Coronal Heating Law Constrained by Microwave Gyroresonant Emission
为什么日冕比可见的太阳表面热得多的问题仍然困扰着太阳研究人员。大多数日冕加热理论都涉及日冕磁场和相关热结构之间的紧密耦合。这种耦合是基于两个事实：（i）磁场是日冕中能量的主要来源;（ii）热传递优先沿着磁场发生，而穿过磁场被抑制。然而，关于日冕加热的大多数信息来自于对EUV或软X射线发射的分析，它们对磁场并不明显敏感。本文采用了另一个电磁通道--太阳黑子微波回旋共振辐射，它对磁场和热等离子体都很敏感。我们使用非线性无力场重建的磁骨架穿着的热结构所规定的场对齐的流体动力学来约束日冕加热模型。我们证明了微波回旋共振发射是非常敏感的日冕加热的细节。我们推断加热模型参数与观测一致。
2021-01-11 astro-ph.SR
Detection of thermal radio emission from a single coronal giant
我们报告了使用Karl G.探测器探测到K0 III日冕巨星Pollux（$β$ Gem）的热连续射电发射。Jansky甚大阵列（VLA）这颗恒星在21和9 GHz被探测到，通量密度值分别为$150\pm21$和$43\pm8\,μ$ Jy。我们还将$3σ_{\mathrm{rms}}$上限设为$23\,μ$ Jy，用于3 GHz处的通量密度。我们发现恒星盘的平均亮度温度约为9500，15000，和$<71000\,$ K，在21，9，和3 GHz，分别与安静的太阳的值是一致的。发射是最有可能占主导地位的光学厚的热发射从上色球在21和9 GHz。我们讨论了其他可能的额外来源的发射在所有的频率，并表明，也可能有一个小的贡献，从陀螺共振发射以上的活动区域，日冕自由自由发射和自由自由发射从光学薄恒星风，特别是在较低的频率。我们约束的最大质量损失率从Pollux小于$3.7\times 10^{-11}\,M_{\odot}$年$^{-1}$（假设风终极速度为215公里秒$^{-1}$），这是约一个数量级小于以前的限制冕巨星，并与现有的预测的质量损失率的Pollux。这是第一次探测到来自单个（即，非二元）日冕巨星，并证明像Pollux这样的低活动日冕巨星具有类似于安静太阳的射频大气。
2016-11-25 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
Statistical Approach on Differential EmissionMeasure of Coronal Holes using the CATCH Catalog
冕洞是太阳大气层中的大型结构，与周围安静的太阳相比，其温度和密度降低，通常与开放的磁场有关。我们对收集在日冕洞分析工具集（CATCH）目录中的707个非极性日冕洞进行差分发射测量分析，以推导和统计分析它们的等离子体特性（即温度，电子密度和发射测量）。我们使用\textit{Solar Dynamics Observatory}机载的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}的六个日冕EUV滤光片的强度滤光图，其覆盖从$ \approx 10^{5.5}$到$10^{7.5}$ \，K的温度范围。校正杂散光和散射光的数据，我们发现，所有的冕洞有非常相似的等离子体的平均温度$0.94 \pm 0.18$ MK，平均电子密度$(2.4 \pm 0.7) \times 10^{8}$ \，厘米$^{-3}$，和平均发射测量$(2.8 \pm 1.6) \times 10^{26}$ \，厘米$^{-5}$。冕洞内的温度分布被认为是很大程度上是均匀的，而电子密度显示出PDMATHAMV线性减少从边界到冕洞的内部。在距离最近的冕洞边界大于\SI{20}{\arcsecond}（$\approx 15$ \，Mm）的距离处，密度也变得在统计上均匀。冕洞温度可能表现出弱的太阳周期依赖性，但在2010年至2019年的整个观测时间段内，等离子体特性与太阳周期变化之间没有…
2021-02-26 astro-ph.SR
Evidence for and Analysis of Multiple Hidden Coronal Strands in Cross-Sectional Emission Profiles: Further Results from NASA's High-resolution Solar Coronal Imager
先前利用NASA的高分辨率日冕成像仪（Hi-C 2.1）17.2 nm观测的工作表明，即使在数据集中可用的空间尺度增加，也可能有日冕结构的证据仍然没有完全解决。在该随访研究中，在Hi-C 2.1视野范围内拍摄冠状股的横截面切片。在先前的环宽度研究之后，背景发射被移除以隔离冠状链。由此产生的强度变化再现通过同时拟合多个高斯分布，使用非线性最小二乘曲线拟合方法。总共检查了183个高斯分布，以确定数据中暗示的可能结构。确定每个高斯分布的半高宽，然后进行整理和分析。最常见的结构宽度为$\approx$ 450-575 km，其中47%的宽度低于NASA的太阳动力学观测大气成像组件（AIA）分辨率（600-1000 km）。只有17%位于AIA像素宽度（435 km）以下，只有6%的链在Hi-C 2.1分辨率范围（$\approx$ 220-340 km）。这些结果表明，Hi-C 2.1观察到的非高斯形状的横截面发射轮廓是沿着可以分辨的集成视线的多个链的结果，而不是更精细的亚分辨率元素的结果。
