Imaging and Spectroscopic Observations of a Filament Channel and the Implications for the Nature of Counter-streamings
在2011年1月29日的暗条爆发之前和期间，利用成像和光谱望远镜观测暗条通道的动态。极紫外（EUV）光谱观测结果表明，在暗条通道中不存在H $α$逆流的EUV对应物，这意味着以往研究中发现的H $α$逆流主要是由于暗条通道中暗条线的纵向振荡引起的，它们之间并不同相.然而，存在较大规模的片状逆流EUV沿灯丝通道从一个极性到另一个，这意味着有另一个组件的单向流动（在$\pm$ 10 km s $^{-1}$的范围内）内的每个灯丝线程除了隐含的纵向振荡。我们的研究结果表明，在EUV的大规模斑片状逆流等离子体的流动方向有关的斑或活动网络的强度，与上升流位于较亮的区域的斑和下降流在较弱的地区。此外，我们提出了一种新的方法来确定的手征性的基础上的共轭细丝排水网站的偏斜爆发细丝。这表明，右偏排水对应于左旋手性，而左偏排水对应于右旋手性。
2014-03-12 astro-ph.SR
Coronal Signatures of Flare Generated Fast Mode Wave at EUV and Radio wavelengths
本文通过多波段联合分析2014年3月6日的II型射电暴，发现耀斑压力脉冲同时触发EUV波和日冕激波，并产生观测到的II型射电暴，而CME与激波无关。
2024-03-29 astro-ph.SR
The status and future of EUV astronomy
极紫外线波长范围是天文学最后打开的窗口之一。尽管如此，它为一系列天文物体提供了非常重要的诊断工具，尽管星际介质的不透明性限制了我们银河系中的大部分观测。这篇评论给出了EUV天文学的历史概述，描述了当前的仪器能力，并研究了未来中小型卫星平台设施的前景。
2013-09-09 astro-ph.SR
Spectral lines in FUV and EUV for diagnosing coronal magnetic field
从日冕中探测矢量磁场的Hanle和Zeeman灵敏度出发，探讨了远紫外（FUV）和极紫外（EUV）波段谱线的诊断能力。所涵盖的温度范围为log $_{10}(T)=5.5-6.3$。对500 ~ 1600 nm波长范围内的谱线，估计了由于纵向塞曼效应引起的圆偏振信号。FUV谱线的斯托克斯$V/I$信号在10高斯的纵向场强下约为10 $^{-4}$，在1200高斯以下的波长下进一步减小到10 $^{-5}$。由于这种低信号，本研究的目的是找到组合的谱线具有不同的汉勒灵敏度，但具有相同的峰值形成温度探测日冕磁场矢量。汉勒敏感线的组合更适合，因为汉勒信号比塞曼信号强至少一个数量级。由于汉勒效应，需要来自至少两条谱线的线偏振信号来获得关于全矢量的信息。研究发现，在一定的温度范围内，总有一对汉勒敏感线适合探测日冕矢量磁场，而且它们的波长非常接近。
2022-05-24 astro-ph.SR
Coronal Green-Line Emission During a Solar Prominence Eruption: Spectroscopic Evidence of Its Correspondence with the EUV Late Phase
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究通过Aditya-L1的VELC光谱观测，发现日珥爆发中5303 Å绿线辐射与EUV晚相相对应，线宽减小表明其源于等离子体冷却，为ELP起源提供首个空间光谱证据。
2026-09-25 astro-ph.SR
Imaging Preflare Broadband Pulsations in the Decimetric-metric Wavelengths
本研究针对2011年9月24日M7.1级耀斑前的分米-米波宽频带脉动开展成像分析，揭示其两阶段演化特征与EUV波、耀斑前重联的关联，首次证实二者强相关并提出重联加激波扫过磁环的成因模型。
2023-04-24 astro-ph.SR
The Impact of New EUV Diagnostics on CME-Related Kinematics
我们提出了应用新的诊断光谱观测的日冕物质抛射（CME）的磁盘上的极紫外成像光谱仪（EIS）的日出号航天器。我们应用最近开发的线轮廓不对称性分析的光谱观测NOAA AR 10930在2006年12月14日至15日的三个光栅观测之前和期间爆发的1000公里/秒的日冕物质抛射。我们看到观察者的视线和磁场几何形状对所使用的诊断的影响。此外，更重要的是，我们确定了磁盘上的签名高速外流背后的日冕物质抛射在昏暗的区域所产生的结果，爆发。支持最近的冠状观测的STEREO航天器，我们推测的动量通量从这个流出作为一个次要的动量源的CME。提出的结果突出了光谱测量的重要性，CME的运动学，以及需要全磁盘天气光谱观测的日冕和色球等离子体捕捉这种爆炸性的能量释放的签名作为一种方式，提供更好的约束CME传播时间L1，或任何其他感兴趣的点在日光层。
2010-01-12 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of the EUV variable metal-rich white dwarf GD 394
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）的紫外线和地基光学观测热，富含金属的白矮星GD 394。在1992-1996年的极紫外线（EUV）观测揭示了一个1.15d的周期性，振幅为25%，假设是由于表面吸积点中的金属。我们获得了GD 394的相位分辨HST/空间望远镜成像光谱仪（STIS）高分辨率远紫外（FUV）光谱，该光谱对整个周期进行了采样，以及大量的补充数据。我们没有发现吸积点的证据，GD 394的流量，吸积率和径向速度在紫外和光学波长的观测时间尺度上是恒定的。我们推测，当我们获得观测结果时，这个斑点可能已经不存在了，或者EUV的变化是由一颗未被发现的蒸发行星引起的。从光学和紫外光谱的单独拟合获得的大气参数是不一致的，这是发现多个热白矮星。我们还检测到非光球，高激发吸收线的多种挥发性元素，这可能是一个热等离子体茧周围的白矮星的证据。
2018-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic EUV observations of impulsive solar energetic particle event sources
