EUV Analysis of a Quasi-Static Coronal Loop Structure
2007年2月24日4：00-16：00，利用一套极紫外观测仪器对10942衰变活动区进行了观测。来自Hinode/EIS、STEREO和TRACE的结果表明，虽然活动区已经衰减，没有太阳黑子存在，但产生可区分的环结构、谱线加宽和等离子体流的物理机制仍然存在。在多普勒图中以蓝移结构出现的日冕环在log（T）= 6.0-6.3离子的强度图像中是明显的。环结构被发现是反相关的谱线展宽一般归因于非热速度。这种冠环结构的物理（温度，密度，几何）和时间的调查。由成像仪器产生的光变曲线显示了两种不同时间尺度上的环结构的增亮和变暗; 10-20分钟的短脉冲和2-4小时的长持续时间变暗，直到其消失。日冕环结构是由相对蓝移的物质形成的，与谱线增宽反相关，密度为10^10 ~ 10^9.3 cm-3，可见时间长于特征冷却时间。最大的非热谱线加宽被发现是邻近的脚点的日冕环结构。
2011-10-25 astro-ph.SR
More of the Inconvenient Truth About Coronal Dimmings
我们继续调查的日冕物质抛射驱动的日冕变暗从2006年12月14日使用独特的高分辨率成像的色球层和日冕从日出航天器。在变暗事件的过程中，我们观察到多条发射线的非热谱线增宽的动态增加，因为CME被释放，日冕打开;达到日冕洞中看到的水平。当日冕开始关闭、重新填充和变亮时，我们看到非热增宽朝着喷发前的水平减少。非热加宽的动态演化与磁开放稀薄调光区中阿尔芬波振幅的预期变化相一致，与CME之前的致密闭合日冕相比。所提供的数据加强了这样一种信念，即日冕变暗必须是快速太阳风的临时来源。目前还不清楚日冕热力学向太阳风状态的快速转变是否对日冕物质抛射本身有影响。
2009-01-19 astro-ph.SR
Pulse-driven nonlinear Alfvén waves and their role in the spectral line broadening
我们研究了太阳大气中脉冲产生的非线性阿尔文波，并描述了它们在观测到的太阳冕洞中某些谱线的非热加宽中最可能的作用。我们数值求解含时磁流体动力学方程组，在开放和扩展磁场配置的模式大气中，与一个现实的温度分布，找到大振幅阿尔文波的时间签名。计算了模式大气不同高度上的非线性阿尔文波的时间和空间平均瞬时横向速度，并估计了它对由阿尔文波引起的非热运动的贡献。我们发现，脉冲驱动的振幅为$A_{\rm v}$ =50 km s $^{-1}$的非线性阿尔文波是极冕洞Si VIII $λ$ 1445.75谱线轮廓非热展宽的最可能候选者，正如Banerjee等人（1998）所报道的那样。我们还证明了由相对较小的速度脉冲驱动的Alfvén波，其幅度$A_{\rm v}$ =25 km s $^{-1}$可能有助于在冕洞中不同高度处的同一谱线的谱线宽度，而没有任何显着的增宽。本文的主要结论是，在太阳低层大气中脉冲激发的非线性阿尔文波是极冕洞观测到的谱线展宽的原因。这是一个重要的结果，因为它使我们能够得出结论，这种大振幅和脉冲驱动的阿尔芬波确实存在于太阳日冕洞中。这些波的存在及其无阻尼的增长可能会赋予加速太阳风所需的动量。
2012-07-27 astro-ph.SR
Constraining the onset height of coronal mass ejection driven shocks using near-Sun observations in visible and radio wavelengths
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
利用近日可见和射电观测约束日冕物质抛射驱动激波的起始高度
2026-02-24 astro-ph.SR
Aditya-L1/VELC observations of CME associated broadening of 5303Å coronal emission line
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究学院）
通过Aditya-L1/VELC光谱观测日冕物质抛射前后5303Å日冕发射线宽度变化，研究‘边缘’日冕物质抛射，发现线宽变化及功率谱密度分布呈幂律行为，揭示线宽变化原因。
2026-07-07 astro-ph.SR
Plasma motions and non-thermal line broadening in flaring twisted coronal loops
对不同温度敏感的日冕极紫外谱线的观测提供了一个机会，以评估燃烧大气中的热结构和流动。这可用于估计热能和动能之间的分配。我们的目标是模拟大尺度（50- 10000公里）的速度分布，以解释不同光谱EUV线的非热加宽。所开发的模型使我们能够了解所观察到的谱线的位移和加宽的起源，并将这些特征与燃烧大气中的特定物理效应联系起来。本文用理想MHD方法导出了分层大气中的扭曲磁通管位形。这些磁通管的演变，随后使用电阻MHD，与异常电阻率取决于当地的密度和温度。该模型还考虑了热传导和辐射损失。该模型使我们能够评估平均速度和速度分散，这将被解释为“非热”速度的观测，在不同的温度下的模型的不同部分。我们的模型显示定性和定量的协议与观察。视线（LOS）速度分散表现出与温度的实质性相关性，从约1 MK附近的20-30 km/s增加到约10-20 MK附近的200-400 km/s。平均LOS速度也与速度色散相关，尽管与观测结果相比，它们表现出非常强的散射。我们还注意到，近足点的速度分散在整个磁场系统低于沿场。我们的结论是，流速，速度分散和温度之间的相关性很可能表明，相同的加热机制是负责加热等离子体，其湍流和膨胀/蒸发。
2016-02-01 astro-ph.SR
Probing the Solar Corona and the Solar Wind Using Angular Broadening Observations with the SKA
New Jersey Institute of Technology（新泽理工学院）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；North-West University（西北大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；University of Turku（图尔库大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）
通过SKA的角弥散观测研究日冕和日风的湍流结构和磁场特性，利用高灵敏度和分辨率探索更多背景源，拓展对太阳风和日球层的理解。
