Measurements of Coronal Magnetic Field Strengths in Solar Active Region Loops
1 MK活动区环的特征电子密度、温度和热分布现在已经相当确定，但是它们的日冕磁场强度仍然没有确定。在这里，我们提出的测量从日冕环的样本观察日之极紫外成像光谱仪（EIS）。我们使用最近开发的诊断技术，涉及原子辐射建模的磁致跃迁（MIT）的Fe X 257.262 A谱线强度的贡献。我们发现日冕磁场强度在60- 150 G之间。我们讨论了这些新的结果的背景下，以前的测量使用不同的spectropolarimetric技术，以及它们对导出的阿尔文速度和等离子体$β$在日冕循环的影响。
2021-06-21 astro-ph.SR
Solar Dynamics Observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions
一种解释百万度太阳日冕的方案是一种精细的日冕，其中每一股都被快速脉冲加热。然而，这样的精细结构既没有通过直接成像观测解决，也没有通过扩展的超热等离子体的间接观测得出结论。最近已经表明，观察到的冷和暖日冕环（分别为~1 MK，~2-3 MK）的外观差异-暖环比冷环看起来“模糊”-可以用亚弧秒链组成的环模型来解释，这些环被脉冲加热到~10 MK。这项工作预测，热日冕环（>~6 MK）的图像应该再次显示出精细的结构。在这里，我们表明，预测的效果确实被广泛观察到在一个活跃的区域与太阳动力学天文台，从而支持的情况下，脉冲加热的细环股在供电的活动日冕中发挥着重要作用。
2011-06-08 astro-ph.SR
Outflows at the Edges of an Active Region in a Coronal Hole: A Signature of Active Region Expansion?
在平静的太阳周围的活动区域边缘的等离子体流出现在是Hinode卫星的常见观测。虽然有观测证据表明，外流起源于活动区周围的磁场，但没有确凿的证据表明它们是如何驱动的。出于对嵌入冕洞中的成熟活动区外围流出的观察，我们使用了三维模拟来模拟活动区的发展，以调查这些流出的起源和驱动程序。我们发现外流是加速从一个网站在冕洞磁场直接围绕活动区和渠道沿冕洞场，因为它们通过大气层上升。等离子体的加速仅仅是由于活性区随着其发展而水平扩展的结果。在模拟中产生的外流的许多特征与观测到的外流一致：速度高达每秒45公里，类似于冕洞的属性，接近活动区的排水环，随着高度的膨胀，以及在单极光球磁集中的投影。虽然在模拟中水平扩展是活动区发展的结果，但扩展也是已建立活动区的一般特征。因此，模拟中显示的膨胀加速机制完全可能发生在太阳上的活动区域，并且除了重新连接之外，还驱动了在其边缘观察到的外流。
2009-12-07 astro-ph.SR
The Relationship between the Kinematics of Coronal Mass Ejections and the Brightness of the Corona
本文利用LASCO CBI数据分析1996—2022年日面边缘M/X级耀斑，发现2.4—6.2太阳半径处上覆日冕亮度越高，高速CME发生概率越低，并解释AR 12192的低CME产率。
2025-05-15 astro-ph.SR
Data-driven model of the solar corona above an active region
我们的目标是再现太阳活动区上方的日冕结构，如在极紫外线（EUV）使用三维磁流体动力学（3D MHD）模型。3D MHD数据驱动模型求解感应方程以及质量、动量和能量平衡。为了驱动系统，我们将活动区AR 12139光球中观测到的磁场演化馈送到底部边界。这就以一种自洽的方式在冷光球层上方产生了一个热日冕。我们从模型中的密度和温度合成了日冕EUV辐射，并将其与实际的日冕观测结果进行了比较。我们能够在定性水平上再现日冕在这个活跃区域的整体外观和主要特征。该模型显示了长环，扇形环，紧凑的环，并在相同的位置和类似的时间在观察中形成的弥漫性排放。此外，EUV中模型环的低强度对比度与观测结果相匹配。在我们的模型中，输入到日冕的能量与场线编织或通量管构造的情况类似，即能量通过水平光球运动驱动垂直磁场传输到日冕。我们的模型的成功显示了这一过程对日冕的结构、动力学和加热所起的核心作用。
2019-04-29 astro-ph.SR
On active region loops: Hinode/EIS observations
日冕环是太阳活动区和日冕的基本组成部分。因此，清楚地了解日冕环的物理学将有助于我们理解活动区加热的物理学，特别是一般的日冕加热。这需要精确测量物理量，如电子密度和填充因子，温度和日冕环中的流动。在本文中，我们已经进行了调查的空间分辨日冕环使用的EIS机载日出测量上述物理量。基于这项研究，我们发现一个纳米耀斑模型可以解释大多数观察到的特征，这个环。
2008-12-31 astro-ph.SR
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Steady-State Heating of Diffuse Coronal Plasma in a Solar Active Region
本研究通过三维建模与微波及极紫外观测协同，验证活动区最佳磁热模型，发现高频能量释放的稳态加热机制，且元素丰度无显著异常。
2025-06-23 astro-ph.SR
The solar corona as an active medium for magnetoacoustic waves
持续的冷却和加热过程的存在和相互作用使日冕保持在观测到的100万K的温度，最近被认为对磁声波的动力学和稳定性有至关重要的影响。这些基本上压缩波扰乱日冕热平衡，导致波引起的热不平衡现象。热不平衡是等离子体和电磁波之间能量交换的另一种自然机制，它使日冕成为磁声波的活跃介质，因此电磁波不仅可以从日冕热源（类似于燃烧气体、激光和微波激射器）损失能量，还可以从日冕热源获得能量。我们回顾了这一新兴研究领域的最新成果，重点是慢模磁声波的影响，这种扰动的日冕热平衡的反反应经验。新的效应包括增强的频率依赖性阻尼或放大慢波，和有效的，不相关的日冕等离子体的非均匀性，分散。我们还讨论了通过慢波观测和热不稳定性的线性理论来探测未知日冕加热函数的可能性。慢波从太阳日冕的活动性质中获得的新特性的多样性表明，不仅需要考虑日冕加热/冷却过程的影响，而且需要对磁流体动力学波进行适当的建模和解释。
