The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Population of Bright Plume Threads in Solar Polar Coronal Holes
冕洞是公认的快速太阳风的源区。日冕羽流作为冕洞中常见的结构之一，可能对初生太阳风的起源有一定的贡献。为了估计日冕羽流对新生太阳风的贡献，我们首次尝试估计它们在太阳极冕洞中的数量。通过比较STEREO双星从两个不同角度观测的结果和蒙特卡罗模拟的结果，我们估计在太阳活动极小期附近极冕洞的$4\times10^4$弧秒$^2$范围内，大约有16- 27个羽流，它们占极冕洞面积的2- 3.4%。在此基础上，讨论了日冕羽流对初生太阳风的贡献。进一步的研究表明，从三个或更多的视角进行观测，可以计算出更精确的日冕羽流数量。
2021-01-11 astro-ph.SR
Time-evolving coronal modelling of the solar maximum around the solar storms in May 2024 by COCONUT
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯可夫多夫斯卡大学）；Von Karman Institute For Fluid Dynamics（冯·卡门流体力学研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本文改进了COCONUT模型以提高太阳极大期日冕模拟的稳定性与效率，验证了时间演化模型在高空间分辨率下的有效性。
2026-01-10 astro-ph.SR
The Dependence of the Peak Velocity of High-Speed Solar Wind Streams as Measured in the Ecliptic by ACE and the STEREO satellites on the Area and Co-Latitude of their Solar Source Coronal Holes
我们研究了从2010/08到2017/03的时间范围内115个冕洞的特性，在黄道上测量的相应高速流的峰值速度为1 AU，以及相应的Kp指数变化作为其地理有效性的标志。我们发现高速流的峰值速度强烈地依赖于它们的太阳源冕洞的面积和相对于卫星日光层纬度的同纬度。因此，它们的源冕洞同纬是预测地球附近高速流性质的一个重要参数。我们导出了位于太阳赤道附近的冕洞的最大太阳风峰值速度，它们随冕洞纬度的增加而线性减小。对于位于纬度60°的冕洞，它们在统计上变为零，表明相关的高速流很有可能错过地球。类似地，每个冕洞面积的Kp指数对于位于太阳赤道附近的冕洞是最高的，并且随着冕洞纬度的增加而强烈减小。我们将这些结果解释为日光层中高速气流的三维传播效应，即，从太阳赤道附近的日冕洞产生的高速气流朝地球方向传播并直接撞击地球，而从太阳高纬度处的日冕洞产生的太阳风气流仅擦过或甚至错过地球。
2018-04-26 astro-ph.SR
Ludendorff Coronal Flattening Index of the Total Solar Eclipse on March 9, 2016
2016年3月9日日全食（TSE）的鲁登道夫日冕扁平指数是在太阳半径的不同距离上计算的。结果，我们得到了2个太阳半径处的日冕扁平指数$\left(ε=a+b\right)$为0.16。基于2016年TSE事件的$24^{th}$太阳活动周期位相为-0.64，表明日冕为前极小型。所得日冕扁平指数值给出了$25^{th}$太阳周期的月太阳黑子数（$W_{max}$）的预测最大振幅为$70\pm65$。因此，预测$25^{th}$太阳周期的太阳活动将低于当前太阳周期，当前太阳周期在2014年2月的太阳黑子数最大值为146
2016-10-25 astro-ph.SR
Coronal Dynamic Activities in the Declining Phase of a Solar Cycle
太阳活动的某些指标在一个太阳活动周的演化过程中呈现双峰特征，但在太阳黑子数上并不明显。本文利用SOHO/LASCO C3在第23太阳活动周观测到的极区和低纬冕洞区的演化、冕洞分裂和合并事件以及日冕物质抛射的统计资料，研究了太阳黑子活动周衰退期的高太阳动力学活动。虽然冕洞的总面积在太阳黑子极小值附近达到最大值，其中极冕洞占主导地位，但在周期的下降阶段，它显示了一个类似的第二个最大值，其中低纬度冕洞占主导地位。冕洞分裂或合并事件，这是由于表面运动的磁通量，也大多数人口在下降阶段的周期。影响深远的C3日冕物质抛射在周期的下降阶段也过于密集。从这些结果我们认为，太阳动力活动的水平运动的磁通量延伸到很远的太阳黑子周期的下降阶段。
