Coronal Loop Models and Those Annoying Observations!
人们曾经认为所有的日冕环都处于静力平衡状态，但过去十年的观测和建模发展表明，情况显然并非如此。现在可以确定的是，在EUV中观察到的温暖（~1 MK）环可以解释为未解析的链束，这些链束被纳米火花风暴脉冲加热。一个关于多热循环与等温循环性质的激烈争论可以在风暴持续时间方面得到调和。我们表明，短和长的风暴产生狭窄和广泛的热分布，分别。我们还研究了热循环可以用热不平衡来解释的可能性，热不平衡是一个过程，每当加热高度集中在循环足点附近时，稳定的加热就会产生动态行为。我们的结论是，这是不是一个可行的解释单片循环的条件下，我们已经考虑，但它可能有应用程序的多股循环。然而，严重的问题依然存在。
2009-04-08 astro-ph.SR
Can Large Time Delays Observed in Light Curves of Coronal Loops be Explained by Impulsive Heating?
太阳日冕环的光变曲线通常首先在与较高温度相关的通道中达到峰值，然后在与较低温度相关的通道中达到峰值。不同的窄带EUV通道之间的时间延迟已经测量了许多单独的循环，最近为每个像素的活动区域观察。活动区域通道间的时间延迟值范围很广，最大值为$>$ 5，000 μ s。这些大的时间延迟占像素的3-26\%（取决于通道对），其中测量到显著的正时间延迟。有人认为，时间延迟可以用脉冲加热来解释。在本文中，我们调查是否可以解释这个假设，通过模拟一系列的日冕回路不同的加热速率，回路长度，丰度和几何形状，以确定一组四个EUV通道之间的预期时间延迟的范围。我们发现，脉冲加热不能解决在两个通道对中观察到的最大的时间延迟，并且大部分的大时间延迟只能用长的，扩大的光球丰度循环来解释。额外的观察可能会排除这些模拟作为长时间延迟的解释。我们认为，以这种方式发现的时间延迟可能不代表真正的环路演化，或者脉冲加热和冷却的情况可能太简单，无法解释的意见和其他加热的情况下，必须探讨。
2015-12-18 astro-ph.SR
Long-period intensity pulsations in the solar corona during activity cycle 23
本文报道了SOHO极紫外成像望远镜在19.5nm通带内对917个长周期（3 ~ 16小时）强度脉动事件的探测（10 σ）。该数据集的时间跨度从1997年1月到2010年7月，即整个太阳活动周期23和周期24的开始。这些事件可以持续长达六天，相对振幅高达100%。大约一半的事件（54%）发生在活跃区域，其中50%与日冕环有视觉联系。剩下的46%位于安静的太阳中。我们进行了全面的分析，可能的仪器文物，我们的结论是，所观察到的信号是太阳起源。我们讨论了几个方案，可以解释活动区事件的主要特征。观察到的长周期和振幅排除了任何磁流体动力学波的解释。热不平衡可以产生正确的周期，但它不能解释日冕环的所有观测特性和事件的空间相干性。我们建议，适度的时间变化的能量方程中的加热项，以避免热非平衡态，可能足以解释这些长周期的强度脉动。大量的探测表明，这些脉动在活跃地区很常见。这意味着测量它们的性质可以对日冕环的加热机制提供新的约束。
2013-12-17 astro-ph.SR
Micro-Sigmoids as Progenitors of Polar Coronal Jets
日之出X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点（XBP）的结构，即日冕喷流的来源。几个喷流事件被发现从S形亮点爆发，表明日冕微S形是喷流的祖先。这些观测可能有助于解释日冕喷流的许多特征，如螺旋结构和形状。他们还认为，太阳活动在观测到的日冕结构的性质和演化方面可能在很宽的尺度范围内具有自相似性。
2010-09-15 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
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
Understanding coronal rain dynamics through a point-mass model
本文开发了一个简单的点质量模型，研究背景日冕演化对日冕雨下落运动的影响，解释了终端速度与密度比之间未解的关系，为解释观测提供了新工具。
2025-03-14 astro-ph.SR
Solar Dynamics Observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions
一种解释百万度太阳日冕的方案是一种精细的日冕，其中每一股都被快速脉冲加热。然而，这样的精细结构既没有通过直接成像观测解决，也没有通过扩展的超热等离子体的间接观测得出结论。最近已经表明，观察到的冷和暖日冕环（分别为~1 MK，~2-3 MK）的外观差异-暖环比冷环看起来“模糊”-可以用亚弧秒链组成的环模型来解释，这些环被脉冲加热到~10 MK。这项工作预测，热日冕环（>~6 MK）的图像应该再次显示出精细的结构。在这里，我们表明，预测的效果确实被广泛观察到在一个活跃的区域与太阳动力学天文台，从而支持的情况下，脉冲加热的细环股在供电的活动日冕中发挥着重要作用。
2011-06-08 astro-ph.SR
Bayesian evidence for two slow-wave damping models in hot coronal loops
本研究通过计算边际似然与贝叶斯因子，对比仅场向热传导和含热失衡的两种慢波阻尼模型，发现多数热日冕环样本支持热失衡模型，少数适配热传导模型，或有助于揭示日冕加热机制。
2023-07-05 astro-ph.SR
Long-Period Intensity Pulsations in Coronal Loops Explained by Thermal Non-Equilibrium Cycles
在太阳日冕环中，热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium）是一种当加热是高度分层和准恒定时会发生的现象。因此，对TNE的非生物观测识别将允许强烈约束加热情景。到目前为止，虽然TNE是日冕雨的标准解释，但模拟预测的长期周期性演变还没有被观察到。然而，SoHO/EIT最近报告了长周期强度脉动（几个小时的周期）的检测，这种现象在环中似乎非常常见。此外，我们最近用SDO/AIA研究的三个强度脉动事件显示了暖环中TNE的强有力证据。在本文中，一个现实的循环几何LFFF外推作为输入到一维水动力模拟。我们的模拟表明，对于目前的环路几何形状，加热必须是不对称的，以产生TNE。我们详细分析了一个特定的模拟，再现了与AIA观察到的脉动环束之一的平均热行为。我们比较这个模拟的属性与从观测中推导出的属性。LFFF外推的磁拓扑指向在一个足点处存在优选重连的位点，支持存在不对称加热。此外，我们可以重现的脉动环的时间大尺度强度属性。这种模拟进一步加强了对所观察到的脉动作为TNE特征的解释。因此，这给出了关于这些回路的加热定位和时间尺度的重要信息。
2017-01-05 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
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
Excitation of decay-less transverse oscillations of coronal loops by random motions
日冕环的横向振荡的相对大振幅衰减制度已经知道了二十年，并解释了圆柱形等离子体波导的MHD扭结模式。最近的观测分析揭示了所谓的无衰减小振幅振荡，并检测到多谐波结构。已经提出了几种模型来解释它们。特别是，无衰减振荡已被描述为与连续的单周期运动的环路足点驱动的扭结驻波，在一个简单的振荡器模型的强迫振荡由于谐波外力，并作为一个自振荡过程，由于一个环路的相互作用与准稳定流。然而，需要另一种机制来解释振荡的几个纵向谐波的同时激发。我们研究了冕环无衰减横向振荡的随机激发机制。与空间一维和时间相关的分析模型，考虑到沿回路的波阻尼和扭结速度变化的影响，我们考虑横向回路振荡驱动的随机运动的足点。足迹运动由宽带有色噪声建模。我们发现了环本征模的激发，并分析了它们的频率比以及沿环振荡的空间结构。所得到的结果成功地再现了所观察到的无衰减振荡的性质。特别是，作为谐振器的环的本征模的激发可以解释最近检测到的无衰减振荡和多个谐波的产生所观察到的准单色性质。我们提出的机制，可以解释衰变少的横向振荡的日冕环的扭结波随机驱动的循环足迹。
2019-12-17 astro-ph.SR
Vortex and sink flows in eruptive flares as a model for coronal implosions
爆发耀斑是突然释放的磁能，涉及许多现象，其中几个可以解释的标准二维耀斑模型和它的三维实现。我们分析了三维磁流体动力学模拟在这个模型的框架内，自然解释了收缩的日冕环附近的耀斑网站，以及流入的尖形环以上的区域。我们发现，两个涡度弧位于两侧的喷发磁通量绳产生的爆发开始。磁弧以上的磁通绳腿，然后受到膨胀，旋转或收缩，这取决于涡流平流的一部分。除了涡流之外，在磁通量绳下方的电流片中存在向内的磁压梯度。它导致形成一个由重连维持的汇。我们的结论是，在爆发耀斑期间观察到的冕环明显的内爆是磁流体效应的结果与产生的涡旋和下沉流时，磁绳移动在磁化环境中。
2017-02-01 astro-ph.SR
