A Study of the Coronal Plasma in RS CVn binary systems: HR 1099 and co
XMM-牛顿一直在其校准和保证时间计划中对X射线发光RS CVn双星系统进行全面研究。我们目前正在进行的调查的背景下，从RS CVns的日冕发射的系统研究的结果。在这里，我们集中在日冕丰度和调查的丰度模式在RS CVn二进制作为活动和平均温度的函数。我们发现从一个反第一电离势（FIP）的影响过渡到没有一个明确的趋势（无FIP）在中间活动的RS CVn系统。该方案非常适合从IFIP到太阳类似物中发现的FIP效应的长期演变。我们进一步研究在大耀斑期间元素丰度的变化。
2001-09-17 astro-ph
A Study of the Coronal Plasma in RS CVn binary systems
XMM-牛顿一直在其校准和保证时间计划中对X射线明亮RS CVn双星进行全面研究。我们目前正在进行的调查的背景下，从RS CVns的日冕发射的系统研究的结果。我们集中在本文中的日冕丰度和调查的丰度模式，在RS CVn二进制作为活动和平均温度的函数。过渡从一个反第一电离势（FIP）的影响对一个明确的趋势的情况下，发现在中间活跃的RS CVn系统。该方案对应于从IFIP到太阳类似物中发现的FIP效应的长期演变。我们进一步研究在大耀斑期间元素丰度的变化。
2001-09-17 astro-ph
Statistical Uncertainties in Temperature Diagnostics for Hot Coronal Plasma Using the ASCA SIS
统计不确定性确定热（0.5千电子伏至10千电子伏）日冕等离子体的温度进行了研究。通过分析合成的ASCA固态成像光谱仪（SIS）CCD光谱，建立了各种光谱温度诊断的统计精度。诊断考虑的是类氢氦线复合物的$Z\ge14$元素，线的连续部分，和整个光谱的比率。虽然适合整个光谱产生最高的统计精度，有人认为，适合线自由连续不太容易受到原子数据的不确定性，但导致统计不确定性的适度增加超过全光谱拟合。从线比推导出的温度可以具有类似的精度，但仅在很窄的温度范围内。方便的各种温度诊断的统计精度的估计，可用于规划ASCA SIS观测。
1994-08-31 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
Coronal transverse magnetohydrodynamic waves in a solar prominence
太阳日冕是由周围的10开$^6$日冕等离子体支持的10开$^4$等离子体云，其机制尚未确定。从\emph{Hinode}的观测显示，在天空平面上有细微的线状结构以几分钟的周期振荡。我们认为这些横向磁流体动力学波可能代表在日冕磁场线上传播的阿尔文波，这些波可能在加热日冕中起作用。
2008-01-13 astro-ph
Ray tracing of ion-cyclotron waves in a coronal funnel
对日冕洞的远距离观测强烈暗示了离子回旋波与离子的动力学相互作用是等离子体加热和加速快速太阳风的主要机制。为了研究这些波，线性摄动分析中使用的无碰撞多流体模型的工作框架。我们考虑一个非均匀的背景等离子体描述的漏斗区域，并使用射线跟踪方程计算的射线路径的波，以及它们的属性的空间变化。
2007-06-07 astro-ph
Three years in the coronal life of AB Dor. I. Plasma emission measure distributions and abundances at different activity levels
在过去的三年里，XMM-牛顿和钱德拉天文台对年轻的活跃恒星AB Dor（K1 IV-V）进行了16次观测，总共获得了650 ks的高分辨率X射线光谱。选择具有最高和最低平均发射水平的XMM/RGS观测数据，研究了AB Dor在两种不同活动水平下的日冕性质。我们比较的XMM数据的基础上，从更高的分辨率钱德拉/HETG光谱，使用相同的线为基础的分析技术的结果。我们重建了log T（K）~ 6.1-7.6范围内的等离子体发射测量分布（EMD），并测定了AB Dor的日冕丰度，得到了两台仪器一致的结果，EMD的总体形状也与以前由EUVE数据推断的结果一致。EMD在log T（K）~ 6.9处急剧增加至峰值，并且在log T（K）~ 6.9-7.3范围内有大量血浆。日冕丰度显示出一个明显的趋势，即随着第一电离势（FIP）的增加，元素的光球值逐渐减少，直到Fe值（[Fe/H]=-0.57），然后随着FIP较高的元素的光球值逐渐恢复。类氦三重态和Fe XXI与Fe XXII的线比表明，在log T（K）~ 6.3时，电子密度log ne~10.8 cm^-3，在log T（K）~ 7时，电子密度log ne ~ 12.5，这意味着等离子体压力随温度急剧增加。这些结果可以在日冕的框架下得到解释，日冕由不同的磁环结构族组成，短于恒星半径，处于等压条件下，压力随着最高等离子体温度的增加而增加，并且占据…
