Modelling observed decay-less oscillations as resonantly enhanced Kelvin-Helmholtz vortices from transverse MHD waves and their seismological application
在高度结构化的日冕中，共振吸收是从整体横向MHD波向局部方位Alfvén波能量传递的一种不可避免的机制。由于其局部性质，直接检测这种机制是非常困难的。然而，它是解释观测到的全球横波快速衰减的主要理论。然而，与这一理论预测不一致的是，最近的观测表明，在低振幅状态下，这种横向MHD波也可以出现无衰减，这是一个尚未解决的现象。最近的数值研究表明，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）经常伴随横向MHD波。在这项工作中，我们结合三维MHD模拟和正演模拟表明，目前达到的空间分辨率和观察到的小振幅，一个明显的衰减无振荡。这种效应是由KHI产生的周期性增亮和共振吸收放大的KHI涡旋的相干运动相结合造成的。这种效应在捕获边界动力学而不是核心的温度下形成的发射线中特别明显，并且反映了与扭结模式共振耦合的局部方位Alfvén波的低阻尼特性。由于相位混合，检测到的周期可以根据发射线而变化，对边界敏感的发射线的周期比对环路核心敏感的发射线的周期短。这允许估计边界处的密度对比度。
2016-09-30 astro-ph.SR
Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns
我们回顾了一些主要的，开放的问题，在目前的建模低和中等质量，主序星地震学研究的基础上。在本文件中，太阳的情况下，讨论了当前的问题，是共同的太阳和恒星的结构类似于太阳。几个额外的问题，具体到主序星以外的太阳进行审查，并说明了与CoRoT观察到的几颗恒星在一个配套文件。
2011-02-01 astro-ph.SR
Impact of the physical processes in the modeling of HD49933
内容：在它的星震方面，CoRoT的初始运行部分用于类日星HD 49933。目的：我们定量研究的影响，如质量和成分的建模参数的变化。更重要的是，我们研究了复杂的物理学如何影响HD49933的地震学图像。我们考虑扩散，旋转和对流效率的变化的影响。研究方法：我们使用CESAM的恒星演化代码耦合到ADIPLS绝热脉动包建立长期模型和相关的振荡频率。我们还利用流体动力学代码STAGGER进行表面对流计算。在这项工作中使用的地震变量是：大的频率分离，表面相移的导数，和本征频率$\rm ν_{\ell=0,n=14}$和$\rm ν_{\ell=0,n=27}$。结果：质量和成分的不确定性对我们考虑的地震变量的影响比旋转大得多。表面相移的导数是用于测定氦含量的有希望的变量。HD 49933的地震学变量对假设的太阳成分和模型中扩散的存在都很敏感。
2009-07-24 astro-ph.SR
The CoRoT target HD49933: a possible seismic signature of heavy elements ionization in the deep convective zone
我们使用地震诊断，基于表面声波反射的相移的导数，探测恒星HD 49933的外层。这种诊断对对流区底部以上发生的部分电离过程特别敏感。轻元素氢和氦的部分电离区具有众所周知的地震学特征。在这项工作中，我们检测到一个不同的地震信号的声频，我们表明，对应的位置，发生部分电离的重元素。相应的声学故障的位置位于氦的第二次电离区域和对流区的底部之间，大约在恒星表面以下5%。
2016-12-15 astro-ph.SR
Entropy-mode imprints in the solar corona: non-exponential damping and phase shifts of compressive oscillations
Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)” of Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）工程研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）
通过一维日冕环模型，研究热传导下熵模与慢模的耦合，揭示熵模在压缩振荡中产生非指数阻尼、包络不对称和相移等可观测特征。
2026-06-03 astro-ph.SR
Solar Spectroscopy and (Pseudo-)Diagnostics of the Solar Chromosphere
我首先回顾了当前太阳光谱学的发展趋势，然后集中比较了太阳色球层的各种光谱诊断。有些实际上根本不是色球层，而只是光球层或圈球层，并不传递色球层加热的信息，尽管这是经常假设的。巴耳末α是闭场色球的主要不透明层，但目前还不清楚色球纤维是如何获得其大的α不透明性的。开放视野的色球层似乎是日冕加热和太阳风驱动的最大港湾，但在光学诊断中几乎看不到。
2009-06-15 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
Diagnostic functions of solar coronal magnetic fields from radio observations
在太阳物理学中，直接从太阳上层大气（包括色球层和日冕）中观测到的磁场是一个很大的挑战。射电观测被认为是诊断太阳色球和日冕磁场最可行的方法。然而，由于太阳射电辐射机制的复杂性和多样性，以往的研究仅从太阳射电观测中给出了特定机制下磁场的隐含诊断函数。本文收集整理了从太阳射电观测中诊断日冕磁场的各种方法，并将其表达为一组显式诊断函数。特别是，这项工作补充了其他评论中遗漏的一些重要诊断方法。这套诊断功能可以完全覆盖太阳色球层和日冕的所有区域，包括平静区、活动区和耀斑源区。同时，它还包括非相干辐射，如热等离子体的韧致辐射以上的安静区，回旋和回旋同步辐射的磁化热等离子体和温和的相对论性非热电子以上的活动区，以及相干等离子体辐射周围的耀斑源区域。利用这套诊断函数和相关的宽带太阳射电成像观测资料，我们可以得到太阳大气中几乎所有区域的磁场，这可能有助于我们充分利用新一代太阳射电望远镜（如MUSER、EVOSA和未来的FASR等）的光谱成像观测资料。研究太阳活动，为灾害性空间天气事件的预报提供可靠依据。