Understanding the Physical Nature of Coronal "EIT Waves"
近20年来，日冕中全球传播波（通常称为“EIT波”）的物理性质一直存在争议。多年来，人们提出了更多的理论来解释与最初提出的快波解释不相符的观测结果。然而，使用太阳和日光层观测台上的极紫外成像望远镜进行的观测与快速波解释的不兼容性受到了来自双日地关系观测台航天器的不同观点和来自太阳动力学观测台的更高空间/时间分辨率数据的挑战。在这篇文章中，我们重新审视了解释“EIT波”的理论，以确定可测量的属性和行为，这些属性和行为可以与当前和未来的观测结果进行比较。我们大多数人的结论是，“EIT波”最好描述为快速模式的大振幅波/冲击，最初是由低日冕中爆发的日冕物质抛射的脉冲膨胀驱动的。
2016-11-16 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields Derived from Simultaneous Microwave and EUV Observations and Comparison with the Potential Field Model
我们估计日冕磁场来自无线电观测的准确性，通过比较他们的位场计算和DEM测量使用EUV观测。2011年2月3日，利用17 GHz的野边山射电日像仪对NOAA活动区11150的热韧致辐射进行了偏振观测，得到了日冕磁场的视线分量。由于在17 GHz的热韧致辐射强度包括色球和日冕分量，我们只提取了日冕分量通过测量日冕发射措施在EUV观测。此外，我们还选择了日冕环和色球层沿视线方向的弱磁场强度区域，只导出日冕的射电偏振分量。冠状面纵向磁场的上限为100 - 210 G。我们还计算了日冕纵向磁场的位场外推使用光球磁场从日震和磁成像仪（HMI）。然而，计算出的势场肯定小于观测到的日冕纵向磁场。这种电位和观测到的磁场强度之间的差异可以一致地由两个原因来解释：（a）由于EUV观测的温度范围的限制而导致的对日冕发射测量的低估，（b）由于电位场假设而导致的对日冕磁场的低估。
2015-12-14 astro-ph.SR
Evidence of Wave Damping at Low Heights in a Polar Coronal Hole
我们用日之出星上的极紫外成像光谱仪测量了极冕洞的谱线宽度。极地冕洞是开放磁场的区域，也是快速太阳风的来源。我们发现，线宽在相对较低的高度减少。以前的观察将这种下降归因于系统效应，但我们发现这种效应太小，无法解释我们的结果。我们得出结论，谱线变窄是真实的。据信非热谱线宽度与沿着这些开放场线传播的阿尔文波的振幅成正比。我们的研究结果表明，阿尔芬波阻尼在极冕洞意外低的高度。我们推导出1.1和1.3太阳半径之间耗散的能量上限的估计，并发现它足以占所需的极冕洞加热和加速太阳风的70%。
2012-04-30 astro-ph.SR
Redefining the boundaries of interplanetary coronal mass ejections from observations at the ecliptic plane
2015年1月6日至7日，在L1观测到行星际日冕物质抛射（ICME）。这一事件，这可能与一个弱而缓慢的日冕物质抛射，使我们能够讨论之间的差异边界的磁云和成分边界。围绕ICME的太阳冕洞的快速流提供了一个独特的机会来检查边界的过程定义并解释它们之间的差异。使用风和ACE数据，我们进行了补充分析，包括成分，磁性和运动学观测提供有关ICME的演变远离太阳的相关信息。我们建议侵蚀，至少在ICME的前边界，作为边界之间的差异的主要原因，和成分签名作为最精确的诊断工具ICME的边界。
2016-09-05 astro-ph.SR
A Breakout Model for Solar Coronal Jets with Filaments
最近的观测表明，许多太阳日冕喷流都涉及到大尺度丝状物的微型爆发。观察到这样的“迷你丝”形成沿强极性反转线，磁性双极区域嵌入开放（或远关闭）单极场。在喷流产生的过程中，暗条变得不稳定并爆发。最近，我们描述了一个模型，这些迷你灯丝喷流，其中著名的大规模日冕物质抛射的磁爆发机制扩展到这些较小的事件。在这项工作中，我们使用三维磁流体动力学模拟详细研究三个实现的模型。我们表明，爆发喷流产生机制是强大的，不同的实现模型可以解释不同的观测功能。结果进行了讨论，最近的观察和以前的喷气机模型。
2017-12-09 astro-ph.SR
On active region loops: Hinode/EIS observations
