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
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
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
Small EUV Brightenings in the Quiet Solar Atmosphere: New Insights from the Solar Orbiter Mission
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
Tracing the evolution of radiation-MHD simulations of solar and stellar atmospheres in the Lagrangrian frame
辐射磁流体模拟已经成为研究太阳和恒星大气物理的标准工具。目的：本文的目的是提出一种方法，允许有效和准确的分析，在这种模拟的拉格朗日框架中的流量。研究方法：本文提出了一种方法，允许给定的种子点，可以自由选择在任何位置，并在任何时间在模拟过程中的模拟状态存储的路径线的建设。该方法基于被动示踪粒子。通过在膨胀区域中注入颗粒，即使在强压缩流的情况下，也避免了无颗粒体积的发生。结果：该方法在太阳和恒星大气模拟程序Bifrost中得以实现。它是高效和准确的。作为例子，我提出了一个分析的气体包裹在对流区和太阳过渡区的粒子。
2018-05-17 astro-ph.SR
Complex Magnetic Evolution and Magnetic Helicity in the Solar Atmosphere
太阳大气是由大尺度磁场统一而成的单一系统。在一个地方发生的磁场拓扑变化可能会对其他地方，甚至是偏远地区的日冕加热和喷发产生影响。日冕磁场也在太阳光球层/对流层上部的磁螺旋度向行星际空间的传输中起作用。我们讨论了与日冕是一个全球性互联系统的某些方面有关的观测证据，即，新通量出现导致的大规模日冕加热、新通量出现引发的磁拓扑结构变化导致的色球暗条爆发、螺旋度通过光球层传输的太阳黑子旋转表现、以及能量从太阳光度重新分配到发电机对太阳辐照度周期变化的潜在影响。
2013-02-02 astro-ph.SR
A meta-analysis of the magnetic line broadening in the solar atmosphere
本文对太阳大气中的塞曼展宽进行了多线贝叶斯分析。一个分层的概率模型，简单但现实的米尔恩-爱丁顿近似的解决方案的辐射转移方程的基础上，被用来解释在光学和近红外的数据。我们的方法利用了从4000 $Å$到1.8 $μ$ m的500多条谱线的全谱线轮廓。虽然这个问题受到磁加宽和任何其他剩余加宽机制之间的强简并性的影响，但分层模型允许可靠地隔离磁贡献。我们得到的累积分布函数的磁场强度和使用它把可靠的上限，在太阳大气中的未解决的磁场强度。磁场低于160-180 G，概率为90%。
2014-02-04 astro-ph.SR
Exploring the variation in the dynamic rotation profile of the hotter solar atmosphere using mutliwavelength data
该研究利用SDO/AIA 7个波长通道13年数据和图像相关法，统一刻画多热太阳大气自转剖面，量化其相对光球的赤道增速、较差自转差异及高度变化，并揭示磁场结构扎根的作用。
2025-01-09 astro-ph.SR
Spatial extent of the magnetic influence of an active region on the solar atmosphere
本文将太阳活动区建模为光球层下的磁偶极子，研究其磁场对光球层和日冕的空间影响范围，并给出典型活动区的可忽略距离阈值。
2025-07-24 astro-ph.SR
Three-dimensional numerical simulation of magnetohydrodynamic-gravity waves and vortices in the solar atmosphere
