Conditions for Solar Prominence Formation Triggered by Single Localized Heating
针对日珥形成机制，通过1.5维磁流体动力学模拟研究单次局域加热触发凝聚的条件，发现加热率约为稳态加热10⁴倍、热传导效率低于冷却效率时发生凝聚，还扩展了热非平衡条件的公式。
2024-11-27 astro-ph.SR
Dynamic formation of multi-threaded prominences in arcade configurations
通过这项研究，我们的目标是了解由其形成过程所支配的服从性的性质。我们使用一个国家的最先进的线程突出模型内的一个浸渍磁拱廊。非理想磁流体动力学（MHD）方程求解使用开源MPI-AMRVAC MHD工具包。与许多以前的1D模型不同，我们研究了固定形状的拱廊中的完整2D动态。这允许侧向场变形和交叉场热力学耦合。为了实现一个现实的设置，我们考虑场对准的热传导，辐射冷却和加热，其中后者结合了稳定的背景和本地化的随机组件。随机分量模拟在时间和空间上定位在磁拱的足点处的能量脉冲。我们改变局部加热的高度和幅度，观察它如何影响日珥，它的线程，以及它的整体动态。我们展示了随机局部加热的重要性，在演化的双折射和他们的螺纹结构。随机加热强烈影响突出螺纹结构的形态、面积、螺纹达到的质量、它们的最低温度和它们的平均密度。更重要的是，局部加热的强度在维持凝结和排水之间的平衡方面起着作用，影响着日珥的稳定性。更强的源更快地形成凝聚，并导致更大和更大质量的凝聚。我们展示了冷凝率如何与加热输入的幅度成比例，并量化这些速率如何与观测值相匹配。我们详细介绍了如何随机源确定逆流流动和振荡的突出线程。
2022-12-16 astro-ph.SR
Prominence Formation and Oscillations
日珥，或称暗条，是太阳大气中一种引人注目的现象。除了它们自身丰富的特征和动力学外，它们还与许多其他活动有关，如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。在过去的几年里，我们一直在研究日珥的形成，振荡和喷发通过数据分析和辐射流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟。本文综述了我们在这方面的研究进展，包括：（1）在更新辐射冷却函数后，日冕凝结的速度比以前的工作有所加快：（2）一旦形成种子凝结，即使蒸发停止，它也可以通过虹吸流自发地生长;（3）得到了日珥螺纹长度与各种参数之间的标度律，表明高折射率的日珥螺纹往往较短，（4）长时间的日珥异相振荡可能是日珥爆发和日冕物质抛射的前兆;（5）振荡日珥线的集合可以解释逆流运动。
2014-07-05 astro-ph.SR
Stability of thermal modes in cool prominence plasmas
背景：磁流体动力学热模可能在太阳辐射的形成、等离子体凝聚和演化中起着重要作用。由于辐射损失和加热之间的不平衡而导致的不稳定的热模式可以导致快速的等离子体冷却和冷凝。因此，辐射损失函数的准确描述对于这一过程至关重要。目的：研究具有类似于太阳能等离子体性质的无界均匀等离子体中热模的稳定性。考虑了部分电离的影响。三种不同的参数化的辐射损失函数。方法：通过简正模分析，我们研究了叠加在平衡态上的线性非绝热微扰。我们找到了一个近似的热模不稳定性判据，而精确的线性增长率通过数值求解一般色散关系得到。热扰动的稳定性进行了比较，考虑三种不同的损失函数。结果如下：使用来自CHIANTI原子数据库的辐射损失的最新计算，我们发现，热模式可能是不稳定的，在较低的温度比先前存在的损失函数预测的双折射。热不稳定性可在低至约15，000 K的温度下发生。线性增长率表明，这种不稳定性可能对冷日珥凝聚的动力学和演化有重要影响。
2012-01-23 astro-ph.SR
Hot prominence spicules launched from turbulent cool solar prominences
太阳灯丝是一种致密的冷凝结物，由稀薄的热日冕中的磁场支撑并隔热。它的演化和稳定性，导致爆发或消失，取决于它与周围的热日冕通过一个薄的过渡区，在那里温度急剧上升的耦合。然而，这个过渡区的加热和动力学仍然难以捉摸。我们报告的极端紫外线观测静止的灯丝从太阳动力学天文台，揭示突出针状物传播通过过渡区的日冕系统。这些细针状射流特征通过长丝中材料的湍流运动产生并加热到至少0.7 MK。我们认为日珥针状体不断地将加热的物质引导到日冕中，并有助于丝状体的蒸发和衰变。我们的研究结果揭示了在太阳和星际介质中经常观察到的磁化凝聚中的磁致加热。
2019-07-03 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
Formation and evolution of a multi-threaded prominence
研究了暗条通道及其上覆拱廊中日珥等离子体的形成和演化过程。我们建立了一个三维的时间依赖模型的中间静止日珥。我们结合磁场结构与一维独立模拟的许多通量管，一个三维剪切双拱圈，其中的热非平衡过程支配等离子体的演变。我们发现日冕中的凝聚体可以分为两类：线状凝聚体和团块状凝聚体。螺纹是大量的凝聚，徘徊在磁场线下降。斑点是普遍存在的小凝聚体，产生于整个暗条和覆盖的拱状磁结构中，并迅速下降到色球层。螺纹是总质量的主要贡献者。假设有一个合理的填充因子，日珥的总质量与观测结果是一致的。线程的运动基本上是水平的，而斑点沿着场向各个方向移动。两个群体的峰值速度相当。我们已经产生了合成图像的整个结构中的H $α$代理和在两个EUV通道的AIA仪器搭载SDO，从而显示等离子体在冷，暖，热的温度。我们的系统的预测差分发射措施同意非常好的观测。我们的结论是剪切拱状磁结构和热非平衡驱动的等离子体行为很好地符合典型的中间磁共振的丰富的观测证据。
2012-01-17 astro-ph.SR
The influence of flux rope heating models on solar prominence formation