2022-06-07 astro-ph.SR
Two-dimensional MHD models of solar magnetogranulation. Testing of the models and methods of Stokes diagnostics
我们进行了斯托克斯诊断新的二维磁流体动力学模型的磁粒化的连续演变过程中的两个小时的流体动力学（太阳）的时间。我们的结果与在平静网元和活动谱区中观测到的太阳小尺度通量管的斯托克斯诊断结果符合得令人满意。利用磁流体动力学模型对太阳小尺度磁元的Stokes诊断中常用的直接方法进行了检验。我们得出结论，最可靠的方法是通过分离红外Fe I线1564.8 nm的斯托克斯V剖面中的峰来确定磁场强度，以及通过比率tan^2-gamma约（Q^2 + U^2）^{1/2}/V^2来确定磁倾角。这种测定的下限分别为约20 mT和10度。我们还认为，太阳磁粒化的二维MHD模型与观测结果是一致的，可以成功地用于研究太阳光球层的磁对流。
2012-10-24 astro-ph.SR
Centre-to-limb spectro-polarimetric diagnostics of simulated solar photospheric magneto-convection: signatures of photospheric Alfven waves
使用数值模拟的磁化太阳光球进行的辐射磁流体动力学代码，MURaM，和详细的光谱偏振诊断的模拟光球6302A FeI线，光谱偏振特征的阿尔芬波磁化粒间通道的模拟太阳光球进行了分析，在不同的位置在太阳盘。颗粒间通道中的扭转阿尔芬波是水平等离子体运动，它不具有热扰动对应物。我们发现签名的阿尔芬波作为小尺度线轮廓多普勒频移和斯托克斯V面积不对称增强模拟离盘中心观测。这些光球功能消失时，模拟观测退化的望远镜PSF类似的日之一。我们分析了直接观测和确认阿尔芬波存在于太阳光球的可能性。
2014-05-23 astro-ph.SR
Observational methods for solar origin diagnostics of energetic protons
Space Research and Technology Institute – Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院空间研究与技术研究所）
本文提出了一种新的质量因子用于验证日冕物质抛射与日冕爆发对的确定性，并评估了质子峰值强度与太阳起源特性之间的相关性。
2025-12-18 astro-ph.SR
Effect of a sausage oscillation on radio zebra-pattern structures in a solar flare
香肠模式是日冕环的轴对称快磁声振荡，其特征是等离子体密度和磁场的变化，并由此引起电子等离子体频率和回旋频率的时变。后者的参数决定了双等离子体共振（DPR）的条件，这是负责斑马图案（ZP）结构的出现在太阳IV型射电爆发的时间谱。我们进行数值模拟的站立和传播香肠振荡的日冕环建模为一个直的，场对齐的等离子体板，并确定DPR层位置的时间变化。在DPR层的等离子体密度和磁场的即时值允许我们构建骨架的无线电频谱中的ZP条纹的时间变化。在香肠振荡的存在下，所示的ZP结构具有特性的摆动与香肠振荡规定的时间段。站立和传播香肠振荡被发现有不同的签名ZP模式。我们的结论是，ZP摆动可用于检测短周期香肠振荡和开发其地震学潜力。
2016-08-15 astro-ph.SR
Spectropolarimetric Diagnostics at the Solar Photosphere near the Limb
在目前的工作中，我们调查的形成斯托克斯配置文件和光谱偏振诊断的活动区plage附近的肢体。我们使用3-D辐射MHD模拟与单极场的平均强度为400 G，这主要集中在通量管中的字段达到典型的千高斯值。我们通过辐射转移计算生成合成的斯托克斯光谱，然后我们降低模拟的斯托克斯信号来解释观测条件。以这种方式处理的合成数据进行了比较，发现大致再现分光偏振高分辨率观测Mu=0.39获得的SOUP仪器与瑞典1米太阳望远镜在2006年初。
2009-10-15 astro-ph.SR
Microwave diagnostics of magnetic field strengths in solar flaring loops
基于回旋同步辐射理论，我们对太阳耀斑环中的磁场强度进行了微波诊断。利用野边山射电日像仪对17和34 GHz的3次耀斑事件进行观测，得到了圆偏振度和微波通量密度谱指数，并据此绘制了耀斑后环的磁场强度图。我们的研究结果表明，磁场强度通常从~800 G附近的环路足点到~100 G在10- 25微米的高度。比较我们的结果与磁场建模使用磁通绳插入方法进行了讨论。我们的研究证明了微波成像观测的潜力，即使只有两个频率，在诊断日冕磁场的耀斑区域。
2020-06-29 astro-ph.SR
Radiative diagnostics in the solar photosphere and chromosphere
太阳和恒星表面的磁场通常会影响或改变恒星发出的电磁辐射的偏振状态。太阳/恒星磁场的推断是通过探测、研究和模拟来自目标恒星的偏振光来进行的。在这篇评论中，我们提出了一个概述的技术，用于研究太阳的大气，特别是那些允许推断磁场。我们结合了偏振辐射转移，反演技术的理论的一个小的选择，我们讨论了一些结果从色球反演。
2016-09-28 astro-ph.SR
Solar UV and X-Ray Spectral Diagnostics
