Coronal and Chromospheric Signatures of Large-Scale Disturbances Associated with a Major Solar Eruption
我们提出了日冕和色球观测大规模的干扰与2005年9月7日的一个主要的太阳爆发。在GOES/SXI中，记录了在南半球传播的弧形日冕增亮。SXI锋面的初始速度为730 km/s $^{-1}$，之后逐渐减速，其中心位于日冕物质抛射（CME）的中心位置角附近，但远离耀斑中心。在MLSO/PICS H $α$和MLSO/CHIP He I 10830射电望远镜上都观测到了色球扰动的特征，并可分为两部分。南部的特征出现在SXI锋扫过的区域，H $α$亮锋与SXI锋重合，而He I暗锋落后于SXI锋，但显示出相似的运动学。在南方信号路径的前方，观察到一个暗条的振荡。北半球的特征出现在赤道附近，H $α$和He I锋相互重合。它们首先向西传播，然后在赤道冕洞（CH）的边界向北偏转。基于这些观测事实，我们认为全球扰动与CME的升空有关，并表现出一种混合性质：SXI签名和相应的南部色球签名的主要非波CME侧翼性质，和冲击快模式日冕磁流体动力学（MHD）波性质的北部色球签名。
2015-07-20 astro-ph.SR
Are Chromospheric Nanoflares a Primary Source of Coronal Plasma?
有人认为，日冕的热等离子体主要来自脉冲加热事件，或发生在低层大气中的纳米耀斑，无论是在普通色球层的上部还是在II型针状体的尖端。我们用一系列的流体动力学模拟来测试这个想法。我们发现模拟得到的合成Fe XII（195）和Fe XIV（274）谱线轮廓与实际观测结果有很大的差异。积分谱线的强度太弱，蓝移太快，蓝红不对称性太大，而且发射局限于低海拔。我们的结论是，色球纳米耀斑不是热日冕等离子体的主要来源。这些事件可能在产生色球层和为其强辐射提供动力方面发挥重要作用，但它们通常不会将等离子体的温度升高到日冕值。那些达到日冕温度的情况一定是相对罕见的。观测到的Fe XII和Fe XIV的分布主要来自日冕本身加热的等离子体，无论是通过日冕纳米耀斑还是准稳态日冕加热过程。色球纳米耀斑可能在产生提供这种日冕加热的波中发挥作用。
2014-07-02 astro-ph.SR
Magnetic cycles of Sun-like stars with different levels of coronal and chromospheric activity -- comparison with the Sun
利用威尔逊山天文台HK计划、凯克和利克天文台加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦行星搜索计划的观测资料，分析了太阳和类日恒星的大气活动。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的类太阳恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并且以其日冕辐射的最低水平和光球通量变化的最低水平与这些恒星区分开来。
2016-05-27 astro-ph.SR
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
2016-02-05 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Activity in the 500-Myr-old Open Cluster M37: Evidence for Coronal Stripping?
我们提出的光谱调查的结果，以表征色球活动，测量的H $α$发射，在低质量的成员的500万年的疏散星团M37。结合我们的新的测量H $α$光度（$L_{Hα}$）与以前编目的恒星属性，我们确定饱和和不饱和制度的依赖$L_{Hα}$的热光度比，$L_{Hα}/L_{bol}$，对罗斯比数$R_o$。Ro小于0.03 $\pm$ 0.01的所有旋转子收敛到$L_{Hα}/L_{bol}$ =（1.27 $\pm$ 0.02）x 10 $^{-4}$的活动水平。该饱和阈值（$R_{o,sat}$ = 0.03 $\pm$ 0.01）在统计学上小于大多数旋转-活动关系研究中发现的饱和阈值。在不饱和状态下，自转较慢的恒星色球层的活动水平较低，$L_{Hα}/L_{bol}$（$R_o$）遵循指数$β$ = -0.51 $\pm$ 0.02的幂律，比在毕宿星团和天鹰座恒星的$\approx$ 6.5亿年样本中发现的略浅。通过比较这种不饱和的行为，以前发现的日冕活动在M37（通过X射线光度，$L_X$测量），我们证实，色球活动衰减的速度比日冕活动增加$R_o$慢得多。虽然M37成员的$L_{Hα}$和$L_X$与两者的测量值的比较揭示了接近1：1的关系，但是通过比较$L_{Hα}/L_{bol}$和$L_X/L_{bol}$来去除质量依赖性并没有为这种关系提供明确的证据。最后，我们发现，我们的色球…
2016-11-28 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
