Statistical study of magnetic non-potential measures in confined and eruptive flares
利用HMI/SDO矢量磁场观测资料，研究了活动区磁非位度与耀斑/CME的关系。从一个样本的77耀斑/CME的情况下，我们发现了一个一般的关系，即程度的非潜力是正相关的耀斑强度和相关的CME速度。由于耀斑带区的磁通量与重联关系更密切，我们沿耀斑带范围人工追踪了强梯度极性反转线（SGPIL）、Schrijver R值。人工探测的SGPIL长度和R值与耀斑强度和CME速度的相关性比没有耀斑带信息的自动跟踪值高。它突出了预测耀斑强度和CME速度的先验耀斑预测模型中使用的耀斑前的磁图的困难。虽然总的，潜在的磁场能量代理表现出弱的正相关性，自由能的减少表现出较高的相关性（0.56）与耀斑强度和CME速度。此外，爆发型耀斑与局限型耀斑相比，具有SGPIL长度（31 μ m）、R值（$1.6\times10^{19}$ Mx）、自由能降低（$2\times10^{31}$ erg）等阈值。在90%的爆发耀斑中，衰变指数曲线较陡，在42 μ m以内达到$n_{crit}=1.5$，而在$>70$ %的局限耀斑中，衰变指数曲线超过42 μ m。同时，我们的研究表明改进的统计预测能力的AR喷发的行为与耀斑带的信息，提供了阈值的耀斑喷发的磁性。
2018-05-07 astro-ph.SR
Obscuration of Flare Emission by an Eruptive Prominence
我们报告的日食微波耀斑发射的爆发日珥从邻近地区所观察到的野边山射电日像仪在17 GHz。在微波耀斑的光变曲线中，耀斑辐射的遮蔽表现为一种变暗的特征。我们利用日珥的变暗特征来计算日珥的温度和日珥加热沿暗条长度的分布。我们发现，日珥被加热到一个温度以上的安静的太阳温度在17 GHz。变暗的持续时间是爆发的日珥经过耀斑区域所花费的时间。我们还发现了太阳和日光层天文台（SOHO）任务获得的EUV图像中的遮蔽的证据。
2013-09-09 astro-ph.SR
The transition from eruptive to confined flares in the same active region
太阳耀斑是太阳大气中突然而猛烈的磁能释放，可以分为爆发性耀斑，当等离子体从太阳大气中喷出时，导致日冕物质抛射（CME），以及当没有CME与耀斑相关时的局限耀斑。我们提出了一个案例研究，显示了关键的拓扑结构，如脊柱和风扇，这可能会决定喷发与非喷发行为的一系列喷发耀斑，其次是封闭的耀斑，这都是从同一个网站的演变。为了研究不同磁区的连通性及其演化，我们计算了活动区的位磁场模型。从磁场外推中恢复准分界线层。耀斑的行为从一天到下一天的变化-喷发到封闭-可以归因于扇下方的磁场相对于覆盖脊的方向的方向的变化，而不是大尺度场稳定性的整体变化。当支撑暗条的磁场和上覆磁场逐渐变得越来越不反平行时，耀斑的局限性就会越来越大，这是光球通量分布变化的直接结果，而光球通量分布本身则受到不同磁通量浓度的连续剪切运动的驱动。
2017-02-08 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
Investigation on the Predictive Potentiality of Photospheric Magnetic Parameters for Distinguishing Confined from Eruptive Solar Flares
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；CAS Key Laboratory of Geospace Environment, Department of Geophysics and Planetary Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学院空间环境重点实验室，地球物理与行星科学系，中国科学技术大学）；Mengcheng National Geophysical Observatory, University of Science and Technology of China（蒙城国家地球物理观测台，中国科学技术大学）
本文基于277个M1.0级以上太阳耀斑样本，系统评估了活动区光球磁场参数对区分约束型与爆发型耀斑的预测能力，发现总磁通量、磁剪切角、自由磁能及极性间距组合最具判别潜力，并证实耀斑爆发行为受上覆约束磁通与载流核心磁通的相互作用调控。
2025-11-07 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
On the factors determining the eruptive character of solar flares
我们研究了太阳活动区（AR）的磁场如何控制耀斑活动，即，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑。我们分析了2011- 2015年期间发生的44次GOES级M5.0及更大的耀斑。我们使用3D位磁场模型来研究它们的位置（使用耀斑与通量加权AR中心$d_{\mathrm{FC}}$的距离）和日冕上方磁场的强度（通过衰减指数$n$和通量比）。我们还提出了第一个系统的研究的日冕磁场的方向，使用的方向$φ$耀斑相关的极性反转线作为一种措施。我们分析了所有的量相对于大小的基础偶极子场，其特征在于相反的极性中心之间的距离，$d_{\mathrm{PC}}$。源自AR偶极子（$(d_{\mathrm{FC}}/d_{\mathrm{PC}}<0.5$）下方的耀斑如果从紧凑型AR（$d_{\mathrm{PC}}\leq60$ Mm）发射，则倾向于爆发，如果从扩展型AR发射，则倾向于局限。从AR边缘喷出的耀斑（$d_{\mathrm{FC}}/d_{\mathrm{PC}}>0.5$）主要是爆发性的。在封闭事件的耀斑相关领域调整其方向迅速的基础偶极子与高度（$Δφ\gtrsim40^\circ$，直到偶极子场的顶点），在爆发事件，它的变化更慢的高度。环面不稳定性的临界高度$h_{\mathrm{crit}}=h(n=1.5)$最能区分受限耀斑（$h_{\mathrm{crit}}\gtrsim40$ Mm）和…
2017-12-14 astro-ph.SR
Magnetic Flux of Active Regions Determining the Eruptive Character of Large Solar Flares