日冕环是太阳活动区和日冕的基本组成部分。因此，清楚地了解日冕环的物理学将有助于我们理解活动区加热的物理学，特别是一般的日冕加热。这需要精确测量物理量，如电子密度和填充因子，温度和日冕环中的流动。在本文中，我们已经进行了调查的空间分辨日冕环使用的EIS机载日出测量上述物理量。基于这项研究，我们发现一个纳米耀斑模型可以解释大多数观察到的特征，这个环。
2008-12-31 astro-ph.SR
A Contemporary View of Coronal Heating
长期以来，确定导致太阳和许多其他恒星的外层大气达到比其表面温度高几个数量级的温度的加热机制（或机制）一直是一个关键问题。几十年来，这个问题一直被称为日冕加热问题，但现在很清楚，“日冕加热”不能孤立地处理或解释，整个太阳大气层的加热必须作为一个高度耦合的系统来研究。已知恒星的磁场扮演关键角色，但是，尽管太阳望远镜、计算能力和对理论机制的更深入理解有了重大进步，但哪种机制或哪几种机制是色球层和日冕能量的主要供应者的问题仍然悬而未决。继最近取得的实质性进展之后，我们考虑了最有可能的竞争者，并讨论了导致并且仍然导致确定实际（日冕）加热机制如此困难的关键因素。
2012-06-26 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
A 2D Model for Coronal Bright Points: Association with Spicules, UV bursts, Surges and EUV Coronal Jets
日冕亮点（CBPs）是太阳大气中普遍存在的结构，由宁静太阳中的EUV或X射线观测到的小尺度热环和日冕洞组成。它们是理解日冕加热的关键元素;然而，关于它们的加热机制、下面的色球层或这些结构中通量出现的影响的基本问题仍然是开放的。我们已经使用的彩虹代码进行了一个二维实验中，一个冕孔磁零点配置演变扰动现实造粒。为了与观测结果进行比较，合成SDO/AIA，太阳轨道器EUI-HRI和IRIS图像已经计算。实验表明，CBP的自洽创建通过随机颗粒运动单独的行动，介导的磁重联在日冕。重联是间歇性的和振荡的，它导致了日冕和过渡区的温度循环，这在我们的EUV/UV观测中是可以识别的。在CBP的生命周期中，在其底层相反极性的表面发生收敛和抵消。CBP下面的色球层显示了一些关于其密度和针状体的特殊特征。CBP的最后阶段是爆发：颗粒尺度的磁通量出现破坏了CBP的拓扑结构，导致不同的喷射，如UV爆发，浪涌和EUV日冕喷流。除了解释观察到的CBP功能，我们的研究结果铺平了道路，在不同的大气层模拟和协调观测相结合的进一步研究。
2022-08-08 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 astro-ph.SR
Coronal Rain Driven by Low-Frequency Impulsive Heating: Dependence of Dynamics and Morphology on Coronal Heating and Magnetic Field
Kyoto University（京都大学）
该研究通过1.5维磁流体动力学模拟，揭示低频脉冲加热的持续时间和日冕磁场强度是调控日冕雨形成、动力学与形态的关键因素。
2026-08-11 astro-ph.SR
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
Coronal Loops with Different Metallicities and Generalized RTV Scaling Laws
本文通过扩展太阳冕环理论并开展磁流体动力学模拟，推导并验证了不同金属丰度下恒星冕环的广义RTV标度律，揭示了低金属丰度导致更高密度、温度和X射线辐射的规律。
2023-06-26 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
The Role of Coronal Hole and Active Region Boundaries in Solar Wind Formation
日出观测提供了太阳外流的新视角。这些研究特别侧重于从活动区域边缘发出的气流。这些流动是长期的，似乎在每一个活跃地区都有某种程度的存在。测得的流量值在几十km/s $^{-1}$和200 km/s $^{-1}$之间。人们提出了各种解释来解释这些流动，包括重联、波和压缩。在冕洞中也观察到了外流，本文将讨论这些外流以及冕洞与活动区的相互作用。虽然从平静太阳到活跃区域的所有区域都观察到了流出的等离子体，但尚不清楚这些等离子体对太阳风的贡献有多大。我将讨论各种试图证明流出的等离子体形成太阳风的一部分。
2012-01-23 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
Explaining the Observed Relation Between Stellar Activity and Rotation
