Helical Twisting Number and Braiding Linkage Number of Solar Coronal Loops
活动区的日冕环通常具有准圆形和螺旋扭曲（S形）的几何形状，这与偶极势场模型在前一种情况下是一致的，与非线性无力场模型与垂直电流在后一种情况下。另外，帕克型的日冕纳米耀斑模型假设，一个编织机制之间的未解决的环股，这是一个更复杂的拓扑模型。在这项研究中，我们使用的垂直电流近似的非势磁场的解决方案（满足发散自由和免费的条件），以表征螺旋圈数$N_{twist}$在扭曲的冠状环。我们用AIA和HMI/SDO测量了15个活动区的螺旋扭曲，并找到了$μ_{NP} = 15^\circ \pm 3^\circ$的平均非势角（势场和非势场方向之间）。得到的平均旋转扭转角是$φ= 49^\circ \pm 11^\circ$，它对应于相对于无扭转势场的$N_{twist}=φ/360^\circ = 0.14\pm0.03$圈数，绝对上限为$N_{twist} \lapprox 0.5$，远低于扭结不稳定极限$|N_{twist}| \gapprox 1$。捻匝数$N_{twist}$对应于编织拓扑中的高斯连接数$N_{link}$。我们的结论是，任何编织拓扑结构（使用$|N_{link}| \ge 1$）都无法解释在无力电晕中观察到的环的稳定性，也无法解释观察到的低扭转数。因此，帕克型纳米燃烧只能发生在非力自由环境中，例如色球层和过渡区。
2019-02-27 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
2025-11-11 astro-ph.SR
Force-free field modeling of twist and braiding-induced magnetic energy in an active-region corona
在日冕中的编织磁场线可能会耗散足够的能量来解释活动区日冕中观测到的增亮现象，这一理论概念直到最近才被高分辨率观测所证实。根据对使用高分辨率日冕成像仪获得的日冕图像的分析，Cirtain等人于2013年报告了磁场线编织的第一个观测证据（以下简称CG 13）。我们提出了非线性无力重建的相关的日冕磁场矢量SDO/HMI磁图的基础上。我们提供了与编织冠状结构相关的自由磁能的估计。我们的模型结果表明（~100倍）更多的自由能在编织网站比CG 13分析估计，加强的可能性，活跃区电晕被加热的场线编织。我们能够适当地评估日冕自由能，通过使用矢量场测量和属性较低的能量估计CG 13低估（由10倍）的方位场强度。我们还量化了CG 13声称的与耀斑有关的通量绳的总扭转的增加。从我们的模型中，我们发现通量绳的总扭曲在12分钟内增加了大约半圈。与另一种方法不同，我们将我们的结果与之进行比较，我们纯粹基于其建模的日冕3D场线几何形状来评估磁通绳的组成场线彼此缠绕-据我们所知，这是第一次。
2013-11-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Numerical Simulations of Coronal Heating through Footpoint Braiding
先进的三维辐射MHD模拟现在再现了太阳外层大气的许多特性。当包括从对流区到日冕的域，热色球和日冕是自洽维持。在这里，我们研究了两个现实模型，具有不同的模拟面积，磁场强度和拓扑结构，和数值分辨率。这些进行比较，以表征加热的3D-MHD模拟，自洽地保持大气的结构。分析了大尺度和小尺度下的加热现象，发现加热在空间上具有阶段性和高度结构性，但沿环状结构发生，并随磁场运动。在大尺度上，我们发现，每个粒子的加热是最大的过渡区附近，广泛分布的相反极性的领域在光球导致一个更大的加热规模的日冕高度。在较小的尺度上，加热集中在电流片中，电流片的厚度由数值分辨率决定。一些电流片的碎片在时间上，这个过程更容易发生在更高分辨率的模型，导致空间高度间歇性加热。发现大尺度加热结构在不到5分钟的时间内消失，而较小的局部加热在一个模型中显示了2分钟的时间尺度，在另一个更高分辨率的模型中显示了1分钟的时间尺度。
2015-08-28 astro-ph.SR
An overview of flux braiding experiments
本文综述了磁编织相关数值模拟研究，指出有限厚度电流层随时间指数减薄、有限电阻率下会触发能量释放，日冕在边界驱动下呈动态统计稳态，磁编织是有潜力的日冕加热机制，但仍需更多研究验证其可行性。
2014-11-10 astro-ph.SR
Morphological evidence for nanoflares heating warm loops in the solar corona
本研究利用AIA图像的超分辨率重建技术，在表观单一日冕环内观测到编织丝状结构的互换演化及高温瞬态辐射，为纳耀斑通过磁重联加热日冕提供了形态学证据。
2023-09-18 astro-ph.SR
Coronal Non-Thermal and Doppler Plasma Flows Driven by Photospheric Flux in 28 Active Regions
University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院，穆拉德空间科学实验室）；University of Vienna, Institute of Astrophysics（维也纳大学，天体物理研究所）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；NASA Goddard Space Flight Center, Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心，太阳物理学实验室，日球物理科学部）；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）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
