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
Inferring the magnetic field vector in the quiet Sun. III. Disk variation of the Stokes profiles and isotropism of the magnetic field
利用Hinode/SP仪器记录的不同纬度的高质量数据（以安静太阳强度为单位的噪声水平$σ\approx 3\times 10^{-4}$）研究了太阳互联网中磁场矢量的角分布。我们不是应用传统的辐射转移方程的反演代码来反演太阳表面上每个空间点的磁场矢量并研究由此产生的磁场矢量的分布，而是推测磁场矢量的理论分布函数并使用它来获得Stokes轮廓的理论直方图。然后将这些直方图与观察到的直方图进行比较。它们之间的任何不匹配都归因于磁场矢量的理论分布，随后对其进行了修改，以产生与观察到的直方图更好的拟合。用这种方法，我们发现，斯托克斯配置文件与以上$2\times 10^{-3}$（在连续强度的单位）的信号不能被解释的磁场矢量的各向同性分布。我们还发现，在不同的纬度观察到的斯托克斯配置文件的直方图之间的差异不能解释的视线的影响。然而，它们可以用磁场矢量的分布来解释，这种分布随纬度而变化。我们注意到，这些结果是基于一系列的假设，虽然本文简要讨论，需要在未来更详细地考虑。
2012-12-04 astro-ph.SR
Zeeman Component Decomposition (ZCD) of polarized spectra: Application for the quiet Sun internetwork magnetic field
假设相似谱线轮廓的多谱线技术已成为恒星天文学中提高分光偏振测量的信噪比（SNR）的标准工具。然而，由于广泛使用的弱场近似，它们的好处到目前为止还不能用于太阳观测，其中各种各样的斯托克斯轮廓出现从本地磁场和测量弱场在安静的太阳仍然是一个挑战。这里提出的方法允许我们分析任意塞曼分裂的许多线，并同时部署斯托克斯IQUV光谱，以确定一个共同的线轮廓的SNR增加了几个数量级。后者提供了一个有价值的约束，分别确定每个贡献的吸收体的场强。该方法代表了我们最近开发的非线性去卷积与去混合技术（NDD，Sennhauser等人，2009）的扩展，该技术解释了混合轮廓中的非线性。ZCD具备所有这些能力，是进一步提高高精度偏振观测信息价值的完美工具。
2010-03-26 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of quiet-Sun Magnetism and Surface Gravity Oscillation Mode
平静的太阳磁场的起源仍在争论中。从观测上更详细地调查太阳活动周期变化可以为我们提供解决这些争议的线索。本文研究了磁静区的太阳活动周期变化及其表面重力振荡（$f$ -）模积分能量（$E_f$）。我们使用了12年的HMI数据，并根据空间和时间的安静程度应用了严格的选择标准，以避免活动区域（AR）的任何影响。我们开发了一个自动化的高通量管道，通过所有可用的磁图数据，并计算$E_f$为选定的安静地区。我们观察到一个明确的太阳周期依赖的磁场强度在最安静的地区包含几个超颗粒细胞。对于补丁尺寸小于超颗粒细胞，没有显着的周期依赖性检测。超颗粒尺度下的$E_f$随时间变化不是恒定的。在第24周期的后期上升阶段（SC24，2011-2012），它大致保持不变，但在2013年开始减少，因为接近SC24的最大值。这一趋势将持续到2017年年中，届时可以看到在南半球高纬度地区加强的迹象。缓慢增强仍在继续，高纬度地区比赤道地区更强，但$E_f$再也没有恢复到2011-2012年的数值。此外，加强的趋势继续过去的太阳活动极小期，当SC25已经明显上升的年份。因此，$E_f$的行为与太阳活动周期不一致。$E_f$与太阳活动周期的总体关系是可以预期的，但几年的相移表明与极向大尺度磁场分量而不是环向分量有关。用QS $E_f$校准AR信号未显示AR出现前$f$模式的显著增强。
2022-05-09 astro-ph.SR cs.DC
Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
Fermi-LAT Observation of Quiescent Solar Emission