2003-07-04 astro-ph
Resonant absorption in complicated plasma configurations: applications to multi-stranded coronal loop oscillations
本文研究了一个多股直线日冕环模型中横向振荡的激发和阻尼。我们的平衡位形的横向几何形状是相当不规则的，比通常的圆柱环模型更真实。通过数值求解二维的含时理想磁流体动力学方程，我们展示了如何将由外部扰动激发的整个束的全局运动转换为由于共振吸收过程而引起的局部Alfvénic运动。这个过程产生横向振荡的衰减。在结构中的任何位置处，发现两个主频率，即全局模式或准模式的频率和局部阿尔文频率。我们发现，模式转换的机制，由于快波和阿尔文波之间的耦合，是不妥协的模型的复杂的几何形状。我们还表明，它是可能的，不仅在复合环的外部边缘，但也内部的结构有能量转换。这些结果的影响和它们与观测的关系进行了讨论。
2008-02-05 astro-ph
Electron density diagnostic for hot plasmas in coronal regime by using B-like ions
本文研究了Si X，S XII，Ar XIV和Fe XXII类硼原子光谱中$3d-2p$跃迁线的线比。碰撞辐射模型计算表明，谱线比对电子密度的敏感范围分别为$n_{\rm e}=4.0\times10^7-3.0\times10^{10}$ cm $^{-3}$，$4.0\times10^8-3.0\times10^{11}$ cm $^{-3}$，$3.0\times10^9-4.0\times10^{12}$ cm $^{-3}$和$2.0\times10^{12}-3.0\times10^{15}$ cm $^{-3}$.这补充了类氦离子的K壳层诊断。通过预测值和测量值之间的比较，在电子束离子阱（EBIT）等离子体的Lepson和合作者在劳伦斯利弗莫尔EBIT，估计为$n_{\rm e}=3.4^{+0.8}_{-0.6}\times10^{10}$厘米$^{-3}$和$5.6^{+1.0}_{-1.1}\times10^{10}$厘米$^{-3}$的硫和氩等离子体。在氩气的情况下，一个很好的协议，显示与实际的电子密度来自N VI K壳层光谱。我们进一步探讨了由钱德拉X射线天文台（\it）上的低能透射光栅光谱仪和高分辨率照相机所测得的恒星日冕光谱中Si X和S XII的$3d-2p$跃迁谱线。约束的电子密度显示出良好的协议与从C V和O VII K-壳层光谱测定。
2008-03-14 astro-ph
Nonlinear force-free modeling of the solar coronal magnetic field
日冕磁场是一个重要的量，因为磁场控制着日冕的结构。不幸的是，通常无法直接测量日冕磁场。光球磁场是用矢量磁象仪进行常规测量的。这些光球层的测量值被外推到日冕中。外推的日冕磁场取决于关于日冕等离子体的假设，例如无力。无磁力意味着所有的非磁力如压力梯度和重力都被忽略。由于等离子体β较低，这种方法在日冕中是合理的。然而，人们必须注意光球层中的模糊性，噪音和非磁力，磁场矢量是在光球层测量的。本文综述了非线性无力日冕磁场外推的几种数值方法：Grad-Rubin程序、向上积分法、MHD松弛法、最优化法和边界元法。我们简要地讨论了不同的方法的主要特点，并主要集中在最近开发的新代码。
2008-01-18 astro-ph
Probing the Large Scale Plasma Structure of the Solar Corona with Faraday Rotation Measurements
