Coronal activity cycles in nearby G and K stars - XMM-Newton monitoring of 61 Cygni and Alpha Centauri
我们使用附近的双星61 Cyg A/B（K5 V和K7 V）和Alpha Cen A/B（G2 V和K1 V）的X射线观测来研究近十年来弱到中等活动的G + K矮星的磁活动的长期演化。具体来说，我们寻找X射线活动周期和相关的日冕变化，并将它们与太阳的行为进行比较。对于61 Cyg A，我们发现一个规则的日冕活动周期类似于它的7.3年色球周期。X射线亮度的变化比太阳上的低三倍，但日冕性质的变化类似于太阳的行为，在各自较热的等离子体成分中发生较大的变化。到目前为止，天鹅座61 B没有显示出明显的日冕循环趋势，但X射线数据与更不规则的色球周期相匹配。这两颗半人马座α星都表现出显着的长期X射线变化。半人马座阿尔法星A显示了周期变化的迹象，周期约为12-15年;半人马座阿尔法星B的数据表明，X射线周期的振幅约为6至8年，周期为8-9年。样本星在0.2-2.0 keV波段的X射线光度范围在Lx <1 × 10^26 - 3 × 10^27 erg·s^-1之间，日冕主要由平均温度在1.0-2.5 MK左右的冷等离子体组成。我们发现，日冕活动周期显然是一种常见的现象，在老年人，缓慢旋转的G和K星。在所有研究的目标中，日冕X射线发射的光谱变化在周期上都是类似太阳的。
2012-05-16 astro-ph.SR
Coupling the solar dynamo and the corona: wind properties, mass and momentum losses during an activity cycle
我们研究太阳对流区与太阳风和日冕演化之间的联系。我们让2.5维轴对称运动发电机程序（STELEM）产生的磁场在2.5维轴对称日冕等温MHD程序（DIP）中演化。计算涵盖了11年的活动周期。太阳风的渐近速度随纬度和时间的变化与现有的观测结果吻合得很好。在不同的日冕高度，磁极反转的速度不同。整个太阳的质量损失率，动量通量和磁制动扭矩在整个周期中变化很大。这种周期性调制是由开放通量和太阳风的来源的纬度分布以及阿尔文表面的几何形状决定的。风源和制动扭矩施加区域也相应地变化。
2011-06-05 astro-ph.SR
Large-Scale Latitude-time Relationships Between the Green-Line Corona and Sunspot Activity During Solar Cycles 18-24
本研究利用高斯活动场模型分析第18-24太阳活动周数据，发现绿线日冕与太阳黑子活动存在稳定的双峰纬度相关结构，且该关系与活动周振幅无关，表明大尺度磁活动分布主导日冕演化。
2026-09-14 astro-ph.SR
Precursors of an upcoming solar cycle at high latitudes from coronal green line data
在回顾了高纬度地区即将到来的太阳活动周期的潜在早期指标后，我们将注意力集中在日冕绿线发射中的冲向极点（RTTP）现象上。考虑到RTTP的属性与即将到来的太阳活动周期之间的各种相关性，我们发现RTTP的速率和时间延迟之间的相关性，直到下一个太阳活动周期的最大值。基于这种相关性和已知的太阳黑子数量序列的内部波动，我们预测，在2019年的最小值之后，第25周将在2024年底达到峰值，振幅约为130（根据平滑的每月修正太阳黑子数量）。这稍微超过了周期24的振幅，但它仍然会使周期25成为一个相当弱的周期。
2018-02-15 astro-ph.SR
A Solar cycle correlation of coronal element abundances in Sun-as-a-star observations
低活动类太阳恒星的日冕中的元素组成似乎与恒星的基本性质有关，如旋转，表面重力和光谱类型。在这里，我们使用太阳动力学天文台的全太阳观测，表明当太阳被观察为恒星时，日冕成分的变化与太阳活动的代理，F10.7厘米无线电通量高度相关，因此与太阳周期阶段。因此，类似的周期变化应该可以在太阳类似物的X射线观测中用光谱检测到。太阳全圆盘观测中的等离子体成分与日冕磁场活动的演化有关。因此，我们的观测结果在日冕成分和固定恒星性质之间的任何关系的性质中引入了不确定性。这些结果突出了系统的全周期观测对于了解类太阳恒星日冕的元素组成的重要性。
2018-02-02 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
Variation of Coronal Activity from the Minimum to Maximum of Solar Cycle 24 using Three Dimensional Coronal Electron Density Reconstructions from STEREO/COR1
使用STEREO/COR 1偏振白光观测的球对称方法，在2007/03年期间重建了100个卡林顿旋转（CR 2054 $-$ 2153）的日冕中的三维电子密度分布。$-$ 2014/08。这些三维的电子密度分布进行了验证，通过比较与类似的密度模型，使用其他方法，如层析成像和MHD模型，以及使用SOHO/LASCO-C2的数据。根据COR 1-A和COR 1-B密度分布的差异，分析了全球日冕估计总质量的不确定性。日冕活动的全球和半球平均电子密度（相当于总日冕质量）的长期变化揭示了一个半球的不对称性，在太阳活动周期24的上升阶段，北半球领先南半球的相位移7 $-$ 9个月。使用14-CR（~13个月）移动平均值，发现第24周期最大值和第23/24周期最小值之间的平均电子密度变化幅度（称为调制因子）在1.6 $-$ 4.3的范围内。这些调制因子是纬度相关的，在极地地区最大，在赤道地区最小。这些调制因子也显示出半球的不对称性，在南半球稍大。小波分析结果表明，第24周上升期和极大期的短期准周期振荡具有7 $-$ 8个月的优势周期。此外，它被发现的平均电子密度的径向分布的流光在第24周的最大值仅略大于（约30%）比在周期的最小值。
