Ion-atom radiative processes in the solar atmosphere: quiet Sun and sunspots
在以前的工作中，对称和非对称的离子原子吸收过程的意义在远紫外和极紫外区域内的安静的太阳大气模型，已经研究。所考虑的过程是分子离子H $_{2}^{+}$和H $X^{+}$的光解离过程以及H+H $^{+}$和H $+X^{+}$碰撞中的吸收过程，其中$X$表示金属原子。作为前期研究的继续，这些过程也被考虑在相应的太阳黑子模型中。本文研究了$X=$、Mg、Si等离子体的非对称离子-原子吸收过程，分析了这一过程在远紫外和极紫外区的意义，并与同时吸收过程，特别是与Na、Mg、Ca等金属原子的光电离过程进行了比较。在安静的太阳大气层的情况下，这一点没有包括在考虑范围内。从我们的分析可以看出，这里考虑的非对称离子-原子吸收过程不仅对安静太阳建模而且对太阳黑子都有意义，在这两种情况下都应该包括{ \it ab initio}。
2013-11-30 astro-ph.SR
Solar EUV Spectrum Calculated for Quiet Sun Conditions
我们目前的光谱合成计算的太阳极端紫外线（EUV）在球对称进行的“太阳建模在3D”代码。计算是基于一维的大气结构，代表了色球层，过渡区，和日冕的时间和空间的平均值。合成的辐照度光谱与最近的校准光谱进行了比较，在整个日光层间隔的EUV变化实验。合成的太阳光谱与观测到的太阳光谱之间的良好的一致性表明，所采用的大气结构是适合的辐照度计算。对目前太阳活动极小期的宁静太阳光谱的验证是对EUV变化建模的第一步。
2011-03-25 astro-ph.SR
ALMA detection of dark chromospheric holes in the quiet Sun
我们介绍了2017年4月27日在第一个太阳ALMA周期期间获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在3 mm波长处对安静太阳区域的观测，并将其与紫外线和可见光中的色球观测以及光球磁图进行了比较。ALMA图像清楚地揭示了毫米图中存在明显的特别黑暗/凉爽的区域，其温度低至3毫米时正常安静太阳的60%，这在其他数据中看不到。我们推测，ALMA是感测冷色球气体，其存在已被推断出较早的红外CO光谱。
2019-05-16 astro-ph.SR
Quiet-Sun intensity contrasts in the near ultraviolet
我们目前的高分辨率图像的太阳在近紫外线光谱范围内的214纳米和397纳米之间，从第一次科学飞行的1米日出球载太阳望远镜。在这个波长范围内发现的安静太阳均方根强度对比度是安静太阳太阳表面结构所获得的最高值之一-在214 nm波长处高达32.8%。我们比较从数值磁流体动力学模拟得到的理论强度对比。对于388 nm和312 nm，观测结果与数值模拟吻合得很好，而在较短的波长下，观测结果与模拟结果之间的差异仍然存在。
2010-09-06 astro-ph.SR
Oscillatory behavior in the quiet Sun observed with the New Solar Telescope
利用大熊太阳天文台的新太阳望远镜对平静太阳进行的表面光度测量已经达到了$0".1$的角分辨率，显示出在观测到的亮点状结构上方出现了不成比例的振荡事件。在跟踪这些结构的过程中，我们注意到，更强大的振荡事件与它们是同空间的，这表明观测到的通量管可能是许多观测到的振荡事件的源。
2010-07-01 astro-ph.SR
Statistical study of network jets observed in the solar transition region: A comparison between coronal holes and quiet sun regions
最近的IRIS观测显示，从冕洞网络边界内的小尺度明亮区域发出的间歇性小尺度喷流非常普遍，其视速度为80 - 250 km/s $^{-1}$。我们发现，这些网络喷流不仅出现在冕洞，而且在安静的太阳区域。使用IRIS 1330 A（C II）狭缝颚图像，我们提取这些网络射流的几个参数，如表观速度，长度，寿命和增加的足点亮度。通过几次观测，我们发现宁静太阳和冕洞的喷流在某些性质上非常相似，但在另一些性质上却有明显的不同。例如，我们的研究表明，冕洞喷流似乎比安静太阳中的喷流更快、更长。这可以直接归因于两个区域的磁结构的差异，其中开放的磁场线植根于冕洞和磁环通常存在于安静的太阳中。我们还检测到紧凑的明亮的环，可能是过渡区环，主要是在安静的太阳。这些小的环状区域通常没有网络射流。尽管冕洞和宁静太阳在过渡区的磁结构不同，但喷流的足点亮度增加似乎没有实质性差异，这表明这些网络喷流的产生机制在两个区域可能是相同的。
2016-04-21 astro-ph.SR
Dead calm areas in the very quiet Sun
我们分析了“日出”号气球上搭载的IMaX偏振分光仪在高空间分辨率（~100 km）下观测到的两个宁静太阳区域（35.6 x 35.6 Mm^2）的偏振光。我们确定了497个小尺度（~400 km）的磁环，其有效速率为0.25圈h^{-1} arcsec^{-2};此外，我们认为这个数字和速率被低估了~ 30%。然而，我们发现这些小偶极子并不均匀地出现在太阳表面上：它们的空间分布是相当复杂和混乱的，创造了死平静的区域，其特征是非常低的磁信号和缺乏有组织的环状结构，在我们的仪器的检测水平上，这不能被解释为泊松空间过程的统计波动。我们认为，这是在非常安静的太阳产生磁场的机制的内在特征。这种现象的时空相干性和星团结构表明，在太阳最安静的区域产生磁场的机制是周期性的、间歇性的。
2012-06-20 astro-ph.SR
Numerical simulations of quiet Sun magnetic fields seeded by Biermann battery
