S-DIMM+ height characterization of day-time seeing using solar granulation
为了评价场地质量和为未来的大型太阳望远镜开发多共轭自适应光学系统，需要对从望远镜上方至少12公里的高度观看的贡献进行表征。我们描述了一种方法，用于评估的贡献，看到从不同的层沿视线到太阳。该方法是基于夏克哈特曼波前传感器的数据记录在一个大的视野与太阳能颗粒，并使用仅测量差分图像位移从个人曝光，这样的测量是不会退化的残余倾斜倾斜误差。我们的结论是，所提出的方法允许良好的测量时，弗里德的参数r_0大于约7.5厘米的地面层，这些测量应该提供有价值的信息，为未来的欧洲太阳望远镜的选址和多共轭的发展。一个主要的限制是目前用于波前传感的大视场，导致在30 km距离处r_0的不确定性大得令人不舒服。
2010-02-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Comparison of the Red and Green Coronal Line Intensities at the 29 March 2006 and the 1 August 2008 Total Solar Eclipses: Considerations of the Temperature of the Solar Corona
在2008年8月1日俄罗斯西伯利亚Akademgorodok的日全食期间，我们用一台无狭缝摄谱仪拍摄了闪光光谱。我们已经用光谱确定了全食的持续时间，第二次和第三次接触的时间以及闪光光谱的持续时间（在入口期间为63秒，在出口期间为48秒）。在这里，我们将2008年的闪光光谱与2006年3月29日在希腊Kastellorizo的日全食中获得的光谱进行了比较。日冕发射谱线的强度变化，特别是[Fe X]和[Fe XIV]谱线的强度变化，可以为我们提供有关日冕能量含量和日冕温度分布的有价值的信息。结果显示，在2008年日食期间，高电离态[Fe XIV]发射线要弱得多，这表明在太阳极小期的长时间不活动期间，日冕的整体温度下降。
2010-06-04 astro-ph.SR
Extended MHD modeling of the steady solar corona and the solar wind
回顾了在定常或准定常日冕物理条件下，日冕和太阳风的大尺度磁流体动力学（MHD）模拟的历史和现状。我们把思想的演变导致认识到存在一个不断扩大的太阳大气层的历史背景。详细介绍了第一代全球日冕和太阳风模式的发展和主要特点。这一历史观点也适用于目前的全球日冕和太阳风模型套件。我们讨论了新思想的演变及其在数值模拟代码中的实现。我们指出了这些模型所面临的科学和计算挑战，并讨论了各个团体试图克服这些挑战的方法。接下来，我们将讨论最新的，最先进的模型，并指出在模拟日冕和行星际介质的预期下一步。
2018-07-01 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-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
Automatic method for detection of solar coronal width using extreme ultra-violet (EUV) radiation
日冕是太阳大气层的最后一个主要层，在EUV和X射线中可以探测到。日冕正在向数百万公里的太空扩张，在日食期间可以观察到。温度上升了几百万开。这一层的研究对太阳物理学家来说具有重要意义，因为它是动态的和特征的。活动区（AR）和太阳物质抛射（CME）是日冕的重要特征。利用SOHO/EIT在$284 Å$上拍摄的11年（2000-2010年）的全星盘图像，研究了太阳临边和日冕宽度。其次，利用图像处理方法，通过应用区域生长函数，从不同角度的图像中分割和提取日冕。提取了日冕物质抛射的径向速度。
2019-03-29 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 astro-ph.SR
Magnetic nulls and super-radial expansion in the solar corona
太阳外层大气日冕中的磁场控制着太阳风的加速和太阳爆发的动力学。我们提出了第一个明确的观测证据，日冕磁零在离临边线偏振观测的pseudostreamers，采取的日冕多通道偏振仪（CoMP）望远镜。这些零代表了磁重联可能作为太阳活动催化剂的区域。CoMP线偏振观测还提供了一个独立的日冕代理磁膨胀到太阳风，一个数量经常被用来参数化和预测太阳风在地球上的速度。我们介绍了一种新的方法，明确计算膨胀因子的CoMP日冕线偏振观测，这不需要光球外推。我们的结论是，线偏振光是一个强大的新的诊断临界日冕磁拓扑结构和扩大磁通量管的渠道太阳风。