本研究通过分析28个活跃区域的数据，发现光球磁通量与日冕谱线展宽存在中等相关性，表明光球磁场通过注入坡印廷流加热日冕，但受限于现有仪器无法区分MHD波加热与磁场编织加热。
2026-02-17 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
Estimating the rate of field line braiding in the solar corona by photospheric flows
在本文中，我们试图了解的时间尺度上的光球运动的太阳编织日冕磁场线。这是决定编织机制可行性的关键因素，可以解释日冕中观察到的高温。我们研究的拓扑结构的复杂性，在日冕磁场诱导，主要是利用磁对流模拟提取的等离子体运动。这种拓扑复杂性量化使用场线缠绕，有限时间拓扑熵和被动标量混合。有了这些措施，我们对比混合效率的磁对流模拟，一个基准流被称为“闪烁的漩涡”，最后光球流推断从序列中观察到的磁图使用本地相关跟踪。虽然高分辨率的磁对流模拟引起了强烈的磁力线缠绕和有限时间拓扑熵，从斑区的观测获得的值是一个数量级左右的小。这种行为被带到有限时间拓扑熵。然而，结果表明，光球运动引起复杂的纠缠的日冕场的时间尺度上的小时。
2018-05-08 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Stellar coronal X-ray emission and surface magnetic flux
观测表明，太阳和其他恒星的日冕X射线发射取决于表面磁场。利用不同物理参数之间的幂律标度关系，我们建立了一个分析模型，将观测到的X射线发射与磁通量联系起来。我们模型的基础是Rosner，Tucker \& Vaiana（RTV）的标度律，该标度律将日冕环的温度和压力与其长度和能量输入联系起来。为了估计进入高层大气的能量通量，我们使用不同的加热机制，例如场线编织或阿尔芬波加热导出的定标。我们补充这一点，观察到的活动区域的大小和磁通量之间的关系，并推导出缩放的X射线发射率取决于温度。基于我们的分析模型，我们发现一个幂律依赖的X射线发射的磁通量，$L_{\rm X}\propto Φ^m$，与幂律指数$m$的范围从1到2。这一发现与广泛的观测结果相一致，从太阳上的单个特征，例如亮点或活动区域，到不同类型和不同活动水平的恒星。幂律指数$m$取决于加热机制的选择，我们的结果稍微有利于编织和nanoflare的情况下阿尔文波加热。此外，仪器的选择也会对幂律指数$m$产生影响，这是因为观测的波长区域对日冕等离子体温度的敏感性。总的来说，我们的简单的分析模型的基础上的RTV标度律给出了一个很好的代表所观察到的X射线发射。这强调了我们可能能够通过一系列基本的构建模块（即环）来理解恒星日冕活动，我们可以在太阳上研究空间分辨的细节。
2020-06-24 astro-ph.SR
Coronal energy input and dissipation in a solar active region 3D MHD model
上下文我们已经进行了一个3D MHD模拟的太阳活动区（AR）以上的日冕在全尺寸和高分辨率，其中显示了日冕环，等离子体流在其中，类似于观测。目的。我们希望找到通过场线编织的光球能量输入与通过感应电流的欧姆耗散的日冕能量转换之间的联系。方法.为此，我们比较了日冕能量输入和耗散在我们的模拟域以上的不同领域的看法，例如，在AR核心的一个小循环系统。我们还选择了一组场线进行比较，例如，沿着这些磁力线输入到每个粒子的加热的磁能。结果我们发现一个增强的欧姆耗散的电流在电晕上述地区，也有增强向上指向坡印亭通量。这些区域与在AR核心内观察到的热日冕环的区域相吻合。日冕密度在估算日冕温度时起着一定的作用，这是由于产生的热量输入。光球层中需要大约200高斯的最小通量密度来将场线加热到大约1 MK的日冕温度。结论.这表明场线编织机制提供了日冕能量输入，而感应电流的欧姆耗散主导了日冕加热机制。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Predictions of DKIST/DL-NIRSP observations for an off-limb kink-unstable coronal loop
合成强度图是从一个三维扭结不稳定的磁通绳模拟使用几个DKIST/DL-NIRSP谱线，使能量传输和释放的观测信号的预测。重建的大视场强度马赛克和单瓦坐着凝视高节奏的图像序列显示详细的，精细的尺度结构，并表现出波的传播，热量，流量和细尺度爆发的重新分配的签名。这些精细尺度的爆发出现在合成多普勒速度图中，可以解释为环边界处小尺度磁重联的证据。谱线揭示了环的不同热力学结构，较热的谱线显示了环的内部和编织，较冷的谱线显示了环的径向边缘。DL-NIRSP的合成观测保留了径向膨胀，因此可以精确地测量环半径。利用Fe~（\textsc{xiii}）谱线在10747和10798能级处的强度比可以估算出电子数密度。在演化的后期阶段，由该比值估算的密度在$\pm10\%$范围内是正确的，然而，当视线密度不均匀性对Fe~ \textsc{xiii}强度有贡献时，其初始精度较低，导致$\approx30\%$对密度的过度预测。所识别的特征都高于仪器噪声的保守估计，因此将是可检测的。总之，我们使用了正演模拟来证明DKIST/DL-NIRSP的冠状离臂模式将能够检测到扭结不稳定环的多个独立特征，并观察小规模瞬态特征，包括环编织/扭曲和发生在环径向边缘的小规模重连事件。
2018-07-13 astro-ph.SR
Spectral analysis of 3D MHD models of coronal structures
我们研究极紫外发射线光谱来自三维磁流体力学模型的结构在日冕。为了在数值实验中研究光球层磁活动增加的影响，在光球层施加了比太阳高得多的磁通量密度。因此，我们可以期待我们的结果突出太阳和更活跃但仍像太阳的恒星之间的差异。我们讨论了从这些模型合成的极紫外线发射线中看到的签名，并将其与过渡区和日冕中形成的线中多普勒频移的空间分布和时间演变中发现的签名进行比较。这是主要的兴趣，以测试质量的基本磁流体动力学模型加热日冕，即电流在日冕驱动的光球运动（磁通编织）。
