Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Periodicities in the coronal rotation and sunspot numbers
本研究试图通过分析1947 - 2009年期间2.8 GHz频率的太阳射电辐射数据的时间序列来研究日冕旋转的长期变化。这里使用每日调整的无线电通量（称为彭蒂克顿通量）数据。自相关分析表明，自转周期在19.0 ~ 29.5恒星日之间变化，平均为24.3恒星日。日冕自转周期的这种变化显示了变化中两个分量的证据：（1）22年分量，可能与太阳磁场反转周期或黑尔周期有关;（3）一个分量，本质上是不规则的，但在其他分量中占主导地位。年平均太阳黑子数与日冕自转周期之间的互相关分析也显示了它与22年海尔周期相关的证据。发现22年的分量几乎与太阳黑子数变化中相应的周期性同相。
2011-03-15 astro-ph.SR
Rotation of flux ropes in the low corona
研究发现日冕低层中磁绳的旋转对空间天气预测有重要影响，通过案例分析证实了CME在低日冕中的显著旋转和偏移。
2025-11-25 astro-ph.SR
Differential rotation of the solar corona: A new data-adaptive multiwavelength approach
为了研究太阳日冕的差异旋转，我们分析了紫外线（UV）谱线观测获得的东，西翼在1.7 $R_{\odot}$ SOHO/UENUS在太阳极小期前的太阳活动周期23。为了获得旋转轮廓的可靠和统计上稳健的图片，我们使用了一组同时400天长的光谱线强度的五个不同的谱线：O VI 1032 A，O VI 1037 A，Si XII 499 A，Si XII 521 A和H I 1216 A，这是常规观察的。通过两种不同的技术对数据进行了分析：广义Lomb-Scargle周期图（GLS）和称为多通道奇异谱分析（MSSA）的多变量数据自适应技术。在许多其他积极的成果，后一种方法是独特的，它能够识别在两个肢体观察到的五个时间序列之间的共同振荡模式。在这项工作中得到的纬度旋转配置文件强调，低纬度地区的紫外线日冕（约$\pm 20^{\circ}$从太阳赤道）表现出差异旋转，而高纬度结构旋转准刚性。在低纬度地区，日冕的不同旋转速率与太阳近地表对流区的旋转轮廓一致，这表明日冕在1.7 $R_{\odot}$的旋转与锚定在0.99 $R_{\odot}$附近的中等尺度磁偶极结构有关。在中高纬度地区发现的准刚性旋转速率反而归因于与刚性旋转冕洞相关的大规模日冕结构的影响。我们进一步建议，在本文中提出的方法可以代表一个里程碑，为未来的调查时，同时处理多波长数据的差分旋转速率。
2020-10-13 astro-ph.SR
Differential coronal rotation using radio images at 17 GHz
在目前的工作中，我们进行时间序列分析的纬度箱的太阳全盘（SFD）图像的野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz的。通量调制法追踪太阳圆盘上无线电特征的通过，对1999-2001年期间SFD图像（每天一幅）的时间序列数据进行自相关分析，得出旋转周期作为从南纬60度到北纬60度的纬度函数。结果表明，日冕的自转差异小于光球层和色球层，其在旋转速率上具有较小的梯度。
2009-09-15 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 astro-ph.SR
Study on the Temporal Evolution of the Radial Differential Rotation of Solar Corona Using Radio Emissions
本研究利用RSTN的多频率射电通量数据，通过集合经验模态分解和小波分析，揭示了1989-2019年日冕径向较差自转的时间演化规律，验证其长时间尺度存在性，明确自转速率与频率、高度的关系，并证明EEMD方法的有效性。
2024-11-27 astro-ph.SR
Stellar Differential Rotation and Coronal Timescales
我们研究了恒星日冕演化的时间尺度对表面差异旋转和扩散的响应。为了量化这一点，我们研究的形成时间和寿命的磁通量绳在一个衰减的双极有源区。我们应用一个磁通量输运模型来描述恒星光球场的演化，并利用这个模型通过磁摩擦技术来驱动日冕磁场的演化。增加差动旋转（即减少赤道极重叠时间）减少磁通绳形成时间。我们发现，形成时间是依赖于几何平均的搭接时间和表面扩散时标。相反，磁通绳的寿命与搭接时间成正比。有了这一点，恒星上的通量绳的差异旋转超过太阳值的八倍，寿命不到两天。因此，我们建议，像太阳一样的静态磁场的功能可能不容易观察到这样的恒星，作为主机的冷等离子体的磁通绳的寿命是非常短的。我们的结论是，这样高的差异旋转的恒星可能有非常动态的日冕。
2014-07-12 astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
Solar-like differential rotation and equatorward migration in a convective dynamo with a coronal envelope
我们目前的结果对流湍流发电机模拟包括冠层在一个球楔。我们发现一个赤道迁移的径向和方位场的太阳黑子在太阳活动周期的行为相似。磁场的迁移与辐状差异自转和逆太阳（顺时针）纬向环流共存。尽管迁移延伸到整个对流区，但导致这种迁移的机制尚未完全了解。
2012-11-02 astro-ph.SR
High-Resolution Modelling of Coronae and Winds in Solar-type Stars with Varying Rotation Rates I. X-ray Coronae
Nanjing University（南京大学）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿基米德研究所）；SETI Institute（SETI研究所）；University of Potsdam, Institute of Physics and Astronomy（波茨坦大学物理与天文研究所）；Kyoto University（京都大学）；Aalto University（阿尔托大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Nordita, KTH Royal Institute of Technology & Stockholm University（北欧理论天体物理学中心，瑞典皇家理工学院与斯德哥尔摩大学）
本研究利用SWMF-AWSoM模型，对四颗太阳型恒星的日冕进行高分辨率建模，揭示了不同自转率下日冕加热机制及X射线辐射特性。
