First radio evidence for impulsive heating contribution to the quiet solar corona
这封信探讨了纳米耀斑为基础的模型加热安静的太阳日冕的相关性。使用米波数据从默奇森宽场阵列，我们提出了第一次成功的检测脉冲排放下降到通量密度的$\sim$ mSFU，约两个数量级弱于早期的尝试。这些脉冲发射的持续时间为$\lesssim 1$ s，并且存在于整个平静的日冕中。这些脉冲发射在给定区域的时间占用分数为$\lesssim 10\%$。这些脉冲发射的直方图遵循幂律分布，并在小的时间尺度上显示出聚类的迹象。我们估计的能量必须倾倒在日冕产生这些脉冲发射是一致的日冕加热的要求。此外，这些脉冲发射的统计特性与帕克太阳探测器（PSP）最近确定的磁之字形非常相似。我们希望这项工作将导致重新关注这些弱脉冲发射与日冕中沉积的能量，从日冕加热的角度来看物理感兴趣的量，并探索它们与PSP观察到的磁之字形的关系。
2021-02-24 astro-ph.SR
The Temperature and Density Structure of the Solar Corona. I. Observations of the Quiet Sun with the EUV Imaging Spectrometer (EIS) on Hinode
日冕的温度和密度结构的测量为日冕加热理论提供了关键的限制。不幸的是，太阳大气的复杂性、观测的不确定性以及当前原子计算的局限性，特别是对Fe的计算，都使得这项任务变得非常困难。对日冕中等离子体诊断的关键评估对于在日冕加热问题上取得进展至关重要。在本文中，我们提出了一个分析的温度和密度测量以上的肢体在安静的日冕使用新的观测从极紫外成像光谱仪（EIS）的\textit{Hinode}。通过比较与EIS观察到的Si和Fe的发射，我们能够识别发射线，产生一致的发射测量分布。有了这些数据，我们发现，在安静的冠以上的肢体的温度分布是强烈的峰值接近1 MK，与以前的研究一致。然而，我们也发现，有一个尾巴的排放量分布，延伸到更高的温度。EIS密度测量从几个密度敏感线的比率被发现是一般相互一致的，并与以前的测量在安静的电晕。然而，我们的分析还表明，在EIS波长范围内观察到的较弱发射线中有很大一部分无法用当前的原子数据来理解。
2009-04-30 astro-ph.SR
Modeling Metric Gyrosynchrotron Radio Emission From the Quiet Solar Corona
本文利用MHD模型和Fast Gyrosynchrotron Codes框架，研究了低中日内回旋同步辐射对低频太阳射电辐射的贡献，并通过LOFAR观测验证，为解释日冕洞亮度变化和约束日冕磁场提供新视角。
2025-05-02 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating
本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。
2025-03-20 astro-ph.SR
On the Impulsive Heating of Quiet Solar Corona
太阳日冕由百万开尔文等离子体组成。要完全了解这种现象，需要研究宁静太阳（QS）区域。在这项工作中，我们研究了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的171毫米，193毫米和211毫米通带中的QS区域，通过结合Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热正演模型和允许不确定性量化的机器学习反演模型。我们发现每分钟有{ \approx } 2- 3个脉冲事件，寿命约为10- 20分钟。我们的脉冲事件的频率和它们的时间尺度和峰值能量之间的相关性的探索表明，传导损失占主导地位的辐射冷却损失。所有这些发现表明，脉冲加热是一个可行的加热机制在QS日冕。
2021-03-31 astro-ph.SR
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
MHD Seismology as a Tool to Diagnose the Coronae of X-ray Active Sun-like Flaring Stars
现在人们普遍认为，脉冲产生的多个MHD模式的检测可能用于诊断太阳日冕的局部等离子体条件。类似地，这样的分析也可以在诊断X射线活跃的类太阳恒星的日冕中得到重要的应用。本文简要回顾了利用XMM-牛顿观测探测到的一些X射线活跃类日恒星（如Proxima Centauri，XI-Boo等）日冕中的MHD模，并讨论了其对获取局部磁大气物理信息的意义。我们的结论是，在日冕的MHD地震学的细化也提供了最好的类比，以发展磁活动和耀斑类太阳恒星的恒星地震学，推导出当地的日冕的物理条件。