对晚型主序星的观测揭示了日冕活动与自转周期或罗斯比数$Ro$（自转周期与对流周转时间的比值）的经验比例，迄今为止还缺乏解释。对于$Ro >> 1$，观察到的X射线辐射热通量的活性随$Ro^{-q}$和$2\le q \le 3$而变化，而对于$Ro << 1$，则随$|q| < 0.12$而变化。在这里，我们解释这两个政权之间的过渡和幂律在$Ro >> 1$政权通过构建一个表达式的日冕光度发电机磁场产生和磁浮力的基础上。我们解释的$Ro<<1$行为的推断，观测到的旋转是相关的内部差异旋转，并认为，一旦剪切时间尺度是短于对流周转时间，涡将被切碎的剪切时间尺度上，因此涡相关时间实际上成为剪切时间和对流时间下降的方程。我们解释的$Ro >> 1$的行为，使用发电机饱和理论的基础上的磁螺旋度建设和浮力损失。
2014-10-01 astro-ph.SR
Bayesian Coronal Seismology
与实验室的情况相反，对太阳大气的研究必须在没有直接接触到感兴趣的物理条件的情况下进行。因此，信息是不完整和不确定的，需要采用推理方法来诊断物理条件和过程。太阳大气地震学就是这样一种方法，它利用观测到的和理论上预测的波的特性来推断等离子体和磁场的特性。太阳大气地震学的一个最新发展是使用基于贝叶斯分析的反演和模型比较方法。本文首先阐述了贝叶斯分析的哲学思想和方法论。然后，我们提供了一个帐户迄今已取得的成就，这些技术的应用，太阳大气地震和未来可能的扩展前景。
2017-09-25 astro-ph.SR
Coronal properties of planet-bearing stars
太阳系外行星会影响其宿主恒星的活动吗？色球活动增强的迹象已被发现的少数目标，但在X射线制度，确凿的观测证据仍然失踪。我们希望建立一个良好的观测基础，以确认或拒绝恒星X射线辐射中的星-行星相互作用（SPI）的主要影响。因此，我们进行了统计分析的恒星X射线活动的所有已知的行星轴承恒星在30 pc的距离依赖于行星参数，如质量和半长轴。我们发现，在我们的样本中，X射线光度和活动性指标L_X/L_bol与行星参数之间没有显著的相关性，这不能用选择效应来解释。日冕SPI似乎是一种现象，可能只表现为对少数个别目标的强烈影响，但对一般的行星恒星没有重大影响。
2010-03-30 astro-ph.SR
Implications for electron acceleration and transport from non-thermal electron rates at looptop and footpoint sources in solar flares
硬X射线（HXR）辐射源与电子加速和输运的相互关系是高能太阳耀斑物理研究的主要问题之一。对太阳耀斑的空间分辨观测经常表明存在分离良好的韧致辐射源，即所谓的日冕源和足点源。利用空间分辨的X射线观测资料和最近改进的成像技术，我们详细研究了几个观测良好的太阳耀斑的空间分辨电子分布。选定的耀斑可以被解释为具有标准的几何形状与色球HXR足点源相关的厚目标X射线发射和日冕源的热和薄目标韧致辐射的组合为特征。使用成像光谱技术，我们推导出的特征电子速率和光谱指数所需的解释冠状和足点X射线源。我们发现，在脉冲阶段，电子率在looptop是几倍（1.7-8倍）高于在脚点。结果表明，足够数量的电子加速的环顶解释沉淀到脚点，并意味着电子积累在环顶。我们讨论了这些结果的磁捕获，俯仰角散射，和注入性能。我们的结论是，加速的电子必须受到磁捕获和/或俯仰角散射，保持一小部分人口被困在日冕环内。这些研究结果提出了强有力的约束，在日冕源的粒子输运，并提供定量限制在日冕源的deka-keV电子捕获/散射。
2013-02-12 astro-ph.SR
Frequencies of flare occurrence: Interaction Between convection and coronal loops
对太阳和恒星耀斑的观测表明，耀斑能量与耀斑间隔时间之间存在幂律关系。已经提出了各种模型来解释这些依赖关系，并解释幂律指数的数值。在这里，我们提出了一个模型，在颗粒对流的力量的脚点的日冕磁环，这是冻结在光球气体，进行随机行走。在某些情况下，这可能导致线圈扭曲，如果扭曲超过临界值，则会导致线圈不稳定。太阳耀斑可能是由环中的这种扭曲引起的不稳定性引起的，这种可能性在文献中已经存在了几十年。在这里，我们量化的过程中，以近似的方式，以复制幂律指数。我们发现，对于相对较小的耀斑，随机游走扭曲模型导致一个相当陡峭的幂律斜率，这与GOES卫星报告的56，000+太阳X射线耀斑样本得出的指数非常吻合。对于相对较大的耀斑，我们发现幂律的斜率较浅。耀斑星的经验幂律斜率也有一个范围与这里得到的斜率重叠。我们认为，在最冷的恒星，一个显着的变化，斜率应该发生时，冻结通量假设打破了由于低电导率。
