Solar cycle indices from the photosphere to the corona: measurements and underlying physics
已经提出了各种各样的指数，以代表许多不同的观测调制的太阳周期。这些指数中的大多数都是高度相关的，因为它们与太阳磁场和占主导地位的11年周期有着内在的联系，但它们的变化可能在细节上以及短期和长期趋势上有所不同。在本文中，我们提出了一个概述的指数，经常被用来描述太阳活动周期的许多功能，移动到指的是直接观测的内部太阳大气层，光球和色球层，那些来自测量的过渡区和日冕。对于每一个指标，我们总结了现有的测量{ \bf和典型的使用}，对于那些量化物理观测，我们描述了基础物理。
2017-05-19 astro-ph.SR
Synchronized Observations of Bright Points from the Solar Photosphere to Corona
太阳大气中最重要的特征之一是磁网络及其与过渡区（TR）和日冕亮度的关系。了解能量是如何进入日冕的，以及它是如何沿着深光球层和色球层之间的磁力线穿过TR和日冕的。一个很好的运输代理是界面区域成像光谱仪光栅扫描和成像观测近紫外和远紫外发射通道，具有高时空分辨率。在这项研究中，我们专注于与IRIS观察到的安静的太阳。Si IV、C II和Mg II k线的高信噪比和强发射强度的数据在TR亮网点中显示出高相关性。将IRIS强度图和多普勒图的结果与太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的结果进行了比较。平均网络强度剖面显示出与AIA日冕通道的强相关性。此外，我们应用HMI的磁网络同步观测，发现太阳大气层各级网络亮点之间存在很强的关系。这些网络元素的特征表现出高多普勒速度区域和大的磁特征。日冕亮点发射的占主导地位的部分，伴随着光球中的磁源，表明磁场集中在网络rophiles可以帮助内外太阳大气之间的耦合。
2018-01-04 astro-ph.SR
Stochastic coupling of solar photosphere and corona
观测到的太阳活动被认为是由光球层动力学过程注入日冕的非势能的耗散驱动的。相互作用涉及的尺度范围很大，这使得追踪每个日冕耗散事件的光球起源变得困难，特别是在存在复杂的磁拓扑结构的情况下。在本文中，我们提出了一个集成为基础的方法来测试光球-日冕耦合在一个安静的太阳能区域所代表的间歇性活动SOHO MDI和STEREO EUVI图像集。对于对应于光球和日冕中相同程度间歇性的适当调整的检测阈值，两个太阳区域的动态可以用相同的能量释放事件发生概率分布来描述，但几何性质显着不同。我们推导出一组比例关系，调和两组结果，并使统计描述的日冕动力学的光球观测的基础上。我们的分析表明，在日冕的多尺度间歇性耗散在空间尺度> 3毫米是由湍流光球对流。光球网络的复杂拓扑结构使得这种耦合本质上是非局部的和不确定的。我们的结果是在协议与帕克的耦合方案中，随机光球洗牌产生轻微稳定的磁不连续性在日冕水平，但他们也是一致的脉冲波加热涉及多尺度Alfvenic波包和/或MHD湍流级联。由于日冕磁场的重新配置而对光球产生的反作用可能是一个促成因素。
2013-03-27 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
Turbulence, intermittency and cross-scale energy transfer in an interplanetary coronal mass ejection
本文利用Wind卫星数据研究ICME中的MHD湍流，通过谱指数、平坦度标度指数和三阶矩标度律验证湍流充分发展，并发现ICME鞘层内能量传输率异常高且间歇性增强。
2022-12-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Sunspot light-bridges - a bridge between the photosphere and the corona ?
