Continuous upflow of material in an active region filament from the photosphere to the corona
利用活动区（AR）灯丝的分光偏振数据，我们进行了反演，以推断矢量磁场在光球（Si I线）和色球（He I线）。我们的灯丝位于极性反转线（PIL）位于接近磁盘中心，并提出了强烈的塞曼一样的签名在光球和色球线。在PIL下的连续体中识别出具有两种极性的孔隙状地层。在两个高度处使用AZAM代码来求解方位模糊度。光球和色球矢量磁场之间的比较表明，它们在暗条的某些区域排列得很好。然而，特别是在色球层的高度，磁场主要是与暗丝对齐。在这两个高度上都发现了表明磁力线向上流动的速度特征。所有这些发现的结合强烈表明一个新兴的磁通绳的情况。
2010-10-20 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Simultaneous Observations of a Large-Scale Wave Event in the Solar Atmosphere: From Photosphere to Corona
首次报道了在太阳大气的光球层、色球层、过渡区和低日冕层同时观测到的大尺度波动。利用飞田天文台的太阳磁活动研究望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件（AIA）的高时间和高空间分辨率观测资料，发现该波在太阳大气的不同高度上同步演化，它以605公里/秒的速度传播，在极紫外线（EUV）观测中显示出显着的减速（-424米/秒2）。在初始阶段，EUV观测的波速为1000 km/s，与AIA 1700 kHz（967 km/s）和1600 kHz（893 km/s）观测的波速相似。该波被一个具有开阔场地的偏远地区反射，并且在主要快波之后还确定了速度为220 km/s的较慢的波状特征。此外，还观测到一个II型射电爆发与该波有关。我们认为这是一种快速的磁声激波，它首先受到伴随的日冕物质抛射的驱动，然后在日冕中自由传播。当冲击波传播时，它的腿扫过太阳表面，从而导致在太阳大气层的较低层中观察到的波特征。慢波状结构后的主要波可能是由低日冕磁场的重新配置，在场线拉伸模型的预测。
2012-09-12 astro-ph.SR
Intermittency in the photosphere and corona above an active region
最近的研究无疑证明了光球层和日冕层中的磁场是一种间歇性结构，这为解释其物理机制提供了新的视角。特别是，日冕中存在极强电阻率的局部区域（需要解释所有尺度的磁重联）和小尺度与大尺度之间的互换（需要研究光球/日冕耦合）等问题，仅举几例，可以很容易地通过双折射概念来捕获。本研究的重点是在光球层，色球层和日冕中导出的不透明度属性的同时时间变化。我们分析了2006年12月8日12：00 UT和2006年12月13日18：45 UT之间获得的NOAA AR 10930数据。光球层的不透明度是由Hinode磁场测量结果推断的，而过渡区和日冕的不透明度则是由Nobeyama 9 GHz射电偏振测量结果、高节奏Hinode/XRT/Be-thin数据以及GOES 1- 8 GHz通量推断的。通过计算动力学涡度，分析了光球动力学及其与不透明度变化的可能关系。在这个案例研究中，我们发现了以下事件链。光球磁场的间歇性达到峰值后，在AR中的等离子体流的特定动力学涡度达到其最大水平（4小时的时间延迟）。在光球层折射率达到峰值后，日冕层折射率逐渐增加。从光球折射率的峰值到第一次强耀斑（X3.4）的发生之间的时间延迟约为1.3天。我们的分析似乎表明，增强的不透明度/复杂性首先发生在光球，后来被送往日冕。
2009-03-17 astro-ph.SR gr-qc
Coronal heating in coupled photosphere-chromosphere-coronal systems: turbulence and leakage
日冕环作为低频波动的谐振腔，这些波动从太阳大气的深层传输，并在日冕中放大，引发非线性相互作用。然而，捕获并不完美，一些能量泄漏到色球层，从而限制了湍流的发展和相关的加热。我们考虑了湍流和泄漏的综合影响，在确定的能级和相关的加热率模型的冕环，其中包括色球和过渡区。我们使用一个分段常数模型的阿尔芬速度和减少MHD壳模型来描述之间的相互作用，在垂直于平均场的方向上的湍流动力学和传播沿字段。湍流是由传入的波动，相当于，在线绑的情况下，强迫的光球剪切流。在改变湍流强度的同时，系统地比较了三种复杂度逐渐增加的模型的平均日冕能级（E）和耗散率（D）：经典封闭模型、半开放日冕模型和日冕色球层（或三层）模型，后两种模型允许能量泄漏。我们发现：（i）泄漏总是起作用（即使对于强湍流），E和D系统地低于线系模型。(ii)E接近共振预测，即，假设有效湍流相关时间长于Alfven日冕穿越时间（Ta）。(iii)D接近光球能量除以Ta的比值。（iv）日冕光谱具有5/3的光谱斜率的惯性范围，以及抑制非线性耦合的大尺度共振模捕获峰。(v)在实际的三层模型中，二分量谱导致阻尼时间等于Kolmogorov时间减去因子u_rms/Va_corona
2011-11-22 astro-ph.SR
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
Mapping Solar Magnetic Fields from the Photosphere to the Base of the Corona
太阳高层大气的常规紫外线成像显示了太阳活动的壮观表现;然而，我们仍然看不到它的主要驱动力，磁场。在这里，我们报告了前所未有的光谱偏振观测的一个活跃的区域plage及其周围的增强网络，显示圆偏振的紫外线（镁II $h$和$k$和Mn I）和可见光（Fe I）线。我们推断了光球层到色球层最上层的纵向磁场。在谱斑色球层的顶部，场强达到300高斯以上，与Mg II $k$线的核心强度和电子压力密切相关。这幅独特的地图显示了磁场如何耦合不同的大气层，并揭示了色球层加热的磁源。