宁静太阳的磁场在任何时候都覆盖了其表面的90%以上，其磁能收支对于解释太阳大气的热结构至关重要。这些场的一个可能的起源是由于太阳上层对流区的局部发电机的作用。现有的模拟本地太阳发电机需要一个初始的种子场，和足够高的空间分辨率，以实现放大的种子场的观测值在安静的太阳。在这里，我们报告了另一种模型的基础上的行动的比尔曼电池效应的播种。由于部分电离的太阳等离子体中电子压力的局部不平衡，这种效应产生磁场。我们表明，电池效应自洽地创建从零开始的初始种子场的强度的顺序微G，并与发电机放大，允许安静的太阳磁场的产生类似的强度从太阳观测。
2017-06-19 astro-ph.SR
Statistical analysis of the very quiet Sun magnetism
观测到的偏振振幅的行为与空间分辨率是一个强有力的约束的性质和组织的太阳磁场低于分辨率限制。我们研究了偏振的非常安静的太阳在不同的空间分辨率使用地面和空间为基础的观测。结果表明，80%的观测到的偏振信号不随空间分辨率的变化，这表明，在观测上，非常安静的太阳磁性保持不变，尽管空间分辨率高的天基观测。我们的分析还揭示了一个级联的空间尺度的磁场内的分辨率元素。这表明塞曼效应对通常与汉勒诊断相关联的微湍流场是敏感的。这表明塞曼和汉勒的研究显示了相同磁性的互补观点。
2010-01-25 astro-ph.SR
Newly Observed Small-Scale Structures in the Quiet Sun and Their Connection to Solar Oscillations
我们用NST对安静太阳的观测在小尺度太阳动力学上产生了意想不到的结果。虽然小尺度太阳动力学已经得到了很好的研究，NST使我们能够探测更精细的尺度动态利用更高的空间分辨率。我们讨论了NST结果从2009年7月29日采取的数据使用宽带滤波器中心的TiO 705.7 nm谱线。数据来自我们观察安静太阳的太阳圆盘中心。我们登记的亮点样结构在大多数的晶间巷。它们在行为和进化上各不相同。共同记录的太阳振荡倾向于聚集在某些类型的亮点状结构附近。具有最大功率的振荡往往只出现在这些结构的上方或附近。
2009-12-22 astro-ph.SR
Oscillation Power in Sunspots and Quiet Sun from Hankel Analysis Performed on SDO/HMI and SDO/AIA Data
太阳动力学观测卫星上的日震和磁成像仪和大气成像装置产生6173埃的多普勒速度和连续强度以及1600埃和1700埃的强度图，可用于太阳光球层不同高度的日震研究。我们在以太阳黑子或安静太阳区域为中心的环中进行Hankel-Fourier分析，以估计穿过这些感兴趣区域的波的功率变化。我们发现，在光球测量高度的功率降低系数的依赖性：太阳黑子降低输出波的功率与频率低于4.5兆赫在所有的高度，但提高声波的功率在4.5-5.5兆赫的色球高度，这可能是声学荣耀（晕）的签名。最大功率减小似乎发生在连续谱水平附近，并随高度减小。太阳黑子也会以一种高度依赖的方式影响向外辐射的波的频率。安静的太阳表现出像一个强大的功率减少器输出的f和p-模式在连续水平，与功率减少15- 20%，并像一个弱的功率增强器的p-模式在大气中更高。据推测，令人惊讶的功率降低在连续水平是有关的造粒。在多普勒速度数据中，与强度数据不同，安静的太阳表现得像颗粒流的强大功率降低器。
2012-09-07 astro-ph.SR
Stochastic entropy production in the quiet Sun magnetic fields
热力学第二定律要求在一个孤立系中宏观熵随时间增加。然而，在微观上，对于热力学过程的单个微观实现，熵产生可以是负的。所谓涨落定理提供了随机熵消耗和生成之间的精确关系。在这里，我们分析像素到像素的波动时间的小尺度磁场（SSMF）在安静的太阳观察SDO/HMI仪器。我们证明了SSMF产生的熵服从涨落定理。特别地，SSMF熵消耗概率恰好指数地小于SSMF熵生成概率。这可能对太阳的磁能收支有根本的影响。
2018-12-06 astro-ph.SR
On the polarimetric signature of emerging magnetic loops in the quiet-Sun
在欧米茄形磁回路出现的位置处，斯托克斯V型剖面的丰度由一个瓣占主导地位。出现事件出现在太阳宁静区的日出SOT/SP时间序列中。这样的研究的目的是确认一个预测的基础上出现的磁环的基本几何和物理特性：斯托克斯V型配置文件为主的一个瓣可能是这些结构的主要极化签名。与这一预测相一致，47%的斯托克斯V剖面分析具有大于0.3的无符号振幅不对称性，而在安静太阳中，丰度约为30%。无论振幅不对称性的阈值是什么，都发现相对于安静太阳的这种过剩是一致的。这样的结果证明了迄今为止提出的用于解释环出现事件的物理方案的优点，并可能促使使用由一个波瓣主导的Stokes V剖面作为一个新的代理，用于在具有良好光谱采样的观测中识别它们。
2012-02-10 astro-ph.SR
Fully resolved quiet-Sun magnetic flux tube observed with the Sunrise IMaX instrument
直到今天，在安静的太阳区域的磁性元素的小尺寸需要应用间接的方法，如线比技术或多分量反演，以推断其物理特性。只有通过引入指定填充有磁场的观察像素的分数的磁性填充因子，才能获得与观察到的斯托克斯轮廓的一致匹配。在这里，我们调查的性质，一个小的磁补丁在安静的太阳观察到的IMaX magnetographic板上的球载望远镜日出前所未有的空间分辨率和低仪器杂散光。我们应用基于辐射转移方程数值解的反演技术来反演磁斑中的温度分层和场强。观测结果可以很好地再现与一个组件，完全磁化的气氛，磁场强度超过1千克和显着增强的温度在中上部光球相对于其周围环境，符合半经验通量管模型的plage地区。因此，我们的结论是，在一个简单的大气模型的框架内，IMaX测量解决所观察到的安静的太阳通量管。
2010-09-24 astro-ph.SR
Hierarchical analysis of the quiet Sun magnetism