2026-09-22 astro-ph.SR
A Comparison of Solar Cycle Variations in the Equatorial Rotation Rates of the Sun's Subsurface, Surface, Corona, and Sunspot Groups
利用太阳光学观测网（SOON）1985-2010年太阳黑子群资料，计算了太阳黑子群年平均赤道自转率的变化，并与已知的太阳赤道自转率变化进行了比较：i）等离子体自转率在0.94Rsun，0.95Rsun，...，1.0全球振荡网络组（GONG）在1995-2010年期间测量的Rsun，ii）1992-2001年期间从Yohkoh/SXT全磁盘图像确定的软X射线日冕数据，iii）1998-2006年期间在太阳和日光层天文台（SOHO）/EIT图像中跟踪的小亮日冕结构（SBCS）数据，以及iv）1986-2007年期间的威尔逊山多普勒速度测量。很大一部分太阳黑子群的平均差旋廓线（直到大约30度纬度）介于0.94Rsun和0.98Rsun的内差旋率廓线之间。太阳黑子群的年平均赤道自转率变化似乎滞后于赤道自转率的变化。太阳日冕赤道自转速率的太阳周期变化与太阳黑子的太阳周期变化非常接近，从威尔逊山多普勒速度数据确定的赤道旋转速率的变化非常类似于从太阳黑子群数据确定的赤道旋转速率的相应变化，太阳黑子群数据包括太阳黑子群的异常角运动（>每天3度）的值。这些结果的影响指出。
2013-07-26 astro-ph.SR
Solar wind rotation rate and shear at coronal hole boundaries, possible consequences for magnetic field inversions
几个航天器进行的现场测量表明，太阳风经常受到快速远离太阳远距离传播的瞬态结构（磁褶、喷流、波、通量绳）的扰动。帕克太阳探测器探测到在小的日心距离上磁场矢量的频繁旋转，伴随着令人惊讶的大太阳风旋转速率。这种磁场弯曲的物理起源，它们在行星际空间中生存的条件，以及它们与太阳风旋转的关系，都还没有被清楚地理解。我们跟踪测量的太阳风流从航天器的位置下降到太阳表面，以确定其潜在的源区，并使用全球MHD模型的日冕和太阳风，将它们与低太阳日冕的旋转状态。我们确定了太阳日冕的区域，其中太阳风的速度和旋转剪切是重要的和长寿命的，可以有利于磁偏转的发展和它们的传播跨越扩展高度的太阳风。我们发现，日冕旋转是高度结构化的，增强的流动剪切发展的边界附近的冕洞和流光，周围和以上的伪流光，即使当这样的边界与太阳旋转的方向对齐。PSP识别的大部分之字形都映射到这些区域，无论是瞬时磁场连通性还是到达航天器的风流轨迹。这些强剪切区域很可能在很远的距离上给太阳风留下印记，并增加慢速太阳风的横向速度变化。模拟和连通性分析表明，它们可能是帕克太阳探测器观察到的曲折和尖峰的来源。
2021-04-16 astro-ph.SR
X-ray Evidence for a Pole-Dominated Corona on AB Dor
采用傅里叶变换和互相关技术对谱线宽度和多普勒频移进行了精细分析，并应用于1999年10月获得的快速旋转的年轻恒星剑鱼座AB的钱德拉HETG光谱，以研究其日冕拓扑结构。观测历时52.3ks，历时1.2个自转周期。通过对分散信号进行积分得到的X射线光变曲线显示，在曝光的中途有一个中等强度的耀斑，其中计数率急剧增加了约50%，随后在接下来的10 k内衰减。我们没有发现显着的多普勒频移的光谱或调制的光变曲线，可以归因于旋转的主导日冕结构在这个时代。个别谱线宽度是统计上一致的热加宽，并正式要求没有旋转加宽，而$1σ$限制旋转加宽对应于一个紧凑的日冕限于纬度$>57°$。傅立叶分析表明，少量的旋转加宽是目前一致的电晕主要限制在两极，并排除模型与表面旋转加宽或更大。这些结果提供了直接的光谱证据，表明快速旋转的活跃恒星上的主导日冕活动与光球多普勒图像中常见的暗极点有关，并支持这些点具有形成闭合环的混合磁极性的模型。
2015-01-23 astro-ph.SR
A physical mechanism of solar corona heating
利用RHESSI资料研究了太阳软X射线微耀斑和软X射线日冕热背景结构的时间廓线。对2003年的观测资料进行了分析。揭示了太阳软X射线微耀斑在2-15 keV范围内的通量衰减和日冕热背景。在此基础上提出了新的太阳日冕加热模型.
2011-06-15 astro-ph.SR
Spoke-like differential rotation in a convective dynamo with a coronal envelope
我们报告的结果与外日冕层的对流发电机模拟。磁场是由地表下的对流运动自洽地产生的。在对流区上方，我们包括一个延伸到1.6个太阳半径的多变层。该区域的温度增加到$\approx8$乘以表面处的值，对应于$\approx1.2$乘以球壳底部处的值。我们把这个区域与日冕联系起来。我们发现太阳一样的差分旋转与恒定的旋转速率的径向轮廓，以及近表面的剪切层。这种非圆柱形的旋转轮廓是由非零纬度熵梯度引起的，它通过斜压项抵消了泰勒-普劳德曼平衡。赤道环流是多细胞的，在低纬度的地表附近有一个类似太阳的向极流动。在大多数情况下，平均磁场是振荡的，在两种情况下向赤道迁移。在其他情况下，向赤道方向的迁移被静止的甚至向极方向迁移的平均场所覆盖。
2013-11-13 astro-ph.SR
Variations in the Solar Coronal Rotation with Altitude - Revisited
在这里，我们报告了Vats等人（2001）[Astrophys. J. 548，L 87]的基础上，作为观测频率的函数（较低和较高的频率表示较高和较低的高度，分别）在太阳日冕的差异旋转测量高度。日冕的径向差异旋转是根据11个频率（275，405，670，810，925，1080，1215，1350，1620，1755 MHz和2800 MHz）的圆盘积分太阳射电通量的日常测量来估计的。我们使用与Vats等人（2001）相同的数据，但不是使用自相关图的第12个最大值，而是使用第1个次级最大值来推导会合自转周期。我们估计会合旋转高斯拟合的第一次次极大值。Vats等人（2001年）报告说，恒星自转周期随着频率的增加而增加。在此频率范围内，它们发现的变化为23.6 - 24.15天，相差仅0.55天。研究发现，恒星自转周期随频率的减小而增大。变化范围为24.4 ~ 22.5天，相差约3倍（1.9天）。然而，在925 MHz下，两项研究给出了相似的旋转周期。在Vats等人（2001年）中，趋势线的Pearson因子为0.86，而当前分析获得的趋势线的Pearson因子约为0.97。我们的研究表明，太阳日冕在较高的高度旋转较慢，这与Vats等人（2001）报道的发现相矛盾。关键词：太阳射电流量-流量调制方法-高斯拟合-恒星自转周期.