我们建立了迄今为止最大的爆发/局限耀斑数据库，并分析了2010年$-$ 2019年期间发生的322次\emph{GOES} M1.0级及以上耀斑，即，几乎跨越了整个太阳活动周期研究发现，活动区总无符号磁通量（$Φ$ $_{AR}$）是控制大耀斑爆发特征的一个关键参数，大耀斑爆发的比例与$Φ$ $_{AR}$具有很强的反相关性.这意味着，含有大磁通量的AR产生的大耀斑与日冕物质抛射（CME）相关的概率较低。这一发现得到了我们获得的临界衰变指数高度和$Φ$ $_{AR}$之间的高度正相关性的支持，这意味着具有较大$Φ$ $_{AR}$的AR具有较强的磁约束。此外，起源于大于1.0 $\times$ $10^{23}$ Mx的AR的受限耀斑具有几个共同的特征：稳定的暗条、滑动的磁重联和强烈剪切的耀斑后环。我们的研究结果揭示了新的关系之间的磁通量的AR和发生的CME与大耀斑。这些关系为预测日冕物质抛射和不利空间天气提供了定量判据，对太阳型恒星和恒星日冕物质抛射的“超级耀斑”也有重要意义。数据库的链接是https://doi.org/10.12149/101030。
2020-08-28 astro-ph.SR
A New Magnetic Parameter of Active Regions Distinguishing Large Eruptive and Confined Solar Flares
为了研究太阳活动区磁场是如何控制耀斑活动的，无论是局限性耀斑还是爆发性耀斑，我们都分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ M1.0级的106次耀斑。计算了“耀斑极性反转线”区的平均特征扭曲参数$α$ $_{FPIL}$和光球磁自由能密度高区的平均特征扭曲参数$α$ $_\mathrm{HFED}$，这两个参数都提供了AR核区非势能的度量。磁扭曲被认为是与电流驱动的不稳定性，如螺旋扭结不稳定性的驱动力。我们还计算了产生耀斑的AR的总无符号磁通量（$Φ$ $_\mathrm{AR}$），它描述了背景场约束的强度。通过考虑背景磁场的约束作用和AR的磁非势性，提出了一个新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$，用于度量大耀斑与日冕物质抛射（CME）的关联概率.我们发现在大约90%的爆发耀斑中，$α$ $_\mathrm{FPIL}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$和$α$ $_\mathrm{HFED}$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$超出临界值（2.2 $\times$ $10^{-24}$和3.2 $\times$ $10^{-24}$ Mm $^{-1}$ Mx $^{-1}$），而在$\sim$ 80%的受限耀斑中，它们都小于临界值。这表明新的参数$α$ / $Φ$ $_\mathrm{AR}$能够很好…
2022-02-21 astro-ph.SR
Imaging Observations of Magnetic Reconnection in a Solar Eruptive Flare
太阳耀斑是太阳大气中能量最大的事件之一。人们普遍认为耀斑是由日冕中的磁重联提供动力的。爆发性耀斑通常伴随着日冕物质抛射，两者都可能是由磁通量绳（MFR）的爆发驱动的。在这里，我们报告了2016年3月23日由太阳动力学天文台上的大气成像组件观测到的爆发性耀斑。极紫外成像观测显示出MFR的明显上升和喷发。特别是，观测揭示了耀斑期间日冕和色球层磁重联的确凿证据。此外，弱重联观察到耀斑开始之前。我们发现耀斑前的弱重联是一种束缚切割型的重联，它有助于MFR的缓慢上升。在耀斑的上升阶段，由于MFR的进一步上升，产生了强烈的重联，这与MFR的爆发有时间上的关系。我们还发现，磁重联在早期阶段更像是三维的，表现为耀斑环的强剪切向弱剪切的转变，而在后期阶段则更像是二维的，表现为耀斑环的拱形上升运动。
2016-12-30 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
Magnetic Flux and Magnetic Non-potentiality of Active Regions in Eruptive and Confined Solar Flares
为了了解活动区（AR）的磁特性如何控制太阳耀斑的爆发特征，我们分析了2010年$-$ 2019年期间地球同步业务环境卫星（GOES）$\geq$ C5.0级的719个耀斑。我们进行了第一次统计研究，调查耀斑-日冕物质抛射（CME）的关联率作为耀斑强度和AR特性的函数，产生耀斑，在其总的无符号磁通量（$Φ$ $_{AR}$）。我们的结果表明，耀斑-CME的关联率与耀斑强度的斜率揭示了一个陡峭的单调减少与$Φ$ $_{AR}$。这意味着，同样的GOES类耀斑，但起源于更大的$Φ$ $_{AR}$的AR，更有可能被限制。基于太阳型恒星的AR通量高达1.0 $\times$ $10^{24}$ Mx，我们估计X 100类"超耀斑”的CME缔合率不超过50%.对132个$\geq$ M2.0级耀斑样本，测量了陡梯度极性反转线长度（L $_{SGPIL}$）、光球总自由磁能（E $_{free}$）和大剪切角面积（A $_Ψ$）3个非位参数。我们发现，局限耀斑往往有较大的值的L $_{SGPIL}$，E $_{free}$和A $_Ψ$喷发耀斑相比。每个非潜在参数均显示与$Φ$ $_{AR}$中度正相关。我们的研究结果意味着$Φ$ $_{AR}$是一个决定性的量描述的爆发性质的耀斑，因为它提供了一个全球性的参数有关的背景场约束的强度。
2021-08-03 astro-ph.SR
Stability of the coronal magnetic field around large confined and eruptive solar flares
本研究比较了环不稳定性临界高度和螺旋度比作为太阳活动区爆发潜力度量的效果，发现临界高度在区分耀斑类型上更具区分度，且高爆发潜力的日冕场配置更易发生环不稳定性。
2024-02-19 astro-ph.SR
A Study of Pre-flare Solar Coronal Magnetic Fields: Magnetic Energy and Helicity
太阳耀斑可分为两种类型：爆发型耀斑和局限型耀斑。为了探讨是否存在能够有效确定耀斑类型的磁能和螺旋度的耀斑前条件，本文分析了2011年至2017年太阳盘中心附近爆发或局限的主要太阳耀斑的耀斑前日冕磁场重建的一套相关参数。所研究的参数包括伸展型量，如总磁能$E_T$，势能$E_P$，自由能$E_F$，相对螺旋度$H_R$，和非势螺旋度$H_J$，以及强度型指数$E_F/E_P$，$|H_J/H_R|$，$|H_R/ϕ^{\prime2}|$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|$，其中$ϕ^{\prime}$是总无符号磁通量的一半。主要结果如下：（1）尽管局限事件的爆发势平均值较大，但外延参数均不能有效区分爆发势和局限势;（2）爆发耀斑的强度参数的平均值和中位值均明显大于封闭事件，这表明爆发型耀斑场的非潜在性和复杂性总体上高于局限型耀斑场;（3）能量比$E_F/E_P$和标准化的非势能螺旋度$|H_J/ϕ^{\prime2}|$之间有很强的相关性，具有区分可能产生大爆发或局限耀斑的场的最高能力，因为使用$E_F/E_P\ge0.27$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|\ge0.009$的临界值成功地区分了75%以上的所有事件的爆发和局限耀斑。
