The Role of Reconnection at Magnetic Separators in Complex Solar Flare Ribbons
NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究通过分析两个日冕喷流带事件，探讨磁分离器处的重联机制，解释复杂喷流带的形成，揭示重联在不同位置的多重作用。
2026-03-24 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
2017-08-29 astro-ph.SR
Can Large Time Delays Observed in Light Curves of Coronal Loops be Explained by Impulsive Heating?
太阳日冕环的光变曲线通常首先在与较高温度相关的通道中达到峰值，然后在与较低温度相关的通道中达到峰值。不同的窄带EUV通道之间的时间延迟已经测量了许多单独的循环，最近为每个像素的活动区域观察。活动区域通道间的时间延迟值范围很广，最大值为$>$ 5，000 μ s。这些大的时间延迟占像素的3-26\%（取决于通道对），其中测量到显著的正时间延迟。有人认为，时间延迟可以用脉冲加热来解释。在本文中，我们调查是否可以解释这个假设，通过模拟一系列的日冕回路不同的加热速率，回路长度，丰度和几何形状，以确定一组四个EUV通道之间的预期时间延迟的范围。我们发现，脉冲加热不能解决在两个通道对中观察到的最大的时间延迟，并且大部分的大时间延迟只能用长的，扩大的光球丰度循环来解释。额外的观察可能会排除这些模拟作为长时间延迟的解释。我们认为，以这种方式发现的时间延迟可能不代表真正的环路演化，或者脉冲加热和冷却的情况可能太简单，无法解释的意见和其他加热的情况下，必须探讨。
2015-12-18 astro-ph.SR
Cool and hot components of a coronal bright point
我们进行了一个系统的研究，多普勒频移和电子密度测量的EUV亮点（以下简称BP）在10多个EUV线与形成温度从log（T/K）p 4.5至6.3。在过渡区和日冕线上的BP部分分别被定义为冷分量和热分量。我们发现，从冷到热的过渡发生在log（T/K）p 5.7左右的温度。BP的两个分量揭示了完全不同的取向和多普勒频移模式，这可能是由于相关的磁环系统的扭曲。磁场演变和拓扑结构的分析似乎有利于一个两阶段的加热过程，其中磁抵消和分离器重新连接分别为BP的冷部件和热部件供电。我们还发现，BP的两个组件的电子密度高于周围安静的太阳，相当于或小于活动区的密度。
2009-06-16 astro-ph.SR
Long-Period Intensity Pulsations in Coronal Loops Explained by Thermal Non-Equilibrium Cycles
在太阳日冕环中，热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium）是一种当加热是高度分层和准恒定时会发生的现象。因此，对TNE的非生物观测识别将允许强烈约束加热情景。到目前为止，虽然TNE是日冕雨的标准解释，但模拟预测的长期周期性演变还没有被观察到。然而，SoHO/EIT最近报告了长周期强度脉动（几个小时的周期）的检测，这种现象在环中似乎非常常见。此外，我们最近用SDO/AIA研究的三个强度脉动事件显示了暖环中TNE的强有力证据。在本文中，一个现实的循环几何LFFF外推作为输入到一维水动力模拟。我们的模拟表明，对于目前的环路几何形状，加热必须是不对称的，以产生TNE。我们详细分析了一个特定的模拟，再现了与AIA观察到的脉动环束之一的平均热行为。我们比较这个模拟的属性与从观测中推导出的属性。LFFF外推的磁拓扑指向在一个足点处存在优选重连的位点，支持存在不对称加热。此外，我们可以重现的脉动环的时间大尺度强度属性。这种模拟进一步加强了对所观察到的脉动作为TNE特征的解释。因此，这给出了关于这些回路的加热定位和时间尺度的重要信息。
2017-01-05 astro-ph.SR
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: I. Magnetic topology of the source-surface background field
SDO和STEREO在2010年8月1日至2日观测到一系列明显耦合的喷发。这些火山爆发彼此密切同步，尽管其中一些发生在相距甚远的地方。在试图找出一个合理的原因，这种同步，我们研究的大尺度结构的背景磁位形。利用位场源-地表模型，由在适当时间段观测到的光球磁场计算出日冕磁场。我们调查所产生的场结构，通过分析所谓的挤压因子计算在光球和源表面的边界，以及在不同的日冕横截面。使用这些信息作为指导，我们确定的配置，包括分界线和准分界线表面的基本结构骨架。我们的分析显示，特别是，在发生喷发的地区，有几个伪流光。我们特别感兴趣的是与伪拖缆相关的磁零点和分离器。我们认为，由第一次喷发沿这些分离器触发的磁重联可能在建立连续喷发之间的假定联系方面发挥了关键作用。本文的工作证实了我们最近提出的交感喷发的简化磁流体动力学模型，并为进一步深入研究这些现象提供了指导。几个重要的影响，我们的研究结果的S-web模型的缓慢太阳风也得到解决。
2012-09-26 astro-ph.SR
Spinning solar jets explained through the interplay between plasma sheets and vortex columns
本研究利用三维rMHD模拟揭示太阳针状物实为二维等离子体帷幔，并发现其旋转现象与延伸至日冕高度的热旋转等离子体柱（CoSCo）相关。
2024-04-24 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
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 astro-ph.SR
The X-ray catalogue of FGK stars within 10 pc: The coronal temperature-brightness relation explained with the RTV scaling law
Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo “G.S. Vaiana”（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台（G.S. Vaiana））；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
