Data-driven model of the solar corona above an active region
我们的目标是再现太阳活动区上方的日冕结构，如在极紫外线（EUV）使用三维磁流体动力学（3D MHD）模型。3D MHD数据驱动模型求解感应方程以及质量、动量和能量平衡。为了驱动系统，我们将活动区AR 12139光球中观测到的磁场演化馈送到底部边界。这就以一种自洽的方式在冷光球层上方产生了一个热日冕。我们从模型中的密度和温度合成了日冕EUV辐射，并将其与实际的日冕观测结果进行了比较。我们能够在定性水平上再现日冕在这个活跃区域的整体外观和主要特征。该模型显示了长环，扇形环，紧凑的环，并在相同的位置和类似的时间在观察中形成的弥漫性排放。此外，EUV中模型环的低强度对比度与观测结果相匹配。在我们的模型中，输入到日冕的能量与场线编织或通量管构造的情况类似，即能量通过水平光球运动驱动垂直磁场传输到日冕。我们的模型的成功显示了这一过程对日冕的结构、动力学和加热所起的核心作用。
2019-04-29 astro-ph.SR
Enhanced Non-Thermal Line Broadening inside Coronal Cavities above Solar Prominences revealed by Spectral Imaging CoronaGraph
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用SICG等观测设备，发现日冕空洞中存在显著的非热速度和多普勒位移，表明日珥与日冕材料的相互作用驱动了其中的波和湍流。
2025-12-22 astro-ph.SR
On the nature of reconnection at a solar coronal null point above a separatrix dome
三维磁零点普遍存在于日冕和任何一般的混合极性磁场中。我们考虑了孤立日冕零点处的磁重联，其扇形场线形成圆顶结构。我们证明了使用分析和计算模型的几个特点，在这样一个零，包括大量的磁通量转移从一个区域的场线连接到另一个可以发生的脊柱扇重联。磁通转移发生在脊扇重联期间在零点周围形成的电流片上，并且不存在分离器。此外，翻转的磁场线发生的方式类似于观察到的准分界线层或滑移运行重联。
2013-07-25 astro-ph.SR
Oscillations Above Sunspots and Faculae: Height Stratification and Relation to Coronal Fan Structure
利用太阳动力学观测站（SDO）的观测资料和地面观测资料，研究了两个黑子和两个光斑区的振荡特性。目的是研究太阳黑子和光斑上方不同频率的空间分布特征及其对磁场特征的依赖性，并最有效地探测从深光球层到达日冕的振荡。我们利用快速傅立叶变换和Morlet小波对强度和多普勒速度变化进行频率滤波，追踪了从光球到色球和日冕的传播。低频（1-2兆赫）振荡的空间分布很好地勾勒出了太阳黑子和光斑上方日冕（Fe IX 171线）中的扇环结构。高频振荡（5-7 mHz）集中在光球本影边界内的碎片中，并靠近光斑区域中心。这意味着，大多数日冕环的上部，从光球传输低频振荡，坐在铁IX 171线形成层。我们使用的主频与距离重心的关系，以估计在较高的层，这对直接磁场测量造成了困难的磁管倾斜角。根据我们的计算，这个角度在本影边界周围的过渡区域大约是40度。在Fe IX 171谱线形成层日冕环上部测得的相速度，黑子达到100-150 km/s，光斑达到50-100 km/s。
2014-11-23 astro-ph.SR
Thomson scattering above solar active regions and an ad-hoc polarization correction method for the emissive corona
汤姆逊散射光球光是低太阳日冕光谱连续体的主要组成部分，在光学波长下观察。被称为K-日冕，它也是线性偏振的。我们调查的可能性，使用先验的极化特性的K-电晕，连同极化发射线，测量和校正仪器引起的极化串扰。首先，我们在不可约球面张量形式下导出了非偏振光汤姆逊散射的斯托克斯参数。这允许前向合成的汤姆逊散射信号的更复杂的情况下，在入射辐射场，这可能会限制我们提出的技术的准确性的破坏功能。为此，我们利用先进的三维辐射磁流体动力学日冕模型。与Fe XIII 10746埃发射线中的合成偏振信号一起，我们发现在非去偏振光学系统的假设下，望远镜和仪器引起的偏振串扰的特设校正是可能的。
2022-05-19 astro-ph.SR
Observations of upward propagating waves in the transition region and corona above Sunspots
我们目前的观测结果的一些明亮的功能，在上色球层/过渡区以上的太阳黑子的IRIS SJ 1400和向上传播的准周期性扰动沿冠环植根于同一地区采取的AIA 171通带。特征的振荡是周期性的振荡运动，没有任何明显的阻尼。振荡的空间位移的幅度约为1 $^{"}$。振荡的视速度与色球层中的声速相当，但向上的运动略大于向下的运动。强度变化可以占背景的24-53%，表明振荡的非线性。振荡的FFT功率谱在大约3分钟的周期处显示出主峰，与太阳黑子中无所不在的3分钟振荡一致。向上传播的日冕扰动的强度变化幅度为本底的10-15%。日冕扰动的周期约为3分钟，沿日冕环向上传播，视速度在30-80 km/s之间。我们提出了一个方案，所观察到的过渡区振荡的动力不断向上传播的冲击，向上传播的日冕扰动可以是经常性的等离子体流驱动的冲击或响应的退化冲击，成为缓慢的磁声波加热后，在其过渡区基地的日冕环中的等离子体。
2018-01-23 astro-ph.SR
Preferential energization of alpha particles in polar coronal holes at one solar radius above the photosphere
太阳活动极小期极冕洞的加热和由此产生的快速太阳风的加速问题缺乏全面的理论认识。波粒相互作用被认为对极冕洞无碰撞区重离子的极端性质有着至关重要的影响。在这篇文章中，我们提出了一种新的灵敏度分析，调查等离子体加热的无线电波在较低的混合频率。我们采用了一个三流体麦克斯韦模型，包括电子，质子和α粒子在两个太阳半径的太阳中心的距离在极冕洞和导出的色散关系作为一个十三阶多项式的频率。我们的模型提供了优惠加热的α粒子与质子相比，通过较低的混合不稳定性的迹象。本文以电子速度和空间电荷分布为基本研究工具，研究了α质子微分质量和微分垂直速度对α粒子优先加热的影响。
2015-01-16 astro-ph.SR
