Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
2011-05-16 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
On the Relationship Between Polar Coronal Jets and Plumes
我们利用{ \emph{Hinode} }/XRT和{ \emph{STEREO} }上的极紫外（EUV）成像仪的观测来研究日冕喷流和羽流之间的关系。数据记录于2007年4月7日至8日和11月2日至4日。详细的结果是为4月的运动以及初步分析11月的意见。我们发现，$>90%$的识别喷流直接相关的羽（4月数据）。EUV数据显示，超过70%的已识别射流的相同空间位置产生了羽状霾。其余的喷流发生在已经存在羽流物质的地区。在某些情况下，喷流和羽流的过渡是平稳的，而在另一些情况下，则会延迟几分钟。短暂的、类似喷流的事件和短暂的小亮点发生在预先存在的长寿命羽流底部的不同位置。后者在出现喷流样事件后增强。目前的观测结果表明，X射线喷流是极地羽流及其亮度变化的前兆。
2009-02-03 astro-ph.SR
Quasiperiodic Energy Release and Jets at the Base of Solar Coronal Plumes
日冕羽流是一种长的、射线状的开放结构，被认为是太阳风的可能来源。它们起源于大部分单极的冕洞，长期以来一直是个谜。早期的光谱和成像观测揭示了羽流中的蓝移等离子体和传播扰动（PD），这些羽流被广泛解释为流动和/或传播慢模波，但这些解释（流动与波）仍然存在争议。最近我们发现了一个关于羽流内部结构的重要线索：称为羽流的动力学特征，它占了羽流排放的大部分。在这里，我们提出了高分辨率的观测从太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）和界面区域成像光谱仪（IRIS），揭示了许多准周期性的，微小的喷流（所谓的小喷流）与瞬态增亮，流动和等离子体加热在色球的脚点的plumerite。通过类比较大的日冕喷流，这些喷流最有可能产生的羽状基地之间的磁重联封闭和开放的磁通量在强调三维零点。喷流相关的增亮与小行星相关的PD是同相的，并且以大约3到5分钟的周期变化，这与光球/色球p模式振荡非常一致。在色球/过渡区的开闭边界处的这种重连可能是由全局p模波的局部表现调制或驱动的。这些小喷流向上延伸，变成铅垂状，为太阳风提供质量，可能是帕克太阳探测器最近探测到的之字形的来源。
2022-05-02 astro-ph.SR
On the relation between transition region network jets and coronal plumes
日冕羽流和网络喷流都植根于网络通道。然而，两者之间的关系尚未得到解决。为此，我们使用大气成像组件（AIA）171毫米通带获取的图像进行观测分析，以跟踪日冕羽流的演变，界面区域成像光谱仪（IRIS）狭缝-钳口1330毫米观测研究网络喷流，和日震磁成像仪（HMI）拍摄的视线磁图，以概述该地区的光球磁特征。网络通道中的四个区域被识别，并标记为“R1-R4”。我们发现，日冕羽流只在“R1”和“R2”中清楚地看到，而在“R3”和“R4”中没有，尽管在所有这些区域中都有大量的网络喷流。此外，虽然所有这些地区的磁性特征都以正极性为主，但它们在“R1”和“R2”中比在“R3”和“R4”中更紧凑（表明更强的会聚）。我们开发了一种自动化的方法来识别和跟踪网络射流的区域。我们发现，植根于“R1”和“R2”的网络喷流比“R3”和“R4”更高，更快，表明产生更强的日冕羽流的网络区域也倾向于产生更动态的网络喷流。我们认为，"R1“和" R2”中较强的会聚可能为更快的冲击和/或更多的小规模磁重联事件提供条件，这些事件为更动态的网络喷流和日冕羽流提供动力。
2019-06-25 astro-ph.SR
Solar coronal plumes and the fast solar wind
日冕Ne viii线在77 nm处的光谱轮廓在平静太阳区和冕洞（CH）中具有不同的形状。一个单一的高斯拟合的线轮廓提供了一个足够的近似在安静的太阳区域，而一个强大的肩膀上的长波长侧是一个系统的功能在CH。虽然自1999年以来已经注意到这一点，但无法给出这种特殊形状的物理原因。为了确定这种特殊性的原因，我们解决了国际空间科学研究所（ISSI; Wilhelm et al. 2011）的一个研究小组在一篇综述文章中无法最终解决的三个问题：（1）在羽流底部和内部运行的物理过程以及它们与太阳风（SW）的相互作用。(2)羽流等离子体对快速西南气流的可能贡献。(3)第一电离势（FIP）效应在羽流和羽流间区域（IPRs）之间的特征。在利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的太阳紫外辐射测量仪（SUMER）进一步研究极冕洞（PCH）中IPRs和羽流的光谱特性之前，必须总结审查结果，将光谱观测置于背景中。最后，提出了一个羽流模型，令人满意地解释了等离子体流动向上和向下的羽流场线，并导致在PCH的氖线的形状。
2015-01-08 astro-ph.SR
Bright Dots and Coronal Plume Formation in Sunspot Penumbra