本文报道了用甚大天线阵（VLA）在1465和1665 MHz频率上对日冕法拉第旋转的测量结果。这些测量是在2005年3月和4月沿20条视线对19个河外射电源进行的。最近的日心距离的视线范围从9.7至5.6 $R_{\odot}$。测量的旋转测量范围为-25至+61 rad/m $^2$。这些观测的目的是探测在日心距离范围$5-10 R_{\odot}$内日冕等离子体的三维结构，特别是日冕磁场的强度和结构。测量的旋转措施进行比较模型的日冕等离子体结构。对于大多数的视线，观察到的旋转措施是合理的，以及从模型的预测代表。然而，20条视线中的4条有很大的离散模型残差，这似乎与日冕物质抛射无关。重现大多数观测所需的场的幅度在$5 R_{\odot}$的46-120毫高斯范围内，在$5 R_{\odot}$的46-52毫高斯范围内更小，更好。
2007-01-18 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
Optimization approach for the computation of magnetohydrostatic coronal equilibria in spherical geometry
背景：本文提出了一种可用于根据观测数据计算全球日冕模型的方法。目的：本文提出了一种计算球面几何中非线性磁流体静力平衡的优化方法，目的是利用观测数据得到日冕磁场、日冕等离子体密度和等离子体压力的自洽解。研究方法：我们的代码的自洽计算的日冕磁场和日冕等离子体解决了非力自由磁流体静力平衡使用的优化方法。以前版本的代码已被用来计算非线性无力日冕磁场从光球测量笛卡尔和球面几何，和静磁平衡笛卡尔几何。我们测试我们的代码的帮助下，一个已知的分析三维平衡解的磁流体静力学方程。通过使用磁场线图、密度和压力图以及一些常用的定量数值比较措施，对数值计算和精确平衡解进行了详细的比较。结果如下：我们发现，该方法准确地重建平衡，与残余力的顺序的离散化误差的解析解。与参考溶液的相关性好于99.9%，磁能计算准确，误差小于0.1%。结论：到目前为止，我们将该方法应用于分析测试案例。我们正计划尽快将这种方法与实际观测数据一起使用。
2008-01-18 astro-ph
Coronal Temperature as an Age Indicator
晚型星的X射线谱一般可以用日冕的双温度分量模型很好地拟合。我们发现这两种成分的温度都是恒星年龄的强函数，尽管日冕中较热等离子体的温度表现出较大的离散性，并且可能受到恒星活动的影响，如耀斑。我们确认的幂律衰减的热等离子体的温度，但冷组件的温度随对数（年龄）线性衰减。
2008-03-26 astro-ph
Dynamics of solar coronal loops II. Catastrophic cooling and high-speed downflows
这项工作解决了等离子体冷凝和太阳日冕环中的“灾难性冷却”问题。我们已经进行了数值计算的日冕循环，并找到几个类的时间依赖性的解决方案（静态的，周期性的，不规则的），这取决于时间上恒定的能量沉积在循环中的空间分布。动态环路表现出经常性的等离子体凝聚，伴随着高速下降流和过渡区线的瞬态增亮，与TRACE观察到的功能很好的一致性。此外，这些结果也为De Groof等人（2004）最近的EIT观测提供了一个解释，即在大日冕环中移动明亮的斑点。与早期的模型相比，我们认为，灾难性的冷却过程并不是由总回路加热的急剧减少引起的，而是由于回路顶点的平衡丧失而引起的，这是加热集中在回路的足点的自然结果，但在时间上是恒定的。
2004-05-27 astro-ph
Coronal lines and the warm X-ray absorber in Seyfert 1 Galaxies
系统地研究了日冕线与暖吸收体之间的联系。在早期的工作中，人们发现日冕线发射等离子体和温暖的吸收气体具有相同的密度和温度。如果有一个温暖的吸收体气体和禁止的高电离线（FHIL）等离子体之间的连接，可以使用日冕线的轮廓，推导出的运动学和动力学的温暖的吸收体由于在光学范围内的高光谱分辨率。进一步支持的连接是[Fe X] 6375的等效宽度和ROSAT光谱指数之间的相关性，发现一个光学选择的样品。对于X射线选定的对象与ASCA观察到的吸收边缘，我们寻找日冕线和温暖的吸收气体之间的相关性。无法证实直接相关性。
2000-05-08 astro-ph
Stellar Coronae with \textit{XMM-Newton} RGS. I. Coronal Structure
回顾了用{\it XMM-牛顿}反射光栅光谱仪（RGS）进行高分辨率日冕光谱学研究的第一批结果。目前已观测到5个恒星系统（HR 1099，Capella，Procyon，YY Gem，AB Dor）。本文的重点是日冕的整体结构。发现{\it活跃星}中的元素丰度是"反常的"，因为它们倾向于随着第一电离势（FIP-即，表示反向FIP效应）。日冕密度的测量水平的几倍$10^{10}$厘米$^{-3}$较冷的等离子体，虽然有迹象表明，非常高的密度在较热的等离子体成分。
