Low-latitude coronal holes, decaying active regions and global coronal magnetic structure
利用全球振荡网络组（GONG）的天气磁图、日地关系天文台（STEREO）的极紫外（EUV）天气图和日冕位场源面（PFSS）模型，研究了衰减活动区磁场、冕洞和全球日冕磁结构之间的关系。我们分析了2007年初至2010年末发生的14个衰变区域和相关的冕洞，其中4个来自第23周期，10个来自第24周期。我们研究了活动区正负磁场强度的不对称性、不对称磁场衰减率、磁通量不平衡、全球磁场结构和冕洞形成之间的关系。新活动区的出现引起了大尺度日冕场的变化，而14个衰退活动区的日冕场只在全球日冕结构基本保持不变的情况下才打开。这是因为占主导地位的缓慢变化的低阶多极子阻止了相反极性的磁场打开，而剩余的活动区域通量在区域衰减后很长时间内保留了区域的低阶多极矩。因此，每个冕洞的极性必然与流注带一侧的极场相匹配，而流注带的活动区就是在那里衰减的。对于最初位于流光带内的磁隔离活动区域，更强烈的极性通常会幸存下来形成空洞。对于非孤立区域，通量不平衡和拓扑不对称促使在某些情况下发生相反的情况。
2013-08-09 astro-ph.SR
Impacts of EUV Wavefronts on Coronal Structures in Homologous Coronal Mass Ejections
在太阳爆发期间经常观察到大规模的传播锋面，但它们是否是波还没有定论，部分原因是传播受到日冕结构的调制，我们仍然无法测量日冕结构的磁场。然而，当正面撞击日冕结构时，我们有机会研究低$β$日冕中相互作用双方的磁性。在这里，我们研究了伴随着三个日冕物质抛射（CME）的大规模EUV锋，每个CME都起源于NOAA活动区（AR）12371中的扭结绳状结构。这些爆发是同源的，周围的日冕结构保持静止。因此，我们将这些事件视为从三个不同视角观察到的事件，并发现与CME直接相关的主锋始终通过1）极地日冕洞，2）新月形赤道日冕洞的两端，留下一个静止的锋，勾勒出其面向AR的边界，3）两个静止的细丝，产生缓慢和扩散的次级锋。主锋也沿着日冕环的拱廊传播，并由于远侧的透视缩短而减慢，其中局部等离子体加热在211（Fe XIV）中增强，但在193（Fe XII）和171（Fe IX）中变暗。因此，极冕洞的日冕磁场强度估计为$\sim\,$ 2 G，与活动区相邻的冕弧的磁场强度估计为$\sim\,$ 4 G。这些观测结果证实了主锋的波动性质，并为慢锋提供了新的认识。
2018-11-04 astro-ph.SR
Featuring dark coronal structures: physical signatures of filaments and coronal holes for automated recognition
当在极紫外（EUV）图像中观察时，灯丝可能会被误认为是冕洞;然而，更仔细的观察会发现它们的光度特性是不同的。结合极紫外图像与光球磁图显示了一些特征的差异之间的灯丝和冕洞。我们对2011年9月和2012年3月获得的7个不同SDO/AIA波长（94，131，171，211，193，304，335~ λ）和SDO/HMI磁图进行了分析，以从光度，磁性和几何角度研究冕洞和暗条，因为投影效应对上述特征起着重要作用。
2017-04-03 astro-ph.SR
The 2019 July 2 Total Solar Eclipse: Prediction of the Coronal Magnetic Field Structure and Polarization Characteristics
在2019年7月2日，日全食-在南太平洋，智利和阿根廷的部分地区可见-将使太阳的大规模日冕结构的观测成为可能。太阳日冕的结构和它们的发射特征是由下面的磁场决定的，磁场也控制着日冕加热和太阳喷发事件。然而，日冕磁场测量仍然是一个突出的挑战。日冕磁场的计算模型在这方面起着重要的作用。早期的工作已经表明，大规模的日冕场是由缓慢的表面通量演变和记忆积累，允许预测的日冕结构上的太阳旋转的时间尺度。利用这一想法，并基于数据驱动的太阳表面通量传输模型和势场源表面模型的51天向前运行，我们预测了2019年7月2日日食的太阳日冕结构。我们还从预测的磁场的日冕发射的偏振特性的前向模型。我们预测两个大规模的流光结构和它们的位置上的东，西翼的太阳和讨论的可能性的发展的伪流光场线拓扑结构的分析的基础上。这项研究是相关的日冕磁力测量倡议，从地面设施，如丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和日冕多通道偏振仪，以及即将推出的空间仪器，如太阳紫外成像望远镜和ISRO Aditya-L1空间任务上的可变发射线日冕仪。
2019-06-24 astro-ph.SR
Unresolved fine-scale structure in solar coronal loop-tops
新的和先进的天基观测设施继续降低分辨率极限，并更详细地探测太阳日冕环。为了了解日冕的性质，我们继续在日冕环截面中发现更精细的子结构。在这里，我们进一步推动这个下限，以寻找最好的日冕环子结构，通过利用瑞典1米太阳望远镜（SST）/ CRISP成像光谱偏振仪（CRISP）的分辨率，以及太阳动力学天文台（SDO）/大气图像组件（AIA）的共同观测。在某些情况下，色球H-α 656.28 nm谱线核心和翼的高分辨率成像可以使人们推断出观测到它的太阳大气的局部磁环境的拓扑结构。在这里，我们研究了耀斑后的日冕环，它充满了蒸发的色球，迅速凝结成色球等离子体（在H-α中可检测到），称为日冕雨，以研究它们的精细尺度结构。通过对三个数据集的分析，我们确定了日冕环顶的大规模灾难性冷却以及多热，多股子结构的存在。许多凉爽的股甚至延伸完全完整的从环顶到脚点。我们发现，冠状环精细尺度股可以出现多达8个平行股束，在AIA冠状环横截面。链数密度与横截面宽度分布，如通过CRISP在AIA定义的冠状环内检测到的，最有可能在远低于100 km处达到峰值，并且目前69%的子结构链在AIA冠状环中在统计上未被解析。
2014-09-05 astro-ph.SR
3D Global Coronal Density Structure and Associated Magnetic Field near Solar Maximum