目的。我们首先探讨两类常用的加热模型对太阳能辐射形成行为的影响。这些模型考虑了仅取决于高度的指数变化，或局部密度和磁场条件。我们强调和解决一些固有的局限性，这些早期的近似提出了一个新的，动态的2D磁通绳加热模型，定性占扭曲磁通绳场的3D拓扑结构。方法.我们进行了2.5维网格自适应数值模拟的日珥形成通过悬浮凝聚机制。一个线性的无力拱受到剪切和收敛运动，导致形成一个磁通绳包含的材料，可能屈服于热不稳定性。日珥凝聚的最终形成和随后的演变被量化为特定背景加热处方的函数。对于考虑磁通绳的拓扑结构的模拟，在跟踪磁通绳横截面的动态演变椭圆内考虑减少的加热。该椭圆以磁通绳轴为中心，并在运行期间使用基于瞬时磁场曲率的方法进行跟踪。结果我们发现，加热模型的性质是清楚地印上的演变和形态的任何产生的双折射：一个大的，低海拔的冷凝获得的加热模型的基础上，当地的参数，而指数模型导致额外形成的较小的斑点整个磁通绳，然后重新定位，因为它们倾向于实现流体静力学平衡。最后，在相空间中的冷凝过程的研究揭示了一个非等压的演变，最终恢复均匀的压力平衡沿通量表面。
2022-10-24 astro-ph.SR
The Dynamics of Funnel Prominences
我们目前的数值模拟在2.5D的设置，大规模的磁倾角形成在原位出日冕凝聚，在早期以及最近的报告“漏斗磁倾角”的密切一致。我们的模拟使用全热力学MHD与各向异性热传导，光学薄辐射损失，和参数化加热作为主要成分，建立一个现实的拱廊配置从色球到日冕。色球层蒸发，特别是过渡区的高度，最终导致热不稳定性，我们目睹了一个突出的增长暂停以上的过渡区，不断获得质量和横截面积。几个小时后，凝结已经发展成一个连接日冕过渡区和底层过渡区的结构，从积累的质量开始的连续向下运动代表了一个与观测结果相匹配的排水。一个更动态的阶段也被发现，与日冕雨，诱导波列，甚至重联事件时，核心日珥等离子体的重量下来的场线，直到磁通绳得到形成。日珥的上半部分，然后被困在一个磁通绳结构，我们认为其暴力扭结不稳定的爆发尽快（忽略）长度尺寸将允许理想的扭结变形。
2014-05-14 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence eruption
我们进行磁流体动力学（MHD）模拟的准静态演化和喷发的扭曲的日冕磁通绳下的日冕流光建立了一个强加的通量出现在较低的边界。MHD模型结合了简单的经验日冕加热、光学薄辐射冷却和场向热传导，从而允许日珥凝聚的形成。我们发现，在准静态演化过程中，日珥/细丝凝聚的细长，S形形态的形式出现的磁通绳由于失控的辐射冷却显着扭曲的场线的倾角。日珥周围也形成了一个日珥空洞，最好是在边缘上方观察，视线几乎沿着通量绳的长度，如合成SDO/AIA EUV图像所示。支持日珥的磁场是明显的非力自由，尽管低等离子体β。通过与抑制日珥形成的模拟进行比较，我们发现日珥重量是动态重要的，可以抑制扭结不稳定性的发生，并在相当长的时间内保持通量绳的平衡，直到日珥等离子体的排放发展和减轻日珥重量。磁绳最终发展出扭结不稳定性并爆发，产生日珥爆发。合成的AIA 304埃图像显示日珥被抬升成一个喷发环，沿着环呈现螺旋状特征，沿着环腿大量排水，这在观测中经常看到。
2018-06-16 astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
MHD simulation of prominence-cavity system
我们提出了一个扭曲的，形成日冕磁通量绳下的日冕流光从准平衡到爆发开始的演变的磁流体动力学模拟。磁通绳是由下边界处的强制磁通涌现形成的。在准静态阶段的演变过程中，我们发现形成的连续性腔系统的定性特征类似的意见，所示的合成SDO/AIA EUV图像与磁通绳观察到的肢体以上几乎沿其轴。空腔包含子结构，包括“U”形或角状特征，从突出物延伸，在突出物顶部包围中心“空腔”。由于辐射冷却失控，日珥凝聚形成在高度扭曲的场线的凹陷处，而空腔则是由从凹陷处向上延伸的携带磁场的场线的密度耗尽部分形成的。日珥的“角”被扭曲的磁力线穿过，磁力线包含浅的倾角，在那里日珥凝聚已经蒸发到日冕温度。被角包围的中心“空腔”被发现对应于一个中心热而致密的核心，其中包含没有倾角的扭曲场线。通量绳最终爆发，因为其中心部分准静态上升到一个临界高度与发病的环面不稳定性。爆发通量绳加速到近900 km/s的快速速度和相关的日珥爆发显示出显着的旋转运动和扭结的形态。
2019-05-20 astro-ph.SR
A unified model of solar prominence formation
目前已经提出了几种解释太阳暗条或暗条形成的机制，其中直接注入模型和蒸发-凝结模型是最流行的两种。在直接注入模型中，冷等离子体沿着磁场线从色球层喷射到日冕中;在蒸发-凝结模型中，冷色球层等离子体被加热到一百万度以上并蒸发到日冕中，在那里积累的等离子体最终达到热不稳定或非平衡，从而凝结成冷等离子体。在本文中，我们试图统一这两种机制：暗条形成的本质是色球层的局部加热。如果加热发生在低色球层，则增强的气体压力推动高色球层的冷等离子体向上移动到日冕，这一过程表现为直接注入模型。如果加热发生在上层色球层，局部等离子体被加热到百万度，并蒸发到日冕中。后来，等离子体凝结形成日珥。这种过程表现为蒸发-冷凝模型。通过辐射流体动力学模拟，我们证实了这两种被广泛接受的太阳双折射形成机制确实可以统一在这样一个单一的框架中。一个特殊的情况下，也被发现在喷射和蒸发冷凝过程一起发生。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Frozen-field Modeling of Coronal Condensations with MPI-AMRVAC II: Optimization and application in three-dimensional models
本文将冻结场流体动力学模型与双曲热传导及TRAC方法结合以优化计算效率，并在MPI-AMRVAC中实现三维日珥模拟，验证了其捕捉太阳日珥动力学的能力。
2024-11-25 astro-ph.SR
Slingshot prominences: nature's wind gauges
冷恒星的稀薄、炽热的恒星风的质量损失率极难测量，但它们是恒星旋转演化的关键因素。我们提出了一种新的方法来测量这些质量损失率在年轻的，快速旋转的恒星。这些恒星被认为是支持“弹弓式磁共振”系统的，这些系统由从恒星表面向上流动到闭合磁环结构顶点的热风物质提供。材料在共旋半径附近聚集并冷却，直到其密度变得足够大，以至于在氢巴耳末线和强共振线（如Ca II H \&\ K）中可以看到瞬态吸收特征。在这里，我们提出了关键的见解，声波点通常位于远低于冷凝区。因此，风底的流动不受上覆日珥的影响，因此我们可以使用观测到的质量和凝结的重现时间来估计风中的质量通量。这些测量扩展了每单位表面积的质量损失率和X射线通量之间的关系，跨越5个数量级。他们没有证据表明在高X射线通量水平下恒星质量损失率的减弱。