2020-09-04 astro-ph.SR
Solar Coronal Magnetic Fields and Sensitivity Requirements for Spectropolarimetry Channel of VELC Onboard Aditya-L1
了解太阳日冕磁场对于解决太阳日冕和太阳风的长期谜团至关重要。虽然常规光球磁场（MF）几十年来，日冕磁场很少报告。Aditya-L1飞行任务（计划在不久的将来发射）上的可见发射线日冕仪（VELC）可以直接测量内日冕的MF。这可以实现与光谱偏振观测的禁断日冕发射线的帮助下，在1.05 R $_{\odot}$ - 1.5 R $_{\odot}$的视野中心在1074.7 nm。在这篇文章中，我们总结了各种直接和间接的技术，用于估计在不同的波长范围内的MF。此外，我们总结了使用VELC的分光偏振测量通道估计MF所需的预期准确度。
2021-10-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
Tackling the Unique Challenges of Low-frequency Solar Polarimetry with the Square Kilometre Array Low Precursor: The Algorithm
众所周知，日冕磁场是定义日冕物理和空间天气的关键参数之一。然而，测量全球日冕磁场仍然具有挑战性。日冕射电辐射的偏振特性对日冕磁场敏感。虽然它们可以被证明是日冕和日光层磁场的有用探测器，但它们的使用受到技术和算法挑战的限制。我们提出了一个强大的算法，精确的偏振校准和成像的低射频太阳观测，并证明它的数据从默奇森宽场阵列，平方公里阵列（SKA）的前身。该算法基于测量方程框架，该框架构成了所有现代无线电干涉校准和成像的基础。它提供了高动态范围和保真度的全斯托克斯太阳射电图像与仪器偏振泄漏$<1\%$，与一般的天文射电成像，并代表了国家的最先进的。开放这个有益的，但尚未探索，相空间将使多个新的科学调查，并提供相当大的发现潜力。例子包括探测来自热日冕发射的低水平圆偏振，以估计大规模的静止日冕场;探测来自日冕物质抛射的微弱回旋同步辐射的偏振，以可靠地估计等离子体参数;以及探测这些频率下的首次线性偏振。这种方法是在考虑SKA的情况下开发的，它将开启一个在低射频下进行高保真分光偏振快照太阳成像的新时代。
2022-06-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Thermal and non-thermal emission from reconnecting twisted coronal loops
扭曲磁场应该普遍存在于产生耀斑的活动区，那里的磁场是强非势的。它已被证明，在螺旋磁冕环的重联的结果在等离子体加热和粒子加速分布在一个大的体积，包括较低的日冕和色球部分的环。这种情况可以替代标准耀斑模型，其中粒子仅在位于上部日冕的小体积中加速。我们使用的MHD模拟和测试粒子的方法相结合，其中描述的发展扭结不稳定性和磁重联在扭曲的日冕循环使用电阻可压缩MHD，并纳入大气层结和大规模的环路曲率。由此产生的热等离子体的分布让我们估计热X射线发射强度。所获得的电场和磁场用于计算电子轨迹使用的引导中心近似。这些轨迹与MHD等离子体密度分布相结合，让我们推断合成HXR韧致辐射强度。我们的模拟强调，热等离子体在闪耀扭曲的日冕环中产生的发射模式的几何形状可以不同于底层磁场的实际几何形状。发射线（SXR）所揭示的扭曲角始终低于在扭结不稳定性的发病时存在的场线扭曲。在这些模拟中，由于高能电子与分层背景的相互作用而产生的HXR发射集中在环足点处，即使电子在环的日冕体积内的任何地方都被加速。HXR发射的最大值始终先于SXR发射的最大值，HXR光变曲线与SXR光变曲线的时间导数近似成比例。
2015-12-11 astro-ph.SR
Contribution of spicules to solar coronal emission
最近的高分辨率成像和光谱观测重新引起了人们对针状体在解释热日冕中的作用的兴趣。一些研究表明，一些针状体，通常被归类为II型，可能为日冕提供重要的质量和能量。在这里，我们使用数值模拟来研究是否这样的针状体可以产生所观察到的日冕发射没有任何额外的日冕加热剂。将由冷体和热尖端组成的模型针状体注入到具有不同尖端温度和注入速度的暖（$0.5$ MK）平衡环的底部。产生活塞驱动和压力驱动的冲击。我们发现，热尖迅速冷却，并从日冕发射线，如Fe XII $195$和Fe XIV $274$消失。长时间的热发射是由预先存在的回路材料产生的，该回路材料被冲击加热，并且由来自冲击的热传导产生。然而，合成线轮廓的形状和多普勒频移显示与观测有显着差异。此外，空间和时间上的平均强度都非常低，这表明如果从安静的太阳和活动区域观察到的强度仅仅是由于II型针状体，则需要比文献中报道的多一到几个数量级的针状体。这一结论严格适用于喷出的针状物质。我们不主张与波或日冕电流有关的排放，这些排放可能在喷射过程中产生，并加热周围地区。
2022-08-10 astro-ph.SR
Can we rely on EUV emission to identify coronal waveguides?