2017-05-15 astro-ph.SR
Modeling Jets in the Corona and Solar Wind
日冕喷流是一种短暂的平行喷发，发生在日冕中主要开放磁场的区域。近年来，我们对这些事件的理解有了很大的发展，但仍有一些悬而未决的问题，如日冕喷流对太阳风的贡献。在这里，我们提出了一个日冕射流的观测和数值模拟的概述，其次是“下一代”模拟，包括在日冕（“热力学MHD”），大型球形计算域的能量转移的高级描述的简要说明，和太阳风。这些新模型将使我们能够解决一些悬而未决的问题。
2015-11-30 astro-ph.SR
Exploring the Asymmetry of the Solar Corona Electron Density with Very Long Baseline Interferometry
研究人员对太阳日冕感兴趣的原因有很多，包括寻找著名的日冕加热问题的解决方案，以及预测地球上地磁风暴的纯粹实用考虑。关于日冕有许多不同的理论;因此，能够对这些理论进行比较分析和验证是很重要的。可以帮助我们找到这些问题的答案的一个方法是寻找观测方法，以获得有关日冕物理特性的信息，并提供比较不同日冕模型的手段。在这项工作中，我们提出的证据表明，VLBI观测是，在一定的条件下，敏感的日冕的电子密度，并能够区分不同的电子密度模型，这使得VLBI技术的日冕调查的价值。最近的工作在这个问题上使用了一个对称的幂律模型的电子密度在太阳等离子体中，在这项工作中，提出了一个改进的基础上的三维数值模型。
2019-10-23 astro-ph.SR
Solar Energetic Particle-Associated Coronal Mass Ejections Observed by the Mauna Loa Solar Observatory Mk3 and Mk4 Coronameters
该研究结合地基与天基日冕仪观测数据，首次综合分析1980-2013年与25MeV太阳高能质子事件相关的日冕物质抛射，发现伴随SEP的CME更快更宽，但低日冕CME动力学可靠估算存在挑战，影响SEP早期预警。
2023-08-24 astro-ph.SR
Missing bits of the solar jigsaw puzzle: small-scale, kinetic effects in coronal studies
日冕是太阳外层极热的大气层，传统上用磁流体力学的类流体方法来描述。在这里，我们回顾一些最近的事态发展时，相反，一个完整的动力学描述。结果表明，一些主要的太阳物理学未解决的问题，如日冕加热和太阳耀斑粒子加速可以在一个新的光时，小尺度，动力学等离子体描述方法的使用。
2009-07-30 astro-ph.SR
Coronal temperature profiles obtained from kinetic models and from coronal brightness measurements obtained during solar eclipses
Lemaire [2012]根据Saito的平均日冕白光（WL）亮度和偏振观测模型推导出赤道和极地日冕的日冕密度、温度和热通量分布。它们进行了比较，从一个动力学碰撞/太阳日冕外逸层模型确定的。这种比较表明，在无碰撞区域中，在大径向距离（> 7 Rs）处的分布相当相似。然而，在靠近太阳的太阳风的加速区域中发现了相当重要的差异。外逸层热通量的方向是远离太阳的，而从所有WL日冕观测中推断出的方向是相反的，即，将热量从内日冕传导到色球层。这可能表明日冕加热速率的来源向上延伸到内日冕，在那里它在r > 1.5 Rs时达到最大值，远高于过渡区。
2012-07-20 astro-ph.SR
Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location
来自日冕顶部的微弱超音速太阳风穿过一个自然边界--阿尔芬表面--这标志着单个等离子体包和磁通量与太阳本身的因果断开。阿尔文表面是加速的太阳风的径向运动通过径向阿尔文速度的轨迹，因此任何物质的位移都不能将信息带回日冕。因此，它是日冕的天然外边界，也是行星际空间的内边界。使用一种新的和独特的运动分析来分离来自STEREO-A航天器上COR 2日冕仪的天气可见光图像序列中的入站和出站运动，我们首次确定了6个太阳半径以外的外日冕中的入站波动，并用它来确定阿尔文表面在极冕洞上方距离太阳至少12.5个太阳半径，在流光带中距离太阳至少17个太阳半径，远远超出了美国宇航局即将到来的太阳探测器任务计划的距离。据我们所知，这是第一次测量外日冕的入射波，也是第一次直接测量阿尔文表面的下限。
2014-04-15 astro-ph.SR