测量日冕磁场是了解各种尺度上日冕动力学现象性质的一个关键因素。利用2012年12月太阳活动极大期（Carrington自转，CR 2131）附近的STEREO/COR 1数据，采用层析成像方法反演和分析了$1.5$至$4\ \mathrm{R}_\odot$高度范围内的三维（3D）日冕电子密度，并定性推断了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由在相同CR周期通过断层扫描获得的195 nm波段的3D STEREO/EUVI发射率补充。我们发现，在CR 2131期间的磁场配置有一种趋势，成为径向开放的日心距离低于$\sim 2.5 \ \mathrm{R}_\odot$。我们比较了重建的三维日冕结构在CR附近的太阳最大的一个在深太阳极小。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2016-04-02 astro-ph.SR
Thermal and magnetic field structure of near equatorial coronal holes
我们使用全磁盘，SOHO/EIT 195 $Å$校准的图像来测量近赤道冕洞的面积和平均光子通量的纬向和逐日变化。此外，还估算了冕洞发射的能量及其温度和磁场结构的强度。通过对2001-2008年资料的分析，发现冕洞的平均面积（A）、光子通量（F）、辐射能量（E）和温度（T）的变化与纬度无关。而冕洞磁场结构的推断强度取决于纬度，从赤道附近的低到两极附近的高。估计的物理参数的典型平均值为：$A \sim 3.8(\pm0.5)\times10^{20}~cm^{2}, F \sim 2.3(\pm0.2)\times10^{13}~photons\;cm^{-2}\;sec^{-1}, E \sim 2.32(\pm0.5)\times 10^{3}~ergscm^{-2}sec^{-1} \ and \ T \sim 0.94(\pm0.1)\times10^{6} ~$ K。日冕处冕洞磁场结构的平均强度估计为$\sim$ $0.08 \pm 0.02$高斯。如果冕洞被固定在对流区，人们会认为它们应该有差异地旋转。因此，热成风平衡和冕洞与太阳等离子体的同旋意味着赤道和两极之间的温差。与这一事实相反，近赤道冕洞的热结构的变化是独立的纬度导致的结论是，冕洞必须刚性旋转，很可能是锚定最初低于速跃层确认我们以前的研究（ApJ，763，137，2013）。
2022-04-09 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
Studying Relation Between Star Formation and Molecular Clumps on Subparsec Scales in 30 Doradus
我们目前的$\mathrm{^{12}CO}$和$\mathrm{^{13}CO}$分子气体数据观测ALMA，大质量的早期年轻恒星的对象，通过应用色-星等削减\textit{Spitzer}和\textit{Herschel}光度测定，和低质量的晚期年轻恒星的对象通过H $\mathrmα$过剩。使用树状图，我们得到的分子云结构的属性。这是首次将树状图分析应用于河外云。大多数的团块具有等于或小于1的维里参数。$\mathrm{^{12}CO}$和$\mathrm{^{13}CO}$的尺寸-线宽关系显示，在本研究中的团块对于给定的尺寸具有更大的线宽（分别为3.8和2.5倍），相比于几个，但不是全部，以前的研究。剑鱼座30的线宽比典型的银河系静止星系团大，这可能是因为剑鱼座30的高能量环境条件。$\mathrm{^{12}CO}$的尺寸-线宽关系的斜率为0.65 $\pm$ 0.04，$\mathrm{^{13}CO}$为0.97 $\pm$ 0.12，处于较高端，但在先前研究的3 $\mathrmσ$内一致。大质量恒星的形成发生在具有高质量（$> 1.83 \times 10^{2}\;\mathrm{M_{\odot}}$）、高线宽（v $> 1.18\;\mathrm{km/s}$）和高质量密度（$> 6.67 \times 10^{2}\;\mathrm{M_{\odot}\;…
2016-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Magnetic Structure of Solar Prominence Cavities: New Observational Signature Revealed by Coronal Magnetometry
日冕多通道偏振仪（CoMP）每天获得全太阳以上的边缘日冕观测线性偏振，允许第一次诊断的日冕磁场方向在静止的日珥腔。我们发现，这些腔始终具有一个特征性的“lagomorphic”签名表示扭曲或剪切延伸到腔以上的中性线的线性偏振。我们证明，这样的签名可以解释的磁通量绳模型，拓扑结构与太阳爆发的影响。我们发现佐证的磁通绳结构的同心环的模式内看到的CoMP线的视线速度的空腔。
2013-04-27 astro-ph.SR
The effect of the environment on the P1/P2 period ratio for kink oscillations of coronal loops
横向环振荡的P1/P2周期比目前用于诊断冠状环的纵向结构，因为其偏离2本质上与沿冠状环的密度标度高度和/或磁场的亚分辨率结构有关。同样的技术不仅可以应用于日冕结构，也可以应用于其他振荡的磁性结构。磁结构中的振荡由微分方程描述，微分方程的系数取决于等离子体的纵向结构。使用由McEwan等人（2008）开发的速度矢量横向分量的变分原理，我们研究了环境温度与磁结构温度的不同如何影响典型日冕和日珥条件下的P1/P2比值。可能的变化被转换成在太阳大气中的远程等离子体诊断过程中使用的量。
2011-11-21 astro-ph.SR
Impulsively generated wave trains in coronal structures: II. Effects of transverse structuring on sausage waves in pressureless slabs
脉冲产生的香肠波列在日冕结构是重要的解释大量的观测准周期信号与准周期的顺序秒。我们以前已经表明，这些波列在冕管的Morlet谱的关键依赖于被困香肠波的色散特性，截止轴向波数的存在和单调性的轴向群速度的依赖轴向波数特别。本研究探讨的差异板的几何形状可能会引入，为此目的，我们进行了全面的本征模分析，分析和数值计算，被困的香肠模式在日冕板块具有相当数量的密度分布。对于所研究的剖面描述，日冕板块可以捕获具有较长轴向波长的香肠波，并且在圆柱形情况下，在大波数下，群速度更快地接近内部阿尔文速度。然而，共同的两种几何形状，截止波数只存在于当密度分布下降足够迅速，在距离日冕结构。同样，群速度曲线的单调性关键取决于结构轴处的剖面陡度。此外，波列的Morlet谱的形状的群速度曲线的日冕板和管一样。因此，我们得出结论，这些光谱有潜力告诉亚分辨率密度结构内冠状结构，虽然他们的检测需要一个仪器的节奏优于$\sim 1$秒。