2009-04-15 astro-ph.SR
Magnetic Braiding and Quasi-Separatrix Layers
挤压因子Q（Titov等人，2002）是磁场映射的一个特性，被认为是天体物理等离子体中电流片形成和随后磁重联的一个指标。在这里，我们测试这一假设的一个特定类别的编织磁场，作为一个模型的太阳日冕环。我们探讨准分界层（QSL），即具有高Q值的层状结构，电流和集成的并联电流之间的关系，后者是一个量密切相关的重联率。结果表明，随着磁场编织程度的增加，Q值的最大值呈指数增长。同时，Q值的分布变得越来越具有规律性，高Q层的宽度呈指数减小。这伴随着层数的增加，使得随着场越来越多地编织，体积变得被无数薄QSL占据。QSL没有被发现是很好的预测目前的功能，在这一类的编织领域。事实上，尽管存在多个QSL，但在理想松弛下，与场相关的电流保持平滑和大规模;场动态地调整到平滑平衡。高Q值的区域被发现是更好地相关的区域的高集成的并联电流比实际的电流片。
2009-07-22 astro-ph.SR
Heating of braided coronal loops
我们调查的放松编织磁回路，以找出如何通过足点运动的编织类型影响所得的加热的循环。两个磁回路，以不同的方式编织，被用来作为初始条件的电阻MHD模拟和其随后的演变进行了研究。场都经历电阻弛豫，其中电流片形成和碎片，并且系统朝向较低能量的状态演化。在一种情况下，这种松弛是非常有效的，电流片填充体积和均匀加热的环路发生。在另一种情况下，较少的电流片发展，较少的磁能被释放的过程中，一个不完整的加热环的结果。这两种情况虽然在设置上非常相似，但可以通过光球驱动器的混合特性来区分。混合可以通过等离子体流的拓扑熵来测量，这是一个可观察的量。
2011-11-04 astro-ph.SR
Trigger Mechanism of Solar Subflares in a Braided Coronal Magnetic Structure
通过连续的足点运动，日冕磁环的精细编织可能通过纳米耀斑为日冕加热提供动力，纳米耀斑是内部重连的自发精细爆发。最初的纳米耀斑可能会引发辫子重新连接的雪崩，形成微耀斑或更大的亚耀斑。与这种内部触发的亚耀斑相反，我们观察到外部触发的亚耀斑在编织的日冕磁场观察到的{ \it高分辨率日冕成像仪（Hi-C）}。我们使用{ \it SDO}/AIA在1600、193、94光年获得的12秒节奏图像和{ \it SDO}/HMI记录的磁图来跟踪这些次耀斑的发展，这些磁图以{ \it Hi-C}观测时间为中心，持续4个小时。这些数据表明，许多经常性的小规模增亮的过渡区发射发生在极性反转线上的磁通量抵消发生。我们详细介绍了一个明显的爆发的两个环的重连在过渡区下的编织冠状场，适合释放一个短的重连环向下和一个较长的重连环向上的例子。短环大概淹没在光球层，参与观测到的通量抵消。上覆的辫状磁场中的次耀斑显然是由重联释放的上行环对辫状磁场的扰动触发的。在这个编织结构中观察到的至少10个次耀斑似乎是以这种方式触发的。这种日冕次耀斑的外部触发机制在其他活动区有多普遍，以及它对日冕加热的重要性，还有待观察。
2014-10-16 astro-ph.SR
Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above an active region
目标。我们的目标是采用一个三维磁流体动力学（MHD）模型，包括光谱合成模拟日冕在观测到的太阳活动区。这将使我们能够判断3D模型中内置的日冕加热机制的优点。方法.光球观测的磁场和水平速度在一个活跃的区域被用来驱动我们的日冕模拟从底部。由此产生的电流通过欧姆耗散加热电晕。热传导重新分配最终通过光学薄辐射损失的能量。基于MHD模型，我们合成了日冕发射线的轮廓，可以直接与同一活动区的实际日冕观测进行比较。结果在合成的模型数据中，我们发现热日冕环路，其主机虹吸流或通过排水膨胀和失去质量。这些合成的环与观察到的结构处于相同的位置，并且在多普勒频移方面显示出类似的动力学。通过与Hinode数据的比较以及与来自STEREO的数据的3D立体重建显示这种匹配。结论.与实际观测结果的相当大的匹配表明，导致日冕能量输入的场线编织机制提供了热量输入在空间和时间上的适当分布。从这一点，我们得出结论，在一个活跃的地区的场线编织是占主导地位的加热过程，至少在空间尺度上提供给目前的观测。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the complex nature of coronal heating
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学数学与统计学院）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）；School of Information and Physical Sciences, University of Newcastle（纽卡斯尔大学信息与物理科学学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）
研究通过三维磁流体动力学模拟揭示日冕加热过程中磁结构与等离子体性质的复杂相互作用，指出单一磁流管模型无法准确描述日冕环的结构。
2025-12-19 astro-ph.SR
A solar coronal loop in a box: Energy generation and heating
日冕环是太阳上层大气的基本组成部分。理解它们是如何被激发、构造和演化的，是理解恒星日冕的关键。在这里，我们研究如何加热的能量，以光球磁对流，输送到高层大气中的环，以及如何形成的日冕环的内部结构。在一个三维磁流体动力学（MHD）模型中，我们研究了一个孤立的冠环植根于两个脚点在对流区内的浅层使用MURaM代码。为了解决它的内部结构，我们限制了计算域的矩形框包含一个单一的冠状环作为一个拉直的磁通量管。考虑了场向热传导、光球层和色球层中的灰色辐射转移以及日冕中的光学薄辐射损失。允许足点与其周围的颗粒自洽地相互作用。该环由坡印廷通量加热，坡印廷通量是通过光球中单个磁集中内的小尺度运动自洽产生的。湍流在大气的上层发展，作为对足点运动的响应。我们几乎没有看到任何迹象表明，在给定的足点上，来自不同光球浓度的磁通量管的大规模编织会加热。合成发射，因为它将被观察到的大气成像组件或X射线望远镜，揭示了短暂的明亮的链，形成响应加热事件。总的来说，我们的模型大致再现了日冕环内观察到的等离子体的性质和演化。有了这个模型，我们可以建立一个连贯的图片如何加热高层大气的能量通量是在太阳表面附近产生的，以及这个过程如何驱动和控制日冕环的加热和动力学。