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
Chromospheric Nanoflares as a Source of Coronal Plasma: II. Repeating Nanoflares
太阳日冕的百万度等离子体必须由下面的大气层提供。能量释放的机制和位置，以及日冕等离子体的精确来源仍然没有解决。在早期的工作中，我们追求的想法，温暖的等离子体提供给电晕通过直接加热的色球由nanoflares，相反的流行的信念，电晕被加热原位和色球随后通电和烧蚀的热传导。我们发现，单一（低频）色球纳米片不能解释所观察到的强度，多普勒频移，和红/蓝不对称的Fe XII和XIV发射线。在目前的工作中，我们跟进的另一个建议，电晕可以供电的色球nanoflares，重复的时间尺度大大短于冷却/排水的时间尺度。也就是说，在现有的等离子体有时间冷却和排出之前，一个单一的磁链被重新提供日冕等离子体。我们进行了一系列的流体动力学实验和预测的Fe XII和XIV线强度，多普勒频移，和红/蓝不对称。我们发现，我们预测的数量与观测结果有很大的不同，完全发达的环结构不能由中频或高频色球纳米片产生。我们的结论是，最终负责产生日冕等离子体的机制在色球层上方运行，但这并不排除类似机制为色球层提供动力的可能性;极端的例子可能是负责将色球层等离子体加热到过渡区温度（例如II型针状体）。
2016-03-22 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: injection of high-speed chromospheric flows
观测揭示了色球II型针状体和在EUV波段观测到的日冕中明亮向上移动的锋面之间的对应关系。然而，理论上的考虑表明，这些流动不太可能是日冕磁环的主要热源。我们研究了高速色球流在日冕磁通量管中的传播，以及极紫外波段发射的可能产生。利用二维圆柱形MHD模型，模拟了稠密的$10^4$ K色球喷流沿冕环向上的传播过程，包括重力、辐射损失、热传导和磁感应。喷流在包括色球层和稀薄冷日冕（$\sim 0.8$ MK）的完整大气中传播，通过陡峭的过渡区连接。在我们的参考模型中，喷流的初始速度为70 km/s，其初始密度为$10^{11}$ cm $^{-3}$，环境均匀磁场为10 G。我们还探讨了其他值的喷流速度和密度在1-D，磁场在2-D，和喷流传播在一个较热的（$\sim 1.5$ MK）的背景环。虽然喷流的初始速度不允许它到达环的顶点，但在它前面会形成一个热激波阵面，并行进到环的另一端。冲击波阵面压缩日冕等离子体并将其加热到大约$10^6$ K。因此，在SDO/AIA任务的171毫米波段中可以看到一个明亮的移动锋。这一结果一般适用于所有其他探索的情况下，除了在较热的环路中的传播。对于一个冷的，低密度的初始日冕环，冲击后的等离子体前面向上的色球流可能解释至少部分的II型针状体和EUV辐射过剩之间的观测对应关系。
2014-05-09 astro-ph.SR
Magnetic Field-Constrained Ensemble Image Segmentation of Coronal Holes in Chromospheric Observations
提出STRIDE-CH方法，利用色球He I 10830 Å图像与光球磁图，结合经典计算机视觉技术约束辐射和磁特性生成置信度图，有效分割日冕洞并区分暗条等干扰，为日冕洞研究提供中层大气视角。
2025-02-02 astro-ph.SR
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in Chromospheric Jet-like Structures and Coronal Plumelets
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过Solar Orbiter上的EUI-HRI数据，首次观测到色球喷流状结构中反向激波的传播，其与相关日冕喷流结构的横向振荡周期相似，3D MHD模拟验证了该波的传播过程，揭示了横向波在能量从日球层向日冕传输中的作用。
2026-03-26 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
Two step chromospheric Moreton wave excitation in a blast-wave scenario. A case study: the December 06, 2006 event
我们研究的能力，一个爆炸波的情况下-与日冕耀斑或CME侧翼的扩张-重现色球摩尔顿现象。我们还模拟了2006年12月6日的摩尔顿事件，考虑日冕和色球层。为了获得足够强的日冕激波--能够产生可探测的色球莫尔顿波--与活动区的值相比，需要相对较低的磁场强度。采用合理的日冕约束，我们表明，耀斑点燃的冲击波或扩展的CME侧翼模拟为一个瞬时或时间活塞模型，分别能够重现的意见。
2015-08-05 astro-ph.SR