2014-01-23 astro-ph.SR
Sizes of transition-region structures in coronal holes and in the quiet Sun
我们研究了小日冕洞和邻近安静太阳中色球和过渡区特征尺寸的高度变化，考虑了SUMER测量的紫外发射线的强度、多普勒频移和非热运动图像，以及通过光球磁图外推获得的磁场。为了估计色球层和过渡区中存在的不同特征的特征尺寸，我们计算了图像的自相关函数以及在不同高度处的相应外推磁场。自相关函数的HWHM被认为是对应图像中所示特征的特征尺寸。结果表明，无论是在冕洞还是在宁静太阳中，强度图像的半高宽都大于多普勒频移图像和非热宽度图像的半高宽。色球层的强度像的高宽比TR小，不同温度下的强度特征的大小几乎相同。但是在过渡区的上部，冕洞中的强度大小随温度的增加比宁静太阳中的强度大小随温度的增加更强烈。我们还研究了磁场强度B及其分量|Bz|的高宽随高度的变化，发现在冕洞40 μ m以下的某一高度，它们是相等的。的HWHM的高度变化，|Bz/B|似乎与强度大小的温度变化一致。我们的研究结果表明，冕环要低得多，磁结构扩展通过上TR和下日冕更强烈的高度在冕洞比在安静的太阳。
2009-06-16 astro-ph.SR
Energy estimation of small-scale jets from the quiet-Sun region
该研究通过估算宁静太阳区23个小尺度喷流的能量，发现其虽不足以加热整个宁静太阳日冕，却可能满足局部区域的显著能量需求。
2024-03-24 astro-ph.SR
Measuring the Magnetic Field Strength of the Quiet Solar Corona Using "EIT Waves"
通过低日冕的全球传播扰动（通常称为“EIT波”）的传播变化提供了一个独特的机会来探测太阳大气的等离子体参数。在这里，使用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）仪器拍摄的两个“EIT波”事件的高节奏观测与Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱测量相结合，并用于检查安静的日冕磁场强度的变化。SDO/AIA的脉冲运动学和Hinode/EIS的等离子体密度的组合被用来表明，在安静的电晕的磁场强度在~2-6 G的范围内。然后，磁场估计用于确定脉冲的高度，允许直接与从SDO上的日震和磁成像仪（HMI）使用PFSS和局域外推的磁场测量获得的理论值进行比较。虽然局部尺度外推预测的高度与先前的测量结果不一致，但观测结果与PFSS模型之间的一致性表明，“EIT波”是一种受全球尺度磁场影响的全球现象。
2013-05-22 astro-ph.SR
The First 3D Coronal Loop Model Heated by MHD Waves against Radiative Losses
为了解决长期存在的日冕加热问题，半个世纪前就有人提出日冕环可以被波加热。尽管不断积累的观测证据表明日冕波的可能重要性，仍然没有3D MHD模拟存在，显示显着加热的MHD波。在这里，我们报告的第一个三维日冕环模型加热等离子体对辐射冷却。冠状环在足点处由横向振荡驱动，随后诱导的开尔文-亥姆霍兹不稳定性使环横截面变形并产生小尺度结构。波能被转移到较小的尺度，在那里它被耗散，克服了辐射引起的内部内能损失。这些结果为解决日冕加热问题开辟了新的途径。
2021-02-25 astro-ph.SR
Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
Hinode/Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer Observations of the Temperature Structure of the Quiet Corona