本研究基于Bifrost模拟扩展日冕面纱模型至日冕振荡，发现EUV发射的线状环与真实Alfvén速度梯度波导缺乏直接对应，波导填充因子仅0.09-0.44，表明EUV观测仅能揭示波导极小部分。
2024-08-20 astro-ph.SR
New Results on the Onset of a Coronal Mass Ejection from 5303 Å Emission Line Observations with VELC/ADITYA-L1
利用ADITYA-L1/VELC的5303 Å光谱观测，研究约束了2024年7月16日CME的onset时间，发现源区日冕强度下降约50%、线宽增加约15%、红移速度约10 km/s及非热速度约24.87 km/s。
2024-11-14 astro-ph.SR
Is the High-Resolution Coronal Imager Resolving Coronal Strands? Results from AR 12712
在第一次任务成功后，高分辨率日冕成像仪（Hi-C）于2018年5月29日从美国新墨西哥州白沙导弹靶场第三次发射（Hi-C 2.1）。在这种情况下，以约4s的节奏和0.129“/像素的板尺度捕获目标活性区域AR 12712的329秒的17.2nm数据。使用Hi-C 2.1捕获的数据和SDO/AIA 17.1 nm的共对准观测，我们研究了49个冠状链的宽度。我们寻找AIA未检测到的链内亚结构的证据，并进一步考虑这些链是否被Hi-C 2.1完全解析。借助多尺度高斯归一化（MGN），研究了来自低发射区域的条带，这些条带只能在较暗的底层苔藓的对比下可视化。在这些低发射链与来自目标活性区域内的较高发射区域的那些之间进行比较。发现Hi-C 2.1可以分辨小至~ 202 km的单个链，但更典型的链宽度为~ 513 km。对于低发射区的冕带，其宽度最有可能在388公里处比高发射区窄得多。这使得低发射日冕束低于SDO/AIA的分辨能力，突出了对具有Hi-C分辨能力的永久性太阳观测站的需求。
2020-01-30 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
Aditya-L1/VELC observations of CME associated broadening of 5303Å coronal emission line
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究学院）
通过Aditya-L1/VELC光谱观测日冕物质抛射前后5303Å日冕发射线宽度变化，研究‘边缘’日冕物质抛射，发现线宽变化及功率谱密度分布呈幂律行为，揭示线宽变化原因。
2026-07-07 astro-ph.SR
Polarisation of microwave emission from reconnecting twisted coronal loops
由于扭曲日冕环中的扭结不稳定性而导致的磁重联和粒子加速可能是受限太阳耀斑的可行方案。要详细研究这一现象，就需要有可靠的方法来观测探测太阳耀斑中的磁扭曲，而仅仅通过极端紫外线和软X射线热发射可能无法做到这一点。外展环中微波辐射的偏振可以作为检测标准之一。本研究的目的是调查耀斑日冕环中的磁扭曲对回旋同步微波（GSMW）发射偏振的影响，并确定它是否可以提供一种磁扭曲检测的手段。我们使用时间相关的磁流体动力学和测试粒子模型开发使用LARE3D和GCA代码调查扭曲的日冕环松弛后的扭结不稳定性。合成GSMW发射图（I和V斯托克斯分量）使用GX模拟器计算。据发现，耀斑扭曲的日冕环产生GSMW辐射的圆偏振的梯度整个循环。然而，由于不稳定之后的快速磁重构，这些图案可能仅在相对短的时间段内可见。它们的可见性也取决于环在太阳盘面上的方向和位置。通常情况下，从顶部（靠近太阳盘的中心）观察到的扭曲环中很难看到这些特征偏振图案，但从侧面（即非常接近边缘）观察到的扭曲环中更容易。
2017-03-29 astro-ph.SR
Giant coronal loops dominate the quiescent X-ray emission in rapidly rotating M stars
观测表明，快速旋转恒星的磁场非常强，无论是在小尺度还是大尺度上。由此产生的日冕的性质是什么？在这里，我们试图阐明这个问题。我们使用一个滞弹性发电机模拟的结果，一个快速旋转的完全对流的M-星驱动的恒星日冕的物理模型。我们发现，由于在高纬度地区的几千高斯大尺度磁场，日冕和它的X射线发射是由恒星大小的大的热环，而较小的，下面的冷环是不太明显的X射线。基于这一结果，我们提出，在快速旋转的恒星，从这样的日冕结构的发射占主导地位的静态，冷却器，但饱和的X射线发射。
2016-11-07 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
Fast Differential Emission Measure Inversion of Solar Coronal Data
提出了一种利用日冕数据重建差分辐射测量（DEM）的快速方法。平均而言，该方法每秒计算超过1000 DEM的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）观察到的样本活动区域，并实现了减少卡方的顺序统一，没有负发射，但在所有的测试情况下。这种方法的高性能在AIA的背景下尤其相关，AIA每秒成像一百万个太阳像素。本文介绍了该方法，分析其保真度，比较其性能和结果与其他DEM方法，并将其应用于一个活动区和环AIA和极紫外成像光谱仪（EIS）日出观测。
2012-10-22 astro-ph.SR
New results on the direct observations of thermal radio emission from a solar coronal mass ejection
我们报告了2016年5月1日在80 MHz和53 MHz同时使用Gauribidanur Radioheliograph（GRAPH）获得的数据对日冕物质抛射（CME）锋面结构的热发射的观测。CME是由于太阳远端的活动，但靠近它的边缘。没有发现非热辐射爆发活动。这提供了一个机会，以观察微弱的热无线电发射从日冕物质抛射，从而直接估计电子密度，质量，和磁场强度的等离子体夹带在日冕物质抛射。考虑到CME大多只能在白光下观测，关于其等离子体特性的报道也很有限，因此，对CME热辐射的直接射电观测及其等离子体参数的独立诊断是CME物理研究领域中的重要测量。
2021-03-06 astro-ph.SR
Can coronal hole spicules reach coronal temperatures?
