Indications of stellar coronal mass ejections through coronal dimmings
日冕物质抛射（CME）是来自太阳和恒星的磁化物质的巨大抛射，以每小时数百万公里的速度穿越太空。太阳日冕物质抛射会造成严重的空间天气干扰和地球上的消费者停电，而恒星日冕物质抛射甚至可能对系外行星的可居住性构成危险。虽然我们的太阳喷射出的CME可以直接用白光日冕仪成像，但对于恒星来说这是不可能的。到目前为止，只有少数几个候选人的恒星日冕物质抛射的检测报告。在这里，我们展示了一种不同的方法，基于CME质量损失引起的极紫外（EUV）和X射线发射的突然变暗。我们报告调光检测与耀斑冷恒星，恒星日冕物质抛射和基准太阳作为一个明星EUV测量的指示。这项研究为全面探测和表征恒星上的CME铺平了道路，这对行星的可居住性和恒星演化具有重要意义。
2021-10-22 astro-ph.SR
Observations of EUV Waves in 3He-Rich Solar Energetic Particle Events
与太阳系不同的小型富3 He太阳高能粒子（SEP）事件及其异常丰度，为太阳活动区附近的独特加速机制提供了证据。虽然这些事件有时伴随着日冕物质抛射（CME），但人们相信质量和同位素分馏是直接在太阳耀斑现场产生的。我们报告了一个大规模的极紫外（EUV）日冕波观测与3 He丰富的SEP事件。在讨论的两个例子中，观测到的波是由小耀斑触发的，并与EUV喷流和III型射电爆发同时出现，但没有CME。从一个事件的能量谱是一致的，与所谓的类-1（其特征在于幂律），而另一类-2（其特征在于圆形的3 He和Fe光谱）3 He丰富的SEP事件，这表明在两个不同的加速机制。EUV波的观测表明，大规模的扰动，除了更常见的相关射流，可能是负责生产的3 He丰富的SEP事件。
2015-12-15 astro-ph.SR
Spatially Resolved Moving Radio Burst in Association with an EUV Wave
日冕物质抛射（英语：Coronal mass ejections，CME）是从太阳喷出的大型磁化等离子体云，通常与电子加速有关，通过各种机制导致无线电发射。然而，有关日冕物质抛射和粒子加速的潜在机制仍然是一个激烈辩论的主题。在这里，我们报告了2011年9月24日太阳爆发事件的多仪器无线电和极紫外（EUV）成像。我们确定了移动的无线电爆发的发射机制，确定其三维（3D）位置相对于一个迅速扩大的EUV波，并找到证据CME冲击，产生准周期加速的电子束。
2022-05-06 astro-ph.SR physics.space-ph
A Quasi-periodic propagating wave and EUV waves excited simultaneously in a solar eruption event
太阳耀斑和日冕物质抛射分别驱动了准周期快传播磁声波和极紫外波。在这封信中，我们提出了一个有趣的事件，我们发现，QFP磁声波和EUV波同时激发在一个太阳爆发事件的详细分析。这两种波现象的共存为探索它们的驱动机制提供了极好的机会。QFP波在漏斗状环路中传播，传播速度为682- 837 \speed{}，寿命为2分钟。相反，EUV波，其中提出了一个更快的组件和一个更慢的组件，在一个广泛的角度范围内传播，经历反射和折射的磁性准分界线层。EUV波的较快分量以412- 1287 \speed{}的速度行进，而较慢分量以246- 390 \speed{}的速度行进。EUV波的寿命为$\sim$ 15分钟。结果表明，极紫外波的较快分量与QFP波列的第一波前是同空间的。此外，QFP波的周期约为45 $\pm$ 5秒，这在伴随的耀斑中是不存在的。所有这些结果意味着QFP波也可以被物质抛射激发，包括CME或喷流。
2018-12-24 astro-ph.SR
Comprehensive MHD modelling of ten successive CMEs driving a historic geomagnetic storm -- The 2024 Mothers Day event
University of Iowa（爱荷华大学）；University of Michigan（密歇根大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校）；University of Maria Curie-Sklodowska（玛丽亚·居里-斯克隆多夫斯卡大学）
本研究通过综合MHD建模分析2024年母亲节事件中十次连续CMEs的相互作用，揭示其地磁效应预测的挑战与改进方向。
2026-02-27 astro-ph.SR
The Association of Solar Flares with Coronal Mass Ejections During the Extended Solar Minimum
我们研究的关联太阳耀斑与日冕物质抛射（CME）在2007年至2009年的深，延长太阳极小期，使用极紫外（EUV）和白光（日冕）从{ \it日地关系天文台}（STEREO）的图像。虽然所有的快速（v $>$ 900 km s $^{-1}$）{ \it and} wide（$θ>$ 100 $\arcdeg$）日冕物质抛射与至少在GOES软X射线光变曲线中识别的耀斑有关，在太阳活动最小期，大部分耀斑的X射线强度相对较高，（例如$\gtrsim$ 1 \times 10^{-6} $ W m$ ^{-2}$或C1）与CME无关。强烈的耀斑往往发生在具有强大和复杂光球磁场的活动区域，但产生CME相关耀斑的活动区域往往很小，包括那些没有太阳黑子的区域，因此没有NOAA活动区域编号。其他因素的规模可比和大于活跃地区似乎存在的，有助于协会的耀斑与日冕物质抛射。我们发现CME可能的低日冕特征，即喷发，调光，EUV波，III型爆发，分别在91%，74%，57%和74%，我们与CME相关的35个耀斑。这些观测资料都不能完全取代日冕仪对日冕物质抛射的直接观测。
2013-08-07 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 astro-ph.SR
How Many CMEs Have Flux Ropes? Deciphering the Signatures of Shocks, Flux Ropes, and Prominences in Coronagraph Observations of CMEs
