CME Induced Thermodynamic Changes in the Corona as Inferred from Fe XI and Fe XIV Emission Observations during the 2017 August 21 Total Solar Eclipse
我们提出了第一个遥感观测的影响，从日冕物质抛射（CME）的太阳日冕的热力学性质之间的1和3 Rs。Fe XI（789.2 nm）和Fe XIV（530.3 nm）发射的测量是在2017年8月21日日全食期间在三个观测点使用相同的窄带通成像仪获得的。额外的连续成像仪被用来观察K+F电晕散射，这是至关重要的诊断在这里提出。日全食路径上两个地点之间的总距离为1400公里，相当于第一个地点和最后一个地点的日全食时间相差28分钟。这些观测被用来测量相对于连续散射的Fe XI和Fe XIV发射，以及来自线比的Fe 10+和Fe 13+的相对丰度。然后通过理论电离丰度值计算电子温度（Te）。我们发现Te的范围在冕洞中为1.1-1.2 × 10^6 K，在流光中为1.2-1.4 × 10^6 K。统计显着的变化Te发生在整个大部分的日冕之间的网站作为一个偶然的CME活动之前的日食的结果。这些结果强调了多站点和多波长日全食观测的独特优势，用于探测日冕在1至3 Rs的不间断距离范围内的动力学和热力学特性。
2019-11-25 astro-ph.SR
Coronal Electron Densities derived with Images acquired during the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
2017年8月21日的日全食是用配备线性偏振滤光片的数码单镜头反射（DSLR）相机观测的。开发了一种方法来结合15个不同的曝光时间（从1/4000秒到4秒）获得的图像，在每个像素中识别检测器线性的最佳间隔。由此产生的日冕马赛克图像延伸到超过5个太阳半径，投影像素大小为3.7弧秒/像素，有效图像分辨率为10.2弧秒，由可见的$α-$狮子座和$ν-$狮子座恒星确定。图像分析表明，在内部日冕的强度梯度是如此陡峭，附近的像素显示了高达$\sim 10 \%$的相对强度差异，这意味着，必须采取谨慎的分析时，单曝光偏振相机采集。分析了两种不同偏振器取向下获得的图像，得到了线偏振度和日冕中的偏振亮度$pB$。通过与莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）K-Cor仪器的$pB$测量数据的相互校准，数据分析提供了从1.1到$\sim 3$太阳半径的二维日冕电子密度分布。还利用完整的太阳图像和可见恒星的星等进行了绝对辐射校准。由此产生的绝对校准显示的一个因素$\sim 2$相对于MLSO的分歧，有趣的是，这是相同的分歧，最近发现的日食预测提供的MHD数值模拟。
2020-11-30 astro-ph.SR
Solar Total Eclipse of 21 August 2017: Study of the Inner Corona Dynamical Events Leading to a CME
日全食（TSE）日冕大、小尺度事件在历史文献中均有报道，但缺乏明确的天气学覆盖，无法研究与太阳盘更普遍的磁背景的关系。我们在这里分析了2017年8月21日日全食之前，期间和之后的日冕时间变化，这些变化来自一组地面和太空观测。高质量的地面白光（W-L）观测和深度图像处理使我们能够以不到一分钟的时间分辨率首次揭示这些变化。在这些小的径向距离，使用衍射有限的仪器在一个单一的网站上首次测量了一些精细的日冕功能的位移。与天基观测，包括从{ \it日地关系观测站}（STEREO）飞行任务观测的比较表明，这些特征属于缓慢的日冕物质抛射（CME），以几乎恒定的250公里/秒的速度通过日冕传播。我们的TSE图像提供了与在距离表面一个太阳半径处测量的相同的典型速度。这一事件是由日冕动力学引发的，表现为日珥爆发，就在日食观测之前开始，以及在AIA 171 A通道中可见的U形结构的上升，我们假设这是日冕空洞的下部。观测到日珥物质沿着日珥拱向下流向色球层。当日珥在临边上方约6 $^{\prime}$的高度处在STEREO-A视场中消失时，相应的通量绳似乎继续流向外日冕并产生具有湍流运动的缓慢CME。移动特征的整体质量基于从我们最好的W-L日食图像中提取的绝对光度数据进行评估。
2020-01-28 astro-ph.SR
Polarization of the Corona Observed During the 2017 and 2019 Total Solar Eclipses
我们在2017年8月21日和2019年7月2日发生的日全食期间对白光日冕进行了偏振观测，并成功地在两个不同的地点获得了两次日食的数据。在消除天空背景后，我们导出了K+F日冕的亮度、偏振亮度和偏振度，从临边上方到大约4 $R_\odot$。此外，我们隔离的K-和F-电晕与合理程度的极化的K-电晕。覆盖了大约4个$R_\odot$的视场使我们能够将导出的亮度和偏振与广泛的其他观测结果进行比较。比较的结果显示出显着的分散性，而一些观察与我们的结果呈现出很好的一致性，其他的表现出系统的差异。
2021-09-25 astro-ph.SR
A Search for High-Frequency Coronal Brightness Variations in the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
我们报告了在2017年8月21日从美国爱达荷州观看的日全食期间，太阳日冕绿线Fexiv 530.3 nm发射的短周期强度变化。我们的实验是用一个更灵敏的探测系统进行的，比以前的情况（1999年和2001年日食）有更好的空间分辨率，可以看到安静的日冕环和活动区环系统的细节。一个200毫米孔径的施密特-卡塞格伦望远镜与一个最先进的CCD相机一起使用，该相机具有16位强度鉴别和0.43度x 0.43度的视场，大约包含了可见日冕的三分之一。相机的像素大小为1.55弧秒，而日食期间的观测功能大约为1.55弧秒。2角秒（太阳上的1450公里）待解。在总体的122.9秒部分期间，以每秒3.49幅图像的帧速率记录了总共429幅图像。在分析中，我们特别搜索了短周期强度振荡和行波，因为理论预测短周期的快模式磁流体动力学（MHD）波在安静的日冕和活动区加热中可能很重要。首先允许各种仪器和光度的影响，我们使用了小波技术，在一些404 000像素的频率范围0.5-1.6赫兹（周期：2秒至0.6秒）的周期性搜索。我们还沿着大约65个日冕结构寻找行波。然而，我们在这两个方面都没有发现统计学上的显著证据。这个否定的结果大大细化了我们从以前的分析中获得的限制，它表明，未来对短周期日冕波的搜索可能更好地指向多普勒频移以及强度振荡。
2019-03-14 astro-ph.SR
The Airborne Infrared Spectrometer: Development, Characterization, and the 21 August 2017 Eclipse Observation