2018-02-13 astro-ph.SR
Topical Issue in Solar Physics: Flux-rope Structure of Coronal Mass Ejections Preface
这期《太阳物理学专题》致力于研究日冕物质抛射（CME）中的通量绳结构，基于2010年（9月20日至23日，美国加利福尼亚州丹迭戈）和2011年（9月5日至9日，西班牙阿尔卡拉）举行的两次协调数据分析研讨会（CDAW）。CDAW的主要目的是解决这个问题：是否所有的日冕物质抛射都有磁绳结构？包括本文的前言在内，共发表了18篇论文。
2013-03-30 astro-ph.SR
3D Coronal Density Reconstruction and Retrieving the Magnetic Field Structure during Solar Minimum
日冕磁场的测量是了解各种尺度上日冕现象性质的一个关键因素。我们采用STEREO/COR 1数据在2008年2月的太阳活动的深极小（卡林顿旋转CR 2066）检索和分析的三维（3D）日冕电子密度的范围内的高度从1.5到4 Rsun使用层析成像方法。据此，我们定性地推导了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由通过断层扫描获得的195 A波段中的3D STEREO/EUVI发射率对相同CR进行补充。一个全球性的3D MHD模型的日冕被用来重建的3D密度和发射率的开放/封闭的磁场结构。我们发现，密度最大值的位置可以作为当前片位置的指标，而密度梯度最大值的位置可以是一个可靠的指标冕洞边界。我们发现，磁场配置在CR 2066有一种趋势，成为径向开放的日心距离大于2.5 Rsun。我们还发现，固定源面的位场模型（PFSS）与具有开放和闭合磁场结构的区域之间的边界不一致。这表明，即使在深太阳极小期，日冕全球磁场的潜在性质的假设是不满足的。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2014-05-05 astro-ph.SR
On Solar Recurrent Coronal Jets: Coronal Geysers as Sources of Electron Beams and Interplanetary Type-III Radio Bursts
日冕喷流是短暂的小规模喷发，在太阳观测中无处不在。活动区喷流对周围的太阳大气产生显著的扰动，据信是由微耀斑重联产生的。在极紫外滤光成像中识别出多组经常性喷流。在这项工作中，我们分析了长时间尺度的复发日冕射流起源于一个独特的脚点结构观察到的低日冕。我们报告的半影磁结构的检测在较低的日冕。这些结构，我们称之为“日冕间歇泉”，坚持通过多次重连事件，触发经常性的喷流在准周期性的趋势。经常性的喷流爆发与III型射电暴有关，III型射电暴是旅行非热电子束的表现。我们研究了假设的联系，因为行星际III型射电暴的日冕源仍然存在争议。我们仔细研究了假设的关联，通过时间相关的统计显着样本的六个间歇泉结构，释放至少50个经常性的射流，与相应的III型射电暴在行星际介质中检测到。对这些现象的数据分析为理解小尺度重联、非热电子束加速和能量释放提供了新的信息。我们发现，半影间歇泉状耀斑结构产生重复射流。它们可以是长寿命的，准稳定的，并作为III型爆发的日冕源和向上加速的电子束。
2019-03-12 astro-ph.SR
3D structure of the outer atmosphere: combining models and observations
在这篇评论中，我专注于结构和演化的日冕磁场模拟从观测。具有高空间和时间分辨率的光球和色球磁场测量仪器的发展使我们能够基于外推和演化技术改进日冕场的建模。特别是，我详细介绍了安静的太阳领域，活跃的地区和全光盘的演变先进的建模。我讨论了日冕磁特征的结构，如细丝，S形和日冕环，以及它们的时间演化和不稳定性。在这些不同的地区，日冕场的复杂性和开放通量的起源也进行了研究。最后，我讨论了未来的改进所需的工具和模型，以更好地了解日冕场。
2011-01-17 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
Revisiting the formation mechanism for coronal rain from previous studies
日冕雨一般分为两类：耀斑驱动的日冕雨和静止的日冕雨。后者被观察到形成沿封闭和开放的磁场结构。最近，我们提出，一些静态的日冕雨事件，检测到的过渡区和色球诊断，沿环状路径可以解释的形成机制，静态的日冕雨之间的交换磁重联促进开放和封闭的磁力线。在这项研究中，我们回顾了38个日冕雨的文献报告。从这些早期的工作中，我们挑选了15个静止的日冕雨事件的太阳边缘，大多数建议发生在活动区的闭合环由于热不平衡，以审查其形成机制。利用极紫外图像和视磁图，研究了静止日冕雨事件及其磁场和背景日冕结构的演化。我们发现，6，占40%，15个静止的日冕雨事件可以完全或部分解释的形成机制，沿开放结构的静止日冕雨交换重连促进。结果表明，由开、闭磁力线交换重联促成的静止日冕雨值得重视。
2021-07-03 astro-ph.SR
MHD Waves in open coronal structures
现代天文台已经揭示了日冕中磁流体动力学波的普遍存在。传播波（与驻波相反）通常起源于太阳大气层的低层，这使得它们与日冕加热特别相关。此外，开式日冕结构被认为是太阳风的源区，因此，在这些结构中探测MHD波也与太阳风的加速有关。此外，当代望远镜的先进能力使我们能够通过磁流体地震学提取重要的日冕特性。在这篇评论文章中，特别是在开放的冠状结构的背景下，在检测，起源和阻尼的传播慢mangetoacoustic波和扭结（Alfvénic）波的最新进展。在适当的情况下，我们给出了相关的理论建模研究的概述。这些波的一些重要的地震学应用进行了讨论。Aflvénic波在加速太阳风的可能作用也被触及。
2021-09-21 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
Micro-Sigmoids as Progenitors of Coronal Jets - Is Eruptive Activity Self-Similarly Multi-Scaled?
