Formation of Transient Coronal Holes during Eruption of a Quiescent Filament and its Overlying Sigmoid
利用H $α$、He I 10830、EUV和软X射线（SXR）数据，对2006年1月12日发生在太阳盘中心附近的一次暗条爆发进行了观测，该爆发扰动了$\emph{GOES-12}$ SXR成像仪（SXI）观测到的暗条通道上的一个S形通道，导致了该通道的爆发。该事件与太阳和日光层天文台（$\emph{SOHO}$）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）观测到的部分晕日冕物质抛射（CME）有关，并导致形成两个耀斑状条带，爆发后日冕环和两个瞬态日冕洞（TCH），但没有明显记录到与爆发相对应的$\emph{GOES}$或H $α$耀斑。这两个TCHs由相反的磁极性主导，位于喷发的乙状结肠的两端。它们在He I 10830、EUV和SXR观测中显示出相似的位置和形状。在早期喷发阶段，增亮首先出现在两个后续的TCH的位置，这可以清楚地识别在He I 10830，EUV和SXR图像。这一喷发事件可以用磁通量绳模型来解释，而两个TCH很可能是磁通绳的脚。
2009-01-07 astro-ph.SR
Heating of quiescent coronal loops caused by nearby eruptions observed with the Solar Dynamics Observatory and the Solar Upper Transition Region Imager
本研究结合SDO与SUTRI观测，分析两次附近爆发引发长暗条上覆宁静冕环加热与冷却的过程，并通过环流入、X型结构及新重联环证据，指出其加热机制为环间磁重联。
2023-03-28 astro-ph.SR
Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Analysis of Quiescent Coronal Rain over an Active Region
本文基于 IRIS 和 SDO 数据对活动区日冕雨进行统计研究，揭示其空间分布广泛、以向下运动为主但向上运动普遍存在，并发现与日冕雨相关的 16 分钟短周期脉动，对 TNE-TI 理论提出挑战。
2023-05-15 astro-ph.SR
Simultaneous transverse and longitudinal oscillations in a quiescent prominence triggered by a coronal jet
在本文中，我们报告了2015年6月29日在静止日珥中同时进行的横向和纵向振荡的多波长观测。在活动区12373发生了一次C2.4耀斑，它与一对短带和一个远带有关。在耀斑的脉冲阶段，一个日冕喷流喷出的主耀斑网站，并在西北方向传播的$\sim$ 224 km s $^{-1}$的视速度。飞机的一部分在远处的丝带附近停了下来。剩下的一部分继续前进，最后停在了日珥的东边。一旦喷流遇到日珥，它就会推动日珥周期性地振荡。日珥东部的横向振荡可分为两个阶段。在阶段I中，初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 4.5 μ m、$\sim$ 20 km s $^{-1}$、$\sim$ 25 min和$\sim$ 7.5 hr。在第二阶段，初始振幅增加到$\sim$ 11.3 Mm，而初始速度减半到$\sim$ 10 km s $^{-1}$。该周期增加了$\sim$ 3.5倍。日珥西部也经历了横向振荡。初始振幅仅为$\sim$ 2 μ m，速度小于10 km/s $^{-1}$。周期（$\sim$ 27分钟）略长于I相的EP。在日珥以东，少数水平线经历了纵向振荡。初始振幅、速度、周期和阻尼时标分别为$\sim$ 52 μ m、$\sim$ 50 km s $^{-1}$、$\sim$ 99分钟和2.5小时。据我们所知，这是第一个由日冕喷流引发的日珥横向和纵向同时振荡的报告。
2017-11-02 astro-ph.SR
Neutral Helium Triplet Spectroscopy of Quiescent Coronal Rain with Sensitivity Estimates for Spectropolarimetric Magnetic Field Diagnostics
由于其极化性和磁场敏感性，以及中性氦在部分电离太阳环境中的作用，中性氦三重态（orthohelium）系统提供了重要的，但未充分利用，诊断太阳日冕雨。这项工作描述了在NOAA活动区12468冠状雨的离边观测，在他我10830 $Å$三重获得使用大规模MultipleXed成像光谱仪实验在邓恩太阳望远镜以及从美国宇航局的太阳动力学观测和界面区域成像光谱仪的同时观测。我们在IRIS 1400 $Å$和2796 $Å$通道以及He I 10830 $Å$中同时探测雨。所有通道之间存在的空间相干性与以前观测到的日冕雨的多热性质一致。通过自动探测确定的He I谱廓线的统计分析表明，He I谱线辐射平均为$10^{4}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ ;平均平移速度为70 km s $^{-1}$，多普勒宽度分布在10 km s $^{-1}$左右。基于这些结果，预期He I极化信号的前向模型使我们能够使用合成观测值和反演算法（包括适合散射角约束材料沿视线的位置）来估计即将到来的美国国家科学基金会的Daniel K. Inouye太阳望远镜。我们预测联合观测的He I 10830 $Å$和5876 $Å$多重，使用第一光仪器，将提供反向磁场错误的$\pm3.5$ G（$2σ$）的空间尺度的$0.5''$（$\sim360$公里）假设动态有限的积分时间…
2018-09-06 astro-ph.SR
Mass Cycle and Dynamics of a Virtual Quiescent Prominence
本研究在三维磁流体动力学日冕体积中以20.8 km高分辨率模拟重联-凝结模型，发现热不稳定性可独立驱动虹吸流并形成宁静日珥，且首次自洽再现了日珥演化中的观测特征。
2024-05-30 astro-ph.SR
Coronal mass ejections as a new indicator of the active Sun
