The Propagation of Coherent Waves Across Multiple Solar Magnetic Pores
太阳孔隙是将磁流体动力学波能量传播到太阳大气外层的有效磁通道。孔隙观测通常包含孤立的和/或不相连的结构，阻止波活动作为大气高度的函数的统计检查。在这里，使用邓恩太阳望远镜获得的高分辨率观测，我们研究光球和色球波签名从一个独特的收集磁孔起源于同一个衰变的太阳黑子。高节奏光球成像的小波分析揭示了普遍存在的慢香肠模式振荡，通过强度和面积波动的比较，在所有光球孔相干，产生统计上显着的同相关系。这些波的普遍性质允许调查波的活动是否保持一致，因为他们传播。利用双扇区多普勒速度分析的Ca II 8542的多普勒线，旁边的建模光谱响应函数的比较，我们发现细尺度5兆赫功率放大的波传播到色球层。跨越不同线深度的共空间双扇区之间的接近零度的相位角指示针对过渡区边界的反射之后的站立香肠模式。相邻孔隙之间的色球速度的傅立叶分析揭示了在光球中观察到的波的相干性的湮灭，从单个孔隙的强度和速度信号的检查表明它们表现为断裂的波导，而不是单片结构。重要的是，这项工作强调了大气高度的波形态是非常复杂的，在色球层观察到巨大的差异，尽管等效波模式被引入到光球中的类似孔隙中。
2022-09-13 astro-ph.SR
Modeling the effects of a lightbridge on oscillations in a solar pore
本文通过将太阳孔隙光桥建模为两根被弱场薄层隔开的相互作用磁通量管，数值求解三维MHD方程，发现管间相互作用可自然激发扭转阿尔芬波，且波速与波幅峰值处的局部阿尔芬速度一致。
2024-09-23 astro-ph.SR
Sausage, kink, and fluting MHD wave modes identified in solar magnetic pores by Solar Orbiter/PHI
本研究利用 Solar Orbiter/PHI 的高质量观测数据，首次在太阳磁孔中同时识别出香肠、扭折和凹槽 MHD 波模，并量化了各波模的能量贡献。
2024-04-29 astro-ph.SR
A novel approach to identify resonant MHD wave modes in solar pores and sunspot umbrae: $B-ω$ analysis
太阳黑子和太阳光球中的孔隙的本影区通常由$3$ ~mHz振荡主导，这是由于$p$ -模穿透磁区。在这些地点，相对于安静的太阳，波能也显着减少。然而，在这里，我们研究了一个孔，其中本影中的振荡功率不仅与安静的太阳相当，甚至更大，但主主频不是预期的$3$ ~mHz，而是$5$ ~mHz。通过结合多普勒速度和分光偏振和分析磁场强度和频率之间的关系，得到的$B-ω$图显示出明显的脊，这是非常清楚的共振磁流体振荡的签名限制在孔隙本影。除了速度振荡，我们证明，这些模式也伴随着磁振荡，从MHD理论预测。这封信中提出的$B-ω$分析的新技术为识别孔隙和太阳黑子阴影区域中的MHD波模式开辟了一条令人兴奋的新途径。
2021-03-22 astro-ph.SR
Analysing the highly irregular boundaries of solar pores
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
本文提出一种基于凸包的框架，用于分析太阳细丝的不规则边界，通过POD确定波模，并发现基本萨苏模式仍可靠，而高阶波动模式受小尺度边界影响显著。
2026-05-14 astro-ph.SR
Observations of sausage modes in magnetic pores
我们在这里提出的证据，磁流体动力学（MHD）香肠模式的观测磁孔在太阳光球。波分析的经验分解方法被用来识别通过太阳大气快速振荡（ROSA）仪器观测到的4170 "蓝色连续“滤波器检测到的振荡。孔尺寸和强度的异相、周期性行为被用作磁声香肠振荡存在的指标。在许多孔隙中发现了磁声香肠模式的多个签名。周期范围从短至30 s到450 s。一些磁声香肠模式振荡发现有3和5分钟的周期，类似于太阳内部的声学全球模式。提出这些全局振荡可能是孔隙中香肠型磁声MHD波模式的驱动器。
2010-11-10 astro-ph.SR
Chromospheric Flashes in a Solar Pore: Insights from Multi-line Spectropolarimetric Diagnostics
Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（乌代浦尔太阳观测台，物理研究实验室）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（甘地纳加尔印度理工学院）；National Solar Observatory (NSO)（国家太阳天文台）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Instituto de Astrofı́sica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究通过多线光谱分析揭示了日珥中闪焰的色球特征，发现其具有更强的磁场、更大的倾角和持续上升流，且与径向向外传播波相关。
2026-02-10 astro-ph.SR
On standing sausage waves in photospheric magnetic waveguides
