Modeling the thermodynamic evolution of Coronal Mass Ejections (CMEs) using their kinematics
早期对日冕物质抛射（CME）的研究，主要是利用遥感和现场观测，试图确定CME的某些内部性质，这些性质局限于一定的位置或一定的时间。为了理解日冕物质抛射在日球传播过程中内部热力学状态的演化，我们改进了自相似磁绳内态（FRIS）模型，该模型受到日冕物质抛射的传播和膨胀速度分布的约束.我们将该模型应用于2008年12月12日爆发的CME，并探讨了CME的内部状态。结果表明，随着CME远离太阳，CME等离子体的多变指数从1.8逐渐减小到1.35，表明CME在到达绝热状态之前释放热量，然后吸收热量。我们进一步估计了日冕物质抛射的熵变和加热率。我们还发现CME内部的热力是CME膨胀的内在驱动力，而洛伦兹力阻止了CME的膨胀。当CME远离太阳时，极向运动引起的离心力以最快的速度减小，而洛伦兹力的减小速度略快于热压力。我们还讨论了模型的局限性和近似的研究。
2018-08-21 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from Sunspot and non-Sunspot Regions
日冕物质抛射（CME）起源于太阳上的闭合磁场区，即活动区和静止暗条区。日冕日冕物质抛射、磁云日冕物质抛射、地球效应日冕物质抛射、太阳高能粒子日冕物质抛射、行星际II型射电爆发日冕物质抛射以及激波驱动日冕物质抛射等高能粒子群都起源于太阳黑子区。CME和耀斑的发生率被发现与太阳黑子数相关，但在最大阶段的相关性显着较弱的上升和下降阶段相比。我们认为，较弱的相关性的结果，从高纬度日冕物质抛射的极冠灯丝地区，是不相关的太阳黑子。
2009-03-05 astro-ph.SR
Statistical Study of Coronal Mass Ejection Source Locations: Understanding CMEs Viewed in Coronagraphs
如何正确理解白光日冕仪观测到的日冕物质抛射（CME）现象，是太阳物理和空间物理中许多相关研究的关键。本文通过对1997 - 1998年CME星表中1078个LASCO CME的源位置及其与CME视参数的相关性研究，着重讨论了这一问题。通过人工检查这些CME的LASCO和EIT影像，我们发现，除了231个CME的源位置因资料不足而无法确定外，在EIT的视场中，有288个CME的源位置被确定在太阳的正面盘面上，234个CME出现在太阳临边之上，325个CME没有明显的喷发特征。根据CME源位置的统计结果，详细分析了SOHO LASCO和EIT对CME的遗漏率、CME的质量、晕CME的成因和CME在日冕中的偏转等四个物理问题。结果表明：（1）约32%的正面日冕物质抛射不能被SOHO识别;（2）在任何日心距离上，日冕物质抛射的亮度与其速度大致正相关，由亮度推算的日冕物质抛射质量可能被高估;（3）投射效应和剧烈喷发是晕日冕物质抛射的主要原因，尤其是对于临边晕日冕物质抛射，（4）在太阳活动极小期附近，大多数日冕物质抛射向赤道偏转，这些偏转可分为不对称膨胀、非径向抛射和偏转传播三种类型。
2011-03-29 astro-ph.SR
Flux Accretion and Coronal Mass Ejection Dynamics
日冕物质抛射（CME）是日光层严重空间天气扰动的主要驱动力。已经提出的日冕物质抛射动力学模型没有完全包括磁重联对驱动抛射力的影响。然而，观测和数值模拟都表明，重联可能在大多数（如果不是全部的话）快速日冕物质抛射中起着重要作用。在这里，我们从理论上研究了磁通量的吸积到一个上升的喷射通过重联涉及喷射的背景场。这种重连改变了抛射的磁结构及其环境，从而改变了作用在抛射上的力，通常增加了其向上的加速度。反过来，修改后的力可以更强烈地驱动重连。这种反馈过程实际上是一种不稳定性，我们称之为重连不稳定性。我们的分析意味着，CME模型，忽略重联的影响，不能准确地描述所观察到的CME动态。我们的最终目的是了解CME加速的变化方面的可观察的性质的磁重联，如数量的重联通量。这个通量可以通过观测耀斑带和光球磁场来估算。
2018-07-19 astro-ph.SR
CMEchaser, detecting line-of-sight occultations due to Coronal Mass Ejections
我们提出了一个基于Python的工具来检测由前景太阳日冕物质抛射引起的背景源掩星。该工具将源的标准天体坐标作为输入，并将其转换为Helioprojective平面，因此非常适合用于各种背景天文源。该工具提供了一种简单的方法来搜索大型归档数据集，并依赖于经过良好测试的Astropy和Sunpy模块。
2020-08-27 astro-ph.SR
Solar Wind Drag and the Kinematics of Interplanetary Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）是日冕中大尺度的等离子体和磁场抛射，以100--2500 km~s $\sim$的速度在行星际空间传播。虽然对日冕物质的天平面测量已经提供了一些关于它们在太阳附近运动学的信息（$<$ 32~R $_\odot$），但是在它们的早期加速和后期传播过程中，是什么力量控制着它们的演化仍然不清楚。在这里，我们使用的双重视角的日地关系天文台（STEREO）航天器推导出的三维运动学的日冕物质抛射体的日心距离范围内（$\sim$ 2- 250\，R $_{\odot}$）。我们发现的证据太阳风（SW）的阻力作用在行星际空间，与一个快速的CME减速和一个缓慢的CME加速向典型的SW速度。我们还发现，快速CME表现出线性（$δ=1$）依赖于CME和SW之间的速度差，而缓慢CME表现出二次（$δ=2$）依赖。两个日冕物质抛射的不同形式的阻力表明了作用力，因此导致加速的机制可能不同。
2010-10-01 astro-ph.SR
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
New results on the direct observations of thermal radio emission from a solar coronal mass ejection