3D electron density distributions in the solar corona during solar minima: assessment for more realistic solar wind modeling
日冕中电子密度分布的知识对日冕建模的磁场配置和太阳风建模的初始条件提出了约束。我们使用了最近两次太阳活动极小期（1996-1997年和2008-2010年）的偏振SOHO/LASCO-C2图像，没有日冕物质抛射。我们的目标是通过应用新开发的随时间变化的层析重建方法推导出日冕中的4D电子密度分布，并将两个太阳极小值和两个磁流体动力学模型之间的结果进行比较。首先，我们确认，在热力学模型中的密度分布的值比多变的更现实。层析成像提供了更准确的分布在极地地区，我们发现，在层析成像和热力学解决方案的密度随太阳活动周期在极地和赤道地区。其次，我们发现，最高密度的结构并不总是对应于预测的大规模日光层电流片或其头盔流光，但可以遵循伪流光的位置。我们推断，层析成像提供了可靠的密度分布在日冕，复制日冕结构的缓慢时间演变，没有事先知道的日冕磁场在一个完整的旋转。最后，我们认为，最高密度的结构显示出差异旋转以及以上的表面取决于它们是如何磁性连接到表面。这种关于大尺度结构旋转的宝贵信息有助于将太阳风的来源与未来太阳轨道器和太阳探测器+等飞行任务中的原位对应物联系起来。
2015-12-13 astro-ph.SR
The plasma $β$ evolution through the solar corona during solar cycles 23 and 24
等离子体$β$对研究太阳大气中等离子体和磁压的相互作用具有重要意义。它可以帮助描述光球上的特征及其在不同高度的变化。目标是获得在太阳活动周期23和24期间通过日冕的等离子体$β$变化。等离子体$β$在太阳大气的不同层重建。为此，我们使用更新版本的日冕密度和温度（CODET）模型。在这个版本中，我们选择了太阳大气中的不同特征，例如安静太阳（QS），光斑和活动区域（AR）。计算了日冕不同层的$β$变化（R= 1.14，1.19，1.23，1.28，1.34，1.40，1.46，1.53，1.61，1.74，1.79，1.84和1.90 $R_{\odot}$）。在光球层中，我们利用温度场模型计算了等离子体$β$在QS和光斑中的分布。此外，在日冕高度的最后一个太阳活动周期期间，模拟了磁压和动压的变化。已接受在ApJ中发表。
2019-10-03 astro-ph.SR
Shape Parameters of 1991 to 2016 Solar Corona
在光学窗口观测到的日冕全球结构受全球磁场的控制，在整个太阳活动周期内具有不同的特征。鲁登道夫平坦指数成为日食期间观测日冕全球结构的常用指标。在这项研究中，分析了1991年至2016年期间的15幅日冕数字图像，以构建作为半径函数的日冕扁平轮廓。在大多数情况下，轮廓可以用二阶多项式函数建模，从而可以确定具有最大平坦指数（$R_{\text{max}}$）的半径。与该值一起，还计算了Ludendorff指数（$a+b$）。Ludendorff指数和$R_{\text{max}}$都与月太阳黑子数呈反相关，但$R_{\text{max}}$值较为分散。$R_{\text{max}}$的变化可以看作是赤道上空日冕亮度廓线变化的影响。
2016-07-27 astro-ph.SR
The Contribution of Coronal Jets To The Solar Wind
日冕中的瞬时准直等离子体爆发，通常称为日冕（或X射线）喷流，是太阳活动最有趣的表现之一。有人认为，这些事件有助于日冕和太阳风的质量和能量含量，但这些贡献的程度仍然不确定。我们最近模拟了日冕喷流的形成和演化，使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）代码与热力学在一个大的球形域，其中包括太阳风。我们的模型是耦合到三维MHD通量出现模拟，即，我们使用这样的模拟提供的边界条件来驱动一个随时间变化的日冕演化。该模型包括参数日冕加热，辐射损失和热传导，这使我们能够模拟日冕射流的动力学和等离子体特性，比迄今为止所做的更逼真。在这里，我们采用这些模拟计算的质量和能量的日冕喷流传输到外日冕和内日光层。根据观测到的喷流发生率，我们估计日冕喷流对太阳风质量和能量的总贡献分别为（0.4-3.0）%和（0.3-1.0）%。我们的研究结果与之前从观测中获得的几个粗略估计基本一致，支持了日冕喷流仅为太阳风提供少量质量和能量的猜想。然而，我们强调，需要更先进的观测和模拟来证实这一猜想。
2016-10-10 astro-ph.SR
Why Does the Solar Corona Abnormally Rotate Faster Than the Photosphere?