日冕物质抛射（CME）已成为太阳活动的重要指标之一，特别是在日光层瞬态事件的后果方面。虽然日冕物质抛射与太阳黑子数（SSN）密切相关，但它们也与太阳上的其他闭合磁区（如静止暗条区）有关。这使得CME成为太阳活动的更好指标。虽然太阳黑子主要代表太阳磁场的环向分量，但静态暗条（以及与之相关的日冕物质抛射）通过冲极（RTTP）现象将环向分量和极向分量连接起来。以各半球的RTTP结束作为太阳极性反转的指示，结果表明，南北反转不对称性具有3-5个太阳周的准周期性。集中在CME的地球空间后果，它表明，最大的CME速度平均在卡林顿旋转周期表现出良好的相关性与地磁活动指数，如Dst和aa。
2018-04-30 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 astro-ph.SR
Modeling the Daily Variations of the Coronal X-ray Spectral Irradiance with Two Temperatures and Two Emission Measures
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS-1）CubeSat观测到0.5至10千电子伏的太阳X射线。两个温度，两个排放量的测量模型是适合每个每日平均光谱。这些每日平均温度和排放量的措施，绘制对相应的每日太阳10.7厘米无线电通量（F10.7）的值和线性相关性，我们称之为施瓦布-伍兹-梅森（SWM）模型。线性趋势表明，仅基于F10.7测量，可以估计0.5 keV和10 keV之间的太阳光谱。该模型的较冷温度分量表示静止太阳对光谱的贡献，并且基本上与太阳活动无关，这意味着日平均静止太阳可以通过单个温度（1.70 MK）准确描述，而不管太阳强度如何，并且仅需要针对更高或更低的太阳强度调整对应于该温度的排放测量。示出的温暖的温度分量表示活性区域的光谱的贡献，并在5 MK至6 MK之间变化。用GOESXRS-B在1-8埃范围内的数据对该模型进行了验证，发现SWM模型的辐照度与GOESXRS-B的辐照度之比平均接近1。MinXSS-1光谱在静态太阳条件下有非常低的计数超过约3 keV。SWM模型可以生成非常高光谱分辨率的MinXSS-1或DAXSS光谱，并具有扩展的能量范围，以填补测量之间的空白，并将预测扩展到1947年。
2023-01-03 astro-ph.SR
Predicting the COSIE-C Signal from the Outer Corona up to 3 Solar Radii
我们提出的信号估计，预计在静止的太阳条件下，将获得在EUV的日冕光谱成像仪在其coronagraphic模式（COSIE-C）。COSIE-C被提议用于常规观测相对未被探索的外日冕，我们知道在那里发生了许多影响低日冕和太阳风的基本过程。COSIE-C谱带，186- 205 A，是众所周知的，因为它已被观察到与日出EIS。我们目前的日出EIS观测，我们在2007年获得了1.5 Rsun，表明这一光谱带在静止的流光是由Fe XII和Fe XI和电离温度几乎是恒定的。为了估计1.5- 3.1Rsun区域的COSIE-C信号，我们使用了一个基于1996年两个静止流光的Si XII和Mg X日冕线中的CHIANTI原子数据和SoHO Urea观测的模型。我们重现所观察到的EUV辐射与一个简单的密度模型，光球丰度，和一个恒定的温度为1.4 MK。我们发现，其他理论或半经验模型未能再现的意见。我们发现，在静止流中，日冕COSIE-C信号在3Rsun处应该是每3.1”象素约5个计数/秒。这是前所未有的，开辟了一个重要的发现空间。我们还简要讨论了杂散光和其他太阳特征的可见性。特别是，我们提出了Udash的活动区域流光的观测，表明增加的信号相比，安静的太阳的情况下。
2018-08-23 astro-ph.SR
Quiescent and flaring X-ray emission from the nearby M/T dwarf binary SCR 1845-6357
我们研究了SCR 1845 - 6357的XMM-牛顿观测，SCR 1845 - 6357是一颗附近的超冷M8.5/T5.5矮双星。这颗双星在XMM探测器中无法分辨，但X射线发射很可能来自M8.5矮星。我们比较它的耀斑发射类似的非常低质量的恒星，并提出了一个XMM观测M8矮星VB 10。我们检测到准静态X射线发射SCR 1845 - 6357在软X射线能量在0.2 - 2.0 keV波段，以及一个强大的耀斑的计数率增加了30倍，持续时间只有10分钟。准静态X射线光度log L_x = 26.2 erg/s，相应的活动水平log L_x/L_bol =-3.8，表明这是一颗相当活跃的恒星。高达5 MK的日冕温度和频繁的微小变化支持这一观点。在耀斑期间，伴随着近紫外的显著增亮，观测到等离子体温度为25 - 30 MK，X射线亮度达到L_x = 8 x 10^27 erg/s。SCR 1845 - 6357是一颗质量很低的恒星，在准静止时会发出可探测到的X射线，这意味着日冕的存在。高活动水平，日冕温度和观测到的大耀斑指向一个相当活跃的恒星，尽管它的估计年龄只有几个Gyr。
2010-02-11 astro-ph.SR
An MHD Study of Large-Amplitude Oscillations in Solar Filaments
静态灯丝通常受到内部和/或外部扰动的影响，触发不同类型的振荡。特别是，外部大规模的日冕波可以扰乱远程静态丝导致大振幅的振荡。观测报告表明，振荡的激活时间与大规模日冕波阵面通过暗条的时间相吻合，尽管扰动波并不总是容易被检测到。为了有助于了解如何-以及在何种程度上-日冕波能够激发灯丝振荡，在这里，我们用2.5 MHD模拟模拟了一个灯丝漂浮在由日冕冲击波干扰的重力分层日冕中。这种简化的情况导致灯丝的双耦合振荡模式，其在几个周期内被阻尼，从而能够进行详细的分析。参数研究是通过改变灯丝的高度、尺寸和质量等参数来完成的。振荡分析揭示了一个一般的趋势，其中周期的振荡，振幅和阻尼时间随高度增加，而较大半径的细丝表现出较短的周期和较小的振幅。对作用在灯丝上的力的计算表明，主要的回复力是磁张力。
2021-10-14 astro-ph.SR
Periodic Variations in Visible Light Brightness as Tracers of Fine Coronal Structures
本研究发现高日冕可见光亮度的周期性变化与冕流尖端对齐，且与日球电流片撕裂诱导磁重联模拟的等离子体释放周期一致，可作为非静态精细日冕射线的示踪剂，并揭示了低中冕存在额外密度释放机制及周期性随太阳周期的调制规律。
2025-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Non-Eruptive Reconfiguration of a Quiescent Filament After a Nearby Active Region Emergence