本文利用太阳轨道器EUI等高分辨率观测研究太阳黑子半影中冕羽的形成，发现底部亮点可能对应磁声激波，且喷流子和下行流并非必要，表明冕羽形成机制依赖于磁拓扑和色球波场。
2025-07-22 astro-ph.SR
Co-existence of longitudinal and transverse oscillations in polar plumes observed with Solar Orbiter/EUI
本研究利用太阳轨道器/EUI高分辨率观测，首次在极区羽流中同时检测到慢磁声波和阿尔芬波，并量化了其振幅、周期和速度等参数，展示了EUI的探测能力。
2025-09-09 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in Chromospheric Jet-like Structures and Coronal Plumelets
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过Solar Orbiter上的EUI-HRI数据，首次观测到色球喷流状结构中反向激波的传播，其与相关日冕喷流结构的横向振荡周期相似，3D MHD模拟验证了该波的传播过程，揭示了横向波在能量从日球层向日冕传输中的作用。
2026-03-26 astro-ph.SR
On the Parallel and Perpendicular Propagating Motions Visible in Polar Plumes: An Incubator For (Fast) Solar Wind Acceleration?
我们结合观测的日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板载的太阳动力学天文台（SDO）研究（传播）Alfvenic运动和准周期性强度扰动极羽的特性。这种独特的仪器组合突出了（快速）太阳风底部发生的物理过程的丰富性。强度增强约1%的（平行）强度扰动具有120 km/s的视速度（在171 A和193 A通带中）和15分钟的周期性，而（垂直）Alfvenic波动具有0.5 km/s的速度振幅，830 km/s的相速度，在相同结构上的较短周期为5分钟。这些观测结果说明了一种情况下，激发Alfvenic运动沿不均匀加载的磁场结构传播，这样的组合可能是加速快速太阳风所需的磁流体动力学湍流的潜在祖先。
2015-07-01 astro-ph.SR
Sulfur fractionation in coronal plumes as observed by Solar Orbiter/SPICE
Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学）；European Space Agency（欧洲空间局）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
太阳轨道者观测揭示喷流中硫的分异现象，通过SPICE数据发现硫氮比恒定，表明日冕空洞中存在波动驱动的分异过程。
2026-02-26 astro-ph.SR
Accelerating waves in polar coronal holes as seen by EIS and SUMER
我们目前的EIS/Hinode & SUMER/SOHO联合观测，允许第一次光谱检测加速扰动记录在极冕洞羽间和羽区的日冕线。从时间-距离辐射图中，我们探测到在极地羽流间区域存在传播扰动，其周期为15至20分钟，传播速度从临边上方的130+/-14 km/s增加到临边上方160”附近的330+/-140 km/s。这些扰动也可以被追踪到起源于冕洞盘上部分的明亮区域，在那里的传播速度被发现在25+/-1.3至38+/-4.5 km/s的范围内，具有相同的周期性。这些盘上的明亮区域可以被视为日冕漏斗的底部。邻近的羽流区域也显示存在传播扰动，其周期范围相同，但传播速度仅在135+/-18至165+/-43 km/s范围内。据我们所知，这一结果提供了第一个光谱证据的加速传播的扰动在极地地区接近太阳（1.2太阳半径内）。我们认为，波可能是阿尔夫文或快速磁声在羽流间和慢磁声在羽流地区。这可能导致的结论是，羽流间是加速快速太阳风的首选通道。
2010-05-19 astro-ph.SR
Measurements of Outflow Velocities in On-Disk Plumes from EIS Hinode Observations
在过去的几十年里，羽流对太阳风的贡献一直是热门话题。Hinode上的极紫外成像光谱仪提供了一种独特的手段，通过对日冕发射线的直接多普勒频移测量来推断日冕高度的外流速度。这样的直接多普勒频移测量是不可能与以前的光谱仪。我们测量的外流速度在日冕高度在几个磁盘上的长持续时间的羽流，这是位于冕洞，并在整个观测期间显示出显着的蓝移。在一种情况下，烟羽的测量间隔4小时。推导出的出流速度是一致的，表明流动是准定常的。此外，我们提供了沿羽流的流出速度分布，发现在1.02 $R_{\odot}$时，经视线效应校正的速度可达到10 km s $^{-1}$，在1.03 $R_{\odot}$时可达到15 km s $^{-1}$，在1.05 $R_{\odot}$时可达到25 km s $^{-1}$。这种稳定加速的明显特征，加上羽流底部没有明显的蓝移，为羽流模型提供了一个重要的限制。在1.03 $R_{\odot}$的高度，EIS还推导出密度为1.3 $\times10^{8}$ cm $^{-3}$，导致质子通量约为4.2 $\times10^9$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$换算为1 AU，这比假设径向膨胀的典型太阳风的质子输入高一个数量级。这表明，冕洞羽流可能是太阳风的一个重要来源。