2017-02-27 astro-ph.SR
Radial Differential Rotation of Solar Corona using Radio Emissions
本文通过分析1994年7月至1999年5月期间15个不同频率（275-1755 MHz）的太阳射电辐射数据，研究了日冕自转的可能径向变化。我们使用了一个时间序列的磁盘集成无线电流量每天记录在这些频率通过射电望远镜位于天文台的Jagellonian大学在克拉科夫。不同频率的辐射来自日冕的不同高度。现有的模型表明，其起源高度范围从近$\sim12,000$ km（以275 MHz发射），低于高达$\sim2,400$ km（以1755 MHz发射）。在用于研究的时间序列中存在一些数据缺口，因此我们使用Lomb-Scargle周期图（LSP）进行统计分析。该方法成功地估计了时间序列中存在的周期性，即使有这样的数据缺口。通过LSP估计的旋转周期显示的旋转周期的变化，这是与早期报道的估计使用自相关技术进行比较。目前的研究表明，一些相似之处，以及与先前报道的研究矛盾。对太阳自转周期的径向变化和时间变化进行了讨论。
2021-05-27 astro-ph.SR
Evidence of strong relationship between hemispheric asymmetry in solar coronal rotation and solar activity during solar cycle 24
在这篇文章中，我们报告了一个证据，非常高的和统计上显着的关系半球不对称的太阳日冕旋转速率和太阳活动。我们的方法是基于交叉相关的半球不对称指数（AI）的旋转速率与每年的太阳活动指标。为了获得太阳旋转速率的半球不对称性，我们使用第24个太阳周期的30.4 nm，19.5 nm和28.4 nm波长的太阳全圆盘（SFD）图像，即，2008年至2018年期间，由日地关系天文台（STEREO）太空任务记录。我们的分析表明，在2011年至2014年的太阳活动极大期，半球旋转速率的不对称性很高。另一方面，半球不对称性在两侧逐渐下降（即，2008年至2011年和2014年至2018年）。结果表明，不对称指数（AI）使太阳黑子数提前约1.56年。这清楚地表明，半球的不对称性触发了太阳黑子的形成，并与太阳的差异旋转共同作用。
2020-09-17 astro-ph.SR
Coronal magnetic field strength from Type II radio emission: complementarity with Faraday rotation measurements
我们分析了1997年5月12日由地面和空间无线电频谱仪观测到的II型射电爆发的频带分裂。II型射电辐射是日冕冲击波最明显的特征，观察到的带分裂通常被解释为来自上游和下游冲击区的等离子体辐射。根据推导出的压缩比，我们利用磁流体动力学（MHD）朗肯-休戈尼奥关系式估算了周围的阿尔文马赫数。通过反演白光偏振亮度（pB）日冕数据得到的电子密度和由II型频率漂移推断的激波速度，我们最终得到了中冕磁场强度的径向分布。将结果与1997年5月（但高于$\sim 5 R_{sun}$）用法拉第旋转测量日冕遮蔽的河外射电源获得的场分布进行了比较。高斯在这项工作中推导出的$B(r)$ = 3.76 $r^{-2.29}$ Gauss形式的幂律很好地描述了在很宽的日心距离范围内的组合数据集（$r$ $\sim$ 1.8 - 14 $R_{sun}$）。
2013-10-31 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence II: The early-G star HD 141943 - coronal magnetic field, H-alpha emission and differential rotation
在三个观测时期（2007年、2009年和2010年）获得了前主序星早G星HD 141943的分光偏振观测。观测是使用3.9米英澳望远镜和UCLES阶梯光栅摄谱仪以及SEMPOL分光偏振仪访客仪器进行的。利用亮度和表面磁场拓扑（论文I中给出）确定恒星的表面差旋，重建恒星的日冕磁场。日冕磁场在3个历元显示在最大尺度上的场结构是由偶极分量与可能的证据的偶极轴之间的倾斜移动的观察。我们在HD 141943上发现了非常高水平的差异旋转（磁性特征约为太阳值的8倍，亮度特征约为太阳值的5倍），类似于另一颗年轻的早期G星HD 171488。这些结果表明，一个显着增加的差异旋转的水平发生在年轻的恒星周围的光谱类型的早期G。此外，我们发现2010年的观测，有一个很大的差异，在差分旋转测量的亮度和磁性特征，类似于早期K星，但差异要大得多。我们发现只有暂时的证据，在HD 141943的差异旋转的时间演化。
2011-01-31 astro-ph.SR
North-South Asymmetry in the Solar Coronal Rotation
野边山射电日像仪拍摄的17千兆赫太阳图像和Yohkoh卫星上软X射线望远镜拍摄的X射线太阳图像对于利用通量调制方法估算日冕旋转具有特别的意义。这些研究证实了日冕的旋转有差异。射电图像估计的赤道自转周期低于由X射线图像估计的赤道自转周期。日冕自转的纬度廓线具有时间变化性。有趣的是，恒星自转周期的时空图显示出明显的南北不对称性。这种不对称性似乎在太阳的奇数和偶数活动周期中改变了它的符号。
2011-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Steps toward a high precision solar rotation profile: Results from SDO/AIA coronal bright point data
日冕亮点（CBP）是太阳日冕中普遍存在的与小磁偶极有关的小亮区。利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）探测到的CBPs的运动，我们得到了太阳的差自转廓线。我们还调查了仪器和检测算法的局限性造成的日冕亮点检测相关的问题。为了确定日冕亮点的位置和识别，我们使用了分割算法。利用中央子午线距离和纬度与时间的线性拟合来推导速度。我们在短短2天的时间间隔内获得了906个速度测量值。差速旋转曲线可以表示为$ω_{rot} = (14.47\pm 0.10 + (0.6\pm 1.0)\sin^{2}(b) + (-4.7\pm 1.7)\sin^{4}(b))$ \degr天$^{-1}$。我们的结果是在协议与其他工作，它带有合理的误差，尽管使用的时间间隔很短。这是由于AIA仪器与类似设备相比具有更高的灵敏度和分辨率以及高节奏。分割算法也发挥了至关重要的作用，检测到这么多的CBPs，这减少了错误到一个合理的水平。本文提出的数据和方法显示出很大的潜力，以获得非常准确的速度分布，无论是旋转和旋转运动，因此，雷诺应力。从该仪器获得的日冕亮点数据量也应该为研究速度模式的变化提供了一个很好的机会，其时间分辨率只有几个月。其他的可能性是研究CBPs的演化和太阳上磁性元素的自行。