日出星上的X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点的性质，即日冕喷流的来源。冕洞中的几个喷流事件被发现从小规模的S形亮区爆发。这一发现表明，日冕微S形很可能是日冕喷流的祖先。此外，这些结构的存在可以解释许多观察到的射流特征，如螺旋结构，明显的横向运动和形状。类似于大规模S形星云引起的日冕物质抛射（CME），一个有前途的未来任务可能是研究太阳喷发活动，从日冕喷流到CME，是否在性质和不稳定机制方面具有自相似性。
2010-05-21 astro-ph.SR
Automated detection and analysis of coronal active region structures across Solar Cycle 24
本研究利用SDO/AIA数据对第24太阳活动周日冕活动区结构进行自动长期检测，分析了超三万个结构在四个极紫外波段的宽度、位置与发生率分布，发现其幂律斜率与FD-SOC预测值存在偏差，并揭示了南北半球不对称性及蝴蝶图案。
2023-05-18 astro-ph.SR
Modeling the Excitation, Propagation and Damping of Quasi-Periodic Fast Magnetosonic Waves in Realistic Coronal Active Region Magnetic Field Structures
Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）
本文基于实际观测数据，利用三维磁流体动力学模型研究准周期快磁声波的激发、传播与阻尼特性，提升日冕震学的应用效果。
2025-10-03 astro-ph.SR
Bipolar magnetic structures driven by stratified turbulence with a coronal envelope
我们报告的自发形成的双极磁结构的直接数值模拟分层强制湍流与外部日冕信封。湍流是被迫与横向随机波仅在较低的（湍流）部分的域。我们的初始磁场要么在整个域中是均匀的，要么局限于湍流层。在大约1- 2个湍流扩散时间后，垂直场的双极磁区发展为两个相干的圆形结构，它们在一个湍流扩散时间内存在，然后在0.5个湍流扩散时间内衰减。在双极区域内产生的磁场强度与湍流动能的均分值相当。双极磁区在上日冕层形成环状结构。我们将磁结构的形成与两层模型中的负有效磁压不稳定性联系起来。
2013-10-29 astro-ph.SR
Solar Surface Magnetic Field Simulation Enabled Prediction of the Large-Scale Coronal Structure of the 21 August 2017 Great American Eclipse: An Assessment of Model Predictions and Observations
2017年8月21日，日全食横扫美国本土，为诊断日冕提供了绝佳的机会。太阳的日冕结构是出了名的难以观测，除非是在日食期间;因此必须依赖理论模型来推断太阳外层大气的潜在磁性结构。这些模型对于理解磁场在日冕加热到一百万度和产生严重空间天气中的作用是必要的。在这里，我们提出了一种方法来预测的日冕磁场的结构的基础上，长期的表面通量输运模拟的输出是用来推断的日冕磁场结构。这一处方适用于2017年8月21日的日食。日食后的分析显示，模型模拟和观测到的日冕结构及其在边缘上的位置之间有很好的一致性。我们表明，在太阳表面的磁场分布驱动的长期磁通量出现和演变的缓慢变化，管理大规模的日冕结构（可接受的周期相位依赖）的动态记忆时间尺度上的顺序几个太阳旋转-开放的可能性，大规模的全球日冕预测至少提前一个月。
2017-09-30 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
Inferring the Coronal Density Irregularity from EUV Spectra
了解日冕的密度结构对日冕加热和太阳风的模拟都很重要。直接测量是困难的，因为视线的整合和可能的未解决的结构。我们提出了一种新的方法来量化这样的结构，使用密度敏感的EUV线强度，以获得密度不规则性参数，沿视线的结构量的相对测量。我们还提出了一个简单的模型，推断的不规则性的物理量，如填充因子和密度对比度。对于宁静的太阳区域和冕洞羽间区域，我们发现密度对比度至少为3到10倍，相应的填充因子约为10- 20%。我们的结果是在粗略的协议与其他估计的密度结构在这些地区。不规则性诊断提供了一个有用的相对测量的未解决的结构在不同地区的日冕。
2016-06-20 astro-ph.SR
Coronal condensations caused by magnetic reconnection between solar coronal loops
利用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的多波长图像，报道了在一个开、闭日冕环系统之间的磁重联（MR）过程中的日冕凝聚现象。在AIA 171 A太阳边缘上方的图像中观察到的较高的磁开放结构向下移动并与较低的闭合环相互作用，导致前者形成凹陷。在界面处形成X型结构。相互作用的环重新连接并消失。然后形成两组新重新连接的环，并从MR区域后退。在MR过程中，亮发射依次出现在AIA 131 A和304 A通道中，并在高位开放结构的凹陷处重复出现。这表明较热等离子体的冷却和冷凝过程从~0.9 MK下降到~0.6 MK，然后到~0.05 MK，这也得到了AIA 171 A、131 A和304 A通道的光变曲线的支持。支持凝结的高海拔开放结构的一部分参与了连续的MR。没有底层环路支持的凝结然后沿着新重新连接的环路返回到太阳表面。我们的结果表明，冕环之间的MR导致更热的日冕等离子体的冷凝及其下行流。因此，MR在日冕等离子体的质量循环中起着积极的作用，因为它可以引发灾难性的冷却和冷凝。这强调了磁和热演化必须一起处理，不能分开，即使在灾难性冷却的情况下。