2026-07-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining the Coronal Properties of AB Dor in the Radio Regime
该研究结合磁场三维外推与 8.4 GHz 射电干涉观测，通过合成图像拟合双瓣结构，证明 AB Dor 日冕由闭合磁环中的离心约束气体形成，并延伸至约 8–10 个恒星半径。
2024-04-09 astro-ph.SR
Estimating the "Dark" Energy Content of the Solar Corona
在太阳色球层（与太阳黑子观测站合作）和日冕（与太阳动力学观测站合作）中普遍存在的低频（3- 5兆赫）阿尔夫文波的发现，为太阳外层大气的非热能含量提供了一些见解。然而，关于这些波所携带的能量通量的真实大小仍然存在许多问题。在这里，我们探讨了明显的差异，在解决冠状Alfvenic波振幅（~ 0.5公里/秒）测量的冠状多通道偏振仪（CoMP）相比，日珥和SDO的边缘附近（~ 20公里/秒）。我们使用混合的观测数据和一个简单的阿尔文波传播的正演模型来解决这种差异，并确定日冕的阿尔文波能量含量。我们的研究结果表明，巨大的视线重叠内的粗略的时空采样的CoMP隐藏了强烈的波通量所观察到的Hinode和SDO，并导致大的非热谱线展宽观察。虽然这种情况已经假设在过去，我们的观察与CoMP的非热谱线展宽与低振幅，低频率Alfvenic波在日冕中观察到的强相关性提供了第一个直接证据的波相关的非热谱线展宽。通过调和不同的测量Alfvenic波，我们建立大冠状非热线宽的直接签名的隐藏，或“黑暗”，在日冕中的能量含量，并提供初步的约束观测到的波动的能量含量。
2012-11-18 astro-ph.SR
Constraining a Model of Turbulent Coronal Heating for AU Microscopii with X-Ray, Radio, and Millimeter Observations
许多低质量的前主序星表现出强烈的磁活动和日冕X射线发射。即使在原始的吸积盘被清除之后，恒星的高能辐射仍然继续影响着尘埃、微行星和大行星的形成和演化。因此，具有碎片盘的年轻恒星是研究非吸积驱动的日冕最早阶段的理想环境。在本文中，我们模拟的日冕AU Mic，附近的活动M矮星的边缘上的碎片盘。我们应用一个自洽模型的日冕环加热，来自太阳场线缠结和磁流体动力学湍流的数值模拟。我们还合成了模拟恒星的X射线光度和热射电/毫米波连续辐射。AU Mic的一组现实的参数选择产生与所有现有测量和上限一致的模拟观测。因此，这个日冕模型代表了最近发现的ALMA中心发射峰的另一种解释，该峰被认为是恒星3 AU内的内部“小行星带”的结果。然而，也有可能中心1.3毫米的峰值是由活跃的日冕发射和明亮的内部尘埃碎片源共同造成的。对该源的空间范围和毫米波和无线电波长的光谱能量分布的额外观测将更好地约束所提出机制的相对贡献。
2013-06-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
Constraining Stellar Coronal Mass Ejections Through Multi-Wavelength Analysis of the Active M Dwarf EQ Peg
恒星日冕物质抛射在实验上仍然不受约束，不像在电磁波谱中随处可见的恒星耀斑。以II型爆发形式出现的低频射电爆发提供了识别和限制恒星CME速率和性质的最佳手段。CME的性质可以通过使用建议的太阳-恒星比例关系和CME的多波长观测，通过使用II型爆发和相关的耀斑预计将同时发生，进一步改善。我们报告20小时的观测附近，磁活性，以及特点M矮星EQ Peg。这些观测同时由Jansky甚大天线阵在其P波段（230-470 MHz）和Apache Point天文台在SDSS u'滤波器（$λ$ = 3557 MHz）中进行观测。动态频谱的P波段数据，构建搜索信号的频率-时间域，没有发现漂移的无线电爆发，可以归因于II型爆发的证据。鉴于我们观测的敏感性，我们能够对可能发生的任何爆发的亮度温度和源大小进行限制。利用四个观测到的恒星耀斑的太阳定标率，我们预测CME参数。考虑到日冕密度和光球场强度的限制，我们的模型表明，观测到的耀斑不足以在我们观测到的频率下产生可检测的II型爆发。我们认为这些结果的影响，以及其他最近的发现，恒星质量损失。
2018-03-07 astro-ph.SR
The Effect of Solar Wind Expansion and Non-Equilibrium Ionization on the Broadening of Coronal Emission Lines
当在光学薄的日冕中观测谱线时，视线（LOS）效应会强烈影响数据的解释，特别是在临边上方的区域。我们提出了一个半经验的前向模型，称为鬼，来描述这些影响。GHOSTS使用其他几个模型的输入来计算许多离子的非平衡电离状态（包括太阳风冻结效应）。这些被用来生成模拟的谱线的合奏，详细检查，重点是：（1）来自观测量和观测量的径向变化的量之间的关系，（2）线宽的热和非热分量的行为，以及（3）碰撞激发和辐射散射光子的相对贡献。我们发现，快速变化的温度在低电晕可以导致离子种群随高度变化显着。这可能导致线宽测量随高度恒定（“平台”效应），即使当温度快速增加时，因为天空平面变得真空，前景/背景等离子体占主导地位。我们发现，LOS效应往往驱动的速度宽度接近天空的风速值，尽管它垂直于LOS流动。高原效应还可使谱线宽度的非热分量大大超过观测高度处的太阳风速度。最后，我们研究了有多少LOS是重要的观测，包括连续的太阳光谱计算辐射散射发射时的重要性。
2020-08-21 astro-ph.SR
Constraining the hard X-ray properties of the quiet Sun with new RHESSI observations
我们提出了新的RHESSI上限在3-200 keV的能量范围内的太阳硬X射线发射的耀斑和活动区，即安静的太阳，使用2005年7月和2009年4月之间获得的数据。这些新的限制比以前的任何限制都要深得多，限制了几个可能产生硬X射线发射的物理过程。这些包括宇宙射线效应和太阳核心内轴子的产生。这些数据也限制了“纳米耀斑”的性质，这是解释日冕加热的主要候选者。我们发现涉及非热效应的纳米耀斑不太可能加热日冕，因为这样的事件需要一个陡峭的电子谱E^{-δ}，其指数δ> 5，延伸到非常低的能量（<1 keV），进入热能范围。我们也使用限制来约束等温模型和日冕薄目标发射模型（幂律和卡帕分布）的参数空间