2017-06-16 astro-ph.SR
A magnetic cycle of tau Bootis? The coronal and chromospheric view
牧夫座τ（Tau Bootis）是一颗被热木星环绕的F型主序星。在过去的几年中，分光偏振观测导致了这样一种假设，即这颗恒星可能拥有一个全球性的磁场，每年转换一次极性，这表明它的活动周期很短，只有一年的时间。在我们正在进行的观测活动中，我们已经收集了几个X射线观测与XMM牛顿和光谱与TRES/FLWO在亚利桑那州，以表征陶博的日冕和色球层在假定的一年周期的过程中。与分光偏振重建相反，我们的观测没有显示出短活动周期的迹象。
2013-03-01 astro-ph.SR
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）
通过分析Hinode/EIS在2013-2024年间的18次全盘光谱扫描，研究日冕等离子体在太阳周期中的变化，发现盘积分强度与太阳周期强相关，而多普勒速度和非热速度分布无明显周期变化，表明日冕强度变化主要由活动区覆盖面积驱动。
2026-07-14 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 astro-ph.SR
Automated detection and analysis of coronal active region structures across Solar Cycle 24
本研究利用SDO/AIA数据对第24太阳活动周日冕活动区结构进行自动长期检测，分析了超三万个结构在四个极紫外波段的宽度、位置与发生率分布，发现其幂律斜率与FD-SOC预测值存在偏差，并揭示了南北半球不对称性及蝴蝶图案。
2023-05-18 astro-ph.SR
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
Coronal magnetic field evolution over the cycle 24
光球磁场矢量是连续从测量中得出的，而三维（3D）日冕磁场的重建需要以光球测量作为边界条件进行建模。几十年来，人们一直在研究光球层磁场的周期变化。目前，还没有研究表明日冕中的磁通量的演化，也没有太阳周磁自由能的演化。本文分析了第24太阳周日冕中磁场和自由磁能的时间变化，以及磁场在两半球的表现。我们调查，如果我们可以得到更好的估计磁场在地球上使用非线性无力场（NLFFF）外推法。为了模拟第24周的磁场，我们将NLFFF优化方法应用于太阳动力学天文台（SDO）上的日光层和磁成像仪（HMI）观测的天气矢量磁图。我们发现在第24太阳活动周期间，太阳动力学的最大值与太阳黑子数（SSN）的最大值峰不同。对总无符号通量的主要贡献是来自磁场结构的通量，而不是在-30度和+30度之间的纬度范围内的太阳黑子（MSOS）。太阳活动周期24期间的磁通量变化表明日冕中的演化与光球中的演化不同。我们发现，从我们的模型和耀斑能量指数从观测得出的派生磁能之间的相关值为0.8。平均而言，第24周在北半球（NH）有更多的太阳黑子，但在南半球（SH）有更强的通量，可以更有效地到达大气的高层。半球之间的耦合随着高度而增加。
2022-01-11 astro-ph.SR
Strongest coronal magnetic fields in solar cycles 23-24: probing, statistics, and implications
强日冕磁场存在时，表现为热日冕等离子体中回旋共振（GR）发射机制产生的高频亮微波源。观测到这种发射的最高频率与视线上最强日冕磁场的绝对值成正比。虽然没有日冕磁场大于约2,000 G的预期，最近的字段至少有两倍以上的报告。在这里，我们报告的搜索和统计研究这样强的日冕磁场使用高频GR发射。Nobeyama RadioHeliograph提供了20多年（1995-2018）来17 GHz和34 GHz高频空间分辨微波观测的历史记录。在这里，我们采用这个数据集，以确定在34 GHz的明亮GR发射源，并进行统计分析，确定GR的情况下，量化最强的日冕磁场在两个太阳周期。我们发现，虽然具有强磁场的活动区相对较少（不到所有活动区的1%），但它们在太阳上经常出现。这些活动区与太阳活动的突出表现有关。
2023-01-21 astro-ph.SR
The Peculiar Behavior of Halo Coronal Mass Ejections in Solar Cycle 24
我们报告了一个显著的发现，第24周的晕日冕物质抛射（CME）比第23周更丰富，尽管第24周的太阳黑子数量下降了约40%。我们还发现，在第24周，日冕-CME源位置的分布与第23周不同：日冕的经度分布更加平坦，起源于中央子午线距离≥ 60 °的日冕数量是第23周的两倍。另一方面，平均速率和相关的软X射线耀斑的大小是相同的，在两个周期中，这表明CME被喷射到的环境介质是显着不同的。我们认为，晕日冕物质抛射的丰度较高和中央子午线经度较大都可以解释为第24周日光层总压降低的结果（Gopalswamy等人，2014年）。总压力的降低使得日冕物质抛射比通常情况下膨胀得更多，使它们看起来像晕。
2015-04-08 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
The X-ray activity of the young solar-like star Kepler-63 and the structure of its corona