我们打算对是否所有的日冕物质抛射（CME）都具有磁绳结构的问题提供一个全面的答案。为了实现这一目标，我们提出了一个综合的LASCO CME观测在过去的16年中，辅助三维MHD模拟的爆发模型，EUV和日冕观测从STEREO和SDO，和统计数据从修订LASCO CME数据库。我们认为，明亮的环路经常被视为日冕物质抛射的前沿是堆积在边界的喷发通量绳无论是否空腔，或更一般地说，一个3部分日冕物质抛射可以确定的结果。基于我们以前的工作白光冲击检测和支持的MHD模拟，我们确定了一种新类型的形态，“两个前线”形态。它由一个微弱的锋面和一个明亮的环状日冕物质抛射前缘组成。我们表明，暗锋是由密度压缩在波（或可能是冲击）前驱动的日冕物质抛射。我们还提出了高度详细的多波长EUV观测，澄清了在日冕空洞底部的日珥的相对定位与明确的磁绳结构。最后，我们直观地检查了完整的LASCO CME数据库的磁绳结构。在这个过程中，我们将事件分为两个明确的磁通绳类（“3部分”，“环”），射流和流出（没有明确的结构）。我们发现，至少有40%的观测到的日冕物质抛射具有明确的磁绳结构。我们提出了一个新的定义为磁绳日冕物质抛射（FR-CMEs）作为一个相干的磁性，扭转携带日冕结构的角宽度至少为40度，并能够达到超过10 Rsun的爆发时间尺度上的几分钟到几个小时。我们的结论是磁通绳是一种常见的发生在日冕物质抛射，并提出了一个挑战，…
2012-07-06 astro-ph.SR
The Structure of Solar Coronal Mass Ejections in the Extreme-Ultraviolet Passbands
迄今为止，对日冕物质抛射（CME）结构的研究大多是通过白光日冕仪进行的，白光日冕仪显示约有三分之一的CME在高冕区表现出典型的三部分结构（例如，超过2 Rs），即，明亮的前部，黑暗的腔室和明亮的核心。在本文中，我们讨论了低日冕中的CME结构（例如，低于1.3Rs）通过极紫外（EUV）通带，并发现白光图像中的三部分CME可以在EUV图像中具有类似的三部分外观，即，前缘、低密度区和细丝或热通道。分析表明，在白光通带的几个太阳半径内，EUV通带的前沿和灯丝或热通道分别演化为前沿和核心。此外，我们还发现在白光图像中没有明显空洞的CME在EUV图像中也能呈现出清晰的三部分形貌，这意味着在CME向外传播期间，EUV图像中的低密度区（在白光图像中观察为空腔）可以通过亮芯的膨胀和/或围绕芯的磁场的重联而被逐渐压缩和/或变换。我们的研究表明，更多的日冕物质抛射在喷发早期就具有明显的三部结构。讨论了前缘与灯丝或热通道之间低密度区的性质。
2019-10-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Observations of Successive CMEs and their Successive Type II Solar Radio Bursts in the Corona
针对2021年5月2日的连续II型太阳射电暴，结合STEREO-A观测揭示其由两次连续CMEs产生的日冕激波导致，明确了射电源区参数、CME速度及压缩比，证实日冕激波存在。
2025-08-26 astro-ph.SR
Detecting Stellar Coronal Mass Ejections via Coronal Dimming in the Extreme Ultraviolet
本研究将太阳暗化探测技术适配恒星环境，评估恒星CME的EUV暗化可探测性，开发了探测参数空间探索工具，证明类ESCAPE性能仪器可实现高置信度探测，助力系外行星宜居性研究。
2025-07-29 astro-ph.SR
Determining the source and eruption dynamics of a stealth CME using NLFFF modelling and MHD simulations
日冕物质抛射（CME）在低日冕中表现出微弱或没有喷发特征，被称为隐形CME，这是有问题的，因为在到达地球时，它们可能导致空间天气预报员没有预测到的地磁扰动。我们调查了2015年1月3日发生的隐形事件的起源和爆发，该事件在抵达地球时造成了强烈的地磁风暴。为了模拟爆发的日冕磁场和等离子体参数，我们使用耦合的方法。这种方法结合了一个进化的非线性无力场模型的全球日冕MHD模拟。联合模拟方法准确地再现了隐形事件，并表明发生了交感神经爆发。在联合模拟中，我们发现三个磁通绳形成，然后爆发。前两个通量绳，这是连接到一个大的AR复杂的东翼后面，首先爆发产生两个几乎同时的日冕物质抛射。这些日冕物质抛射之后紧接着是第三次，在模拟中起源于AR 12252外围和南极日冕洞之间的较弱的通量绳喷发。第三次爆发与SDO/AIA 211 A观测中出现的微弱日冕变暗相一致，这被认为是隐形事件的来源，后来又是1 AU的地磁扰动。LASCO/C2观测到的隐形事件与发生单个部分晕CME有关的错误解释主要是由于在CME发生时缺乏STEREO观测。模拟还表明LASCO CME不是一个单一的事件，而是两个几乎同时发生的CME。这些结果表明，数据驱动的耦合模拟方法在解释火山爆发方面具有重要意义，而且L5飞行任务对于空间天气预报至关重要。
2021-06-28 astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Filament Eruptions That Forms High-Speed Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）在驱动空间天气方面起着决定性的作用，特别是快速的（例如，速度高于$800$ ~km~s $^{-1}$）。了解快速日冕物质抛射的触发机制有助于我们获得预测日冕物质抛射的重要信息。伴随CME的暗条喷发为研究CME的早期演化提供了良好的示踪剂。本文调查了66个伴随耀斑的快速日冕物质抛射，分析了触发机制（即磁重联或理想MHD过程）、耀斑和日冕物质抛射速度之间的相关性。基于SDO、GONG和STEREO的观测数据，我们发现：（1）活动区（AR）暗条和中间暗条（IFs）的爆发比宁静太阳（QS）暗条产生快日冕物质抛射的概率更高，而极冠（PC）暗条爆发的概率为零;（2）产生快速CME的AR暗条爆发更可能是由磁重联触发的，而QS和IF则更可能是由理想MHD过程触发的;（3）对于AR纤维和IF纤维，特定的触发机制对CME的速度影响不大，而对于QS纤维，理想的MHD机制更可能产生更快的CME;（4）暗条爆发的起始高度和上覆场的衰减指数与以往的统计研究结果有一定的差异：对于AR纤维和IFs，衰减指数较大，更接近理论阈值，而对于QS纤维，起始高度高于以前的结果。
