向大多顺时针（逆时针）偏离它们的轴，这些轴沿着磁极反转线。磁场偏离轴的角度集中在10- 30度之间。这种半球模式是一致的，揭示了手性的灯丝倒钩，灯丝通道和其他太阳能功能发现拥有手性。对于某些细丝，已证实其磁场方向局部平行于在Halpha图像中看到的其结构。我们的研究结果首次证实了这种半球模式与直接观察的磁场在细丝。有趣的是，显示出与半球图案相反的磁场偏差的细丝在许多情况下被发现在极性反转线的上方，其周围的光球磁场具有与遵循海尔-尼科尔森定律的活动区域相反的极性排列。
2017-11-21 astro-ph.SR
Three-dimensional velocity fields of the solar filament eruptions detected by CHASE
本研究利用CHASE的全日面光谱与成像数据，反演日珥和暗条爆发的三维运动学，发现两者初期均快速半圆扩张，后续分别呈现成功逃逸/失败回落特征且存在视线方向物质分裂，为暗条爆发三维研究提供观测支撑。
2024-01-30 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Large-Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
我们提出了第一个\emph{Solar Dynamics Observatory} /大气成像组件观测的大振幅纵向（LAL）振荡的南部和北部（SP和NP）的太阳灯丝在2012年4月7日。这两种振荡都是由靠近暗条的耀斑活动触发的。周期随附线的不同而变化，变化范围为44 ~ 67 min。不同附线的振荡是异相的，它们的速度幅值变化范围为30 ~ 60 km/s $^{-1}$。最大位移约为25 μ m。SP的振荡重复约4个周期，没有任何明显的阻尼，然后附近的C2.4耀斑引起LAL振荡的转变到后来的爆发。暗条喷发也与日冕物质抛射和B6.8耀斑有关。然而，NP的振荡随时间衰减并最终消失。我们的观察表明，SP的激活部分反复显示螺旋运动。这表明，在此过程中可能修改的灯丝的磁结构。我们认为，这种回复力是磁张力和重力的耦合作用。
2012-10-18 astro-ph.SR
Magnetic Field of Solar Dark Filaments Obtained from He I 10830 Angstrom Spectro-polarimetric Observation
通过He I 10830埃谱线偏振观测，研究太阳暗条磁场构型，发现8个暗条样本中7个为反向极性，1个为正常极性，为理解暗条爆发机制提供观测依据。
2023-04-02 astro-ph.SR
The Kinematical Behavior of Solar Eruptive Filaments Affected by the Poloidal Magnetic Field
本研究选取两个由磁绳支撑的太阳爆发暗条，结合SDO和STEREO观测测量其三维轨迹，分析极向磁场对抛射的影响，发现暗条倾向于向极向磁场较弱侧传播，为非径向抛射提供了新解释。
2025-08-23 astro-ph.SR
Diagnostic potential of the Ca II 8542A line for solar filaments
在这项研究中，我们探讨了色球Ca II线8542 A的诊断研究太阳暗条的磁性和动力学性质的潜力。我们已经获得了高空间分辨率的光谱偏振观测的Ca II 8542A线使用CRISP仪器在瑞典1米太阳望远镜。我们使用NICOLE反演代码来推断太阳暗条观测的物理性质。我们讨论了由于流体静力平衡假设的结果的有效性。我们使用了其他望远镜如CHROTEL和SDO的观测结果，以研究大尺度动力学和灯丝的长期演化。我们表明，钙II 8542 A线编码的温度，视线速度和磁场矢量的信息，从该地区的灯丝所在。当前噪声水平仅允许我们估计灯丝的总磁场的上限为260 G。我们的研究还表明，如果我们只考虑上述谱线的信息，几何高度，温度和密度可以退化参数以外的流体静力平衡方法。
2019-02-18 astro-ph.SR
Solar Filament Physiognomy: Inferring Magnetic Quantities from Imaging Observations
