The cross-sectional shape and height expansion of coronal loops: High-resolution Coronal Imager (Hi-C) analysis of AR 12712
日冕环观测已经存在了几十年，但这些基本日冕结构的精确形状仍然存在广泛的争议，因为发现它们似乎在其足点和顶点之间经历了微不足道的膨胀。在这项工作中，从美国宇航局的高分辨率日冕成像仪（Hi-C 2.1）的第二次成功飞行的8个EUV环和他们的22个子元素链的选择进行了研究。其中四个环对应于开放的风扇结构，其他四个被认为是磁闭合环。使用我们的方法拟合多个高斯分布的横截面强度切片的循环和他们的子分辨率链上进行宽度分析。据发现，虽然磁闭环及其子元件股线不沿其可观察的长度扩展，但开放的扇形结构可以扩展其初始宽度的另外150%。根据最近的工作，发现峰强度和环/链宽度之间的Pearson相关系数对于环（~88%）和其子元素链（~80%）主要正相关。这些结果与Klimchuk和DeForest的假设一致，即环和-第一次-它们的子元件股具有近似圆形的横截面轮廓。
2021-06-28 astro-ph.SR
Unresolved fine-scale structure in solar coronal loop-tops
新的和先进的天基观测设施继续降低分辨率极限，并更详细地探测太阳日冕环。为了了解日冕的性质，我们继续在日冕环截面中发现更精细的子结构。在这里，我们进一步推动这个下限，以寻找最好的日冕环子结构，通过利用瑞典1米太阳望远镜（SST）/ CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）的分辨率，以及太阳动力学天文台（SDO）/大气图像组件（AIA）的共同观测。在某些情况下，色球H-α 656.28 nm谱线核心和翼的高分辨率成像可以使人们推断出观测到它的太阳大气的局部磁环境的拓扑结构。在这里，我们研究了耀斑后的日冕环，它充满了蒸发的色球，迅速凝结成色球等离子体（在H-α中可检测到），称为日冕雨，以研究它们的精细尺度结构。通过对三个数据集的分析，我们确定了日冕环顶的大规模灾难性冷却以及多热，多股子结构的存在。许多凉爽的股甚至延伸完全完整的从环顶到脚点。我们发现，冠状环精细尺度股可以出现多达8个平行股束，在AIA冠状环横截面。链数密度与横截面宽度分布，如通过CRISP在AIA定义的冠状环内检测到的，最有可能在远低于100 km处达到峰值，并且目前69%的子结构链在AIA冠状环中在统计上未被解析。
2014-09-05 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
On the Effect of Coronal Rain on Decayless Kink Oscillations of Coronal Loops
本研究通过分析2014年的日冕雨事件，发现日冕雨会使日冕环无衰减扭曲振荡的周期和振幅显著增加，若不考虑日冕雨影响将导致日冕震学诊断产生显著偏差。
2024-05-12 astro-ph.SR
A unified view of coronal loop contraction and oscillation in flares
内容：横向环振荡和环收缩通常与太阳耀斑有关，但这两种类型的运动传统上被认为是独立的现象。目的：我们提出了一个观测日冕环收缩和振荡爆发后的耀斑。我们的目标是解释为什么这两种行为被视为在一起，为什么只有一些循环振荡。研究方法：分析SDO/AIA 171 ESTA图像的时间序列，以识别M6.4耀斑开始后的冠状环位置SOL 2012 -03- 09 T03：53。我们特别关注五个环，所有这些环在耀斑期间都会收缩，其中三个环也会振荡。一个简单的模型，然后开发的日冕环的收缩和振荡。结果：我们提出，日冕环收缩和振荡可以发生在一个单一的响应，从日冕中去除磁能。我们的模型再现了观察到的各种类型的循环运动，并解释了为什么最高的循环在收缩过程中振荡，而最短的收缩循环没有检测到振荡。提出的框架表明，环的运动可以作为一个诊断的日冕磁场能量的耀斑的删除，而日冕磁场能量的快速下降是一个新确定的横向环振荡的激发机制。
2015-06-25 astro-ph.SR
Transverse Oscillations of Longitudinally Stratified Coronal Loops System
在观测研究中似乎发现了集体横向冕环振荡。在这方面，Luna等人（2009，ApJ，692，1582）使用T矩阵理论对多个圆柱形回路系统的集体扭结状简正模式进行建模。本文研究了冕环轴向的纵向密度分层对冕环系统集体扭折模的影响。日冕环系统被模拟为平行通量管的圆柱体，每个环的两端都在稠密的光球。通量管被认为是均匀的磁场，分层的密度沿回路轴，不连续地改变在每个圆柱的侧面。在考虑分层参数的情况下，将MHD方程简化为求解频率和波数的两个耦合色散关系。计算了基频、一次泛音频率和纵波数。对于非分层冠环系统，验证了以前的结果。最后得出结论，增加纵向密度分层参数将导致频率的增加。一阶泛音与基频的频率比是密度尺度高度参数的非常敏感的函数。因此，分层应该包括在冕环系统的动力学。对于非层结冕环系统，这些比值与单冕环的比值相同。
2019-08-29 astro-ph.SR
Stereoscopic observations reveal coherent morphology and evolution of solar coronal loops
基于Solar Orbiter和SDO的立体观测，发现日冕环具有近圆形截面并在约30分钟尺度上表现出相干强度变化，支持其作为三维相干等离子体束的模型，反驳了“日冕面纱”假说。
2024-12-19 astro-ph.SR
A Comparison of EIT and TRACE Loop Widths