通过研究位于太阳低层大气中磁波导的截面积和强度的振荡，我们的目标是探测和识别磁流体动力学（MHD）香肠波。通过采集一系列高分辨率的孔隙和太阳黑子图像，并结合小波分析和经验模态分解（EMD），使磁流体动力学波分析成为可能。在本文中，两个太阳黑子和一个孔（与光桥）被选为代表性的例子MHD波导在太阳低层大气。太阳黑子和太阳孔的周期从4分钟到65分钟不等。太阳黑子支持比孔隙更长的周期-通常使最大孔隙振荡周期增加一倍或四倍。所有这些结构显示区域振荡指示MHD香肠模式和在区域和强度之间的同相行为，提出安装的证据，这些波导内的慢香肠模式的存在。在低太阳光球层的三种不同的磁波导中探测到了快、慢MHD香肠波的存在。此外，这些振荡是潜在的驻波谐波支持的波导夹在垂直之间的温度最低在较低的太阳大气和过渡区。通过太阳磁震学的方法，驻波谐振可以使我们深入了解光球磁流体波导的亚分辨率结构。
2013-12-05 astro-ph.SR
Photospheric observations of surface and body modes in solar magnetic pores
在过去的几年里，在确定太阳大气层内发现的一些磁结构中可观察到的各种低阶磁流体动力学波模式方面取得了很大进展。然而，这些模式的一个方面仍然难以捉摸，直到现在，是他们的指定为表面或身体模式。这种特性对这些模式如何将能量从波导传输到周围等离子体具有重要意义。在这里，第一次我们的知识，我们提出了结论性的，直接的证据，这些波的特点，在许多孔观察到支持香肠模式。以及概述的方法来检测这些模式的观测，我们估计与每个模式相关的能量。我们发现表面模式更频繁地在数据中，而且表面模式似乎携带更多的能量比那些显示签名的身体模式。我们发现的频率范围为2至12兆赫的体模高达11兆赫，但我们没有发现表面模式高于10兆赫。预计我们应用的技术将帮助研究人员在其他模式和不同的结构中搜索表面和身体特征。
2018-03-05 astro-ph.SR
Differential Rotation of Individual Sunspots and Pores
基于2010-2024年SDO/HMI数据，分析了21万多个太阳黑子和孔隙的自转，发现前导极性自转快2.4%，规则黑子比孔隙快1.5%，小面积黑子自转慢1.7%。
2024-11-11 astro-ph.SR
Finding the mechanism of wave energy flux damping in solar pores using numerical simulations
上下文太阳磁孔，由于其集中的磁场，磁声波的合适的指南。最近的观测表明，在孔隙中传播的能量通量受到强烈的阻尼与高度，然而，原因还不清楚。目的。我们调查可能的阻尼机制数值解释的意见。方法.我们进行了二维数值磁流体动力学（MHD）模拟，从一个单一的孔隙的平衡模型的启发所观察到的属性。能量通过不同的垂直驱动器以30s的周期插入到畴的底部。模拟进行了理想的MHD和非理想的效果。结果虽然分析的理想和非理想的MHD模拟与平面驱动器的能量通量不能再现所观察到的阻尼，数值预测的阻尼本地化的驱动器密切对应的观察。局部驱动器模拟中的强阻尼是由两种几何效应引起的，即由于发散的场线引起的几何扩散和横向波泄漏。
2021-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Oscillations In The Line-of-Sight Magnetic Field Strength In A Pore Observed By The GREGOR Infrared Spectrograph (GRIS)
在过去的几十年里，许多磁流体动力学振荡已被报道在太阳孔隙内，包括在视线（LOS）的速度，强度和磁场强度。我们的目的是确定是否可以检测到高振幅振荡的LOS磁场强度内位于活动区12748的孔隙，并调查哪些物理机制可能是负责他们。2019年9月1日，使用GREGOR红外光谱仪观察了太阳孔约一小时。在包含Fe I 15648.52 A线的37 A窗口中对全斯托克斯矢量进行采样（有效Lande g因子为3）。LOS磁场强度使用强场近似来推断。基于响应函数的斯托克斯反演程序被用来更全面地了解这些振荡位置的太阳大气的性质。在LOS磁场的周期窗口600-1272 s内，在三个局部（>1”^2）区域观察到大于100 G的振荡。这些振荡在各个区域具有相干性，表明抖动不能解释它们的发生。较长周期的振幅变化，振幅超过200 G，也被检测到，但这些具有影响锥之外的周期。数值反演证实了在log-tau_5000=-0.5左右的光学深度处的LOS磁场强度的振荡（可能由压缩引起）和其他效应（例如，光学深度或场的倾斜度的变化）可以解释这些变化。在15648.52 A线的斯托克斯-V瓣分离的振荡似乎是太阳的性质。未来的工作将需要了解这些是否是太阳大气层特定深度处磁场强度的真正振荡，或者是否有其他效应导致了这些特征。
2021-07-21 astro-ph.SR
Multi-height Identification of Sausage and Fluting Eigenmodes in a Solar Pore
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；ASI Italian Space Agency（意大利航天局）；Northumbria University（诺森比亚大学）；The University of Sheffield（谢菲尔德大学）
利用Sunrise-III/SUSI观测数据，通过正交分解识别太阳黑子边界振荡中的轴对称香肠模（~1-2 mHz）和m=2槽纹模（~2-3.5 mHz），并首次实现多高度相位特征分析。
2026-06-29 astro-ph.SR
Wave Damping Observed in Upwardly Propagating Sausage-mode Oscillations contained within a Magnetic Pore