2021-12-21 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
An improved MHD simulation of the 2006 December 13 coronal mass ejection of active region NOAA 10930
我们对2006年12月13日出现的三角洲太阳黑子活动区10930中的日冕物质抛射（CME）进行了磁流体动力学（MHD）模拟，改进了Fan（2016）之前的模拟，如下所示。(1)将太阳风纳入环境，而不是使用静态位磁场外推作为初始状态。(2)除了施加扭曲磁通绳的出现之外，还在下边界处施加表示湍流对流的效果的随机电场，其驱动场线编织并在电晕中产生电阻和粘性加热。包括这种加热，这取决于磁场拓扑结构，我们能够模拟合成软X射线图像，将观察到的X射线望远镜（XRT）的日之出卫星，由模拟的日冕磁场。我们发现，模拟的预喷发磁场与建立一个扭曲的磁通量绳，产生合成的软X射线发射，显示定性相似的形态所观察到的日野/XRT的活动区和中央的反S形的“S形”，锐化之前爆发的发病。合成的耀斑后环增亮也显示出类似的形态，在爆发的脉冲阶段在日出/XRT图像中看到的。研究发现，磁绳喷发的运动学特征受活动区附近的开放磁场和快速太阳风流的影响显著。
2022-11-07 astro-ph.SR
Parallel plasma loops and the energization of the solar corona
太阳的外层大气是由等离子体组成的，等离子体的温度远远超过可见表面。我们研究了在活动区域的核心中看到的短的冷和暖（<1 MK）回路，以解决场线编织在为这些结构提供能量中的作用。我们报告的意见，从高分辨率日冕成像仪（Hi-C）已获得的协调活动与接口区域成像光谱仪（IRIS）。在有源区的核心，Hi-C的172 A带和IRIS的1400 A通道显示了平行运行的不同温度下的等离子体回路。在两个波段中看到的环之间存在小于1弧秒的小但可检测的空间偏移。最重要的是，我们没有看到这些环可能相互扭曲的观测特征。考虑到磁性编织的情况，我们对平行线圈的观察意味着，施加编织时，施加到磁场中的应力必须松弛：磁场在这些长度尺度上永远不会达到与线圈分离相当的高度编织状态。这支持了最近的环形编织的数值3D模型，其中有效耗散足够大，使得磁场不会在环内变得高度扭曲。
2022-05-31 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
A weak coronal heating event associated with periodic particle acceleration episodes
弱加热事件在日冕中是普遍而频繁的。它们从局部磁场获得能量，并形成局部加热的主要来源，其特征在EUV和X射线波段中可见。它们的无线电发射来自各种等离子体不稳定性，导致相干辐射，使即使是微弱的耀斑也显得非常明亮。因此，无线电观测探测非平衡动力学等离子体演化提供补充信息。然而，一个强大的研究无线电发射从一个弱的事件在许多同时发生的事件，需要高动态范围成像在亚秒和亚MHz的分辨率，由于他们的高频谱-时间的变化。这种观测直到最近才成为可能，这是对一个活动区环的第一次空间分辨研究，该环承载着一个瞬态增亮（ARTB），并与米波I型噪声风暴动态相关。它使用米波、极紫外线和X射线波段的成像观测以及磁图数据。我们相信这是第一次对I型源进行光谱无线电成像研究，其数据是使用Murchison Widefield Array获得的。我们报告发现30秒的准周期振荡（QPO）的射电光变曲线，骑在一个相干的基线通量。在与ARTB相关的微耀斑期间，QPO的强度和基线通量增强。我们的观测结果表明，在典型的磁场编织尺度上，磁应力在Alfvén时间尺度（30 s）上积累，然后通过一系列弱重联事件消散。
2019-07-24 astro-ph.SR
Parametrization of coronal heating: spatial distribution and observable consequences
我们调查的能量输入的空间分布的差异参数化的不同机制来加热日冕的太阳和日冕发射的可能影响。我们使用一个三维MHD模型的太阳活动区作为参考，并比较欧姆型加热在这个模型中的参数化的交流（AC）和直流（DC）加热模型，特别是，我们使用阿尔芬波和MHD湍流加热。我们从参考模型中提取这两个参数化所需的量，并研究在所有三种情况下，全球和沿个别场线的热输入的空间分布。为了研究由此产生的日冕发射的差异，我们采用了1D环路模型与规定的热输入的基础上，我们提取沿一束场线的加热速率。平均而言，所有加热实施方式显示加热速率随高度大致下降。这也适用于单个场线。虽然所有的机制都显示出对大气低部分的能量输入的集中，但对于单个场线，DC机制对足点的集中比Alfven波AC情况强得多。相比之下，AC模型给出了朝向足点的更强的排放浓度。这是因为能量输入的更均匀分布导致更高的日冕温度和更扩展的过渡区。对于AC和DC机制，朝向足点的热输入的浓度的显著差异，以及对于这些情况，日冕发射的空间分布的指向差异表明，这两种机制应该通过观测来区分。在得出最终结论之前，这些参数化应该以更加自洽的方式在新的3D模型中实现。
2013-03-06 astro-ph.SR
A self-consistent solar coronal heating model by Alfvenic waves
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