Levels of chromospheric and coronal activity in Sun-like stars and various types of dynamo waves
我们分析了HK计划框架下研究的F、G和K类太阳恒星（晚型星）的X射线辐射和色球活动。色球辐射不规则变化的恒星拥有更强大的日冕，而有规则周期活动的恒星的特征是相对温和的X射线光度和X射线与热光度的比率。这表明，与磁场放大对流包络的过程的性质变化明显的过渡从小到大发电机号码，直接影响的阿尔法-欧米茄发电机的字符。由于发电机数和Rossby数对轴向旋转速度的强烈依赖性，早期发现的各种活动参数和Rossby数之间的相关性与我们的结论是一致的。我们的分析使我们有可能得出第一个关于太阳活动在活跃的晚型恒星中发展的类似过程中的地位的确切结论。
2018-07-18 astro-ph.SR
A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity
HD 179949是一颗F8 V恒星，被一颗周期约为3天的巨行星环绕。先前的研究表明，这颗行星增强了母星的磁场活动，产生了一个与行星轨道同相旋转的色球热点。然而，这种现象是间歇性的，因为它是在几个而不是所有季节观察到的。需要对HD 179949的磁活动进行长期监测，以研究恒星-行星相互作用的幅度和时间尺度。在2009年，我们同时进行了光学和X射线光谱活动，以监测磁活动的HD 179949在~5个轨道周期和~2恒星旋转。我们分析了作为色球活动代理的Ca II H&K线，并研究了X射线发射，以寻找通量调制和确定日冕等离子体的基本性质。对CaII H&K线核心通量的详细分析和对X射线光度学的类似研究显示了源变异的证据，包括一次耀斑。对色球数据时间序列的分析表明，在高纬度地区存在一个周期约为11天的调制，与恒星自转周期一致。相反，X射线光曲线表明信号周期约为4天，与相对半球上存在两个活动区域一致。观测到的变化可以解释，最有可能的是，由于旋转调制和色球和日冕活动的内在演变。没有与行星轨道运动相关的明确信号，但不能排除色球和日冕变化的一小部分受到行星轨道周期或恒星-行星拍频周期调制的可能性。我们的结论是，由于行星的存在而产生的任何影响都很难解开。
2013-01-31 astro-ph.SR
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
Coronal and chromospheric emission in A-type stars
主序星上的冷恒星通过日冕活动产生X射线，由对流发电机提供动力。随着温度的升高，对流包层变得更小，X射线发射变得更弱。我们提出了钱德拉/HRC-I观测的四个单星早期A光谱类型。只有这个样本中最冷的恒星$τ^3$ Eri（$T_\mathrm{eff}\approx8\,,000$ K）被$\log(L_X/L_\mathrm{bol})=-7.6$探测到，而三个较热的恒星（$T_\mathrm{eff}\geq8\,,000$ K），即$δ$ Leo，$β$ Leo和$ι$ Cen，仍然没有被探测到，上限为$\log(L_X/L_\mathrm{bol})<-8.4$。因此，X射线发射的下降发生在$\sim 8100$ K附近的有效温度的狭窄范围内，并且与C III和O VI过渡区线中的活性下降相匹配。
2022-05-12 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation in sympathetic coronal bright points
色球蒸发是太阳耀斑中的一个重要过程，人们利用光谱观测对色球蒸发进行了广泛的研究。然而，直接软X射线（SXR）成像的过程是罕见的，特别是在远程增亮与最近引起了极大的关注的主要耀斑。{We试图找到色球蒸发的证据，并找出交感日冕亮点（CBP）过程的原因，即，由主CBP引起的远程增亮。{We利用2009年8月23日在日之出航天器上的X射线望远镜（XRT）对CBPs进行的高节奏和高分辨率SXR观测。{We发现从主CBP传播的热传导前沿，即，BP1，到交感神经CBP之一，即，BP 2与BP 1相距60 $\arcsec$。热传导的视速度为$\sim$ 138 km s $^{-1}$。之后，热等离子体以$\sim$ 76 km s $^{-1}$的速度向上流入连接BP1和BP2的环，这是色球蒸发的明显特征。在连接BP 1和另一交感神经CBP的环路中也观察到类似的上行流，即，BP3与BP1相差80 $\arcsec$，但不如BP2显著。上升流的视速度为$\sim$ 47 km s $^{-1}$。从BP1到BP3的热传导前沿传播没有被很好地识别，除了同样源自BP1的射流状运动。{We提出交感CBP中的温和色球蒸发是由源自初级CBP的热传导引起的。
2013-07-27 astro-ph.SR
A magnetic cycle of tau Bootis? The coronal and chromospheric view