我们目前的观测证据的可压缩磁流体动力学波模式从太阳光球通过太阳磁孔的过渡区的基础上传播。使用邓恩太阳望远镜同时获得了四个波段的高节奏图像。采用傅立叶和小波技术，香肠模式振荡显示显着的功率检测强度和面积波动。强度和面积起伏的周期范围为181- 412 s，平均周期约为290 s，与全局p模谱一致。发现存在于相邻带通中的强度和面积振荡彼此异相，在4170埃连续体-G带、G带- Na I D1和Na I D1 - Ca II K高度之间分别显示6.12度、5.82度和15.97度的相位角，重申存在向上传播的香肠模式波。0度之间的相位关系相同的带通发射和面积扰动的孔隙最好归类波属于“慢”制度的色散图。理论计算表明，这些波是表面模式，初始光球能量超过35000 W/m^2。波能量学表明能量随大气高度的大幅降低，证实磁孔能够传输表现出可观的能量阻尼的波，这可能会释放相当大的能量到本地色球等离子体中。
2015-05-11 astro-ph.SR
The Magnetic Field in the Solar Atmosphere
这份出版物提供了太阳大气层中磁场的概述，重点放在日冕上。太阳磁场将太阳内部与太阳的可见表面及其大气层耦合起来。它也是所有太阳活动的众多表现形式的原因。因此，日冕物质抛射和耀斑等动态现象是由磁驱动的。此外，该场在加热太阳色球层和日冕以及加速太阳风方面也起着至关重要的作用。我们的主要重点是在太阳上层大气的磁场，使光球和色球的磁结构主要讨论相关的更高的太阳层。此外，对太阳大气和活动的讨论仅限于与磁场直接相关的那些主题。在简要介绍了太阳磁场的一般情况及其全球结构之后，我们详细讨论了活动区、宁静太阳和冕洞的磁场。
2014-10-15 astro-ph.SR
The role and contribution of magnetic fields, characterized via their magnetic flux, to the statistical structuring of the solar atmosphere
太阳高层大气异常加热是现代天文学的八大关键问题之一。此外，太阳大气层结是太阳物理中一个突出的关键问题。在这项研究中，发现一个热的蝴蝶状图案穿过色球层到达日冕，日冕正好位于光球层中太阳黑子的磁性蝴蝶图案的顶部。因此，我们建议引入术语蝴蝶体来描述三维大气中的蝴蝶图。此外，我们还讨论了不同层的极性增亮现象。在光球层和色球层中，它与太阳活动周期统计上是反相的，而在日冕中，它与太阳活动周期统计上是同相的。因此，我们描述了不同的磁通量强度的太阳磁性元素的作用和关系，以解释在太阳周期的蝴蝶体的太阳大气的统计结构。
2022-09-28 astro-ph.SR
The formation of strong electric fields and volumetric charges in the Solar atmosphere
太阳大气中发生的过程多种多样，取决于许多重要因素。例如，从磁场，它们的突然变化，从物质的排放从太阳深处，冲击波和等离子体喷流的分布，等等。本文描述了模型的形成的带电体积的气体在太阳大气中，这是所谓的太阳“风暴云”，通过类比地球风暴云。该模型将基于电离平衡理论和Saha方程。
2012-12-10 astro-ph.SR
On the Nature of the Chromosphere-Corona Transition Region of the Solar Atmosphere
当气体压力或浓度在整个层深上恒定时，得到了缓慢加热和快速加热的极限情况下固定加热的太阳大气中的温度和发射测量的分布。在这些条件下，温度随深度的分布由辐射损失和导热系数决定。结果表明，无论是在缓慢加热和脉冲加热的情况下，温度分布在这样一种方式，经典的碰撞热传导是有效的色球日冕过渡区的太阳大气。
2010-04-15 astro-ph.SR
The Influence of Solar Flares on the Lower Solar Atmosphere: Evidence from the Na D Absorption Line Measured by GOLF/SOHO
据推测，太阳耀斑对太阳大气层的最深层有影响，但这种影响的观测证据很少。使用十年的测量Na D $_{1}$和Na D $_2$夫琅和费线，测量的GOLF船上SOHO，我们表明，这光球线确实是受耀斑。个别耀斑的影响被太阳振荡所掩盖，但基于条件平均的统计分析揭示了一个清晰的信号。虽然GOLF只能探测一个单一的波长在同一时间，我们表明，两翼的钠线仍然可以比较。变化的线不对称性可以被解释为在耀斑的峰值期间来自低层太阳大气的向上的等离子体运动，随后是向下的运动。
2010-05-20 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Two-Fluid Magnetoacoustic Waves in the Solar Atmosphere
本文研究了部分电离的低层太阳大气中磁声双流体波周期的垂直变化，该双流体由离子（质子）+电子和中性（氢原子）流体组成，它们通过离子-中性碰撞耦合。这项研究可以找到波周期截止及其在太阳大气中的变化，以及建立这些截止在确定波传播条件的作用。大气层是由一个均匀的垂直磁场所允许的。我们进行数值模拟的框架中的一维（1D），双流体模型，其中平面波是由谐波驱动器在垂直离子和中性速度，操作在太阳光球的底部。我们观察到的波的激发与截止波周期除了波直接设置的驱动程序。我们还看到，由驱动器激发的一些波可以到达日冕。尽管它的局限性，如缺乏非绝热和非理想的条款和一个简单的一维结构，开发的双流体模型的太阳大气中的截止设置在太阳大气中的波的传播条件，并找到周期的波，可能携带他们的能量从太阳表面的日冕的作用，揭示了一个新的光。
2022-11-29 astro-ph.SR
Extreme Ultra-Violet Spectroscopy of the Lower Solar Atmosphere During Solar Flares
太阳光谱的极紫外线部分包含了丰富的诊断工具，用于探测太阳低层大气层对能量注入的反应，特别是在太阳耀斑的脉冲阶段。其中包括温度和密度敏感线比，多普勒频移发射线和非热加宽，丰度测量，差分发射测量剖面，连续温度和能量，等等。在本文中，我将回顾近年来使用这些技术所取得的一些进展，主要集中在研究，利用数据从日出/EIS和SDO/EVE，同时也提供了一些历史背景和总结未来的光谱仪器。
