Observations of a quasi-periodic pulsation in the coronal loop and microwave flux during a solar preflare phase
我们报告了2016年3月23日在C1.1耀斑的前耀斑阶段，在EUV图像和微波发射上同时从日冕环的空间位移中检测到的准周期脉动（QPP）事件。利用运动放大技术，在波长为171 A的大气成像组件（AIA）图像序列中，发现了一个弥散日冕环中存在一个周期增长的低振幅横向振荡，其初始振荡周期约为397 s，增长率为0.045。同时，在同一活动区的微波通量中发现了一个增长周期从大约300 s到近500 s的QPP。根据AIA极紫外波段和野边山射电日像仪微波17 GHz波段的成像观测，发现扩散日冕环和微波辐射源之间通过AIA波段94 A的热环连接。QPP的增长周期与载流等离子体回路中LRC电路振荡过程的调制有关。电流的存在可能意味着在耀斑爆发前阶段源区的无电势。
2020-03-21 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
Magneto-Thermal Coupling and Coronal Heating in Solar Active Regions Inferred from Microwave Observations
针对太阳日冕加热机制不明的问题，通过分析8个太阳活动区的微波观测数据并结合模型模拟，发现稳态或高频小能量释放加热更吻合观测，明确了日冕环磁场强度和加热率的标度律，且共振腔波传输/反射模型最优。
2025-08-26 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields Derived from Simultaneous Microwave and EUV Observations and Comparison with the Potential Field Model
我们估计日冕磁场来自无线电观测的准确性，通过比较他们的位场计算和DEM测量使用EUV观测。2011年2月3日，利用17 GHz的野边山射电日像仪对NOAA活动区11150的热韧致辐射进行了偏振观测，得到了日冕磁场的视线分量。由于在17 GHz的热韧致辐射强度包括色球和日冕分量，我们只提取了日冕分量通过测量日冕发射措施在EUV观测。此外，我们还选择了日冕环和色球层沿视线方向的弱磁场强度区域，只导出日冕的射电偏振分量。冠状面纵向磁场的上限为100 - 210 G。我们还计算了日冕纵向磁场的位场外推使用光球磁场从日震和磁成像仪（HMI）。然而，计算出的势场肯定小于观测到的日冕纵向磁场。这种电位和观测到的磁场强度之间的差异可以一致地由两个原因来解释：（a）由于EUV观测的温度范围的限制而导致的对日冕发射测量的低估，（b）由于电位场假设而导致的对日冕磁场的低估。
2015-12-14 astro-ph.SR
Microwave Negative Bursts as Indications of Reconnection between Eruptive Filaments and Large-Scale Coronal Magnetic Environment
在太阳爆发中喷射出的低温等离子体可以屏蔽活跃区域以及安静的太阳区域。吸收现象可以在微波中观察到，作为“负爆发”和在不同的光谱域。我们分析了两个非常不同的最近的事件与这样的现象，并提出了一个更新的系统的观点与负爆发的太阳事件。相关的暗条爆发可以是正常的，没有形状和磁场配置的本质变化，并且是“异常的”。后者的特点是一个喷发的灯丝解体和其残余物作为一个云在太阳盘的很大一部分分散。这种现象可以在He II 304 A谱线中观察到巨大的凹陷。根据暗条内部磁场与外部大尺度日冕环境的重联，提出了异常喷发的一种可能性。
2013-10-10 astro-ph.SR
Damping of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
利用从对流区到日冕的自洽三维辐射磁流体动力学模拟，研究了日冕环束的阻尼横向振荡，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性导致的速度剪切和涡旋促进了振荡的耗散，表明理想化波导假设下的静态日冕环模型需重新评估。
2023-06-05 astro-ph.SR
Polarisation of microwave emission from reconnecting twisted coronal loops
由于扭曲日冕环中的扭结不稳定性而导致的磁重联和粒子加速可能是受限太阳耀斑的可行方案。要详细研究这一现象，就需要有可靠的方法来观测探测太阳耀斑中的磁扭曲，而仅仅通过极端紫外线和软X射线热发射可能无法做到这一点。外展环中微波辐射的偏振可以作为检测标准之一。本研究的目的是调查耀斑日冕环中的磁扭曲对回旋同步微波（GSMW）发射偏振的影响，并确定它是否可以提供一种磁扭曲检测的手段。我们使用时间相关的磁流体动力学和测试粒子模型开发使用LARE3D和GCA代码调查扭曲的日冕环松弛后的扭结不稳定性。合成GSMW发射图（I和V斯托克斯分量）使用GX模拟器计算。据发现，耀斑扭曲的日冕环产生GSMW辐射的圆偏振的梯度整个循环。然而，由于不稳定之后的快速磁重构，这些图案可能仅在相对短的时间段内可见。它们的可见性也取决于环在太阳盘面上的方向和位置。通常情况下，从顶部（靠近太阳盘的中心）观察到的扭曲环中很难看到这些特征偏振图案，但从侧面（即非常接近边缘）观察到的扭曲环中更容易。
2017-03-29 astro-ph.SR
Are Nanoflares Responsible for Coronal Heating?