2014-08-23 astro-ph.SR
Polar Coronal Plumes as Tornado-Like Jets
我们研究了在日全食期间从地面观察到的内日冕中白光极羽结构的动力学行为，基于从太空观察到的EUV热和冷发射线对应物。本文分析了SDO/AIA对一系列快速变化冕洞结构的EUV观测结果。给出了Fe XII在193 A的1.25 Mk线上显示加速的事件证据。沿着羽流的结构显示出约140 kms-1的向外速度，这可以解释为304 A和171 A线中的向上传播波;在193 A中看到更高的速度（高达1000 km/s）。冷He II等离子体的喷射与热193 A行为相比在最低层延迟约4分钟，在最高层延迟超过12分钟。使用时间片图进行的动力学研究表明，大量快速喷射的物质来自羽流下方的足点。等离子体材料的释放似乎来自具有准平行边缘增强壁的圆柱体。在纵向加速的初始阶段之后，速度显著降低并且喷出物分散到环境中。最后，利用多波段同时观测的AIA资料，详细研究了冷、热分量的时空关系。向外传播的扰动，大概磁壁极羽支持的建议，阿尔芬波向外传播沿这些径向延伸的墙壁。
2018-08-22 astro-ph.SR
The First Ionization Potential Effect from the Ponderomotive Force: On the Polarization and Coronal Origin of the Alfven Waves
我们调查更详细的色球阿尔芬波的起源，引起分离的离子和中性粒子，第一电离势效应（FIP），通过有质动力的作用。在开放领域的地区，我们的模型分馏的等离子体上升流速度通过色球的剪切（或平面）和扭转阿尔芬波的光球起源的依赖。这些不同主要是通过他们的参数耦合慢模式波。剪切Alfven波出现再现观察到的分馏模型参数的范围更广，并提出了一个“微调”的问题比扭转波。在封闭场区域，我们研究了阿尔芬波与光球和日冕起源产生的分馏。波与日冕的起源，在或接近与日冕环共振，提供了一个显着更好的匹配，以观察到的丰度比光球波，剪切波和扭转波在这种情况下，给基本上无法区分的分馏。这种日冕波可能是纳米耀斑日冕加热机制的结果，除了加热日冕等离子体外，还释放出阿尔芬波，阿尔芬波可以向下传播到环足点，并在从色球层反射回日冕时通过有质动力引起FIP分馏。
2017-07-17 astro-ph.SR
Extreme Ultraviolet Microflashes at Plume Bases: A Candidate for Powering the Corona and Solar Wind?
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳天文台）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR), UAH（阿拉巴马大学亨茨维尔分校空间等离子体与大气研究卓越中心）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
报告太阳轨道器极紫外成像仪发现的网络微闪，位于羽流底部的磁网络，能量约10^24 erg，可能由单极磁场交叉腿的精细重联爆发引起，为日冕和太阳风供能。
2026-06-17 astro-ph.SR
Estimating the contribution of Alfvén waves to the process of heating the quiet solar corona
为了研究脉冲产生的线性和非线性Alfvén波对孤立的日弧和日冕漏斗的影响，我们数值求解了二维理想MHD方程和外部引力场。我们分析了光球和日冕之间的界面区域。主要的兴趣是研究阿尔文波触发能量通量向安静的日冕转移并加热它的可能性，包括可能发生两个连续波的情况。我们发现，在拱廊的情况下，短或大，阿尔文波的转移通量是足够的加热安静的日冕只有在一个小的时间间隔和在一定的区域。在漏斗的情况下，只有当波的速度超过10 km/s时才能达到阈值，这是非常高的。我们从分析中得出结论，即使在有两个连续阿尔芬波脉冲的乐观情况下，阿尔芬波也不能传输足够的能量来加热安静的日冕。
2015-05-06 astro-ph.SR
Impulsively Generated Linear and Non-linear Alfven Waves in the Coronal Funnels
本文通过数值求解含时 MHD 方程，模拟日冕漏斗中脉冲激发的线性与非线性 Alfvén 波，指出非线性波能为日冕加热和太阳风加速提供足够能量。
2014-01-16 astro-ph.SR
Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
On the Nature of Propagating Intensity Disturbances in Polar Plumes during the 2017 Total Solar Eclipse
羽流中的传播强度扰动（PID）仍然知之甚少，它们的身份（磁声波或流动）仍然是一个悬而未决的问题。我们调查了2017年日全食期间观察到的位于北极日冕洞的五个羽流中的PID。三个羽流与其底部的日冕亮点，喷流和大针状体（活动羽流）有关，其他两个羽流则没有（安静羽流）。羽流底部的电子温度是由日出号上的X射线望远镜拍摄的图像的滤波器比率和来自日食仪器诊断日冕实验（DICE）的400 nm左右的通带比率获得的。通过对大气成像组件（AIA）在三个不同波长通道（171 A、193 A和211 A）中拍摄的图像中的时空（r-t平面）图应用傅立叶变换来获得羽流中PID的相速度（v_r）、频率（ω）和波数（k）。我们发现，温度较高的AIA通道193和211 A中的PID比温度较低的AIA 171 A通道中的PID快。这种趋势对于活跃的羽流比安静的羽流更显著。在AIA 171和193 A通道之间观察到的速度比（~1.3）与慢磁声波的理论值（1.25）相似。我们的研究结果支持的想法，PID在羽流代表的叠加慢磁声波和等离子体外流，包括密集的冷流和热日冕喷流。
2021-02-03 astro-ph.SR
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
Alfvén Waves in the Structured Solar Corona
一个简单的模型，一个周期性的集合紧密堆积的通量管坐在垂直分层层的顶部显示，从下面入射的快波优先转换几乎立即阿尔芬波的通量管，与扭结波限制在最多只有很少的傅立叶模式。这表明，在这种结构系统中观测日冕扭结模式可能大大低估了传输到日冕和通过日冕的净波能通量，其中大部分可能存在于难以观测的阿尔文波中。模式转换/共振吸收和Alfvén相位混合的过程中牵连。有人建议，太阳的内部p-模式字段-5分钟振荡-可能会大大有助于提供入射快波的色球散射和模式转换的管合奏的过程。
2016-12-06 astro-ph.SR
On the origins of coronal Alfvénic waves
本研究利用DKIST Cryo-NIRSP高分辨率观测分析日冕阿尔文波功率谱，结合物理模型表明其主要源于光球对流激发，并受反射、部分电离耗散及p模转换等机制调控。
2025-05-13 astro-ph.SR
The formation heights of coronal shocks from 2D density and Alfvén speed maps
与日冕物质抛射（CME）相关的超阿尔夫文冲击波可以产生被称为II型爆发的无线电发射。在没有直接成像的情况下，需要准确估计日冕电子密度、磁场强度和阿尔文速度，以便计算冲击的运动学。到目前为止，一维径向模型已被使用，但这些都不适合在非径向方向传播的冲击。在这里，我们研究了与CME和II型射电爆发相关的日冕冲击波，使用2D电子密度和Alfvén速度图来确定CME通过日冕扩展时激发冲击波的位置。日冕密度图是从太阳动力观测台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的发射测量值和太阳和日光层观测台（SOHO）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）的偏振亮度测量值获得的。利用这些密度图和来自日震和磁成像仪（SDO/HMI）的磁场外推计算阿尔文速度图。计算的密度和阿尔文速度图，然后用于计算在非径向方向的冲击运动学。利用II型爆发和相关激波的运动学，我们发现我们的观测结果与位于CME侧翼的激波的形成是一致的，在那里阿尔文速度具有局部最小值。一维密度模型不适用于沿日冕物质抛射侧面非径向传播的激波。相反，这里描述的二维密度、磁场和阿尔文速度图提供了一种更精确的方法来确定激波的基本性质及其与日冕物质抛射的关系。
2014-03-10 astro-ph.SR
Exploring the damping of Alfvén waves along a long off-limb coronal loop, up to 1.4 R$_\odot$
日冕中的阿尔文波能流可以通过波的电子密度和速度振幅来探测。阿尔文波的速度振幅可以从谱线剖面的非热速度得到。以往对活动区和极冕洞阿尔文波能量通量随高度变化的计算为阿尔文波随高度衰减提供了证据。本文报道了用离边Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）观测的一个高达1.4~R $_\odot$的长日冕环。我们得到了环上的电子密度，发现环几乎处于流体静力平衡。我们使用EM轨迹方法获得了温度，并发现环是等温的，以及沿着环的温度约为1.37 MK。我们显着提高了非热速度的估计比以前的研究通过使用估计的离子（等于电子）温度。电子密度的估计，提高了使用的显着更新的CHIANTI v.8原子数据。更准确的测量传播阿尔文波能量沿冠环及其阻尼的距离为1.4 R $_\odot$，进一步比以前已经探索。阿尔文波能量通量的获得可能有助于日冕的损失，由于辐射沿环的一个显着的部分。