在这项研究中，我们比较了日冕环极紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）与日冕环的过渡区和日冕探测器（TRACE）。其目的是定量和定性地研究空间分辨率对冠环宽度的影响以及对如何定义冠环的影响。在分析的22个环部分中，我们发现它们中没有一个在EIT中被解析，并且它们中没有一个接近TRACE环的宽度。这些结果表明，冠状循环是未解决的EIT。我们还发现了一些例子，说明未解决的循环可能会产生很大的误导。我们还发现，我们分析过的许多TRACE循环也可能是未解决的。我们的研究结果强调了研究环宽度的重要性，以更好地了解冠状环，也强调了需要更高的空间分辨率的仪器。
2017-05-18 astro-ph.SR
Solar Type U Burst Associated with a High Coronal Loop
讨论了2017年4月18日乌克兰巨型射电望远镜（GURT）在米波波段观测到的一次上升支和下降支相等的倒U爆发。这个U型爆发是由于高冠状环以上的肢体活动区NOAA 12651。假设与爆发相关联的日冕环圈限制了根据玻尔兹曼密度关系分层的等温等离子体，估计了环圈的几何和物理参数。根据我们的模型，日冕环可能包含比周围日冕等离子体密度高20倍的等离子体。在一般情况下，所提出的模型给出了等离子体温度和环路的高度之间的关系，以这样的方式，在给定的参数下的相关的U爆发，较高的环路包含较冷的等离子体，反之亦然。提出了一种测定冠状环高度的替代方法。假设所观察到的U型爆发和前面的III型爆发是由同一个激励器产生的，我们根据前者相对于后者在一定频率下的延迟来定义环路的高度。我们表明，定义冠环高度的另一个独立的方法，例如干涉或捆绑阵列成像可以解决的不确定性内的环等离子体温度测定。
2020-12-16 astro-ph.SR
Comparison of Two Coronal Magnetic Field Models for Reconstructing a Sigmoidal Solar Active Region With Coronal Loops
磁场外推是研究三维日冕磁场的重要工具，而三维日冕磁场难以直接测量。存在各种分析模型和数值代码，但它们的结果往往大相径庭。因此，一个关键的比较模拟的磁场线与观察到的日冕环是强烈需要建立模型的可信度。在这里，我们比较了两种不同的非潜在的外推代码，非线性无力场代码（CESE-MHD-NLFFF）和非无力场（NFFF）代码在建模太阳活动区（AR），有一个S形配置之前，从该地区爆发的主要耀斑。采用二维冠环跟踪和拟合方法研究了外推磁场线与SDO/AIA成像的EUV环之间的三维失准角。结果表明，CESE-MHD-NLFFF编码与预处理的磁图表现最好，输出的磁场与AIA 94 μ m成像的AR核心中的冠状环匹配，失准角为~10度。这表明，CESE-MHD-NLFFF代码，即使没有使用的信息的日冕环约束的磁场，表现得像一些日冕环前向拟合模型。对于在AR外围由AIA 171 X成像的环路，包括势场在内的所有代码给出的平均失准角（~30度）结果相当。因此，需要进一步改进的代码，以更好地重建包围核心区域的长循环。
2017-06-02 astro-ph.SR
Coronal Loop Expansion Properties Explained Using Separators
观测到的日冕环的一个令人困惑的特性是，它们沿长度方向的厚度大致恒定。各种研究发现，TRACE和SOHO观察到的环的长度方向上没有一致的宽度变化模式。这与对磁通量管膨胀特性的预期不一致，这表明环在其顶部最宽，在其脚部明显较窄。日冕环对应于太阳日冕中被某些过程优先加热的区域，因此这种观察到的特性可能与加热日冕的机制有关。能量沉积的一种方式是磁重联，它沿着称为分离器的磁力线发生。这些磁力线开始和结束于磁零点，因此在它们附近形成的环在它们的底部相对较宽。因此，由磁重联引起的日冕膨胀可能会复制在日冕环中观察到的令人困惑的膨胀特性。我们提出的分离器场线膨胀特性的Monte Carlo调查结果，比较它们所观察到的日冕环的属性。
2009-03-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of a Coronal Loop: Basic Physical Plasma Parameters Along the Full Loop Length
日冕环是太阳过渡区和日冕的基本结构。对环路加热、等离子体流动和填充背后的物理机制的理解仍然被认为是太阳物理学中的一个主要挑战。该机制应该能够从色球层向日冕提供质量，并且能够在从色球层到日冕的几百公里的小距离内将等离子体加热超过1 MK。这个问题使得日冕环成为详细研究的有趣目标。在这项研究中，我们专注于光谱观测的日冕环，观察其全长，在各种谱线记录的极紫外成像光谱仪（EIS）板日之出。我们推导出物理等离子体参数，如电子密度，温度，压力，柱深，填充因子沿回路长度从一个脚点到另一个。所获得的参数被用来推断所观察到的日冕环是否是过密或欠密相对于太阳大气的重力分层。这些新的物理等离子体参数的测量，从一个脚点到另一个脚点，提供了重要的约束模型的质量和能量平衡的日冕环。
2014-12-23 astro-ph.SR
Measurements of Coronal Magnetic Field Strengths in Solar Active Region Loops
1 MK活动区环的特征电子密度、温度和热分布现在已经相当确定，但是它们的日冕磁场强度仍然没有确定。在这里，我们提出的测量从日冕环的样本观察日之极紫外成像光谱仪（EIS）。我们使用最近开发的诊断技术，涉及原子辐射建模的磁致跃迁（MIT）的Fe X 257.262 A谱线强度的贡献。我们发现日冕磁场强度在60- 150 G之间。我们讨论了这些新的结果的背景下，以前的测量使用不同的spectropolarimetric技术，以及它们对导出的阿尔文速度和等离子体$β$在日冕循环的影响。