牧夫座τ（Tau Bootis）是一颗被热木星环绕的F型主序星。在过去的几年中，分光偏振观测导致了这样一种假设，即这颗恒星可能拥有一个全球性的磁场，每年转换一次极性，这表明它的活动周期很短，只有一年的时间。在我们正在进行的观测活动中，我们已经收集了几个X射线观测与XMM牛顿和光谱与TRES/FLWO在亚利桑那州，以表征陶博的日冕和色球层在假定的一年周期的过程中。与分光偏振重建相反，我们的观测没有显示出短活动周期的迹象。
2013-03-01 astro-ph.SR
Coronal Abundances in an Active Region: Evolution and Underlying Chromospheric and Transition Region Properties
日冕和太阳风中的元素丰度通常与太阳光球层中的元素丰度不同，通常具有相对富集的低第一电离势（FIP效应）元素。在这里，我们研究的空间分布和时间演变的日冕化学成分在一个活跃的区域（AR）超过10天，使用日出/EIS光谱，我们还分析协调IRIS观测的色球和过渡区的排放调查的FIP效应在低层大气中的足迹的任何证据。为了推导日冕丰度，我们使用了最近为MUSE调查开发的光谱反演方法（Cheung et al. 2019，De Pontieu et al. 2020）。我们发现，在所研究的活动区（AR 12738）的冠状FIP偏差呈现出显着的空间变化，其最高值（~ 2.5-3.5）在流出区的边界的AR，但通常适度的时间变化。相对于AR核心，AR太阳黑子周围的一些苔藓区域和一些区域显示出增强的FIP（~ 2-2.5），AR核心只有~1.5的小FIP偏差。FIP的偏见出现在这些苔藓地区的一些最可变的。IRIS的观测结果表明，色球湍流，来自IRIS 2反演的Mg II光谱，是增强的外流区域的特点是高FIP的偏见，提供了显着的新的约束，这两个模型，旨在解释形成AR外流和模型的化学分馏。
2022-11-14 astro-ph.SR
Observing Episodic Coronal Heating Events Rooted in Chromospheric Activity
我们提出了一个多波长的研究结果，情节等离子体注入到电晕的AR 10942。我们利用长曝光图像的日出和过渡区和日冕探测器（TRACE）航天器研究微弱的，情节，“斑点”的等离子体，被向上推动沿冠环植根于AR plage的属性。我们发现，这些幕式上升流事件的源位置和特征速度与最近的光谱观测结果相匹配，这些光谱观测结果与上色球层活动相关，以高度动态的针状物的形式。所提出的分析将日冕和色球光谱仪和成像仪的观测结果联系在一起，提供了更多的证据，证明离散的日冕物质加热和注入事件与色球中的源动态针状物之间的联系。
2009-10-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
2019-01-09 astro-ph.SR
A new approach for modelling chromospheric evaporation in response to enhanced coronal heating: I The method
我们提出了一种新的计算方法，解决了在快速加热事件中获得正确的太阳日冕和过渡区之间的相互作用的困难。在耦合的日冕、过渡区和色球层系统中，向下传导通量的增强导致色球层上升流（色球蒸发）。然而，获得正确的上流一般需要高的空间分辨率，以解决过渡区。在未分辨的过渡区，由于向下的热通量跨越未分辨的过渡区到达色球层，低估了上升流，因此得到了人为的低日冕密度。在这里，我们把下过渡区作为一个不连续性，不断变化的日冕条件，通过施加一个跳跃条件，这是来自一个综合形式的能量守恒。为了说明和基准这种方法对一个完全解决的一维模型，我们提出了一系列的脉冲（空间均匀）加热事件响应的日冕环场对准模拟。我们表明，我们的方法导致了显着的改善，在日冕密度演化比只是当使用粗糙的空间分辨率不足以解决较低的过渡区。我们的方法通过施加速度校正来补偿热通量的跳跃，该速度校正确保来自热通量的能量进入驱动过渡区动力学，而不是通过辐射损失。因此，有可能获得改进的冠状密度。在一维流体动力学和三维磁流体动力学模拟使用这种方法的优点进行了讨论。
2017-05-12 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Wave Generation in a Magnetic Flux Sheath
利用辐射磁流体动力学方法模拟了太阳大气层从对流层上层到日冕下层的慢磁声体波（慢模）在磁通量集中区的自洽激发.我们发现，在附近的二维通量板的对流下降气流“泵”的等离子体在向下的方向。这种作用在通量板内部产生向下流动，通量板包含更高的层，导致向上传播的稀疏波。慢模由光学表面附近的下降流的绝热压缩激发，以管速沿磁场向上传播。它在色球层高度发展成冲击波，在那里消散，抬升过渡区，并以压缩波的形式产生后代，进一步传播到日冕中。在下流和传播冲击波之后，色球层及更高层通量板内的大气往往会以$ν\approx 4$ ~mHz的周期振荡。我们的结论是，这个过程中的“磁泵”是一个最合理的机制，直接产生的纵向色球和日冕压缩波内的磁通量浓度，它可能会提供一个重要的热源在色球。它也可能负责某些类型的动态原纤维。
2016-06-28 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