2021-11-03 astro-ph.SR
Signatures of the slow solar wind streams from active regions in the inner corona
慢太阳风的某些局部来源可以与光谱检测到的活动区边缘的等离子体流出相关联，并伴有内日冕中的特定特征。极紫外望远镜（例如SPIRIT/CORONAS-F、TESIS/CORONAS-Photon和SWAP/PROBA 2）有时会在1 MK铁发射线的活动区域上方的边缘观察到扩展的射线状结构，并被描述为“日冕射线”。为了验证日冕射线和等离子体外流之间的关系，我们分析了一个孤立的活动区（AR）相邻的小冕洞（CH）观察到不同的EUV仪器在2009年7月底至8月初。8月1日，EIS在AR中显示了两个多普勒速度V =10-30 km/s的紧凑外流，并伴有从其区域发散的扇形环。7月31日EUVI/STEREO-A和8月7日TESIS观测到的冕状射线都是在边缘处产生的。射线与扩展到流光柄的开放磁场线共同对齐。利用离散元分析发现，从流出区发散的扇形环具有约1 MK的优势温度，这与流出等离子体流的优势温度相似。STEREO-B，ACE，WIND，STEREO-A测量的太阳风参数与CR 2086导出冕洞的Wang-Sheeley-Arge图上作为源区的太阳风一致。这项研究的结果支持这样的建议，即日冕射线可以代表从AR流出的签名传播在内部日冕沿开放场线进入日光层。
2012-05-02 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 astro-ph.SR
Forward Modeling of Synthetic EUV/SXR Emission from Solar Coronal Active Regions: Case of AR 11117
最近在利用Hinode、TRACE、SDO和最近的Hi-C飞行任务和软X射线波段获取极紫外线日冕高空间分辨率图像方面取得的进展为了解太阳物理学的主要目标-日冕加热开辟了一条新的途径。来自EUV/SXR任务的数据表明，日冕是一个非均匀的环境，由加热到超过5 MK温度的束磁环表示的活动区（AR）。任何可行的日冕加热模型都应该能够再现日冕活动区的EUV和SXR辐射以及动态活动。AR的发射测量（EM）的测量提供了线索的加热机制的时间依赖性：静态与脉冲。虽然静力平衡日冕环模型成功地再现了AR内的SXR发射，但它们不能充分预测明亮的EUV环。同时，脉冲加热能够再现EUV和SXR环发射。本文的主要目标是通过使用我们的一维完全非线性时间相关的单流体流体动力学代码来构建特定日冕活动区AR 11117的真实合成EM图像。我们首先使用AR 11117的HMI/SDO磁图构建整个活动区域的磁骨架，并用等离子体填充磁场线。然后，我们参数化地指定脉冲加热的个别股（通量管），包括日冕环。接下来，我们模拟了整个活动区域（具有LOS投影效应）对用磁场和空间尺度参数缩放的加热函数（体积加热速率）的响应，并找到合成和实际（重建）DEM之间的最佳匹配。
2014-09-12 astro-ph.SR
The Role of Coronal Hole and Active Region Boundaries in Solar Wind Formation
日出观测提供了太阳外流的新视角。这些研究特别侧重于从活动区域边缘发出的气流。这些流动是长期的，似乎在每一个活跃地区都有某种程度的存在。测得的流量值在几十km/s $^{-1}$和200 km/s $^{-1}$之间。人们提出了各种解释来解释这些流动，包括重联、波和压缩。在冕洞中也观察到了外流，本文将讨论这些外流以及冕洞与活动区的相互作用。虽然从平静太阳到活跃区域的所有区域都观察到了流出的等离子体，但尚不清楚这些等离子体对太阳风的贡献有多大。我将讨论各种试图证明流出的等离子体形成太阳风的一部分。
2012-01-23 astro-ph.SR
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 astro-ph.SR
A model for the formation of the active region corona driven by magnetic flux emergence
我们提出的第一个模型，耦合的太阳活动区的日冕的形成的太阳黑子对的出现的模型。这使我们能够研究何时，何地以及为什么活跃区域循环形成，以及它们如何演变。我们使用一个三维辐射MHD模拟的出现一个活跃的区域，通过上层对流区和光球作为一个三维MHD日冕模型的下边界。后者解释了磁场线的编织，它在电晕中感应出电流，加热等离子体。我们合成的日冕辐射直接比较的意见。从一个基本上没有磁场的大气层开始，我们遵循着充满磁场和等离子体的日冕。许多个别可识别的热日冕环形成，并达到远高于1 MK的温度，密度与观测相当。这些环的足迹被发现在小块的磁通量集中移动到太阳黑子。环的形成是由在光球层中的脚点处向上指向的坡印廷通量的增加触发的。在合成的EUV发射中，这些环在几分钟内形成。第一个EUV环看起来像一个细管，然后上升并在水平方向上显著扩展。后来，空间不均匀的热输入导致在不断增长的外壳中形成多个环或链的碎片系统。
2014-02-21 astro-ph.SR
Relationship of EUV Irradiance Coronal Dimming Slope and Depth to Coronal Mass Ejection Speed and Mass
极紫外日冕变暗是太阳爆发事件的一种响应。这些现象可以通过几种不同的物理过程产生。对于空间天气来说，最重要的是日冕物质抛射（CME）留下的暂时空白。大规模、快速的日冕物质抛射往往会留下一个较暗的空洞，这通常也对应于较冷日冕辐射的最小辐照度。如果变暗与太阳耀斑有关，通常情况下，较冷的日冕辐射中辐照度光变曲线的耀斑分量可以通过同时测量较暖的日冕线来分离和去除。我们将这种技术应用于2011年两个独立的两周期间确定的37个调光事件，再加上2010年8月7日在以前的论文中分析的事件，以参数化调光的深度和斜率。我们提供的统计数据上的组合的波长最好的耀斑消除方法，描述的拟合方法应用于调光曲线，并比较调光参数与相应的CME参数的质量和速度。最好的线性关系是$$ \begin{align} v_{CME} \Big[\frac{km}{s} \Big] & \approx 2.36 \times 10^6 \Big[\frac{km}{\%} \Big] \times s_{dim} \Big[\frac{\%}{s} \Big] \\ m_{CME} [g] & \approx 2.59 \times 10^{15} \Big[\frac{g}{\%} \Big] \times \sqrt{d_{dim}} [\%]. \end{align} $$。这些关系可用于空间天气业务估计日冕物质抛射的质量和…