2021-06-21 astro-ph.SR
Wave heating in simulated multi-stranded coronal loops
研究发现，日冕环中的横向和扭转振荡所引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以加强波加热的作用。在这项研究中，我们模拟了一个冠状循环作为一个系统的个别股，我们研究波加热的影响，考虑在循环足点的横向和扭转相结合的驱动程序。我们将相同的能量沉积到多链环和等效的单片环中，然后观察到多链模型中的内能和温度的更快增加。因此，多链模型在启动加热过程中更有效。此外，在多链环的足点附近和单链环的顶点附近观察到较高的温度。在多股环中的视加热位置与以前的预测和观察一致。考虑到我们的多股环和单股环模拟结果的差异，并考虑到日冕环在理论和观测上都被认为是多股的，我们的研究结果表明，日冕环的多股性需要纳入未来的波基加热机制。
2019-07-18 astro-ph.SR
3D solar coronal loop reconstructions with machine learning
磁场对日冕中各种太阳现象的发生和演化起着至关重要的作用。三维日冕磁场的结构和演化仍然不是很清楚。一种获得日冕磁场三维结构的方法是通过执行从光球到日冕的磁场外推。在以前的工作中，它表明，通过规定的3D重建的环路的几何形状，磁场外推找到一个解决方案与建模的字段和重建的环路之间的更好的协议。此外，它还提高了野外外推的质量。体视法代表了用于执行3D冠状环重建的经典方法。它至少使用两个视图方向。当只有冠状环的一个有利位置可用时，必须应用其他3D重建方法。在这项工作中，我们提出了一种基于机器学习的3D循环重建方法。我们开发这种方法的目的是使用尽可能多的观测到的日冕环在空间和时间的日冕磁场的建模。我们的研究结果表明，我们可以构建机器学习模型，这些模型可以仅基于投影信息检索3D循环。最后，神经网络模型将能够仅使用从EUV图像中识别、跟踪和提取的冠状环的2D信息来计算其3D几何形状。
2021-03-18 astro-ph.SR
Coronal condensations caused by magnetic reconnection between solar coronal loops
利用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的多波长图像，报道了在一个开、闭日冕环系统之间的磁重联（MR）过程中的日冕凝聚现象。在AIA 171 A太阳边缘上方的图像中观察到的较高的磁开放结构向下移动并与较低的闭合环相互作用，导致前者形成凹陷。在界面处形成X型结构。相互作用的环重新连接并消失。然后形成两组新重新连接的环，并从MR区域后退。在MR过程中，亮发射依次出现在AIA 131 A和304 A通道中，并在高位开放结构的凹陷处重复出现。这表明较热等离子体的冷却和冷凝过程从~0.9 MK下降到~0.6 MK，然后到~0.05 MK，这也得到了AIA 171 A、131 A和304 A通道的光变曲线的支持。支持凝结的高海拔开放结构的一部分参与了连续的MR。没有底层环路支持的凝结然后沿着新重新连接的环路返回到太阳表面。我们的结果表明，冕环之间的MR导致更热的日冕等离子体的冷凝及其下行流。因此，MR在日冕等离子体的质量循环中起着积极的作用，因为它可以引发灾难性的冷却和冷凝。这强调了磁和热演化必须一起处理，不能分开，即使在灾难性冷却的情况下。
2018-08-29 astro-ph.SR
Period Increase and Amplitude Distribution of Kink Oscillation of Coronal Loop
日冕环在太阳大气中普遍存在。这些环圈困扰了天文学家半个多世纪。太阳磁震学（SMS）提供了一种独特的方法来约束日冕环的物理参数。在这里，我们研究了由大气成像组件（AIA）观测到的日冕环振荡的演变。我们测量的几何和物理参数的环路振荡。特别是，我们发现，在三个振荡周期的振荡的平均周期从1048增加到1264秒。我们采用差分发射测量方法，并应用SMS工具。分析了环内外密度的演化。我们发现环内密度的增加和环上磁场强度的减小是振荡周期增大的主要原因。此外，我们还发现该回线的振幅分布不同于均匀回线的振幅分布。有人提出，沿环的磁场强度分布，而不是密度分层是负责这种偏差。周期和振幅分布的变化提供了，在SMS方面，一个新的和前所未有的洞察日冕循环诊断。
2018-03-19 astro-ph.SR
Multi-strand coronal loop model and filter-ratio analysis
我们将日冕环模拟为一束七条独立的线或细丝。在这个模型中使用的每一个环链都可以通过波粒相互作用被阿尔文/离子回旋波独立加热（靠近它们的左足点）。假设阿尔文波从它们的足点穿透线，在足点处我们考虑不同的波能输入。因此，环股可以有不同的加热曲线，和差异加热可以导致在整个日冕环的交叉场温度变化。用这个环模型模拟TRACE观测结果意味着沿环长度有两个均匀的温度，一个是从171：195的滤波器比率推断的，另一个是从171：284的比率推断的。再现的平坦的温度分布与从观测到的EUV日冕环推断的温度分布一致。根据我们的模型，平坦的温度分布是由细丝组成的日冕环的结果，这些细丝具有不同的温度，但在交叉场方向上几乎相似的发射测量。此外，当我们假设模拟环路发射中的某些误差时（例如，由于TRACE滤光片中的光度不确定性）并使用三重滤光片分析，我们的模拟回路条件变得与等温等离子体的条件一致。这意味着使用TRACE/EIT三重滤波器观测暖日冕环可能无助于确定是否满足交叉场等温假设。
2009-11-18 astro-ph.SR
An ultra-long and quite thin coronal loop without significant expansion