迄今为止，X射线卫星XMM-牛顿已经揭示了七颗类太阳恒星的日冕循环。在这个样本中，最年轻的恒星$ε$ Eridani（400 Myr）和$ι$ Horolosium（600 Myr）显示出最短的X射线周期和最小的周期振幅。根据不同填充因子下的太阳磁结构（活动区、活动区核心和耀斑），对$ε$波江座的日冕进行了建模。研究表明，其日冕的65-95%被磁性结构覆盖，这是低X射线周期振幅的原因。也有人假设，在年轻的类太阳恒星的日冕上，磁性结构的基底表面覆盖率可能更高。为了研究这个假设，我们研究了X射线中的类太阳恒星开普勒-63。它的年龄为2.1亿年，光球周期为1.27年，是迄今为止在X射线中观测到的最年轻的恒星，目的是揭示日冕周期。在长期的X射线光变曲线中，我们没有揭示出X射线光度的周期性变化，但有可能出现2倍的变化。至于$ε$ Eridani的情况，我们用在太阳上观察到的磁结构模拟了开普勒-63的日冕。这项研究表明，100%的日冕是由核心和耀斑的M级，证明了一个X射线周期的情况下，并确认了类似的结果推导出的$ε$波江座。最后，我们建立了周期振幅与X射线表面通量之间的经验关系。从开普勒-63中没有日冕循环，我们推断具有比开普勒-63更高的X射线通量的恒星必须拥有比开普勒-63日冕模型所需的更高能量的耀斑的显著部分。我们的研究为太阳-恒星类比研究和恒星X射线光变曲线中分辨和未分辨变化的联合探索…
2022-02-11 astro-ph.SR
Solar cycle indices from the photosphere to the corona: measurements and underlying physics
已经提出了各种各样的指数，以代表许多不同的观测调制的太阳周期。这些指数中的大多数都是高度相关的，因为它们与太阳磁场和占主导地位的11年周期有着内在的联系，但它们的变化可能在细节上以及短期和长期趋势上有所不同。在本文中，我们提出了一个概述的指数，经常被用来描述太阳活动周期的许多功能，移动到指的是直接观测的内部太阳大气层，光球和色球层，那些来自测量的过渡区和日冕。对于每一个指标，我们总结了现有的测量{ \bf和典型的使用}，对于那些量化物理观测，我们描述了基础物理。
2017-05-19 astro-ph.SR
Estimating the Poynting flux of Alfvénic waves in polar coronal holes across Solar Cycle 24
本研究系统测量太阳活动周24期间极区冕洞阿尔芬波的垂直Poynting通量，发现其在整个活动周内基本恒定，表明波对太阳风能量贡献与活动周无显著相关。
2025-01-23 astro-ph.SR
Solar Cycle Variation of Magnetic Flux Ropes in a Quasi-Static Coronal Evolution Model
太阳日冕中的电流和磁螺旋度的结构与11年周期的太阳活动密切相关，但人们对此知之甚少。作为一种替代传统的无电流的“势场”外推，我们调查的全球日冕磁场，这是非潜在的和时间依赖性的模型，以下的建立和运输的磁螺旋度由于通量出现和大规模的光球运动。这种螺旋性集中成扭曲的磁通量绳，可能会失去平衡而被弹射出去。在这里，我们考虑如何通过这个模型预测的磁结构，特别是通量绳变化的太阳活动周期，根据光球输入数据从周期23的六个时期。通量绳的数量从最小值到最大值增加一倍，遵循光球极性反转线的总长度。然而，磁绳喷射的数量增加了八倍，以下活跃地区的出现率。这与观测到的日冕物质抛射的周期调制大致一致，尽管模拟中抛射的实际速率约为观测事件速率的五分之一。该模型预测，即使在最低限度，差异旋转将产生剪切，非潜在的，在所有纬度的磁结构。
2010-03-24 astro-ph.SR
Comprehensive Analysis of Coronal Mass Ejection Mass and Energy Properties Over a Full Solar Cycle
LASCO日冕仪自1995年以来持续运行，观测了整个太阳活动周期内日冕和日冕物质抛射（CME）的演变，图像质量高，节奏有规律。这是第一次提供这样的数据集，并构成了CME研究的独特资源。在本文中，我们提出了一个全面的调查，太阳周期依赖于CME的质量和能量在一个完整的太阳周期（1996-2009年），包括第一次深入讨论的质量和能量分析方法及其相关的错误。我们的分析提供了一些值得进一步研究的结果。它证明了可能存在两种事件类别; $>10$ R $_{\sun}$达到恒定质量的“正常”CME和在C3 FOV中消失的“伪”CME。这表明CME的质量和能量性质达到恒定水平，因此应该被测量，只有在$\sim 10 R_\sun$以上。日冕物质抛射的质量密度（$g/R_\sun^2$）变化相对较小（$<$数量级），这表明大部分质量起源于日冕高度的一个小范围。我们发现在2003年年中的CME质量的突然减少，这可能与在大规模的日冕的电子含量的变化，我们发现从2003年起，在喷射的质量存在一个6个月的周期。
2010-08-23 astro-ph.SR
Cycles of magnetic activity in solar-type stars. The place of the Sun among the stars with different levels of coronal and chromospheric activity
分析了太阳和太阳型恒星的大气活动，包括威尔逊山天文台的HK项目，凯克和利克天文台的加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及Las Campanas天文台的麦哲伦行星搜索计划的观测。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的太阳型恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并以日冕辐射的最低水平和光球辐射的最小通量变化在这些恒星中脱颖而出。
2015-09-07 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
Comparing SSN Index to X-ray Flare and Coronal Mass Ejection Rates from Solar Cycles 22-24