本研究旨在为冕洞针状体是否达到日冕温度提供观测依据。我们结合了SUMER/SoHO和EIS/SOT/XRT/Hinode获得的多仪器联合观测。分析发现，三个大的骨针是由许多薄骨针上升，旋转和下降，同时形成一个类似的功能。它们的旋转类似于一根大通量绳的解旋。它们的速度范围从50到250公里/秒。我们清楚地关联的红色和蓝移的过渡区线与旋转，但也与上升和下降的等离子体，分别发射。我们的主要结果是，这些针状体虽然非常大和动态的，显示不存在的谱线形成的温度高于300 000 K。本文分析了三个Ca II H大针状体，它们由许多动态细针状体组成，但在EUV低分辨率图像中表现为大针状体。我们没有发现与之对应的冠状和较小的针状体。我们认为，具有非常不同的起源macrosepicules的现象的识别是由于过渡区发射的解释，特别是He II发射，其中既存在色球大针状体和日冕X射线喷流。我们认为，最近在日冕AIA/SDO 171 A和211 A通道中观察到针状体可能是由于那里存在过渡区发射。
2011-05-06 astro-ph.SR
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。
2018-05-14 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
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
Continuous upflows and sporadic downflows observed in active regions
我们提出了一个研究的时间演化的日冕循环在活动区和它的影响，在日冕循环的动力学。我们分析了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在多种温度下的图像，以检测日冕环中的视运动。准周期性的亮度波动向上传播的循环足迹在热发射在1MK，而零星的下行流被认为是在冷发射低于1MK。热辐射的上升运动在冷的下降流之后增加。表面的传播模式表明，从环足点的热上升流，并被认为是供应热等离子体进入日冕环，但波状现象不能被排除。日冕环中偶而发生日冕凝结，冷物质向下流动到足点。冷等离子体的发射可能有显着的贡献，热AIA通道在日冕凝结的事件。
2011-07-11 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
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
Coronal Thick Target Hard X Ray Emissions and Radio Emissions
最近，在日冕中发现了一类特殊的硬X射线（HXR）源，这意味着碰撞厚靶模型（CTTM）甚至适用于日冕。我们研究了这个想法是否可以通过微波辐射独立验证，微波辐射被认为是HXR的最佳伴侣。利用美国天文台拉曼地高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和欧文斯谷太阳能电池阵（OVSA）对2002年9月9日发生的GOES M2.3级耀斑进行了观测研究。解释在CTTM下观测到的HXR源大小的能量依赖性变化，在高达12 $"$的距离上，日冕密度应该高达$5\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。然而，为了解释微波频谱在3 GHz处的截止特性，我们需要密度不高于$1\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。需要对日冕源的温度和磁场施加额外的限制，以便再现整个微波频谱。首先，被称为Razin抑制的光谱特征需要在250- 350高斯范围内的磁场以及大约75 $^{\rm o}$的高视角。其次，为了避免在高频下由于未观察到的自由-自由发射而产生的过量通量，我们需要高温$\geq2\times 10^7$ K。这两个微波光谱特征，拉辛抑制和自由自由的排放，变得更加显着，在高的热等离子体密度的区域，是必不可少的验证和确定的日冕HXR源的其他参数。
2013-04-19 astro-ph.SR
The effect of limited spatial resolution of stellar surface magnetic field maps on MHD wind and coronal X-ray emission models
本文研究了$5°$尺度和较小尺度太阳表面磁场图的空间分辨率对全球磁流体动力学太阳风模型和日冕加热和X射线发射模型的影响。我们比较驱动的解决方案，由低分辨率的威尔科克斯太阳天文台磁地图，相同的地图与空间分辨率人为增加的细化算法，和高分辨率的太阳和日光层天文台迈克尔逊多普勒成像仪地图。我们发现风结构和X射线形貌都受到精细尺度表面磁结构的影响。此外，X射线形态主要由较小尺度上混合极性之间的闭环结构控制，并且在高分辨率图和低分辨率图之间显示出显著变化。我们的结论是，冠状X射线发射的三维建模有更大的表面磁场空间分辨率的要求比风建模，可以是不可靠的，除非占主导地位的混合极性磁通量是正确的解决。
2012-12-10 astro-ph.SR
Harmonic Electron Cyclotron Maser Emission along the Coronal Loop
有效的辐射在第二次和/或更高的谐波WCE已被建议规避逃逸困难的电子回旋脉泽发射机制时，它被应用到太阳射电爆发，如尖峰。在我们早期的研究中，我们开发了一个三步数值方案，将大尺度日冕环结构中高能电子的动力学与由所获得的非热速度分布激发的微尺度动力学不稳定性联系起来，并发现由于分布的带状特征，可以实现直接有效的谐波X模式（简称X2）发射。该研究仅考虑了特定时间内来自环路顶部的辐射。在这里，我们提出了沿循环在不同的位置和时间的发射属性。我们发现，根据我们早期的结果，在所有情况下都可以出现很少到几个条状特征，并且前两个条带在激发X2和Z中起主要作用（即，慢非寻常模式），其准垂直地传播。对于沿着环的四个部分，从上面两个部分观察到X2的显著激发，并且最强的发射来自顶部部分。此外，Z的显着激发观察到的所有环路部分，而没有显着的发射的基本X模式。这项研究为太阳耀斑期间沿日冕环结构的相干脉泽发射提供了新的认识。
2022-09-13 astro-ph.SR
Coronal X-ray emission and planetary irradiation in HD 209458