大面积望远镜（LAT）是费米伽马射线太空望远镜上的两个仪器之一，是一个对转换探测器，旨在研究能量范围为30 MeV至300 GeV的伽马射线天空。费米探测到了来自平静太阳的高能伽马射线，这些射线是宇宙射线核子与太阳表面相互作用产生的，宇宙射线电子与日光层中的太阳光子相互作用产生的。虽然EGRET在CGRO上以低统计数据探测到太阳，但费米每天都提供高质量的探测，允许解决可变性。这种观测将提供对太阳表面附近极端条件的探测，并监测日光层内部宇宙射线的调制。我们讨论了静态太阳辐射的研究，包括光谱分析的两个组成部分，磁盘和逆康普顿。
2009-07-03 astro-ph.SR
Upflows in the upper transition region of the quiet Sun
我们调查的物理意义的显着的蓝移Ne VIII，这是观察到与安静的太阳网络连接（边界交叉点），通过数据分析相结合的无力场外推与EUV光谱观测。对于中纬度地区，我们重建了一个子区域的磁漏斗结构，显示在EIT-Fe 195微弱的发射。这个漏斗似乎由几个较小的漏斗组成，这些漏斗起源于网络通道，随着高度的增加而扩大，最后合并成一个单一的宽阔的开放区域。然而，Ne VIII的大蓝移通常与开放领域无关，但似乎与闭合磁回路的腿。此外，在大多数情况下，在两个漏斗形回路腿中发现显著的上升流。这些准稳定的上升流被认为是日冕环的物质供应的标志，而不是太阳风。我们的观测结果还表明，在许多情况下，上过渡区（TR）的上升流和中TR的下降流是不完全共空间的。基于这些新的观测结果，我们提出了冕洞和宁静太阳中不同的TR结构。
2009-11-10 astro-ph.SR
Heating of a Quiet Region of the Solar Chromosphere by Ion and Neutral Acoustic Waves
使用高分辨率的数值模拟，我们调查的等离子体加热驱动的周期性双流体声波起源于底部的光球和传播到重力分层和部分电离的太阳大气。我们认为离子+电子和中性粒子是通过碰撞力相互作用的独立流体。后者在色球层中起着重要作用，导致短周期波的显着衰减。长周期波本质上不会改变光球层的温度，但它们表现出将一部分能量沉积在色球层的能力。这导致离子温度在几分钟的时间尺度上增加了大约五倍。最有效的加热对应于约30-200 s范围内的波周期，峰值位于80 s处。然而，我们的结论是，对于所选择的驱动程序的振幅等于0.1公里秒$^{-1}$，这种加热是太低，以平衡在色球层的辐射损失。
2019-06-04 astro-ph.SR
The Extreme Space Weather Event in 1903 October/November: An Outburst from the Quiet Sun
虽然太阳在其最大和下降阶段通常更具爆发性，但观测证据表明，在太阳活动的平静阶段，某些情况下会发生强烈的太阳爆发。1903年10月至11月发生的极端空间天气事件就是其中之一。在这里，我们重建的地磁活动的时间序列的基础上当代观测记录。利用中纬度磁图，认为1903年磁暴是由一次快速日冕物质抛射（~1500 km/s）引起的，并认为是一次强磁暴，估计最小Dst'为~-513 nT。这一案例研究表明，即使在太阳活动周期较弱或接近其最低点时，也存在极端空间天气事件造成的潜在威胁。
2020-01-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Interpretation of HINODE SOT/SP asymmetric Stokes profiles observed in quiet Sun network and internetwork
我们提出的第一个解释的斯托克斯轮廓不对称性测量的FeI 630 nm线的SOT/SP，在安静的太阳互联网（IN）和网络区域。反演是在MISMA假设下进行的，其中未分辨的结构被假定为光学薄。我们分析了一个29.52“x31.70”的子场，仔细选择，以代表在磁盘中心的302“x162”安静的太阳视场的属性。反演代码能够以非常令人满意的方式再现所观察到的不对称性。反转代码将25%的反转轮廓解释为来自正极性和负极性共存的像素。KG场强度被发现在网络和IN的光球的底部;在后者的情况下，KG场和hG场都被混合。当考虑光球层中部的磁性时，大多数kG场都消失了，统计数据主要由hG场控制。我们只限制了4.5%的光球的磁场（当涉及所有像素时，这个百分比降低到1.3%，包括那些没有分析的低偏振）。等离子体的其余部分与对检测到的偏振信号没有贡献的弱场的存在一致。全子场和IN区的平均通量密度高于Milne-Eddington反演结果。发现了SOT/SP极化曲线存在较大的不对称性。这些在安静的太阳数据中是不可忽略的。MISMA反演码以令人满意的方式再现了它们，并提供了磁化IN和网络的统计描述，这部分地不同于并补充了迄今为止所获得的结果。由此可见，对线路轮廓形状进行完整解释的重要性。