2015-01-06 astro-ph.SR
Comparison of the sidereal angular velocity of subphotospheric layers and small bright coronal structures during the declining phase of solar cycle 23
上下文我们比较太阳的差异旋转的光球层来自本地日震学分析的GONG++多普勒和一个来自跟踪小明亮的日冕结构（SBCS）使用EIT/SOHO图像期间2001年8月至2006年12月，这对应于太阳活动周期23的下降阶段。目标。本研究的目的是找出SBCS的自转与光球下角速度之间的关系。两个旋转速度测量的南北不对称性也进行了研究。方法.利用GONG++1 min频次全圆盘多普勒图像的环图分析，推导出了光球下的差旋。采用自动识别和跟踪方法，在6小时拍频的EIT全盘图像上识别和跟踪小的明亮日冕结构，从而得到日冕旋转。结果我们发现，SBCS旋转速度比所考虑的上亚光球层（3毫米）约0.5度/天在赤道。这一结果结合了其他几个磁特征（太阳黑子、斑、光斑等）的结果。旋转速度比太阳等离子体更快SBCS和次光球层的自转速率纬向梯度非常相似。在第23周的下降阶段，SBCS的运动表现出约0.005度/日/月的加速度，而次表层的角速度除了具有众所周知的扭转振荡模式外，没有表现出任何明显的随时间变化的特征。最后，南半球的次光球和日冕自转都明显大于北半球。在南北不对称的角速度增加（减少）与活动的SBCS的纬度，它减少（增加）的次光球层。
2009-07-23 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundance: New Results from Soft X-ray Spectroscopy of the Sun
太阳日冕中的元素丰度与在太阳光球层中观测到的元素丰度不同。日冕与光球丰度的比值显示出对元素第一电离势（FIP）的依赖。我们估计FIP的偏见，从软X射线光谱的元素丰度的直接测量数据，从多个空间任务，涵盖了一系列的太阳活动水平。这一全面的分析表明，有明确的证据表明，在FIP偏差减少周围的最大强度的X射线耀斑与日冕丰度短暂倾向于光球值和缓慢的恢复作为耀斑衰减。低FIP元素Ca、Fe和Si与日冕丰度的偏离大于具有中等FIP值的S。分馏程度的这些变化可能为耀斑期间通过色球层的波传播模型提供输入。
2020-11-17 astro-ph.SR
Why Does the Solar Corona Abnormally Rotate Faster Than the Photosphere?
日冕加热是现代天文学的一个大问题。利用2003年3月1日至2017年10月28日期间逐日观测的985个太阳光谱辐照度（SSI）资料，采用Lomb、-、Scargle周期图方法计算SSI的功率谱，研究太阳大气中太阳自转的特征。得到日冕等离子体的自转周期为26.3天，光球层底部受磁结构调制的大气的自转周期为27.5天。在这里，我们报告的第一次，意想不到的日冕大气被发现旋转速度比下面的光球。将SSI时间序列划分为不同的周期，以及太阳活动周期的上升期和下降期，还发现日冕的自转速率大于光球的自转速率，这实际上提供了一个隐藏的证据：加热日冕的是小尺度的磁活动。
2019-04-16 astro-ph.SR
Evolution of solar wind sources and coronal rotation driven by the cyclic variation of the Sun's large-scale magnetic field
本文利用WSO、MDI和HMI磁图分解球谐函数并结合PFSS外推，揭示太阳大尺度磁场周期变化如何调制开放磁通足点纬度、太阳风旋转速率及日冕拓扑，并提出四极子与偶极子能量比可作为研究类太阳恒星日冕的代理指标。
2023-09-19 astro-ph.SR
VLA Measurements of Faraday Rotation through Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）是太阳等离子体的大规模喷发，在空间天气中起着重要作用。法拉第旋转（FR）是当线性偏振信号通过磁化等离子体（如CME）时产生的偏振平面的旋转。对太阳附近源的FR观测可以提供CME发射后不久的等离子体结构信息。我们报告在2012年8月的三个CME的同时白光和无线电观测。我们使用1 - 2 GHz频率的射电源“星座”，通过日冕，在日心距离从6 - 15太阳半径范围内进行了灵敏的甚大阵（VLA）全偏振观测。在观测到的9个源中，有3个源被CME遮蔽：2个源（0842+1835和0900+1832）被单一CME遮蔽，1个源（0843+1547）被两个CME遮蔽。除了我们的射电天文观测，这是自Bird等人（1985）以来第一次主动寻找CME法拉第旋转，也是第一次使用VLA进行主动寻找，我们还从LASCO/C3仪器获得了白光日冕图像，以确定汤姆逊散射亮度BT，提供了一种独立估计等离子体密度并确定其对观测到的法拉第旋转的贡献的方法。嵌入在背景电晕的恒定密度的力自由磁通绳被用来模拟的CME的BT和FR的影响。我们证明了这个模型的能力，成功地再现BT和FR配置文件。从我们的模型中推断出的等离子体密度（6 - 22 x 10 $^3$ cm $^{-3}$）和轴向磁场强度（2 - 12 mG）与Liu等人（2007）和Jensen & Russell（2008）的建模工作以及Bird…
2016-11-04 astro-ph.SR
On the influence of magnetic helicity on X-rays emission of solar and stellar coronae
对类太阳恒星的观测表明，X射线发射与它们的自转之间存在着明显的关系。更高的恒星自转可以导致更大的恒星磁螺旋度的产生。我们的目标是了解恒星表面的磁螺旋度与其日冕X射线发射之间的关系。我们使用3D MHD模拟来模拟类太阳恒星的日冕。我们把观测到的磁图作为光球活动的输入，并注入不同的磁螺旋度值。我们使用合成发射来计算每个模拟的X射线发射通量，并研究这如何与注入的磁螺旋度成比例。我们发现，对于较大的注入磁螺旋度的温度增加和X射线发射的增加。X射线发射与注入的螺旋度成正比。我们可以把这与水平磁场的增加，从而在日冕底部更高的坡印廷通量。使用典型的缩放与恒星旋转的磁螺旋度的生产，我们可以解释的X射线辐射的增加与旋转，只有在一个恒星表面的磁螺旋度的增加。
2019-10-16 astro-ph.SR
The Application of the Filtered Backprojection Algorithm to Solar Rotational Tomography