日冕加热是现代天文学的一个大问题。利用2003年3月1日至2017年10月28日期间逐日观测的985个太阳光谱辐照度（SSI）资料，采用Lomb、-、Scargle周期图方法计算SSI的功率谱，研究太阳大气中太阳自转的特征。得到日冕等离子体的自转周期为26.3天，光球层底部受磁结构调制的大气的自转周期为27.5天。在这里，我们报告的第一次，意想不到的日冕大气被发现旋转速度比下面的光球。将SSI时间序列划分为不同的周期，以及太阳活动周期的上升期和下降期，还发现日冕的自转速率大于光球的自转速率，这实际上提供了一个隐藏的证据：加热日冕的是小尺度的磁活动。
2019-04-16 astro-ph.SR
Simulating the Solar Corona with Multiple Solar Photospheric Magnetic Maps during the 8 April 2024 Total Solar Eclipse
University of Michigan（密歇根大学）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理学实验室）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
利用AWSoM模型基于多源光球层磁图模拟2024年4月8日日食时的日冕，研究磁场图差异对其结构和加热特性的影响，发现合成观测结果有显著差异，强调全面光球层磁场数据对改进日冕模型的重要性。
2026-07-22 astro-ph.SR
The Extended Solar Cycle Tracked High into the Corona
我们目前的观察延长太阳活动周期的白光日冕，并比较它们与更熟悉的功能，看到铁XIV绿线日冕。我们发现，在发射日冕中看到的日冕活动区可以跟踪到日冕。活动的峰值纬度发生在太阳活动极大期附近，在所有高度上都非常相似。但是我们发现，在更高的高度，活动区向赤道的漂移更快，在太阳活动周期的下降阶段，较低的活动分支（与当前周期相关）在大约3 Ro处消失。这意味着，在周期的下降阶段，在地球附近探测到的太阳风很可能由下一个周期主导。所谓的“冲向两极”也可以在更高的日冕中看到。在较高的日冕中，它被发现在类似的时间开始，但在较低的纬度比绿线日冕。结构被发现是类似的赤道漂移。
2012-09-13 astro-ph.SR
The Solar Corona: Why It Is Interesting for Us
强磁场对日冕的物理性质至关重要。它们很容易移动稀薄的日冕等离子体。日冕的主要结构元素，所谓的日冕流光的物理起源进行了讨论。结果表明，海流内部的重连层决定了海流的大尺度结构和演化，包括产生、破裂和恢复。光球层中的小尺度（精细）磁场经历随机运动。它们的重联似乎是一个重要的来源，平静电晕加热的能量通量。对于主动日冕加热，熵和磁声波的特性，与辐射冷却，是显着的，应该考虑在日冕加热理论。
2013-03-13 astro-ph.SR
The Color and Brightness of the F-Corona Inferred from the 2019 July 2 Total Solar Eclipse
日全食（TSE）提供了一个独特的机会来量化K-日冕（电子），F-日冕（尘埃）和E-日冕（离子）的性质，从太阳表面连续到几个太阳半径。我们应用一种新的反演方法，使用2019年7月2日TSE期间在529.5 nm和788.4 nm之间获得的五个0.5 nm带通的非偏振总亮度（tB）观测，从K-和F-日冕连续体中分离发射。相对于光球的波长依赖性（即，颜色）来推断每个视线的K-和F-日冕的tB。我们比较了我们的K-日冕发射结果与莫纳罗亚太阳天文台（MLSO）的K-Cor偏振亮度（PB）观测日食的一天，和预测科学公司的前向建模K-日冕强度。(PSI)磁流体动力学（MHD）模型预测。我们的研究结果与以前的工作基本一致，并与MLSO数据和PSI-MHD预测相匹配，支持我们的方法和PSI-MHD模型的有效性。然而，我们发现F-日冕的tB高于低日冕中的预期，这可能表明F-日冕是轻微极化的-挑战了F-日冕完全非极化的常见假设。
2021-03-03 astro-ph.SR
Cool matter distribution in inner solar corona from 2023 total solar eclipse observation
本研究通过2023年日全食双滤光带观测，推导出内日冕中由中性铁原子代表的冷物质分布，揭示了其与自由电子分布的关键差异，表明日冕加热并非普遍分布，微量光球中性原子可逃逸进入日冕。
2024-04-29 astro-ph.SR
The Coronal Global Evolutionary Model: Using HMI Vector Magnetogram and Doppler Data to Model the Buildup of Free Magnetic Energy in the Solar Corona
最剧烈的空间天气事件（爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射）是由储存在日冕中的自由磁能释放引起的。能量可以在数小时到数天的时间尺度上积累，然后可能以磁爆发的形式突然释放，然后通过行星际空间传播，可能影响地球的空间环境。我们能否利用观测到的太阳光球层中磁场和速度场的演变来模拟上覆太阳日冕场的演变，包括这种爆发中磁能的储存和释放？由美国航天局/国家科学基金会空间天气建模方案资助的日冕全球演变模型CGEM的目标是开发和评价这种日冕磁场演变模型。不断变化的日冕磁场可以作为日冕磁流体动力学（MHD）模型的起点，然后可以用于驱动日光层演化模型和预测1 AU的磁场和等离子体密度条件。