2016-12-06 astro-ph.SR
Damping of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
利用从对流区到日冕的自洽三维辐射磁流体动力学模拟，研究了日冕环束的阻尼横向振荡，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性导致的速度剪切和涡旋促进了振荡的耗散，表明理想化波导假设下的静态日冕环模型需重新评估。
2023-06-05 astro-ph.SR
3D Global Coronal Density Structure and Associated Magnetic Field near Solar Maximum
测量日冕磁场是了解各种尺度上日冕动力学现象性质的一个关键因素。利用2012年12月太阳活动极大期（Carrington自转，CR 2131）附近的STEREO/COR 1数据，采用层析成像方法反演和分析了$1.5$至$4\ \mathrm{R}_\odot$高度范围内的三维（3D）日冕电子密度，并定性推断了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由在相同CR周期通过断层扫描获得的195 nm波段的3D STEREO/EUVI发射率补充。我们发现，在CR 2131期间的磁场配置有一种趋势，成为径向开放的日心距离低于$\sim 2.5 \ \mathrm{R}_\odot$。我们比较了重建的三维日冕结构在CR附近的太阳最大的一个在深太阳极小。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2016-04-02 astro-ph.SR
Are Nanoflares Responsible for Coronal Heating?
Parker（1983）提出了太阳大气中电流片（CS）形成的机制。他的主要观点是，光球随机流使日冕磁场线纠缠在一起，从而促进了太阳大气中CS的连续形成。他的这部分想法代表了湍流对流区驱动太阳大气中相干结构和CS形成的许多方式之一。其他机制包括出现的磁通量，电流丝的相互作用，以及爆炸性的磁结构。然而，在帕克最初的想法中有两个未经证实的假设，即必须重新检查通过纳米片进行日冕加热。这与他的观点有关：{所有形成的CS都导致了磁重联，而磁重联加热了太阳大气中的等离子体。在这篇短文中，让我们简要地讨论这两个假设：（1）所有的相干结构和相干结构都是由湍流对流区重连形成的吗？与非重连CS相关的湍流在日冕的加热中起作用吗？(2)磁重联会加热等离子体吗？
2021-08-03 astro-ph.SR
The 2019 July 2 Total Solar Eclipse: Prediction of the Coronal Magnetic Field Structure and Polarization Characteristics
在2019年7月2日，日全食-在南太平洋，智利和阿根廷的部分地区可见-将使太阳的大规模日冕结构的观测成为可能。太阳日冕的结构和它们的发射特征是由下面的磁场决定的，磁场也控制着日冕加热和太阳喷发事件。然而，日冕磁场测量仍然是一个突出的挑战。日冕磁场的计算模型在这方面起着重要的作用。早期的工作已经表明，大规模的日冕场是由缓慢的表面通量演变和记忆积累，允许预测的日冕结构上的太阳旋转的时间尺度。利用这一想法，并基于数据驱动的太阳表面通量传输模型和势场源表面模型的51天向前运行，我们预测了2019年7月2日日食的太阳日冕结构。我们还从预测的磁场的日冕发射的偏振特性的前向模型。我们预测两个大规模的流光结构和它们的位置上的东，西翼的太阳和讨论的可能性的发展的伪流光场线拓扑结构的分析的基础上。这项研究是相关的日冕磁力测量倡议，从地面设施，如丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和日冕多通道偏振仪，以及即将推出的空间仪器，如太阳紫外成像望远镜和ISRO Aditya-L1空间任务上的可变发射线日冕仪。
2019-06-24 astro-ph.SR
Record-breaking coronal magnetic field in solar active region 12673