2021-03-02 astro-ph.SR
UV/EUV High-Throughput Spectroscopic Telescope: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
日冕活动的起源是太阳物理学中一个长期存在的问题。近年来，太阳动力学观测站（SDO）、日珥观测站（Hinode）、界面区成像光谱仪（IRIS）等卫星的观测，揭示了太阳大气的细节特征，并试图揭示光球层通过磁场向日冕的能量传递及其各种能量转换过程。然而，沿着磁场的能量转移的定量估计是不够的。观测到光球到日冕的能量传递困难的原因主要有两个：1）光球和日冕之间的空间分辨率差（0.1弧秒）; 2）温度覆盖不足。此外，对能量耗散区域的物理参数也没有足够的观测知识。在能量耗散区附近难以观测的原因主要有三个：1）空间尺度小，2）时间尺度短，3）低发射。一般认为，能量耗散发生在非常小的尺度上，并且其持续时间非常短（10秒）。此外，耗散区域中的密度可能非常低。因此，高时空分辨率、宽温度范围的紫外/极紫外光谱观测对于定量估算光球到日冕的能量输运和诊断能量耗散区附近等离子体动力学具有重要意义。该望远镜的主要科学目标是通过高空间和时间分辨率的紫外/极紫外光谱技术定量估算光球层到日冕的能量传输，并阐明能量耗散区域附近的等离子体动力学，该区域是日冕加热、太阳风加速和/或太阳耀斑的关键区域。
2017-01-18 astro-ph.SR
Stochastic coupling of solar photosphere and corona
观测到的太阳活动被认为是由光球层动力学过程注入日冕的非势能的耗散驱动的。相互作用涉及的尺度范围很大，这使得追踪每个日冕耗散事件的光球起源变得困难，特别是在存在复杂的磁拓扑结构的情况下。在本文中，我们提出了一个集成为基础的方法来测试光球-日冕耦合在一个安静的太阳能区域所代表的间歇性活动SOHO MDI和STEREO EUVI图像集。对于对应于光球和日冕中相同程度间歇性的适当调整的检测阈值，两个太阳区域的动态可以用相同的能量释放事件发生概率分布来描述，但几何性质显着不同。我们推导出一组比例关系，调和两组结果，并使统计描述的日冕动力学的光球观测的基础上。我们的分析表明，在日冕的多尺度间歇性耗散在空间尺度> 3毫米是由湍流光球对流。光球网络的复杂拓扑结构使得这种耦合本质上是非局部的和不确定的。我们的结果是在协议与帕克的耦合方案中，随机光球洗牌产生轻微稳定的磁不连续性在日冕水平，但他们也是一致的脉冲波加热涉及多尺度Alfvenic波包和/或MHD湍流级联。由于日冕磁场的重新配置而对光球产生的反作用可能是一个促成因素。
2013-03-27 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.data-an
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Onset of 2D magnetic reconnection in the solar photosphere, chromosphere and corona
我们调查的发病2D的时间依赖性磁重联，触发使用外部速度驱动器位于远离，垂直于，平衡哈里斯电流片。以前的研究通常利用内部触发来启动重连，例如以电流片为中心的初始条件。为了研究太阳不同大气层（即日冕层、色球层和光球层）内的重联起始，进行了求解可压缩、电阻性磁流体力学方程的数值模拟。一个重新连接的状态达到所有考虑的大气高度，与占主导地位的物理高度依赖于大气条件。冠状病例在一系列速度驱动器下实现了电场的急剧上升。对于色球层，我们发现一个较大的速度振幅是需要触发重联。对于光球环境，电场是高度依赖于流入速度;急剧增加的电场获得只有当进入重联区的速度接近阿尔芬速度。此外，双极扩散的作用进行了研究的色球的情况下，我们发现，双极扩散改变了流入区域的电流密度的结构。通量进入重联区的速率由流入速度控制。这决定了重联启动过程的各个方面，即在所有大气层中，重联的早期开始由欧姆定律中的平流项控制。较低的等离子体- $β$增强了重联并在电场中产生了较大的变化。一个高的等离子体- $β$阻碍了重联，产生急剧上升的电场只有当流入重联区域的速度接近当地阿尔芬速度。
2017-11-02 astro-ph.SR
Simulations of the Kelvin-Helmholtz instability driven by coronal mass ejections in the turbulent corona
最近的高分辨率AIA/SDO图像显示了开尔文-亥姆霍兹不稳定性发展的证据，日冕物质抛射（CME）在环境日冕中扩展。一个大规模的磁场主要是切向的接口推断，无论是在CME和背景侧。然而，沿剪切流的磁场分量不足以淬灭不稳定性。也有观测证据表明，周围的日冕是在一个动荡的制度，因此，不稳定性的发展的标准是先验预期不同于层流的情况下。为了研究湍流背景下Kelvin-Helmholtz不稳定性的演化，我们对不可压缩磁流体动力学方程进行了三维模拟。的不稳定性是由一个切向的日冕物质抛射-日冕界面，我们模拟通过一个双曲正切配置文件的速度配置文件。湍流背景是通过施加固定的搅拌力产生的。计算了不同湍流强度下的不稳定性增长率，发现湍流的作用是减弱不稳定性的增长。事实上，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的观察，设置上限的相关长度的日冕背景湍流。
2016-01-13 astro-ph.SR
How Turbulent is the Magnetically Closed Corona?