新修订的太阳黑子数系列可以将历史上的地球效应风暴放在几百年太阳活动的背景下。利用近30年来GOES X射线观测资料和1996年至今LASCO日冕物质抛射（CME）星表资料，分析了太阳黑子数与耀斑和CME速率的关系。特别是，我们提出了X射线耀斑率作为一个函数的太阳黑子数为过去三个周期。我们还表明，1-8 AA的X射线背景通量与太阳黑子数在整个太阳活动周期的强烈相关。同样，我们表明，CME属性（例如，与日冕物质抛射线速度和宽度相关的代理值）也与SC 23和24的太阳黑子数相关。这些更新的速率将能够预测未来的地球效应事件，并将历史风暴置于当前太阳活动的背景下。
2016-05-02 astro-ph.SR
Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 astro-ph.SR
The Sun's Non-Potential Corona over Solar Cycle 24
本研究通过磁摩擦模型模拟太阳活动周24的日冕，量化自由能与螺度的活动周演化，提出喷发度量，并揭示活动区内部螺度对喷发模式的关键作用。
2024-05-23 astro-ph.SR
Magnetic cycles of Sun-like stars with different levels of coronal and chromospheric activity -- comparison with the Sun
利用威尔逊山天文台HK计划、凯克和利克天文台加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦行星搜索计划的观测资料，分析了太阳和类日恒星的大气活动。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的类太阳恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并且以其日冕辐射的最低水平和光球通量变化的最低水平与这些恒星区分开来。
2016-05-27 astro-ph.SR
A Study of Halo Coronal Mass Ejections and Related Flare and Radio Burst Observations in Solar Cycle 23
我们提出了一个统计研究的动力学和动力学特征的CME显示的时间和空间关联的耀斑和II型射电爆发或复杂的射电事件的II型爆发和IV型连续。这项研究的基础是一组地球定向的全晕日冕物质抛射发生在目前的太阳周期，从大角度光谱日冕仪（LASCO）和极端紫外成像望远镜（EIT）的太阳和日光层天文台（SOHO）的飞行任务和磁场调查（MFI）和三维等离子体和高能粒子分析仪调查实验上的风航天器上的数据。
2010-09-22 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of Newly Emerging Coronal Holes during Solar Cycle 24
UPES（尤皮斯大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究编制第24太阳活动周新现日冕洞目录，发现其出现率与太阳黑子数负相关，为开放磁通量演化提供观测约束。
2026-08-26 astro-ph.SR
The Tale of Two Minima and a Solar Cycle in Between: An Ongoing Fast Solar Wind Investigation
利用SOHO卫星上的UNOPS观测系统，对太阳活动23周（1996-1997）至24周（2007-2009）的极冕洞的物理性质进行了观测。观测H I莱曼α（121.6纳米）和O VI（103.2，103.7纳米）提供光谱诊断质子和O 5+散装外流速度和速度分布的函数以上的太阳两极的日心距离。这些观测使我们能够跟踪太阳活动周期23期间极地冕洞的物理性质变化及其接近目前的最低点。最近的地面和空间观测报告了与当前最低点有关的各种现象。我们提出了观测到的氧线强度，线比，和极冕洞在最低点和太阳活动周期23期间的配置文件的比较，并显示这个新的最低体现在紫外线日冕。这两个最小的物理特性的比较，看到Udarin在扩展的日冕，现在可能是第一次，可能会提供关键的经验约束模型的扩展日冕加热和加速的快速太阳风。
2010-05-18 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
The State of the White-Light Corona over the Minimum and Ascending Phases of Solar Cycle 25 -- Comparison with Past Cycles
根据SOHO/LASCO-C2日冕仪的白光观测资料，利用日冕辐射的时间演化和日冕物质抛射（CME）的性质，研究了太阳活动周（SC）25的最低期和上升期日冕的状态。K日冕的积分辐射率和日冕物质抛射的发生率密切跟踪太阳活动的指数/代理，特别是辐射率的总磁场和日冕物质抛射的射电通量，都经历了一个陡峭的增长在SC 25的上升阶段。这一增长比根据SC 25和24之间的预测准相似性所预测的要陡得多，并被最近太阳黑子数量的演变所证实。在SC 24和SC 25的极小值期间，辐射达到相同的基准水平，但流光带的纬度范围不同，在后者的极小值期间更平坦，实际上更类似于SC 23的极小值。对SC 23和SC 24的下降分支进行相位调整，导致SC 24的持续时间为11.0年，与太阳黑子数所给出的时间相似。相比之下，在SC 25的最小值期间CME发生率的基础水平明显大于前两个最小值期间。南半球明显比北半球更活跃，这与一些预测和目前半球太阳黑子数量的演变相一致。日冕物质抛射的平均视宽度和晕日冕物质抛射的数量在SC 25的早期阶段保持在相对较大的恒定水平，这意味着日光层中弱总压的持续存在。这些结果以及日冕比预期更活跃的前景对于太阳轨道器和帕克太阳探测器即将进行的观测非常有希望。