2016-07-18 astro-ph.SR
Modeling coronal magnetic field using spherical geometry: cases with several active regions
太阳大气中的磁场构成等离子体，储存自由磁能，并产生各种各样的活跃太阳现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME）。磁场的分布和强度在太阳表面（光球层）进行常规测量。因此，有相当大的兴趣，准确地模拟三维结构的日冕磁场使用光球矢量磁图。磁场线的三维结构知识也有助于我们解释其他日冕观测，例如，辐射日冕等离子体的EUV图像。非线性无力场（NLFFF）模型被认为是可行的工具，为这些任务。通常这些模型使用笛卡尔几何。然而，当视场较大时，太阳表面的球形性质不能被忽视。在这项工作中，我们模拟日冕磁场以上的多个活动区域使用NLFFF外推代码使用矢量磁像数据从天气光学长期调查的太阳巡天（SOLIS）/矢量分光磁像仪（VSM）作为边界条件。我们将所得到的磁场线解的投影与2011年10月11日和2012年11月13日观测到的大气成像组件（SDO/AIA）的相应日冕EUV图像进行比较。研究发现，球面几何的NLFFF模型重建了几个活动区的磁位形，与观测结果一致。在2011年10月11日的观测中，有相当数量的跨赤道环路携带电流。
2013-01-31 astro-ph.SR
A Statistical Study of Short-period Decayless Oscillations of Coronal Loops in an Active Region
日冕环振荡是日冕中的一种常见现象，通常分为衰减振荡和无衰减振荡。利用太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率观测资料，统计研究了活动区日冕环短周期（<200 s）的小尺度横向振荡，NOAA 12965.在EUI 174 A图像中共识别出111个冠状环，它们都显示出没有任何明显衰减的横向振荡，被认为是无衰减振荡。振荡周期约为11秒至185秒，中位周期为40秒。因此，它们也被称为短周期振荡。相应的环路长度从约10.5微米到30.2微米，并建立了强烈的依赖性的振荡周期的环路长度，表明短周期振荡是在本质上的扭结模式驻波。根据日冕地震学，扭折速度被测量到约为330 - 1910 km/s，日冕环中的磁场强度被估计为约4.1 - 25.2 G，而无衰减扭折振荡携带的能通量大约在7 W m ^（-2）到9220 W m ^（-2）之间。我们的估计表明，短周期无衰减扭折振荡携带的波能量不能支持活动区的日冕加热。
2022-12-17 astro-ph.SR
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
本研究通过分析28个活跃区域的数据，发现光球磁通量与日冕谱线展宽存在中等相关性，表明光球磁场通过注入坡印廷流加热日冕，但受限于现有仪器无法区分MHD波加热与磁场编织加热。
2026-02-17 astro-ph.SR
Ubiquitous high-frequency waves and disturbances in the active region corona observed with DKIST/Cryo-NIRSP
该研究利用DKIST的Cryo-NIRSP观测活动区日冕，发现高达100 mHz的高频波及Fe XIII谱线强度与线宽的反相关，为日冕加热等提供线索，展示DKIST在日冕MHD波研究中的潜力。
2025-11-14 astro-ph.SR
Solar coronal loop dynamics near the null point above active region NOAA 2666
我们分析了2017年7月18日太阳西翼上方日冕中鞍状结构的观测结果。结构清晰地被日冕环所勾勒，典型的日冕温度不超过1 MK。环的动力学表现出收敛的鞍在垂直方向上的中心和水平方向上的发散。该事件是平滑日冕磁场重联的一个明显例子。在重连区域或磁连接区域未观察到发热现象。位磁场计算使用7月14日拍摄的SDO/HMI磁图作为边界条件，显示在光球上方122英寸高度处存在一个零点，该零点位于鞍形结构的中心。磁场线的形状符合NOAA 2666上方的扇形脊磁结构。
2018-05-22 astro-ph.SR
Relationships Between Sequential Chromospheric Brightening and the Corona
色球层是一个复杂的区域，它在光球层中出现的磁通量和日冕中看到的磁性特征之间起着中介作用。在色球层的耀斑和暗条的大爆发经常伴随着日冕物质从太阳的喷射。一些研究已经观测到快速移动的密集亮点（称为连续色球增亮或SCB）从色球耀斑中流出，也产生了日冕物质抛射（CME）。在这项工作中，我们回顾了SCBs的研究，并寻找它们之间的共性。我们将这些发现与当代色球和日冕观测放在一个更大的背景下。SCB是太阳大气环境的短暂指标，因为它存在于其相关的爆发之前。由于它们出现在耀斑爆发的最初阶段，SCB是在色球层中测量到的CME的良好早期指示。
2017-04-12 astro-ph.SR
Statistics of coronal dimmings associated with coronal mass ejections. II. Relationship between coronal dimmings and their associated CMEs