2010-10-01 astro-ph.SR
Emergence of small-scale magnetic loops through the quiet solar atmosphere
我们在极小的空间尺度上研究了宁静太阳中磁通量的出现，着重于光球层和色球层之间的磁联系。观测数据包括分光偏振测量和用Hinode卫星和荷兰开放望远镜拍摄的滤光图。我们发现，一个显着的比例存在于互联网络区域的磁通量出现在Ω形回路的形式。出现率为每小时0.02圈/角秒^{-2}，这将为太阳表面带来1.1 x 10^12 Mx s^{-1}角秒^{-2}的新通量。最初，观察到的环是颗粒细胞上方的小块线性极化。不久之后，两个相反极性的足迹在颗粒内部或边缘的圆偏振中变得可见，并开始向相邻的粒间空间移动。足点的方向似乎不遵守黑尔的极性规则。环不断地受到对流运动的冲击，但它们总是保持高度的连贯性。有趣的是，光球层中出现的环有23%到达色球层（69个中有16个）。它们首先在Fe I 630 nm磁图中被检测到，5分钟后在Mg I b 517.3 nm磁图中被检测到。大约8分钟后，其中一些也在Ca II H线核心图像中观察到，其中足点产生小的亮度增强。
2009-05-18 astro-ph.SR
Subsurface Circulations within Active Regions
使用高分辨率的环分析（HRRA），我们推断地下流动的磁活动区和安静的太阳。通过这种方法，我们能够测量气流，其水平空间分辨率为2度日光角（或大约20微米）。从所得到的流场，我们推导出平均流入率到活动区域，活动区域周围的平均流通速度，和概率密度函数（PDF）的流场的属性。这些分析表明，活跃地区的纬向速度超过了安静的太阳在同一纬度的20米/秒，但活跃地区平流向极地的速度与安静的太阳相同。我们还发现几乎所有的活动区都有一个平均流入（20-30 m/s）和一个气旋性环流（~5 m/s），而它们的核心，也就是太阳黑子所在的地方，是一个强反气旋流出区（~50 m/s）。从PDF中，我们发现，活动区域修改对流的结构，其规模大于超颗粒。在平静的太阳中，活动区具有对称的分布，而不是在流入和流出之间具有不对称性（流出占据了更大比例的表面）。
2009-04-09 astro-ph.SR
Dynamics of multi-cored magnetic structures in the quiet Sun
我们报告的动力学相互作用的安静的太阳磁场和颗粒对流的太阳光球所看到的\textsc{Sunrise}。我们使用高空间分辨率（0 \farcs 15- 0 \farcs 18）和时间节奏（33 s）分光偏振成像磁仪实验数据，以及来自\textsc{Sunrise}滤波成像仪的同时CN和Ca、\textsc{ii}、H滤波图。我们将SIR反演码应用于偏振测量数据，以推断光球层中的视线速度和矢量磁场。该分析揭示了在整个23分钟的数据集期间作为单个实体演变的单个通量管束。这一组在光球层的上层有一个共同的天篷，而单个的管不断地增强，分裂和合并，就像测光观测中的亮点链所报告的那样。管芯的演变是由局部颗粒对流驱动的。当它们被周围的颗粒“压缩”时，它们会增强;当它们被两个移动的颗粒“挤压”时，它们会分裂。所产生的碎片通常在颗粒流的作用下在颗粒间通道中重新组合。磁通量的不断增强、破碎和合并导致了全球实体的磁场振荡。从观测结果中我们得出结论，磁场振荡首先报告的\citet{2011ApJ...730L..37M}对应于强迫颗粒运动，而不是特征振荡模式的薄通量管。
2015-08-27 astro-ph.SR
Quiet Sun flux rope formation via incomplete Taylor relaxation
本研究通过三维MHD模拟揭示静默太阳中磁通量绳经分量重连和螺旋度逆级联逐步形成，并首次展示趋向泰勒弛豫的逆级联，为理解纳米耀斑积累提供新机制。
2023-03-21 astro-ph.SR
Newly Discovered Global Temperature Structures in the Quiet Sun at Solar Minimum