2018-01-23 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
The Coronal Veil
在太阳日冕图像中看到的日冕环，被认为是来自具有紧凑横截面的磁通量管的发射。我们研究的3D结构的等离子体以上的活动区域的辐射磁流体动力学模拟定位体积对应的日冕环。在许多情况下，环不能连接到体积中的单个细链。虽然合成图像中存在许多细环，但体积中的明亮结构较少，并且形状复杂。我们证明，这种复杂性可以形成薄的明亮的循环的印象，即使在没有薄的明亮的等离子体股。我们证明了从观察辨别一个特定的循环是否对应于一个链的体积，或投影伪影的困难。我们演示了如何明显孤立的循环可以欺骗观察者，即使从多个视角观察。虽然我们的分析基于模拟，但主要发现独立于特定的模拟设置，并说明了解释光学薄等离子体中视线积分产生的观测结果所涉及的内在复杂性。我们提出了另一种解释中看到的极紫外线图像的日冕链。“日冕面纱”假说在数学上更通用，自然解释了环的特性，这些特性很难以其他方式解决--比如它们恒定的截面和异常高的密度刻度高度。我们挑战的范式日冕环薄磁通量管，提供新的理解太阳日冕，并通过扩展，其他磁约束明亮，热等离子体。
2021-11-29 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
Propagating slow magnetoacoustic waves in coronal loops observed by Hinode/EIS
我们提出了第一次Hinode/EIS观测的5分钟准周期振荡检测到的过渡区线（He II）和五个日冕线（Fe X，Fe XII，Fe XIII，Fe XIV和Fe XV）在一个日冕环的足点。振荡存在于整个观测过程中，其特征是一系列周期几乎恒定的波包，通常持续4-6个周期，寿命为20-30 min。多普勒频移和强度振荡之间存在近似同相关系。这为磁声波从过渡区向上传播到日冕提供了证据。我们发现，在五个日冕线检测到的振荡是高度相关的，振幅随温度的升高而减小。从Fe X到Fe XV，多普勒频移振荡的幅度减小约3倍，而相对强度减小约4倍。这些振荡可能是由光球p模式通过色球层和过渡区泄漏到日冕引起的，这被认为是TRACE以前观察到的强度振荡的来源。振荡幅度的温度依赖性可以解释为沿着具有多线程结构的环路在足点附近传播的波的阻尼。因此，这一性质对日冕地震学诊断日冕环温度结构具有潜在的价值。
2009-02-25 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Investigation of coronal properties of X-ray bright G-dwarf stars based on the solar surface magnetic field -- corona relation
我们研究了包括太阳在内的G矮星在宽范围的X射线光度$L_{\rm X}$（$3\times 10^{26}$到$2\times 10^{30}~{\rm erg~s^{-1}}$）上的日冕性质。分析了10颗X射线亮（$L_{\it X}>10^{28}~{\rm erg~s^{-1}}$）G矮星的历史数据，得到了它们在没有观测到显著恒星耀斑期间的发射测度（EM）和日冕温度（$T$）。我们试图解释的关系的基础上，我们的理解，目前的太阳：一个稳定的日冕模型的基础上，所谓的RTV标度律和所观察到的幂律分布函数的表面磁功能。本文导出了多活动区恒星的EM- $T$关系的理论标度律，并结合文献资料将其应用于观测。我们发现，对于太阳参数，我们的标度律似乎与缓慢旋转恒星的数据一致。然而，更多的X射线亮星位于基于太阳参数的标度定律之上。如果这些恒星的活动区域呈现幂律分布函数，其幂律指数相同，但系数大10-100倍，则标度律可以解释观测结果。这表明，对于给定的大小，X射线明亮的恒星比太阳显示出更多的活动区域。由于我们的样本包括快速旋转的恒星，我们推断，X射线明亮的恒星从目前的太阳为基础的标度律的偏移是由于其快速旋转的表面磁场产生的增强。
2020-08-10 astro-ph.SR
A census of Coronal Mass Ejections on solar-like stars