HD 209458是研究热木星大气及其通过行星风蒸发的基准天体之一。行星大气层的膨胀被认为是由高能EUV和X射线辐射驱动的。我们获得了新的钱德拉HRC-I数据，明确表明HD 209458是一个X射线源。将这些数据与XMM-牛顿观测档案相结合，我们发现HD 209458日冕的特征是温度约为1 MK，发射量为7 e49 cm^-3，在0.124-2.48 keV波段产生的X射线光度为1.6 e27 erg/s。HD 209458是一颗不活跃的恒星，其日冕温度与不活跃的太阳相当，但辐射量更大。在这种活动水平下，行星的高能辐射足以支持质量以几倍于1 e10 g/s的速度损失。
2017-08-15 astro-ph.SR
The Coronal Temperatures of Low-Mass Main-Sequence Stars
目的。我们研究了低质量主序星的X射线辐射，导出了一个可靠的日冕温度和X射线活动水平之间的一般标度律。方法.我们收集ROSAT测量的硬度比和X射线光度的一个大样本的恒星，推导出恒星的X射线发射参数是最密切相关的日冕温度。我们计算的平均日冕温度的样本24个低质量的主序星测量发射测量分布（EMD）收集的文献。这些EMD基于XMM-牛顿和钱德拉测量的高分辨率X射线光谱。结果我们确认，有一个普遍的标度关系之间的日冕平均温度和表面X射线通量，Fx，适用于所有低质量主序星。我们发现日冕温度与Fx的关系为Tcor=0.11 Fx ^0.26，其中Tcor的单位为MK，Fx的单位为erg/s/cm ^2。
2015-05-19 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Late-Phase Flares: Before and During the Solar Dynamics Observatory Mission
SDO的EUV观测揭示了暖日冕辐射的有趣特征，在耀斑期间，暖日冕辐射在热日冕X射线辐射峰值之后很快达到峰值，然后有时在X射线耀斑峰值之后数小时达到第二次峰值。这种耀斑类型，有两个温暖的日冕发射峰，但只有一个X射线峰，被命名为EUV晚期。这些耀斑具有以下独特的性质：i）具有复杂的磁场结构，具有两组初始日冕环，其中一组覆盖在较低的组上，ii）具有在较低的组中启动并干扰两个环组的喷发耀斑，iii）具有仅从较低的组发射的热日冕发射，以及iv）具有与较低集合相关联的暖日冕发射的第一峰值，并且其第二峰值从较高集合发射得晚得多。爆发对日冕环的扰动是在同一时间发生的，但在耀斑后重联期间，加热的日冕环的松弛和冷却有不同的时间尺度，较长的上部环明显滞后于下部环。这些冷却时间尺度的差异与暖日冕发射的两个峰值时间之间的差异有关，并且在具有两个不同衰变的X射线发射的衰变轮廓中也是明显的，在暖日冕发射的第二个峰值的时间期间，第一个衰变斜率更陡，延迟的衰变斜率更小。利用3年SDO/EVE观测资料，分析了Fe XVI两个耀斑峰之间的EUV晚期衰变时间与X射线衰变斜率的频率和关系，并利用X射线双衰变特征估算了过去4个太阳活动周的EUV晚期耀斑频率。这项研究表明，极紫外后期耀斑的频率峰值之前和之后，每个太阳活动周期的最低点。
2014-01-22 astro-ph.SR
Forward Modeling of Synthetic EUV/SXR Emission from Solar Coronal Active Regions: Case of AR 11117
最近在利用Hinode、TRACE、SDO和最近的Hi-C飞行任务和软X射线波段获取极紫外线日冕高空间分辨率图像方面取得的进展为了解太阳物理学的主要目标-日冕加热开辟了一条新的途径。来自EUV/SXR任务的数据表明，日冕是一个非均匀的环境，由加热到超过5 MK温度的束磁环表示的活动区（AR）。任何可行的日冕加热模型都应该能够再现日冕活动区的EUV和SXR辐射以及动态活动。AR的发射测量（EM）的测量提供了线索的加热机制的时间依赖性：静态与脉冲。虽然静力平衡日冕环模型成功地再现了AR内的SXR发射，但它们不能充分预测明亮的EUV环。同时，脉冲加热能够再现EUV和SXR环发射。本文的主要目标是通过使用我们的一维完全非线性时间相关的单流体流体动力学代码来构建特定日冕活动区AR 11117的真实合成EM图像。我们首先使用AR 11117的HMI/SDO磁图构建整个活动区域的磁骨架，并用等离子体填充磁场线。然后，我们参数化地指定脉冲加热的个别股（通量管），包括日冕环。接下来，我们模拟了整个活动区域（具有LOS投影效应）对用磁场和空间尺度参数缩放的加热函数（体积加热速率）的响应，并找到合成和实际（重建）DEM之间的最佳匹配。
2014-09-12 astro-ph.SR
EUV Emission and Scattered Light Diagnostics of Equatorial Coronal Holes as Seen by Hinode/EIS
太阳日冕等离子体的光谱诊断严重依赖于测量谱线强度的不确定性。不确定性的主要来源之一是仪器散射光，这在低亮度区域可能是最重要的。在日冕中，这些区域包括极地和赤道冕洞，它们是太阳风的源区;因此仪器散射光必然对太阳风源区的研究构成重大障碍。在本文中，我们调查的重要性，仪器散射光的观测赤道冕洞的日出/EIS光谱仪在两个不同阶段的太阳活动周期。我们发现，仪器散射光是显着的，在所有温度下，在这两个地区，它相当于约10%的平均强度的邻近安静的太阳区域。这种贡献占主导地位的谱线形成的温度大于日志T = 6.15 K的测量强度，并有深刻的影响，赤道冕洞等离子体的光谱诊断和研究的大部分到达地球的太阳风的源区。我们的研究结果表明，在冕洞等离子体分布的高温尾部的温度，但很小，是由于散射光的存在下的文物。
2018-01-28 astro-ph.SR
The Role of Inverse Compton Scattering in Solar Coronal Hard X-ray and Gamma-ray Sources
与太阳耀斑脉冲相有关的日冕硬X射线（HXR）和连续伽马射线源近年来重新引起人们的兴趣。他们已被解释为薄目标，非热韧致辐射发射。这种解释在某些情况下导致了相当极端的物理要求。例如，在一种情况下，源中的基本上所有电子都必须被加速到非热能，以解释日冕HXR源。在其他情况下，日冕连续伽马射线发射的极硬光子谱表明，电子能量分布的低能截止位于MeV能量范围内。在这里，我们认为逆康普顿散射（ICS）的作用作为一种替代的发射机制，在超和温和的相对论制度。众所周知，相对论电子是在强大的耀斑期间产生的;这些电子能够将软光球光子向上散射为HXR和伽马射线能量。以前被忽视的事实是，温和的相对论性电子，通常在各种大小的耀斑中产生更多的数量，可以向上散射EUV/SXR光子到HXR能量。我们还探讨ICS各向异性的电子分布，并表明，所产生的发射可以显着增强的各向同性的电子分布，有利于观看的几何形状。我们简要回顾了韧致辐射发射的结果，并重新考虑了非热韧致辐射或ICS将受到青睐的情况。最后，我们考虑了选择的日冕HXR和伽马射线事件，并发现在某些情况下，ICS是一个可行的替代发射机制。