我们提出了一个统计研究的62个日冕调光事件与地球定向日冕物质抛射期间的准正交周期的STEREO和SDO。这种独特的设置使我们能够非常详细地研究这两种现象，并在统计上比较特征量。冠状调光观察磁盘上的SDO/AIA和HMI，而CME运动学在脉冲加速阶段的研究接近肢体与STEREO/EUVI和COR，最大限度地减少投影效应。变暗区域、其总无符号磁通量和其总亮度反映了总变暗区域在其最终范围内的性质，显示出与CME质量（$c\sim0.6-0.7$）的最高相关性。它们相应的时间导数，描述了变暗演化的动力学，显示出与CME峰值速度（$c\sim 0.6$）最强的相关性。发现$c=0.68\pm0.08$的最高相关性与调光的平均强度有关，表明日冕物质抛射在日冕中的起始位置越低，其传播速度越快。然而，在有高步频STEREO观测的事件中，调光区的平均无符号磁场密度与CME峰值加速度（$c=0.42\pm0.20$）呈正相关。这表明较强的磁场导致较高的洛伦兹力，为CME加速提供较强的驱动力。特定的日冕变暗参数与CME和耀斑的数量相关，为耀斑-CME反馈关系提供了进一步的证据。对于日冕物质抛射与耀斑同时发生的事件，日冕变暗在统计上反映了这两种现象的性质。
2018-10-03 astro-ph.SR
Continuous upflows and sporadic downflows observed in active regions
我们提出了一个研究的时间演化的日冕循环在活动区和它的影响，在日冕循环的动力学。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在多种温度下的图像，以检测日冕环中的视运动。准周期性的亮度波动向上传播的循环足迹在热发射在1MK，而零星的下行流被认为是在冷发射低于1MK。热辐射的上升运动在冷的下降流之后增加。表面的传播模式表明，从环足点的热上升流，并被认为是供应热等离子体进入日冕环，但波状现象不能被排除。日冕环中偶而发生日冕凝结，冷物质向下流动到足点。冷等离子体的发射可能有显着的贡献，热AIA通道在日冕凝结的事件。
2011-07-11 astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Evolution of Solar Active Regions: the Complex AR12565 and AR12567
我们进行了两个封闭的活动区（AR）的磁流体动力学（MHD）的数值模拟。输入的磁场值是根据光球磁场的观测结果外推计算的日冕磁场。所研究的活动区NOAA AR12565和AR12567被登记为不同的双极区。我们的研究，三维日冕外推，以及数值MHD实验，揭示了实际上，他们一起演变为一个四极活动区。第二个区域后来出现在AR 12565的环系统下，并与此分离。其间形成的自然电流片对爆发性事件（耀斑和日冕物质抛射）的发生起着重要作用。
2017-03-18 astro-ph.SR
Formation of Large Scale Coronal Loops Interconnecting Two Active Regions Through Gradual Magnetic Reconnection and Associated Heating Process
连接两个活动区的日冕环称为互连环（IL），是太阳大气中重要的大尺度结构。它们携带大量的磁通量，因此被认为是太阳发电机过程的重要元素。早期的观测表明，离子液体的爆发是CME的一个重要来源。一般认为离子液体是通过高日冕（>150-200”）中的磁重联形成的，并且已经提出了几种方案来解释它们在软X射线（SXR）中的增亮。然而，详细的IL形成过程尚未得到充分的探索和相关的能量释放的电晕仍然没有得到解决。在这里，我们报告的完整形成过程中的一组IL连接两个附近的活动区，连续观测的STEREO-A的远侧的太阳和SDO和日出在地球一侧。我们的结论是，离子液体形成的逐渐重联高的日冕，在较早的假设。此外，我们还展示了证据，支持在SXR和EUV中，离子液体通过在日冕中的重连位点处或附近加热而变亮（即，通过重连的直接加热过程），这一过程在早期的离子液体研究中基本上被忽视了
2018-05-13 astro-ph.SR
Estimating the coronal and chromospheric magnetic fields of solar active regions as observed with the Nobeyama Radioheliograph Compared with the Extrapolated Linear Force-Free Field
采用热自由-自由发射机制，利用野边山射电日像仪1.76厘米波段的偏振和光谱观测资料，计算了日冕和色球磁场。利用2015年1月8日（AR 12257）和2016年12月4日（AR 12615）观测到的位于盘中心附近的太阳活动区（AR），利用微波射电观测估计色球和日冕磁场。我们比较太阳射电图的活动区域的强度和圆偏振分量的光学地图与日震和磁成像仪的观测和色球和日冕过渡区的图像与大气成像组件仪器，在船上的太阳动力学天文台。从两个AR的射电图的比较中我们注意到，AR 12257的圆极化度约为2%，而AR 12615的圆极化度比AR 12615高出3%。射电观测为我们提供了直接测量色球层和日冕层磁场的方法。我们利用大气成像仪的观测资料，通过在光球磁场较弱的斑块上采用日冕中的磁环来估计日冕磁场。从大气成像组件数据得出的日冕磁场为90至240高斯。我们还研究了日冕磁场的外推场的结构的基础上，其中的磁场的结果是在35至145高斯的范围内，表明在日冕磁场的差异之间的结果归因于无力近似的假设。
2018-02-13 astro-ph.SR
Large-Scale Latitude-time Relationships Between the Green-Line Corona and Sunspot Activity During Solar Cycles 18-24
本研究利用高斯活动场模型分析第18-24太阳活动周数据，发现绿线日冕与太阳黑子活动存在稳定的双峰纬度相关结构，且该关系与活动周振幅无关，表明大尺度磁活动分布主导日冕演化。
2026-09-14 astro-ph.SR
Properties of Flare-Imminent versus Flare-Quiet Active Regions from the Chromosphere through the Corona I: Introduction of the AIA Active Region Patches (AARPs)