上下文日冕环是日冕的基本组成部分，它与日冕中太阳等离子体的质量供应和加热有关。然而，它们的基本磁性结构仍然没有得到很好的理解。大多数日冕环不会显著膨胀，而发散磁场在一个压力标度高度上的膨胀系数约为5-10。目的。在这项研究中，我们调查了一个独特的冠状环与大致恒定的截面，它是超长和相当薄。本文提出了一个考虑磁螺旋度的冕环模型来解释冕环宽度的微小膨胀。方法.这个日冕环主要是在大气成像组件（AIA）的171 A通道中检测到的。然后，利用位场源面模型外推局部磁场线。最后，对六个AIA带通进行了差分辐射测量分析，得到了该环路的热特性。结果这个日冕环的投影长度约为130 Mm，宽度约为1.5 +（-）0.5 Mm，寿命约为90分钟。它沿着一条开放的磁场线。截面膨胀得很小（即，1.5-2.0）。这个环的温度几乎恒定在0.7 +（-）0.2 MK左右，而它的密度呈现出典型的分层大气结构。结论.我们使用一个薄的扭曲通量管理论来构建一个模型，这个非膨胀的环，并发现，确实有足够的扭曲日冕环可以达到平衡。然而，我们不能排除其他的可能性，如小规模的重连引起的足点加热，沿着环路的稳定流动引起的刻度高度升高等。
2020-06-04 astro-ph.SR
Light Bridges Can Suppress the Formation of Coronal Loops
光桥是磁场侵入太阳黑子的一种现象，它与主磁场相互作用，激发出各种动力学过程。在这封信中，我们研究了光桥和太阳黑子日冕环之间的磁连通性。利用太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件的观测资料，研究了具有光桥的太阳黑子的特征。结果表明，如果光桥锚定在本影-半影边界，则在锚定点周围不能形成冠环。如果光桥与半影分离，日冕环又开始形成。SDO上的日震磁成像仪提供的矢量磁图表明，光桥的锚定区通常伴随着相反的小极性。我们认为磁场线可以连接到这些相反的极性上，形成短程磁环，因此，不可能形成延伸到长程的冕环。提出了一个光桥模型来解释光桥与日冕环之间的磁连通性。这个模型可以解释许多与光桥相关的物理过程。
2021-06-24 astro-ph.SR
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
Using coronal seismology to estimate the magnetic field strength in a realistic coronal model
日冕地震学被广泛用于估计日冕的性质，例如日冕磁场强度是从日冕环中观测到的振荡中得出的。我们提出了一个三维的日冕模拟，包括一个现实的能量平衡，我们观察到的合成日冕发射循环的振荡。我们使用这些结果来测试基于冠状地震学的反演。从模拟的电晕以上的活动区域，我们合成极紫外（EUV）辐射的模型电晕。从这一点上，我们得到的线强度和多普勒频移的地图提供合成数据在相同的格式从观测中获得。我们以与观测相同的方式拟合环路的（多普勒）振荡，以导出振荡周期和阻尼时间。在我们的模型中看到的环振荡与太阳的成像和光谱观测相似。扭折振荡的速度扰动的振荡周期为52.5s，阻尼时间为125s，与观测到的周期和阻尼时间范围一致。使用标准的日冕地震学技术，我们发现在模拟中我们的环的平均磁场强度为$B_{\rm kink}=79$ G，而在环中，磁场强度从日冕底部的大约300 G下降到顶点的50 G。利用我们的模拟数据，我们可以推断出日冕地震学得出的平均磁场实际上意味着什么。它接近于恒定横截面通量管中的磁场强度，该恒定横截面通量管将给出相同的波通过环路的传播时间。我们的模型不仅产生了一个逼真的环主导的日冕，但也提供了现实的振荡特性，可用于校准和更好地理解从日冕地震学的结果的信息。
2015-08-03 astro-ph.SR
Standing Slow-Mode Waves in Hot Coronal Loops: Observations, Modeling, and Coronal Seismology
强阻尼的多普勒频移振荡经常与热日冕环中的耀斑事件联系在一起。在本文中，观察到的属性和理论建模的审查。统计测量的物理参数（周期，衰变时间和振幅）已经获得了大量的SOHO/SUMER和Yohkoh/BCS观测到的事件的基础上。几件证据被发现支持他们的解释在基本的常设纵向慢模式。这些振荡的高激发率在小型或微型耀斑表明，慢模波是一个自然的反应，日冕等离子体脉冲加热在封闭的磁结构。观测到的波浪的强阻尼和快速激发是波浪的两个主要方面，这两个方面的了解很少，并且是理论建模的主要主题。在热冕环中，慢波主要受到热传导和粘性的阻尼。模式耦合似乎起着重要的作用，在快速激发的慢驻模。几个地震学的应用，如确定的磁场，温度和密度的日冕环演示。此外，一些开放的问题进行了讨论。
2010-11-10 astro-ph.SR
Combining particle acceleration and coronal heating via data-constrained calculations of nanoflares in coronal loops
我们通过哈里斯型电流片中电子和质子的加速来模拟外推活动区日冕环的纳米耀斑加热。加速粒子的动能估计使用半解析和测试粒子跟踪的方法。矢量磁图和光球多普勒速度地图的NOAA活动区09114，记录的成像矢量磁仪（IVM），用于这一分析。首先构造了活动区日冕的无电流场外推。然后计算了5000个外推日冕环足点处相应的坡印亭通量。假设重新连接的电流片沿着这些回路发展，我们利用以前的结果来估计加速粒子的动能增益，我们将这种能量与纳米耀斑加热和宏观回路特性相关。发现0.1至8 keV（电子）和0.3至470 keV（质子）的动能导致$10^{-6}$至1 $\mathrm{erg\, s^{-1} cm^{-3}}$的加热速率。流体动力学模拟表明，这样的加热速率可以维持等离子体在日冕条件下的环路内，并产生等离子体的热分布是一致的活动区的观测。我们通过使用厚靶方法计算加速电子产生的X射线光谱的形式来得出分析结论，发现这些X射线光谱与观察到的X射线光谱一致，从而支持我们的纳米片加热方案的可行性。