2022-05-13 astro-ph.SR
The State of the Heliosphere Revealed by Limb Halo Coronal Mass Ejections in Solar Cycles 23 and 24
我们比较的性质晕日冕物质抛射（CME），起源于接近肢体（中央子午线距离范围内60至90度）在太阳活动周期23日和24日，以量化的日光层状态对CME性能的影响。在第23和24周期中分别有44和38个肢晕。以太阳黑子数的周期平均值来标准化，第24周的边缘晕增加了42%。虽然作为一个群体的边缘晕是非常快的（平均速率1464公里s-1），周期24晕慢了26%比周期23晕。我们引入了一个新的参数，日心距离的CME前缘的时间CME成为一个完整的晕;这个高度是显着较短的周期24（由20%），并有一个较低的截止在6 Rs。这些结果表明，第24周CME比第23周CME更快、更慢地形成晕。另一方面，耀斑的大小是非常相似的，在两个周期，排除了可能的喷发特征，有助于不同的CME属性。总之，这项研究揭示了日球层总压降低的影响，这使得第24周期的CME比第23周期更快地膨胀并成为晕。我们的研究结果具有重要意义的CME在周期25（预计类似于周期24）的空间天气后果，并了解晕计数的差异报告的自动和手动目录。
2020-06-10 astro-ph.SR
Characteristics of Low-Latitude Coronal Holes near the Maximum of Solar cycle 24
我们调查了2011/01/01至2013/12/31期间从SDO/AIA-193滤波图中提取的288个低纬冕洞的统计数据。我们分析了冕洞的特征性质，如面积、平均AIA-193强度和平均磁场密度的分布，冕洞内SDO/AIA-193强度和磁场的局部分布，冕洞内磁通量管的分布。我们发现所有冕洞的平均磁场密度为3.0 ± 1.6 G，不平衡磁通量的百分比为49 ± 16%。冕洞的平均磁场密度、平均无符号磁场密度和不平衡磁通量的百分比相互依赖，相关系数cc > 0.92。此外，我们发现冕洞的不平衡磁通量主要集中在磁通量管中：冕洞的不平衡磁通量的38%（81%）来自仅1%（10%）的冕洞区域，聚集在场强> 50 G（10 G）的磁通量管中。从磁通量管导出的平均磁场密度和不平衡磁通量与整个冕洞的平均磁场密度和不平衡磁通量相关（cc > 0.93）。这些发现证明冕洞的整体磁特性是由磁通量管的特性决定的。
2017-02-07 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and the Solar Cycle Variation of the Sun's Open Flux
行星际磁场（IMF）的径向分量的强度，这是一个衡量太阳的总开放通量，被观察到变化的大约一个因素，在11年的太阳周期。最近的几项研究提出，太阳的开放通量包括一个恒定的或“地板”的组成部分，占主导地位的太阳黑子最小，和一个随时间变化的组成部分，由于日冕物质抛射（CME）。在这里，我们指出CME不能解释2003年和2014年底发生的IMF强度的大峰值，并且与太阳赤道偶极矩的峰值相吻合。我们还表明，近地行星际日冕物质抛射，在理查森和凯恩的目录中确定，即使在太阳黑子最大的贡献最多$\sim$ 30%的平均径向IMF强度。我们的结论是，径向IMF强度的长期变化主要是由太阳的总偶极矩，四极矩和日冕物质抛射提供了额外的推动太阳黑子最大附近。大部分的开放通量都来自日冕洞，而日冕洞的太阳周期演化又反映了太阳最低阶多极的演化。
2021-04-15 astro-ph.SR
Global solar magnetic field organization in the outer corona: influence on the solar wind speed and mass flux over the cycle
太阳风的动态本质上取决于全球太阳磁场的结构，而全球太阳磁场在11年的太阳周期中经历着根本性的变化。例如，风的终极速度被认为与膨胀因子是反相关的，膨胀因子是一种测量磁场如何随日冕高度变化的方法，通常在固定的高度计算（$\approx 2.5 R_{\odot}$，源表面半径，近似于所有磁场线变得开放的距离）。然而，磁场膨胀以更详细的方式影响太阳风，其对太阳风性质的影响在源表面之外仍然显著。我们证明了这一点，使用三维全球磁流体模拟的太阳日冕，表面磁图的半个太阳周期（1989-2001年）的约束。自洽扩展超过太阳风的临界点（甚至高达$10R_{\odot}$），使我们的模型符合观测到的太阳风的特点，即，径向磁场强度成为纬度无关，在一定距离的太阳，和质量通量是大多独立的终端风速。在活动极小值附近，日冕高层的膨胀比$2.5 R_{\odot}$以下的膨胀对风速的影响更大。
2017-10-09 astro-ph.SR
The Solar Cycle Variation of Topological Structures in the Global Solar Corona
磁通量在太阳光球层的分布导致了复杂的日冕磁场结构。为了理解这种复杂性，可以计算日冕磁场的磁骨架。骨架突出显示了将场划分为拓扑上不同区域的分界线表面，从而可以定位太阳表面上的开放场区域。此外，分界线表面和它们的交点（分离器）是重要的可能的能量释放位点。本文调查，在整个太阳活动周期，日冕磁场的拓扑结构下出现的潜在场源表面近似的性质。特别是，我们在太阳最大和最小的典型的全球领域。全球磁场是从观测到的基特峰和SOLIS天气磁图，从卡林顿旋转1645年至2144年，使用位场源表面模型外推。因此，日冕骨架的变化是在三个太阳活动周期内进行研究的。构成磁场的关键构件根据其分界面的性质被识别和分类。磁骨架显示，在太阳活动极大期，全球日冕场涉及所有纬度的众多拓扑结构。在光球层的任何地方都存在着许多开放的区域。在太阳极小期，日冕的拓扑结构受到太阳偶极子的严重影响。一个强的偶极子导致一个简单的大尺度结构，只涉及两个大的极地开放领域的地区，但在短的径向距离正负60度纬度，小尺度拓扑结构是复杂的。如果太阳偶极子很弱，就像最近的极小期一样，那么低纬度安静太阳的磁场可能在全球范围内足够重要，除了两个极地开放场区域之外，还可以在低纬度创造许多不连通的开放场区域。
