We identify coronal holes using a histogram-based intensity thresholding technique and compare their properties to fast solar wind streams at three different points in the heliosphere. The thresholding technique was tested on EUV and X-ray images obtained using instruments onboard STEREO, SOHO and Hinode. The full-disk images were transformed into Lambert equal-area projection maps and partitioned into a series of overlapping sub-images from which local histograms were extracted. The histograms were used to determine the threshold for the low intensity regions, which were then classified as coronal holes or filaments using magnetograms from the SOHO/MDI. For all three instruments, the local thresholding algorithm was found to successfully determine coronal hole boundaries in a consistent manner. Coronal hole properties extracted using the segmentation algorithm were then compared with in situ measurements of the solar wind at 1 AU from ACE and STEREO. Our results indicate that flux tubes rooted in coronal holes expand super-radially within 1 AU and that larger (smaller) coronal holes result in longer (shorter) duration high-speed solar wind streams.
Automated detection of Coronal Mass Ejections in Visible Emission Line Coronagraph (VELC) on-board ADITYA-L1
针对ADITYA-L1可见发射线日冕探测器（VELC）研制了一种机载自动日冕物质抛射（CMEs）探测算法。该算法的目的是通过发送从1.05 R $_{\odot}$到3 R $_{\odot}$的高空间（$\sim$ 2.51 arcsec像素$^{-1}$）和时间（1 s）分辨率的日冕图像来减少遥测的负荷，其中包含CME并拒绝其他。它是基于强度阈值，然后在连续运行的差异图像中进行区域阈值，这些图像被重新合并到较低的分辨率以提高信噪比。在这里，我们提出的结果的应用程序的算法上产生的VELC视野（FOV）的合成电晕图像。
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
Temporal and Spatial Scales in Coronal Rain Revealed by UV Imaging and Spectroscopic Observations
日冕雨对应于日冕中向太阳表面吸积的冷而致密的团块，并且经常在太阳活动区上方观察到。它们通常被认为是由日冕中的热不稳定性产生的，它们的寿命受到它们到达色球层的时间的限制。虽然雨通常在下落时分裂成较小的团块，但其具体的空间和时间尺度仍然不清楚。此外，雨与色球层的影响的观测特征还没有得到澄清。在这项研究中，我们调查的时间演变的速度和强度的日冕雨以上的SDO卫星上的AIA获得的日冕图像以及狭缝颚图像（SJIs）和光谱数据的IRIS卫星。我们确定黑暗和明亮的线程移动到本影在AIA图像和SJIs，分别和空间色球强度增强和红移在三个IRIS光谱，镁II K 2796埃，硅IV 1394埃，和C II 1336埃。强度增强和日冕雨红移几乎同时发生在所有三条谱线上，这清楚地表明了与日冕雨的因果关系。此外，我们检测到突发强度变化的时间尺度短于1分钟的Mg II K，Si IV和C II光谱，表明雨团的长度尺度约为2.7微米，如果我们乘以典型的时间尺度的突发强度变化在30秒的雨速度在90 $\mathrm{km\ s}^{-1}$。IRIS谱线的这种快速增强在时间分辨率限制的5.6秒的时滞内被激发。这些时间和空间尺度可能反映了负责雨形态的物理过程，并暗示了不稳定性，如开尔文-亥姆霍兹。