2012-02-25 astro-ph.SR
Non-equilibrium Ionization Effects on Extreme-Ultraviolet Emissions Modulated by Standing Sausage Modes in Coronal Loops
在不同的通带的发射特性的前向建模是非常重要的，自信地识别结构日冕中的磁流体动力学波。以Fe IX 171和Fe XII 193发射线为例，研究了非平衡电离（NEI）对冕环中固定快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射的影响.从直圆柱体中的线性FSM的表达式开始，通过将自洽导出的离子分数纳入相关贡献函数，我们合成了两条谱线的比强度和光谱轮廓。我们发现，相对于平衡电离（EI）假设的情况下，NEI相当大的影响的强度调制，但基本上没有表现出对多普勒速度或宽度的影响。此外，NEI可能会影响强度变化之间的相位差和那些在多普勒宽度为Fe XII 193时，视线是倾斜的环轴。当假设EI时，该差值为$180^\circ$，而当为我们选择的参数引入NEI时，该差值为$\sim 90^\circ$。我们的结论是，除了视角和仪器分辨率，NEI进一步复杂化的检测FSM的光谱测量中的EUV通带中的日冕循环。
2018-11-21 astro-ph.SR
High-temperature differential emission measure and altitude variations in the temperature and density of solar flare coronal X-ray sources
等离子体加热和加速区域特性的详细知识是太阳耀斑物理观测中的一个主要挑战。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），定量研究了太阳耀斑日冕源的高温差异发射测度DEM（T）和与能量相关的空间结构。观测到日冕X射线源的高度在10和25 keV之间随能量增加~+0.2 arcsec/keV。虽然等温模型可以拟合RHESSI观测到的热X射线谱，但这样的模型不能解释高度的变化，当温度随高度增加时，需要多热日冕源。首次，我们展示了如何RHESSI成像信息可以用来约束的DEM（T）的耀斑等离子体。我们开发了一个热韧致辐射X射线发射模型，具有不均匀的温度和密度分布，同时再现：i）DEM（T），ii）高度作为能量的函数，和iii）耀斑日冕源与能量的垂直范围。我们发现该区域的温度-高度梯度为~+0.08 keV/arcsec（~1.3 MK/Mm）。其他耀斑中类似的高度-能量趋势表明，大多数日冕X射线源是多热源的，具有很强的垂直温度和密度梯度，并具有很宽的DEM（T）。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Line-of-Sight Integrated Emission in the Corona: Implications for Coronal Heating
所有空间科学中的一个突出问题是揭示太阳日冕是如何被加热到超过1 MK的温度的。虽然研究了几十年，解决这个问题的主要困难之一是解开观测中的视线（LOS）效应。日冕在光学上是薄的，因此单个像素测量来自不确定数量（可能是数万）的独立加热的通量管的计数，所有这些都沿着该像素的LOS。在本文中，我们模拟在极紫外线成像的活动区日冕的单个像素的发射。如果视线效应没有被适当地考虑，可能会得出关于日冕加热和日冕动力学的错误结论。我们的模型电晕作为一个LOS集成的数千个完全独立加热的通量管。我们证明，尽管随机加热的通量管叠加，纳米耀斑仍在使用多波长和高时间节奏数据观察到的光曲线中留下了明显的特征，例如使用太阳动力学天文台上的大气成像组件拍摄的数据。这些特征很容易用Viall & Klimchuk（2012）的时滞分析技术检测到。稳定的日冕加热留下了一个不同的，同样明显的签名，也揭示了该技术。
2013-05-16 astro-ph.SR
Oscillation of solar radio emission at coronal acoustic cut-off frequency
最近在STEREO-A航天器上进行的SECCHI COR 2观测发现了2.5- 15 R距离上的密度结构，其传播周期约为90分钟。观测结果表明，这种密度结构可能形成于日冕下部。2011年8月1日，我们利用乌克兰大型射电望远镜URAN-2，在8- 32 MHz的频率范围内观测到了08：15- 11：00 ~UT的IV型射电爆发。根据日冕的Baumbach-Allen密度模型，在这个频率范围内的射电发射起源于1.5- 2.5 R的距离。Morlet小波分析表明，射电辐射强度在各频率上都具有80 min的周期性，说明日冕密度在各高度上都存在准周期性变化。在1~MK温度范围内，观测到的周期性对应于分层日冕的声学截止频率。我们认为，连续扰动的日冕底部的射流/爆炸事件的形式产生的声脉冲，向上传播，留下的尾流在日冕的截止频率振荡。由于密度随高度的增加而减小，这种尾迹可能转变为周期性激波，从而导致观测到的射电辐射的周期性。经常性的冲击可能会触发头盔流光中的准周期性磁重联，其中相反的磁力线合并，因此可能会产生在太阳风中观察到的周期性密度结构。
2017-03-29 astro-ph.SR
Coronal Fourier power spectra: implications for coronal seismology and coronal heating
利用大气成像组件（AIA）171年和193年的资料，研究了日冕区域的动力学。研究了宁静太阳的日冕辐射、日冕环足迹、日冕苔藓和太阳黑子。结果表明，在这些地区的平均傅立叶功率谱可以描述的功率定律在较低的频率，尾巴在较高的频率平坦的频谱，加上高斯形的贡献，根据研究的区域而变化。这种傅立叶频谱形状与通常的假设相反，即日冕时间序列由长时间尺度背景趋势加上高斯分布噪声的总和很好地描述，某些特定位置也显示出振荡信号。这一发现的影响，日冕地震学领域和振荡的自动检测进行了讨论。傅立叶功率谱的形状的幂律贡献被解释为是由于沿视线的指数衰减的发射事件的分布的总和。这与太阳大气被小的能量沉积事件加热的想法是一致的。
2014-10-08 astro-ph.SR
Center-to-Limb Variability of Hot Coronal EUV Emissions During Solar Flares