最近对太阳黑子光桥的观测使人们对这一事实有了新的认识，即它们往往与显着的色球活动有关。特别是，已经确定了持续数天的色球喷流（Shimizu等人，2009年），有时与光球层的大规模下降流有关（Louis等人，2009年）。对这种活动的一种可能解释是在大气层低层中的重连。光桥还与TRACE的1600埃通带中的恒定亮度增强和1 MK环路的加热有关。利用EIS，SOT和STEREO EUVI的数据，我们调查的过渡区和低日冕的光桥和特定时期的色球活动的存在下的响应。
2010-04-22 astro-ph.SR
Preferential energization of alpha particles in polar coronal holes at one solar radius above the photosphere
太阳活动极小期极冕洞的加热和由此产生的快速太阳风的加速问题缺乏全面的理论认识。波粒相互作用被认为对极冕洞无碰撞区重离子的极端性质有着至关重要的影响。在这篇文章中，我们提出了一种新的灵敏度分析，调查等离子体加热的无线电波在较低的混合频率。我们采用了一个三流体麦克斯韦模型，包括电子，质子和α粒子在两个太阳半径的太阳中心的距离在极冕洞和导出的色散关系作为一个十三阶多项式的频率。我们的模型提供了优惠加热的α粒子与质子相比，通过较低的混合不稳定性的迹象。本文以电子速度和空间电荷分布为基本研究工具，研究了α质子微分质量和微分垂直速度对α粒子优先加热的影响。
2015-01-16 astro-ph.SR
Alfven wave propagation from the photosphere to the corona: temporal evolution against stationary results
本文通过时间依赖模拟研究光球驱动Alfvén波穿越色球的传播，发现其透射、反射和吸收系数总体收敛于稳态结果，从而验证稳态近似的有效性。
2025-08-29 astro-ph.SR
Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Simultaneous Observations of a Large-Scale Wave Event in the Solar Atmosphere: From Photosphere to Corona
首次报道了在太阳大气的光球层、色球层、过渡区和低日冕层同时观测到的大尺度波动。利用飞田天文台的太阳磁活动研究望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）的高时间和高空间分辨率观测资料，发现该波在太阳大气的不同高度上同步演化，它以605公里/秒的速度传播，在极紫外线（EUV）观测中显示出显着的减速（-424米/秒2）。在初始阶段，EUV观测的波速为1000 km/s，与AIA 1700 kHz（967 km/s）和1600 kHz（893 km/s）观测的波速相似。该波被一个具有开阔场地的偏远地区反射，并且在主要快波之后还确定了速度为220 km/s的较慢的波状特征。此外，还观测到一个II型射电爆发与该波有关。我们认为这是一种快速的磁声激波，它首先受到伴随的日冕物质抛射的驱动，然后在日冕中自由传播。当冲击波传播时，它的腿扫过太阳表面，从而导致在太阳大气层的较低层中观察到的波特征。慢波状结构后的主要波可能是由低日冕磁场的重新配置，在场线拉伸模型的预测。
2012-09-12 astro-ph.SR
Coronal heating in coupled photosphere-chromosphere-coronal systems: turbulence and leakage
日冕环作为低频波动的谐振腔，这些波动从太阳大气的深层传输，并在日冕中放大，引发非线性相互作用。然而，捕获并不完美，一些能量泄漏到色球层，从而限制了湍流的发展和相关的加热。我们考虑了湍流和泄漏的综合影响，在确定的能级和相关的加热率模型的冕环，其中包括色球和过渡区。我们使用一个分段常数模型的阿尔芬速度和减少MHD壳模型来描述之间的相互作用，在垂直于平均场的方向上的湍流动力学和传播沿字段。湍流是由传入的波动，相当于，在线绑的情况下，强迫的光球剪切流。在改变湍流强度的同时，系统地比较了三种复杂度逐渐增加的模型的平均日冕能级（E）和耗散率（D）：经典封闭模型、半开放日冕模型和日冕色球层（或三层）模型，后两种模型允许能量泄漏。我们发现：（i）泄漏总是起作用（即使对于强湍流），E和D系统地低于线系模型。(ii)E接近共振预测，即，假设有效湍流相关时间长于Alfven日冕穿越时间（Ta）。(iii)D接近光球能量除以Ta的比值。（iv）日冕光谱具有5/3的光谱斜率的惯性范围，以及抑制非线性耦合的大尺度共振模捕获峰。(v)在实际的三层模型中，二分量谱导致阻尼时间等于Kolmogorov时间减去因子u_rms/Va_corona