磁环是闭合场日冕的组成部分。虽然在极紫外线和X射线波长下拍摄的图像中很容易看到活动区环，但安静的太阳环很少被识别，因此难以单独研究。利用密歇根环诊断技术（MLDT）首次分析了太阳极小期（卡林顿自转2077）的宁静太阳（QS）日冕环。该技术结合了差分发射测量层析成像（DEMT）和位场源表面（PFSS）模型，并包括跟踪PFSS场线通过层析网格上的局部差分发射测量（LDEM）确定。结果，可以获得沿着每个单独的场线的每个点处的电子温度Te和密度Ne。使用STEREO/EUVI和SOHO/MDI的数据，MLDT确定了日冕中的两种类型的QS环：所谓的“上”环，其中温度随高度增加，以及所谓的“下”环，其中温度随高度降低。上升环是可以预料的，然而，下降环是一个惊喜，而且，它们在低纬日冕中无处不在。在高纬度地区，上升环占主导地位。MLDT允许独立确定经验压力和密度标度高度，两者之间的差异仍有待解释。向下的环似乎是太阳最小日冕的一个新发现的特性，可能会揭示日冕加热的物理学。结果表明，是强大的EUVI仪器的校准不确定度。
2012-07-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Ubiquitous High Speed Transition Region and Coronal Upflows in the Quiet Sun
我们研究了在典型的太阳宁静区观测到的一系列过渡区（TR）发射线的谱线轮廓。在磁网络区，Si IV 1402 nm，C IV 1548 nm，N V 1238 nm，O VI 1031 nm和Ne VIII 770 nm谱线在发射线轮廓的蓝翼显示出明显的不对称性。我们将TR下部和上部的这些高速上升流解释为最近在谱区上方的低日冕中发现的上升流的安静太阳等效物（Hara等人，2008年）。后者已被证明与高速色球针状体直接相关，这些针状体（部分）被加热到日冕温度，并在为活动区日冕提供热等离子体方面发挥重要作用（DePontieu等人，2009年）。我们发现，一个类似的过程可能占主导地位的安静的太阳网络。我们提供了一个新的解释所观察到的安静的太阳TR发射的色球层和日冕之间的无情的质量传输-从动态的情节加热和质量注入到日冕以及从以前充满，缓慢冷却，日冕等离子体的混合物的发射。对观测到的上升流分量的分析表明，它携带了足够的热等离子体，在宁静日冕的能量和质量平衡中发挥了重要作用。我们确定的温度依赖性的上升流速度来约束的加速和加热机制，驱动这些上升流。我们还表明，这些上升流的时间特性表明，有时会导致准周期信号的一个情节驱动程序。我们认为，至少有一些的准周期性观测日冕成像仪和光谱仪，以前被解释为传播磁声波，而不是这些上升流造成的。
2009-10-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
The First Survey of Quiet Sun Features Observed in Hard X-Rays With NuSTAR
我们提出了第一次调查安静的太阳功能观察到的硬X射线（HXR），使用核光谱望远镜ARray（NuSTAR），HXR聚焦光学望远镜。最近的太阳极小期与NuSTAR的高灵敏度相结合，为在安静的太阳中对一系列特征进行首次HXR成像光谱提供了一个独特的机会。通过研究这些特征的HXR发射，我们可以检测或限制高温（>5 MK）或非热源的存在，以帮助了解它们如何与更大的更高能的太阳现象相关，并确定它们对加热太阳大气的贡献。我们报告了在2018年9月28日NuSTAR全磁盘安静太阳马赛克中观察到的几个特征，这是NuSTAR安静太阳观测活动的第一个，其中主要包括X射线亮点的稳定特征和后来演变为活跃区域的新兴通量区域，以及短暂的喷流。我们发现，特征的HXR光谱很好地符合等温模型，温度范围在2.0-3.2 MK之间。将NuSTAR数据与来自Hinode/XRT的较软X射线发射和来自SDO/AIA的EUV相结合，我们恢复了差分发射测量，确认了4 MK以上的少量显著发射。NuSTAR HXR光谱允许我们限制可能的非热发射，这仍然与零HXR检测一致。我们发现，只有一个功能（射流）是有一个潜在的非热上限能够供电加热观察。然而，即使在这里，非热电子分布必须非常陡峭（有效地单能量），具有3-4 keV之间的低能量截止。因此，在2018年9月的数据中发现的典型安静太阳特征中的较高温度或非热源非常微弱，如果存在的话。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quiet Sun Ellerman bombs as a possible proxy for reconnection-driven spicules