University College London（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（马拉德空间科学实验室）；University of Vienna（维也纳大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos/World Radiation Center（达沃斯物理气象观测台/世界辐射中心）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
研究发现，静止丝状物在附近活跃区域浮现后未发生喷发，揭示了磁重联和喷射对丝状物稳定的作用机制。
2026-02-06 astro-ph.SR
Possible Detection of A Flare-associated Coronal Mass Ejection on A M-dwarf
本研究通过分析XMM-Newton卫星观测的M矮星KIC 8093473的X射线光谱，在耀斑状态下探测到可能的日冕物质抛射，并估计其质量约为7×10^18至2×10^20克。
2023-05-15 astro-ph.SR
Coronal modulation in the ultra-fast rotator LO Peg
本研究基于 XMM-Newton 的 X 射线观测分析 LO Peg，去除耀发后用最大似然模型建模旋转调制，揭示其日冕不均匀且活动区集中于两个经度。
2024-05-08 astro-ph.SR
Observations and models of slow solar wind with Mg9+ ions in quiescent streamers
静止流光的特征是一个特殊的紫外线特征，正如SOHO上的紫外线和日冕光谱仪（UNOPS）的观测结果所指出的那样：重离子发射线（如OVI）的强度显示相对于边缘较暗的核心。以前的模型表明，重离子流发射的结构与流腿处的慢太阳风的加速区域和流芯中的重力沉降过程有关。太阳活动极小期日冕流光中Mg ~（9+）离子极紫外辐射的观测结果是由Udron仪器首次报道的。Mg X 625 A的发射比OVI 1032 A的发射小一个数量级，需要更长的暴露时间才能获得统计学显著的结果。在这里，MgX日冕观测进行了分析和比较，第一次，在氢和OVI排放的太阳最小流光结构。我们采用2.5D三流体模型，以前开发的研究的性质的O 5+离子的流光，并计算第一次的密度，温度，和流出结构的Mg 9+离子在太阳极小流光。Mg 9+离子加热的经验径向加热功能的约束下观察的动力学离子温度从MgX发射线轮廓。Mg 9+密度、温度和流出速度的详细结构由库仑动量和能量交换以及在流注的三流体模型中与电子和质子的电磁相互作用确定。该模型的结果是在良好的定性协议与观测，并提供见解的磁结构的流光，慢太阳风源，重离子的相对丰度之间的可能联系。
2012-11-26 astro-ph.SR
Coronal-Temperature-Diagnostic Capability of the Hinode/X-Ray Telescope Based on Self-Consistent Calibration. II. Calibration with on-Orbit Data
Hinode卫星上的X射线望远镜（XRT）是一个观测日冕的X射线成像仪，能够诊断日冕温度从低于1兆克拉到超过10兆克拉。为了充分利用这一能力，Narukage等人（Solar Phys.269，169，2011）根据地面端到端测试的校准测量值确定了每个X射线焦平面分析滤波器的厚度。然而，在他们的论文中，由于测量中使用的X射线通量不足，用于活动区和耀斑观测的较厚滤光片，即中等Be、中等Al、厚Al和厚Be滤光片的校准不足。在这项工作中，我们重新校准这些较厚的过滤器使用静态活动区的数据与多个过滤器的XRT。在我们更新的校准结果的基础上，我们提出了修订后的日冕温度诊断能力的XRT。
2013-07-17 astro-ph.SR
Disappearance of a coronal hole induced by a filament activation
我们提出了一个罕见的观察直接磁相互作用之间的激活细丝和冕洞（CH）。暗条位于CH的西北部，是一个静止的暗条，它经历了一个非径向的激活过程，在此过程中，暗条物质不断地落下来并侵入CH，CH明显地被侵入所破坏。CH边界和内部出现增亮现象，同时其西部边界开始后退，面积逐渐缩小。在侵入结束后，CH继续萎缩，最后完全消失。在暗条激活之后，形成了三个日冕变暗区（D1-D3），其中D1和D2在CH完全消失的整个过程中一直存在。导出的日冕磁位形表明暗条位于一个明显连接D1和D2的延伸环系统之下。通过与外推结果的比较，我们的观测结果表明，暗条与CH的相互作用是暗条物质直接侵入CH，CH的消失可能是由于膨胀环系统与CH的开放场之间的交换重联。
2014-04-29 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
The Sun as an X-ray star V.: A new method to retrieve coronal filling factors
Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本文提出一种新的SaXS方法，通过将太阳日冕区域的发射测量分布转换为XSPEC谱组件，验证了宽波段X射线谱能否直接恢复填充因子，为恒星X射线分析提供了新的物理方法。
2025-10-27 astro-ph.SR
Swift and XMM-Newton observations of an RS CVn type eclipsing binary SZ Psc: Superflare and coronal properties
本文利用Swift天文台的观测资料，对一个RS CVn型食双星系统SZ Psc上观测到的一次大而长持续时间（$>$ 1.3天）的X射线耀斑进行了深入的研究。在0.35 $-$ 10 keV能带中，峰值亮度估计为4.2 $\times$ 10 $^{33}$ erg s $^{-1}$。利用Swift观测站和XMM-Newton卫星分别在耀斑爆发后5.67 d和1.4 a观测到SZ Psc的静止日冕。静态电晕被发现是由三个温度的等离子体：4，13，和48 MK。对SZ Psc静止日冕的高分辨率X射线能谱分析表明，高第一电离势（FIP）元素比低FIP元素更丰富。耀斑的时间分辨X射线光谱显示了耀斑温度、发射量和丰度的显著变化。耀斑期间的温度峰值为199 $\pm$ 11 MK，发射量峰值为2.13 $\pm$ 0.05 $\times 10^{56}$ cm $^{-3}$，丰度峰值为0.66 $\pm$ 0.09 Z $_{\odot}$.利用流体动力学环模型，我们推导出耀斑的环长为6.3 $\pm$ 0.5 $\times 10^{11}$ cm，而耀斑峰值处的环压和环密度分别为3.5 $\pm$ 0.7 $\times 10^{3}$ dyne cm $^{-2}$和8 $\pm$ 2 $\times 10^{10}$ cm $^{-3}$.产生耀斑的总磁场估计为490 $\pm$…