2015-07-09 astro-ph.SR
Coronal Bright Points as possible sources of density variations in the Solar Corona
最近对日地关系天文台（STEREO）在太阳活动极大期附近拍摄的高节奏白光图像的分析表明，外流密度结构在太阳风中以一种普遍存在的方式释放。本研究调查这些密度波动是否可能起源于日冕亮点（CBP）期间观察到的低日冕的瞬态加热。我们假设，在CBP期间测量到的强烈加热的一部分发生在日冕底部的开放磁场，通道形成太阳风。我们采用太阳风模型MULTI-VP来量化由瞬态加热引起的等离子体压缩，并研究所引起的扰动如何传播到上日冕。我们表明，与统计学比较，在CBPs中观察到的压缩波最初增加了局部等离子体密度的一个因素高达50 $\%$在5 R $_\odot$的加热速率。波迅速扩大超过30个太阳半径和密度的局部增强减少超过。基于在以前的研究中测量的CBPs的发生率，我们施加瞬态加热事件在数千个开放的磁场线的基础上，研究整个3-D电晕的响应。然后，模拟的密度立方体被转换成合成白光图像。我们表明，由此产生的亮度变化占据所有的位置角的时间尺度上的小时的图像。我们的结论是，一个显着的一部分，无处不在的亮度变化的太阳日冕可能起源于强大的瞬态加热的流管引起的CBPs。
2020-03-12 astro-ph.SR
Structure of the Solar Dust Corona and its Interaction with the other Coronal Components
我们开发了一种新的技术，用于从地面观测中记录远日冕，其距离可与从空间日冕仪获得的距离相媲美。它使肉眼不可见的研究对象的细节可视化成为可能。在这里，我们证明，流光的电子电晕有时冲压的尘埃电晕和尘埃电晕的形状可能会随时间而变化。我们获得了几个实验证据表明，远日冕流光（只能直接从太空或平流层观察到）只在可见光谱的离散区域发射，就像彗星中分子和离子的共振荧光一样。我们发现日冕流光与尘埃日冕的相互作用可以产生分子和自由基，这些分子和自由基是导致彗星共振荧光的原因。
2009-09-09 astro-ph.SR
The excitation of 5-min oscillations in the solar corona
我们的目标是研究所观察到的5分钟振荡的太阳日冕的本地化脉冲，在光球发射的激发。我们解决了全套的非线性一维欧拉方程数值的速度脉冲在太阳大气中传播，这是由现实的温度剖面。数值模拟结果表明，初始速度脉冲迅速变陡，成为一个领先的冲击，而色球中的非线性尾流导致形成连续的脉冲。两个相邻脉冲到达日冕中的检测点之间的时间间隔约为5分钟。因此，连续的脉冲可能会导致在日冕中观察到的5分钟振荡。在日冕中观察到的5分钟振荡可以用连续的冲击来解释，这些冲击是由太阳光球层内通过造粒和/或重连发射的脉冲触发器引起的。
2011-01-20 astro-ph.SR
Characteristic features of the solar corona during the eclipse of 1 August 2008
为了研究日食期间的日冕，建造了一台新的望远镜。当日冕辐射通过三个偏振器（其传输方向通过0^{ \circ }、60^{ \circ }和120^{ \circ }转向选定的方向）时，从望远镜的一个物镜同时获得三个日冕图像;还获得了一个没有偏振器的图像。该望远镜在2008年8月1日日食期间被用来观测日冕。我们得到了偏振亮度，K-日冕亮度，K-日冕偏振度和总偏振度的分布;偏振方向取决于纬度和半径的天空平面也得到了。我们计算了电子密度随纬度的径向分布。比较了不同冠状结构下这些分布的性质。在流体静力学平衡的假设下，我们测定了不同日冕结构中日冕等离子体的温度。
2011-05-04 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Exploring Coronal Dynamics: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
确定负责加热日冕等离子体以及维持和加速太阳风的机制是太阳物理学的长期目标。显然需要限制通过日冕的能量、质量和动量通量，并增进我们对促成这些通量的物理过程的了解。此外，要准确预报近地环境的空间天气状况，更一般地说，要准确预报整个日光层的太阳风等离子体状况，就需要详细了解近地日冕中的这些通量。在这里，我们提出了一个简短的情况下，基于空间的成像光谱仪日冕，这将有能力提供有关日冕环境的天气信息，并提供严格的限制，通过日冕的质量，能量和动量通量。该仪器能理想地达到$\sim10$ ~s的节奏，1”的空间分辨率，观测日冕达2~ $R_{\sun}$。这样的仪器将使我们在理解复杂等离子体中的MHD波方面取得重大进展，并可能提供常规数据产品，以帮助空间天气预报。
2016-11-18 astro-ph.SR
Core to solar wind: a stepwise model for heating the solar corona
聚变研究的操作经验表明，斯皮策电阻率如何使色球层中的欧姆加热自限，从而用于定义过渡区的下限。它的上限是在约6000 K，在那里的He：H等离子体的辐射冷却急剧减速。第三个也是最后一个阶段是膨胀到空间的稀薄等离子体中，这导致离子加速到高能量，这是航天器仪器长期记录的。因此，从太阳内部（对流区瑞利贝纳德环境中旋转柱的能量来源）到太阳风的日冕喷出，一路上都存在着动力连续性，这一发现应有助于空间天气分析，证明太阳风中的氦与日冕物质抛射的发生率之间的关联。
2021-01-20 astro-ph.SR