对安静太阳的磁性的标准统计分析依赖于从最大似然估计推断的简单数量直方图。由于固有的退化，无论是内在的或由噪声引起的，这种方法不是最佳的，并可能导致高度偏倚的结果。我们进行了元分析的磁性安静的太阳日出观测使用分层概率方法。该模型使我们能够推断出磁场矢量的统计特性，在观察到的视场一致考虑到每个像素的不确定性，由于噪声和退化。我们的研究结果指出，磁场是非常弱的，低于275 G与95%的可信度，与水平场略有偏好，虽然分布是不远的准各向同性分布。
2014-10-22 astro-ph.SR
Occurrence and persistence of magnetic elements in the quiet Sun
湍流对流有效地将能量传输到太阳光球层，但其多尺度性质和动力学特性仍然没有完全理解。文献中的一些作品已经调查了从颗粒到全球的空间和时间尺度上安静太阳中对流和磁性性质模式的出现。目的。为了阐明湍流对流运作的组织尺度及其与其中磁通量的关系，我们研究了安静太阳中磁特征的特征空间和时间尺度。方法.由于一个前所未有的数据集完全封闭的超颗粒，发生和持久性分析的磁图时间序列被用来检测空间和长寿命的时间相关性，在安静的太阳，并调查其性质。结果发现了宁静太阳的发生和持续之间的关系，特别是在超颗粒细胞的边界处检测到了高度重复和持续的图案。这是由于移动的磁性元素经历的运动表现得像一个随机行走与较长的去相关（$\sim2$ h）相对于超颗粒内的区域。在顶点的超颗粒细胞观察到的最大发生是不相关的最大持久性，这表明有不同的动态制度影响的磁性元素。
2018-01-11 astro-ph.SR
On the Probable Existence of an Abrupt Magnetization in the Upper Chromosphere of the Quiet Sun
我们报告一个详细的辐射转移建模所观察到的散射极化的H-α线，这使我们能够推断出定量信息的磁化安静的太阳色球。我们的分析表明，存在一个平均磁场强度> 30 G的磁复杂区<B>，位于日冕温度的突然过渡区下方。正下方的色球层等离子体的磁化强度非常弱，<B>约为1 G。在平静的太阳上色球层中，可能存在这种磁化程度的突然变化，这可能对我们理解色球层（以及日冕）加热有很大的意义。
2010-02-08 astro-ph.SR
Spectropolarimetric investigations of the magnetization of the quiet Sun chromosphere
本文综述了偏振辐射诊断法的发展和应用的一些最新进展，以推断从近平衡光球到高度非平衡的上色球层的平静太阳大气的平均磁化。特别是，我表明，在一些谱线中观察到的散射偏振的解释表明，虽然光球和上色球层的磁化是非常显着的，较低的色球层似乎是弱磁化。
2010-02-12 astro-ph.SR
Energy and helicity budgets of solar quiet regions
我们研究了太阳宁静区的自由磁能和相对磁螺度收支。使用一种新的非线性无力方法，需要单一的太阳矢量磁图，我们计算的瞬时自由磁能和相对磁螺旋度预算在55个安静的太阳矢量磁图。在以前的工作中的活动区域，我们在这里构建的第一次（自由）能量（相对）螺旋图安静的太阳区域。我们发现，安静的太阳区域没有主导意义的螺旋度和显示单调相关a）之间的自由磁能/相对螺旋度和磁网络面积，因此，b）之间的自由磁能和螺旋度。安静的太阳区域的自由磁能预算代表了一个相当连续的扩展各自的活动区域的预算朝着较低的值，但相应的螺旋度过渡是不连续的，由于螺旋度的意义上的不相干性相反的活动区域。我们进一步估计了整个宁静太阳的瞬时自由磁能和相对磁螺度预算，以及整个太阳周期的相应预算。推导出的瞬时自由磁能预算，并在较小程度上，相对磁螺旋度预算在整个安静的太阳相当大的活动区域的各自的预算，而总预算内的太阳周期被发现高于以前的报告。自由能预算与为网络中的细尺度结构（如斑点和针状物）提供动力所需的能量相当。
2014-03-04 astro-ph.SR
The brightness of magnetic field concentrations in the quiet Sun
除了活动区域的“光斑”增亮外，安静的太阳还包含一个小尺度的磁场，并伴随着连续辐射的增亮。我们从瑞典1米太阳望远镜（SST）和日之出卫星的高空间分辨率（0“16-0“32）观测中测量了安静区对太阳亮度的贡献。\ion{Fe}{i} 6302.5毫米附近的视线磁场和连续强度用于量化场强和亮度之间的相关性。数据表明，磁通量密度包含了大量的本质上弱的领域，有助于亮度。我们表明，高空间分辨率的数据校准的磁通量密度作为代理亮度过剩是可能的。在SST资料中，平均（无符号）通量密度为10 G的平静区的磁增亮约为0.15%。在日出数据中，在SST数据减少到日出分辨率，测得的增亮约低40%。通过适当的分辨率校正，磁通量密度可以作为小尺度混合极性区域的可靠代用指标。所测得的亮度效应大于辐照度在一个太阳周期内的变化。然而，目前尚不清楚这种安静的太阳贡献是否真的有很大的变化。\keywords{Sun: surface magnetism -- photosphere -- solar-terrestrial relations}
2011-08-10 astro-ph.SR
Evidence for Wave Heating of the Quiet Sun Corona
我们测量了宁静太阳中Alfvenic波的能量和耗散。使用磁场来推断波预期沿其行进的磁场线的位置和方向。使用谱线测量波以推断波的振幅。波引起谱线的非热加宽，其可以表示为非热速度v_nt。通过将光谱测量与该磁场模型相结合，我们能够追踪v_nt沿磁场的变化。我们发现，在平静的太阳环的足点处，波注入的能量通量在1.2-5.2 x 10^5 erg cm^-2 s^-1的范围内。在这个范围的最小值，这相当于加热安静太阳所需能量的80%以上。我们还发现，这些波消散在一个区域的顶部的循环为中心。阻尼开始沿环路的位置与环路的长度密切相关，这意味着阻尼机制取决于全局环路特性，而不是局部碰撞耗散。
2014-07-11 astro-ph.SR