上下文太阳耀斑离子加速的远程观测是相当有限的。对于EUV谱线轮廓中的离子加速特征有理论预测。以前的测试涉及耀斑的观测，没有高能离子的证据。目的。我们的目标是检查源耀斑的脉冲（或3 He丰富）太阳高能粒子事件与EUV线光谱。方法.我们检查了所有（90+）报告的前太阳活动周期23的3 He丰富的耀斑，发现只有四个（经常性）喷流在SOHO CDS的视野。详细分析了具有最佳时空覆盖范围的射流。结果在较冷的色球/过渡区线中观察到两个增强的（非热）线加宽，它们位于闭合磁回路与开放磁场线重新连接的位置附近。这两种增强增宽都出现在谱线红移的位置，周围是蓝移区域。一个增强的谱线增宽与没有高能粒子特征的小耀斑有关，而另一个谱线增宽则发生在主耀斑的粒子加速特征终止之后。结论.所观察到的过度增宽似乎与高能离子的产生和运动没有直接关系。进一步的调查，其中的关键脉冲阶段的耀斑是必要的，理想的高分辨率光谱仪故意指向3 He丰富的太阳高能粒子源。
2018-07-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Future Prospects for Solar EUV and Soft X-ray Spectroscopy Missions
讨论了在极紫外（EUV）和软X射线（SXR）波长范围（1.2-1600埃）内运行的太阳光谱学任务的未来前景。NASA是太阳物理任务的主要资助者，并简要概述了NASA下的任务发展机会。还介绍了其他国家即将进行的主要太阳能任务。总结了在这两个波长范围内观测太阳的方法，并讨论了光谱仪类型、成像技术和探测器选择。在EUV和SXR区域的主要光谱特征，然后总结即将到来的仪器和概念。这些仪器包括专门任务的大型光谱仪，以及通过拼车机会发射的小型低成本CubeSats。
2021-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Million Degree Plasmas in Extreme Ultraviolet (EUV) Astrophysics
百万度等离子体在宇宙中无处不在，例子包括白矮星的大气层;年轻恒星的吸积现象，灾难性的变量和活动星系核;恒星的日冕;以及我们自己的星系和其他星系的星际介质。百万度等离子体的大部分辐射是在极紫外（EUV）波长下发射的，其中包括含有诊断信息的关键光谱特征，这些信息通常在其他波长下不可用。在成熟的仪器技术的支持下，这里有很大的机会获得令人兴奋的发现。
2009-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Doppler shift of the quiet region measured by meridional scans with the EUV Imaging Spectrometer onboard Hinode
空间平均（> 50“）的EUV谱线在太阳宁静区的过渡区是已知的红移。由于这种现象背后的机制尚不清楚，我们需要更多的物理信息，以限制较低的日冕的理论模型。为了获得这些信息，我们使用Hinode EUV成像光谱仪获得的光谱数据测量了宽日冕温度范围（log T[K]=5.7- 6.3）的多普勒频移。通过分析从南到北极的子午线中心到边缘变化的数据，我们成功地测量了速度，精度为3 km/s。在log T[K] = 6.0以下，发射线的多普勒频移几乎为零，误差为1--3 km/s;在此温度以上，它们发生蓝移，幅度逐渐增加，在log T[K]=6.25时达到-6.3 +/- 2.1 km/s。
2015-11-16 astro-ph.SR
Locating Hot Plasma in Small Flares using Spectroscopic Overlappogram Data from the Hinode {\it EUV} Imaging Spectrometer
与“标准”耀斑模型相关的关键过程之一是色球蒸发，这是一个通过在耀斑足点处的能量沉积而加热到高温的等离子体被向上驱动到日冕中的过程。尽管经过几十年的研究，仍然存在一些悬而未决的问题，包括在此过程中产生的等离子体与早期“超热”等离子体的观测之间的关系。Hinode/EIS有一个宽槽，常用作He II发射谱带的耀斑触发器。一旦强度超过阈值水平，研究切换到聚焦于张开区域的研究。然而，当强度不足以达到耀斑触发阈值时，这些数据集在整个耀斑期间可用，并在大视场内提供高节奏的光谱观测。我们使用一分钟的节奏数据从两个这样的研究C4.7耀斑和C1.6耀斑探测热Fe XXIV等离子体和RHESSI和XRT观测到的等离子体之间的关系，以跟踪发射来自哪里，当它开始。虽然空间和光谱信息合并在宽缝数据，它仍然是可能的提取时，热等离子体出现使用Fe XXIV光谱图像。也可以从EIS数据中获得光谱纯的Fe XXIV光变曲线，并将其与硬X射线的光变曲线进行比较，从而全面探索热发射的演变。Fe XXIV的发射峰值正好在硬X射线光变曲线的峰值之后;与能量转移到低层大气后加热等离子体蒸发的起源一致。在RHESSI峰值温度中还发现了C4.7耀斑的峰值，该峰值发生在硬X射线峰值之前。这表明热等离子体发射的第一个峰值可能与能量释放过程直接相关。
2020-03-05 astro-ph.SR
An assessment of Fe XX - Fe XXII emission lines in SDO/EVE data as diagnostics for high density solar flare plasmas using EUVE stellar observations
太阳动力学观测站的极紫外光变率实验（EVE）获得了太阳全圆盘的极紫外光（EUV）光谱，光谱分辨率为~1 A，节奏为10 s。这样的光谱分辨率通常被认为是太低的电子密度（N_e）敏感的发射线强度比的可靠测定，由于混合。然而，先前的工作已经表明，在EVE的90-60埃波长范围内，有限数量的Fe XXI特征在相对较低的耀斑密度（N_e ~ 10^11-10^12 cm^-3）下确实提供了有用的N_e诊断。在这里，我们调查，如果在EVE 90-160 A范围内的额外的高度电离的Fe线的比率可以可靠地采用作为N_e诊断。特别是，评估了这种诊断提供高N_e（~10^13 cm^-3）耀斑等离子体密度估计的潜力。我们的研究采用了X级耀斑的EVE光谱，结合极紫外探测器（EUVE）卫星对高度活跃的晚型恒星的观测，以及诊断良好的托卡马克等离子体的实验数据，两者在波长覆盖范围和光谱分辨率上都与EVE相似。在EVE数据中确定了几个电子密度值一致的比值，包括Fe XX 113.35/121.85和Fe XXII 114.41/135.79，它们作为EUVE和托卡马克结果提供的N_e诊断的可靠性是可信的。这些比值还可以用来测定太阳耀斑等离子体中高达~10^13 cm^-3的密度。
2017-02-28 astro-ph.SR
EUV Emission and Scattered Light Diagnostics of Equatorial Coronal Holes as Seen by Hinode/EIS