2018-08-29 astro-ph.SR
Trigger Mechanism of Solar Subflares in a Braided Coronal Magnetic Structure
通过连续的足点运动，日冕磁环的精细编织可能通过纳米耀斑为日冕加热提供动力，纳米耀斑是内部重连的自发精细爆发。最初的纳米耀斑可能会引发辫子重新连接的雪崩，形成微耀斑或更大的亚耀斑。与这种内部触发的亚耀斑相反，我们观察到外部触发的亚耀斑在编织的日冕磁场观察到的{ \it高分辨率日冕成像仪（Hi-C）}。我们使用{ \it SDO}/AIA在1600、193、94光年获得的12秒节奏图像和{ \it SDO}/HMI记录的磁图来跟踪这些次耀斑的发展，这些磁图以{ \it Hi-C}观测时间为中心，持续4个小时。这些数据表明，许多经常性的小规模增亮的过渡区发射发生在极性反转线上的磁通量抵消发生。我们详细介绍了一个明显的爆发的两个环的重连在过渡区下的编织冠状场，适合释放一个短的重连环向下和一个较长的重连环向上的例子。短环大概淹没在光球层，参与观测到的通量抵消。上覆的辫状磁场中的次耀斑显然是由重联释放的上行环对辫状磁场的扰动触发的。在这个编织结构中观察到的至少10个次耀斑似乎是以这种方式触发的。这种日冕次耀斑的外部触发机制在其他活动区有多普遍，以及它对日冕加热的重要性，还有待观察。
2014-10-16 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
Streamer Blowout Coronal Mass Ejections: Their Properties and Relation to the Coronal Magnetic Field Structure
我们提出了一个全面的分析一类特殊的日冕物质抛射（CME）事件，称为流光井喷CME（SBOs）。这些事件的特征是上覆拖缆逐渐膨胀，持续数小时至数天，随后是缓慢、广泛的CME，通常呈现出3部分结构，这使得拖缆在其尾流中显著耗尽。我们在1996年至2015年期间的LASCO/C2观测中识别出909个SBO事件。井喷平均持续40.5小时，但在某些情况下，疏散可能需要几天时间。SBO-CME比一般的CME更宽、更大。它们的性质通常在太阳周期期间和之间变化。它们在第23周期的最小（最大）月发生率为一（六）次事件，在第24周期增加了一倍-这可能是当前周期全球磁场较弱的表现。SBO的位置遵循全球偶极子的倾斜（但不是从2014年开始），与太阳黑子数量无关，并且以比常规CME（40%）高得多的比率（61%）表现出通量绳形态。我们建议，这些特性是一致的SBO所产生的扩展极性反转线以外的活动区域（如安静的太阳和极地冠丝）通过释放，通过重联，磁能，可能通过差分旋转积累。
2018-06-02 astro-ph.SR
The cross-sectional shape and height expansion of coronal loops: High-resolution Coronal Imager (Hi-C) analysis of AR 12712
日冕环观测已经存在了几十年，但这些基本日冕结构的精确形状仍然存在广泛的争议，因为发现它们似乎在其足点和顶点之间经历了微不足道的膨胀。在这项工作中，从美国宇航局的高分辨率日冕成像仪（Hi-C 2.1）的第二次成功飞行的8个EUV环和他们的22个子元素链的选择进行了研究。其中四个环对应于开放的风扇结构，其他四个被认为是磁闭合环。使用我们的方法拟合多个高斯分布的横截面强度切片的循环和他们的子分辨率链上进行宽度分析。据发现，虽然磁闭环及其子元件股线不沿其可观察的长度扩展，但开放的扇形结构可以扩展其初始宽度的另外150%。根据最近的工作，发现峰强度和环/链宽度之间的Pearson相关系数对于环（~88%）和其子元素链（~80%）主要正相关。这些结果与Klimchuk和DeForest的假设一致，即环和-第一次-它们的子元件股具有近似圆形的横截面轮廓。
2021-06-28 astro-ph.SR
POP-CORN: Validation of a new coronal hole detection tool based on neural networks
Dept. d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris et Paris-Saclay（天体物理部/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎大学与巴黎萨克雷大学）
本文提出基于神经网络的自动阈值日冕洞检测工具，通过整合太阳活动区等大尺度结构特性，提升日冕洞检测的准确性和一致性。
2026-03-26 astro-ph.SR
Using Coronal Cells to Infer the Magnetic Field Structure and Chirality of Filament Channels
在太阳动力学天文台（SDO）和日地关系天文台（STEREO）航天器获得的Fe XII日冕图像中，在约1.2 MK的温度下可以看到日冕细胞。我们发现，在一个丝状通道附近，这些细胞的羽毛状尾巴在通道的两侧水平弯曲，方向相反，就像色球中的纤维。由于细胞植根于多数极性的磁通量集中，这些观测结果可以与光球磁图一起用来推断暗条通道中水平场的方向和相关磁场的手性。这种方法类似于从H-α观测推断丝通道中的磁场方向和原纤维模式的手性的过程。然而，日冕细胞的观测更容易使用，并提供了明确的推论的水平场方向的高度高达50微米的日冕。