2014-06-20 astro-ph.SR
Automated Detection of EUV Polar Coronal Holes During Solar Cycle 23
提出了一种新的极冕洞自动检测方法。这种方法被称为周长跟踪，使用SOHO上的极紫外成像望远镜（EIT）在太阳活动周期23期间拍摄的一系列171，195和304张完整的磁盘图像来测量极冕洞的周长，因为它们出现在四肢上。周长跟踪通过在太阳边缘进行测量，最大限度地减少了由各种波长的发射等离子体造成的视线遮蔽。周长追踪还允许从数据中有机地得出极地自转周期为33天。我们称之为哈维轮换率，并从1900年1月4日开始计算哈维轮换。根据测量的周长，我们可以将曲线拟合到数据中，并在最佳拟合线内导出面积。1996年，在第23个太阳活动周开始时，我们观测到北极洞的面积约为太阳总表面积的4.2%，2007年约为3.6%。南极洞的面积在1996年约为4.0%，在2007年约为3.4%。因此，北极和南极的空洞面积现在比第23个周期开始时小了不超过15%。这与极性磁场相比，测量到现在比一个周期前少了大约40%。
2009-01-09 astro-ph.SR
Forecasting the Maxima of Solar Cycle 24 with Coronal Fe XIV Emission
极冠双辉的“冲向两极”及其相关的日冕发射的开始是太阳活动极大期的预兆。Altrock（Solar Phys. 216，343，2003）指出，在第21至23周的极大值之前，在美国国家太阳天文台萨克拉门托峰的Fe XIV日冕中，在1.15 Ro处可以很好地观察到“Rush”。数据显示，这些周期中的太阳活动极大期发生在拉什中心线达到76 ± 2°的临界纬度时。此外，在前三个太阳活动周期中，当每天最高数量的Fe XIV发射特征（平均365天，两个半球）首次到达纬度20 +- 1.7°时，太阳活动最大。周期24显示了一个间歇性的拉什，只有在北半球明确定义。2009年，北部的初始坡度为4.6°/年，而前几个周期的平均坡度为9.4 +- 1.7 °/年。一个早期的适合拉什将达到76°在2014.6。然而，在2010年，斜率增加到7.5°/年（前三个周期没有增加）。将该速率扩展到76 +-2 °表明，北半球的太阳活动极大期已经发生在2011.6 +-0.3。在南半球，如果存在的话，向两极的冲刺是非常不明确的。几个最大值的线性拟合将在2014.2年达到南部的76°。1999年，在北纬70度附近出现了持续的Fe XIV日冕辐射，称为“扩展太阳活动周”，并开始以比前两个太阳活动周慢40%的速度向赤道迁移。然而，在2009年和2010年出现了加速。目前，北半球21°和南半球24°的发射特征数量最多。这表…
2013-02-20 astro-ph.SR
Fifteen years in the high-energy life of the solar-type star HD 81809. XMM-Newton observations of a stellar activity cycle
目的。本文分析了HD 81809的长期XMM-牛顿监测计划的数据集，研究了HD 81809的X射线周期，探讨了HD 81809的X射线周期是否与色球周期有关，推断了HD 81809的日冕结构，并探讨了HD 81809的日冕活动是否可以归因于类似于太阳活动的现象，因此，这被认为是太阳能案例的延伸。方法.我们分析了2001年至2016年期间使用XMM-牛顿进行的HD 81809的观测结果，周期为6个月，代表了一个具有良好研究色球周期（周期为$\sim 8$ ~ yr）的类太阳恒星的最长观测基线（$\sim 15$ ~ yr）。我们研究了日冕光度和温度的调制及其与色球周期的关系。我们解释的数据的混合物，类似太阳的日冕区域，采用最初提出的方法来研究太阳作为一个X射线星。结果观测结果显示，X射线光度有一个明确的周期性调制，反映了HD 81809的活动水平。数据涵盖了大约两个日冕活动周期;调制的振幅为$\sim 5$的因子（不包括明显的耀斑，如2002年6月的观测），周期为$7.3\pm 1.5$ ~yr，与色球周期一致。我们证明，HD 81809的日冕可以解释为太阳的情况下的延伸，它可以模拟沿整个周期的太阳一样的日冕区域的混合物。活动水平主要取决于非常明亮的活动区域的不同覆盖范围，类似于在太阳中观察到的活动区域的核心。存在未解决的重大耀斑活动的证据，特别是在接近周期最大值的地方。
2017-07-20 astro-ph.SR
Long-period intensity pulsations in the solar corona during activity cycle 23
本文报道了SOHO极紫外成像望远镜在19.5nm通带内对917个长周期（3 ~ 16小时）强度脉动事件的探测（10 σ）。该数据集的时间跨度从1997年1月到2010年7月，即整个太阳活动周期23和周期24的开始。这些事件可以持续长达六天，相对振幅高达100%。大约一半的事件（54%）发生在活跃区域，其中50%与日冕环有视觉联系。剩下的46%位于安静的太阳中。我们进行了全面的分析，可能的仪器文物，我们的结论是，所观察到的信号是太阳起源。我们讨论了几个方案，可以解释活动区事件的主要特征。观察到的长周期和振幅排除了任何磁流体动力学波的解释。热不平衡可以产生正确的周期，但它不能解释日冕环的所有观测特性和事件的空间相干性。我们建议，适度的时间变化的能量方程中的加热项，以避免热非平衡态，可能足以解释这些长周期的强度脉动。大量的探测表明，这些脉动在活跃地区很常见。这意味着测量它们的性质可以对日冕环的加热机制提供新的约束。
2013-12-17 astro-ph.SR
Implications of the abundance of halo coronal mass ejections for the strength of solar cycle 25