我们报告了2016年5月1日在80 MHz和53 MHz同时使用Gauribidanur Radioheliograph（GRAPH）获得的数据对日冕物质抛射（CME）锋面结构的热发射的观测。CME是由于太阳远端的活动，但靠近它的边缘。没有发现非热辐射爆发活动。这提供了一个机会，以观察微弱的热无线电发射从日冕物质抛射，从而直接估计电子密度，质量，和磁场强度的等离子体夹带在日冕物质抛射。考虑到CME大多只能在白光下观测，关于其等离子体特性的报道也很有限，因此，对CME热辐射的直接射电观测及其等离子体参数的独立诊断是CME物理研究领域中的重要测量。
2021-03-06 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
The Properties of Solar Energetic Particle Event-Associated Coronal Mass Ejections Reported in Different CME Catalogs
我们比较了几个目录中与2006-2013年约200个太阳高能粒子（SEP）事件（包括25 MeV质子）相关的日冕物质抛射（CME）的速度和宽度的估计。使用的目录有：CACTUS、SEEDS和CORIMP，都来自SOHO航天器上LASCO日冕仪的观测，CACTUS星表来自STEREO-A和STEREO-B航天器上的COR 2日冕仪，DONKI星表使用SOHO和STEREO航天器的观测。我们说明了如何，对于这组事件，日冕物质抛射参数可以在每个目录中有很大的不同。众所周知的CME速度和质子事件强度之间的相关性对于大多数目录来说是相似的，但这在很大程度上是因为它是由与快速CME相关的一些大粒子事件和与慢速CME相关的小事件决定的。当使用来自不同目录的速度时，中间粒子事件在位置上“洗牌”。正交航天器日冕物质抛射速度并不能改善相关性。日冕物质抛射的宽度在星表之间也有很大的差异，并且受到天空投影平面的影响，以及如何从日冕物质抛射图像中推断出日冕物质抛射的宽度。25 MeV质子事件与“全晕”（360 °-360 °）之间的高度关联（~50%）当考虑其他星表时，CMEs中定义的CMEs被删除。使用正交航天器的CME参数，SEP强度与CME宽度相关，CME宽度也与CME速度相关。
2015-05-12 astro-ph.SR
Can we detect coronal mass ejections through asymmetries of Sun-as-a-star extreme-ultraviolet spectral line profiles?
日冕物质抛射（CME）是太阳系中最大规模的喷发现象。伴随着巨大的等离子体抛射和能量释放，日冕物质抛射对日地环境有着重要的影响。CME到达地球时间的准确预测依赖于其三维速度的精确测量，这可以通过同时使用视线（LOS）和天空平面（POS）观测来实现。除了常规日冕和极紫外成像观测的POS信息外，光谱观测可以揭示CME的物理特性，包括它们的LOS速度。我们建议，太阳作为一个明星摄谱仪测量的谱线不对称性可以用于日常检测的CME和估计其LOS速度在其早期传播阶段。这样的观测也可以为探测其他类太阳恒星上的CME提供重要线索。然而，很少有研究集中在我们是否可以检测到CME信号，并准确诊断CME的性质，通过太阳作为一颗星的光谱观测。在这项工作中，我们建立了一个几何CME模型，并推导出CME期间的全磁盘积分EUV线轮廓的解析表达式。对于不同的CME属性和仪器配置，完整的磁盘集成线配置进行了合成。我们进一步评估了CME的检测能力和诊断潜力的合成线配置文件。我们的调查提供了重要的限制未来设计的太阳作为一个明星光谱仪的CME检测通过EUV线不对称性。
2022-04-07 astro-ph.SR
Clustering of fast Coronal Mass Ejections during the solar cycles 23 and 24 and implications for CME-CME interactions
我们研究了发生在太阳活动周23和24期间的快速日冕物质抛射（CME）的成团性质。我们采用两种方法：最大谱方法可以检测主要的簇，并且去簇阈值时间方法提供关于典型的簇属性和时间尺度的细节。我们的分析表明，在不同阶段的太阳活动周23日和24日，CME的速度$\geq 1000\ km/s$优先发生的孤立事件，并在集群平均两个成员。然而，具有更多成员的星团尤其出现在太阳活动周期的最高阶段。在整个周期和太阳活动周23和24的最大阶段，大约50%是孤立事件，18%（12%）发生在2（3）个成员的星系团中，另外20%发生在较大的星系团$\geq 4$中，而在太阳活动极小期，快速日冕物质抛射往往更频繁地发生在孤立事件中（62%）。在不同的太阳活动周阶段，快速日冕物质抛射的典型去成团时间尺度是$τ_c=28-32\ hrs$，而与太阳活动极小期和极大期日冕物质抛射的出现频率差异很大无关。这些发现表明，极端事件的$τ_c$可能反映了大耀斑和CME-多产活动AR的特征能量积累时间。统计关联的快速CME与扰动风暴指数Dst在地球上的集群属性表明，快速CME发生在集群往往会产生更大的磁暴比孤立的快速CME。这可能与CME-CME相互作用产生了更复杂和更强的与地球磁层的相互作用有关。
2020-06-19 astro-ph.SR
Kinematic and Energetic Properties of the 2012 March 12 Polar Coronal Mass Ejection
我们报告了2012年3月12日极地日冕物质抛射（CME）的能量学，起源于南纬60度。极地日冕物质抛射在几乎所有方面都与低纬度日冕物质抛射相似：三部分形态、喷发后拱廊（PEA）、日冕物质抛射和暗条运动学、日冕物质抛射质量和动能以及喷发后拱廊的相对热能含量。从偏振亮度图像，我们估计的CME质量，这是接近低纬度CME的平均质量。日冕物质抛射的动能（3.3 × 1030尔格）也是日冕物质抛射总体的典型特征。从光球磁图，我们估计的自由能（1.8 × 1031尔格）在极冠源区，我们发现这是足够的电源CME和PEA。大约19%的自由能进入CME的动能。我们计算了PEA的热能含量（2.3 × 1029 erg），发现它是CME动能的一小部分（6.8%）。这部分是非常相似的，在活动区的CME与主要耀斑。我们还表明，2012年3月12日是第24周最大阶段观测到的数十次极地日冕物质抛射之一。第24周的极冠日珥爆发与CME的关联率与低纬度地区相同。这项调查支持这样的观点，即所有的日冕物质抛射是从封闭的磁场区域，无论其在太阳上的位置（极冠灯丝区域，静态灯丝区域或活动区域）。
2015-07-15 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
The Relation between EIT Waves and Coronal Mass Ejections