2013-06-14 astro-ph.SR
Solar coronal loop dynamics near the null point above active region NOAA 2666
我们分析了2017年7月18日太阳西翼上方日冕中鞍状结构的观测结果。结构清晰地被日冕环所勾勒，典型的日冕温度不超过1 MK。环的动力学表现出收敛的鞍在垂直方向上的中心和水平方向上的发散。该事件是平滑日冕磁场重联的一个明显例子。在重连区域或磁连接区域未观察到发热现象。位磁场计算使用7月14日拍摄的SDO/HMI磁图作为边界条件，显示在光球上方122英寸高度处存在一个零点，该零点位于鞍形结构的中心。磁场线的形状符合NOAA 2666上方的扇形脊磁结构。
2018-05-22 astro-ph.SR
Induced MHD oscillations of fine loop structures located in coronal hole
太阳大气中的许多现象都与光球层下的过程有关。例如，在离日天体中观察到的MHD振荡和其他动力学过程就是这些现象。在我们的研究中，我们使用Stereo Behind EUV（171 nm和304 nm）观测来研究安静太阳区域的动力学过程。我们在靠近太阳盘中心的一个小冕洞边缘的日冕亮点中发现了一次喷发事件。喷发后，洞内出现了几个振荡的环。我们认为这些环的振荡是由日冕亮点的爆发过程引起的。相互作用转移剂的性质尚不清楚，因为没有检测到任何传播干扰。对于数据处理，我们使用Pixelize小波滤波（PWF方法）和时间-距离图。我们测量了假设的相互作用传递速度，发现它大约是2-3 km/s。我们试图找出相互作用转移剂的性质。
2010-11-19 astro-ph.SR
Coronal hole boundaries evolution at small scales: II. XRT view Can small-scale outflows at CHBs be a source of the slow solar wind?
我们开发了一个自动化的程序，用于识别瞬态增亮的图像从X射线望远镜上的日出采取与铝聚过滤器在赤道日冕洞，极地日冕洞，和安静的太阳和没有瞬态日冕洞。我们发现，与安静的太阳相比，冕洞的边界是丰富的增亮事件，包括封闭的磁场结构存在的冕洞内的区域。对这些增亮的视觉分析显示，其中约70%位于赤道、极地和瞬态冕洞及其边界，显示出扩张的环结构和/或准直流出。在安静的太阳中，只有30%的亮区显示出流动，其中大部分似乎被封闭的磁场线包含在日冕中。这有力地表明，同空间开放和封闭的磁场线的磁重联为等离子体流出到大的距离创造了必要的条件。喷射的等离子体总是源自预先存在的或新出现的（在X射线温度下）亮点。目前的研究证实了我们的发现，称为日冕亮点的环结构的演变与冕洞边界的小尺度变化有关。环形结构显示出膨胀和喷发，捕获的等离子体因此沿着“准”开放磁场线逃逸。这些喷射似乎是由磁重联触发的，例如所谓的冕洞闭合磁场线（BP）和开放磁场线之间的交换重联。我们认为，这些等离子体外流可能是缓慢的太阳风的来源之一。
2010-02-08 astro-ph.SR
The fine-scale structure of polar coronal holes
研究利用日面边缘外观测发现极区冕洞冕流及冕流间存在2–10角秒的纤维状精细结构，其横向分布服从k⁻¹幂律并可呈超径向膨胀。
2025-01-07 astro-ph.SR
The correlation of fractal structures in the photospheric and the coronal magnetic field
本文研究了太阳活动区光球磁场和日冕磁场的分形性质之间的关系，结果表明，当采用非线性无力外推时，观测到的光球二维结构的分形维数与外推的日冕不稳定体积之间没有相关性。这一结果与（1）使光球磁场更接近非线性无力平衡和（2）忽略几乎完全由不稳定体积填充的模型磁场体积的下部的努力无关。光球和日冕磁特征的分形维数之间的显着相关性，只观察到在零水平（下限）的近似无电流（潜在的）磁场外推。我们的结论是，复杂的过渡从光球非无力领域的日冕无力的阻碍任何直接的相关性之间的分形维数的2d光球图案和它们的3d对应的日冕在非线性无力的限制。
2009-08-27 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
Structure of solar coronal loops: from miniature to large-scale
我们将使用来自高分辨率日冕成像仪（Hi-C）的新数据，以前所未有的日冕空间分辨率来研究日冕环的结构，最低可达0.2弧秒。在火箭飞行期间，Hi-C提供了193 A左右波段的日冕图像，该波段以Fe XII的发射为主，显示等离子体温度约为1.5 MK。我们分析的Hi-C视野的一部分，研究迄今为止观察到的最小的冠状环，并寻找一个可能的子结构较大的环。我们发现微小的1.5 MK环状结构，我们解释为微型冠状环。这些有长度的日冕段以上的色球层只有约1毫米和厚度小于200公里。它们可以被解释为小通量管突破光球的日冕特征，其足点距离相当于一个颗粒细胞的直径。我们发现，超过50毫米的循环有一个直径约为2弧秒或1.5毫米，与以前的观察一致。然而，Hi-C真正解决了这些循环，循环中有大约20个像素。即使在这种大大提高了空间分辨率的大环似乎没有可见的子结构。相反，它们在横截面上显示出平滑的变化。大的日冕环在每像素0.1弧秒的空间尺度上没有显示出子结构，这意味着要么密度和温度在这些环上平滑地变化，要么对环的直径构成上限。我们估计，组成2弧秒厚的环股将不得不薄于15公里。我们第一次发现的微型回路在建模方面提出了正确理解的挑战。