利用{\it Hinode}上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的数据，对静止日冕进行了差分辐射测量（DEM）分析。我们表明，预期的安静的太阳DEM分布可以从明智地选择线恢复，并且它们的平均强度可以再现到30%以内。我们提出了一个子集，这些选定的线跨越温度范围$\log$ T = 5.6至6.4 K，可以用来可靠地推导DEM分布。该子集可以使用，而不需要进行广泛的测量和观测强度可以复制到发射前校准的EIS的估计不确定性内。此外，使用这个子集，我们还表明，安静的日冕DEM分布可以恢复的大小尺度下的仪器（1 $"$像素）的空间分辨率。因此，该子集将是有用的小规模的空间不均匀性的研究，在日冕温度结构，例如，除了研究需要多个DEM推导在空间或时间。我们应用该子集到45安静的太阳数据集在2007年1月至4月期间，并表明，虽然日冕DEM的绝对幅度可能与释放的能量的量的规模，分布的形状是非常相似的至少$\log$ T $\sim$ 6.2 K在所有情况下。这一结果与以下观点一致：宁静太阳DEM的{\it形状}主要是等离子体的辐射和传导性质的函数，并且对能量沉积的位置和速率相当不敏感。这种{\it通用} DEM可能对其他因素敏感，如环路几何形状、流动和加热机制，但如果是这样，它们不会在安静的太阳区域之间有显著变化。
2009-10-28 astro-ph.SR
Tracing the magnetic field topology of the quiet corona using propagating disturbances
日冕中微弱的传播扰动（PD）的运动揭示了一种复杂的结构，这种结构必须由磁场来定义。应用于大气成像组件（AIA）/太阳动力学天文台（SDO）的安静太阳观测，一种新的方法揭示了一个细胞网络，在冷的304 °通道中具有典型直径为50 \arcsec \的细胞，在日冕193 °通道中具有典型直径为100 \arcsec \的细胞。193欧姆电池可以覆盖几个304欧姆电池，尽管两个通道共享共同的源和汇区域。源是占据细胞中心的发散点或狭窄的走廊。它们与光球网络特征和增强的磁性元素显著一致。这表明明亮的网络对PD的产生很重要，并证实了网络是安静日冕环的源足点的宿主。另一个足点或PD的汇点形成冠状细胞的边界。它们与光球网络并不显著对齐--它们通常位于黑暗的网间光球之上。它们形成紧凑的点或走廊，在下面的光球层中通常没有明显的特征。我们认为，这些汇点可以是与互联网络中的次要磁性元素相关的闭合场足点的集中，也可以是向上对齐的开放场的集中。日冕速度和磁场之间的联系通过与磁外推法的比较得到加强，磁外推法显示了几个一般和具体的相似之处，因此速度图提供了对模型的有价值的额外约束。
2022-06-22 astro-ph.SR
Magnetic Topology and Loop Statistics in Observed Coronal Holes Using Potential Field Modeling
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
本文通过电势场建模研究日冕洞的磁拓扑与环统计，发现其磁结构与平静太阳区域存在显著差异，表明日冕洞具有独特的磁特征。
2026-01-16 astro-ph.SR
Hinode EIS line widths in the quiet corona up to 1.5 Rsun
我们提出了一个分析的几个日野EIS观测日冕线宽在安静的太阳，高达1.5 Rsun径向距离。没有发现明显的变化，这表明没有阻尼的阿尔文波在静止的日冕。然而，估计仪器宽度的不确定性意味着不能得出确切的结论。我们提出了一个讨论各种EIS仪器的问题，并建议最强的线，从Fe XII在193.5和195.1 A，有异常的仪器宽度。我们展示了如何在EIS的线宽是不确定的，当信号是低的，沿狭缝的仪器变化也是不确定的。我们还发现了一个异常的减少（高达40%），这些线的强度在许多离边和活动区的观察，并建议这是由于不透明的影响。我们发现，最可靠的测量是从较弱的线。
2019-05-23 astro-ph.SR
Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun
利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。
2013-06-17 astro-ph.SR
Scaling Laws of Quiet-Sun Coronal Loops
利用层析成像技术和日冕磁场模拟相结合的方法，研究了宁静太阳日冕环的一系列物理参数之间的关系。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT），以确定在日冕中的电子密度和温度的三维分布，和我们的磁场模型与位场源表面（PFSS）外推的天气磁图。通过沿外推磁场线追踪DEMT产物，我们得到了环平均电子密度和温度。此外，回路积分的能量相关的量计算为每个封闭的磁场线。我们应用的程序卡林顿旋转2082年，在太阳活动周期23日和24日之间的活动最低。我们发现环平均密度$N$和环长度$L$，$N_m \sim L^{-0.35}$之间的标度律，但我们没有找到一个显着的环平均温度和环长度之间的关系。我们确认，虽然以前发现的结果，环平均温度在赤道纬度低于高纬度地区。我们将这种行为与赤道纬度的环的存在联系起来，这些环沿其长度方向温度降低（"下"环），通常比温度升高的环（"上"环）更冷。我们发现，所获得的缩放安静的太阳循环一般不同意的情况下，AR循环从以前的观测和理论研究。我们建议，为了更好地理解发现的关系，有必要使用在安静的太阳日冕的物理条件下工作的流体动力学代码对重建的环路进行正向建模。