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
Damping and power spectra of quasi-periodic intensity disturbances above a solar polar coronal hole
我们研究了在AIA 171飞秒和193飞秒通带中看到的太阳极冕洞上方的强度扰动，旨在提供对其物理性质的更多见解。研究了频率为0.07 ~ 10.5mHz的强度扰动的阻尼谱和功率谱。强度扰动的阻尼往往在较低频率处更强，并且它们在980”以下的阻尼行为（为了比较，分支在945”处）与上面发生的情况不同。AIA 171和AIA 193的强度扰动阻尼没有显著差异。强度扰动的功率谱指数在AIA 171射电望远镜中比在AIA 193射电望远镜中稍小，但差异在一个σ偏差之内。在较低的高度，在8- 40分钟的周期范围内，功率谱中存在一个额外的增强分量。而针状体的功率谱与其伴随的强度扰动高度相关，这表明强度扰动的功率谱可能是针状体和波动活动的混合。我们认为极冕洞中的每一个强度扰动可能是由针状活动触发的一系列独立的慢磁声波。
2016-02-16 astro-ph.SR
Fast magnetoacoustic waves in a fan structure above the coronal magnetic null point
我们分析了2005年11月26日的太阳射电事件，在244和611 MHz的频率干涉观测的巨型米波射电望远镜（GMRT）在印度浦那。这些观测结果用于制作两个频率下事件的干涉测量图，时间节奏为1 s（从06：50到07：12 UT）。这些地图显示了几个无线电源。这些光源的光变曲线表明，只有244 MHz和611 MHz的两个光源在时间上有很好的相关性。极紫外耀斑更具有局部性，耀斑环远离射电源。利用SoHO/MDI观测资料和位磁场外推，我们证明了这两个相关源都位于从日冕磁零点开始的磁场线的扇形结构中。的无线电源的光变曲线的小波分析检测蝌蚪的周期范围内P = 10-83秒。这些小波蝌蚪表明存在的快速磁声波传播的扇形结构的日冕磁零点。我们估计的等离子体参数在所研究的射电源，并发现它们与所提出的方案，涉及日冕磁零点一致。
2013-01-11 astro-ph.SR
Transient small-scale brightenings in the quiet solar corona: a model for campfires observed with Solar Orbiter
上下文太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）最近的观测表明，在安静的太阳上方的日冕中普遍存在小规模的短暂增亮，称为篝火。目的。在这项研究中，我们寻找可比的增亮的数值模型，然后调查他们的关系，磁场和驱动这些事件的过程。方法.我们使用的MURaM代码来解决三维辐射MHD方程在一个盒子里，从上对流区延伸到日冕。该模型自洽地产生了一个超颗粒网络的磁场和一个热日冕以上这个安静的太阳。为了与模型进行比较，我们合成了EUI在其174 μ m通道中看到的日冕发射，分离出7个最强的瞬态增亮，并详细研究了这些区域及其周围的磁场（的变化）。结果我们隔离的瞬变有一个寿命约2分钟，是细长的环状特征，长度约为1微米至4微米。它们往往发生在光球上方约2微米至5微米的高度，与标记明亮色球网络的磁集中有一点偏移，它们的温度达到1 MK以上。这与观察中发现的（较大的）营火非常相似。在我们的模型中，大多数事件都是由在日冕高度相互作用的场线（束）之间的分量重连激发的。在一种情况下，我们发现解扭的高度扭曲的磁通绳启动加热。结论.基于我们的研究，我们提出，大多数EUI发现的营火事件是由组件重连驱动的，我们的模型表明，这一过程对安静太阳上方的日冕加热有显着贡献。
2021-05-05 astro-ph.SR
A closer look at a coronal loop rooted in a sunspot umbra
太阳日冕中的极紫外线（EUV）和X射线环连接着磁场活动增强的区域，但它们通常不会植根于太阳黑子的黑暗阴影中，因为那里发现的强磁场抑制了对流。这意味着，只要没有光桥或本影点，进入高层大气的磁能坡印廷通量在本影内就不重要。在这里，我们报告了一个罕见的观测日冕环植根于黑暗的本影的太阳黑子没有任何痕迹的光桥或本影点。我们使用的狭缝颚图像和光谱数据从IRIS和集中的线配置文件的O IV和Si IV，显示持久的强红移成分的循环植根于本影。利用O-IV的比值，我们可以估计密度，从而研究质量通量。通过AIA的EUV通道提供这些观测的日冕背景和温度诊断。日冕环，嵌入在较冷的下降流，主机超音速下降流。超过100公里秒的速度$^{-1}$是在相同的数量级的过渡区线的O IV和Si IV，甚至可以看到在色球Mg II线的速度相当。在足点$1"$内的投影距离处，我们看到激波过渡到较小的下降流速度，约为15 km s $^{-1}$，这与静止等温激波的质量守恒是一致的。我们没有看到能量输入到环中的直接证据，因为环植根于本影的黑暗均匀部分，附近没有光桥或本影点。因此，人们可能会得出结论，我们看到的是从循环另一端的足点驱动的虹吸流。然而，对于最终结果，需要在另一个足点处具有类似质量的数据，但这太远而不能被IRIS视场覆盖。
2016-01-07 astro-ph.SR
The Magnetic Structure of Solar Prominence Cavities: New Observational Signature Revealed by Coronal Magnetometry
日冕多通道偏振仪（CoMP）每天获得全太阳以上的边缘日冕观测线性偏振，允许第一次诊断的日冕磁场方向在静止的日珥腔。我们发现，这些腔始终具有一个特征性的“lagomorphic”签名表示扭曲或剪切延伸到腔以上的中性线的线性偏振。我们证明，这样的签名可以解释的磁通量绳模型，拓扑结构与太阳爆发的影响。我们发现佐证的磁通绳结构的同心环的模式内看到的CoMP线的视线速度的空腔。
2013-04-27 astro-ph.SR
Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO
我报告的一组磁环以上的一个区域的晚相磁通量出现IRIS，日之出和SDO的意见。环系统由许多长5- 12 \arcsec \、宽$\sim0.5$ \arcsec的移行区环线和长、宽相似的$\sim2$ \arcsec冠状环组成。虽然线圈系统由具有不同温度的线组成，但大多数单个线圈线的温度范围很窄。在环系统的中间，在过渡区出现了明显的系统蓝移，约为10\，\kms \，这与通量出现的图像一致，而在日冕中观察到了红移，约为10\，\kms \。在过渡区，环系统的非热速度小于周围区域，但在日冕中是相当的。环系统的日冕对应物的电子密度范围从$1\times10^9$ \，cm $^{-3}$到$4\times10^9$ \，cm $^{-3}$。还测量了过渡区环的电子密度，发现其值约为$5\times10^{10}$·cm $^{-3}$，比日冕环的电子密度大一个量级。与成像数据一致，来自差分发射测量技术的温度分布证实，一些环路已被加热到电晕。我们的观测表明，磁通出现的后期阶段与早期阶段有很大的不同。虽然观察到的过渡区主要是新兴的通量，这些新兴的环路可以被加热到电晕和加热（如果通过非热过程）最有可能发生后，他们到达过渡区或较低的电晕。
2018-11-08 astro-ph.SR
Observed Dispersive Properties of the Slow Magnetoacoustic Waves Propagating in Coronal Fan Loops above Sunspots
本研究通过傅里叶域互相关分析，利用三种数据集观测到太阳黑子上方日冕扇形环中慢磁声波的相速度随频率增加，证实其色散性，为诊断日冕环内部物理条件提供了新工具。
2025-02-25 astro-ph.SR
Network oscillations at the boundary of an equatorial coronal hole
我们调查的强度振荡同时观察到在安静的色球层和日冕，在赤道冕洞的边界处的增强网络区域上方。傅立叶分析应用于在TRACE的171 A和1600 A通带中观察到的图像序列。四个有趣的功能以上的磁网络进一步研究，通过使用小波分析。我们的研究结果表明，在171 A和1600 A的通带中，磁网络上方的振荡在高频（5.0-8.3 mHz）处显示出功率不足，而在低频（1.3-2.0 mHz）和中频（2.6-4.0 mHz）处显示出显著的功率。当在1600 A通带中观察时，在4个分析特征中清楚地存在全局5分钟振荡，并且当在171 A通带中观察时，在特征1（大日冕环的腿）和特征2（日冕亮点环的腿）中也发现增强的功率。增强网络元件上方的两个特征（特征3和特征4）分别示出了具有10分钟和5分钟的主导周期的重复传播行为。我们认为，这些振荡很可能是缓慢的磁声波沿倾斜的磁场线传播，从太阳低层大气进入日冕。这些波携带的能量通量估计为40 erg cm-2 s-1的数量级为171 A的通带，远远低于所需的能量加热安静的日冕。对于1600 A的通带，能通量约为1.4*10^6 erg cm-2 s-1，约为色球层所需能量预算的三分之一。
2009-07-06 astro-ph.SR
Are Decaying Magnetic Fields Above Active Regions Related to Coronal Mass Ejection Onset?
日冕物质抛射（CME）是由储存在日冕磁场中的电流中的磁能提供动力的，CME前的磁场在原始抛射物的向外磁压力和来自封闭的上覆磁场的向内磁张力之间保持平衡。在研究全球无电流日冕磁场模型-位场源-表面（PFSS）模型-时，据报道，模型的磁场强度以上耀斑网站往往是弱的CME发生时，比没有发生喷发。这表明势场模型可能有用地量化磁约束。这个想法的一个含义是，在一个可能的喷发地点覆盖模型场强的减少应对应于减少限制，这意味着喷发更有可能。我们已经搜索了这样的效果，通过{ \em事后}调查的时间演变的模型场强度以上的样本的10个喷发地点，其中包括缓慢和快速的日冕物质抛射。在我们研究的大多数事件中，我们发现在以下两个方面都没有统计学上显著的演变：（i）磁场随高度衰减的速率;（ii）50 Mm附近覆盖磁场的强度;（iii）或低海拔和高海拔（分别低于1.1 $R_{\odot}$和1.1- 1.5 $R_{\odot}$之间）的通量比。相反，我们发现，上覆场强和上覆通量往往略有增加，它们的衰减率随着高度变得稍微平缓，与增加的限制一致。由于无论我们用来量化约束的参数是增加还是减少，CME都会发生，要么：（i）这些参数不能准确地表征CME源区的约束;要么（ii）CME源区大规模磁环境的系统演化本身并不是CME发生的必要条件;或者两者兼而有之。
2012-11-20 astro-ph.SR
Coronal loops above an Active Region - observation versus model
我们对稳定活动区上方的日冕进行了高分辨率数值模拟。目的是测试场线编织机制，以获得足够的日冕能量输入。我们还检查的适用性的标度律日冕环的性质，如温度和密度。我们的3D-MHD模型是从下面驱动的日出观测的光球，特别是高节奏的时间序列的视线磁图和水平速度来自磁图。这种驱动对磁场施加应力，从而将磁能传递到日冕中，在日冕中感应出电流，通过欧姆耗散加热日冕等离子体。我们计算合成的日冕发射，我们直接比较日冕观测的同一活动区域的日之出。在模型中，日冕环形成在与日冕观测相同的位置。甚至在3D空间中的合成环的形状匹配那些从基于STEREO航天器数据的立体重建中发现的。正如观测结果所预期的那样，模型中的一些循环稍微过密。这表明欧姆加热的空间和时间分布产生了与观测结果接近的日冕环系统的结构和动力学。
2014-10-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Sustained heating of the chromosphere and transition region over a sunspot light bridge
太阳黑子光桥（LB）在色球层和过渡区表现出广泛的短寿命现象。相比之下，我们在这里使用来自多应用太阳望远镜（MAST），界面区域成像光谱仪（IRIS），Hinode，大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）的数据来分析LB中的持续加热。色球温度从MAST钙II和IRIS镁II线的非局部热力学平衡反演。使用高斯拟合从IRIS线导出线宽、多普勒频移和强度。日冕温度是通过差分发射测量来估计的，而日冕磁场是通过HMI矢量场的外推来获得的。在光球处，LB表现出颗粒状形态，场强约为400 G，没有明显的电流。太阳黑子不会分裂，LB会保持稳定数天。在8000 ~ 2.5MK温度范围内，色球温度、IRIS谱线强度和宽度以及AIA 171 nm和211 nm强度都在LB中增强。光球等离子体的运动仍然很小，而色球层和过渡区主要显示红移5-20公里/秒，偶尔有超音速下降流超过100公里/秒。LB上多余的热能约为3.2 × 10^26 erg，与辐射损失相匹配。它可以由太阳黑子的磁通量损失（7.5 × 10^27 erg）、LB宽度增加的动能（4 × 10^28 erg）或沿日冕环的质量自由落体（6.3 × 10^26 erg）提供。