2022-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Burst and Circular Polarization Studies of the Solar Corona at Low Frequencies
利用默奇森宽场天线阵（MWA）对日冕进行了低频（80-240 MHz）射电观测，并报告了几项发现。电晕审查，其次是第三类爆发和圆极化静态发射的章节。第二章详细介绍了新的III型爆发动力学。在较高频率处的一个源分量在较低频率处分裂成两个，其中两个分量迅速发散。这是由于电子束穿越发散的磁场配置，这是支持极紫外线喷流观测概述了日冕零点。第三章使用III型爆发高度作为密度探针。谐波等离子体发射意味着比背景模型增强约4倍。这可以用电子束沿致密纤维的传播或提高视源高度的传播效应来解释。静止的电晕模型预测相比，得出结论，传播效应可以在很大程度上，但不能完全解释的表观密度增强。第四章综述了100多次偏振分光观测。探测到约700个致密源，偏振分数从小于0.5%到接近100%。它们被解释为等离子体发射噪声风暴源，其水平以前无法观察到。一个“靶心”结构的冕洞，其中一个外环包围着一个相反的极化中心组件，不匹配的迹象预期的热韧致辐射的报告。大尺度极化结构被证明是良好的相关性与全球磁场模型。最后一章总结了研究结果并展望了未来的工作。偏振图像的初步比较模型的预测是共享的，随着日冕物质抛射观测揭示了一个无线电弧，是形态上类似的白光结构。
2019-12-04 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 astro-ph.SR
Densities Probed by Coronal Type III Radio Burst Imaging
我们提出的日冕密度分布来自低频（80-240 MHz）成像的三个III型太阳射电暴观测的边缘的默奇森宽场阵列（MWA）。每个事件都与较大高度的白光流光有关，并且可能与较低高度的极紫外线有关。假设谐波等离子体发射，我们发现在1.3 ~ 1.9个太阳半径的高度上，平均电子密度从1.8 × 10^8 cm ^-3下降到0.20 × 10^8 cm^-3。这些值代表了在规范背景水平上大约2.4- 5.4倍的增强，并且与从其他波长的数据中获得的最高流光密度相当。假设基本发射将使密度增加4倍。从III型源高度推断出的高密度可以通过假设激发电子束沿着过密的纤维行进或通过可能导致源出现在比真实发射位置更大的高度的无线电传播效应来解释。我们回顾了最近的结果，这两种情况下的参数。我们比较的范围内的静态电晕模型预测，以估计传播效应的影响，我们得出的结论只能部分解释表观密度增强。最后，我们使用随时间和频率变化的源位置来估计0.24和0.60 c之间的电子束速度。
2018-08-15 astro-ph.SR
Magnetic Dip Found in a Quiescent Prominence Foot via Observation and Simulation
针对倒钩磁场方向的悖论，本文通过观测发现宁静日珥足中存在向上弯曲的磁凹陷，并结合磁摩擦模拟形成类似结构，揭示了日珥磁场结构，对日珥爆发和日冕物质抛射研究至关重要。
2025-09-24 astro-ph.SR
Coronal Loops: Observations and Modeling of Confined Plasma
日冕环是X射线明亮日冕的组成部分。他们欠他们的亮度，以密集的约束等离子体，这篇评论主要集中在环作为结构约束等离子体。在简要的历史回顾之后，综述分为两个独立但不独立的部分：第一部分阐述了观察框架，第二部分回顾了理论知识。静止环和他们的约束等离子体被认为是，因此，主题，如环振荡和耀斑环（除了非太阳的恒星环提供信息）在这里没有具体解决。观测部分讨论了环的分类和种群，然后描述了日冕环的形态，它与磁场的关系，以及环作为多股结构的概念。本节的下一部分专门讨论回路等离子体的特性，特别是根据热回路、暖回路和冷回路的分类，讨论其热结构的特性。然后，时间分析的循环和等离子体动力学和流动的观察进行了说明。在建模部分开始提供了一些基本的环路物理学，提供了一些基本的标度律和时标，一个有用的工具咨询。循环建模的概念被引入，和模型之间的区别对待作为单片和静态的循环，和那些解决成薄的和动态的链循环。然后，更具体的讨论解决建模的环路精细结构，和沿环路流动的等离子体。特别注意的是，回路加热的问题，分别讨论波（AC）和脉冲（DC）加热。最后，简要讨论了与日冕环有关的恒星X射线发射结构，并给出了结论和有待解决的问题。
2010-10-28 astro-ph.SR
Soft X-Ray Observations of Quiescent Solar Active Regions using Novel Dual-zone Aperture X-ray Solar Spectrometer (DAXSS)
双区孔径X射线太阳光谱仪（DAXSS）于2018年6月18日在NASA 36.336探空火箭飞行中飞行，并在广泛的能量范围内获得了迄今为止太阳软X射线（SXR）光谱的最高分辨率。这一观测是在太阳盘面上有静止（非耀斑）小活动区的时期进行的，当时10.7厘米射电通量（F10.7）为75个太阳通量单位（1 sfu = 10-22 W/m^2/Hz）。DAXSS仪器由LASP开发的双区孔径和Amptek的商用X射线光谱仪组成，该光谱仪测量0.5-20 keV的太阳全圆盘辐照度，分辨率为20 keV。本文讨论了光谱仪的新设计和仪器表征技术。此外，使用CHIANTI光谱模型分析了从2018年探空火箭飞行中获得的太阳测量结果，以拟合太阳日冕等离子体的温度，发射测量和相对元素丰度。在静止的太阳日冕中，铁的丰度比预期的高出35%，这表明我们的光谱模型需要额外的复杂性，或者底层的原子数据库可能需要更新。今后需要对这一光谱范围进行长期系统观测。DAXSS将于2020年底在INSPIRESat-1 CubeSat上飞行，其SXR光谱数据可以通过模拟活动区域和太阳耀斑事件发展期间相对元素丰度的变化，进一步了解日冕加热的来源。
2020-08-26 astro-ph.SR
TRACE Observations of Driven Loop Oscillations