2019-08-23 astro-ph.SR
Dependence of the intensity of the nonwave component of EUV waves on coronal magnetic field configuration
本研究通过观测与MHD模拟揭示，EUV波慢速非波成分的各向异性取决于日冕磁场位形，向后倾斜的磁力线有利于其出现，向前倾斜则使其减弱。
2025-05-16 astro-ph.SR
Solar type II radio bursts associated with CME expansions as shown by EUV waves
我们研究了与CME膨胀相关的两个度量II型爆发源的物理条件，目的是验证冲击和CME之间的关系，比较射电源的高度和与CME相关的EUV波的高度。与事件相关的EUV波的高度相对于波前被确定。通过将两种不同的密度模型应用于II型发射的频率，并与EUV波的高度进行比较，来估计冲击的高度。对于2010年6月13日的事件，考虑到H/F频率比fH/fF = 2，通过频带分裂，根据谐波通道上、下分支的频率漂移估计激波速度。指数拟合的强度最大值的分支显示，更符合这一事件的光谱形态。对于2012年6月6日的事件，没有带分裂，光谱上有一个清晰的基本通道，冲击速度直接从基本发射的频率漂移中估计出来，通过线性拟合通道的强度最大值来确定。对于每一个事件，最合适的密度模型被用来估计射电源的物理参数。2010年6月13日的事件呈现出664-719 km/s的冲击速度，与609 km/s的EUV波前的平均速率一致。2012年6月6日的事件与速度为211-461 km/s的冲击有关，也与418 km/s的EUV波前的平均速率一致。对于这两个事件，EUV波的高度显示与射电源的高度兼容，假设冲击波的径向传播。
2015-04-16 astro-ph.SR
The Nature of CME-Flare Associated Coronal Dimming
日冕物质抛射（CME）通常伴随着日冕变暗，在极紫外（EUV）和软X射线观测中很明显。变暗的位置有时被认为是爆发通量绳的足迹。随着发射材料在电晕中膨胀，降低的等离子体密度导致在光谱和辐照度测量中观察到的发射减少。因此，变暗的特征可能反映了CME在喷发早期的性质。在这项研究中，我们分析了2011年12月26日的耀斑，CME和日冕变暗事件。我们使用的数据从大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）的磁盘观测的调光，并分析所拍摄的图像EUVI，COR 1，和COR 2板载的日地关系天文台获得的高度和速度的相关日冕物质抛射体观测的肢体。我们还测量了耀斑观测的磁重联率。变暗发生在耀斑带旁边的几个位置，并且在多个EUV通带中观察到。快速变暗开始于快速重联和CME加速之后，其演化很好地跟踪了CME高度和耀斑重联。调光的空间分布表现出快速增长的深调光核心，它们的光变曲线与CME高度轮廓近似成线性比例。从调光分析中，我们推断了日冕物质抛射的膨胀过程，并估计了日冕物质抛射的性质。
2016-04-19 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Is it possible to detect coronal mass ejections on solar-type stars through extreme-ultraviolet spectral observations?
本研究构建类太阳恒星CME解析模型推导EUV谱线轮廓，发现使用中等分辨率与信噪比的EUV光谱仪可基于谱线不对称性探测恒星CME信号并推断其速度，为未来仪器设计与观测策略提供参考。
2024-02-19 astro-ph.SR
Stealth Coronal Mass Ejections from Active Regions
隐形日冕物质抛射（CME）是太阳的喷发，没有明显的低日冕信号。这些日冕物质抛射的特征是速度较慢，但仍然可以对地球产生影响，影响地球上的空间天气。因此，了解这些火山爆发的科学基础将大大提高我们探测并最终预测它们的能力。我们提出了一个研究的两个隐形CME分析使用先进的图像处理技术，揭示其微弱的签名，从极紫外线（EUV）成像仪上的观测太阳和日光层天文台（SOHO），太阳动力学天文台（SDO），和日地关系天文台（STEREO）航天器。这些航天器提供的不同视角为同时从上方和侧面研究每次喷发提供了机会。对于每一个事件，EUV和磁记录观测相结合，以揭示爆发的日冕结构。对于一个事件，观测表明在CME的快速上升阶段之前存在磁通量绳。我们发现，这两个事件起源于活跃地区，很可能是由附近的喷发引发的交感CME。我们讨论的物理过程中发生的时间导致了每个隐形CME的发病，并得出结论，这些爆发的低能量和速度尾分布的CME事件的一部分，并不是一个独特的现象。
2019-07-30 astro-ph.SR
Coronal energy release by MHD avalanches II. EUV line emission from a multi-threaded coronal loop
本文基于三维磁流体力学模拟，预测MUSE极紫外成像光谱对多丝状日冕环中磁流体力学雪崩和纳耀斑加热过程的可观测特征，发现不同谱线可揭示足点动力学、环体增亮及环顶精细结构。
2024-06-17 astro-ph.SR
Automated Detection of Accelerating Solar Eruptions using Parabolic Hough Transform
在内日冕（高达4 R $_{\odot}$）观测到的太阳爆发，如日冕物质抛射（CME），在高度-时间图中显示出抛物线脊状的加速度剖面。受白光自动检测算法、计算机辅助CME跟踪系统（CACTus）和太阳爆发事件检测系统（SEEDS）的启发，我们首次采用抛物线Hough变换从高度-时间图自动检测盘外太阳爆发。由于内日冕白光观测的有限性，我们使用太阳的极紫外线（EUV）图像。本文提出了一种新的算法--基于傅立叶运动滤波和抛物线Hough变换的内日冕物质抛射识别算法（CIISCO），并利用太阳动力学天文台（SDO）上的{ \it Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）、STEREO-A和B卫星上的{ \it Extreme Ultra Violet Imager}（EUVI）、和{ \it Sun Watcher using Active Pixel System探测器和图像处理}（SWAP）机载成像仪PROBA 2。我们表明，CIISCO能够识别EUV图像中的任何{离盘}向外移动的功能。如果一台极紫外望远镜位于距日地直线的$\pm$ 90 $^{\circ}$处，提供靠近太阳的日冕物质抛射特征和运动学，则使用自动探测算法，如CIISCO，有可能用于提供日冕物质抛射的早期预警。本文还提出了该算法的局限性和未来的改进前景。