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory for Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学现代天文与天体物理重点实验室）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）
本文探讨了通过太阳纤维的成像观测推断日冕磁场的方法，指出该方法在大型望远镜建设背景下具有研究潜力。
2025-11-20 astro-ph.SR
Observations and Implications of Large-Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
2010年8月20日，一个高能扰动触发了附近暗条的大幅纵向振荡。触发机制似乎是连接高能事件与细丝的幕式喷流。在目前的工作中，我们分析了这种周期性运动在一个大的分数的灯丝，以表征潜在的物理振荡以及灯丝的属性。结果支持了我们先前的理论结论，即大振幅纵向振荡的回复力是太阳引力，阻尼机制是振荡线上不断积累的质量。基于我们以前的工作，我们使用拟合的参数来确定大小和曲率半径的浸渍磁场沿灯丝，以及质量吸积率到灯丝线程。这些衍生的性能几乎是均匀的沿长丝，表明在整个长丝通道的凝聚力的显着程度。此外，估计的质量吸积率意味着，脚点加热负责线程的形成，根据热非平衡模型，同意与以前的日冕加热估计。我们估计的能量释放的大小在附近的事件通过研究的动态响应的细丝线程，并讨论我们的研究的影响细丝结构和加热。
2014-03-03 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Crossing Filaments
太阳暗条显示了大尺度极性反转线的位置，在没有磁象观测资料的时期，它可用于根据Hα天气图重建大尺度太阳磁场结构。有时在Hα过滤图中可以看到交叉的细丝。通过分析大熊太阳天文台1999-2003年的Hα滤波图，发现了交叉和相互作用的暗条。一些例子和灯丝模式与光球磁场分布进行了比较。我们发现，所有交叉的灯丝揭示了光球场的四极磁位形，并假定在日冕中存在零点。
2011-01-27 astro-ph.SR
Two Types of Long-duration Quasi-static Evolution of Solar Filaments
本文研究了12个爆发前暗条（4个活动区和8个静止暗条）的长时间准静态演化，主要关注暗条高度的三维演化和背景磁场的衰减指数。通过对\textit{Solar Dynamics Observatory}和\textit{Solar TErrestrial RElations Observatory}的双视角观测，得到了三维空间中的细丝高度。利用位场源表面模型重建了日冕磁场。一个新的发现是，我们研究的细丝显示了两种类型的长期进化：一种类型包括长持续时间的静止阶段和持续时间小于12小时且速度为0.1- 0.7 km/s $^{-1}$的短缓慢上升阶段，而另一个只呈现缓慢上升阶段，但持续时间极长，超过60小时，速度较小，为0.01- 0.2 km/s $^{-1}$。在接近爆发的时刻，暗条高度的背景磁场衰减指数对于活动区和静止暗条是相似的。平均值和上限分别为$\sim$ 0.9和$\sim$ 1.4，接近环面失稳的临界指标。此外，还发现灯丝高度和背景磁场强度分别与灯丝长度呈线性和指数关系。
2018-04-04 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
New Vacuum Solar Telescope observations of a flux rope tracked by a filament activation
位于\emph{Fuxian Solar Observatory}的新真空太阳望远镜（NVST）的一个主要目标是以高分辨率拍摄太阳图像。基于高时空分辨率的NVST H $α$资料，结合\emph{Solar Dynamics Observatory}同步观测，首次研究了暗条激活跟踪的磁绳。灯丝材料最初位于通量绳的一端并填充绳的一段，然后灯丝由于磁场抵消而被激活。被激活的细丝上升并沿着螺旋线流动，追踪扭曲的磁通绳结构。磁通绳的长度约为75 μ m，其单个线的平均宽度为1.11 μ m，估计的捻度为1 $π$。磁绳在H $α$像中表现为暗结构，在304 nm像中表现为部分暗部分亮结构，而在171 nm像和131 nm像中表现为亮结构。在这个过程中，由于暗条被限制在通量绳中，并且没有成功爆发，因此覆盖的日冕环是相当稳定的。看来，在这项研究中的事件，灯丝是位于和限制在通量绳线程，而不是悬挂在倾斜的扭曲磁通量。