几十年来，对太阳大气层外的X射线和紫外线（UV）观测一直被用来测量太阳等离子体的基本参数。这篇综述主要集中在太阳大气中的光学薄发射，主要发现在紫外和X射线（XUV）波长，并讨论了一些诊断方法，已被用来测量电子密度，电子温度，差分发射测量（DEM），和相对化学丰度。我们主要关注的方法和结果从高分辨率光谱，而不是宽带成像。然而，我们注意到，最好的结果往往是通过结合成像和光谱观测。我们还主要集中在审查单离子诊断获得的电子密度和温度的测量，以避免与等离子体的电离状态有关的问题。我们首先对主要的XUV高分辨率光谱仪进行了简短的历史介绍，然后回顾了光学薄发射的基础知识以及影响谱线形成的主要过程。我们主要讨论平衡态的等离子体，但简要地提到非平衡态电离和非热电子分布。我们还总结了原子数据的状态，这是诊断过程的重要组成部分。然后，我们审查的方法来测量电子密度，电子温度，DEM，和相对化学丰度，并获得较低的太阳大气（太阳半径的一小部分），冕洞，安静的太阳，活动区和耀斑的结果。
2018-09-05 astro-ph.SR
Magnetic Diagnostics of the Solar Chromosphere with the Mg II h-k Lines
我们研究了在弱磁化大气（20-100 G）中Mg II h-k双重态的形成，使用一个新开发的极化RT在一个平面平行几何的数值代码，它实现了最近制定的部分相干散射极化多项原子在任意磁场制度。我们的研究结果证实了部分再分配效应的重要性，在形成的Mg II H和K线，如以前的工作中所指出的非磁性的情况下。我们表明，存在一个磁场可以产生可测量的修改的宽带线极化，即使是相对较小的场强（~10 G），而圆极化仍然很好地代表了经典magnetographic公式。这两个结果为太阳上层大气的弱场诊断打开了一个重要的新窗口。
2016-09-29 astro-ph.SR
Solar carbon abundance from 3D non-LTE modelling of the diagnostic lines of the CH molecule
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ruprecht-Karls Universität（鲁普雷希特-卡尔大学）；Institut für Astrophysik und Geophysik（天体物理学与地球物理学研究所）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室）；Univ Montpellier（蒙彼利埃大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（ICE-CSIC））
利用3D非局部热力学平衡建模，研究太阳光谱中CH分子诊断线的碳丰度，发现NLTE效应较小，但3D NLTE建模能更准确地推导太阳碳丰度。
2026-01-28 astro-ph.SR
Solar prominence modelling and plasma diagnostics at ALMA wavelengths
我们的目标是测试潜在的日珥等离子体诊断获得的新的太阳能能力的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们调查的热量和等离子体诊断潜力的ALMA的太阳辐射，通过计算的亮度温度在ALMA波长。对于选定的视线，亮度温度的计算使用的辐射转移代码在非局部热力学平衡（NLTE）条件下获得的氢和氦的密度，以及考虑的日珥模型的输入内部参数。两套不同的日珥模型：等温等压精细结构线程，和大尺度结构与径向增加的温度分布，代表的日冕过渡区。我们在ALMA能够观测的波长范围（0.32 - 9.6mm）内计算亮温，但我们特别关注ALMA周期4和5中太阳观测者可用的波段，即2.6 - 3.6mm（波段3）和1.1 - 1.4mm（波段6）。我们展示了在我们的模型中计算的亮度温度和光学厚度如何随等离子体参数（温度和压力）和观测波长而变化。然后，我们研究如何ALMA观测值，如在两个频率的亮度温度的比率可以用来估计的光学厚度和等温和非等温的发射测量。从这项研究中，我们的结论是，对于这两组模型，ALMA提出了一个强大的热诊断能力，只要解释的意见是支持使用非LTE模拟结果。
2017-04-18 astro-ph.SR
Polarization Diagnostics Applied to Coronal Mass Ejections and the Background Solar Wind
National Center for Atmospheric Research（国家大气研究中心）；Southwest Research Institute（西南研究所）；CIRES, University of Colorado（科罗拉多大学联合空间环境研究中心）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Boston College（波士顿学院）
本文利用偏振诊断技术研究日冕物质抛射及背景太阳风的三维位置和密度衰减特性，探讨 PUNCH 偏振数据在定量诊断中的应用与挑战。
2026-01-20 astro-ph.SR
Solar Transition-Region Lines Observed by the Interface Region Imaging Spectrograph: Diagnostics for the O IV and Si IV Lines
形成的过渡区O IV和Si IV线观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS）的麦克斯韦和非麦克斯韦条件下，其特征在于卡帕分布表现出高能量的尾巴。对于所有kappa，\ion{Si}{4}线在比O IV线更低的温度下形成。在具有较低kappa的非麦克斯韦情况下，贡献函数被转移到较低温度。结合差分发射测量的斜率，Si IV线可能形成于与O IV线非常不同的太阳过渡区区域，可能接近太阳色球层。IRIS可能会发现这种情况。据发现，光激发可以是重要的Si IV线，但可以忽略不计的O IV线。的有用性的O IV比率的密度诊断独立的κ进行了研究，它被发现，O IV 1404.78A /1399.77A的比例提供了一个很好的密度诊断，除了非常低的T结合极端的非麦克斯韦的情况。
2013-11-27 astro-ph.SR
GD 244: asteroseismology of a pulsator in the middle of the ZZ Ceti instability strip