在太阳上，最强的磁场通常在暗黑子处被探测到。磁场的大小通常约为3000 G，只有少数例外报告磁场超过5000 G。由于太阳大气层中的磁场随高度的增加而减小，因此没有报道过超过2000 G的日冕磁场。在这里，我们提出了2017年9月6日在太阳活动区NOAA 12673的日冕底部约4000 G的超强磁场的成像微波观测。结合光球矢量测量的磁场和日冕探测，我们建立并验证了一个非线性无力场日冕模型，并利用该模型对不同日冕高度的破纪录日冕磁场进行了量化。
2019-07-15 astro-ph.SR
Relation of Microstreams in the Polar Solar Wind to Switchbacks and Coronal X-ray Jets
在1994年和2007年太阳活动最小期间在太阳高纬度获得的数据进行检查，以确定称为微流和折叠的磁场称为之字形的速度结构之间的关系。一个高的相关性被发现。速度峰值的可能性，在来自日冕X射线射流的微流重新检查，我们现在建议，微流是交替的补丁之字形和安静的时期，其中之字形可以产生的微丝/通量绳爆发，导致日冕射流的后果。
2021-09-30 astro-ph.SR
Solar Coronal Heating by Gravity-Induced Resonant Emission
太阳日冕加热是一种非线性量子力学现象。电晕是X射线和电离的强大来源&这种辐射的发射是量子力学的，并且水平高度不稳定到飞秒量级。像碰撞电离这样的能量转移的线性方法实际上是不可行的。我们提出了这一问题的机制，并讨论了它的物理机制，发现它是一个多光子吸收的非线性过程，类似于超快激光的多重电离。在这里，我们讨论了所有日冕元素电离的能量收支，发现gire是足够的。太阳日冕加热平衡太阳系的能量质量条件，是一个经典的数学问题，但它是通过一个非线性的量子力学过程来完成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
Coronal temperature profiles obtained from kinetic models and from coronal brightness measurements obtained during solar eclipses
Lemaire [2012]根据Saito的平均日冕白光（WL）亮度和偏振观测模型推导出赤道和极地日冕的日冕密度、温度和热通量分布。它们进行了比较，从一个动力学碰撞/太阳日冕外逸层模型确定的。这种比较表明，在无碰撞区域中，在大径向距离（> 7 Rs）处的分布相当相似。然而，在靠近太阳的太阳风的加速区域中发现了相当重要的差异。外逸层热通量的方向是远离太阳的，而从所有WL日冕观测中推断出的方向是相反的，即，将热量从内日冕传导到色球层。这可能表明日冕加热速率的来源向上延伸到内日冕，在那里它在r > 1.5 Rs时达到最大值，远高于过渡区。
2012-07-20 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
Missing bits of the solar jigsaw puzzle: small-scale, kinetic effects in coronal studies
日冕是太阳外层极热的大气层，传统上用磁流体力学的类流体方法来描述。在这里，我们回顾一些最近的事态发展时，相反，一个完整的动力学描述。结果表明，一些主要的太阳物理学未解决的问题，如日冕加热和太阳耀斑粒子加速可以在一个新的光时，小尺度，动力学等离子体描述方法的使用。
2009-07-30 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Topology From Total Solar Eclipse Observations
测量太阳日冕的全球磁场仍然是非常具有挑战性的。在全太阳活动（TSE）期间拍摄的白光图像中观察到的精细尺度密度结构是目前推断日冕中从太阳边缘到几个太阳半径（Rs）的磁场方向的最佳代理。我们提出，第一次，冠状磁场连续1和6 Rs之间的拓扑结构，定量推断与滚动霍夫变换（RHT）为14个独特的日食日冕，跨越几乎两个完整的太阳周期。我们发现，日冕磁场的方向不会成为径向，直到至少3 Rs，与1.5和3 Rs之间的太阳周期的不同纬度和阶段的高方差。我们发现，大多数非径向日冕场拓扑结构发生在光球层中磁场强度较弱的区域上方，而较强的光球场与日冕中的高度径向场线相关。此外，我们发现了丰富的磁力线，从太阳表面连续延伸到几个太阳半径在所有纬度，无论冕洞的存在。这些结果对测试和约束日冕磁场模型，以及将现场太阳风测量与其太阳源联系起来具有意义。