2019-06-04 astro-ph.SR
A basal contribution from p-modes to the Alfvénic wave flux in the Sun's corona
许多冷恒星拥有复杂的磁场[1]，这些磁场被认为在其大气层的结构和能量中起着核心作用[2]。阿尔夫维尼波被认为对沿着这些磁场的能量转移做出了关键贡献，具有加热等离子体和加速恒星风的潜力[3] [4] [5]。尽管在太阳大气层中已经发现了阿尔夫文波，但人们对基波能量通量的性质知之甚少。通常假设相关的坡印廷通量仅在光球层中产生并传播到日冕中，通常通过湍流对流单体的连续磁场的抖振[4] [6] [7]。在这里，我们提供的证据表明，太阳的内部声学模式也有助于基础流量的Alfvénic波，提供了一个空间无处不在的输入，持续在太阳周期的日冕能量平衡。因此阿尔夫文波是日冕的基本特征。承认内部声学模式在向类太阳恒星的上层大气注入额外的坡印廷通量方面具有关键作用，这对恒星日冕和风的建模具有潜在的重大影响。
2019-02-11 astro-ph.SR
Nonlinear propagation of Alfven waves driven by observed photospheric motions: Application to the coronal heating and spicule formation
我们已经进行了MHD模拟阿尔芬波沿开放的通量管在太阳大气中的传播。在我们的数值模型中，阿尔芬波是由光球颗粒运动产生的。作为波发生器，我们使用了一个派生的时间谱的光球颗粒运动从G波段电影的日出/SOT。结果表明，用观测谱代替白/粉红噪声谱作为波发生器时，日冕处的总能流变大，过渡区高度变高。这种差异可以用光球层和过渡区之间的阿尔芬波共振来解释。对数值结果进行傅里叶分析后发现，光球层和过渡区之间的区域成为阿尔芬波谐振腔。我们已经证实，至少有三个谐振频率，1，3和5兆赫，在我们的数值模型。阿尔芬波共振是解释针状体动力学和日冕有足够的能流加热的最有效机制之一。
2010-01-25 astro-ph.SR
Comment on `Oblique Propagation and Dissipation of Alfvén Waves in Coronal Holes' by Srivastava and Dwivedi
我们评论最近的文件由Srivastava和Dwivedi（J。{ \bf 28}，1，2007）。在该论文中，导出的色散关系$νη\cos^4 θk^4 + [v_A^2 - i ω(ν+ η)] \cos^2 θk^2 - ω^2 = 0$似乎是错误的。因此，他们论文中得出的结论是不可靠的。
2009-12-21 astro-ph.SR
Simulations of structured upflows from plumes and their connection to the solar wind
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟（MURaM代码），揭示日冕孔羽状物上行流的磁起源与驱动机制，发现其沿开放-开放磁场边界的强准分离层（QSLs）传输，无需交换重联即可为太阳风提供来源。
2025-11-16 astro-ph.SR
Heating effects from driven transverse and Alfvén waves in coronal loops
最近的数值研究表明，日冕环的横向运动可以引起开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。这一过程在日冕加热中可能很重要，因为它会导致小空间尺度等离子体相互作用的能量耗散。与此同时，最近在SDO/AIA观测中发现了日冕环中的小振幅无衰减振荡。我们在日冕环中模拟这种振荡，并研究波加热效应，分别考虑扭结和Alfv{é}n驱动器和通量管底部的混合驱动器。横向振荡和Alfv{é}n振荡都可以导致KHI。同时，在环路中建立的Alfv{é}n振荡将经历相位混合.这两个过程都会产生小的空间尺度结构，这有助于波能的耗散。事实上，我们观察到环路区域的内能和温度的增加。对于包含混合扭结和Alfv{é}n驱动器的模拟，加热更加明显。这意味着，混合波模式可以导致更有效的能量耗散在湍流状态的等离子体和KHI涡作为一种代理，以消散能量在其他波模式。此外，我们还获得了使用FoMo代码的正演模拟结果。我们得到的前向模型是非常相似的无衰减振荡的观测。由于仪器分辨率的限制，既不能观察到Alfv{é}n模，也不能观察到精细结构。因此，数值研究表明，Alfv{é}n模式可能会与扭结模式共存，导致加热增强。
2018-11-19 astro-ph.SR
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Contribution of mode coupling and phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating
日冕中阿尔文波的相位混合被认为是解释日冕加热的一个可能的候选者。虽然这种情况得到了日冕中携带足够波能的无处不在的振荡的观测和描述小尺度结构中能量集中的理论模型的支持，但仍然不清楚这种波能是否可以维持百万度的日冕。这项工作的目的是评估有多少能量可以通过在圆柱形日冕结构（如日冕环）中传播Alfvénic波引发的相混合过程转换，并估计对日冕加热的影响。为此，我们运行3D磁流体模拟的磁化圆柱体的阿尔文速度变化通过边界壳和一个脚点驱动器被设置为触发扭结模式，该模式耦合到扭转阿尔文模式的边界壳。这些阿尔文波预计相混合和系统允许我们研究随后的热能沉积。我们运行参考模拟来解释主要过程，然后改变模拟参数。当我们考虑高值的磁阻和强足点驱动器时，我们发现i）相混合导致$10^5$ K或更少数量级的温度增加，这取决于边界壳层的结构，ii）这种能量能够平衡仅在加热所涉及的局部区域中的辐射损失，iii）以及驱动器的边界层和持久性如何影响系统的热结构。我们的结论是，由于我们采用的极端物理参数和对系统加热的适度影响，相混合不太可能在全球范围内对日冕加热做出贡献。
2017-03-16 astro-ph.SR
The fine-scale structure of polar coronal holes
研究利用日面边缘外观测发现极区冕洞冕流及冕流间存在2–10角秒的纤维状精细结构，其横向分布服从k⁻¹幂律并可呈超径向膨胀。
2025-01-07 astro-ph.SR
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
Dynamics of on-disk plumes as observed with Interface Region Imaging Spectrograph, Atmospheric Imaging Assembly and Helioseismic and Magnetic Imager
我们研究了小尺度瞬变在太阳日冕羽流的形成和演化中的作用。我们研究的动力学羽脚点附近看到的冕洞使用大气成像组件（AIA）的图像，日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和光谱数据的接口区域成像光谱仪（IRIS）。准周期性增亮是在羽流的底部观察到的，与磁通量的变化有关。随着IRIS的高光谱和空间分辨率，我们确定这些振荡的来源，并试图了解在脚点的瞬变可以在维持日冕羽流发挥什么作用。IRIS坐着和盯着观察提供了一个独特的机会，研究脚点的羽毛的演变。我们注意到增强的线宽，强度和大的偏离平均多普勒频移的线轮廓在特定的情况下，这表明存在的流动在脚点的羽流。我们建议，流出（射流状功能）作为一个结果，小规模的重联影响的线轮廓。这些喷流状特征也可能是造成羽流内传播扰动的原因，从多个AIA通道记录到，羽流被观察到传播到更远的距离。这些传播的扰动可以用慢磁声波来解释。
2015-05-17 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Enhanced Phase Mixing of Torsional Alfvén Waves in Stratified and Divergent Solar Coronal Structures, Paper II: Nonlinear Simulations
我们使用MHD模拟检测扭转阿尔文波传播的非线性效应的潜在磁场与指数发散的磁力线，嵌入在一个分层的太阳日冕。在论文I中，我们考虑了扭转阿尔文波传播的线性化控制方程的解，并使用我们开发的名为WiggleWave的有限差分求解器表明，在某些情况下，波阻尼比我们的解析解预测的要强。在本文中，我们考虑是否阻尼将进一步增强的非线性效应的存在。我们首先推导出扭转阿尔芬波传播的非线性控制方程，并确定引起磁声扰动耦合的项。然后，我们将名为Lare3d的MHD求解器的模拟输出与WiggleWave的输出进行比较，以检测非线性效应，例如：通过阿尔文波激发磁声波，通过耦合到感应磁声波的阿尔文波的自相互作用，以及由于这些压缩扰动的陡化而在大气层更高处形成激波。我们认为，这些非线性效应的存在下，在太阳日冕将导致阿尔文波加热，超出了预期的相位混合单独。
2022-01-07 astro-ph.SR
Alfvenic Perturbations in a Sunspot Chromosphere Linked to Fractionated Plasma in the Corona
在这项研究中，我们调查的空间分布的高度变化的等离子体组成的太阳活动周期24最大的太阳黑子之一。光球层，色球层，日冕的观测与太阳黑子的磁场建模结合在一起，以探测调节不同连通性的环内种群的等离子体分馏程度的条件。我们发现，在黑子本影上方的日冕磁场中，等离子体具有光球成分。扎根于半影区的冠状环含有分馏血浆，在活动区域内连接的环中观察到最高水平。追踪从日冕中的分馏等离子体区域到色球层中检测到的阿尔芬波动位置的场线表明，它们是磁关联的。这些结果表明，太阳黑子色球活动和日冕等离子体组成的可观测变化之间存在联系。
2020-12-08 astro-ph.SR
Assessing the Capabilities of Dynamic Coronal Seismology of Alfvénic Waves through Forward Modeling