2015-05-29 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic Modeling of the Solar Atmosphere
了解太阳表面多层结构中磁场和等离子体的结构和演化是非常重要的。由于等离子体$β$较低，无力磁场是日冕的精确近似，已被广泛研究并用于模拟日冕磁结构。虽然力自由假设在日冕中得到很好的满足，但由于等离子体$β$很高，低层大气并非力自由。因此，磁流体静力学（MHS）平衡，考虑等离子体力，如压力梯度和重力，被认为是更合适的描述低层大气。本文综述了基于MHS假设的解析外推法和数值外推法，它们用于由实测磁象计算太阳大气中的磁场和等离子体。
2022-03-29 astro-ph.SR
Variation of acoustic cutoff period with height in the solar atmosphere: theory versus observations
最近，Wijniewska等人用观测方法证明了在太阳大气层（包括光球层上部和色球层下部和中部）中声波截止频率随高度的变化，并指出现有的声波截止理论公式不能解释观测结果。为了再现观测到的截止值随大气高度的变化，对太阳大气中脉冲产生的声波进行了数值模拟，并利用时间波剖面的谱分析数值计算了声波截止值随高度的变化。数值计算结果与观测数据的比较表明，两者吻合较好，这清楚地表明，所得结果可用于确定背景太阳大气的结构。
2016-08-09 astro-ph.SR
The Influence of Opacity on Inferred MHD Wave Signatures in the Lower Solar Atmosphere
Northumbria University（诺森比亚大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；California State University Northridge（北岭加州州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Trento（特伦托大学）；University of Rome Tor Vergata（罗马第二大学）；ASI, Italian Space Agency（意大利航天局）；University of Oslo（奥斯陆大学）
通过高分辨率观测和SIR反演，研究太阳孔隙中不同频率振荡的视向速度与磁场变化，发现高频振荡与向上传播的磁声波一致，而低频振荡的相位差异可能源于不透明度效应。
2026-06-03 astro-ph.SR
Alfven Waves in the Solar Atmosphere
阿尔芬波被认为是加热太阳静止大气所需的非热能的可行传输者。大量的最新观测，从国家的最先进的设施，报告了阿尔芬波的存在范围内的色球和日冕结构。本文综述了横向扭折和扭转线性磁流体动力学（MHD）波解纠缠特性的研究进展。我们概述了简单而强大的理论，描述了它们在（非）均匀磁结构中的基本特性，这些结构非常类似于真实太阳大气的构建块。
2012-10-12 astro-ph.SR
Magneto-acoustic wave propagation and mode conversion in a magnetic solar atmosphere: comparing results from the CO5BOLD code with ray theory
我们提出了模拟磁声波在磁性，平面平行分层太阳模型大气中的传播，采用CO5BOLD代码。测试是针对两个太阳大气模型进行的，这两个模型与Cally（2007）和Schunker & Cally（2006）使用的模型相似。这两种模型的不同之处仅在于磁场的方向。定性的比较表明，数值计算结果与射线理论的结果吻合良好。的测试是在考虑到目前的数值代码的应用程序的传播到一个动态演变的磁性太阳大气的声波的能量通量的计算。为此，我们考虑频率高于声学截止频率的波。
2010-09-28 astro-ph.SR
The development of lower-atmosphere turbulence early in a solar flare
利用界面区成像光谱仪在80，000 K的温度下观测等离子体，首次对太阳低层大气中太阳耀斑湍流的发生和演化进行了前所未有的1.7 s时间尺度的观测研究。在这个时间分辨率，非热谱线加宽，表明湍流速度波动，在此温度下的耀斑发作之前，是一致的净蓝移。展宽随耀斑变亮而减小，然后以~10 s的周期振荡。这些观测结果与耀斑爆发时太阳低层大气中的湍流相一致，当它消散时，该区域会被加热。这挑战了目前标准太阳耀斑模型中能量释放和传输的观点，表明湍流部分加热了低层大气。
2018-12-24 astro-ph.SR
Radiation hydrodynamics in simulations of the solar atmosphere
几乎所有在太阳核聚变产生的能量最终都在太阳大气中辐射到太空中，而剩余的能量则以中微子的形式被带走。因此，太阳气体和辐射场之间的能量交换是大气模拟的一个重要组成部分。描述这些相互作用的方程是已知的，但是它们的解在计算上是如此昂贵，以至于它们只能在多维辐射MHD建模中以近似形式求解。在这篇评论中，我讨论了最常用的近似气体和辐射之间的能量交换的光球，色球，和日冕。
2020-02-11 astro-ph.SR
Interaction of convective plasma and small-scale magnetic fields in the lower solar atmosphere
在下面的简短回顾中，我们将概述一些可能的相互作用过程的低太阳大气等离子体与嵌入的小尺度太阳磁场。在介绍了这一主题之后，概述了太阳小尺度磁场元素的重要类型，重点介绍了它们的产生和演化，最后描述了这些磁场参与的最重要的过程，如磁场线的重联和磁流体动力学波的产生。这种小规模现象在太阳大气层中的发生率和全球覆盖范围平均超过主要与太阳活动区有关的爆炸性和强烈事件，因此，即使在11年太阳活动周期的较弱阶段，它们作为太阳活动的组成部分也发挥着关键作用。特别是，了解太阳活动从低层到高层大气的最佳成分可能是充分了解日冕加热的决定性因素，这是当今天体物理学中最有趣的问题之一。