越来越多的证据表明，“EIT波”与日冕物质抛射（CME）密切相关。然而，目前还不清楚这两种现象是如何相互关联的。本文研究了1997年9月9日发生的一次CME事件，并比较了极紫外成像望远镜（EIT）和莫纳罗亚太阳天文台高频移MK 3日冕仪观测到的EIT波前与CME前导环的空间关系。结果表明，“EIT波”波前与CME的领先环是同空间的，扩展的EUV调光与CME腔是同空间的。还发现CME在冕洞边界附近停止，这是“EIT波”观测的共同特征。我们认为“EIT波”/调光是CME先导环/腔的EUV对应物，并据此提出CME先导环与“EIT波”一样，是由磁环的连续拉伸（或打开）产生的明显移动的密度增强。
2009-05-20 astro-ph.SR
Stellar coronal mass ejections II. Constraints from spectroscopic observations
恒星日冕物质抛射（CME）的探测仍然很罕见。在耀斑事件中观测到的强烈的巴耳末线不对称性被解释为是由日冕物质抛射引起的。在这里，我们的目标是估计最大可能的巴耳末线通量预计从日冕物质抛射推断其在光谱观测的可探测性。此外，我们使用这些结果与模型的内在CME率推断潜在的可观察到的CME率为不同光谱类型的恒星在各种观测条件下，以及所需的最小观测时间，以检测恒星CME的巴耳末线。我们发现，一般CME检测有利于中晚型M矮星，因为它们需要最低的信噪比的CME检测，和可观测到的CME的分数是最大的。然而，在相同的活动水平下，它们可能需要比早期光谱类型的恒星更长的观测时间，因为它们的预测固有CME率较低。CME的探测通常倾向于接近饱和状态的恒星，因为它们预计具有最高的固有速率;预测的最短观测时间已经超过100小时，以检测中等活跃恒星上的CME。通过与光谱数据集，包括检测以及未检测到的日冕物质抛射相比，我们发现，我们的建模的最大可观测日冕物质抛射率一般是一致的，这些意见采用的参数范围内的太阳和恒星的观测确定。
2020-05-08 astro-ph.SR
Anomalous Expansion of Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 24 and its Space Weather Implications
日冕物质抛射（CME）的速度和角宽度之间的熟悉的相关性在太阳活动周期24中也被发现，但回归线有一个更大的斜率：对于一个给定的CME速度，周期24 CME明显比周期23更宽。斜率的变化表明，由于太阳活动较弱，日光层的物理状态发生了重大变化。日球层（磁场+等离子体）中的总压力降低了约40%，这导致了CME的异常膨胀，解释了斜率的增加。CME的过度膨胀导致CME在第24周期产生磁暴的有效性降低，这既是因为CME的磁含量被稀释，也是因为环境磁场较弱。日球层中磁场的减弱可能导致在这个周期中缺乏加速到非常高能量的太阳高能粒子。
2014-04-01 astro-ph.SR
Simulation of homologous and cannibalistic Coronal Mass Ejections produced by the emergence of a twisted flux rope into the Solar Corona
我们报告的第一个结果的磁流体动力学（MHD）模拟发展的同源序列的三个日冕物质抛射（CME），并证明他们所谓的同类相食的行为。这些日冕物质抛射起源于扭结不稳定通量绳的重复形成和部分喷发，这是由于扭曲的通量绳穿过下边界持续出现到预先存在的日冕势拱廊场中。模拟结果表明，爆发到前一个CME产生的开放磁场中的CME具有更高的速度。第二个连续的三个CME模拟是吃追赶和合并成一个单一的快速CME退出域之前，与第一个。所有的日冕物质抛射，包括领先的合并日冕物质抛射，在它们离开区域时达到了大约1000公里/秒的速度。每次CME爆发后，在持续的通量出现过程中，扭曲的通量绳的改造自然可以解释X射线观测的S形和“S形下尖点”配置在低日冕源的同源CME重复改造。
2014-10-07 astro-ph.SR
History and Development of Coronal Mass Ejections as a Key Player in Solar Terrestrial Relationship
相对而言，日冕物质抛射（CME）是最近才发现的现象，在1971年，大约进入太空时代15年。又过了二十年才认识到日冕物质抛射是日地关系中最重要的参与者，是地球空间环境恶劣天气的根本原因。日冕物质抛射现在被认为是主要的自然灾害，因为它们引起大的太阳高能粒子事件和大的地磁风暴，这两种事件都对人类及其空间和地面技术构成危险。18世纪发现的地磁暴、19世纪发现的太阳耀斑和19世纪发现的SEP事件都与CME密切相关，它们通过发生在CME内部和周围不同位置的各种物理过程与环境介质相互作用。这篇文章指出了在发现白光日冕物质抛射之前的一些关键进展，这表明日冕物质抛射正等待被发现。在过去的二十年里，随着1995年太阳和日光层观测任务的启动，CME研究出现了爆炸式增长，从而建立了CME的全貌。
2016-03-01 astro-ph.SR
Solar cycle variation of coronal mass ejections contribution to solar wind mass flux
日冕物质抛射（CME）对日球层太阳风的扰动有贡献。因此，CME对地球附近太阳风参数的贡献随太阳活动周期的不同阶段和CME发生的速率而变化。在本研究中，我们研究了CME的长期发生率，它们的速度，角宽度和质量。我们试图找到近太阳参数之间的相关性，确定使用白光图像从日冕仪，与太阳风测量地球附近的现场仪器。重要的是，我们试图找到在太阳活动周期的不同阶段，地球附近的平均太阳风质量中有多少是由日冕物质抛射提供的。
2018-05-19 astro-ph.SR
Observations of the Coronal Mass Ejection with a Complex Acceleration Profile
研究了具有复杂加速度剖面的日冕物质抛射。事件发生于2009年4月23日。它有一个脉冲加速阶段，一个脉冲减速阶段，和第二个脉冲加速阶段。在其演化过程中，CME表现出不同的加速机制：扭结不稳定性，突出排水，耀斑重联，和CME-CME碰撞的签名。观测的特点是使用了TESIS EUV望远镜。该仪器可以在距离太阳中心2 $R_\odot$的Fe 171日冕线上成像。这使我们能够追踪CME直到LASCO/C2视场，而不会从视线中丢失CME。CME的发生是由扭结不稳定性引起的。扭结不稳定后出现大量引流。物质的排泄只起辅助作用：它减少了CME的质量，这有助于加速CME。第一个脉冲加速阶段是由耀斑重联引起的。在第一个脉冲加速阶段，我们观测到了两个带状耀斑和软X射线通量的增加。脉冲减速和第二脉冲加速阶段是由CME-CME碰撞引起的。所研究的事件表明，日冕物质抛射是一种复杂的现象，不能只用一种加速机制来解释。我们应该寻求不同机制的组合，在它们演化的不同阶段加速日冕物质抛射。