本研究构建10秒差距内FGK型恒星的X射线星表，用RTV标度律解释日冕温度-光度关系，发现该关系离散度极小，仅三颗恒星为异常值。
2026-07-31 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
The Magnetic Structure of Solar Prominence Cavities: New Observational Signature Revealed by Coronal Magnetometry
日冕多通道偏振仪（CoMP）每天获得全太阳以上的边缘日冕观测线性偏振，允许第一次诊断的日冕磁场方向在静止的日珥腔。我们发现，这些腔始终具有一个特征性的“lagomorphic”签名表示扭曲或剪切延伸到腔以上的中性线的线性偏振。我们证明，这样的签名可以解释的磁通量绳模型，拓扑结构与太阳爆发的影响。我们发现佐证的磁通绳结构的同心环的模式内看到的CoMP线的视线速度的空腔。
2013-04-27 astro-ph.SR
Observations of an X-shaped Ribbon Flare in the Sun and Its Three-dimensional Magnetic Reconnection
我们报道了一个非典型X形耀斑带的演化，它为分离器上的三维（3D）磁重联提供了新的观测证据。2014年11月9日发生的耀斑。来自界面区成像光谱仪的高分辨率狭缝颚1330 A图像显示了四个色球耀斑带，它们会聚并形成X形。上色球层的耀斑增亮沿着带状物向X点的中心扩散，然后以更垂直于带状物的方向向外扩散。这四个带位于四极磁场中。在活动区的磁拓扑结构的重建表明存在一个分离器连接到由带状物概述的X点。耀斑带在早期的向内运动，因此，表明3D磁重联之间的两套非共面的环，横向接近，和重联进行向下沿一段垂直电流片。太阳动力学观测站上的大气成像装置也观测到日冕环，证实了带状演化所说明的重连形态。
2016-05-06 astro-ph.SR
The Solar Cycle Variation of Topological Structures in the Global Solar Corona
磁通量在太阳光球层的分布导致了复杂的日冕磁场结构。为了理解这种复杂性，可以计算日冕磁场的磁骨架。骨架突出显示了将场划分为拓扑上不同区域的分界线表面，从而可以定位太阳表面上的开放场区域。此外，分界线表面和它们的交点（分离器）是重要的可能的能量释放位点。本文调查，在整个太阳活动周期，日冕磁场的拓扑结构下出现的潜在场源表面近似的性质。特别是，我们在太阳最大和最小的典型的全球领域。全球磁场是从观测到的基特峰和SOLIS天气磁图，从卡林顿旋转1645年至2144年，使用位场源表面模型外推。因此，日冕骨架的变化是在三个太阳活动周期内进行研究的。构成磁场的关键构件根据其分界面的性质被识别和分类。磁骨架显示，在太阳活动极大期，全球日冕场涉及所有纬度的众多拓扑结构。在光球层的任何地方都存在着许多开放的区域。在太阳极小期，日冕的拓扑结构受到太阳偶极子的严重影响。一个强的偶极子导致一个简单的大尺度结构，只涉及两个大的极地开放领域的地区，但在短的径向距离正负60度纬度，小尺度拓扑结构是复杂的。如果太阳偶极子很弱，就像最近的极小期一样，那么低纬度安静太阳的磁场可能在全球范围内足够重要，除了两个极地开放场区域之外，还可以在低纬度创造许多不连通的开放场区域。
2014-06-20 astro-ph.SR
Three-dimensional magnetic reconnection in a collapsing coronal loop system
磁重联被认为是太阳爆发事件中储存在日冕磁场中的非势能迅速释放的主要机制。不幸的是，由于重联被认为发生的空间尺度很小，它不能在日冕中直接观察到。然而，更大尺度的过程，如相关的流入和流出，以及加速粒子的签名已被提出作为重联的证据。我们探讨了一个持久的I型射电源，伴随着一个日冕X-形结构在其通过整个磁盘的起源。特别令人感兴趣的是周围的结构，是与流入，流出，和粒子加速签名的部分崩溃的时间范围。来自NRH的成像无线电观测被用来定位无线电源。SDO分析了同一时期的AIA EUV观测结果，寻找流入和流出的证据。进一步的\texttt{mpole}磁重建使用SDO HMI观测允许与射电源相关的磁连通性被确定。I型射电源与外推中确定的磁分离器很好地对准。在部分崩塌期间，观测到缓慢（1 km/s）和快速（5 km/s）的流入阶段以及快速（30 km/s）和快速（80-100 km/s）的流出阶段，估计重连率约为0.06。在RHESSI和GOES中，射电源的增亮和变暗与软X射线发射的增加是同时的。我们解释的无线电发射的增亮和变暗的证据加速电子在重联区响应于一个逐渐下降和快速上升的电漂移速度，在响应于流入和流出的场线。这些结果提出了一个全面的三维零点重联的例子。
2018-06-25 astro-ph.SR
Revisiting the formation mechanism for coronal rain from previous studies
日冕雨一般分为两类：耀斑驱动的日冕雨和静止的日冕雨。后者被观察到形成沿封闭和开放的磁场结构。最近，我们提出，一些静态的日冕雨事件，检测到的过渡区和色球诊断，沿环状路径可以解释的形成机制，静态的日冕雨之间的交换磁重联促进开放和封闭的磁力线。在这项研究中，我们回顾了38个日冕雨的文献报告。从这些早期的工作中，我们挑选了15个静止的日冕雨事件的太阳边缘，大多数建议发生在活动区的闭合环由于热不平衡，以审查其形成机制。利用极紫外图像和视磁图，研究了静止日冕雨事件及其磁场和背景日冕结构的演化。我们发现，6，占40%，15个静止的日冕雨事件可以完全或部分解释的形成机制，沿开放结构的静止日冕雨交换重连促进。结果表明，由开、闭磁力线交换重联促成的静止日冕雨值得重视。
2021-07-03 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields Derived from Simultaneous Microwave and EUV Observations and Comparison with the Potential Field Model
