We provide a guideline to interpret the UVCS emission lines (in particular O VI and Si XII) during shock wave propagation in the outer solar corona. We use a numerical MHD model performing a set of simulations of shock waves generated in the corona and from the result we compute the plasma emission for the O VI and Si XII including the effects of NEI. We analyze the radiative and spectral properties of our model with the support of a detailed radiation model including Doppler dimming and an analytical model for shocks, and, finally, we synthesize the expected O VI 1032A line profile. We explain several spectral features of the observations like the absence of discontinuities in the O VI emission during the shock passage, the brightening of Si XII emission and the width of the lines. We use our model also to give very simple and general predictions for the strength of the line wings due to the ions shock heating and on the line shape for Limb CMEs or Halo CMEs. The emission coming from post-shock region in the solar corona roughly agrees with the emission from a simple planar and adiabatic shock, but the effect of thermal conduction and the magnetic field may be important depending on the event parameters. Doppler dimming significantly influences the O VI emission while Si XII line brightens mainly because of the shock compression. Significant shock heating is responsible for the wide and faint component of the O VI line usually observed which may be taken as a shock signature in the solar corona.
Improved Constraints on the Preferential Heating and Acceleration of Oxygen Ions in the Extended Solar Corona
我们提出了一个详细的分析，在扩展的太阳日冕中的氧离子速度分布，与SOHO航天器上的紫外线日冕光谱仪（UNOPS）的观测的基础上。极冕洞在太阳活动极小期时会呈现出宽线宽和不寻常的O VI 1032、1037双谱线强度比。对这些特征的传统解释是氧离子具有很强的温度各向异性，垂直于磁场的温度远大于平行于磁场的温度。然而，最近的工作由Raouvillas和Solanki建议，这可能是可能的模型的观测使用各向同性的速度分布。在本文中，我们分析了一个扩展的数据集，表明各向异性分布的原始解释是唯一一个完全符合观察。有必要搜索离子等离子体参数的全范围，以确定与Udash数据一致的概率最高的值。导出的离子流出速度和垂直的动力学温度与早期的结果是一致的，并继续有强有力的证据优先离子加热和加速相对于氢。在2.1太阳半径以上的日心高度，每一个Udash数据点是更符合各向异性分布比各向同性分布。在3个太阳半径以上的高度，各向同性的确切概率取决于电子密度选择模拟的视线分布的O VI发射率。（摘要摘录）
Sources of SEP Acceleration during a Flare-CME Event
2002年11月9日发生了一次高速晕型日冕物质抛射（CME），与NOAA AR 0180中S12 W29的GOES M4.6软X射线耀斑以及EIT波和变暗有关。在同一时期还观测到一个复杂的无线电事件。它包括米制波长范围内的窄带波动和频率漂移特征、米制-百米波长的III型爆发群和行星际II型射电爆发，后者在14兆赫以下的动态射电频谱中可见。为了研究记录的太阳高能粒子（SEP）种群与传播的CME和耀斑的关联，我们使用无线电光谱和成像观测结合白光，EUV，硬X射线和磁图数据进行多波长分析。粒子分布的速度弥散分析（SOHO和风现场观测）提供了电子和质子释放时间的估计。我们的分析表明，与电子相比，质子加速延迟。行星际II型爆发的动力学将爆发源确定为快速日冕物质抛射产生的弓形激波。III型爆发组，开始时间接近估计的电子释放时间，跟踪电子束沿开放场线进入行星际空间。III型爆发似乎遇到一个陡峭的密度梯度，因为它们超越II型冲击波阵面，导致III型爆发发射的频率漂移率的突然变化。我们的研究提供了证据支持的情况下，电子加速低日冕背后的日冕日冕物质抛射冲击波前，而质子加速后，可能在日冕的日冕物质抛射弓激波高。
Solar off-limb line widths: Alfven waves, ion-cyclotron waves, and preferential heating
阿尔芬波和离子回旋吸收高频波经常被纳入模型致力于日冕加热和快速太阳风加速。已经在太阳风（HELIOS航天器）和最近在上部日冕（UNOPS/SOHO遥感结果）中现场观测到了离子回旋共振的特征。我们提出了一种方法来约束阿尔芬波的振幅和离子回旋共振引起的优先加热，上面的一个部分开发的极冕洞观察与SUMER/SOHO光谱仪。首先从光谱中减去仪器杂散光的贡献。假设非热速度与阿尔芬波振幅有关，通过密度诊断和Mg X 625 A谱线宽度梯度来约束非热速度。几个日冕离子的温度，作为肢体以上的距离的函数，然后确定通过减去非热分量所观察到的线宽。杂散光的影响解释了几条谱线的宽度随高度明显减小的现象，这种减小通常从临边上方约0.1-0.2 Rs处开始。这一结果排除了任何直接的证据阻尼的阿尔芬波，往往建议由其他作者。我们还发现，具有最小荷质比的离子是在固定高度处最热的离子，并且与其他离子相比，它们在肢体上方57”和102”之间受到更强的加热。这构成了离子回旋优先加热的重要线索。
The Impact of Sunspots on the Interpretation of Coronal Observations of the O VI Doublet
由于O VI 1031.9和1037.6A线的发射强度很高，即使是太阳盘面上的小黑子也会强烈影响日冕中O VI线的辐射散射分量的强度。对O VI盘光谱的观测表明，在太阳黑子中1032/1038线强度比大于2.6，而安静盘的值为2。与1038线相比，1032线的增强可能是由于来自太阳黑子的分子氢发射与色球O 5+之间的相互作用。模拟表明，太阳黑子的贡献增加了日冕O VI 1032/1038强度比的值大大高于那些实现了一个安静的磁盘或冕洞光谱。因此，必须重新检查从UNODC/SOHO拖缆观测得出的流速。该模型表明，太阳黑子的列入，当存在时，可能会导致非零的外流速度在较低的高度在流光核心的一些现有的模型结果相反。