2013-05-22 astro-ph.SR
Deriving Large Coronal Magnetic Loop Parameters Using LOFAR J burst Observations
在高度上围绕一个太阳半径的大日冕环是太阳风和低日冕之间的重要联系。然而，它们的等离子体性质是不明确的，因为标准的X射线和UV技术不适合这些低密度环境。从10兆赫以上的J型太阳射电爆发的诊断非常适合于理解这些日冕环。尽管如此，J型爆发的研究比III型爆发少，部分原因是日冕环的曲率使它们不适合使用标准的日冕密度模型。我们使用低频阵列射线（LOFAR）和帕克太阳探测器（PSP）太阳射电动态谱，在2019年4月10日观测到的太阳射电噪声风暴期间识别出27个III型爆发和27个J型爆发。我们发现，它们的激励器速度是相似的，这意味着一个共同的加速区域，沿开放和封闭的磁结构注入电子。我们描述了一种新的技术来估计日冕环的密度模型，从J-爆发动力学谱，发现典型的环顶点高度约1.3太阳半径。在这个高度上，平均尺度高度为0.36太阳半径，平均温度约为1 MK，平均气压为0.7 mdyn cm $^{-2}$，平均最小磁场强度为0.13 G。我们将讨论这些参数相比，更小的冠状环。
2022-12-05 astro-ph.SR
Slow Magnetoacoustic Oscillations in Stellar Coronal Loops
利用本征值和本征函数边值问题的数值解，分析了具有引力分层的恒星冕环中的慢磁声振荡。在这项研究中，我们只关注共振周期。研究了引力分层、恒星质量、环温度和环长度对慢磁声振荡性质的影响。结果表明，分层和非分层之间的差异是更高的密度扰动比速度扰动。当恒星质量较大、日冕温度较高、层圈较长时，层圈中的密度扰动与调和函数有明显的不同。分层环中的周期比非分层环中的周期稍长。在我们的模型中计算的周期（14-644分钟）与在软X射线（2-70分钟）和白光（8-390分钟）中观察到的恒星准周期脉动的周期一致。
2022-05-24 astro-ph.SR
Magnetic Topology and Loop Statistics in Observed Coronal Holes Using Potential Field Modeling
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
本文通过电势场建模研究日冕洞的磁拓扑与环统计，发现其磁结构与平静太阳区域存在显著差异，表明日冕洞具有独特的磁特征。
2026-01-16 astro-ph.SR
The effect of the environment on the P1/P2 period ratio for kink oscillations of coronal loops
横向环振荡的P1/P2周期比目前用于诊断冠状环的纵向结构，因为其偏离2本质上与沿冠状环的密度标度高度和/或磁场的亚分辨率结构有关。同样的技术不仅可以应用于日冕结构，也可以应用于其他振荡的磁性结构。磁结构中的振荡由微分方程描述，微分方程的系数取决于等离子体的纵向结构。使用由McEwan等人（2008）开发的速度矢量横向分量的变分原理，我们研究了环境温度与磁结构温度的不同如何影响典型日冕和日珥条件下的P1/P2比值。可能的变化被转换成在太阳大气中的远程等离子体诊断过程中使用的量。
2011-11-21 astro-ph.SR
Dependence of Coronal Loop Heating on the Characteristics of Slow Photospheric Motions
帕克假说（Parker（1972））假设日冕环的加热是由于重联而发生的，这是光球运动将磁力线编织到电流片形成点时引起的。在这方面的贡献，我们解决的问题，光球运动的性质如何影响加热的编织冕环。我们设计了一系列的边界驱动程序和量化的复杂性和螺旋度注入他们的属性。我们研究了一系列长时间的全电阻MHD模拟，其中一个模拟的日冕环，最初均匀的磁力线组成，是受这些光球流。不断驱动环的编织，直到可以表征由驱动器引起的行为差异。结果表明，加热是至关重要的光球驱动程序的性质-相干运动通常会导致更少的大能量释放事件，而更复杂的运动会导致更频繁，但能量较低的加热事件。
2015-08-20 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Kink MHD Waves in Inclined and Asymmetric Coronal Loops
本文分别计算了日冕环倾角和不对称性对扭折磁流体动力学（MHD）振荡共振吸收的影响。我们用一个充满冷等离子体的直的轴对称圆柱形磁通量管模拟了一个典型的日冕环。对于不同的纵向质量密度分层值，我们用数值方法求解了色散关系。我们表明，在倾斜和不对称的环路，频率和相应的阻尼率的基本和第一泛音模式的扭结振荡是较小的相比，半圆形的不倾斜的环路具有相同的长度。结果还表明，周期比$P_1/P_2$随着环路倾角的增加而增加，但当对每个环路侧施加不对称性时，其减小小于$2\%$，直到环路长度的$9.66\%$。在倾斜或不对称的情况下，各阶模态频率与其相应阻尼率的比值基本保持不变。因此，我们的结论是，这些比值是可靠的，用于推断日冕环和日冕介质的物理参数，无论环的形状或其倾斜状态。此外，与不对称性对周期比$P_1/P_2$的影响并不显着相反，当观测到的振荡环具有较小的顶点高度时，其倾斜状态是一个应该考虑的重要因素，特别是在日冕地震学考虑周期比$P_1/P_2$时。
2021-04-05 astro-ph.SR
Excitation of standing kink oscillations in coronal loops