目的：1998年6月13日，TRACE卫星恰好处于观测日冕中耀斑引起的EIT波的影响及其随后与日冕磁环的相互作用的良好位置。在这项研究中，我们使用这些TRACE观测，以证实以前的理论工作，以及估计的磁场强度和纵向不均匀性的程度。研究方法：环路边缘跟踪，在空间和时间上，使用小波模极大值算法，与相应的环路位移从其静态分析拟合缩放正弦函数。随后使用地震学技术确定日冕环的物理参数。研究结果：所研究的日冕环被发现以两个不同的周期振荡，501 +/- 5 s和274 +/- 7 s，这可以被解释为属于基波和一次谐波，或者可以反映过驱动环的阶段。当假设周期属于基本扭结模及其一次谐波时，我们得到振荡日冕环内部的磁场强度为2.0 +/- 0.7 G。相反，将振荡解释为回路的自然扭结频率和和谐EIT波的组合提供了5.8 +/- 1.5 G的磁场强度。使用这两个时期的比率，我们发现，在循环的重力标度高度为73 +/- 3 Mm. Conclusions：我们表明，在日冕循环的两个不同的时期的观察并不一定会导致一个独特的结论。存在多种可能的情况，这表明磁场的导出强度和日冕环的次分辨率特性完全取决于选择哪种解释。
2011-08-12 astro-ph.SR
Dual Trigger of Transverse Oscillations in a Prominence by EUV Fast and Slow Coronal Waves: SDO/AIA and STEREO/EUVI Observations
我们分析了2010年9月8日至9日在一个静止的日珥耀斑相关的横向振荡。耀斑活动区和日珥都位于西翼附近，具有良好的位形和视角。太阳动力学观测台上的大气成像装置以高空间和时间分辨率获得的太阳全圆盘极紫外图像显示了与耀斑有关的日珥片横向振荡。STEREO-A航天器位于日地线前方81.5度，提供了与耀斑有关的日冕扰动的盘上视图。利用图像互相关技术，我们得到了日珥片横向位移的时间剖面。对位移曲线进行去趋势化，并推导出残余振荡模式。我们用一个可变周期的阻尼余弦函数来拟合这些振荡，发现周期在增加。初始振荡周期（P0）为28.2分钟，阻尼时间（t_D）为44分钟。我们确认存在的快速和缓慢的EUV波分量。使用STEREO-A观测，我们推导出的传播速度为250公里/秒的慢EUV波通过应用时间片技术的运行差异图像。我们提出，日珥振荡是由快EUV波激发的，而日珥振荡周期的增加是一个明显的效果，与由于慢EUV波作为次级触发器而引起的相位变化有关。我们讨论的双重触发效应的影响，日冕突出地震学和阻尼机制的标度律研究。
2012-10-24 astro-ph.SR
Alfvén Wave Turbulence as a Coronal Heating Mechanism: Simultaneously Predicting the Heating Rate and the Wave-Induced Emission Line Broadening
在目前的工作中，我们测试的预测AWSoM模型，全球扩展MHD模型能够计算的传播和湍流耗散的阿尔文波在任何磁拓扑结构，对高分辨率光谱的静止离盘太阳日冕。波浪耗散是该模型中唯一假设的加热机制。将3D模型结果与CHIANTI原子数据库相结合，我们能够创建合成的视线光谱，其中包括由于热和波相关的非热运动引起的发射线展宽的影响。据我们所知，这是第一次使用全局模型来获得合成非热谱线展宽。我们得到了一个稳态的解决方案驱动的天气磁图和SUMER观测的静止区域上方的太阳西翼在赤道延伸1.04和1.34太阳半径之间的合成光谱进行了比较。预测的线宽和总线通量与5种不同离子的观测结果一致。使用3D解决方案，我们能够定位对用于测量电子特性的发射贡献最大的区域;我们发现该区域是伪流光，其模拟的电子温度和密度与测量的一致。我们的结论是，湍流耗散假设在AWSoM模型可以同时考虑到所观察到的加热率和非耗散波能量在该地区观察到的。
2014-01-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Hot plasma in a quiescent solar active region as measured by RHESSI, XRT, and AIA
本文研究了2010年7月13日在EUV，SXR和HXR中观察到的静止（非耀斑）活动区域，以寻找推测为日冕加热关键特征的热成分。我们使用RHESSI成像和长持续时间的积分（长达40分钟）的组合，以检测在3-8千电子伏范围内的活动区域在明显的非燃烧时间。RHESSI成像揭示了源自整个活动区域的热分量，正如纳米耀斑场景所推测的那样，其中整个活动区域充满了大量未解决的小能量释放。对RHESSI数据进行等温拟合得到的温度约为7 MK，辐射测量值为10^46 cm^-3的数倍。分别添加AIA和XRT进行的EUV和SXR观测，我们得出了一个差分发射测量（DEM），该测量显示了2至3 MK之间的峰值，并具有急剧下降的高温尾部，与先前报道的相似。推导出的DEM揭示了宽范围的温度有助于RHESSI通量（例如，40%的4 keV发射由低于5 MK的等离子体产生，而7 keV的发射几乎完全来自高于5 MK的等离子体），这表明RHESSI谱不应该与等温线拟合。热分量具有相当小的发射测量（总EM的~ 0.1%高于5 MK），并且对于单位填充因子，导出的热能含量为10%的量级，或者对于较小填充因子，导出的热能含量可能低于1%。
2019-03-27 astro-ph.SR
Subarcsecond Bright Points and Quasi-periodic Upflows Below a Quiescent Filament Observed by the IRIS
利用IRIS的紫外光谱和SJIs，以及太阳动力学天文台（SDO）的日冕图像和磁图，我们提出了一个静止的暗条通道的新特征：亚弧秒亮点（BPs）和准周期上升流。TR中的BP具有约350 $-$ 580 km的空间尺度和超过几十分钟的寿命。它们位于细丝通道中较强的磁性结构处，磁通量约为10 $^{17}$ $-$ 10 $^{18}$ Mx。准周期性的增亮和上升流中观察到的BP和周期约为4 $-$ 5分钟。BP和相关的射流状上升流包括一个“蝌蚪形”的结构。上升流沿明亮的细丝运动，其方向几乎平行于细丝的脊。从具有相反极性磁场的BPs发起的上升流具有相反的方向。上升气流在天空平面内的速度约为5 $-$ 50 km s $^{-1}$。Si IV 1402.77的发射线在上升流处出现了约5 $-$ 30 km s $^{-1}$的明显蓝移，谱线轮廓展宽，宽度超过20 km s $^{-1}$。这些边界点似乎是细丝的基础，并且上升流能够输送质量以实现细丝的动态平衡。先前观测中的“逆流”流动可能是由相反极性磁场引发的双向上升流的传播引起的。我们认为，准周期性增亮的BPs和准周期性上升流的小尺度振荡的磁重联，这是由太阳p模式波调制的结果。
2016-03-09 astro-ph.SR
Coherent radio emission from a quiescent red dwarf indicative of star-planet interaction