我们从这里开始一系列的论文研究色球和日冕的太阳活动区的性质。这第一篇论文描述了一个广泛的图像数据集，从大气成像组件的太阳动力学观测策划的大样本分析这一主题。基于（并且被构造成与之协调）如由同一任务上的日震和磁成像仪（HMI）的管线数据分析系统识别的“活动区域块”，"HARP“），" AIA活动区域块”（AARP），包括仅通过以HARP为中心的片提取而在空间上下采样的FITS文件的无偏多波长集合（保留全空间采样），并且在时间域中下采样，但仍然能够描述短期运动学和长期趋势。AARP数据库可以使用本系列论文II中的非参数判别分析进行物理参数化和分析，并使用差分发射测量技术进行分析。AARP数据集目前涵盖2010年中期至2018年12月，大小约为9 TB，可通过太阳能数据分析中心获得。
2022-12-21 astro-ph.SR
Variability of a stellar corona on a time scale of days
自从发现太阳的第一电离势（FIP）效应以来，近三十年来，活跃日冕中的元素丰度效应一直困扰着我们的理解。本文的目标是在六天的时间间隔内监测相同的日冕结构，并通过旋转调制解决恒星日冕上的活动区域。我们报告的四个等相位X射线光谱观测的RS CVn二进制EI Eri与XMM牛顿，进行约每两天，以配合旋转周期的EI Eri。我们提出了一个分析的热量和化学结构的Ei Eri电晕，因为它演变了六天。虽然电晕是相当稳定的温度分布，发射测量和FIP偏压都变化，似乎是相关的。一个活跃的区域，早于运动的开始，反复进入我们的视野，在同一阶段，因为它从恒星边缘旋转。因此，丰度倾向于轻微，但一致地增加高FIP元素（逆FIP效应）与相位。我们估计，在活动区的高FIP元素的丰度增加的约75%以上的日冕平均值。这种观察到的分馏的元素在一个活跃的地区的时间尺度上的天提供了间接的线索，关于非耀斑恒星日冕的元素富集机制。
2012-12-02 astro-ph.SR
A failed filament eruption inside a coronal mass ejection in active region 11121
我们研究了2010年11月6日在NOAA活动区11121东南边缘附近观测到的一次失败的丝状喷发的形成和演化。本文利用SDO/AIA 304、171、131、193、335、94等6个时间序列的地磁图和SDO/HMI磁图，以及ROSA和ISOON Hα图像，对火山喷发活动区进行了研究。我们确定冠状环弧与四极磁配置，并表明，扩张和取消的中央环路拱廊系统的灯丝是由爆发的灯丝。爆发的细丝显示出明显的螺旋扭曲，并以反γ形的形式发展出同样的扭动迹象。观测结果支持了日冕四极重联触发的“磁爆发”过程。我们认为，反γ形磁绳的形成机制可能是MHD螺旋扭折不稳定性。喷发失败是由于大规模的、封闭的、覆盖在活动区周围的磁环拱廊。
2013-02-24 astro-ph.SR
Fast Prograde Coronal Flows in Solar Active Regions
利用太阳动力学观测站上的极紫外光变率实验（EVE）光谱仪提供的5-105 nm范围内的太阳恒星光谱，我们报道了太阳活动区高速（>100 km/s）水平流的发现和表征。这些表观流动在以天为单位的时间尺度上是持续的，并且例如在Mg X、Si XII和Fe XVI的谱线中被很好地观察到。它们是平行的，蓝移/红移在孤立的活动区的东/西边缘通道达到峰值直接证明了这一点。高速流动行为不依赖于活动区纬度或太阳活动周期，在第24和第25周有类似的行为。
2022-07-27 astro-ph.SR
Propagating Disturbances along fan-like coronal loops in an active region
在活动区的扇形冕环中，经常观测到扰动扰动。他们被认为是由于慢模式MHD波的基础上观察到的一些属性。但最近的光谱学研究表明，它们可能是由于高速准周期性上升流，这是很难区分向上传播的慢波。在这种情况下，我们研究了一个风扇环结构的活动区域AR 11465使用同时光谱和成像观测极紫外成像光谱仪（EIS）板日出和大气成像组件（AIA）板SDO。对数据的分析表明，在不同的位置有明显的振荡。我们探讨了不同线路参数的变化，以确定波或流是否会导致这些振荡，以提高目前对这些扰动性质的理解。
2015-05-18 astro-ph.SR
The Relationship between Solar Coronal X-Ray Brightness and Active Region Magnetic Fields: A Study Using High Resolution Hinode Observations
利用太阳光学望远镜分光偏振计和X射线望远镜日冕X射线数据的高分辨率观测资料，重新讨论了日冕X射线亮度与全球磁场之间的关系。本研究使用了共对准矢量磁图和X射线数据。活动区域上的总X射线亮度与诸如总无符号磁通量、总无符号垂直电流以及垂直和水平磁场的面积积分平方的积分磁量很好地相关。考虑到磁量的相互依赖性，我们推断总磁通量是观测到的积分X射线亮度的主要决定因素。我们的观测结果表明，较强的日冕X射线通量与活动区磁场的高非电势无关。这些数据甚至表明，X射线亮度和活动区非电位的代表之间存在轻微的负相关。虽然有小的数值差异，在建立的相关性，主要结论是定性一致的两个不同的X射线过滤器，铝聚和钛聚过滤器，这证实了我们的结论的强度，并验证和扩展早期的研究，使用低分辨率的数据。我们讨论了我们的研究结果的影响和限制，他们设置的太阳日冕加热理论。
2015-03-02 astro-ph.SR
Comparison of Two Coronal Magnetic Field Models for Reconstructing a Sigmoidal Solar Active Region With Coronal Loops
