On the Relationship between Equilibrium Bifurcations and Ideal MHD Instabilities for Line-Tied Coronal Loops
对于冕环的轴对称模型，通过施加线束缚边界条件，研究了磁流体动力学（MHD）平衡序列的分叉点与线性理想MHD不稳定点之间的关系。使用一个很好的研究的例子的基础上的Gold-Hoyle平衡，它表明，如果平衡序列计算使用的Grad-Shafranov方程，不稳定对应于第二个分歧点，而不是第一个分歧点，因为平衡边界条件允许的模式被排除在线性理想的稳定性分析。这是通过计算分叉平衡分支和比较的空间结构的解接近的分歧点与空间结构的不稳定模式。如果使用欧拉势计算平衡序列，则没有找到Grad-Shafranov情况的第一个分歧点，并且欧拉势描述的第一个分歧点与理想的不稳定阈值重合。用线性分叉理论解释了这一结果，并简要讨论了用MHD平衡分叉解释爆发现象的意义。
2009-10-30 astro-ph.SR
Evidence for giant interacting coronal streamers in a pre-main-sequence binary system
在这里，我们报告的VLBI发现的类太阳扩展流光锚定在两个弱线T金牛星的双星系统V773 Tau A。覆盖双星间距离的20个恒星半径延伸流光进入碰撞在每一个恒星旋转与随之发生的磁重联。被限制在流中的热电子被加速到相对论速度，并在无线电波段发射同步辐射，使磁流在VLBI图像中“可见”。这与太阳的情况不同，在太阳的情况下，来自流光的发射只是散射的光球光，在遥远的物体中永远无法观察到。金牛座T恒星中延伸的类太阳流光的证据，被认为是完全对流的，或几乎完全对流的物体，表明速斜层，在这种情况下，要么根本不存在，要么埋得很深，与这种太阳般的磁性结构的形成无关。
2009-05-19 astro-ph.SR
Propagation of Solar Energetic Particles during Multiple Coronal Mass Ejection Events
我们研究了多次太阳爆发期间的太阳高能粒子（SEP）事件。2000年11月24日至26日、2001年4月9日至13日和2005年8月22日至25日的分析序列由来自同一活动区的晕型日冕物质抛射（CME）组成，并与强烈的耀斑、极紫外波和行星际射电II型和III型爆发有关。这些序列中的前两个太阳事件都显示出地球附近的SEP增强，但第三个没有。我们观察到，在这些后一个事件中，III型射电爆发停止的频率比早期事件高得多，这表明爆发没有达到地球附近典型的等离子体密度水平。为了解释每个序列中缺少的第三个SEP事件，我们认为，较早发射的CME和CME驱动的冲击要么减少了种子粒子数量，从而导致无效的粒子加速，要么较早发射的CME和冲击改变了传播路径或阻止了电子束和SEP的传播，所以即使记录到了冲击波的到来，它们也没有在地球附近被探测到。
2015-12-15 astro-ph.SR
Thermal responses in a coronal loop maintained by wave heating mechanisms
利用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了日冕环对MHD波动力耗散过程的热响应。当回路的足点受到随机连续的力时，MHD波被激发并向上传播。然后，随着波能的消散，自然产生1-MK温度的电晕。激发的波包在磁层上方变为非线性，波能级联到更小的空间尺度。此外，反向传播的阿尔文波包之间的碰撞增加了加热速率，导致脉冲温度升高。我们的模型表明，在波加热回路中的加热事件可以是nanoflara样的，在这个意义上，它们是空间本地化和时间间歇性的。
2018-02-27 astro-ph.SR
Possible detection of coronal mass ejections on late-type main-sequence stars in LAMOST medium-resolution spectra
上下文恒星日冕物质抛射（CME）是系外行星空间天气的主要驱动力，它们可能影响系外行星的可居住性。然而，探测到可能的恒星日冕物质抛射特征是极其罕见的。目的。这项工作的目的是从LAMOST中分辨率光谱巡天（LAMOST-MRS）观测到的时域光谱中探测恒星日冕物质抛射。我们的样本包括226,194颗晚型主序星（$\rm T_{eff} < 6000$ K，$\rm log [g/(cm\ s^{-2})] > 4.0$）的1,379,408个LAMOST-MRS光谱。方法.我们首先通过检测H $α$谱线轮廓的不对称性来识别恒星CME候选者，然后对CME候选者的H $α$对比度轮廓（CME谱与参考谱之间的差异）进行双高斯拟合，以分析不对称分量的时间变化。结果在三颗M矮星上发现了三颗恒星CME候选者。候选者1的H $α$和Mg I三重态谱线（5168.94 nm，5174.13 nm，5185.10 nm）都表现出蓝翼增强，这种增强对应的多普勒频移呈现逐渐增大的趋势。H $α$线在候选者2中也显示出明显的蓝翼增强。在候选3中，H $α$线显示出明显的红翼增强，对应的投影最大速度超过了主星的表面逃逸速度。对于这三种候选物，CME质量的下限估计为$\sim$ $8 \times 10^{17}$ g至$4 \times 10^{18}$ g。
2022-05-20 astro-ph.SR
X-ray Properties of Low-Mass Pre-Main Sequence Stars in the Orion Trapezium Cluster