2018-11-03 astro-ph.SR
The Formation of Solar Prominences: Plasma Origin and Mechanisms
本文综述日珥形成的四类等离子体机制，结合理论、模拟与观测评估各机制合理性，强调机制互补共存性，指出多尺度过程关联日珥行为多样性的研究方向。
2025-11-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Simulating stellar coronal rain and slingshot prominences
该研究通过数值模拟发现恒星冕会自然形成凝聚体，慢速自转恒星仅产生冕雨，快速自转恒星还会形成弹弓状日珥与周期性离心抛射，冷气体占比可观，修正了以往对这类恒星质量损失率的低估，且结果与观测吻合。
2024-09-11 astro-ph.SR
A unified model of solar prominence formation with self-consistent heating
本文通过二维磁流体动力学模拟，以不同高度的磁重联自洽实现局域加热，统一了太阳暗条形成的蒸发-凝聚模型与直接注入模型，并验证了该统一模型的有效性。
2025-08-21 astro-ph.SR
Self-consistent numerical simulations for the formation and dynamics of solar prominences
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）
本文通过三维数值模拟研究日冕喷流的形成机制，发现喷流通过色球层中等离子体喷射和日冕层等离子体凝结形成，其性质与观测结果相符，揭示了日冕喷流形成中底层动力学的重要性。
2026-04-30 astro-ph.SR
Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences: II. partially ionized case
日冕雨团和日珥结是色球层到过渡区温度的密集凝聚，这些温度在更热的日冕中下降。它们的典型速度范围分别为30- 150 km~s $^{-1}$和10- 30 km~s $^{-1}$的数量级，即，它们比自由降落速度小得多。这些冷团块包含电离和中性物质的混合物，它们必须动态耦合才能像观察到的那样落在一起。我们调查这种耦合的流体动力学模拟，其中耦合产生的离子和中性粒子之间的摩擦。这里提出的数值模拟是\citet{oliver2014}的部分电离的情况下的扩展。我们发现，尽管在团簇中心两种粒子的相对漂移速度小于1 m s $^{-1}$，但它足以产生强耦合带电粒子和中性粒子所需的力.对于完全电离的等离子体，电离度对我们以前工作的主要结果没有明显的影响：凝结有一个初始加速阶段，随后是一个大致恒定速度的时期，此外，最大下降速度明显与初始团块与环境密度的比值相关。
2015-10-28 astro-ph.SR
Prominence Mass Supply and the Cavity
一个流行但未经检验的范例经常被用来描述凝聚-空洞系统：空洞是低密度的，因为它是通过向凝聚的日珥提供质量而被抽空的。日珥形成的热非平衡（TNE）模型为日珥及其周围日冕的热力学演化提供了一个理论框架。我们研究的证据，通过比较TNE模型与诊断的动态极紫外线发射（EUV）周围的突出，特别是突出角的连续性腔连接。角是日珥等离子体和日冕等离子体的相关延伸，似乎连接日珥和空洞。TNE模式预测，大规模的增亮将发生在SDO/AIA 171的带通附近的日珥，与冷凝形成的冷却阶段。在我们的模拟中，足点加热幅度的变化导致其他EUV带通中的发射增强之间的持续时间、空间尺度和时间偏移的变化。虽然这些预测很好地匹配了喇叭观测的一个子集，但模型没有捕捉到观测结构的变化范围。我们讨论了我们的一维循环模拟的三维时间平均平衡的日珥和空腔的影响。有证据表明，角状物可能是由凝聚的日珥等离子体引起的，但是这个过程是否会产生密度耗尽的空腔这个更大的问题需要一个更严格约束的加热模型和更好地了解相关的磁性结构。
2013-11-11 astro-ph.SR
Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences: I. Fully ionised case
对活动区域和边缘的观测经常显示出冷的、致密的团块以小于自由降落的加速度下降。本文用一个简单的完全电离等离子体模型研究了这些凝结落在日冕中的动力学。我们发现，一个沉重的凝聚的存在下，引起了一个动态的重新安排的日冕压力，导致在形成一个大的压力梯度，反对重力。最终，压力梯度变得如此之大，以至于斑点加速度消失或甚至指向上方。然后，团块下降的特征在于初始加速阶段，随后是基本恒定的速度阶段。这两个阶段可以在已发表的日冕雨事件的时间-距离图中确定。无论是第一阶段的持续时间和获得的速度的斑点增加的斑点冠状密度的比值较大的值，较大的斑点质量，和较小的冠状温度。密集的斑点的特征是可检测到的密度增长（在我们的计算中高达60%），以及其下部密度的陡峭化，这可能导致激波的形成。它们还发射声波，这些声波可以被检测为具有100 s量级的周期并且持续几个到大约十个周期的小强度变化。最后，下落路径的曲率仅在非常密集的团块沿着倾斜的磁场线下落时才相关。
2013-11-04 astro-ph.SR
Modeling multiphase plasma in the corona: prominences and rain
本文回顾多相日冕等离子体研究进展，概述日珥、冕雨等现象的自洽形成模型，揭示其共同物理起源，说明热不稳定性的触发作用及相关影响因素，并提出未来建模的核心挑战。
2025-10-29 astro-ph.SR
Formation of Quiescent Prominence Magnetic Field by Supergranulations