太阳日冕等离子体的光谱诊断严重依赖于测量谱线强度的不确定性。不确定性的主要来源之一是仪器散射光，这在低亮度区域可能是最重要的。在日冕中，这些区域包括极地和赤道冕洞，它们是太阳风的源区;因此仪器散射光必然对太阳风源区的研究构成重大障碍。在本文中，我们调查的重要性，仪器散射光的观测赤道冕洞的日出/EIS光谱仪在两个不同阶段的太阳活动周期。我们发现，仪器散射光是显着的，在所有温度下，在这两个地区，它相当于约10%的平均强度的邻近安静的太阳区域。这种贡献占主导地位的谱线形成的温度大于日志T = 6.15 K的测量强度，并有深刻的影响，赤道冕洞等离子体的光谱诊断和研究的大部分到达地球的太阳风的源区。我们的研究结果表明，在冕洞等离子体分布的高温尾部的温度，但很小，是由于散射光的存在下的文物。
2018-01-28 astro-ph.SR
Mass estimates of rapidly-moving prominence material from high-cadence EUV images
我们提出了一种新的方法，用于确定柱密度喷发细丝材料使用国家的最先进的多波长成像数据。许多关于暗条/日珥结构的先前工作可以分为使用多色方法和有针对性的活动观测的研究，以及使用天气观测的研究，通常只有一个或两个波长。优越的时间分辨率，灵敏度和来自太阳动力学天文台先进成像组件的数据的近同步性使我们能够结合这两种技术，使用光电离连续不透明度来确定灯丝材料中氢的空间分布。我们采用的组合技术SDO/AIA观测的灯丝爆发在壮观的日冕物质抛射2011年6月7日。由此产生的“多色不透明度成像”方法提供了一种强大的方法来跟踪部分电离气体，因为它定期通过太阳大气层喷发，而不需要协调观测，从而很容易为这些喷发结构的模型提供定期，现实的质量分布估计。
2013-02-08 astro-ph.SR
Spectroscopic evidence of cool plasma in quiet Sun HRIEUV small scale brightenings
本研究结合HRIEUV、SPICE、EIS与AIA观测，对宁静太阳11个小尺度EUV增亮进行温度和密度诊断，发现其主要为色球层和过渡区冷等离子体，难以达到日冕温度。
2024-05-17 astro-ph.SR
Spectroscopic and imaging observations of small-scale reconnection events
我们目前的光谱和成像观测小规模的重联事件的太阳。利用界面区成像光谱仪（IRIS）观测，首次探测到一个重联事件，它是色球层和过渡区中快速双向速度的IRIS喷流，在Si iv，C ii和Mg ii k的谱线轮廓中，它被识别为具有两个扩展翼的非高斯加宽。日震和地磁图像的IRIS喷流下的磁图同时表现出磁通量抵消，支持IRIS喷流是由磁重联驱动的。大气成像组件的图像还显示了极紫外（EUV）增亮，这是在底层IRIS喷流之后不久，即，在131 A、171 A、193 A、211 A和94 A通道中，这意味着日冕中的上覆EUV增亮是由色球层和过渡区中的IRIS喷流引起的。我们还发现另外三个重联事件，表现出相同的功能，在这个IRIS观测。我们的观测结果表明，小尺度的重联事件可能有助于日冕加热。新的结果是探测到了从光球层经过色球层、过渡区到日冕的磁重联过程。
2018-06-26 astro-ph.SR
On the spectroscopic detection of periodic plasma flows in loops undergoing thermal non-equilibrium
内容：最近在日冕环的EUV发射中检测到长周期强度脉动，并将其归因于由热非平衡（TNE）驱动的等离子体蒸发和冷凝循环。重现这种现象的数值模拟也预测了在日冕温度下沿着一些脉动环形成的周期性等离子流。目的：在本文中，我们的目的是检测这些预测的电晕温度等离子体流的脉动回路。研究方法：为此，我们使用时间序列的空间分辨光谱的EUV成像光谱仪（EIS）机载日之出，并跟踪多普勒速度的演变，在循环中，强度脉动先前已被检测到的图像SDO/AIA。结果：我们测量与模拟兼容的流的签名，但仅在所观察到的事件的一小部分中。我们证明，这种低检测率可以解释视线模糊，结合仪器的限制，如低信噪比或不足的节奏。
2019-12-05 astro-ph.SR
Prominence plasma diagnostics through EUV absorption
在本文中，我们介绍了一种新的诊断技术，使用突出的EUV和紫外吸收，以确定日珥等离子体电子温度和柱发射措施，以及He/H的相对丰度，如果一个现实的假设上的几何形状的吸收等离子体，这种技术也可以产生吸收等离子体电子密度。该技术利用了氢和氦在不同波长范围和温度范围内的吸收特性。这种技术可以成功地应用的几个案例进行了说明。当日珥等离子体的温度超过15，000 K时，这种技术的效果最好，因此它非常适合于在日冕物质抛射的初始阶段观察到的快速加热喷发的日冕物质。用模拟的SDO/AIA仪器4个通道的强度作了一个例子。这种技术可以很容易地应用于几乎所有致力于研究太阳大气层的空间任务的现有观测，我们列出了这些任务。
2012-09-13 astro-ph.SR
Modeling Solar Spectral Irradiance (SSI) from Iron lines using the COronal DEnsity and Temperature (CODET) model version 1.1
本文介绍CODET模型1.1版，利用磁场与EUV发射关系模拟太阳光谱辐照度，并通过SDO/EVE等观测验证，为无观测数据时期提供可靠估计。
2025-04-23 astro-ph.SR
Photometric and Thermal Cross-calibration of Solar EUV Instruments
我们提出了一个评估的准确性的校准测量和原子物理学模型，进入计算SDO/AIA响应作为波长和温度的函数。通过将SDO/EVE和{ \it Hinode}/EIS光谱数据与AIA有效面积函数进行卷积，并将预测结果与AIA观测结果进行比较，测试了波长响应。对于大多数通道，在圆盘上求和的AIA强度与从EVE数据的当前版本（V2）得出的相应测量值一致，在估计的25%校准误差范围内。这种一致性表明，AIA有效区域在时间上通常是稳定的。然而，从2010年5月到2011年9月，AIA 304 Å通道的吞吐量确实下降了近3倍，当时吞吐量显然达到了最低值。我们还发现一些不一致的335毫米通带，可能是由于高阶污染的EVE数据。AIA 193通道的强度与EIS全CCD观测的相应测量值在不确定度范围内一致。高分辨率X射线光谱的太阳一样的日冕的南河三，和EVE光谱的分析，使我们能够调查的准确性和完整性的CHIANTI数据库中的AIA较短的波长通带。我们发现，在94 μ s通道，光谱模型显着低估了等离子体发射由于大量的丢失线。我们推导出一个经验修正AIA温度响应进行差分发射测量（DEM）反演一组广泛的EVE光谱和调整AIA响应函数，使计数率预测的全磁盘DEM相匹配的意见。
2013-07-30 astro-ph.SR
Automated identification of coronal holes from synoptic EUV maps
