在太阳喷发的脉冲相位观察通量绳形成摘要： 磁通量绳索被认为是日冕物质抛射(cme)的一个重要结构的部分。虽然存在通量绳爆发后许多观察证据表明, 正如在遥感日冕仪图像或原位太阳风数据,在日冕物质抛射直接观察通量绳的脉冲相位已经罕见。在这封信中，我们提出了一个明确的观察仍处于形成阶段的磁通量绳低日冕。日冕物质抛射发生于2010年11月3日以上东翼部分足点受阻。明亮的斑点热等离子体磁绳被视为大气成像组件（AIA）131通带（峰值温度11 MK）上涨的核心源活跃的地区，迅速向外移动和伸展的周围的背景磁场向上。曲线似乎拉伸磁场背后的核心，类似经典的磁重联情况下爆发耀斑。另一方面，在磁通量绳出现AIA211通频带宽（2.0 MK）和171通频带宽（0.6 MK）为暗腔，在这些相对凉爽的温度区域，亮边清楚地附上暗腔。亮边可能代表了周围的日冕等离子体压缩磁通量绳扩大堆积。看出，在AIA多个温度带的复合物结构非常相似，在相应的日冕图像，它由明亮的领先优势和暗腔，普遍认为是一个磁通量绳。介绍 日冕物质抛射（CME）是一个大型的太阳活动性，释放出大量的等离子体和磁场行星际空间，并可能导致严重的干扰空间环境（高斯林1993; Webb等人，1994）。在古典爆发耀斑模型（卡迈克尔1964年，1966年斯特罗克;平山1974;柯普Pneuman 1976）预测，磁重联被认为是基本的能量释放机理。在这种模型中，原本固定的磁场线向上伸展一个喷发的结构，下面的磁力线被推向中心形成电流片（CS）。在电流片中重新连接被诱导，创建新的闭合磁力线（看出，在一个二维投影）在电流片的两个尖端。人们相信磁重联产生高能粒子。这些粒子流沿着新的磁场线重新连接，并产生以及观测到的耀斑，耀斑循环，以及增强的软X射线和硬X射线辐射。上述重联区，极向磁通中被注入成喷发结构，形成和/或加强的磁通量绳。增强极向通量在磁通量绳中，将增加向的上洛伦兹力，从而进一步加快磁通量绳向外形成日冕物质抛射（1996年陈）。从观察，张某等人。 （2001年，2004）发现，耀斑激波的日冕物质抛射通常经历三个不同阶段的演变：缓慢上升的起始阶段，冲动的加速阶段，近常量传播阶段。日冕物质抛射恰逢脉冲加速阶段在时间非常好，耀斑的上升阶段。此时间的巧合强烈暗示着同样的太阳能喷发可能产生耀斑和日冕物质抛射现象，耦合在一起，通过磁重联。 通量绳，一组缠绕周围的磁力线轴，在经典爆发耀斑模型的一个关键特征和许多日冕物质抛射观测。螺旋磁场结构，所谓磁云，经常被发现在原位太阳风观测。日冕物质抛射的内部螺旋结构可以直接观测到日冕。此外，日冕图像显示，日冕物质抛射通常由一个三部分组成的结构：明亮的前面或前缘（LE），封闭暗腔，内部明亮核心。通量绳的存在可以解释暗腔结构的日冕物质抛射。通量绳可能之前S结构在日冕喷发之前。最近的观测表明，S形结构，它最初由两个相反的J形循环，有可能转化为磁通绳。或OKKliem研究不稳定的通量绳和提出的卷缩和/或环面不稳定可以触发日冕物质抛射。Olmedo & Zhang取得了较为详细的研究，并提出了部分环面的不稳定通量绳。通过非线性无力场模型，一些作者从观测到的光球磁场能够重建在日冕磁绳配置。相当大的努力也取得了磁流体力学（MHD）数值模拟研究磁绳的形成和动态特性。 虽然它已被广泛接受，要么是形成磁绳日冕物质抛射喷发期间或存在喷发前，磁绳结构中直接观察喷发过程中已经不多见了。在这封信中，我们观察报告太阳动态观测台（SDO），太阳日冕物质抛射事件地关系天文台（STEREO），太阳能和日球层天文台（SOHO），这清楚地表明磁通绳在冲动的加速阶段的绳状构造体日冕物质抛射。还发现所观察到的结构是一致的与古典爆发耀斑模型如前所述。在第2节，我们提出的意见和结果，其次在第三部分的总结和讨论。