钱德拉高能透射光栅（HETG）猎户座遗产项目（HOLP）是第一个对非常年轻的大质量星团进行全面观测的项目，它提供了非常年轻恒星在宽质量范围（0.7 - 2.3 Msun）的高分辨率X射线光谱。在本文中，我们专注于六个最明亮的X射线源与金牛座T恒星对应的是在光学和红外波长的特点。所有的恒星都显示出明显小于消光的柱密度，这表明这些源位于星团相对于观测者的近侧，并且这些恒星嵌入在更多的尘埃环境中。恒星的X射线光度远高于$10^{31}$ erg/s，在某些情况下，在相当长的时间内超过$10^{32}$ erg/s。在这些观测中，恒星没有显示出耀斑，但一直很亮。该谱与10 MK和40 MK两种温度的等离子体成分都能很好地拟合，其中后者占主导地位的流量比平均为6：1。总EM范围在3 - 8 $\times10^{54}$ cm $^{-3}$之间，与活动日冕源相当。在类氦K壳层线中的禁止线与组合线之比的限制表明，我们观察到电子密度低于$10^{12}$ cm $^{-3}$的主要光学薄等离子体。观测到的丰度与活跃的日冕源相当，这是这些源的日冕性质的基础。在这个0.6至2.3 Msun的经典金牛座T星样本的表面通量显示，日冕活动和可能的日冕环的大小显着增加年龄0.1至10百万年。
2015-03-15 astro-ph.SR
On the ultraviolet signatures of small scale heating in coronal loops
研究太阳紫外线发射谱线的统计特性可以提供有关小尺度日冕加热性质的信息。我们扩大以前的工作，调查这些属性。我们研究是否由一个指定的加热函数产生的离子发射线强度的预测统计分布的影响的等电子序列的离子属于，以及在它形成的特征温度。特别强调的是放在属于锂等电子序列的强共振线。预测现有的空间紫外光谱仪观测到的发射线。本文还研究了用宽带成像仪而不是光谱仪观测时对谱线统计特性的影响。我们使用一个流体动力学模型来模拟一个小的，空间上无法分辨的尺度上的纳米火焰加热的环路系统的紫外线发射。我们选择在相似温度下发射但属于不同等电子组的线：Fe IX和Ne VIII，Fe XII和Mg X，Fe XVII，Fe XIX和Fe XXIV。我们的模拟证实了以前的结果，几乎所有的线有一个强度分布，遵循幂律，以类似的方式加热功能。然而，只有高温谱线最好地保持了加热函数的幂律指数（Fe XIX是这里给出的情况下最好的离子）。Li等电子谱线的贡献函数具有较长的高温尾，因此与其他谱线相比具有不同的统计性质。然而，对于Fe XXIV，情况并非如此，它可以用作日冕加热功能的诊断。我们还表明，幂律指数的加热功能被有效地保存时，观察线的宽带成像仪器，而不是光谱仪。
2010-09-21 astro-ph.SR
Solar Mini-Dimming Kinematics and Their Positive Correlations with Coronal Mass Ejections and Prominence
在极紫外线日冕爆发中可以探测到太阳微暗。这里使用的是2010年6月13日太阳动力学观测/大气成像组合拍摄的171 A图像序列。在这个特殊的日子里，观测到了日冕物质抛射和日珥。研究了使用基于特征的分类器（Alipour等人，2012年）检测到的500个微小调光的平均速度和加速度。大量的微小暗化在开始时显示出正的加速，与日冕物质抛射相似。在日珥爆发的开始时刻，微暗的数量增加到最大值。微暗物质的运动学与CME和连续性都呈正相关.这项研究可以扩展到了解CME和微小调光的确切关系。
2013-11-07 astro-ph.SR
Motion magnification in coronal seismology
我们介绍了一种新的方法，用于调查低振幅的横向振荡的太阳等离子体的非均匀性，如日冕环，在日冕弧，喷流，突出的纤维，极羽，和其他对比度的功能，观察与成像仪器。该方法基于二维对偶树复小波变换（DT $\mathbb{C}$ WT）。它使我们能够放大横向，在天空的平面，准周期运动的对比度功能的图像序列。在模拟日冕环指数衰减、多周期和调频扭结振荡的人工数据立方体上进行的测试表明了该技术的有效性、可靠性和鲁棒性。该算法被发现给放大的幅度与原始幅度的线性缩放，只要它们足够小。此外，放大率在很宽的周期范围内与振荡周期无关。将这种技术应用于SDO/AIA EUV数据立方体的非耀斑活动区域，可以改善大多数环路中低振幅无衰减振荡的检测。
2016-11-06 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
Exploring coronal abundances of M dwarfs at moderate activity levels
本文通过XMM-Newton观测中等活动M矮星HD 223889，发现其仍呈现iFIP效应，并暗示中等活动M矮星在Teff-Fbias图中可能存在平台，为理解恒星冕区元素丰度模式提供新线索。
2025-03-12 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
A Chandra/LETGS Survey of Main Sequence Stars