2011-11-22 astro-ph.SR
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
Mapping Solar Magnetic Fields from the Photosphere to the Base of the Corona
太阳高层大气的常规紫外线成像显示了太阳活动的壮观表现;然而，我们仍然看不到它的主要驱动力，磁场。在这里，我们报告了前所未有的光谱偏振观测的一个活跃的区域plage及其周围的增强网络，显示圆偏振的紫外线（镁II $h$和$k$和Mn I）和可见光（Fe I）线。我们推断了光球层到色球层最上层的纵向磁场。在谱斑色球层的顶部，场强达到300高斯以上，与Mg II $k$线的核心强度和电子压力密切相关。这幅独特的地图显示了磁场如何耦合不同的大气层，并揭示了色球层加热的磁源。
2021-03-02 astro-ph.SR
UV/EUV High-Throughput Spectroscopic Telescope: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
日冕活动的起源是太阳物理学中一个长期存在的问题。近年来，太阳动力学观测站（SDO）、日珥观测站（Hinode）、界面区成像光谱仪（IRIS）等卫星的观测，揭示了太阳大气的细节特征，并试图揭示光球层通过磁场向日冕的能量传递及其各种能量转换过程。然而，沿着磁场的能量转移的定量估计是不够的。观测到光球到日冕的能量传递困难的原因主要有两个：1）光球和日冕之间的空间分辨率差（0.1弧秒）; 2）温度覆盖不足。此外，对能量耗散区域的物理参数也没有足够的观测知识。在能量耗散区附近难以观测的原因主要有三个：1）空间尺度小，2）时间尺度短，3）低发射。一般认为，能量耗散发生在非常小的尺度上，并且其持续时间非常短（10秒）。此外，耗散区域中的密度可能非常低。因此，高时空分辨率、宽温度范围的紫外/极紫外光谱观测对于定量估算光球到日冕的能量输运和诊断能量耗散区附近等离子体动力学具有重要意义。该望远镜的主要科学目标是通过高空间和时间分辨率的紫外/极紫外光谱技术定量估算光球层到日冕的能量传输，并阐明能量耗散区域附近的等离子体动力学，该区域是日冕加热、太阳风加速和/或太阳耀斑的关键区域。
2017-01-18 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 astro-ph.SR
A publicly available multi-observatory data set of an enhanced network patch from the Photosphere to Corona
对X射线、紫外线、可见光、红外线和亚毫米波长的色球辐射敏感的新仪器已经问世，大大提高了我们了解色球能量双向流动的能力。我们描述了一个新的数据集结合了大量的这些仪器，以获得多波长的光球，色球和日冕观测能够提高我们的理解光球和日冕之间的连接通过瞬态增亮和波签名的校准，共对准，初步结果，并公开发布。观测集中在SOL 2017 -03- 17 T14：00-17：00的盘中心附近的增强网络磁通量的双极区域。综合数据集提供了迄今为止与日冕和色球层小规模增亮有关的色球层活动的最完整视图之一。我们的初步分析表明，氢- $α$谱线的最宽宽度区域与ALMA波段3无线电数据中观察到的最热温度之间存在强烈的空间对应关系，线性系数为$6.12\times 10^{-5}$/K。对应关系持续共时观察的持续时间（$\approx 60$分钟）。在多个数据系列中观察到许多瞬态增亮。我们强调了一个单一的，很好地观察到瞬态增亮沿一组薄的附属功能，持续时间为20分钟。从较冷（ALMA，7000 K）到较热（XRT，3 MK）数据系列的峰值强度转换的时间。
2022-05-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Onset of 2D magnetic reconnection in the solar photosphere, chromosphere and corona
我们调查的发病2D的时间依赖性磁重联，触发使用外部速度驱动器位于远离，垂直于，平衡哈里斯电流片。以前的研究通常利用内部触发来启动重连，例如以电流片为中心的初始条件。为了研究太阳不同大气层（即日冕层、色球层和光球层）内的重联起始，进行了求解可压缩、电阻性磁流体力学方程的数值模拟。一个重新连接的状态达到所有考虑的大气高度，与占主导地位的物理高度依赖于大气条件。冠状病例在一系列速度驱动器下实现了电场的急剧上升。对于色球层，我们发现一个较大的速度振幅是需要触发重联。对于光球环境，电场是高度依赖于流入速度;急剧增加的电场获得只有当进入重联区的速度接近阿尔芬速度。此外，双极扩散的作用进行了研究的色球的情况下，我们发现，双极扩散改变了流入区域的电流密度的结构。通量进入重联区的速率由流入速度控制。这决定了重联启动过程的各个方面，即在所有大气层中，重联的早期开始由欧姆定律中的平流项控制。较低的等离子体- $β$增强了重联并在电场中产生了较大的变化。一个高的等离子体- $β$阻碍了重联，产生急剧上升的电场只有当流入重联区域的速度接近当地阿尔芬速度。