Parker（1983）提出了太阳大气中电流片（CS）形成的机制。他的主要观点是，光球随机流使日冕磁场线纠缠在一起，从而促进了太阳大气中CS的连续形成。他的这部分想法代表了湍流对流区驱动太阳大气中相干结构和CS形成的许多方式之一。其他机制包括出现的磁通量，电流丝的相互作用，以及爆炸性的磁结构。然而，在帕克最初的想法中有两个未经证实的假设，即必须重新检查通过纳米片进行日冕加热。这与他的观点有关：{所有形成的CS都导致了磁重联，而磁重联加热了太阳大气中的等离子体。在这篇短文中，让我们简要地讨论这两个假设：（1）所有的相干结构和相干结构都是由湍流对流区重连形成的吗？与非重连CS相关的湍流在日冕的加热中起作用吗？(2)磁重联会加热等离子体吗？
2021-08-03 astro-ph.SR
Double Coronal X-ray and Microwave Sources Associated With A Magnetic Breakout Solar Eruption
双日冕硬X射线（HXR）源被认为是太阳区域大规模电流片中通过磁重联进行双向能量释放的关键观测证据。在这里，我们提出了一个研究HXR和微波制度中观察到的双日冕源，揭示了新的特点，不同于以前的报告。这一事件与一个足点遮蔽的X1.3级耀斑（2014年4月25日，开始于世界时00：17）和一个日冕物质抛射有关，它们可能是由磁爆发过程触发的，下部源从部分遮蔽的耀斑环的顶部向上延伸，上部源与快速挤压的旁瓣（两侧速度约为250 km/s）重合。在能量高达70-100 keV时，可以确定上源。X射线上源的特征是通量曲线不同于下源，在20 keV以上的投影质心高度的弱能量依赖性，较短的持续时间和HXR光子谱略硬于下源。此外，在34 GHz的微波辐射也表现出类似的双源结构，并且在两个源处的微波谱与由非热高能电子给出的回旋同步辐射一致。这些观测，特别是旁瓣的快速挤入运动与上源的重合，表明上源与这种快速运动有关（可能是由其引起的）。这为在HXR和微波中观察到的日冕双源结构的起源提供了新的线索。
2017-05-17 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
The universally growing mode in the solar atmosphere: coronal heating by drift waves
在流体和动力学漂移波理论的框架内，在太阳大气中的等离子体的加热进行了讨论。我们表明，加热所需的基本成分是在垂直于磁场矢量的方向上的密度梯度的存在。这种密度梯度是激发漂移波的自由能的来源。我们只使用建立良好的基础理论，在实验室等离子体实验验证。能量交换和加热的两种机制被示出同时发生：一个是由于朗道效应在平行于磁场的方向，和另一个，随机加热，在垂直方向。随机加热i）是由于波的静电性质，ii）对离子比对电子更有效，iii）主要在垂直方向上起作用，iv）比较轻离子更有效地加热重离子，以及v）可以容易地提供漂移波加热速率，该漂移波加热速率比目前认为足以用于日冕加热的值高几个数量级，即，对于活动区为$\simeq 6 \cdot 10^{-5} $ J/（m $^3$ s），对于冠状孔为$\simeq 8 \cdot 10^{-6} $ J/（m $^3$ s）。这种加热通过众所周知的效应自然地起作用，然而，这些效应超出了当前的标准模型和理论。
2009-06-11 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
Analysis of Lower Hybrid Drift Waves in Kappa Distributions over Solar Atmosphere
Kappa分布和损失锥特征经常被观测到，耀斑辐射具有低杂波的特征。本文分析了大耀斑、正常耀斑和日冕条件下垂直传播的漂移波不稳定性的Kappa分布和损失锥特征。在分析增长/阻尼率的同时，我们了解到，对于所有三种情况，EM波的传播的增长都随着kappa分布指数的增加而增加。在传播比较中，大耀斑表现出较小的增长相比，正常和日冕等离子体。当在Kappa分布中加入损耗锥特征时，我们发现电磁波的传播发生了阻尼。在这三种情况下，电磁波的衰减率都随垂直温度和损耗锥指数的增加而增加，但在大耀斑时衰减很大，而在日冕情况下衰减正常。这表明低混杂阻尼可能是日冕加热的来源。
2021-02-02 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 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
Particle acceleration and transport in reconnecting twisted loops in a stratified atmosphere
扭曲的日冕环在日冕中应该是普遍存在的。扭曲的磁场中含有多余的磁能，在磁重联过程中会释放出来，从而引起太阳耀斑。这项工作的目的是调查磁重联，粒子加速和扭结不稳定的扭曲日冕环的运输，重点是电阻率，环的几何形状和大气层结的影响。另一个目的是执行前向建模的韧致辐射的排放和确定硬X射线源的结构。我们使用磁流体动力学（MHD）和测试粒子的方法相结合。首先，利用电阻性MHD模型，考虑了大气层结和冕环曲率的影响，讨论了扭折冕环的演化。然后，得到的电场和磁场和密度分布被用来计算电子和质子的轨迹，使用一个指导中心近似，考虑到库仑碰撞。结果表明，扭曲日冕环中的电场可以有效地加速质子和电子的能量高达10 MeV。高能粒子具有坚硬的、接近幂律的能谱。高能粒子占据的体积表现出径向膨胀，这导致可见硬X射线环的膨胀和硬X射线足点面积的逐渐增加。合成的硬X射线辐射揭示了强的足点源和扩展的日冕源，其强度强烈依赖于日冕环密度。