一般认为，宁静太阳和活动区等离子体的密度足够低，以证明光学薄近似的合理性，并且它通常用于分析日冕等离子体的线发射。然而，太阳耀斑环的密度要高得多，这就影响了光学薄近似。这项研究开始于一个辐射转移模型，该模型使用典型的太阳耀斑密度和几何形状来显示热日冕发射线通常不是光学薄的。此外，该模型表明，所观察到的线强度应表现出中心到边缘的变化（CTLV），与耀斑观察到的边缘附近比发生在磁盘中心附近的暗淡。该模型的预测进行了验证与分析的200多个耀斑观察到的EVE上SDO使用6条线，峰值形成温度在8.9和15.8 MK之间，显示肢体耀斑系统比盘中心耀斑暗淡。然后，数据被用来表明，沿视线的电子柱密度通常增加了1.76 × 1019 cm-2的边缘耀斑超过盘中心耀斑值。结果表明，热日冕发射的CTLV减少了传播到太阳系的电离辐射量，并改变了通常用于光谱分析的谱线和谱带的相对强度。
2017-12-18 astro-ph.SR
Revisiting the Role of Global Magnetic Variables in Coronal Heating of Solar Active Regions
Computational Physics Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO/HMI和SDO/AIA数据，通过偏相关分析发现总磁通量主导日冕辐射方差，仅总光球磁自由能密度对高温日冕加热有独立贡献，多数磁复杂性指标无显著作用。
2026-10-14 astro-ph.SR
Location of Decimetric Pulsations in Solar Flares
这项工作研究了日冕X射线源和相干无线电发射之间的空间关系，两者通常被认为是粒子加速的特征。选择了两个肢体事件，在此期间，无线电发射在时间上与硬X射线有很好的相关性。无线电发射是分米波脉动的类型，由苏黎世联邦理工学院的凤凰2号观测到的频谱图确定。无线电的位置是由Nancay Radioheliograph在236和432 MHz之间的观测测量的，并与RHESSI成像的日冕X射线源的位置进行了比较。射电脉动起源于日冕硬X射线源上方至少30 - 240毫米。无线电发射的高度通常随着频率的降低而增加。不同频率下的平均位置在一条近似指向日冕硬X射线源的直线上。因此，脉动不可能是由耀斑环中捕获的电子引起的，而是与日冕源上方电流片的发射一致。
2011-03-28 astro-ph.SR
Soft X-ray emission in kink-unstable coronal loops
太阳耀斑与热耀斑等离子体产生的强烈软X射线辐射有关。扭折不稳定的扭曲磁通绳提供了一个磁能量源，它可以被脉冲释放，并解释耀斑等离子体加热。我们用MHD模拟计算了扭结不稳定冕环中热X射线发射的时间演化，并结合太阳耀斑观测讨论了计算结果。该模型由一个高度扭曲的环嵌入在一个区域的均匀和无扭曲的日冕磁场。我们让扭结不稳定性的发展，计算的等离子体的性质（密度，温度）的循环中的演变，而不考虑与色球的质量交换。然后，我们推导出的X射线发射特性的等离子体在整个耀斑插曲。在不稳定性的初始阶段，等离子体加热主要是绝热的。当不稳定性饱和时，欧姆扩散接管，导致强烈和脉冲加热（> 20 MK），导致X射线发射的快速增强和热X射线光谱的硬化。等离子体的温度分布变宽，发射测量强烈依赖于温度。在温度T > 9 MK时，等离子体出现显著的排放测量。当磁通量-绳与背景通量重新连接时，其然后朝着较低能量状态逐渐松弛。环等离子体遭受较小的零星加热事件，但冷却下来传导。总的热X射线发射在此阶段缓慢衰减，发射测量分布的高温分量收敛到幂律分布$EM\propto T^{-4.2}$。从X射线发射图直接推导出的扭曲量大大低于模拟磁通绳中的最大磁扭曲。
2014-12-09 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
Forward Modeling of Simulated Transverse Oscillations in Coronal Loops and the Influence of Background Emission
我们模拟了辐射冷却日冕环的横向振荡，并对它们的光谱和成像特征进行了正演模拟，注意了背景辐射的影响。横向振荡由周期性速度驱动器在一个足点处驱动。随后形成一个扭结驻波，由于Kelvin-Helmholtz不稳定性，环路横截面发生变形，导致小尺度下的能量耗散和加热。除了横向运动外，由于有质动力引起的慢波还产生长周期纵向流动。然后，我们将模拟的直环转换为半环面环，并对它们的光谱仪和成像发射进行前向建模，模仿Hinode/EIS和SDO/AIA的观测。我们发现，在不同的狭缝位置，强度的振荡幅度是不同的，但在不同的谱线或通道大致相同。多普勒速度和多普勒宽度的X-t图均显示周期性信号。我们还发现，背景发射显着降低多普勒速度，使估计的动能两个数量级小于真实值。我们的研究结果表明，背景扣除可以帮助恢复真实的振荡速度。这些结果有助于进一步认识冕环中的横向振荡及其观测特征。然而，他们对使用多普勒速度在光谱上估计的横波的能量含量表示怀疑。
2021-09-06 astro-ph.SR
The Efficiency of Harmonic Emissions Excited by Energetic Electrons in Coronal Loops
本研究通过模拟探讨了高能电子在日冕环不同位置（环顶或足点附近）注入对二次谐波辐射等波模激发的影响，发现注入位置显著改变波模的空间分布与强度，强调了注入位置对日冕环波特性的决定性作用。
2025-04-01 astro-ph.SR
Stellar coronal X-ray emission and surface magnetic flux
观测表明，太阳和其他恒星的日冕X射线发射取决于表面磁场。利用不同物理参数之间的幂律标度关系，我们建立了一个分析模型，将观测到的X射线发射与磁通量联系起来。我们模型的基础是Rosner，Tucker \& Vaiana（RTV）的标度律，该标度律将日冕环的温度和压力与其长度和能量输入联系起来。为了估计进入高层大气的能量通量，我们使用不同的加热机制，例如场线编织或阿尔芬波加热导出的定标。我们补充这一点，观察到的活动区域的大小和磁通量之间的关系，并推导出缩放的X射线发射率取决于温度。基于我们的分析模型，我们发现一个幂律依赖的X射线发射的磁通量，$L_{\rm X}\propto Φ^m$，与幂律指数$m$的范围从1到2。这一发现与广泛的观测结果相一致，从太阳上的单个特征，例如亮点或活动区域，到不同类型和不同活动水平的恒星。幂律指数$m$取决于加热机制的选择，我们的结果稍微有利于编织和nanoflare的情况下阿尔文波加热。此外，仪器的选择也会对幂律指数$m$产生影响，这是因为观测的波长区域对日冕等离子体温度的敏感性。总的来说，我们的简单的分析模型的基础上的RTV标度律给出了一个很好的代表所观察到的X射线发射。这强调了我们可能能够通过一系列基本的构建模块（即环）来理解恒星日冕活动，我们可以在太阳上研究空间分辨的细节。