利用Chandra的LETGS组态对19颗主序星的X射线谱进行了分析。发射测量（EM）分布计算的基础上发射线测量，分析，也产生日冕丰度的评估。使用较新的原子物理学数据，与过去发表的分析相比，结果发生了重大变化。无论光谱类型如何，恒星电磁分布与表面X射线通量（F_X）都有可预测的相关性。因此，我们提供了EM分布作为F_X的函数，它可以用来估计任何主序星的EM分布与测量的宽带X射线光度。与太阳的EM分布，无论是从活跃区（AR），耀斑，和安静的太阳的满盘分布和空间分辨的比较。对于中等活跃的恒星，EM分布的斜率和幅度与log T <6.6的太阳AR非常一致，这表明这些恒星的表面完全充满了类似太阳的AR。一个恒星表面覆盖着太阳X级耀斑产生一个合理的近似最活跃的恒星的EM分布。与EM分布不同，日冕丰度是非常光谱类型的依赖性，我们提供的相对和绝对丰度与表面温度的关系。最后，系外行星宿主恒星Tau Boo A（F7 V）的日冕丰度是异常的，我们认为这是由于系外行星的存在。
2018-06-13 astro-ph.SR
Effects of Coronal Mass Ejections on Distant Coronal Streamers
分析了2012年1月2日SOHO/LASCO日冕观测仪观测到的大规模日冕物质抛射（CME）对距CME传播主方向约90度的日冕流光的影响。当日冕物质抛射穿过日冕时，径向冕流会发生一些弯曲，即使是在距离冕流很大的角距离处。这种现象类似于沿拖缆行进的弯曲波。一些研究人员将这些现象解释为快速日冕物质抛射产生的行波效应，而另一些研究人员则认为它们是由外部撞击在流光内部激发的波。这里提出的分析没有找到令人信服的论据来支持这两种解释。结果表明，这种流注行为是由于日冕抛射过程中磁绳运动时产生的磁场的影响所致。大尺度磁绳远离太阳的运动改变了日冕中周围的磁场线，这些变化类似于沿着流光运行的波的半周期。
2014-08-19 astro-ph.SR
The Coronal Abundances of Mid-F Dwarfs
利用附近中等活动的F6 V星Pi 3 Ori的钱德拉光谱研究了中F矮星的日冕性质。我们发现，PI 3猎户座的日冕发射测量分布是非常相似的中度活跃的G和K矮星，与发射测量峰值附近的$\log T=6.6$似乎是无处不在的这样的恒星。与日冕温度不同，日冕丰度取决于主序星的光谱类型。基于这个先前已知的关系，我们预期猎户座π 3的日冕会表现出极强的“FIP效应”，这是一种在太阳上首次发现的现象，其中具有低“第一电离势”（FIP）的元素在日冕中增强。相反，我们发现Pi 3 Ori的日冕表现出与太阳和其他早期G矮星基本相同的FIP效应，这可能表明FIP偏向早期光谱类型的增加停止或至少减缓了F星。我们发现，Pi 3猎户座的日冕特征显着不同于两个先前研究的中F星，南河三（F5 IV-V）和Tau Boo（F7 V）。我们认为，猎户座Pi 3更能代表中F矮星的日冕特征，南河三因光度类别而不同，而Tau Boo则因两个亲密同伴之一的影响而不同，一个恒星（Tau Boo B：M2 V）和一个行星。
2013-03-22 astro-ph.SR
Coronal and chromospheric emission in A-type stars
主序星上的冷恒星通过日冕活动产生X射线，由对流发电机提供动力。随着温度的升高，对流包层变得更小，X射线发射变得更弱。我们提出了钱德拉/HRC-I观测的四个单星早期A光谱类型。只有这个样本中最冷的恒星$τ^3$ Eri（$T_\mathrm{eff}\approx8\,,000$ K）被$\log(L_X/L_\mathrm{bol})=-7.6$探测到，而三个较热的恒星（$T_\mathrm{eff}\geq8\,,000$ K），即$δ$ Leo，$β$ Leo和$ι$ Cen，仍然没有被探测到，上限为$\log(L_X/L_\mathrm{bol})<-8.4$。因此，X射线发射的下降发生在$\sim 8100$ K附近的有效温度的狭窄范围内，并且与C III和O VI过渡区线中的活性下降相匹配。
2022-05-12 astro-ph.SR
A magnetic cycle of tau Bootis? The coronal and chromospheric view
牧夫座τ（Tau Bootis）是一颗被热木星环绕的F型主序星。在过去的几年中，分光偏振观测导致了这样一种假设，即这颗恒星可能拥有一个全球性的磁场，每年转换一次极性，这表明它的活动周期很短，只有一年的时间。在我们正在进行的观测活动中，我们已经收集了几个X射线观测与XMM牛顿和光谱与TRES/FLWO在亚利桑那州，以表征陶博的日冕和色球层在假定的一年周期的过程中。与分光偏振重建相反，我们的观测没有显示出短活动周期的迹象。
2013-03-01 astro-ph.SR
Observations of Coronal Mass Ejections with the Coronal Multichannel Polarimeter
日冕多通道偏振仪（CoMP）不仅测量日冕辐射的偏振，而且测量日冕辐射线的全辐射轮廓。CoMP观测第一次在大视场中同时提供了冠状线强度、多普勒频移和线宽的高节奏图像序列。通过对多普勒频移和谱线宽度的研究，我们可以进一步探索日冕物质抛射的物理过程。在这里，我们确定了一个列表中的CME观测到的CoMP，并提出了这些意见的第一个结果。我们的初步分析表明，日冕物质抛射通常与大大增加多普勒频移和增强线宽。这些新的观测结果不仅为制约日冕物质抛射模式和探测日冕物质抛射在低日冕中初始传播过程提供了有价值的信息，而且还提供了一种可能的低风险、低成本的空间天气监测手段。
2013-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronal Photopolarimetry with the LASCO-C2 Coronagraph over 24 Years [1996-2019] -- Application to the K/F Separation and to the Determination of the Electron Density