该研究通过三维辐射磁流体力学模拟证实，太阳日冕主要由阿尔文波湍流主导的AC加热，占比至少80%，支持空间天气研究中AWSoM等阿尔文波湍流模型的应用。
2026-08-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Acceleration of Type 2 Spicules in the Solar Chromosphere - 2: Viscous Braking and Upper Bounds on Coronal Energy Input
一个磁流体动力学模型被用来确定条件下，洛伦兹力加速等离子体的2型针状速度在色球。该模型概括了以前的模型，包括一个更现实的prespicule状态，和垂直粘性力。在上色球层条件下的两种情况下的加速度被认为是。这些情况下的磁场强度为<= 12.5和25 G。等离子体在100秒内被加速到66和78 km/s的终端垂直速度，而零粘度的情况下为124和397 km/s。流动局限于水平直径约80和50公里。粘性耗散产生的总热能比焦耳耗散产生的总热能大约10倍，但由于稀薄而产生的总冷却量大于该能量。压缩加热在加速的早期阶段占主导地位。2型针状体注入日冕的最大能量，定义为上色球层的能流，可能在很大程度上平衡了平静区域的总日冕能量损失，也可能是冕洞，但不是在活跃区域。提出了晶间区出现的磁通量驱动2型针状体的观点。
2014-03-11 astro-ph.SR
A model for the formation of the active region corona driven by magnetic flux emergence
我们提出的第一个模型，耦合的太阳活动区的日冕的形成的太阳黑子对的出现的模型。这使我们能够研究何时，何地以及为什么活跃区域循环形成，以及它们如何演变。我们使用一个三维辐射MHD模拟的出现一个活跃的区域，通过上层对流区和光球作为一个三维MHD日冕模型的下边界。后者解释了磁场线的编织，它在电晕中感应出电流，加热等离子体。我们合成的日冕辐射直接比较的意见。从一个基本上没有磁场的大气层开始，我们遵循着充满磁场和等离子体的日冕。许多个别可识别的热日冕环形成，并达到远高于1 MK的温度，密度与观测相当。这些环的足迹被发现在小块的磁通量集中移动到太阳黑子。环的形成是由在光球层中的脚点处向上指向的坡印廷通量的增加触发的。在合成的EUV发射中，这些环在几分钟内形成。第一个EUV环看起来像一个细管，然后上升并在水平方向上显著扩展。后来，空间不均匀的热输入导致在不断增长的外壳中形成多个环或链的碎片系统。
2014-02-21 astro-ph.SR
Evolution of Coronal Mass Ejections in Different Data-Driven Solar Wind Conditions
University of Michigan（密歇根大学）；Boston University（波士顿大学）
本研究通过不同数据驱动模型驱动AWSoM，探讨输入磁场图谱对CME传播的影响，揭示不同输入条件对日冕物质抛射演化的重要性。
2026-02-02 astro-ph.SR
CMEchaser, detecting line-of-sight occultations due to Coronal Mass Ejections
我们提出了一个基于Python的工具来检测由前景太阳日冕物质抛射引起的背景源掩星。该工具将源的标准天体坐标作为输入，并将其转换为Helioprojective平面，因此非常适合用于各种背景天文源。该工具提供了一种简单的方法来搜索大型归档数据集，并依赖于经过良好测试的Astropy和Sunpy模块。
2020-08-27 astro-ph.SR
2D cellular automaton model for the evolution of active region coronal plasmas
研究了日冕环等离子体演化的二维元胞自动机（CA）模型。这个模型是基于这样一个想法，即日冕环是由基本的磁链组成的，这些磁链是缠结在一起的，并因光球运动而使它们的足点发生位移而受到应力。相邻股之间积累的磁应力在突然的重连事件或加热等离子体的纳米火花中释放。我们结合CA模型和基于焓的热演化环（EBTEL）模型来计算等离子体对加热事件的响应。使用已知的响应XRT望远镜板日之出，我们还获得了合成数据。该模型遵循易于理解的标度定律，将输出（纳米耀斑能量，温度，密度，强度）与输入参数（场强，链长，临界失准角）联系起来。纳米片具有幂律分布，其普遍斜率为-2.5，与输入参数无关。的重复频率的纳米片，表示在等离子体冷却时间，随着链长度增加。我们讨论了我们的结果的影响的问题的加热和演化的活动区日冕等离子体。
2016-07-13 astro-ph.SR
Direct Observation of Coronal Magnetic Fields by Vector Tomography of the Coronal Emission Line Polarizations
本文介绍了第一次直接“观察”的全球规模，三维日冕磁场的卡林顿旋转（CR）周期2112使用矢量层析反演技术。矢量层析成像反演使用观测测量的Fe { \sc{xiii} } 10747日冕Hanle效应偏振信号的日冕多通道偏振计（CoMP）和日冕密度和温度结构从标量层析成像反演的STEREO/EUVI日冕发射线（CEL）强度图像作为输入，以获得一个日冕磁场模型，最好地再现所观察到的偏振信号。虽然不能进行独立的验证的矢量层析成像结果，我们比较了层析成像反演的冠状磁场与磁流体动力学（MHD）模拟的基础上观察到的光球磁场的CR 2112和2113。我们发现，CR 2112的MHD模型是定性一致的层析成像反演结果的大部分重建域，除了一对夫妇的区域。特别是对于一个最值得注意的例外区域，我们发现，CR 2113的MHD模拟预测的模型更接近于矢量层析成像反向磁场。我们讨论了层析反演技术的效用和局限性，并提出了未来发展的想法。
2016-07-15 astro-ph.SR
Where is the chromospheric response to conductive energy input from a hot pre-flare coronal loop?