2015-01-26 astro-ph.SR
Broadband microwave sub-second pulsations in an expanding coronal loop of the 2011 August 10 flare
我们研究了2011年8月10日GOES C2. 4太阳耀斑期间在扩展日冕环中观测到的宽带微波亚秒级脉动的特征物理性质和行为。我们在复杂的无线电频谱中发现了亚秒级的脉动和其他不同的爆发群。在4-7 GHz频率范围内，亚秒级宽带脉动（时间周期为0.07- 1.49s，无特征主周期）持续时间为70 s。这些脉动在它们各自的频率上不相关，没有可测量的频率漂移，并且零极化。在这些脉动中，我们发现了特征周期为0.7和2秒的快速香肠磁声波的签名。其他射电爆发显示出其特征频率漂移范围为-262-520 MHz/s。他们帮助我们推导出射电辐射处日冕磁场强度的平均值为20-80 G。结果表明，微波事件属于一个扩张的日冕环与扭曲的子结构中观察到的131，94和193 A SDO/AIA通道。将它们的狭缝时间图与5.7 GHz的射电源的位置进行比较，以实现扩展环的EUV强度在射电源触发之前增加。我们揭示了两个EUV双向流动与循环扩展的开始时间相关联。它们的位置靠近射电源，传播速度在30-117公里/秒范围内。我们证明了在准周期磁重联模型中电子加速的周期机制可能能够解释亚秒级脉动的物理性质和行为。微波辐射的退偏过程可能是由射电源中的等离子体湍流引起的。最后，观察到的EUV流可能与重连流出有关。
2016-09-14 astro-ph.SR
A magnetic reconnection event in the solar atmosphere driven by relaxation of a twisted arch filament system
我们提出了一个高分辨率的观测磁重联事件在太阳大气中采取的新真空太阳望远镜，AIA和HMI。重连事件发生在扭曲的弓丝系统（AFS）和冠状环之间。我们的观测结果表明，扭曲AFS的松弛驱动它的一些线程遇到冕环，提供重联的流入。AIA影像中的X形特征、\halpha $+$ 1 μ m影像中连接重联后环的电流片状特征、HMI磁图中的小尺度磁抵消以及沿日冕环的速度为40- 80 km/s的流动都证明了重联。在AIA 94 100 nm通带中看到的重联后日冕环似乎在相对较长的时间内保持明亮，这表明它们已经被先前储存在AFS螺纹中的致密等离子体加热和/或填充。我们的观测表明，扭曲的磁系统可以通过重联过程将其自由磁能释放到太阳上层大气中。虽然重连通量管中的等离子体压力显著不同，但场线的重新配置可能导致它们之间的质量转移并在其中引起加热。
2018-01-18 astro-ph.SR
Complex Magnetic Evolution and Magnetic Helicity in the Solar Atmosphere
太阳大气是由大尺度磁场统一而成的单一系统。在一个地方发生的磁场拓扑变化可能会对其他地方，甚至是偏远地区的日冕加热和喷发产生影响。日冕磁场也在太阳光球层/对流层上部的磁螺旋度向行星际空间的传输中起作用。我们讨论了与日冕是一个全球性互联系统的某些方面有关的观测证据，即，新通量出现导致的大规模日冕加热、新通量出现引发的磁拓扑结构变化导致的色球暗条爆发、螺旋度通过光球层传输的太阳黑子旋转表现、以及能量从太阳光度重新分配到发电机对太阳辐照度周期变化的潜在影响。
2013-02-02 astro-ph.SR
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
The hydrodynamic thermal continuum, with applications to stratified atmospheres and 1D coronal loop models
本文通过解析与数值方法证明了非绝热分层大气及一维日冕环模型中存在热连续统，提出了控制所有本征模的通用方程，并阐明了其在驱动日冕雨等多热现象中的关键作用。
2025-06-30 astro-ph.SR physics.flu-dyn
New analytical and numerical models of solar coronal loop: I. Application to forced vertical kink oscillations
目的。我们构建了一个新的太阳日冕环的分析模型，它是嵌入在一个重力分层和磁约束的大气。在此解析模型的基础上，我们设计了一个日冕环的数值模型。我们采用它进行数值模拟的垂直扭结振荡的外部驱动器激发。方法.我们的太阳大气模型是通过采用一个现实的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成一个日冕环。该回路由2D理想磁流体动力学方程描述，并由FLASH代码数值求解。结果垂直扭折振荡是由光球顶部的垂直速度分量中的周期驱动器激发的。对于振幅为3 km/s的受迫驱动器，激发的振荡在其速度上表现出约1.2 km/s的振幅，并且环顶点在约100 km的位移上以其振幅振荡。结论.新设计的日冕环的分析模型被用于数值模拟的垂直扭结振荡，这与最近的观测结果的衰减无扭结振荡激发太阳环。该模型将对日冕环中的波和等离子体动力学的研究产生进一步的影响，揭示局部太阳大气中的能量和质量传输机制的物理学。
2014-11-27 astro-ph.SR
Simulating gamma-ray production from cosmic rays interacting with the solar atmosphere in the presence of coronal magnetic fields