2023-02-24 astro-ph.SR
Multi-point study of the energy release and impulsive CME dynamics in an eruptive C7 flare
我们结合了来自不同有利位置的观测，对2021年4月17日发生的长时间爆发性C7级耀斑进行了详细研究，该耀斑从地球视图中被部分掩盖。的动力学和热性质的耀斑相关的等离子体流，耀斑拱廊，和能量释放和粒子加速一起研究与相关的日冕物质抛射的运动学演化，以便把这个长时间的事件在以前的爆发性耀斑研究的背景下。耀斑显示出硬X射线（HXR）爆发持续了一个小时，从16：04 UT持续到17：05 UT。在第一阶段，从热等离子体和脉冲加速的日冕物质抛射的发射强烈增加。CME加速剖面显示了与第一个STIX HXR爆发阶段一致的缓慢上升，加速和传播的三部分演变，该阶段由上升的热（14 MK）等离子体团触发。在CME加速阶段，我们发现正在进行的磁重联背后的喷发结构的签名，与标准的喷发耀斑的情况。随后的HXR爆发发生在主CME加速后约30分钟，表现出光谱硬化（从$δ\approx $ 7到$δ\approx $ 4），但不对应于进一步的CME加速和色球蒸发。因此，日冕物质抛射-耀斑反馈关系可能只在研究中的事件的前25分钟内具有重要意义，因为此后耀斑和日冕物质抛射喷发相互独立地发展。
2023-02-22 astro-ph.SR
Change ratios of magnetic helicity and magnetic free energy during major solar flares
本文通过47个太阳耀斑样本，对比约束耀斑与爆发耀斑中磁螺度和磁自由能的变化比率，发现爆发耀斑的下降幅度显著更大，从而用观测数据验证了磁螺度近似守恒及CME带走磁螺度的理论。
2023-08-10 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
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
Pre-flare activity and magnetic reconnection during the evolutionary stages of energy release in a solar eruptive flare
本文对2003年11月1日发生在活动区NOAA 10486的一次爆发性白光耀斑进行了多波长分析。RHESSI和TRACE进行的一组出色的高分辨率观测提供了明显的耀斑前活动的明确证据，约9分钟，其形式为在EUV/UV波长下观察到的初始阶段，然后是X射线前体阶段。在初始阶段，我们观察到局部增亮的高度剪切的核心区域接近灯丝和短EUV环路覆盖的灯丝，导致开放的磁场线之间的相互作用。RHESSI测量值低于~30千电子伏，X射线前兆阶段与耀斑位置的通量出现开始以及喷发的早期特征相吻合。从RHESSI的观察，我们得出结论，等离子体加热和电子加速发生在前体阶段。主耀斑与标准耀斑模型一致。然而，在脉冲阶段之后，观察到强烈的HXR环顶源而没有显著的足点发射。更有趣的是，在很短的一段时间内，looptop源表现出强烈的HXR发射，能量高达100 keV和显着的非热特性。目前的研究表明，在耀斑前和主耀斑的活动之间的因果关系。我们还得出结论，耀斑前的活动，发生在微妙的磁重组的形式，随着本地化的磁重联，发挥了至关重要的作用，在不稳定的活动区灯丝，导致太阳爆发耀斑和相关的大尺度现象。
2011-09-15 astro-ph.SR
Photospheric Lorentz force changes in eruptive and confined solar flares
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Joint Astronomy Programme and Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学学院天文联合项目与物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代布尔太阳观测站，物理研究实验室）
本文通过分析26个爆发性与11个受限太阳耀斑的洛伦兹力变化，揭示了日冕顶点线附近磁场和洛伦兹力的变化特征，为理解耀斑与日冕物质抛射的关联提供新见解。
2023-12-11 astro-ph.SR
Twin Null-Point-Associated Major Eruptive Three-Ribbon Flares with Unusual Microwave Spectra
2016年7月23日05：00UTC之后，西伯利亚射电日像仪的第一个48天线级在半小时内在同一活动区探测到两个M7.6和M5.5 GOES重要性的耀斑。他们的多仪器分析揭示了以下内容。微波谱在低频处变平，较强爆发的微波谱具有较低的翻转频率。每个耀斑都是爆发性的，发射出超过800 keV的硬X射线和伽马射线，并具有罕见的三带结构。在第二次耀斑中观测到一个扩展的硬X射线源，它与一个最长的中间带有关。我们的模型证实了微波光谱的不寻常性质是由一个分布式多回路系统在一个不对称的磁配置。微波图像没有解决这些耀斑的紧凑配置，也可能显示不完全的硬X射线图像，因为它们有限的动态范围。非热源显然简单而紧凑，与在极紫外线下观察到的结构相对应。在两个连续的三带喷发耀斑的配置与冠空区的情况下，提出的第一次喷发导致耀斑，并促进第二次喷发，也导致耀斑。
2020-09-22 astro-ph.SR
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
Origin of extreme solar eruptive activity from the active region NOAA 12673 and the largest flare of solar cycle 24
在2017年，当太阳正朝着太阳活动周期24的最小阶段移动时，一个异常喷发的活动区（AR）NOAA 12673在8月28日至9月10日期间出现在太阳上。在最高活动水平期间，AR变成了一个三角形的黑子区，这表明了从光球到日冕高度的磁场的最复杂的配置。AR 12673产生了4个X级和27个M级耀斑，以及许多C级耀斑，使其成为太阳活动周期24中最强大的AR之一。值得注意的是，它产生了太阳活动周期24的最大耀斑，即2017年9月6日的X9.3事件。在这项工作中，我们强调了我们的综合分析的结果，涉及多波长成像和日冕磁场建模，以了解AR 12673的演变和喷发。我们特别关注2017年9月6日两个X级耀斑的形态，光谱和运动学演化。我们探讨各种大规模和小规模的磁场结构的活动区，这是与触发和随后爆发在强大的太阳瞬变。