Study of Calibration of Solar Radio Spectrometers and the quiet-Sun Radio Emission
利用1997-2007年中国太阳宽带射电频谱仪（1.0-2.0 GHz、2.6-3.8 GHz和5.2-7.6 GHz频段）的观测数据，采用高斯拟合、最小卡方线性拟合和小波变换分析方法，系统研究了天气条件对定标误差的影响。我们发现校准系数受当地气温的影响。在2800 MHz时，考虑温度校正，校准误差将减小约$10\%-20\%$。在此基础上，利用一个合适的静日大气混合模式，进一步研究了静日的射电辐射。结果表明，混合模式的数值通量与观测通量相比，前者更接近后者。
2015-07-17 astro-ph.SR
Low frequency radio observations of the `quiet' corona during the descending phase of sunspot cycle 24
我们在太阳黑子周期24（即2015年1月至2019年5月）的下降阶段对“安静”的日冕进行了统计研究，使用同时在53 MHz和80 MHz的Gauribidanur Radioheliograph（GRAPH）获得的数据。结果表明，在上述两个频率上，日冕的赤道（东西）直径稳定地收缩。发现这种减少是由于日冕电子密度（$N_{e}$）的逐渐减少。独立估计$N_{e}$在赤道地区的“背景”日冕使用白光日冕观测表明，与我们的研究结果一致的下降。
2020-09-06 astro-ph.SR
Amplitudes of High-Degree p-Modes in the Quiet and Active Sun
我们调查模式振幅在活跃和安静的太阳在最大和最小阶段的太阳活动周期。我们证实了以前的研究表明，在太阳活动极小期的p-模振幅高于在太阳活动极大期。我们屏蔽了某个磁场强度的活动区域，并比较了屏蔽和未屏蔽的声功率。在应用掩模之后，初步分析表明，与未掩模的情况相比，在太阳极小期期间，振幅在所有度数上都减小，而在太阳极大期，振幅首先减小到l ~ 300，然后在更高的度数上增大。
2009-04-02 astro-ph.SR
Radiative Cooling in MHD Models of the Quiet Sun Convection Zone and Corona
我们提出了一系列的数值模拟安静的太阳等离子体线程的磁场，从上层对流区延伸到低日冕。我们讨论了一个有效的，简化的近似物理的光学厚辐射传输通过表面层，并调查对流湍流的影响，在最初的单极（开放领域）地区的太阳大气层的磁结构。我们发现，净坡印亭通量低于表面是平均指向内部，而在光球层和色球层的电磁能的净流量是向外进入日冕。由快速辐射冷却驱动的这些层之间的翻转对流运动似乎是电磁能反向通量的能量来源。
2011-06-10 astro-ph.SR
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
2011-05-16 astro-ph.SR
Convectively driven sinks and magnetic fields in the quiet Sun
我们使用日出上的成像磁仪实验获得的高空间分辨率光谱偏振数据研究了细颗粒流、对流驱动汇和磁场之间的关系。利用局域相关跟踪方法，得到了两个太阳静止区（31.2 $\times$和31.2 Mm $^{2}$）的水平速度场。利用拉格朗日示踪剂确定了中粒通道和汇的中心位置。我们发现在这两个观测区域中每Mm $^{2}$有$6.7\times10^{-2}$汇。汇位于中颗粒顶点，并与（1）水平速度流收敛到一个中心点和（2）长期的下沉气流。本文还研究了宁静太阳中磁场的空间分布。最强的磁场优先位于汇处。我们发现，40%的像素与纵向分量的磁场强于500 G位于附近的汇。相反，Martínez González等人在相同的两个观测区域检测到的小尺度磁环在中颗粒尺度上没有显示出任何优先分布。个别例子的研究表明，汇可以在安静的太阳磁功能的演变中发挥重要作用。
2016-10-24 astro-ph.SR
Simulation of Quiet-Sun Hard X-rays Related to Solar Wind Superhalo Electrons
在本文中，我们提出，在安静的太阳加速的电子可以碰撞太阳大气通过非热韧致辐射发射硬X射线（HXR），而这些电子中的一些将向上运动，并逃逸到行星际介质中，形成一个超晕电子布居测量的太阳风。在考虑了库仑碰撞和双极静电势导致的电子能量损失后，我们发现超晕的来源只能出现在日冕的高处（在日心高度$\gtrsim 1.9$ R $_\odot$（太阳的平均半径）），以保持STEREO在太阳极小期附近1AU处观察到的幂律形状的电子光谱（Wang等人，2012年）。与超晕电子相关的模型化安静太阳HXR与幂律谱$f \sim \varepsilon^{-γ}$很好地拟合，在10 - 100 keV下，指数$γ$ $\approx$为2.0 - 2.3（3.3 - 3.7），用于由向下（向上）行进的加速电子产生的热/冷厚靶（薄靶）发射。这些模拟的宁静太阳光谱比大多数太阳HXR耀斑的观测光谱要硬得多。假设安静太阳源覆盖5%的太阳表面，建模的薄目标HXR比安静太阳HXR的RHESSI上限弱六个数量级以上（Hannah等人，2010年）。使用向下行进电子的厚靶模型，RHESSI上限将向下行进电子的数量限制为逃逸电子数量的至多$\approx$ 3倍。这个比率与在与逃逸电子相关的太阳耀斑期间观察到的比率有根本的不同，在逃逸电子中向下行进的电子的比例占主导地位，其系数为100至1000。
2016-05-28 astro-ph.SR
Comparison of Nonlinear Force-free Field and Potential Field in the Quiet Sun