在硬X射线观测到耀斑爆发之前，通常会有一个长时间的预耀斑或预热阶段，没有可检测到的硬X射线发射，但有明显的软X射线发射，这表明能量已经在这个阶段释放并沉积到日冕和色球层中。本文分析了日冕源加热的时间演化和色球层在预热阶段的响应，以探讨太阳耀斑早期能量释放和输送的起源和性质。同时X射线，EUV，和微波观测的一个良好的观察耀斑与延长的预热阶段进行了分析，研究的热发射的时间演化，并确定粒子加速的发病。在预热阶段的20分钟期间，我们没有发现加速电子的迹象，无论是在硬X射线还是在微波发射中。然而，在预热阶段的总能量预算表明，能量必须提供给燃烧回路，以维持所观察到的温度和排放措施。在假设这种能量通过热传导向色球层传输的情况下，预计色球层会有大量的能量沉积。然而，没有可检测到的增加，在AIA波长通道的发射敏感的色球温度进行观察。观测结果表明，在粒子加速开始之前，耀斑环中的能量释放和沉积，但观测结果不支持能量被传导到色球层并随后加热色球层的模型。
2014-05-19 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
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
Heliospheric Propagation of Coronal Mass Ejections: Drag-Based Model Fitting
所谓的基于阻力的模型（DBM）分析模拟了行星际空间中日冕物质抛射（CME）的传播，并允许预测它们到达日光层（“目标”）中任何一点的时间和撞击速度。DBM是基于这样的假设，即在距离太阳20个太阳半径之外，CME上的主要作用力是“空气动力学”阻力。在DBM的标准形式中，用户临时选择模型输入参数的值，通过这些值来定义CME在整个太阳-“目标”距离范围内的运动学。模型输入参数的选择通常基于先前进行的几项统计研究。换句话说，该模型是由特设实施的南极洲为基础的值的输入参数，这不一定是适当的继续医学教育研究。此外，这样的程序缺乏定量信息的模拟再现日冕物质抛射的日冕照相观察到的运动学，因此不提供到达预测的可靠性的估计。在本文中，我们提出了DBM采用它的形式，采用CME观测在给定的距离范围内，以评估最合适的模型输入参数为一个给定的CME通过最小二乘拟合。此外，新版本的模式自动响应环境介质条件（太阳风速度、密度、CME-CME相互作用等）的任何重大变化。根据CME运动学的变化改变模型输入参数。先进的DBM形成的形式，可以很容易地采用实时空间天气预报的业务系统，通过迅速调整到一个连续扩大的观测数据集，从而提供了一个连续改进的预测CME的到来。
2015-06-29 astro-ph.SR
A new technique to provide realistic input to CME forecasting models
我们报告的技术来构建一个通量绳（FR）在太阳喷发数据。该技术涉及视线磁场，喷发后的拱廊在日冕，和白光日冕物质抛射（CME），使FR的几何和磁特性，可以完全定义除了运动学特性。我们把这个FR称为FRED（Flux Rope from Emursion Data）。我们说明了FRED建设使用2012年7月12日爆发和比较的FR的日冕和行星际性质。结果表明，FRED输入应有助于作出现实的预测的FR磁场在日光层的组成部分。
2017-11-21 astro-ph.SR
Coronal hole evolution from multi-viewpoint data as input for a STEREO solar wind speed persistence model
我们提出了一个地球太阳风预测方法的概念研究，基于STEREO现场测量结合多视点EUV观测数据的持久性建模。通过比较从STEREO和SoHO/SDO的EUV数据中提取的冕洞（CH）的分数面积，我们进行了来自CH变化的不确定性评估，并将这些变化应用于预测的太阳风速度分布在1 AU。我们评估的时间段2008-2012年的方法，并比较结果的持久性模型的基础上ACE原位测量和立体声持久性模型没有实现CH演变的信息。与基于ACE的持久性模型相比，考虑CH演化的STEREO持久性模型的性能能够将正确预测的高速流的数量增加约12%，并且将丢失流的数量减少约23%，并且将虚警的数量减少约19%。然而，增加的CH演变的信息是不能提供更准确的速度值的预测比使用STEREO持久性模型没有CH信息，其表现优于基于ACE的持久性模型。通过研究在地球以东25 ° ~ 140°范围内不同分离角的STEREO和地球视图之间的CH演化，我们得到了CH扩展与太阳风速度增加之间的一些关系，但CH衰减与太阳风速度减小之间的关系不太清楚。这一事实很可能阻止该方法做出更精确的预测。所获得的结果支持未来的L5任务，并显示了使用多视点数据的重要性和宝贵贡献。
2018-01-30 astro-ph.SR
Stellar X-rays and magnetic activity in 3D MHD coronal models
观测表明X射线中的日冕辐射$L_{\rm{X}}$和恒星表面的总（无符号）磁通量$Φ$之间存在幂律关系。这种关系的物理基础知之甚少。我们使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）的数值模型的日冕以上的活动区域，即强浓度的磁场，调查的$L_{\rm{X}}$与$Φ$的关系，并说明这种关系与分析模型的基础上简单的良好的缩放关系。在三维MHD模型中，表面附近的水平（对流）运动在日冕磁场中感应出电流，这些电流被耗散并加热等离子体。这自洽地产生了温度为1 MK的电晕。我们运行一系列模型，通过改变（峰值）磁场强度，同时保持所有其他参数固定，使表面的（无符号）磁通量不同。在三维MHD模型中，我们发现，输入到电晕的能量，其特征在于无论是坡印亭通量或总体积加热，尺度与无符号的表面通量$Φ$大致平方。这是通过场线编织加热的预期结果。我们的中心结果是X射线发射的非线性标度为$L_{\rm{X}}\propto Φ^{3.44}$。这种比例比最近的观测结果稍陡，最近的观测结果给出的幂律指数只有2或3。假设在实际恒星上，不仅活动区的峰值磁场强度发生变化，而且活动区的数量（或表面填充因子）也发生变化，我们的结果与观测结果是一致的。我们的模型提供的迹象是什么原因导致急剧增加的X射线光度的四个数量级从太阳型活动快速旋转的活跃恒星。