2022-10-05 astro-ph.SR
Solar and Solar-type Stars Atmosphere's Activity at 11-year and Quasi-biennial Time Scales
我们研究了新的同步观测的光球和色球辐射的33个太阳型恒星和太阳在香港的项目，在过去的20年中进行的通量变化。除了威尔逊山天文台发现的已知的11年时间尺度的恒星色球发射周期变化外，我们还发现了一种类似于太阳辐射准两年变化的递归现象。给出了在准两年尺度上恒星辐射通量变化周期的计算结果。
2011-02-19 astro-ph.SR
SLiM: a code for the simulation of wave propagation through an inhomogeneous, magnetised solar atmosphere
在本文中，我们描述了半谱线性MHD（SLiM）代码，我们已经编写的后续通过一个非均匀的三维太阳大气的线性波的相互作用。背景模型允许密度、温度、声速以及磁场和速度场的几乎任意扰动。我们给出了我们用来检查代码的几个测试的细节。该代码将有助于了解包括太阳黑子在内的各种太阳特征的日震特征。
2010-02-11 astro-ph.SR
Solar Chemical Abundances Determined with a CO5BOLD 3D Model Atmosphere
在过去的十年中，光球太阳金属丰度从光谱测定经历了显着的向下修正。这种影响的一部分可以归因于原子数据的改进和NLTE计算的纳入，但流体动力学模型大气的使用似乎也发挥了作用。太阳光球层金属丰度随时间的“减少”增加了与日震学结果的不一致。借助太阳大气的CO 5 BOLD 3D模型，巴黎天文台的CIFIST团队重新确定了几种元素的光球太阳丰度，其中包括C，N和O。光谱丰度通过将观测到的谱线的等效宽度和/或轮廓与从3D模型大气计算的合成光谱拟合来获得。我们的结论是，颗粒波动的影响取决于个别行的特性，但发现只有在少数特定情况下是相关的。3D效应不是近年来太阳丰度系统性降低的原因。太阳的金属丰度Z=0.0153，Z/X=0.0209。
2010-03-05 astro-ph.SR
Using Flare-Induced Modulation of Three- and Five-Minute Oscillations for Studying Wave Propagation in the Solar Atmosphere
我们提出了一种方法，用于诊断的物理条件，在太阳大气中使用的振荡幅度的增加，导致微小的太阳耀斑。作为一个例子，我们考虑一个B2耀斑，它导致了急剧的短暂增加的振幅在太阳大气层的低层3分钟和5分钟的振荡。增强的三分钟和五分钟振荡从大气层的下层传播到日冕。这种短的振荡列使得有可能消除在层之间的相位和群滞后的测量中产生的不确定性。此外，到达日冕的振荡放大可能会增加重复耀斑的可能性。研究小型耀斑事件中的振荡具有在准安静条件下探索大气的优势，而不是强大的耀斑，后者会对环境造成大量和长期的干扰。此外，小型耀斑比强大的耀斑更常见，这使得人们可以从更大的观测材料样本中进行选择。
2021-10-26 astro-ph.SR
The connection of solar wind parameters with microwave and UV emission of coronal hole atmosphere
根据ACE航天器2007年3月12日至5月31日期间的数据，本文介绍了日冕洞紫外线（SOHO EIT）和微波发射（17，5.7 GHz，327和150.9 MHz，NoRH，SSRT和Nancy射电日像仪）和太阳风参数的观测结果之间的比较。太阳风速度增加到~600 km/s，与太阳盘中心部分紫外线通量的减少有关。确定了三种不同太阳大气层微波辐射参数与地球轨道附近太阳风速度之间的关系。这种联系表明存在着从色球高度到日冕上部的太阳风加速的共同机制。我们还假设在小于和大于一个太阳半径的高度上存在两种不同的太阳风加速机制。
2010-12-09 astro-ph.SR
Diagnostic of Spectral Lines in Magnetized Solar Atmosphere: Formation of the H\b{eta} Line in Sunspots
H $β$ $λ$ 4861.34磁力线的形成是太阳和恒星色球层磁场基本位形诊断的重要课题。具体地说，由于太阳大气中的磁场和微电场，H $β$ $λ$ 4861.34谱线发生加宽。基于非局域热力学平衡假设，讨论了模式本影大气中H $β$的形成。结果表明，模型本影色球对H_PDMATHABMM线的Stokes参数是透明的，这意味着通过H_PDMATHABMM线观测到的黑子本影磁场信号来源于太阳深层大气，其中$\lg τ_c\approx-1$（在我们计算的光球层中约300 km）。这与观测到的来自非太阳黑子区域的斯托克斯信号形成对比，后者被认为主要形成于太阳色球层。
2020-09-08 astro-ph.SR
Stochastic transients as a source of quasi-periodic processes in the solar atmosphere
太阳动力学和湍流发生在太阳大气层的所有高度，可以被描述为随机过程。我们提出，有限寿命的瞬态在某个地方反复发生可能会触发准周期过程中的相关结构。在这项研究中，我们开发了一个数学模型的有限寿命和随机发生的瞬态，并发现准周期过程，周期长于时间尺度的瞬态，是可检测的火车的形式本质上。我们在一个包含色球层、过渡区和日冕的经验太阳大气模型中模拟了它们的传播。我们发现，由于色球腔的滤波作用，只有声谐振器的谐振周期才能传播到高层大气，这种情况适用于太阳黑子和活动区的慢磁声波。如果大气热结构不太剧烈，声共振不起作用，则长周期振荡可以传播到高层大气。这种情况更有可能发生在极地羽流中。