为了了解静止太阳磁场的形成，其磁场结构的起源，即，必须显示磁通量绳（MFR）。我们使用三维磁摩擦模拟在一个球形子域调查的作用，典型的超颗粒运动的长期形成的一个突出的磁场。利用Voronoi网格模拟了太阳表面在科氏力作用下的时变水平超颗粒运动。超颗粒边界的科里奥利效应引起的涡旋运动将磁螺旋度注入日冕。通过螺旋度凝聚，螺旋度以强剪切磁场的形式沿极性反转线（PIL）传递和积累。超颗粒的发散运动在PIL处会聚相反的磁极性，并驱动剪切磁弧足点之间的磁重联形成MFR。北半球的磁网络、负螺旋度MFR和磁倾区由破碎到连续的形成过程与观测结果一致。虽然包括发散的超颗粒，差异旋转和纬向流，没有科里奥利效应的模拟不能产生一个MFR或剪切弧托管日珥。因此，科里奥利力是静态太阳磁场螺旋度注入和磁结构形成的关键因素。
2022-07-14 astro-ph.SR
The role of cooling induced by mixing in the mass and energy cycles of the solar atmosphere
在许多天体物理系统中，通过Kelvin-Helmholtz不稳定性驱动的湍流，冷和热温度气体/等离子体之间的混合导致形成具有增加的辐射损失的中间温度相，从而驱动有效的冷却。太阳大气层是一个潜在的网站，这一过程发生的日珥或针状材料和日冕之间的相互作用，允许过渡区的材料与增强的辐射损失的发展。在本文中，我们推导出一组方程来模拟这种混合层的演变，并预测混合驱动的冷却速率和混合导致日冕物质冷凝的速率。这些理论预测的基准对2.5D MHD模拟。将理论定标应用于日珥螺纹或褪色针状物，我们发现，当混合层在它们的边界上生长时，这将导致过渡区材料的产生，冷却时间约为100 s，这解释了在不需要任何加热的情况下观察到的日珥螺纹或针状物在冷谱线中褪色时的温暖发射。对于静止的日珥，由混合过程驱动的动态凝结可以恢复约18%的日珥通过下降流损失的质量。总的来说，这种混合引起的辐射损失的热能损失机制突出了在试图理解日冕中冷物质的热力学演化时考虑不同温度下物质之间的动力学相互作用的重要性。
2023-02-14 astro-ph.SR
Dynamics of a prominence-horn structure during its evaporation in the solar corona
磁共振喇叭腔系统各组成部分之间的物理联系和形成机制仍然是难以捉摸的。在这里，我们提出了这样一个系统的观察，重点是日珥的一部分，上升和分离逐渐从主体。这就形成了一个足够简单的结构，可以为上述问题提供线索。它的特点是嵌入角，振荡，并逐渐消失的分离材料。顺磁喇叭结构沿凹喇叭结构的轨迹呈现出周期约为150分钟、振幅约为30 μ m的大振幅纵向振荡。喇叭还经历了幅度小得多（~3 μ m）和周期短（~10-15分钟）的同时横向振荡，可能代表大尺度磁结构的全球模式。这种结构的逐渐消失表明，喇叭形是将冷而致密的日珥与热而稀薄的日冕分隔开的场向过渡区的观测表现，它是由于中央日珥质量的加热和稀释过程而形成的，而大多数以前的研究认为它是相反的过程，即，日冕等离子体的冷却和凝结形成了角。这项研究还演示了日珥如何将磁通量输送到上部日冕，这是喷发前磁能逐渐积累的一个必不可少的过程。
2016-08-14 astro-ph.SR
Spectral Characteristics of a Rotating Solar Prominence in Multiple Wavelengths
本文基于2.5D磁流体动力学模拟和Promweaver框架生成旋转日珥的多波段合成光谱，发现Mg II k、Ly α和Ly β线具有明显旋转特征，而Hα线信号极弱，重新引发日珥持续旋转存在性的讨论。
2024-10-04 astro-ph.SR
Tracing a Multi-Temperature Quiescent Prominence's Thermodynamic Evolution from Sun to Earth
通过多视角EUV观测，研究了从太阳到地球的多温度宁静日珥热力学演变，揭示其由冷低电离离子和热等离子体组成，并指出其非均匀加热或快速冷却的可能。
2025-12-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Open questions on prominences from coordinated observations by IRIS, Hinode, SDO/AIA, THEMIS, and the Meudon/MSDP
上下文2013年9月24日，新发射的界面区成像摄谱仪（IRIS）、特内里费岛的THEMIS、日之出太阳光学望远镜（SOT）、太阳动力学天文台大气成像组件（SDO/AIA）和位于默东太阳塔的多通道减法双通摄谱仪（MSDP）观测到了一个大日珥，观测时间为3小时（12：12 UT-15：12 UT）。目的。这项工作的目的是研究日珥精细结构在多个波长的动力学，以了解它们的形成。方法.光谱仪IRIS和MSDP提供了Mg II和Halpha谱线的高节奏谱线。结果发现磁场是全球水平的，具有相对较弱的场强（8-15高斯）。Ca II电影揭示了类似于顺从的运动，它不是在日珥的特定部分组织起来的。另一方面，Mg II谱线曲线显示在波长上分离良好的多个峰。每个峰对应于高斯分布，而不是如本发明的非LTE辐射转移建模所预期的反向分布。结论.在支撑日珥的磁场的宏观水平分量之上的湍流场引起了等离子体的复杂动力学。具有高速度的等离子体（如果我们考虑横向速度，则为70 km/s至100 km/s）可能对应于沿着304 A中可见的拱形结构的或多或少的水平线的等离子体凝结。稳定的气流（5 km/s）对应于日珥的一个更静止的等离子体（冷的和连续的日冕过渡区），这些等离子体被包裹在水平磁场线的凹陷中。Mg II剖面中非常弱的次峰可能反映了部分日珥的湍流性质。
2014-07-11 astro-ph.SR
Prominence and coronal rain formation by steady versus stochastic heating and how we can relate it to observations
本研究通过 MPI-AMRVAC 进行 2.5D 模拟，比较了稳态与随机加热对日珥形成的影响，并利用 Lightweaver 生成合成光谱，发现加热方式决定了日珥内部动力学呈垂直或水平取向。
2024-06-05 astro-ph.SR