磁场外推是研究三维日冕磁场的重要工具，而三维日冕磁场难以直接测量。存在各种分析模型和数值代码，但它们的结果往往大相径庭。因此，一个关键的比较模拟的磁场线与观察到的日冕环是强烈需要建立模型的可信度。在这里，我们比较了两种不同的非潜在的外推代码，非线性无力场代码（CESE-MHD-NLFFF）和非无力场（NFFF）代码在建模太阳活动区（AR），有一个S形配置之前，从该地区爆发的主要耀斑。采用二维冠环跟踪和拟合方法研究了外推磁场线与SDO/AIA成像的EUV环之间的三维失准角。结果表明，CESE-MHD-NLFFF编码与预处理的磁图表现最好，输出的磁场与AIA 94 μ m成像的AR核心中的冠状环匹配，失准角为~10度。这表明，CESE-MHD-NLFFF代码，即使没有使用的信息的日冕环约束的磁场，表现得像一些日冕环前向拟合模型。对于在AR外围由AIA 171 X成像的环路，包括势场在内的所有代码给出的平均失准角（~30度）结果相当。因此，需要进一步改进的代码，以更好地重建包围核心区域的长循环。
2017-06-02 astro-ph.SR
Hi-C & AIA observations of transverse MHD waves in active regions
最近发射的高分辨率日冕成像仪（Hi-C）提供了一个独特的机会，以前所未有的空间分辨率研究EUV日冕。我们利用这些观测结果来研究低频（50-200 s）活动区横波的性质，它的无所不在已经提出了以前。空间分辨率比SDO/AIA提高了五倍，揭示了宽度为150-310 km的日冕环，这些环支持位移幅度<50 km的横波。然而，结果表明，日冕环中的波活动是低能量的，典型的速度振幅<3 km/s。SDO数据的扩展时间序列表明，低能波行为是典型的日冕结构之前和之后的Hi-C观测。
2013-06-27 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
Interchange reconnection between an active region and a corona hole
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的数据，我们提出了一个孤立的冕洞（CH）和一个新兴的活动区（AR）之间的磁相互作用。AR出现在CH附近并与CH相互作用，其间不断形成亮环，导致CH边界（CHBs）不断后退。同时，在AR的负极性和亮环的东边界分别出现了两次日冕变暗，AR受到了部分扰动。环爆发后，耀斑发生在AR。这种相互作用还伴随着许多喷流和弧形增亮，这似乎是CHB处磁重联的观测特征。将观测结果与导出的日冕磁位形进行比较，表明CH与AR之间的相互作用很好地符合交换重联模型。看来我们的观测为交换重联提供了明显的证据。
2013-10-09 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal heating in active region plage by dissipation of currents from braiding
目前还不清楚是哪些物理过程导致了恒星大气温度随高度的急剧增加，即色球（$\sim$ 10，000 K）和日冕（几百万K）加热问题。对类太阳恒星的统计研究表明，色球和日冕的辐射在全球范围内是相关的，这在原则上限制了潜在加热机制的理论模型。然而，到目前为止，对太阳的空间分辨观测令人惊讶地未能在小空间尺度上显示出类似的相关性，使得模型约束不足。在这里，我们使用独特的协调高分辨率观测色球层（从界面区域成像光谱仪或IRIS卫星）和低日冕（从Hi-C 2.1探空火箭），和基于机器学习的反演技术，显示在几百公里的空间尺度上的色球层加热和低日冕之间的强相关性强磁场（“plage”）的地区。这些结果是兼容的最近先进的三维辐射磁流体动力学模拟中，由于编织的磁场线在大气深处形成的电流片的耗散负责加热等离子体同时色球和日冕温度。我们的研究结果提供了深入了解太阳活动区的加热机制的性质。
2022-11-15 astro-ph.SR
Thomson scattering above solar active regions and an ad-hoc polarization correction method for the emissive corona
汤姆逊散射光球光是低太阳日冕光谱连续体的主要组成部分，在光学波长下观察。被称为K-日冕，它也是线性偏振的。我们调查的可能性，使用先验的极化特性的K-电晕，连同极化发射线，测量和校正仪器引起的极化串扰。首先，我们在不可约球面张量形式下导出了非偏振光汤姆逊散射的斯托克斯参数。这允许前向合成的汤姆逊散射信号的更复杂的情况下，在入射辐射场，这可能会限制我们提出的技术的准确性的破坏功能。为此，我们利用先进的三维辐射磁流体动力学日冕模型。与Fe XIII 10746埃发射线中的合成偏振信号一起，我们发现在非去偏振光学系统的假设下，望远镜和仪器引起的偏振串扰的特设校正是可能的。
2022-05-19 astro-ph.SR
Automated detection and analysis of coronal active region structures across Solar Cycle 24
本研究利用SDO/AIA数据对第24太阳活动周日冕活动区结构进行自动长期检测，分析了超三万个结构在四个极紫外波段的宽度、位置与发生率分布，发现其幂律斜率与FD-SOC预测值存在偏差，并揭示了南北半球不对称性及蝴蝶图案。
2023-05-18 astro-ph.SR
Magnetic structure of solar active region NOAA 11158
太阳日冕中的磁场是造成许多现象的原因。然而，由于缺乏合适的谱线，弱磁场和高温，任何直接测量日冕磁场都是非常困难的。因此，人们可以将光球场的测量结果外推到日冕中。由于日冕等离子体$β$较低，我们可以采用最低阶的无力模型来研究活动区（AR）磁场的缓慢演化。在将这些模型应用于AR 11158并与日冕等离子体示踪剂进行比较时，我们发现：（1）在大尺度上日冕结构的势场近似是合理的，2）AR日冕场的线性无力（LFF）假设可能不适用于AR模型，因为它假设整个AR上均匀扭曲，3）对于剪切场的建模，在通常观察到耀斑形式的能量释放的应力位置，非线性无力场（NLFFF）似乎提供了一个很好的近似。最大可用的自由能曲线显示出逐步减少，这足以为所观察到的M级耀斑提供动力。
2013-10-25 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Topology in the Heating of Active Region Coronal Loops