本文介绍了对鲸鱼座ZZ星GD 244的星震学研究的初步结果。我们使用文献中的有效温度和表面重力值，并利用Bischoff-Kim，Montgomery和Winget（2008，ApJ，675，1512）的白矮星演化代码来构建我们的地震学分析模型网格。用迄今为止已发表的五个观测到的脉动模来寻找可接受的模型解。我们发现，最佳模型拟合的质量在0.61 ~ 0.74 M太阳能之间，氢层质量可分为~10^{-5}或10^{-6} M太阳能两组。基于对可能的模型解的较大样本的统计分析，我们假设恒星的质量低于~0.68 M太阳，中心的氧含量小于60%。
2015-06-23 astro-ph.SR
Solar Active Region Heating Diagnostics from High Temperature Emission using the Marshall Grazing Incidence X-ray Spectrometer (MaGIXS)
高温等离子体的相对量已被发现是一个有用的诊断，以确定次分辨率结构上的日冕加热的频率。当回路不经常加热时，预计在更宽的温度范围内进行广泛的排放测量（EM）。对于环路更接近平衡的高频加热，预期EM更窄。软X射线光谱包含许多提供高温诊断的谱线，包括来自Fe XVII-XIX的谱线。2020年，马歇尔掠入射光谱仪（MaGIXS）将对这一太阳光谱区域进行观测。在本文中，我们得出预期的谱线强度在MaGIXS不同量的高温等离子体，以证明一个简单的线比，这些提供了一个强大的诊断，以确定加热频率。同样，我们检查AIA通道强度的比率，从XRT的过滤器比率，和从FOXSI探空火箭的能量带，以确定它们对这个参数的敏感性。我们发现，FOXSI和MaGIXS提供了良好的诊断能力的高温等离子体。然后，我们将预测的线比率与数值模型的输出进行比较，并确认MaGIXS比率为加热频率提供了极好的诊断。
2019-09-05 astro-ph.SR
Solar CME Plasma Diagnostics Expressed as Potential Stellar CME Signatures
太阳日冕物质抛射（CME）与太阳耀斑有很强的联系，但还没有完全了解。太阳磁场活动的这种特征也可能发生在其他恒星上，但由于缺乏成功探测到的恒星CME，因此很难进行统计研究，以显示CME和耀斑之间的类似联系。由于潜在的强关联，对恒星CME的搜索通常始于对磁活动恒星上的超级耀斑的成功搜索。无论耀斑的存在，我们强调实用程序的CME特定的光谱特征时，试图找到并确认恒星CME候选人搜索。我们使用太阳CME的例子，为什么大量的紫外线发射线，同时检测时，可以大大提高光谱发现恒星CME候选人的可信度。我们预测CME相关的发射线如果来自遥远的恒星，会有多亮。我们特别推荐使用三条发射谱线（C IV 1550埃，O VI 1032埃和C III 977埃），因为它们可能具有明亮的信号和方便的诊断能力，可以用来确认观测信号是否真的来自恒星CME。
2022-05-25 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
EUV polarimetric diagnostics of the solar corona: the Hanle effect of Ne VIII 770 Å
本文利用三维MAS模型和FORWARD代码模拟Ne VIII 770 Å线的汉勒效应偏振信号，研究其在太阳活动周不同阶段的日冕磁场诊断潜力，并分析了信噪比要求。
2024-06-11 astro-ph.SR
The Mg I b triplet and the 4571 Å line as diagnostics of stellar chromospheric activity
上下文在文献中，Mg I 4571三线态和b三线态被认为是太阳和恒星活动的诊断，因为它们是在低色球层形成的。目的。研究这四条谱线作为类太阳恒星色球活动诊断的潜力，通过改变大气模型和恒星参数，研究这些谱线的强度与当地大气变化的关系。方法.从Next-Gen光球模型出发，建立了包括光球、色球和过渡区的大气模型网格，求解了辐射转移，得到了合成轮廓，并与主序星、类太阳恒星（有效温度在4800-6400 K之间）、太阳重力和太阳金属丰度的观测光谱进行了比较。结果我们发现，Mg I 4571的线是显着敏感的局部变化，在大气模式周围的最低温度。相反，b三重态的谱线对当地大气结构的变化没有明显的响应。
2017-06-14 astro-ph.SR
Diagnostics for the solar chromosphere using neutral carbon Rydberg lines
University of Cambridge（剑桥大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of Leicester（莱斯特大学）
本文通过研究中性碳里德伯线的诊断潜力，探讨其在太阳色球层大气反演中的应用，为未来EUVST观测提供理论支持。
2026-02-04 astro-ph.SR
Do Periods of Decayless Kink Oscillations of Solar Coronal Loops Depend on Noise?
本文用一个低维模型研究了日冕环的无衰减扭折振荡，该模型基于一个系数经历随机涨落的随机驱动瑞利振子。该模型认为扭结振荡的日冕环的自然模式，衰减的线性共振吸收。阻尼抵消了随机运动的环路足点和互动的环路与外部准稳定流的随机波动。换句话说，该模型结合了自振荡和随机驱动机制的无衰减行为。随机信号被认为是平稳的红噪声性质。在无噪声的情况下，该模型具有渐近平稳的振荡解，即，扭结自振荡它建立了扭结振荡周期实际上是独立的噪声。这一发现证明了地震学估计的扭结和阿尔文速度和磁场的振荡回路由扭结振荡，根据观察到的振荡周期。振荡模式被发现是几乎谐波。外部流动的噪声波动对称地调制几乎单色振荡图案的振幅，而环路足点的随机运动引起反对称振幅调制。这种调制也与观察到的行为一致。
2022-09-13 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
Time-Dependent Density Diagnostics of Solar Flare Plasmas Using SDO/EVE