2021-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Energy distribution of solar flare events
磁场线编织的观测证据已被报道。磁环（纳米耀斑）内的磁重联以及磁环与其他磁环（微耀斑）的磁重联使磁场解开。然后日冕磁场重新组织，以获得一个无力的磁场结构。我们已经评估了幂律指数的能量分布$f(E)=f_0 E^{-α}$通过使用模型的松弛纳入不同的轮廓函数的缠绕数分布$f(w)$的编织拓扑结构的基础上。利用高里比达努尔射电天文台（IIA）的射电观测资料，研究了日冕中的射电信号，并利用统计敏感的非线性迭代削峰（SNIP）算法提取了幂律指数。我们看到，由模型得到的幂律指数与无线电数据观测的计算值吻合得很好。
2018-05-22 astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Evolution of Solar Active Regions: the Complex AR12565 and AR12567
我们进行了两个封闭的活动区（AR）的磁流体动力学（MHD）的数值模拟。输入的磁场值是根据光球磁场的观测结果外推计算的日冕磁场。所研究的活动区NOAA AR12565和AR12567被登记为不同的双极区。我们的研究，三维日冕外推，以及数值MHD实验，揭示了实际上，他们一起演变为一个四极活动区。第二个区域后来出现在AR 12565的环系统下，并与此分离。其间形成的自然电流片对爆发性事件（耀斑和日冕物质抛射）的发生起着重要作用。
2017-03-18 astro-ph.SR
Responses of a Coronal Hole to a Fast Flare-Driven Coronal Wave
研究结合极紫外与莱曼α观测及微分发射度分析，量化X5.0耀斑驱动日冕波对相邻日冕洞温密度和能量输入的影响。
2025-06-10 astro-ph.SR
Efficient and Automated Inversions of Magnetically-Sensitive Forbidden Coronal Lines: CLEDB -- The Coronal Line Emission DataBase Magnetic Field Inversion Algorithm
我们提出了CLEDB，一个“单点反演”算法推断磁参数使用I，Q，U和V斯托克斯参数的禁磁偶极子线形成的日冕。我们选择感兴趣的线和构造数据库的斯托克斯参数的组合等离子体的热和磁配置。通过利用对称性，这种数据库的大小和复杂性大大降低。使用波长积分的线轮廓，其中每一个可能被分解成几个视线组件，我们搜索最接近的匹配所观察到的斯托克斯参数计算对应于所观察到的区域的伸长率。该方法旨在应用于同时观察到的两条或多条线。该解决方案最初产生的磁取向，热性能，和空间位置的发射等离子体在三维空间。每个观测返回多个可能的解，包括不可约简并，其中通常两个解的集合与两个输入I、Q、U和V测量兼容。在求解散射几何时，该方法避免了Dima & Schad（2020）指出的额外简并。磁场强度是分别从观察到的数据库斯托克斯V数据的简单比率，在热性能和散射几何解决方案已经确定。
2022-04-29 astro-ph.SR
Modeling CME encounters at Parker Solar Probe with OSPREI: Dependence on photospheric and coronal conditions
研究利用OSPREI模型模拟PSP观测的四个CME，发现模型对光球磁图和PFSS源面高度等输入条件具有中等敏感性，且不存在普适最佳组合，需根据CME源区位置选择磁图。
2023-03-19 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Coronal Jets: Observations, Theory, and Modeling
日冕喷流是无处不在的太阳瞬变现象的重要表现形式，它可能是向高层太阳大气和太阳风输入大量质量和能量的来源。虽然类似喷流的事件所涉及的能量小于“标称”太阳耀斑和日冕物质抛射（CME），但喷流与这些现象有许多共同的特性，特别是爆炸性磁驱动动力学。因此，对喷流的研究可以为理解太阳活动的更大，更复杂的驱动因素提供关键的见解。在尺寸谱的另一边，对喷流的研究也可以为接近或处于当前空间分辨率极限的瞬态物理学提供重要线索，如针状体。此外，喷流现象可能暗示了加热日冕和加速太阳风的基本过程;因此，对它们的研究给了我们机会来解决广泛的太阳-日光层问题。
2016-07-07 astro-ph.SR
Quantitative Image-Based Validation Framework for Assessing Global Coronal Magnetic Field Models
The Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；ADNET Systems, Inc.（ADNET系统公司）
本文提出了一种用于评估日冕磁场模型的定量图像验证框架，通过比较分割特征与磁场模型的差异，验证了日冕分割方法的准确性。
2025-12-14 astro-ph.SR
Testing a Solar Coronal Magnetic Field Extrapolation Code with the Titov-Demoulin Magnetic Flux Rope Model
在日冕中，磁通量绳被认为是解释磁自由能储存和太阳爆发的基本结构。迄今为止，从边界数据外推磁场是获得日冕全三维磁信息的主要途径。因此，能否可靠地恢复日冕磁通量绳是日冕外推的关键。本文采用Titov和Demoulin（1999）提出的解析磁通量绳模型对我们的日冕外推程序（CESE-MHD-NLFFF，Jiang & Feng 2012）进行了检验。通过仅使用底部边界中的向量场作为输入，我们在参数空间的代表性范围内使用模型测试了我们的代码，发现模型场以高精度重建。特别地，在磁通绳和周围拱圈之间形成的磁拓扑界面，即，也可靠地再现了“双曲线通量管”和“秃斑分界线表面”。通过这个测试，我们证明了我们的CESE-MHD-NLFFF代码可以应用于恢复磁通量绳在太阳日冕中，只要矢量磁图满足无力约束。