2022-12-21 astro-ph.SR
Conditioning of the solar corona due to large flares
本研究通过非线性无力场外推模拟第24太阳活动周231个大耀斑的日冕演化，发现约束型和爆发型耀斑前的磁能与螺旋度演化趋势不同，结合活动区非势性和局部稳定性可超90%准确预测耀斑类型，并揭示了耀斑后恢复时间差异。
2025-01-28 astro-ph.SR
Evolutionary stages and triggering process of a complex eruptive flare with circular and parallel ribbons
我们报告了一个复杂的M级太阳爆发耀斑的多波长研究，包括三套不同的耀斑带，即圆形，平行，和远程带。源有源区NOAA 12242的磁场建模显示存在包含内部双极区的3D零点磁拓扑。该事件开始于圆形带状物的微弱特征，以及从耀斑前阶段开始的远程增亮，指向正在进行的缓慢而持久的零点重联。我们首先检测到的磁通量抵消和相关的增亮，这是可能的系绳切割重联，建立磁绳附近的极性反转线（PIL）的内部双极区的签名。在下一个阶段，随着M8.7耀斑的爆发，圆形带状物的增亮显著增强，这基本上表明正在进行的零点重联速率增加。最后，底层通量绳的爆发触发了其下方的“标准耀斑重联”，从而使平行条带的强度突然上升，并通过外部强迫提高了零点重联的速率。我们发现，在扇穹内，磁衰减指数n>1.5的区域与零点QSL接壤。我们的分析表明，环面不稳定性和爆发模型都对爆发耀斑的触发机制起了作用。这一事件是一个很好的例子，动力学演化的磁通绳最初局限在一个零点拓扑结构，随后激活和爆发的进展，圆形暨平行带状耀斑。
2021-01-25 astro-ph.SR
Electric Current Neutralization in Solar Active Regions and Its Relation to Eruptive Activity
与电流相关的磁自由能是太阳耀斑和太阳活动区日冕物质抛射（CME）的动力。然而，决定AR是否会产生喷发的条件还不清楚。以前的工作表明，在何种程度上的驱动电流，或在一个单一的磁极内的所有电流的总和，被中和，可以作为一个很好的代理评估的AR的能力，产生喷发。在这里，我们调查电流中和和耀斑/CME生产之间的关系，使用15个耀斑活动和15个耀斑安静的AR的样本。所有耀斑安静和4个耀斑活跃的AR也是CME安静的。我们还测试了电流中和的关系，沿极性反转线（PILs）在AR的剪切程度。我们发现，耀斑生产AR更有可能表现出非中和电流，特别是那些也产生CME。我们发现，耀斑/CME活跃的AR也表现出更高程度的PIL剪切比耀斑/CME安静的AR。我们还观察到，电流变得更加中性的磁通量出现在耀斑安静的AR。我们的研究表明，目前中和反应是其爆发潜力的指示。
2020-03-05 astro-ph.SR
Does Nearby Open Flux Affect the Eruptivity of Solar Active Regions?
最具能量的太阳耀斑通常与日冕物质云以日冕物质抛射（CME）的形式喷射到日光层中有关。然而，也有一些大的耀斑并不伴随着日冕物质抛射。这些非喷发性耀斑的存在提出了一个问题，即这种耀斑是否因无法进入耀斑（重连）地点上方附近的开阔地而受到影响。在这项研究中，我们使用的样本56耀斑太阳黑子周期23日和24日，以测试是否活跃的地区，产生爆发的X级耀斑优先位于附近的日冕磁场域是开放的日光层，推断从一个潜在的场源表面模型。这项研究表明，X级耀斑有机会进入开放的领域是在一个更高的速度爆发比那些缺乏访问。根据相关的贝叶斯因子，由于样本中的非爆发性X级耀斑数量较少，因此这一结果的重要性应该得到缓和。
2018-05-30 astro-ph.SR
Critical Height of the Torus Instability in Two-Ribbon Solar Flares
研究了2011- 2015年60个M级以上双带耀斑的背景场。这些耀斑分为两类，即，\emph{eruptive}和\emph{confined}耀斑，基于耀斑是否与日冕物质抛射有关。震源活动区的背景场近似为从日震磁成像仪提供的矢量磁图的$B_z$分量外推的位场。计算了耀斑极性反转线上方背景场的衰变指数$n$，定义了对应于环面不稳定性理论阈值（$n_\mathrm{crit}=1.5$）的临界高度$h_\mathrm{crit}$.我们发现，$h_\mathrm{crit}$是大约一半的活动区的相反极性的质心之间的距离，并且$h_\mathrm{crit}$的分布是双峰：它是显着高于局限耀斑喷发的。86%（84%）的爆发（局限）耀斑的衰变指数随高度的增加而单调增加，其余14%（16%）的耀斑衰变指数随高度的增加而呈马鞍形分布，这些耀斑只出现在多极场位形的活动区。此外，鞍底的$n$在局限耀斑中明显小于爆发耀斑。这些结果突出了背景场在调控双带耀斑爆发行为中的关键作用。
2017-06-14 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
Lorentz Force Evolution Reveals the Energy Buildup Processes during Recurrent Eruptive Solar Flares
太阳日冕中的能量释放和积累过程具有重要意义，特别是对于大的经常性耀斑的情况，这对导致偶发性能量释放过程的条件提出了具有挑战性的问题。目前尚不清楚这些事件的发生是由于自由磁能持续供应给日冕，还是因为在一次主要的耀斑事件中，并非所有可用的自由磁能都被释放出来。为了解决这个问题，我们报告的光球磁场的演变和相关的净洛伦兹力的变化在AR 11261和11283，其中每一个引起了经常爆发的M-和X-级耀斑。我们的研究表明，在每次耀斑期间的突然向下变化之后，净洛伦兹力在连续的耀斑之间增加了（2-5）× 10^22达因。这种明显的净洛伦兹力的重建是太阳活动区（AR）非位势参数演化中发现的第一个观测证据，它表明新的能量被供给到AR以产生周期性的大耀斑。极性反转线附近相反极性的移动磁特征的连续剪切运动的观测进一步证实了AR的磁自由能的重建。在这项研究中报告的净洛伦兹力变化的演化模式具有重要的意义，特别是，预测经常性的大爆发耀斑从同一AR，因此相关的CME之间的相互作用的机会。
2019-10-29 astro-ph.SR
Why could a new-born active region produce coronal mass ejections?