2013-06-19 astro-ph.SR
Flows and Waves in Braided Solar Coronal Magnetic Structures
我们研究了高分辨率日冕成像仪（Hi-C）观测到的活动区（AR 11520）苔藓的编织磁结构的高频动力学。我们检测准周期流和波在这些结构。我们搜索高频动态，同时查看观察区域的功率图。我们发现，较短的周期岩（30 - 60秒）与小的空间尺度，可以解决的Hi-C只有。我们检测准周期性流动与广泛的速度范围从13 - 185公里/秒与编织区。这可以解释为血浆从重连部位流出。我们还发现了与编织磁区相关的短周期大振幅横向振荡。这种振荡可以通过重新连接来触发，或者这种振荡可以触发重新连接。
2015-01-26 astro-ph.SR
Enhanced Non-Thermal Line Broadening inside Coronal Cavities above Solar Prominences revealed by Spectral Imaging CoronaGraph
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用SICG等观测设备，发现日冕空洞中存在显著的非热速度和多普勒位移，表明日珥与日冕材料的相互作用驱动了其中的波和湍流。
2025-12-22 astro-ph.SR
Slingshot prominences: coronal structure, mass loss and spin down
恒星日冕磁场的结构是一个基本的性质，它控制着来自热日冕气体的高能发射以及恒星风中质量和角动量的损失。然而，这是极难衡量的。我们报告了一种新的方法来跟踪这种结构的快速旋转的年轻对流星，使用被困在日冕场线作为标记的冷气体。这种气体形成“弹弓散射”，在H- $α$中表现为瞬态吸收特征。通过使用不同的方法外推这个领域的表面测量，我们确定的日珥支持的位置，并产生合成的H- $α$堆叠光谱。势场外推产生的吸收特征与观察到的吸收特征匹配良好，而非势场的吸收特征则不匹配。在自转轴和磁轴对齐的系统中，最多有$50\%$的日珥质量可能会经过恒星，从而产生可观测的特征。在非常高的倾斜系统中，这个分数可能低至$~2\%$。抛射的双折射带走质量和角动量的速率相差两个数量级，但可能接近恒星风带走的速率。
2019-11-11 astro-ph.SR
Fast magnetoacoustic waves in a fan structure above the coronal magnetic null point
我们分析了2005年11月26日的太阳射电事件，在244和611 MHz的频率干涉观测的巨型米波射电望远镜（GMRT）在印度浦那。这些观测结果用于制作两个频率下事件的干涉测量图，时间节奏为1 s（从06：50到07：12 UT）。这些地图显示了几个无线电源。这些光源的光变曲线表明，只有244 MHz和611 MHz的两个光源在时间上有很好的相关性。极紫外耀斑更具有局部性，耀斑环远离射电源。利用SoHO/MDI观测资料和位磁场外推，我们证明了这两个相关源都位于从日冕磁零点开始的磁场线的扇形结构中。的无线电源的光变曲线的小波分析检测蝌蚪的周期范围内P = 10-83秒。这些小波蝌蚪表明存在的快速磁声波传播的扇形结构的日冕磁零点。我们估计的等离子体参数在所研究的射电源，并发现它们与所提出的方案，涉及日冕磁零点一致。
2013-01-11 astro-ph.SR
Helicity Condensation as the Origin of Coronal and Solar Wind Structure
太阳大气中最重要和最令人困惑的三个特征是闭合场日冕的平滑性，光球极性反转线（PIL）处磁切变的积累，以及慢风的复杂性。我们建议，一个单一的过程，螺旋度凝聚，是产生所有三个功能的物理机制。本文提出了一个螺旋度在闭合日冕中通过磁重联注入和输运的简化模型。用这个模型，我们证明了螺旋度必须凝聚到PIL和冕洞边界，并估计在PIL的螺旋度积累率和风的损失。我们的结果可以解释许多观测到的特性的封闭的日冕和风。
2012-11-17 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
Structure of the Solar Dust Corona and its Interaction with the other Coronal Components
我们开发了一种新的技术，用于从地面观测中记录远日冕，其距离可与从空间日冕仪获得的距离相媲美。它使肉眼不可见的研究对象的细节可视化成为可能。在这里，我们证明，流光的电子电晕有时冲压的尘埃电晕和尘埃电晕的形状可能会随时间而变化。我们获得了几个实验证据表明，远日冕流光（只能直接从太空或平流层观察到）只在可见光谱的离散区域发射，就像彗星中分子和离子的共振荧光一样。我们发现日冕流光与尘埃日冕的相互作用可以产生分子和自由基，这些分子和自由基是导致彗星共振荧光的原因。
2009-09-09 astro-ph.SR
Fast Sausage Oscillations in Coronal Loops with Fine Structures