低频（$ν\lesssim 150\,$ MHz）恒星射电辐射预计起源于外日冕，其高度与恒星半径相当或大于恒星半径。这种来自太阳的辐射被用来研究日冕结构，质量喷射，行星周围的空间天气条件（Schwenn 2006）。其他恒星低频发射的探测器只探测到一颗活跃的耀斑星（Lynch et al. 2017），这并不能代表更广泛的恒星星族。在这里，我们报告的低频无线电发射的检测从一个静止的恒星，GJ 1151-在银河系中最常见的恒星类型（红矮星或光谱类M）的成员。发射的特征与行星极光发射的特征相似（Zarka 1998年）（例如木星的十米波发射），表明日冕结构由等离子体密度低的全球磁层主导。我们的研究结果表明，为无线电极光提供动力的大规模电流在质量和大气成分的巨大范围内运作，从类地行星到主序星。GJ 1151的缓慢自转并不能产生坡印廷通量，但它的磁层等离子体与短周期系外行星的次阿尔夫文相互作用可能产生坡印廷通量。发射特性与理论预期一致（Zarka 2007; Lanza 2009; Saur et al. 2013; Turnpenney et al. 2018），与地球大小的行星在$\sim 1-5$一天的轨道上相互作用。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Quiescent and flaring states of three active stars: V834 Tau, LQ Hya, and BY Dra
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
研究三颗K型主序星的X射线静止与爆发冠层，发现其冠层温度、X射线亮度和铁 depletion差异，检测到超新星爆发并探讨其磁活动与恒星环境影响。
2026-04-24 astro-ph.SR
A Panchromatic View of Brown Dwarf Aurorae
恒星日冕活动已经被证明持续到低质量恒星区域，直到M矮星光谱类型。然而，现在有越来越多的证据表明，在主序列的末尾，磁活动的性质发生了转变，从色球和日冕到类行星和极光，从通过耀斑和MHD波耗散的局部脉冲加热到强大的大尺度磁层电流系统的能量耗散。我们研究这种转变和极光活动的流行在褐矮星通过汇编多波长的磁活动调查，包括无线电，X射线和光学。我们汇编了这些调查的结果，并将其结论放在极光发射的背景下，极光发射是大规模磁层电流系统的结果，加速高能电子束并驱动粒子撞击冷的大气气体。我们探讨了棕矮星大气中极光现象的不同表现形式，如H $α$，并定义了它们的区别特征。我们的结论是，在近红外大幅度光度变化是最有可能的结果，在褐矮星大气中的云，但极光活动可能是负责长期稳定的表面特征。我们报道了极光H $α$发射和ECMI脉冲棕矮星的静态无线电发射之间的联系，表明静态和极光发射之间潜在的物理联系。我们还讨论了为褐矮星极光提供动力的电动发动机，以及这些系统周围的卫星在为极光提供动力和用等离子体为磁层播种方面可能发挥的作用。
2017-08-09 astro-ph.SR
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2. III. Inferring the Coronal $T_e$ with a Radiative Differential Emission Measure Inversion
本文提出辐射微分发射度（R-DEM）反演方法，利用日全食可见光与红外发射线推断日冕电子温度分布，发现1.4 R$_\odot$以外呈双峰等温结构，并通过MHD模拟验证了方法有效性。
2023-06-07 astro-ph.SR
Tackling the Unique Challenges of Low-frequency Solar Polarimetry with the Square Kilometre Array Low Precursor: The Algorithm
众所周知，日冕磁场是定义日冕物理和空间天气的关键参数之一。然而，测量全球日冕磁场仍然具有挑战性。日冕射电辐射的偏振特性对日冕磁场敏感。虽然它们可以被证明是日冕和日光层磁场的有用探测器，但它们的使用受到技术和算法挑战的限制。我们提出了一个强大的算法，精确的偏振校准和成像的低射频太阳观测，并证明它的数据从默奇森宽场阵列，平方公里阵列（SKA）的前身。该算法基于测量方程框架，该框架构成了所有现代无线电干涉校准和成像的基础。它提供了高动态范围和保真度的全斯托克斯太阳射电图像与仪器偏振泄漏$<1\%$，与一般的天文射电成像，并代表了国家的最先进的。开放这个有益的，但尚未探索，相空间将使多个新的科学调查，并提供相当大的发现潜力。例子包括探测来自热日冕发射的低水平圆偏振，以估计大规模的静止日冕场;探测来自日冕物质抛射的微弱回旋同步辐射的偏振，以可靠地估计等离子体参数;以及探测这些频率下的首次线性偏振。这种方法是在考虑SKA的情况下开发的，它将开启一个在低射频下进行高保真分光偏振快照太阳成像的新时代。
2022-06-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic Field Configuration of a Quiescent Prominence Revealed by Large-amplitude Longitudinal Oscillations in End-view Observations
本文利用2023年12月4日端视观测的日珥大振幅纵向振荡，结合成像与光谱数据，通过两种方法计算磁凹陷曲率半径（90-220-10兆米）及横向磁场强度（25高斯），首次精确确定其三维正弦几何形状。
2025-10-24 astro-ph.SR
SDO/AIA Detection of Solar Prominence Formation within a Coronal Cavity
我们报告的第一个分析SDO/AIA观测的形成一个静止的极冠突出的冕腔。He II 304 He（log T_{max} ~ 4.8 K）数据显示，由于等离子体的垂直引流和横向输送，日珥逐渐消失，约12小时后形成新的日珥。在日珥形成之前，在冕腔的中心区域会出现明亮的发射“云”。云的峰值亮度在时间上从Fe XIV 211通道，通过Fe XII 193通道，到Fe IX 171通道逐渐移动（log T_{max}分别为6.2，6.1，5.8 K），同时高度降低。过滤器比分析估计的云在腔中的初始温度约为log T \sim 6.25 K的冷却随着时间的推移的证据。随后日珥的增长伴随着211通道中空洞的变暗。这些观测结果暗示了通过冕腔中热等离子体的原位冷凝形成日珥的可能性，支持了日冕磁通量绳中磁热对流的拟议过程。