本文通过对比 NOAA AR 12089 极小活动区中爆发耀斑与约束耀斑的磁环境，发现爆发耀斑具有更高的 $α_{\ ext{FPIL}}/Φ_{\ ext{AR}}$ 比值、更大的衰减指数及磁通量绳形成，表明弱背景场约束和强核心非势性使新生极小活动区也能早期产生 CME。
2024-07-29 astro-ph.SR
Magnetic-Island Contraction and Particle Acceleration in Simulated Eruptive Solar Flares
在太阳耀斑中，将粒子加速到产生所观测到的高能脉冲辐射所需能量的机制还没有得到很好的理解。Drake等人（2006）提出了一种在多层电流片中动力学重联形成的收缩磁岛中加速电子的机制。我们将这些想法应用于模拟爆发耀斑中快速重联过程中形成的向日移动的磁通绳（2.5D磁岛）。一个简单的分析模型被用来计算在我们的超高分辨率2.5D数值模拟的收缩磁岛的场线轨道的粒子的能量增益。我们发现，估计在一个单一的岛屿范围内的能源收益高达5倍。这是高于德雷克等人发现的岛屿在地球磁层和日球顶，由于强烈的等离子体压缩，发生在耀斑电流片。为了将它们的能量增加两个数量级，并合理地解释观测到的高能耀斑发射，电子必须访问多个收缩的岛屿。这种机制应该产生零星的排放，因为岛的形成是间歇性的。此外，大量的粒子可以在每个磁流体动力学尺度的岛屿，这可能解释了耀斑的高能电子生产率推断。我们的结论是岛屿收缩的耀斑电流片是一个很有前途的候选人在太阳爆发的电子加速。
2016-03-03 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of an Eruptive Flare: Evidence for Blast Waves and Break-out
2010年11月3日，太阳动力学观测台上的大气成像装置131毫米波段拍摄了一个东翼耀斑的图像，提供了一个令人信服的例子，说明喷发的等离子体团下方有一个长电流片，正如喷发耀斑的标准磁重联模型所预测的那样。然而，171毫米和193毫米通道的图像暗示了另一种情况。这些图像显示，速度大于1000 km/s的大尺度波在喷发的等离子体团旁边和前方传播。就在等离子体团的南面，波与II型无线电发射相吻合，而在北面，波沿着羽状结构传播，分米波发射增加。起初，热等离子体团周围的空腔扩大。后来，当喷发的等离子体团达到一个覆盖拱廊系统的高度时，等离子体团的结构发生了变化，空腔的下部向内塌陷。热环出现在喷发的等离子体团旁边和下方。我们考虑的情况下，快速波和II型发射的耀斑爆炸波的后果，和腔崩溃和热循环导致的突破通量绳通过覆盖日冕拱廊。
2013-07-14 astro-ph.SR
Radio Spectral Imaging of an M8.4 Eruptive Solar Flare: Possible Evidence of a Termination Shock
太阳耀斑终止激波被认为是将电子和离子加速到高能的可行机制之一。然而，这种冲击的观测证据仍然很少。利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），Chen等人（2015）提出，一种被称为“随机尖峰爆发”的相干射电爆发是非热电子与耀斑终止激波前部的无数密度波动相互作用的射电特征。在这里，我们报告了另一个随机尖峰爆发事件记录在延长的能量释放阶段的长时间M8.4级爆发耀斑在2012年3月10日。在1.0- 1.6 GHz的尖峰的VLA无线电光谱成像显示，与Chen等人（2015）的情况类似，爆发质心在日冕中形成了一个延伸的，约10“长的结构。通过结合极紫外成像观测的耀斑从两个有利的点与硬X射线和紫外观测的耀斑带状增亮，我们重建的耀斑拱廊在三维空间。结果表明，尖峰源位于耀斑拱廊上方约60 μ m处，存在一个弥散的拱廊上扇形和大量的等离子体下降流。虽然在脉冲阶段看到的耀斑拱廊和带状物不允许我们清楚地了解所观察到的尖峰源位置是如何连接到耀斑的几何形状，两个小时后观察到的冷却耀斑拱廊表明，尖峰位于环顶以上的区域，在那里可能会形成终止激波。
2021-04-20 astro-ph.SR
An Eruptive Circular-ribbon Flare with Extended Remote Brightenings
我们研究了2013年11月10日爆发的X1.1圆带状耀斑，结合多波长观测和使用非无力场方法的日冕场重建。在第一阶段，通过磁重联在两个轻度扭曲的剪切弧之间形成暗条，这两个弧嵌入与零点相关的扇形穹丘之下。这种重联似乎是由内部两个拱廊足点周围的光球剪切和会聚流驱动的，与耀斑相关的横向场变化一致。暗条的南部由于环面的不稳定性而向上升起，并推挤零点。诱导的零点重联，然后产生的圆形带状和初始远程增亮在西方，加速电子沉淀沿风扇和传播向外沿quasi-separix表面与高值的挤压因子（Q）的包络领域，这有一个窗帘状的形状在这里。在第二阶段，通量绳的南端脱离表面，依次破坏圆顶和覆盖场，并以鞭打的方式爆发，成为部分晕日冕物质抛射。这导致了增强的耀斑发射和快速移动的远程增亮在磁幕的脚点，这跨越了一个非常广泛的区域，也与日冕昏暗。这是一个罕见的爆发性环带耀斑的例子，其中完全观察到了磁通绳从形成到成功喷发出圆顶的演变以及由此产生的异常扩展的远程增亮。
2020-07-28 astro-ph.SR
Predictions of energy and helicity in four major eruptive solar flares
为了更好地理解行星际磁云（MC）的太阳成因，我们模拟了四个大型爆发性太阳耀斑的磁场和拓扑性质，并将它们与观测结果联系起来。我们使用三维最小电流日冕模型\cite{Longcope1996d}和耀斑前光球磁场和耀斑带的观测值导出重连磁通量，耀斑能量，磁绳螺旋度和磁绳极向场的方向。我们比较模型预测的这些数量耀斑和MC观测和估计的不确定性的方法，发现以下。模型预测的重联通量等于或低于从观测到的带状运动推断的重联通量。观测到的和模式的重联通量匹配MC极向通量。预测的磁绳螺旋度匹配MC螺旋度。预测的自由能介于观测能量和估计的总耀斑光度之间。MC的极向场的前缘的方向与AR中的通量绳的极向场而不是全局偶极场对准。这些发现使我们相信，与这四个太阳耀斑有关的磁云是在爆发过程中由低日冕磁重联形成的，而不是日冕中已有结构的爆发或在全球磁场参与下在上日冕中形成的。我们还注意到，由于所有四个耀斑都发生在活动区，没有显著的耀斑前通量出现和取消，我们发现的能量和螺旋度是通过剪切和旋转运动存储的，这足以解释观测到的辐射耀斑能量和MC螺旋度。
2011-04-18 astro-ph.SR