本文采用位场外推法和三种非线性无力场外推法（最优化法、直接边界积分法和近似垂直积分法）研究了宁静太阳磁场的空间位形。结果表明，三种NLFF场和位场在低层存在强度差异。然而，它们往往会随着高度的增加而消失，当高度超过光球上方$\sim$ 2000公里时，它们的数量级为0.1 G。一个NLFF场与位场的绝对方位差如下：对于优化场，它随高度的增加而明显减小;对于DBIE场，它几乎保持不变，随高度的增加没有明显变化;对于AVI场，它随高度的增加而缓慢增加。分析表明，重建的NLFF场与宁静太阳的位场有很大的偏差。
2014-05-09 astro-ph.SR
Substructure of Quiet Sun Bright Points
自从光球亮点（BPs）被首次观测到以来，一直存在一个关于它们是如何结构的问题。它们只是单个的通量管还是一束通量管？在大熊太阳天文台的新太阳望远镜上，宁静太阳的表面测光（QS）已经达到了接近0.1”的分辨率。该分辨率使我们能够在QS中检测到更丰富的BP光谱。我们用TiO 705.68 nm观察到的最小BP为0.13”，并且我们能够分辨QS中观察到的一些BP簇和条带中的单个组分，表明它们由单个BP组成。观察到的BP的平均尺寸为0.22”。
2010-12-09 astro-ph.SR
Radio, Millimeter, and Sub-millimeter Observations of the Quiet Sun
确定加热太阳色球层和日冕的机制仍然是一个突出的问题，也是与晚型恒星非常相关的问题之一。在过去的十年里，在新仪器、新观测和复杂建模工作的推动下，已经取得了巨大的进展。尽管取得了这些进展，但差距依然存在。我们简要地讨论了无线电覆盖的3D太阳大气的需要，并讨论了要求。
2019-04-11 astro-ph.SR
Bright points in the quiet Sun as observed in the visible and near-UV by the balloon-borne observatory Sunrise
亮点（BPs）是太阳光球层中小磁性元素的表现。它们的亮度对比度不仅提供了对磁元光球（和色球）热状态的了解，而且在调制太阳总辐照度和光谱辐照度方面也起着重要的作用。在这里，我们报告同步高分辨率成像和光谱偏振观测的BPs使用日出气球载观测数据的安静的太阳在磁盘中心。在214 nm和525 nm之间测量了BP对比度，包括在低于388 nm的波长处的第一次测量。BP峰值亮度的直方图显示出在较短波长处朝向更宽的对比度分布和更高的平均对比度的明显趋势。在214 nm处，我们观察到的峰值亮度高达平均安静太阳值的五倍，这是迄今为止观察到的最高BP对比度。所有的BP都与磁信号有关，尽管在许多情况下它是令人惊讶的微弱。大多数BP仅显示出弱的下行流，平均值为240 m/s，但有些BP显示出强的下行流或上行流，达到几km/s。
2010-09-24 astro-ph.SR
Lifetimes of High-Degree p Modes in the Quiet and Active Sun
本文研究了太阳活动周期中平静和活跃太阳中高次太阳p模寿命的变化。在300 - 600度范围和频率2.5 - 4.5兆赫的寿命计算SOHO/MDI数据在一个地区，包括活动区和安静的太阳使用的时间-距离技术。我们对太阳活动四个不同阶段的数据进行了分析：1996年（最低），1998年（上升阶段），2000年（最高）和2003年（下降阶段）。结果表明，随着活性的增加，寿命降低。最大的寿命变化是在1996年的太阳活动最小值和2000年的最大值之间，相对变化平均在所有的模式度值和频率是减少约13%。与1996年相比，1998年寿命减少约7%，2003年减少约10%。在平静区计算的寿命仍然随着太阳活动而减少，尽管减少的幅度较小。平均而言，相对于1996年，1998年的寿命下降约为4%，2000年为10%，2003年为8%。因此，当避免高磁活动区域时，测量的寿命增加。此外，在安静区计算的寿命也显示出活动周期的变化。
2009-06-21 astro-ph.SR
Imaging of the Quiet Sun in the Frequency Range of 20-80 MHz
宁静太阳的射电辐射被认为是由于热太阳大气的热韧致辐射。宁静太阳在微波波段的性质已经得到了很好的研究，它们可以很好地用韧致辐射谱来描述。在米波和十米波波段，由于仪器的限制，人们对宁静太阳的性质研究很少。在这项工作中，我们使用低频阵列射线（LOFAR）望远镜进行高质量的干涉成像光谱观测宁静的太阳日冕辐射的频率低于90兆赫。给出了太阳在20-80兆赫频率范围内的亮温谱和太阳的大小。我们报告黑暗的日冕区域与低亮度温度，坚持与频率。本文讨论了宁静太阳的亮温谱，并与日冕模型的韧致辐射和以往的宁静太阳观测作了比较。
2022-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulent magnetic fields in the quiet Sun: A search for cyclic variations
湍流的磁场充满了太阳大气的大部分体积。然而，它们的空间和时间变化仍然未知。自2007年以来，在当前的太阳极小期，我们定期监测太阳光谱中的几个波长区域，以寻找安静太阳中湍流磁场的变化。这些低于分辨率极限的场可以通过Hanle效应来检测，Hanle效应在磁场存在的情况下影响散射偏振特征（Q/I）。我们提出了一个描述我们的计划和第一个结果表明，这样的天气计划是补充日常SOHO磁图监测小规模磁场。
2010-03-22 astro-ph.SR
Instrumental and Observational Artifacts in Quiet Sun Magnetic Flux Cance llation Functions
假设光球宁静太阳磁场是湍流的，抵消功能以前已被用来估计真实的，独立于分辨率的平均，无符号的垂直通量$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$。我们表明，网络元素，噪声的存在下，看到复杂的精确的消除功能和他们的幂律指数$κ$的测量。先前排除网络元件的失败导致对消除指数$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$两者的过低估计。然而，由于磁图中的噪声，$κ$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}$都被高估。虽然没有结论性的值可以从目前的仪器的数据得出，我们的{ \it Hinode}/SP结果的$κ\lessapprox0.38$和$<|B_z|>_{\mathrm{true}}\lessapprox 270 $高斯可以作为上限。
