Multi-strand coronal loop model and filter-ratio analysis
我们将日冕环模拟为一束七条独立的线或细丝。在这个模型中使用的每一个环链都可以通过波粒相互作用被阿尔文/离子回旋波独立加热（靠近它们的左足点）。假设阿尔文波从它们的足点穿透线，在足点处我们考虑不同的波能输入。因此，环股可以有不同的加热曲线，和差异加热可以导致在整个日冕环的交叉场温度变化。用这个环模型模拟TRACE观测结果意味着沿环长度有两个均匀的温度，一个是从171：195的滤波器比率推断的，另一个是从171：284的比率推断的。再现的平坦的温度分布与从观测到的EUV日冕环推断的温度分布一致。根据我们的模型，平坦的温度分布是由细丝组成的日冕环的结果，这些细丝具有不同的温度，但在交叉场方向上几乎相似的发射测量。此外，当我们假设模拟环路发射中的某些误差时（例如，由于TRACE滤光片中的光度不确定性）并使用三重滤光片分析，我们的模拟回路条件变得与等温等离子体的条件一致。这意味着使用TRACE/EIT三重滤波器观测暖日冕环可能无助于确定是否满足交叉场等温假设。
2009-11-18 astro-ph.SR
A coronal wave and an asymmetric eruptive filament in SUMER, CDS, EIT, and TRACE co-observations
本研究的目的是提供一个更好的物理理解的复杂的相互关系和演变的几个太阳日冕的功能，包括双峰耀斑，日冕物质抛射，日冕物质抛射驱动的压缩，和快速模式波引起的日冕变暗。第一次，一个不对称的喷发灯丝的演变进行了分析，同时SUMER光谱和TRACE和EIT成像数据。我们在195 A通道中使用EIT和TRACE的成像观测，在光栅化中使用CDS的光谱观测，在坐立凝视观测模式中使用SUMER。SUMER光谱覆盖形成温度为logT（K）~ 4.0至6.1的谱线。虽然这一事件已经在以前的两项研究中进行了分析，但我们的分析带来了关于所观察到的现象的动力学和物理特性的丰富新信息。我们发现，动态事件是一个复杂的耀斑与两个不同的脉冲峰，一个根据GOES分类为C1.1和第二- C1.9。第一次能量释放触发了一个快波和一个CME，CME前面有一个明显的CME驱动的压缩。这个活动与不对称的暗条喷发有关，或者可能是由它引起的。观测到暗条上升，其前缘以SUMER和CDS数据中检测到的~300 km/s速度移动。在解扭时，暗条体的其余部分仅以~150 km/s的速度移动。在SUMER数据中没有发现快模波的特征，这表明受快模波扰动的等离子体温度高于600 000 K。爆发的灯丝材料被发现只在谱线在过渡区的温度发射。早期在Mg X 609.79 A线中检测到的日冕响应被发现是由O IV 609.83 A线的混合物引起的。
2014-12-05 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
Spectroscopic Coronal Observations during the Total Solar Eclipse of 11 July 2010
在2010年7月11日智利复活节岛的日全食之前、之后和期间，使用无狭缝摄谱仪测量了太阳色球层和日冕的闪光光谱。这次日食发生在第24个太阳活动周期的开始，在太阳活动延长的最小值之后。在日食期间拍摄的光谱显示，与2008年8月1日日全食期间拍摄的光谱相比，红色和绿色日冕线的强度比不同，这发生在太阳活动周期23结束时。在太阳东、西翼相对于太阳自转轴相对对称的四个区域观测到了Fe XIV（5303 <$m）的特征日冕禁戒发射线。减去连续闪光光谱背景，识别出几条极弱的发射线，包括禁用的Ca XV（5694 nm），通常仅在非常高的激发区域检测到，例如，在耀斑期间或在大的太阳黑子之上。色球层的高度是利用轻元素的谱线通过衍射法测量的，并与利用重元素的谱线测量的较低色球层的等效高度进行比较。
2012-02-07 astro-ph.SR
Towards a Quantitative Comparison of Magnetic Field Extrapolations and Observed Coronal Loops
人们普遍认为，在太阳大气层中观测到的环描绘出了磁场线。然而，磁场外推产生的磁力线实际上遵循环路的程度还有待系统地研究。在本文中，我们应用三种不同的外推技术-一个简单的潜在的模型，一个NLFF模型的光球矢量数据的基础上，和一个NLFF模型的基础上向前拟合的磁源与垂直电流-到15个活动区域，跨越了广泛的磁条件。我们使用距离度量来评估这些模型中的每一个模型能够将场线与冠状图像中追踪的12，202个环路匹配得有多好。这些距离通常为1-2英寸。我们还计算每个跟踪环路和局部磁场矢量之间的未对准角，并找到5-12 $^\circ$的值。我们发现，NLFF模型一般优于这些指标的潜在外推，虽然不同的外推之间的差异相对较小。我们在这项研究中采用的方法提出了一些外推和环路识别可以改进的方法。
2018-05-01 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
Are Coronal Loops Isothermal or Multithermal? Yes!