太阳旋转层析成像（SRT）是重建三维日冕物理参数的重要方法。在这里，我们提出了一种方法，将滤波反投影（FBP）算法的SRT。由于太阳极紫外（EUV）观测存在的几个问题，特别是由于隐藏在太阳后面的日冕背面未被观测到而导致的数据缺失所造成的问题，FBP算法通常不适合SRT。我们开发了一种方法来生成一个修改的正弦图，解决了阻塞问题。修改后的正弦图是由太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的两个相对位置的EUV数据相结合而产生的。我们在2019年2月生成了大约一个月的修改后的正弦图，并在静态假设下重建了三维日冕。为了获得日冕的物理参数，我们采用了DEM反演方法。我们测试的FBP算法与修改后的正弦图的性能，通过比较重建的数据与观察到的EUV图像，电子密度模型，以前的研究电子温度，和观察到的coronagromatic图像。结果表明，FBP算法合理地重建了亮区和冕洞，并能再现它们的物理参数。FBP算法的主要优点是易于理解和计算效率高。因此，它使我们能够很容易地探测日冕的不均匀电子密度和温度分布。
2020-05-20 astro-ph.SR
From solar to stellar corona: the role of wind, rotation and magnetism
由于塞曼-多普勒成像技术的发展，对许多恒星类型的表面磁场的观测现在已经触手可及。这些观测对于约束恒星的旋转演化模型以及表征磁场的产生都是非常有用的。我们最近证明了日冕磁场拓扑结构对恒星旋转制动的影响可以用标量参数：开放磁通量来参数化。然而，在不对恒星风进行昂贵的数值模拟的情况下，重建大尺度磁场的日冕结构并非易事。另一种广泛应用于太阳物理学的方法是假设日冕中存在一个势场，外推表面磁场，以描述磁化风对磁力线的打开。该技术依赖于所谓的源表面半径的定义，其通常固定为2.5Rsun的规范值。然而，这个值可能因恒星而异。为了解决这个问题，我们使用我们在2015年发表的扩展的2.5D风模拟集，提供了一个开放的场线的标准，以及一个简单的工具来评估源表面半径和开放的磁通量。这使我们能够从任何分光偏振观测中推导出风施加在恒星上的磁矩。最后，我们讨论了一些使用我们的技术的自旋下降的时间尺度的估计，并比较它们的观测要求。
2015-09-23 astro-ph.SR
Enhancing MHD model accuracy and CME forecasting by constraining coronal plasma properties with Faraday rotation
本研究利用法拉第旋转测量约束日冕等离子体特性，结合多航天器白光观测推导CME激波参数，通过应用校正因子使MAS模型预测的快模马赫数与3D重建值高度一致，提升了MHD模型精度和CME预报能力。
2025-05-02 astro-ph.SR
Measurements of Coronal Faraday Rotation at 4.6 Solar Radii
许多竞争模型的日冕加热和加速机制的高速太阳风依赖于太阳磁场和等离子体结构的日冕内的日心距离$5R_\odot$。我们报告了2011年8月在5.0和6.1 GHz（每个带宽为128 MHz）的射电星系3C 228通过太阳日冕在日心距离$4.6-5.0R_\odot$的敏感VLA全偏振观测。在5.0 GHz的观测允许测量更深的电晕比以前的VLA观测在1.4和1.7 GHz。这些法拉第旋转观测提供了关于日冕这一区域磁场的独特信息。这一天测得的法拉第旋转低于我们的先验预期，但我们已经成功地模拟了观测当天日冕的观测特性。我们在3C 228上的数据提供了两条视线（在日冕中相隔46“，33，000公里）。我们探测到三个时期，在这期间，这两条紧密间隔的视线之间的法拉第旋转测量似乎存在差异。这些测量（称为差分法拉第旋转）产生的估计$2.6$到$4.1$ GA的日冕电流。我们的数据也使我们能够对日冕波引起的旋转测量波动施加上限;观察到的上限是沿两条视线的$3.3$和$6.4$ rad/m $^2$。焦耳加热和波加热这些结果的影响进行了简要讨论。
2014-01-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Corona Thermal Background and Energy Spectrum of the Weak Solar Soft X-ray Bursts
利用Interball项目的观测数据，研究了弱太阳软X射线爆发的能谱。
2016-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A solar-cycle study of coronal rotation: large variations, rapid changes, and implications for solar wind models
关于日冕旋转速率及其随纬度和太阳周期变化的信息，对于在日冕和太阳之间建立全球联系、对重新连接速率进行全球估计以及作为太阳风建模的基本参数都很有价值。在这里，我们使用从2007 - 2020年之间的日冕观测中获得的时间序列断层摄影图来直接测量高密度流光随时间的纵向漂移。该方法揭示了旋转速率的突然变化，揭示了日冕旋转和底层光球之间的复杂关系。大多数发生率在-1.0至+0.5 $^\circ$/天之间，而标准Carrington发生率为14.18 $^\circ$ /天，尽管测量的发生率低至-2.2 $^\circ$ /天，高至1.6 $^\circ$ /天。2008年太阳活动极小期期间的赤道自转速率略快于卡林顿速率，并在2009年突然转向缓慢自转，然后在2017年恢复到更快的速率。在所有纬度都可以看到速率的突变和大的变化。与磁模型的比较表明，赤道快速旋转的周期与时间相关联时，赤道流光的大部分磁足点在赤道附近，我们解释的流光光球足点的纬向分布的突变。日冕旋转速率是太阳风模型的一个关键参数，每天一度或更大的变化会导致在几天以上的预测期内产生很大的系统误差。本文所述的方法给出了修正值，可以形成未来预测工作的一部分。
2022-03-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Linking Stellar Coronal Activity and Rotation at 500 Myr: A Deep Chandra Observation of M37