Solar prominences embedded in flux ropes: morphological features and dynamics from 3D MHD simulations
用数值方法研究了插入三维磁通量绳中的日珥的时间演化。使用Titov Demoulin（1999）的模型，在弱扭曲的状态下，冷而致密的日珥通过改变最初的无力磁位形来抵消重力。在某些情况下，在弛豫阶段之后实现准静止状态，其特征在于激发直立垂直振荡。由于日珥和日冕之间的不均匀过渡，这些振荡表现出由连续阻尼机制产生的随时间的强烈衰减。垂向振荡的特征周期与磁绳的扭转度关系不大。非线性是负责触发Kelvin-Helmholtz不稳定性与垂直振荡，并最终产生水平结构。与其他的配置，其中的突出物的纵轴是由一个垂直的磁场渗透，如在未剪切的弧，突出物的方向沿磁绳轴防止瑞利-泰勒不稳定性的发展，因此出现沿此轴的垂直结构。
2015-12-22 astro-ph.SR
On the robustness of the pendulum model for large-amplitude longitudinal oscillations in prominences
大振幅纵向振荡（LALO）是太阳活动的壮观表现。在这样的事件中，附近的高能扰动会引起暗条的周期性运动，其位移与暗条本身的大小相当，速度大于20 km/s。提出了用沿刚性磁场投影的重力作为回复力的钟摆模型来解释这些事件。然而，可以反对的是，在磁场对重日珥的质量运动起反应的现实情况下，简化的钟摆模型可能不再有效。我们已经进行了非线性的时间相关的数值模拟LALO考虑倾斜磁场线结构。在这项工作中，我们证明，即使是相对较弱的磁场的钟摆模型工作得很好。因此，我们验证了钟摆模型，并显示其鲁棒性，具有重要意义的日珥地震学的目的。利用这个模型，可以推断出支撑日珥的倾斜磁力线的几何形状。
2015-12-16 astro-ph.SR
Elemental composition in quiescent prominences
第一电离势（FIP）偏置目前用于跟踪风和太阳爆发（日冕物质抛射）喷射出的太阳特征的传播。FIP的偏差也有助于我们理解日珥等离子体的形成，因为它是日珥等离子体起源的示踪剂。这项工作的目的是提供元素组成和FIP偏置在静态太阳能电池。这是关键的信息，这些功能连接到太阳喷发的残留物在日光层内测量现场和限制日冕或光球的日珥等离子体的起源。我们使用差分发射测量技术来推导两个双折射的FIP偏置。宁静太阳色球和过渡区数据被用来测试原子数据和谱线形成过程。我们使用来自\ion{Si}{}、\ion{S}{}、\ion{Fe}{}、\ion{C}{}、\ion{N}{}、\ion{O}{}、\ion{Ni}{}、\ion{Mg,}{}和\ion{Ne}{}的低电离阶段的谱线，将FIP偏置限制在$4.2 \le \log T \le 5.8$范围内。我们采用了密度依赖的电离平衡。我们证明了这两个双折射都具有光球成分。我们确认了宁静太阳中的光球成分。我们还确定了不透明度和/或辐射激发的贡献，定期观察到的几条线的形成。因此，我们的研究结果提供了重要的元素，正确解释即将到来的太阳轨道器/SPICE光谱数据，并限制日珥的形成。
2019-05-02 astro-ph.SR
A comparison of pendulum models for large-amplitude longitudinal prominence oscillations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本文比较了传统和扩展摆动模型对长振幅日珥振荡最小磁场强度推断的影响，采用贝叶斯方法评估模型合理性，发现扩展模型在全范围振荡周期中更合理，但贝叶斯因子不足以确定任一模型的正证据。
2026-04-01 astro-ph.SR
Inference of magnetic fields in inhomogeneous prominences
太阳磁场中磁场矢量的定量信息大多来自于对作用于散射线的汉勒效应的分析。由于这些线可以是不可忽略的光学厚度，它是感兴趣的进一步研究线的形成过程。我们研究了多维效应对分光偏振观测结果的解释，特别是对磁场矢量的推断。我们这样做，通过分析多维模型，其中涉及完全自洽的辐射转移计算的空间不均匀性和速度场的存在下，和那些依赖于简单的一维几何之间的差异。我们研究了在特设的非均匀，等温的2D日珥模型的原型线的形成。我们解决了NLTE极化线的形成问题中存在的一个大规模的定向磁场。然后，假设简单的1D平板模型，解释（即反转）所得到的偏振线轮廓。我们发现，输入和推断的磁场矢量之间的差异是不可忽略的。也就是说，我们几乎普遍地发现，推断场比输入场更弱，更水平。空间不均匀性和辐射转移对光学粗线中的散射线偏振有很强的影响。在现实生活中，忽略这些影响可能会导致对色球天体（如双折射）的分光偏振观测的严重误解。
2016-09-16 astro-ph.SR
Simulating coronal condensation dynamics in 3D
我们提出了数值模拟在三维设置日冕雨现象发生在一个四极拱廊系统的磁配置。我们的模拟是一个磁流体动力学模拟，包括各向异性热传导，光学薄辐射损失，和参数化加热作为主要的物理特征，以构建一个现实的拱廊配置从色球到日冕的高度。色球和过渡区高度的等离子体蒸发最终会导致局部失控的冷凝事件，我们目睹了由于热不稳定性，在加热的拱廊部分动态演变，并逐渐向下移动，由于交换型动力学等离子体斑点的形成。与早期的2.5D模拟不同，在这种情况下，没有观察到大规模的日珥形成，但连续的日冕雨发展，显示出瑞利-泰勒或交换不稳定性的明显迹象，这导致位于过渡区上方的密度较高的等离子体下降，因为系统朝着更稳定的状态移动。线性稳定性分析用于非线性区域，以获得洞察力并预测系统的演变。在等离子体团通过交换下降之后，它们在较低的日冕区域中更紧密地遵循磁场拓扑结构，在那里它们被磁倾角引导。
2015-05-20 astro-ph.SR
Prominence material observed by SoloHI beyond 0.5au
本研究利用Solar Orbiter搭载的SoloHI等遥感仪器，首次探测到传播中的CME关联日珥暗条物质到达约0.57au的日心高度，为CME日球层演化研究提供新观测支撑。
2025-06-16 astro-ph.SR