日冕物质抛射（CME）可能对行星和恒星演化具有重要意义。恒星日冕物质抛射的参数，如质量和速度，还没有被统计确定。到目前为止，只有少数恒星CME已被发现，主要是在dMe星使用光谱观测。因此，我们的目标是通过使用ESO第3阶段和Polarbase档案的光谱数据来统计确定类太阳恒星的CME。为了识别恒星日冕物质抛射，我们使用多普勒信号的光学谱线是一个签名的爆发细丝是密切相关的日冕物质抛射。我们调查了总共425颗dF-dK恒星的3700多个小时的源时间。我们没有发现日冕物质抛射的特征，只有少数耀斑。为了解释这种低水平的活动，我们得出的上限为未检测到的日冕物质抛射，并与经验建模日冕物质抛射率进行比较。为了解释低数量的检测到的耀斑，我们适应耀斑的幂律来自EUV数据的Hα制度，产生更现实的结果Hα观测。此外，我们还通过提取太阳作为恒星的Hα光变曲线来检验恒星耀斑的可探测性。外推的可观测CME的最大数量低于观测确定的上限，这表明在源时间太短，无法检测到Hα中的恒星CME。我们的结论是，这些未检测到的观测偏差与低水平的活动的调查dF-dK星。
2020-02-11 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
Kinetic Processes to Radio Burst: First Observational-driven Study in Coronal Loops
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Science（中国科学院云南天文台）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究中心）；School of Space Science and Physics, Shandong University（山东大学空间科学与物理学院）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）
研究太阳射电爆发中缓慢正向漂移爆发（SPDBs）起源，采用结合NLFFF磁外推、引导中心模拟和PIC模拟的三阶段数值框架，通过静水压模型描述背景等离子体密度，揭示了SPDB产生机制及连接相关物理过程的统一模型的可行性。
2026-07-09 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
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 astro-ph.SR
Expanding and Contracting Coronal Loops as Evidence of Vortex Flows Induced by Solar Eruptions
据预测，爆发的太阳耀斑会在爆发的磁通量绳的两侧产生大规模的涡流。该过程类似于众所周知的产生涡环的流体动力学过程。涡旋导致位于耀斑活动区外围的闭合日冕环的平流。预计涡流的上部为外流，下部为回流。在这里，我们研究了两个爆发的太阳耀斑，一个X1.1级耀斑SOL 2012 -03- 05 T03：20和一个C3.5级耀斑SOL 2013 -06- 19 T07：29。在这两个耀斑中，我们发现大气成像仪在其171\，193\，193\，211\，211\，194 ~通带观测到的日冕环都表现出膨胀和收缩运动的共存，与模型预测一致。在X级耀斑中，多个膨胀/收缩环共存超过35分钟，而在C级耀斑中，193\，171\，172中的膨胀环似乎与171\，172中的明显内爆环拱廊靠近并同时。后来，193\，~环也切换到收缩。这些观测结果自然可以用爆发性太阳耀斑模型中的涡流来解释。
2017-06-15 astro-ph.SR
First detection of transverse vertical oscillation during the expansion of coronal loops
在这封信中，我们对2022年1月20日发生在活动区12929的M5.5级爆发耀斑进行了详细的分析。一个热通道的爆发产生快速的日冕物质抛射（CME）和圆顶形的极紫外（EUV）波的速度为740 $-$ 860 km s $^{-1}$。CME与II型射电爆发相关联，这意味着EUV波是一种快模冲击波。在脉冲阶段，耀斑在EUV，硬X射线和无线电波段显示出准周期性脉动（QPP）。QPP的周期在18 s ~ 113 s之间，表明耀斑能量释放和非热电子的间歇性加速具有多个时间尺度。极紫外波与邻近低冕环的相互作用导致冕环的收缩、膨胀和横向垂直振荡。171、193和211 ℃的收缩速度高于304 ℃。在304 °和171 °时，振荡周期分别为253 s和275 s.提出了一个新的方案来解释这种相互作用。解释耀斑核心上方覆盖日冕环收缩和振荡的方程也可以解释耀斑核心的膨胀和振荡，这表明这两种现象在本质上是相同的。
2022-09-01 astro-ph.SR
Modeling solar coronal bright point oscillations with multiple nanoflare heated loops