2017-11-02 astro-ph.SR
Effects of Fieldline Topology on Energy Propagation in the Corona
研究光球足点运动对含磁零点的磁场结构的影响。足点运动在光球边界上被规定为一个速度场，它与磁场纠缠在一起。我们调查的传播注入的能量，能量的转换，出现的电流层和其他后果的非平凡的磁场拓扑结构在这种情况下。这些边界运动最初导致磁能和动能的增加。在此之后，从光球输入的能量被部分耗散，部分通过坡印亭通量传输出域。分界线层和磁零点的存在从根本上改变了扰动从光球层到日冕的传播行为。根据光球附近的磁力线拓扑结构，能量要么被捕获，要么自由传播到日冕。
2017-10-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Oscillations Above Sunspots and Faculae: Height Stratification and Relation to Coronal Fan Structure
利用太阳动力学观测站（SDO）的观测资料和地面观测资料，研究了两个黑子和两个光斑区的振荡特性。目的是研究太阳黑子和光斑上方不同频率的空间分布特征及其对磁场特征的依赖性，并最有效地探测从深光球层到达日冕的振荡。我们利用快速傅立叶变换和Morlet小波对强度和多普勒速度变化进行频率滤波，追踪了从光球到色球和日冕的传播。低频（1-2兆赫）振荡的空间分布很好地勾勒出了太阳黑子和光斑上方日冕（Fe IX 171线）中的扇环结构。高频振荡（5-7 mHz）集中在光球本影边界内的碎片中，并靠近光斑区域中心。这意味着，大多数日冕环的上部，从光球传输低频振荡，坐在铁IX 171线形成层。我们使用的主频与距离重心的关系，以估计在较高的层，这对直接磁场测量造成了困难的磁管倾斜角。根据我们的计算，这个角度在本影边界周围的过渡区域大约是40度。在Fe IX 171谱线形成层日冕环上部测得的相速度，黑子达到100-150 km/s，光斑达到50-100 km/s。
2014-11-23 astro-ph.SR
Photospheric Motions and Their Effects on the Corona: a Numerical Approach
我们对日冕进行了大量的数值模拟，目的是了解它如何对光球层中的不同条件做出反应。通过改变光球层等离子体运动的参数，我们研究了日冕的行为，特别是对产生的电流密度的影响。MHD代码用于运行模拟，使用20 × 20 × 20 Mm^3的盒子，时间跨度从100分钟到几百分钟不等。所有的实验表明，电流密度的快速初始增加，随后由一个渐近值，这取决于光球条件的稳定。这些渐近平均电流密度以及翻转点进行了讨论。
2009-08-28 astro-ph.SR
Characteristics and applications of interplanetary coronal mass ejection composition
行星际日冕物质抛射（ICME）成分的现场测量，包括元素丰度和重离子电荷态的测量，为日冕物质抛射（CME）的研究开辟了遥感观测之外的新途径。不同元素丰度之间的比率可以诊断CME的等离子体起源（例如，由于第一电离势（FIP）效应，这意味着具有不同FIP的元素在光球和日冕之间被分馏。由于冻结效应，日冕物质抛射的电子温度可以通过特定元素不同电荷态之间的比值来确定，从而可以用来研究日冕物质抛射的喷发过程。在这篇综述中，我们首先给出了一个概述ICME的组成，然后展示他们在研究一些重要的问题，如丝状等离子体的起源和磁通量绳喷发过程中的CME的应用。最后，我们指出了几个重要的问题，应进一步解决，以更好地利用ICME组合物来研究日冕物质抛射。
2020-06-20 astro-ph.SR
70 years of spectroscopy of the photosphere and the solar chromosphere at the Pic du Midi Observatory (1956-2026)
Paris Observatory – PSL University（巴黎天文台-巴黎文理研究大学）
皮克杜米德天文台自1956年以来持续进行太阳光球和色球的光谱学研究，通过建立实验室和升级设备，推动了太阳观测技术的发展。
2026-02-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