2014-03-04 astro-ph.SR
Untwisting and Disintegration of a Solar Filament Associated with Photospheric Flux Cancellation
利用新真空太阳望远镜（NVST）的高分辨率观测和太阳动力学观测数据，我们研究了2017年11月10日在一个衰减活动区中的一个小灯丝的两次连续封闭爆发（Erup 1和Erup 2）。在第一次爆发过程中，观测到上覆的磁弧在开始时随着上升的磁丝膨胀，然后停止爆炸的进行。在热极紫外通道中，第一次爆发时出现一个S形日冕结构，第二次爆发后逐渐消失。NVST H_alpha强度数据清楚地揭示了Erup 2中细丝的解捻旋转和解体，暗示了细丝的预先存在的扭曲构型。通过跟踪两个旋转功能的长丝，平均旋转角速度的退绕长丝被发现是~10.5度/分钟。一个总的扭曲~1.3 π估计存储在长丝喷发前，这是远远低于扭结不稳定的标准。在事件发生前的几个小时，一些光球通量活动，包括通量会聚和抵消，在灯丝的北端附近被检测到，在那里还捕获了一些小规模的EUV增亮。此外，在矢量磁图的抵消磁特征中发现了强剪切横场。我们的观测结果支持磁通抵消模型，其中收敛和剪切相反极性的磁通之间的相互作用使灯丝不稳定，并触发随后的喷射。
2018-12-18 astro-ph.SR
Automated Detection of Filaments and their Disappearance using Full Disc H-alpha Images
开发了一种新的算法，可以自动检测H-α图像中太阳圆盘上的细丝。H-alpha图像的预处理包括对边缘变暗和透视缩短的校正。此外，通过应用合适的强度和尺寸阈值，提取细丝，同时去除其他太阳特征，例如太阳黑子和谱斑。细丝的属性，如它们在太阳盘上的位置，总面积，长度和碎片的数量被确定。此外，每根细丝还标有唯一的编号。该算法能够通过连续的图像跟踪特定的细丝，这使我们能够检测到相同的变化和消失，从而提供喷发细丝的实时警告。这一方面将证明对有关空间天气的研究特别重要。该算法最终将与乌代布尔太阳观测站即将推出的望远镜集成，用于实时监测激活/爆发的灯丝。
2009-05-19 astro-ph.SR
Long term study of the solar filaments from the Synoptic Maps as derived from $H_α$ Spectroheliograms of Kodaikanal Observatory
Kodaikanal太阳天文台（KSO）长达一个世纪（1914-2007）的$H_α$（656.28 nm）分光日像图最近已经数字化。使用这些新校准、处理过的图像，我们研究了被称为暗条的盘状结构上暗拉长的演变，暗条是太阳磁活动的潜在代表。据我们所知，这是$H_α$中最古老的统一数字化数据集，每天都有图像。我们生成的卡林顿地图的整个时间段，并试图找到与地图相同的旋转从Ca II K KSO数据的对应关系。使用半自动化技术从卡林顿地图分割细丝，并单独研究以提取它们的质心和倾斜。我们绘制了暗条质心的时纬分布图，形成了蝴蝶图，清楚地表明了极向迁移的存在。我们为每个周期分离极丝，并试图估计极丝数量周期和太阳黑子数量周期峰值之间的延迟。我们将这种延迟与极反转和太阳黑子数量最大值之间的延迟相关联。这为极丝在极性反转中的作用提供了新的见解。
2017-07-18 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
Dependence of the Length of Solar Filament Threads on the Magnetic Configuration