恒星年龄-自转-活动关系（ARAR）的经验校准依赖于疏散星团中恒星的共演化种群的观测。我们使用钱德拉X射线天文台来研究M37，这是一个有5亿年历史的疏散星团，它的旋转周期（$P_{\rm rot}$）已经被广泛调查。M37几乎连续观测了五天，总共440.5千秒，以测量恒星X射线光度（$L_{\mathrm{X}}$），这是日冕活动的一个代理，在很大的质量范围内。星团的成员目录被重新访问，以根据光度数据和每颗恒星到星团中心的距离计算更新的成员概率。结果是1699个M37成员的综合样本：426个使用$P_{\rm rot}$，278个使用X射线检测，76个两者都有。我们计算Rossby数，$R_o = P_{\rm rot}/τ$，其中$τ$是对流周转时间，和X射线的辐射热光度比，$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$，以尽量减少我们在5亿年的旋转日冕活动关系的表征质量的依赖性。我们发现，快速旋转，$R_o<0.09\pm0.01$，显示饱和水平的活动，与log（$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$）$=-3.06\pm0.04$。对于$R_o\geq0.09\pm0.01$，活性是不饱和的，并遵循$R_o^β$形式的幂律，其中$β$ = $-2.03_{-0.14}^{+0.17}$。这是最大的样本可用于分析日冕辐射对旋转的依赖性为一个单一的年龄人口，涵盖恒星质量的…
2016-10-29 astro-ph.SR
On a transition from solar-like coronae to rotation-dominated jovian-like magnetospheres in ultracool main-sequence stars
对于谱型超过M5的主序星，与温暖的类太阳星一样的磁活动特征转变为棕矮星域：表面磁场变得更加偶极，场型的演化变慢，光球等离子体变得越来越中性，与磁场解耦，色球和日冕发射明显减弱，旋转制动的效率迅速降低。然而，无线电辐射仍然存在，并且被认为是由电子回旋脉泽辐射而不是来自温暖恒星的回旋同步辐射主导的。这些性质可能标志着恒星扩展大气的转变。温度高于M5的恒星有一个类似太阳的日冕和风维持的日球层，其中大气活动是由移动磁场的对流运动提供动力的。相比之下，温度比早L低的恒星可能有一个类似木星的旋转主导的磁层，由恒星的旋转提供动力，类似于木星和土星的磁层。Fan等人（1982）提出的旋转主导磁层的尺度关系与这一假设是一致的。
2009-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global Solar Free Magnetic Energy and Electric Current Density Distribution of Carrington Rotation 2124
太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME），都是由磁场控制的。为了描述这些现象的结构，我们需要关于整个大气中三维空间的磁通量密度和电流密度矢量分量的信息。然而，目前的光谱偏振测量通常限制的矢量磁场的测定仅光球。因此，有相当大的兴趣在使用光球矢量磁图作为边界数据的太阳日冕磁场的精确建模。在这项工作中，我们使用一个非线性的无力场（NLFFF）外推程序实现的光球矢量磁场的天气图合成的太阳光学长期调查（SOLIS）作为边界条件，模拟全球太阳大气的日冕磁场。利用得到的三维磁场，我们计算了卡林顿自转2124时太阳大气中的三维电流密度和自由磁能。我们发现，在空间上，低洼的，载流的核心领域表现出强大的自由能集中在AR核心，从光球到较低的日冕;日冕领域变得稍微更剪切在最低层，它放松的位场配置与高度。自由能量密度与电流分布基本上呈现共空间。
2013-10-22 astro-ph.SR
Coronal bright point statistics I. Lifetime, shape, and coronal co-rotation
本文利用 2015 年 SDO/AIA 连续高分辨率观测，自动并辅以人工识别约 346 个日冕亮点，统计其寿命、形状、通道可见性与加热辐射，并检验低日冕共转特性。
2023-11-02 astro-ph.SR
3D electron density distributions in the solar corona during solar minima: assessment for more realistic solar wind modeling
日冕中电子密度分布的知识对日冕建模的磁场配置和太阳风建模的初始条件提出了约束。我们使用了最近两次太阳活动极小期（1996-1997年和2008-2010年）的偏振SOHO/LASCO-C2图像，没有日冕物质抛射。我们的目标是通过应用新开发的随时间变化的层析重建方法推导出日冕中的4D电子密度分布，并将两个太阳极小值和两个磁流体动力学模型之间的结果进行比较。首先，我们确认，在热力学模型中的密度分布的值比多变的更现实。层析成像提供了更准确的分布在极地地区，我们发现，在层析成像和热力学解决方案的密度随太阳活动周期在极地和赤道地区。其次，我们发现，最高密度的结构并不总是对应于预测的大规模日光层电流片或其头盔流光，但可以遵循伪流光的位置。我们推断，层析成像提供了可靠的密度分布在日冕，复制日冕结构的缓慢时间演变，没有事先知道的日冕磁场在一个完整的旋转。最后，我们认为，最高密度的结构显示出差异旋转以及以上的表面取决于它们是如何磁性连接到表面。这种关于大尺度结构旋转的宝贵信息有助于将太阳风的来源与未来太阳轨道器和太阳探测器+等飞行任务中的原位对应物联系起来。
2015-12-13 astro-ph.SR
Modelling the Corona of HD 189733 in 3D
主序星的制动主要来源于恒星风。这种角动量提取的效率取决于恒星的旋转速率、风的加速度分布和日冕磁场。恒星风力矩标度律的推导对于我们理解恒星的陀螺年代学和自转速率的演化具有重要意义。为了了解复杂的磁拓扑结构对恒星风力矩的影响，我们对HD 189733的日冕进行了三维动力学模拟。使用所观察到的复杂的拓扑结构的磁场，我们估计如何与风的扭矩与模型参数的比例，并比较这些趋势，以前公布的比例定律。
2014-11-10 astro-ph.SR
A solar eruption driven by rapid sunspot rotation
我们提出了一个主要的太阳爆发，是与快速太阳黑子旋转的观察。该事件包括S形灯丝喷发，日冕物质抛射和来自NOAA活动区11283的GOES X2.1耀斑。暗条和一些覆盖在上面的拱廊部分地扎根于太阳黑子。在爆发前的6小时内，太阳黑子以每小时10 $\sim$的速度旋转。在此期间，暗条随着黑子的自转而逐渐上升。在HMI观测的基础上，我们发现在暗条下沿极性反转线的区域，爆发前光球水平场（$B_h$）的平均强度和矢量磁场与当地径向（或垂直方向）的平均倾角都逐渐减小。这些观测结果与火山喷发前与岩浆有关的磁结构的逐渐上升是一致的。此外，根据日冕磁场的非线性无力场重建，发现在太阳黑子自转期间，日冕中存在一条与暗条平行的喷发前磁通量绳状结构，并向日冕输送了大量的磁能。我们的研究提供的证据表明，在这次事件中，太阳黑子的旋转在扭转，激发和不稳定的日冕磁流-通量绳系统中起着重要的作用，并导致爆发。我们还建议，事件前的演变$B_h$可以用来识别喷发的驱动机制。