Dynamics of Reconnection Nanojets in Eruptive and Confined Solar Flares
本文基于太阳轨道器高分辨率极紫外成像数据，首次对比爆发型与约束型耀斑中的重联纳米喷流，发现爆发型事件因高度剪切拱廊结构而具有更高速度和动能，揭示了周围磁场环境对纳米耀斑抛射能量学的关键调控作用。
2025-07-17 astro-ph.SR
Comparative case study of two methods to assess the eruptive potential of selected active regions
太阳爆发事件，如耀斑和日冕物质抛射，其特点是能量迅速释放，可引起整个电磁波谱的辐射发射，并使粒子的动能突然显著增加。这些高能现象可能对空间天气条件产生重要影响，因此有必要了解它们的起源，特别是活动区（AR）的爆发潜力。在这些案例研究中，我们比较了两种不同的方法，在以前的作品中使用的一些特性的物理参数的变化，在耀斑前状态的耀斑AR。这些方法考虑到：（1）磁感应强度的磁通量演化和磁螺旋度的积累;（2）磁感应强度的分形和多重分形特征。我们的比较分析是基于2011年3月至2013年6月期间太阳动力学观测站获得的光球数据的时间序列。我们选择了两个不同的AR样本：一个是由更有活力的M级和X级耀斑事件的发生，这可能不仅对近地空间，而且对地球环境产生快速影响;第二个是由没有耀斑或只有少数C级和B级耀斑的特点。我们发现，这两种测试方法在评估AR爆发潜力的能力上相互补充，并可用于识别易于燃烧活动的AR。基于所提出的案例研究，我们建议，使用不同的方法相结合，可能有助于更可靠地识别的爆发潜力的AR，并有助于更好地了解耀斑前的状态。
2021-10-05 astro-ph.SR
Quantitative Examination of a Large Sample of Supra-Arcade Downflows in Eruptive Solar Flares
在日冕物质抛射（CME）后的耀斑拱状体上方，向日流动的空洞最早是使用Yohkoh上的软X射线望远镜（SXT）发现的，此后又用TRACE（极紫外线）、SOHO/LASCO（白光）、SOHO/SUMER（极紫外线光谱）和Hinode/XRT（软X射线（SXR））进行了观测。超拱廊下向流（SAD）的观测表明，它们是从日冕高处的重联点缩回的细通量管的横截面。在类似的情况下也观察到了超拱廊下向环流（SADL），理论上从垂直角度观察是SAD。以前的研究已经提出了详细的SAD观测少数耀斑。在本文中，我们提出了一个实质性的SAD和SADLs耀斑目录。我们已经应用了半自动检测软件，这些事件中的几个，以检测和跟踪个人的下行流，从而提供统计上显着的样本参数，如速度，加速度，面积，磁通量，收缩能量，和重连率。我们将讨论这些测量，它们是如何获得的，以及对重连模型的潜在影响。
2011-01-07 astro-ph.SR
Successive flux rope eruptions from $δ$-Sunspots region of NOAA 12673 and associated X-class eruptive flares on 2017 September 6
在本文中，我们对2017年9月6日发生在S形活动区NOAA 12673的两个X2.2和X9.3级X级太阳爆发耀斑进行了多波长分析，结合了太阳动力学观测站上的大气成像组件和日震磁成像仪仪器的观测。在报告的活动当天，活动区的光球结构显示出一个非常复杂的$δ$ -太阳黑子网络，导致在热极紫外通道中观察到的日冕S形。这两个X级耀斑都是在$\sim$ 3小时的间隔内从S形核心依次启动的，并作为一个单一的“S形-到-拱廊”事件进行。差分发射测量分析揭示了强烈的加热等离子体的核心活动区的权利，从预耀斑阶段，进一步加强和空间扩展，在每个事件。在耀斑爆发前阶段，通过对早期耀斑增亮和遥远的微弱带状结构位置的日冕磁场进行非无力场模拟，识别出一个预先存在的磁零点，为太阳爆发模型提供了支持。磁外推还揭示了磁绳结构之前，随后支持的观测热EUV通道的爆发的两个耀斑。第二次X级耀斑在两组耀斑带的演变中与标准耀斑情景偏离，这两组耀斑带在空间上分离良好，提供了两个日冕高度处的磁重联的确凿证据。
2018-10-31 astro-ph.SR
Solar Active Region Electric Currents Before and During Eruptive Flares
“爆发耀斑之前和期间的太阳活动区电流”一章利用太阳观测资料、依赖于这些观测资料的非线性无力场外推以及三维磁流体动力学（MHD）模型，讨论了太阳磁结构爆发前状态和爆发过程中的电流。讨论解决了中性与非中性电流在活动区的问题，并得出结论，MHD模型能够解释非中性电流在活动区的极性反转线沿强磁剪切的存在，从而证实了以前的观察已经包含这一结果。这些模型还捕捉到了太阳爆发期间活动区电流行为的本质，分别预测了耀斑带内部和膨胀通量绳内部的电流密度增加和减少。从矢量磁场观测中推断出的光球电流密度图显示出与MHD模型结果相似的旋转带状图案，这被解释为活动区磁系统之间的磁绳和准分界线层（QSL）的签名。在这些QSL的总电流的增强在喷发和喷发通量绳的脚点电流密度下降，已被证实的观测。
2019-03-10 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection of Flux Rope Structures as a Precursor to an Eruptive X-class Solar Flare
我们介绍了在2015年3月11日爆发的X级耀斑爆发之前磁绳结构的准周期滑动运动，由\emph{Interface Region Imaging Spectrograph}（\emph{IRIS}）和\emph{Solar Dynamics Observatory}（\emph{SDO}）获得。滑动运动发生在磁绳的北部，似乎是连续剥离磁绳。滑动速度为30 $-$ 40 km s $^{-1}$，平均周期为130 $\pm$ 30 s。Si { \sc iv} 1402.77 X线在滑动构造的西端表现出10 $-$ 30 km s $^{-1}$的红移和50 $-$ 120 km s $^{-1}$的线宽，表明了向下的重联流。滑动运动持续约40 min，在滑动后期，磁绳开始缓慢上升。然后，一个X2.1耀斑被启动，通量绳被脉冲加速。其中一个耀斑带扫过一个负极性的太阳黑子，在耀斑之后，太阳黑子的半影部分迅速衰减。我们研究了耀斑区的磁拓扑结构，结果表明存在扭曲的磁通绳，以及约束磁通绳的准分界线层（QSL）结构。我们的观测结果表明，在耀斑爆发前，准周期滑动磁重联发生在与磁通绳相关的QSL上，它驱动了后来的磁通绳爆发和耀斑爆发。