利用太阳动力学观测站（SDO）上的极紫外光变率实验（EVE）数据，对太阳耀斑等离子体的时间分辨电子密度进行了测量。EVE光谱范围包含在10^4 - 10^7 K之间形成的发射线，包括高度电离的铁（> 10 MK）的跃迁。使用三种密度敏感的Fe XXI比率，在四次X级耀斑中发现了10 ^（11.2）-10 ^（12.1）cm ^（-3）的峰值电子密度。虽然以前在这样的高温下的密度测量是在一个耀斑事件期间只在一个点，EVE现在允许这些高温密度的时间演变，以确定在10秒的节奏。与GOES数据的比较表明，密度的时间曲线的峰值，为每一个线的比率相关以及与排放量的时间曲线的每个事件的研究。
2012-07-09 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Diagnostic potential of the Ca II 8542A line for solar filaments
在这项研究中，我们探讨了色球Ca II线8542 A的诊断研究太阳暗条的磁性和动力学性质的潜力。我们已经获得了高空间分辨率的光谱偏振观测的Ca II 8542A线使用CRISP仪器在瑞典1米太阳望远镜。我们使用NICOLE反演代码来推断太阳暗条观测的物理性质。我们讨论了由于流体静力平衡假设的结果的有效性。我们使用了其他望远镜如CHROTEL和SDO的观测结果，以研究大尺度动力学和灯丝的长期演化。我们表明，钙II 8542 A线编码的温度，视线速度和磁场矢量的信息，从该地区的灯丝所在。当前噪声水平仅允许我们估计灯丝的总磁场的上限为260 G。我们的研究还表明，如果我们只考虑上述谱线的信息，几何高度，温度和密度可以退化参数以外的流体静力平衡方法。
2019-02-18 astro-ph.SR
Riemann Map Operator for Solar Front Diagnostics
National Technical University of Ukraine, Igor Sikorsky Kyiv Polytechnic Institute（乌克兰国立技术大学，伊戈尔·西科尔斯基基辅理工学院）
本文提出黎曼映射算子（RMO）逆向诊断框架，用于从太阳亮度前沿观测中识别磁流体动力学激波族，通过守恒定律和特征条件测试候选连接，并在多个太阳事件中验证其有效性。
2026-09-15 astro-ph.SR
An elemental abundance diagnostic for coordinated Solar Orbiter/SPICE and Hinode/EIS observations
本文提出并验证了 Fe VIII/Ne VIII 强度比作为对温度、密度不敏感的 FIP 效应诊断方法，并结合 Solar Orbiter/SPICE 与 Hinode/EIS 协调观测展示了其在日冕元素丰度测量中的准确性与应用前景。
2024-10-21 astro-ph.SR
Large Amplitude Longitudinal Oscillations in a Solar Filament
我们已经开发了第一个自洽模型，所观察到的大振幅振荡沿灯丝轴，解释了回复力和阻尼机制。我们已经调查了振荡的长，浸渍通量管通过热非平衡过程中形成的多线程，并发现我们的模拟预测的振荡特性与观察到的行为。然后，我们建立了一个模型的大振幅的纵向振荡，证明了回复力是投影重力的线程振荡的管。虽然周期是独立的管的长度和不断增长的质量，强烈的运动阻尼的质量上的线程的稳定增长的热不平衡。观测结果和我们的模型表明，附近的脉冲事件驱动现有的突出线程沿其支持管，远离加热沉积地点，而不会破坏它们。随后的振荡发生，因为移位的螺纹驻留在具有大曲率半径的磁性凹部中。我们的模型产生了一个强大的地震学方法约束日冕磁场和曲率半径的倾角。此外，这些结果表明，磁结构是最符合剪切拱廊模型的细丝通道。
2012-03-22 astro-ph.SR
EUV flickering of solar coronal loops: a new diagnostic of coronal heating
我们以前的工作发现，在活动区核心（具有超热等离子体的证据）中观察到的EUV光变曲线与从具有幂律能量分布的许多脉冲加热股线的随机组合的模型中预测的光变曲线之间存在最佳一致性。我们扩展了这项工作，包括空间分辨链建模和通过研究发射沿环的EUV 94 A和335 A通道的大气成像组件上的太阳动力学天文台的演变。利用前人工作的最佳参数作为本工作的输入，我们发现在94 A通道中，由随机热脉冲驱动的随机涨落的幅度从环的底部到顶部增加，反之亦然，在335 A通道中，从顶部到底部增加。通过观察沿着活动区域核心的亮弧的一组对齐的相邻像素来证实该预测。因此，像素波动的图可以提供对纳米张开区域的简单诊断。
2016-01-15 astro-ph.SR
An Early Diagnostics of the Geoeffectiveness of Solar Eruptions from Photospheric Magnetic Flux Observations: The Transition from SOHO to SDO
在我们以前的文章中（Chertok等人：2013年，太阳物理282，175，和2015年，太阳物理290，627），我们提出了一个初步的工具，根据估计的总无符号视线光球磁通量在伴随的极紫外弧和昏暗的太阳喷发的地球效应的早期诊断。这一工具的依据是对1996-2005年SOHO/EIT和MDI观测到的喷发的分析。在没有相关日冕物质抛射数据的情况下，获得了经验关系，以估计刚刚发生的喷发所造成的即将到来的空间天气扰动的可能重要性。可以估计非周期性地磁暴（GMS）和福布什下降（FD）的强度，以及它们的开始和峰值时间。2010-2011年之后，SDO/AIA和HMI获得了太阳爆发的数据。我们使用相对较短的时间间隔重叠EIT-AIA和MDI-HMI详细的观察和一些大型喷发在未来五年内与12小时的节奏EIT图像，以适应SOHO诊断工具SDO数据。所采用的亮度阈值从EIT 195 μ m和AIA 193 μ m图像中选择几乎相同的拱廊和调光区域，对于2.0 s（2.9 s）的AIA曝光时间，交叉校准因子为3.6-5.8（5.0-8.2）。对于相同的光球面积，MDI的磁通量系统地超过HMI通量的1.4倍。在此基础上，将SOHO数据的经验诊断关系调整为SDO工具。基于SDO数据的后诊断的例子。如前所述，该工具适用于活动区近中心喷发造成的非周期性GMS和FD，条件是地球附近行星际磁场的南部分量主要为负，而…