Comparison of Two Methods for Calculating Magnetic Helicity in the Solar Corona
由于大的磁雷诺数，来自太阳内部的磁螺旋度可以通过光球带进日冕。然而，通过光球层的累积磁螺旋度通量与日冕中的磁螺旋度之间的关系仍然不清楚。选取第23太阳活动周新出现的36个活动区，应用光流法计算了光球层的累积磁螺旋度（$H_m^p$）利用序列纵向磁图，利用非线性无力场外推获得三维冠状磁场，并采用有限体积法，利用矢量磁图计算了日冕中的瞬时相对磁螺旋度（$H_m^c$）。研究发现，基于局部相关跟踪（LCT）的$H_m^p$在$1"$中比$H_m^c$大，基于差分仿射速度估计器的$H_m^p$比基于LCT的$H_m^p$与$H_m^c$更一致.与$1"$相比，在$2"$评价中，$H_m^p$与$H_m^c$更一致。此外，无论使用哪种分辨率和方法，$H_m^c - H_m^p$系统地显示出与半球螺旋度规则的一致性（超过55\%）。这些估计表明，$H_m^c$和$H_m^p$的一致性部分取决于磁图的分辨率和计算方法。
2022-04-11 astro-ph.SR
On existence of two different mechanisms for forming coronal mass ejections
我们确认的脉冲和渐进的CME运动轨迹之间的初始阶段的初步研究中发现的主要差异。通过对2008年3月25日和2010年6月13日两次脉冲CME的动力学研究以及MHD近似计算，我们得出结论：脉冲CME的形成始于太阳光球层之下，可能与对流区磁管的超声速出射有关。在光球层水平上，这种管的径向速度可以达到数百km/s $^{-1}$，它们的角尺寸为$d\approx$（1-3）$^\circ$。它们从对流区上升的一个可能原因是“慢波”不稳定性（帕克不稳定性）。
2011-12-06 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
Reconstructing the Local Twist of Coronal Magnetic Fields and the Three-Dimensional Shape of the Field Lines from Coronal Loops in EUV and X-Ray Images
非线性无力场是最常见的无力场，但也是最难建模的。通过从光球层外推矢量磁图来计算这些磁场的方法有很多，但是到目前为止，很少有人尝试定量地使用日冕形态。我们提出了一种方法，使这种定量使用的X射线和EUV图像的冠状环。每个单独的循环是适合一个线性无力场的磁力线，允许估计的磁力线的扭曲，三维几何形状和沿it.We的场强评估这样的重建的有效性，因为实际的日冕可能不是一个线性无力场和线性无力场的叠加一般不是本身的无力场。为此，我们对Low & Lou（1990）中描述的非线性无力场进行了一系列测试。对于模型环，我们将场线投影到光球上。我们比较了几个结果的方法与原来的领域，特别是三维线圈的形状，当地的扭曲（日冕α），扭曲的分布在模型光球和强度的磁场。我们发现，（i）对于这些试验场，该方法重建扭曲的平均绝对偏差最多为光球扭曲范围的15%，（ii）环的高度以最多为试验高度范围的5%的平均绝对偏差重建，以及（iii）对光球场的非势贡献的量值以最多为10%的平均绝对偏差重建的最大值。
2009-09-28 astro-ph.SR
Acoustic wave properties in footpoints of coronal loops in 3D MHD simulations
在光球层及其以下激发的声波可能在太阳色球层和日冕的加热中起着不可或缺的作用。然而，目前还不完全清楚最初有多少声波通量到达日冕，以及以何种形式到达日冕。我们研究了波的传播，阻尼，传输和转换在太阳大气层的低层使用三维数值MHD模拟。一个引力分层膨胀的直日冕环模型，从光球层到光球层延伸，在一个脚点处被一个周期为370秒的声学驱动器扰动。在此期间，声学截止区域存在于过渡区域（TR）下方。来自驱动器的大约2%的初始能量到达电晕。截止区的形状和TR的高度显示出高度动态的行为。仅考虑驱动波，波在截止区域下方和上方具有传播性质，但在截止区域内是驻波和倏逝波。研究模型中的驱动波和背景运动揭示了截止区和TR之间的驻波。这些驻波引起TR高度的振荡。此外，快速或泄漏的香肠体状波可能是在环的底部附近激发的。然后，这些波可能在主截止区域的顶部转换为快速或泄漏的香肠表面状波，然后在TR周围转换为缓慢的香肠体状波。
2021-09-07 astro-ph.SR
Magnetic Tornado Properties: A Substantial Contribution to the Solar Coronal Heating via Efficient Energy Transfer