2017-12-18 astro-ph.SR
Interactions between Coronal Mass Ejections Viewed in Coordinated Imaging and In Situ Observations
2010年7月30日至8月1日连续发生的日冕物质抛射（CME）为我们提供了第一次利用前所未有的日光层成像和多个有利位置的原位观测来研究CME-CME相互作用的机会。我们描述了两种情况下的日冕物质抛射相互作用：合并的两个日冕物质抛射发射的时间接近和超越前日冕物质抛射的冲击波。8月1日的前两个CME在太阳附近相互作用，形成一个合并的锋面，然后在1 AU附近超过7月30日的CME，这是广角成像观测所揭示的。在1天文单位的成像观测和现场签名之间的联系表明，合并前是一个冲击波，其次是两个喷出物观察风似乎已经合并。现场测量表明，7月30日的CME正在被1 AU的冲击所超越，并被显著压缩，加速和加热。前面的喷出物和激波之间的相互作用也导致了全球范围内激波强度和结构的变化，这一点可以从Wind和STEREO B的广泛分离的现场测量结果中看出。这些结果表明CME-CME相互作用对激波传播、粒子加速和空间天气预报具有重要意义。
2012-01-13 astro-ph.SR
Forecasting a Coronal Mass Ejection's Altered Trajectory: ForeCAT
为了预测日冕物质抛射（CME）是否会撞击地球，必须考虑背景对CME轨迹的影响。我们开发了一个模型，ForeCAT（预测CME的改变轨迹），由于磁力的CME偏转。ForeCAT包括CME扩展、三部分传播模型以及阻力对CME偏转的影响。给定背景太阳风条件、日冕物质抛射的发射场和日冕物质抛射的性质（质量、最终传播速度、初始半径和初始磁场强度），ForeCAT预测日冕物质抛射的偏转。两种不同的磁背景被认为是：一个缩放的背景II型射电爆发配置文件和一个潜在的场源表面（PFSS）的背景。对于CME从位于CH和流光区域之间的活动区域发射的缩放背景，对于传播到1 AU的1e15 g CME，强磁场梯度引起纬度8.1度和经度26.4度的偏转。使用PFSS背景，它捕获的流光带的位置随高度的变化，导致在纬度1.6度和经度4.1度的控制情况下的偏转。在观测范围内改变日冕物质抛射的输入参数会导致大多数日冕物质抛射在最初的几个太阳半径内到达流光带。在这些特定的背景下，流注带就像一个势阱，迫使日冕物质抛射进入一个平衡的角位置。
2013-07-30 astro-ph.SR
The Coronal Mass Ejection Visibility Function of Modern Coronagraphs
我们分析了日冕物质抛射（CME）的探测能力，目前在太空中运行的日冕仪。我们定义为CME事件，传播超过10个太阳半径的形态大致一致的磁通量绳的存在。我们利用多视点观测超过五个月的时间间隔，对应于特殊的轨道配置的日冕仪上的STEREO和SOHO任务。这使我们能够将CME从其他向外传播的特征（例如波或外流）中挑选出来，从而确定在这些时期内喷出的独特CME的总数。我们确定的CME可见度函数的STEREO COR 2-A/B和LASCO C2/C3日冕仪直接作为观察到的独特的CME的比率。可见性函数的范围为0.71至0.92，置信区间为95%。通过比较同一航天器和多个航天器上的日冕仪之间的检测，我们评估的视场，仪器性能和投影效应对CME检测能力的影响，而不诉诸代理，如耀斑或射电爆发。我们发现，没有主要的日冕物质抛射错过了任何的日冕仪，一些缓慢的晕状事件可能会错过天气节奏的电影，狭窄的视野日冕仪有困难区分日冕物质抛射和其他喷射导致错误的检测率。我们的结论是，CME检测只能用多视点成像进行验证-正交的两个日冕仪提供了足够的检测能力。最后，我们应用可见度函数观察到的CME率导致向上修正40%。
2020-08-07 astro-ph.SR
Waiting Times of Quasi-homologous Coronal Mass Ejections from Super Active Regions
某些活动区（AR）为什么以及如何频繁地产生日冕物质抛射（CME）？深入了解空间辐射能量积累和突然释放的机制和过程，是提高空间天气预报能力的关键问题之一。虽然已经进行了一些案例研究，但这个问题仍然远远没有得到充分的回答。这个问题现在正试图通过调查太阳活动周期23中超级AR的准同源CME的等待时间来解决统计问题。结果表明，准同源CME的等待时间呈双分量分布，在18小时左右出现分离。第一个分量是高斯分布，在大约7小时处有一个峰值，这表明这些准同源CME之间存在紧密的物理联系。在18小时内从同一AR发生两个或两个以上速度超过1200 km s-1的CME的可能性约为20%。CME等待时间、CME速度和CME发生率之间的相关性分析表明，它们之间是相互独立的，这表明前一次CME的扰动而不是自由能输入是准同源CME的直接原因。7小时的峰值等待时间可能是由先前的CME触发的不稳定性增长的时间尺度的特征。这项研究从统计学的角度为我们了解准同源CME以及富含CME的AR提供了更多的线索。
2013-01-06 astro-ph.SR
A comparison of coronal mass ejection models with observations for two large CMEs detected during the Whole Heliosphere Interval
本文用灾变（CA）和爆发通量绳（EF）模型对全日层间隔（WHI）观测到的两次主要的日冕物质抛射（CME）进行了比较。我们的目标是通过模拟这些观测良好的CME，并比较理论和观测数据的预测来测试CME的两种不同机制。本研究选择的两次日冕物质抛射分别发生在2008年3月25日和4月5日。对于3月25日的事件，在CME开始期间观察到了M1.7级耀斑，灯丝喷发以及硬X射线（HXR）和软X射线（SXR）发射。观测到的CME运动学和SXR光变曲线与EF模型比与CA模型更符合。对于4月5日的事件，SXR光变曲线显示出多次增强，其中一些时间上与连续的侧环增亮和喷发后源区的多个足点一致。侧环多次增亮和喷发之间的物理联系无法从数据中确定。这两个模型产生的观测一致的运动学配置文件，EF模型正确地预测了第一次排放增强。这两种模型都不包括配方中的多个增亮。