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Distribution of Solar Green Line Corona for Solar Cycles 18-24
本文利用绿日冕（Fe XIV）的均匀日冕数据集（HCDS）和太阳活动的日冕指数（CI）研究了18-24太阳活动周的时纬分布，并与太阳黑子、磁场和10.7cm射电通量的类似分布进行了比较。最重要的结果是：（a）与周期最大值相关的日冕强度分布在各个周期中是不同的;（b）即使在极弱的第24周期中，每个周期中的HCDS也存在着从中纬度向极迁移的现象，向赤道迁移的现象也是如此;（c）北半球的HCDS总值略强于南半球，（d）HDCS的分布与最强光球磁场（B>50高斯）和黑子群的直方图相一致。（e）Gnevyshev间隙在CI中至少有95%的置信度被证实，但在奇数和偶数周期中有不同的行为。主成分分析（PCA）表明，第一和第二个组成部分解释的总变异的CI的87.7%和7.3%。此外，与其他循环相比，绿电晕的PC 2对于循环21是相当不同的。
2022-06-19 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields derived with Images acquired during the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
日冕磁场尽管对日冕的物理学和动力学具有极其重要的意义，但很少被测量。在这里，从2017年8月21日日全食期间获得的图像中导出的电子密度图被用来演示测量日冕磁场的新技术。用等离子体磁能密度与引力势能的半经验关系式导出了日冕磁场的强度。所得到的值进行比较，提供了更先进的日冕场重建方法的基础上MHD模拟的整个日冕光球场测量，找到一个非常好的协议。其他参数，如等离子体- $β$和Alfvén速度也被导出，并与MHD模拟的结果进行了比较。此外，日冕磁场的天空平面（POS）取向来自于在过滤图像中观测到的日冕特征的倾斜，也发现与磁场重建的密切一致。因此，这项工作首次证明了日全食期间测量的日冕电子密度的2D分布足以提供投影在POS上的日冕磁场强度和倾角。这些是迄今为止限制我们对日冕中物理现象的理解的主要缺失信息之一。
2023-02-21 astro-ph.SR
Historical eclipses and the recent solar minimum corona
我们研究了1878年、1900年、1901年和其他日食时的日冕。这些日食发生在延长太阳黑子最小条件。我们比较这些数据与最近的太阳最低日冕，使用2009年7月22日和2008年8月1日日食的数据。本文试图描述太阳磁场的特征。我们推测在2008年和2009年日食图像中看到的非偶极结构的起源。
2010-01-28 astro-ph.SR
Compensating Faraday depolarization by magnetic helicity in the solar corona
模拟了具有外冕的球形湍流发电机，研究了其外冕区的磁螺旋度符号。与早期的研究一致，外日冕中的符号被发现与发电机内部的符号相反。本文综合了偏振辐射的视线观测资料，探讨了利用法拉第去极化的局部约化来推断日冕磁场螺旋度符号的可行性。这种方法以前被确定为银河系磁场背景下的观测诊断。基于我们的模拟，我们表明，这种方法可以成功地在太阳的背景下，如果收集足够的统计数据，通过使用平均分别在太阳赤道以北和以南地区的日冕环段。
2017-08-17 astro-ph.SR
Extracting the Heliographic Coordinates of Coronal Rays using Images from WISPR/Parker Solar Probe
帕克太阳探测器（PSP）上的太阳探测器广域成像仪（WISPR）在白光下进行观测，具有固定的角度视场，从太阳延伸13.5度到108度，横向约50度。2021年1月，PSP在其第七次轨道上以20个太阳半径的距离穿过近日点附近的日光层电流片（HCS）。在这个时候，WISPR观测到了一个宽带的高度变化的太阳风和多个日冕射线。在近日点附近的六天里，PSP以超过太阳的角速度移动。在此期间，WISPR能够在PSP接近时拍摄日冕射线，然后通过它们的下方或上方。我们开发了一种技术，用于使用日冕射线的多个视点来确定它们在日心坐标系中的位置（经度和纬度），并使用该技术来确定三个日冕射线的坐标。通过与太阳和太阳物理学天文台（SOHO）/大角度和光谱COronagnetic（LASCO）/C3和日地关系天文台（STEREO）-A/COR 2的日冕射线观测结果进行比较，验证了该方法的有效性。射线的位置也进行了比较与HCS预测的三维MHD模型。将来，这项技术的结果可以用来验证日冕的动力学模型。
2022-09-06 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
The Solar Cycle Variation of Topological Structures in the Global Solar Corona