通过修改FLASH代码，我们模拟了磁流体动力学-重力波和涡旋及其在不同高度的磁化三维（3D）太阳大气中的响应，以了解局部能量输运过程。在太阳大气中强烈结构的引力和磁力，我们推出了一个本地化的速度脉冲（水平和垂直分量）内的底层三维太阳大气建模初始VAL-IIIC条件，这触发波和涡。涡的旋转方向取决于初始扰动的方向。垂直驱动器产生磁声-重力波，其导致过渡区的振荡，并且其导致具有垂直定向的对称轴的涡旋。水平脉冲激发所有磁流体动力学-重力波和水平取向的涡旋。这些波向上传播，穿过过渡区，进入日冕。在高β等离子体区，磁场线随等离子体运动，时间演化表明它们带有涡旋。我们估计的能量通量进行的波在磁化的太阳大气中，并得出结论，这样的波的动力学和涡旋可能是显着的能量传输，以充分平衡的能量损失在本地化的日冕。此外，过渡区的结构高度影响这种能量传输，并导致传播波进入内日冕的通道。
2013-09-02 astro-ph.SR
Solar abundances and 3D model atmospheres
我们目前的太阳光球丰度的12个元素的光学和近红外光谱。丰度分析采用三维流体力学（CO5BOLD）以及标准的一维流体静力学模型大气。我们将我们的结果与其他人进行比较，强调差异和仍然存在的问题，特别是氧气的关键丰度。我们认为，低太阳光球的热结构是非常好的代表我们的3D模型。我们得到了一个很好的匹配所观察到的中心到肢体的变化的线覆盖的连续强度，也在波长shorthormance的巴耳末跳跃。
2009-11-22 astro-ph.SR
On the velocity drift between ions in the solar atmosphere
太阳大气是由许多处于不同电离和激发水平的物质组成的。上色球层、过渡区和日冕几乎没有碰撞。因此，例如，离子和中性粒子之间的滑移，或不同物种之间的相互作用，可能会发挥重要作用。我们已经开发了一个三维多流体和多物种的数值代码（Ebysus）来研究这种影响。Ebysus能够治疗物种（例如，氢、氦等）和流体（中性粒子、激发态和电离态元素），包括太阳大气中的非平衡电离、动量交换、辐射、热传导和其他复杂过程。将不同的物质视为不同的流体会导致不同离子之间的漂移以及耦合这些运动的电场。两种电离流体的耦合可以导致它们之间的反相旋转运动。不同的电离物质和动量交换可以消除这种速度漂移，即，将波浪动能转换成热能。高频阿尔文波驱动，例如，重联被认为发生在太阳大气中，可以驱动这种多离子速度漂移。
2020-07-31 astro-ph.SR
Exploring the dynamic rotational profile of the hotter solar atmosphere: A multi-wavelength approach using SDO/AIA data
本文利用SDO/AIA多波长数据研究太阳大气旋转轮廓，发现大气层赤道旋转更快且较差性更弱，并与内部旋转及太阳活动周存在关联。
2024-09-05 astro-ph.SR
Magnetohydrostatic flux tube model in the solar atmosphere
本文构造了两类在分层太阳大气中从光球层到过渡区的轴对称扭曲磁场通量管的磁流体静力平衡。我们建立的模型，将特定形式的气体压力和极向电流的梯度-Shafranov方程。该模型给出了磁通管的闭场和开场结构。我们构造的另一个开放场模型是基于自相似公式，其中我们已经纳入了特定形式的气体压力，极向电流和两个不同的形状函数。我们研究了与太阳大气一致的参数空间的同调性，发现通量管内部磁结构的估计与磁亮点的观测和模拟结果是一致的。
2018-05-22 astro-ph.SR
Clustering analysis of Ca {\sc i} 4227 line polarization using magnetohydrodynamic simulations of the solar atmosphere
本文利用太阳大气三维磁流体动力学模拟和1.5维辐射转移，结合聚类分析研究了Ca I 4227谱线共振散射线偏振对温度和密度结构的敏感性，并通过源函数比值图对14类偏振轮廓进行了定性解释。
2025-03-10 astro-ph.SR
A White-light Flare Powered by Magnetic Reconnection in the Lower Solar Atmosphere
白光耀斑（White-light flares，WLF）是1859年首次观测到的一种太阳耀斑，它的可见光连续谱发射明显增强。这种增强通常发生在大多数高能耀斑中，通常被解释为通过从日冕能量释放点向下传播的非热电子在太阳低层大气中有效加热的结果。然而，这种日冕重连模型难以解释最近发现的小WLF。在这里，我们报告了一次C2.3白光耀斑，它与几种观测现象有关：相反极性光球磁通量的快速减少、两个相邻孔隙的消失、低色球层的显着加热、硬X射线通量的可忽略不计的增加，以及相关的U形磁场配置。所有这些都表明，这个白光耀斑是由太阳大气层下部的磁重联提供动力的，而不是由日冕上部的重联提供动力的。