2015-12-22 astro-ph.SR
Ensemble Simulations of Coronal Mass Ejections in Interplanetary Space with Elliptical Cone Models
该研究通过不同椭圆锥形态的CME传播集合模拟，发现快速CME的椭圆纵横比更高、形态更圆，且该速度相关行为与CME早期膨胀的洛伦兹力强度差异有关，为提升CME到达时间估计精度提供依据。
2025-07-31 astro-ph.SR
Solar-Terrestrial Simulations of CMEs with a Realistic Initiation Mechanism: Case Study for Active Region 10069
迄今为止，大多数对日冕物质抛射（CME）的模拟要么集中在一个巨大等离子体“团块”的行星际传播上，而没有过多关注其起源和形成过程，要么集中在由于（亚）光球运动导致爆发的日冕磁场的复杂演化上。在这里，我们提出了全球模拟日冕物质抛射的日冕运动被用来产生一个现实的演变的日冕磁场，并导致喷发。我们集中在活跃区10069，它在2002年8月下旬产生了一些喷发，包括2002年8月24日的CME -一个来自W81的快速（~2000 km/s）喷发，以及2002年8月22日的较慢喷发（来自W 62）。使用三维磁流体动力学（MHD）模拟这些喷射与空间天气建模框架（SWMF），我们展示了如何一个现实的启动机制，使我们能够研究日冕和日光层中的日冕物质抛射的偏转。爆发磁场与邻近流光和活动区域的磁场重新连接，修改了连接到地球的场线的太阳连接性，并改变了预期的太阳高能粒子通量。比较结果在1 AU我们的模拟与现场观测的ACE航天器，我们提出了一个替代的太阳起源的冲击波在L1 8月26日观察到。
2009-11-10 astro-ph.SR
Characteristics and applications of interplanetary coronal mass ejection composition
行星际日冕物质抛射（ICME）成分的现场测量，包括元素丰度和重离子电荷态的测量，为日冕物质抛射（CME）的研究开辟了遥感观测之外的新途径。不同元素丰度之间的比率可以诊断CME的等离子体起源（例如，由于第一电离势（FIP）效应，这意味着具有不同FIP的元素在光球和日冕之间被分馏。由于冻结效应，日冕物质抛射的电子温度可以通过特定元素不同电荷态之间的比值来确定，从而可以用来研究日冕物质抛射的喷发过程。在这篇综述中，我们首先给出了一个概述ICME的组成，然后展示他们在研究一些重要的问题，如丝状等离子体的起源和磁通量绳喷发过程中的CME的应用。最后，我们指出了几个重要的问题，应进一步解决，以更好地利用ICME组合物来研究日冕物质抛射。
2020-06-20 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Difference of source regions between fast and slow coronal mass ejections
日冕物质抛射（CME）与暗条喷发密切相关，通常是暗条喷发在日冕上部的延续。通常的做法是将所有观测到的日冕物质抛射分为快日冕物质抛射和慢日冕物质抛射。快速日冕物质抛射通常伴随着大太阳黑子群附近活动区的爆发事件，并与主要的太阳耀斑有关。缓慢的日冕物质抛射与远离活动区的静止日冕物质抛射的爆发关系更大。我们分析了10个爆发事件，特别关注2013年9月29日和2016年1月26日的事件，其中一个与快速CME有关，而另一个则是缓慢的CME。我们估计了这两个地区的自由磁能的初始储存，并显示了喷发前情况的相似之处。这两种爆发性双辉的后期行为的不同是由于暗条上方磁场结构不同的结果。我们估计这种结构的基础上潜在的磁场计算。对其它8个事件的分析证实，所有快日冕物质抛射都起源于高度值和日冕磁场方向快速变化的区域。
2019-04-08 astro-ph.SR
Evolution and Consequences of Coronal Mass Ejections in the Heliosphere
研究日冕物质抛射（CME）的日球层演化和后果对于理解日地关系至关重要。STEREO上的日光层成像仪（HI）首次提供了日光层中CME的多个视图，观察到了太阳和地球之间巨大而关键的观测差距。使用J-地图构建的日冕仪（CORs）和HIs的观测，我们连续跟踪不同的密度增强功能的CME。我们实施了几种重建方法来估计CME从太阳到地球的演化过程中的三维（3D）运动学。我们的研究提供的证据表明，太阳附近CME的3D速度不足以理解大多数CME到达地球的传播和准确预测。这一发现可能是由于许多因素，显着改变CME的运动学超出COR的视野，如两个或两个以上的CME的相互作用/碰撞或CME与周围的太阳风介质的相互作用。我们试图了解的演变和后果的相互作用/碰撞日冕物质抛射在日光层中使用STEREO/HI，风，ACE观测。该研究发现，CME在碰撞和相互作用后的动力学发生了重大变化。原位观测表明CME-CME相互作用的特征为加热和压缩，磁洞（MHs）的形成和相互作用区（IR）。我们还注意到，在前一次CME的后缘形成的持久IR是造成大的地磁扰动的原因。我们的研究强调了利用HIs观测在研究CME的日光层演化、CME-CME碰撞、在CME的远程和原位观测中识别和关联CME的三部分结构以及因此改进空间天气预报方面的意义。
2022-04-21 astro-ph.SR
Data Constrained Coronal Mass Ejections in A Global Magnetohydrodynamics Model
本文提出了一个基于第一性原理的日冕物质抛射（CME）模型，该模型将磁流体动力学（MHD）太阳风模型与通量绳驱动的CME模型相结合，适用于科学和业务目的。现实的CME事件模拟自我一致的高保真度和预测能力，通过约束初始磁绳参数与观测数据从GONG，SOHO/LASCO，和STEREO/COR。我们自动化这个过程，使最小的手动干预是在指定的CME初始状态所需的。利用新开发的数据驱动的爆发事件发生器Gibson-Low（EEGGL），我们提出了一种方法来获得Gibson-Low（GL）通量绳参数通过少数观测量，使模拟的CME可以传播所需的CME速度在太阳附近。给出了用不同卡林顿旋转磁图发射的日冕物质抛射的试验结果。我们的研究表明，使用基于第一性原理的MHD全球模型作为预测工具，能够预测CME传播方向，到达时间和ICME磁场在1 AU（见Jin等人的配套论文。2016 b）。