在这项工作中，我们审查的努力，已经做了研究的激励的常设快速扭结体模式在冠状环。我们主要讨论了与时间相关的问题，它适合于描述耀斑或日冕物质抛射引起的扭折振荡。本文综述了板状和圆柱形回路几何结构的解析和数值研究。我们讨论的结果，从非常简单的一维模型更现实的（但仍然简单）循环配置。我们强调如何初值问题的结果补充本征模计算。文中还讨论了扭折振荡的可能阻尼机制。
2009-01-27 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
A Statistical Investigation of Decayless Oscillations in Small-scale Coronal Loops Observed by Solar Orbiter/EUI
本文利用太阳轨道器/EUI高分辨率观测统计研究了宁静日冕和冕洞中小尺度日冕环的无衰减振荡，发现其能量通量不足以加热宁静太阳或加速太阳风。
2024-01-21 astro-ph.SR
Quasi-periodic Fast Propagating Magnetoacoustic Waves during the Magnetic Reconnection Between Solar Coronal Loops
利用太阳动力学天文台/大气成像组件（AIA）的多波长图像，我们提出了一个系统的开放和封闭的太阳日冕环之间的磁重联引起的日冕凝聚。在这封信中，我们报告的准周期快磁声波传播远离重联区向上跨越较高的躺在开环重联过程中。2012年1月19日，位于较高位置的开放环和位于较低位置的闭合环发生了重新连接，并形成了两组新的重新连接环。此后，冷却和凝聚的日冕等离子体发生在较高的开放环的磁倾区。在重联过程中，扰动起源于重联区向上传播的磁倾角区的高躺环的平均速度和平均速度振幅分别为200和30公里秒$^{-1}$。在日冕凝聚过程中，扰动传播的平均速度从230 km s $\sim$减小到150 km s $\sim$，然后又增大到220 km s $\sim$。这种平均速度的时间演化与AIA 131和304日冕等离子体通道的光变曲线反相关，表明日冕等离子体的冷却和凝结过程。此外，传播的扰动出现准周期性的峰值周期为4分钟。我们的结果表明，扰动代表的准周期快速传播磁声（QFPM）波起源于日冕环之间的磁重联。
2019-01-15 astro-ph.SR
A Statistical Study of Short-period Decayless Oscillations of Coronal Loops in an Active Region
日冕环振荡是日冕中的一种常见现象，通常分为衰减振荡和无衰减振荡。利用太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率观测资料，统计研究了活动区日冕环短周期（<200 s）的小尺度横向振荡，NOAA 12965.在EUI 174 A图像中共识别出111个冠状环，它们都显示出没有任何明显衰减的横向振荡，被认为是无衰减振荡。振荡周期约为11秒至185秒，中位周期为40秒。因此，它们也被称为短周期振荡。相应的环路长度从约10.5微米到30.2微米，并建立了强烈的依赖性的振荡周期的环路长度，表明短周期振荡是在本质上的扭结模式驻波。根据日冕地震学，扭折速度被测量到约为330 - 1910 km/s，日冕环中的磁场强度被估计为约4.1 - 25.2 G，而无衰减扭折振荡携带的能通量大约在7 W m ^（-2）到9220 W m ^（-2）之间。我们的估计表明，短周期无衰减扭折振荡携带的波能量不能支持活动区的日冕加热。
2022-12-17 astro-ph.SR
Fundamental-Mode Oscillations of Two Coronal Loops within a Solar Magnetic Arcade
我们分析的强度变化，测量的大气成像组件（AIA）在171毫米的通带，在两个日冕环嵌入在一个单一的日冕磁拱。我们检测到的基本模式的振荡周期约为2分钟，衰减时间为5分钟。振荡是由拱廊与耀斑发出的大波前相互作用引起的。此外，振荡的功率谱表明签名与场线的倾斜传播一致，并且存在2-D波导而不是1-D波导。
2015-04-29 astro-ph.SR
Coronal loop physical parameters from the analysis of multiple observed transverse oscillations
利用磁流体动力学地震学分析太阳日冕环的快速阻尼横向振荡，使我们能够推断出难以测量的物理参数。假设这种阻尼振荡是由于共振转换的全球模式到阿尔芬振荡的管表面，我们进行了全球地震学分析的一个大的日冕环。本文采用贝叶斯分层方法，通过对大量观测数据的全局分析，获得冕环物理参数的分布。由此产生的分布总结了全球信息，并构成数据有利的信息，可用于个别事件的反演。结果强烈表明，内部阿尔芬旅行时间沿环路大于100 s和小于540 s的概率为95%。同样，环内部与周围之间的密度对比度大于2.3且小于6.9，概率为95%。
2013-04-06 astro-ph.SR
The Effect of the Chromospheric Temperature on Coronal Heating
最近的观测和数值研究表明，在太阳色球层中存在着各种各样的热结构。由于过渡区的热相互作用是日冕加热的关键，因此值得研究色球层的不同热结构如何产生不同的日冕性质。本文利用MHD方法模拟日冕环的阿尔文波加热，研究了色球温度对日冕性质的影响。为此，而不是解决的辐射转移方程，我们采用了一个简单的辐射损失函数，使色球温度很容易调整。当色球层较热时，由于色球层向更大的高度延伸，磁环的日冕部分变短，增强了传导冷却。因此，需要更大的环路长度来保持高温电晕抵抗热传导。从我们的数值模拟中，我们得到了一个条件的日冕形成相对于半圈长度$l_{\rm loop}$在一个简单的形式：$l_{\rm loop} > a T_{\rm min} + l_{\rm th}$，其中$T_{\rm min}$是在大气中的最低温度和参数$a$和$l_{\rm th}$有负的依赖于日冕场强。我们的结论是，色球温度对日冕加热有不可忽略的影响，对于小长度和弱日冕场的环。特别是色球加热的增强可以阻止日冕的形成。