2020-03-26 astro-ph.SR
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
Observational Investigation of Energy Release in the Lower Solar Atmosphere of a Solar Flare
我们使用新太阳望远镜（NST/BBSO）和日震磁成像仪（HMI/SDO）获得的2014年6月12日M1级耀斑的观测数据研究太阳低层大气中的耀斑过程。主要目标是利用高分辨率光学观测和磁场测量，了解太阳大气层较低层（光球层和色球层）耀斑能量释放的触发因素和表现形式。我们分析光学图像，HMI多普勒和矢量磁图，并使用非线性无力场（NLFFF）外推重建的磁拓扑结构。NLFFF模型揭示了PIL中反向磁通量管的相互作用。这两个相互作用的磁通量管在NST的高分辨率宽带连续图像中被观测为沿着PIL的紧凑剪切拱廊。在PIL附近，NST H α观测揭示了对应于小尺度光球磁拱的薄三带结构的形成。观测结果表明，在致密色球层中，等离子体部分电离在极性反转线附近的强电流集中的区域，有利于初级能量释放的位置。磁重联可以由两个相互作用的磁通量管触发，形成沿着PIL伸长的电流片。
2016-04-18 astro-ph.SR
Global Forces in Eruptive Solar Flares: The Lorentz force Acting on the Solar Atmosphere and the Solar Interior
我们计算的变化，在洛伦兹力集成在太阳大气层外所观察到的变化，发生在大，爆发性太阳耀斑的矢量磁图暗示。这种力的扰动应该由作用在太阳光球层和太阳内部的大小相等、方向相反的力的扰动来平衡。太阳内部估计力变化的表达式概括了Hudson，Fisher和Welsch（CS-383，ASP，221，2008）提出的早期表达式，提供了水平和垂直力分量，并为扰动力的垂直分量提供了更准确的结果。我们表明，磁爆发应导致在光球的磁场变得更加水平，因此应导致一个向下（朝向太阳内部）的力的变化作用于光球和太阳内部，最近从分析磁记录数据由王和刘（Astrophys. J. Lett. 716，L195，2010）。我们建议存在一个观测之间的关系，从矢量磁图的变化计算力的变化，从耀斑喷出物携带的向外动量，和属性的日震扰动驱动的向下的力的变化。我们使用的脉冲驱动的洛伦兹力的变化，在太阳大气层外，推导出一个上限的爆发等离子体，可以逃离太阳的质量。最后，我们比较了预期的洛伦兹力的变化在光球与简单的估计耀斑驱动的气体动力学扰动和估计的扰动压力从辐射回暖的光球在耀斑的条件。
2011-12-04 astro-ph.SR
Shocks and instabilities in the partially ionised solar atmosphere
太阳低层大气主要由中性粒子组成，但磁场对于理解观测到的动力学的重要性意味着带电粒子和中性粒子之间的相互作用在控制宏观流体运动中起着非常重要的作用。由于中性流体有效感受洛伦兹力所必需的流体之间的动量交换是通过碰撞相互作用进行的，因此这些相互作用与动态时间尺度的相对时间尺度决定了单流体模型或更详细的双流体模型（当动态频率较高时）是否更合适。然而，由于许多MHD现象从根本上包含多时间尺度过程，即使是大尺度，长时间尺度的运动也可以有来自双流体过程的重要物理贡献。在这篇评论中，我们将专注于双流体模型，详细研究两个领域，其中太阳大气的多时间尺度性质意味着双流体物理学可以很容易地发展：冲击波和不稳定性。然后，我们将这些想法与试图诊断太阳大气中双流体行为的观测联系起来，提出了一些使观测和模拟更加紧密的方法。
2023-02-14 astro-ph.SR
Standard 1D solar atmosphere as initial condition for MHD simulations and switch-on effects
太阳物理学的许多应用都需要一维大气模式作为初始条件或观测资料反演的参考。VAL大气模型基于观测，几十年来一直被广泛使用。作为补充，FAL模型实现了辐射流体动力学，并显示了VAL模型的缺点，因为几乎同样长的时间。在这项工作中，我们提出了一个新的一维分层大气，不仅从光球过渡区，但从太阳内部到远在日冕。我们还讨论了基于这样的初始条件切换模拟时所犯的典型错误，并展示了如何平衡初始条件，以便模拟可以顺利开始。一维大气可以作为HD和MHD模拟的初始条件，也可以作为求解反问题的参考数据。