2016-03-29 astro-ph.SR
Structures in the outer solar atmosphere
本文综述了太阳外层大气的结构和动力学，着重讨论了磁场所起的作用。当代的观测集中在一系列温度下的高分辨率成像，以及UV，EUV和硬X射线光谱学，表明存在广泛的时间和空间尺度，质量运动和粒子能量。通过关注色球层、日冕和太阳风的最新发展，表明小尺度过程，特别是磁重联，在决定所有区域的大尺度结构和性质方面起着核心作用。这种尺度的耦合是理解大气的核心，但对理论模型构成了巨大的挑战。
2014-12-23 astro-ph.SR
Thermal fine structure and magnetic fields in the solar atmosphere: spicules and fibrils
在太阳大气中观测到的结构和穿过它们的磁场之间的关系只有太阳光球层才知道，即使是不精确的。我们认为，一些更纤细的色球层和日冕的精细结构-特别是一些人口的针状体和原纤维-对应于在二维片状结构的翘曲，作为一种替代传统的解释方面的管状结构。这些磁片可能与磁切向不连续性有关，帕克认为这是在低β条件下自然产生的。这一建议的一些后果，如果它可以被证实，进行了讨论。
2011-02-08 astro-ph.SR
RADYNVERSION: Learning to Invert a Solar Flare Atmosphere with Invertible Neural Networks
在太阳耀斑期间，据信在日冕中发生重联，随后快速能量传输到色球层。由此产生的强烈加热强烈扰动色球结构，并引起复杂的辐射流体动力学效应。解释太阳大气层的物理性质是太阳物理学中最具挑战性的任务之一。在这里，我们提出了一种新的深度学习方法，一种可逆的神经网络，通过反演Hα和Ca II λ8542中观测到的太阳线轮廓来理解耀斑太阳大气的色球物理。我们的网络是使用耀斑模拟从一维辐射流体动力学代码RADYN作为预期的大气和线轮廓。然后将该模型应用于M1.1太阳耀斑观测的单个像素，该观测是在耀斑爆发后用SST/CRISP仪器进行的。从观测中获得的倒置大气提供了在整个太阳大气中从0-10 Mm高度范围内的等离子体的电子数密度、温度和体积速度流的物理信息。密度和温度分布似乎与预期的大气响应一致，而体等离子体速度提供了产生宽谱线所需的梯度，同时也预测了耀斑加热的预期色球蒸发。我们的结论是，我们已经教我们的新算法的物理学的太阳耀斑根据RADYN，这可以自信地用于分析耀斑数据在这两个波长。该算法也适用于一系列反问题，提供极快（$\sim$ 10 μs）的反演样本。
2019-04-29 astro-ph.SR
Alfvén Reflection and Reverberation in the Solar Atmosphere
阿尔文速度[a]随高度单调增加的磁大气常被用来模拟太阳大气，至少在几个太阳半径范围内。一个常见的例子是等温大气中均匀的垂直或倾斜的磁场，其阿尔文速度是指数的。我们解决了这种大气中的内反射问题，包括时间谐波和瞬态波。人们发现，可以设计一个数学边界条件，对应于完美的吸收在无穷远，并使用这一点，许多大气中，a（x）是解析和无界目前没有内反射谐波阿尔文波。然而，除了某些特殊情况，这种解决方案是伴随着一个尾流，这可能被认为是一种反射。对于初始值问题，谐波源突然打开（并可选地关闭），也有一个相关的瞬态，通常随时间衰减为O（t-1）或O（t-1 ln t），取决于驱动器的相位。与稳态谐波解不同，瞬态反射很弱。由有限持续时间的p模式训练驱动的日冕中的阿尔文波预计会留下这样的瞬变。
2012-06-11 astro-ph.SR
Upflows in the upper solar atmosphere
在极端和远紫外波长的光谱观测显示，在太阳过渡区和日冕系统的上升流。这些上升流在宁静太阳和冕洞的网络结构、活动区的边界以及与日冕物质抛射有关的变暗区中看得最清楚。由于它们很可能与太阳风的形成和太阳高层大气的加热密切相关，因此在过去的二十年里一直受到人们的广泛关注。我们提出了这些上升流的特性的概述，介绍了它们可能的形成机制，并讨论了它们在太阳大气中的质量和能量传输的潜在作用。虽然过去的调查大大提高了我们对这些上升流的理解，但它们给我们留下了一些悬而未决的问题和未解决的问题，这些问题应该在未来得到解决。太阳轨道飞行器任务的新观测结果，丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和帕克太阳探测器可能会提供关键信息，以促进我们对这些上升流的产生，传播和传播的理解。
2021-02-07 astro-ph.SR
Observations of pores and surrounding regions with CO 4.66 μm lines by BBSO/CYRA
太阳对一氧化碳（CO）的观测表明，在太阳色球层下部存在着温度较低的气体。本文介绍了利用大熊太阳天文台的低温红外光谱仪（CYRA）观测到的孔隙区、静日区和网状磁场区的CO 4.66 μm谱线。利用4.66 μm附近的CO强谱线，研究了不同太阳特征和不同磁场强度下太阳低层大气的热结构特性。观测中还包括AIA 1700磁谱图像、HMI连续图像和磁图。并首次采用Bifrost程序进行了三维辐射磁流体动力学（MHD）模拟，并与观测结果进行了比较。我们使用RH代码来合成网络区域中的CO线轮廓。随着磁场强度的增加，CO 3-2 R14线中心强度有增强或减弱的变化，这可能是由于不同尺寸的磁通量管的加热效应不同所致。在CO 3-2 R14谱线中心强度像中发现了几个冷泡，它们可分为两类。一种是位于没有磁场的安静太阳区域。另一种是在磁场附近或被磁场包围的，过去很少报道。值得注意的是，有些位于磁网络的边缘。利用Bifrost和RH程序对三维磁流体动力学模型进行了数值模拟，再现了两种冷泡的形态以及冷泡强度与网络磁场强度的关系。模拟结果还表明，在网络磁场附近存在一个冷等离子体团，导致了在CO 3-2 R14谱线中心图像中观察到的冷气泡。我们的观察和模拟表明，磁场在某些CO冷泡的产生中起着至关重要的作用。
