Oscillations and Waves in coronal loops
在过去的几年里，高分辨率空间成像望远镜和光谱仪的观测已经证实，在低β等离子体和精细结构的日冕中支持着各种各样的MHD波。MHD波是一种重要的诊断工具，用于确定日冕环的物理参数，被称为{ \em日冕地震学}。本文将回顾SOHO和TRACE观测到的传播波和驻波的最新结果，并根据与观测有关的最新数值模拟和理论，讨论波的阻尼和激发机制以及冠状地震学的一些应用。
2006-12-20 astro-ph
Temperature and Emission-Measure Profiles Along Long-Lived Solar Coronal Loops Observed with TRACE
我们报告的温度和排放测量分布沿四个稳定的环与过渡区和日冕探测器（TRACE）在太阳的边缘观察到的初步研究。温度诊断是极紫外171埃和195埃通带的滤光器比率。发射测量诊断是171埃通带中的计数率。我们基本上没有发现沿着环路的温度变化。我们比较观察到的环路结构与理论等温和非等温静态环路结构。
1999-03-31 astro-ph
Non-equilibrium of Ionization and the Detection of Hot Plasma in Nanoflare-heated Coronal Loops
预计脉冲纳米火焰将短暂地将限制在日冕环中的等离子体加热到10 MK量级的温度。在耀斑之外的安静和活跃区域，几乎检测不到这样热的等离子体。在稀薄回路中的快速和短的热脉冲期间，等离子体可以高度脱离电离平衡。本文研究了电离非平衡（NEI）对日冕环中热等离子体探测的影响。与时间相关的循环流体动力学模拟专门致力于这项任务，包括饱和热传导，并耦合到几个丰富的元素的电离率方程的详细解决方案。在我们的模拟中，最初冷却和稀薄的磁通量管被加热到10 MK的纳米片沉积在脚点或在循环顶点。我们测试不同的脉冲持续时间，并发现，由于NEI效应，环路等离子体可能永远不会被检测到的温度高于5 MK的热脉冲短于约1分钟。我们讨论了一些影响的框架中的多股纳米片加热的日冕循环。
2008-05-22 astro-ph
Modeling a coronal loop heated by MHD-turbulence nanoflares
我们模拟的等离子体的流体动力学演化局限在一个日冕环，30000公里长，受到加热的纳米耀斑由于间歇性磁耗散事件的MHD湍流产生的循环足点运动。我们使用的能量耗散的随时间变化的分布沿环从一个混合壳模型，发生在电晕约10 G的磁场;相关的加热每单位体积沿环中使用的Palermo-Harvard环路等离子体流体动力学模型。我们描述的结果集中在最强烈的热脉冲产生的影响，这导致1和1.5 MK之间的环路温度。
2005-06-28 astro-ph
Eclipse observations of high-frequency oscillations in active region coronal loops
磁流体动力学（MHD）波的阻尼是太阳活动区日冕加热的机制之一。继续以前的工作，我们提供的观测证据，在1999年8月日全食期间观察到的日冕环中的高频MHD波的存在。使用小波分析来识别显示强度振荡的20个4x 4 arcsec 2区域。所有检测都位于频率Hz（5-3秒），在99%以上的置信水平下持续至少3个周期，并恰好出现在已知的冠状环之外。这使我们认为，它们发生在低排放量的措施或不同的温度循环与活动区。
2003-05-13 astro-ph
Velocity Structure of Jets in Coronal Hole
首次导出了冕洞中喷流的速度结构。日出观测揭示了冕洞中存在许多亮点。它们呈环状，有时与日冕喷流有关。利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的光谱进行了分析，以推断北极地区冕洞中亮环和喷流的多普勒速度。在明亮环上方的细长喷流被发现最大蓝移了30 km/s，而明亮环的足点被红移。在日冕喷流中检测到的蓝移被解释为日冕洞中新兴通量与环境场之间的磁重联产生的上升流。