本研究通过分析太阳望远镜观测数据，探究宁静太阳埃勒曼炸弹与II型针状体的关联，发现部分II型针状体起源于前者，支持磁重联是针状体的潜在驱动机制。
2025-04-07 astro-ph.SR
Evidence of quiet Sun chromospheric activity related to an emerging small-scale magnetic loop
目的：研究平静太阳大气中靠近盘中心的磁通量出现的时间演化。研究方法：我们结合高分辨率的SoHO/MDI磁图与TRACE观测在1216年的通道，以分析一个新兴的小规模的磁环的时间演变和它的痕迹在色球层。结果：首先，我们发现磁通出现的信号非常接近位于盘中心的超颗粒网络边界的边缘。新出现的磁通量首先以不对称双极元素的形式出现在MDI磁图中，即具有负极性的贴片比具有相反极性的相应贴片弱大约两倍。磁通量和磁通量密度的平均值分别达到1.6 x 10^18 Mx、-8.5 x 10^17 Mx和55 Mx cm^-2、-30 Mx cm^-2。出现的功能相反极性补丁之间的空间距离增加约2.5”至5.0”的循环，这是不超过36分钟的寿命期间。一个更精确的寿命估计的功能是不可能的，因为在MDI磁图的时间序列的间隙。色球层对磁偶极子的响应比光球磁图晚9分钟左右。它由一个准周期性的时间局部增亮序列组成，在1216年12月TRACE通道中可见，持续约14分钟，与连接两个相反磁极的轴共空间。结论：我们确定所观察到的事件作为一个小规模的磁回路出现在光球层，随后上升到色球层。我们讨论的可能性，在色球发射检测到的波动可能反映磁场振荡传播到色球的波的形式。
2013-06-14 astro-ph.SR
Transport of Cosmic ray electrons from 1 AU to the Sun
伽马射线是由宇宙射线质子与太阳光球层的粒子相互作用以及宇宙射线电子和正电子通过太阳光子的逆康普顿散射产生的。前者来自于太阳盘面，而后者则延伸到盘面之外。对这些辐射的评估需要太阳附近的CR的通量和光谱，而大多数观测提供的是地球附近的通量和光谱，距离太阳约1 AU。过去对平静太阳伽马射线发射的估计使用现象学调制程序来估计太阳附近的光谱（参见Orlando和Strong 2021的评论及其参考文献）。我们表明，CRe在内日球层的传输需要一种动力学方法，并使用一种新的近似方法来确定从1 AU到太阳的CRe通量和光谱的变化，包括（1）大尺度磁场的结构，（2）太阳风中的小尺度湍流的影响，特别是从几个现场测量，帕克太阳探测器将这一信息扩展到0.1天文单位，以及（3）最重要的是，由于同步加速器和逆康普顿过程的能量损失。我们目前的流量和光谱变化的CRes从1 AU到太阳的几个运输模型的结果。在即将发表的论文中，我们将使用这些结果对安静的太阳逆康普顿伽马射线光谱进行更准确的估计，并首次对同步辐射产生的极紫外到硬X射线光子的光谱进行估计。这些可以与费米对安静的太阳伽马射线的观测相比较（见，例如，~ Fermi-LAT Collaboration，2011）和RHESSI设定的X射线上限（Hannah等人，2010年）。
2022-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variations of magnetic bright point properties with longitude and latitude as observed by Hinode/SOT G-band data
小尺度磁场可以在高分辨率G波段滤波图中观测到，作为磁亮点（MBP）。我们研究了日出/太阳光学望远镜（SOT）的经度和纬度扫描的安静的太阳表面在G波段，以确定中心到肢体的MBP属性（大小和强度）的依赖性。我们发现，MBP的大小增加，他们的强度从太阳中心向肢体减少。可以使用对数正态函数拟合尺寸分布。该函数的平均值（参数μ）的自然对数遵循二阶多项式，广义标准差（参数σ）遵循四阶多项式或同样（在统计误差范围内）正弦函数。这些特征的亮度下降小于人们从正常太阳中心到边缘变化所预期的;也就是说，MBP的亮度与图像的平均强度的比率朝着边缘增加。中心到边缘的MBPs和安静的太阳场的强度的变化可以拟合的二阶多项式。导致MBP的亮度和大小从太阳中心到边缘增加的详细物理过程尚未被理解，必须在未来进行更详细的研究。
2012-12-06 astro-ph.SR
Soft X-ray coronal spectra at low activity levels observed by RESIK