我们研究了日冕磁场拓扑结构中日冕环发射的演化。新的建模技术使我们能够研究活动区的磁场结构和能量释放。使用这些模型和高分辨率的多波长日冕观测从过渡区和日冕探测器（TRACE）和X射线望远镜（XRT）的日出，我们能够建立一个日冕环的光变曲线和相关的磁拓扑结构之间的关系NOAA活动区10963。我们检查循环，显示瞬态和稳定的排放，我们发现，显示许多瞬态增亮的循环位于域与大量的分离器。这种拓扑结构通过分离器处的磁重联为连续脉冲加热事件提供了环境。另一方面，具有相对恒定的X射线和EUV发射的环位于与分离器不相关的域中。这一结果意味着在这些区域中加热等离子体不涉及较大尺度的磁场重联，并且这些回路中的加热必须来自另一种机制，例如小尺度重联（即，纳米片）或波加热。此外，我们发现，循环，经历反复的瞬态增亮与分离器，具有增强的自由能。相比之下，我们发现一个孤立的瞬态增亮的情况下，似乎与分离器具有较小的自由能。
2010-09-10 astro-ph.SR
Construction of coronal hole and active region magnetohydrostatic solutions in two dimensions: Force and energy balance
冕洞和活动区是太阳大气中典型的磁结构。我们提出了几个磁流体静力平衡的解决方案，这些结构的代表在两个维度。我们的模型包括一个有限的等离子体- $β$和重力的影响，但显着的特点是，我们纳入了热结构的性质类似的观测报告。我们开发了一种半解析方法来计算平衡构型。使用这种方法，我们得到了冷和低密度的等离子体结构，在开放的磁场代表冕洞，而在封闭的磁场配置，我们实现了特征热和过密的等离子体安排的活动区域。虽然冕洞和活动区似乎是对立的结构，我们发现，它们可以描述使用一个共同的热结构，取决于通量函数。除了力的平衡，能量平衡包括在所构建的模型中使用的后验方法。从我们的模型中的热传导和辐射损失的二维计算，我们推断出所需的加热功能，以实现能量平衡。我们发现，温度对高度的依赖性是一个重要的参数，可能会阻止系统在某些空间位置实现热平衡。这些结果的影响进行了详细讨论。
2022-02-14 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: Coronal Heating and Dynamics in an Emerging Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文学和天体物理学教育部重点实验室）
本文提出利用MURaM代码的数据驱动分支，模拟活动区域11640四天的演化，重现了远程观测中的日冕极紫外发射特征。通过结合理想化零β模型和辐射MHD模型，揭示了日冕加热和等离子体性质的三维细结构及MHD波动态。
2026-05-13 astro-ph.SR
Multi-spacecraft Observations of the Coronal and Interplanetary Evolution of a Solar Eruption Associated with Two Active Regions
利用SDO、STEREO、SOHO、VEX和Wind的极紫外成像、磁象图、白光和原位观测资料，研究了2010年9月4日从连接两个活动区（ARs）11101和11103的源区发射的日冕物质抛射（CME）的日冕和行星际演化。位场源面模型被用来研究围绕源区的日冕磁场的结构。本文采用渐变圆柱壳模型和三角剖分方法计算了日冕物质抛射在日冕和行星际空间的运动学。通过遥感和现场观测，我们得到了一些重要的结果：（1）CME在低冕区受到两个AR的磁压作用而向东和向南偏转，并可能与另一次抛射相互作用，导致CME到达纵向远离源区的VEX;（2）虽然VEX离太阳较近，但观测到的CME到达时间并不早于Wind，这表明确定行星际CME的锋面形状和传播方向的重要性;（3）ICME在径向上被压缩，而在纵向上横向上被扩大。
2017-04-18 astro-ph.SR
Magnetic field inference in active region coronal loops using coronal rain clumps
目标。我们的目标是推断信息的磁场在低太阳日冕从日冕雨团使用高分辨率的光谱偏振观测的Ca ii 8542 A线获得的瑞典1米太阳望远镜。方法.弱场近似（WFA）提供了一个简单的工具，以获得视线分量的磁场的光谱偏振观测。我们采用了之前论文中开发的方法，以评估必须满足的不同条件，以便对手头的数据正确使用WFA。我们还利用速度测量来估计天空平面的磁场分量，从而可以推断出磁场矢量。结果我们推断的磁场矢量从数据集总计100个光谱扫描的Ca ii 8542 A线，包含一个离边视图的下部灾难性冷却的日冕环在活动区域。我们的研究结果，虽然有限的节奏和信噪比的数据，表明磁场强度数百高斯，甚至达到1000 G，是无所不在的日冕高度低于9毫米，从可见的肢体。我们的研究结果也是兼容的存在下，更大的磁场值，如以前的作品报告。然而，对于大磁场，来自日冕雨的多普勒宽度并不比塞曼宽度大得多，这阻碍了WFA的应用。此外，我们还测定了同一资料集中出现的冠状雨团和离临针状体的温度T和微湍流速度$ξ$，发现前者的T和$ξ$分布较窄，它们的平均温度相似，而冠状雨的微湍流速度小于针状体
2021-04-07 astro-ph.SR
Gradual Inflation of Active-Region Coronal Arcades Building up to Coronal Mass Ejections
CME前的结构对于理解CME的起源非常重要，然而，对于起源于活动区的CME，这在很大程度上是未知的。本文选取了16个活动区冕弧作为研究对象，它们是逐渐膨胀导致日冕物质抛射的。其中12个显然是建立在前一次喷发造成的喷发后拱廊上。观察到的膨胀持续8.7 +/- 4.1小时，在EIT视场（FOV）内，拱廊从1.15 +/- 0.06 Rsun上升到1.36 +/- 0.07 Rsun。上升速度在大部分时间小于5 km s-1。只有在这个准静态阶段结束时，它才能在几十分钟内增加到每秒几十公里。然后，拱廊作为具有类似形态的CME从EIT FOV中爆发出来。这种前CME结构显然不受耀斑发生在其准静态膨胀阶段，但密切耦合耀斑发生在其加速阶段。对于在圆盘上观察到的四个事件，发现拱廊的逐渐膨胀伴随着来自光球的显著螺旋度注入。特别是，一个漩涡结构，这是让人想起一个磁通量绳，观察到在一个拱廊超过4小时之前，随后的CME，和拱廊的增长是与注入相反的意义上的螺旋度到活动区通过通量出现。我们提出了一个四阶段的演化范式，即观测到的CME，准静态膨胀阶段，对应于日冕中磁自由能的积累，随后是经常观察到的三个阶段范例，包括初始阶段，加速阶段和渐进阶段。