我们认为，磁封闭日冕演变主要是准静态的，打断了许多本地化的突发活动与磁重联在无数的小电流片。这些片层是通过各种过程形成的，这些过程不涉及传统的湍流级联，由此能量从光球驱动的大尺度开始，通过连续的空间尺度损失地流动。如果这样的惯性范围是湍流的定义特征，那么磁封闭日冕就不是湍流系统。然而，它有一个复杂的结构，与驾驶模式没有直接关系。
2021-05-25 astro-ph.SR
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Photospheric Motions and Their Effects on the Corona: a Numerical Approach
我们对日冕进行了大量的数值模拟，目的是了解它如何对光球层中的不同条件做出反应。通过改变光球层等离子体运动的参数，我们研究了日冕的行为，特别是对产生的电流密度的影响。MHD代码用于运行模拟，使用20 × 20 × 20 Mm^3的盒子，时间跨度从100分钟到几百分钟不等。所有的实验表明，电流密度的快速初始增加，随后由一个渐近值，这取决于光球条件的稳定。这些渐近平均电流密度以及翻转点进行了讨论。
2009-08-28 astro-ph.SR
Anomalous Cooling of Coronal Loops with Turbulent Suppression of Thermal Conduction
我们研究了湍流抑制平行热传导对耀斑后日冕环冷却的影响。根据与湍流散射过程相关的平均自由程$λ_T$的值，我们确定了四种主要的冷却场景。在每种情况下，从超过$10^7$ ~K的初始温度开始，对整体温度演变进行建模，突出整个冷却过程中主导冷却机制的演变。与观测到的冷却时间进行比较，可以限制$λ_T$的值，有趣的是，这个范围对应于碰撞主导的传导在耀斑后日冕环的冷却中发挥非常有限的作用，甚至根本没有作用的情况。
2016-10-15 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
Comparison of Two Methods for Calculating Magnetic Helicity in the Solar Corona
由于大的磁雷诺数，来自太阳内部的磁螺旋度可以通过光球带进日冕。然而，通过光球层的累积磁螺旋度通量与日冕中的磁螺旋度之间的关系仍然不清楚。选取第23太阳活动周新出现的36个活动区，应用光流法计算了光球层的累积磁螺旋度（$H_m^p$）利用序列纵向磁图，利用非线性无力场外推获得三维冠状磁场，并采用有限体积法，利用矢量磁图计算了日冕中的瞬时相对磁螺旋度（$H_m^c$）。研究发现，基于局部相关跟踪（LCT）的$H_m^p$在$1"$中比$H_m^c$大，基于差分仿射速度估计器的$H_m^p$比基于LCT的$H_m^p$与$H_m^c$更一致.与$1"$相比，在$2"$评价中，$H_m^p$与$H_m^c$更一致。此外，无论使用哪种分辨率和方法，$H_m^c - H_m^p$系统地显示出与半球螺旋度规则的一致性（超过55\%）。这些估计表明，$H_m^c$和$H_m^p$的一致性部分取决于磁图的分辨率和计算方法。
2022-04-11 astro-ph.SR
Turbulent Diffusion in the Photosphere as Derived from Photospheric Bright Point Motion
根据大熊座太阳天文台新太阳望远镜（NST）对太阳颗粒的观测，探讨了太阳宁静区、冕洞和活动区斑中亮点的自行。我们自动检测和跟踪亮点（BP），并推导出它们的均方位移作为时间的函数（从每个BP的出现开始）为所有可用的时间间隔。在所有三种磁场环境中，我们都发现了超扩散机制的存在，这在10-300秒的时间间隔内最为明显。通过光谱指数$γ$（均方位移光谱的斜率）测量的超扩散从谱斑区（$γ=1.48$）到宁静太阳区（$γ=1.53$）再到冕洞（$γ=1.67$）增加。我们还发现，湍流扩散系数的变化与时间和空间尺度成正比。对于最小空间尺度（22 km）和最小时间尺度（10 sec），冕洞和宁静太阳区的$^{2}$ s $^{-1}$分别为22和19 km，而对于斑区，对于最小时间尺度15 sec，$^{2}$ s $^{-1}$约为12 km。我们应用我们的BP跟踪代码的三维MHD模型数据的太阳对流（Stein等。2007），并发现超扩散与$γ=1.45$。得到了湍流扩散系数随尺度和$γ$变化的表达式。
2011-11-18 astro-ph.SR
Reconstructing the Local Twist of Coronal Magnetic Fields and the Three-Dimensional Shape of the Field Lines from Coronal Loops in EUV and X-Ray Images
非线性无力场是最常见的无力场，但也是最难建模的。通过从光球层外推矢量磁图来计算这些磁场的方法有很多，但是到目前为止，很少有人尝试定量地使用日冕形态。我们提出了一种方法，使这种定量使用的X射线和EUV图像的冠状环。每个单独的循环是适合一个线性无力场的磁力线，允许估计的磁力线的扭曲，三维几何形状和沿it.We的场强评估这样的重建的有效性，因为实际的日冕可能不是一个线性无力场和线性无力场的叠加一般不是本身的无力场。为此，我们对Low & Lou（1990）中描述的非线性无力场进行了一系列测试。对于模型环，我们将场线投影到光球上。我们比较了几个结果的方法与原来的领域，特别是三维线圈的形状，当地的扭曲（日冕α），扭曲的分布在模型光球和强度的磁场。我们发现，（i）对于这些试验场，该方法重建扭曲的平均绝对偏差最多为光球扭曲范围的15%，（ii）环的高度以最多为试验高度范围的5%的平均绝对偏差重建，以及（iii）对光球场的非势贡献的量值以最多为10%的平均绝对偏差重建的最大值。
2009-09-28 astro-ph.SR