冕洞（CH）是日华中的开放磁场线区域，是快速太阳风的来源。了解日冕洞的演化对于太阳磁性和准确的空间天气预报至关重要。本文研究了太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）三个波段（195 A/193 A、171 A和304 A）的极紫外（EUV）天气图。这两个数据集首先通过直方图均衡化将SDO/AIA数据缩放到SOHO/EIT水平来均匀化。然后，我们开发了一种新的自动化方法来识别CH从这些均匀化的地图，通过确定CH区域的强度阈值分别为每个天气图。这是通过确定图像片段的最佳位置和大小来完成的，该图像片段最佳地包含冕洞和周围安静的太阳的部分，从而使我们能够检测瞬时强度阈值。因此，我们的方法能够调整自己不断变化的规模大小的冕洞和随时间变化的强度。为了充分利用三个波长的信息，我们构造了一个复合CH分布，它比基于一个波长的分布更鲁棒。使用复合CH数据集，我们讨论了在太阳活动周23和24 CH的时间演变。
2017-12-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Long-period energy releases during a C2.8 flare
通过分析C2.8级耀斑的长周期脉动，发现三次能量释放事件分别由磁重联加速电子和环-环相互作用两种不同机制触发。
2024-08-02 astro-ph.SR
CME development in the corona and interplanetary medium: A multi-wavelength approach
这篇评论的重点是所谓的三部分CME基本上代表了CME喷发的标准图片。它显示了如何在过去十年中获得的多波长观测，特别是那些高节奏，验证了早期的模型，并有助于他们的演变。这些观测涵盖了广泛的光谱范围，包括EUV，白光和无线电领域。
2014-07-08 astro-ph.SR
X-ray and EUV Observations of GOES C8 Solar Flare Events
我们提出了一个分析的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）观测的太阳耀斑与一个近似的C8 GOES类。我们对峰值GOES SXR通量的约束允许调查各种耀斑参数之间的相关性。我们表明，耀斑的衰减阶段的持续时间是成正比的上升阶段的持续时间。此外，我们显示出显着的相关性，在耀斑的上升和衰减阶段发出的辐射。这些结果表明，一个给定的耀斑的总辐射能量是成比例的上升阶段期间单独的辐射能量。在SXR和EUV波长中都观察到辐射能量在上升和衰减阶段之间的这种划分。虽然EVE的观测结果表明，在不同的C8事件期间，单个EUV谱线的行为存在显着变化，但这项工作表明，宽带EUV发射受到很好的约束。此外，GOES和AIA的数据，使我们能够确定几个热参数（如温度，体积，密度和排放量）的耀斑在我们的样本。这些参数的分析表明，在这个受约束的GOES类，持续时间较长的太阳耀斑是更大的体积能够发射大量的辐射冷事件。最短的C8耀斑通常是最热的事件，物理尺寸较小，并且具有较低的相关总能量。这些关系与几个标度律和耀斑环模型直接可比。
2013-05-07 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
Simultaneous Horizontal and Vertical Oscillation of a Quiescent Filament observed by CHASE and SDO
本文基于CHASE和SDO观测，研究了2022年10月2日EUV波触发宁静暗条同时发生水平和垂直大振幅振荡的事件，揭示了暗条眨眼现象与水平运动的关联，并测定了振荡参数及EUV波最小能量，为莫尔顿波由高度倾斜爆发激发提供了证据。
2023-10-30 astro-ph.SR
Spectroscopic Diagnostics of Polar Coronal Plumes
现在可以用太空望远镜和光谱仪研究日食期间看到的极地日冕羽流。我们简要地讨论了从空间观察，以期了解他们的等离子体特性。使用这些观测，特别是从SUMER/SOHO，但也从EUVI/STEREO，我们推断的密度，温度和丰度异常的羽流和羽流间区域，并讨论它们的影响，更好地了解这些结构在太阳的大气。
2009-02-25 astro-ph.SR
Multi-instrument Comparative Study of Temperature, Number Density, and Emission Measure during the Precursor Phase of a Solar Flare
我们对NOAA活动区12371中M6.5耀斑（SOL2015 - 06 - 22T18：23）之前的两个前体增亮进行了多仪器研究，重点关注温度（T），电子数密度（n）和发射测量（EM）。本研究中使用的数据是从具有各种波长的四台仪器中获得的，即，太阳动力学观测台的大气成像装置（AIA），在六个极紫外线（EUV）通带;扩大欧文斯谷太阳能阵列（EOVSA），在微波（MW）;拉马提高能太阳光谱成像仪（RHESSI），在硬X射线（HXR）;和地球静止业务环境卫星（GOES），在软X射线（SXR）。我们比较了来自不同数据集的T，n和EM的时间变化。以下是主要结果。(1)GOES SXR和AIA EUV具有几乎相同的EM变化（1.5 - 3x10^48/cm^3）和非常相似的T变化，从8百万开尔文（MK）到15百万开尔文（MK）。(2)从最高到最低，EOVSA MW提供最高的温度变化（15 - 60 MK），其次是RHESSI HXR（10 - 24 MK），然后是GOES SXR和AIA EUV（8 - 15 MK）。(3)RHESSI HXR测量的EM变化总是小于AIA EUV和GOES SXR测量值的最多20倍。来自EOVSA MW的数密度变化比来自AIA EUV的值大至多100倍。结果定量地描述了在前体阶段的热参数的差异，测量不同的仪器在不同的波长制度和不同的发射机制。
2023-02-14 astro-ph.SR
Reconstructing the XUV Spectra of Active Sun-like Stars Using Solar Scaling Relations with Magnetic Flux