2010-09-16 astro-ph.SR
Enhancing MHD model accuracy and CME forecasting by constraining coronal plasma properties with Faraday rotation
本研究利用法拉第旋转测量约束日冕等离子体特性，结合多航天器白光观测推导CME激波参数，通过应用校正因子使MAS模型预测的快模马赫数与3D重建值高度一致，提升了MHD模型精度和CME预报能力。
2025-05-02 astro-ph.SR
Alfvén Wave Turbulence as a Coronal Heating Mechanism: Simultaneously Predicting the Heating Rate and the Wave-Induced Emission Line Broadening
在目前的工作中，我们测试的预测AWSoM模型，全球扩展MHD模型能够计算的传播和湍流耗散的阿尔文波在任何磁拓扑结构，对高分辨率光谱的静止离盘太阳日冕。波浪耗散是该模型中唯一假设的加热机制。将3D模型结果与CHIANTI原子数据库相结合，我们能够创建合成的视线光谱，其中包括由于热和波相关的非热运动引起的发射线展宽的影响。据我们所知，这是第一次使用全局模型来获得合成非热谱线展宽。我们得到了一个稳态的解决方案驱动的天气磁图和SUMER观测的静止区域上方的太阳西翼在赤道延伸1.04和1.34太阳半径之间的合成光谱进行了比较。预测的线宽和总线通量与5种不同离子的观测结果一致。使用3D解决方案，我们能够定位对用于测量电子特性的发射贡献最大的区域;我们发现该区域是伪流光，其模拟的电子温度和密度与测量的一致。我们的结论是，湍流耗散假设在AWSoM模型可以同时考虑到所观察到的加热率和非耗散波能量在该地区观察到的。
2014-01-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Broadening of the DEM by multi-shelled and turbulent loops
日冕中的宽差分发射测量（DEM）分布是沿视线的多热等离子体的标志。传统上，这被解释为多链环的证据。然而，最近的研究表明，多股环不太可能存在于日冕中，因为它们对横向扰动不稳定。我们的目标是测试，如果环路模型受到横波诱导开尔文-亥姆霍兹（TWIKH）不稳定性的结果在广泛的DEM，可能解释的意见。我们采取了模拟快照和计算的数值DEM。此外，我们进行了前向模拟在相关的AIA通道重建DEM。我们发现，湍流环路模型扩大其初始DEM，因为湍流混合。DEM的宽度取决于初始温度与外部的对比度。我们的结论是，冲动激发的环路模型有一个相当狭窄的DEM，但连续驱动的模型导致广泛的DEM，是可比的观测。
2018-10-15 astro-ph.SR
A new broadening technique of numerically unresolved solar transition region and its effect on the spectroscopic synthesis using coronal approximation
过渡区是太阳大气的一个薄层，控制着日冕的能量损失。在数值模拟中，需要大量的网格点来完全解决这个薄的过渡区。在这项研究中，我们提出了一种新的数值处理，称为LTRAC，它可以很容易地扩展到多维域。我们已经测试了所提出的方法，使用一个一维的流体动力学模型的日冕循环在一个活跃的区域。LTRAC方法能够模拟数值网格尺寸为50- 100公里的过渡区，这比物理上所需的值大约1000倍。我们使用速度微分发射测量来评估光学薄发射的可能影响。较低的温度排放更好地复制的LTRAC方法比以前的方法。合成线辐射的多普勒频移和非热宽度与高分辨率参考模拟的结果一致，误差在$10^5$ K的形成温度以上几km/s。
2021-06-02 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
Fe XII and Fe XIII Line Widths in the Polar Off-limb Solar Corona up to 1.5 Rsun
日冕中形成的谱线的非热展宽常被用来寻找阿尔文波在日冕中传播的证据。为了更好地了解谱线宽度在不同高度上的变化，我们用\textit{Hinode}卫星上的极紫外光谱仪（EIS）测量了在南冕洞外边缘至1.5 $R_\odot$的强Fe \textsc{xii} 192.4、193.5和195.1 \mbox 192.4和Fe \textsc{xiii} 202.0 \mbox 192.0的谱线宽度。我们将我们的测量结果与Alfvén Wave Solar Model（AWSoM）和SPECTRUM模块的预测进行了比较。我们发现Fe \textsc{xii}和Fe \textsc{xiii}线宽首先在1.1 $R_\odot$以下单调增加，然后在1.1和1.5 $R_\odot$之间保持波动。Fe的\textsc{xii}和Fe的\textsc{xiii}的合成线宽在1.3 $R_\odot$以下，明显低于观测值。我们发现，从流光在视线中的发射显着污染的冕洞线轮廓，甚至高达1.5 $R_\odot$在观测和模拟。我们认为，无论是观测和模拟之间的差异是由在AWSoM模拟中的流光的非热展宽不足或观测的影响较小的流光。我们的研究结果强调了在离边观测中识别日冕EUV发射起源的重要性。
2021-05-12 astro-ph.SR
Constraining the Mass and the Non-Radial Drag Coefficient of a Solar Coronal Mass Ejection
几十年的观测表明，日冕物质抛射可以偏离纯粹的径向轨道，但对于这些偏离的原因还没有达成共识。许多理论将日冕物质抛射的偏转归因于磁力。我们开发了ForeCAT（Kay et al. 2013，Kay et al. 2015），这是一种完全基于磁力的CME偏转模型，忽略了任何重连效应。在这里，我们将ForeCAT预测与2008年12月12日CME观测到的偏转进行比较，发现ForeCAT可以准确地再现观测结果。多个观测结果表明，这一日冕物质抛射在纬度上偏转了近30°（Byrne等人，2010年，Gui等人，2011年），在经度上偏转了4.4°（Gui等人，2011年）。根据观测结果，我们能够约束所有ForeCAT输入参数（初始位置，径向传播速度和膨胀），除了CME质量和影响CME运动的阻力系数。通过最小化ForeCAT结果和观测值之间的约化卡方$χ^2_ν$，我们确定了4.5x10 $^{14}$和1x10 $^{15}$ g之间的可接受质量范围，阻力系数小于1.4，质量和阻力系数的最佳拟合为7.5x10 $^{14}$ g和0。ForeCAT对磁场背景很敏感，我们还能够限制安静太阳磁场下降的速率，使其与位场源表面模型相似或下降稍慢。