Acoustic wave properties in footpoints of coronal loops in 3D MHD simulations
在光球层及其以下激发的声波可能在太阳色球层和日冕的加热中起着不可或缺的作用。然而，目前还不完全清楚最初有多少声波通量到达日冕，以及以何种形式到达日冕。我们研究了波的传播，阻尼，传输和转换在太阳大气层的低层使用三维数值MHD模拟。一个引力分层膨胀的直日冕环模型，从光球层到光球层延伸，在一个脚点处被一个周期为370秒的声学驱动器扰动。在此期间，声学截止区域存在于过渡区域（TR）下方。来自驱动器的大约2%的初始能量到达电晕。截止区的形状和TR的高度显示出高度动态的行为。仅考虑驱动波，波在截止区域下方和上方具有传播性质，但在截止区域内是驻波和倏逝波。研究模型中的驱动波和背景运动揭示了截止区和TR之间的驻波。这些驻波引起TR高度的振荡。此外，快速或泄漏的香肠体状波可能是在环的底部附近激发的。然后，这些波可能在主截止区域的顶部转换为快速或泄漏的香肠表面状波，然后在TR周围转换为缓慢的香肠体状波。
2021-09-07 astro-ph.SR
Turbulent Coronal Heating Mechanisms: Coupling of Dynamics and Thermodynamics
上下文光球的运动打乱了穿过日冕环的强轴向磁场的足迹，引起湍流的非线性动力学，其特征是场向电流片的连续形成和消散，能量在小尺度上沉积，并发生加热。以前的研究表明，电流片的厚度是数量级小于目前最先进的观测分辨率（~700公里）。瞄准为了理解日冕加热和正确解释观测结果，研究这样一个系统的热力学是至关重要的，在这个系统中，能量是在未解决的小尺度上沉积的。方法.完全可压缩的三维磁流体动力学模拟进行了解日冕加热的热力学在磁约束的太阳日冕。结果我们发现，温度是高度结构化的尺度低于观测分辨率和非均匀分布，使只有一小部分的日冕物质和体积得到加热在每一个时间。结论.这是一个多热系统，其中较热和较冷的等离子体束被发现一个接一个，也在次分辨率尺度上，并表现出时间动态。
2012-08-12 astro-ph.SR
A publicly available multi-observatory data set of an enhanced network patch from the Photosphere to Corona
对X射线、紫外线、可见光、红外线和亚毫米波长的色球辐射敏感的新仪器已经问世，大大提高了我们了解色球能量双向流动的能力。我们描述了一个新的数据集结合了大量的这些仪器，以获得多波长的光球，色球和日冕观测能够提高我们的理解光球和日冕之间的连接通过瞬态增亮和波签名的校准，共对准，初步结果，并公开发布。观测集中在SOL 2017 -03- 17 T14：00-17：00的盘中心附近的增强网络磁通量的双极区域。综合数据集提供了迄今为止与日冕和色球层小规模增亮有关的色球层活动的最完整视图之一。我们的初步分析表明，氢- $α$谱线的最宽宽度区域与ALMA波段3无线电数据中观察到的最热温度之间存在强烈的空间对应关系，线性系数为$6.12\times 10^{-5}$/K。对应关系持续共时观察的持续时间（$\approx 60$分钟）。在多个数据系列中观察到许多瞬态增亮。我们强调了一个单一的，很好地观察到瞬态增亮沿一组薄的附属功能，持续时间为20分钟。从较冷（ALMA，7000 K）到较热（XRT，3 MK）数据系列的峰值强度转换的时间。
2022-05-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
Element Abundances of Solar Energetic Particles and the Photosphere, the Corona, and the Solar Wind
太阳高能粒子（SEP）中元素丰度的研究经历了一个动荡的历史，现已发展成为一个广泛的领域，它探讨了日冕和SEP加速和传输的物理过程。潜在的SEP是日冕的丰度，它不同于光球丰度作为元素的第一电离势（FIPs）的函数。SEP的FIP依赖性也不同于太阳风;每种都有不同的磁场环境，其中低FIP离子和高FIP中性原子上升到日冕。两个主要来源产生SEP：小的“脉冲”SEP事件与太阳喷流中的磁重联有关，其产生1000倍的增强，从H到Pb作为质荷比A/Q的函数，以及由共振波-粒子相互作用产生的3 He/4 He增强1000倍。在大的“渐进”事件中，SEP被广泛的、快速的日冕物质抛射（CME）从太阳驱动的冲击波加速。离子输运的A/Q依赖性允许我们估计Q，从而估计源等离子体温度T。较弱的冲击波有利于再加速超热离子积累从早期脉冲SEP事件，以及质子从周围的等离子体。在强冲击中，周围的等离子体占主导地位。来自脉冲源的离子具有T ~ 3 MK，而来自环境日冕等离子体的离子具有T = 1 - 2 MK.这些FIP和A/Q的依赖性探索复杂的新的相互作用的电晕和SEP源。
2019-11-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Data-driven model of the solar corona above an active region
我们的目标是再现太阳活动区上方的日冕结构，如在极紫外线（EUV）使用三维磁流体动力学（3D MHD）模型。3D MHD数据驱动模型求解感应方程以及质量、动量和能量平衡。为了驱动系统，我们将活动区AR 12139光球中观测到的磁场演化馈送到底部边界。这就以一种自洽的方式在冷光球层上方产生了一个热日冕。我们从模型中的密度和温度合成了日冕EUV辐射，并将其与实际的日冕观测结果进行了比较。我们能够在定性水平上再现日冕在这个活跃区域的整体外观和主要特征。该模型显示了长环，扇形环，紧凑的环，并在相同的位置和类似的时间在观察中形成的弥漫性排放。此外，EUV中模型环的低强度对比度与观测结果相匹配。在我们的模型中，输入到日冕的能量与场线编织或通量管构造的情况类似，即能量通过水平光球运动驱动垂直磁场传输到日冕。我们的模型的成功显示了这一过程对日冕的结构、动力学和加热所起的核心作用。