2016-11-27 astro-ph.SR
Observation-based modelling of magnetised Coronal Mass Ejections with EUHFORIA
日冕物质抛射（CME）是地球上强烈空间天气扰动的主要来源。它们的地球有效性在很大程度上取决于它们的动态压力和内部磁场，传统的锥形CME模型不可能在地球上进行可靠的预测。我们研究了两个地球定向日冕物质抛射使用EUHORIA的日光层FORecasting信息资产（EUHFORIA）模型，测试的预测能力的线性力自由spheromak日冕物质抛射模型初始化使用来自遥感观测的参数。使用基于观测的CME输入参数，我们进行MHD模拟的事件与锥和spheromak CME模型。结果表明，当初始化相同的运动学参数时，球马克CME的传播速度比锥CME快。我们解释这些差异是由于不同的洛伦兹力作用在锥和spheromak CME，导致不同的CME膨胀。这种差异可以通过初始化spheromak CME来减轻，其具有仅对应于径向速度的减小的速度。在地球上的结果表明，spheromak模型将B（Bz）的预测提高了12-60（22-40）个百分点。考虑到位于地球周围的虚拟航天器，B（Bz）预测达到观测峰值的45-70%（58-78%）。spheromak模型预测不准确的磁场参数在地球上的CME传播远离太阳-地球线，而它成功地预测CME的性质和到达时间的情况下，严格地球定向事件。由于与假设的球形有关的限制，模拟远离日地线传播的日冕物质抛射需要格外小心。模拟结果的空间变异性和重建的日冕物质抛射方向的典型不确定性主张需…
2019-04-15 astro-ph.SR
Solar Flares and Coronal Mass Ejections: A Statistically Determined Flare Flux-CME Mass Correlation
在努力研究耀斑通量和相应的CME质量之间的关系，我们的时间和空间相关的所有X射线耀斑和CME在LASCO和GOES档案从1996年到2006年。我们交叉参考了6,733个CME，这些CME具有良好的测量质量，而12,050个X射线耀斑具有从光学对应物确定的位置信息。对于一个给定的耀斑，我们在时间上搜索10-80分钟后发生的CME，我们进一步要求耀斑和CME发生在太阳盘上的位置角为+/-45度。有826个CME/耀斑对符合这些标准。比较这两个事件的耀斑通量和CME质量，发现CME质量随耀斑通量的增加而增加，并遵循近似对数线性的间断关系：在低耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.68*log（耀斑通量），在高耀斑通量的极限，log（CME质量）~0.33*log（耀斑通量）。我们发现，这种打破幂律，特别是在较高的耀斑通量较平坦的斜率，可能是由于观测偏差对日冕物质抛射与最活跃的耀斑：晕日冕物质抛射。对这一偏差进行校正后，得到一个单一的幂律关系，其形式为log（CME质量）~0.70*log（耀斑通量）。该函数描述了在耀斑通量的至少3倍范围内（从~10^-7到10^-4 W·m^-2）CME质量与耀斑通量之间的关系。
2010-11-01 astro-ph.SR
Hybrid Reconstruction to Derive 3D Height-Time Evolution for Coronal Mass Ejections
我们提出了一个混合组合的正向和反向重建方法，使用多个观测的日冕物质抛射（CME），以获得三维“真正的”高度-时间图的个别CME组件。我们将这种混合方法应用于2007年12月31日CME的组成部分。在STEREO A和STEREO B COR 2白光日冕仪中都可以清楚地观察到这种CME，它在15个太阳半径的视场中不对称地演变，跨度为3小时。该方法有两个重建步骤。我们适合的边界包络的潜在的三维日冕物质抛射的形状使用的通量绳型模型，以最佳匹配的观测。使用这个正向模型作为约束包络，然后运行逆重建求解最简单的底层3D电子密度分布，当渲染时，可以再现观察到的日冕数据帧。我们为每一个片段制作图，以建立每个质心以及大体积CME运动的3D或“真实”高度-时间图，并使用这些图以及我们导出的密度分布来估计CME不对称膨胀率。
2009-04-15 astro-ph.SR
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
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
Coronal Mass Ejections - Propagation Time and Associated Internal Energy
本文分析了Manoharan等人（2004）和Gopalswamy和Xie（2008）研究的91个日冕物质抛射（CME）事件。这些对地日冕物质抛射很大（宽度为$>$ 160 $^\circ$），在LASCO视场中覆盖很宽的速度范围（$\sim$ 120- 2400 { \kmps }）。这组事件还包括相互作用的CME，其中一些需要更长的时间才能到达1 AU，而不是从它们在1 AU的速度推断出的旅行时间。我们研究了日冕物质抛射到1天文单位的旅行时间（结合其在地球上的最终速度）和日地距离的有效加速度之间的联系。结果表明：（1）对于几乎所有的事件，（2）初始速度、日冕物质抛射驱动激波和日冕物质抛射速度在1天文单位上的分布清楚地表明了日冕物质抛射与太阳风之间的气动阻力效应，因此，CME的速度趋向于与背景太阳风的速度相等，（3）对于大部分CME（对于$\sim$ 50%的事件），沿日地线的推断的有效加速度主导上述拖曳力。净加速度表明能量$\sim$ 10 $^{31-32}$尔格的平均耗散，这可能是由与CME携带的内部磁能相关的洛伦兹力提供的。
2010-11-16 astro-ph.SR
Influence of local and global solar magnetic fields on medium-term forecasting of the number and parameters of coronal mass ejections
Sternberg Astronomical Institute of the Moscow M.V. Lomonosov State University（莫斯科国立罗蒙诺索夫大学斯捷克尔天体物理研究所）
研究第23 - 25太阳活动周CMEs数量和参数周期性变化，提出分别预测强弱CMEs的方法，基于GMF参数确定相关周期特征，通过假设和比例关系对第26活动周进行预测，预测与第25活动周观测结果吻合良好。