2020-10-28 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: IV. Coronal Mass Ejection Energetics
本研究是全球耀斑能量学项目的第四部分，其中使用基于EUV调光效应的新方法，测量了在太阳动力学天文台（SDO）任务的前3.5年期间观测到的399个M和X级耀斑事件中日冕物质抛射（CME）的质量$m_{\mathrm{cme}}$、动能$E_{\mathrm{kin}}$和引力势能$E_{\mathrm{grav}}$。EUV调光的径向绝热膨胀过程，这是适合于观察到的CME源区的总发射测量的演变。该模型导出了CME源区的平均电子密度、发射测度、体等离子体膨胀速度、质量和能量的演化。EUV调光方法是真正的互补汤姆逊散射方法在白光中，探测日冕物质抛射在日光层中的演变在$r > 2 R_{\odot}$，而EUV调光方法跟踪日冕物质抛射发射。我们比较了在白光中获得的CME参数与LASCO/C2日冕与从EUV调光与大气成像组件（AIA）机载SDO的所有相同的事件在两个数据集。我们调查CME参数之间的相关性，相对时间与耀斑参数，频率发生分布，和磁，热，非热，和CME能量之间的能量分配。CME能量被发现是系统低于耗散的磁能，这是一致的CME的磁性起源。
2016-05-16 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic simulation of coronal mass ejections using interplanetary scintillation data observed from radio sites ISEE and LOFAR
行星际闪烁（IPS）是探测行星际空间日冕物质抛射（CME）的有效工具。全球磁流体动力学（MHD）模拟的日光层，这通常是用来预测的CME的到来和地理有效性，可以改善使用IPS数据。在这项研究中，我们展示了一个MHD模拟，包括IPS数据从多个站，以改善CME建模。2017年9月9日至10日发生的CME是在2017年9月10日至12日期间使用名古屋大学空间地球环境研究所（ISEE）的低频阵列（LOFAR）和IPS阵列进行观测的，因为它们通过内日光层进行跟踪。我们模拟CME的传播使用全球MHD模拟，SUSANOO-CME，其中CME被建模为spheromak，和IPS数据合成的模拟结果。MHD模拟表明，日冕物质抛射在行星际空间合并，形成了复杂的IPS g级分布的天空地图。我们发现，与仅从ISEE站点拟合这些模拟时的测量结果相比，最适合LOFAR和ISEE数据的MHD模拟提供了更好的CME重建以及对其到达地球的更好预测。在本研究中，更多的IPS数据从多个站在不同的地方时间，可以帮助重建的全球结构的CME，从而改善和评估CME的模拟。
2022-09-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Quasi-periodic Fast-mode Magnetosonic Wave Trains Within Coronal Waveguides Associated with Flares and CMEs
准周期快模传播波列（QFP）是太阳动力学天文台最近利用极紫外成像观测在日冕中发现的一种新的观测现象。它们起源于耀斑，并在日冕物质抛射（CME）尾迹中的漏斗形波导内以高达2000 km/s的速度传播。QFP可以携带足够的能量通量，在其发生期间日冕加热所需的。它们可以为日冕及其相关的耀斑提供新的诊断方法。我们提出了最近的观测QFP专注于他们的时空特性，温度依赖性，统计相关的耀斑和日冕物质抛射。特别令人感兴趣的是2010年8月2001年C3.2耀斑与相关的QFP和漂移斑马和光纤射电爆发，这可能是不同的表现形式相同的快模波列。我们还讨论了QFP在加速和/或调制太阳风的潜在作用。
2015-12-24 astro-ph.SR
Observational Characteristics of solar EUV waves
本文综述了太阳极紫外（EUV）波的观测特征，包括其传播速度、与太阳爆发活动的关联、波动与非波动特性及对日冕环和暗条的振荡触发作用，并介绍了现有模型。
2023-10-19 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
Development of a coronal mass ejection arrival time forecasting system using interplanetary scintillation observations
日冕物质抛射（CME）到达地球时会对地球环境造成扰动。然而，预测日冕物质抛射的到来仍然是一个挑战。我们已经开发了一个行星际闪烁（IPS）估计系统的基础上的全球磁流体动力学（MHD）模拟的内日光层预测CME的到达时间。在这个系统中，日冕物质抛射的初速度大致来自白光日冕观测。然后，通过全球MHD模拟计算了CME的传播。IPS的响应估计的三维密度分布的内日球层从MHD模拟。模拟的IPS响应进行了比较，与实际的IPS观测研究所空间地球环境研究，名古屋大学，并显示出良好的协议与观察到的。我们使用2017年9月5日观察到的X9.3耀斑生成的光环CME事件演示了模拟系统的工作原理。我们发现，CME模拟，最好地估计IPS观测可以更准确地预测CME到达地球的时间。这些结果表明，CME到达时间的准确性可以提高，如果我们目前的MHD模拟包括IPS数据。
2019-03-28 astro-ph.SR
Investigating the driving mechanisms of coronal mass ejections
本研究的目的是首先利用EUV和日冕物质抛射图像研究日冕物质抛射（CME）的运动学，然后与理论模型进行比较，以期确定CME的驱动机制。我们研究了发生在2006年12月17日（CME06）和2007年12月31日（CME07）的两次CME。在这项工作中研究的模型是突变，突破，和环形不稳定模型。我们发现，在爆发后，这两个事件的加速度都表现出下降，然后再次增加。我们与理论的比较表明，CME06可以最好地描述的突变和突破模型的混合，而CME07是最符合的突破模型。