2019-04-29 astro-ph.SR
Observations of shock propagation through turbulent plasma in the solar corona
日冕中的爆发活动往往会导致冲击波的传播。在无线电领域，这种冲击的主要特征是II型无线电爆发，在动态频谱中观察到，随着时间的推移，发射带慢慢地向较低频率漂移。这些射电暴有时可能具有不均匀和破碎的精细结构，但这种精细结构的原因目前尚不清楚。在这里，我们使用Nançay升级LOFAR（NenuFAR）的新扩展在2019年3月20日观察到II型射电爆发，这是一种在10-85 MHz之间观察的射电干涉仪。我们发现，与II型精细结构的密度扰动的大小尺度的分布遵循幂律的频谱指数范围内的$α=-1.7$-2.0，这密切匹配的值$-5/3$预期充分发展的湍流。我们确定这种湍流是上游的冲击，在背景日冕等离子体在日心距离$\sim$ 2 R $_{\odot}$。观测到的湍流密度不均匀性的惯性尺度范围为$\sim$ 62 μ m ~ $\sim$ 209 km。这表明，II型精细结构和碎片可以是由于冲击传播通过一个不均匀和湍流的日冕等离子体，我们讨论了电子加速在日冕冲击的影响。
2021-08-13 astro-ph.SR
Competition between shock and turbulent heating in coronal loop system
2.5-三维磁流体动力学（MHD）模拟进行高空间分辨率，以区分日冕加热问题的竞争模型。本研究的目标是由光球中激发的阿尔文波驱动的单个日冕环。在我们的模拟中，日冕结构被再现为阿尔文波传输和耗散的自然结果。此外，日冕结构保持空间分辨率从25公里到3公里的变化，虽然在环顶部的温度增加的空间分辨率。加热机制逐渐改变整个磁冠在4毫米的高度。磁冠下，无论是冲击和MHD湍流是占主导地位的加热过程。在磁冠上方，冲击加热率降低到小于总加热率的10%，而MHD湍流提供了显著的能量来平衡辐射冷却和热传导损失或增益。本文研究中所显示的可压缩性的重要性将对太阳色球层中成功的MHD湍流理论的前景产生重大影响。
2016-08-12 astro-ph.SR
Turbulent cross-field transport of non-thermal electrons in coronal loops: theory and observations
天体物理学中的一个基本问题是磁湍流与带电粒子之间的相互作用。现在可以使用\emph{Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI)}观测电子发射的硬X射线（HXR）来识别湍流的存在，并估计至少在密集的日冕耀斑环中磁场线扩散系数的大小。{We讨论各种可能的跨场传输的非热电子产生的宽带磁湍流日冕环的制度。强调了久保数$K$作为控制参数的重要性，并收集了适用于大久保数和小久保数极限的结果。} {基于运输统计理论中发展的概念和见解的通用模型适用于日冕环和解释太阳耀斑中的硬X射线成像数据。捕获效应的作用，这在非线性运输制度中变得重要，在解释数据时考虑在内。对于这个耀斑太阳环，我们限制的范围内的平行和垂直的相关长度的湍流磁场和可能的久保数。我们表明，大量的能量$\sim 1%$（或更多）的背景场的磁波动可以推断出从厚靶日冕环内的磁扩散系数的测量。
2011-10-13 astro-ph.SR
Effects of Fieldline Topology on Energy Propagation in the Corona
研究光球足点运动对含磁零点的磁场结构的影响。足点运动在光球边界上被规定为一个速度场，它与磁场纠缠在一起。我们调查的传播注入的能量，能量的转换，出现的电流层和其他后果的非平凡的磁场拓扑结构在这种情况下。这些边界运动最初导致磁能和动能的增加。在此之后，从光球输入的能量被部分耗散，部分通过坡印亭通量传输出域。分界线层和磁零点的存在从根本上改变了扰动从光球层到日冕的传播行为。根据光球附近的磁力线拓扑结构，能量要么被捕获，要么自由传播到日冕。
2017-10-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
70 years of spectroscopy of the photosphere and the solar chromosphere at the Pic du Midi Observatory (1956-2026)
Paris Observatory – PSL University（巴黎天文台-巴黎文理研究大学）
皮克杜米德天文台自1956年以来持续进行太阳光球和色球的光谱学研究，通过建立实验室和升级设备，推动了太阳观测技术的发展。
2026-02-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Semi-empirical Modeling of the Photosphere, Chromosphere, Transition Region, and Corona of the M-dwarf Host Star GJ 832
本研究针对中等活动M型矮星GJ 832构建半经验大气模型，结合非LTE辐射转移技术合成光谱，验证了模型EUV辐射的可靠性，为系外行星大气演化研究提供恒星辐射输入依据。
2016-08-02 astro-ph.SR
Time-Dependent Turbulent Heating of Open Flux Tubes in the Chromosphere, Corona, and Solar Wind