磁通量在太阳光球层的分布导致了复杂的日冕磁场结构。为了理解这种复杂性，可以计算日冕磁场的磁骨架。骨架突出显示了将场划分为拓扑上不同区域的分界线表面，从而可以定位太阳表面上的开放场区域。此外，分界线表面和它们的交点（分离器）是重要的可能的能量释放位点。本文调查，在整个太阳活动周期，日冕磁场的拓扑结构下出现的潜在场源表面近似的性质。特别是，我们在太阳最大和最小的典型的全球领域。全球磁场是从观测到的基特峰和SOLIS天气磁图，从卡林顿旋转1645年至2144年，使用位场源表面模型外推。因此，日冕骨架的变化是在三个太阳活动周期内进行研究的。构成磁场的关键构件根据其分界面的性质被识别和分类。磁骨架显示，在太阳活动极大期，全球日冕场涉及所有纬度的众多拓扑结构。在光球层的任何地方都存在着许多开放的区域。在太阳极小期，日冕的拓扑结构受到太阳偶极子的严重影响。一个强的偶极子导致一个简单的大尺度结构，只涉及两个大的极地开放领域的地区，但在短的径向距离正负60度纬度，小尺度拓扑结构是复杂的。如果太阳偶极子很弱，就像最近的极小期一样，那么低纬度安静太阳的磁场可能在全球范围内足够重要，除了两个极地开放场区域之外，还可以在低纬度创造许多不连通的开放场区域。
2014-06-20 astro-ph.SR
A spectroscopic survey of infrared 1-4μm spectra in regions of prominent solar coronal emission lines of Fe XIII, Si X, and Si IX
红外太阳光谱包含有关太阳的大量物理数据，目前正在利用现代探测器和新的地面太阳望远镜技术进行探索。其中一种仪器将是丹尼尔K。Inouye太阳望远镜将能够对具有完整Stokes I，Q，U和V偏振状态的微弱红外日冕光谱进行灵敏成像。在星系和日冕中观测到了高度电离的磁偶极发射线。要量化光谱反演程序的准确性，需要对观测进行精确的光谱校准。对突出的磁偶极线周围的光谱进行仔细的解释对于导出物理参数，特别是对于量化DKIST的离边日冕观测是必不可少的。在这项工作中，我们的目标是提供一个分析的红外日冕发射线周围的Fe XIII 1074.68 nm，Fe XIII 1079.79 nm，Si X 1430.10 nm，和Si IX 3934.34 nm，与确定太阳光球线和大地线的目标相一致，这将有助于从四套太阳光球和大地线中产生可靠的反演和数据产品。太阳日冕观测这些产出将被纳入处理管道，以产生2级科学就绪数据，提供给DKIST观察员。
2022-03-22 astro-ph.SR
More than mass proportional heating of heavy ions by supercritical collisionless shocks in the solar corona
我们提出了一个新的模型来解释在极地日冕中重离子加热的观测结果。我们指出，在日冕中可以存在大量的小尺度间歇冲击波。电晕放电的机理实质上是电晕中超临界准垂直无碰撞激波的离子反射和运动电场${\bf E} = - (1/c) {\bf V} \times {\bf B}$的加速。由${\bf E}$引起的加速度垂直于磁场，与观测结果一致，并且与质子的质量成比例，因为重离子轨道主要位于准垂直激波脚的上游。观测到的极冕中O $^{5+}$离子和质子之间的温度比以及太阳风中$α$粒子和质子之间的温度比很容易恢复。
2009-06-17 astro-ph.SR
Presence of Solar Neutral Atom Corona and Coronal Heating
Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；School of Space and Astronomy, Nanjing University（南京大学空间与天文学院）；Institute of Optics and Electronics, CAS（中国科学院光电技术研究所）；Department of Physics, Chinese University of Hong Kong（香港中文大学物理系）；Zhangjiang Laboratory（张江实验室）
本研究通过2024年日全食光谱数据发现太阳中性原子冕及内F冕，其共振散射主导分布，并通过考林耗散在磁环中加热日冕，连接多种加热机制。
2026-09-15 astro-ph.SR
POP-CORN: Validation of a new coronal hole detection tool based on neural networks
Dept. d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris et Paris-Saclay（天体物理部/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎大学与巴黎萨克雷大学）
本文提出基于神经网络的自动阈值日冕洞检测工具，通过整合太阳活动区等大尺度结构特性，提升日冕洞检测的准确性和一致性。
2026-03-26 astro-ph.SR
P-CORONA: A New Tool for Calculating the Intensity and Polarization of Coronal Lines in 3D Models of the Solar Corona
本文提出光谱合成程序 P-CORONA，可在三维日冕模型中计算谱线强度和偏振，并考虑辐射抽运、Hanle 和 Zeeman 效应，为研究日冕磁场提供新工具。
2025-05-09 astro-ph.SR
Quantifying how Surface Complexity Influences Properties of the Solar Corona and Solar Wind
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences（环境科学研究合作研究所）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）