我们提出了一个深入的偏振通道的大角度光谱COronagnetic LASCO-C2机载太阳和日光层天文台（SoHO）的特性。白光图像的偏振分析利用偏振序列，该偏振序列由通过三个偏振器以+60°、0°和-60°取向获得的三个图像组成，并由相邻的非偏振图像补充，并且依赖于Mueller的形式。C2仪器的Mueller矩阵是通过对光学部件进行广泛的地面校准和全球实验室测试获得的。附加的临界修正是从飞行试验中得出的，这些试验主要依赖于滚转顺序和一致性准则，主要是偏振的切向。我们的最终结果包括白光日冕的偏振特性，其偏振辐射，二维电子密度，和K-日冕在两个太阳周期。它们与在几次日食中获得的测量结果非常一致，除了影响C2视场最里面部分的轻微差异，这可能是由于遮挡器周围明亮衍射条纹的不完美去除造成的。
2020-01-16 astro-ph.SR
Simulation of homologous and cannibalistic Coronal Mass Ejections produced by the emergence of a twisted flux rope into the Solar Corona
我们报告的第一个结果的磁流体动力学（MHD）模拟发展的同源序列的三个日冕物质抛射（CME），并证明他们所谓的同类相食的行为。这些日冕物质抛射起源于扭结不稳定通量绳的重复形成和部分喷发，这是由于扭曲的通量绳穿过下边界持续出现到预先存在的日冕势拱廊场中。模拟结果表明，爆发到前一个CME产生的开放磁场中的CME具有更高的速度。第二个连续的三个CME模拟是吃追赶和合并成一个单一的快速CME退出域之前，与第一个。所有的日冕物质抛射，包括领先的合并日冕物质抛射，在它们离开区域时达到了大约1000公里/秒的速度。每次CME爆发后，在持续的通量出现过程中，扭曲的通量绳的改造自然可以解释X射线观测的S形和“S形下尖点”配置在低日冕源的同源CME重复改造。
2014-10-07 astro-ph.SR
Evolution of Coronal Cavity from Quiescent to Eruptive Phase in Association with Coronal Mass Ejection
我们提出了一个冕腔的演变，包括其在较低的日冕的静止和喷发阶段。利用SDO/AIA、STEREO SECCHI/EUVI和PROBA 2/SWAP EUV成像仪的多视点观测，我们捕捉到了2010年5月30日至2010年6月13日期间静止空腔在太阳盘上通过期间表现出缓慢上升和膨胀阶段的准静态平衡序列。通过比较空洞系统在其静止和爆发前不同阶段的衰减指数分布，我们发现在环面不稳定性的背景下，空洞质心高度处的衰减指数值可以作为预测空洞爆发的一个很好的指标。结合SWAP和LASCO C2/C3的观测结果，我们将2010年6月13日观测到的相关CME的三部分结构显示为EUV腔到白光腔的演变。通过应用连续的几何拟合的腔形态，我们发现，腔表现出非自相似的扩张在较低的日冕，低于2.2 +/- 0.2 Rs，这指向源表面的半径的空间尺度，其中日冕磁场线被认为是径向的。此外，运动学研究的爆发腔捕获的“脉冲”和“剩余”阶段的加速，随着强烈的偏转腔在1.3 Rs。我们还讨论了驱动力的作用背后的动力学的形态和运动学演变的腔。
2019-04-01 astro-ph.SR
X-ray emission from pre-main sequence stars with multipolar magnetic fields
本研究针对主序前恒星演化中X射线光度随年龄降低的现象，通过构建不同拓扑的大尺度磁场冕模型，探究磁场复杂度对X射线辐射的影响，发现磁场多极性增强会使X射线光度下降，解释了该演化规律的成因。
2023-08-16 astro-ph.SR
Detecting coronal mass ejections with machine learning methods
针对恒星日冕物质抛射（CMEs）已知案例少且依赖人工分析的问题，提出利用高分辨率太阳光谱结合机器学习方法探测恒星CMEs的新可能。
2024-01-15 astro-ph.SR
The Effect of the Chromospheric Temperature on Coronal Heating
最近的观测和数值研究表明，在太阳色球层中存在着各种各样的热结构。由于过渡区的热相互作用是日冕加热的关键，因此值得研究色球层的不同热结构如何产生不同的日冕性质。本文利用MHD方法模拟日冕环的阿尔文波加热，研究了色球温度对日冕性质的影响。为此，而不是解决的辐射转移方程，我们采用了一个简单的辐射损失函数，使色球温度很容易调整。当色球层较热时，由于色球层向更大的高度延伸，磁环的日冕部分变短，增强了传导冷却。因此，需要更大的环路长度来保持高温电晕抵抗热传导。从我们的数值模拟中，我们得到了一个条件的日冕形成相对于半圈长度$l_{\rm loop}$在一个简单的形式：$l_{\rm loop} > a T_{\rm min} + l_{\rm th}$，其中$T_{\rm min}$是在大气中的最低温度和参数$a$和$l_{\rm th}$有负的依赖于日冕场强。我们的结论是，色球温度对日冕加热有不可忽略的影响，对于小长度和弱日冕场的环。特别是色球加热的增强可以阻止日冕的形成。
2022-10-05 astro-ph.SR
Can coronal hole spicules reach coronal temperatures?