2017年8月21日，机载红外光谱仪（AIR-Spec）在距离NSF/NCAR湾流V研究飞机14公里的高度观测到日全食。该仪器成功地观测到了它被设计用来测量的五条日冕发射谱线：Si X 1.431 $μ$ m、S XI 1.921 $μ$ m、Fe IX 2.853 $μ$ m、Mg VIII 3.028 $μ$ m和Si IX 3.935 $μ$ m。确定这些磁敏感发射线的特征是设计未来仪器监测日冕磁场的重要第一步，日冕磁场驱动空间天气事件以及日冕加热、结构和动力学。AIR-Spec仪器包括图像稳定系统、馈源望远镜、光栅光谱仪和狭缝式成像仪。本文详细介绍了仪器的设计、光学准直方法、图像处理和数据标定方法。介绍了日食观测情况，并对现有资料进行了总结。
2022-05-02 astro-ph.SR physics.ins-det
The 2008 August 1 Eclipse Solar-Minimum Corona Unraveled
我们讨论的白光和[Fe XIV]发射日冕观测期间的日全食2008年8月1日，在蒙古（Altaj地区）和俄罗斯（Akademgorodok，新西伯利亚，西伯利亚）的结果。对应于目前的极端太阳极小期，白光日冕，可见达20个太阳半径，是一个短暂的类型与明显的头盔流光位于一个位置角48，130，241和322度的双折射链上方。在两极周围可以看到各种各样的冕洞，里面充满了一些细小的极地羽流。进一步的原始方法的图像处理，恒星高达12等，一个克鲁兹族彗星（C/2008 O 1），和一个日冕物质抛射（CME）也被检测到，与最小的可分辨的结构是，在某些地方甚至小于1角秒。即使我们的站点之间有19分钟的时间差，也可以看到日冕和日冕中的差异，可能是运动。除了显示连续日冕的高分辨率日冕图像外，（K-日冕），由光球光的电子散射产生，重叠的绿色发射线的图像（530.3nm，[Fe XIV]）电晕，并利用两个窄带滤光片进行了研究（分别以线本身为中心和对于529.1nm附近的连续谱），每个具有0.15nm的FWHM。通过太阳观测，我们咨询了太阳和日光层天文台，Hinode的XRT和SOT，TRACE和STEREO，以及Wilcox太阳天文台和SOHO/MDI磁图，我们将我们的日食观测放在当前异常低和延长的太阳极小期的背景下。
2009-07-09 astro-ph.SR
Detection of "diffuse" coronal He I 1083 during the April 8 2024 Solar Eclipse: evidence for terrestrial atmospheric scattering origin
本文利用CHEESE仪器在2024年4月8日日全食期间观测He I 1083 nm光谱，发现该信号在日冕和月面均出现，证明其源于地球大气散射而非太阳日冕中性氦。
2025-06-03 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Observed at the Total Solar Eclipse on 13 November 2012
2012年11月13日，我们在两个地点对日全食进行了白光观测，日全食发生的时间间隔为35分钟。我们捕捉到了一个正在进行的日冕物质抛射（CME）和一个前CME环结构，就在爆发前的高度范围在1-2 R_sun之间。CME的源区位于这一高度范围内，CME的物质和磁场都位于这一高度范围内。这个高度范围包括了低日冕的极紫外观测和高日冕的星载白光观测之间的差距，但日食观测表明，这个高度范围对研究CME的起源至关重要。日食观测基本上只是CME的快照，但它表明未来在这个高度范围内对CME的连续观测是有希望的。
2013-09-15 astro-ph.SR
Detection of polarization neutral points in observations of the combined corona and sky during the 21 August 2017 total solar eclipse
我们报告了2017年8月21日在美国爱达荷州雷克斯堡进行的日全食偏振观测结果。我们使用三台同步的DSLR相机，偏振滤光片分别朝向0°、60°和120°，以提供日冕和周围天空的高动态范围RGB偏振图像。我们测量了切向日冕偏振和垂直天空偏振，两者都符合预期。这些观测提供了日食太阳上方和下方的偏振中性点的详细探测，在那里日冕偏振被天空偏振所抵消。我们以Minnaert和Van de Hulst命名这些特殊的极化中性点。
2020-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Ludendorff Coronal Flattening Index of the Total Solar Eclipse on March 9, 2016
2016年3月9日日全食（TSE）的鲁登道夫日冕扁平指数是在太阳半径的不同距离上计算的。结果，我们得到了2个太阳半径处的日冕扁平指数$\left(ε=a+b\right)$为0.16。基于2016年TSE事件的$24^{th}$太阳活动周期位相为-0.64，表明日冕为前极小型。所得日冕扁平指数值给出了$25^{th}$太阳周期的月太阳黑子数（$W_{max}$）的预测最大振幅为$70\pm65$。因此，预测$25^{th}$太阳周期的太阳活动将低于当前太阳周期，当前太阳周期在2014年2月的太阳黑子数最大值为146
2016-10-25 astro-ph.SR
The Color and Brightness of the F-Corona Inferred from the 2019 July 2 Total Solar Eclipse
日全食（TSE）提供了一个独特的机会来量化K-日冕（电子），F-日冕（尘埃）和E-日冕（离子）的性质，从太阳表面连续到几个太阳半径。我们应用一种新的反演方法，使用2019年7月2日TSE期间在529.5 nm和788.4 nm之间获得的五个0.5 nm带通的非偏振总亮度（tB）观测，从K-和F-日冕连续体中分离发射。相对于光球的波长依赖性（即，颜色）来推断每个视线的K-和F-日冕的tB。我们比较了我们的K-日冕发射结果与莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的K-Cor偏振亮度（PB）观测日食的一天，和预测科学公司的前向建模K-日冕强度。(PSI)磁流体动力学（MHD）模型预测。我们的研究结果与以前的工作基本一致，并与MLSO数据和PSI-MHD预测相匹配，支持我们的方法和PSI-MHD模型的有效性。然而，我们发现F-日冕的tB高于低日冕中的预期，这可能表明F-日冕是轻微极化的-挑战了F-日冕完全非极化的常见假设。
2021-03-03 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Topology From Total Solar Eclipse Observations