2012-09-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Hard X-Ray Constraints on Small-Scale Coronal Heating Events
许多证据表明，日冕是冲动加热的，这意味着纳米耀斑可能在安静和活跃的区域（AR）中无处不在。硬X射线（HXR）观测具有前所未有的灵敏度$>$ 3~keV，现在可以通过聚焦仪器。我们分析了\textit{Focusing Optics X-ray Solar Imager (FOXSI)}火箭和\textit{Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR)}航天器的数据，以约束EBTEL场线平均流体动力学代码模拟的AR纳米片的特性。我们生成的模型X射线光谱计算差分发射措施均匀nanoflare序列加热幅度$H_0$，持续时间$τ$，事件之间的延迟时间$t_N$，和填充因子$f$。\textit{FOXSI-2}在2014年12月11日观测到的单个静止AR与纳米耀斑序列非常吻合，其加热幅度为0.02 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$ $<$ $H_0$ $<$ 13 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，延迟时间和持续时间范围很广。我们排除了该区域在90\%置信水平下小于$\sim$ 900 s的事件之间的延迟。{ \nustar }在2014年11月1日观测到的五个区域中有三个区域与均匀的纳米耀斑模型非常吻合，而两个通量较高的区域则不是。一般来说，{ \nustar }计数谱与纳米耀斑序列很好地拟合，与允许的\t…
2018-08-08 astro-ph.SR
Sequential eruptions triggered by flux emergence - observations and modeling
我们描述和分析观测太阳动力学天文台的出现一个小的，双极活跃的区域内的单极磁通量，被包围的圆形，静止的灯丝。在开始出现的仅仅8小时内，暗条部分分裂，并发生了两次连续的日冕物质抛射。我们认为，这三个动态事件发生的结果，新兴的两极和预先存在的日冕磁场之间的特定磁重联情节。为了证实我们的解释，我们考虑三维磁流体动力学模拟模型出现的磁通量在附近的一个大规模的日冕通量绳。模拟定性再现了大多数的重联事件所建议的意见，以及顺磁分裂，第一次爆发，并形成剪切/扭曲的领域，可能发挥了作用，在第二次爆发。我们的研究结果表明，新兴的磁通量相对于背景的磁配置的位置是一个至关重要的因素所产生的演变，而以前的结果表明，参数，如方向或新兴的磁通量的量是很重要的。这就对预测由通量出现引发的喷发的发生提出了挑战，需要通过数值模拟对相关参数空间进行详细调查。
2018-06-29 astro-ph.SR
A study of X-ray flares - II. RS CVn type Binaries
本文分析了XMM-Newton天文台观测到的5个RS CVn型双星（UZ Lib，σGem，λAnd，V711 Tau和EI Eri）的7个耀斑。这些恒星在0.3-10.0 keV能带的静态X射线光度为10^{30.7-30.9} erg/s。所有耀斑样品的指数衰减时间在~ 1 ~ 8小时之间。在0.3-10.0 keV的能量范围内，耀斑的峰值亮度在10^{30.8} - 10^{31.8} erg/s之间。XMM-EPIC仪器的高灵敏度使我们能够在耀斑期间和随后的静止阶段进行时间分辨光谱分析。在观测到的σGem、V771 Tau和EI Eri耀斑期间，日冕等离子体的金属丰度是变化的。在这些耀斑中，发现元素丰度比静止状态增加了约1.3-1.5倍。在大多数耀斑中，峰值温度超过100 MK，而排放量增加了1.5 - 5.5倍。在大多数耀斑中存在显著的持续加热。由耀斑结构导出的环长（L）为10^{10 - 11} cm量级，小于恒星半径（R*），即L/R* \lesssim 1。来自σGem的耀斑在耀斑期间表现出高的和可变的吸收柱密度。
2011-10-10 astro-ph.SR
The corona of GJ 1151 in the context of star-planet interaction
据报道，低质量恒星GJ 1151显示出可变的低频无线电发射，这被解释为日冕恒星与行星相互作用的路标。本文报道了基于XMM-牛顿数据的GJ 1151日冕的首次X射线探测。在X射线观测中，我们发现这颗恒星有一个小的耀斑。平均观测结果表明，该星的日冕温度为1.6 MK，X射线光度为$L_X = 5.5\times 10^{26}$，erg/s。在不包括耀斑的静止时间段内，该恒星仍然未被探测到，上限为$L_{X,\,qui} \leq 3.7\times 10^{26}$ \，erg/s。这是兼容的日冕假设中使用的一个最近出版的模型，恒星行星相互作用的起源观察到的无线电信号从这颗恒星。
2020-07-10 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Observing the solar corona from a formation-flying mission. First results of Proba-3/ASPIICS
本文报告了Proba-3任务中ASPIICS日冕仪观测太阳日冕的首批结果，该仪器通过双航天器精确编队飞行实现类日食低杂散光观测，首次以高时空分辨率揭示了1.3至3 Rs间小尺度日冕外流与内流现象。
2025-11-03 astro-ph.SR
Deep XMM-Newton observation of the Eta Chamaleontis cluster
Eta Chamaleontis星系团的成员正处于一个磁盘迅速演变的进化阶段。它还呈现出一些特点，如大部分的双星和吸积盘，可能与团簇形成过程有关。它的接近使这个恒星群成为研究X射线发射与这些恒星参数之间关系的理想目标。这项工作的主要目的是确定一般的X射线性质的集群成员的日冕温度，柱密度，发射措施，X射线光度和可变性。我们的目标也是建立这些恒星的X射线光度和其他恒星参数之间的关系，如双星和吸积盘的存在。本文还研究了每一次耀斑事件的耀斑能量及其与某些恒星参数的关系。我们使用的专有数据来自XMM-牛顿深度观测，指向Eta Chamaleontis星系团的核心。我们的观测使用了专门的XMM-牛顿数据简化软件进行分析。对于源的检测，我们使用基于小波的代码PWDetect。一般的日冕性质来自等离子体模型拟合。我们还确定了Eta Chamaleontis成员在EPIC视野中的变化。在五颗不同的恒星中，总共清楚地检测到六次类似耀斑的事件。分别推导了耀斑和伪静止状态下的日冕性质。在我们的观测中，经历过耀斑事件的恒星在伪静态下的X射线光度比具有相似光谱类型的没有耀斑迹象的星团成员高，无论它们是否具有吸积盘。观测到的耀斑能量是典型的主序前和主序星M。我们没有发现有和没有吸积盘的恒星的耀斑能量之间的差异。