我们估计日冕磁场来自无线电观测的准确性，通过比较他们的位场计算和DEM测量使用EUV观测。2011年2月3日，利用17 GHz的野边山射电日像仪对NOAA活动区11150的热韧致辐射进行了偏振观测，得到了日冕磁场的视线分量。由于在17 GHz的热韧致辐射强度包括色球和日冕分量，我们只提取了日冕分量通过测量日冕发射措施在EUV观测。此外，我们还选择了日冕环和色球层沿视线方向的弱磁场强度区域，只导出日冕的射电偏振分量。冠状面纵向磁场的上限为100 - 210 G。我们还计算了日冕纵向磁场的位场外推使用光球磁场从日震和磁成像仪（HMI）。然而，计算出的势场肯定小于观测到的日冕纵向磁场。这种电位和观测到的磁场强度之间的差异可以一致地由两个原因来解释：（a）由于EUV观测的温度范围的限制而导致的对日冕发射测量的低估，（b）由于电位场假设而导致的对日冕磁场的低估。
2015-12-14 astro-ph.SR
Relation of coronal rain originating from coronal condensations to interchange magnetic reconnection
利用极紫外图像，我们最近提出了一个新的和替代的日冕雨形成机制，由于交换磁重联沿磁开放场线。在本文中，我们报告日冕雨在色球和过渡区的温度起源于日冕凝聚之间的重新连接的开放和封闭的日冕环。为此，我们采用了界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。在2013年10月19日左右，IRIS在太阳东南边记录到一场沿弯曲路径的日冕雨。与此相关的是，我们发现了一个系统的较高的开放功能和较低的躺在AIA图像中反复发生的闭环之间的重新连接。在这个过程中，地势较高的特征形成了磁倾角。作为响应，两组新重新连接的环出现并从重新连接区域缩回。在10月18日至20日的几天里，由于热不稳定性，在下降中，日冕等离子体的冷却和冷凝事件重复发生了七次。冷凝流向下的表面，日冕雨，冷凝之间的平均间隔为6.6小时。在IRIS数据可用的情况下，我们发现冷凝冷却到色球温度。根据我们的观测结果，我们认为，在色球温度下观测到的一些日冕雨事件可以用新的和替代的日冕雨形成的情景来解释，在这种情景下，凝结是由交换重连促进的。
2020-11-02 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
Bayesian Coronal Seismology
与实验室的情况相反，对太阳大气的研究必须在没有直接接触到感兴趣的物理条件的情况下进行。因此，信息是不完整和不确定的，需要采用推理方法来诊断物理条件和过程。太阳大气地震学就是这样一种方法，它利用观测到的和理论上预测的波的特性来推断等离子体和磁场的特性。太阳大气地震学的一个最新发展是使用基于贝叶斯分析的反演和模型比较方法。本文首先阐述了贝叶斯分析的哲学思想和方法论。然后，我们提供了一个帐户迄今已取得的成就，这些技术的应用，太阳大气地震和未来可能的扩展前景。
2017-09-25 astro-ph.SR
Coronal properties of planet-bearing stars
太阳系外行星会影响其宿主恒星的活动吗？色球活动增强的迹象已被发现的少数目标，但在X射线制度，确凿的观测证据仍然失踪。我们希望建立一个良好的观测基础，以确认或拒绝恒星X射线辐射中的星-行星相互作用（SPI）的主要影响。因此，我们进行了统计分析的恒星X射线活动的所有已知的行星轴承恒星在30 pc的距离依赖于行星参数，如质量和半长轴。我们发现，在我们的样本中，X射线光度和活动性指标L_X/L_bol与行星参数之间没有显著的相关性，这不能用选择效应来解释。日冕SPI似乎是一种现象，可能只表现为对少数个别目标的强烈影响，但对一般的行星恒星没有重大影响。
2010-03-30 astro-ph.SR
Observations of Solar Coronal Rain in Null Point Topologies
日冕雨是一种众所周知的现象，在日冕高处的热等离子体经历快速冷却（从> 10^6 K到< 10^4 K），冷凝，并落到表面。活动区冕环中经常出现冕雨，耀斑后冕环中也很常见。这封信介绍了发现的观测结果，它表明日冕雨在非常靠近冕洞边界的嵌入式双极中无处不在。我们观察到的结构形成时，光球衰减的活动区领先的太阳黑子导致一个大的寄生极性嵌入在一个背景单极区。我们观察到冠状雨出现在腿部的封闭循环以及风扇表面下，以及优先产生的冠状拓扑结构的分离线附近：脊柱线，零点，和风扇表面。我们使用SDO大气成像组件（AIA）在304、171和211 {/AA}通道的观测以及SDO日震和磁成像仪（HMI）磁图分析了3个事件。雨形成的频率和观测的容易程度强烈表明，这种现象通常存在于这种规模的零点拓扑结构中。我们认为，这些雨事件可以解释的经典过程的热不平衡或通过交换重联在零，它也有可能，这两种机制都存在。需要进一步研究更高的空间分辨率数据和MHD模拟来确定确切的机制。
2019-04-18 astro-ph.SR
Observing the fine structure of loops through high resolution spectroscopic observations of coronal rain with the CRISP instrument at the Swedish Solar Telescope
我们在这里提出的第一个高分辨率的光谱观测日冕雨，在瑞典太阳望远镜的CRISP仪器进行。这项工作构成了第一次尝试，以评估日冕雨的重要性，在了解日冕磁场在活跃地区。获得一个大的统计集，其中的动力学（总速度和加速度），形状（长度和宽度），轨迹（下降的角度）和热力学性质（温度）的凝聚。具体地说，我们发现日冕雨是由小而密集的色球核组成的，平均宽度和长度分别为310公里和710公里，平均温度低于7000 K，显示出广泛的分布下降速度平均为70公里/秒和加速度大大低于有效重力沿环。通过估计的离子中性耦合的斑点，我们表明，日冕雨作为一个示踪剂的日冕磁场，从而支持多股循环的情况下，并作为一个探针的本地热力学条件的循环。我们进一步发现，在相邻的股冷却同时发生，一般建议股之间的相似的热力学演化，这可以解释一个共同的足点加热过程。因此，环的日冕加热模型的约束。估计日冕体积与日冕雨的比例在7%到30%之间。估计发生时间的循环设置时间在5至20小时之间的现象，这意味着日冕雨可能是一种常见的现象，与经常观察到的冷下降流在极紫外线。日冕物质以日冕雨的形式流失的速率估计为5x10^9 g/s，这与从针状体流入日冕的物质流的估计相比是一个重要的数量级。
2011-12-03 astro-ph.SR
Coronal Loop Models and Those Annoying Observations!