2022-06-20 astro-ph.SR
Transient small-scale brightenings in the quiet solar corona: a model for campfires observed with Solar Orbiter
上下文太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）最近的观测表明，在安静的太阳上方的日冕中普遍存在小规模的短暂增亮，称为篝火。目的。在这项研究中，我们寻找可比的增亮的数值模型，然后调查他们的关系，磁场和驱动这些事件的过程。方法.我们使用的MURaM代码来解决三维辐射MHD方程在一个盒子里，从上对流区延伸到日冕。该模型自洽地产生了一个超颗粒网络的磁场和一个热日冕以上这个安静的太阳。为了与模型进行比较，我们合成了EUI在其174 μ m通道中看到的日冕发射，分离出7个最强的瞬态增亮，并详细研究了这些区域及其周围的磁场（的变化）。结果我们隔离的瞬变有一个寿命约2分钟，是细长的环状特征，长度约为1微米至4微米。它们往往发生在光球上方约2微米至5微米的高度，与标记明亮色球网络的磁集中有一点偏移，它们的温度达到1 MK以上。这与观察中发现的（较大的）营火非常相似。在我们的模型中，大多数事件都是由在日冕高度相互作用的场线（束）之间的分量重连激发的。在一种情况下，我们发现解扭的高度扭曲的磁通绳启动加热。结论.基于我们的研究，我们提出，大多数EUI发现的营火事件是由组件重连驱动的，我们的模型表明，这一过程对安静太阳上方的日冕加热有显着贡献。
2021-05-05 astro-ph.SR
Probing the quiet solar atmosphere from the photosphere to the corona
我们调查的形态和时间变化的一个安静的太阳网络区域在不同的太阳层。通过光栅和时隙时间序列，EIS/Hinode记录的几个EUV谱线的发射进行了研究，与H $α$观测和光球磁场的高分辨率光谱偏振观测。光球磁场被外推到日冕，显示出大量的大小尺度的结构。我们首次表明，最小的磁结构在网络和网络间的贡献显着的EUV线的发射，温度范围从8 - 10 $^{4}$ K到6 - 10 $^{5}$ K。过渡区发射的两个组成部分，一个与小规模的循环，不达到日冕温度和另一个作为日冕和色球等离子体之间的接口。这两种成分都与持久的色球结构有关。在网络区域的EUV强度的时间变化也与色球运动，指向过渡区和色球功能之间的连接。EUV过渡区谱线的强度增强优先由H $α$上升流产生。对两个色球喷流的研究表明，它们的演化与过渡区强度变化和日冕温度有关。
2018-03-23 astro-ph.SR
Observations of Mini Coronal Dimmings Caused by Small-scale Eruptions in the Quiet Sun
本文基于太阳轨道器观测发现宁静太阳中的微暗条喷发可引发微日冕暗化，带走约1.65×10¹³克质量并释放约10²⁷尔格磁自由能，提出弱磁约束是此类喷发触发的重要条件。
2023-07-21 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Multifrequency microwave imaging of weak transients from the quiet solar corona
本文利用 VLA 与 EOVSA 多频微波联合观测宁静日冕弱瞬变，量化其非热能，发现其可相当甚至超过纳耀斑热能。
2023-03-28 astro-ph.SR
Observations of an Energetically Isolated Quiet Sun Transient: Evidence of Quasi-Steady Coronal Heating