令人惊讶的是，用TRACE和SOHO/CDS同时观测到的日冕环很少，对这些环进行的分析和发表的更少。SOHO联合观测计划146的设计部分是为了提供对活动区环路进行深入温度分析所需的同步观测，并确定这些环路是等温的还是多温的。本文分析的数据是2003年1月17日AR 10250的数据。我们使用TRACE滤波器比率，发射测量轨迹，和两种方法的差分发射测量分析，以检查三个不同的环路的温度结构。TRACE和CDS观察结果一致认为，环路1是等温的，Log T $=$ 5.85，沿视线以及沿CDS视场中可见的环路腿的长度。Loop 2比Loop 1更热。它沿视线是多热的，在6.2 $<$ Log T $<$ 6.4之间具有显著的发射，但是环顶点区域在CDS视场之外，因此不可能确定作为环高度的函数的温度分布。循环3似乎也是多热的，但一个混合循环，只是勉强解决与CDS可能会增加冷发射到循环3的强度和复杂化我们的结果。那么，日冕环是等温的还是多温的？答案似乎是肯定的！
2009-01-21 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
Failed Eruption of a Filament as a Driver for Vertical Oscillations of Coronal Loops
我们目前的观测失败的喷发的磁通量绳记录在2004年7月14日的M6.2耀斑。主要使用TRACE 171 μ m和1600 μ m滤光片进行观察。耀斑伴随着磁结构的不稳定，被观察为暗条爆发。在最初的加速之后，爆发速度减慢，最后被覆盖的日冕环阻止。观测结果表明，整个事件可以用太阳耀斑的四极模型很好地描述。失败的喷发拉伸了上面的环，然后他们被观察到振荡。我们能够在TRACE图像中观察到清晰的振荡运动的垂直偏振。得到的振荡运动参数为：初始振幅9520 km，周期377 s，指数衰减时间500 s。分析的事件是Wang和Solanki（2004）发现的第一个全球垂直扭折波样本之后的第二个。
2011-05-05 astro-ph.SR
Flux Rope Formation Preceding Coronal Mass Ejection Onset
我们分析了一个S形（S形）的活动区向喷发的演变，其中包括一个日冕物质抛射（CME），但留下的地方的灯丝的一部分。发现X射线S形追踪出三个不同的磁拓扑结构的连续：一个高度剪切拱廊的日冕循环在其长寿命的阶段，秃补丁分界面（BPSS）在CME前几个小时，和第一耀斑循环在其主要的瞬态强度增强。日冕演化是由光球层的变化驱动的，包括S形和暗条下通量元素的会聚和抵消。这些数据产生明确的证据存在的BPSS，因此，在日冕的磁通绳开始之前的日冕物质抛射。
2009-06-26 astro-ph.SR
Observational signatures of the coronal kink instability with thermal conduction
数值模拟结果表明，沿磁场线的热传导对日冕环扭结不稳定性的演化起着重要的作用。这项研究提出了观测签名的扭结不稳定性在长日冕环路时，平行的热传导。通过数值求解三维非线性磁流体动力学方程组，模拟了初始处于不稳定平衡状态的日冕环的演化过程。该环的长度为80 μ m，宽度为8 μ m，初始最大扭曲为Φ = 11.5 π，其中Φ是半径的函数。从TRACE 171 A波段观测到的一个高扭曲环中获得了初始环参数。从数据中生成合成观测值。这些观测量包括空间和时间平均值，以说明TRACE图像的分辨率和曝光时间。平行热传导将最大局部温度降低多达一个数量级。这意味着形成不同的谱线，并且在包括或不包括热传导的情况下，不同的内部回路结构是可见的。然而，响应函数对宽范围的温度进行采样。结果是，包含平行热导率对观测特征的影响并不像最高温度的数量级降低所暗示的那样大;净效应是模糊了环结构的内部特征。
2011-11-02 astro-ph.SR
Periodic Variations in Visible Light Brightness as Tracers of Fine Coronal Structures
本研究发现高日冕可见光亮度的周期性变化与冕流尖端对齐，且与日球电流片撕裂诱导磁重联模拟的等离子体释放周期一致，可作为非静态精细日冕射线的示踪剂，并揭示了低中冕存在额外密度释放机制及周期性随太阳周期的调制规律。
2025-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
No Trace Left Behind: Stereo Observation of a Coronal Mass Ejection without Low Coronal Signatures
SOHO任务期间对极紫外线和可见日冕的高质量天气观测的可用性提高了我们对CME低日冕表现的理解。EUV成像仪/白光日冕仪的连接已经被证明是如此强大，通常假设当日冕仪观察到CME时，如果没有EUV特征，那么事件必须起源于可见的边缘。这一假设对空间天气预报有很大的影响，但尚未得到检验。本文提出了第一次详细分析的正面，大规模的日冕物质抛射，没有明显的对应物在低日冕。SECCHI仪器观察到该事件。COR2A日冕物质抛射观测到慢磁绳型日冕物质抛射，而COR2B日冕物质抛射观测到极微弱的部分晕。该事件发展非常缓慢，是典型的拖缆井喷CME类。EUVI A 171图像显示，在东翼上方有一个凹形特征，在爆发前两天左右相对稳定，当时它上升到日冕区域并发展成为CME的核心。在EUVI-B图像中没有观察到CME的典型低日冕特征，我们将其归因于通量绳升空的异常大的高度。这种解释得到了CME质量测量和预期EUV调光强度估计的支持。多亏了这两个视角的可用性，我们才能够确定可能的来源区域。这一事件起源于宁静的太阳上的一条中性线。在磁盘的可见（从STEREO B）面上的任何地方都不存在活动区域。在太阳盘面上没有留下任何痕迹，这一观测结果明确地表明，CME爆发不需要有明确的盘面特征。
2009-05-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Nonlinear Force-Free Magnetic Field Fitting to Coronal Loops with and without Stereoscopy