本研究旨在为冕洞针状体是否达到日冕温度提供观测依据。我们结合了SUMER/SoHO和EIS/SOT/XRT/Hinode获得的多仪器联合观测。分析发现，三个大的骨针是由许多薄骨针上升，旋转和下降，同时形成一个类似的功能。它们的旋转类似于一根大通量绳的解旋。它们的速度范围从50到250公里/秒。我们清楚地关联的红色和蓝移的过渡区线与旋转，但也与上升和下降的等离子体，分别发射。我们的主要结果是，这些针状体虽然非常大和动态的，显示不存在的谱线形成的温度高于300 000 K。本文分析了三个Ca II H大针状体，它们由许多动态细针状体组成，但在EUV低分辨率图像中表现为大针状体。我们没有发现与之对应的冠状和较小的针状体。我们认为，具有非常不同的起源macrosepicules的现象的识别是由于过渡区发射的解释，特别是He II发射，其中既存在色球大针状体和日冕X射线喷流。我们认为，最近在日冕AIA/SDO 171 A和211 A通道中观察到针状体可能是由于那里存在过渡区发射。
2011-05-06 astro-ph.SR
Redefining the boundaries of interplanetary coronal mass ejections from observations at the ecliptic plane
2015年1月6日至7日，在L1观测到行星际日冕物质抛射（ICME）。这一事件，这可能与一个弱而缓慢的日冕物质抛射，使我们能够讨论之间的差异边界的磁云和成分边界。围绕ICME的太阳冕洞的快速流提供了一个独特的机会来检查边界的过程定义并解释它们之间的差异。使用风和ACE数据，我们进行了补充分析，包括成分，磁性和运动学观测提供有关ICME的演变远离太阳的相关信息。我们建议侵蚀，至少在ICME的前边界，作为边界之间的差异的主要原因，和成分签名作为最精确的诊断工具ICME的边界。
2016-09-05 astro-ph.SR
Coronal Heating Law Constrained by Microwave Gyroresonant Emission
为什么日冕比可见的太阳表面热得多的问题仍然困扰着太阳研究人员。大多数日冕加热理论都涉及日冕磁场和相关热结构之间的紧密耦合。这种耦合是基于两个事实：（i）磁场是日冕中能量的主要来源;（ii）热传递优先沿着磁场发生，而穿过磁场被抑制。然而，关于日冕加热的大多数信息来自于对EUV或软X射线发射的分析，它们对磁场并不明显敏感。本文采用了另一个电磁通道--太阳黑子微波回旋共振辐射，它对磁场和热等离子体都很敏感。我们使用非线性无力场重建的磁骨架穿着的热结构所规定的场对齐的流体动力学来约束日冕加热模型。我们证明了微波回旋共振发射是非常敏感的日冕加热的细节。我们推断加热模型参数与观测一致。
2021-01-11 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
Interaction of two filaments in a long filament channel associated with twin coronal mass ejections
利用太阳动力学天文台的高质量观测，我们在2016年1月26日呈现了与双日冕物质抛射（CME）相关的长灯丝通道中的两个灯丝（F1和F2）的相互作用。在喷发前，观测到一系列快速的磁通量消失和出现，这可能触发了西暗条（F1）的上升。F1上升的东足点向暗条通道的东端移动，伴随着爆发后的环带和耀斑带。这可能表明一次涉及长暗条通道的大规模喷发，是由F1和东暗条（F2）相互作用的结果。一些明亮的等离子体飞过F2，而F2在喷发期间保持静止，可能是由于其上覆的较低磁场的限制。有趣的是，F1的脉冲推动其上覆的磁弧形成了第一次CME，而F1最终在与附近的冕洞碰撞后演变为第二次CME。我们认为，F1和F2的叠加磁场的相互作用导致了合并重联，形成了一个更长的爆发性暗条环。我们的结果也提供了一个可能的图片的起源的孪生CME，并显示大规模的磁拓扑结构的冕洞是重要的CME的最终传播方向。
2017-01-18 astro-ph.SR
Hard X-Ray Constraints on Small-Scale Coronal Heating Events
许多证据表明，日冕是冲动加热的，这意味着纳米耀斑可能在安静和活跃的区域（AR）中无处不在。硬X射线（HXR）观测具有前所未有的灵敏度$>$ 3~keV，现在可以通过聚焦仪器。我们分析了\textit{Focusing Optics X-ray Solar Imager (FOXSI)}火箭和\textit{Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR)}航天器的数据，以约束EBTEL场线平均流体动力学代码模拟的AR纳米片的特性。我们生成的模型X射线光谱计算差分发射措施均匀nanoflare序列加热幅度$H_0$，持续时间$τ$，事件之间的延迟时间$t_N$，和填充因子$f$。\textit{FOXSI-2}在2014年12月11日观测到的单个静止AR与纳米耀斑序列非常吻合，其加热幅度为0.02 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$ $<$ $H_0$ $<$ 13 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，延迟时间和持续时间范围很广。我们排除了该区域在90\%置信水平下小于$\sim$ 900 s的事件之间的延迟。{ \nustar }在2014年11月1日观测到的五个区域中有三个区域与均匀的纳米耀斑模型非常吻合，而两个通量较高的区域则不是。一般来说，{ \nustar }计数谱与纳米耀斑序列很好地拟合，与允许的\t…
2018-08-08 astro-ph.SR
Magnetic braking of Sun-like and low-mass stars: Dependence on coronal temperature