观察和结果2.1仪器大气成像组件（AIA）的太阳动态观测台板（第一个天文台，美国宇航局的生活与星程序）多层太阳大气层，包括图像设计光球，色球，过渡区和日冕10前所未有的节奏，高空间分辨率及大视场狭窄的紫外线和EUV通带视图。大气成像组件是高节奏的容量和多个温度提供了机会观察在低日冕磁绳形成冲动日冕物质抛射的加速阶段。此外，太阳地球连接日冕和太阳风层探测器调查（SECCHI）电路板立体提供了直接观测日冕物质抛射日冕。大角度分光日冕太阳能板和日光层观测站提供的日冕物质抛射图像从一个附加的观点。2.2形成通量绳2010年11月3，一个C4.9类的软X射线耀斑发生在东翼的太阳，开始12:07 UT12:21 UT见顶。日地关系天文台-B日冕图像，这表明耀斑在磁盘上，我们发现，耀斑位于S20E96从地球的角度，因而，耀斑的软X射线喷射的小部分被遮挡。通过检查大角度光谱的日冕/ C2图像，可以确认，耀斑是与日冕物质抛射有关。在大气成像组件131图像，一团等离子体第一次出现在太阳边缘12:13 UT（图1（A） - （C）。只有圆形斑点为94埃和131埃的图像增强发射可见但不是在任何其他大气成像组件的通带，这表明该等离子体的blob是非常炎热，气温高达7-11 MK。在12:14 UT开始，一团高温等离子体向上推覆磁场，形成一个尖锐的边缘。上覆的磁力线似乎已被拉伸连续。紧随低于BLOB，出现了Y型磁性配置中，一个明亮的细线延伸向下移动。这种结构在很大程度上是符合爆发耀斑经典的模型，其中跌破上升磁通电流片形成绳子，诱发磁场重联电流片转换进入新的极向通量拉伸周围的磁场磁绳。所观察到的等离子体团可能是磁通绳中所提出的经典理论（更多的证据将后面给出）。观测表明，磁绳正在进行的形成和成长阶段（Figures1（B） - （F）。如果是这样的话，它可能在第一时间内，即形成磁通量绳直接观察到的低日冕。从磁通量绳可以看出，不仅是因为精湛的大气成像组件成像的能力，也有利磁通量绳的方向，它是磁绳可能为导向的边缘上，即，轴磁绳谎称或多或少沿着视线的。然而，太阳能地关系天文台-B EUVI195 A图像没有透露明确喷发结构的方向，因为喷发后的循环地方没有露面耀斑事件中，有一个持续时间短的软X射线。新添加的极向通量将增加向外洛伦兹力磁通量绳，从而导致更快的加速度的结构。响应此流出磁通量，反平行的环境磁场的流入速度向散热片有望得到加强，从而导致更快的磁重联率，进一步增加极向磁通喷射率。因此，这是一个积极的磁重联和磁通量绳之间的反馈过程形成/逃逸。观察与这种过程是一致的。由于磁绳不断上升，覆盖领域似乎被拉长所示，在图2（a） - （三）。进一步，可以看出，磁力线的拉伸弯向散热区域在12点十五分45秒UT（图2（a）弯曲磁力线可到达重联区然后参加重新连接（12点16分33秒UT，图2（c）。另一方面，我们注意到，在弯曲过程只持续了12分钟。其他的磁力线的弯曲，可能会隐藏自己到更高的温度（11 MK）。这也是值得指出，这个高温等离子体存在于该地区的流入是很难被解释为古典喷发模式。有可能被加热前在该地区发生的重联。另外从电流片两侧流入,我们也观察收缩的磁场线下面的电流片,表明磁场重联的持续的过程。在较低的电流片Y型点，重新连接的电场线最初为尖角形。然而，由于磁张力，然后萎缩，成为环状。在电流片的形成，可能早于12:14:45，重联电流片形成电流片耀斑后环下。由于重联正在进行中，Y型和扭转Y型配置出现，他们是连接的特点是短和薄。（例如，图1（f）为了说明的收缩，我们绘制在131成像反转Y型结构，图2（D） - （F）。磁力线的尖端形状出现在反转Y型结构（图2（D）; 他们可能会重新连接的两个反平行的支架的形成拉伸的磁力线。随后，与尖点的场线形状迅速萎缩（图2（E），然后改为半圆形耀斑后环（图2（f）。的详细的收缩过程中可以更好地看出，在相关的动画与图1（可在网上杂志）。