越来越多的证据表明，日冕加热的贡献来自较冷的太阳大气层，特别是安静的太阳（QS）条件，挑战标准的太阳大气描述明亮的过渡区（TR）的排放。因此，问题的作用，动态QS瞬变的贡献，总的日冕能量预算的升高。利用{\it大气成像组件}和{\it太阳动力学天文台}上的{\it日面磁成像仪}的观测数据，以及日冕磁场的数值模型外推，我们研究了一个动态QS瞬态，该瞬态与TR能量隔离，并从两个加热环弧共享的一个共同的足点挤出。一个非因果关系的QS瞬态和广泛传播的磁场重组事件的幕式加热之间建立，而证据被发现有利于典型的喷发过程的磁拓扑结构。准稳态交换重联事件牵连作为瞬态的明显明亮的辐射签名的来源。我们认为QS瞬态的时间稳定（$\approx$\，35\，min）的辐射性质发生的结果，大规模的磁场几何形状的QS和/或相对安静的性质的磁光球，这可能会起到抑制能量积累过程所需的启动灾难性的喷发阶段。这项工作提供了洞察QS的热力学和磁喷发过程准稳定加热的小规模动态和TR瞬态的关系。这项工作提高了参数的不可忽略的日冕加热贡献冷大气层在QS条件下，并增加了太阳风质量喂养的动态瞬变的证据。
2015-07-15 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
Quiet Sun Hα Transients and Corresponding Small-Scale Transition Region and Coronal Heating
快速蓝移和红移漂移（RBE和RRE）可能是II型针状体的盘上对应物。最近，从RBE/RRE的加热签名已被检测到IRIS缝颚图像占主导地位的网络补丁周围的过渡区线。此外，在AIA诊断中观察到II型针状体的特征。AIA诊断的全磁盘，永远存在的性质应该为我们提供足够的统计数据，以直接确定RBE和RRE对过渡区和日冕加热的重要性。我们发现，具有高度统计学意义，至少有11%的低日冕增亮检测到一个安静的太阳区域在304年，可以归因于RBE或RRE观察到的Hα，和6%的匹配171检测到的事件RBE或RRE具有非常相似的统计两种类型的Hα功能。我们采用了一种统计方法，允许在冠状通道中进行噪声检测，并为我们提供了一个较低的，但具有统计意义的界限。此外，我们认为在时间和空间的重叠功能的基础上的匹配，并找到强烈的视觉指示日冕事件和共同发展，但不重叠，RBE和RRE之间的进一步对应。
2016-02-15 astro-ph.SR
Analytic approximate seismology of propagating MHD waves in the solar corona
观测表明，在太阳大气中传播的磁流体动力学（MHD）波是普遍存在的。磁流体地震学技术是利用波动观测和磁流体波动理论相结合，间接推断太阳大气等离子体和磁场的物理参数。在这里，我们提出了一个分析地震反演方案传播MHD波。该方案以一致的方式使用关于波长和阻尼长度的观测信息，以及周期或相速度的观测值，并且基于波长和阻尼长度的理论值的近似渐近表达式。讨论了反演格式的适用性，并给出了一个算例。
2012-10-09 astro-ph.SR
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
A statistical study of propagating MHD kink waves in the quiescent corona
日冕多通道偏振仪（CoMP）为探测太阳日冕中的横向MHD波提供了令人兴奋的机会。CoMP数据的存档被用来生成一个目录的静态冠状循环，可用于研究传播扭结波。该目录包含2012年至2014年期间观测到的120个环。该目录进一步用于进行统计研究的传播扭结波在太阳日冕的安静区域，调查相速度，环路长度，足点功率比和平衡参数值。统计研究使我们能够建立阻尼率和冠状环的长度之间的关系的存在，与较长的冠状环显示较弱的波阻尼。我们认为，这种行为的原因是与循环长度增加的循环和周围的等离子体之间的平均密度对比度下降。该目录将为进一步研究宁静日冕中传播的扭折波提供基础。
2021-05-26 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
Evidence for Wave Heating of the Quiet Sun Corona
我们测量了宁静太阳中Alfvenic波的能量和耗散。使用磁场来推断波预期沿其行进的磁场线的位置和方向。使用谱线测量波以推断波的振幅。波引起谱线的非热加宽，其可以表示为非热速度v_nt。通过将光谱测量与该磁场模型相结合，我们能够追踪v_nt沿磁场的变化。我们发现，在平静的太阳环的足点处，波注入的能量通量在1.2-5.2 x 10^5 erg cm^-2 s^-1的范围内。在这个范围的最小值，这相当于加热安静太阳所需能量的80%以上。我们还发现，这些波消散在一个区域的顶部的循环为中心。阻尼开始沿环路的位置与环路的长度密切相关，这意味着阻尼机制取决于全局环路特性，而不是局部碰撞耗散。
2014-07-11 astro-ph.SR
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger of Solar Quiet-Region Coronal Jets