本文通过三维辐射磁流体动力学模拟揭示光球层磁通量并合事件生成磁龙卷风的机制，发现其可将进入日冕的坡印廷通量提升四倍，并在10 G日冕磁场区域贡献约50%的日冕加热能量。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
Gnevyshev gap in the large-scale magnetic field
本研究探讨了Gnevyshev gap在磁场数据中的表现，发现其反映了大尺度磁场的行为，并在太阳磁场极性反转时出现，在光球层和日冕源表面尤为明显。
2024-03-27 astro-ph.SR
Flux rope formation through flux cancellation of sheared coronal arcades in a 3D convectively-driven MHD simulation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris-PSL, École Polytechnique, IP Paris, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas（索邦大学，巴黎天文台-PSL，巴黎综合理工学院，IP巴黎，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）
本研究通过三维对流驱动的MHD模拟，探讨了光球层磁通量抵消如何形成日冕磁通绳，发现其过程复杂且非所有磁通量抵消均直接相关。
2025-12-23 astro-ph.SR
Spatial extent of the magnetic influence of an active region on the solar atmosphere
本文将太阳活动区建模为光球层下的磁偶极子，研究其磁场对光球层和日冕的空间影响范围，并给出典型活动区的可忽略距离阈值。
2025-07-24 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. I. At a three-dimensional current sheet
上下文最近发现的更大的磁通量抵消发生在光球比以前实现的，导致我们在我们以前的工作中提出的磁重联驱动的磁通量抵消的原因是一个广泛的动态现象，包括各种喷流和太阳大气加热。目标。在此之前，该理论考虑了二维电流片的能量释放。在这里，我们进一步发展的理论，将其扩展到一个轴对称的电流片在三维空间，而不诉诸复变量理论。方法.我们分析研究重联和治疗的电流片作为一个三维结构。我们应用该理论的两个片段的相等，但相反的磁通量，彼此接近，并位于一个上覆的水平磁场的取消。结果能量释放分两个阶段进行。在第一阶段，分离器形成，当它上升到最大高度时，重新连接被驱动，然后向下移动到光球层，加热等离子体并加速等离子体射流。在第二阶段，通量在光球层中抵消，并加速冷热等离子体的混合物向上。
2021-01-12 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 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
The Photospheric Poynting Flux and Coronal Heating
一些日冕加热的模型假设光球层的对流运动打乱了日冕磁场的足点，从而向上注入足够的磁能来解释观测到的活动区日冕和色球层的能量损失。利用Hinode卫星上的太阳光学望远镜对磁斑磁场进行的高分辨率观测，我们通过估算磁斑区域中穿过光球层的磁能--垂直坡印廷通量S_z --的向上输运来研究这一观点。为此，我们结合：（i）光球水平速度v_h的估计值，通过应用于窄带滤波成像仪的一系列视线磁场图的局部相关跟踪确定，（ii）分光偏振仪的矢量磁场测量值。谱斑场是估算对流能量注入的理想观测目标，因为它们：（i）足够强，可以在相对较小的不确定性下测量;（ii）不太强，以至于对流被严重抑制（如在本影内）;（iii）单极，所以谱斑中的S_z不受混合极性过程的影响（例如，通量出现）无关的加热稳定，活跃地区的领域。在这个谱斑区域，我们发现平均S_z在空间上是变化的，但是是正的（向上），足以解释日冕加热，其值接近（5 +/- 1）x 10^7 erg/cm^2/s。我们发现每单位磁通量的能量输入大约为10^5 erg/s/Mx。与该斑配准的Ca II图像中的强度的比较表明，与S_z或水平场B_h相比，与总场B和无符号垂直场|B_z|的空间相关性更强。然而，所观察到的钙II亮度增强，可能包含一个强大的贡献，从近光球热壁效应无关的大气加热。
2014-12-04 astro-ph.SR
Identifying coronal sources of L1 solar wind disturbances using the Fisk heliospheric magnetic field and potential field extrapolations during three solar minima