2010-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
AB Dor: Coronal imaging and activity cycles
该研究基于AB Dor的长期X射线观测，通过光变曲线反演进行日冕成像，识别活动区结构并发现约19.2年太阳式周期及可能的3.6、5.4年flip-flop周期。
2024-02-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the faintest solar coronal hard X-rays observed with FOXSI
太阳纳米耀斑是在平静的日冕中释放磁能的小爆发事件。如果纳米火花遵循与较大对应物相同的物理学原理，它们应该发射硬X射线（HXR），但强度相当微弱。大量且持续存在的纳米耀斑将向日冕输送巨大的能量，这可能是日冕高温的原因。到目前为止，还没有直接观测到来自静止太阳的这种持续和持久的HXR。然而，Hannah等人在2010年使用RHESSI近12天的静止太阳偏离观测限制了安静的太阳HXR发射。这些观测结果分别为3-6 keV和6-12 keV能量范围设定了$3.4\times 10^{-2}$光子$^{-1}$ s $^{-1}$ cm $^{-2}$ keV $^{-1}$和$9.5\times 10^{-4}$光子$^{-1}$ s $^{-1}$ cm $^{-2}$ keV $^{-1}$ $^{-1}$的上限。观测微弱的HXR是具有挑战性的，因为它需要HXR中的高灵敏度和动态范围仪器。聚焦光学X射线太阳成像仪（FOXSI）探空火箭实验在这两个属性中表现出色。FOXSI于2018年9月7日完成了第三次成功飞行（FOXSI-3）。在FOXSI-3的飞行中，太阳呈现出相当安静的状态，只显示出一个老化的非耀斑活动区域。使用整个$\sim$ 6.5分钟的FOXSI-3数据，我们限制了HXR中的安静太阳发射。我们发现$2σ$上限的顺序为$\sim 10^{-3}$光子$^{-1}$ s $^{…
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Model of X-ray and extreme-UV emission from magnetically heated atmospheres in classical T Tauri stars: Case study of TW Hya
本研究利用基于物理的MHD模型构建前主序星TW Hya的极紫外和软X射线发射光谱，发现该模型能较好再现日冕温度发射线，为原行星盘光致蒸发研究提供了更准确的高能辐射光谱约束。
2025-04-04 astro-ph.SR
Flat Spectrum Radio Continuum Emission Associated with $ε$ Eridani
我们目前在33.0 GHz的甚大阵列观测，检测发射符合$ε$波江座内$0\rlap.{"}07$（0.2 AU在这颗星的距离），与$0\rlap.{"}05$的位置精度。这一结果有力地支持了先前作者的建议，即静止厘米发射来自恒星，而不是来自半长轴为$\sim1\rlap.{"}0$（3.4 AU）的巨型系外行星。厘米发射是非常平坦的，是符合光学薄自由-自由发射。特别是，它可以被模拟为质量损失率为$6.6 \times 10^{-11}~ M_\odot ~yr^{-1}$的恒星风，这是太阳值的3，300倍，超过了对这颗恒星风的其他估计。然而，解释的发射在其他热机制，如日冕自由和回旋共振发射不能被丢弃。
2019-01-03 astro-ph.SR
A Deep Radio Limit for the TRAPPIST-1 System
TRAPPIST-1是第一个发现的附近极低质量恒星行星宿主，它不仅为研究多个类地行星系统提供了一个独特的机会，而且还提供了一种探测主序末端恒星与其近距离卫星之间磁层相互作用的手段。这既包括持续的日冕类太阳活动的可能性，尽管寒冷的大气温度，以及大规模磁层电流的存在，类似于木星系统中所看到的。值得注意的是，目前的系统包括一个关键的作用，为近距离行星卫星类似的作用所发挥的伽利略卫星围绕木星。本文介绍了利用卡尔G. Jansky甚大阵列，寻找高度圆极化的无线电发射和/或持续的静态发射。我们在4-8 GHz范围内测量了<8.1 $μ$ Jy的宽带通量密度上限，并将这些观测结果置于恒星无线电发射预期的背景下，以及可能的电动引擎驱动极低质量恒星和褐矮星中的强无线电发射，并对未来TRAPPIST-1类行星宿主的无线电调查产生影响。我们得出结论，TRAPPIST-1的磁活动主要是日冕，并不像在恒星/亚恒星边界的强无线电发射器的行为。我们进一步讨论了磁场拓扑结构和旋转速率的潜在重要性，证明了TRAPPIST-1类似行星系统周围的快速旋转的极低质量恒星可以产生与观测到的射电光度的极低质量恒星和褐矮星一致的发射。
2018-09-10 astro-ph.SR
Can a Long Nanoflare Storm Explain the Observed Emission Measure Distributions in Active Region Cores?
所有试图解释在日冕中观察到的高温等离子体加热的理论都是基于能量的短暂爆发。然而，在静止活动区的核心中测量的强度和速度可以在许多小时的观测中保持稳定。一个加热的情况下，已经提出了调和这样的意见与脉冲加热模型是“长nanoflare风暴”，其中短时间的加热事件很少发生在许多次分辨率链;链的排放，然后平均在一起，以解释所观察到的稳定结构。在这封信中，我们研究了排放量分布预测这样一个长期的纳米耀斑风暴模拟的拱廊链在一个活跃的区域核心。计算的排放量分布与最近的观测结果的比较表明，长nanoflare风暴的情况下意味着大于5倍以上的1 MK排放量比实际观察到的所有合理的组合的循环长度，加热速率，和丰度。我们推测，如果等离子体具有“超日冕”丰度，该模型可能能够在低温下与观测结果相匹配。
2012-05-24 astro-ph.SR
Hard X-ray Emission in AU Mic Flares: A Minor Contributor to Planetary Atmospheric Escape
本研究针对硬X射线在系外行星大气逃逸中的贡献问题，通过多望远镜准同步观测AU Mic的耀斑活动，结合经验关系计算总高能通量，发现硬X射线仅占辐射能量的很小比例，耀斑能量以热成分为主。
2025-10-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