2007-11-19 astro-ph
Global coronal seismology
通过对大尺度日冕波型扰动的观测和分析，讨论了全球日冕地震学的理论进展。使用简单的数学技术，我们确定平均值的磁场与磁地图的安静的太阳。全球日冕波和日冕环之间的相互作用使我们能够在更广泛的背景下研究环振荡，即我们将全球和局部日冕振荡联系起来。
2007-04-11 astro-ph
Observation of coronal loop torsional oscillation
我们认为日冕环的全球性扭转振荡可以通过谱线宽度的周期性变化来观测。变化的幅度必须在速度波腹处最大，在扭转振荡的节点处最小。然后，在太阳活动区上方不同高度的时间序列上进行分光观测，可以确定全球扭振的周期和波长，从而确定日冕中的Alfv{é}n速度。通过对早期观测结果（Egan & Schneeberger \cite{egan}）的分析，我们建议冠状面Alfv{é}n速度值为$\sim 500 {\rm km}{\cdot}{\rm s}^{-1}$。
2003-01-16 astro-ph
Twisted coronal loops in uniform gravity
日冕环发射剖面通常沿其整个长度具有非常恒定的宽度，这与基于模型日冕磁场强度随高度降低的预期相矛盾。与此同时，保罗·贝兰（Paul Bellan）提出了一个理论模型，在这个模型中，一个最初空的、扭曲的、无力的环，在没有显著的引力效应的情况下，通过每个脚点的上升流被等离子体填充，形成一个狭窄的、恒定横截面的环形。在本文中，我们专注于平衡态，包括分层的均匀重力，同时保留磁场扭曲的影响。比较这些与相关的无力平衡，它被发现，低$β$等离子体在日冕条件下的注射是不太可能改变的形状的一个循环显着。这些线性平衡仅适用于环路的内部和边界，外部影响由边界总压力模拟。总压与周围环境的平衡和重力分层的影响是抑制环箍缩到恒定的横截面。只有当等离子体$β$足够高以使等离子体重新配置外场，并且流体静力学标度高度远大于环的尺寸时，最终状态才可能具有几乎恒定的截面。我们不希望这种情况发生在日冕中。
2008-03-17 astro-ph
TRACE-derived temperature and emission measure profiles along long-lived coronal loops: the role of filamentation
在最近的一封信（ApJ 517，L155）中，Lenz等人在两个不同的通带（171 A和195 A滤波器）中用TRACE观测到了沿稳定长日冕环的均匀温度。我们建议，这样的证据可以解释的亚弧秒结构的环路跨越磁场线。在这个角度来看，我们提出了一个模型的一束六薄平行的流体静力学长丝与温度分层规定的详细的能量平衡和温度在其顶点范围在0.8和5 MK之间。如果作为一个单一的回路来分析，束在其大部分长度上都是等温的。
1999-11-05 astro-ph
Resonant Scattering of Emission Lines in Coronal Loops: Effects on Image Morphology and Line Ratios
我们研究了辐射线的共振散射对日冕环结构图像形态和强度的影响。以前已经表明，光学细线发射中的视线效应可以产生在一个视角下看起来均匀明亮的环形图像，但在其他视角下显示“环形顶部源”。对于光学厚环多共振散射是重要的，我们使用三维蒙特卡罗辐射传输代码。我们的模拟表明，整个图像的强度变化比光学薄模拟更均匀，并且根据视角，由于散射出或进入视线，强度可能低于或高于从光学薄模拟预测的强度。
2000-04-10 astro-ph
Torsional oscillations of longitudinally inhomogeneous coronal loops