SDO/AIA Detection of Solar Prominence Formation within a Coronal Cavity
我们报告的第一个分析SDO/AIA观测的形成一个静止的极冠突出的冕腔。He II 304 He（log T_{max} ~ 4.8 K）数据显示，由于等离子体的垂直引流和横向输送，日珥逐渐消失，约12小时后形成新的日珥。在日珥形成之前，在冕腔的中心区域会出现明亮的发射“云”。云的峰值亮度在时间上从Fe XIV 211通道，通过Fe XII 193通道，到Fe IX 171通道逐渐移动（log T_{max}分别为6.2，6.1，5.8 K），同时高度降低。过滤器比分析估计的云在腔中的初始温度约为log T \sim 6.25 K的冷却随着时间的推移的证据。随后日珥的增长伴随着211通道中空洞的变暗。这些观测结果暗示了通过冕腔中热等离子体的原位冷凝形成日珥的可能性，支持了日冕磁通量绳中磁热对流的拟议过程。
2012-09-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Major Geomagnetic Storm in 2024 October Linked to Sympathetic CME--Prominence Eruptions
State Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心太阳活动与空间天气重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Space Weather, National Satellite Meteorological Center (National Center for Space Weather), China Meteorological Administration（中国气象局国家卫星气象中心（国家空间天气监测预警中心）空间天气重点实验室）；School of Microelectronics and Physics, Hunan University of Technology and Business（湖南工业大学微电子与物理学院）
研究分析了2024年10月10-11日由同情性喷发引发的地磁风暴，揭示了日冕喷射与日珥相互作用的动力学过程及地磁风暴的驱动机制。
2026-04-08 astro-ph.SR
Destabilization of a Solar Prominence/Filament Field System by a Series of Eight Homologous Eruptive Flares
同源耀斑是在同一活动区重复发生的耀斑，具有相似的结构和形态。2011年6月16日至17日，活动区NOAA 11237发生了一系列至少8次同源耀斑。附近的一个日珥/暗条扎根于活动区，位于冕洞底部附近。从SDO/AIA观测到的活动区位于太阳的东南边缘，从STEREO/EUVI-B观测到的活动区位于盘面上。这种双重视角使我们能够详细地研究在重复爆发系统的磁场中夹带的日珥/暗条物质的行为。每一次爆发都主要局限在日珥/暗条空腔系统（PFCS）中，但会将热物质排出。携带和包含喷射的热物质的场与PFCS相互作用并使其膨胀，导致PFCS近似与同源喷发同步逐步上升。第八次爆发触发PFCS缓慢向外移动，伴随着微弱的日冕变暗。当PFCS缓慢喷发时，活动区的核心发生了最后一次喷发耀斑，导致EUVI-B图像强烈变暗，并驱逐了日冕物质抛射（CME）。一种可能的情况是，重复的同源耀斑可能逐渐破坏PFCS的稳定性，其随后的爆发消除了活动区上方的场，从而导致了抛射耀斑、强调光和CME。
2015-08-08 astro-ph.SR
Plasmoid-fed prominence formation (PF$^2$) during flux rope eruption
我们报告了一个新的，等离子体团喂养的情况下形成的爆发性日珥（PF $^2$），涉及重新连接和冷凝。我们使用网格自适应电阻二维半磁流体动力学（MHD）模拟在色球到电晕设置解决这个等离子体团美联储的情况。我们研究了低日冕中一个预先存在的磁绳（FR），它由于灾变而突然爆发，并在爆发的FR上方驱动一个快速激波，在爆发的FR下方形成一个电流片（CS），色球物质被挤入其中，当Lundquist数达到$\sim 3.5\times 10^{4}$时，CS中出现等离子体团不稳定性和多个磁岛. CS中剩余的色球物质通过这些新形成的磁岛转移到FR中。由岛屿输送的致密冷物质聚集在FR底部，从而在爆发阶段形成日珥。随着FR的增加，由于热不稳定性，更多的日冕等离子体不断地向日珥中凝聚。由于PF $^2$工艺带来的精细结构，该模型自然形成细丝，在极性反转线上方对齐。在我们的$15 \mathrm{km}$分辨率下的合成视图显示了许多细节，这些细节可能会在未来的高分辨率观测中得到验证。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Evidence for evaporation-incomplete condensation cycles in warm solar coronal loops
在回路的足点处的准恒定加热导致等离子体的蒸发和冷凝循环：热非平衡（TNE）。这一现象被认为在日冕和日冕雨的形成中发挥了作用。然而，它往往被丢弃，参与加热的暖圈，因为模式不重现的意见。最近的模拟表明，这些与观测结果的不一致可能是由于模型几何形状的过度简化。此外，我们最近的观测表明，长周期强度脉动（几个小时）在太阳日冕环中很常见。这些时期与TNE的预期一致。本文的目的是获得这些事件中的一些等离子体的物理特性，以测试TNE在回路加热中的潜在作用。我们使用SDO/AIA的6个EUV日冕通道详细分析了三个事件。我们进行了差分发射测量（DEM）和时滞分析，包括一种新的方法来隔离相关信号的前景和背景发射。对于这三个事件，DEM经历了长周期的脉动，这是一个周期性加热的签名，即使在冷却阶段捕获的环路，因为是大部分的活动区域。我们将长周期强度脉动与循环加热的新特征联系起来，并提供了蒸发和冷凝循环的有力证据。因此，我们同时见证了广泛的冷却和TNE。最后，我们讨论了静态和脉冲加热模型的影响，我们的新观察。
2015-08-26 astro-ph.SR