2017-02-20 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
Far Ultraviolet Continuum Emission: Applying this Diagnostic to the Chromospheres of Solar-Mass Stars
远紫外（FUV）连续辐射通量被认为是太阳低色球层温度结构的一个非常敏感的诊断指标。到目前为止，对现有恒星FUV数据的分析表明，太阳型恒星也必须有色球，但恒星FUV连续体的定量分析需要更高质量的光谱，并与新的非LTE色球模型进行比较。我们提出了精确的远紫外（FUV，1150-1500^{ \circ }）连续通量测量的太阳质量的恒星，通过高通量和非常低的检测器背景的宇宙起源光谱仪（COS）的哈勃太空望远镜。我们表明，连续通量可以测量以上的检测器的背景，即使是在我们的样本中最微弱的恒星。我们发现一个明显的趋势，增加连续亮度温度在所有FUV波长的旋转周期减少，这提供了一个重要的措施，在恒星色球的磁加热率。与半经验太阳通量模型的比较表明，旋转最快的太阳质量恒星的FUV连续亮度温度类似于太阳上看到的最亮的光斑。因此，最明亮的太阳光斑的热结构提供了我们样本中旋转最快的太阳质量恒星的热结构和加热速率的一阶估计。
2011-09-26 astro-ph.SR
Solar and Stellar Activity: Diagnostics and Indices
我们总结了五十年来将太阳的“活动”置于恒星背景下的共同努力。作为恒星背景下太阳活动的工作定义，我们采用了热时间尺度以下的时间尺度上的全球可观测变化，对流区约为100，000年。如此定义，活动是由磁场演变，包括22年海尔周期，典型的时间，它所采取的准周期性逆转，其中全球磁场发生主导。这是伴随着太阳黑子的变化与11年的周期，自施瓦贝的时间，以及更快的变化，由于旋转的活动区和耀斑。“诊断和指数”是指变化的磁场的间接特征，包括与太阳黑子周期有关的光度（宽带）变化，以及在特殊光学波长、紫外线和X射线波长下观察到的恒星大气高层中伴随的加热等离子体的变化。我们的注意力也集中在研讨会的主题上，通过研究恒星的深层和扩展极小期的证据，并将70年之久的太阳蒙德极小期置于恒星背景下。
2012-01-27 astro-ph.SR
A diagnostic of coronal elemental behavior during the inverse FIP effect in solar flares
日冕显示出与光球不同的元素丰度的独特模式。低第一电离电位（FIP）元件被增强几倍。在一些类太阳恒星的大气层中也可以看到类似的效应，而晚型M星则表现出相反的FIP效应。最近在太阳耀斑期间在太阳上发现了这种相反的效应，这可能使我们能够非常详细地观察恒星观测所不可能的空间和时间行为。解释这些测量结果的一个关键问题是，这两种效应是否仅作用于低FIP元素（某些模型预测的真正逆效应），或者逆FIP效应是否因为高FIP元素被增强而出现。在这里，我们开发了一种新的诊断，可以区分这两种情况下，辐射功率损失的建模的基础上，并应用模型的数值流体动力学模拟日冕循环冷却。我们表明，当低/高FIP元素耗尽/增强，有一个显着的差异，在冷却寿命的循环，是在较低的温度下最大的。我们应用此诊断后X1.8耀斑环拱廊和逆FIP区域，并表明，对于这个事件，低FIP元素耗尽。我们讨论的背景下，恒星观测的结果，和模型的FIP和逆FIP效应。我们还提供了两个逆FIP效应的情况下，在机器可读的形式，以方便进一步建模的辐射功率损耗函数。
2018-07-12 astro-ph.SR
The amplitude of the cross-covariance function of solar oscillations as a diagnostic tool for wave attenuation and geometrical spreading
上下文在时距日震学中，波的传播时间是从太阳振荡的两点互协方差函数测量的，并用于对太阳对流区进行三维成像。然而，在互协方差函数的幅度中也存在例如关于地震波衰减的信息。目的。在这里，我们开发了一个方便的程序来测量太阳振荡的互协方差函数的振幅。方法.在该过程中，互协方差函数的幅度与互协方差函数线性相关，并且即使对于高水平的噪声也可以测量。结果作为一个例子的应用，我们测量的振幅扰动的地震波，通过活动区NOAA 9787太阳黑子传播。我们可以恢复振幅的变化，由于散射和衰减的波的太阳黑子和相关的有限波长的影响。结论.提出的互协方差振幅的定义是鲁棒的噪声，可用于测量的振幅在太阳内部的三维扰动下的玻恩近似，并将提供独立的信息从旅行时间。
2016-12-28 astro-ph.SR
Element Abundances: A New Diagnostic for the Solar Wind
我们研究了不同的元素丰度所表现出的闭环日冕和低速太阳风。两者都受到第一电离势（FIP）效应的影响，即FIP低于10 eV的元素（例如Mg，Si，Fe）相对于高FIP元素（例如O，Ne，Ar）的日冕丰度增加，但有细微的差异。FIP略高于10 eV的中间元素S、P和C在闭环中表现为高FIP元素，但在太阳风中更像低FIP元素。在色球层中有质动力的FIP分馏的基础上，我们讨论了这种差异可能起源的分馏方案。在氢为中性的色球层中，分馏作用较低，从而增强了S、P和C的丰度。这与非共振波，这是无处不在的开放领域的地区，也是更强的扭转阿尔芬波，而不是剪切（即平面）波。我们将讨论这些发现对作为低速太阳风来源的交换重联模型的影响。流出的太阳风最终一定是原本开放和封闭场中等离子体的混合物，混合的比例和程度应该取决于重连过程的细节。我们还描述了新的诊断紫外线和极紫外线光谱，现在可用这些新的见解，调查低速太阳风的起源和遥感交换重连的贡献的前景。
2019-05-22 astro-ph.SR
Decayless oscillations in solar coronal bright points