日冕地震学是太阳物理学中的一种诊断工具，用于测量难以测量的参数;在这些参数中，磁场值可以说是最重要的。结合观测资料和磁流体动力学波动理论，推导了这些参数。迄今为止，日冕地震学已成功地应用于各种单振荡事件。此类事件相对罕见，导致很少使用诊断。然而，太阳大气层中无处不在的波可能使动态日冕地震学成为可能，这涉及日冕参数的连续反演，并将在太阳物理学的许多领域中构成巨大的飞跃。在本文中，我们研究的鲁棒性和准确性的磁场诊断应用于前向建模的三维MHD模拟传播Alfvénic波。我们发现，地震学测量的磁场值是令人放心的接近输入值（20%以内）的范围内的设置研究，提供动力冠状地震学的进一步发展的鼓励和信心。
2018-04-16 astro-ph.SR
High-resolution observations of small-scale activity in coronal hole plumes
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik, Technische Universität Braunschweig（不伦瑞克工业大学地球物理学与系外物理研究所）
研究通过高分辨率成像分析冠状洞喷流底部的小尺度亮ening现象，探讨其与高速传播扰动的关系，发现其速度远低于PDs，提出可能与波驱动型I类细丝或磁重联有关。
2026-02-28 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
Measurements of the solar coronal magnetic field based on coronal seismology with propagating Alfvenic waves: forward modeling
本文建立引力分层磁通量管的MHD模型并激发向上传播的扭结波，通过正向建模合成Fe XIII谱线并利用日冕震学推断磁场，验证了该方法可靠性并分析了测量误差因素。
2024-11-13 astro-ph.SR
Contribution of phase-mixing of Alfvén waves to coronal heating in multi-harmonic loop oscillations
日冕环的扭结振荡被详细地观察和研究，因为它们通过MHD地震学提供了对日冕环结构的独特探测，并通过Alfvén波的相位混合提供了对日冕加热的潜在测试。特别是，最近的观察表明，除了基模之外，环路的驻振荡通常还涉及更高的谐波。这些扭结振荡的阻尼解释模式耦合与阿尔文波。我们调查的后果波为基础的日冕加热的高次谐波和日冕加热观测签名，我们可以用来推断高次谐波扭结振荡的存在。我们进行了一组非理想的磁流体动力学模拟，通过模式耦合的磁通管的扭结振荡的阻尼建模。我们的MHD模拟参数的基础上的地震反演的观察，其中的前三个谐波检测。我们研究了阿尔文波的相位混合，导致系统中的热沉积，我们应用地震反演技术的MHD模拟输出。我们发现由于扭结振荡的阻尼触发的阿尔文波的相位混合引起的加热相对较小，但是我们可以说明i）由于随后的低阶谐波阻尼，加热位置如何漂移。我们还解决了高次谐波和边界壳层的宽度在能量沉积中的作用。我们的结论是，由于相混合的日冕加热似乎没有提供足够的能量来维持太阳日冕的热结构，即使在多谐振荡，这些振荡的发展中发挥抑制作用的较小尺度的结构。
2018-04-27 astro-ph.SR
Alfvénic Wave Heating of the Upper Chromosphere in Flares
我们已经开发了一个数值模型的耀斑加热由于阿尔夫文波的耗散传播从日冕到色球。有了这个模型，我们提出了这些波的能量传输，加热和随后的动力学的关键参数的调查。对于足够高的频率和垂直波数，波在上层色球层中显著消散，强烈地将其加热到耀斑温度。这种加热可以驱动强烈的色球蒸发，将热而致密的等离子体带到日冕。因此，我们发现了三个重要的结论：（1）阿尔夫文波，从日冕传播到色球层，能够加热上部色球层和日冕，（2）由于阿尔夫文波的耗散，大气对加热的反应可以惊人地类似于电子束加热，（3）这种加热可以产生爆炸性蒸发。
2016-01-08 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
Heating of the solar corona by Alfven waves - self-induced opacity
在完全电离氢等离子体磁流体力学（MHD）框架下，计算了过渡区温度和风速的静态分布。导出的方程的数值解给出了色球层和日冕之间的过渡层的宽度作为高频阿尔芬波（AW）的自诱导不透明度。畴壁是自洽MHD处理AW传播的直接结果。来自太阳的低频MHD波被狭窄的过渡层强烈反射，而高频波被吸收-这就是为什么我们预测光球中AW的光谱密度相当大。数值方法允许考虑具有任意谱密度的输入AW。阿尔文波加热日冕的观点属于阿尔文的观点，我们简单地求解了相应的MHD方程。溶液与实验的比较对于揭示加热机制至关重要。
2016-01-22 astro-ph.SR
First direct observation of a torsional Alfvén oscillation at coronal heights