2014-02-25 astro-ph.SR
Ejections of magnetic structures above a spherical wedge driven by a convective dynamo with differential rotation
我们结合对流驱动发电机在一个球壳与一个近等温的密度分层冷却层，模仿恒星日冕的某些方面，研究磁场结构的出现和喷射。该方法是早期模型的扩展，其中采用强制湍流模拟来产生磁场。使用的球楔由对流区和扩展到球体半径$\approx1.5$倍的冕区组成。楔形包含球体方位角范围的四分之一和纬度的$150\degr$。磁场是由表面下的对流引起的湍流运动自洽地产生的。发现磁场出现在表面，并被喷射到域的日冕部分。这些喷射发生在不规则的时间间隔，比以前的工作弱。我们尝试性地将这些事件与太阳上的日冕物质抛射联系起来，尽管我们的太阳大气模型相当简单。
2012-09-30 astro-ph.SR
Searching for rotational X-ray modulation on TIC 277539431
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Netherlands Institute for Radio Astronomy, ASTRON（荷兰射电天文研究所）
研究在TIC 277539431上寻找自转引起的X射线调制，发现无显著调制证据，可能与日冕环稳定性或信号强度有关。
2026-02-10 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
Variability of a stellar corona on a time scale of days
自从发现太阳的第一电离势（FIP）效应以来，近三十年来，活跃日冕中的元素丰度效应一直困扰着我们的理解。本文的目标是在六天的时间间隔内监测相同的日冕结构，并通过旋转调制解决恒星日冕上的活动区域。我们报告的四个等相位X射线光谱观测的RS CVn二进制EI Eri与XMM牛顿，进行约每两天，以配合旋转周期的EI Eri。我们提出了一个分析的热量和化学结构的Ei Eri电晕，因为它演变了六天。虽然电晕是相当稳定的温度分布，发射测量和FIP偏压都变化，似乎是相关的。一个活跃的区域，早于运动的开始，反复进入我们的视野，在同一阶段，因为它从恒星边缘旋转。因此，丰度倾向于轻微，但一致地增加高FIP元素（逆FIP效应）与相位。我们估计，在活动区的高FIP元素的丰度增加的约75%以上的日冕平均值。这种观察到的分馏的元素在一个活跃的地区的时间尺度上的天提供了间接的线索，关于非耀斑恒星日冕的元素富集机制。
2012-12-02 astro-ph.SR
Doppler imaging and differential rotation of $σ^{2}$ Coronae Borealis using SONG
我们根据2015年3月至4月的11个夜晚收集的高分辨率光谱数据，提出了双线双星$σ^{2}$ CrB两个组成部分的新多普勒图像。观测到的光谱形成两个独立的数据集，具有足够的相位覆盖。我们应用最小二乘反卷积所有观察到的光谱，以获得高的信号-噪声平均配置文件，从中我们推导出的多普勒图像的两个组件的$σ^{2}$铬B同时。F9和G 0组分的表面都由明显的极斑支配。F9分量在纬度30 $^{\circ}$处有一个弱点，其中低纬度相对无特征。G 0星在纬度30 $^{\circ}$处表现出扩展的斑点结构，其表面斑点覆盖率大于F9星，这表明其磁活动水平较高。利用互相关方法，首次导出了$σ^{2}$ CrB G 0星的类太阳表面微分自转，其表面剪切速率分别为$ΔΩ= 0.180 \pm 0.004$ rad d $^{-1}$和$α= ΔΩ/ Ω_{eq} = 0.032 \pm 0.001$ .由于缺乏中低纬度的特征，我们没有获得F9星的清晰表面剪切定律，但检测到高纬度点的系统经度偏移，这表明相对于同向旋转框架的旋转较慢。
2020-05-06 astro-ph.SR
White paper of the "soft X-ray imaging spectroscopy"
日冕充满了动力学现象，例如，太阳耀斑、活动区的微耀斑、冕洞和极区的喷流、平静区的X射线亮点等。它们伴随着有趣的物理过程，即磁重联、粒子加速、激波、波、流、蒸发、加热、冷却、随着空间极紫外和X射线观测技术的发展，对这些现象和过程的认识也在逐步深入。但是，还有一些根本性的问题尚未得到解答，甚至到目前为止还没有得到解决。我们的科学目标是了解太阳日冕中动力学现象的基本物理学，涵盖太阳物理学中一些长期存在的问题，如耀斑和日冕加热中的粒子加速。为了实现这些科学目标，我们确定在软X射线范围内（从~0.5 keV到~10 keV）的成像光谱学（具有空间、时间和能量分辨率的观测）是探测和分析高能事件的有力方法。
2017-06-14 astro-ph.SR
Meridional motions and Reynolds stress from SDO/AIA coronal bright points data
上下文在SDO/AIA图像中检测和跟踪冠状亮点是可能的。高分辨率和高节奏的组合提供了丰富的数据，可用于以非常高的精度确定太阳表面的速度流。目标。利用$\approx$ 6个月的SDO/AIA观测资料，得到了非常精确的太阳自转廓线，并对纬向流、扭转振荡和水平雷诺应力进行了研究。方法.我们使用了分割算法来检测SDO/AIA图像中的CBPs。我们还利用太阳自转廓线与中央子午线距离（CMD）的不变性来确定19.3 nm通道中的CBPs高度。结果最佳拟合太阳自转廓线由$ω(b)=(14.4060\pm0.0051 + (-1.662\pm0.050)\sin^{2}b + (-2.742\pm0.081)\sin^{4}b)$ { \degr }日$^{-1}$给出。SDO/AIA 19.3 nm通道的CBP高度为$\approx$ 6500 km。经向运动主要是向极的所有纬度，而太阳速度残差显示出扭转振荡的迹象。水平雷诺应力被认为是小的类似的作品相比，但仍然显示出向太阳赤道的角动量转移。结论大多数的结果是一致的多普勒测量，而不是示踪剂测量。水平雷诺应力的计算值相当小可能是由于太阳周期的特定阶段造成的。计算出的旋转轮廓的准确性表明，随着太阳活动周期的演变，测量轮廓的变化是可能的。进一步SDO/AIA CBP数据的分析也将有助于更好地理解旋转速度残差，纬向运动和雷诺应力的时间行为。
2016-01-11 astro-ph.SR
Statistical properties of coronal hole rotation rates: Are they linked to the solar interior?