In-situ generation of transverse MHD waves from colliding flows in the solar corona
横向MHD波渗透太阳大气，是日冕加热的候选者。然而，这些波的起源仍然不清楚。在这项工作中，我们分析了协调观测\textit{Hinode} /SOT和\textit{IRIS}的日珥/日冕雨环状结构在边缘的太阳。沿结构观察到冷而密集的下降流和上升流。观测到一个能量通量估计为$10^{7}-10^{8}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$的下行流和上行流之间的碰撞，产生了总振幅估计为$\approx40~$ km~s $^{-1}$的股线振荡横向扰动，以及等离子体温度升高到至少$10^{5}~$ K时的短暂增亮事件。我们解释为香肠和扭结横向MHD波的基础上的等离子体流碰撞的二维MHD模拟的响应。碰撞团块之间的长度、密度和速度差异以及磁场强度是确定碰撞反应的主要参数。团块之间的不对称性（冲击表面的角度和/或流动轴的偏移）的存在对于产生扭结模式是至关重要的。利用观测值，我们成功地再现了观测到的横向扰动和增亮，并显示了绝热加热日冕温度。数值模拟结果表明，在这种环状结构中，等离子体$β$被限制在$0.09$和$0.36$之间。这些结果表明，这样的碰撞从逆流流可以是一个源的原位横向MHD波，并为冷和密集的突出条件，这样的波可能有显着的振幅。
2018-07-01 astro-ph.SR
Rotational flows in solar coronal flux rope cavities
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，揭示了日冕空腔内不对称磁通量绳形成如何通过热不稳定性与角动量守恒触发日珥旋转流，重现了巨型日珥龙卷风的观测现象。
2023-07-27 astro-ph.SR
Simulating Rayleigh-Taylor induced magnetohydrodynamic turbulence in prominences
本文通过2.5维理想MHD模拟研究日珥中瑞利-泰勒不稳定性的非线性湍流演化，发现各向异性湍流、惯性区幂律标度及间歇性多重分形特征，并将其与宁静日珥观测特征直接关联。
2023-02-09 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Frozen-field Modeling of Coronal Condensations with MPI-AMRVAC I: Demonstration in two-dimensional models
针对日冕多维MHD模拟计算成本高的问题，提出冻结磁场的ffHD方法并集成至MPI-AMRVAC，通过二维蒸发-凝结模型验证其性能接近真实2D MHD和伪2D HD。
2024-04-25 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Helicity in Structuring the Solar Corona
太阳磁场的两个最广泛观察到的但也是最令人困惑的特征是光滑的层流日冕环和强烈剪切的双折射/细丝。这两个特征似乎是完全不相关的，因为环接近其最小能量的无电流状态，而细丝是高磁应力和强电流的区域。我们认为，事实上，这两个功能是密不可分的，因为两者都是由于一个单一的过程：注入磁螺旋度到日冕的光球运动和随后的演变，这种螺旋度的日冕重联。在本文中，我们提出了一个\citet{Parker72}日冕光球驱动运动，有不同程度的螺旋度偏好的响应的数值模拟。我们得到了四个主要结论：1）与\citet{Antiochos13}的螺旋度凝聚模型一致，磁重联引起的螺旋度的逆级联导致了位于极性反转线（PIL）附近的螺旋/丝状体的形成：2）这一过程去除了日冕其余部分的大部分结构，形成了光滑的层状日冕环; 3）日冕环中残余缠结的数量与驱动运动注入的净螺旋度成反比; 4）日冕的结构只取决于驱动运动的螺旋度偏好，而不取决于它们的详细时间依赖性。我们讨论了我们的结果的影响，高分辨率观测的日冕。
2016-07-27 astro-ph.SR
Difference of source regions between fast and slow coronal mass ejections
日冕物质抛射（CME）与暗条喷发密切相关，通常是暗条喷发在日冕上部的延续。通常的做法是将所有观测到的日冕物质抛射分为快日冕物质抛射和慢日冕物质抛射。快速日冕物质抛射通常伴随着大太阳黑子群附近活动区的爆发事件，并与主要的太阳耀斑有关。缓慢的日冕物质抛射与远离活动区的静止日冕物质抛射的爆发关系更大。我们分析了10个爆发事件，特别关注2013年9月29日和2016年1月26日的事件，其中一个与快速CME有关，而另一个则是缓慢的CME。我们估计了这两个地区的自由磁能的初始储存，并显示了喷发前情况的相似之处。这两种爆发性双辉的后期行为的不同是由于暗条上方磁场结构不同的结果。我们估计这种结构的基础上潜在的磁场计算。对其它8个事件的分析证实，所有快日冕物质抛射都起源于高度值和日冕磁场方向快速变化的区域。
2019-04-08 astro-ph.SR
Thermally enhanced tearing in solar current sheets: explosive reconnection with plasmoid-trapped condensations
在耀斑相关的电流片，撕裂不稳定性可能会触发爆炸性重联和等离子体团的形成。我们探讨了如何通过爆炸性重联过程，其特征在于形成的等离子体团的相互作用和陷阱冷凝等离子体的热和撕裂模式相互加强在太阳日冕中的电流片的碎片。我们使用电阻磁流体动力学（MHD）模拟的二维电流层，将光学薄辐射能量损失和背景加热的非绝热效应，使用\texttt{MPI-AMRVAC}。我们的参数调查探讨了不同的折射率和等离子体- $β$量化的不稳定性增长率的线性和非线性制度。我们注意到，对于$10^{-4} - 5 \times 10^{-3}$内的无量纲电阻率值，我们得到了热不稳定性和撕裂行为相互加强的爆炸行为。这显然低于纯电阻爆炸等离子体团形成的通常临界伦德奎斯特数范围。非线性增长率遵循弱幂律依赖与电阻率。在演化的非线性阶段，由于热不稳定性和撕裂不稳定性，电流片的碎裂和等离子体团的形成。在Lundquist数（$S_L$）范围$4.6 \times 10^3 - 2.34 \times 10^5$内注意到等离子体团的形成。我们量化的时间变化的等离子体团的数量和密度填充因子的等离子体团为不同的物理条件。我们还发现最大等离子体团数的尺度为$S_L^{0.223}$。在非线性聚合的等离子体团链中，局部的冷凝结聚集，实现了类似于日冕雨或日冕对流的密度和温度对比。