宁静太阳的X射线辐射对日冕加热机制的研究具有重要意义，但自轨道太阳天文台（OSO）航天器时代以来，人们一直没有对它进行详细的研究。布拉格晶体谱仪X射线观测一般集中在耀斑和活动区。CORONAS-F太阳飞行任务上的RESIK（伦琴诺夫斯基光谱仪的Izognutymi Kristalami）仪器的高灵敏度使人们能够首次系统地研究宁静日冕的X射线发射。我们的目的是推导出的物理条件的非耀斑电晕RESIK线强度在几个光谱范围内使用等温和多热假设。选取2003年1月和2月的312个静日时段的光谱进行分析，根据活动水平将其分为5组。对于每个组，在选定的光谱带的通量已被用来计算值参数的最佳拟合，导致每个组的强度特性。我们使用等温和多温假设，后者描述的差分发射测量（DEM）分布。RESIK光谱覆盖波长范围（3.3-6.1 A）。这包括使用适用于评估温度和发射测量的高离子化Si、S、Cl、Ar和K的发射线。RESIK光谱在这些非常低的太阳活动的时间间隔第一次提供了信息的温度结构的安静的日冕。虽然大部分的辐射似乎来自于温度在2 MK和3 MK之间的等离子体，但也有证据表明存在更热的等离子体（T约为1000 K）。10 MK），其排放量比冷却器组件小3个数量级。无论是日冕还是光球元素丰度似乎都不能令人满意地描述观测到的光谱。
2010-03-15 astro-ph.SR
Coronal magnetic field and emission properties of small-scale bright and faint loops in the quiet Sun
本研究利用LMHS模型和自动化工具分析了宁静太阳126个小尺度环路的磁场，发现磁场非势且低层受非磁力影响，能量更可能沿环路全程释放。
2024-07-13 astro-ph.SR
Search for quiet stellar-mass black holes by asteroseismology from space
初始质量大于25兆太阳的恒星被认为最终会变成黑洞。那么恒星质量的黑洞应该是无处不在的，但迄今为止在我们的银河系中发现的不到20个，所有这些都是通过它们的X射线发射发现的。在大多数情况下，这些是软X射线瞬变-低质量X射线双星，其光学对应物是填充其罗氏瓣的晚型恒星，导致吸积到黑洞上。在一种情况下，恒星质量的黑洞是一个高质量的X射线双星，其光学对应物是一个早期类型的恒星。强烈的恒星风被黑洞吸积，产生X射线辐射。因此，X射线宁静的恒星质量黑洞存在于宽的双星系统中。通过引力相互作用在光学中发现黑洞将是一个重大的科学突破。最近的空间测光使人们有可能以极高的精度测量脉动星的相位或频率调制。这种调制是由轨道运动引起的，它的分析提供了脉动恒星伴星质量的下限。如果伴星是不发光的，并且伴星的质量超过中子星的质量极限（~3 Msun），那么伴星应该是黑洞。我们回顾的方法，并分析了一些令人鼓舞的情况下展示。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nature of small-scale Ca II H brightenings associated with weak fields in a quiet Sun region
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过Sunrise观测数据，分析了宁静太阳区域中与弱磁场相关的217个Ca II H增亮事件，发现约半数位于磁冠中，其余与磁亮点或磁浮现/对消相关，并揭示相反极性磁场相互作用对最亮峰值的贡献。
2026-09-24 astro-ph.SR
Sources of The Slow Solar wind During the Solar Cycle 23/24 Minimum
研究了2006-2009年太阳活动低周期间（23 - 24周）慢（< 450 km/s）太阳风的特征和来源。我们使用一套全面的近地太阳风（风和ACE）的原位观测，并删除大规模行星际日冕物质抛射存在的时期。在所调查的这段时期，全球日冕结构发生了重大变化，包括2006-2007年低纬度活动区频繁出现，2006 -2008年中期存在长期存在的低纬度和中纬度冕洞，2009年太阳基本平静。我们研究卡林顿旋转平均选定的太阳等离子体，电荷状态和成分参数和这些参数的分布相关的安静的太阳，活动区太阳和冕洞太阳。虽然一些研究的参数（例如，速度、C^{+6}/C^{+4}和He/H比）在我们的研究期间显示出明显的变化，而对于太阳风源类型，某些（Fe/O）表现出很小的变化。我们的研究结果突出的困难，在区分缓慢的太阳风源的基础上检查的太阳风的条件。
2016-06-16 astro-ph.SR