测量太阳日冕的全球磁场仍然是非常具有挑战性的。在全太阳活动（TSE）期间拍摄的白光图像中观察到的精细尺度密度结构是目前推断日冕中从太阳边缘到几个太阳半径（Rs）的磁场方向的最佳代理。我们提出，第一次，冠状磁场连续1和6 Rs之间的拓扑结构，定量推断与滚动霍夫变换（RHT）为14个独特的日食日冕，跨越几乎两个完整的太阳周期。我们发现，日冕磁场的方向不会成为径向，直到至少3 Rs，与1.5和3 Rs之间的太阳周期的不同纬度和阶段的高方差。我们发现，大多数非径向日冕场拓扑结构发生在光球层中磁场强度较弱的区域上方，而较强的光球场与日冕中的高度径向场线相关。此外，我们发现了丰富的磁力线，从太阳表面连续延伸到几个太阳半径在所有纬度，无论冕洞的存在。这些结果对测试和约束日冕磁场模型，以及将现场太阳风测量与其太阳源联系起来具有意义。
2020-04-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Coronal Observations during the Total Solar Eclipse of 11 July 2010
在2010年7月11日智利复活节岛的日全食之前、之后和期间，使用无狭缝摄谱仪测量了太阳色球层和日冕的闪光光谱。这次日食发生在第24个太阳活动周期的开始，在太阳活动延长的最小值之后。在日食期间拍摄的光谱显示，与2008年8月1日日全食期间拍摄的光谱相比，红色和绿色日冕线的强度比不同，这发生在太阳活动周期23结束时。在太阳东、西翼相对于太阳自转轴相对对称的四个区域观测到了Fe XIV（5303 <$m）的特征日冕禁戒发射线。减去连续闪光光谱背景，识别出几条极弱的发射线，包括禁用的Ca XV（5694 nm），通常仅在非常高的激发区域检测到，例如，在耀斑期间或在大的太阳黑子之上。色球层的高度是利用轻元素的谱线通过衍射法测量的，并与利用重元素的谱线测量的较低色球层的等效高度进行比较。
2012-02-07 astro-ph.SR
Mechanisms and Observations of Coronal Dimming for the 2010 August 7 Event
日冕极紫外（EUV）辐射的变暗有可能成为日冕物质抛射（CME）的有用预报者。当发射物质离开日冕时，会留下一个暂时的空隙，可以在光谱图像和辐照度测量中观察到。日冕物质抛射的速度和质量应该会影响这些观测的特征。然而，其他物理过程可能会混淆观察结果。我们描述这些过程和预期的观测签名，特别强调的差异。然后，我们将这种理解应用于2010年8月7日发生的日冕变暗事件及其相关的CME。太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）和极紫外线变率实验（EVE）的数据用于观测变暗，而太阳和日光层天文台（SOHO）的大角度和光谱日冕仪（LASCO）和日地关系天文台（STEREO）的COR 1和COR 2用于获得相关CME的速度和质量估计。我们开发了一种技术，用于减轻温度的影响，在日冕变暗的星盘辐照度测量采取的EVE。我们发现，对于这个事件，近100%的调光是由于日冕中的质量损失。
2014-05-23 astro-ph.SR
Coronal temperature profiles obtained from kinetic models and from coronal brightness measurements obtained during solar eclipses
Lemaire [2012]根据Saito的平均日冕白光（WL）亮度和偏振观测模型推导出赤道和极地日冕的日冕密度、温度和热通量分布。它们进行了比较，从一个动力学碰撞/太阳日冕外逸层模型确定的。这种比较表明，在无碰撞区域中，在大径向距离（> 7 Rs）处的分布相当相似。然而，在靠近太阳的太阳风的加速区域中发现了相当重要的差异。外逸层热通量的方向是远离太阳的，而从所有WL日冕观测中推断出的方向是相反的，即，将热量从内日冕传导到色球层。这可能表明日冕加热速率的来源向上延伸到内日冕，在那里它在r > 1.5 Rs时达到最大值，远高于过渡区。
2012-07-20 astro-ph.SR
Total solar eclipse 2024 modelling with COCONUT
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯凯多夫斯卡大学）
本研究利用动态3D MHD模型预测2024年4月8日总日食期间的日冕配置，发现动态模拟比准稳态模拟更准确。
2025-11-09 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
Exploring the Physics of the Corona with Total Solar Eclipse Observations
这份白皮书呼吁各方共同努力，支持未来十年的日全食观测，特别是2017年8月21日将穿越美国大陆的日食。随着图像处理技术和探测器技术的最新进展，利用可见光和近红外波长范围内的独特诊断工具来探索日冕物理的时机已经成熟。在这个波长范围内的日冕发射线的优势，超过他们的极紫外对应物，是（1）在他们的激发过程中的重要辐射成分（除了碰撞激发之外），这允许观测到几个太阳半径，（2）可用于成像的更高光谱选择性，为每个带通提供明确的温度响应（一条谱线与多条谱线相对），以及（3）在多条谱线中进行偏振测量的能力。因此，日冕等离子体的热力学和磁性质的演化可以从太阳表面开始探索到几个太阳半径，即日冕中最重要的区域，太阳磁场的膨胀和太阳风的加速发生。如果没有埃斯佩纳克和安德森发表的宝贵的日全食公报，日食观测的规划将是不可能的，因此也呼吁确保继续支持这些努力。
2011-08-11 astro-ph.SR
Analysis of the solar coronal green line profiles from eclipse observations
对日冕绿线剖面的分析揭示了日冕的温度、密度、多普勒速度、非热速度等物理条件的信息，为解决日冕加热和太阳风加速等尚未解决的问题提供了见解。最近的研究报告了日冕线轮廓中的过度蓝移，并被解释为由于纳米耀斑加热，II型针状体和新生太阳风流。我们分析了2001年6月21日在赞比亚卢萨卡日全食期间获得的日冕法布里-珀罗干涉图的时间序列。研究了日冕绿线轮廓的空间行为，得到了强度、线宽、多普勒速度和线不对称性的变化。几条谱线显示出不对称性，表明存在多组分。用双高斯曲线拟合这些谱线轮廓。已经发现，42%的谱线轮廓是单分量的，34%是蓝移的，24%是红移的。一个典型的蓝不对称谱线的二次分量的相对强度约为0.26，多普勒速度约为-30 km/s，半宽约为0.65A。
2013-07-01 astro-ph.SR
Photometric analysis of the corona during the 20 March 2015 total solar eclipse: density structures, hydrostatic temperatures and magnetic field inference