我们开发了一种新的非线性无力磁场（NLFFF）的前向拟合算法的基础上的分析近似力和发散自由NLFFF解决方案，它需要作为输入的视线磁图和跟踪的二维环坐标的冠环，在对比立体三角形的三维环坐标在以前的研究中使用。模拟的磁配置和STEREO观测到的四个活动区域的测试结果表明，NLFFF解决方案可以与相同的精度与或不立体，这放弃了STEREO数据的必要性磁建模的活动区域（在太阳盘）。2D回路追踪方法实现了模型场线和观测回路之间的$μ_2=2.7^\circ\pm 1.3^\circ$的2D未对准，以及磁能或自由磁能比的$\approx 1.0%$的精度。TRACE或SDO/AIA的空间分辨率高出三倍（与STEREO相比），模型拟合和观测之间的失准角也相应较小。发现视觉/手动回路追踪比自动追踪算法产生更准确的磁模型拟合。新的前向拟合代码的计算时间相当于几分钟，每个活动区域。
2012-12-12 astro-ph.SR
Coronal Loop Expansion Properties Explained Using Separators
观测到的日冕环的一个令人困惑的特性是，它们沿长度方向的厚度大致恒定。各种研究发现，TRACE和SOHO观察到的环的长度方向上没有一致的宽度变化模式。这与对磁通量管膨胀特性的预期不一致，这表明环在其顶部最宽，在其脚部明显较窄。日冕环对应于太阳日冕中被某些过程优先加热的区域，因此这种观察到的特性可能与加热日冕的机制有关。能量沉积的一种方式是磁重联，它沿着称为分离器的磁力线发生。这些磁力线开始和结束于磁零点，因此在它们附近形成的环在它们的底部相对较宽。因此，由磁重联引起的日冕膨胀可能会复制在日冕环中观察到的令人困惑的膨胀特性。我们提出的分离器场线膨胀特性的Monte Carlo调查结果，比较它们所观察到的日冕环的属性。
2009-03-19 astro-ph.SR
Magnetic Energy Dissipation during the 2014 March 29 Solar Flares
我们计算了2014年3月29日耀斑（SOL 2014 -03- 29 T17：48）期间自由磁能的时间演化，这是IRIS探测到的第一个X级耀斑。自由能的计算从非势场之间的差异，所观察到的环结构的几何形状的约束，和势场。我们使用AIA/SDO和IRIS图像来描绘极紫外波长的日冕环的几何形状，以及追踪色球层和过渡区中紫外波长的磁场方向。我们发现一个相同的演化的自由能的日冕和色球示踪剂，以及AIA和IRIS的结果之间的协议，与峰值自由能的$E_{free}(t_{peak}) \approx (45 \pm 2) \times 10^{30}$尔格，减少了$ΔE_{free} \approx (29 \pm 3) \times 10^{30}$尔格的量在耀斑衰减阶段。自由能的一致性，从不同的EUV和UV波长测量的第一次在这里，表明垂直电流（表现为螺旋扭曲环的形式）可以检测到和测量的色球和日冕示踪剂。
2015-04-13 astro-ph.SR
Magnetism and the Invisible Man: The mysteries of coronal cavities
磁场定义了复杂而动态的日冕。日冕磁场的扭曲和缠结积聚了能量，最终爆发，将等离子体抛入行星际空间。这些日冕物质抛射（CME）是不断外流的太阳风上的短暂乘客，太阳风本身具有由全球日冕磁场形成的三维形态。因此，日冕磁性是任何对地球空间天气起源的理解的核心。然而，我们在历史上一直受到直接测量日冕磁场的困难的限制，并转向对日冕等离子体的观测来追踪磁结构。这种方法很复杂，因为等离子体的温度和密度在日冕磁结构中是不同的，所以观察任何一种波长的光只能看到部分图像。事实上，在某些情况下，等离子体的缺乏是磁场的重要指标。日冕空洞就是这样一个例子：它是一个黑暗的椭圆形区域，其中存在着强大而扭曲的磁性。我将阐明这些神秘的功能，提出了在多个波长和各种观测优势，包括前所未有的日冕磁场测量日冕多通道偏振仪（CoMP）的日冕空洞的观测。这些观测结果证明了空洞内存在扭曲的磁场，也为空洞最终如何以及为什么爆发为日冕物质抛射提供了线索。
2017-11-25 astro-ph.SR
Signatures of impulsive localized heating in the temperature distribution of multi-stranded coronal loops
我们通过流体动力学模拟研究了不同日冕加热状态对多股日冕环差分发射测量（DEM）的影响。我们认为加热均匀分布沿回路或本地化接近色球足点，在稳定和脉冲条件。我们的模拟表明，凝结在顶部的环路形成时，局部加热是脉冲的脉冲节奏时间短于等离子体冷却时间，脉冲能量低于一定的阈值。凝聚不产生可观察到的签名在全球DEM结构。相反，DEM冠状峰被发现敏感的脉冲节奏的时间。我们的模拟也可以解释TRACE、SOHO和Yohkoh观测到的暖稠密环和热稠密环。然而，他们无法重现过渡区和冠状DEM结构与一组独特的参数，这概述了需要一个更现实的描述过渡区。
2009-12-14 astro-ph.SR
Stereoscopic observations reveal coherent morphology and evolution of solar coronal loops
基于Solar Orbiter和SDO的立体观测，发现日冕环具有近圆形截面并在约30分钟尺度上表现出相干强度变化，支持其作为三维相干等离子体束的模型，反驳了“日冕面纱”假说。
2024-12-19 astro-ph.SR
3D solar coronal loop reconstructions with machine learning
磁场对日冕中各种太阳现象的发生和演化起着至关重要的作用。三维日冕磁场的结构和演化仍然不是很清楚。一种获得日冕磁场三维结构的方法是通过执行从光球到日冕的磁场外推。在以前的工作中，它表明，通过规定的3D重建的环路的几何形状，磁场外推找到一个解决方案与建模的字段和重建的环路之间的更好的协议。此外，它还提高了野外外推的质量。体视法代表了用于执行3D冠状环重建的经典方法。它至少使用两个视图方向。当只有冠状环的一个有利位置可用时，必须应用其他3D重建方法。在这项工作中，我们提出了一种基于机器学习的3D循环重建方法。我们开发这种方法的目的是使用尽可能多的观测到的日冕环在空间和时间的日冕磁场的建模。我们的研究结果表明，我们可以构建机器学习模型，这些模型可以仅基于投影信息检索3D循环。最后，神经网络模型将能够仅使用从EUV图像中识别、跟踪和提取的冠状环的2D信息来计算其3D几何形状。
2021-03-18 astro-ph.SR
Propagating Intensity Disturbances in Fan-like Coronal Loops: Flows or Waves?