类太阳和低质量恒星拥有高温日冕，并在热压力和复杂的磁流体动力学过程的驱动下以恒星风的形式损失质量。这些磁化流出物可能不会显著影响恒星在主序星上的结构演化，但它们通过移除角动量来制动恒星的旋转，这种机制称为磁制动。先前的研究已经表明，制动扭矩如何取决于磁场强度和几何形状，恒星质量和半径，质量损失率，以及恒星的旋转速度，假设日冕温度固定。在这项研究中，我们探讨了不同的日冕温度如何影响恒星扭矩。我们采用2.5维，轴对称，磁流体动力学模拟，计算与PLUTO代码，获得稳态风的解决方案，从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括30个模拟与日冕温度和表面磁场强度的变化。我们认为帕克（即热压力驱动）风，因此，日冕温度是确定的速度和加速度的流量配置文件的关键参数。由于这些类型的恒星的质量损失率没有得到很好的约束，我们确定如何扭矩规模的恒星质量损失率的巨大范围。更热的风导致更快的加速度，我们表明，（对于给定的磁场强度和质量损失率）一个更热的外流导致恒星上的扭矩较弱。我们推导出新的预测扭矩公式为每个温度，量化这种影响的范围内可能的风加速度剖面。
2017-10-03 astro-ph.SR
Unravelling the components of a multi-thermal coronal loop using magnetohydrodynamic seismology
日冕环构成了活跃太阳的基本组成部分，是帮助理解维持太阳和恒星日冕数百万开尔文温度的机制的主要目标。尽管在观测和理论上取得了重大进展，但我们对这些结构的基本性质的了解仍然有限。在这里，我们提出了前所未有的观测加速慢磁声波沿日冕环路，显示在两个不同的温度通道的传播速度差，揭示了多股和多热的性质的循环。利用所观察到的速度，并采用非线性无力磁场外推，我们推导出实际的温度变化沿回路在两个通道，从而能够解决两个单独的组件的多热循环的第一次。所获得的正温度梯度表明沿着环路均匀加热，而不是孤立的足点加热。
2016-11-12 astro-ph.SR
Observations and numerical models of solar coronal heating associated with spicules
针状体被认为是日冕质量和能量平衡的重要贡献者。虽然以前的观测提供了一个短暂的瞬态增亮的日冕，与针状体，这些意见一直有争议，是一个激烈的辩论的主题，无论是在建模和观测方面。因此，尚不清楚等离子体是否与针状体一起被加热到日冕温度。我们使用高分辨率观测色球和过渡区的界面区域成像光谱仪（IRIS）和日冕的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的证据表明，形成的日冕结构与针状物质抛射和加热等离子体过渡区和日冕温度。我们的观察结果表明，一个显着的一部分的高度动态的环扇环境与plage地区可能是这样的新冠链的形成的结果，以前被解释为传播的瞬态传播日冕扰动（PCD）的过程。我们的观测得到了2.5D辐射MHD模拟的支持，该模拟显示了与针状体相关的日冕温度加热。我们的研究结果表明，加热和强大的流量发挥了重要的作用，在保持环扇的子结构，除了波渗透到这个低日冕环境。
2017-10-18 astro-ph.SR
X-ray Emission and Corona of the Young Intermediate Mass Binary $θ^1$ Ori E
θ 1猎户座E是一个年轻的中等质量双星系统，是一个罕见的光谱型G巨星，质量约为3个太阳质量，仍在向主序星坍缩。我们用Chandra获得了高分辨率的X射线谱，发现该系统非常活跃，类似于日冕源，具有典型的磁约束等离子体的发射：具有热分量和显著的高能量连续谱的宽温度分布;来自H-和He类离子以及一系列Fe离子的窄发射线，相对亮度L_x/L_bol = 0.001。密度，虽然约束不佳，是一致的低密度限制，确定从镁XI和Ne IX发射线。日冕元素丰度低于太阳，Ne最高，约为太阳的0.4倍。我们发现梯形热等离子体中Fe，O和Ne的相对丰度较低的可能趋势，这很难用低质量年轻恒星的尘埃耗尽场景来解释。相对于其他日冕活跃的恒星来说，它的变化性异常低。其辐射类似于主序星后的G星。日冕结构可以是紧凑的，或者可以与恒星半径的尺寸相媲美。我们得出结论，θ 1 Ori E中的X射线是由对流发电机产生的。
2009-11-01 astro-ph.SR
Which Photospheric Characteristics are Most Relevant to Active-Region Coronal Mass Ejections?
研究了日冕物质抛射特征与太阳耀斑预测方案中广泛采用的太阳活动区喷发能力参数化之间的关系。这些参数，其中一些是第一次探索，是与拓扑特征，即磁极性反转线（MPILs），表明大量的存储的非潜在的（即自由）的磁能相关的属性。利用DONKI和LASCO数据库对耀斑相关的日冕物质抛射及其运动学特征进行了研究，同时利用日震和磁成像仪（HMI）对活动区的矢量磁场观测数据提取了MPILs的性质，从而提取了源区MPILs的性质。所有性质与日冕物质抛射特征之间的相关性从中等到非常强不等。更重要的相关性尤其适用于快速的日冕物质抛射，这在不利的空间天气表现方面是最重要的。非中和电流和主MPIL的长度表现出显着更强的相关性比其余的属性。这一发现支持了日冕物质抛射和高度剪切的、明显的MPIL中的非中和电流之间的因果关系。此外，非中和电流和MPIL长度携带不同的，独立的信息，以喷发的活动区域的潜力。因此，非中性电流总量和主极性反转线长度的组合比其它参数更能反映太阳活动区的喷发能力和源于这些活动区的CME运动学特征。
2019-09-13 astro-ph.SR
Stellar Coronal Mass Ejections I. Estimating occurrence frequencies and mass-loss rates
恒星的日冕物质抛射（CME）可能在年轻类太阳恒星的质量和角动量损失中起着重要作用。如果经常发生，它们也可能通过增加大气侵蚀对行星演化产生强烈影响。到目前为止，还不可能从观测中推断出恒星日冕物质抛射的发生频率。基于它们与太阳耀斑的密切关系，我们建立了一个结合太阳耀斑-CME关系和恒星耀斑速率的经验模型，用于估算年轻类太阳恒星和晚型主序星的CME活动。通过比较获得的CME质量损失率与观测的总质量损失率，我们发现，我们的建模率可能超过那些从观测的数量级的最活跃的恒星。这揭示了将这种模型外推到最年轻恒星的可能限制。我们发现，模型中最不确定的组成部分是耀斑CME的关联率从太阳，这并不能正确地解释可能更强的日冕约束在活跃的恒星。对这种影响的简单估计显示，年轻恒星的日冕物质抛射率可能会受到几个数量级的抑制，这表明这个问题应该在未来得到更详细的解决。