本文讨论了冕洞（CH）旋转特征的统计研究结果，以找到与太阳内部旋转的联系。目标是测量CH旋转速率，并研究其在纬度和面积大小上的分布。此外，CH的旋转速率与太阳光球和内层的旋转轮廓进行了比较。我们研究了2013年1月1日至2015年4月20日期间从太阳盘中心观测到的$\pm 60$纬度和经度范围内的冕洞，其中包括太阳活动周24的扩展峰。我们使用空间可能性聚类算法（SPoCA）创建的数据，它使用SDO=AIA 193射电通道图像提供了太阳冕洞的精确位置和特征。CH旋转率测量四小时的节奏数据，以跟踪CH几何中心的可变位置。冕洞的分布存在南北不对称性：大约60%的冕洞位于北半球，40%的冕洞位于南半球。最小和最大的CH只存在于高纬度地区。540颗被测CH的平均恒星自转速率为$13:86 (\pm 0:05)$度/日。结论. CH旋转的纬度特征与任何已知的光球旋转轮廓都不匹配。CH角速度在高于35-40度的纬度处超过光球角速度。根据我们的研究结果，CH旋转轮廓完全符合速跃层和对流区的低层在0.71 $R_{\odot}$左右，这表明CH可能与太阳全球磁场，这起源于速跃层区域。
2017-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.data-an
The Heliocentric Distance Where the Deflections and Rotations of Solar Coronal Mass Ejections Occur
了解日冕物质抛射（CME）的轨迹，包括径向路径的任何偏转，以及其磁场的方向，对于空间天气预测至关重要。Kay等人（2015 b）开发了一个模型，预测CME的改变轨迹（ForeCAT），由于磁力导致的CME偏转和旋转，不包括重连的影响。ForeCAT能够再现观测到的日冕物质抛射的偏转（Kay等人，2015年a）。偏转的日冕物质抛射倾向于在靠近太阳的地方表现出角动量的快速增加，然后在更远的距离上几乎没有增加。在这里，我们量化CME偏转“确定”的距离，我们定义为背景太阳风对总偏转的影响可以忽略不计的距离。我们认为在CME质量和径向速度的范围很广，并确定这些CME的偏转和旋转可以很好地描述，假设它们传播的恒定角动量超过10 Rs。超过10 Rs的恒定角动量的假设产生低估的总偏转在1 AU的只有1%至5%和低估的旋转10%。由于磁力的偏转是由10 Rs决定的，所以在CME角动量增加的情况下，非磁力必须对任何观测到的行星际偏转或旋转负责。
2015-09-16 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Soft X-ray Coronal Dimming in a Failed Eruption Associated with Plasma Cooling
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Kanzelhöhe Observatory for Solar and Environmental Research, University of Graz（格拉茨大学坎泽勒霍厄太阳与环境研究天文台）；Yunnan University（云南大学）
研究发现与失败暗条爆发相关的M8.8级耀斑产生了无显著CME驱动质量损失的高温太阳软X射线冕洞变暗，其成因是高温等离子体冷却，为恒星变暗机制提供了新解释。
2026-09-03 astro-ph.SR
Time-Dependent Dynamics of the Corona
本文首次比较了线系稳态与全时间依赖热力学磁流体动力学日冕模拟，发现后者更贴近真实光球驱动，磁能更高且日冕洞演化更复杂，对太阳风与稳态假设有重要启示。
2023-06-21 astro-ph.SR
3D Structure of Microwave Sources from Solar Rotation Stereoscopy vs Magnetic Extrapolations
我们使用旋转体视法来估计相对于光球的稳态太阳特征的高度，基于其在几天的观测中记录的图像平面中的明显运动。体视算法适于与一维或二维数据（即，来自图像或来自记录源沿任意轴的投影位置的观察）一起工作。利用西伯利亚太阳射电望远镜5.7GHz附近、野边山射电日像仪17 GHz、以及从RATAN-600仪器在跨越5.98- 15.95GHz频率范围的多个频率下的一维扫描。陀螺共振发射机制，这是敏感的日冕磁场强度，被施加到转换的估计无线电源高度在不同的频率，h（f），信息的磁场与高度B（h），并比较结果与磁场外推来自光球磁场观测获得的Hinode和MDI。我们发现，回旋共振辐射来自于超出第三层回旋层位置的高度，与磁场外推法无关，并讨论了这一发现对日冕磁象学和日冕等离子体物理的意义。
2011-06-01 astro-ph.SR