2022-11-14 astro-ph.SR
Generation of Electrostatic Waves via Parametric Instability and Heating of Solar Corona
在太阳大气的上层，温度急剧上升。我们研究了中性粒子运动能量转化为静电波的可能性，静电波在太阳大气上层可以衰减，其能量可以转化为太阳大气等离子体的热能。在研究太阳大气低空等离子体动力学时，我们研究了由电子、离子和中性粒子三种成分组成的等离子体的流体动力学。为了研究高振幅扰动的演化，采用了参数共振技术。导出了中性粒子运动激发的静电波的色散关系。求出了由于声波的存在而可能激发的电磁波的频率，确定了激发静电波的增量。中性粒子在电离率较低的太阳低层大气中的运动可以激发静电波。在太阳高层大气中，电离率增加，中性粒子的运动不能支持静电波，这些波会由于带电粒子的碰撞而衰减。阻尼波的能量可以转化为高层大气等离子体的热能。
2013-03-01 astro-ph.SR
Numerical simulations of multi-shell plasma twisters in the solar atmosphere
我们进行数值模拟的脉冲产生的阿尔文波在一个孤立的光球通量管，并探讨这些波的传播沿这样的磁结构，从光球，这些波被触发，太阳日冕延伸，并分析产生的磁壳。我们的太阳大气模型是通过采用基于半经验模型的温度分布和指定的弯曲磁场线，构成磁通量管，这是植根于太阳光球。太阳大气的演变是由三维，理想的磁流体动力学方程，数值求解的FLASH代码。我们的数值模拟显示，基于多壳层磁旋的物理性质和与它们相关的能量和动量的量，这些多壳层磁旋可能是负责所观察到的加热低太阳日冕和太阳风的形成。此外，这些龙卷风的存在很可能可以通过高分辨率观测来验证。
2015-05-14 astro-ph.SR
1D atmosphere models from inversion of Fe I 630 nm observations with an application to solar irradiance studies
目前太阳辐照度（SI）变化的半经验模型采用代表各种太阳表面特征的一维大气模型（1D模型）计算的光谱来重建SI变化，测量时间尺度大于一天。然而，最近的各种研究指出，在一维模型上合成的光谱并不能反映高分辨率太阳观测所揭示的不均匀大气的辐射发射。我们的目标是从这些观测中获得基于观测的大气，并测试它们对SI估计的准确性。我们分析了光谱偏振数据的Fe I 630 nm线对光球区域代表的颗粒，安静的太阳图案（QS）和小规模和大规模的磁功能，明亮和黑暗的QS。这些数据拍摄于2011年8月6日，由瑞典太阳望远镜的CRISP在极佳的观测条件下拍摄。利用SIR程序反演了观测区域的大气模式。我们研究了空间分辨率和时间演变的结果的敏感性，并讨论了获得的大气相对于几个一维模型。从我们的研究得出的大气同意与大多数比较一维模型，定性和定量（差异在10%以内），但孔隙区域。从QS观测中获得的大气光谱合成计算返回的SI在400 nm和2400 nm之间，平均与标准参考测量值在2.2%以内，与最先进的SI变化半经验模型在安静太阳大气中计算的SI在-0.14%以内。
2017-05-08 astro-ph.SR
Modelling 3D magnetic networks in a realistic solar atmosphere
从光球层（太阳半径$\simeq R_\odot$）到低日冕层（$R_\odot + 10$ Mm）的磁网络在太阳大气的加热机制中起着重要的作用。在这里，我们进一步发展的模型与现实开放的磁通量管的作者，以模拟更复杂的配置。封闭的磁回路，以及封闭和开放的磁通量管的组合进行建模。这些都是嵌入在分层的大气层，来自观测动机的半经验和数据驱动的模型受到太阳引力和能够跨越从光球到色球层和较低的日冕。构造了由自相似磁通量管组成的磁场，导出了等离子体动压和密度的解析解。结合相反极性的通量管，可以创建一个稳定的背景磁场配置，模拟具有真实分层的太阳大气。这一结果可应用于SOHO/MDI和SDO/HMI等太阳表面磁图，从而模拟光球运动，探索能量输运机制。我们展示了这个强大的和多功能的方法与应用程序的日震和磁成像仪数据。
2019-07-24 astro-ph.SR
Measuring Magnetic Fields in the Solar Atmosphere
自从黑尔在20世纪初发现太阳黑子具有强磁场以来，磁性在我们理解太阳和日光层的过程中变得越来越重要。许多现有的和计划中的仪器都能够诊断太阳大气中的磁场。光球磁力测量法现在已经很完善了。然而，仍然存在许多挑战。例如，色球层和日冕中的磁场的诊断是困难的，对测量结果的解释更是困难。因此，到目前为止只进行了很少的测量，但很明显，如果我们要了解太阳外层大气，我们必须研究磁场。我将回顾太阳磁场测量的历史，描述和讨论三种类型的磁力测量，并对未来进行展望。
2012-07-04 astro-ph.SR
Signatures of ubiquitous magnetic reconnection in the lower solar atmosphere
宁静太阳中氢巴耳末线翼（QSEBs）的Ellerman炸弹状增亮是太阳低层大气中最小可观测尺度下磁重联基本过程的特征。我们分析了高空间分辨率的观测（0.1弧秒）获得的瑞典1米太阳望远镜，探索签名的准同步辐射的H $β$线。我们发现，QSEBs是无处不在的，均匀分布在整个安静的太阳，主要发生在晶间巷。我们发现多达120个QSEBs在FOV的一个单一的时刻的时间，这是一个数量级以上的数量级高于早期H $α$观测中发现的QSEBs。这表明，在任何给定的时间，太阳低层大气中可能存在大约50万个QSEB。在H $β$线翼中发现的QSEB增亮也存在于线芯中，并向最近的太阳边缘具有时间延迟和空间偏移。我们的研究结果表明，QSEB的发射通过磁重联沿垂直延伸的电流片在太阳低层大气。小尺度磁重联的普遍存在可能对太阳色球的能量平衡起着重要作用。