我们研究了与太阳风相连的日冕开放场区域中等离子体加热的几个关键问题。我们提出了三个典型的开放磁场结构的阿尔芬波驱动的湍流模型的结果：一个极冕洞，一个开放的通量管附近的赤道流光，和一个开放的通量管附近的强场活动区。我们比较了时间稳定的一维湍流加热模型（Cranmer等人，2007）与BRAID的完全时间相关的三维简化磁流体动力学建模（van Ballegoijen等人，2011年）。我们发现，时间定常的结果符合良好的时间平均结果从BRAID。时间依赖性使我们能够调查的变化的磁场波动和加热的日冕。波动功率谱的高频尾部形成指数随高度变化的幂律，我们讨论了这种行为的可能的物理解释。加热速率的变化性本质上是突发性的和纳米级的，我们分析了在整个模拟过程中通过瞬态事件中的耗散加热损失的能量。这些事件的平均能量为10^21.91尔格，在“皮耀斑”范围内，许多事件达到经典的“纳耀斑”能量。我们还估计了多热分布的温度，将导致从加热速率的变化，并发现良好的协议与观测到的宽度日冕差分发射测量（DEM）分布。本文提出的模拟结果提供了令人信服的证据表明，湍流加热在太阳大气中的阿尔芬波加速太阳风在开放的通量管。
2015-09-01 astro-ph.SR
A model for the formation of the active region corona driven by magnetic flux emergence
我们提出的第一个模型，耦合的太阳活动区的日冕的形成的太阳黑子对的出现的模型。这使我们能够研究何时，何地以及为什么活跃区域循环形成，以及它们如何演变。我们使用一个三维辐射MHD模拟的出现一个活跃的区域，通过上层对流区和光球作为一个三维MHD日冕模型的下边界。后者解释了磁场线的编织，它在电晕中感应出电流，加热等离子体。我们合成的日冕辐射直接比较的意见。从一个基本上没有磁场的大气层开始，我们遵循着充满磁场和等离子体的日冕。许多个别可识别的热日冕环形成，并达到远高于1 MK的温度，密度与观测相当。这些环的足迹被发现在小块的磁通量集中移动到太阳黑子。环的形成是由在光球层中的脚点处向上指向的坡印廷通量的增加触发的。在合成的EUV发射中，这些环在几分钟内形成。第一个EUV环看起来像一个细管，然后上升并在水平方向上显著扩展。后来，空间不均匀的热输入导致在不断增长的外壳中形成多个环或链的碎片系统。
2014-02-21 astro-ph.SR
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Power spectrum of turbulent convection in the solar photosphere
太阳光球层为我们提供了一个实验室，了解湍流层的基本过程的运输变化迅速，一个强烈的超绝热区域非常接近亚绝热层。我们探测湍流的工具是高分辨率的分光偏振观测，如最近获得的两个日出任务，和数值模拟。我们的目标是研究光球湍流的傅立叶功率谱的帮助下，我们从观测和模拟计算。我们还试图解释光球过冲流的一些性质的帮助下，其控制方程和模拟。我们发现，安静的太阳观测和模糊的模拟表现出幂律的行为在其多普勒速度功率谱的指数为$~\approx -2$的亚颗粒范围。未涂抹的模拟显示出$~\approx -2.25$的幂律指数。拖尾效应大大降低了频谱的幂律部分的程度。因此，有限的空间分辨率在某些观测可能最终导致更大的不确定性估计的幂律指数。模拟的垂直速度功率谱随高度的变化表明，从太阳表面到太阳表面上方$300$ ~km处，幂律指数迅速变化，垂直动量的输运与尺度有关。在较小的尺度上，垂直动量比在较大尺度上更有效地向侧面传输。这导致在小尺度上向上输送的垂直速度功率比在大尺度上要少，并且在$180$ km以下产生逐渐陡峭的垂直速度功率律。在这个高度以上，重力功在所有尺度上都逐渐变得重要，使大气逐渐变得更加流体静力，并导致逐渐不那么陡峭的幂律。
2020-10-18 astro-ph.SR
Constraining the amplitude of turbulence in solar corona using observations of angular broadening of radio sources
通过具有湍流密度不规则性的介质观测到的致密射电源的角展宽通常使用相结构函数来估计。我们采用了一个精确的配方的相位结构函数，有助于获得一个准确的估计角展宽时，基线长度是可比的湍流光谱的内部规模。
2014-06-20 astro-ph.SR
Nonthermal electron acceleration in turbulent post-flare coronal loops
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
研究日冕环中湍流后 flare 中非热电子的加速机制，揭示KHI湍流对电子能量分布的影响。
2026-02-04 astro-ph.SR
Supergranulation and multiscale flows in the solar photosphere: Global observations vs. a theory of anisotropic turbulent convection
太阳为我们提供了湍流热对流的唯一空间分辨良好的天体物理学例子。虽然太阳光球层湍流的各个方面，如颗粒（一兆水平尺度），已经很好地理解，但更大尺度流动的物理起源和动力学组织的问题，如30兆超颗粒和太阳对流区深处的流动，尽管它们对太阳动力学和磁性很重要，但在很大程度上仍然是开放的。在这里，我们提出了一个新的关键的全球观测表征的多尺度光球流，随后制定了各向异性扩展的Bolgiano-Obukhov理论的流体分层湍流，可以解释其独特的动力学特性。我们的综合分析表明，光球流在超颗粒和颗粒之间的水平范围内的尺度有一个典型的垂直相关尺度为2.5至4 Megameter，并在一个强烈的各向异性，自相似，非线性，浮力动力学制度。虽然该理论在现阶段仍然是推测性的，但它有助于与未来的地下层高分辨率声波层析成像和先进的数值模型进行定量比较。这样的验证工作也可能导致新的见解渐近动力学制度中，其他未解决的湍流各向异性天体物理流体系统支持波或不稳定性操作。