Slow wind belt in the quiet solar corona
在2020年5月15日太阳轨道器上的Metis日冕观测仪在第24周期的活动最小值期间，在从3.8 $R_\odot$延伸到7.0 $R_\odot$的视野中，安静日冕中的缓慢太阳风带是由沿着日冕电流片运行的缓慢而密集的风流形成的，在径向上加速并达到6.8 $R_\odot$，速度在150 km s $^{-1}$和190 km s $^{-1}$之内，这取决于对日冕等离子体中中性氢原子速度分布的假设。慢速流被高速剪切的薄区域与快速流分开，相对于电流片几乎对称，峰值速度在175 km/s $^{-1}$和230 km/s $^{-1}$之间，处于同一日冕层。讨论了慢风区的密度-速度结构的开放的磁场线，这是已知的准稳态太阳风的速度有关的膨胀因子，并在有关的准分界线层，S-网络，潜在的网站的重联释放到风中的日冕等离子体的存在。根据三维MHD模型计算，导出了表征日冕磁场线的参数。的S-网络被发现与纬度地区的慢风观察到的外日冕，并包围在一个非单调的方式扩展的开放的磁力线薄层。
2023-02-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Infrared study of H1743-322 in outburst: a radio-quiet and NIR-dim microquasar
X射线双星、黑洞候选者和微类星体H1743-322在2003年至2008年期间展示了一系列X射线爆发。我们在其中3次爆发（2003年，2004年和2008年）期间使用ESO/NTT望远镜进行了光学/红外（OIR）观测，以研究其光谱能量分布（SED）。我们在高时间分辨率的红外光变曲线中探测到持续时间约为5 mn的快速耀斑。我们确定了H和He的红外光谱发射线，来自吸积盘。IR SED表现出的光谱指数通常与我们在2003年和2004年爆发期间进行的观测中的X射线高，软状态相关，而该指数在2008年爆发期间变为典型的X射线低，硬状态。在这最后一次爆发，我们检测到的J和Ks波段之间的近红外光谱的斜率的变化，其中JH部分是一个光学厚盘发射的特点，而HKs部分是典型的光学薄同步辐射。此外，我们的红外数据与无线电和X射线数据的比较表明，H1743-322在无线电和近红外域都表现出微弱的喷流。最后，我们认为伴星是一颗位于银河系核球中的晚型主序星。微类星体H1743-322的这些OIR光度和光谱观测，这是第一个在广泛的多波长范围内发表的源，使我们能够明确地识别OIR域中不同起源的两个光谱，从光学厚的热发射到光学薄的同步辐射，朝向更长的波长。将这些OIR观测结果与其他黑洞候选者进行比较表明，H1743-322在低硬状态下表现得像一个无线电安静和近红外昏暗的黑洞。当定量比较致密喷流和吸积流在微类星体能量收…
2015-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic study of ionospheric scintillation over the indian low-latitudes during low solar activity conditions
系统研究低纬度地区，特别是赤道电离异常区和磁赤道附近的电离层闪烁，对于了解电离层变化的动力学和相关的物理过程至关重要。我们的研究涉及在因斯布鲁克和海得拉巴上空进行的NavIC $S_{4_C}$观测。此外，还分析了2017年9月至2019年期间电离层扰动和安静时间条件下的GPS $S_{4_C}$观测结果，这些观测结果处于太阳活动周期24的下降阶段。使用替代参数：ROT和ROTI进一步分析$S_{4_C}$观察结果。这些结果是从NavIC星座的三颗卫星（PRN 2、5和6）获得的。观察到Hyderabad和Incubator的\textbf{were}舒张开始时间分别约为19：30 LT（h）和20：30 LT（h），而$S_{4_C}$峰值出现在22：00 LT（h）和23：00 LT（h）之间。使用散射系数对NavIC的可靠性进行了评估，散射系数显示在安静时间电离层条件下这对信号之间具有良好的相关性。观测结果清楚地表明，NavIC信号的振幅闪烁遵循Nakagami-m分布以及$α-μ$分布，这是对这些信号闪烁引起的深功率衰落的描述。本文首次展示了在这些地点附近进行这种系统研究的影响，有助于增进对低太阳活动条件下低纬度电离层动态性质的了解。
2022-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