2012-09-27 astro-ph.SR
A reconnection driven magnetic flux cancellation and a quiet Sun Ellerman bomb
本次调查的重点是量化的转换磁场热能发起的一个安静的太阳取消事件，并探讨由此产生的动力学从相反极性的磁功能的相互作用。我们利用瑞典太阳望远镜（SST）的H $α$谱线的成像光谱学，以及\ion{Fe}{I} 6173~ K和\ion{Ca}{II} 8542~ K谱线的偏振光谱学来研究与重联相关的抵消和安静的太阳埃勒曼炸弹（QSEB）的出现。我们首次在\ion{Fe}{I} 6173~（60）线的两翼和核心观测到QSEB信号。我们还发现，有时，\ion{Fe}{I}线芯强度达到更高的值比安静的太阳连续强度。从\ion{Fe}{I}和\ion{Ca}{II}谱线的斯托克斯分布的FIRTEZ-dz反演中，我们发现在光球层（$\logτ_c$ = -1.5; $\sim$ 1000 K）和较低的色球层高度（$\logτ_c$ = -4.5; $\sim$ 360 K），相对于安静的太阳值，温度升高。通过计算这两个层内的总磁能和热能，证实了在通量抵消期间释放的磁能可以支持在上述高度范围内的加热。此外，温度分层图使我们能够识别连续重连对温度模式的累积影响，包括反复出现的温度升高。同样，多普勒速度分层图显示对血浆流动模式的影响，如流动方向的突然变化。
2023-03-11 astro-ph.SR
Pervasive Linear Polarization Signals in the Quiet Sun
本文利用超深偏振光谱数据研究了宁静太阳网络中线偏振信号的分布。我们减少噪音的意见，尽可能多的是可行的，通过增加单缝测量塞曼敏感的Fe I 630 nm线所采取的日出分光偏振仪。积分斯托克斯光谱用于确定由线偏振信号覆盖的视场的分数。我们发现，在盘中心，高达69%的安静太阳表面显示出振幅大于0.032%的斯托克斯Q或U轮廓（是较长积分所达到的7 x 10^{-5}噪声水平的4.5倍）。在大多数安静的太阳中，仅仅存在线性偏振就意味着弱的网络间场必须高度倾斜，但是我们通过将这些像素与斯托克斯Q或U信号反转来量化这一点。这允许场倾斜、场强度和场方位角的精确确定，因为同时使用所有四个斯托克斯光谱所携带的信息。在1.3 x 10^{-4}的噪声水平下，对53%的观测视场进行反演。因此，导出的磁场分布代表了安静的太阳互联网的一半以上。我们的研究结果证实了从以前的分析中得出的结论，主要使用斯托克斯I和V：互联网络领域是非常倾斜的，但除了在方位角，他们似乎不是各向同性分布。
2012-09-02 astro-ph.SR
Ubiquitous rotating network magnetic fields and EUV cyclones in the quiet Sun
本文介绍了{ \it太阳动力学天文台}（SDO）大气成像组件（AIA）对宁静太阳中极紫外气旋的观测。这些气旋植根于旋转网络磁场（RNF）。这样的气旋可以持续几个小时到十多个小时，在后期，它们被发现与EUV增亮（微耀斑）甚至EUV波有关。SDO日震和磁成像仪（HMI）的观测表明，RNF无处不在。利用2010年7月8日的HMI视线磁图，我们在靠近盘中心的800 $\times$ 980平方角秒的区域内发现了388个RNF，其中没有活动区域。旋转的感觉表现出弱的半球偏好。RNF的无符号磁通量约为4.0 $\times10^{21}$ Mx，或总网络通量的78%。本文报道的小尺度观测现象与活动区大尺度观测现象是一致的。宁静太阳上无处不在的RNF和EUV气旋可能表明了一种有效的加热日冕的方法。
2011-09-23 astro-ph.SR
Asymmetries of the Stokes V profiles observed by HINODE SOT/SP in the quiet Sun
我们提出的第一个分类的SOT/SP圆偏振测量的目的是突出详尽的斯托克斯V形出现从安静的太阳的整个品种。k-means用于分类在安静的Sun网络和互联网络（IN）中观察到的HINODE SOT/SP Stokes V轮廓。我们分析了一个302 × 162平方角秒的视野（FOV），可以被认为是一个完整的样本，安静的太阳测量进行在磁盘中心与0.32角秒角分辨率和0.001偏振灵敏度。这样的分类允许我们将整个数据集划分为类，每个类由聚类配置文件表示，即，这是班上的平均水平。来自分析的35个集群配置文件的集合完全表征SOT/SP安静太阳测量。网络和IN配置文件形状之间的分离是明显的-网络中的类不存在于IN中，反之亦然。非对称剖面约占剖面总数的93%。其中，约34%的轮廓是强非对称轮廓，并且它们可以被分为三个家族：蓝瓣轮廓、红瓣轮廓和类Q轮廓。蓝瓣的配置文件往往与上升流（颗粒），而红色的瓣和Q型的出现在下降流（粒间通道）。需要考虑不同于均匀磁化的米尔恩-爱丁顿（ME）大气的模型大气来解释这种分布，即，其特征在于磁场中的梯度和/或不连续性以及沿着视线（LOS）的速度。
2011-04-05 astro-ph.SR
Quiet Sun electron densities and their uncertainties derived from spectral emission line intensities
本文的目的是应用统计方法来确定电子密度和它们的误差，从测量的密度敏感线强度在安静的太阳。采用了三种方法。第一种是使用L函数图来提供一组线强度可以提供这些量的鲁棒估计的可能性的快速视觉评估。第二种方法涉及卡方最小化以及用于确定除了最佳拟合值之外的统计置信区域的处方。第三种方法使用贝叶斯推断技术，该技术采用蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）计算，从该计算中后验分布的分析提供高概率密度的平均值和区域的估计。利用这三种方法，分析了来自宁静太阳区域的极紫外谱线观测结果。定量卡方最小化和MCMC采样提供的结果通常具有良好的一致性，特别是对于具有L函数图的离子线集，这表明稳健的分析是可能的。