利用SOHO/EIT和TRACE的EUV成像观测，已经广泛地研究了沿日冕结构向上传播的准周期强度扰动。它们被解释为慢模式磁声波或间歇性上升流。在这项研究中，我们的目的是证明光谱观测的时间序列是解决这个难题的关键。利用Hinode/EIS的坐立凝视观测资料，分析了扇形冕环中多个波长的扰动强度和多普勒频移。我们发现，扰动并没有造成蓝翼不对称的光谱轮廓在温暖的（~1.5 MK）日冕线。估计的小视线速度也不支持间歇性上升流的解释。在高温（~2 MK）日冕线中，扰动确实引起了蓝翼不对称，但双重拟合揭示了一个高速的次要分量是稳定和持久的，而传播强度和多普勒频移扰动主要是由于核心分量的变化，因此支持慢波解释。然而，蓝向线不对称的原因仍不清楚。
2012-01-25 astro-ph.SR
EUV Analysis of a Quasi-Static Coronal Loop Structure
2007年2月24日4：00-16：00，利用一套极紫外观测仪器对10942衰变活动区进行了观测。来自Hinode/EIS、STEREO和TRACE的结果表明，虽然活动区已经衰减，没有太阳黑子存在，但产生可区分的环结构、谱线加宽和等离子体流的物理机制仍然存在。在多普勒图中以蓝移结构出现的日冕环在log（T）= 6.0-6.3离子的强度图像中是明显的。环结构被发现是反相关的谱线展宽一般归因于非热速度。这种冠环结构的物理（温度，密度，几何）和时间的调查。由成像仪器产生的光变曲线显示了两种不同时间尺度上的环结构的增亮和变暗; 10-20分钟的短脉冲和2-4小时的长持续时间变暗，直到其消失。日冕环结构是由相对蓝移的物质形成的，与谱线增宽反相关，密度为10^10 ~ 10^9.3 cm-3，可见时间长于特征冷却时间。最大的非热谱线加宽被发现是邻近的脚点的日冕环结构。
2011-10-25 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
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
Exploring source region of 3-min slow magnetoacoustic waves observed in coronal fan loops rooted in sunspot umbra
本研究结合IRIS与SDO观测追踪活动区AR12553扇状环足点，利用3分钟波的振幅调制特征，证明日冕扇状环中的3分钟慢磁声波源于本影内光球足点振荡。
2023-08-07 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
Signature of mass supply to quiet coronal loops
目标。本文研究了Ne Ⅷ在太阳宁静区大蓝移的物理意义。方法.我们比较显着的Ne八蓝移，这是可见的大的蓝色斑块上的多普勒频移图的中纬度安静的太阳区域观测SUMER，与日冕磁场结构重建从一个同时光球磁图通过无力场外推。结果我们第一次表明，日冕漏斗也存在于安静的太阳。研究的区域包含几个小漏斗，起源于网络车道，扩大高度，最后合并成一个单一的广泛的开放领域的区域。然而，Ne Ⅷ线的大的蓝移通常与漏斗无关。日冕环在太阳x-y平面上的投影与Ne viii多普勒图的比较表明，有些环在两条腿上都显示出大的Ne viii蓝移，有些环在一条腿上有上升流，在另一条腿上有下降流。结论.我们的研究结果表明，强大的等离子体外流，这可以追溯到大Ne八蓝移，不一定与起源于日冕漏斗的太阳风，但似乎是一个签名的质量供应日冕环。在假设Ne viii线的多普勒频移代表作为质子流标记的氖离子的实际流出速度的情况下，我们估计日冕环的质量供应率约为10 34 s-1.