该研究通过比较第23至25太阳活动周前四年的晕状CME丰度、发生率、源位置和高度，发现SC 25与SC 24相近，支持其仅略强于SC 24的预测。
2025-01-07 astro-ph.SR
Tracking Filament Evolution in the Low Solar Corona using Remote-Sensing and In-situ Observations
在目前的工作中，我们分析了与ICME，在2011年8月5日到达L1的丝状喷发。在多波长SDO/AIA图像中，三个等离子体包内的灯丝被跟踪在高节奏沿日冕。一种新的吸收诊断技术被施加到沿三个选定的轨迹行进的细丝材料，以计算柱密度和温度随时间的演变。使用STEREO/EUVI和STEREO/COR 1观测来估计记录材料的运动。密歇根电离代码使用这些密度，温度和速度分布的输入来计算灯丝等离子体的电离分布。基于这些测量，我们得出结论，核心等离子体是在近电离平衡，电离状态没有冻结在他们在AIA图像中可见的吸收的高度。此外，我们报告的灯丝等离子体是不均匀的，和连续加热的材料，因为它在低太阳日冕膨胀。
2017-12-12 astro-ph.SR
Long-term Variation of the Corona in Quiet Regions
利用2006年底至2011年初在太阳中心观测到的日出极紫外成像光谱仪（EIS）的日谱数据，研究了宁静日冕的长期演化。较高温度的发射线的光变曲线表现出与太阳活动周期同步的较大变化，而较冷的线表现出减少的调制。我们的研究表明，即使日冕电子密度几乎保持不变，日冕的高温成分在安静的区域发生变化。结果表明，输入到宁静日冕的热量随太阳活动周期而变化。
2012-04-25 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
Coronal activity cycles in action - X-rays from alpha Centauri A/B
我们报告了我们的恒星邻居半人马座阿尔法A/B的日冕活动周期。自2002年以来，XMM-牛顿一直在监测该双星，以研究X射线中日冕活动演变的长期演变。太阳类似物α Cen A在该计划的早期就被清楚地探测到，但在2005年左右实际上从XMM的探测器视野中消失了。在经历了近十年的日冕衰弱之后，我们现在发现它的日冕明显地重新变亮了。次级α-Cen B在大多数时候主导着X射线的发射，并且超过一个完整的周期。在2012年左右观察到一个新的X射线最大值，最近几年又出现了温和的变暗。X射线发射的时间演化可以很好地理解，类似于11年的太阳周期，在两颗恒星中运行的日冕活动周期具有不同的振幅和周期。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
iota Horologi, the first coronal activity cycle in a young solar-like star
背景：最近在年轻（约6亿年）的类太阳恒星iota Hor中发现了最短的色球（Ca II H&K）活动周期（1.6年）。日冕X射线活动周期仅在太阳以外的少数恒星中发现，所有这些恒星的年龄都比iota Hor更老，活动水平也比iota Hor低。目的：我们打算找到与i Hor色球周期对应的X射线日冕。这是在活跃恒星中观察到的第一个X射线周期，也是类太阳恒星生命中第一个日冕周期的范例。方法：我们监测i Hor与XMM-牛顿观测跨越近两年。每个观测的光谱都与两个温度的日冕模型拟合，以研究恒星的长期变化。结果：我们发现在X射线的循环行为非常相似的同期色球周期。连续监测色球三个以上的周期长度显示出一个趋势，振幅下降，显然是由一个较长期的趋势调制。第二个周期在达到其最大值之前被破坏，然后在循环行为恢复之前出现短暂的混沌变化，仅在略多于一个周期后再次被破坏。结论：我们证实了在X射线和Ca II H&K中存在一个~1.6年的活动周期。它可能受到更长的、尚未受约束的第二周期的调节。1.6年的日冕活动周期是迄今为止观测到的最短的日冕活动周期，而i Hor代表了已发现的日冕活动周期中最活跃的恒星。这个周期可能代表了类太阳恒星生命中的第一个日冕活动周期，在地球上生命开始的年龄。
2013-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing Coronal Mass Ejections in Solar Cycle Analysis
太阳是太阳系中主要的光和热的来源。太阳活动周期是太阳活动的11年周期，可以通过太阳黑子数量和表面积的上升和下降来确定。太阳活动与几个因素有关，包括无线电通量，太阳辐照度，磁场，太阳耀斑，日冕物质抛射和太阳周期。这项研究试图确定太阳的活动，特别是日冕物质抛射，它的趋势在太阳活动周23，其明显的差异。时间序列分析被用来衡量的CME数据较大的情况下，看到的CME的明显差异和趋势。结果表明，1996 - 2016年日冕物质抛射呈下降趋势。因此，日冕物质抛射数据呈正态分布，而日冕物质抛射呈正态分布和正态曲线，扰动风暴时间指数的强度随周期上升和下降阶段大磁暴数目的增加而波动。这表明太阳虽然有周期和趋势，但它显示了其固有的特征。太阳仍然拥有越来越多的动态，通过本研究中涉及的有限参数来展示。
2018-04-29 astro-ph.SR physics.space-ph
X-ray activity cycle on the active ultra-fast rotator AB Dor A? Implication of correlated coronal and photometric variability