2020-06-07 astro-ph.SR
Characteristics of acoustic-wave heating in simulations of the quiet Sun chromosphere
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，揭示了宁静太阳色球层中声波加热的特征，发现接近声截止频率的声波在等离子体-β=1界面有效耗散能量，对色球层能量平衡至关重要。
2025-05-27 astro-ph.SR
Radio, X-ray and extreme-ultraviolet observations of weak energy releases in the `quiet' Sun
我们分析了地面的低频信号在非常弱的软X射线耀斑发生的同时，用Gauribidanur天文台的设施获得的日冕的（$<$ 100 MHz）无线电光谱和成像数据（子A级，1\，-\，8\中的通量$\rm {<}10^{-7}\,Wm^{-2}$，在最近的太阳活动极小期期间，月船2号上的X射线太阳监测器（XSM）观测到的“安静”太阳的$\rm Å$波长范围）。非热I型射电爆发活动与X射线事件的时间关系密切。在典型频率（如80 MHz）下，脉冲串的估计亮温（$T_{b}$）为${\approx}3{\times}10^{5}$ 1，K.太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）在94 ° C进行的极紫外（EUV）观测显示，在与I型射电爆发相同的位置和时间附近有一个增亮。据我们所知，同时观测X射线和/或EUV对应的弱瞬态无线电发射在低频率的“安静”的太阳，特别是罕见的报告。考虑到这一点，以及低频无线电观测对太阳大气层中的弱能量释放敏感的事实，结果表明，对类似事件进行协调观测将有助于了解“安静”太阳中的瞬态活动。
2021-09-17 astro-ph.SR
On the detection of fast moving upflows in the quiet solar photosphere
在我们对太阳大气的动力学和能量学的研究中，我们在Hinode SOT/NFI的高质量观测中发现了无处不在的小尺度上升流，这些上升流在安静的太阳中以超音速水平移动。我们提出这些快速移动的上升流（FMU）的属性，并讨论不同的解释。
2010-02-17 astro-ph.SR
Interferometric Observations of the Quiet Sun at 20 and 25 MHz in May 2014
介绍了UTR-2（\textit{Ukrainian T-shaped Radio telescope of the second modification}）射电望远镜在2014年5月27日至6月2日干涉测量期间在20和25 MHz进行太阳观测的结果。在这种情况下，使用了UTR-2射电望远镜东西臂和南北臂部分之间的不同基线225、450和675米。2014年5月29日，观测到了由III型、II型和IV型爆发组成的强零星射电辐射。在其他日子里，在十月范围内没有太阳射电活动。我们讨论了这样的安静的太阳的观测结果。测量了太阳在东西和南北方向上的通量和大小。在20和25 MHz时，平均通量分别为1050- 1100 Jy和1480- 1570 Jy。平静太阳在赤道和极地方向的角大小在20 MHz时为55'和49'，在25 MHz时为50'和42'。射电辐射的亮温分别为Tb = 5.1 × 10^5 K和Tb = 5.7 × 10^5 K（20和25 MHz）。
2018-06-22 astro-ph.SR
Estimation of the magnetic flux emergence rate in the quiet Sun from Sunrise data
小尺度互联网络（IN）特征被认为是宁静太阳中新鲜磁通量的主要来源。在2009年第一次科学飞行期间，球载观测站日出以高空间分辨率拍摄了安静太阳中磁场的图像。使用这些数据，我们测量的速度，在该IN功能带来的磁通量的太阳表面。在之前的一篇论文中，我们发现使用日出观测探测到的小尺度特征的最低磁通量为9 x 10^14 Mx。这几乎比Hinode卫星观测到的最小特征通量小一个数量级。在本文中，我们计算通量出现率（FER）占这样小的通量，这是不可能的日出之前。通过跟踪通量在10^15-10^18 Mx范围内的特征，我们测得FER为1100 Mx cm^-2天^-1。通量小于或等于10^16 Mx的较小特征被发现是太阳磁通量的主要贡献者。这里发现的FER比Hinode的速率高一个数量级，用类似的特征跟踪技术获得。然而，与文献进行更广泛的比较表明，确定新通量出现速率的精确技术可能导致结果相差两个数量级，即使应用于类似的数据。这种差异的原因进行了讨论，并提出了第一个定性的解释。
2017-03-28 astro-ph.SR
ALMA small-scale features in the quiet Sun and active regions
目标。本分析的主要目的是破译（一）小规模的明亮功能，在太阳图像的安静的太阳和活动区域获得的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和（ii）ALMA对应的各种已知的色球结构中可见的H-阿尔法图像的太阳。方法.小规模的ALMA明亮的功能，在安静的太阳区域进行了分析，使用单碟ALMA观测（1.21毫米，248 GHz），并在一个活跃的区域，使用干涉ALMA测量（3毫米，100 GHz）。通过单碟观测，可以得到完整的太阳盘面图像，而干涉测量则可以高分辨率地重建太阳盘面的一部分，包括活动区。选定的安静的太阳和活跃的地区进行比较的H-α（核心和翼总和），EUV，和软X射线图像和磁图。结果在宁静的太阳区域，在ALMA中看到的增强发射几乎总是与强视线（LOS）磁场有关。四个日冕亮点被确定，而其他小规模的ALMA明亮的功能是最有可能与磁网络元素和plages。在活动区，在随机选择的14个小尺度ALMA明亮特征中，与其他图像相比，我们发现了5个很好的候选者为冠状亮点，2个为斑，5个为纤维。还有两种情况尚不清楚：一种是原纤维或喷流，另一种是日冕亮点或斑。分析活动区的H-α核心图像和3 mm ALMA图像的比较表明，太阳黑子在两个图像中都显得很暗（在太阳黑子本影中有局部ALMA辐射增强），四个斑区在两个图像中都很亮，并且暗的小H-α细丝在ALMA中也被清楚地识别为相同形状的暗结构。