我们在2015年3月20日的最后一次日全食（Falcon 7 X和地面斯瓦尔巴特群岛的机载观测）时提出了一些新的白光日冕的精确CCD光度分析。我们测量了在北、南、赤道区沿1.001 ~ 3太阳半径径向的日冕亮度剖面，去掉了F日冕和天空背景。这些研究允许评估密度梯度，结构和温度的不均匀性，通过考虑K日冕白光中的汤姆逊散射以及SDO/AIA和SWAP Proba 2空间飞行任务同时观测到的EUV Fe XII 193 A（1至2 MK）和Fe XI 171/174（较低温度）的发射。注意到区域之间的一些分散。本文讨论了太阳大气中流体静力平衡假设的局限性，以及磁场压力梯度的贡献，并与Predictive Sc.这些结果与用相同方法分析的更安静的2010年日全食日冕的结果进行了比较。这种对内部和中间白光日冕的光度分析将有助于欧空局Aspiics/Proba 3飞行编队未来日冕照相任务的准备工作，以便在空间产生人工日食时进行新的调查。请注意，Aspiics还将在5876 A处的He I D3线中进行观察，并将在分析橙色白光连续光谱的同时记录Fe XIV线5303 A的强度，包括精确的偏振分析。
2015-10-21 astro-ph.SR
Structure and Dynamics of the 13/14 November 2012 Eclipse White-Light Corona
继续我们在太阳活动周期中对日冕运动和动力学的一系列观测，我们在2012年11月13日（UT）/14日（当地时间）日全食期间从澳大利亚昆士兰州的站点观测日冕。日冕呈现出太阳活动极大期典型的低椭圆率形状（平坦指数ε = 0.01），显示了我们在本杂志和其他地方观察和分析的2006年，2008年，2009年和2010年日食的复合日冕图像的变化。在穿越澳大利亚东北部海岸后，日全食的其余部分都在海洋上空，因此只有船上的观测者才能看到更远的日全食。我们的研究结果包括测量速度的日冕物质抛射，在36分钟的通道从昆士兰海岸到新西兰北部的一艘船，我们发现413公里/秒的速度，我们分析其动力学。我们讨论了几种类型的日冕特征的形状和位置上看到我们的高分辨率合成昆士兰太阳日冕图像，包括，许多头盔流光，非常微弱的明亮和黑暗的循环在头盔流光，空隙和径向取向的薄流光的基础。我们比较了我们的日食观测与磁场的毛球模型，证实了预测的有效性，我们将日食现象与NASA太阳动力学天文台（SDO/AIA）大气成像组件的近同步图像联系起来，NASA日地关系天文台的极紫外成像仪（STEREO/EUVI），ESA/ROB的PROBA 2/SWAP和NRL的LASCO对ESA的SOHO。例如，东南部的日冕物质抛射与太阳耀斑有关，我们用SWAP系列图像追踪了它的起源。
2014-12-03 astro-ph.SR
Cool matter distribution in inner solar corona from 2023 total solar eclipse observation
本研究通过2023年日全食双滤光带观测，推导出内日冕中由中性铁原子代表的冷物质分布，揭示了其与自由电子分布的关键差异，表明日冕加热并非普遍分布，微量光球中性原子可逃逸进入日冕。
2024-04-29 astro-ph.SR
New deep coronal spectra from the 2017 total solar eclipse
日全食允许使用来自电子（K-日冕）的连续白光（W-L）辐射，来自离子（E-日冕）的禁用发射线的叠加光谱和具有F-线（F-日冕）的尘埃成分对日冕的内部和外部进行深入分析。通过对W-L谱进行充分的色散，可以得到日冕尘埃成分的夫琅和费（F）谱，并可以计算出连续汤姆逊辐射。研究了具有不同电离度的离子的叠加发射线，以允许测量温度、非热速度、多普勒频移和丰度。我们描述了一个高光谱分辨率的狭缝光谱实验，用于分析2017年8月21日从美国爱达荷州观测的日全食期间观测到的准最小型日冕的最典型部分。利用深谱对流光、活动区增强和极冕洞进行了很好的测量。在日全食期间，用长狭缝获得了60个光谱，覆盖510至590 nm范围内的+/-3个太阳半径。K+F连续谱日冕在2个太阳半径范围内暴露良好。F日冕甚至可以在太阳边缘测量。发现或证实了新的弱发射谱线。几乎到处都能记录到罕见的高FIP ArX线;到处都能很好地记录到FeXIV和NiXIII线。这是第一次在CH区域内测量热线。各谱线的非热湍动速度的径向变化与平均值的偏差不大。在日冕的内部和中部没有明显的大多普勒频移。FXIV线的两翼显示出一些非高斯性。
2019-11-05 astro-ph.SR
Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse
University of Michigan（密歇根大学）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。
2026-07-22 astro-ph.SR
Serendipitous observation of a coronal mass ejection during the total solar eclipse of 14 December 2020
我们报告了2020年12月14日日全食的观测结果，在此期间，可以看到日冕物质抛射正在传播。一套全面的照片，涵盖了高动态范围的曝光允许表征其尺寸。在全食的几分钟内可以看到锋面的位移。
2021-06-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Numerical Investigation of a Coronal Mass Ejection from an Anemone Active Region: Reconnection and Deflection of the 2005 August 22 Eruption
利用三维热力学磁流体动力学模型SWMF对2005年8月22日发生的一次日冕物质抛射（CME）的日冕演化过程进行了数值模拟研究。喷发的源区是海葵活动区（AR）10798，它出现在日冕洞内。我们验证我们的模拟电晕产生合成的极紫外（EUV）图像，我们比较EIT图像。我们启动的CME与平衡磁通绳的取向和手征选择与H-α灯丝的观察一致。在爆发期间，磁通绳的一个足点与流光磁场线和来自相邻冕洞的开放磁力线重新连接。它产生一个喷发，其中有一个混合的封闭和开放的扭曲场线，由于交换重联和只有一个脚点线绑在源区。即使有大规模的重联，我们没有发现CME的强旋转的证据，因为它的传播。我们研究了日冕物质抛射的偏转，发现在传播的前30分钟内，洛伦兹力的作用使日冕物质抛射向东偏转约3度/Rsun。我们还制作了日冕物质抛射的日冕和极紫外图像，并与实像进行了比较，确定了与重连过程相关的变暗区域。我们讨论的影响，我们的研究结果到达地球的CME起源于肢体和模型来解释存在的开放的磁场线的磁云。
2011-06-27 astro-ph.SR
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2. III. Inferring the Coronal $T_e$ with a Radiative Differential Emission Measure Inversion