本研究通过PFSS模型模拟日冕磁场下的太阳大气粒子相互作用，发现日冕磁场显著增强10GeV以下伽马射线产生并影响其偏转角，但高能段需其他磁场结构解释。
2024-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Magnetography of a Simulated Solar Active Region from Microwave Imaging Spectropolarimetry
我们模拟了扩展欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA）无线电图像产生的多个频率从一个模型太阳活动区，嵌入在一个现实的太阳盘模型，并探讨了不同的光谱分析方案，以评估实现EOVSA的最重要的科学目标之一-日冕磁图的潜力所产生的数据立方体。在本文中，我们专注于模拟的回旋共振和自由-自由辐射从磁盘上的太阳活动区模型与现实的复杂性，在电子密度，温度和磁场分布。我们比较磁场参数外推的图像数据立方体沿视线后，折叠通过EOVSA仪器配置文件与原始（展开）的参数中使用的模型。我们发现，即使是最容易自动化的，基于图像的分析方法（0级）提供合理的定量结果，虽然他们受到系统的影响，由于有限的采样在傅立叶（UV）平面。最后，我们注意到潜在的错误，由于错误识别谐波的陀螺仪频率，并讨论了应用更复杂的基于光谱的分析方案（1级），以解决问题的情况下，改善紫外线覆盖和空间分辨率的前景。
2015-03-17 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of coronal rain dynamics. I. Model with vertical magnetic field and an unbounded atmosphere
目的。我们的目标是提高对慢于自由落体运动的物理机制和在日冕雨事件中检测到的两阶段演化（加速的初始阶段，然后是几乎恒定的速度阶段）的理解。方法.用Mancha 3D程序求解了二维理想MHD方程。我们把日冕描述为一个等温的垂直分层大气，有一个均匀的垂直磁场，等离子体凝结为一个二维高斯分布的密度增强。我们分析了下降的等离子体的时间演化，并研究其依赖于参数，如密度和磁场强度。结果我们证实了以前的研究结果，压力梯度是主要的力量，反对重力的作用，减缓了斑点下降，更大的密度需要更大的压力梯度，以达到恒速阶段。我们发现，随着密度的水平变化的凝聚的形状是扭曲的，因为它下降，由于较密集的部分的斑点下降速度比较轻的。这是解释的事实，即初始加速阶段的持续时间，因此，最大的下降速度达到的等离子体，增加与比斑点日冕密度。我们还发现，磁场在下降凝聚的演化中起着基础性的作用。足够强的磁场（在我们的模拟中大于10 G）迫使每个等离子体元素遵循由特定场线给出的路径，这允许在1D动力学方面描述斑点的每个垂直切片的演变，而不影响相邻切片。另外，在典型的日冕雨事件条件下，磁场阻止了Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展。
2019-11-15 astro-ph.SR
Recent advances in coronal heating
日冕是太阳外层稀薄的大气，比太阳表面热几个数量级。这种“日冕加热问题”需要确定一个热源，以平衡由于热传导、辐射和（在某些地方）对流造成的损失。Theo Murphy会议本期中的评论论文概述了最近的观测发现、太阳大气中发生的物理过程的大规模和小规模数值模拟以及可能影响我们对拟议加热机制的理解的其他方面。与此同时，他们也提出了未来研究必须解决的方向和挑战。在这个简短的介绍中，我们总结了一些在本期中反复出现的问题和主题。
2015-10-04 astro-ph.SR
A Contemporary View of Coronal Heating
长期以来，确定导致太阳和许多其他恒星的外层大气达到比其表面温度高几个数量级的温度的加热机制（或机制）一直是一个关键问题。几十年来，这个问题一直被称为日冕加热问题，但现在很清楚，“日冕加热”不能孤立地处理或解释，整个太阳大气层的加热必须作为一个高度耦合的系统来研究。已知恒星的磁场扮演关键角色，但是，尽管太阳望远镜、计算能力和对理论机制的更深入理解有了重大进步，但哪种机制或哪几种机制是色球层和日冕能量的主要供应者的问题仍然悬而未决。继最近取得的实质性进展之后，我们考虑了最有可能的竞争者，并讨论了导致并且仍然导致确定实际（日冕）加热机制如此困难的关键因素。
2012-06-26 astro-ph.SR
Coronal Thick Target Hard X Ray Emissions and Radio Emissions
最近，在日冕中发现了一类特殊的硬X射线（HXR）源，这意味着碰撞厚靶模型（CTTM）甚至适用于日冕。我们研究了这个想法是否可以通过微波辐射独立验证，微波辐射被认为是HXR的最佳伴侣。利用美国天文台拉曼地高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和欧文斯谷太阳能电池阵（OVSA）对2002年9月9日发生的GOES M2.3级耀斑进行了观测研究。解释在CTTM下观测到的HXR源大小的能量依赖性变化，在高达12 $"$的距离上，日冕密度应该高达$5\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。然而，为了解释微波频谱在3 GHz处的截止特性，我们需要密度不高于$1\times 10^{11}$ cm $^{-3}$。需要对日冕源的温度和磁场施加额外的限制，以便再现整个微波频谱。首先，被称为Razin抑制的光谱特征需要在250- 350高斯范围内的磁场以及大约75 $^{\rm o}$的高视角。其次，为了避免在高频下由于未观察到的自由-自由发射而产生的过量通量，我们需要高温$\geq2\times 10^7$ K。这两个微波光谱特征，拉辛抑制和自由自由的排放，变得更加显着，在高的热等离子体密度的区域，是必不可少的验证和确定的日冕HXR源的其他参数。