开普勒太空望远镜和凌日系外行星调查卫星揭示了类太阳恒星经常拥有系外行星。这些系外行星受到X射线和极紫外线辐射形式的电离辐射通量的影响，可能导致其大气动力学和化学发生变化。虽然X射线通量可以直接观察到，但由于严重的星际介质吸收，无法观察到EUV通量。在这里，我们提出了一个新的经验方法来估计整个恒星的XUV（X射线加上EUV）和FUV光谱作为一个函数的总无符号磁通量的恒星。利用10年以上的长期太阳视星数据，研究了太阳XUV和FUV光谱（0.1-180 nm）对太阳总无符号磁通量的响应，得到了光谱分辨率为0.1-1 nm的各波长的幂律关系。我们将标度关系应用于活跃的年轻类太阳恒星（G矮星），EK Dra（G1.5 V），$π^1$ Uma（G1.5 V）和$κ^1$ Ceti（G5 V），发现观测到的光谱（除了不可观测的长波EUV波长）与导出的幂律关系的扩展大致一致，误差为一个数量级。这表明，我们的模型是一个有价值的方法来推导的XUV/FUV通量的类太阳恒星，包括EUV波段主要吸收波长longward的36 nm。我们还讨论了在2-30 nm波段的波长的太阳能扩展和恒星观测之间的差异，并得出结论，同时观测的磁场和XUV/FUV通量是必要的进一步验证。
2023-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
HAZMAT VI: The Evolution of Extreme Ultraviolet Radiation Emitted from Early M Star
恒星极紫外（EUV，100 - 1000 $\overset{\circ}{A}$）辐射的演化是评价行星大气演化和M矮星系统可居住性的关键。以前的研究从宜居带和M矮星活动跨时间（HAZMAT）计划显示，远紫外和近紫外（FUV，NUV）发射的恒星寿命的各个阶段，通过光度测量银河系演化探测器（GALEX）从M恒星。结果显示，短波长发射的水平增加，并在数亿年内保持上升。极紫外线通量随年龄变化的趋势不能凭经验确定，因为星际介质的吸收阻止了绝大多数恒星获得极紫外线波长。在本文中，我们模拟了早期M星的EUV通量的演变，以解决这一观测差距。我们目前的合成光谱跨越EUV到红外波长的0.4 $\pm$ 0.05 M $_{\odot}$恒星在五个不同的年龄之间的10和5000万年，计算与PHOENIX大气代码和指导的GALEX测光。我们模拟了一系列的EUV通量跨越两个数量级，与所观察到的X射线，FUV和NUV通量在每个时代的传播一致。结果表明，年轻M星的恒星EUV辐射强度是场龄M星的100倍，在数亿年内保持不变后随t $^{-1}$而减小.这种下降源于色球温度结构的变化，随着时间的推移，色球温度结构不断向外移动。我们的模型重建了M星紫外辐射的完整光谱和时间分辨历史，包括不可观测的EUV辐射，它驱动行星大气逃逸，直接影响行星的可居住性。
2020-05-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting the Extreme Ultraviolet Radiation Environment of Exoplanets Around Low-Mass Stars: GJ 832, GJ 176, GJ 436
正确估计恒星极紫外线（EUV; 100 - 1170 nm）通量对于研究系外行星大气的光化学和稳定性非常重要，因为极紫外线辐射会电离氢，并有助于行星上层大气的加热，膨胀和潜在的逃逸。来自星际氢的污染使得观测M星的EUV辐射特别困难，不可能超过100 pc，并且需要其他方法来预测这个波长范围内的通量。我们目前的EUV -红外（100 $μ$ m）合成光谱计算与PHOENIX大气代码的三个早期M矮行星主机：GJ 832（M1.5 V），GJ 176（M2.5 V），和GJ 436（M3.5 V）。这些一维半经验非定域热力学平衡模型包括简单的恒星色球层和过渡区的温度处方，紫外线（UV; 100 - 3008 μ m）通量起源于此。我们指导我们的模型与哈勃太空望远镜的远，近紫外光谱和讨论的能力，以限制这些模型使用银河系演化探测器紫外测光。我们的模型精确地再现了观测结果，并预测了波长分辨率< 0.1 μ m的不可观测EUV光谱。这三颗恒星的温度剖面都是由几乎相同的参数描述的，这表明早期的M型恒星在其上层大气中可能具有相似的热结构。由于即将出现紫外线观测空白，以及观测到的比太阳亮度低且距离更远的恒星的极紫外线光谱稀缺，高层大气模型对于提供短波长的真实光谱以及推进我们对辐射对绕M恒星运行的行星的影响的理解非常重要。
2019-10-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
3D stereoscopic analysis of a Coronal Mass Ejection and comparison with UV spectroscopic data
利用STEREO/EUVI和STEREO/COR 1日冕图像对2007年5月20日部分晕日冕物质抛射（CME）进行了三维（3D）重建。喷发的灯丝的轨迹和运动学已来自EUVI图像对与“tie-pointing”三角测量技术，而偏振比技术已被应用到COR 1数据，以确定沿视线的平均位置和深度的日冕物质抛射前。这些3D几何信息已被结合的第一次与光谱测量的OVI $λλ$ 1031.91，1037.61紫外线轮廓与紫外线日冕光谱仪（UNOPS）上SOHO。通过比较在UAE观测高度外推的日珥轨迹和UAE数据测得的核心渡越时间，可以确定在白光和紫外光下观测到的CME核心，以及CME期间排出的日珥等离子体。CME前线的三维结构的结果已被用来计算合成的光谱轮廓的OVI $λ\lambda1031.91$预期沿Umarts狭缝的线，试图重现测得的线宽。观察到的线宽可以复制的不确定性，只有在周边部分的日冕物质抛射前，在前面的中心，那里的距离发射等离子体从天空的平面是更大的，合成的宽度原来是$\sim 25$ %低于测量的。这提供了由于等离子体加热机制以及发射体积的体积膨胀而导致的谱线展宽的强有力证据。
2014-06-12 astro-ph.SR
High-Resolution Laboratory Measurements of M-shell Fe EUV Line Emission using EBIT-I
利用 EBIT-I 电子束离子阱在 238-258 A 波长范围内进行高分辨率实验室测量，准确识别了 Fe IX 和 Fe X 谱线的电荷态，验证了关键密度诊断线比与磁场诱导跃迁，并发现了需补充至 CHIANTI 等数据库的新谱线。
2024-08-26 astro-ph.SR
Insights into Chromospheric Large-Scale Flows using Nobeyama 17 GHz Radio Observations I. The Differential Rotation Profile
本文利用野边山射电日像仪 1992–2020 年的 17 GHz 全日面图像，采用自动图像相关方法刻画上色球层较差自转轮廓，发现其自转显著快于光球层且纬度轮廓更平坦，并支持赤道自转速率随高度增加的观点。
2025-07-03 astro-ph.SR
Spectroscopic and Stereoscopic Observations of the Solar Jets