本文提出辐射微分发射度（R-DEM）反演方法，利用日全食可见光与红外发射线推断日冕电子温度分布，发现1.4 R$_\odot$以外呈双峰等温结构，并通过MHD模拟验证了方法有效性。
2023-06-07 astro-ph.SR
The Double-Bubble CME of the 2020 December 14 Total Solar Eclipse
日全食继续为探索日冕的磁拓扑结构和研究诸如日冕物质抛射（CME）等动态事件提供宝贵的平台-与目前任何其他方法相比，日全食在更大的空间连续范围内具有更高的空间分辨率。在这封信中，我们提出了从太阳表面到超过5个太阳半径的“双泡”CME结构的完整范围的观测结果，如在2020年12月14日TSE期间捕获的。它通过日冕的演变是从两个观测点记录下来的，它们的全食时间相隔13分钟。日食观测得到了大量天基观测的补充，包括：SDO/AIA和STEREO-A/EUVI的太阳盘和低日冕的极紫外观测，SOHO/LASCO-C2的白光日冕观测，STEREO-A/WAVES和WIND/WAVES的无线电，以及GOES-16的X射线。我们还描述了磁场与位场源表面模型。这个CME事件本身特别有趣，因为它展示了导致双气泡结构的日珥通道和活动区域之间的相互作用。尽管有过多的天基观测，但只有日食数据能够提供适当的背景来连接这些观测，并对这种独特的CME进行详细研究。
2021-06-08 astro-ph.SR
The Solar Corona during the Total Eclipse on 16 June 1806: Graphical Evidence of the Coronal Structure during the Dalton Minimum
可见的日冕结构，特别是日冕流光的空间演化，提供了有关太阳磁活动和太阳发电机的间接信息。在整个蒙德极小期的日全食期间观察到的它们明显缺乏结构，被解释为太阳磁场与现代周期相比发生重大变化的证据。从最近的道尔顿极小期获得的日食观测可能能够提供进一步的信息，太阳黑子活动介于最近周期和蒙德极小期之间。在这里，我们展示并检查了1806年6月16日道尔顿极小期期间日全食的两个图形记录。这些记录显示了内环周围的显著射线和流光。环的宽度约为0.44 R_S，拖缆的长度超过11.88 R_S。结合针状体或日冕的记录，这些日食记录在日冕结构方面直观地对比了道尔顿极小期和蒙德极小期，并支持了现有的基于太阳黑子观测的讨论。这些日食记录与模拟的开放太阳通量和重建的慢太阳风在大多数纬度的太阳周期阶段大致一致。
2020-06-04 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal Densities, Temperatures and Abundances During the 2019 Total Solar Eclipse: The Role of Multi-Wavelength Observations in Coronal Plasma Characterization
机载红外光谱仪（AIR-Spec）为探索近红外（NIR）波长范围提供了前所未有的机会。它曾在2017年和2019年的两次日全食中飞行。在第二次飞行（2019年7月2日）中，大大改进的仪器的波长范围被转移到覆盖S XI的两条密度敏感线。在本文中，我们研究了详细的诊断温度，电子密度和元素丰度的比较结果从AIR-Spec狭缝位置以上的东，西翼与Hinode/EIS，PolarCam探测器和SDO/AIA。我们发现从EIS EUV线比率获得的电子密度，从NIR S XI比率获得的电子密度和从偏振亮度PolarCam测量获得的电子密度非常一致。电子密度的范围从靠近肢体的Log Ne [cm] $^{-3}]$ = 8.4，下降到$R_0=1.3$的7.2。EIS谱表明，西翼以上的温度分布是近等温的约1.3 MK，而在东部有一个额外的高T分量。AIR-Spec在Si X和S XI中的辐射率以及AIA在171、193和211埃波段的数据与EIS结果一致。EIS和AIR-Spec数据表明，硫丰度（相对于硅）在这两个地区都是光球，证实了我们之前对2017年日食的结果。AIA数据还表明，铁的绝对丰度是光球的。我们的分析证实了近红外波长范围的诊断潜力的重要性，这一重要的波长范围可以可靠地和独立地用于确定日冕等离子体参数。
2022-12-22 astro-ph.SR
Coronal Plasma Characterization via Coordinated Infrared and Extreme Ultraviolet Observations of a Total Solar Eclipse
我们提出了2017年8月21日日全食的协调日冕观测与机载红外光谱仪（AIR-Spec）和极紫外成像光谱仪（EIS）。这些仪器在近中红外（IR）和极紫外（EUV）两种不同的波长范围内提供了前所未有的日冕视图，为表征复杂的日冕等离子体环境开辟了新的途径。在日全食期间，AIR-Spec在赤道西翼附近采集了日冕红外光谱，在1.4 - 4 $μ$ m的两个通带中探测到了Mg VIII、S XI、Si IX和Si X的强源。我们应用发射测量（EM）轨迹分析这些红外发射线，以测试其作为日冕温度诊断的能力。密度敏感的Fe XII 186.9 <$/192.4 <$线对提供空间分辨的视线电子密度，支持EM位点分析。由此，我们发现EM轨迹交点在距离肢体30弧秒处的温度为$10^{6.13}$ K，在距离肢体100弧秒处的温度为$10^{6.21}$ K。应用相同的EM位点分析27 EIS发射线与7个离子物种（Fe X-XIV，S X，和Si X）证实了这些结果，显示了强有力的证据，等温等离子体在整个区域。然而，IR EM轨迹分析遭受适度的不确定性。可能的来源包括：弱信号，来自日珥的红外污染，以及连续辐射的光激发。无论如何，我们证明了EUV光谱数据是有价值的限制日冕红外发射模型，并将是未来的红外太阳观测站，特别是DKIST的有力补充。
2019-02-14 astro-ph.SR
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2: II. The First Absolute Brightness Measurements and MHD Model Predictions of Fe X, XI and XIV out to 3.4 Rs
我们给出了在2019年7月2日日全食（TSE）期间观测到的Fe X，Fe XI和Fe XIV可见日冕发射线的空间分辨绝对亮度，从1.08到3.4 $R_\odot$。日冕的形态是典型的太阳极小期，偶极场占主导地位，表现为大的极冕洞和广泛的赤道流光带。发现Fe XI线是最亮的，其次是Fe X和Fe XIV（以磁盘$B_\odot$为单位）。所有的线条之间的流光和冕洞的亮度变化，其中Fe XIV表现出最大的变化。然而，Fe X在纬度上保持着惊人的均匀性。Fe线亮度被用来推断整个日冕的相对离子丰度和视线平均电子温度（$T_e$），产生的值从1.25 - 1.4 MK的冕洞高达1.65 MK的核心流光。然后，将线亮度和推断的$T_e$值与PSI磁流体动力学模型对该TSE的预测进行定量比较。MHD模型对Fe线的预测总体上相当好，而正演模型的线比略微低估了观测推断的$T_e$，在整个日冕上平均为5 - 10%。极冠孔中较大的差异可能表明加热不足和/或方法中的其他限制。这些比较突出了TSE观测对日冕和太阳风形成的约束模型的重要性。