人们曾经认为所有的日冕环都处于静力平衡状态，但过去十年的观测和建模发展表明，情况显然并非如此。现在可以确定的是，在EUV中观察到的温暖（~1 MK）环可以解释为未解析的链束，这些链束被纳米火花风暴脉冲加热。一个关于多热循环与等温循环性质的激烈争论可以在风暴持续时间方面得到调和。我们表明，短和长的风暴产生狭窄和广泛的热分布，分别。我们还研究了热循环可以用热不平衡来解释的可能性，热不平衡是一个过程，每当加热高度集中在循环足点附近时，稳定的加热就会产生动态行为。我们的结论是，这是不是一个可行的解释单片循环的条件下，我们已经考虑，但它可能有应用程序的多股循环。然而，严重的问题依然存在。
2009-04-08 astro-ph.SR
Influence of a coronal envelope as a free boundary to global convective dynamo simulations
我们探讨了一个稳定分层的外部日冕信封旋转湍流对流，差分旋转，和大规模发电机行动的太阳球楔模型的影响。我们解决了可压缩磁流体动力学方程在一个两层模型与不稳定的分层下面的表面，代表对流区，和一个稳定分层的冠状信封上面。界面表示自由曲面。我们将我们的模型与没有冠状包络的模型进行比较。日冕包络的存在被发现修改雷诺应力和$Λ$效应，导致较弱的和非圆柱形的差异旋转。这与由角速度引起并取决于角速度的纬度温度变化减小有关。一些模拟发展了一个近地表剪切层，我们可以将其与热成风平衡方程中的雷诺应力项的符号变化联系起来。此外，自由表面的存在改变了磁场的演化，因为环向场集中在更靠近表面的地方。然而，在所有的模拟中，平均磁场的迁移方向可以用帕克-吉村规则来解释，这与早期的发现是一致的。球形发电机模拟中上边界的真实处理对于流动和磁场演化的动力学至关重要。
2016-12-19 astro-ph.SR
Propagating slow magnetoacoustic waves in coronal loops observed by Hinode/EIS
我们提出了第一次Hinode/EIS观测的5分钟准周期振荡检测到的过渡区线（He II）和五个日冕线（Fe X，Fe XII，Fe XIII，Fe XIV和Fe XV）在一个日冕环的足点。振荡存在于整个观测过程中，其特征是一系列周期几乎恒定的波包，通常持续4-6个周期，寿命为20-30 min。多普勒频移和强度振荡之间存在近似同相关系。这为磁声波从过渡区向上传播到日冕提供了证据。我们发现，在五个日冕线检测到的振荡是高度相关的，振幅随温度的升高而减小。从Fe X到Fe XV，多普勒频移振荡的幅度减小约3倍，而相对强度减小约4倍。这些振荡可能是由光球p模式通过色球层和过渡区泄漏到日冕引起的，这被认为是TRACE以前观察到的强度振荡的来源。振荡幅度的温度依赖性可以解释为沿着具有多线程结构的环路在足点附近传播的波的阻尼。因此，这一性质对日冕地震学诊断日冕环温度结构具有潜在的价值。
2009-02-25 astro-ph.SR
On the nature of transverse coronal waves revealed by wavefront dislocations
日冕波是日冕中等离子体动力学的一个重要方面。波前位错是自然界中大多数波的拓扑特征，也是磁流体力学波的拓扑特征。日冕波中有位错吗？位错的发现和解释可以揭示传播波的性质和特征，它们在日冕中的相互作用以及一般的等离子体动力学。我们积极识别位错的冠状波观测的冠状多通道偏振仪（CoMP）的发射日冕线的多普勒频移的奇点。我们研究了可能的奇异性，可以预期在冠状波，并试图重现所观察到的位错的本地化和频率的外观。观测到的位错只能用沿日冕磁场传播的不同频率的扭折波和香肠波模的干涉来解释。在横向于传播的平面中，振荡等离子体的横截面必须小于空间分辨率，并且两个波导致通过投影到视线上而混合的净纵向和横向速度分量。阿尔文波可以负责的扭结模式，但磁声香肠模式是必要的，在所有情况下。不包括更高（长笛）模式。扭结模式的压力幅值小于香肠模式的压力幅值，但其观测到的速度较大。这使位错集中在环的顶部。为了解释位错，任何日冕波的模型都必须包含扭结波和香肠波模式的同时传播和干涉，这两种模式的频率相当但不同，香肠波的振幅比扭结波的振幅小得多。
2015-05-13 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Expanding and Contracting Coronal Loops as Evidence of Vortex Flows Induced by Solar Eruptions
据预测，爆发的太阳耀斑会在爆发的磁通量绳的两侧产生大规模的涡流。该过程类似于众所周知的产生涡环的流体动力学过程。涡旋导致位于耀斑活动区外围的闭合日冕环的平流。预计涡流的上部为外流，下部为回流。在这里，我们研究了两个爆发的太阳耀斑，一个X1.1级耀斑SOL 2012 -03- 05 T03：20和一个C3.5级耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29。在这两个耀斑中，我们发现大气成像仪在其171\，193\，193\，211\，211\，194 ~通带观测到的日冕环都表现出膨胀和收缩运动的共存，与模型预测一致。在X级耀斑中，多个膨胀/收缩环共存超过35分钟，而在C级耀斑中，193\，171\，172中的膨胀环似乎与171\，172中的明显内爆环拱廊靠近并同时。后来，193\，~环也切换到收缩。这些观测结果自然可以用爆发性太阳耀斑模型中的涡流来解释。
2017-06-15 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Supersonic Plasma Blob Triggered by Reconnection Generated Velocity Pulse in AR10808