2022-08-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
3D coupled tearing-thermal evolution in solar current sheets
本文通过三维磁流体模拟研究太阳电流片中撕裂与热不稳定性耦合导致的破裂，发现其形成与日珥和日冕雨相似的冷凝聚结构，揭示重联的多热本质。
2023-08-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Identifying the Coronal Source Regions of Solar Wind Streams from Total Solar Eclipse Observations and in situ Measurements Extending Over a Solar Cycle
这封信利用了2006年至2020年期间在白光Fe XI 789.2 nm下获得的一组独特的日全食观测结果（$\rm T_{fexi}$ = $1.2 \pm 0.1$ MK）和Fe XIV 530.3 nm（$\rm T_{fexiv}$ = $ 1.8 \pm 0.1$ MK）发射，辅以ACE/SWEPAM-SWICS的原位Fe电荷状态和质子速度测量，以确定不同太阳风流的源区。日食观测揭示了开放结构的普遍存在，总是与$\rm Fe^{10+}$的Fe XI发射有关，因此在膨胀的日冕中有一个恒定的电子温度，$\rm T_{c}$ = $\rm T_{fexi}$。原位Fe电荷状态被发现集群周围$\rm Fe^{10+}$，独立的300至700公里的$\rm s^{-1}$流的速度，被称为连续的太阳风。因此，$\rm Fe^{10+}$在连续的太阳风和太阳上的$\rm T_{fexi}$源之间产生了基准联系。虽然Fe XIV发射的空间分布，从$\rm Fe^{13+}$，与流光，整个太阳周期的变化，零星出现的电荷状态$> \rm Fe^{11+}$，在原地，表现出没有周期依赖性，无论速度。这些后者流被证明是从热日冕等离子体中释放的温度$\ge \rm T_{fexiv}$内的隆起的流光和活跃的地区，驱动的动态行为的磁链接到他们。连续的慢、中、快太阳风流的发现，以膨胀日冕中的相同$\r…
2021-03-03 astro-ph.SR
On the energy release in solar flares
高分辨率观测表明，太阳大气中全球平衡磁场位形的精细结构与传统的“势+无力”场假设有本质的不同。精细场元的相互作用的大尺度结构被许多在传统场图中被忽略的非无力元（切向不连续性）分开。将这些元素纳入模型意味着一个动态的，而不是静态字符的平衡场配置。一个过渡到耀斑系统可以触发的膨胀模式的笛不稳定性的双折射或/和日冕凝聚。撕裂模和MHD不稳定性以及湍流片过热的影响阻止了场的静态重联，因为它是在传统的情况下采用的。我们推测周围的假设，即在活性区域中的能量释放是由相同的情况下，动态电流渗透通过随机网络的电阻器，其中的突变电阻是由本地电流控制。
2012-04-30 astro-ph.SR
The Origin of Solar Filament Plasma Inferred from in situ Observations of Elemental Abundances
太阳暗条/日冕物质抛射是日冕中最常见的特征之一，当它们爆发时，可能导致高能日冕物质抛射（CME）和耀斑。暗条的温度和密度比日冕物质低100倍，对它们的物质来源的物理理解仍然存在争议。有两种假设：一种认为丝状等离子体是通过虹吸或蒸发/注入过程从光球层或色球层进入日冕的，另一种认为是由于热不稳定性，物质从周围的日冕等离子体中凝结而成。元素丰度分析是一个合理的线索，以约束模型，虹吸或蒸发/注入模型将预测灯丝材料的丰度接近光球或色球的，而冷凝模型应该有日冕的丰度。在这封信中，我们分析的元素丰度的磁云，其中包含喷出的灯丝材料。对应的暗条爆发发生在1998年4月29日，伴随着位于日面坐标S18 E20（NOAA 08210）的M6.8级软X射线耀斑和太阳附近线速度为1374 km/s $^{-1}$的快晕CME。结果表明，第一电离势低和高的元素Fe/O、Mg/O和Si/O的丰度比分别为0.150、0.050和0.070，接近它们对应的光球值0.065、0.081和0.066，这不支持暗条等离子体的日冕起源。
2017-02-04 astro-ph.SR
The 2008 August 1 Eclipse Solar-Minimum Corona Unraveled
我们讨论的白光和[Fe XIV]发射日冕观测期间的日全食2008年8月1日，在蒙古（Altaj地区）和俄罗斯（Akademgorodok，新西伯利亚，西伯利亚）的结果。对应于目前的极端太阳极小期，白光日冕，可见达20个太阳半径，是一个短暂的类型与明显的头盔流光位于一个位置角48，130，241和322度的双折射链上方。在两极周围可以看到各种各样的冕洞，里面充满了一些细小的极地羽流。进一步的原始方法的图像处理，恒星高达12等，一个克鲁兹族彗星（C/2008 O 1），和一个日冕物质抛射（CME）也被检测到，与最小的可分辨的结构是，在某些地方甚至小于1角秒。即使我们的站点之间有19分钟的时间差，也可以看到日冕和日冕中的差异，可能是运动。除了显示连续日冕的高分辨率日冕图像外，（K-日冕），由光球光的电子散射产生，重叠的绿色发射线的图像（530.3nm，[Fe XIV]）电晕，并利用两个窄带滤光片进行了研究（分别以线本身为中心和对于529.1nm附近的连续谱），每个具有0.15nm的FWHM。通过太阳观测，我们咨询了太阳和日光层天文台，Hinode的XRT和SOT，TRACE和STEREO，以及Wilcox太阳天文台和SOHO/MDI磁图，我们将我们的日食观测放在当前异常低和延长的太阳极小期的背景下。
2009-07-09 astro-ph.SR