2017-07-31 astro-ph.SR
EUV Emission and Scattered Light Diagnostics of Equatorial Coronal Holes as Seen by Hinode/EIS
太阳日冕等离子体的光谱诊断严重依赖于测量谱线强度的不确定性。不确定性的主要来源之一是仪器散射光，这在低亮度区域可能是最重要的。在日冕中，这些区域包括极地和赤道冕洞，它们是太阳风的源区;因此仪器散射光必然对太阳风源区的研究构成重大障碍。在本文中，我们调查的重要性，仪器散射光的观测赤道冕洞的日出/EIS光谱仪在两个不同阶段的太阳活动周期。我们发现，仪器散射光是显着的，在所有温度下，在这两个地区，它相当于约10%的平均强度的邻近安静的太阳区域。这种贡献占主导地位的谱线形成的温度大于日志T = 6.15 K的测量强度，并有深刻的影响，赤道冕洞等离子体的光谱诊断和研究的大部分到达地球的太阳风的源区。我们的研究结果表明，在冕洞等离子体分布的高温尾部的温度，但很小，是由于散射光的存在下的文物。
2018-01-28 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
Theoretical and Observational Evidence for Coriolis Effects in Coronal Magnetic Fields Via Direct Current Driven Flaring Events
所有的恒星都会产生爆炸性的表面事件，如耀斑和日冕物质抛射。这些事件是由恒星发电机产生的储存在日冕磁场中的能量释放所驱动的。然而，目前还不清楚磁场中的能量沉积是由直流电还是交流电驱动的。最近，我们提出了观测测量的耀斑强度分布的样本$\sim10^5$恒星的主要序列观察到的$\textit{TESS}$，所有这些表现出幂律分布类似于在太阳中观察到的，虽然有不同的斜率。在这里，我们调查所需的机制，通过直流能量沉积，日冕磁场编织，重新连接，并产生耀斑的耀斑事件产生这样的分布。我们采用了拓扑模型，这个过程中产生的能量耀斑事件的幂律分布。我们扩展这个模型，包括科里奥利效应，我们证明产生一个较浅的耀斑能量分布在恒星旋转更快（对应于一个较弱的下降发生率增加耀斑能量）。我们提出了初步的证据预测的旋转幂律指数相关的观测。我们主张未来的观测恒星耀斑，这将提高我们的幂律指数的测量，并产生关键的见解的基础发电机机制，支撑自相似耀斑强度分布。
2022-03-05 astro-ph.SR
First Simultaneous Views of the Axial and Lateral Perspectives of a Coronal Mass Ejection
日冕物质抛射（CME）表现出的不同外观被认为部分是由于它们的主对称轴的不同取向，与磁通绳结构一致。有观测报告显示CME沿着主轴（轴向透视）和垂直于主轴（横向透视），但迄今为止还没有从同一CME的两个视角同时观测的报告。$Solar$ - $Terrestrial$ $Relations$ $Observatory$（STEREO）双航天器上的望远镜的立体视图，结合$Solar$ $and$ $Heliospheric$ $Observatory$（SOHO）和$Solar$ $Dynamics$ $Observatory$（SDO）的视图，使我们能够首次同时研究CME的轴向和横向透视图。此外，这项研究表明，横向角度范围（$L$）随时间线性增加，而轴向角度范围（$D$）呈现这种行为，只有从低日冕到$\approx\,$ 5 $R_{\odot}$，在那里它减慢。在此获得的比率$L/D \approx\,$ 1.6作为几个时间点的平均值，与先前对从SOHO提供的单一有利点仅展示其中一个视角的事件进行的$L$和$D$的测量一致。
2016-07-24 astro-ph.SR
Resolving the Xi Boo Binary with Chandra, and Revealing the Spectral Type Dependence of the Coronal "FIP Effect"
2008年5月2日，钱德拉观测到了锡伯星的X射线光谱（G8 V+K4 V），首次用X射线解析了这对双星，并允许分别研究这两颗恒星的日冕。由于锡伯星A和B对系统总X射线辐射的贡献现在已经被观测确定（分别为88.5%和11.5%），考虑到各种活动水平的GK矮星（包括锡伯星）的质量损失测量，得出了令人惊讶的结论，即锡伯星B可能主导了双星的风，尽管锡伯星A的日冕活跃，但其风非常微弱。发射测量分布和日冕丰度计算这两颗恒星和钱德拉测量的其他中等活跃的恒星G8-K5光谱类型，所有这些都表现出一个狭窄的峰值附近的发射测量log T=6.6，表明在这些恒星的日冕加热过程中有强烈的偏好，这个温度。与太阳和许多其他恒星的情况一样，我们的恒星样本显示出取决于元素第一电离势（FIP）的日冕丰度异常。我们看到没有依赖的程度的“FIP效应”的活动，但有一个依赖的光谱类型，一个相关性，变得更加令人信服的中等活跃的主序星与更广泛的光谱类型被认为是。如果允许恒星样品被演化恒星、相互作用双星或log L_X>29的极端活跃恒星污染，那么这种明显的日冕丰度与光谱类型的相关性就会减弱，这解释了为什么这种相关性在过去没有被认识到。
2010-05-18 astro-ph.SR
Influence of the Lower Atmosphere on Wave Heating and Evaporation in Solar Coronal Loops
本文通过三维磁柱模型研究低层大气如何影响日冕环中扭结振荡驱动的波加热与色球蒸发，发现焓流重分布可增强日冕波能耗散并补偿热传导损失。
2023-05-05 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Correlation of Coronal Hole Area Indices and Solar Wind Speed