2020-04-19 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
The Contribution of Coronal Jets To The Solar Wind
日冕中的瞬时准直等离子体爆发，通常称为日冕（或X射线）喷流，是太阳活动最有趣的表现之一。有人认为，这些事件有助于日冕和太阳风的质量和能量含量，但这些贡献的程度仍然不确定。我们最近模拟了日冕喷流的形成和演化，使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）代码与热力学在一个大的球形域，其中包括太阳风。我们的模型是耦合到三维MHD通量出现模拟，即，我们使用这样的模拟提供的边界条件来驱动一个随时间变化的日冕演化。该模型包括参数日冕加热，辐射损失和热传导，这使我们能够模拟日冕射流的动力学和等离子体特性，比迄今为止所做的更逼真。在这里，我们采用这些模拟计算的质量和能量的日冕喷流传输到外日冕和内日光层。根据观测到的喷流发生率，我们估计日冕喷流对太阳风质量和能量的总贡献分别为（0.4-3.0）%和（0.3-1.0）%。我们的研究结果与之前从观测中获得的几个粗略估计基本一致，支持了日冕喷流仅为太阳风提供少量质量和能量的猜想。然而，我们强调，需要更先进的观测和模拟来证实这一猜想。
2016-10-10 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
Coronal Holes and Open Magnetic Flux over Cycles 23 and 24
由于太阳磁场线的足迹的观测特征通向日光层，冕洞提供了这些线的结构和演变的关键措施。利用太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）、太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）和日地关系天文台/极紫外成像仪（STEREO/EUVI A/B）的组合，在1996-2015年（近两个太阳周期）进行极紫外（EUV）观测，自动检测和表征冕洞。冕洞面积分布在纬度上表现出不同的行为，定义了极区和低纬度冕洞。南北两极地区表现出明显的不对称性，两极冕洞的出现和消失在半球之间存在滞后。
2016-12-22 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Sources of quasi-periodic propagating disturbances above a solar polar coronal hole
准周期传播扰动（PD）在太阳极冕洞中普遍存在。目前尚不清楚是什么导致PD。在这项工作中，我们调查如何产生的PD在太阳大气中通过分析一个四小时的数据集所采取的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台（SDO）。我们发现令人信服的证据表明，在太阳过渡区的针状活动所看到的AIA 304通带负责PD在日冕中显示在AIA 171图像。我们的结论是，骨针是一个重要的来源，触发冠状PD。
2015-07-31 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
The universally growing mode in the solar atmosphere: coronal heating by drift waves
在流体和动力学漂移波理论的框架内，在太阳大气中的等离子体的加热进行了讨论。我们表明，加热所需的基本成分是在垂直于磁场矢量的方向上的密度梯度的存在。这种密度梯度是激发漂移波的自由能的来源。我们只使用建立良好的基础理论，在实验室等离子体实验验证。能量交换和加热的两种机制被示出同时发生：一个是由于朗道效应在平行于磁场的方向，和另一个，随机加热，在垂直方向。随机加热i）是由于波的静电性质，ii）对离子比对电子更有效，iii）主要在垂直方向上起作用，iv）比较轻离子更有效地加热重离子，以及v）可以容易地提供漂移波加热速率，该漂移波加热速率比目前认为足以用于日冕加热的值高几个数量级，即，对于活动区为$\simeq 6 \cdot 10^{-5} $ J/（m $^3$ s），对于冠状孔为$\simeq 8 \cdot 10^{-6} $ J/（m $^3$ s）。这种加热通过众所周知的效应自然地起作用，然而，这些效应超出了当前的标准模型和理论。
2009-06-11 astro-ph.SR
Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Analysis of the solar coronal green line profiles from eclipse observations
对日冕绿线剖面的分析揭示了日冕的温度、密度、多普勒速度、非热速度等物理条件的信息，为解决日冕加热和太阳风加速等尚未解决的问题提供了见解。最近的研究报告了日冕线轮廓中的过度蓝移，并被解释为由于纳米耀斑加热，II型针状体和新生太阳风流。我们分析了2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间获得的日冕法布里-珀罗干涉图的时间序列。研究了日冕绿线轮廓的空间行为，得到了强度、线宽、多普勒速度和线不对称性的变化。几条谱线显示出不对称性，表明存在多组分。用双高斯曲线拟合这些谱线轮廓。已经发现，42%的谱线轮廓是单分量的，34%是蓝移的，24%是红移的。一个典型的蓝不对称谱线的二次分量的相对强度约为0.26，多普勒速度约为-30 km/s，半宽约为0.65A。
2013-07-01 astro-ph.SR
The evolution of plasma parameters on a coronal source surface at 2.3 Rs during solar minimum
我们分析了来自太阳和日光层天文台的数据，以生成太阳风正在加速的区域的日冕外流速度和密度的全球地图。这些地图使用紫外线日冕光谱仪和大角度光谱日冕仪分别获得的紫外线和白光日冕数据，以及多普勒变暗分析来确定平均外流速度。外流速度被定义在一个球在2.3 Rs从太阳中心和组织的卡林顿旋转期间的太阳最低期在太阳活动周23开始。我们使用的外流速度和密度图表明，虽然太阳最低日冕是相对稳定的早期阶段，在后期阶段的北极洞的收缩导致的变化，在全球范围内的冕洞和派生的内部通量管膨胀因子的太阳风。极孔面积膨胀因子和通量管膨胀因子（在日冕底部和2.3 Rs之间）开始时是超径向的，但随着日冕远离太阳极小期，它们变得更接近径向。结果还支持的想法，最大的通量管膨胀因子位于附近的冕洞/流光接口，至少在太阳活动最小期的最深处。
2011-11-04 astro-ph.SR
Solar jet-coronal hole collision and a related coronal mass ejection
喷流被定义为发生在太阳大气不同层中的具有不同尺度的脉冲的、准直良好的上升流。它们与另一种太阳脉冲事件日冕物质抛射（CME）的关系仍然难以捉摸。利用AIA/SDO的高质量成像数据，我们在这里展示了一个观测良好的日冕喷流事件，其中部分喷流与嵌入的日冕环一起进入附近的日冕洞（CH）并向相反方向反弹。这是证明了在其与CH和V形特征的相互作用区域的时间片图的相互作用期间的射流前缘的平面形状。大约半小时后，LASCO C2日冕仪观测到一个最初具有狭窄的喷流状锋面的CME，它沿着碰撞后喷流的方向传播。我们还观察到一些304暗物质从喷流CH相互作用区域流向CME。因此，我们认为，喷流和CME的物理连接，与喷流CH碰撞和大规模的磁拓扑结构的CH是重要的，以确定最终的传播方向，这个特定的喷流CME喷发。
2016-02-21 astro-ph.SR
A new paradigm for solar coronal heating
太阳日冕加热问题是指太阳日冕的温度为什么比其表面的温度高两个数量级以上的问题。在发现近70年后，这个难题仍然是天体物理学的主要挑战之一。目前日冕加热的基本范式无法解释所有观测到的加热特征。在这里，我们认为，一个新的范式需要解决的难题，在一个自洽的方式。另一种方法是基于漂移波的动力学理论。我们表明，定性和定量的参数，漂移波有可能满足所有的日冕加热要求。
2009-04-29 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
A Solar cycle correlation of coronal element abundances in Sun-as-a-star observations
低活动类太阳恒星的日冕中的元素组成似乎与恒星的基本性质有关，如旋转，表面重力和光谱类型。在这里，我们使用太阳动力学天文台的全太阳观测，表明当太阳被观察为恒星时，日冕成分的变化与太阳活动的代理，F10.7厘米无线电通量高度相关，因此与太阳周期阶段。因此，类似的周期变化应该可以在太阳类似物的X射线观测中用光谱检测到。太阳全圆盘观测中的等离子体成分与日冕磁场活动的演化有关。因此，我们的观测结果在日冕成分和固定恒星性质之间的任何关系的性质中引入了不确定性。这些结果突出了系统的全周期观测对于了解类太阳恒星日冕的元素组成的重要性。