2010-03-26 astro-ph.SR
A study of the Heliocentric dependence of Shock Standoff Distance and Geometry using 2.5D MHD Simulations of CME-driven shocks
我们在2.5维（2.5维）的快速日冕物质抛射（CME）及其相关的激波锋面之间的10 Rs和300 Rs的四个数值磁流体动力学模拟。我们调查的相对变化，在冲击的距离，Sd，作为一个分数的CME径向半宽度，Dob（即Sd/Dob）。以前的流体动力学研究已经将地球磁层的激波间隔距离与穿过弓形激波测量的密度压缩比（DR，Ru/Rd）联系起来（Spreiter，Summers和Alksne 1966）。DR系数kdr是相对间隔距离（Sd/Dob）和压缩比之间的比例常数，其半经验地估计为1.1。对于日冕物质抛射，我们表明，这个值线性变化的函数的日心距离和变化显着不同的曲率半径的日冕物质抛射的前缘。我们发现0.8 ± 0.1的值对于较小的日心距离（<30 Rs）更合适，这与Seiff（1962）提出的磁层球形几何相对应。随着日冕物质抛射的传播，其截面逐渐变扁，kdr值随日心距线性增加，在日心距为80 Rs时，kdr= 1.1是最合适的。对于地球距离（215 Rs），我们估计kdr= 1.8+-0.3，这也表明CME的横截面结构通常比地球磁层的横截面结构更扁。这些改变的比例系数可能有助于改善调查的磁场在日冕物质抛射上游的估计，以及在现场测量的CME的纵横比。
2012-09-10 astro-ph.SR
Global Nature of Solar Coronal Shock Waves shown by Inconsistency between EUV Waves and Type II Radio Bursts
我们重新审视极紫外（EUV）波和II型射电暴之间的物理关系。人们通常认为它们是单个日冕冲击波的两个观测方面。然而，缺乏它们的速度相关性阻碍了对它们各自（或共同）性质的理解。知道的不确定性，从观察和测量它们的速度确定真正的波分量，我们重新检查的速度在以前的文献中报道的EUV波，并比较这些与II型射电爆发和日冕物质抛射（CME）。这证实了EUV波的速度与其相关的II型射电暴之间的不一致性。第二，CME速度被发现有一个更好的相关性与II型射电爆发比EUV波。最后，存在II型速度和它们的范围比EUV波大得多的趋势。我们证明了速度的不一致性实际上是一种内在的趋势，并阐明了由驱动和非驱动部分组成的日冕冲击波的性质。这表明，即使消除了所有其他不确定性，速度不一致性仍将存在。
2021-09-09 astro-ph.SR
Determination of Coronal Mass Ejection physical parameters from combination of polarized visible light and UV Lyman-$α$ observations
用日冕仪和日光层成像仪（在SOHO和STEREO任务上的primis）对日冕物质抛射（CME）进行的可见光观测提供了迄今为止研究这些基本事件的运动学和几何结构的最佳方法。然而，它已被广泛证明，只有组合的多波长数据（包括X射线光谱，EUV图像，EUV光谱，和无线电动力学光谱）可以提供完整的信息等离子体的温度和密度分布，非热运动，磁场，和其他物理参数，为CME和CME相关的现象。在这项工作中，我们分析了三个CME通过合并在偏振的可见光的LASCO-C2日冕仪和在UV H I莱曼- $α$线（1216欧姆）的紫外光谱仪同时获得的数据，为了估算日冕物质抛射的等离子体电子密度（使用偏振比技术来推断CME的3D结构）和温度（来自预期和测量的莱曼- $α$强度之间的比较）。这项分析的主要目的是测试诊断方法，这些方法将应用于下一次欧空局-太阳轨道器任务上的Metis仪器提供的日冕物质抛射观测。我们发现，日冕物质抛射核心通常与较冷的等离子体（$T \sim 10^6$ K），并观察到一个显着的电子温度的增加，从核心到前线的日冕物质抛射（其中$T > 10^{6.3}$ K），这似乎是相关的，在所有情况下，与形态结构的日冕物质抛射来自可见光图像。
2016-09-06 astro-ph.SR
A type II solar radio burst without a coronal mass ejection association
本研究分析了2023年11月2日一例无白光CME关联的米波II型太阳射电暴，发现其激波由M1.6级耀斑对应的低日冕EUV抛射物驱动，抛射物未存续为CME。
2025-10-06 astro-ph.SR
First Time Observed M-Shaped Coronal Mass Ejection Associated with a Blowout Jet and an Extreme Ultraviolet Wave
本文首次报告了一次与爆发型喷流和极紫外波相关的M型日冕物质抛射事件，揭示了喷流、EUV波与多重CME的高度关联性，为理解太阳大气触发机制及能量传输提供了新视角。
2025-11-01 astro-ph.SR
A census of Coronal Mass Ejections on solar-like stars
日冕物质抛射（CME）可能对行星和恒星演化具有重要意义。恒星日冕物质抛射的参数，如质量和速度，还没有被统计确定。到目前为止，只有少数恒星CME已被发现，主要是在dMe星使用光谱观测。因此，我们的目标是通过使用ESO第3阶段和Polarbase档案的光谱数据来统计确定类太阳恒星的CME。为了识别恒星日冕物质抛射，我们使用多普勒信号的光学谱线是一个签名的爆发细丝是密切相关的日冕物质抛射。我们调查了总共425颗dF-dK恒星的3700多个小时的源时间。我们没有发现日冕物质抛射的特征，只有少数耀斑。为了解释这种低水平的活动，我们得出的上限为未检测到的日冕物质抛射，并与经验建模日冕物质抛射率进行比较。为了解释低数量的检测到的耀斑，我们适应耀斑的幂律来自EUV数据的Hα制度，产生更现实的结果Hα观测。此外，我们还通过提取太阳作为恒星的Hα光变曲线来检验恒星耀斑的可探测性。外推的可观测CME的最大数量低于观测确定的上限，这表明在源时间太短，无法检测到Hα中的恒星CME。我们的结论是，这些未检测到的观测偏差与低水平的活动的调查dF-dK星。
2020-02-11 astro-ph.SR
MHD Modeling for Formation Process of Coronal Mass Ejections: Interaction between Ejecting Flux Rope and Ambient Field