2022-07-18 astro-ph.SR
New Observations of the IR Emission Corona from the July 2, 2019 Eclipse Flight of the Airborne Infrared Spectrometer
机载红外光谱仪（AIR-Spec）是在2017年日全食期间投入使用的，当时它观测到了美国国家科学基金会（NSF）拥有的湾流V（GV）研究喷气机的五条红外日冕发射线，并由国家大气研究中心（NCAR）运营。第二次AIR-Spec研究飞行发生在2019年7月2日南太平洋日全食期间。2019年日食飞行进行了7分钟的观测，在此期间仪器测量了所有四条目标发射线：S XI 1.393 $μ$ m，Si X 1.431 $μ$ m，S XI 1.921 $μ$ m和Fe IX 2.853 $μ$ m。首次探测到1.393 $μ$ m谱线，可能首次探测到Si XI 1.934 $μ$ m和Fe X 1.947 $μ$ m。2017年AIR-Spec对Fe IX的探测得到确认，并首次观测到Fe IX谱线强度随太阳半径的变化。大地吸收特征用于校准波长映射、仪器展宽和仪器的通量。AIR-Spec进行了重大升级，为2019年日食观测做准备。热背景降低了30倍，信噪比提高了5.5倍，后处理指向稳定性提高了5倍，达到了$<$ 10 arcsec rms。此外，还识别并解决了两个成像伪影，提高了光谱分辨率，使2019年的数据更容易解释。
2022-05-02 astro-ph.SR
Search for Rapid Changes in the Visible-Light Corona during the 21 June 2001 Total Solar Eclipse
对2001年6月21日日全食期间位于赞比亚卢萨卡的SECIS快帧CCD相机获得的8000幅图像进行了分析，以寻找强度的短周期振荡，这可能是MHD波耗散引起的日冕加热机制的特征。图像是在白光和Fe XIV绿线（5303 A）通道中拍摄的，时间超过205秒（帧速率39 s-1），大约是这个位置的日全食的长度，像素大小为4角秒平方。这些数据的质量比我们在1999年8月11日观测到的日全食（Rudawy等人：太空人。太空人。416，1179，2004），因为图像被更好地曝光，并且所使用的定日镜的驱动系统中的增强给出了大大改善的图像稳定性。经典的傅立叶和小波技术已被用来分析在29518个位置的发射，其中10714个发射在合理的高水平，搜索周期波动的周期范围为0.1-17秒（频率0.06-10赫兹）。虽然一些可能的周期性是明显的小波分析，没有空间和时间限制的周期性在当地的亮度曲线被发现是物理上重要的。这意味着普遍的阿尔芬波状现象（Tomczyk等人：Science 317，1192，2007）使用CoMP仪器的偏振观测不会引起显著的振荡强度波动。
2010-09-27 astro-ph.SR
Total Solar Eclipse White Light Images as a Benchmark for PFSS Coronal Magnetic Field Models: An In-Depth Analysis over a Solar Cycle
本研究利用2008至2020年日全食白光图像作为基准，通过滚动霍夫变换定量评估PFSS日冕磁场模型，发现随太阳活动周期调整源面半径可优化模型可靠性，但模型与数据间仍存较大差异。
2024-08-28 astro-ph.SR
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 astro-ph.SR
Derived electron densities from linear polarization observations of the visible-light corona during the 14 December 2020 total solar eclipse
本研究设计新型日冕成像偏振器（CIP），在2020年日全食期间观测可见光偏振亮度，经定标和反演获得日冕电子密度，结果与先前研究吻合，并探讨了偏振角度数量对结果的影响。
2023-10-13 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of the Solar Corona during the 2017 August 21 Total Solar Eclipse: Comparison of Spectral Line Widths and Doppler Shifts Between Open and Closed Magnetic Structures
利用2017年日全食期间3PAMIS光谱仪观测，比较开放与闭合磁结构的谱线宽度和多普勒位移，发现开放结构（如冕洞）中Fe X线宽更宽且随高度增加，表明波动加热主导，而闭合结构中Fe XIV线宽恒定，指示局部加热，凸显了日全食光谱学的独特优势。
2024-03-15 astro-ph.SR
Identifying the Coronal Source Regions of Solar Wind Streams from Total Solar Eclipse Observations and in situ Measurements Extending Over a Solar Cycle
这封信利用了2006年至2020年期间在白光Fe XI 789.2 nm下获得的一组独特的日全食观测结果（$\rm T_{fexi}$ = $1.2 \pm 0.1$ MK）和Fe XIV 530.3 nm（$\rm T_{fexiv}$ = $ 1.8 \pm 0.1$ MK）发射，辅以ACE/SWEPAM-SWICS的原位Fe电荷状态和质子速度测量，以确定不同太阳风流的源区。日食观测揭示了开放结构的普遍存在，总是与$\rm Fe^{10+}$的Fe XI发射有关，因此在膨胀的日冕中有一个恒定的电子温度，$\rm T_{c}$ = $\rm T_{fexi}$。原位Fe电荷状态被发现集群周围$\rm Fe^{10+}$，独立的300至700公里的$\rm s^{-1}$流的速度，被称为连续的太阳风。因此，$\rm Fe^{10+}$在连续的太阳风和太阳上的$\rm T_{fexi}$源之间产生了基准联系。虽然Fe XIV发射的空间分布，从$\rm Fe^{13+}$，与流光，整个太阳周期的变化，零星出现的电荷状态$> \rm Fe^{11+}$，在原地，表现出没有周期依赖性，无论速度。这些后者流被证明是从热日冕等离子体中释放的温度$\ge \rm T_{fexiv}$内的隆起的流光和活跃的地区，驱动的动态行为的磁链接到他们。连续的慢、中、快太阳风流的发现，以膨胀日冕中的相同$\r…