2015-03-02 astro-ph.SR
Fundamental Transverse Vibrations of the Active Region Solar Corona
一些高分辨率的观测显示，活跃区的日冕充满了无数的细线，即使在表面上均匀的区域，没有解析的环。这种精细的结构可以主机集体振荡涉及大部分的日冕由于相邻股的运动的耦合。我们研究这些振动和可能的观测效果。在这里，我们从理论上研究固有的日冕精细结构的集体振荡。我们称它们为基本振动，因为它们不可能存在于均匀的介质中。我们使用T-矩阵技术，以找到正常模式的随机排列的平行股。我们考虑越来越多的管来理解日冕的很大一部分的大量管的振动。我们还生成合成的时间距离多普勒和线加宽图的振动的日冕区域与观测比较。我们已经发现，基本振动的形式是集群的管，其中不是所有的管参与集体模式。周期分布在很宽的值带上。带的宽度随着股的数量而增加，但很快达到近似恒定的值。与日冕的精细结构相关的频带取决于两股之间的最小间隔。我们已经发现，链之间的耦合程度很大。合成的多普勒图和谱线展宽图显示了集体振动的特征，而在纯粹随机的单个扭结振动的情况下不存在。我们的结论是日冕的基本振动可以有助于日冕的能量预算，他们可能有一个观测签名。
2019-07-11 astro-ph.SR
Constraining coronal heating: employing Bayesian analysis techniques to improve the determination of solar atmospheric plasma parameters
揭示日冕加热机制本质的一种方法是将简单的理论一维流体静力环模型与沿着这些特征的温度和/或密度结构的观测结果进行比较。处理这种比较的最著名的方法是$χ^2$方法。在本文中，我们认为这种方法所施加的限制，并提出了一种替代方法，使模型比较使用贝叶斯统计。为了量化我们的信念，我们使用贝叶斯因子和信息标准，如AIC和BIC。三个模拟数据集进行了分析，以验证该程序，并评估不同的误差条大小的影响。另外两个数据集（Ugarte-Urra等人，2005; Priest等人，2000）使用上述方法重新分析。在这两个数据集之一中（Ugarte-Urra等人，2005年），由于观测温度值的误差估计，无法区分不同的加热机制。为此，我们建议，经典和贝叶斯统计应适用于作出安全的假设的性质的日冕加热机制。
2011-02-01 astro-ph astro-ph.SR
Radio Wave Propagation as a Probe of the Solar Corona and Solar Wind
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究学院）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
利用无线电波在太阳日冕和太阳风中传播时的畸变效应（如角展宽和闪烁），通过观测相位结构函数、湍流振幅等参数，研究日冕和太阳风的物理过程，SKA望远镜将大幅提升探测能力。
2026-06-28 astro-ph.SR
A generalized method for estimating solar wind speeds and densities using spectral broadening for a Kolmogorov turbulence spectrum
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Indian Space Research Organization（印度空间研究组织）；ISRO Telemetry Tracking and Command Network（印度空间监测跟踪与指令网络）；The University of Tokyo（东京大学）；Kyoto Sangyo University（京都产业大学）
本文提出一种统一方法，利用航天器无线电信号的多普勒频谱展宽来推导近日日冕中的太阳风速度和日冕电子密度，基于电子密度波动符合科拉莫戈罗夫谱的假设，通过实验数据验证了该方法的可行性。
2026-03-25 astro-ph.SR physics.space-ph
Exploring the Wolf Approach to Constraining NIR Extinction Laws in the Corona Australis Molecular Cloud
本文评估了恒星计数（沃尔夫）方法在约束南冕座分子云近红外消光律中的可行性，利用VISIONS巡天数据构建消光图，推导出的消光比率和幂律指数与银河系文献均值一致，但需进一步研究以完善该方法。
2025-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measurements of Non-Thermal Line Widths in Solar Active Regions
经常观察到的谱线宽度大于单独由热展宽和仪器展宽所能解释的。这种过度增宽是一个关键的观测约束纳耀斑和日冕加热的波耗散模型。本文介绍了太阳活动区核心中常见的高温环（1- 5 MK）的非热速度测量概况。这次对$\textit{Hinode}$极紫外成像光谱仪观测的调查涵盖了15个非耀斑活动区域，这些区域跨越了各种太阳条件。我们发现相对较小的非热速度，平均值为17公里秒$^{-1}$，并没有显着的趋势与温度或活动区磁通量。这些测量结果似乎与日冕重联喷流、日冕纳米耀斑引起的色球蒸发和阿尔文波湍流模型的预期结果不一致。此外，由于所观察到的非热宽度通常很小，因此它们的测量是困难的并且容易受到系统效应的影响。
2016-02-15 astro-ph.SR
Constraining the Mass Loss and the Kinetic Energy of Solar Coronal Mass Ejections with Far-Ultraviolet Flares
本研究拓展太阳耀斑与CME的相关性至远紫外波段，建立了1600 Å FUV耀斑参数与关联CME质量、动能等的经验关系，为估算类太阳恒星CME性质、评估系外行星大气侵蚀提供框架。
2025-10-02 astro-ph.SR
LOFAR imaging of the solar corona during the 2015 March 20 solar eclipse