A holistic approach to understand Helium enrichment in Interplanetary coronal mass ejections: New insights
尽管氦的丰度（AHe = nH/nHe）在太阳光球/色球层高度约为8%，但在行星际日冕物质抛射（ICME）中，AHe可以在许多场合超过8%。虽然行星际激波、色球蒸发和“污泥去除”等因素在过去被分别用来解释ICME中AHe的增强，但这些过程都不能全面解释ICME中AHe的变化。通过对275个ICME事件的分析，我们发现ICME平均AHe值存在着太阳活动的变化。研究还表明，第一电离势效应以及日冕温度不是ICME中AHe增强的主要贡献因素。对63例太阳耀斑和ICME事件的研究表明，色球蒸发和重力沉降共同决定了ICME中AHe的增强和超过8%的变化。当色球蒸发将氦从色球层释放到日冕中时，重力沉降的氦在ICMEs期间被抛出。我们表明，来自CME爆发的同一活动区的先前耀斑的强度和时间是理解ICMEs中AHe增强的重要因素。
2022-02-03 astro-ph.SR
Comprehensive Synthesis of Magnetic Tornado: Co-spatial Incidence of Chromospheric Swirls and EUV Brightening
本文通过辐射磁流体力学模拟合成磁龙卷风的色球与日冕辐射，发现其日冕响应表现为宽度约2 Mm的极紫外增亮，位于色球涡旋上方，可为太阳“篝火”等小尺度增亮提供新解释。
2024-07-02 astro-ph.SR
Chromospheric and Transition Region Responses of activities at the base of Coronal Plumes
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学天文与天体物理中心）；SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛马太阳与天体物理实验室）
本文利用SDO和IRIS观测识别日冕洞羽流底部的19个小尺度喷流，通过Si IV和Mg II谱线分析发现双向流动，表明互换重联是驱动色球和过渡区响应的核心机制。
2026-09-10 astro-ph.SR
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Observations of Solar Flares with the Helioseismic and Magnetic Imager
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们报告了2013年5月13日两次X级耀斑在低日冕中白光喷出物的观测结果。在耀斑发展的早期和后期阶段，除了在低层大气中通常观察到的白光足点源之外，至少出现了两种不同的源（色球源和日冕源）。渐变发射与经典环日珥系统有明显的区别，但比预期的要亮，可能是在连续谱中看到的，而不是线发射。我们发现HMI通量超过耀斑软X射线源产生的韧致辐射的射电/X射线插值至少一个数量级。这意味着冷源的参与，可以产生自由约束的连续和可能的线发射可检测的HMI。其中一个早期的源在动态上类似于“日冕雨”，出现在最大视高度，并以134 $\pm$ 8 $\mathrm{km s^{-1}}$的视恒定投射速度向光球移动。没有太多的文献存在于检测的光学连续光源以上的边缘的太阳的非日冕仪，这些观测有潜在的影响，我们的基本了解耀斑的发展，因为可见光观测原则上可以提供高的空间和时间分辨率。
2013-12-08 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
Electron plasma wake field acceleration in solar coronal and chromospheric plasmas
本文介绍了适用于太阳大气的电子等离子体尾流场加速的三维粒子模拟。它是建立的，注入驱动和尾随电子束到太阳日冕和色球等离子体中，导致电场（$-(20-5) \times 10^{6}$ V/m），导致尾随束加速到52兆电子伏，从最初的36兆电子伏。这一结果为极高能太阳耀斑电子激发等离子体尾流场加速提供了一种潜在的重要机制。
2017-06-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observation and Modeling of Chromospheric Evaporation in a Coronal Loop Related to Active Region Transient Brightening