我们探讨了一个不均匀的质量密度场的扭转阿尔芬振荡的频率和波形的太阳日冕环的影响。在弱不均匀性和强不均匀性的限制下，解析推导出扭转振动的色散关系。这些分析结果得到了数值解的验证，这些数值解对大范围的非均匀强度都是有效的。结果表明，不均匀的质量密度场导致扭转振荡的波频率的减少，相比，估计从质量密度在环顶点。这种频率的降低是由于平均阿尔芬速度的降低，只要非均匀环在其足点处更密集。导出的色散关系和波形是重要的扭转振荡，导致周期性变化的谱线宽度的潜在观测。扭转振荡为日冕地震学的发展提供了另一个强有力的工具。
2007-04-03 astro-ph
Coronal Seismology and the Propagation of Acoustic Waves Along Coronal Loops
我们结合解析理论、数值模拟和数据分析来研究声波沿冠状环的传播。我们表明，波的强度扰动取决于许多因素，包括耗散的波能量，压力和温度梯度的回路大气中，波和流动之间的工作动作，和观测仪器的灵敏度特性。特别地，强度扰动的标度长度直接随耗散标度长度变化（即，阻尼长度）以及压力、温度和速度的标度长度。我们模拟了三种不同的平衡环模型中的波传播，发现耗散和压力和温度分层是最重要的影响，在低日冕中，波是最容易检测到的。速度效应很小，横截面积的变化对垂直于环轴的视线没有直接影响。在我们的模拟中的强度扰动尺度长度同意非常好的尺度长度，我们测量的样本中观察到的TRACE环。中位观测值为4.35x10^9 cm。在某些情况下，强度扰动随高度增加，这可能是环中温度反转的指示（即，温度随高度降低）。我们最重要的结论是，热传导，主要的阻尼机制，是准确地描述了经典的传输理论。没有必要援引反常过程来解释观测结果。
2004-12-03 astro-ph
Wide-Spectrum Slow Magnetoacoustic Waves in Coronal Loops
建立了一个将极紫外线亮度变化解释为慢磁声波的模型。回路被认为具有非零的平面倾角和圆形回路中心相对于基线的偏移。该模型还包括耗散和重力分层的影响。导出了一个线性演化方程，并将其应用于慢波动力学的研究。非零平面倾角和炮检距均减小了层结引起的振幅增长。结果表明，宽频谱慢磁声波，与目前可用的观测在频谱的低频部分，可以提供足够的热沉积速率加热的循环。在这种情况下，热量将沉积在环路的脚点附近，这与目前的观测数据一致。
2001-07-31 astro-ph
Numerical simulations of coronal magnetic field loop evolution
本文给出了磁化星与非理想导电吸积盘相互作用的数值模拟结果。为了分析“星-盘”相互作用，我们采用Godunov型高分辨率数值方法对MHD方程进行了数值研究。结果发现，“星盘”的相互作用发生准周期重联的磁场日冕环和等离子体团喷射。在理想盘导电性的情况下，日冕磁场的演化导致盘的角动量周期性外流。在不完全导电的盘的情况下，形成磁场的配置，使得由磁场携带的盘角动量与由物质携带的角动量平衡。
2006-03-31 astro-ph
All Coronal Loops are the Same: Evidence to the Contrary
1998年4月20日，\it太阳和日光层观测站日冕诊断光谱仪（CDS）的谱线数据显示，在太阳边缘存在一个日冕环。我们对这些数据的原始分析表明，等离子体是多热的，无论是沿着环路的长度还是沿着视线。然而，其他作者最近的结果表明，背景减除可能会改变这些结论，所以我们考虑背景减除对我们的分析的影响。我们显示了三个代表性像素的发射测量（EM）轨迹图：环顶点，大腿和小腿。原始和背景扣除强度的比较表明，EM位点更紧密地聚集在背景扣除后，但等离子体仍然不能很好地代表一个等温模型。我们的结果与其他作者的结果一起表明，各种温度结构可能存在于环路内。
2005-05-30 astro-ph
Observational Tests of Damping by Resonant Absorption in Coronal Loop Oscillations