Multi-scale observations of thermal non-equilibrium cycles in coronal loops
热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium，TNE）是一种在太阳日冕环中发生的现象，当加热是准恒定的和高度分层的。在这样的加热条件下，日冕环经历了蒸发和冷凝的循环。最近对日冕环中普遍存在的长周期强度脉动及其与日冕雨的关系的观测表明，了解TNE周期的特征是限制日冕中质量和能量循环的重要步骤。我们报告了太阳动力学天文台（SDO）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的独特观测结果，这些观测结果将TNE过程所涵盖的极端时空尺度上捕获的热特性联系起来。在同一个日冕环束中，我们捕获了6小时周期的日冕强度脉动SDO/AIA和日冕雨观察离临边的色球H α和Ca II K谱线与SST/CRISP和SST/CHROMIS。我们结合了多热分析的周期与AIA和广泛的光谱特征的雨团与SST。我们在日冕中发现了与周期性日冕雨有关的蒸发-冷凝循环的明确证据。SST上的高分辨率光谱仪器揭示了精细结构的雨带，并使我们能够探测其中一个循环的冷却阶段，直到色球温度。这些观测加强了长周期强度脉动和日冕雨之间的联系。他们还证明了TNE的能力，以塑造大尺度上的活动区域的动态，以及目前可解决的最小尺度。
First Imaging Observation of Standing Slow Wave in Coronal Fan loops
我们观察到强度振荡沿日冕扇环与活动区AR 11428。强度振荡是由遥远的活动区AR 11429中的X级耀斑产生的爆炸波触发的。为了解释振荡的本质，我们沿着扇形环创建了时间-距离图，并注意到环两端的强度振荡是异相的。当我们沿着扇形环移动时，振荡的幅度首先减小，然后增大。异相性质连同沿环路的振幅变化意味着这些振荡很可能是驻波。振荡的周期估计为$\sim$ 27分钟，阻尼时间为$\sim$ 45分钟，相速度在天空$\sim$的平面中投影为65-83 km s $^{-1}$。投影的相速度在约0.6 MK的日冕等离子体的声速范围内，这进一步表明这些是慢波。据我们所知，这是第一个报告中存在的驻场慢波的非耀斑风扇回路。
Fast and periodic propagating disturbances along coronal loops detected with EUI on board Solar Orbiter
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Mathematics Department, KU Leuven（鲁汶大学数学系等离子体天体物理学中心）；Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台太阳-地球卓越中心-SIDC）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES（奥尔良大学空间环境与条件研究中心（LPC2E））；School of Engineering, Physics, and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）；European Space Agency (ESA), European Space Research and Technology Centre (ESTEC)（欧洲航天局（ESA）欧洲空间研究与技术中心（ESTEC））；ETH-Zürich（苏黎世联邦理工学院）
我们测量了极冕洞羽流和羽流间区域强度起伏的均方根（RMS）幅度$ΔI$。这些强度波动对应于密度波动。利用\rev{Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing}（SWAP）在\textit{Project for Onboard Autonomy (Proba2)}上的数据，我们的结果扩展到约1.35~ $R_{\sun}$的高度。RMS分析的一个优点是它不依赖于功率谱的详细评估，功率谱受电晕中低高度的噪声水平的限制。如果噪声本身可以量化，则RMS方法可以在噪声水平更大的更高高度上执行。在低高度，绝对$ΔI$和相对于平均强度的振幅$ΔI/I$均随高度降低。然而，从大约1.2~ $R_{\sun}$开始，$ΔI/I$增加，到1.35~ $R_{\sun}$达到20- 40\ %。这对应于$Δn_{\mathrm{e}}/n_{\mathrm{e}} \approx$ ~10--20\%的密度波动。增加的相对振幅意味着密度波动产生于日冕本身。一种可能性是密度涨落是由阿尔文波的不稳定性产生的。这种产生机制与一些理论模型和日冕洞中阿尔文波振幅的观测结果是一致的。虽然我们发现观测到的密度波动的能量很小，但这些波动很可能通过促进Alfvén波的反射和驱动湍流而在日冕加热中发挥重要的间接作用。