2020-06-24 astro-ph.SR
Emission heights of coronal bright points on Fe XII radiance map
我们研究了与之相关的双极磁环中光球层上方日冕亮点的发射高度。由于BPs是在相对于圆盘的投影中看到的，因此它们的真实发射高度是未知的。详细研究了EIT Fe XII辐射图上BP位置与磁场特征（特别是中性线）的相关性。日冕磁场是由光球场外推到圆盘上方不同高度而确定的。发现大多数BPs位于光球中性线上或附近，但发射发生在大约5微米的高度。一些BPs，虽然在投影中看到，似乎仍然与中性线重合，尽管它们的排放发生在10微米以上的高度，但这种巧合在20微米以上的排放中几乎消失。我们还预测了3-D磁场线的上方不同高度，分别落在x-y平面上。将每个BP的形状与附近的相应场线段进行比较。这种比较表明，大多数日冕BPs实际上位于其相关磁环的顶部。最后，我们计算了每个选定的BP区域的Fe XII强度增强和外推的磁场矢量的水平分量之间的相关系数，分别在不同高度的平面中的相同的x-y位置。我们发现，对于几乎所有的BP区域，我们研究的相关系数，随着高度的增加，增加到一个最大值，然后再次下降。对应于该最大值的高度被定义为相关高度，对于大多数亮点，发现其范围低于20 μ m。
2009-07-28 astro-ph.SR
A new broadening technique of numerically unresolved solar transition region and its effect on the spectroscopic synthesis using coronal approximation
过渡区是太阳大气的一个薄层，控制着日冕的能量损失。在数值模拟中，需要大量的网格点来完全解决这个薄的过渡区。在这项研究中，我们提出了一种新的数值处理，称为LTRAC，它可以很容易地扩展到多维域。我们已经测试了所提出的方法，使用一个一维的流体动力学模型的日冕循环在一个活跃的区域。LTRAC方法能够模拟数值网格尺寸为50- 100公里的过渡区，这比物理上所需的值大约1000倍。我们使用速度微分发射测量来评估光学薄发射的可能影响。较低的温度排放更好地复制的LTRAC方法比以前的方法。合成线辐射的多普勒频移和非热宽度与高分辨率参考模拟的结果一致，误差在$10^5$ K的形成温度以上几km/s。
2021-06-02 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
An analysis of interplanetary solar radio emissions associated with a coronal mass ejection
日冕物质抛射（CME）是磁化等离子体的大规模喷发，如果指向地球，可能会导致严重的地磁风暴。在这里，我们报告了一个罕见的情况下，全面的原位和遥感观测的日冕物质抛射结合白光，无线电和等离子体测量从四个不同的有利位置。我们首次成功地将无线电测向技术应用于由两个完全相同的相距甚远的无线电接收器探测到的行星际II型爆发。II型和III型爆发的位置与白光CME重建结果基本一致。我们发现射电辐射来自CME的侧翼，并且很可能与CME驱动的激波有关。我们的工作证明了无线电三角测量和三维重建技术在空间天气应用中的互补性。
2016-06-14 astro-ph.SR
X-ray emission from the M9 dwarf 1RXS J115928.5-524717 - Quasi-quiescent coronal activity at the end of the main sequence
研究方法：我们分析了1 RXS J115928.5-524717的XMM-牛顿观测，这是一颗光谱类型为M9的超冷矮星，并将其X射线性质与其他类似的极晚型恒星进行了比较。结果：在所有EPIC探测器中，我们在软X射线能量下清楚地检测到1 RXS J115928.5-524717。在观测过程中只有微小的变化，我们将X射线发射归因于准静态活动。日冕等离子体可以用双温模型很好地描述，在太阳金属丰度为2 MK和6 MK，X射线光度为L_x = 1.0 x 10^26 erg/s的0.2-2.0 keV波段。相应的活动水平log L_x/L_bol = -4.1，表明这是一颗中等活动的恒星。总的来说，来自非常低质量恒星的X射线活动显示出与大质量恒星相似的趋势，尽管它们的内部结构不同。1RXSJ115928.5-524717是继LHS 2065之后，第二颗在准静止状态下以可检测水平发射X射线的超冷M9矮星。虽然这两颗恒星在绝对数量上都很微弱，但它们的X射线都相当活跃，这意味着它们存在一个有效的发电机机制，能够产生磁场活动和日冕X射线发射。
2009-01-20 astro-ph.SR
Efficient and Automated Inversions of Magnetically-Sensitive Forbidden Coronal Lines: CLEDB -- The Coronal Line Emission DataBase Magnetic Field Inversion Algorithm
我们提出了CLEDB，一个“单点反演”算法推断磁参数使用I，Q，U和V斯托克斯参数的禁磁偶极子线形成的日冕。我们选择感兴趣的线和构造数据库的斯托克斯参数的组合等离子体的热和磁配置。通过利用对称性，这种数据库的大小和复杂性大大降低。使用波长积分的线轮廓，其中每一个可能被分解成几个视线组件，我们搜索最接近的匹配所观察到的斯托克斯参数计算对应于所观察到的区域的伸长率。该方法旨在应用于同时观察到的两条或多条线。该解决方案最初产生的磁取向，热性能，和空间位置的发射等离子体在三维空间。每个观测返回多个可能的解，包括不可约简并，其中通常两个解的集合与两个输入I、Q、U和V测量兼容。在求解散射几何时，该方法避免了Dima & Schad（2020）指出的额外简并。磁场强度是分别从观察到的数据库斯托克斯V数据的简单比率，在热性能和散射几何解决方案已经确定。
2022-04-29 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