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）、界面区成像光谱仪（IRIS）、极紫外成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）的观测资料，我们给出了在两个活动区瞬变增亮（ARTB）发生后日冕环中色球蒸发的证据。色球蒸发在AIA的三个热通道（131 ° C、94 ° C和335 ° C）中几乎同时开始，并与温度有关，在最高温度通道中蒸发最快。$\approx25$ ~s在131 μ m、$\approx 40$ ~s在94 μ m和$\approx 6.5$ ~min在335 μ m后，随着ARTB，整个环变得完全变亮。两个足点处的DEM测量值（即，的两个ARTB）和环顶表明，等离子体达到的最高温度$\sim$ 10-MK在所有这些位置。IRIS的光谱观测表明，在ARTB期间，在较冷的谱线如\ion{C}{2}和\ion{Si}{4}中存在$\sim$ 20 km s $^{-1}$的红移发射，与环足点的蒸发流同时。在ARTB期间，\ion{C}{2}和\ion{Si}{4}的线宽在峰值发射期间几乎增加了两倍。此外，在线宽的增强之前，在多普勒频移再次之前的强度增强。所观察到的结果进行了定性再现1-D流体动力学模拟，其中能量沉积在两个脚点的一个整体的冠状环，模仿的ARTB中确定的意见。
2018-05-04 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
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 astro-ph.SR
Force-Free Field Reconstructions Enhanced by Chromospheric Magnetic Field Data
日冕磁场的三维图像是太阳物理学中的一个突出问题，特别是在活动区。非线性无力场重建，采用常规可用的全磁盘光球矢量磁图代表国家的最先进的日冕磁场建模。然而，这样的重建，遭受的不一致之间的力免费的日冕磁场和非力免费的光球边界条件，从日冕重建执行。在这项研究中，我们专注于整合额外的色球和/或日冕磁场数据与矢量光球磁图的目标是提高磁场重建的可靠性。我们对Fleishman等人（2017）中描述的可用优化代码进行了相应的修改，并通过在重建磁场和模型磁场之间进行"逐体素"比较，使用从Bifrost代码获得的完整MHD模型测试其性能。我们证明，即使是一个不完整的色球磁场数据集的添加可以显着改善重建的日冕磁场，大大提高重建的磁连通性和日冕电流。
2018-11-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Asymmetries in Coronal Spectral lines and Emission Measure Distribution
此前有人认为，1。针状体不能提供足够的预热等离子体来填充电晕，以及2.即使它们这样做，当等离子体向上膨胀时，也需要额外的加热来保持等离子体的温度。在这里，我们解决的问题是否针状体注入等离子体在较低的温度（$< 2$ MK），然后在较高的海拔高度被加热到日冕值发挥了重要作用。我们测量红-蓝不对称线轮廓形成在很宽的温度范围内的两个活跃地区的明亮的苔藓地区。我们从多余的机翼排放量导出排放量分布。我们发现，不对称性和排放措施是小的，并得出结论，针状不注入一个重要的（占主导地位的）质量通量的核心的活动区域的温度$> 0.6$ MK（$\log T > 5.8$）。这些结论不仅适用于针状体，而且适用于任何突然加热和加速色球等离子体的过程（例如，色球纳米耀斑）。日冕加热和色球蒸发的传统图像似乎仍然是活动区日冕最可能的解释。
2013-10-01 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating III. 3D Simulations and Atmospheric Response
受到最近的观测结果的启发，表明光球磁通量抵消发生的频率比以前认为的要高得多，我们分析估计了光球磁通量抵消驱动的重联释放的能量，并提出它可以作为色球和日冕加热的机制（Priest等人，2018年）。使用二维模拟，我们验证了分析估计值，并研究了由此产生的大气响应（Syntelis等人，2019）。在目前的工作中，我们建立了三维电阻MHD模拟的两个抵消极性在一个分层的大气中的水平外场，以进一步验证和改进的分析估计。与能量释放相关的参数的计算评估与分析估计在定性上是一致的。计算坡印廷能通量到电流片是在良好的定性协议与分析估计，校正后的分析表达式，以更好地考虑电流片的水平范围。大气对抵消的响应是形成热喷射、冷喷射或热喷射和冷喷射的组合，其可以以时间差和/或空间偏移出现，这取决于抵消区域的性质和所得到的重连高度。因此，在抵消期间，可以形成宽范围的喷射，这可以解释与Ellerman炸弹、UV爆发和IRIS炸弹相关联的多种多热喷射，以及与小规模抵消区域和针状物相关联的其他喷射。
2020-01-28 astro-ph.SR
The multi-thermal and multi-stranded nature of coronal rain