2021-05-08 astro-ph.SR
Application of Deep Learning to the Classification of Stokes Profiles: From the Quiet Sun to Sunspots
本研究提出基于多层感知器的监督机器学习方法，用于太阳圆偏振斯托克斯轮廓分类，在多台望远镜数据集和模拟数据上验证准确率超90%，揭示无监督分类的系统误差，为太阳磁场统计分析提供可靠工具。
2025-05-20 astro-ph.SR
The EUV spectrum of the Sun: quiet and active Sun irradiances and chemical composition
我们对新的原子数据进行基准测试，以选择从EUV中的中等分辨率安静太阳光谱（从60到1040 nm）获得的辐照度。我们使用的太阳动力学观测台极紫外光变率实验（EVE）的原型（PEVE）在2008年4月14日太阳极小期测量的辐照度作为基线。我们考虑到一些不一致的PEVE数据，使用飞行EVE数据和辐照度，我们从太阳和日光层天文台（SoHO）日冕诊断光谱仪（CDS）的数据。我们进行差分发射测量，并发现在大多数情况下，预测和测量的辐照度之间的总体良好的协议（在观测的准确性，约20%），虽然我们指出目前可用的离子电荷态分布的几个问题。我们使用了Asplund等人（2009年）的光球化学丰度。新的原子数据几乎是完整的，在这个光谱范围内，中等分辨率的辐照度光谱。最后，我们利用1969年活动太阳的观测结果表明，在这种情况下，日冕的成分高达1兆克拉，接近光球层。对于高温等离子体，在有源区内发射的等离子体，其变化系数为2，这些结果与我们以前的研究结果非常一致。
2019-01-25 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
Validating Time-Distance Helioseismology With Realistic Quiet Sun Simulations
线性时距日震反演矢量流速度进行测量，从两个$\sim 100^2\,{\rm Mm^2}\times 20\,{\rm Mm}$现实磁流体静日模拟约20小时的旅行时间。目标是测试目前的地震方法对这些国家的最先进的模拟。使用最近的三维反演方案，我们发现，倒置的水平流图相关的模拟在上$\sim 3$ Mm的域的几个过滤方案，包括相速度，脊，相速度和脊相结合的测量。然而，在某些情况下，反演的速度幅值严重低估了模拟的速度幅值，这可能表明正问题的非线性。我们还发现，虽然近地表反演的垂直velocites最好使用相速度滤波器，在几乎所有其他的例子中，这些流量是不可挽回的，由于噪声，这表明需要统计平均，以获得更好的推论。
2014-04-17 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Mapping the hidden magnetic field of the quiet Sun
太阳是唯一一颗我们可以解决所有对流星所拥有的复杂磁性的恒星。然而，在太阳活动周期中，它的可见表面（所谓的安静太阳）的99%以上都充满了纠缠的、未解决的磁性。这些“隐藏”的磁场被认为储存了足够的磁能，可以在加热太阳外层大气中发挥作用，但其场强仍然不受限制。以前的研究基于汉勒效应在原子线声称一个强的磁化强度约为100 G，而同样的效果在分子显示了10个较弱的领域的因素。如果太阳表面隐藏的磁场的磁场强度不均匀，这种差异就消失了。在这封信中，我们证明使用磁流体动力学模拟，它是可能的，以推断出隐藏的安静的太阳磁场的平均场强使用多线反演的强度分布在塞曼制度。使用这种技术与1.5 $μ$ m光谱范围内的15条谱线，我们揭示了隐藏场的空间分布与对流运动强烈相关，平均磁化强度约为46 G。将我们的发现与汉勒的结果相比较并不明显，需要双方今后的工作，因为它意味着场强随高度增加，这在物理上是有问题的。
2021-06-19 astro-ph.SR
Plasma Diagnostics From Active Region and Quiet Sun Spectra Observed by Hinode/EIS: Quantifying the Departures from a Maxwellian Distribution
我们进行等离子体诊断，包括非麦克斯韦$κ$分布，在几个结构中观察到的日冕的极紫外成像光谱仪（EIS）船上的日出号航天器。为了防止由于飞行中校准的EIS的不确定性，我们选择了发射后不久观察到的光谱图谱。一个光谱图集包含一个活动区域的观测，而另一个是离边安静的太阳区域。为了最大限度地减少诊断的不确定性，我们只依赖于强线，并在选定的结构内的空间区域内对信号进行平均。多个等离子体参数的诊断，如电子密度，差分发射测量，和非麦克斯韦参数$κ$。为了做到这一点，我们使用一个简单的，收敛性好的迭代方案的基础上，通过DEM和$κ$细化的初始密度估计。我们发现，虽然安静的太阳光谱与麦克斯韦分布一致，但在活跃区域内观察到的日冕环和苔藓与$κ$ $\lessapprox$ 3强烈非麦克斯韦分布。通过使用作为$κ$的函数获得的DEM计算合成比率来检查这些结果。假设$κ$ -分布收敛到在安静的太阳和日冕环中观察到的比率，使用DEM预测的比率。据我们所知，这项工作提出了一个强有力的证据，不同的电子分布之间的两个物理上不同的部分的太阳日冕。
2020-03-16 astro-ph.SR