扭转阿尔文波是太阳大气不同层之间能量传输的有希望的候选者，并且已经在理论上预测了几十年。然而，到目前为止，以前对阿尔文波的探测大多依赖于间接特征。我们提出了一个完全解决扭转阿尔文振荡的大尺度结构发生在日冕高度的第一个直接观测证据。我们分析了IRIS成像和光谱观测的浪涌活动区日珥线程和周围的磁力线之间的磁重联。IRIS光谱数据提供了清晰的证据，表明在浪涌通量管的相对边缘处的振荡特征之间存在180°相位差的视线速度振荡。这与跨通量管的Si IV和Mg II k光谱中的交替倾斜以及由浪涌材料的各个螺纹追踪的轨迹一起提供通量管的扭转振荡的明确证据。我们的观测表明，磁重联导致大尺度扭转阿尔芬波的产生。
2019-12-09 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
On excited frequencies for Alfvén waves in a coronal arcade
磁拱的正常振荡模式被用来解析地解决初始值问题，并估计在日冕重联事件所产生的波频率的功率谱。在一个现实的参数范围内，我发现，这样的干扰产生的峰值功率在$\sim10$的$\mathrm{mHz}$频率，但仍有相当大的功率高达$\sim4\mathrm{Hz}$。目前仪器的节奏和灵敏度不允许在这些频率下观察振荡，但在不久的将来，新的仪器将能够探测这一制度，并通过观测确定其能量的重要性。
2017-09-11 astro-ph.SR
Response to the comments of Dwivedi and Srivastava on the propagation and dissipation of Alfven waves in coronal holes
钱德拉[1]试图表明，Dwivedi和Srivastava [2]（以下简称DS）的工作甚至可以分析研究，他们的结果是错误的。Dwivedi和Srivastava [3]选择了Chandra [1]的一些值，并试图表明它们在物理上是不可接受的。Chandra [1]的一些结果在物理上是不可接受的，因为这些结果是DS错误方法的结果。然而，结果是数值正确的，而DS的结果是数值错误的。
2009-12-20 astro-ph.SR
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 astro-ph.SR
Contribution of observed multi frequency spectrum of Alfvén waves to coronal heating
虽然有观测迹象表明，横向MHD波携带足够的能量来维持日冕的热结构，但尚不清楚这种能量是否可以有效地转化为热量。阿尔文波的相位混合被认为是一种候选机制，因为它可以产生横向梯度，其中磁能可以转换为热能。然而，相位混合是一个过程，关键取决于横向振荡的振幅和周期，直到最近，我们才获得了一个完整的测量电晕中的横向振荡的功率谱。我们的目标是调查所产生的加热相混合的横向振荡触发的抖振的日冕循环，从观测到的日冕功率谱，以及这些持续振荡的结构上的日冕循环的影响。我们考虑一个三维MHD模型的活动区冠状环，我们扰动其足点与二维水平驱动器，代表一个随机的抖振运动的循环足点。我们的驱动器是由1000个脉冲叠加产生观察到的功率谱。我们发现，太阳日冕中观测到的功率谱通过相位混合提供的加热不足以维持百万度的活动区日冕。我们还发现，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展可能是一个共同的现象，在日冕环，可能会影响他们的表观寿命。这项研究的结论是，不太可能的阿尔文波的相位混合所观察到的横向日冕环振荡的功率谱可以加热活动区的日冕。然而，横波可以在小尺度结构的发展中发挥重要作用。
2019-01-08 astro-ph.SR
Statistical properties of Hα jets in the polar coronal hole and their implications in coronal activities
太阳极区冕洞网络区具有丰富的动力学特征，如色球喷流、过渡区网络喷流、冕羽流和冕喷流等。我们研究了色球喷流和日冕活动之间的关系（例如，我们分析了一个极冕洞的观测结果，包括新真空太阳望远镜（NVST）在Hα-0.6 ° C拍摄的用于研究Hα喷流的滤波图，以及大气成像组件（AIA）171 ° C拍摄的用于跟踪日冕活动演变的图像。Hα喷流在网络区持续存在，只有部分区域（R1-R5）有明显的冕羽存在，利用自动化方法对网络区的1320个Hα喷流进行了识别和跟踪。结果表明，Hα喷流的平均寿命为75.38 s，平均高度为2.67 Mm，平均上升速度为65.60 km/s $^{-1}$。R1-R5的Hα喷流比其它两个部位的高，速度快。我们还发现日冕羽流中的传播扰动（PD）与Hα喷流有着密切的联系。在与PD有关的29个Hα喷流中，有28个喷流的速度约为50 km/s $^{-1}$。在日冕喷流的情况下，我们发现日冕喷流和Hα喷流的速度都超过150 km s $^{-1}$，表明冷喷流和热喷流可以耦合在一起。根据我们的分析，很明显，更动态的Hα喷流可以将能量释放到日冕，这可能是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHi）发展或小尺度磁活动的结果。我们认为，色球喷流，过渡区网络喷流和日冕中的射线状特征是相干现象，它们是太阳大气中能量和质量循环的重要通道。
2021-10-29 astro-ph.SR