我们对2014年7月7日发生在NOAA活动区12114外围的一系列经常性急流进行了全面研究。这些射流被发现共享相同的源区，并表现出旋转运动，因为它们向外传播。由AIA和{ \it IRIS}望远镜进行的多波长成像观测显示，一些喷流仅包含冷等离子体，而另一些喷流不仅包含冷等离子体，还包含热等离子体。由{ \it IRIS}谱计算的多普勒速度表明，随着喷流运动由上而下的变化，多普勒速度从蓝移到红移是一个连续的演化过程。此外，一些喷流在其两侧表现出相反的多普勒频移，表明沿其轴线的旋转运动。最大喷流的倾角和三维速度由成像和光谱观测推断，这表明了高度一致的立体分析，使用双透视观测{ \it SDO}/AIA和{ \it STEREO}-B/EUVI。通过将喷流与本地UV/EUV和全圆盘{ \it GOES} X射线发射增强相关联，我们发现前五个小尺度喷流是由五个亮点触发的，而最后一个/最大的一个是由C1. 6太阳耀斑触发的。再加上一些III型射电爆发期间产生的喷流爆发，以及一个弱的CME，被观察到与最后一个喷流，我们的观察提供的证据支持多尺度磁重联过程负责生产的喷流事件。
2019-10-30 astro-ph.SR
Exploring the origin of multi-periodic pulsations during a white-light flare
本文研究2024年5月10日X4.0级耀斑的多周期准周期脉动，在多个波段识别出五个周期，并分别将其归因于磁重联、等离子体加热、慢磁声波和扭结波等不同物理机制。
2025-04-11 astro-ph.SR
Estimating the coronal supra-arcade downflows radio emission: from centimetre through submillimetre wavelengths
超拱廊下行流（SAD）是一种罕见的、不透明的结构，主要在EUV和软X射线频率下通过日冕下降。从它们的物理特性，SAD已被解释为空洞（次致密）气泡，并与长期爆发耀斑期间的磁重联过程。在这项工作中，我们使用数值MHD模拟计算通量密度图，这是卷积与望远镜光束合成图像的目的是评估预期的SAD发射在无线电波长，并提出观测策略，包括可以使用的仪器。我们假设发射是热韧致辐射从一个完全电离的等离子体没有任何明显的回旋共振的贡献，因为磁场的数量级~10 G。我们发现SAD辐射在[10-1000] GHz范围内应该是光学薄的，空间积分通量应该大于1 μ J。因此，我们的结论是，在[0.5-1000] GHz之间的射频观测SAD是可行的，与目前的仪器。此外，由于发射在很大程度上是光学薄的，因此通量密度与温度、密度和视线深度成比例，并且当与EUV和软X射线图像组合时，可以允许SAD的更好的密度和温度确定。
2022-03-02 astro-ph.SR
Multi-Wavelength Observations of the Spatio-Temporal Evolution of Solar Flares with AIA/SDO: I. Universal Scaling Laws of Space and Time Parameters
我们扩展了先前对AIA/SDO观测到的155个GOES M级和X级耀斑的统计太阳耀斑研究（Aschwanden 2012）到所有7个日冕波长（94，131，171，193，211，304，335 \ang），以测试标度律和统计分布的波长依赖性。除了171和193 \ang \波长，这是由日冕物质抛射（CME）引起的EUV调光的影响，我们发现几乎相同的几何尺寸分布，（长度$L$，耀斑面积$A$，体积$V$，分形维数$D_2$），时间（耀斑持续时间$T$）和时空参数（扩散系数$κ$、扩散指数$β$和最大膨胀速度$v_{max}$），这与缓慢驱动的自组织临界（FD-SOC）系统的分形扩散雪崩模型的普遍预测一致，即，$N(L) \propto L^{-3}$，$N(A) \propto A^{-2}$，$N(V) \propto V^{-5/3}$，$N(T) \propto T^{-2}$，$D_2=3/2$，对于欧几里得维数$d=3$。经验上，我们还发现了一个新的强相关$κ\propto L^{0.94\pm0.01}$和3参数标度律$L \propto κ T^{0.1}$，这是更符合逻辑增长模型比经典扩散。研究结果表明，FD-SOC系统中的长程相关长度在临界状态附近运行，可用于预测个别极端事件。我们还发现，爆发耀斑（伴随CME），有较大的体积$V$，较长的耀斑持续时间$T$，更高的…
2013-08-22 astro-ph.SR
Flux Variations in Lines of Solar EUV Radiation Beyond Flares in Cycle 24
由于太阳光谱的极紫外线和X射线辐射在地球电离层的形成中起着积极的作用，因此对这些波段的研究十分重要。极紫外范围的光子在地球大气层的上层被完全吸收，并引起其不同成分的激发、解离和电离，最后导致大气加热。利用太阳动力学天文台（SDO/EVE）的EUV变率实验（EUV Variability Experiment）的存档数据，我们得到了第24周期（2010 - 2017年）中HeII（30.4 nm）、HeI（58.4 nm）、CIII（97.7 nm）和FeXVIII（9.4 nm）极紫外线耀斑外辐射背景通量的日变化值。将这些通量与地球静止业务环境卫星系统GOES-15卫星上测得的波长为10.7厘米的无线电通量F10.7和0.1至0.8纳米X射线范围内的背景辐射通量F0.1-0.8的相应值进行比较。对比分析表明，极紫外波段各谱线的太阳辐射与通量F10.7和F0.1-0.8密切相关。
2019-12-23 astro-ph.SR physics.space-ph
Observations of EUV and Soft X-ray Recurring Jets in an Active Region
我们提出了三个经常性的射流在EUV和软X射线（SXR），这发生在2007年6月5日在一个活跃的区域同时观测。通过比较它们在两种不同波长下的形态学和运动学特征，我们发现EUV和SXR喷流具有相似的位置、方向、大小和速度。我们还分析了它们的光谱特性，通过使用六个谱线从极紫外成像光谱仪（EIS）板日之出，发现这些喷流的温度从0.05到2.0 MK和最大电子密度从6.6 $\times10^{9}$到3.4 $\times10^{10}$ cm $^{-3}$。对于每个喷流，在Fe{ \sc xii} $λ$ 195和He{ \sc ii} $λ$ 256谱线中同时观察到喷流底部的伸长蓝移分量和红移分量。Fe{ \sc xii} $λ$ 195谱线的最大多普勒速度为25 ~ 121 km/s $^{-1}$，He{ \sc ii} $λ$ 256谱线的最大多普勒速度为115 ~ 232 km/s $^{-1}$。Fe{ \sc xii} $λ$ 195线的最大非热速度为98 ~ 181 km s $^{-1}$，He{ \sc ii} $λ$ 256线的最大非热速度为196 ~ 399 km s $^{-1}$。我们还研究了这三种喷流的平均多普勒速度与最大电离温度之间的关系，发现平均多普勒速度随最大电离温度的升高而减小。在光球层中，在喷流底部不断发生磁通量的涌现和抵消。这些观测结果与低层大…