2009-06-16 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Topology in the Heating of Active Region Coronal Loops
我们研究了日冕磁场拓扑结构中日冕环发射的演化。新的建模技术使我们能够研究活动区的磁场结构和能量释放。使用这些模型和高分辨率的多波长日冕观测从过渡区和日冕探测器（TRACE）和X射线望远镜（XRT）的日出，我们能够建立一个日冕环的光变曲线和相关的磁拓扑结构之间的关系NOAA活动区10963。我们检查循环，显示瞬态和稳定的排放，我们发现，显示许多瞬态增亮的循环位于域与大量的分离器。这种拓扑结构通过分离器处的磁重联为连续脉冲加热事件提供了环境。另一方面，具有相对恒定的X射线和EUV发射的环位于与分离器不相关的域中。这一结果意味着在这些区域中加热等离子体不涉及较大尺度的磁场重联，并且这些回路中的加热必须来自另一种机制，例如小尺度重联（即，纳米片）或波加热。此外，我们发现，循环，经历反复的瞬态增亮与分离器，具有增强的自由能。相比之下，我们发现一个孤立的瞬态增亮的情况下，似乎与分离器具有较小的自由能。
2010-09-10 astro-ph.SR
Three-dimensional reconstruction of CME-driven shock-streamer interaction from radio and EUV observations: a different take on the diagnostics of coronal magnetic fields
2014年10月30日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到一个与日冕物质抛射（CME）相关的带裂II型射电爆发发生在太阳的东南边缘。等离子体锋面向各个方向的快速膨胀就像一个活塞，并在其前方驱动一个球形快速激波，其向外的发展可以通过南赛射电日像仪（NRH）同步拍摄的图像来追踪。的几何形状的日冕物质抛射/冲击事件恢复通过三维建模，由于没有伴随的立体观测，并假设带分裂的II型爆发的冲击面与两个相邻的低阿尔文速度日冕流光的交叉点发射。从激波和日冕物质抛射前缘之间的间隔距离的时空演化，我们最终能够推断内日冕的磁场强度$B$。在$r = 1.1-2.0$太阳半径范围内，一个简单的$B(r) = (12.6 \pm 2.5) r^{-4}$形式的径向轮廓很好地符合我们的结果，以及以前的估计。
2019-03-15 astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 astro-ph.SR
Coronal Implosion and Particle Acceleration in the Wake of a Filament Eruption
我们研究了2001年6月15日一组TRACE 195 A冕环覆盖在一个反S形暗条上的演化。这些环最初被向上推动，细丝缓慢上升和扭结，但一旦细丝爆炸性上升，它们就开始以约100 km/s的速度收缩，并持续至少12 min，可能是由于细丝逃逸时下方的磁压力降低。尽管扩张后收缩，但在细丝喷发期间，感兴趣的环基本上保持完整，而不是通过重新连接形成。这些收缩的环自然地形成了一个收缩的陷阱，其中几个keV的热电子，在一个数量级的估计，可以加速到非热能。当收缩的环束接近源自暗条爆发的耀斑后拱廊时，Yohkoh上的硬X射线望远镜（HXT）记录到了一个单一的硬X射线爆发，而GOES软X射线通量没有相应的上升。HXT图像显示，在软X射线拱廊顶部上方约15”处有一个明显的冠状源。日冕源（薄靶）的注入电子数相对于足点发射（厚靶）硬化约1.5次方，这与弱扩散极限中的电子捕获一致。虽然我们不能排除额外的重联，观测证据表明，收缩日冕陷阱可能在观测到的非热硬X射线发射在耀斑衰变阶段发挥了重要作用。
2009-08-08 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
Observation of kink instability during small B5.0 solar flare on 04 June, 2007
利用SoHO/MDI、SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）、G波段（4305 μ m）、Ca II H（3968 μ m）和TRACE 171 μ m的多波长观测资料，给出了2007年6月4日04：43 UT-04：52 UT期间AR 10960高扭曲磁环的观测特征。SOT-Hinode/blue-continuum（4504 μ m）观测表明，正极性黑子的半影丝具有逆时针方向的扭曲，这可能是由黑子本影的顺时针旋转引起的。日冕环，其一个足点锚定在这个太阳黑子中，在色球SOT-Hinode/Ca II H（3968）和日冕TRACE 171\图像中显示出强烈的右旋扭曲。环的长度和半径分别为$L\sim$ 80 μ m和$a\sim$ 4.0 μ m。磁场线的相邻匝之间的距离（即节距）估计为$\approx$ 10 μ m。总扭转角$Φ\sim$ 12 $π$（针对扭转沿环的均匀分布估计）远大于Kruskal-Shafranov不稳定性准则。在04：47-04：51 UT期间，我们在TRACE 171图像上检测到环顶部的清晰双重结构，这与弯曲冠状环中的模拟扭结不稳定性一致（T{<$}r{<$}k等人，2004）。我们认为，该扭曲磁环的扭结不稳定性触发了该活动区04：40 ~ 04：51 UT之间的B5.0级太阳耀斑。
2010-04-09 astro-ph.SR
Analysis of SOHO/MDI and TRACE Observations of Sunspot Torsional Oscillation in AR10421