2021-03-03 astro-ph.SR
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Global Non-Potential Magnetic Models of the Solar Corona During the March 2015 Eclipse
七个不同的模型被应用于模拟2015年3月20日日食期间太阳日冕磁场的同一问题。所有的模型都是无势的，允许自由磁能，但是相关的电流以显著不同的方式发展。这不是对日冕建模技术的直接比较，因为不同的模型也使用不同的光球边界条件，反映了目前在该领域使用的方法的范围。尽管存在显著差异，但结果显示整体磁拓扑结构具有广泛的一致性。在这些模型中，有显着的体积电流在大部分的电晕，有普遍的协议，总的潜在的磁能的比例应该约为1.4。然而，有显着的差异，电流分布，而静态外推是最好的能够重现活跃的地区，他们无法恢复剪切磁场在灯丝通道使用目前可用的矢量磁图数据。相比之下，时间演化模拟可以恢复细丝通道场，代价是不匹配活动区域内的观察到的矢量磁场。我们建议，目前，最好的方法可能是一个混合模型，使用静态外推，但与其他简化的演化模型通知的信息。这是由一个模型证明的。
2018-08-02 astro-ph.SR
LOFAR imaging of the solar corona during the 2015 March 20 solar eclipse
太阳日冕是一种高度结构化的等离子体，其温度可达~2 MK以上。在低频（分米波和米波），电磁波的散射和折射被认为会大大增加成像射电源的大小（高达几弧分）。然而，源的大小与湍流散射的关系仍有待研究。由于在低频率下对日冕进行高空间分辨率观测的罕见性，将源展宽与传播效应联系起来的理论预测尚未得到观测的充分证实。在这里，低频阵列（LOFAR）在2015年3月20日的日偏食期间使用高达~3.5 km（对应于~1- 2 '的分辨率）的基线以120-180 MHz观测日冕。使用了月球反掩星技术，以获得比标准干涉成像（~ 2.4“）更高的空间分辨率（~ 0.6”）。这提供了一种研究散射对表观源尺寸加宽的贡献的方法。有人发现，去掩星技术揭示了一个更结构化的安静的日冕，是没有解决从标准成像，这意味着散射可能被高估，在这个地区时，使用标准成像技术。然而，使用去掩星和标准成像两者，活动区域源被测量为~4'。这可能是由于活跃区域的湍流密度波动增加了无线电波的散射，这比安静的太阳更严重。
2021-02-10 astro-ph.SR
Observations of the Polarized Solar Corona during the Annular Eclipse of October 14, 2023
本文介绍面向业余与学生制作的CATEcor外遮光日冕仪，并报告其在2023年日环食双站观测中成功获取至约2.25 R⊙的日冕亮特征。
2024-04-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
The 2023 Australian Total Solar Eclipse: Line Emission of Fe XIV, Fe X and Fe XI out to 6 solar radii
Wentworth Institute of Technology（文特沃斯理工学院）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Brno University of Technology（布尔诺理工大学）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
2023年澳大利亚日全食观测揭示Fe XIV、Fe X和Fe XI在日冕中的发射特征，首次确定中日冕区域的发射比，为日冕加热和太阳风形成研究提供新数据。
2025-11-30 astro-ph.SR
Formation of Coronal Mass Ejection and Post-eruption Flow of Solar Wind on 2010 August 18 event
空间环境状况对预报由太阳风扰动产生的地磁暴起着重要作用。穿过日球层的日冕物质抛射（CME）通常有一个长时间（长达几天）的速度下降的轨迹，这影响了随后的西南流的传播。我们研究了2010年8月18日事件中CME和CME后部后面的喷发后等离子体流，这些都是由几种天基仪器正交观测的。用极紫外望远镜和日冕仪观测日冕中的喷发，发现了几个离散的外流，随后是一个连续的无结构的喷发后流。与这次CME有关的行星际日冕物质抛射（ICME）在8月20日16：14 UT至8月21日13：14 UT期间由日地关系天文台（STEREO-A）上的等离子体和超热离子成分（PLASTIC）仪器记录到，之后的3天内存在西南扰动。运动学的考虑与使用的重力和阻力为基础的模型表明，离散的等离子体流可以与ICME，而喷发后流出到达SW瞬态的下降部分。我们模拟了铁离子的电荷分布的ICME和后CME的SW部分使用的等离子体温度和密度的喷射区域来自差分发射测量分析。结果表明，在所研究的事件中，ICME后拖尾区与来自日冕的喷发后气流有关，而不是与CME夹带的环境SW有关。
2022-03-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Characteristics of kinematics of a coronal mass ejection during the 2010 August 1 CME-CME interaction event
利用STEREO/SECCHI COR和HI数据研究了2010年8月1日事件期间两次连续的日冕物质抛射（CME）的相互作用。我们获得的运动方向CME通过应用几个独立的重建方法，并发现CME头在类似的方向。这提供了证据表明，在HI 1视场中可以观察到的两个CME之间发生了完全的相互作用。通过结合1天文单位的CME的远程观测和现场测量，导出了从太阳到地球的更快CME的完全反投影运动学。速度较快的日冕物质抛射（日冕物质抛射2; ~1200 km/s）的速度分布图显示，在到达速度较慢的前一日冕物质抛射（日冕物质抛射1; ~700 km/s）的距离范围内，速度会大幅减速。通过应用基于拖动的模型，我们能够再现CME 2的运动学轮廓，这表明CME 1代表CME 2的磁流体动力学障碍，并且在相互作用之后，合并的实体在安静的太阳风条件下典型的速度和密度的环境流中作为单个结构传播。观测事实表明，磁力可能有助于增强CME 2的减速。我们推测，当CME 2弯曲和压缩CME 1的磁场线时，磁张力和压力的增加会增加阻力的效率。
2012-02-03 astro-ph.SR
The U.S. Eclipse Megamovie in 2017: a white paper on a unique outreach event