日冕亮点的强度振荡已经被研究了很多年。人们已经知道，这些BPs是封闭的磁回路状结构。然而，这种强度振荡的起始仍然是一个谜。已经有许多建议来解释这些振荡，但迄今为止尚未探索这种BP的建模。在这项工作中，我们使用多线程nanoflare加热回路模型研究这种BP的行为。我们使用可用数据的位场线外推法计算BP的典型回路长度（Ehrashekhar等人，2013），并将其设置为我们模拟回路的长度。我们通过正演模拟产生强度观测值，并使用小波分析分析强度时间序列，如以前的观察者所做的那样。结果表明，在过去的观测报告类似的强度振荡周期。有人建议，这些振荡实际上是冲击波沿回路传播。我们还表明，如果考虑不同的背景扣除，可以提取绝热驻模的强度时间序列数据，以及从观测和模拟数据。
2015-07-17 astro-ph.SR
Deciphering the solar coronal heating: Energizing small-scale loops through surface convection
研究利用Bifrost建立三维数值模型，证明光球随机对流可持续应力小尺度磁环并产生焦耳与黏性加热，且经SDO、SST及Multi3D诊断对比验证。
2023-11-20 astro-ph.SR
Effects of external flow on resonant absorption of coronal loop kink oscillations driven by an external fast wave: Selective excitation problem
共振吸收被认为是冕环振荡和等离子体加热的阻尼的一个重要机制。我们研究了日冕环扭结振荡的共振吸收的外部驱动程序，如耀斑的假设，有一个中间剪切流区周围的环。我们发现，对于长冠环共振吸收可以高度增强或减少敏感地依赖于流量的大小和方向和流动区域的空间范围时，过渡层是薄的。对于短冠环，需要高流速和厚的过渡层才能有实质的共振吸收。我们提供了一个潜在的图片来解释的结果，外部阿尔文速度和相速度的波是重要的参数。这些结果表明，剪切流区显著地改变了外部波能量向环中的传输，这可能导致日冕环振荡的选择性激发。
2021-05-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
2013-01-21 astro-ph.SR physics.comp-ph
Probing Coronal Magnetic Fields with Sungrazing Comets: \hi\ Ly$α$ from Pickup Ions
对掠日彗星的观测可以用来探测日冕，研究彗星的组成，并研究控制日冕等离子体和彗星气体之间相互作用的等离子体过程。对\hi \ Ly $α$的强度和谱线轮廓的连续观测跟踪了日冕的密度、温度和流出速度。对彗星C/2002 S2的\hi \ Ly $α$观测的分析表明，彗星Ly $α$的尾部有一个令人惊讶的分裂，并且在整个尾轴上有一个不对称的红移和蓝移发射。有人认为，速度结构可能是由拾取离子和彗星中性粒子之间的电荷转移产生的中性粒子的人口。在这里，我们提出了数值模拟的\hi \ Ly $α$强度和速度的质心掠日彗星的假设下，磁场和太阳风风是径向的。这些模型定性地再现了彗星C/2002 S2的观测结果，并可能解释了在C/2002 S2和C/2001 C2中看到的分裂尾巴形态。它们也与观测到的红移和蓝移相匹配，尽管解释蓝移所需的太阳风速度意味着强烈的多普勒变暗，需要更高的放气速率才能与光变曲线相匹配。然而，模型不匹配的观察细节，我们讨论了剩余的差异和模型中的不确定性。我们简要地讨论了其他的彗星观测和掠日彗星观测与梅蒂斯日冕的影响。
2019-12-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observable effects of Interplanetary Coronal Mass Ejections on ground level neutron monitor counting rates
在这项工作中，非经常性的福布什减少（FD）触发的冲击驱动行星际日冕物质抛射（ICME）的通道进行了分析。已经研究了59个ICME，但其中只有25%与FD相关。我们发现，冲击驱动磁云（MC）产生更深的FD比冲击驱动喷出物。这一事实可以解释关于中子监测器（NM）计数率和MC/喷出物的速度和其相关的刚性下降之间观察到的增长趋势。MC比喷出物更快，并且具有更高的相关刚性。此外，ICME的减速似乎是产生FD的一个原因，这可以从NM计数率和减速之间的下降趋势中推断出来。这可能意味着从日冕到地球的ICME与太阳风之间的相互作用对产生更深的FD起着重要作用。最后，我们得出结论，没有磁绳拓扑的喷出物是不太有效的解开FD。
2013-02-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