2016-08-06 astro-ph.SR
Dynamic Spectral Imaging of Decimetric Fiber Bursts in an Eruptive Solar Flare
纤维爆发是太阳耀斑期间经常叠加在IV型射电连续谱辐射上的一种精细结构。虽然研究了几十年，它的物理激发，发射机制，以及与耀斑能量释放的关联仍然不清楚，部分原因是缺乏同步成像观测。我们报告了2012年3月3日发生在长持续时间爆发耀斑上升阶段的分米波纤维爆发的第一次动态光谱成像观测，由Karl G. Jansky甚大阵列，1- 2 GHz。我们的结果表明，纤维源位于耀斑环的一个足点附近和上方。光纤光源和背景连续光源是共空间的，并且具有相同的形态。它们很可能与被捕获在脚点附近的会聚磁场中的非热电子有关，这一点得到了耀斑上升阶段持续存在的日冕硬X射线源的支持。本文利用动态成像光谱技术对三组光纤爆进行了详细的分析，得到了它们的平均频率依赖质心轨迹。通过使用气压密度模型和基于位场外推的磁场，我们进一步重建了纤维爆发的3-D源轨迹，与哨声波模型和两个基于MHD的模型的预期进行比较。我们的结论是，所观察到的纤维爆裂特性是一致的激励器移动的传播速度预期的哨声波，或模型，类似的激励器速度。
2017-09-24 astro-ph.SR
The Association of Solar Radio Bursts with Eruptive and Confined Flares
Space Warfare Directorate, Air Force Research Laboratory（太空作战司令部，空军研究实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
本研究通过对比2010-2016年喷发与受限耀斑的射电暴关联率，发现受限耀斑缺乏II型和IV型辐射，而喷发耀斑与多种射电暴高度关联，并基于重联拓扑解释了这一差异。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variation of Magnetic Flux Ropes Through Major Solar Flares
目前还不清楚太阳耀斑是如何被触发的，以及在什么条件下它们会随着日冕物质抛射而爆发。磁通量绳（Magnetic flux ropes，MFR）被认为是太阳爆发的中心磁结构，其理想不稳定性主要包括扭结不稳定性（kink instability，KI）和环面不稳定性（torus instability，TI），为触发机制提供了重要的候选者。本文利用观测到的光球磁图的磁场外推，系统地研究了29次爆发和16次局限事件中日冕磁场的变化，重点研究了MFRs。发现近90%的事件在耀斑爆发前具有MFR，70%的事件在耀斑爆发后仍具有MFR。我们计算了KI和TI的控制参数，包括MFR的最大扭曲数及其束缚场的衰减指数。使用KI和TI阈值经验地从单独的耀斑前的MFR，两个不同的制度显示在通过耀斑的MFR控制参数的变化。对于耀斑前两个参数都低于阈值的事件，我们发现无论是爆发事件还是封闭事件，在耀斑后参数都没有系统的变化。相反，对于耀斑前两个参数中任何一个超过阈值的事件（大多数是爆发性的），耀斑后参数系统地下降到阈值以下。这些结果提供了一个强有力的约束值的不稳定性阈值，也强调了探索其他喷发机制，除了理想的不稳定性的必要性。
2020-12-29 astro-ph.SR
Rapid buildup of a magnetic flux rope during a confined X2.2 class flare in NOAA AR 12673
磁通量绳（MFR）被认为是太阳爆发的核心结构，然而，其形成仍然存在激烈的争论。在这里，我们报告了2017年9月6日发生在NOAA AR 12673的X2.2级耀斑期间MFR系统的快速积累过程，三小时后，该结构爆发为主要的日冕物质抛射（CME），伴随着X9.3级耀斑。对于X2.2耀斑，我们没有发现EUV调光，分离的耀斑带，或明确的CME签名，这表明一个局限的耀斑。对于X9.3耀斑，大规模的变暗、耀斑带的分离和CME表明它是爆发性的。通过非线性无力场（NLFFF）的时间序列外推，我们发现：直到爆发耀斑，MFR系统位于AR。在受限耀斑期间，MFR系统的轴向通量和磁螺旋度下限分别显著增强了约86%和260%，尽管平均扭曲数几乎没有变化。在爆发耀斑期间，这三个参数都显著降低。结果表明，建立和释放的MFR系统在封闭和爆发耀斑，分别。前者可以通过扩口重连来实现。我们还计算了耀斑前主极性反转线（PIL）以上衰变指数的分布，没有发现显着差异。这表明磁共振系统的磁通量和螺旋度的增加可能在促进其最终喷发中起作用。
2018-10-10 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
Long-Duration Nonthermal Motions in the Supra-Arcade and Loop-Top Region During an Eruptive Solar Flare
该研究通过IRIS和SDO/AIA观测发现，X级耀斑缓变相期间弧顶上方和环顶区域存在持续的非热运动，可能源于磁重联产生的湍流，并有助于维持耀斑等离子体的高温。
2025-05-25 astro-ph.SR
Evolution of magnetic fields and energy release processes during homologous eruptive flares
我们探索了重复积累和爆炸释放磁能的过程，以及磁通量绳的形成，最终导致三个强度依次增加的同源喷发耀斑（即，M2.0、M2.6和X1.0）。2014年3月28日至29日期间，耀斑起源于NOAA活动区12017。极紫外线观测和磁图测量以及日冕磁场模拟表明，耀斑是由活动区一小部分内密集的环系统嵌入的通量绳爆发引发的。在X射线中，第一和第二个事件显示出类似的演变与单一的，紧凑的源，而第三个事件表现出多个发射质心与一组强的非热共轭源在50-100 keV的HXR峰值期间。光球磁场在约44小时的时间间隔，包括三个耀斑经历了重要的阶段的出现和取消过程，以及显着的变化附近的极性反转线的耀斑区域。我们的观察指向系绳切割机制作为喷发的合理触发过程。在第二次和第三次事件之间，我们观察到一个突出的阶段的磁通量的出现，在时间上与活动区日冕中的自由磁能的积累阶段。总之，我们的分析揭示了一个有效的耦合之间的快速发展的光球和日冕磁场的活动区域，导致了一个连续的阶段的自由能的积累，导致成同源耀斑的强度依次增加。