日冕环的无衰减扭折振荡（或简称无衰减振荡）自发现以来就引起了人们的极大关注。日冕亮点（CBPs）是一种小型的活动区域，由尺寸较小的环组成。然而，CBPs的无衰减振荡尚未被广泛报道。在这项研究中，我们确定了这种振荡的一些CBP使用171个月，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）拍摄的图像。在利用运动放大算法增加振荡幅度后，我们制作了时间-距离图来识别振荡信号。我们还估计了环路长度和速度振幅。我们分析了23个CBP，发现其中16个有31个振荡事件。振荡周期为1 ~ 8 min（平均约5 min），位移振幅平均为0.07 μ m，平均环长为23 μ m，速度振幅平均为1.57 \kms。不同的振荡参数之间的关系进行了研究。此外，我们执行了一个简单的前向模型，以说明如何检测这些亚像素振荡幅度（小于0.4 μ m）。模型的结果证实了我们的数据处理方法的可靠性。我们的研究表明，第一次，无衰减振荡是常见的小规模循环的CBP。这些振荡允许阿尔文速度和磁场强度的日冕地震诊断。
2022-03-31 astro-ph.SR
Using the Stokes V widths of Fe I lines for diagnostics of the intrinsic solar photospheric magnetic field
本研究的目的是探索一种利用不同磁敏Fe~I谱线的Stokes V宽度诊断太阳光球磁场的新方法。本文采用NICOLE辐射转移程序，在一维光球模型VAL C的基础上计算了几条Fe I线的Stokes I和V剖面。这些轮廓用于产生将固有磁场值与斯托克斯V轮廓的蓝色峰的宽度相关联的校准曲线。得到的校准曲线，然后测试使用的斯托克斯轮廓计算更现实的光球模型的基础上磁流体模型的磁对流。结果表明，开发的斯托克斯V宽度（SVW）方法可以用于各种光学和近红外线。在这项研究中考虑的六条线中，FeI 6301线似乎是最有效的：它对超过~ 200 G的场敏感，并且在~2kG以下不显示任何饱和。所考虑的其他线也可以用于利用该方法的光球场诊断，然而，仅在较窄的场值范围内，典型地从大约100 G到700- 1000 G。所开发的方法可以是一个有用的替代经典的磁力线比方法，特别是当线的选择是有限的。
2019-12-06 astro-ph.SR
Solar Chromospheric Temperature Diagnostics: a joint ALMA-H$α$ analysis
我们提出了第一个高分辨率，同时观测太阳色球层的光学和毫米波长范围内，获得ALMA和IBIS仪器在邓恩太阳望远镜。在本文中，我们集中在ALMA波段3（3毫米，100 GHz）和H $α$ 656.3 nm线，以前确定为一个可能的诊断色球温度的核心宽度观察到的亮度温度之间的比较。我们发现，在我们的FOV所覆盖的斑，网络和原纤维的区域中，这两种诊断具有很好的相关性，在两者中观察到相似的空间结构。的相关性的强度是显着的，给定的毫米辐射的源函数服从当地的热力学平衡，而H $α$线的源函数，显着偏离当地的普朗克函数。观测到的ALMA亮度温度范围明显小于先前用来解释观测到的H $α$宽度变化的温度范围。我们采用的RH代码的正演模拟分析认为，H $α$宽度和ALMA亮度温度之间的强相关性是由它们的共享依赖于人口数$n_2$的第一激发态氢。这个人口数驱动毫米不透明度通过氢离子化通过巴耳末连续，和H $α$宽度通过曲线的增长一样的不透明度效果。最终，$n_2$群体通过增强或缺乏向下的Ly $α$通量来调节，这将两种诊断的形成高度分别相干地转移到具有不同温度的区域。
2019-06-20 astro-ph.SR
Effects of Stratification and Flows on P1/P2 Ratios and Anti-Node Shifts within Closed Loop Structures
太阳大气是一个动态的环境，不断演化形成各种各样的磁主导结构（日冕环，针状体，双折射等）。其在任何时候覆盖表面的显著百分比。许多这些结构中的振荡和波现在被广泛观察到，并导致了新的分析技术的太阳磁震学，其中等离子体的背景条件的推断可以通过研究磁流体动力学（MHD）波推导出来。在这里，我们概括了一种新的磁地震学方法，旨在推断密度分布的有界等离子体结构的关系，其基本和第一谐波。对太阳大气层的观测已经着重表明，导致等离子体结构内复杂密度分布的分层是常见的，从而使这项工作立即可用于太阳物理学。我们表明，在一个动态的波导，如何周期比不同于理想的谐波比普遍存在于均匀的结构。这些比值与最近的观测结果非常吻合。接下来，还分析了反节点移位。使用大气波导内的整体流的典型缩放参数，例如，日冕环，它被发现，可以预测显着的波腹位移，甚至到10微米的顺序。这将是非常鼓励设计具体的观测，以确认预测的波腹位移，并适用于太阳磁震学的发展理论，以获得更准确的太阳大气波导诊断。
2013-06-05 astro-ph.SR
Magnetic field diagnostics and spatio-temporal variability of the solar transition region
从色球层到日冕过渡区的磁场诊断面临着一个必须应用极紫外偏振光谱法的问题。虽然日冕诊断技术已经存在，通过红外日冕仪以上的边缘和无线电观测的磁盘上，过渡区的一个调查极端紫外线观测。然而，到目前为止，这种观测的成功是有限的，但有各种项目，以获得光谱偏振数据在极端紫外线在不久的将来。因此，这是及时的研究极化信号，我们可以期待这样的观测，通过现实的正演模拟。我们采用日冕的三维MHD正演模型，合成了C IV 1548 A的Stokes I和Stokes V剖面。即使为了达到所需的信噪比而进行了几分钟的积分，也可以预期斯托克斯V中的信号远高于0.001，尽管模型中的强度正在迅速变化（就像在观测中一样）。通常，强度的这种可变性被用作反对过渡区磁诊断的论据，过渡区磁诊断需要几分钟的曝光时间。然而，磁场的演变比强度慢得多，因此当在时间上积分时，（圆）偏振度保持相当恒定。我们的研究表明，测量过渡区磁场的可行性，如果可以达到0.001的顺序，我们可以预期从计划的仪器极化精度。
2013-03-07 astro-ph.SR
The Formation of IRIS Diagnostics. VII. The Formation of the OI 135.56 nm Line in the Solar Atmosphere