2011-06-22 astro-ph.SR
Observation of solar coronal heating powered by magneto-acoustic oscillations in a moss region
在本文中，我们报告的极紫外（EUV）发射和磁声振荡之间的时间相关性在EUV苔藓区域，这是一个足点区域仅连接的磁环与百万度等离子体。这一结果是通过对该区域详细的多波长数据分析得到的，其目的是解析来自光球层、穿过色球层并最终加热太阳过渡区或日冕的精细尺度质量流和能量流。该数据集涵盖太阳的三个大气层，包括在TiO 7057射电望远镜上的高分辨率宽带图像和光球层的视线磁图，在氦\textsc{i} 10830射电望远镜上的色球层高分辨率窄带图像和在171射电望远镜上的日冕极紫外图像。我们报道了以下新现象：1）色球物质的重复注入，表现为10830 μ m的吸收，从颗粒间泳道喷出，周期为$\sim$ 5分钟。2)发现EUV发射以$\sim$ 5分钟的类似周期周期性地调制。3)在10830 nm吸收增强的注入区域周围，EUV发射和磁场强度都显著增强。4)发现极紫外辐射的时间曲线上的峰与该区域中较强磁场的振荡峰同步。这些发现为磁声波驱动日冕加热提供了一系列有力的证据。
2020-10-14 astro-ph.SR
Joint X-ray, EUV and UV Observations of a Small Microflare
我们提出了一个小的微耀斑在X射线与核光谱望远镜ARray（NuSTAR），紫外线与界面区域成像光谱仪（IRIS）和EUV与太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的第一次联合观测。这些综合观测使我们能够研究微耀斑的热日冕和较冷的色球/过渡区发射。这个小的微耀斑在SOL 2016 -07- 26 T23：35到23：36 UT之间达到峰值，在NuSTAR、SDO/AIA和IRIS中都有。在空间上，这对应于SDO/AIA Fe XVIII发射中可见的一个小环，这与SJI 1330年和1400年的IRIS在太阳大气层中看到的类似结构相匹配。2.5-4 keV和4-6 keV的NuSTAR发射位于该环路位置处的小源中。IRIS狭缝位于微耀斑环的上方，拟合结果显示Mg II的变化很小，但确实显示强度增加，Si IV和O IV的宽度略有增强和红移，这表明该微耀斑在上色球层及其上方具有最重要的意义。NuSTAR微耀斑光谱与5.8MK和$2.3\times10^{44}$ cm $^{-3}$的热分量很好地拟合，这对应于$10^{26}$ erg的热能，使其比以前研究的X射线微耀斑小得多。未检测到非热发射，但这可能是由于观察的有效暴露时间有限。这一观察表明，即使是在紫外线和极紫外线中看到的普通特征，也可以显着具有在X射线中清晰可见的更高能量成分。
2019-06-29 astro-ph.SR
CHIANTI - An atomic database for emission lines. XI. EUV emission lines of Fe VII, Fe VIII and Fe IX observed by Hinode/EIS
介绍了对Hinode卫星上的极紫外成像光谱仪观测到的Fe VII、Fe VIII和Fe IX发射谱线的详细研究。在170-212 A和246-292 A范围内的光谱显示了来自太阳过渡区上部（温度5.4 <= log T <= 5.9）的强烈增强的谱线，这使得可以进行许多新的谱线识别。Fe VII线与新的原子模型预测的比较揭示了新的等离子体诊断，但是理论和观测之间存在一些对密度和温度不敏感的发射线比率的分歧，这表明需要改进原子数据。Fe VIII的谱线比率也显示出与理论的差异，与192和198 A之间的谱线相比，强185.21和186.60谱线被低估了60- 80%。新发现的253.9和255.8之间的多重峰相对于185-198 A之间的谱线提供了极好的温度诊断机会，然而原子模型低估了这些谱线的强度3-6倍。在波长176.959和177.594处对Fe IX的两条新谱线进行了鉴别，而在186和200之间的另外七条谱线则被认为是Fe IX的谱线，但这些谱线不能进行跃迁鉴别。Fe VII和Fe IX的新原子数据被证明可以显著修改TRACE 195 A成像通道的响应函数模型，从而影响该通道的温度测定。这些数据还将影响其他太阳极紫外成像仪器的响应功能，如SOHO/EIT，STEREO/EUVI和太阳动力学观测台即将推出的AIA仪器。
2009-07-20 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
Understanding CME and associated shock in the solar corona by merging multi wavelengths observation
利用多波长成像观测，在EUV，白光和无线电，以及无线电光谱数据在一个大的频率范围内，我们分析了触发和发展的复杂的喷发事件。这一次包括两个组成部分，喷发射流和CME的互动超过30分钟，可以被认为是物理联系。这是一个不寻常的事件。该射流是在一个典型的复杂的磁配置，这已经在许多以前的研究中进行了调查有关的喷发射流的建立，这种配置包括扇场线起源于一个寄生的极性，这是嵌入在一个极性区域的大活动区（AR）的电晕零点。首先在EUV中观察到的CME的开始和发展没有显示出通常的特征。在这种情况下，喷发喷流是这一事件的主要演员。日冕物质抛射首先表现为一个简单的环系统，它由于喷流外部与周围介质之间的磁重联而变得不稳定。日冕物质抛射的发展与两个不同起源的连续II型爆发的发生密切相关。这项研究的一个重要部分是第一个射电II型爆发，联合频谱和成像观测允许：i）逐步跟踪频谱和射电爆发轨迹的演变，与CME演变的关系; ii）在不引入电子密度模型的情况下获得B场和阿尔文速度。
2014-09-12 astro-ph.SR
Spectroscopic Analysis of an EIT Wave/Dimming Observed by Hinode/EIS
EIT波是一种从日冕物质抛射（CME）源区向外传播的波状现象，其后伴随着扩展的暗化。我们提出了一个光谱研究的EIT波/调光事件所观察到的Hinode/EIS。虽然波前的识别在某种程度上受到预先存在的环路结构的影响，但扩展的调光是明确的。我们研究了4条EUV谱线的谱线强度、谱线宽度和多普勒速度。除了先前研究中发现的暗区等离子体流出的蓝移外，我们还发现在暗区的外缘，所有4条谱线的宽度都增加了。我们说明，这一功能可以很好地解释了场线拉伸模型，它声称EIT波显然是移动的亮，是由连续拉伸的封闭场线产生的。
2010-09-16 astro-ph.SR