2020-06-26 astro-ph.SR
Lower solar atmosphere and magnetism at ultra-high spatial resolution
我们提出的科学情况下，未来的天基望远镜的目的是非常高的空间和时间分辨率成像的太阳光球和色球。以前的任务（例如，这些卫星（位于南伊诺德）已经证明了在不受地球大气污染的情况下以高空间分辨率观测太阳光球层和色球层的能力。我们在这里认为，增加空间分辨率（从目前的70公里到25公里的未来）和高时间节奏的观测将大大提高我们的理解的物理过程控制太阳磁场及其特征尺度。这一点特别重要，因为太阳的磁场驱动着太阳活动，并能显著影响日地系统。与此同时，更好地了解太阳磁力可以大大提高我们对其他天体物理物体的了解。
2016-12-07 astro-ph.SR
The Induced Electric Field Distribution in Solar Atmosphere
本文提出了一种计算感应电场的方法。在忽略带电粒子积累的情况下，由磁场随时间的变化导出了太阳大气中的感生电场。为了得到磁场的空间分布，介绍了几种外推方法。利用2010年5月20日美国宇航局太阳动力学观测站（SDO）日震和磁成像仪（HMI）的观测数据，我们从光球层外推到高层大气的磁场。通过计算磁场随时间的变化，可以得到感应电场。导出的感应电场可达100 V/cm，平均电场在光球层上方360 km处有最大值。用蒙特卡罗统计方法计算感应电场的三重积分。
2013-03-05 astro-ph.SR
Small EUV Brightenings in the Quiet Solar Atmosphere: New Insights from the Solar Orbiter Mission
Universit\'e Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale, 91405 Orsay, France
太阳轨道器任务揭示了宁静太阳大气中普遍存在的小尺度高脉冲性EUV明亮区，其动态特性揭示了能量传输和局部耗散过程，有助于理解日冕加热机制。
2025-12-08 astro-ph.SR
Probing the Solar Atmosphere Using Oscillations of Infrared CO Spectral Lines
利用美国国家太阳天文台的McMath/Pierce太阳望远镜观测到的CO分子在4666 nm附近的谱线的多普勒频移和谱线深度，观测到了整个日面的振荡。功率，相干性和相位谱进行了检查，和诊断图显示功率脊在太阳能的全球模式频率显示，这些振荡是太阳能的p-模式。通过与Kopp等人，1992;我们发现CO线形成高度从425 < z < 560 km as we move from disk center towards the solar limb 1.0 >μ> 0.5。速度功率谱表明，虽然在太阳大气中的背景和p-模式的功率的总和随着高度增加，如在以前的工作中看到的，在p-模式的功率（减去背景）随着高度降低，符合倏逝波。CO线的深度减弱，在较强的磁场的区域，作为p-模式振荡功率。在太阳表面的大部分区域，相移都大于绝热大气的90度预期值。我们拟合的相位谱在不同的磁盘位置与一个简单的大气模型，以确定的声学截止频率约为4.5兆赫，只有很小的变化，但热弛豫频率显着下降，从2.7到0兆赫在这些高度在太阳大气中。
2010-12-10 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Magnetoacoustic-Gravity Waves in the Solar Atmosphere
本文研究了在气压和垂直速度分量中由局域脉冲产生的磁声-重力波的激发。这些脉冲最初发射在太阳光球层的顶部，被弱磁场渗透。我们研究了三种不同的背景磁场线的配置：水平，垂直和倾斜的引力。我们数值模拟磁声-重力波通过实现一个现实的（VAL-C）太阳温度模型。我们使用FLASH程序数值求解二维理想磁流体动力学方程，模拟了太阳低层大气的动力学。最初的脉冲在更高的高度导致冲击。我们的数值模拟表明，一个小幅度的初始脉冲可以产生磁声-重力波，这是后来从过渡区反射，由于大的温度梯度。太阳低层大气中的大气空腔被认为是理想的场所，可以作为各种振荡的谐振器，包括它们的捕获和泄漏到高层大气中。我们的数值模拟成功地模拟了这种波模式的激发，反射和捕获，以及相关的等离子体动力学。
2012-08-29 astro-ph.SR
uvby-$β$ photometry of solar twins: the solar colors, model atmospheres, and the Teff and metallicity scales
太阳的颜色已经在uvby- $β$测光系统上确定，以测试绝对太阳通量，检查由模型大气预测的颜色作为恒星参数（Teff，log g，[Fe/H]）的函数，并探测Teff和金属丰度标度的零点。本文提出了一种新的紫外- $β$测光方法。我们样本中的大多数恒星也进行了光谱观测，以获得准确的恒星参数。利用最接近太阳的恒星，并补充我们的数据与测光在文献中，太阳的颜色的uvby- $β$系统已被推断。我们的太阳颜色与合成太阳颜色计算绝对太阳光谱和最新的Kurucz（ATLAS 9）和MARCS模型大气。不同的Teff和金属丰度标度的零点进行了验证，并提出了更正。Alonso及其合作者的Teff校准具有最差的性能（约140 K偏离），而Casagrande等人（2010）的关系是最准确的（在10 K内）。我们确认，Ramirez & Melendez（2005）uvby金属丰度校准，由Árnadóttir等人（2010）推荐，以获得F，G和K矮星中的[Fe/H]，需要一个小的（~10%）零点校正，以将恒星和太阳置于相同的金属丰度标度。最后，我们证实了太阳类似物中的c_1指数具有很强的金属丰度敏感性。
2010-07-29 astro-ph.SR