2015-07-05 astro-ph.SR
Solar wind modeling with the Alfven Wave Solar atmosphere Model driven by HMI-based Near-Real-Time maps by the National Solar Observatory
本研究使用NSO-HMI近实时综合图驱动AWSoM模型，模拟了第24太阳活动周不同活动水平的三个卡灵顿自转，结果重现了低日冕EUV发射并匹配了1 au原位观测，量化了总无符号开放磁通量。
2022-12-09 astro-ph.SR
Acoustic-gravity wave propagation characteristics in 3D radiation hydrodynamic simulations of the solar atmosphere
在过去的几十年里，太阳大气三维辐射磁流体动力学模拟的真实度有了巨大的进步。四个最常用的数字代码是Bifrost，CO 5 BOLD，MANCHA 3D和MURaM。本文通过测量不同高度上的声波-重力波频散关系，对这四种程序的波传播特性进行了测试和比较。我们发现各种模型之间存在相当大的差异。波功率的高度依赖性，特别是高频波，变化高达两个数量级的模型之间，和几个模型的相位差谱显示出意想不到的功能，包括$\pm180^\circ$相位跳跃。
2020-07-11 astro-ph.SR
Wave Heating of the Solar Atmosphere
本文综述磁波在太阳大气日冕加热中的作用，结合观测发现与理论机制，梳理波能量传输、耗散和转化为热的过程。
2015-01-27 astro-ph.SR
The Solar Photospheric Nitrogen Abundance: Determination with 3D and 1D Model Atmospheres
我们提出了一个新的太阳氮丰度的测定利用太阳光球的三维流体动力学模型，这是更物理的动机比传统的静态一维模型。我们选择了合适的原子谱线，依靠等效宽度测量已经存在于文献中。对于大气建模，我们使用了co 5 bold 3D辐射流体动力学代码。我们研究了偏离当地热力学平衡（非LTE效应）和光球不均匀性（颗粒效应）对丰度的影响。我们还比较了几个图集的太阳通量和中心盘强度目前可用。作为我们分析的结果，光球太阳氮丰度为A（N）= 7.86 +/- 0.12。
2009-12-02 astro-ph.SR
Cosmic-Ray Interactions in the Solar Atmosphere
高能粒子从银河系或太阳日冕源进入太阳大气层，从安静的太阳产生一个“日冕”源，现在可以在很宽的光子能量范围内观察到。高能粒子在恒星大气中的相互作用基本上取决于磁场和气体的联合变化，迄今为止，它被参数化地表征为P ~ B^α，其中P是气体压力，B是磁场的大小。我们重新检查的参数化，使用自洽的三维MHD模型（彩虹），并表明，这种关系趋于P ~ B^{2.9+-0.1}的基础上，在这样一个模型中的开放场通量管样品的可见部分，但有很大的变化从点到点。这种散射对应于低层大气中开放场通量管的强烈弯曲，这将对发射各向异性（临边增亮）的预测产生强烈影响。模拟结果表明，冕洞中的大部分开放通量起源于模拟中看到的对流运动的颗粒图案内的弱场区域。
2019-10-02 astro-ph.SR
Waves in the lower solar atmosphere: the dawn of next-generation solar telescopes
半个多世纪以来，人们一直在太阳大气层中观察到波动和振荡。虽然这种现象在整个电磁波谱中很容易被观察到，从无线电到伽马射线源，但波在向太阳日冕最外层提供能量方面的潜在作用尚未被发现。特别令人感兴趣的是太阳的低层大气，包括光球层和色球层，因为这些区域拥有强大的磁通量束，能够引导振荡运动从太阳表面向上。因此，目前和下一代的许多地面和空间观测设施都将注意力集中在太阳低层大气的这些稀薄层上，试图在尽可能高的空间和时间尺度上研究高能波现象的产生、传播和最终消散的机制。在这里，我们提出了一个双重的审查，旨在概述两个波分析技术的太阳物理学界目前在他们的处置，以及突出在过去十年中取得的科学进步。重要的是，虽然许多突破性的研究将解决和回答太阳物理学中的关键问题，但其研究的前沿性质自然会提出更多需要后续工作的突出观测和/或理论问题。这不仅是意料之中的，而且应该被视为我们目前所处的快速发现时代的提醒。我们将强调这些开放的问题，并建议太阳物理学界在未来几年和几十年内解决这些问题的方法。
2022-12-19 astro-ph.SR