耀斑环中的快速香肠模（FSM）长期以来一直被用来解释耀斑光变曲线中具有秒级周期的快速准周期脉动（QPP）。然而，大多数关于日冕柱中FSM的理论都假设一个完美的轴对称平衡，一个理想化的配置显然远离现实。特别是，它仍然是检查是否FSM存在于日冕柱精细结构。工作在理想磁流体力学（MHD）的框架下，我们数值跟踪响应的一个轴对称扰动的日冕圆柱体，其中相当数量的随机分布的精细结构叠加在一个轴对称背景。背景成分的参数主要是由最近IRIS识别的候选FSM在Fe XXI 1354 π ~观测的动机。我们发现，复合圆柱体迅速解决的振荡行为在很大程度上兼容的一个典型的捕获FSM。尽管在精细结构中产生了扭结状运动，但仍会发生这种情况。我们进一步合成了Fe XXI 1354的发射，发现横向阿尔文时间表征了强度、多普勒频移和多普勒宽度信号的周期性。与没有精细结构的情况不同，即使在顶点处也可以看到非零多普勒频移。我们的结论是，密度增强平衡不需要严格轴对称主机FSM般的运动一般，FSM仍然是一个候选人的解释快速QPP在太阳耀斑。
2021-10-19 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
The structure of current layers and degree of field line braiding in coronal loops
对于太阳日冕加热的长期问题，有一个解决方案是，由于光球层的湍流运动编织了日冕场，从而在日冕中积累了磁能，随后通过磁重联释放了这种能量。本文采用编织磁场模拟太阳冕环的理想弛豫。考虑了一系列具有不断增加的编织复杂性的回路，目的是了解这种复杂性如何影响磁场中小尺度的发展，从而影响可用于加热的能量。它表明，理想的访问力自由平衡这些编织领域包含电流层的有限厚度。它进一步表明，对于任何这样的编织场，如果存在无力平衡，那么它应该包含电流层的厚度是由长度尺度的场线映射。电流层的厚度和强度遵循标度律，这使我们能够外推超出数值可访问的参数制度，并放置在冠状等离子体参数的编织复杂性的上限。在这个阈值水平上，编织环包含$10^{26}$ --可用自由磁能的$10^{28}{\rm ergs}$，对于一个大的纳米耀斑来说绰绰有余。
2015-03-31 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Structure and Evolution for Flaring AR 11117 and its Surroundings
在这项研究中，光球矢量磁与太阳巡天（SOLIS）的天气光学长期调查，获得作为边界条件，模拟三维非线性无力（NLFF）日冕磁场作为一个序列的非线性无力平衡球几何。研究了活动区日冕磁场结构及其时间演化。我们比较了2010年10月27日在活动区（AR）11117及其周围观测到的耀斑事件前后由NLFF外推得到的磁场位形。我们比较了AR 11117的磁场拓扑结构和磁能密度，并研究了AR 11117与周围环境的连通性。在研究的时间段内，我们估计自由磁能从耀斑前到耀斑后的变化为1.74 × 10 ^{32}erg，约占耀斑前非线性无力磁能的13.5%。在这项研究中，我们发现从AR 11117到它周围的电流在耀斑后被中断。
2012-02-28 astro-ph.SR
Effect of Coronal Loop Structure on Wave Heating by Phase Mixing
日冕加热背后的机制仍然无法直接观察和建立可行的理论过程模型，对日冕结构的后续影响是评估可能的加热机制的关键工具之一。通过磁流体力学（MHD）横波的相位混合的波加热已被提出作为一种可能的方式来转换为热能的磁能，但越来越多的MHD模型表明，这是不是一个足够有效的机制。我们模拟加热的横向MHD波的相位混合在各种配置，调查是否某些情况下可以提高加热足以维持百万度的日冕和评估的影响的传播和相位混合的横向MHD波的边界壳的结构的日冕环。我们使用三维MHD模拟预先存在的密度增强磁化介质和边界驱动器，以触发传播的横波具有相同的功率谱测量的COMP。我们考虑不同的密度结构，边界条件在非驱动足点，驱动器的特性，和不同形式的磁阻率。我们发现，不同的初始密度结构影响的边界壳的演变和一些驱动配置增强产生的热耗散的MHD波。特别是，在更大的空间尺度和更高的耗散系数相干的驱动程序产生显着的加热，但它仍然是不够的。我们的结论是，虽然横向MHD波的相位混合是不太可能维持的热结构的电晕，有配置，允许这种机制的效率提高。我们提供了可能的签名，以确定这种配置的存在，如位置的加热是沿着日冕环沉积
2020-09-09 astro-ph.SR
On-disk solar coronal condensations facilitated by magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
日冕凝结和雨是日冕和色球层之间物质循环的重要组成部分。在某些情况下，凝结和随后的雨起源于在磁重联期间形成的磁倾角。这为日冕雨的形成提供了一种新的替代机制。到目前为止，只有离翼，而不是在磁盘上，冷凝事件在重联已被报道。本文利用日地关系天文台（STEREO）和太阳动力学天文台（SDO）的极紫外（EUV）图像，研究了2011年7月14日至15日STEREO与日地直线正交时重联促进的凝聚现象。在肢体上方，在STEREO/EUV成像仪（EUVI）171毫米图像中，较高的开放结构向下移动，与较低的闭合环重新连接，并形成凹陷。然后形成两组新重新连接的结构。在下沉中，EUVI 304 ~图像中反复出现明亮的凝结，然后向下流动到表面。在SDO/大气成像仪（AIA）171 μ m ~ 2通道的盘上观测中，这些磁结构很难识别。暗凝结出现在AIA 304的图像中，然后以盘上日冕雨的形式移动到表面。极紫外光变曲线揭示了日冕等离子体的冷却和凝结。如果只有盘上的观测数据，那么远临观测数据所清楚显示的凝聚和重联之间的关系就无法确定。因此，我们认为，在过渡区和色球线中看到的一些盘上凝聚事件可能是由重联促成的。
2021-02-09 astro-ph.SR