Observations of Enhanced EUV Continua During An X-Class Solar Flare Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站上的极紫外光变率实验（EVE）观测了2011年2月15日01：44 UT发生的X级太阳耀斑的极紫外光（EUV）辐射。完整的EVE光谱范围涵盖了自由束缚连续H I（莱曼连续），他我，和他II，与重组边缘分别在91.2，50.4和22.8 nm。通过用指数函数拟合每个复合边缘向蓝的波长范围，在耀斑的过程中产生了每个积分连续光谱的光变曲线，以及自由-自由连续光谱（6.5-37 nm）的发射。He II 30.4 nm和Lyman-alpha 121.6 nm谱线以及GOES的软X射线（0.1-0.8 nm）发射也包括在内以进行比较。每个自由束缚的连续被发现有一个快速上升阶段，在耀斑发作类似于从RHESSI的25-50 keV的光变曲线中看到的，这表明它们是通过与色球层中的自由电子复合形成的。然而，自由-自由发射表现出一个缓慢的上升阶段，也看到在软X射线发射从GOES，这意味着一个主要的日冕起源。通过对整个耀斑进行积分，确定了每个过程发射的总能量。我们发现，在EVE光谱范围内的耀斑能量最多占总耀斑能量的百分之几，但EVE给我们一个全面的看看这些诊断重要的连续组成部分。
2012-02-08 astro-ph.SR
First ALMA Observation of a Solar Plasmoid Ejection from an X-ray Bright Point
等离子体团喷射或喷流等爆发现象是太阳活动的一个重要特征，有可能提高我们对太阳大气动力学的理解。这样的喷射通常被认为是在快速磁重联区域预期的外流的特征。氦的304 A极紫外线形成于10^5 K左右，被认为是这种现象的可靠示踪剂，但从这种观测中确定物理参数并不简单。我们用ALMA、AIA和Hinode/XRT分别在毫米波、极紫外和软X射线波段同时观测到了X射线亮点的等离子体团喷射。本文报道了由射电、极紫外和X射线数据组合得到的等离子体团的物理参数。因此，我们得出结论，等离子体团可以由（近似）等温的10^5 K等离子体组成，在100 GHz处光学薄，或者由具有热包层的10^4 K核心组成。分析表明ALMA提供的额外温度和密度限制的价值，未来ALMA的科学观测将能够与星载和其他高分辨率望远镜的空间分辨率相匹配。
2017-05-04 astro-ph.SR
Imaging and Spectroscopic Diagnostics on the Formation of Two Magnetic Flux Ropes Revealed by SDO/AIA and IRIS
螺旋磁通量绳（MFR）是日冕物质抛射（CME）的一种基本结构，最近在大气成像仪（AIA）的极紫外（EUV）高温通带中发现了其爆发前的S形通道结构。然而，MFR的建立时间和地点仍然难以捉摸。在本文中，我们详细研究了两个MFR（MFR 1和MFR 2），其爆发分别在2014年4月18日和2014年9月10日产生了两个高能太阳耀斑和CME。AIA的EUV图像显示，MFR 1和MFR 2在喷发前很长一段时间内都处于形成状态，这可能是由极性反转线附近光球层中的剪切流和会聚流驱动的两组剪切弧之间的磁重联。在MFR 1的足点处，\textit{Interface Region Imaging Spectrograph} Si IV、C II和Mg II谱线在耀斑前阶段表现出弱到中等的红移和非热展宽。然而，一个相对较大的蓝移和一个非常强的非热加宽被发现在MFR2的形成位置。这些谱特征进一步证实了重联在磁共振的形成中起着重要作用。对于MFR1，重联流出可能沿着它的腿传播，穿透到过渡区和色球的脚点。对于MFR2，重联可能发生在低层大气中，并导致Mg II，C II和Si IV线的强蓝移和非热展宽。
2015-02-27 astro-ph.SR
Generate Radioheliograph Image from SDO/AIA Data with Machine Learning Method
射电日像是研究太阳短期活动和长期变化的重要手段，但由于太阳可见光时间短，地面射电望远镜附近电磁环境复杂，日像数据的连续性和粒度不够理想。在这项工作中，我们开发了一个多通道输入单通道输出的神经网络，它可以生成在微波波段的射电日像极紫外（EUV）观测的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。该神经网络使用2011年1月至2018年9月17 GHz的Nobeyama射电日像仪（NoRH）和SDO/AIA近8年的数据进行训练。所生成的射电日像与校准良好的NoRH观测结果具有良好的一致性。SDO/AIA每12秒提供一次多波段的太阳大气图像，该模型可以填补微波射电日像仪观测时间有限的空白，为进一步研究微波与极紫外辐射之间的关系提供支持。
2020-06-23 astro-ph.SR
Excitation of an Outflow From the Lower Solar Atmosphere and a Co-Temporal EUV Transient Brightening
我们分析的H $α$线翼内的吸收事件，确定为浪涌，和共空间的EUV增亮的演变，空间和时间尺度类似于一个小的闪光灯。我们进行了多波长，多仪器分析使用高节奏，高分辨率的数据，收集的干涉二维光谱仪的邓恩太阳望远镜，以及星载大气成像组件和日震和磁成像仪仪器板载太阳动力学天文台。一个位于AR 11579的主黑子后面的谱斑区域内的大吸收事件被确定在H-α线翼内。这一事件被发现是co-spatially链接到一个中等规模（直径约4角秒）增亮的过渡区和日冕。这种喷射似乎有一个抛物线的演变，首先在H-α蓝色机翼中形成，然后在H-α红色机翼中消失和重新出现，并且包括许多较小的原纤维事件。视线光球磁场显示没有证据的取消导致这一事件。我们的研究已经确定了明确的证据，表明过渡区中至少有一部分瞬态增亮事件与大型爆发事件（如浪涌）期间来自太阳低层大气的较冷等离子体的涌入有关。这些意见同意以前的数值研究的性质的闪光灯，因此，表明磁重联的驱动程序的分析浪涌事件，但是，需要进一步的研究来证实这一点。
2013-10-31 astro-ph.SR
Fe VII emission lines in the wavelength range 193-197 Å
根据实验室光谱的新测量和原子数据计算，讨论了193-197 nm波长范围内Fe VII发射线的鉴别。这一区域对于研究Hinode航天器上的极紫外成像光谱仪的太阳光谱具有重要意义，极紫外成像光谱仪在这些波长处具有最高灵敏度。测量了十条谱线，它们来自$3p^53d^3$构型中的七个精细结构能级。两条线以前没有报道，并导致新的实验能量的$(a^2D)^3F_{2,3}$水平。更新的实验能量获得其余的水平。用新的原子模型计算了两个密度诊断比$λ$ 196.21/ $λ$ 195.39和$λ$ 196.21/ $λ$ 196.06的理论值，并由冕环足点的EIS谱导出了密度。
2020-12-15 astro-ph.SR