我们对日冕物质抛射（CME）的形成过程进行了磁流体动力学模拟，重点研究了抛射通量绳与环境场之间的相互作用（重联）。我们研究了三种情况下，不同的环境场：没有环境场，并与磁绳表面的平行和反平行的两个相反方向的偶极场的情况下。因此，虽然磁通绳在反平行情况下消失，但在其他情况下，磁通绳可以演变为CME并显示出磁通绳的不同旋转量。结果表明，磁绳与环境场的相互作用是决定CME形成和CME取向的重要过程，磁绳和环境场中磁通量的大小和方向是决定CME形成的关键参数。特别是，相互作用（重联）对磁绳的旋转起着重要的作用，其过程类似于实验室等离子体球马克型实验中的“倾斜不稳定性”。
2010-06-02 astro-ph.SR
Advances in Observing Various Coronal EUV Waves in the SDO Era and Their Seismological Applications (Invited Review)
全球极紫外（EUV）波是日冕中与高能爆发（如日冕物质抛射（CME）和耀斑）相关的壮观的旅行扰动。在过去的15年里，三代星载EUV望远镜的观测塑造了我们对这一现象的理解，同时也引发了关于其物理性质的争议。自2010年发射以来，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）已经观测到210多个全球EUV波的精美细节，这要归功于其高时空分辨率和全磁盘，宽温度覆盖。对这个大样本的统计分析、一些详细的案例研究和数据驱动的MHD建模的结合，已经将他们的物理解释引向收敛，有利于外部快模式磁声波分量和内部非波CME分量的双峰组成。此外，AIA还发现了与各种爆发相关的新的EUV波和类似波的现象，包括准周期快速传播（QFP）波列，日冕中的磁性开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）和相关的非线性波，以及各种迷你EUV波。目前正在积极研究使用这种波的地震学应用，特别是全球日冕。我们回顾了EUV波研究的进展，重点是最近的SDO/AIA观测，其地震学应用，相关的数据分析技术，以及数值和分析模型。
2014-04-02 astro-ph.SR
Statistical study of solar dimmings using CoDiT
我们分析了154个瞬变冕洞、耀斑和日冕物质抛射（CME）的物理和形态特征。我们2013年目录中的每一次调光都是使用半自动日冕调光跟踪器进行处理的，使用太阳动力学天文台AIA 193 A观测和HMI磁图。而不是通常使用的差异图像，我们使用我们的冕洞检测算法来检测瞬态暗区“直接”在极紫外（EUV）图像。这使我们能够研究作为CME足迹的暗点-与代表上升，膨胀等离子体投影视图的差异图像中看到的更大，弥漫性暗点形成对比。研究足点变暗的形态使我们能够更好地了解低日冕中的CME结构。在比较暗物质、耀斑和日冕物质抛射的物理性质时，我们也能够确定这种复杂的喷发现象的不同部分之间的关系。我们发现，较大的调光寿命较长，这表明需要更长的时间来“关闭”大的开放磁区。此外，在它们的生长阶段期间，较小的变暗获得较高的磁通量不平衡（即，例如，变得更单极）而不是更大的调光。此外，我们发现，调光的EUV强度（指示局部电子密度）与等离子体被移除的程度以及喷发的能量有关。研究调光（单，双，碎片）的形态也有助于我们确定不同的配置准开放磁场。
2017-05-23 astro-ph.SR
Can a Fast-mode EUV Wave Generate a Stationary Front?
大约16年前，定常EIT波的发现对当时流行的日冕EIT波快模模型提出了巨大的挑战。它鼓励了各种非波动模型的提出，并在接近最近的趋同观点{ \it i.e.}存在两种类型的EUV波。然而，最近发现，当快模波通过磁准分界线层（QSL）时，也可以产生稳定的波前。本文利用磁流体动力学（MHD）方法对快模波与磁QSL的相互作用进行了数值模拟，再现了稳态波阵面。对数值结果的分析表明，在磁QSL前方的等离子体β层$\sim 1$附近，部分快模波被转换为慢模MHD波，然后被磁环捕获，形成稳定的波前。我们的研究意味着，我们必须谨慎地确定波的性质，因为在太阳爆发驱动的波的传播过程中可能存在模式转换。
2016-04-27 astro-ph.SR
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VI. Refined Energetics of Coronal Mass Ejections
在这项研究中，我们改进了早期关于太阳耀斑和相关CME的全球能量学研究中提出的CME模型，并将其应用于太阳动力学天文台（SDO）任务前7年（2010 - 2016）期间观察到的所有（860）GOES M-和X-级耀斑事件，这使早期研究的统计数据翻了一番。模型改进包括：（1）CME的几何结构是一个经历自相似绝热膨胀的三维球体;（2）在CME的加速和传播过程中包含了太阳引力减速，它区分了爆发性和封闭性CME;（4）在EUV调光过程中探测到的CME质心运动与白光日冕仪观测到的前缘运动之间存在自洽关系;（5）CME动能和热能的均分;（6）Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。改进的CME模型完全基于EUV调光观测（使用AIA/SDO数据），并补充了传统的白光散射模型（使用LASCO/SOHO数据），两个模型都能够独立确定CME的基本参数，如CME质量，速度和能量。比较两种方法发现：（1）LASCO检测CME的灵敏度不如AIA（2）LASCO低估了$m_{cme} \sim 10^{14}$ g以下的CME质量：（3）AIA和LASCO的质量、速度和能量在剔除异常值后的统计平均值中非常接近;（4）速度$v$、发射测量加权耀斑峰值温度$T_e$和长度尺度$L$的CME参数符合下列标度律（由第一性原理导出）：$v \propto T_e^{1/2}$、$v \propto (m…
2017-04-06 astro-ph.SR
Determination of Acceleration from 3D Reconstruction of Coronal Mass Ejections Observed by STEREO