2018-02-02 astro-ph.SR
Segmentation of coronal holes in solar disk images with a convolutional neural network
目前的冠状孔分割方法通常依赖于图像阈值，并需要非平凡的图像预处理和后处理。我们已经训练了一个神经网络，它可以准确地从SDO/AIA 193埃太阳盘图像中分离出CH，而无需额外的复杂步骤。我们比较结果与公开可用的目录的CH和证明稳定的神经网络方法。在我们看来，这种方法可以优于手工设计的太阳图像分析，并将广泛应用于太阳数据。特别是，我们调查长期变化的CH指数在太阳周期24和观察CH面积增加约三倍，从最小值在太阳周期的最大值在太阳周期的下降阶段的最大值。
2018-09-15 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields derived with Images acquired during the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
日冕磁场尽管对日冕的物理学和动力学具有极其重要的意义，但很少被测量。在这里，从2017年8月21日日全食期间获得的图像中导出的电子密度图被用来演示测量日冕磁场的新技术。用等离子体磁能密度与引力势能的半经验关系式导出了日冕磁场的强度。所得到的值进行比较，提供了更先进的日冕场重建方法的基础上MHD模拟的整个日冕光球场测量，找到一个非常好的协议。其他参数，如等离子体- $β$和Alfvén速度也被导出，并与MHD模拟的结果进行了比较。此外，日冕磁场的天空平面（POS）取向来自于在过滤图像中观测到的日冕特征的倾斜，也发现与磁场重建的密切一致。因此，这项工作首次证明了日全食期间测量的日冕电子密度的2D分布足以提供投影在POS上的日冕磁场强度和倾角。这些是迄今为止限制我们对日冕中物理现象的理解的主要缺失信息之一。
2023-02-21 astro-ph.SR
Standing kink waves in sigmoid solar coronal loops: implications for coronal seismology
利用全三维磁流体动力学数值模拟方法，研究了磁场S形度和螺旋度对日冕环基本扭折振荡特性的影响。我们的模型包括一个单一的密集的日冕环，嵌入在等离子体与偶极无力磁场与恒定的α参数。对于无S型的环，我们发现数值确定的基本扭结模式的振荡周期与用WKB理论计算的理论周期相匹配。相反，随着环的S形性增加，实际周期越来越小于WKB理论估计的周期。通过日冕地震学，增加sigmoidity导致磁场估计值越来越向更高的值移动，甚至超过了所考虑的最高α值的平均值。然而，日冕磁场值的估计范围位于最小/最大限度内，证明了日冕地震学的鲁棒性。我们建议，如果内部磁场和密度的平均值可以通过其他方法可靠地估计，那么无力磁场的绝对值的估计的差异可以在地震学上被利用来确定冕环的自由能。
2020-04-29 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
3D Coronal Density Reconstruction and Retrieving the Magnetic Field Structure during Solar Minimum
日冕磁场的测量是了解各种尺度上日冕现象性质的一个关键因素。我们采用STEREO/COR 1数据在2008年2月的太阳活动的深极小（卡林顿旋转CR 2066）检索和分析的三维（3D）日冕电子密度的范围内的高度从1.5到4 Rsun使用层析成像方法。据此，我们定性地推导了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由通过断层扫描获得的195 A波段中的3D STEREO/EUVI发射率对相同CR进行补充。一个全球性的3D MHD模型的日冕被用来重建的3D密度和发射率的开放/封闭的磁场结构。我们发现，密度最大值的位置可以作为当前片位置的指标，而密度梯度最大值的位置可以是一个可靠的指标冕洞边界。我们发现，磁场配置在CR 2066有一种趋势，成为径向开放的日心距离大于2.5 Rsun。我们还发现，固定源面的位场模型（PFSS）与具有开放和闭合磁场结构的区域之间的边界不一致。这表明，即使在深太阳极小期，日冕全球磁场的潜在性质的假设是不满足的。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2014-05-05 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