2015-07-07 astro-ph.SR
How to Estimate the Far-Side Open Flux using STEREO Coronal Holes
全球磁场模式使用天气学数据作为输入，由于不能同时获得纵向360°信息，这些数据通常表现出“老化效应”。特别是在太阳活动增加的时期，磁场的演变可能产生很大的不确定性。不确定性的一个重要来源是太阳一侧的太阳磁场，它对观测者来说是不可见的。人们使用了各种方法来完成这幅图：天气图、通量传输模型和远侧日震学。在这项研究中，我们提出了一种新的方法来估计远侧开放的冕洞内使用STEREO EUV观测流量。首先，我们相关的光球磁场的结构与日震和磁成像仪在船上的太阳动力学天文台（HMI/SDO）的过渡区的功能。从304 A的强度分布，我们发现是特定的冕洞，我们得出一个经验估计的开放通量。然后，我们用一个大样本的313 SDO冕洞观测来验证这种关系。最后，我们进行了跨仪器校准从SDO到STEREO数据，使开放通量的估计在太阳耀斑不可见的地球。我们发现，在光球层，这决定了冕洞的开放通量强，单极磁性元素的属性，可以近似的开放领域的过渡区。我们发现，低于阈值的78%（STEREO）或94%（SDO）的太阳能磁盘的中值强度，如304 A过滤图中所见的结构是合理的，以及与冕洞的平均磁通量密度（CC = 0.59）。利用这些结构覆盖的面积（A_of）和冕洞面积（A_ch），我们模拟冕洞的开放磁通量为|Phi_ch| = 0.25 A_ch exp（0.032 A_of），估计不确定度为40 ~ 60%。
2021-09-06 astro-ph.SR
Comparative Study of Data-driven Solar Coronal Field Models Using a Flux Emergence Simulation as a Ground-truth Data Set
为了更好地了解日冕磁场以及耀斑和日冕物质抛射等动力学活动，测量日冕磁场的时间演化和准确估算磁场能量是至关重要的。最近，一种新的建模技术，称为数据驱动的日冕场模型，其中的磁场的时间演化是由一系列的光球磁场和速度场的地图驱动，已被开发和揭示的耀斑生产活动区的动力学。在这里，我们报告的第一个定性和定量评估不同的数据驱动的模型使用磁通量出现模拟作为一个真值（GT）的数据集。我们比较了GT场与由四种数据驱动算法从GT光球场重建的场。据发现，至少，在所有的日冕场模型中再现的磁通绳结构。然而，定量分析结果显示出一定程度的模型依赖性。在大多数情况下，磁能和相对磁螺旋度与GT值相当或至多为GT值的两倍。再生磁通绳具有各种尺寸的S形形状（与GT一致）、垂直站立的磁环或填充结构。观测到的差异可以归因于高度非力自由输入光球场，从日冕场重建，和建模的限制，如背景大气的处理，底部边界设置，和空间分辨率。
2020-01-11 astro-ph.SR
Coronal Models and Detection of Open Magnetic Field
本研究针对日冕模型与观测间开放通量不匹配的问题，评估了输入条件、设置等对多种日冕模型输出的影响，发现模型间输出高度可比，但与日冕洞观测吻合度差，该不匹配或是开放通量问题的诱因之一。
2023-11-07 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
Using Coronal Loops to Reconstruct the Magnetic Field of an Active Region Before and After a Major Flare
太阳日冕环的形状对电流的存在很敏感，电流是脉冲活动可用的非势能的载体。我们使用这些信息在一个新的方法建模的AR 11158作为一个非线性无力场（NLFFF）的冠状磁场。所使用的观测数据是2011年2月15日主要耀斑活动前后的日冕图像，以及地表视线磁场测量值。这些数据来自太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪以及大气成像组件（HMI和AIA）。模型场被约束以尽可能接近冠状环配置，同时也受到无力约束。该方法不使用横向光球磁场分量作为输入，因此不同于基于光球矢量磁图的NLFFF建模方法。我们验证的方法，使用AR 11158的观测在一个时间之前，主要耀斑，随后审查的字段演变之前和之后的X2.2耀斑和相关的喷发。该模型表明，在不稳定期间释放的能量约为$1\times10^{32}$尔格，与需要为如此大的爆发性耀斑提供动力相一致。就在爆发之前，模型场包含一个紧凑的S形束的扭曲通量，这是不存在于爆发后的模型，这是与观测一致的。该模型结构的核心围绕其轴扭转$\approx0.9$整圈。
2013-12-19 astro-ph.SR
Wave heating in gravitationally stratified coronal loops in the presence of resistivity and viscosity
近年来，日冕环一直是研究的焦点，与不同的磁流体（MHD）表面波的阻尼及其与日冕地震学和波加热的联系。为了更好地理解波浪加热，我们需要考虑不同耗散系数的影响，如电阻率和粘度，环路物理特性的重要性，以及重力可以影响这些现象的演变。我们的目标是映射的网站能量耗散从横波在日冕环路中的引力分层的存在和不存在，并比较理想的，电阻性的，粘性MHD。使用PLUTO程序，我们进行了三维MHD模拟扭结波在单一的，直的，密度增强的日冕通量管的多个温度。我们看到了空间扩展的Kelvin-Helmholtz涡流沿着环路的产生，它使最初的整体环路轮廓变形。对于驱动振荡的情况下，开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展，尽管物理耗散，除非使用非常高的剪切粘度值。能量耗散在顶点附近达到其最高值，但沿整个环路存在。我们观察到波加热的效率增加，一旦动能饱和，在后期阶段的模拟和湍流密度分布已经开发。引力的引入极大地改变了我们系统的动态演化，在未来的研究中不应被忽视。在我们的装置中，更强的物理耗散导致更强的波加热。最后，一旦振荡回路的动能开始饱和，所有多余的输入能量都转化为内能，从而产生更有效的波浪加热。
2019-01-15 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 astro-ph.SR