虽然色球活动周期已经在大量的晚型恒星中研究了相当长的一段时间，但对其他恒星的日冕活动周期及其与太阳活动周期的相似性或差异性知之甚少。虽然它通常被认为是周期性活动只存在于低到中等活动的恒星，我们调查是否超快旋转AB多尔，一个K矮星表现出大量的磁活动的迹象，在基本上所有的波段，表现出X射线活动周期模拟其光球活动周期约17年，这些波段之间可能的相关性。我们分析了AB Dor A的组合光学光度数据，跨度约35年。此外，我们使用ROSAT和XMM-牛顿X射线观测AB Dor A，研究近三十年来这颗活动K矮星的磁活动的长期演变，并寻找X射线活动周期和相关的光度亮度变化。AB Dor A在0.3-2.5 keV中表现出光度亮度变化范围在6.75 < Vmag < 7.15之间，而X射线光度范围在29.8 < log LX [erg/s] < 30.2之间。AB Dor A是一颗非常活跃的恒星，它的X射线耀斑非常频繁，但在长时间的XMM-牛顿观测中，经常会出现一种基态。这种基本状态可能随AB D或A的光球活动周期而变化，周期约为17年，但X射线变化最多为2倍，这比太阳上发现的典型周期振幅低得多。
2013-11-06 astro-ph.SR
Segmentation of coronal holes in solar disk images with a convolutional neural network
目前的冠状孔分割方法通常依赖于图像阈值，并需要非平凡的图像预处理和后处理。我们已经训练了一个神经网络，它可以准确地从SDO/AIA 193埃太阳盘图像中分离出CH，而无需额外的复杂步骤。我们比较结果与公开可用的目录的CH和证明稳定的神经网络方法。在我们看来，这种方法可以优于手工设计的太阳图像分析，并将广泛应用于太阳数据。特别是，我们调查长期变化的CH指数在太阳周期24和观察CH面积增加约三倍，从最小值在太阳周期的最大值在太阳周期的下降阶段的最大值。
2018-09-15 astro-ph.SR
Comparison of Coronal Extrapolation Methods for Cycle 24 Using HMI Data
利用SDO/HMI磁象仪的磁象数据，比较了日冕磁场的两种外推模型。这两个模型，一个水平的电流片源表面（HCCSSS）模型和一个潜在的场源表面（PFSS）模型在处理日冕电流不同。每个模型都有自己的关键变量，分别是一个尖点表面和源表面的半径，它被发现，调整这些高度在研究期间允许更好地拟合模型和太阳开放通量在1 AU的行星际磁场（IMF）计算。HCCSSS模型为2010年11月至2015年5月的整个时期以及该时期的两个子集提供了更好的拟合-太阳周期的最低/上升部分，以及最近确定的IMF峰值，即2014年中期至2015年中期太阳活动最大化之后。据发现，HCCSSS尖点表面高度为1.7 Rsun提供了最好的适合IMF的整个时期，而1.7和1.9 Rsun给两个子集的最佳拟合。PFSS源表面高度的相应值分别为2.1、2.2和2.0 Rsun。这意味着HCCSSS的尖点面随着太阳活动周期的进行而上升，而PFSS源面则下降。
2016-03-14 astro-ph.SR
Solar magnetic activity cycles, coronal potential field models and eruption rates
本文研究了自20世纪70年代中期以来观测到的3个半太阳活动周期中光球磁场和模拟的全球日冕磁场的演化。我们使用天气磁图和外推位场模型，这些模型基于来自国家天文台基特峰的三台磁仪、太阳天气光学长期调查（SOLIS）矢量光谱磁仪（VSM）、光谱磁仪和512通道磁仪仪器以及来自美国国家天文台的纵向全圆盘光球磁图。斯坦福大学威尔科克斯太阳天文台相关的多极场分量被用来研究日冕场的主导长度尺度和对称性。极场的变化被认为是很好的相关性与活跃领域在大部分的研究期间，除了2003年至2006年之间的活跃领域没有产生显着的极场变化。在轴对称多极子中，只有偶极和八极子遵循极点，而高阶则遵循活动周期。所有的非轴对称多极强度与活动周期有很好的相关性。因此，太阳偶极子的倾斜几乎完全是由于活动区场。轴向偶极子和八极子是最大的贡献者的全球领域，除了当极性场是反向的。极场的这种影响延伸到调节喷发率。根据计算机辅助CME跟踪（CACTus），太阳爆发事件探测系统（SEEDS）和野边山射电日像仪日珥爆发目录，发现2003-2012年之间的活跃年的太阳爆发率系统高于1997-2002年之间。这种行为似乎与Luhmann提出的晚周期23极场的弱点有关。我们看到的证据表明，第24周期磁场逆转的过程在两极都很先进。
2013-04-12 astro-ph.SR
Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections and Their Association with DH Type II Radio Bursts During Solar Cycles 23 and 24
分析了第23周和第24周行星际日冕物质抛射的特征。本分析主要基于近地ICME目录（Richardson和Cane，2010年）。这项研究的一个重要方面是了解近地和地球有效方面的ICME的关联（II型ICME）与缺乏（非II型ICME）的十米-百米（DH）II型无线电爆发，检测风/波和STEREOS/波。值得注意的是，由CME驱动的DH II型射电爆发表明强大的MHD冲击离开内日冕并进入行星际介质。我们发现，与前一个周期相比，太阳周期24中ICME的发生率大幅减少了56%（64对147事件）。有趣的是，尽管ICME/CME计数显著降低，但两个周期包含几乎相同的II型ICME分数（约47%）。我们的分析表明，即使在1 AU的大距离上，II型CME也保持着比非II型事件更高的速度（523 km/s对440 km/s）。虽然有一个明显的趋势，随着CME初始速度的增加，ICME渡越时间的减少，也存在一个明显的宽范围内的CME速度。从上下文来看，第23周期展示了10个过境时间较短的事件，主要是II类事件，过境时间在20-40小时之间，而有趣的是，第24周期几乎完全没有这种“快速”事件。我们发现一个显着减少的参数$V_{ICME} \times B_{z}$，黎明到黄昏的电场，由39%，在太阳活动周期24与前一个周期相比。此外，$V_{ICME} \times B_{z}$显示出与Dst指数的强…
2022-10-26 astro-ph.SR