2017-03-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic Tornado Properties: A Substantial Contribution to the Solar Coronal Heating via Efficient Energy Transfer
本文通过三维辐射磁流体动力学模拟揭示光球层磁通量并合事件生成磁龙卷风的机制，发现其可将进入日冕的坡印廷通量提升四倍，并在10 G日冕磁场区域贡献约50%的日冕加热能量。
2023-04-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Swirls in the Solar Corona
本研究通过高分辨率三维 MHD 模拟发现，自然产生的涡流在色球和低日冕的能量传输与加热中起重要作用，但其影响随高度增加而减弱。
2023-05-05 astro-ph.SR
Far beyond the Sun: II. Probing the stellar magnetism of the young Sun ι Horologii from the photosphere to its corona
本研究结合 HARPS、TESS 与 HST 多波段长期观测，通过 GPS、ZDI 及紫外谱线诊断年轻太阳型恒星 ι Horologii 的自转、磁场和耀斑活动，实现从光球到日冕的联合探测。
2023-07-04 astro-ph.SR
Effect of area divergence and frequency on damping of slow magnetoacoustic waves propagating along umbral fan loops
本文研究面积发散与频率对沿太阳黑子本影扇环从光球层传播至日冕的慢磁声波阻尼的影响，发现计入面积发散后实际阻尼长度增大，且高频波比低频波阻尼更快。
2024-07-31 astro-ph.SR
An Acoustic Model for Sunquakes Unifying the Solar Interior and Atmosphere
本研究扩展全球太阳声学模型至日冕，利用RADYN模拟的加热率激发日震，并观察到类似莫顿-拉姆齐波和LCPFs的波，为约束日震激发模型提供新途径。
2025-09-08 astro-ph.SR
Hot prominence spicules launched from turbulent cool solar prominences
太阳灯丝是一种致密的冷凝结物，由稀薄的热日冕中的磁场支撑并隔热。它的演化和稳定性，导致爆发或消失，取决于它与周围的热日冕通过一个薄的过渡区，在那里温度急剧上升的耦合。然而，这个过渡区的加热和动力学仍然难以捉摸。我们报告的极端紫外线观测静止的灯丝从太阳动力学天文台，揭示突出针状物传播通过过渡区的日冕系统。这些细针状射流特征通过长丝中材料的湍流运动产生并加热到至少0.7 MK。我们认为日珥针状体不断地将加热的物质引导到日冕中，并有助于丝状体的蒸发和衰变。我们的研究结果揭示了在太阳和星际介质中经常观察到的磁化凝聚中的磁致加热。
2019-07-03 astro-ph.SR
Magnetic fields beneath active region coronal loops
本研究通过多仪器观测数据分析检验多极磁场加热活动色球与日冕的假说，发现小极性通量不足且无法到达冕环足点，重联能量不足以支撑日冕损耗，从而否定该假说，提出加热机制与单极磁场相关。
2024-05-13 astro-ph.SR
A solar coronal loop in a box: Energy generation and heating
日冕环是太阳上层大气的基本组成部分。理解它们是如何被激发、构造和演化的，是理解恒星日冕的关键。在这里，我们研究如何加热的能量，以光球磁对流，输送到高层大气中的环，以及如何形成的日冕环的内部结构。在一个三维磁流体动力学（MHD）模型中，我们研究了一个孤立的冠环植根于两个脚点在对流区内的浅层使用MURaM代码。为了解决它的内部结构，我们限制了计算域的矩形框包含一个单一的冠状环作为一个拉直的磁通量管。考虑了场向热传导、光球层和色球层中的灰色辐射转移以及日冕中的光学薄辐射损失。允许足点与其周围的颗粒自洽地相互作用。该环由坡印廷通量加热，坡印廷通量是通过光球中单个磁集中内的小尺度运动自洽产生的。湍流在大气的上层发展，作为对足点运动的响应。我们几乎没有看到任何迹象表明，在给定的足点上，来自不同光球浓度的磁通量管的大规模编织会加热。合成发射，因为它将被观察到的大气成像组件或X射线望远镜，揭示了短暂的明亮的链，形成响应加热事件。总的来说，我们的模型大致再现了日冕环内观察到的等离子体的性质和演化。有了这个模型，我们可以建立一个连贯的图片如何加热高层大气的能量通量是在太阳表面附近产生的，以及这个过程如何驱动和控制日冕环的加热和动力学。
2021-12-21 astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Fields on the Dynamics of Radiation Pressure Dominated Massive Star Envelopes
利用三维辐射磁流体动力学模拟研究了磁场对辐射压主导的主序星包层铁不透明度峰区能量输运和结构的影响。我们专注于当地的热时间尺度比动力学时间尺度短，对应于低效的对流能量输送的制度。我们从最初相对于热压力的弱磁场开始，在不同的几何形状中从100- 1000 G。不稳定的密度反转放大了磁场，将磁能密度增加到接近于与湍流动能密度均分的值。通过提供压力支持，磁场的存在显著增加了湍流包络中的密度波动，从而通过允许光子通过低密度区域扩散出去来增强辐射能量传输。磁浮力给光球层带来了小尺度的磁场，并增加了垂直能量输运，能量平流速度与阿尔文速度成正比，尽管在所有情况下，我们研究的光子扩散仍然占主导地位的能量输运。增加的辐射和平流能量传输导致恒星包层收缩了几个尺度的高度。我们还发现更大的湍流速度波动相比，纯粹的流体动力学的情况下，达到$\approx$ 100公里/秒的恒星光球。光球也显示出垂直振荡，具有类似的平均速度和几个小时的周期。湍流速度和振荡的增加将对大质量恒星的谱线展宽和周期信号产生强烈的影响。