太阳日冕是一种高度结构化的等离子体，其温度可达~2 MK以上。在低频（分米波和米波），电磁波的散射和折射被认为会大大增加成像射电源的大小（高达几弧分）。然而，源的大小与湍流散射的关系仍有待研究。由于在低频率下对日冕进行高空间分辨率观测的罕见性，将源展宽与传播效应联系起来的理论预测尚未得到观测的充分证实。在这里，低频阵列（LOFAR）在2015年3月20日的日偏食期间使用高达~3.5 km（对应于~1- 2 '的分辨率）的基线以120-180 MHz观测日冕。使用了月球反掩星技术，以获得比标准干涉成像（~ 2.4“）更高的空间分辨率（~ 0.6”）。这提供了一种研究散射对表观源尺寸加宽的贡献的方法。有人发现，去掩星技术揭示了一个更结构化的安静的日冕，是没有解决从标准成像，这意味着散射可能被高估，在这个地区时，使用标准成像技术。然而，使用去掩星和标准成像两者，活动区域源被测量为~4'。这可能是由于活跃区域的湍流密度波动增加了无线电波的散射，这比安静的太阳更严重。
2021-02-10 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Fast Sausage Waves in the Solar Corona
磁流体动力学快速香肠模式（FSM）的特点是对磁场和流体参数的周期性轴对称扰动，由于其强色散，已被证明对日冕地震学有用。本文首先总结了正则组态下有限状态机的色散特性，在正则组态下，平衡量是以阶梯方式横向结构的。有了这个准备，我们然后回顾了最近的理论研究日冕FSM，表明规范的色散特性已经更好地理解物理，并进一步利用地震学。此外，我们还表明，偏离正则平衡配置会导致性质上不同的色散特征，从而大大拓宽了可以调用有限状态机来解释的观察范围。我们还总结了在正演模拟研究的进展，强调在解释观测到的振荡信号的FSM方面的复杂性。尽管取得了这些进展，但我们仍提供了一个有待更好解决的方面的清单，其中日冕FSM与太阳耀斑中准周期脉动的物理联系尤其值得注意。
2020-10-30 astro-ph.SR
The Solar Corona as probed by Comet Lovejoy (C/2011 W3)
来自AIA的Lovejoy彗星（C/2011 W3）的EUV图像显示了与开放和封闭磁性区域中的磁场结构相关的条纹。亮度对比意味着在几千公里的尺度上，相邻通量管之间的日冕密度对比至少是6倍。这些密度结构意味着阿尔芬速度在类似尺度上的变化。它们将极大地影响阿尔芬波的传播和消散，在日冕加热和太阳风加速的模型中应该考虑到这一点。在每个辉纹中，彗星辐射沿着磁场移动，并随时间而变宽。加宽的速度和速率与彗星中性粒子电离时速度的平行分量和垂直分量有关。我们使用MHD模型的日冕磁场和理论的皮卡离子比较测量与理论预测，特别是与能量损失的Alfven波彗星离子各向同性。
2014-05-07 astro-ph.SR
Probing the Physics of the Solar Corona with High-Resolution Observations using SKA-Mid
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）；University of Oslo（奥斯陆大学）；New Jersey Institute of Technology（新泽西理工学院）
本文研究SKA-Mid望远镜探测太阳日冕结构与演化的能力，通过模拟合成其可用波段射电辐射，发现其AA4配置可揭示太阳大气精细结构，更长基线能为日冕结构提供新观测约束，是高分辨率太阳天文台的互补设备。
2026-07-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
The writhe of helical structures in the solar corona
螺旋度是磁场的一个基本性质，在理想MHD中是守恒的。在磁绳拓扑中，它由扭曲螺旋度和扭动螺旋度组成。尽管螺旋结构在太阳大气层中很常见，但人们对它们的形状如何与扭动有关，扭动中包含的螺旋度的比例，以及当它们爆发时，扭曲和扭动之间交换了多少螺旋度知之甚少。在这里，我们进行定量调查，这些问题有关的日冕通量绳。将曲线的扭转分解为局部和非局部分量，大大简化了计算。我们用它来研究扭振与螺旋线投影S形的关系，并在磁绳不稳定性的数值模拟中测量扭振和扭振。结果进行了讨论方面的灯丝喷发和日冕物质抛射（CME）。我们的结论是，扭动是有用的解释S形日冕结构和约束模型的爆发。
2010-04-22 astro-ph.SR
Line-of-sight geometrical and instrumental resolution effects on intensity perturbations by sausage modes
太阳大气中MHD波的诊断是一个经常遇到解释问题的话题，部分原因是太阳大气介质的高度复杂性。正演模拟可以有效地指导解释，弥补数值模拟和观测之间的差距，并提高模式识别的可靠性，为MHD地震学的应用。在这项工作中，我们的目的是确定的调制的可观察到的量，如线强度和谱线加宽的快速MHD香肠模式的电晕特性。视线角的影响，空间，时间和光谱分辨率被认为是。我们用一个圆柱管模拟低β日冕环境中的一个环，并使它以快香肠模式振荡。进行参数研究。在其他结果中，我们表明，无论电离状态的等离子体，谱线加宽的变化可以是显着的，即使是低强度调制。这种加宽的性质不是热的，而主要是湍流。这使得光谱仪在检测香肠模式方面明显优于成像仪器。所有量的调制都受到视线角度的显著影响，特别是当空间和时间分辨率与模式的波长和周期相当时。这对仪器设置有很高的限制。
2013-03-25 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Topology From Total Solar Eclipse Observations
测量太阳日冕的全球磁场仍然是非常具有挑战性的。在全太阳活动（TSE）期间拍摄的白光图像中观察到的精细尺度密度结构是目前推断日冕中从太阳边缘到几个太阳半径（Rs）的磁场方向的最佳代理。我们提出，第一次，冠状磁场连续1和6 Rs之间的拓扑结构，定量推断与滚动霍夫变换（RHT）为14个独特的日食日冕，跨越几乎两个完整的太阳周期。我们发现，日冕磁场的方向不会成为径向，直到至少3 Rs，与1.5和3 Rs之间的太阳周期的不同纬度和阶段的高方差。我们发现，大多数非径向日冕场拓扑结构发生在光球层中磁场强度较弱的区域上方，而较强的光球场与日冕中的高度径向场线相关。此外，我们发现了丰富的磁力线，从太阳表面连续延伸到几个太阳半径在所有纬度，无论冕洞的存在。这些结果对测试和约束日冕磁场模型，以及将现场太阳风测量与其太阳源联系起来具有意义。
2020-04-19 astro-ph.SR