2013-04-19 astro-ph.SR
Helium absorption in exoplanet atmospheres is connected to stellar coronal abundances
10830埃附近氦三重态的凌日观测是研究系外行星大气及其质量损失的成功工具。形成这些谱线需要外行星大气中氦的电离和复合。这种电离是由极紫外线（EUV）波长的恒星光子引起的;然而，目前还没有活跃的望远镜可以观察到这部分恒星光谱。恒星极紫外光谱的相关部分由单独的发射谱线组成，其中许多是由日冕温度下的铁形成的。由于第一电离势（FIP）效应，在高活动低质量恒星中，日冕中的恒星铁丰度经常被观测到耗尽。我表明，恒星与高与低日冕铁丰度遵循不同的标度律，将它们的X射线发射和窄波段EUV通量，导致氦电离。我还表明，恒星的铁，氧丰度比在日冕中可以合理地从X射线CCD光谱测量，产生类似的结果，以高分辨率的X射线观测。考虑到日冕铁丰度，可以减少目前观察到的EUV辐射与系外行星氦过境深度之间的关系的大散射，改善系外行星透射光谱学的目标选择标准。特别是，以前令人困惑的海王星系外行星没有检测到氦，现在符合修订后的标度定律的预期。
2022-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of Plasma Drag on Low Earth Orbiting Satellites due to Heating of Earth's Atmosphere by Coronal Mass Ejections
太阳活动，如日冕物质抛射和太阳耀斑，使高层大气和近地空间环境升温。由于太阳发射的高能紫外线、X射线和粒子对外层大气的这种加热和膨胀，低地球轨道卫星（LEOS）变得容易受到膨胀大气中离子和分子的增强阻力的影响。在各种类型的扰动中，地球指向的CME起着最重要的作用。它们在太阳大约11年周期的活跃（太阳活动最大期）阶段更加频繁和强烈。2013年晚些时候，我们将接近另一个太阳活动高峰期，利用空间环境参数档案数据作为指标，分析过去太阳活动周期对轨道卫星的影响可能是有益的。在本文中，我们计算的等离子体阻力模型LEOS由于大气加热的CME和其他太阳事件作为太阳参数的函数。利用目前对下一个太阳活动高峰期的时间和强度的预测，我们预测了未来几年现有卫星轨道可能受到的影响。
2013-05-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Active region upflows in various coronal structures and their coupling to the lower atmosphere
本研究针对活动区东西两侧不同磁拓扑的日冕上升流，结合多卫星观测与PFSS磁场外推，发现二者由日冕重联压力不平衡驱动且由伪冕流连接，东侧低层过渡区质量流对日冕上升流呈被动响应，为慢太阳风起源研究提供新观测依据。
2025-09-02 astro-ph.SR
Strongest coronal magnetic fields in solar cycles 23-24: probing, statistics, and implications
强日冕磁场存在时，表现为热日冕等离子体中回旋共振（GR）发射机制产生的高频亮微波源。观测到这种发射的最高频率与视线上最强日冕磁场的绝对值成正比。虽然没有日冕磁场大于约2,000 G的预期，最近的字段至少有两倍以上的报告。在这里，我们报告的搜索和统计研究这样强的日冕磁场使用高频GR发射。Nobeyama RadioHeliograph提供了20多年（1995-2018）来17 GHz和34 GHz高频空间分辨微波观测的历史记录。在这里，我们采用这个数据集，以确定在34 GHz的明亮GR发射源，并进行统计分析，确定GR的情况下，量化最强的日冕磁场在两个太阳周期。我们发现，虽然具有强磁场的活动区相对较少（不到所有活动区的1%），但它们在太阳上经常出现。这些活动区与太阳活动的突出表现有关。
2023-01-21 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating during the interaction of surface magnetic fields in the lower solar atmosphere
太阳活动区核心的日冕等离子体被脉冲加热到5MK以上。造成这种脉冲加热的磁能源的性质和位置知之甚少。利用太阳动力学天文台对七个活跃区域的观测，我们发现大多数承载热等离子体的日冕环至少有一个立足点，这些立足点植根于太阳表面相互作用的混合磁极区域。当界面区域成像光谱仪空间任务的同时观测可用时，我们发现了热日冕环底部磁重联的光谱证据。我们的分析表明，太阳表面相反极性的磁斑的相互作用和重联过程中相关的能量释放是脉冲日冕加热的关键。
2020-12-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
Multi-thermal dynamics and energetics of a coronal mass ejection in the low solar atmosphere