本研究利用Fisk日球层磁场模型和结合Parker螺旋的势场外推法，回溯三个太阳活动极小期L1点太阳风扰动的日冕源区，首次将L1黄道面冕洞特征与极区冕洞关联，明确两类源区对L1太阳风的影响及模型互补性。
2024-04-17 astro-ph.SR physics.space-ph
Atmospheric Response to of an Active Region to new Small Flux Emergence
研究了2011年6月23日至24日活动区11236正极性区域出现的小新兴通量区（EFR）的大气响应。来自\textit{Solar Dynamics Observatory's Atmopheric Imaging Assembly}（AIA）、\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和Hinode的\textit{EUV imaging spectrometer}（EIS）的数据用于确定大气对出现在先前存在的活动区的新通量的响应。在上层光球层、色球层和EFR上方的日冕中可以看到增亮，而在光球层中可以观察到通量抵消。通量出现的影响是深远的，与新的大规模的日冕环路形成高达43毫米的EFR和日冕上升流增强约10公里秒$^{-1}$的北侧的EFR。在色球层和日冕中，在出现的蛇形磁场上方形成了喷流。这是第一次在蛇形区域看到日冕喷流。
2014-12-17 astro-ph.SR
Straight outta photosphere: Open solar flux without coronal modeling
本研究通过考虑磁场极性改进矢量和方法，直接由光球层磁场重构第21至24太阳活动周的开放太阳磁通量，无需日冕建模或观测，其结果与PFSS模型高度吻合并揭示了最佳源表面高度。
2024-08-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Semi-empirical Modeling of the Photosphere, Chromosphere, Transition Region, and Corona of the M-dwarf Host Star GJ 832
本研究针对中等活动M型矮星GJ 832构建半经验大气模型，结合非LTE辐射转移技术合成光谱，验证了模型EUV辐射的可靠性，为系外行星大气演化研究提供恒星辐射输入依据。
2016-08-02 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
Testing a Data-driven Active Region Evolution Model with Boundary Data at Different Heights from a Solar Magnetic Flux Emergence Simulation
为了研究日冕磁场的复杂结构和动力学，建立了一个数据驱动的活动区演化（DARE）模型。该模型采用典型的日冕环境，即由强磁场控制的稀薄气体环境，其下边界位于日冕底部，但由光球层中观测到的磁场驱动。以前的评估模型使用的数据从磁通量出现模拟（FES）表明，DARE未能再现日冕磁场的FES，这是由于这样一个事实，即光球数据在FES具有非常强的洛伦兹力，因此产生虚假的流量在DARE模型。在这里，我们进一步测试的DARE通过使用三组数据从FES切片在增量高度，这对应于光球，色球和日冕的基础。结果发现，三组数据的关键区别在于洛伦兹力的大小，这使得数据驱动模型的表现非常不同。在光球层以上的两个较高的水平，洛伦兹力大大减少，和DARE模型达到的结果与FES更好的协议，证实了洛伦兹力的边界数据是一个关键问题，影响DARE模型的结果。然而，与FES数据不同，最近发现SDO/HMI观测的光球场非常接近于无力。因此，我们认为用光球磁场作为冕底磁场的近似来驱动DARE模型仍然是合理的。
2020-10-06 astro-ph.SR
Tracing the magnetic field topology of the quiet corona using propagating disturbances
日冕中微弱的传播扰动（PD）的运动揭示了一种复杂的结构，这种结构必须由磁场来定义。应用于大气成像组件（AIA）/太阳动力学天文台（SDO）的安静太阳观测，一种新的方法揭示了一个细胞网络，在冷的304 °通道中具有典型直径为50 \arcsec \的细胞，在日冕193 °通道中具有典型直径为100 \arcsec \的细胞。193欧姆电池可以覆盖几个304欧姆电池，尽管两个通道共享共同的源和汇区域。源是占据细胞中心的发散点或狭窄的走廊。它们与光球网络特征和增强的磁性元素显著一致。这表明明亮的网络对PD的产生很重要，并证实了网络是安静日冕环的源足点的宿主。另一个足点或PD的汇点形成冠状细胞的边界。它们与光球网络并不显著对齐--它们通常位于黑暗的网间光球之上。它们形成紧凑的点或走廊，在下面的光球层中通常没有明显的特征。我们认为，这些汇点可以是与互联网络中的次要磁性元素相关的闭合场足点的集中，也可以是向上对齐的开放场的集中。日冕速度和磁场之间的联系通过与磁外推法的比较得到加强，磁外推法显示了几个一般和具体的相似之处，因此速度图提供了对模型的有价值的额外约束。