晕日冕物质抛射（CME）被发现比正常的CME快得多，这是一个长期存在的难题。为了解决这个难题，我们首先研究了31个肢体CME的观测特性，这些CME显示出清晰的环形额环。观测结果显示出一种强烈的趋势，即慢CME的白光强度较弱。然后，我们进行了蒙特卡罗模拟的20 000个人工肢体CME的平均速度为$\sim$ 523 km s $^{-1}$。这些事件的汤姆逊散射的计算时，假设它们被观察到的肢体和晕事件，分别。研究发现，许多慢日冕物质抛射的白光强度随着它们从临边事件转变为晕事件而显著减弱。当强度低于背景太阳风波动时，可以认为日冕仪会忽略它们。“可探测的”晕CME的平均速度为$\sim$ 922 km s $^{-1}$，非常接近观测值。它还表明，更广泛的事件更有可能被记录下来。结果表明，晕日冕物质抛射的高平均速度是由于大部分慢事件和一部分携带较少物质的窄快事件太微弱，与太阳风波动相混合，因而没有被观测到。
Synchronic coronal hole mapping using multi-instrument EUV images: Data preparation and detection method
我们描述了一种使用同时多仪器EUV成像数据自动绘制冕洞（CH）的方法。对来自STEREO/EUVI A & B 195 A和SDO/AIA 193 A的同步EUV图像进行预处理，包括PSF去卷积和应用数据导出的强度校正，该校正考虑了中心到边缘的变化（边缘增亮）和仪器间强度归一化。我们系统地推导出一个强大的肢体增亮校正，利用无偏的长期平均数据，并尊重问题的物理性质。新的预处理大大有助于CH检测，允许使用一个简化的可变连接双阈值区域生长图像分割算法，以获得一致的检测结果。我们生成同步EUV和CH地图，并显示CH演变的初步分析。几个数据和代码产品提供给社区（www.predsci.com/chd）：在本研究期间（2010年6月10日至2014年8月18日），我们提供了同步EUV和冕洞地图数据，6小时的节奏，数据衍生的边缘增亮校正STEREO/EUVI A & B 195A和SDO/AIA 193A，以及仪器间校正因子，以等同于它们的强度。我们还提供了冕洞图像分割代码模块（ezseg）实现在两个FORTRAN的OpenMP和GPU加速的C-CUDA。我们还提供了一个完整的冕洞检测管道的实现，它是一个利用ezseg的即用型MATLAB驱动程序脚本euv2chm。
Forward Modeling of Solar Coronal Magnetic Field Measurements Based on a Magnetic-field-induced Transition in Fe X
最近有人提出，根据磁场感生跃迁（MIT）理论，可以利用Fe X离子的几条极紫外谱线强度比来测量日冕磁场。为了验证这种方法的适用性，我们用一个太阳活动区的三维辐射磁流体动力学模型进行了正演模拟。利用该模型合成了Fe X的几条谱线的强度。基于MIT理论，使用MIT线Fe X 257 A与其他几条Fe X线的强度比来推导磁场强度，然后将其与模型中的场强进行比较。我们还发展了一种新的方法，同时估计日冕密度和温度的Fe X 174/175和184/345 A线比。使用这些估计，我们证明了MIT技术可以提供相当准确的测量日冕磁场在磁盘和离边太阳观测。我们的研究表明，光谱仪，可以同时观察Fe X 174，175，184，257和345 A线，并允许这些线的准确的辐射校准是非常需要的，以实现可靠的测量日冕磁场。我们还评估了Fe X 3 p 4 3d 4D 5/2和4D 7/2能差的不确定性对磁场测量的影响。
Analysis of the coronal green line profiles: evidence of excess blueshifts
日冕绿线（Fe XIV 5303 A）剖面是2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间通过法布里-珀罗干涉仪观测日冕获得的。仪器宽度约为0.2A，光谱分辨率约为26000。在1.0-1.5 R \odot的径向范围内和大约240 \circ的位置角覆盖范围内获得大约300个线轮廓。用单高斯拟合谱线轮廓，得到谱线的强度、多普勒速度和线宽。还获得了线轮廓的质心，这给出了线不对称性的度量。多普勒速度的直方图显示过量的蓝移，而质心揭示了一个占主导地位的蓝翼线的轮廓。已经发现，质心和多普勒速度高度相关。这表明在具有过量蓝移分量的线轮廓中存在多个分量。然后，我们得到了（蓝-红）翼强度，它清楚地揭示了第二个组成部分，其中大部分是蓝移的。这证实了日冕绿线轮廓通常包含多分量，这些分量具有过量的蓝移，这也取决于太阳活动。二次分量的多普勒速度的大小是在20-40公里s-1的范围内，他们表现出向两极增加。这种多分量的可能解释可能是最近发现的对日冕加热或新生太阳风流有重要作用的II型针状体，但冠缘上方日冕线的蓝色不对称的原因尚不清楚。