利用太阳和日光层天文台（SoHO）/迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）、过渡区和日冕探测器（TRACE）171和澳大利亚纳拉布里Culgoora太阳天文台的H $α$的多波长观测资料，给出了2005年9月9日AR 10808中M6.2级太阳耀斑前一个传播的超音速等离子体团的独特观测特征。在05：27 UT到05：32 UT之间观察到这个斑点，在最初的2-3分钟内几乎是一个恒定的形状，之后它很快就消失在日冕中。在其动力学阶段，观测到的团块的下限速度估计为$\sim$ 215 km s $^{-1}$。在H $α$和TRACE 171等离子体中同时存在的具有几乎相似形状和速度的斑点的证据支持其由多温度等离子体形成。能量释放的经常性的3-D重联过程通过分离器圆顶低于磁零点，新兴的通量和预先存在的磁力线在较低的太阳大气层之间，被发现是一个径向速度脉冲向外，加速这个等离子体斑点在太阳大气中的驱动程序。在支持识别所观察到的喷发的可能驱动程序，我们解决了二维理想磁流体动力学方程数值模拟所观察到的超音速等离子体斑点。数值模拟密切匹配观测到的速度，多温度等离子体的演变，并在观察中发现的斑点的快速消失。在典型的日冕条件下，这种斑点也可以携带7.0 $\times10^{6}$ ergs-cm-$^{-2}$ s-$^{-1}$的能通量，以重新平衡活动区域上方的日冕损失。
2012-03-28 astro-ph.SR
Reciprocatory magnetic reconnection in a coronal bright point
日冕亮点（Coronal brightpoints，CBPs）是位于日冕下部的小尺度、长持续时间的增亮现象。它们通常用磁重联来解释。我们的目标是研究CBP的子结构，并阐明CBP内部不同斑块的亮度之间的关系。2009年8月22日$-$ 23日，日本日之出号宇宙飞船上的X射线望远镜（XRT）观测到了这一事件。CBP显示重复性增亮（或CBP闪烁）。在两次连续CBP闪光中的每一次期间，即，由$\sim$间隔2小时的弱闪光和强闪光，XRT图像显示CBP由两个室组成，即，贴片A和B。在弱闪光过程中，A斑片先变亮，2 min后B斑片$\sim$变亮。在过渡期间，一个大规模日冕环的右腿从CBP的右侧漂移到左侧。在强闪光过程中，B斑首先变亮，2 min后A斑变亮$\sim$。在过渡期间，大规模日冕环的右腿从CBP的左侧漂移到右侧。在每一次闪光中，大尺度冕环连通性的快速变化强烈地暗示着交换重联。我们第一次在CBP中发现了相互重连，即，第一重连过程的流出区域中的重连环用作第二重连过程的流入。
2014-06-20 astro-ph.SR
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 astro-ph.SR
The Birth of A Coronal Mass Ejection
太阳的大气层经常被日冕物质抛射（CME）、耀斑和高能粒子扰乱。在标准图中，耦合是通过连接耀斑环和日冕物质抛射的垂直电流片上的磁重联来解释的，日冕物质抛射中嵌入了一个螺旋形的磁结构，称为磁通绳。当它由于不稳定或失去平衡而向上跳跃时，通量绳拉伸了上面的日冕环，使得相反方向的场在下面聚集在一起，形成了电流片。然而，通量绳的起源及其新生的喷发路径仍然难以捉摸。在这里，我们提出了一个恒星大小的CME气泡如何从等离子体团不断演变的观察，这些等离子体团是几乎无法分辨的微型通量绳，在半小时内。喷发开始时，从垂直的电流片的等离子体团合并到一个领先的等离子体团占据电流片的上端。这个领先的等离子体团以越来越快的速度上升，拉伸覆盖的环，然后冲动地膨胀到CME气泡中，与硬X射线爆发同步。这一观察首次阐明了一个完整的CME演化路径，该路径能够通过弥合微观尺度动力学和宏观尺度活动之间的差距来适应各种各样的等离子体现象。
2019-01-24 astro-ph.SR
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 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
Filament Mass Losses Forced by Magnetic Reconnection in the Solar Corona
本研究通过二维半磁流体模拟，提出磁重联导致日冕X点上方丝状物质量损失，结合蒸发-凝结模型解释日冕雨形成，并揭示重联电流片演化的三阶段及反弹激波驱动的动态热失控过程。
2025-02-25 astro-ph.SR
On the short term stability and tilting motion of a well-observed low-latitude solar coronal hole
本研究追踪了一个低纬度冕洞12天，发现其以约3.2°/天（最高5.4°/天）的速率倾斜，远超较差自转效应，且面积锐减但开放磁通不变，推测由互换重联和新生瞬变区相互作用驱动。
2023-09-20 astro-ph.SR
Pre-flare coronal dimmings
在本文中，我们主要研究耀斑前日冕的暗化。我们报告了2014年9月10日在NOAA活动区（AR）12158中由S形磁通量绳（MFR）爆发产生的GOES X1.6太阳耀斑和伴随的晕CME的多波长观测结果。太阳动力观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到了这次喷发。利用SDO日震磁成像仪（HMI）观测了光球视线磁图。GOES航天器记录了软X射线（SXR）通量。利用SOHO上的大角度日冕光谱仪（LASCO）的白光日冕照相机观测到了晕状CME。在耀斑/CME爆发前约96分钟，在扭曲MFR的两端出现了狭窄的耀斑前日冕变暗。它们的延伸非常缓慢，其强度随时间而减小，而它们的表观宽度（8 $-$ 9 Mm）几乎保持不变。在耀斑的脉冲和衰减阶段，出现了典型的扇形孪晶暗斑，其范围和强度都比耀斑前的暗斑大得多。171 γ射线强度下降率达40%。耀斑前的暗化在171、193和211 ° C最为显著，形成温度为0.6 $-$ 2.5 MK。在131年和335年也可以识别出耀斑前暗化的北部。据我们所知，这是第一次详细研究耀斑前日冕变暗，这可以解释为密度耗尽的结果，在MFR缓慢上升的过程中，围绕MFR的日冕环系统逐渐扩大。