本研究对比不同冕洞目录的面积指数与ACE测得的太阳风速度，发现特定目录下赤道30度内冕洞的1年平均面积与太阳风速度相关系数达0.9，同时指出相关性受目录选择影响，并提出可用时间-纬度滚动相关图识别高速太阳风的源冕洞。
2025-07-29 astro-ph.SR
The SRG/eROSITA all-sky survey -- Identifying the coronal content with HamStar
本研究利用HamStar贝叶斯方法识别eROSITA首次全天巡天的日冕X射线源，得到迄今最大的日冕发射体样本，验证了样本完备度与可靠度，分析了源的光谱型、双星特性及自转-活动关系等。
2024-01-30 astro-ph.SR
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Unveiling the Initiation Route of Coronal Mass Ejections through their Slow Rise Phase
本文通过热磁流体力学模拟揭示了CME触发路径：缓慢上升由HFT重联触发并驱动，随后与环面不稳定性耦合持续，最终由快速磁重联与环面不稳定性耦合引发脉冲加速，表明CME触发是多机制耦合的复杂过程。
2024-02-26 astro-ph.SR
X-raying the coronae of HD~155555
我们提出了一个高分辨率的钱德拉观测的多系统，HD 155555（RS CVn型双星系统，HD 155555 AB，其空间分辨低质量的同伴HD 155555 C）的分析。这是一个有趣的系统，它显示了活跃的前主序星和同步（主序星）双星的特性。我们得到的发射测量分布，温度结构，等离子体密度，和这个系统的丰度，并将它们与其他年轻/活跃的恒星的日冕性质进行比较。HD 155555 AB和HD 155555 C在0.3-6.0 keV的能量带中产生大量的X射线发射，log Lx分别为30.54和29.30。单个恒星的光变曲线在几分钟到几小时的时间尺度上表现出变化。利用谱线分析法对色散谱进行了分析，并重建了发射测量分布。在这两种情况下，所得到的元素丰度表现出逆第一电离势效应。对类氦三重态的分析得出日冕电子密度范围约为10^10-10^13 cm-3。由于HD 155555 AB被归类为RS CVn和PMS星，我们将我们的结果与其他稍老的活跃主序星和金牛T星的结果进行了比较，这表明HD 155555 AB的日冕性质非常类似于较老的RS CVn双星，而不是年轻的PMS星。我们的结果还表明HD 155555 C的性质与其他活动M矮星的性质非常相似。
2015-06-25 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections
磁螺旋度（MH）是磁场的扭曲和剪切的量度。MH通过光球足点运动注入活动区日冕，产生扭曲和剪切磁场。从螺旋度的守恒性质出发，证明了一个已经扭曲的磁绳（FR）不可避免地会随着MH的持续注入而爆发，以消除多余的日冕螺旋度。因此，理解光球螺旋度通量传输的性质和演化对于揭示耀斑/CME活动的强度至关重要。利用\textit{Helioseismic Magnetic Imager}的时间序列矢量磁图，我们研究了MH注入新兴AR 12257的演变。在这一AR的光球通量运动注入正螺旋度在前2.5天，随后负螺旋度。这种相反螺旋度的连续注入与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号、磁舌的取向一致。此外，外推的AR磁结构表现出全球剪切没有扭曲的FR在AR的核心的转变。没有CME从这个AR发射，但C级耀斑活动主要是在演化期的后半段观察到的。具有MH注入符号反转的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲FR的形成，因此对于容易地识别无CME的AR是重要的。在这些AR的一个可能的情况是，当一个符号的螺旋度通量被相反的符号所取代，不同的连接与相反的剪切磁场经历重联在不同的尺度引起间歇性耀斑和增强的日冕加热。
2021-08-17 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
SoLEXS - A low-energy X-ray Spectrometer for Solar Coronal Studies
太阳低能X射线光谱仪（SoLEXS）是一种高光谱分辨率（\leq，250 eV，5.9 keV）仪器，具有软X射线能量覆盖范围（\leq，1.5 keV），拟作为Aditya-1号卫星上的额外有效载荷。这背后的动机是为了补充可见发射线空间太阳日冕，这是Aditya-1上的主要有效载荷。SoLEXS数据将补充主要有效载荷的科学目标是：（一）了解直流加热机制，（二）从同一平台研究耀斑与日冕物质抛射的关系，（三）对耀斑现场的温度和排放量进行独立和准确的估计，（四）研究日冕丰度及其在耀斑期间的变化。除了这四个主要科学目标外，该仪器原则上还可以为主有效载荷提供耀斑触发器，并有助于优化机载存储器。
2011-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
The beginning of halo coronal mass ejection
利用GOES-12/SXI观测数据，研究了6个速度超过1500 km/s的“晕”日冕物质抛射（HCME）的初始运动阶段，并在SOHO/LASCO C2和C3视场内追踪了这些HCME的运动。对于这些HCME的时间依赖的位置，速度和加速度的锋面被揭示。结果表明，CME存在两种不同的速度时间剖面。该轮廓取决于喷射出现的活动区域的性质。具有相等喷射速度时间依赖性的CME起源于同一活动区。所有研究的HCME都代表了从记录的第一时刻或几分钟后的环状结构。所有考虑中的HCME在相关的X射线耀斑发作之前开始其平移运动。主加速时间（在LASCO/C2视场内达到最高速度的时间）接近于相关的耀斑X射线辐射强度上升时间。验证了Zhang和Dere（2006）关于加速幅度和持续时间之间存在负相关性以及测量的HCME主加速持续时间和相关耀斑软X射线强度上升时间相等的结果。我们建立了一些时间变化的角度大小，轨迹，前宽度和HCME的交叉尺寸比。
2012-08-29 astro-ph.SR