在扭结模式的冠状（横向）回路振荡的拟议阻尼机制之一是共振吸收作为结果的阿尔文速度变化在冠状回路的外边界。周期和阻尼时间的解析表达式存在薄的非均匀边界的环路模型。在这里，我们测量的非均匀层的厚度在振荡回路的11个事件，通过前向拟合的横截面密度分布和视线积分的横截面通量与TRACE 171 A观察。通过这种方式，我们模拟了振荡环中日冕等离子体的内部和外部电子密度。这使我们能够测试理论上预测的阻尼率薄边界的密度比的函数。我们发现，由阻尼时间预测的密度比高于从背景通量估计的密度比。从背景通量模拟的较低密度可能是被忽略的较热等离子体的结果，该较热等离子体未被TRACE 171 A过滤器检测到。考虑到这些修正，共振吸收预测的阻尼时间的扭结模式振荡，是可与所观察到的，并提供了一个新的诊断的密度对比度的振荡回路。
2003-09-17 astro-ph
First Stereoscopic Coronal Loop Reconstructions from Stereo Secchi Images
我们提出了第一次重建的三维形状的磁回路在一个活跃的区域从两个不同的有利位置的基础上同时记录的图像。这些图像是由最近发射的STEREO航天器上的SECCHI仪器的两个EUVI望远镜拍摄的，当时两个空间探测器的日心分离度为12度。我们证明，这些数据允许获得一个可靠的三维重建足够明亮的循环。结果进行了比较，来自日冕磁场模型外推的光球磁图几乎同时记录SOHO/MDI的磁力线。我们的属性之间的差异重建的环路和外推的场线的线性无力场模型用于外推的不足。
2008-02-06 astro-ph
The Magnetic Structure of Coronal Loops Observed by TRACE
以往的研究发现日冕环具有近似均匀的厚度，这似乎与活动区磁场的特征膨胀不一致。这是太阳物理学中最有趣的谜团之一。在这里，我们报告的第一个全面的一对一的比较所观察到的回路与相应的磁通量管从同时磁场外推模型。我们使用来自TRACE的EUV图像，SOHO上MDI仪器的磁图和线性无力场外推。对于每一个环，我们找到最匹配所观察到的环轴的无力参数（α）的特定值，然后在一个足点（具有不同方向的圆和椭圆）使用不同的假设截面来构建通量管。我们发现通量管随高度的扩展通常是相应回路的两倍。我们还发现，许多通量管在一个足点比另一个足点宽得多，而相应的回路则对称得多。很明显，实际的日冕磁场比我们所考虑的模型要复杂得多。我们认为，所观察到的对称性的环路有关的纠缠的基本磁通量股所产生的光球对流。
2005-11-03 astro-ph
A new Method to Constrain the Iron Abundance from Cooling Delays in Coronal Loops
TRACE的最新观测表明，在不同EUV温度滤波器中出现冷却回路之间的时间延迟与回路长度dt_12 ~ L成比例。我们模拟这种冷却延迟的辐射损失，并从理论上证实了这种线性关系。我们导出了一个表达式，它可以用来限制日冕铁增强α_Fe=A_Fe^cor/A_Fe^Ph相对于光球值作为冷却延迟dt_12，通量F_2，环宽度w和填充因子q_w < 1的函数。在T~1.0- 1.4MK温度范围内，我们发现10个小尺度的nanoflare环的铁丰度增加的上限为α Fe < 4.8+/-1.7，5个大尺度环的α Fe < 1.4+/-0.4。这一结果支持了先前的发现，即低FIP元素，包括铁，在电晕增强。同样的关系也构成了填充因子的下限，对于两组冕环，q_w > 0.2+/-0.1和q_w > 0.8+/-0.2。
2003-09-17 astro-ph
Profiles of heating in turbulent coronal magnetic loops
内容：日冕加热在磁环中的位置一直是一个长期争论的主题：它是否主要发生在环脚点，在顶部，它是随机的，还是平均轮廓均匀？目的：我们试图解决这个问题，在模型回路与MHD湍流和密度和/或磁场沿回路的轮廓。研究方法：我们使用Buchlin和Velli（2006）中描述的ShellAtm MHD湍流加热模型，并通过HydRad模型（Bradshaw和Mason 2003）获得静态质量密度分层。这假定在动态加热之后没有任何流动或热传导。结果如下：加热的平均轮廓是准均匀的，除非存在通量管的膨胀（不均匀的轴向磁场）或考虑动力学和磁扩散系数随温度的变化：在第一种情况下，加热在足点处增强，而在第二种情况下，加热在主导扩散系数增强的地方增强。结论：这些模拟揭示了在非均匀湍流日冕环中所涉及的物理效应之间的复杂相互作用对加热剖面的影响。