2016-11-25 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
Vertical oscillation of a coronal cavity triggered by an EUV wave
本文报道了2011年3月16日对冕洞垂直振荡的多波长观测。\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的大气成像组件（AIA）观测到了下面有一个角状静止日珥的椭圆形空腔。空腔的宽度和高度分别为150 $\arcsec$和240 $\arcsec$，空腔的质心在太阳表面上方128 $\arcsec$。$\sim$ 17：50 UT，在靠近太阳西翼的活动区11169发生了一次C3.8双带耀斑。与此同时，部分晕日冕物质抛射（CME）爆发和传播的线性速度为$\sim$ 682公里秒$^{-1}$。与喷发相关，产生了日冕极紫外（EUV）波，并以$\sim$ 120 km s $^{-1}$的速度向东北方向传播。一旦EUV波从顶部到达空腔，它就会在反弹之前将大规模覆盖的磁场线向下推。同时，腔体开始沿垂直方向相干振荡，并持续$\sim$ 2个周期后消失。振幅、周期和阻尼时间分别为2.4 $-$ 3.5 μ m、29 $-$ 37分钟和26 $-$ 78分钟。谐振腔的垂直振荡可以用快扭模的整体MHD驻波来解释。为了估计空洞的磁场强度，我们使用两种独立的日珥地震学方法。发现磁场强度仅为几高斯，小于10 G。
2018-05-03 astro-ph.SR
Coronal magnetic field and the plasma beta determined from radio and multiple satellite observations
我们推导出日冕磁场，等离子体密度和温度的观测偏振和强度的射电热自由-自由发射使用野边山射电日像仪（NoRH）和极紫外线（EUV）的观测。2013年4月11日，我们在西翼观测到一个耀斑后环。视线磁场是由NoRH观测到的圆偏振自由-自由辐射导出的。发射测量和温度来自太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）。导出的温度被用来估计从NoRH无线电自由发射观测的发射措施。从NoRH得出的密度大于使用AIA测定的密度，这可以通过低温等离子体不在本研究中使用的AIA过滤器的温度范围内这一事实来解释。我们还讨论了太阳地关系天文台（STEREO）上的EUV成像仪对耀斑后环的其他观测，这些观测可用于未来的研究，以重建日冕磁场强度。导出的等离子体参数和磁场用于导出等离子体β，其是磁压力和等离子体压力之间的比率。导出的等离子体β在环顶部区域约为5.7*10^（-4）至7.6*10^（-4）。
2014-11-07 astro-ph.SR
A Magnetogram-matching Method for Energizing Magnetic Flux Ropes Toward Eruption
我们提出了一种新的“螺旋泵”的方法，为激励日冕平衡，包含一个磁通量绳（MFR）朝向爆发。我们实现了这一点在一个序列的磁流体力学弛豫的小线绑脉冲的磁螺旋度，其中每一个模拟的载流部分的字段的一个适当的重新缩放。整个过程是“磁迹匹配”，因为它不涉及光球边界处磁场的法向分量的变化。该方法是通过将其应用到一个观察到的无力配置，其MFR与我们的正则化毕奥-萨伐尔定律方法建模说明。我们发现，尽管外部场的双极特性，MFR爆发是持续的两个重联过程。第一种，我们称之为突破重联，类似于四极构型中的突破重联。它发生在一个准分离器内的电流层，周围爆发的MFR和所造成的光球线捆绑效应。第二个过程是经典的耀斑重联，它发生在爆发的MFR下方形成的垂直电流层内的第二个准分离器处。这两个重联过程的工作与不稳定的MFR的磁力，以推动它通过上覆的环境场，它们的相互作用也可能是相关的热过程中发生的等离子体的太阳耀斑。所考虑的例子表明，我们的方法将是有益的，为所观察到的喷发事件的建模和理论研究中的理想化的磁配置的喷发。
2022-08-18 astro-ph.SR
Thermal structure of coronal loops as seen with Norikura coronagraph
日冕环的热结构，无论是沿着环还是穿过环，在确定确切的等离子体加热机制方面都是至关重要的。高分辨率光谱观测的离边日冕使用25厘米的Norikura日冕仪，位于Norikura，日本。对[Fe XI] 7892 γ线、[Fe XIII] 10747 γ线和10798 γ线以及[Fe XIV] 5303 γ线这四条禁铁发射线同时进行了若干天的观测，有些天只对[Fe XI] 7892 γ线和[Fe X] 6374 γ线进行了观测。利用[Fe XIV] 5303 <$/[Fe XIII] 10747 <$和[Fe XI] 7892 <$/[Fe X] 6374 <$的温敏发射线比值，计算了不同日期观测到的18种不同环结构的电子温度。我们发现在Fe XIV和Fe XIII中观察到的所有结构中存在显著的负温度梯度，而在Fe XI和Fe X中观察到的结构中存在正温度梯度。结合这些结果与辛格和他的合作者以前的研究，我们推断，环顶，在一般情况下，看起来更热时，在较冷的线和较冷时，在相对较热的线观察相比，他们的冠足点。我们认为，这种对比的趋势，观察到的温度变化沿环结构可以解释由不同温度的等离子体的逐渐相互作用。负责这种相互作用的确切机制需要进一步探索，并有可能限制环路加热模型。