Non-thermal motions and atmospheric heating of cool stars
通过分析Hubble和IRIS光谱研究冷星非热运动，发现其与恒星旋转相关并在过渡区温度达峰，指出恒星大气存在类似太阳的Alfvén波驱动加热，但部分冷星中耀斑等磁过程也可能占主导。
2023-04-05 astro-ph.SR
Coordinated Coronagraphic Observations from Proba-3 and Aditya-L1: Investigating CME Energetics in the Inner Corona
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Université de Liège（列日大学）；National Institute for Astrophysics（国家天体物理研究所）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Laboratoire Atmosphères et Observations Spatiales（大气与空间观测实验室）；Institute of Geodynamics of the Romanian Academy（罗马尼亚科学院地球动力学研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；University of Athens（雅典大学）
利用Proba-3/ASPIICS与Aditya-L1/VELC首次协同观测，研究内日冕两次CME的质量、密度及能量分配，揭示不同能量演化特征，为CME早期演化提供新约束。
2026-09-09 astro-ph.SR
High spatial resolution FeXII observations of solar active region
我们使用界面区域成像光谱仪（IRIS）对活动区域进行紫外光谱观测，以前所未有的高空间分辨率（~0.33”）研究日冕FeXII 1349.4A发射的性质。我们发现，通过使用适当的观察策略（即，长曝光，无损压缩），可以用IRIS以高空间和光谱分辨率研究FeXII发射，至少对于高密度等离子体（例如，耀斑后环和活动区苔藓）。我们发现，上过渡区（苔藓）的FeXII发射显示出非常小的平均多普勒红移（v_Dop ~3 km/s），以及适度的非热速度（平均~24 km/s，峰值分布在~15 km/s）。所观察到的多普勒频移的分布似乎是兼容的先进的三维辐射MHD模拟中，脉冲加热集中在过渡区的热日冕的脚点。虽然FeXII 1349.4A的非热增宽峰值与FeXII 195 A的低分辨率同步Hinode/EIS测量值相似，但IRIS观测显示出先前未检测到的非热增宽增加的尾部，这可能暗示存在亚弧秒加热事件。我们发现，IRIS和EIS非热谱线展宽测量的仪器效应，只能通过仔细的分析，以消除影响。我们的研究结果还揭示了一个无法解释的差异之间观察到的195.1/1349.4A FeXII强度比和那些预测的CHIANTI原子数据库。
2016-06-15 astro-ph.SR
Observations of Mini Coronal Dimmings Caused by Small-scale Eruptions in the Quiet Sun
本文基于太阳轨道器观测发现宁静太阳中的微暗条喷发可引发微日冕暗化，带走约1.65×10¹³克质量并释放约10²⁷尔格磁自由能，提出弱磁约束是此类喷发触发的重要条件。
2023-07-21 astro-ph.SR
What's the Buzz About GX 13+1? Constraining Coronal Geometry with QUEEN-BEE: A Bayesian Nested Sampling Framework for X-ray Polarization Rotation Analysis
本文提出贝叶斯嵌套采样框架 QUEEN-BEE，用于分析 IXPE 数据中 GX 13+1 的 X 射线偏振旋转，首次约束其冕几何为片状，并展示其在低信噪比下识别演化偏振特征的能力。
2025-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-scale observations of thermal non-equilibrium cycles in coronal loops
热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium，TNE）是一种在太阳日冕环中发生的现象，当加热是准恒定的和高度分层的。在这样的加热条件下，日冕环经历了蒸发和冷凝的循环。最近对日冕环中普遍存在的长周期强度脉动及其与日冕雨的关系的观测表明，了解TNE周期的特征是限制日冕中质量和能量循环的重要步骤。我们报告了太阳动力学天文台（SDO）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的独特观测结果，这些观测结果将TNE过程所涵盖的极端时空尺度上捕获的热特性联系起来。在同一个日冕环束中，我们捕获了6小时周期的日冕强度脉动SDO/AIA和日冕雨观察离临边的色球H α和Ca II K谱线与SST/CRISP和SST/CHROMIS。我们结合了多热分析的周期与AIA和广泛的光谱特征的雨团与SST。我们在日冕中发现了与周期性日冕雨有关的蒸发-冷凝循环的明确证据。SST上的高分辨率光谱仪器揭示了精细结构的雨带，并使我们能够探测其中一个循环的冷却阶段，直到色球温度。这些观测加强了长周期强度脉动和日冕雨之间的联系。他们还证明了TNE的能力，以塑造大尺度上的活动区域的动态，以及目前可解决的最小尺度。
2019-11-21 astro-ph.SR
How numerical treatments of the transition region modify energy flux into the solar corona
本文量化了太阳过渡区热力学修改和数值分辨率对Alfvén波能量注入日冕速率的影响，发现该修改具有频率依赖性，可能阻碍不同速度驱动器对日冕加热效应的比较。
2023-09-12 astro-ph.SR
Plasma motions and compressive wave energetics in the solar corona and solar wind from radio wave scattering observations
基于动力学散射理论的新各向异性密度涨落模型，通过分析航天器信号频率展宽推导了日冕和太阳风的等离子体速度，发现其与太阳风及Alfvénic涨落一致，并揭示了离子声波Landau阻尼对质子加热的能量机制。