为了比较不同的大气成像组件中产生的排放通频带中，我们画出的强度的时间分布集成在喷发区域（图1所示的区域）为131埃，94埃，211埃和171埃的，分别在图3中，随着GOES软X射线1-8配置文件。结果发现，131排放的档案是类似于软X射线，但有一系统性的12分钟的延迟。喷射为94埃的档案中也有类似的为131埃，但有一个延迟7分钟。该延迟可能导致降温从高到低温度的等离子体和周围地区的重新连接（2001年阿斯奇万丹亚历山大;Warren等al.2003）。另一方面,整体强度211年和171年的一开始减少在12:10 UT,可能 重新连接加热所造成的移动出等离子体的温度范围内对这些通带敏感。2.3多组分和多温区结构 在本节中，我们讨论了多组分和多温性的日冕物质抛射形成的日冕物质抛射结构或脉冲相。除了磁绳，形成的日冕物质抛射前缘也被观察到。看来顶部的加速磁通量绳是压缩周围等离子体和生产压缩前与增强等离子体密度。它出现的顶部加速磁通量绳压缩周围等离子体和生产具有增强的压缩前等离子体密度。连续叠加形成前缘压缩前的磁绳扩大和上升，但领先优势并不代表真正上升相同的拉伸电场线。因此，前缘速度的日冕物质抛射是明显的速度运行压缩波领先的日冕物质抛射的磁通量绳，而磁通量绳充当驱动器的压缩波。通过跟踪的领先优势，等离子体团顶部和等离子体团中心，我们绘制他们的高度 - 时间曲线图3（b），从中可以发现，对平均流速等离子体团的顶部，等粒子体团中心的领先优势，在视场的大气成像组件是1200、630公里-1和500 KM S-1元。两前缘腔后出现在视场大角度分光日冕/ C2（图2（G）。从观测的另一个重要发现是，日冕物质抛射具有良好的组织的多个结构元件的温度。外观喷发在12:15 UT在六个不同的通带（131 nm，94 A，211 A，193埃，171，和304），如图4所示。请注意，图像减去相应的基本图像的差分图像在12:00 UT。显而易见的是，日冕物质抛射的中心部分是高温度高7-11 MK，图4（A）及（b）;亦见2011年里夫斯戈卢布）。前沿的温度可从0.05至2.5MK分发自前沿可见于211 A，193埃171埃304 A（Figures4（C） - （F）。从复合的图形三个通频带（171 nm，211 nm，131的图像，请参阅相关的动画），可以清楚地识别出日冕物质抛射具有多温度结构（热芯和一个冷却前缘）。 多温结构也揭示日冕物质抛射脉冲调光区域中的起源。这是通常认为，调光所造成的质量损失在低日冕（例如，汤普森等，1998）。然而，在观察产生的调光多点温度的观测表明高温日冕物质抛射的中心部分也发挥了作用。高温等离子体诱导发射在更高温度，在较低温度下通频带较少见或者不可见在图4中所示的形状调光区域（211，171）几乎一致日冕物质抛射球心（131）的形状。这表明，调光可能是因为没有低温发射, 它保存至少在早期形成阶段日冕物质抛射。需要注意的是193埃的通频带还包括部分发射的热等离子体，使在193埃的调光目前从日冕物质抛射的中心部分是由几个热排放掺入（也请参见195埃的差分图像，在图2（i）。总结：如图5所示我们总结我们的观察形成的通量绳和不同温度带结构的CME在一个图解模型。黑色线表示磁场配置。如箭头所指磁重联与不同的特性相关包括通量绳、前言、弯曲、和收缩。不同温度带的日冕物质抛射的组件结构中所示不同的背景颜色; 文本显示有效的观察不同特性的通频带。 最有可能的是,通量绳结构的形成在脉冲加速阶段的日冕物质抛射。形成过程是高度符合古典喷发耀斑模型(Carmichael 1964 ; Sturrock 1966 ; Hirayama 1974 ; Kopp& Pneuman1976 )。喷射出去的一团高温等离子体, 这是磁通量绳结构,向上移动和把覆盖抑制磁场线。向下拉伸线推向线形电流片，并重新连接在电流片上。对于这个特定情况下，它在很