2022-10-05 astro-ph.SR
Signatures of impulsive localized heating in the temperature distribution of multi-stranded coronal loops
我们通过流体动力学模拟研究了不同日冕加热状态对多股日冕环差分发射测量（DEM）的影响。我们认为加热均匀分布沿回路或本地化接近色球足点，在稳定和脉冲条件。我们的模拟表明，凝结在顶部的环路形成时，局部加热是脉冲的脉冲节奏时间短于等离子体冷却时间，脉冲能量低于一定的阈值。凝聚不产生可观察到的签名在全球DEM结构。相反，DEM冠状峰被发现敏感的脉冲节奏的时间。我们的模拟也可以解释TRACE、SOHO和Yohkoh观测到的暖稠密环和热稠密环。然而，他们无法重现过渡区和冠状DEM结构与一组独特的参数，这概述了需要一个更现实的描述过渡区。
2009-12-14 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
EUV Analysis of a Quasi-Static Coronal Loop Structure
2007年2月24日4：00-16：00，利用一套极紫外观测仪器对10942衰变活动区进行了观测。来自Hinode/EIS、STEREO和TRACE的结果表明，虽然活动区已经衰减，没有太阳黑子存在，但产生可区分的环结构、谱线加宽和等离子体流的物理机制仍然存在。在多普勒图中以蓝移结构出现的日冕环在log（T）= 6.0-6.3离子的强度图像中是明显的。环结构被发现是反相关的谱线展宽一般归因于非热速度。这种冠环结构的物理（温度，密度，几何）和时间的调查。由成像仪器产生的光变曲线显示了两种不同时间尺度上的环结构的增亮和变暗; 10-20分钟的短脉冲和2-4小时的长持续时间变暗，直到其消失。日冕环结构是由相对蓝移的物质形成的，与谱线增宽反相关，密度为10^10 ~ 10^9.3 cm-3，可见时间长于特征冷却时间。最大的非热谱线加宽被发现是邻近的脚点的日冕环结构。
2011-10-25 astro-ph.SR
Thread Separation and Expansion Observed in Multi-Stranded Solar Coronal Loops
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）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文通过高分辨率观测发现日冕纤维的扩展现象，支持多丝模型并解决长期存在的日冕纤维扩展问题。
2025-12-13 astro-ph.SR
Structure of solar coronal loops: from miniature to large-scale
我们将使用来自高分辨率日冕成像仪（Hi-C）的新数据，以前所未有的日冕空间分辨率来研究日冕环的结构，最低可达0.2弧秒。在火箭飞行期间，Hi-C提供了193 A左右波段的日冕图像，该波段以Fe XII的发射为主，显示等离子体温度约为1.5 MK。我们分析的Hi-C视野的一部分，研究迄今为止观察到的最小的冠状环，并寻找一个可能的子结构较大的环。我们发现微小的1.5 MK环状结构，我们解释为微型冠状环。这些有长度的日冕段以上的色球层只有约1毫米和厚度小于200公里。它们可以被解释为小通量管突破光球的日冕特征，其足点距离相当于一个颗粒细胞的直径。我们发现，超过50毫米的循环有一个直径约为2弧秒或1.5毫米，与以前的观察一致。然而，Hi-C真正解决了这些循环，循环中有大约20个像素。即使在这种大大提高了空间分辨率的大环似乎没有可见的子结构。相反，它们在横截面上显示出平滑的变化。大的日冕环在每像素0.1弧秒的空间尺度上没有显示出子结构，这意味着要么密度和温度在这些环上平滑地变化，要么对环的直径构成上限。我们估计，组成2弧秒厚的环股将不得不薄于15公里。我们第一次发现的微型回路在建模方面提出了正确理解的挑战。
2013-06-19 astro-ph.SR
New analytical and numerical models of solar coronal loop: I. Application to forced vertical kink oscillations
目的。我们构建了一个新的太阳日冕环的分析模型，它是嵌入在一个重力分层和磁约束的大气。在此解析模型的基础上，我们设计了一个日冕环的数值模型。我们采用它进行数值模拟的垂直扭结振荡的外部驱动器激发。方法.我们的太阳大气模型是通过采用一个现实的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成一个日冕环。该回路由2D理想磁流体动力学方程描述，并由FLASH代码数值求解。结果垂直扭折振荡是由光球顶部的垂直速度分量中的周期驱动器激发的。对于振幅为3 km/s的受迫驱动器，激发的振荡在其速度上表现出约1.2 km/s的振幅，并且环顶点在约100 km的位移上以其振幅振荡。结论.新设计的日冕环的分析模型被用于数值模拟的垂直扭结振荡，这与最近的观测结果的衰减无扭结振荡激发太阳环。该模型将对日冕环中的波和等离子体动力学的研究产生进一步的影响，揭示局部太阳大气中的能量和质量传输机制的物理学。
2014-11-27 astro-ph.SR
Unravelling the components of a multi-thermal coronal loop using magnetohydrodynamic seismology