利用太阳和日光层天文台（SOHO）MDI仪器的磁图和多普勒图，以及过渡区和日冕探测器（TRACE）的白光图像，研究了活动区NOAA 10421的领先太阳黑子的旋转。重建了黑子本影和半影的磁场和速度场矢量的垂直、径向和方位轴对称分量。本影和半影中两个矢量的所有三个分量都显示出大约3.8天的相同旋转周期的扭转振荡。TRACE白光观测资料还表明，太阳黑子本影和半影以相同的周期扭转旋转。讨论了太阳黑子扭转运动的可能机制。
2011-02-19 astro-ph.SR
Simulating coronal loop implosion and compressible wave modes in a flare hit active region
大量的观测证据表明，在太阳耀斑等高能事件之后，日冕活动区内的磁环系统会发生内爆。在这项工作中，我们提出，这种崩溃可以在三维建模相当准确的理想磁流体力学的框架内。我们还认为，环路内爆的动力学只对一个或多个系统变量的传输扰动敏感，例如在事件现场产生的速度。这表明，要理解环内爆，离开模拟活动区的事件现场是明智的。为了实现我们的目标，引入了速度脉冲来模拟在事件现场产生的传输扰动。实时跟踪我们模拟的活动区域内的磁场线，它表明，随后的动态模拟环密切类似于观察到的内爆环。我们的工作突出了等离子体$β$在回路系统的刚性方面的作用，以及这可能如何影响内爆回路的动力学。可压缩的磁流体动力学模式，如扭结和香肠也被证明是在这样的过程中产生的，根据观察。
2017-11-14 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 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
Study of the three-dimensional shape and dynamics of coronal loops observed by Hinode/EIS
我们研究了2006年12月3日用日之出的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的NOAA活动区10926中沿选定日冕环的等离子体流动。从强度图像上追踪的环的形状和沿其长度测量的多普勒频移，我们使用一个简单的几何模型计算它们的三维（3D）形状和等离子体流速。对Fe VIII 185 Ang.中可见的环进行该计算，Fe X 184角，Fe XII 195 Ang.，Fe XIII 202 Ang.，和Fe XV 284 Ang.谱线。在大多数情况下，从一个足迹到另一个足迹的流动是单向的，但也有从循环顶部到其足迹的排水运动的情况。我们的研究结果表明，相同的环路可能会显示不同的流动模式时，在不同的谱线观察，这表明一个动态的复杂，而不是一个整体结构。我们还进行了磁外推的线性无力场近似使用SOHO/MDI磁图，旨在对一阶识别的外推磁场线对应的重建的循环。在所有情况下，最佳拟合的外推线都表现出左手扭曲（α < 0），与该区域的主导扭曲一致。
2012-06-01 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
2015-04-14 astro-ph.SR
Excitation of flare-induced waves in coronal loops and the effects of radiative cooling
多项太空任务（SOHO/EIT、TRACE和SDO/AIA）的极紫外成像观测揭示了太阳日冕环中存在传播强度扰动。这些扰动通常被解释为慢磁声波。然而，最近的光谱观测与Hinode/EIS的活动区环路，揭示了传播的强度扰动与间歇性等离子体上升流（或射流）的足点，这可能是产生的磁重联。由于这个原因，这些扰动是波还是周期性流动仍在研究中。这项研究的目的是了解所观察到的扰动的物理性质，通过调查从下面的热等离子体注入和流动的演变和波沿回路传播的波的激发。我们扩展我们以前的研究的基础上等温的三维MHD模型的活动区，一个更现实的模型，包括全能量方程占辐射损失的影响。计算初始化与一个平衡态的模型活动区使用潜在的（偶极）磁场，重力分层密度和温度从多方状态方程。我们模拟了热等离子体沿不同温度的回路，温暖（$\sim$ 1 MK）和热（$\sim$ 6 MK）的稳定等离子体流出的脉冲注入。模拟结果表明，在日冕底部发射的热射流激发慢磁声波，沿环路传播到高日冕，而注入的热流随着高度迅速减速。模拟结果支持观测到的日冕扰动主要是波动特征。我们还发现辐射冷却对1-6 MK冕环慢模波衰减的影响很小，这与以前基于一维MHD模型的结论一致。
2017-06-13 astro-ph.SR
The Coronal Loop Inventory Project: Expanded Analysis and Results
我们已经扩大了早期的工作，调查与等温$versus$多热交叉场温度分布的日冕环的相对重要性。这些结果是重要的，以确定如果环有未解决的磁股的形式的子结构。我们将温度分析的目标回路数量从19个增加到207个，并增加了来自多个区域的188个新回路。我们选择了大气成像组件（AIA）的171幅图像中所有可见的环路段，这些图像具有干净的背景。86个新的循环被拒绝，因为它们不能可靠地从其他AIA过滤器的背景中分离出来。61个环需要多热模型来重现观测结果。28个环是有效等温的，也就是说，AIA敏感的等离子体发射在不确定性内不能与等温发射区分开。10个环是等温的。我们的库存中还有一个小的火炬回路，一个温度分布不受AIA数据约束的非常冷的回路，以及一个结果不确定的回路。我们的调查可以证实一个意想不到的结果，从试点研究：我们发现没有等温环段，我们可以正确地使用171-193比的方法，这将是类似的分析所做的许多回路观察到的跟踪和EIT。我们建议那些假设环等离子体是等温的观察者要谨慎，并希望这些结果将影响日冕加热模型的方向和建模人员在各种加热场景上所花费的努力。
2017-05-25 astro-ph.SR