2022-06-22 astro-ph.SR
On the extrapolation of magneto-hydro-static equilibria on the sun
模拟太阳光球层和日冕之间的界面区域是具有挑战性的，因为磁场和等离子体力的相对重要性变化了几个数量级。虽然日冕可以用无力假设来模拟，但我们需要注意光球层和色球层中的等离子体力（压力梯度和重力），这里是在磁流体静力学（MHS）模型中。我们利用最优化原理求解MHS方程，并以矢量磁图作为边界条件。通过用两个新的基本变量替换正压和密度来确保它们。在优化过程中引入洛伦兹力来更新底部边界上的等离子体压力，使得新的外推方法在没有光球层压力测量的情况下也能有效地进行。我们的代码进行了测试，使用线性MHS模型作为参考。从详细的分析，我们发现，新开发的MHS外推恢复参考模型在高精度。然而，MHS外推法在数值上比非线性无力场（NLFFF）外推法更昂贵，因此应将其应用限制在等离子体力变得重要的区域，例如在光球层上方约2 μ m的层中。
2018-10-12 astro-ph.SR
The Solar Corona: Why It Is Interesting for Us
强磁场对日冕的物理性质至关重要。它们很容易移动稀薄的日冕等离子体。日冕的主要结构元素，所谓的日冕流光的物理起源进行了讨论。结果表明，海流内部的重连层决定了海流的大尺度结构和演化，包括产生、破裂和恢复。光球层中的小尺度（精细）磁场经历随机运动。它们的重联似乎是一个重要的来源，平静电晕加热的能量通量。对于主动日冕加热，熵和磁声波的特性，与辐射冷却，是显着的，应该考虑在日冕加热理论。
2013-03-13 astro-ph.SR
The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Determine Coronal Magnetic Field Evolution
日冕全球演化模型（CGEM）提供了日冕中磁场的数据驱动模拟，以更好地了解导致爆发事件的磁能积累。CGEM项目开发了六种能力。CGEM模块（1）准备全磁盘矢量磁场观测的时间序列，以（2）推导活动区尺度上太阳光球中变化的电场。该局部电场被（3）结合到表面通量传输模型中，该模型重建以一致的方式演化磁通量的全局电场。这些电场驱动（4）3D球形磁摩擦（SMF）模型，以在有限立体角范围内的高分辨率或在全局域上的较低分辨率，以确定低电晕中的磁场和电流密度。在活动区上方的SMF产生的初始场和光球处的演变电场用于驱动（5）低日冕中活动区的详细磁流体动力学（MHD）模拟。SMF或MHD解决方案，然后用于计算发射率代理，可以与日冕观测进行比较。最后，使用较低分辨率的SMF磁场来初始化（6）由SMF电场时间序列驱动的全球MHD模型，以模拟外日冕和日光层，最终连接太阳和地球。作为演示，本报告的特点CGEM应用于2011年2月NOAA活动区11158演变的观测结果。
2020-10-02 astro-ph.SR
Driving solar coronal MHD simulations on high-performance computers
当今研究的质量通常严格限制于代码对许多处理器的可用计算能力和可扩展性。例如，解决太阳日冕的加热问题需要对等离子体动力学和磁场进行最真实的描述。数值求解太阳上小活动区域（AR）的磁流体动力学（MHD）描述需要在当前高性能计算（HPC）硬件上进行数百万小时的计算。这项工作的目的是描述边界条件和数据输入/输出（IO）策略的有效并行化方法，这些策略允许更好地扩展到数千个处理器（CPU）。在优化之前和之后对MHD代码进行测试，以比较AR上方的冠状MHD模型的性能和可扩展性。我们提出了一个新的边界条件，非垂直磁场在光球，我们接近现实的压力增加光球以下。这样，磁通量束随着深度而变窄，并且磁通密度相应地增加。通过HPC友好的边界条件和IO策略，可扩展性提高了一个数量级以上。这项工作还描述了必要的推动方法，以驱动MHD模型与观测到的磁场从太阳的光球。此外，我们提出了高层和低层大气边界条件（光球和朝向外日冕），包括沼泽层，以减少扰动之前，他们到达边界。总而言之，这些方法能够比以前的模型更真实地模拟AR上方的日冕加热问题-仅仅是因为能够有效地并行使用大量CPU。
2019-08-22 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