日冕环构成了活跃太阳的基本组成部分，是帮助理解维持太阳和恒星日冕数百万开尔文温度的机制的主要目标。尽管在观测和理论上取得了重大进展，但我们对这些结构的基本性质的了解仍然有限。在这里，我们提出了前所未有的观测加速慢磁声波沿日冕环路，显示在两个不同的温度通道的传播速度差，揭示了多股和多热的性质的循环。利用所观察到的速度，并采用非线性无力磁场外推，我们推导出实际的温度变化沿回路在两个通道，从而能够解决两个单独的组件的多热循环的第一次。所获得的正温度梯度表明沿着环路均匀加热，而不是孤立的足点加热。
2016-11-12 astro-ph.SR
Observations of the Formation and Disappearance of a Funnel Prominence
本文观测研究了漏斗状日珥的形成与消失过程，发现色球等离子体被输送至日冕腔后经垂直下降流排出可形成漏斗状日珥，揭示了其演化受磁重联及物质流动驱动。
2024-06-26 astro-ph.SR
Horizontally Polarized Kink Oscillations Supported by Solar Coronal Loops in an Asymmetric Environment
本研究使用三维MHD模拟探讨非对称环境中日冕环的水平偏振扭折振荡，发现非对称性导致上下边界小尺度结构发展不同，但共振吸收和相位混合仍能发生。
2024-02-17 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
Parallel-cascade-based mechanisms for heating solar coronal loops: test against observations
太阳日冕环的加热是日冕加热问题的核心。鉴于快速太阳风的起源已经被追踪到具有过渡区甚至色球温度的大气层，因此值得尝试解决所提出的为太阳风提供基底加热的机制是否也适用于日冕环。我们扩展的循环研究的基础上，一个经典的平行级联的情况下，最初提出的太阳风的背景下，考虑到环膨胀的影响，并进行参数研究，直接对比计算的环密度和电子温度与那些测量的TRACE和YOHKOH/SXT。这种比较得出的结论是，在观测上受SUMER测量值约束的波振幅下，虽然计算出的循环可能占SXT循环的很大一部分，但与TRACE循环相比，它们似乎太热了。降低波的振幅并不能解决这个矛盾，引入磁扭曲将使比较更不可取。我们的结论是，纳米耀斑加热方案更好地解释了紫外线循环，而基于双折射的稳定加热机制可能在工作中加热一小部分软X射线循环。
2014-06-04 astro-ph.SR
Solar Coronal Loops Associated with Small-scale Mixed Polarity Surface Magnetic Fields
日冕环是如何以及在哪里扎根于太阳低层大气的？磁环境的细节及其在日冕环的脚点的演变是至关重要的理解的过程中的质量和能量供应的日冕。为了解决上述问题，我们使用高分辨率的视线磁场数据从成像Magnetograph eExperiment仪器的卫星气球载天文台和日冕观测大气成像组件机载太阳动力学天文台的一个新兴的活动区域。我们发现，日冕环往往植根于较小的小规模，但持久的相反极性的磁性元素非常接近较大的主导极性的位置。这些相反极性的小尺度元素通过通量抵消与日冕环下的主导极性不断相互作用。在这些位置，我们检测到小的反Y形射流在色球钙II H的图像从日出过滤成像仪在通量抵消。我们的研究结果表明，磁通量的抵消和重联的基础上的日冕环由于混合极性场可能是一个重要的功能，为供应的质量和能量的日冕。
2017-03-25 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
Coronal rain in magnetic bipolar weak fields
我们打算研究在一个具有代表性的双极磁场中日冕雨现象的基本物理，包括日冕雨滴的形成和动力学。利用MPI-AMRVAC程序，对太阳大气松弛到安静状态后，磁环足点上的强加热进行了三维辐射磁流体动力学（MHD）模拟。由于辐射热不稳定性，逐渐冷却和原位冷凝开始于回路顶部。第一个大规模的凝结环顶部遭受瑞利-泰勒不稳定性，并成为破碎成较小的斑点。团块垂直下落，拖动磁环，直到它们到达低β区域，并开始沿着从环顶部到环足点的环下落。对日冕雨滴的统计研究发现，质量小于10^10 g的小雨滴占主导地位。当斑点沿着磁环落到较低区域时，它们被拉伸并形成非均匀速度图案，其中可以看到反平行剪切图案沿着斑点的中心轴线形成。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日冕雨的合成图像与真实观测结果非常相似，在热通道中呈现黑暗的降落团块，在冷通道中呈现明亮的雨滴。我们还发现密度不均匀性在日冕雨“阵雨”，这反映了所观察到的多股性质的日冕雨。
2017-06-06 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Temporal evolution of oscillating coronal loops
上下文日冕结构的横向振荡是目前研究的重点，以探索相关的磁流体动力学波物理和进行地震学的本地介质。目标。我们第一次尝试测量的样本的日冕循环，在相应的活动区域的爆发进行衰减扭结振荡的热力学演化。方法.使用SDO/AIA的六个日冕波长的数据，我们进行了15个日冕循环的差分发射测量（DEM）分析之前，期间和之后的爆发和振荡。结果我们发现，排放量，温度和DEM分布的宽度进行了显着的变化的时间尺度上的横向振荡的研究。我们分析的参数没有明显的集体上升或下降趋势。最强的变化的参数发生在初始扰动的循环，和背景结构的影响也可能占这种变化的大部分。结论.在喷发活动区振荡日冕环的DEM分析显示的证据的演变的时间尺度上的振荡的研究是重要的。需要进一步的工作，以分离的各种观测和物理机制，可能是负责的温度，DEM分布宽度和总排放量的变化。
2020-04-30 astro-ph.SR