我们报告了10个随机的磁盘上的太阳宁静区日冕喷流的观测结果，这些喷流是在太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的高分辨率极紫外（EUV）图像中发现的，并且在SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图中具有良好的覆盖范围。最近的研究表明，日冕喷流是由一个小规模的灯丝（称为minifilament）的爆发驱动的。然而，这些火山爆发的触发因素仍然未知。在本研究中，我们解决的问题：是什么导致喷流驱动的微丝爆发？EUV观测表明，在每次喷流事件之前都存在一个冷过渡区等离子体微丝，微丝的爆发驱动着喷流。通过研究预喷流的视线光球磁场的演变变化，我们观察到，每个预喷流微丝居住在中性线之间的多数极性和少数极性补丁的磁通量。在这十种情况下，相反极性的斑块彼此接近并合并（通量减少21%至57%）。几个小时后，中性线上持续的通量抵消显然会破坏冷等离子体微丝爆发的稳定性，并进行内部重联，以及与周围日冕场的外部重联。外部重连打开了微细丝场，允许微细丝物质向外逃逸，形成喷流螺旋的一部分。因此，我们发现，每一个喷流导致喷发的微丝以下的中性线的通量抵消。这些观测结果表明，磁通量的抵消通常是宁静区日冕喷流爆发的触发因素。
2016-10-26 astro-ph.SR
Velocity and Density Fluctuations in the Quiet Sun Corona
本研究利用COMP观测数据，通过谱方法分析宁静日冕中速度与强度涨落的特性，发现两类涨落的关联随日冕磁环长度变化，揭示了阿尔文波与密度涨落作用的结构依赖性。
2025-03-19 astro-ph.SR
Enthalpy-based modeling of tomographically reconstructed quiet-Sun coronal loops
日冕的结构是由磁通量管或环组成的。由于缺乏与环境的对比，在安静的太阳中观察和研究日冕环是非常困难的。在这项工作中，我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）技术重建，从一系列的EUV图像覆盖整个太阳旋转，日冕等离子体的热特性的平均3D分布。通过将DEMT产品与全球日冕磁场的外推相结合，我们重建了日冕环，并获得了使它们保持在日冕典型的百万度温度所需的能量输入。我们统计研究了大量的卡林顿旋转（CR）2082重建循环，获得了一系列典型的平均循环的不同长度。我们寻找之间的关系的热性能和构造的典型回路的长度，并找到类似的结果，发现在以前的工作\citep{maccormack_2020}。我们还通过将其与零维（0 D）流体动力学模型基于焓的环路热演化\citep [EBTEL，][]{klimchuk_2008}进行比较来分析典型环路特性。我们探索两种加热方案。在第一种方法中，我们假设典型回路处于准静力平衡，采用恒定的加热速率。在第二种情况下，我们使用短脉冲事件加热回路中的等离子体。我们发现，重建的典型回路相对于流体动力学模型的准静力平衡解是过稠密的。脉冲加热，另一方面，更好地再现所观察到的密度和温度为较短的和近似半圆形的环。
2022-06-20 astro-ph.SR
Formation of a Coronal Hole by a quiet-Sun Filament Eruption
本研究针对2014年6月25日日面中心附近宁静太阳暗条爆发形成冕洞的事件，结合多仪器观测与微分发射量分析，明确了冕洞形成的三阶段演化过程，揭示了磁交换重联的作用及冕洞的长寿命特征。
2025-09-04 astro-ph.SR
Quiet-Sun and Coronal Hole in \ion{Mg}{2}~k line as observed by IRIS
在日冕温度下，冕洞（CH）区域比宁静太阳（QS）区域暗。然而，在色球层和过渡区（TR）的温度，QS和CH是很难区分的。本研究利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Mg}{2} ~2796.35谱线来了解色球层水平上QS和CH的异同。我们的分析表明，从\ion{Mg}{2} ~k3 \& k2 v，起源于色球的发射是显着低于在CH比QS具有相似的磁场强度的地区。然而，来自光球层的\ion{Mg}{2} ~k的翼发射在QS和CH之间没有显示出任何差异。QS和CH之间的\ion{Mg}{2} ~ k 3强度的差异随着磁场强度的增加而增加。我们进一步研究了光谱分辨率对这些差异的影响，发现强度的差异随着光谱分辨率的降低而减小。对于11 μ m的分辨率，差异完全消失。这些发现不仅对从色球层到日冕的质量和能量供应很重要，而且为理解太阳-气候关系的太阳光谱辐照度建模提供了必要的成分。