2023-01-02 astro-ph.SR
3D MHD modeling of twisted coronal loops
我们对单个亮日冕环进行MHD建模，以包括与非均匀磁场的相互作用。该领域强调在中心区域的随机足点旋转和它的能量被耗散到加热通过异常磁扩散率，开关在电晕以上的电流密度阈值的增长电流。我们模拟了一个完整的单磁通量管，在太阳大气中从高β色球层延伸到低β日冕通过陡峭的过渡区。磁场从色球层扩展到日冕。最大分辨率约为30公里。我们得到了一个整体的演变典型的环模型和现实的环发射在EUV和X射线波段。封闭在通量管中的等离子体在约2/3小时后被加热到活动区的温度（约3 MK），来自色球层的上升气流以约100 km/s的速度充满通量管的核心，密度超过10^9 cm^-3。在低电晕比高电晕释放更多的热量，并且在空间和时间上都是精细结构的。
2016-07-19 astro-ph.SR
Slow Magneto-acoustic Waves Observed above Quiet-Sun Region in a Dark Cavity
波在诊断日冕和日冕加热中各种结构的等离子体性质方面起着至关重要的作用。慢磁声波是一种重要的磁流体力学波。在过去的几十年里，许多慢MA波被检测到以上的活动区和冕洞，但很少发现其他地方。在这里，我们调查了一个“龙卷风”状的结构组成的准周期性条纹在一个黑暗的空腔内约40- 110毫米以上的安静的太阳区域2011年9月25日。我们的分析表明，这些条纹实际上是慢MA波列。这些波列的性质，包括相速度、压缩比、动能密度等，与已报道的慢MA波相似，只是慢MA波的周期约为50 s，比典型的报道值（3--5 min）短得多。
2012-09-15 astro-ph.SR
Surge-like oscillations above sunspot light bridges driven by magnetoacoustic shocks
对太阳色球层和过渡区的高分辨率观测经常揭示太阳黑子光桥上方的类似浪涌的振荡活动。这些振荡通常被解释为准周期性磁重联产生的间歇性等离子体射流。利用界面区成像光谱仪（IRIS）的观测数据，分析了太阳黑子光桥上方的振荡现象。色球层2796 ~的影像显示，整个光桥上方随时都有类似浪涌的活动，形成一个振荡的墙。在壁内我们经常看到Mg~{ \sc{ii} }~k 2796.35 μ ~线核首先经历大的蓝移，然后逐渐减小到零移，然后增加到相当量级的红移。这种行为表明，振荡是高度非线性的，可能与冲击有关。在1400 nm ~的通带中，主要由Si~{ \sc{iv} }~离子发射，最显著的特征是在浪涌前有一个明亮的振荡锋。我们发现的加速度和最大速度的移动前，这是一致的向上传播的慢模式冲击波的数值模拟之间的正相关性。Si~{ \sc{iv} } 1402.77 π ~谱线轮廓在亮锋处普遍增强增宽，这可能是由压缩产生的湍流或激波引起的。这些结果，再加上振荡周期在很长一段时间内几乎保持不变的事实，使我们提出，光桥上方的浪涌振荡是由从底层光球泄漏的冲击p模式波引起的。
2017-02-28 astro-ph.SR
Chromospheric Plasma Ejections in a Light Bridge of a Sunspot
众所周知，太阳黑子内部的光桥会在色球层中产生小规模的等离子体喷射和瞬时增亮，但这种现象的性质和起源仍然不清楚。利用大熊太阳天文台1.6米新太阳望远镜上安装的快速成像太阳光谱仪和TiO 7057 A宽带滤光片拍摄的高时空分辨率光谱数据，报道了光桥内弧秒尺度的色球等离子体喷射（1.7弧）。有趣的是，喷射被认为是向上传播的冲击波的表现形式，证明了在钙II 8542 A和H-α强度的时间谱图中看到的ESTA模式。在等离子体抛射前两分钟，我们还发现了一个以约2 km/s速度发散的精细尺度光球图案（1弧），这似乎是磁通量出现的一种表现。作为对等离子体喷射的响应，日冕显示出小规模的瞬态增亮。基于我们的研究结果，我们认为激波可以由光桥内部的出射磁通与邻近的本影磁场之间的磁重联引起的局部扰动激发。扰动产生慢模波，慢模波很快发展成冲击波，并表现为弧秒尺度的等离子体喷射。它还表明，机械能在冲击波中的耗散可以加热局部电晕。
2017-01-24 astro-ph.SR
Convective Instability Of The Solar Corona: Why The Solar Wind Blows
Chapman（1957）的日冕传导模型的特征是温度随日心距离r变化为r **（-2/7）。在这个非等温流体静力学模式中的密度分布在123 RS处有一个最小值，并且在该高度以上随着r而增加。结果表明，这个流体静力学模式成为对流不稳定以上r = 35 RS，温度直减率成为超绝热。超过这个径向距离，热传导就不能有效地保持温度梯度小于绝热直减率。我们报告Lemaire（1968）所获得的结果，他表明需要一个额外的机制来将能量通量从太阳输送到行星际空间。他指出，这个额外的机制是平流：即日冕的静止流体动力学膨胀。换句话说，日冕不能保持流体静力平衡。因此，流体动力学太阳风膨胀是日冕温度峰值之外的太陡（超绝热）温度梯度的物理结果，日冕温度峰值可以从日食期间观察到的白光亮度分布中确定。这里提出的连续太阳风膨胀存在的热力学论证补充了帕克的经典论证，该论证基于对日冕膨胀的流体动力学方程的解施加的边界条件：即机械力无法使日冕保持流体静力平衡。这里提出的热力学参数是基于能量输运方程。它依赖于内日冕中在一定高度以上变得超绝热的温度分布。
2012-05-24 astro-ph.SR
Oscillations above sunspots from the temperature minimum to the corona
上下文太阳黑子上方的振荡分析是利用地面和太阳动力学天文台（SDO）的同步观测（SiI 10827 A，HeI 10830 A，FeI 6173 A，1700 A，HeII 304 A，FeIX 171 A）进行的。目标。研究太阳大气层不同高度层1-8兆赫频率范围内振荡功率的空间分布。测量不同层的振荡之间的时间滞后。方法.我们利用Morlet小波对强度和多普勒速度变化进行频率滤波，追踪了从光球层到色球层和日冕的波传播。结果15分钟的振荡集中在上层光球（1700 A）的外半影附近，形成一个环，在过渡区扩大。这些振荡向上传播并到达日冕层，在那里它们的空间分布类似于扇形结构。在光球层水平上，5 min振荡功率的空间分布类似于与黑子本影边界相匹配的圆形结构。圆圈在更高的水平（HeII 304 A和FeIX 171 A）扩展。这表明，低频振荡沿倾斜的磁管在斑点中传播。我们发现在色球上层和过渡区，电子管的倾角可达50- 60度。在5-8 mHz范围内的主要振荡功率集中在所有水平的本影边界内。最高频率的振荡（8 mHz）位于本影内的特殊点。这些点可能与本影点重合。我们推导出SiI 10827 A-HeI 10830 A、1700 A-HeII 304 A和HeII 304 A-FeIX 171 A高度层的传播速度分别为28 ± 15 km/s、26 ± 15 km/s和55 ± 10 km/s。