Coronal rain as a marker for coronal heating mechanisms
据报道，在H-α，Ca II H和K或其他日冕雨色球线的观测可以追溯到天空实验室任务的日子。由于相对于背景的强度对比度很高（如果在边缘观察，则发射明亮，或者如果在圆盘上观察，则吸收黑暗），这些冷的斑点经常被观察到从活动区域上方的高日冕高度落下。对这一壮观现象的物理解释已经提出，这要归功于对具有足点集中加热的环路的数值模拟，这是一种在日冕中自然形成冷冷凝的加热情景。这种效应被称为“灾难性冷却”，是日冕雨的主要解释。在这项工作中，我们进一步研究这种现象和加热机制之间的联系在电晕。我们首先分析观测日冕雨在肢体中的Ca II H线进行的SOT仪器板上的日之出卫星。然后，我们比较观察与1.5维MHD模拟的环路被加热的小尺度离散事件集中向足点（这可能来自，例如，从磁重联事件），并在光球产生的阿尔文波。据发现，如果一个环加热主要是从阿尔芬波日冕雨被抑制，由于他们产生的特征均匀加热。因此，日冕雨不仅可以指示日冕环加热的空间分布，而且可以指示加热本身的媒介。因此，我们建议日冕雨作为日冕加热机制的标志。
2009-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Plasma composition in a sigmoidal anemone active region
使用的EIS仪器获得的光谱板日之出，我们提出了一个详细的空间分辨丰度图的活动区（AR）-日冕洞（CH）复杂的，覆盖面积为359 arcsec × 485 arcsec。丰度图提供了大EIS视野内各种日冕结构的第一电离势（FIP）偏置水平。总的来说，小的、相对年轻的AR中的FIP偏差为2-3。这种温和的FIP偏见是AR年龄的结果，它的弱加热，其部分与周围CH.等离子体与冠状组成的重连集中在AR环的足点，接近分馏被认为是发生在色球层。在AR中，我们发现FIP偏置与非热速度和磁通量密度有适度的正相关性，这两者在AR环足点处也是最强的。轻微增强的FIP偏置的路径沿着连接AR内相反极性的一些环路被追踪。我们解释的痕迹，增强FIP偏置沿这些环路的分馏等离子体混合的循环的开始。在AR的主极性反转线上方的S形通道中的低FIP偏置，其中正在进行的通量抵消正在发生，提供了S形/通量绳反流的秃斑磁拓扑的新证据。
2013-10-03 astro-ph.SR
Tracing magnetic flux rope footpoints in AR 12975 with coronal dimmings and data-driven magnetofrictional simulations
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Graz, Institute of Physics（格拉茨大学物理研究所）；University of Graz, Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research（格拉茨大学坎泽勒霍厄太阳与环境研究天文台）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
该研究通过SDO/AIA观测和数据驱动磁摩擦模拟，验证了日冕暗化可追踪AR 12975中爆发磁通量绳的足点，定量比较显示良好一致性，但北部足点暗化因低强度和快速收缩而观测困难。
2026-09-24 astro-ph.SR
Observations of the Coronal Mass Ejection with a Complex Acceleration Profile
研究了具有复杂加速度剖面的日冕物质抛射。事件发生于2009年4月23日。它有一个脉冲加速阶段，一个脉冲减速阶段，和第二个脉冲加速阶段。在其演化过程中，CME表现出不同的加速机制：扭结不稳定性，突出排水，耀斑重联，和CME-CME碰撞的签名。观测的特点是使用了TESIS EUV望远镜。该仪器可以在距离太阳中心2 $R_\odot$的Fe 171日冕线上成像。这使我们能够追踪CME直到LASCO/C2视场，而不会从视线中丢失CME。CME的发生是由扭结不稳定性引起的。扭结不稳定后出现大量引流。物质的排泄只起辅助作用：它减少了CME的质量，这有助于加速CME。第一个脉冲加速阶段是由耀斑重联引起的。在第一个脉冲加速阶段，我们观测到了两个带状耀斑和软X射线通量的增加。脉冲减速和第二脉冲加速阶段是由CME-CME碰撞引起的。所研究的事件表明，日冕物质抛射是一种复杂的现象，不能只用一种加速机制来解释。我们应该寻求不同机制的组合，在它们演化的不同阶段加速日冕物质抛射。
2017-12-18 astro-ph.SR
A New Multi-Constraint Potential Field Source Surface (PFSS) Extrapolation Model
University of Coimbra（科英布拉大学）；Friedrich-Hund-Platz 1, 37077, Göttingen, Germany（哥廷根弗里德里希·洪德广场1号）；Geophysical and Astronomical Observatory, Faculty of Science and Technology, University of Coimbra（科英布拉大学科学技术学院地球物理与天文台）；Universidade do Porto（波尔图大学）
本文提出一种结合三维日冕纤维信息的改进PFSS模型，通过引入 divergence-free、loop几何和force-free约束，提升与观测的一致性并保持计算效率。
2026-03-20 astro-ph.SR
Are Non-thermal Velocities in Active Region Coronal Loops Anisotropic?