本工作的目的是确定太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测到的爆发等离子体团和掩蔽耀斑的多热特性和等离子体能量学。我们研究了2010年11月3日发生的一次日冕物质抛射和掩星耀斑事件（GOES软X射线峰值出现在12：20 UT），它展示了一个典型的爆发通量绳的形态。SDO/AIA图像的高空间和时间分辨率以及六个冠状通道允许详细研究喷发初始阶段的多热发射动力学。使用正则化反演方法的优化版本（Hannah & Kontar 2012），在不同时间为六个通道的每个像素计算差分发射测量（DEM），从而产生各种温度范围内的发射测量地图和电影。我们发现，喷发的等离子体团的核心是热的（8-11，11- 14 MK），有一个类似的热对流“茎”结构将其连接到低层大气，这可以被解释为通量绳模型中的电流片，尽管比这些模型所建议的要宽。在$\ge$ 3- 4 MK温度范围内，喷发前缘速度为597-664 km/s $^{-1}$，在$\le$ 2- 3 MK温度范围内，速度为1029-1246 km/s $^{-1}$。我们估计在脉冲阶段喷发的核和茎的密度（11-14 MK）在等离子体团核、茎和周围物质包层中约为$3\times10^9$ cm $^{-3}$、$6\times10^9$ cm $^{-3}$、$9\times10^8$ cm $^{-3}$。这给出了$5\times10^{29…
2012-12-21 astro-ph.SR
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Observational and numerical characterization of a recurrent arc-shaped front propagating along a coronal fan
经常性的，弧形的强度扰动检测EUV通道在一个活跃的区域。观测到这些锋面沿着根植于太阳黑子本影内一个小区域的日冕环束传播。先前的工作已经将这些强度扰动与沿着磁场从低层大气传播到日冕的慢磁声波联系起来。慢磁声波以局部尖点速度传播。然而，从强度图像测量的传播速度通常较小，因为它们受到由于磁场相对于视线的倾斜而引起的投影效应。在这里，我们的目标是通过比较观测到的速度与数值模型来了解投影的影响。使用多波长数据，我们通过傅立叶分析确定在不同高度的太阳大气观测中存在的周期。我们计算的平面的天空速度沿一个循环的互相关时间滞后作为一个函数的距离沿循环获得。我们进行了二维理想MHD模拟的活动区嵌入在一个分层的大气。我们以3分钟的周期从光球中驱动慢波。合成的时间-距离图是从日冕波长的前向模拟强度生成的，并计算了预计的传播速度。强度扰动在大气不同高度有一个[2 - 3]分钟的主导周期。计算的日冕通道的视传播速度表现出一种加速模式，随着沿环的距离增加，其值从40公里/秒增加到120公里/秒。从合成的时间-距离图获得的传播速度也表现出在类似的速度范围内的加速曲线。我们的结论是，在我们的观察加速传播是由于投影效应。
2022-08-23 astro-ph.SR
The effects of driving time scales on coronal heating in a stratified atmosphere
目的：研究大气对不同特征时间尺度和振幅的随机流驱动的日冕加热的响应。方法：我们进行了一系列的3D MHD模拟的随机驱动施加在太阳大气层的重力分层模型。为了理解交流（AC）和直流（DC）加热之间的差异，我们考虑了改变施加速度的特征时间尺度的影响。我们还研究了速度驱动的大小的影响。结果：复杂的足点运动导致整个电晕的电流片和能量耗散的扩散。对于给定的幅度，当与AC驱动相比时，DC驱动通常导致更大的能量注入速率。这导致在DC模拟中形成更大的电流、增加的加热速率和更高的温度。在模拟过程中，能量耗散的空间分布没有差异，但是，交流情况下的能量释放事件往往更频繁，持续时间更短。更高的速度驱动与更大的电流，更高的温度和电晕占据更大的模拟体积的一部分。在所有情况下，大多数加热都与小能量释放事件有关，这些事件比大事件发生得更频繁。结论：当结合观测结果显示在低频模式下有更丰富的能量时，这些发现表明日冕中的能量释放可能是由长时间尺度运动驱动的。在电晕中，AC和DC驱动将同时发生，并且它们的影响仍然难以隔离。场线温度的分布和温度曲线的不对称性可以揭示能量释放事件的频率和寿命，从而揭示AC和DC加热的相对重要性。
2022-04-26 astro-ph.SR
Science with an ngVLA: ngVLA Observations of Coronal Magnetic Fields
存储在活跃区域上方的太阳大气中的磁场中的能量是所有太阳活动的关键驱动力（例如，太阳耀斑和日冕物质抛射），其中一些可能影响地球上的生命。无线电观测提供了一个独特的诊断日冕磁场，使他们成为一个关键的工具，研究这些现象，使用宽带无线电成像光谱偏振技术。ngVLA的观测将提供对日冕磁场及其演变的独特观测，为太阳大气和喷发过程的MHD数值模型提供关键输入和约束，并提供太阳大气低层与日光层之间的关键联系。在此过程中，它们还将为空间天气预报提供“从研究到操作”的实用指导。
2018-10-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Magnetic Field in the Solar Atmosphere
这份出版物提供了太阳大气层中磁场的概述，重点放在日冕上。太阳磁场将太阳内部与太阳的可见表面及其大气层耦合起来。它也是所有太阳活动的众多表现形式的原因。因此，日冕物质抛射和耀斑等动态现象是由磁驱动的。此外，该场在加热太阳色球层和日冕以及加速太阳风方面也起着至关重要的作用。我们的主要重点是在太阳上层大气的磁场，使光球和色球的磁结构主要讨论相关的更高的太阳层。此外，对太阳大气和活动的讨论仅限于与磁场直接相关的那些主题。在简要介绍了太阳磁场的一般情况及其全球结构之后，我们详细讨论了活动区、宁静太阳和冕洞的磁场。
2014-10-15 astro-ph.SR
The Role of Type II Spicules in the Upper Solar Atmosphere