2013-05-21 astro-ph.SR
Ejections of magnetic structures above a spherical wedge driven by a convective dynamo with differential rotation
我们结合对流驱动发电机在一个球壳与一个近等温的密度分层冷却层，模仿恒星日冕的某些方面，研究磁场结构的出现和喷射。该方法是早期模型的扩展，其中采用强制湍流模拟来产生磁场。使用的球楔由对流区和扩展到球体半径$\approx1.5$倍的冕区组成。楔形包含球体方位角范围的四分之一和纬度的$150\degr$。磁场是由表面下的对流引起的湍流运动自洽地产生的。发现磁场出现在表面，并被喷射到域的日冕部分。这些喷射发生在不规则的时间间隔，比以前的工作弱。我们尝试性地将这些事件与太阳上的日冕物质抛射联系起来，尽管我们的太阳大气模型相当简单。
2012-09-30 astro-ph.SR
Fan-shaped jets above the light bridge of a sunspot driven by reconnection
本文报道了在H $α$谱线上观测到的一组位于太阳黑子强磁化光桥（LB）上方的扇形高速喷流。我们研究的起源，动力学和热特性的喷流使用高分辨率成像光谱学H $α$从瑞典1米太阳望远镜和太阳动力学天文台和日之出的数据。H $α$喷流的长度为7-38 Mm，在LB光球脚点附近被脉冲加速到$\sim 100$ km/s的速度，并表现出与太阳有效重力一致的恒定减速。它们主要从光桥的一边发射，它们的足点在H $α$机翼上显得明亮。AIA的数据表明，细长的增亮，几乎是同空间的H $α$喷流。我们将它们解释为至少过渡区温度的射流。光桥中的磁场强度为$0.8-2$ kG，并且几乎是水平的。所有的喷流特性都与作为驱动力的磁重联一致。
2016-04-04 astro-ph.SR
Above-the-loop-top Oscillation and Quasi-periodic Coronal Wave Generation in Solar Flares
观测表明，在太阳耀斑区激发出各种振荡。耀斑辐射中的准周期脉动（QPP）通常在很宽的波长范围内被观测到。最近的观测发现，快模磁流体动力学（MHD）波是准周期性地从一些耀斑网站（准周期传播快模磁声波; QPF）。QPP和QPF都意味着来自耀斑的周期性扰动。然而，物理机制仍然令人困惑。通过对一次太阳耀斑的二维MHD模拟，我们发现了充满蒸发等离子体的环上方（环顶上方区域）的局域振荡和准等离子体的产生。与以往所有的QPF模型不同，我们的模型包括太阳耀斑的基本物理，如磁重联，热传导和色球蒸发。我们发现QPF可以通过环顶振荡自发激发。有人发现，这种振荡是由回流的重联流出控制。新模型显示，耀斑环和环顶以上区域充满了冲击和波浪，这与之前基于标准耀斑模型和之前模拟的预期不同。在本文中，我们将展示的QPF的产生过程中，我们的新图片的耀斑环的基础上，将简要讨论QPF和QPP之间的可能关系。我们的发现将改变目前对太阳耀斑的看法，使其成为一种充满冲击和波动的动态现象。
2016-06-30 astro-ph.SR
The Temperature and Density Structure of the Solar Corona. I. Observations of the Quiet Sun with the EUV Imaging Spectrometer (EIS) on Hinode
日冕的温度和密度结构的测量为日冕加热理论提供了关键的限制。不幸的是，太阳大气的复杂性、观测的不确定性以及当前原子计算的局限性，特别是对Fe的计算，都使得这项任务变得非常困难。对日冕中等离子体诊断的关键评估对于在日冕加热问题上取得进展至关重要。在本文中，我们提出了一个分析的温度和密度测量以上的肢体在安静的日冕使用新的观测从极紫外成像光谱仪（EIS）的\textit{Hinode}。通过比较与EIS观察到的Si和Fe的发射，我们能够识别发射线，产生一致的发射测量分布。有了这些数据，我们发现，在安静的冠以上的肢体的温度分布是强烈的峰值接近1 MK，与以前的研究一致。然而，我们也发现，有一个尾巴的排放量分布，延伸到更高的温度。EIS密度测量从几个密度敏感线的比率被发现是一般相互一致的，并与以前的测量在安静的电晕。然而，我们的分析还表明，在EIS波长范围内观察到的较弱发射线中有很大一部分无法用当前的原子数据来理解。
2009-04-30 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Helicity in the Structure and Heating of the Sun's Corona
太阳大气的两个最重要的特征是它的热，光滑的日冕环和磁剪切的集中，称为灯丝通道，位于光球极性反转线（PIL）上方。在暗条通道中观察到的剪切代表了磁螺旋度，而日冕环的平滑度表明日冕的其余部分明显缺乏磁螺旋度。与此同时，试图解释在这些日冕环中观察到的高温的模型需要以扭曲形式注入光球的磁能。除了磁能，这种扭曲也代表了磁螺旋度。与磁能不同，磁螺旋度在重联下是守恒的，因此预计会在日冕中积累和观察到。然而，在日冕中观测到磁螺旋度的位置是暗条通道，而不是日冕环，并且它以剪切而不是扭曲的形式表现出来。这自然提出了一个问题：如果需要注入磁螺旋度来加热日冕环，为什么它只在暗条通道中被观察到，而日冕环被观察到是层流和光滑的？本论文利用一系列数值模拟来解决这个问题，这些数值模拟表明，磁螺旋度通过磁重联在整个日冕中传输，其方式是在PIL上方积累，形成细丝通道，并使日冕的其余部分大致平滑。在这个过程中，它将磁能转化为热量，解释了观测到的大温度。本论文提出了一个模型，在太阳日冕中的丝状通道的形成和存在的光滑，热的日冕环，并显示如何运输的磁螺旋度在整个太阳日冕的磁重联是负责这两种现象。
2016-06-29 astro-ph.SR
Small-scale chromospheric jets above a sunspot light bridge