2026-10-20 astro-ph.SR
Mass Loss Rates from Coronal Mass Ejections: A Predictive Theoretical Model for Solar-Type Stars
日冕物质抛射（CME）是一种喷发事件，它导致太阳型恒星释放质量和磁通量。日冕物质抛射倾向于与耀斑、射电暴和高能粒子爆发一起发生。在太阳上，与日冕物质抛射相关的质量损失大约比背景太阳风的强度低一个数量级。然而，在其他类型的恒星上，CME被认为比时间稳定的风携带更多的质量和能量。早期的论文使用太阳日冕物质抛射和耀斑能量之间的观测相关性，结合恒星耀斑观测，估计恒星日冕物质抛射率。本文避开耀斑，并试图校准表面平均磁通量和CME属性之间的更基本的相关性。对于太阳，磁填充因子与CME动能通量之间存在幂律关系，并将其推广到其他恒星。给出了一个太阳质量恒星风/CME质量损失率随时间演化的预测实例。一个关键的结果是，对于年龄小于约1 Gyr（即，活动水平仅略高于现在的太阳），CME的质量损失超过了时间稳定风。在年轻的时候，CME携带的质量是风的10到100倍，如此高的速度可能足以驱散星周盘，影响附近行星的可居住性。年轻太阳失去的CME质量可能是太阳质量的1%。
2017-04-21 astro-ph.SR
Extended Drag-Based Model for better predicting the evolution of Coronal Mass Ejections
针对传统阻力模型仅考虑太阳风气动阻力的不足，本文引入额外小尺度加速度项，提出扩展阻力模型，以提升CMEs在日球层演化、轨迹及到达地球时间的预测精度。
2024-09-05 astro-ph.SR
Mass loss in pre-main sequence stars via coronal mass ejections and implications for angular momentum loss
我们发展了一个经验模型来估算太阳型前主序星（PMS）通过日冕物质抛射（CME）的质量损失率。我们的方法从观测到的PMS X射线耀斑能量估计CME质量损失率，使用我们经验确定的太阳X射线耀斑能量和CME质量之间的关系：log（M_CME [g]）= 0.63 x log（E_flare [erg]）- 2.57。使用质量确定的最大耀斑的磁性结构上观察到的PMS星，我们建议，这种太阳校准的关系可能会保持超过10个数量级的耀斑能量和7个数量级的CME质量。我们计算的典型太阳型PMS星的CME总质量损失率在1 e-12到1 e-9 Msun/yr之间。然后，我们使用这些CME质量损失率的估计，以推断随之而来的角动量损失导致的主要序列。假设一颗典型的~1 M_sun T Tauri星的CME流出速率<1 e-10 M_sun/yr，那么在最初的~ 100万年期间，由此产生的自旋下降力矩太小，不足以抵消由于收缩和吸积而引起的恒星自旋上升。然而，如果CME的质量损失率大于1 e-10 M_sun/yr，在我们的计算允许的范围内，CME的自旋下降力矩可能会影响到几百万年后恒星的自旋演化。
2012-09-28 astro-ph.SR
Uncovering the Birth of a Coronal Mass Ejection from Two-Viewpoint SECCHI Observations
我们调查的启动和形成的日冕物质抛射（CMEs）通过详细的两个观点分析的低日冕观测相对较快的CME上的STEREO任务的SECCHI仪器。2008年1月2日发生的事件之所以被选中，是因为它有几个独特的特点。它在耀斑高峰前至少有四个小时的上升运动。它的速度和加速度曲线表现出一些拐点，似乎有一个直接对应的GOES光曲线。我们在3D中检测和测量了当CME的大小增加并加速时向喷发通道坍塌的环路。我们认为，这些崩溃的环路是我们的第一个证据，形成CME磁绳背后的磁疏散。我们报告的热结构，成为白光CME的核心检测。我们观察和测量单向流动沿喷发丝通道，这可能与喷发过程。最后，我们将这些观测结果与标准耀斑-日冕物质抛射模型的预测结果进行了比较，并发现了非常满意的一致性。我们的结论是，标准的耀斑CME概念是一个可靠的代表CME的初始阶段，多视点，高节奏的EUV观测可以是非常有用的，在理解CME的形成。
2011-12-30 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
Homologous Jet-Driven Coronal Mass Ejections From Solar Active Region 12192
本文报道了太阳动力学观测站（SDO）和太阳与日光层观测站（SOHO）上的仪器对同源日冕喷流及其日冕物质抛射（CME）的观测结果。同源喷流起源于2014年10月NOAA 12192巨型活动区（AR）东南边缘的新兴和抵消磁场的位置。这个AR在其内部产生了许多非喷流的主要耀斑爆发（X和M级），没有CME。在10月20日至27日期间，与内部的大耀斑爆发相反，来自边缘的六个同源喷流导致了CME。每一个喷流驱动的日冕物质抛射（约200-300公里）比大多数日冕物质抛射的移动速度慢;角宽（20-50度）与横跨AR的日冕流光底部的角宽相当;属于“流光-喷流”类型，即先前存在的流光短暂膨胀，但没有被日冕物质抛射的通过所破坏。在产生CME的喷流中，大部分过渡区温度的等离子体逃离了太阳，而在非产生CME的喷流中，相对更多的过渡区等离子体落回太阳表面。此外，产生日冕物质抛射的喷流往往比不产生日冕物质抛射的喷流更快、更持久。我们的观察意味着：每一个喷流和日冕物质抛射都是由于从喷流底部喷发的扭曲场的重连打开造成的;而且喷发场并没有像以前设想的那样变成一个等离子体团，而是由于重连产生的环的扭曲，喷流引导的喷流底部环被吹出。
2016-05-02 astro-ph.SR
Global Energetics of Solar Flares: VII. Aerodynamic Drag in Coronal Mass Ejections