2024-04-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The role of non-axisymmetry of magnetic flux rope in constraining solar eruptions
太阳爆发的成功与否取决于作用在驱动爆发的磁绳上的洛伦兹力的不同分量之间的竞争。现有模型仅考虑了垂直于磁绳的背景磁场产生的捆扎力和磁场沿磁绳方向产生的张力。利用光球上观测到的磁场作为时间匹配的底边界，我们对2015年1月30日的局限爆发进行了数据驱动的磁流体动力学模拟，并成功地再现了观测到的太阳耀斑，而没有日冕物质抛射。在这里，我们展示了一个洛伦兹力分量，由径向磁场或非轴对称的磁通绳，它可以基本上限制喷发。我们的发现有助于太阳喷发模型，并提出了必要性，考虑磁绳的拓扑结构时，研究其爆发行为。
2021-05-16 astro-ph.SR
Exploring the Origin of Solar Energetic Electrons I: Constraining the Properties of the Acceleration Region Plasma Environment
本研究通过建模高能电子从日冕到1.0天文单位的输运过程，探究利用原位观测约束耀斑电子加速区等离子体性质的方法，发现日冕区温密特性会影响电子能谱特征，可通过低能段能谱观测验证，为定位加速区提供了新途径。
2023-10-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Science with an ngVLA: Observations of the Solar Wind
ngVLA有可能在表征外日冕的性质以及太阳风进入内日球层的加热和加速方面发挥重要作用。特别是，使用遥远的背景源透射的前景日冕和太阳风，各种无线电传播现象可以用来映射等离子体的性能作为整个太阳周期的太阳伸长率和位置角的函数。这些包括角展宽、行星际倾斜和法拉第旋转微分，它们可以用来绘制太阳风的速度，确定太阳风湍流的性质，并限制太阳风的磁场。这些观测将提供太阳风的全球特征，这将与各种航天器进行的实地观测高度互补。此外，这类观测可用于探测太阳风中可能影响近地环境的扰动，例如日冕物质抛射。
2018-10-15 astro-ph.SR
Kinematic Properties of Globally-Propagating Waves in the Solar Corona
日冕中全球传播的日冕亮锋（CBF）是太阳活动最引人注目的表现之一，但尽管与太阳耀斑和日冕物质抛射有很强的联系，但尚未得到很好的理解。极端紫外线（EUV）观测从STEREO和SDO航天器在这里被用来研究它们的运动学和形态学。CBF的第一个STEREO观测，在所有可用的EUV通带（171，195，284和第一次，304 A）观察到的脉冲。脉冲显示类似的运动学在所有通带，虽然推导出的脉冲速度和加速度被发现是强烈的影响，观察节奏，这意味着以前的运动学可能被低估。测试了用于识别CBF并导出其真实运动学的不同技术，传统技术易于出现未定义的用户相关错误。这是克服了通过统计严格的，半自动化的识别算法，然后用于确定四个CBF事件的STEREO观察到的运动学的发展。所有研究的事件都表现出明显的减速以及空间和时间脉冲宽度的增加，表明CBF是分散的。还使用该算法研究了STEREO和SDO观察到的CBF脉冲，与SDO相比，STEREO观察中注意到的初始速度较低，减速较弱，重申了图像节奏对导出运动学的影响。使用SDO获得的运动学是高度通带依赖，这表明压缩性质。在两个航天器的观测中还注意到显著的脉冲展宽，从而可以确定脉冲的分散率。这些结果表明，日冕亮锋最好解释为快模磁声波在非均匀介质中传播。
2012-02-20 astro-ph.SR
Low-frequency Alfven Waves Produced by Magnetic Reconnection in the Sun's Magnetic Carpet
太阳日冕是一个热的，动态的，高度磁化的等离子体环境，其能量来源尚未得到很好的理解。该能源的一个主要竞争者是磁流体动力学（MHD）波或湍流波动的耗散。许多日冕和太阳风的波加热模型都假设这些波动起源于太阳光球层或光球层以下。然而，本文研究的想法，磁重联可能会产生一个额外的源的MHD波在一个渐进的高度范围内的低日冕。本文用含时混合极性磁场的蒙特卡罗模拟来预测重联驱动的日冕MHD波的性质。与光球驱动波相比，这些波的总功率通常很小，但它们的频率要低得多。重连驱动波在周期超过约30分钟时开始主导总功率谱。因此，他们可能需要考虑到，以了解低频幂律谱观测日冕分光偏振和现场粒子/场仪器。这些低频阿尔芬波应该携带更多的磁能比动能，因此，他们可能会产生较少的非热多普勒展宽（与光球驱动的高频波相比），在太阳边缘上方观测到的发射线。
2018-05-30 astro-ph.SR
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2: II. The First Absolute Brightness Measurements and MHD Model Predictions of Fe X, XI and XIV out to 3.4 Rs
我们给出了在2019年7月2日日全食（TSE）期间观测到的Fe X，Fe XI和Fe XIV可见日冕发射线的空间分辨绝对亮度，从1.08到3.4 $R_\odot$。日冕的形态是典型的太阳极小期，偶极场占主导地位，表现为大的极冕洞和广泛的赤道流光带。发现Fe XI线是最亮的，其次是Fe X和Fe XIV（以磁盘$B_\odot$为单位）。所有的线条之间的流光和冕洞的亮度变化，其中Fe XIV表现出最大的变化。然而，Fe X在纬度上保持着惊人的均匀性。Fe线亮度被用来推断整个日冕的相对离子丰度和视线平均电子温度（$T_e$），产生的值从1.25 - 1.4 MK的冕洞高达1.65 MK的核心流光。然后，将线亮度和推断的$T_e$值与PSI磁流体动力学模型对该TSE的预测进行定量比较。MHD模型对Fe线的预测总体上相当好，而正演模型的线比略微低估了观测推断的$T_e$，在整个日冕上平均为5 - 10%。极冠孔中较大的差异可能表明加热不足和/或方法中的其他限制。这些比较突出了TSE观测对日冕和太阳风形成的约束模型的重要性。
2022-07-18 astro-ph.SR
Spectroscopic observation of a transition region network jet