2000-11-30 astro-ph
Magnetic Stereoscopy
空间任务STEREO将从两个视角提供图像。STEREO任务的一个重要目的是获得日冕的3D视图。我们开发了一个程序的立体重建的三维冠状环从两个STEREO航天器拍摄的图像。日冕特征的纯几何三角测量导致模糊，因为稀释的等离子体发射使图像1中的特征与图像2中的特征的关联复杂化。作为这些问题的结果，立体重建不是唯一的，并且出现多个解决方案。我们演示了如何解决这些模糊性的帮助下，不同的日冕磁场模型（潜在的，线性和非线性无力场）。这个想法是，由于日冕等离子体的高导电性，发射的等离子体勾勒出磁场线。因此，3D冠状磁场提供了立体视觉的替代，其允许消除不一致的配置。体视学和磁性建模的结合比这些工具中的单独一个更强大。我们测试我们的方法的帮助下，一个模型的活动区域，并计划将其应用到太阳的情况下，一旦立体声数据变得可用。
2006-12-21 astro-ph
Self-Regulation of Solar Coronal Heating Process via Collisionless Reconnection Condition
我提出了一个新的范式太阳日冕加热视为一个自我调节的过程，保持等离子体轻微碰撞。该机制是基于两个效应之间的耦合。首先，日冕密度控制等离子体的碰撞性，因此之间的缓慢碰撞Sweet-Parker和快速碰撞重联制度的过渡。反过来，日冕能量释放导致色球蒸发，增加密度，从而抑制新重新连接的环的后续重新连接。因此，从统计学上讲，密度在某个临界水平附近波动，与日冕中观察到的密度相当。从长远来看，日冕加热可以通过快速重连事件（纳米耀斑），蒸发事件和日冕等离子体的长期缓慢磁应力积累和辐射冷却的重复循环来表示。
2007-12-23 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Fast Collisionless Reconnection Condition and Self-Organization of Solar Coronal Heating
我认为，太阳日冕加热是一个自我调节的过程，使日冕等离子体大致边缘碰撞。自我调节机制基于两种效应的相互作用。首先，等离子体密度控制日冕能量释放之间的过渡缓慢碰撞Sweet-Parker制度和快速碰撞重联制度。当Sweet-Parker层变得比特征无碰撞重联尺度更薄时，就会发生这种转变。根据上游等离子体密度（n_e）、重联（B_0）和引导（B_z）磁场分量以及重联层的整体长度（L），我提出了一个简单的判据：L <6.10^9 cm [n_e/（10 ^{10}/cm^3）]^（-3）（B_0/30 G）^4（B_0/B_z）^2。接下来，日冕能量释放通过重连通过色球蒸发提高了周围的等离子体密度，这反过来又暂时抑制了随后的重连，包括新重连的环。然而，随着时间的推移，辐射冷却逐渐降低密度再次低于临界值，快速重联再次成为可能。因此，密度是高度不均匀和间歇性的，但在统计上，并没有强烈偏离临界值，这是与观测到的日冕密度。因此，从长远来看，日冕加热过程可以通过由快速重连事件组成的重复循环来表示（即，纳米片），接着是快速蒸发事件，接着是相对长的时间（1小时），在此期间磁应力建立，同时等离子体冷却并沉淀。
2007-08-30 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining coronal heating: employing Bayesian analysis techniques to improve the determination of solar atmospheric plasma parameters
揭示日冕加热机制本质的一种方法是将简单的理论一维流体静力环模型与沿着这些特征的温度和/或密度结构的观测结果进行比较。处理这种比较的最著名的方法是$χ^2$方法。在本文中，我们认为这种方法所施加的限制，并提出了一种替代方法，使模型比较使用贝叶斯统计。为了量化我们的信念，我们使用贝叶斯因子和信息标准，如AIC和BIC。三个模拟数据集进行了分析，以验证该程序，并评估不同的误差条大小的影响。另外两个数据集（Ugarte-Urra等人，2005; Priest等人，2000）使用上述方法重新分析。在这两个数据集之一中（Ugarte-Urra等人，2005年），由于观测温度值的误差估计，无法区分不同的加热机制。为此，我们建议，经典和贝叶斯统计应适用于作出安全的假设的性质的日冕加热机制。
2011-02-01 astro-ph astro-ph.SR