高分辨率H $α$观测表明，细丝是由细线组成的。在静止的细丝中，线通常是短的，而在活动区细丝中，线通常是长的。为了解释这些观测特征，我们在色球蒸发-日冕凝聚模型的框架下，对沿倾斜磁通量管的暗条形成进行了一维辐射流体动力学模拟。浸渍磁通量管的几何形状由三个参数表征，即，磁倾角的深度（$D$）、半宽（$w$）和高度（$h$）。数值模拟中的参数测量结果表明，允许长丝在5天内生长，长丝的最大长度（$L_{th}$）随$w$线性增加，随$D$和$h$线性减小。这种依赖关系拟合成线性函数$L_{th}=0.84w-0.88D-2.78h+17.31$ Mm。这种关系可以定性地解释为什么静态纤维具有较短的线，而活动区纤维具有较长的线。
2013-12-27 astro-ph.SR
Magnetic Twists of Solar Filaments
太阳暗条是位于磁倾角的冷而致密的物质，与周围的日冕等离子体相比，它显示出独特的辐射特征。它们与日冕剪切和扭曲的磁场线有关。然而，由于缺乏对灯丝内部磁场的常规观测，支撑灯丝材料的确切磁结构不容易确定。由于许多暗条位于弱场区上方，因此几乎不可能通过将传统方法应用于嘈杂的光球磁图，特别是水平分量来推断它们的日冕磁结构。本文用正则化的毕奥-萨伐尔定律构造了某些细丝的磁结构，并计算了它们的磁扭转。此外，我们还对Titov-Demoulin修正模型的磁通绳进行了参数测量，以探讨影响无力磁通量绳扭转的因素。结果表明，无力磁绳的扭转与其轴长与小半径之比成正比，而与上覆背景磁场强度基本无关。因此，我们推断，长的静态灯丝可能是由更多的扭曲磁通绳比短的活跃区灯丝，这是一致的观察。
2021-07-06 astro-ph.SR
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 astro-ph.SR
Kink instability evidenced by analyzing the leg rotation of a filament
扭结不稳定性是太阳暗条爆发的一种可能机制。然而，太阳灯丝的扭曲很难通过观察直接测量。本文通过分析太阳暗条的支腿转动，实现了对太阳暗条扭曲度的测量。2012年5月22日，太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）在活动区NOAA 11485观测到一个反S形暗条。在爆发过程中，灯丝的腿表现出显着的旋转运动。这304张照片被用来沿着圆圈展开，圆圈的中心是灯丝腿的轴。结果表明，在23分钟内，灯丝的腿绕灯丝的轴旋转高达约510度（约2.83 $π$）。最大旋转速度达到每分钟100度（在半径18 $^\prime$ $^\prime$处约379.9 km/s），这是已报道的最快旋转速度。我们还计算了该活动区沿极性反转线的衰减指数，发现上覆场随高度的衰减并不快到足以触发环面不稳定性。根据扭折不稳定性条件，指出扭折不稳定性是太阳暗条爆发的触发机制。
2014-01-01 astro-ph.SR
GONG Catalog of Solar Filament Oscillations Near Solar Maximum
我们已经编目了196个灯丝振荡从贡$Hα$网络数据在几个月的太阳活动周期24（2014年1月至6月）的最大值附近。从目录中选择的例子进行了详细描述，以及我们对所有事件的统计分析。根据其速度振幅对振荡进行分类：106个小振幅振荡（SAO），速度为$<10\mathrm{\, km \; s^{-1}}$，90个大振幅振荡（LAO），速度为$>10\mathrm{\, km \; s^{-1}}$。SAO和LAO都很常见，每两天在太阳的可见一侧发生一次。对于近一半的事件，我们确定了其明显的触发器。周期分布的平均值为58 $\pm$ 15分钟的两种类型的振荡。对于SAO和LAO，每个周期的阻尼时间分布分别在$τ/P=1.75$和$1.25$处达到峰值。我们证实，LAO阻尼率依赖于振荡速度的非线性。对于所有细丝类型，运动方向和细丝棘之间的角度具有以$27^\circ$为中心的分布。这个角度与观测到的顺磁通道磁场方向一致，表明大多数编目事件是纵向的（即，经历场对准运动）。我们应用地震学来确定磁倾角的平均曲率半径$R\approx89$ Mm和平均最小磁场强度$B\approx16$ G。该目录可供社区在线使用，并打算扩大到至少涵盖一个太阳周期。
2018-04-10 astro-ph.SR