用Hinode上的太阳光学望远镜获得了活动区NOAA 11271在Ca ii H和G波段的高分辨率宽带滤波图，以确定造成太阳黑子光桥上方动态和小规模色球喷流的物理驱动因素。我们使用半自动程序识别Ca图像中的射流。色球喷流由一个明亮的三角形斑点组成，它位于光桥上，而这个斑点的顶点延伸成一个在黑暗的本影背景下明亮的尖峰状结构。大多数喷流的表观长度小于1000公里，其中约30%的长度在1000-1600公里之间。它们的方向在+/-35度范围内。与光桥轴的法线成直角。它们中的许多聚集在2弧秒范围内的中心部分附近。可以看到喷气式飞机沿着光桥快速移动，其中大部分无法在以2分钟节奏拍摄的连续图像中识别。喷流主要位于光桥的一侧，并直接进入本影核心。在LB上的斑点的位置处或附近的斯托克斯轮廓表现出显著的净圆偏振和多个分量，包括相反极性的波瓣。磁场从光桥向它分离的影核发散。在光球层中，有一个主要的单向流动，速度为100-150米/秒，沿着光桥，这是由一片微弱的运动，也沿着光桥移动中断。LB上方的动态短寿命射流似乎是由磁场线引导的。重连事件是这种现象的可能触发器，因为它们发生在磁场急剧改变取向的位置。我们发现喷流和光球流型之间没有明确的关系。
2014-06-16 astro-ph.SR
Repeated Sunspot Light Bridge Jets Associated with Slipping Base Brightenings
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）；School of Earth and Space Sciences, Peking University（北京大学地球与空间科学学院）；Centre for Mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理中心）
研究通过高分辨率观测揭示了光桥喷射的滑动基部运动及其与日冕喷射的相似机制，证明了磁重联在太阳光桥区域的作用。
2026-04-24 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
An Observationally-Constrained Model of a Flux Rope that Formed in the Solar Corona
日冕物质抛射（CME）是恒星日冕等离子体的大规模喷发。了解日冕物质抛射引发的等离子体过程可应用于空间天气预报和实验室等离子体实验。James等人（Sol. 292，71，2017）使用EUV观测得出结论，在2012年6月14日爆发之前，NOAA活动区11504上方的日冕中形成了磁通量绳（SOL 2012 -06-14）。在这项工作中，我们使用的数据从太阳动力学天文台模拟的活动区的日冕磁场喷发前一个小时，使用非线性无力场外推，并找到一个通量绳达到最大高度150 Mm以上的光球。估计的平均扭曲的强烈不对称的外推磁通绳是1.35和1.88圈之间，这取决于轴的选择，虽然喷发的结构没有观察到扭结。外推通量绳的轴的顶点附近的衰变指数是典型的临界值所需的发病环面不稳定，所以我们建议，环面不稳定驱动的喷发。
2018-02-22 astro-ph.SR
Low frequency radio observations of the `quiet' corona during the descending phase of sunspot cycle 24
我们在太阳黑子周期24（即2015年1月至2019年5月）的下降阶段对“安静”的日冕进行了统计研究，使用同时在53 MHz和80 MHz的Gauribidanur Radioheliograph（GRAPH）获得的数据。结果表明，在上述两个频率上，日冕的赤道（东西）直径稳定地收缩。发现这种减少是由于日冕电子密度（$N_{e}$）的逐渐减少。独立估计$N_{e}$在赤道地区的“背景”日冕使用白光日冕观测表明，与我们的研究结果一致的下降。
2020-09-06 astro-ph.SR
Analysis of the Fe X and Fe XIV line width in the solar corona using LASCO-C1 spectral data
本文利用SOHO上LASCO-C1的光谱资料，分析了内日冕（1.1Rsun以上区域）谱线宽度随高度的变化。我们使用的数据获得的活动最低（1996年8月至10月），并在上升阶段的太阳周期（1998年3月）。LASCO-C1在Fe X 637.6 nm（红色）和Fe XIV 530.3 nm（绿色）日冕线上以不同波长采集的一系列图像使我们能够构建离边日冕的辐射率和宽度图。在1996年，Fe XIV的线宽大致不变或随高度增加至约1.3 Rsun，然后减小。Fe X线宽度随高度增加，直到光谱噪声太大而不能进行线宽测量的点（约1.3 Rsun）。与Fe XIV相比，Fe X显示出更高的有效温度。在1998年，Fe XIV的谱线宽度大致上与边缘以上的高度相同（没有Fe X的数据）。
2009-03-03 astro-ph.SR
Observationally driven 3D MHD model of the solar corona above an active region
目标。我们的目标是采用一个三维磁流体动力学（MHD）模型，包括光谱合成模拟日冕在观测到的太阳活动区。这将使我们能够判断3D模型中内置的日冕加热机制的优点。方法.光球观测的磁场和水平速度在一个活跃的区域被用来驱动我们的日冕模拟从底部。由此产生的电流通过欧姆耗散加热电晕。热传导重新分配最终通过光学薄辐射损失的能量。基于MHD模型，我们合成了日冕发射线的轮廓，可以直接与同一活动区的实际日冕观测进行比较。结果在合成的模型数据中，我们发现热日冕环路，其主机虹吸流或通过排水膨胀和失去质量。这些合成的环与观察到的结构处于相同的位置，并且在多普勒频移方面显示出类似的动力学。通过与Hinode数据的比较以及与来自STEREO的数据的3D立体重建显示这种匹配。结论.与实际观测结果的相当大的匹配表明，导致日冕能量输入的场线编织机制提供了热量输入在空间和时间上的适当分布。从这一点，我们得出结论，在一个活跃的地区的场线编织是占主导地位的加热过程，至少在空间尺度上提供给目前的观测。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A solar flare disturbing a light wall above a sunspot light bridge
利用界面区成像光谱仪的高分辨率数据，我们在NOAA活动区（AR）12403的太阳黑子光桥上方探测到一个光墙。在1330 A裂隙图像中，光墙比周围区域更亮，而墙顶和墙底比墙身更亮，并且它在光桥上方保持振荡。2015年8月28日02：52 UT时，该AR发生了一次由暗条激活引起的C8.0耀斑，耀斑的一条带状物与光桥重叠，光桥是光墙的观测基础。因此，光壁的振荡明显受到干扰。耀斑前光壁的平均投影振幅从0.5 μ m增加到1.6 μ m，耀斑后下降到0.6 μ m。我们认为，光壁与耀斑环共用一组磁场，经历了磁重联过程，构成了一个耦合系统。在耀斑前阶段，当磁场线被向上推时，光墙转向垂直方向，导致光墙投影振荡幅度增大。磁重联发生后，在重联点下方形成一组新的尺度较小的磁力线，轻壁发生倾斜。因此，在耀斑后阶段，投射振幅显著降低。