我们研究的建议，太阳的日冕中的大部分热等离子体来自II型针状物质，是加热，因为它是从色球层喷射。这与传统观点形成对比，传统观点认为日冕是通过日冕加热导致的色球蒸发来填充的。我们探讨了假设的针状体主导日冕的观测结果，并从预测和实际观测之间的巨大差异得出结论，只有一小部分热等离子体可以由针状体提供（在活动区<2%，在安静的太阳中<5%，在冕洞中<8%）。极紫外谱线的红蓝不对称性和下过渡区（LTR; T<0.1 MK）与日冕辐射测量值的比值都比观测值大2个数量级。此外，热的针状物质在上升到日冕时会通过绝热膨胀急剧冷却，因此需要大量的日冕加热来维持在所有高度上都能看到的高温。我们认为，日冕包含一个混合物的细股，其中一些是由针状注射填充，但其中大多数不是。大多数观测到的热辐射起源于非针状束，并解释了传统的日冕加热模型。然而，由于这些模型预测的LTR发射太少，大部分发射来自大部分针状物质，这些物质在He II（304 A）中只有微弱的加热和可见，因为它落回表面。
2012-12-17 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Seismology: an overview of recent results
最近的观测表明，MHD波和振荡普遍存在于太阳大气中，具有广泛的周期。本文对最近引起激烈争论或正在兴起的磁流体波和日冕地震学的某些方面作了简要的评述。特别是，我们专注于四个主题：（一）目前的争议传播强度扰动沿日冕环，（二）传播横向环振荡的解释，（三）正在进行的搜索日冕（扭转）阿尔芬波和（四）迅速发展的准周期脉动（QPP）在太阳耀斑的主题。
2012-02-09 astro-ph.SR
Imaging Spectroscopy on Preflare Coronal Nonthermal Sources Associated with the 2002 July 23 Flare
本文对2002年7月23日发生的X4.8级耀斑的耀斑前阶段日冕非热辐射进行了详细的研究。利用日本野边山太阳射电观测站的微波（17 GHz和34 GHz）数据和{ \it Joven Ramaty高能太阳光谱成像仪}的硬X射线（HXR）数据，可以明显地看出耀斑前阶段耀斑环上方存在非热源。我们在微波和HXR中对非热发射源进行了成像光谱分析，并证实即使在这个阶段，电子也会从几十keV加速到1 MeV以上。假设HXR发射源为薄靶模型，在观测不确定度范围内，得到的电子谱指数（$\sim 4.7$）与微波谱指数（$\sim 4.7$）相同，这意味着加速电子的分布遵循单一的幂律。然而，微波发射电子的数密度大于HXR发射电子的数密度，除非我们假设HXR发射区域的环境等离子体密度约为$1.0 \times 10^9$ cm $^{-3}$。另一方面，如果我们对HXR发射源采用厚靶模型，则电子谱指数（$\sim 6.7$）有很大不同，而加速电子数密度的间隙有所减小。
2009-01-23 astro-ph.SR
IRIS observations of magnetic interactions in the solar atmosphere between pre-existing and emerging magnetic fields. I. Overall evolution
我们报告的多波长紫外线观测与IRIS卫星，有关的出现阶段在上层色球层和过渡区的新兴通量区（EFR）嵌入在活动区NOAA 12529的预先存在的领域。IRIS数据得到太阳动力学观测卫星与光球和日冕有关的全磁盘观测的补充。EFR的光球配置也进行了分析的测量与日之出卫星上的分光偏振计，当EFR完全开发。在EFR的边缘，发现了类似于紫外线爆发的经常性强烈增亮，在所有日冕通带中都有对应物。在色球层和日冕层，在观测到的增亮附近也观测到喷流活动。对IRIS谱线剖面的分析揭示了太阳低层大气中稠密等离子体的加热以及在相同位置上速度高达100 km/s的双向高速流的驱动。与以前的观测和数值模型相比，这些签名表明，新兴的双极和环境场之间的几个长期的，小规模的磁重联事件的证据。这一过程导致先前存在的光球通量浓度被取消，并且似乎在大气中比通常在紫外线爆发中发现的更高，解释了观测到的日冕对应物。
2018-02-15 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Measurements along a Partially Erupting Filament in a Solar Flare
磁通量绳是太阳爆发的核心。磁绳磁场的直接测量对于理解触发和能量释放过程至关重要，然而迄今为止它们仍然难以捉摸。在这里，我们报告了2017年9月6日发生的M1.4级太阳耀斑的微波成像光谱观测，使用了扩展欧文斯谷太阳能阵列获得的数据。这一耀斑事件与大熊座太阳天文台的古德太阳望远镜在Hα中观测到的扭曲灯丝的部分喷发有关。该事件的极紫外（EUV）和X射线特征通常与爆发性耀斑的标准情景一致，存在由明亮的耀斑拱廊连接的双耀斑带。有趣的是，这个部分喷发事件具有微波对应物的特征，其空间和时间演化密切遵循Hα和EUV中看到的细丝。微波源的光谱特性与非热回旋同步辐射一致。使用空间分辨微波频谱分析，我们推导出沿灯丝脊柱，从其顶点到腿的范围从600-1400高斯的磁场强度。计算结果与由耀斑前光球磁图外推的非线性无力磁场模型符合得很好。我们的结论是，微波对应的爆发灯丝可能是由于耀斑加速电子注入到托管磁通量绳腔后，新重新连接的磁场线。
2021-10-13 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
On Modeling the Kelvin--Helmholtz Instability in Solar Atmosphere