2013-02-24 astro-ph.SR
Statistical Evidence for Small-Scale Interchange Reconnection at a Coronal Hole Boundary
冕洞的研究主要集中在确定冕洞的边界和尽可能精确地计算冕洞的开口通量。然而，观察到的边界本身是值得研究的，并且为在开放场和封闭场之间的界面处发生的物理学提供了重要线索。这封信报告了一个强大的新方法，应用相关积分，我们称之为关联维映射（CDM），通过它的不规则性的CH边界可以客观地量化。该方法突出了边界动态中涉及的最重要的空间尺度，并且还允许对边界进行简单的时间分析。我们将这种方法应用于赤道CH，其两侧由头盔流光和第三条由一个小的伪流光限定，我们在2015年6月4日以最大节奏观察了一个小时。我们认为，相关的空间尺度是在$\sim 5-20$毫米的范围内，我们发现，边界的复杂性取决于可测量的性质相邻的封闭结构。沿着伪流光的边界显示出高度局部化的，间歇性的复杂性变化的迹象，可能与磁拓扑结构的突然变化，这将是优雅的解释交换重连。相比之下，头盔流光边界支持长寿命的高复杂性区域。这些发现支持了最近的预测，发生在非常小的规模在日冕的交换重联。
2022-09-06 astro-ph.SR
The Relation Between Large-Scale Coronal Propagating Fronts and Type II Radio Bursts
在极紫外线（EUV）和II型射电爆发中的大规模波动扰动通常与日冕物质抛射（CME）有关。这两种现象都可能意味着CME驱动的冲击波。以前所未有的节奏拍摄EUV全磁盘图像，太阳动力学天文台上的大气成像组件（AIA）从早期演化中观察到所谓的EIT波或大规模日冕传播锋（LCPFs），这与大多数公制II型爆发发生的时期相吻合。本文讨论了AIA捕获的LCPF与度量II型爆发的关系。我们展示了没有明确LCPF的II型爆发和没有II型爆发的快速LCPF的例子。这两种现象之间的脱节部分可能是由于难以客观地识别它们。此外，个别LCPF和II型爆发可能反映不同的物理过程和外部因素。特别是，在低频率和高海拔地区开始的II型爆发往往伴随着一个扩展的弧形特征，这可能代表了CME及其周围冲击波的三维结构，而不是其近地表轨迹，这通常被识别为EIT波。该特征朝向肢体扩展和传播，并超出肢体。这些事件的特征可能是场线在径向方向上的拉伸，并且与其他LCPF不同，这可以用冠状体积的突然横向扩张来解释。LCPFs和II型爆发本身都不是日冕冲击波的必要条件，但这些现象可能提供有用的信息，在3D中的冲击波的早期演变时，两者都清楚地确定在喷发事件。
2014-09-16 astro-ph.SR
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of coronal rain dynamics. I. Model with vertical magnetic field and an unbounded atmosphere
目的。我们的目标是提高对慢于自由落体运动的物理机制和在日冕雨事件中检测到的两阶段演化（加速的初始阶段，然后是几乎恒定的速度阶段）的理解。方法.用Mancha 3D程序求解了二维理想MHD方程。我们把日冕描述为一个等温的垂直分层大气，有一个均匀的垂直磁场，等离子体凝结为一个二维高斯分布的密度增强。我们分析了下降的等离子体的时间演化，并研究其依赖于参数，如密度和磁场强度。结果我们证实了以前的研究结果，压力梯度是主要的力量，反对重力的作用，减缓了斑点下降，更大的密度需要更大的压力梯度，以达到恒速阶段。我们发现，随着密度的水平变化的凝聚的形状是扭曲的，因为它下降，由于较密集的部分的斑点下降速度比较轻的。这是解释的事实，即初始加速阶段的持续时间，因此，最大的下降速度达到的等离子体，增加与比斑点日冕密度。我们还发现，磁场在下降凝聚的演化中起着基础性的作用。足够强的磁场（在我们的模拟中大于10 G）迫使每个等离子体元素遵循由特定场线给出的路径，这允许在1D动力学方面描述斑点的每个垂直切片的演变，而不影响相邻切片。另外，在典型的日冕雨事件条件下，磁场阻止了Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展。
2019-11-15 astro-ph.SR
Initiation and early evolution of the Coronal Mass Ejection on May 13, 2009 from EUV and white-light observations
我们提出的观测结果的日冕物质抛射（CME），这发生在2009年5月13日。这些观测的最重要的特点是CME是从非常早期的阶段（太阳表面）观测到的，直到15个太阳半径（$R_\odot$）的距离。在2 $R_\odot$以下，我们使用TESIS EUV望远镜在Fe 171 A和He 304 A线上获得的数据，在2 $R_\odot$以上，我们使用LASCO C2和C3日冕仪的观测结果。日冕物质抛射是在距离太阳表面0.2-0.5 $R_\odot$处形成的，呈U形结构，在171 A图像和白光中都观察到。对He 304 A谱线的观测表明，日冕物质抛射与一个爆发的日珥有关，它并不像标准模型预测的那样位于日珥上方，而是位于靠近磁X点的U形结构的最低部分。日珥的位置可以用CME爆发模型来解释。估计表明，日冕物质抛射的质量随着时间的推移而增加。日冕物质抛射的轨迹是弯曲的，其日纬随时间而减小。日冕物质抛射开始于纬度50 $^{\circ}$，到达黄道面的距离为2.5 $R_\odot$。日冕物质抛射运动学可分为三个阶段：初始加速阶段、主加速阶段和等速传播阶段。在CME开始后，GOES记录了一个A级耀斑。
2015-09-25 astro-ph.SR
On the spectroscopic detection of periodic plasma flows in loops undergoing thermal non-equilibrium