2016-12-19 astro-ph.SR
A Self-consistent Model for the Generation of Coronal Condensations: The Effects of Turbulent Wave Dissipation
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；LPC2E, OSUC, Univ Orleans, CNRS, CNES（奥尔良大学、法国国家科学研究中心、法国国家航天研究中心）
本研究利用UAWSoM模块进行2.5维模拟，发现阿尔芬波不触发日冕凝聚体，而扭结波在精细结构半径约100公里时可触发形态独特的日冕雨，且两种波留下不同热力学特征。
2026-09-15 astro-ph.SR
The histeresis of the indices of solar activity and of the ionospheric indices in 11-yr cycles. The histeresis of the stellar activity indices in the cyclic activity similar to the Sun
分析了光球层、色球层和日冕辐射的滞后效应对太阳和恒星活动周期上升和下降阶段的影响。研究了太阳活动的一些指标：氢Lyman α辐射通量、10.7 cm辐射通量、太阳黑子数SSN、日冕绿线530.3 nm辐射通量、太阳常数TSI和280 nm Mg II辐射通量。恒星与确定的周期进行了检查，以检测色球层的S-指数CaII通量与光球层的通量Fphotosphere之间的滞后效应。
2016-07-28 astro-ph.SR
Influence of projection effects on the observed differential rotation rate in the UV corona
根据Giordano和Mancuso [1]以及Mancuso和Giordano [2，3]之前对日冕的差异旋转的研究，通过分析O VI 1032 Ang的强度时间序列获得。利用太阳活动23周期间UNOPS/SOHO望远镜观测到的紫外线谱线，分析了扩展日冕结构的投影效应对观测到的紫外日冕差分自转速率的可能影响。通过一个简单的几何模型，我们发现，特别是在高纬度地区，差异旋转可能比观察到的刚性小，因为高纬度地区的特征实际上可能与低得多的日冕结构有关，这是由于投影效应。在太阳活动最大时，紫外线日冕的纬度刚度，相对于差分旋转光球，因此被认为是可能的刚度的上限。在整个太阳活动周期中，在太阳活动极小期和赤道附近，投影效应可以忽略不计。
2012-11-15 astro-ph.SR
Solar disk gamma-rays emission via synthetic magnetic field from photosphere to low corona
本文构建了从光球层到低日冕的合成磁场模型，通过三维测试粒子模拟证明色球层中随高度指数增强的磁力线编织能有效俘获银河宇宙线质子，从而解释Fermi-LAT/HAWC观测到的太阳盘面高能伽马射线能谱及其30-100 GeV再增亮特征。
2025-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Turbulent Cascade of Coronal Loop Magnetic Fields
通过高分辨率模拟研究了日冕加热的Parker模型。在波动磁能E_M（k_perp）\propto k_ \perp^{-2.7}超过动能E_K（k_ \perp）\propto k_ \perp^{-0.6}的情况下，解析惯性范围。在小尺度下，随着速度的增加，增量分别为δb_ \ell \simeq \ell^{-0.85}和δu_ \ell \simeq \ell^{+0.2}，表明磁重联在该湍流系统中起主要作用.我们表明，光谱能量传输类似于标准的磁流体动力学（MHD）湍流，即使是一个系统的重连电流片维持的边界。在这种新的MHD湍流叶栅中，动能流可以忽略不计，而交叉场流被增强，并通过两个场之间的一系列“反射”，级联超过一半的总光谱能流。
2011-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Interchange reconnection in a turbulent Corona
日冕洞和环之间的界面处的磁重联，即所谓的交换重联，可以将更热、密度更大的等离子体从磁限制区域释放到日光层，有助于形成高度可变的慢速太阳风。交换过程通常被认为是开发的流光或伪流光的顶点，附近的Y和X型中性点，但慢流与循环组成最近已被观察到沿扇形开放领域线附近的封闭区域，远离顶点。然而，日冕加热模型，与磁场线洗牌对流运动，表明重联可以连续发生在单极磁场区域没有中性点：光球运动诱导磁流体动力学湍流级联在日冕领域，创造必要的小尺度，剪切磁场组成部分正交的强轴向场是本地创建和可以重新连接。我们建议，一个类似的机制附近和周围的开放和封闭的区域之间的边界诱导连续随机重排的连接。我们研究了一个简化的磁流体动力学模型之间的开放和封闭的电晕线程由一个强大的单极磁场的界面区域。这个边界不是静止的，而是分形的，并且场线不断地改变连通性，变得开放和封闭。这个模型表明，慢风可能起源于环冕洞边界区域的任何地方，并可以自然和简单地说明在这样的边界和附近的外流和观察到的扩散慢风周围的日光层电流片。
2012-09-06 astro-ph.SR physics.space-ph