我们采用了三维（3D）重建技术，第一次研究6个日冕物质抛射（CME）的运动学，使用从COR1和COR2 coronagraphs上获得的双STEREO航天器的图像，也与其中三个使用的图像从极紫外成像仪（EUVI）的爆发性喷发（EP）。一个功能的EP和前缘（LE）的所有CME的识别和跟踪的图像从两个航天器，和立体重建技术被用来确定这些功能的三维坐标。真速度和加速度是从日冕物质抛射特征的真高度的时间演变来确定的。我们在三维中对日冕物质抛射运动学的研究表明，日冕物质抛射前缘通常在2R $_\{odot}$以下经历最大加速度。与耀斑和日冕物质抛射有关的日冕物质抛射的加速度剖面表现出不同的行为。虽然CME不与双折射显示出双峰加速配置文件，那些与双折射没有。在研究中，三个相关的双折射中的两个显示出高且不断上升的加速度值，其距离几乎为4R $_\{odot}$，但相应的CME LE的加速度没有显示出相同的行为，这表明两者可能并不总是由相同的机制驱动。其中一个日冕物质抛射虽然与C级耀斑有关，但却显示出异常高的加速度，超过了1500 m s $^{-2}$。因此，我们的研究结果表明，只有耀斑相关的CME经历剩余加速，这表明通量注入理论模型适用于耀斑相关的CME，但EP相关的CME应考虑不同的机制。
2011-07-09 astro-ph.SR
'EUV Waves' are Waves: First Quadrature Observations of an EUV Wave from STEREO
CME相关的低日冕传播扰动，“EUV波”的性质，一直是有争议的，因为他们的发现EIT的\textit{SOHO}。低节奏，单视点EUV图像和缺乏同步的内日冕白光观测阻碍了关于它们是真正的波还是扩展CME的投影的争论的解决。\textsl{STEREO}上的双极紫外成像仪和内日冕仪的运行大大改善了这种情况。在2009年初，\textsl{STEREO} Ahead（STA）和Behind（STB）航天器对太阳进行了正交观测，具有$\approx 90^\circ$角距。2月13日，活动区11012爆发了一次极紫外波和CME，当时该区域正好位于STA的边缘，因此位于STB的盘中心。\textit{STEREO}观测记录了CME及其伴随的EUV波的发展，不仅具有高的节奏，而且具有正交性。由此产生的前所未有的数据集使我们能够将CME结构与EUV波特征分开，并毫无疑问地确定波的真实性质。毕竟这是快模式磁流体力学波！
2009-05-13 astro-ph.SR
"EIT Waves" and Coronal Mass Ejections
日冕“EIT波”表现为EUV明亮的锋面，传播穿过太阳盘的重要部分。这一有趣的现象引发了关于其性质及其与日冕物质抛射（CME）关系的持续争论。在本文中，我们首先总结了“EIT波”的所有观测特征，这些特征应该被任何成功的模式所解释。然后回顾了过去10年中建立的理论模型。最后，讨论了EIT波研究对CME认识的意义。指出了重新认识日冕物质抛射锋圈性质的必要性。
2011-08-26 astro-ph.SR
Mode identification of MHD waves in an active region observed with Hinode/EIS
为了更好地理解MHD波对日冕加热的可能性，我们分析了Hinode上的EUV成像光谱仪（EIS）观测到的Fe xii 195.12 μ m数据。我们在活动区日冕的EUV强度和多普勒速度的时间序列数据进行了傅立叶分析。显着的强度和多普勒速度振荡被发现的两个苔藓地区的五个研究，而只有小的振荡被发现的五个顶点的循环。振荡幅度为0.4 - 5.7%的强度和0.2 - 1.2公里/秒的多普勒速度。此外，仅多普勒速度的振荡在数据中相对较少见。我们比较了强度和多普勒速度的振幅以识别MHD波模式，并计算了强度的傅里叶分量和多普勒速度的傅里叶分量之间的相位延迟。结果用MHD波解释如下：（1）在苔藓区和环的顶点都观察到很少的扭折模或扭转Alfven模波;（2）在苔藓区发现向上传播的慢模波和驻波慢模波;（3）与以前的研究一致，波的能流估计值比加热活动区所需的值低几个数量级。
2010-08-11 astro-ph.SR
Statistical Analysis of Large-scale EUV Waves Observed by STEREO/EUVI
本文对2007年1月至2011年2月期间发生的60次强大尺度极紫外波事件进行了统计分析，分析了它们的运动学演化和波脉冲特征。对于起始速度，我们获得算术平均值$312\pm115$ km s $^{-1}$（在100 $-$ 630 km s $^{-1}$的范围内）。对于平均（线）速度，算术平均值为$254\pm76$ km s $^{-1}$（在130 $-$ 470 km s $^{-1}$的范围内）。在研究的所有波中，有52%的波在传播过程中表现出明显的减速（$a\leq-50$ m s $^{-2}$），另外48%的波在不确定性范围内与恒定速度一致（$-50\leq a\leq50$ m s $^{-2}$）。起始速度和加速度与$c\approx-0.8$、\textit有很强的相关性，即初始较快的事件比较慢的事件经历更强的减速。之间的（平滑）的过渡发生在EUV波的起始速度为$v\approx230$公里秒$^{-1}$，这对应于快速模式的速度在安静的电晕慢事件和减速的恒定传播。这些发现提供了强有力的证据表明，所研究的EUV波确实是大振幅快模MHD波。这一解释进一步支持的峰值速度和峰值振幅，冲动，和建立时间的干扰之间获得的相关性。我们得到了以下的EUV波事件与其他太阳现象的关联率：95%与日冕物质抛射（CME），74%与太阳耀斑，15%与行星际II型爆发，22%与日冕II型…
2014-08-11 astro-ph.SR
Direct Imaging of Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion Near a 3D Null Point on the Sun
本文利用SDO/AIA观测首次直接成像太阳三维磁零点附近快模式MHD波向慢模式波的转换，并观测到伪冕流中的衰减横向振荡和准周期III型射电暴，证实了理论预测的日冕模式转换现象。
2024-03-29 astro-ph.SR
Influence of the ambient solar wind flow on the propagation behavior of interplanetary CMEs