2010-08-28 astro-ph.SR
Frequency of Coronal Mass Ejection Impacts with Early Terrestrial Planets and Exoplanets Around Active Solar-like Stars
来自年轻的磁活性类太阳恒星的高能耀斑和相关的日冕物质抛射（CME）可以在为大气逃逸以及加速粒子穿透其大气层促进生物相关分子的形成创造条件方面发挥关键作用。我们利用观测重建的0.7 Gr年轻太阳的孪生子鲸鱼座k1的磁场，研究了年轻太阳磁冕中CME偏转的效应及其对早期金星、地球和火星撞击频率的影响。我们发现日冕磁场使日冕物质抛射偏向天体层电流片。这种效应表明，CME倾向于在黄道平面周围的一个小圆锥内传播，将CME与该平面附近的行星磁层的撞击频率增加到约30%，或者与Airapetian等人之前的估计相比增加了6倍。我们的模型对早期类地行星以及年轻G-K矮星周围的类地系外行星上的生命前化学的兴起具有重要意义。
2019-11-19 astro-ph.SR
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
Combining particle acceleration and coronal heating via data-constrained calculations of nanoflares in coronal loops
我们通过哈里斯型电流片中电子和质子的加速来模拟外推活动区日冕环的纳米耀斑加热。加速粒子的动能估计使用半解析和测试粒子跟踪的方法。矢量磁图和光球多普勒速度地图的NOAA活动区09114，记录的成像矢量磁仪（IVM），用于这一分析。首先构造了活动区日冕的无电流场外推。然后计算了5000个外推日冕环足点处相应的坡印亭通量。假设重新连接的电流片沿着这些回路发展，我们利用以前的结果来估计加速粒子的动能增益，我们将这种能量与纳米耀斑加热和宏观回路特性相关。发现0.1至8 keV（电子）和0.3至470 keV（质子）的动能导致$10^{-6}$至1 $\mathrm{erg\, s^{-1} cm^{-3}}$的加热速率。流体动力学模拟表明，这样的加热速率可以维持等离子体在日冕条件下的环路内，并产生等离子体的热分布是一致的活动区的观测。我们通过使用厚靶方法计算加速电子产生的X射线光谱的形式来得出分析结论，发现这些X射线光谱与观察到的X射线光谱一致，从而支持我们的纳米片加热方案的可行性。
2013-05-22 astro-ph.SR
Nonlinear force-free and potential field models of active-region and global coronal fields during the Whole Heliospheric Interval
在2008年3月24日至2008年4月2日期间，太阳光学长期巡天（SOLIS）矢量分光磁力仪（VSM）每天观测NOAA活动区10987、10988和10989这三个活动区，同时它们穿越太阳盘。我们使用这些测量和非线性无力磁场代码XTRAPOL重建每个活动区域的日冕磁场，并将模型场线与来自日地关系天文台（STEREO）和日出X射线望远镜（XRT）望远镜的图像进行比较。全球振荡网络组（GONG）的连续昼夜磁图制作的天气图提供了全球光球场的信息，基于这些地图的位场源-表面模型描述了整个日光层间隔（WHI）及其邻近旋转期间的全球日冕场。模拟的全球领域，如冕洞和流光带的位置，功能进行了讨论，在极端紫外线和日冕观测从STEREO比较。全球领域被发现是远离最低，偶极状态。从非线性模型，我们计算物理量的活动区域，如光球的磁场和电流通量，自由磁能和相对螺旋度为每个区域每天的观测许可。这三个区域的相互连接的背景下，潜在的场源表面模型。使用来自模型的本地和全球的数量，我们简要地讨论了不同的地区观测到的活动水平。
2010-11-02 astro-ph.SR
Multi-channel Observations of Plasma Outflows and the Associated Small-Scale Magnetic Field Cacellations on the Edges of an Active Region
利用SDO/AIA仪器，在活动区边界上沿两个不同的日冕开口环观测到连续和间歇的等离子体流出。%，速度为30 $\sim$ 200 km s $^{-1}$。通过对HMI/SDO时间序列磁图的研究发现，小尺度磁重联可能在冕环等离子体外流的产生中起着重要作用。结果表明，等离子体外流的起源与混合极性的小尺度磁场的位置相吻合，说明等离子体沿冕环的外流可能是小尺度闭合冕环与大尺度开放活动区冕环之间的磁重联的结果。
2014-05-15 astro-ph.SR
Which Photospheric Characteristics are Most Relevant to Active-Region Coronal Mass Ejections?
研究了日冕物质抛射特征与太阳耀斑预测方案中广泛采用的太阳活动区喷发能力参数化之间的关系。这些参数，其中一些是第一次探索，是与拓扑特征，即磁极性反转线（MPILs），表明大量的存储的非潜在的（即自由）的磁能相关的属性。利用DONKI和LASCO数据库对耀斑相关的日冕物质抛射及其运动学特征进行了研究，同时利用日震和磁成像仪（HMI）对活动区的矢量磁场观测数据提取了MPILs的性质，从而提取了源区MPILs的性质。所有性质与日冕物质抛射特征之间的相关性从中等到非常强不等。更重要的相关性尤其适用于快速的日冕物质抛射，这在不利的空间天气表现方面是最重要的。非中和电流和主MPIL的长度表现出显着更强的相关性比其余的属性。这一发现支持了日冕物质抛射和高度剪切的、明显的MPIL中的非中和电流之间的因果关系。此外，非中和电流和MPIL长度携带不同的，独立的信息，以喷发的活动区域的潜力。因此，非中性电流总量和主极性反转线长度的组合比其它参数更能反映太阳活动区的喷发能力和源于这些活动区的CME运动学特征。
2019-09-13 astro-ph.SR