无处不在的过渡区（TR）网络喷流被认为是日冕和太阳风的重要物质和能量来源。我们进行了网络射流的案例研究，以更好地了解沿其长度的质量流的性质和在其发射所涉及的能量。我们提出了一个喷流的观测与接口区域成像光谱仪（IRIS），同时也使用来自太阳动力学天文台（SDO）的数据，以提供进一步的背景。喷流位于靠近盘中心的冕洞内。我们发现，蓝移的TR排放的第二个组成部分是与射流，并沿着其塔尖是持久的。该分量的上升速度约为20-70 km/s $^{-1}$，谱线增宽增强。然而，等离子体与喷流在上层色球层显示出5-10公里秒的下行流$^{-1}$。最后，喷流从一个看似单极的磁性足点发出。虽然一个明确的磁驱动程序是不可辨别的这一事件，我们推断，驱动网络射流的能量沉积在色球层的顶部，表明TR网络射流是从太阳的中层大气层驱动。与谱线加宽相关的能量通量表明，喷流可以一直进入太阳风。
2022-02-23 astro-ph.SR
Stability of slow magnetoacoustic and entropy waves in the solar coronal plasma with thermal misbalance
日冕中扰动的热平衡对压缩扰动的反作用，也称为波致热不平衡效应，已知会导致热不稳定性，这主要是日冕精细热结构形成的原因。我们研究的磁场和场对准的热传导在触发不稳定性的慢磁声和熵波在静态和热的活动区环路，引起的热不平衡的作用。磁场的影响占包括它在一个猜测的日冕加热函数的参数化，和有限的等离子体参数$β$，在一阶薄通量管近似。热传导倾向于稳定慢模式和熵模式，扩大了合理的日冕加热功能的间隔，允许存在一个热稳定的日冕。这种效应在热循环中最为明显。相反，熵波的稳定性被发现是不敏感的可能依赖的日冕加热功能的磁场，慢波保持稳定，只有某些功能形式的这种依赖，开辟了未来的地震诊断的前景。
2023-01-21 astro-ph.SR physics.space-ph
The structure of solar radio noise storms
Nançay射电日像仪（NRH）通常以150至450 MHz的频率产生全太阳的快照图像，典型的分辨率为3弧分，时间节奏为0.2秒。结合来自NRH和巨型米波射电望远镜（GMRT）的vibrium，我们可以在236或327 MHz产生太阳的图像，具有大FOV，高分辨率和时间节奏。我们试图研究噪音风暴（最常见的非热太阳射电辐射）的结构。重点讨论了噪声风暴的位置、高度与观测频率的关系以及噪声风暴的大小下限。我们目前的结果噪音风暴的四天。结果包括一个扩展的晕和一个或几个相对强度在几秒钟内变化的紧凑的核心。我们发现，核心的大小几乎可以在一个小时内保持稳定，最小值在31-35弧秒（小于以前的报告），并可以在一个小时内保持稳定。在432和150兆赫时，噪音风暴的日心距离分别为$\sim 1.20$和1.35 $R_{\odot}$。因此，风暴起源的地区比周围的日冕密度大得多，它们的垂直范围被发现比流体静力平衡所预期的要小。观测到的最小尺寸对由于低和中等日冕中密度不均匀性散射而产生的增宽效应施加上限，并限制了日冕中密度湍流的水平。过去可能高估了散射增宽，并且观察到的尺寸不能仅归因于散射。噪声风暴的垂直结构与经典的柱状模式很难一致。
2014-12-30 astro-ph.SR
Testing Theories of Solar Coronal Heating with Three-Dimensional Forward Modeling
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究太阳日冕加热理论，通过三维正向建模，利用磁场势场外推、一维模型填充等离子体参数并计算强度，结合多种加热参数化及间歇性加热冷却影响，找到与实测强度最佳匹配的参数范围，参数值与特定模型预测一致。
2026-07-22 astro-ph.SR
Characterising coronal turbulence using snapshot imaging of radio bursts in 80-200 MHz
米波太阳III型射电爆发是研究日冕高度湍流特性的独特手段，理论模型表明，爆发源的视强度和大小在局部湍流的影响下以亚秒尺度演变。演化的性质随观测频率而变化。然而，观测研究仍然很困难，因为缺乏高保真成像能力，在这些精细的时间尺度上，同时在广泛的光谱带。我提出了一个光谱快照成像（0.5秒，160 kHz的分辨率）研究的III型突发事件在80 - 200 MHz频段。通过模拟源的大小和强度在每个观测频率的时间变化，日冕湍流的特性进行了研究在日心高度范围~1.54 - 1.75 $R_\odot$。为了了解III型源的形态演变，使用2D高斯拟合程序。在理论和数据驱动models.Results的框架内，分析了观测到的源区和积分通量密度的趋势。日冕中密度波动（$δN/N$）的强度是高度（R）的函数。结合档案低频数据，约1.5 - 2.2 $R_\odot$的$δN/N$值在几个因子内一致。爆发衰减时间（$τ_{decay}$）和半高宽的源显示出与频率的幂律依赖性，从数据驱动的模型的结果大致一致。然而，各频率的$τ_{decay}$值高于预期。通过对散射展宽的校正，导出了爆发源的本征尺寸。这大致符合在日冕高度探索的通量管的预期大小。我还报告观察到一个内在的反相脉动面积和通量密度的来源。
2021-10-31 astro-ph.SR
Explaining Inverted Temperature Loops in the Quiet Solar Corona with Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion
日冕环在太阳表面描绘出双极的拱形磁场。最近结合旋转层析成像、极紫外成像和位场外推法的测量表明存在具有反转温度分布的大环;即，顶点温度是局部最小值而不是最大值的循环。这些“下环”似乎主要存在于太阳活动极小期附近的赤道安静区域。我们模拟这些和更普遍的大规模的“上环”模拟日冕加热作为一个时间稳定的叠加：（1）不可压缩的阿尔芬波湍流的耗散，和（2）压缩波的耗散形成的模式转换从初始人口的阿尔芬波。我们发现，当大部分（> 99%）的阿尔芬波经历这种转换时，加热极大地集中在足点处，并产生稳定的“下回路”。在某些情况下，我们发现有三个极大值的环也是引力稳定的。与层析温度数据一致的模型表现出更高的气体压力为“下环”比“上环”，这是与观察一致。这些模型还显示了阿尔芬波振幅的狭窄范围：在日冕底部为3至6公里/秒。这与在明亮的X射线环中观察到的20至30 km/s的典型振幅相比是低的。然而，我们所模拟的大尺度环被认为包括一个较弱的弥漫背景，填充了日冕的大部分体积。通过限制静止流光背后的环的物理学，我们希望更好地理解缓慢太阳风的形成。
2016-08-15 astro-ph.SR