利用STEREO日球成像仪的遥感观测和现场等离子体和磁场测量，研究了2008年6月1-6日、2009年2月13-18日和2010年4月3-5日从太阳到1 AU的三次CME/ICME事件。我们重点研究了ICME在IP空间中的传播过程，该过程受两种力的控制，即推进力洛伦兹力和拖曳力。我们解决的问题，在日光层的距离范围内的阻力成为主导和日冕物质抛射得到调整的太阳风流。为此，我们分析ICME和周围的太阳风流之间的速度差异作为距离的函数。利用Wang-Sheeley-Arge（WSA）和MHD-Around-A-Sphere（MAS）两种太阳风模型，通过ENLIL三维MHD模型计算，得到了环境太阳风流场的演化。比较测得的CME运动学与太阳风模型，我们发现，CME的速度得到调整，太阳风的速度在非常不同的日光层距离在研究中的三个事件：从低于30 Rs，超过1 AU，这取决于CME和环境太阳风的特点。ENLIL可用于获得有关背景太阳风总体结构的重要信息，在太阳活动低的时候比在太阳活动高的时候提供更可靠的结果。这项研究的结果使我们能够更好地了解在IP空间距离范围内作用于CME的力，这是预测其1 AU过境时间的重要先决条件。
2011-10-04 astro-ph.SR
A Type II Radio Burst Driven by a Blowout Jet on the Sun
本文研究了一个由喷发抛射驱动、无CME伴随的II型射电暴案例，发现EUV波与射电暴均源于喷流驱动的日冕激波，并估算了激波速度与Alfven Mach数。
2023-07-02 astro-ph.SR
Deriving the radial distances of wide coronal mass ejections from elongation measurements in the heliosphere - Application to CME-CME interaction
我们提出了一般的考虑有关推导的径向距离的日冕物质抛射（CME）的伸长角测量，如SECCHI和SMEI提供的，侧重于测量的日光层成像仪2（HI-2）的视野（即过去0.3 AU）。这项研究是基于一个三维（3-D）磁流体动力学（MHD）模拟的两个CME观测SECCHI在2007年1月24日至27日。具有合成HI图像的3-D模拟，我们能够比较用于从伸长角导出CME位置的两种基本方法，即所谓的“P点”和“固定Φ”近似。我们确认，类似的工作，这两种方法，而有效的最内层日光层，产生越来越大的错误HI-2的视野快速和广泛的日冕物质抛射。使用一个简单的模型的日冕物质抛射作为一个不断扩大的自相似球，我们推导出一个解析关系的伸长角和径向距离宽日冕物质抛射。这种关系只是“P点”和“固定Φ”近似的调和平均值，其目的是通过锥模型或磁绳形状补充CME的3-D拟合。当我们将视线的结果与MHD模拟的结果进行比较时，它证明了更好地获得模拟CME的运动学。基于这种近似，我们重新分析了2007年1月26日至27日的J图（时间延长图），并提出了第一个观测证据，CME的合并是与动量交换从快速喷射到较慢的一个由于传播的冲击波与快速喷发通过缓慢喷发。
2009-09-02 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
Thermodynamic and Magnetic Topology Evolution of the X1.0 Flare on 2021 October 28 Simulated by a Data-driven Radiative Magnetohydrodynamic Model
本文提出纳入热传导与辐射损失的数据驱动辐射MHD模型，再现2021年X1.0耀斑及EUV波特征，并揭示外部QSL决定耀斑带终止位置。
2023-03-24 astro-ph.SR
Birth places of extreme ultraviolet waves driven by impingement of solar jets upon coronal loops
太阳极紫外（EUV）波是日冕中的大尺度传播扰动。一般认为，极紫外波形成的关键是太阳爆发中覆盖在爆发核上的环的快速膨胀，如日冕物质抛射（CME）和太阳喷流。然而，爆发核心和覆盖环之间相互作用的细节尚不清楚，因为覆盖环总是在高能爆发后立即打开。在这里，我们提出了三个典型的射流驱动的EUV波没有CME研究之间的相互作用的射流和重叠的循环，保持关闭的事件。这三个喷流都是从源区的磁通量抵消点发出的。有趣的是，在喷流与上覆环相互作用后，三个EUV波分别在上覆环的顶部、近端（靠近喷流源）和远端（另一端）形成。根据位场源面法外推得到的环的磁场分布，证实了三个射流驱动的EUV波的发源地都在上覆环的最弱磁场强度部位附近。我们认为，射流驱动的EUV波优先发生在最薄弱的部分覆盖的环，和位置可以受到周围的磁场强度的环的两端。
2022-04-01 astro-ph.SR
Kinematics and Energetics of the EUV Waves on 11 April 2013
在这项研究中，我们提出了与2013年4月11日M6.5耀斑相关的极紫外（EUV）波的观测结果。太阳动力学天文台（SDO）在不同的EUV通道上观测到了这一事件。耀斑还与晕CME和II型射电爆发有关。我们观察到了EUV波的快分量和慢分量。快分量（被识别为快模式MHD波）的速度在600至640 km s ^-1的范围内变化，而慢分量的速度约为140 km s ^-1。我们观察到一个不寻常的现象，即当快分量EUV波通过两个连续的磁准分界线层（QSL）时，在局部形成两个稳定的波前。我们提出，部分向外传播的快模EUV波被转换成慢模磁流体动力学波，这些波被捕获在局部磁场结构中，形成连续的稳定波前。沿着另一个方向，快分量EUV波也在距离耀斑站点约225 Mm的日冕环中产生振荡。我们计算出极紫外波的能量为10^20焦耳。
2019-03-28 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: I. Statistics and CME source region characteristics
我们使用STEREO EUVI和COR仪器获得的高时间节奏图像来研究日冕物质抛射（CME）的演变，从它们的开始，通过脉冲加速到传播阶段。对于一组95 CME，我们推导出详细的高度，速度和加速度的配置文件和统计分析特征CME参数：峰值加速度，峰值速度，加速持续时间，启动高度，峰值速度，峰值加速度和CME源区域的大小的高度。得到的日冕物质抛射的峰值加速度范围为20 ~ 6800 m·s ^2，与加速度持续时间和峰值加速度时的高度成反比。74%的事件在低于0.5 Rsun的高度达到峰值加速度。起源于日冕低层致密源的日冕物质抛射更具有冲击性，在较小的高度上达到更高的峰值加速度。这些发现可以用洛伦兹力来解释，洛仑兹力驱动日冕物质抛射的加速度，并随高度和日冕物质抛射的大小而减小。
2011-08-02 astro-ph.SR