2007-02-28 astro-ph
Coronal loop hydrodynamics. The solar flare observedon November 12 1980 revisited: the UV line emission
1980年11月12日，SMM上的大多数仪器都观测到了一次研究得很好的太阳耀斑，它的X射线发射来自一个简单的环结构。这个耀斑的X射线发射，与XRP观察到的一样，以前成功地建模。在这里，我们包括一个详细的过渡区的建模，我们比较的水动力学结果与UVSP观测在两个EUV线，测量的面积小于XRP光栅，只覆盖部分的耀斑循环（顶部和脚点）。单圈流体动力学模型很好地拟合了日冕线的演化（用XRP观测到的日冕线和用UVSP观测到的\FeXXI 1354.1日冕线），但未能模拟\OV 1371.3日冕线的通量水平和演化。
2001-10-23 astro-ph
The temporal evolution of coronal loops observed by GOES-SXI
我们使用GOES-12上的太阳X射线成像仪（SXI）的数据研究日冕环的时间演化。该仪器使我们能够详细跟踪日冕环的整个寿命。观察到的光变曲线表明三个不同的进化阶段：上升，主要和衰退。这些阶段的持续时间和特征时间尺度比冷却时间长得多，表明回路平均加热速率缓慢增加，达到维持水平，然后缓慢降低。这表明，一个单一的加热机制的整个生命周期的环路。对于整体回路，回路平均加热速率是加热机制的固有能量释放速率。对于作为脉冲加热股束的环，它是单个加热事件或纳米片发生频率的指示。我们表明，环平均加热速率的时间尺度是成比例的时间尺度所观察到的强度变化。环路中的辐射冷却时间与传导冷却时间之比略小于1，使其介于先前针对较热环路和较冷环路测量的值之间。我们的研究结果进一步支持了一种趋势的存在，即所有的循环都是由相同的机制加热的，或者不同的机制具有基本的相似性（例如，都是脉冲的或都是稳定的，具有相似的加热速率）。
2006-11-10 astro-ph
MHD Sausage Mode Oscillations in Coronal Loops
Nakariakov等人最近的一项研究指出，MHD香肠模式振荡的色散关系被错误地应用于日冕环，忽略了相速度的高度色散性质和波数的长波截止。根据这些新的认识，我们重新审视了以前用日冕环中MHD香肠模振荡解释的观测结果，并得出以下结论：（1）快速香肠MHD模振荡需要波数截止所施加的高电子密度，因此它只能发生在耀斑环中;（2）在先前报告的无线电观测中，（$ν\approx 100$ MHz至1 GHz），周期为$P\approx 0.5-5$ s，快速香肠MHD模式振荡可能被限制在一个小段内在一个实施例中，在环路的顶点附近的全局振荡（对应于高次谐波节点），而不是涉及整个环路长度上的全局振荡。本文介绍了Asai等人和Melnikov等人最近对快周期（$P\approx 6-17$ s）的微波和软X射线观测结果，然而，是一致的快速香肠MHD振荡的基波。
2003-09-17 astro-ph
Oscillations of longitudinally density stratified coronal loops
我们研究了日冕环的圆柱模型的固定扭结模。密度沿环轴分层，在圆柱表面不连续变化。研究了非层结环的周期和振型分布及其与非层结环的偏差。目的是提取有关日冕中普遍存在的密度标度高度的信息。问题归结为求解$δB_z(r,z)$（磁场的欧拉扰动的纵向分量）的单个二阶偏微分方程。该方程又被分成两个二阶常微分方程，分别为$r$和$z$，然而，它们通过频率和纵波数之间的色散关系连接。在细管近似下，本征解是用微扰方法得到的，微扰参数是密度分层参数。否则，该问题将通过数值求解。
2007-05-16 astro-ph