本文讨论了磁流体动力学（MHD）波在不同太阳磁场结构中传播的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性研究的最新进展。主要描述了在日冕物质抛射（CME）中发展的KH不稳定性的模拟，并有助于触发波湍流，随后导致日冕加热。日冕活动区MHD波的KH不稳定性最近在EUV高节奏、SDO/AIA的高分辨率观测和Hinode/EIS仪器的光谱观测中以前所未有的细节被观测和成像，现在对其真实建模提出了挑战。结果表明，将日冕物质抛射的太阳质量流看作是运动的圆柱形扭曲磁通量管，观测到的不稳定性可以用不稳定的m = -3 MHD模来解释。我们还描述了太阳喷流中KH不稳定性的发生。所得到的不稳定性发生的临界喷流速度以及线性波增长率与太阳喷流的观测数据符合得很好。
2015-02-20 astro-ph.SR
Influence of numerical domain design in simulations of solar coronal heating with the MAGEC code
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Dpto. de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天文学系）
本研究采用MAGEC代码，探究太阳日冕加热模拟中计算域尺寸、边界条件、网格分辨率对热结构与能量平衡的影响，明确了非反射边界条件等关键参数的作用。
2026-10-16 astro-ph.SR
Coronal X-ray emission and planetary irradiation in HD 209458
HD 209458是研究热木星大气及其通过行星风蒸发的基准天体之一。行星大气层的膨胀被认为是由高能EUV和X射线辐射驱动的。我们获得了新的钱德拉HRC-I数据，明确表明HD 209458是一个X射线源。将这些数据与XMM-牛顿观测档案相结合，我们发现HD 209458日冕的特征是温度约为1 MK，发射量为7 e49 cm^-3，在0.124-2.48 keV波段产生的X射线光度为1.6 e27 erg/s。HD 209458是一颗不活跃的恒星，其日冕温度与不活跃的太阳相当，但辐射量更大。在这种活动水平下，行星的高能辐射足以支持质量以几倍于1 e10 g/s的速度损失。
2017-08-15 astro-ph.SR
Reduced Microwave Brightness Temperature in a Sunspot Atmosphere due to Open Magnetic Fields
受SOHO / EIT 284 EUV观测中暗日冕通道的启发，我们构建并优化了AR 8535太阳黑子的大气模型，通过在等离子体体积中沿使用位场源表面（PFSS）外推法确定的开场线添加冷而致密的成分。我们的模型定性地再现了1999年5月13日VLA观测中观测到的太阳黑子北部微波亮度温度的降低，并为日冕暗带提供了物理解释。我们建议将这种方法应用于其他太阳黑子，这些黑子在EUV或软X射线中观察到的暗区，并同时进行微波观测，以确定开放区域的意义。开放领域和由此产生的等离子体温度和密度变化之间的联系是相关的缓慢太阳风源的调查。
2021-10-05 astro-ph.SR
The coronal volume of energetic particles in solar flares as revealed by microwave imaging
来自太阳耀斑的回旋同步辐射光谱通常在微波范围内达到峰值。它的光学薄，高频分量，高于频谱峰值，通常用于诊断的非热电子和磁场的无线电源。在有利的条件下，它的低频对应物带来了额外的，关于这些参数的补充信息，以及热等离子体诊断，无论是通过陀螺同步自吸收，自由自由吸收的热等离子体，或通过抑制发射所谓的拉辛效应。然而，它们对低频谱的影响往往被空间非均匀性所掩盖。为了理清低频回旋同步辐射的各种贡献，光谱和成像数据的组合是必要的。为此，我们已经调查了欧文斯谷太阳能阵列（OVSA）的多频图像26日太阳爆发联合观察到的Rheven Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）在2002年上半年。对于每一个，我们研究了动态光谱，时间和频率合成图，RHESSI图像重叠OVSA轮廓，和一些代表性的单频快照OVSA图像。我们专注于频率依赖性的微波源的大小来自OVSA图像和它们的低频微波光谱斜率的影响。我们成功地将18个分析的事件分为几组。四个事件显示了明显的证据，是占主导地位的回旋同步自吸收，与推断的亮度温度为$\geq10^8$ ~K。其余事件的低频谱不同程度地受到Razin抑制的影响。我们发现许多射电源在低频率下相当大，这可能对太阳高能粒子的产生和逃逸具有重要意义。
2018-09-13 astro-ph.SR
Wave Heating of the Solar Atmosphere
本文综述磁波在太阳大气日冕加热中的作用，结合观测发现与理论机制，梳理波能量传输、耗散和转化为热的过程。
2015-01-27 astro-ph.SR
Energy and mass transport associated with impulsive spicular flows in solar coronal holes
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）
本研究通过磁流体动力学模拟和观测，揭示了日冕空洞中脊流上涌通过能量和质量传输加热日冕并维持太阳风的机制。
2026-02-23 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