2016-09-20 astro-ph.SR
Record-breaking coronal magnetic field in solar active region 12673
在太阳上，最强的磁场通常在暗黑子处被探测到。磁场的大小通常约为3000 G，只有少数例外报告磁场超过5000 G。由于太阳大气层中的磁场随高度的增加而减小，因此没有报道过超过2000 G的日冕磁场。在这里，我们提出了2017年9月6日在太阳活动区NOAA 12673的日冕底部约4000 G的超强磁场的成像微波观测。结合光球矢量测量的磁场和日冕探测，我们建立并验证了一个非线性无力场日冕模型，并利用该模型对不同日冕高度的破纪录日冕磁场进行了量化。
2019-07-15 astro-ph.SR
Large-amplitude prominence oscillations following the impact by a coronal jet
观测证据表明，日冕喷流可以撞击日冕并使其运动。撞击导致日珥的大振幅振荡（LAO）。在本文中，我们试图通过2.5维MHD数值实验来理解这个过程。在我们的模型中，射流产生在一个剪切的磁弧以上的寄生双极区位于支持日珥的灯丝通道（FC）的足点之一。剪切施加的速度并不远高于观测到的光球值，它会导致一个多重联过程，在以前的喷流模型。一个快速的阿尔夫维尼克扰动和一个较慢的超音速前等离子体射流是从重联网站发出;在后期阶段，一个更激烈的（爆发）射流产生。扰动和喷流沿FC运动，它们部分在日珥反射，部分穿过日珥，导致沿FC的逆流流和日珥振荡。在日珥的部分区域，无论是在纵向还是横向，都有LAO振荡（振幅大于$10~\mathrm{km\, s^{-1}}$）。在某些磁力线中，撞击是如此强烈，以至于日珥质量被带出磁倾角，沿着FC下降到色球层。两种情况下，研究了不同的高度以上的寄生双极区的拱廊，导致不同的高度的区域的突出扰动的射流。得到的振荡幅度和周期与观测结果基本一致。
2021-03-03 astro-ph.SR
Filament Mass Losses Forced by Magnetic Reconnection in the Solar Corona
本研究通过二维半磁流体模拟，提出磁重联导致日冕X点上方丝状物质量损失，结合蒸发-凝结模型解释日冕雨形成，并揭示重联电流片演化的三阶段及反弹激波驱动的动态热失控过程。
2025-02-25 astro-ph.SR
Chromospheric seismology above sunspot umbrae
声共振器是解释黑子本影以上色球层三分钟振荡的一个重要模型。光球层和过渡区的陡峭温度梯度为声谐振器提供了空腔，这使得波可以部分透射和部分反射。本文提出了一种估算太阳黑子本影上色球空腔大小和温度分布的新方法。在1.5维中数值模拟了阴影上方的磁场，其中慢磁声波列沿磁场线行进。共振是通过施加三种不同颜色的随机噪声-白色，粉红色和棕色-作为对流上层的小速度扰动来驱动的。能量从谐振腔中逃逸并产生波列进入日冕。视线（LOS）的整合也被执行，以确定通过SDO/AIA的可观测光谱。数值结果表明，日冕光谱的梯度与色球温度位形直接相关。随着色球腔尺寸的增加，光谱梯度变浅。当进行LOS积分时，得到的光谱显示出与色球腔尺寸相关的激发频率的宽带。随着色球腔尺寸的增大，激发频率的宽带变窄。这两个结果提供了一个潜在的有用的诊断色球温度廓线考虑日冕速度振荡。
2015-07-27 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
Dynamics of the solar atmosphere above a pore with a light bridge
背景：太阳孔隙是缺乏半影的小太阳黑子，具有主导的垂直磁场分量。它们可以包括在具有局部减小的磁场的地方的光桥。像太阳黑子一样，它们表现出广泛的振荡现象。目的：本文对一个带有光桥的孤立大孔隙（NOAA 11005）进行了研究，以获得孔隙周围色球的结构特征，分析孔隙内和孔隙周围的振荡和波动，了解光桥的结构和亮度。研究方法：光谱成像观测线Ca II 854.2 nm和互补光谱偏振仪在Fe I线，获得与DST/IBIS光谱仪和HINODE/SOT分光偏振仪，被用来测量光球和色球速度场，振荡，波，磁场在光球，和声能通量和辐射损失在色球。结果如下：孔隙周围的色球沉积结构具有所有重要的超半影特征：它表现出逆Evershed效应和行波，并具有相似的形态和振荡特征。光球上层光桥的粒状结构可以用辐射加热来解释。从光球层泄漏出来的声波沿着光桥中倾斜的磁场传递足够的能流，以平衡光桥色球层的总辐射损失。结论：半暗带的存在不是形成超半暗带的必要条件。光桥被光球层中的辐射和色球层中的声波加热。
2013-10-09 astro-ph.SR
On red shifs in the transition region and corona
我们提出的证据表明，过渡区的红移自然产生的episodically加热模型的平均体积加热尺度高度之间的色球压力标度高度为200公里和50毫米的日冕标度高度。为了做到这一点，我们提出的结果从3D MHD模型跨越上对流区的日冕，15毫米以上的光球。在这些模型中，过渡区和日冕加热是由于光球和对流区动力学对磁场的应力，但在某些模型中也是由于新兴磁通量的注入。
2010-01-26 astro-ph.SR
Coronal Fourier power spectra: implications for coronal seismology and coronal heating
利用大气成像组件（AIA）171年和193年的资料，研究了日冕区域的动力学。研究了宁静太阳的日冕辐射、日冕环足迹、日冕苔藓和太阳黑子。结果表明，在这些地区的平均傅立叶功率谱可以描述的功率定律在较低的频率，尾巴在较高的频率平坦的频谱，加上高斯形的贡献，根据研究的区域而变化。这种傅立叶频谱形状与通常的假设相反，即日冕时间序列由长时间尺度背景趋势加上高斯分布噪声的总和很好地描述，某些特定位置也显示出振荡信号。这一发现的影响，日冕地震学领域和振荡的自动检测进行了讨论。傅立叶功率谱的形状的幂律贡献被解释为是由于沿视线的指数衰减的发射事件的分布的总和。这与太阳大气被小的能量沉积事件加热的想法是一致的。
2014-10-08 astro-ph.SR
Identifying Footpoints of Pre-eruptive and Coronal Mass Ejection Flux Ropes with Sunspot Scars