2017年日食期间的全食横跨美国大陆的整个宽度，从俄勒冈州到南卡罗来纳州。因此，它提供了一个机会，将业余观测者在整个路径上获得的大量图像汇集成日冕演变的连续记录;在美国大陆，全食持续了一个半小时。虽然我们把这次活动描述为一个公众教育和宣传的机会，这样一部具有很高时间分辨率并延伸到色球层的电影还将包含有关日冕物理学的前所未有的信息。
2012-04-09 astro-ph.SR
Broadband Radio Spectral Observations of Solar Eclipse on 2008-08-01 and Implications on the Quiet Sun Atmospheric Model
利用2008年8月1日酒泉日食射电宽带光谱联合观测资料，（月全食）和怀柔（日偏食）在2.00 - 5.60 GHz（酒泉），2.60 - 3.80 GHz（中国太阳宽带射电光谱仪，SBRS/怀柔），和5.20 - 7.60 GHz（SBRS/Huairou），连续组合了一系列频率为2.60 - 7.60GHz的宽带光谱，用于日食的同步观测。这是首次尝试在日全食和日偏食期间利用两台不同位置的宽频带望远镜对日食射电辐射进行分析。在此基础上，建立了一个新的宁静太阳日冕等离子体密度的半经验模型，并与经典模型进行了比较。
2009-11-13 astro-ph.SR
Physical Properties of 29 March 2006 Solar Corona
本文利用2006年3月29日日全食的偏振观测，计算日冕强度、偏振度、电子密度和平均温度，并与经典模型对比，除偏振度外均吻合良好。
2025-10-09 astro-ph.SR
Structure and Dynamics of the Inner Corona Measured from the DEB Initiative 2024 Eclipse Image Sequence
Southern Illinois University Carbondale（南伊利诺伊大学卡本代尔分校）；Tucson Amateur Astronomy Association（图森业余天文协会）；Peninsula Astronomical Society（半岛天文学会）；Mountain View Observatory（山景天文台）；Meade County High School（米德县高中）；Unity Point Elementary School（联合点小学）；Bear Valley Springs Astronomy Club（熊谷泉天文俱乐部）；Western Region Astronomical League（西部地区天文联盟）；Totality Town, LLC（全食镇有限责任公司）；Mid-Georgia Astronomical Society（佐治亚中部天文学会）；Texas A&M University（得克萨斯农工大学）；Midlothian Heritage High（米德尔顿遗产高中）；Columbus State University（哥伦布州立大学）；Junior Texas Astronomical Society（青年得克萨斯天文学会）；Towson University（陶森大学）；Colorado State University Ft Collins（科罗拉多州立大学）；Texas Astronomical Society（得克萨斯天文学会）；Jefferson College（杰斐逊学院）；St. Louis Astronomical Society（圣路易斯天文学会）；Ladue Horton Watkins HS（拉杜霍顿沃特金斯高中）；Southeast Missouri State University（密苏里东南州立大学）；Astronomical Association of Southern Illinois（南伊利诺伊天文协会）；CIVA Charter High School（CIVA特许高中）；Talawanda High School（塔拉万达高中）；University of Washington Seattle（华盛顿大学西雅图分校）；North Seattle College（北西雅图学院）；Southern Maine Astronomers（缅因南部天文学家）
该研究利用DEB公民科学项目在2024年日全食观测数据，测量日冕亮度径向剖面、扁平化参数等，对比MHD模型，发现模型与测量结果有差异，未来可通过日冕强度和径向速度测量更严格约束内日冕模型。
2026-07-17 astro-ph.SR
Prominence-cavity regions observed using SWAP 17.4 nm filtergrams and simultaneous eclipse flash spectra
来自PROBA 2的SWAP图像在174 ° C的Fe IX/X线与2010年7月11日日全食期间获得的同步无缝闪光光谱进行了比较。用星载成象仪在日食光谱上记录了大量微弱的低激发发射线以及He Ⅰ和He Ⅱ的Paschen α色球线，并得到了相应的临边光谱区。我们分析了通过对80个单独光谱求和获得的深闪光光谱，以评估连续谱的强度调制。在日食和SWAP图像中，在双折射边界处观察和测量到强度不足。解释为相对抑郁症的等离子体密度的突出空腔，产生的日冕内周围的对流，和一些强烈的加热发生在这些地区，进行了讨论。光度测量显示在不同的尺度和不同的，光谱窄，时间间隔的双折射和日冕背景。
2012-11-25 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
Signatures of the slow solar wind streams from active regions in the inner corona
慢太阳风的某些局部来源可以与光谱检测到的活动区边缘的等离子体流出相关联，并伴有内日冕中的特定特征。极紫外望远镜（例如SPIRIT/CORONAS-F、TESIS/CORONAS-Photon和SWAP/PROBA 2）有时会在1 MK铁发射线的活动区域上方的边缘观察到扩展的射线状结构，并被描述为“日冕射线”。为了验证日冕射线和等离子体外流之间的关系，我们分析了一个孤立的活动区（AR）相邻的小冕洞（CH）观察到不同的EUV仪器在2009年7月底至8月初。8月1日，EIS在AR中显示了两个多普勒速度V =10-30 km/s的紧凑外流，并伴有从其区域发散的扇形环。7月31日EUVI/STEREO-A和8月7日TESIS观测到的冕状射线都是在边缘处产生的。射线与扩展到流光柄的开放磁场线共同对齐。利用离散元分析发现，从流出区发散的扇形环具有约1 MK的优势温度，这与流出等离子体流的优势温度相似。STEREO-B，ACE，WIND，STEREO-A测量的太阳风参数与CR 2086导出冕洞的Wang-Sheeley-Arge图上作为源区的太阳风一致。这项研究的结果支持这样的建议，即日冕射线可以代表从AR流出的签名传播在内部日冕沿开放场线进入日光层。
2012-05-02 astro-ph.SR