在这项工作中，我们分析了协调观测跨越色球，TR和日冕温度在非常高的分辨率，揭示了热不稳定等离子体的基本特征。日冕雨是一种高度多热现象，在多波长辐射中具有高度的共空间性。EUV暗化和准周期性强度变化被发现是强烈相关的日冕雨阵雨。观测到日冕雨的逐渐冷却，导致发射的高度依赖性。发现了一个快-慢两步的灾难性冷却过程，这可能反映了光学厚等离子体状态的转变。在撞击前的色球层高度，日冕雨的间歇性和密集性的出现变得更加连续和持久，这主要是由于观测到的磁场膨胀的漏斗效应。在0.2 "-0.5"的空间尺度上发现了很强的密度不均匀性，其中TR到色球温度的跃迁发生在最低的可探测尺度上。日冕雨宽度分布的形状与温度无关，峰值接近每个望远镜的分辨率极限，范围从0.2 "到0.8"。然而，我们发现在最冷的波长，特别是在更高的分辨率，集群数量急剧增加，这表明大部分的雨分布仍然未被发现。雨团出现在色球层和TR温度的股组织，这表明了一个重要的作用，热不稳定的基本环子结构的形成。我们进一步发现结构让人想起MHD热模式。雨核的密度估计在2x10 ^{10} cm ^{-3}和2.5x10 ^{11} cm ^{-3}之间变化，导致每个环圈有1 - 5x10 ^{9} g s ^{-1}的显著向下质量通量，这表明它在色球-日冕质量循环中起着重要作用。
2015-04-17 astro-ph.SR
High Resolution Observations of the Low Atmospheric Response to Small Coronal Heating Events in an Active Region Core
本文利用IRIS和CHROMIS高分辨率协同观测，结合k-means聚类分析，揭示活动区核心小型日冕加热事件中色球增亮的光谱相干性，并证明低能非热电子和热传导共同加热低层大气。
2023-10-30 astro-ph.SR
New Bulgarian-Austrian project 'Joint observations and investigations of solar chromospheric and coronal activity'
Institute of Astronomy with National Astronomical Observatory – Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文学研究所与国家天文台）；Institute of Physics and Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学物理研究所与卡恩泽霍厄太阳与环境研究观测台）
新的保加利亚-奥地利项目通过联合观测和研究日冕层及日冠活动，利用地面仪器和航天器数据进行科学分析，提升太阳物理研究的可见性与公众兴趣。
2025-12-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal and chromospheric activity of Teegarden's star
本文全面表征了晚型M矮星Teegarden's star在光球、色球和日冕层的活动，通过分析TESS、CARMENES、ESPRESSO及X射线观测数据，发现两次巨型耀斑、谱线变化规律及日冕物质抛射迹象。
2025-04-03 astro-ph.SR
Observing the Roots of Solar Coronal Heating - in the Chromosphere
太阳的日冕比它的5,000 K光球热数百万度。这个加热之谜通常是通过调用在日冕高度的非热能沉积来解决的，这些热能是由对流和光球附近的磁场之间的相互作用产生的。然而，目前还不清楚日冕加热是如何发生的，以及日冕是如何充满热等离子体的。我们表明，在日冕高度的能量沉积不能是日冕加热的唯一来源，揭示了一个显着的日冕物质供应机制，是从下面驱动，在色球层。我们量化了用Hinode和SOHO观察到的谱线的不对称性，并确定了微弱但无处不在的上升流，其速度在广泛的磁场配置和温度从10万到几百万度之间是相似的（50-100 km/s）。这些上升流的时空相关，并有类似的向上的速度，最近发现，冷（10,000 K）色球射流或（II型）针状。我们发现这些向上流动是普遍和普遍的。由质量守恒和观测到的排放措施约束的数量级估计表明，这些针状体提供的质量可以发挥重要作用，在提供电晕与热等离子体。这些事件的性质与日冕环模型不相容，后者只包括日冕高度的纳米耀斑。我们的研究结果表明，一个显着的一部分加热和激励的日冕发生在色球高度，与色球射流。
2009-06-30 astro-ph.SR
A new approach for modelling chromospheric evaporation in response to enhanced coronal heating: II Non-uniform heating
我们建议，使用近似的“跳跃条件”在太阳过渡区允许快速和准确的数值解的一维流体动力学方程时，日冕经历脉冲加热。特别是，它消除了对高度分辨率的数值网格所施加的非常短的时间步长的需要。本文提出了进一步的例子，该方法的适用性的情况下，不均匀的加热，特别是，nanoflare列车（均匀的空间，但不均匀的时间）和空间局部脉冲加热，包括在环顶点和基地的过渡区。在所有情况下，日冕密度和温度的整体行为显示出良好的协议与完全解决的一维模型，是显着优于从一个一维代码运行的等效结果，而不使用跳跃条件，但具有相同的粗网格。本文对跳跃条件引起的误差作了详细的分析，指出与完全分辨的程序不一致的原因是：（i）忽略了与未分辨大气层中总能量变化率相应的项;（ii）过渡区底部的质量运动;（iii）对于某些有足点加热的情况，过度估计过渡区的辐射损失。