内容：最近在日冕环的EUV发射中检测到长周期强度脉动，并将其归因于由热非平衡（TNE）驱动的等离子体蒸发和冷凝循环。重现这种现象的数值模拟也预测了在日冕温度下沿着一些脉动环形成的周期性等离子流。目的：在本文中，我们的目的是检测这些预测的电晕温度等离子体流的脉动回路。研究方法：为此，我们使用时间序列的空间分辨光谱的EUV成像光谱仪（EIS）机载日之出，并跟踪多普勒速度的演变，在循环中，强度脉动先前已被检测到的图像SDO/AIA。结果：我们测量与模拟兼容的流的签名，但仅在所观察到的事件的一小部分中。我们证明，这种低检测率可以解释视线模糊，结合仪器的限制，如低信噪比或不足的节奏。
2019-12-05 astro-ph.SR
On Modeling the Kelvin--Helmholtz Instability in Solar Atmosphere
本文讨论了磁流体动力学（MHD）波在不同太阳磁场结构中传播的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性研究的最新进展。主要描述了在日冕物质抛射（CME）中发展的KH不稳定性的模拟，并有助于触发波湍流，随后导致日冕加热。日冕活动区MHD波的KH不稳定性最近在EUV高节奏、SDO/AIA的高分辨率观测和Hinode/EIS仪器的光谱观测中以前所未有的细节被观测和成像，现在对其真实建模提出了挑战。结果表明，将日冕物质抛射的太阳质量流看作是运动的圆柱形扭曲磁通量管，观测到的不稳定性可以用不稳定的m = -3 MHD模来解释。我们还描述了太阳喷流中KH不稳定性的发生。所得到的不稳定性发生的临界喷流速度以及线性波增长率与太阳喷流的观测数据符合得很好。
2015-02-20 astro-ph.SR
Coronal Loop Oscillations Observed with AIA - Kink-Mode with Cross-Sectional and Density Oscillations
首次利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测数据，对一次日冕环振荡事件进行了详细的分析。环振荡事件发生在2010年10月16日19：05 - 19：35 UT，由M2.9 GOES级耀斑触发，位于窄角CME的高倾斜圆锥内。这一振荡事件有一些不寻常的特点：（一）在垂直极化的扭结模式振荡的激发（在环平面内）;（ii）具有相同周期的耦合横截面和密度振荡;（iii）在观察到的四个扭结模式周期的持续时间内没有可检测到的扭结振幅阻尼（$P=6.3$ min）;（iv）具有略微不同的（$\approx 10%$）周期的多回路振荡;以及（v）相对较冷的回路温度$T\approx 0.5$ MK。我们采用了一种新的方法，从耀斑触发延迟和扭结模式周期推导出的Alfvénic速度比导出振荡环外部和内部的电子密度比，即，$n_e/n_i=(v_A/v_{Ae})^2=0.08\pm0.01$。弯折模式和横截面振荡的耦合可以解释为垂直偏振模式中的环长度变化的结果。我们使用STEREO/EUVI-A数据通过立体三角测量确定确切的足迹位置和环路长度。我们使用HMI/SDO磁记录数据和位场模型模拟振荡环中的磁场，并发现与磁场的地震学值$B_{kink}=4.0\pm0.7$ G在两个因子内一致。
2011-05-11 astro-ph.SR
Fine Structures of an EUV Wave Event from Multi-Viewpoint Observations
在这项研究中，我们调查了2010年2月11日的极紫外（EUV）波事件，从地球的观点来看，它是一个肢体事件，从STEREO-B的观点来看，它是一个磁盘事件。我们使用的数据获得的大气成像组件（AIA）搭载太阳动力学天文台（SDO）在各种EUV通道。极紫外波事件是由部分日珥爆发引发的。与以前的一些EUV波事件类似，这个EUV波事件包含一个速度为$\sim$ 445 $\pm$ 6 km s $^{-1}$的较快波，我们称之为日冕莫顿波，和一个速度为$\sim$ 298 $\pm$ 5 km s $^{-1}$的较慢波，我们称之为“EIT波”。日冕Moreton波被确定为快模波，而“EIT波”被确定为由于连续的场线拉伸引起的明显传播。我们还观察到了与快模EUV波相关的静止波前。这种静止的前面被解释为模式转换从日冕摩顿波的慢模式波附近的流光。
2021-06-26 astro-ph.SR
Omnipresent long-period intensity oscillations in open coronal structures
日冕结构中的准周期性传播扰动被解释为慢磁声波和/或周期性上升流。在这里，我们的目标是了解他们的性质，从观察到的属性使用三个小时的成像序列从AIA/SDO在两个不同的温度通道。我们还比较了一个简单的波模型的特性。我们在三个不同的位置搜索开环结构中的传播扰动;一个扇形环结构的边缘，一个磁盘上的羽状结构和太阳北极的羽/羽间区域。在选择覆盖这些结构的每个子场区域中，对每个像素位置处的时间序列进行小波分析以找到不同的周期性。然后，我们在三个不同的时期范围内构建了功率图。我们还构建了磁盘上的羽流结构的时空映射，以估计在不同的通道中的传播速度。我们发现在所有三个结构的传播干扰。功率图表明，在长周期范围内的功率是显着的，以相对较长的距离沿环比在较短的周期。在所有三种结构中都观察到这种性质。对盘上羽流结构的详细分析给出了在193 μ m通道中始终较高的传播速度，并且还揭示了沿环路的空间阻尼。振幅和阻尼长度值在较热的通道中较低，表明它们的声学依赖性。这些性质可以很好地解释与传播慢波模型。我们认为，这些扰动更有可能是由传播缓慢的磁声波比由高速准周期性上升流。我们发现，强度振荡在较长的周期是无所不在的，在较大的高度，即使在活跃的地区。
2012-09-12 astro-ph.SR