本文利用三维全球日冕模型和球谐分解，量化表面边界条件空间分辨率对日冕磁场与加热的影响，发现小尺度磁通量显著增强加热，最佳分辨率模拟加热量比基础分辨率高40%，为低分辨率模型遗漏效应提供参考。
2025-11-04 astro-ph.SR
Variability of Solar Five-Minute Oscillations in the Corona as Observed by the Extreme Ultraviolet Spectrophotometer (ESP) on the Solar Dynamics Observatory Extreme Ultraviolet Variability Experiment (SDO/EVE)
利用太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）上的极紫外分光光度计（ESP）对太阳作为恒星进行的软X射线测量，在两个六天时间间隔的功率谱中探测到了太阳五分钟振荡。发现最大振幅峰的频率在3.7微赫兹内与已知的全局声学振荡的低阶（l = 0- 3）模式相匹配，并且可以用全局模式泄漏到日冕中来解释。由于光球层和日冕之间的太阳大气变化很大，日冕振荡的频率和振幅很可能随时间而变化。我们调查的功率谱的变化，为个别日子和它们的关联与太阳活动的变化，例如与EUV辐照度的平均水平，和它的短期变化，由于不断变化的活动区域。我们的一天的振荡功率谱的样本的49天期间的低和中等的太阳活动的分析表明，与平均EUV辐照度和辐照度的短期变化几乎没有相关性。我们认为，太阳大气中的一些其他变化，如磁场和/或网络间的配置可能会影响模式泄漏到日冕。
2012-11-04 astro-ph.SR
Coupling the solar dynamo and the corona: wind properties, mass and momentum losses during an activity cycle
我们研究太阳对流区与太阳风和日冕演化之间的联系。我们让2.5维轴对称运动发电机程序（STELEM）产生的磁场在2.5维轴对称日冕等温MHD程序（DIP）中演化。计算涵盖了11年的活动周期。太阳风的渐近速度随纬度和时间的变化与现有的观测结果吻合得很好。在不同的日冕高度，磁极反转的速度不同。整个太阳的质量损失率，动量通量和磁制动扭矩在整个周期中变化很大。这种周期性调制是由开放通量和太阳风的来源的纬度分布以及阿尔文表面的几何形状决定的。风源和制动扭矩施加区域也相应地变化。
2011-06-05 astro-ph.SR
High Spatial Resolution Observations of Loops in the Solar Corona
了解日冕是如何构造的，对于确定太阳的高层大气是如何被加热到高温的至关重要。最近的光谱学研究表明，空间分辨率为200公里或更高的仪器是必要的，以解决日冕环。高分辨率日冕成像仪（Hi-C）在2012年7月的火箭飞行中实现了这一性能。我们使用Hi-C数据来测量在日冕中观察到的91个环的高斯宽度，并发现在约270公里处达到峰值的分布。我们还使用大气成像组件（AIA）的数据，这些循环的一个子集，并发现温度分布，一般是非常狭窄的。这些观测提供了进一步的证据，表明日冕中的环圈通常是在数百公里的尺度上构造的，远高于许多提出的物理机制的空间尺度。
2013-07-17 astro-ph.SR
Global solar magnetic field organization in the outer corona: influence on the solar wind speed and mass flux over the cycle
太阳风的动态本质上取决于全球太阳磁场的结构，而全球太阳磁场在11年的太阳周期中经历着根本性的变化。例如，风的终极速度被认为与膨胀因子是反相关的，膨胀因子是一种测量磁场如何随日冕高度变化的方法，通常在固定的高度计算（$\approx 2.5 R_{\odot}$，源表面半径，近似于所有磁场线变得开放的距离）。然而，磁场膨胀以更详细的方式影响太阳风，其对太阳风性质的影响在源表面之外仍然显著。我们证明了这一点，使用三维全球磁流体模拟的太阳日冕，表面磁图的半个太阳周期（1989-2001年）的约束。自洽扩展超过太阳风的临界点（甚至高达$10R_{\odot}$），使我们的模型符合观测到的太阳风的特点，即，径向磁场强度成为纬度无关，在一定距离的太阳，和质量通量是大多独立的终端风速。在活动极小值附近，日冕高层的膨胀比$2.5 R_{\odot}$以下的膨胀对风速的影响更大。
2017-10-09 astro-ph.SR
A formation mechanism for the type II radio emission in the solar corona unrelated to shock waves
Mark 4、COR 1/STEREO和LASCO/SOHO的数据分析表明，日冕中观测到的II型射电爆发中至少有一部分是在CME存在的情况下发生的，但它们前面没有激波。CME锋面结构中的漂移电流不稳定性作为一个可能的原因进行了讨论。
2011-05-18 astro-ph.SR
The chromosphere: gateway to the corona, or the purgatory of solar physics?
我认为，人们不仅应该为了了解太阳色球层本身而尝试了解太阳色球层，而且如果对以下物理学感兴趣的话也应该这样做：日冕;天体物理发电机;空间天气;部分电离等离子体;日光层紫外辐射;过渡区。我概述了我个人认为令人困惑和值得注意的奇怪观察。
2010-01-06 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