本研究发现太阳黑子本影中的“太阳黑子疤痕”结构可标志爆发前及CME磁通量绳足点边缘，为仅用光球观测识别足点及研究其演化提供新方法。
2023-10-20 astro-ph.SR
Intermittency in the photosphere and corona above an active region
最近的研究无疑证明了光球层和日冕层中的磁场是一种间歇性结构，这为解释其物理机制提供了新的视角。特别是，日冕中存在极强电阻率的局部区域（需要解释所有尺度的磁重联）和小尺度与大尺度之间的互换（需要研究光球/日冕耦合）等问题，仅举几例，可以很容易地通过双折射概念来捕获。本研究的重点是在光球层，色球层和日冕中导出的不透明度属性的同时时间变化。我们分析了2006年12月8日12：00 UT和2006年12月13日18：45 UT之间获得的NOAA AR 10930数据。光球层的不透明度是由Hinode磁场测量结果推断的，而过渡区和日冕的不透明度则是由Nobeyama 9 GHz射电偏振测量结果、高节奏Hinode/XRT/Be-thin数据以及GOES 1- 8 GHz通量推断的。通过计算动力学涡度，分析了光球动力学及其与不透明度变化的可能关系。在这个案例研究中，我们发现了以下事件链。光球磁场的间歇性达到峰值后，在AR中的等离子体流的特定动力学涡度达到其最大水平（4小时的时间延迟）。在光球层折射率达到峰值后，日冕层折射率逐渐增加。从光球折射率的峰值到第一次强耀斑（X3.4）的发生之间的时间延迟约为1.3天。我们的分析似乎表明，增强的不透明度/复杂性首先发生在光球，后来被送往日冕。
2009-03-17 astro-ph.SR gr-qc
Polarization of the Corona Observed During the 2017 and 2019 Total Solar Eclipses
我们在2017年8月21日和2019年7月2日发生的日全食期间对白光日冕进行了偏振观测，并成功地在两个不同的地点获得了两次日食的数据。在消除天空背景后，我们导出了K+F日冕的亮度、偏振亮度和偏振度，从临边上方到大约4 $R_\odot$。此外，我们隔离的K-和F-电晕与合理程度的极化的K-电晕。覆盖了大约4个$R_\odot$的视场使我们能够将导出的亮度和偏振与广泛的其他观测结果进行比较。比较的结果显示出显着的分散性，而一些观察与我们的结果呈现出很好的一致性，其他的表现出系统的差异。
2021-09-25 astro-ph.SR
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Diagnostic functions of solar coronal magnetic fields from radio observations
在太阳物理学中，直接从太阳上层大气（包括色球层和日冕）中观测到的磁场是一个很大的挑战。射电观测被认为是诊断太阳色球和日冕磁场最可行的方法。然而，由于太阳射电辐射机制的复杂性和多样性，以往的研究仅从太阳射电观测中给出了特定机制下磁场的隐含诊断函数。本文收集整理了从太阳射电观测中诊断日冕磁场的各种方法，并将其表达为一组显式诊断函数。特别是，这项工作补充了其他评论中遗漏的一些重要诊断方法。这套诊断功能可以完全覆盖太阳色球层和日冕的所有区域，包括平静区、活动区和耀斑源区。同时，它还包括非相干辐射，如热等离子体的韧致辐射以上的安静区，回旋和回旋同步辐射的磁化热等离子体和温和的相对论性非热电子以上的活动区，以及相干等离子体辐射周围的耀斑源区域。利用这套诊断函数和相关的宽带太阳射电成像观测资料，我们可以得到太阳大气中几乎所有区域的磁场，这可能有助于我们充分利用新一代太阳射电望远镜（如MUSER、EVOSA和未来的FASR等）的光谱成像观测资料。研究太阳活动，为灾害性空间天气事件的预报提供可靠依据。
2022-06-07 astro-ph.SR
Study of EUV Emission and Properties of a Coronal Streamer from PROBA2/SWAP, Hinode/EIS and Mauna Loa Mk4 Observations
宽视场极紫外望远镜在对太阳上的1兆千兆赫等离子体敏感的光谱波段成像，经常观察到从活动区域径向延伸到1.5 - 2Rsun距离的扩展射线状日冕结构，这代表了白光流光的极紫外对应物。为了解释这一现象，我们研究了2010年10月20日至21日由PROBA 2/SWAP EUV望远镜与Hinode/EIS光谱仪（HOP 165）和Mauna Loa Mk4白光日冕仪一起观察到的流光的性质。在包括Fe ix-Fe xi线的SWAP 174 A带中，在2Rsun的距离处检测到流光。我们假设EUV辐射主要由来自下层日冕的单色辐射的碰撞激发和共振散射所控制。在1.2Rsun以下，用线比法从Hinode/EIS数据导出等离子体密度和温度。等离子体条件的流光和背景电晕以上1.2Rsun从磁盘中心确定的前向建模的发射，最适合的观测数据在EUV和白光。发现在1.2Rsun以上的流光中的等离子体接近等温，温度T = 1.43 ± 0.08MK。由估算的密度分布确定的流体静力学标度-高度温度明显较高（1.72 ± 0.08 MK），这表明沿流注存在向外的等离子体流。我们的结论是，在流光，碰撞激发提供了超过90%的观察到的EUV发射，而在背景电晕，共振散射的贡献变得可比的碰撞在R> 2Rsun。
2013-12-09 astro-ph.SR
Coronal energy input and dissipation in a solar active region 3D MHD model
上下文我们已经进行了一个3D MHD模拟的太阳活动区（AR）以上的日冕在全尺寸和高分辨率，其中显示了日冕环，等离子体流在其中，类似于观测。目的。我们希望找到通过场线编织的光球能量输入与通过感应电流的欧姆耗散的日冕能量转换之间的联系。方法.为此，我们比较了日冕能量输入和耗散在我们的模拟域以上的不同领域的看法，例如，在AR核心的一个小循环系统。我们还选择了一组场线进行比较，例如，沿着这些磁力线输入到每个粒子的加热的磁能。结果我们发现一个增强的欧姆耗散的电流在电晕上述地区，也有增强向上指向坡印亭通量。这些区域与在AR核心内观察到的热日冕环的区域相吻合。日冕密度在估算日冕温度时起着一定的作用，这是由于产生的热量输入。光球层中需要大约200高斯的最小通量密度来将场线加热到大约1 MK的日冕温度。结论.这表明场线编织机制提供了日冕能量输入，而感应电流的欧姆耗散主导了日冕加热机制。
2017-09-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