Effect of coronal temperature on the scale of solar chromospheric jets
利用二维磁流体动力学模拟研究了日冕温度对太阳色球层喷流形成过程的影响。我们开发了一个新的辐射磁流体动力学代码的动态模拟的太阳大气，采用LTE状态方程，光学厚的光球辐射损失，光学薄的色球层和日冕辐射损失，以及热传导沿磁场线。在模拟中，激波通过过渡区产生了许多色球喷流。我们发现，当日冕温度较低时，这些喷流向外投射得更远（类似于冕洞），而当日冕温度较高时，喷流会更短（类似于活动区）。当日冕温度较高时，色球喷流的减速与周期性色球激波决定减速的模型一致。然而，当日冕温度较低时，重力减速变得更加重要，色球喷流接近弹道运动。
2015-09-22 astro-ph.SR
Impact of Non-potential Coronal Boundary Conditions on Solar Wind Prediction
预测地球上的太阳风是空间天气预测的一个核心方面。然而，这种预测的结果对计算日冕中磁场的方法非常敏感。我们分析的影响，取代势场日冕边界条件，在业务空间天气预测工具，由非潜在的条件。为此，我们比较预测的太阳风等离子体参数与观测在1 AU的两个6个月的时间间隔，一个在太阳最大和一个在当前周期的下降阶段。作为一个基线，我们比较与操作Wang-Sheeley-Arge模型。我们发现，对于太阳极大，非势日冕模型和适应太阳风速度公式导致最好的太阳风的预测在统计意义上。对于下降相，势冠模型表现最好。Wang-Sheeley-Arge模型在预测高速增强和流注相互作用方面优于其他模型。改进后的风速公式参数拟合效果较好，有望提高非势流模型的性能。
2017-09-06 astro-ph.SR
A Model for Radio Emission from Solar Coronal Shocks
日冕冲击是太阳大气中非常常见的现象，被认为是太阳II型射电暴的驱动因素。然而，这些排放物的微物理性质仍然是一个悬而未决的问题。本文提出电子回旋脉塞（ECM）辐射是日冕激波辐射产生的主要原因。在本模型中，由激波加速的高能离子束激发第一Alfvén波（AW），然后激发的AW导致沿激波前震边界形成密度耗尽管道。在这个密度耗尽的管道中，通过冲击加速产生的高能电子束可以有效地激发ECM不稳定性的无线电发射。我们的结果表明，该模型可能有潜在的应用太阳II型射电爆发。
2014-03-23 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
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
2022-03-22 astro-ph.SR
Extracting the Heliographic Coordinates of Coronal Rays using Images from WISPR/Parker Solar Probe
帕克太阳探测器（PSP）上的太阳探测器广域成像仪（WISPR）在白光下进行观测，具有固定的角度视场，从太阳延伸13.5度到108度，横向约50度。2021年1月，PSP在其第七次轨道上以20个太阳半径的距离穿过近日点附近的日光层电流片（HCS）。在这个时候，WISPR观测到了一个宽带的高度变化的太阳风和多个日冕射线。在近日点附近的六天里，PSP以超过太阳的角速度移动。在此期间，WISPR能够在PSP接近时拍摄日冕射线，然后通过它们的下方或上方。我们开发了一种技术，用于使用日冕射线的多个视点来确定它们在日心坐标系中的位置（经度和纬度），并使用该技术来确定三个日冕射线的坐标。通过与太阳和太阳物理学天文台（SOHO）/大角度和光谱COronagnetic（LASCO）/C3和日地关系天文台（STEREO）-A/COR 2的日冕射线观测结果进行比较，验证了该方法的有效性。射线的位置也进行了比较与HCS预测的三维MHD模型。将来，这项技术的结果可以用来验证日冕的动力学模型。
2022-09-06 astro-ph.SR
Topical Issue in Solar Physics: Flux-rope Structure of Coronal Mass Ejections Preface
这期《太阳物理学专题》致力于研究日冕物质抛射（CME）中的通量绳结构，基于2010年（9月20日至23日，美国加利福尼亚州丹迭戈）和2011年（9月5日至9日，西班牙阿尔卡拉）举行的两次协调数据分析研讨会（CDAW）。CDAW的主要目的是解决这个问题：是否所有的日冕物质抛射都有磁绳结构？包括本文的前言在内，共发表了18篇论文。