O I 135.56 nm谱线被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS）小型探测器任务所覆盖，该任务研究太阳大气层如何被激发。我们在这里研究的形成和诊断潜力，这条线的非LTE建模采用一维半经验和三维辐射磁流体动力学（RMHD）模型。我们研究的基本形成机制，并得出一个典型的模型原子，采用了必要的原子物理学的O I 135.56 nm线的形成。该原子模型有16个能级，并通过有效复合率描述了通过高激发能级的复合级联。电离平衡O I/O II通过电荷交换反应由氢电离平衡设定。在O I 135.56 nm线中的发射由复合级联主导，并且该线是光学薄的。最大发射的多普勒频移与其谱线形成区的垂直速度密切相关，谱线形成区通常位于1.0 - 1.5 μ m高度。线发射的总强度与电子密度的平方相关。由于O I 135.56 nm线在光学上很薄，因此发射线的宽度是非热速度的非常好的诊断。我们的结论是，O I 135.56 nm线是一个很好的探针的中间色球层，并恭维其他强大的色球层诊断IRIS，如Mg II的H & K线和C II线周围133.5 nm。
2015-09-22 astro-ph.SR
Coronal Diagnostics Via Modelling Periodic-Beaded Stripes of Solar Radio Bursts
Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, College of Physics and Electronic Information, Dezhou University（德州学院物理与电子信息学院空间环境与探测技术山东省重点实验室）；Center for Integrated Research on Space Science, Astronomy, and Physics, Institute of Frontier and Interdisciplinary Science, Shandong University（山东大学前沿交叉科学研究院空间科学、天体物理和物理学集成研究中心）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学空间科学学院空间环境与探测技术山东省重点实验室）
研究通过高分辨率数据揭示太阳射电爆发中的周期性珠状条纹结构，并建立基于双等离子体共振不稳定的定量诊断框架，确定发射区域的磁场和等离子体密度。
2026-04-29 astro-ph.SR
Solar BaII 4554 A line as Doppler diagnostics: NLTE analysis in 3D hydrodynamical model
本文的目的是分析多普勒图和多普勒仪技术的有效性，多普勒诊断的太阳光球速度使用的BaII 4554 A线。这两种技术进行评估的NLTE辐射转移计算的BaII 4554 A线的三维流体动力学模型的太阳对流。我们考虑的情况下，空间未涂抹的配置文件和配置文件涂抹的地面观测的分辨率。我们发现：（i）斑点重建多普勒速度图在300公里左右的高度很好地再现了“真实”速度，但有强烈下行流的颗粒间通道除外，在这些通道中速度可能被高估。(ii)在原始的和降低的空间分辨率下，雷达仪的速度都很好地代表了整个光球的“真实”速度。从涂抹的Ball 4554 A线轮廓的内翼导出的速度比外翼的速度更可靠。只有在高空间分辨率下，计算的晶间区内翼速度才比模型速度低（甚至符号相反）。(iii)在模拟BaII 4554 A谱线剖面时应考虑NLTE效应。这种效应在晶粒间区域更为明显。我们的分析支持这样的观点，即多普勒技术应用于BaII 4554 A线是一个有价值的工具，多普勒诊断的中间光球周围300公里。应用于这条线的λ计技术为我们提供了一个很好的机会来“追踪”沿整个光球直到温度最低值和色球层下部的非热运动。
2009-09-07 astro-ph.SR
The formation of IRIS diagnostics VI. The Diagnostic Potential of the C II Lines at 133.5 nm in the Solar Atmosphere
我们使用3D辐射磁流体动力学模型来研究模拟中的热力学量如何以可观测的量编码，从而探索133.5 nm线的诊断潜力。我们发现线芯强度与地层高度的温度有相关性，但相关性很弱，特别是当线芯强度较强时。线芯多普勒频移是在地层高度处的视线速度的良好量度。线宽取决于吸收曲线的宽度（热和非热宽度）和1.2-4的不透明度增宽因子，这是由于光学粗线形成，对于双峰曲线具有更大的增宽。133.5 nm线可以形成为高于和低于Mg II k线的核心，这取决于在14-50 kK温度范围内的等离子体的量。在该温度范围内更多的等离子体给出相对于Mg II k线芯更高的133.5nm形成高度。合成线的配置文件进行了比较IRIS观测。从模拟的线剖面导出的参数覆盖了观测中看到的参数范围，但平均而言，合成剖面太窄。我们将这种差异解释为在模拟箱中色球温度下缺乏等离子体和太小的非热速度的组合。合成谱和观测谱之间的性质分布的巨大差异表明，133.5 nm谱线是上色球层和下过渡区的强有力的诊断。
2015-08-19 astro-ph.SR
Solar Flare Prediction Using Magnetic Field Diagnostics Above the Photosphere
本文介绍了加权水平磁场梯度（WGM）耀斑预测方法在13个耀斑活动区（AR）三维外推磁位形中的应用。的主要目的是确定一个最佳的高度范围，如果有的话，在光球和低日冕之间的界面区域，在那里的耀斑爆发时间预测能力的WGM是最好的利用。最佳高度是耀斑预测，通过WGM方法，实现早于光球水平。三维磁结构，基于潜在的和非线性的无力场外推，构建研究的垂直范围从光球到低日冕的45公里的步长。WGM方法作为高度的函数应用于所有13个受某些选择标准约束的外展AR案例。我们发现，在太阳表面1000 ~ 1800 km的高度上应用WGM方法，可以使耀斑爆发时间的预测提高2-8小时，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-05-25 astro-ph.SR