2017-05-16 astro-ph.SR
Bridging High-Density, Electron Beam Coronal Transport and Deep Chromospheric Heating in Stellar Flares
M矮星耀斑中的光学和近紫外连续辐射被认为是恒星低层大气对日冕高度上磁能释放和电子加速的脉冲响应。这种辐射有时被解释为具有$T \approx 10^4$ K的热光球光谱的证据。然而，计算表明，标准的太阳耀斑日冕电子束在色球上部和中部的厚气体靶中损失了能量（log $_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ] $\lesssim -3$）。在较大的射束注入通量下，预计电场和不稳定性将进一步抑制向低空的传播。我们表明，最近的数值解的依赖于时间的方程的幂律电子和背景的日冕等离子体（朗缪尔和离子声波）波从Kontar等人。产生的数量级更大的加热率比发生在深色球层通过标准的太阳耀斑电子束幂律分布。我们表明，在这个理论中的重新分配的光束能量以上$E \gtrsim 100$千电子伏的结果在一个局部加热的最大值，这是类似于一个大的，低能量的截止和硬幂律指数的辐射流体动力学模型。我们使用这种半经验的正演模拟方法，以产生不透明的NUV和光学连续在气体温度$T \gtrsim 12,000$ K以上的深色球与日志$_{10}$柱质量/[g cm $^{-2}$ ]的$-1.2$到$-2.3$。这些模型解释了高节奏M矮耀斑观测中的色温和巴耳末跳跃强度，并阐明了恒星耀斑中大气、辐射和光学色温之间的关系。
2023-02-04 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
The Origin of Sequential Chromospheric Brightenings
连续的色球增亮（SCB）经常在耀斑爆发的附近被观测到，并且与日冕物质抛射有关。自2005年首次发现以来，已经有几次对SCB的后续调查。这些研究使用了不同的检测和分析技术，因此很难比较研究之间的结果。这项工作采用了Kirk等人的自动检测算法（Solar Phys. 283，97，2013），以提取不同大小和强度的11个耀斑中SCB的物理特征。我们表明，SCB内的磁性子结构似乎有一个显着小于相应的H-α发射面积。SCB起源于光球上方0.1Rsun附近的低日冕，以35 - 85 km/s的速度远离耀斑中心传播，光球磁场强度峰值为148 ± 2.9G。根据这些测量，我们推断SCB是独特的色球签名的爆发日冕物质抛射。
2017-04-12 astro-ph.SR
Statistical properties of Hα jets in the polar coronal hole and their implications in coronal activities
太阳极区冕洞网络区具有丰富的动力学特征，如色球喷流、过渡区网络喷流、冕羽流和冕喷流等。我们研究了色球喷流和日冕活动之间的关系（例如，我们分析了一个极冕洞的观测结果，包括新真空太阳望远镜（NVST）在Hα-0.6 ° C拍摄的用于研究Hα喷流的滤波图，以及大气成像组件（AIA）171 ° C拍摄的用于跟踪日冕活动演变的图像。Hα喷流在网络区持续存在，只有部分区域（R1-R5）有明显的冕羽存在，利用自动化方法对网络区的1320个Hα喷流进行了识别和跟踪。结果表明，Hα喷流的平均寿命为75.38 s，平均高度为2.67 Mm，平均上升速度为65.60 km/s $^{-1}$。R1-R5的Hα喷流比其它两个部位的高，速度快。我们还发现日冕羽流中的传播扰动（PD）与Hα喷流有着密切的联系。在与PD有关的29个Hα喷流中，有28个喷流的速度约为50 km/s $^{-1}$。在日冕喷流的情况下，我们发现日冕喷流和Hα喷流的速度都超过150 km s $^{-1}$，表明冷喷流和热喷流可以耦合在一起。根据我们的分析，很明显，更动态的Hα喷流可以将能量释放到日冕，这可能是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHi）发展或小尺度磁活动的结果。我们认为，色球喷流，过渡区网络喷流和日冕中的射线状特征是相干现象，它们是太阳大气中能量和质量循环的重要通道。
2021-10-29 astro-ph.SR
From Chromospheric Evaporation to Coronal Rain: An Investigation of the Mass and Energy Cycle of a Flare
本研究利用IRIS和AIA/SDO观测C2.1耀斑，比较色球蒸发与日冕雨的演化动力学，发现日冕雨在耀斑质量-能量循环中起关键作用。
2024-06-04 astro-ph.SR