2013-03-30 astro-ph.SR
New Evidence that Magnetoconvection Drives Solar-Stellar Coronal Heating
磁能是如何在日冕中注入和释放的，使其保持在几百万度的温度，仍然是难以捉摸的。日冕加热一般随磁场强度的增加而增加。通过比较三维活动区日冕场的非线性无力模型和观测到的极紫外线环，我们发现：（1）本影到本影的日冕环，尽管植根于最强的磁通量，是不可见的;（2）最亮的环一只脚在本影或半影，另一只脚在另一个太阳黑子的半影或单极或混合极性的斑。本影到本影环的不可见性是磁对流驱动太阳-恒星日冕加热的新证据：显然，\underline{both}末端的强本影场抑制了磁对流，从而抑制了加热。从广义上讲，我们的研究结果表明，取决于在双脚的场强，光球脚的日冕循环对任何对流星可以产生或淬火日冕加热循环的身体。
2017-06-25 astro-ph.SR
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 astro-ph.SR
Strongest coronal magnetic fields in solar cycles 23-24: probing, statistics, and implications
强日冕磁场存在时，表现为热日冕等离子体中回旋共振（GR）发射机制产生的高频亮微波源。观测到这种发射的最高频率与视线上最强日冕磁场的绝对值成正比。虽然没有日冕磁场大于约2,000 G的预期，最近的字段至少有两倍以上的报告。在这里，我们报告的搜索和统计研究这样强的日冕磁场使用高频GR发射。Nobeyama RadioHeliograph提供了20多年（1995-2018）来17 GHz和34 GHz高频空间分辨微波观测的历史记录。在这里，我们采用这个数据集，以确定在34 GHz的明亮GR发射源，并进行统计分析，确定GR的情况下，量化最强的日冕磁场在两个太阳周期。我们发现，虽然具有强磁场的活动区相对较少（不到所有活动区的1%），但它们在太阳上经常出现。这些活动区与太阳活动的突出表现有关。
2023-01-21 astro-ph.SR
POP-CORN: Validation of a new coronal hole detection tool based on neural networks
Dept. d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris et Paris-Saclay（天体物理部/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎大学与巴黎萨克雷大学）
本文提出基于神经网络的自动阈值日冕洞检测工具，通过整合太阳活动区等大尺度结构特性，提升日冕洞检测的准确性和一致性。
2026-03-26 astro-ph.SR
Future High-Resolution and High-Cadence Observations for Unraveling Small-Scale Explosive Solar Features
太阳日冕喷流是太阳等离子体的平行喷射，起源于太阳上的磁混合极性位置，其大小与超颗粒相当。许多日冕喷流（如果不是大多数的话）是由小尺度的丝状体或微丝状体的爆发产生的，这些丝状体的磁场与自身以及周围的日冕场重新连接。有证据表明，微暗条爆发是产生太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的典型暗条爆发的缩小版。此外，形成并触发微暗条爆发的磁过程（通常是通量抵消）也可能类似地形成并触发更大的暗条爆发。因此，对日冕喷流的详细研究将使我们了解导致、触发和驱动更大爆发的物理学。此外，这些研究可能会告诉我们较小规模的日冕射流状特征，如射流和一些针状物，它们可能与日冕射流的工作方式相同。我们提出了一个高分辨率（~0.1像素），高节奏（~5秒）的EUV太阳成像任务，为未来几十年，这将致力于日冕喷流大小规模的功能，以及类似的物理产生的较小规模的太阳功能的观测。这一飞行任务可以提供宝贵的洞察力，以了解诸如产生重大空间天气扰动的日冕物质抛射等较大特征的运行情况，以及对日冕加热、太阳风加速和诸如在太阳风中经常观察到的磁之字形等日光层特征可能很重要的较小尺度特征。
2023-02-25 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