在以往的统计研究中，耀斑磁重联过程中所耗散的自由能被认为是太阳耀斑全球能量收支的最终能量来源，而这种过程通常伴随着日冕物质抛射（CME）。在这里，我们探讨的CME，它提供额外的能量从缓慢的太阳风的CME事件，除了磁能供应的空气动力阻力的影响。为此，我们拟合了Cargill（2004）和Vrsnak等人的分析气动阻力模型。{ \bf（2013）}到LASCO/SOHO数据的高度-时间剖面$r(t)$，在SDO时代的前8年（2010-2017）期间观察到14，316个CME事件{ \bf（确保AIA的EUV覆盖）}。我们的主要发现是：（i）平均太阳风速度为$w=472 \pm 414$ km s $^{-1}$，（ii）最大阻力加速日冕物质抛射能量为$E_{drag} \lapprox 2 \times 10^{32}$ erg，（iii）最大耀斑加速日冕物质抛射能量为$E_{flare} \lapprox 1.5 \times 10^{33}$ erg;（iv）所有耀斑加速日冕物质抛射的动能总和与阻力加速日冕物质抛射的动能之比为4倍;（v）拖曳力的加入稍微降低了从$\approx 7\%$到$\approx 4\%$耀斑中CME动能的总能量收支;（vi）CME到达地球的时间可以用$\approx 23\%$的精度来预测。
2019-06-13 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
Evidence for a current sheet forming in the wake of a Coronal Mass Ejection from multi-viewpoint coronagraph observations
日冕仪在日冕物质抛射（CME）后观察到的射线状特征有时被解释为爆发产生的电流片（CS）的白光对应物。这些射线状特征的3D几何形状在很大程度上是未知的，它的知识应该澄清它们与CS的关联，并对CME物理和日冕条件进行限制。通过这项研究，我们首次测试了这些重要的影响。这种后日冕物质抛射射线的例子被各种日冕仪观测到，包括STEREO双航天器的SECCHI仪器套件和太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪LASCO。这条射线是在2008年4月9日发生的CME之后观测到的。那一天，这两个立体声探测器的距离大约为10度。这种显著的分离与LASCO提供的第三个“眼睛”视图相结合，可以对射线和CME进行真正的多视点观察。我们应用三维正演几何建模的CME和射线同时看到SECCHI-A和B和SECCHI-A和LASCO，分别。我们发现，射线可以近似为矩形板，几乎与CME轴对齐，并且在厚度和深度方面都比CME小得多（分别为~ 0.05和0.15 Rsun）。我们发现，射线和CME显着位移从相关的后CME耀斑环。射线的性质和位置与标准CME理论对后CME电流片的预期完全一致。因此，我们的多视点观测提供了强有力的证据，证明所观察到的后CME射线确实与后CME电流片有关。
2010-10-02 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
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
Linking remote imagery of a coronal mass ejection to its in situ signatures at 1 AU
在一个案例研究（2008年6月6日至7日），我们报告的内部结构的日冕物质抛射（CME）在1 AU可以预期从远程观测的日光层的白光图像。有利的情况是没有快速的赤道太阳风流和低的CME速度，使我们能够以简单的方式将成像和现场数据联系起来。STEREO-B航天器遇到了行星际日冕物质抛射（ICME）内磁通量绳的典型特征，其轴线与太阳赤道面成45度角。各种CME测向技术在15度范围内产生一致的结果。此外，来自STEREO-A的遥感图像显示：（1）CME与ICME明确相连，并且可以一直跟踪到1 AU，（2）CME的特定弧形形态指向倾斜轴，（3）CME的三部分结构可能与原位数据相关。这是从太阳和1个天文单位之间的完整远程观测中预测日冕物质抛射运动方向和内部结构的第一步，这是预测日冕物质抛射地球有效性的主要要求之一。
2009-10-07 astro-ph.SR
Electron Density Reconstruction of Solar Coronal Mass Ejections Based on a Genetic Algorithm: Method and Application
提出了一种基于遗传算法重建日冕物质抛射（CME）三维电子密度的新方法，即遗传重建法（GRM）。GRM首次应用于不同方向和形状的CME模型。一组解析模型CME从吉布森和低被用来产生合成CME图像GRM重建。用纬度为0，15，30，45度，纬度为0，45度，倾角为0，45，90，135，180度的CME模型对GRM的性能进行了测试。模拟日冕物质抛射的掩星使模型日冕物质抛射变得模糊，以确定日冕物质抛射亮度不完整性的影响。我们在合成的CME图像中加入随机噪声来测试GRM的性能。CME的重建是使用来自日地关系天文台（STEREO）A和B的分离角为90度的合成数据以及来自STEREO A和太阳和日光层天文台（SOHO）的分离角为73度的合成数据进行的。计算了皮尔逊相关系数和平均相对绝对偏差，分析了模型与重建CME在亮度和电子密度方面的相似性。在上述各种条件下的相似性分析的基础上进行比较，给我们提供了宝贵的见解GRM重建的优点和局限性。然后将该方法应用于2013年9月30日STEREO A和B以及SOHO的真实日冕数据。
2020-07-21 astro-ph.SR
Evolution of the Thermodynamic Properties of a Coronal Mass Ejection in the Inner Corona
日冕物质抛射（CME）在内日冕（< 1.5 R $_{sun}$）中的热力学演化尚未完全了解。在这项工作中，我们通过结合MLSO/K-Cor白光和MLSO/CoMP Fe XIII 10747光谱数据，研究了2017年7月20日在内日冕中观测到的CME核心热力学性质的演变。我们还估计了发射测量加权温度（$_{EM}$）的CME核心的SDO/AIA六个EUV通道的数据应用差分发射测量（DEM）反演技术，并将其与有效温度（$_{eff}$）使用Fe XIII线宽测量获得。我们发现CME核心的$_{eff}$和$_{EM}$在~1.05到1.35 R $_{sun}$的传播过程中表现出相似的变化，并且几乎保持不变。日冕物质抛射核心的温度是百万开氏度的数量级，表明它与日珥无关。此外，我们估计的电子密度的CME核心使用K-Cor偏振亮度（PB）的数据，并发现它减少了一个因素的3.6核心的演变。一个有趣的发现是，CME核心的温度几乎保持不变，尽管预期的绝热冷却由于CME核心的膨胀，这表明CME核心等离子体必须被加热，因为它的传播。我们的结论是，这个CME核心的膨胀行为更像是一个等温过程，而不是一个绝热过程。
2023-01-30 astro-ph.SR