2022-12-08 astro-ph.SR
An MHD Model of the December 13 2006 Eruptive Flare
本文采用三维MHD模拟方法，定性模拟了2006年12月13日日本日出（Hinode）卫星观测到的新出现的δ黑子区NOAA 10930的爆发性耀斑的日冕磁场演化。模拟成立，我们驱动器的出现，东西向的磁通量绳在较低的边界到一个预先存在的日冕场建造的SOHO/MDI全磁盘磁图在2006年12月12日20：51：01 UT。由此产生的日冕磁绳嵌入在周围的日冕磁场中，首先进入准静态上升阶段，然后经历动态喷发，磁绳空腔的前缘加速到约830 km/s的稳定速度。喷发前的日冕磁场显示出与日出软X射线观测中所见的磁连通性以及反S形X射线S形的发展定性一致的形态。我们研究了爆发磁通绳的性质和后重联环的形态，并将它们与观测结果进行了比较。
2011-09-16 astro-ph.SR
Observations of the Formation, Development, and Structure of a Current Sheet in an Eruptive Solar Flare
我们介绍了一个结构的AIA观测，我们解释为与2014年2月25日发生在NOAA活动区11990的X4.9耀斑和日冕物质抛射相关的电流片。我们描述了当前片的属性，发现片仍然是几千公里厚的事件的持续时间的大部分顺序，其温度一般介于$8-10\,\mathrm{MK}$。我们还注意到其他现象的存在被认为是与电流片中的磁重联，包括超拱廊下降流和收缩环。我们估计，在事件期间的重新连接率为$M_{A} \approx 0.004-0.007$，该值与模型预测一致。最后，我们讨论了这一事件的影响重新连接为基础的喷发模型。
2016-10-21 astro-ph.SR
Magnetic helicity and energy budget around large confined and eruptive solar flares
我们调查了十个太阳AR的日冕磁能和螺旋度预算，在大耀斑的时间。特别是，我们感兴趣的是导出量与AR产生的特定类型耀斑的可能关系，即，无论它们是与日冕物质抛射有关还是被限制了。使用优化方法，我们采用时间序列的三维非线性无力磁场模型的10 AR，涵盖了几个小时左右的时间跨度发生的大太阳耀斑（GOES类M1.0及以上）。随后，我们使用有限体积法计算与模型3D冠状磁场相关的3D磁矢量势。这使我们能够相应地计算日冕磁能和螺旋度预算，以及相关的（密集的）量，如自由磁能的相对贡献，$E_{\mathrm{F}}/{E}$（能量比），非潜在（载流）螺旋度的分数，$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（螺旋度比），和归一化的载流螺旋度，$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$。产生耀斑的AR的总能量和螺旋度收支（广泛参数）涵盖了广泛的量级范围，与单个AR的爆发潜力没有明显的关系，即，无论日冕物质抛射是否与耀斑有关。然而，对于产生日冕物质抛射相关的大耀斑的AR，与产生局限耀斑的AR相比，密集喷发率代理$E_{\mathrm{F}}/{E}$、$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$和$|H_{\mathrm{J}}|/{ϕ^{\prime}}^{2}$似乎明显不同。对于我们样本中的大多数AR，我们能够识别出特征性的耀斑前强度，这与随后的CM…
2021-06-16 astro-ph.SR
Solar flare hard X-rays from the anchor points of an eruptive filament
上下文我们提出了一个GOES M1.8耀斑的分析，具有良好的观测范围在紫外线，EUV和X射线，包括从仪器IRIS，SDO与AIA，Hinode/EIS，Hinode/XRT，和太阳轨道器与光谱仪/望远镜成像X射线（STIX）的观测。硬X射线辐射经常在耀斑环的足点处观测到，偶尔也在日冕中观测到。在这个耀斑中，可以看到四个非热硬X射线源。瞄准我们的目标是了解为什么我们可以在这个耀斑中观察到四个独立的非热源，以及我们如何描述这四个源的物理特性。方法.我们使用多波长的方法来分析耀斑和表征的四个源。为此，我们结合了不同波长的成像和EUV和X射线范围内的光谱拟合。结果耀斑是喷发的，伴随着日冕物质抛射，它显示了经典的耀斑图片，在EUV和X射线中看到的加热耀斑环，以及环端的两个非热硬X射线足点。除了主要的耀斑源，我们观察到两个外部源的紫外线，EUV和非热X射线范围内位于远离主耀斑环的东部和西部。这两个外部源在时间上明显相关，它们只在脉冲阶段的前两分钟被看到，总共持续了大约四分钟。结论.在此基础上，我们确定了爆发暗条的锚点是外部源。硬X射线辐射被解释为耀斑加速的电子向上注入暗条，然后沿着暗条向色球层沉淀，产生韧致辐射。虽然像这样的来源已经被推测存在，但这是第一次发现它们。
2022-12-21 astro-ph.SR
Extremely Large Extreme-ultraviolet Late Phase Powered by Intense Early Heating in a Non-eruptive Solar Flare
我们分析并模拟了2011年9月9日发生的M1.2级非爆发性太阳耀斑。耀斑具有强的极紫外暖日冕发射（$\sim$ 3~MK）的晚相峰，峰值发射是主耀斑峰值的1.3倍以上。观测到多个耀斑带，其演化过程表现为两个阶段的能量释放过程。一个非线性无力场（NLFFF）外推揭示了存在一个磁零点，一个扇脊结构，和两个磁通绳嵌入在扇圆顶。耀斑中的磁重联是由其中一条磁通绳的不稳定和上升驱动的。在第一阶段，快速上升的磁通绳驱动在零点和周围的准分界线层（QSL）的重联，而在第二阶段，重联主要发生在最终停止的磁通绳拉伸的两个腿之间的场线。晚期相环主要由第一级QSL重联产生，而第二级重联则负责加热主耀斑环。第一阶段的重联被认为是更强大的，导致一个非常强大的EUV后期。我们发现，延迟出现的晚相峰主要是由于长的晚相环的冷却过程长。使用基于热演化的环路模型（EBTEL），我们模拟了后期环路的EUV辐射。模拟结果表明，后期回路的峰值加热速率为1.1 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，明显高于以往的数值。
2018-08-20 astro-ph.SR