本文结合 Hinode/EIS 光谱与 SDO/HMI 磁场外推，测量活动区冕环非热速度，发现其相对磁场方向呈弱各向异性，平行方向略大，可能源于声波或未分辨平行流。
2023-05-05 astro-ph.SR
Large-scale contraction and subsequent disruption of coronal loops during various phases of the M6.2 flare associated with the confined flux rope eruption
我们提出了一个详细的多波长研究的M6.2耀斑，这是与一个局限的爆发日珥使用TRACE，RHESSI和NoRH观测。耀斑前阶段的特点是上覆极紫外（EUV）日冕环的大规模收缩，在此期间，环系统经历了约20 Mm的高度下降，持续时间约30 min。（高达25千电子伏）和微波（MW）的来源，从低洼的环路在核心的耀斑区域，连同X射线光谱表明强烈的局部加热的源区域之前，灯丝激活和相关的M级耀斑。随着M6.2耀斑脉冲阶段的开始，我们探测到HXR和MW源，它们表现出与日珥快速上升有关的复杂的时空演化。在耀斑最大值之后，暗条喷发减慢，随后被限制在大的活动区环内;该事件没有导致日冕物质抛射（CME）。在爆发的日珥的约束过程中，我们检测到MW发射从扩展的日冕区域与多个发射质心，这可能代表发射从热的等离子体形成后，膨胀的通量绳的崩溃，并带来突出的材料。RHESSI观测揭示了耀斑脉冲阶段的高等离子体温度（~30 MK）和电子光谱指数（~5）的实质性非热特性。热能的时间演化与累积非热能的变化有很好的对应关系，表明加速粒子的能量有效地转化为热耀斑等离子体，这意味着有效验证了Neupert效应。
2015-04-10 astro-ph.SR
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of Supersonic Plasma Blob Triggered by Reconnection Generated Velocity Pulse in AR10808
利用太阳和日光层天文台（SoHO）/迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）、过渡区和日冕探测器（TRACE）171和澳大利亚纳拉布里Culgoora太阳天文台的H $α$的多波长观测资料，给出了2005年9月9日AR 10808中M6.2级太阳耀斑前一个传播的超音速等离子体团的独特观测特征。在05：27 UT到05：32 UT之间观察到这个斑点，在最初的2-3分钟内几乎是一个恒定的形状，之后它很快就消失在日冕中。在其动力学阶段，观测到的团块的下限速度估计为$\sim$ 215 km s $^{-1}$。在H $α$和TRACE 171等离子体中同时存在的具有几乎相似形状和速度的斑点的证据支持其由多温度等离子体形成。能量释放的经常性的3-D重联过程通过分离器圆顶低于磁零点，新兴的通量和预先存在的磁力线在较低的太阳大气层之间，被发现是一个径向速度脉冲向外，加速这个等离子体斑点在太阳大气中的驱动程序。在支持识别所观察到的喷发的可能驱动程序，我们解决了二维理想磁流体动力学方程数值模拟所观察到的超音速等离子体斑点。数值模拟密切匹配观测到的速度，多温度等离子体的演变，并在观察中发现的斑点的快速消失。在典型的日冕条件下，这种斑点也可以携带7.0 $\times10^{6}$ ergs-cm-$^{-2}$ s-$^{-1}$的能通量，以重新平衡活动区域上方的日冕损失。
2012-03-28 astro-ph.SR
Oscillations in the wake of a flare blast wave
在耀斑开始时的成像和光谱观测中都报告了太阳日冕环的振荡。图像显示横向振荡，而频谱检测视线速度或多普勒频移振荡。多普勒频移振荡通常被解释为纵向模式。我们的目标是研究在TRACE 19511图像中观察到的环动力学和流动与SUMER在Si III 1113.211和Fe XIX 1118.111中观察到的多普勒频移之间的关系，当时是C.8级临边耀斑和相关的CME。我们仔细地将TRACE 195 X射线图像序列与SUMER Si III、Ca X和Fe XIX发射线中看到的结构进行了比对。此外，在6563.3附近的三个波段中，可以观测到与耀斑和日冕物质抛射（CME）有关的抬升日珥的H-α观测。它们对时间和几何形状进行了限制。大规模的多普勒频移振荡在Fe XIX和横向振荡强度图像中观察到了一个大的区域的电晕后，通过一个广泛的明亮的极紫外线（EUV）的干扰，这表明电离，加热，并加速热等离子体在爆炸波后。
2011-02-15 astro-ph.SR
Probing the CME Core--Prominence Relation Using Inner Coronal Observations
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
通过内日冕观测揭示CME核心与日珥的关联，发现内核主要由日珥物质构成。
2026-01-09 astro-ph.SR
Quasi-periodic Propagating Signals in the Solar Corona: The Signature of Magnetoacoustic Waves or High-Velocity Upflows?
自从用TRACE和EIT（后来用EUVI和EIS）在日冕环中发现周期为3到10分钟的准周期传播振荡以来，它们几乎被普遍解释为低β日冕环境中传播慢模磁声（MA）波的证据。我们表明，这种解释是不是唯一的。相反，我们专注于无处不在的微弱的上升流，与蓝色的不对称性的谱线配置文件在冠环的足点区域，并作为微弱的干扰沿冠环在EUV/XR成像时间序列传播。仅使用成像数据很难区分这两种情况，但对谱线轮廓的仔细分析表明，微弱的上升流可能是日冕中观察到的一些准周期振荡信号的原因。我们表明，EIS测量的强度和速度振荡在日冕线（以前解释为传播波的直接证据）实际上是伴随着显着的振荡线的宽度是由一个准周期性变化的组件的发射线的蓝翼。微弱的蓝移发射分量准周期性地调制峰值强度和线质心的一个单一的高斯拟合的配置文件与相同的小振幅（分别为百分之几的背景强度，和几公里/秒）用于推断MA波的存在。我们的研究结果表明，一个显着的一部分，观察到的准周期性与日冕成像仪和光谱仪，以前解释为传播MA波，是由这些上升流。日冕振荡的不同物理原因将显著影响利用日冕环中的传播扰动成功进行日冕地震学的前景。
2010-08-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