2018-11-20 astro-ph.SR
Spatiotemporal organization of energy release events in the quiet solar corona
利用STEREO和SOHO航天器的数据，我们表明，在安静的日冕能量释放事件的时间组织是接近随机的，在太阳活动区的耀斑时间的集群行为相反。平静太阳事件的位置遵循下层光球的中粒和超粒模式。结合早期关于无标度事件大小统计的报告，我们的研究结果表明，负责大量日冕加热的安静太阳区域以驱动的自组织临界状态运行，可能涉及长程阿尔夫维尼相互作用。
2014-04-03 astro-ph.SR nlin.AO physics.space-ph
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
2021-09-09 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 astro-ph.SR
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
2018-12-04 astro-ph.SR
Beyond small-scale transients: a closer look at the diffuse quiet solar corona
本研究利用Solar Orbiter高分辨率极紫外成像数据，发现宁静日冕弥漫区缺乏可见结构且强度波动（±5%）显著小于日冕亮斑，其总强度却与亮斑相当，推测其可能由MHD湍流等小尺度过程提供能量。
2023-08-03 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理学中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Using Realistic MHD Simulations for Modeling and Interpretation of Quiet-Sun Observations with the Solar Dynamics Observatory Helioseismic and Magnetic Imager
太阳大气是非常动态的，许多重要的现象在小尺度上发展，在太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）仪器的观测中无法解决。为了对观测结果进行正确的校准和解释，研究小尺度结构和动力学对HMI观测值（如多普勒频移、连续谱强度、谱线深度和宽度）的影响非常重要。我们使用3D辐射流体动力学模拟的湍流对流层和大气的太阳，和光谱偏振辐射转移代码研究的观测特性的Fe I 6173 A线的HMI观测安静的太阳区域。我们使用的建模结果来调查的敏感性的线多普勒频移等离子体速度，也等离子体温度和密度的敏感性的线参数，并确定有效的线形成高度的观测太阳区域位于不同的距离盘中心。这些估计对于日震学测量的解释是重要的。此外，我们考虑了各种中心到边缘的影响，如对流蓝移，日震旅行时间的变化，和“凹”太阳效应，并表明模拟可以定性地再现所观察到的现象，表明这些影响与太阳动力学和辐射转移的复杂相互作用。
2015-06-04 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
Vector Magnetic Fields and Current Helicities in Coronal Holes and Quiet Regions
在太阳光球层中，冕洞的许多性质是未知的，特别是矢量磁场。利用\emph{Hinode}的观测资料，我们首次研究了两个CH中的矢量磁场、电流密度和电流螺旋度，并与两个正常安静区（QR）进行了比较。我们发现，在CH和QR，大电流螺旋度所在的地区主要是同空间的强大的垂直和水平场元素的形状和位置。在CH中，水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度都大于QR中的水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度。平均垂直电流密度和电流螺旋度，在所有观察到的地区，包括CH和QR平均，分别约为0.008 A m $^{-2}$和0.005 G $^{2}$ m $^{-1}$。垂直场强于100 G的磁通量集中区的平均电流密度高达0.012 $\pm$ 0.001 A m $^{-2}$，与耀斑活动区的平均电流密度一致。我们的结果意味着，无论是在CH和QR的磁场，特别是强磁场是非势。
2010-11-02 astro-ph.SR
