日冕Ne viii线在77 nm处的光谱轮廓在平静太阳区和冕洞（CH）中具有不同的形状。一个单一的高斯拟合的线轮廓提供了一个足够的近似在安静的太阳区域，而一个强大的肩膀上的长波长侧是一个系统的功能在CH。虽然自1999年以来已经注意到这一点，但无法给出这种特殊形状的物理原因。为了确定这种特殊性的原因，我们解决了国际空间科学研究所（ISSI; Wilhelm et al. 2011）的一个研究小组在一篇综述文章中无法最终解决的三个问题：（1）在羽流底部和内部运行的物理过程以及它们与太阳风（SW）的相互作用。(2)羽流等离子体对快速西南气流的可能贡献。(3)第一电离势（FIP）效应在羽流和羽流间区域（IPRs）之间的特征。在利用太阳和日光层天文台（SOHO）上的太阳紫外辐射测量仪（SUMER）进一步研究极冕洞（PCH）中IPRs和羽流的光谱特性之前，必须总结审查结果，将光谱观测置于背景中。最后，提出了一个羽流模型，令人满意地解释了等离子体流动向上和向下的羽流场线，并导致在PCH的氖线的形状。
英文摘要：
The spectral profiles of the coronal Ne viii line at 77 nm have different shapes in quiet-Sun regions and coronal holes (CHs). A single Gaussian fit of the line profile provides an adequate approximation in quiet-Sun areas, whereas a strong shoulder on the long-wavelength side is a systematic feature in CHs. Although this has been noticed since 1999, no physical reason for the peculiar shape could be given. In an attempt to identify the cause of this peculiarity, we address three problems that could not be conclusively resolved in a review article by a study team of the International Space Science Institute (ISSI; Wilhelm et al. 2011) : (1) The physical processes operating at the base and inside of plumes as well as their interaction with the solar wind (SW). (2) The possible contribution of plume plasma to the fast SW streams. (3) The signature of the first-ionization potential (FIP) effect between plumes and inter-plume regions (IPRs). Before the spectroscopic peculiarities in IPRs and plumes in polar coronal holes (PCHs) can be further investigated with the instrument Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) aboard the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), it is mandatory to summarize the results of the review to place the spectroscopic observations into context. Finally, a plume model is proposed that satisfactorily explains the plasma flows up and down the plume field lines and leads to the shape of the neon line in PCHs.
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
Sulfur fractionation in coronal plumes as observed by Solar Orbiter/SPICE
Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学）；European Space Agency（欧洲空间局）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
Measurements of Outflow Velocities in On-Disk Plumes from EIS Hinode Observations
在过去的几十年里，羽流对太阳风的贡献一直是热门话题。Hinode上的极紫外成像光谱仪提供了一种独特的手段，通过对日冕发射线的直接多普勒频移测量来推断日冕高度的外流速度。这样的直接多普勒频移测量是不可能与以前的光谱仪。我们测量的外流速度在日冕高度在几个磁盘上的长持续时间的羽流，这是位于冕洞，并在整个观测期间显示出显着的蓝移。在一种情况下，烟羽的测量间隔4小时。推导出的出流速度是一致的，表明流动是准定常的。此外，我们提供了沿羽流的流出速度分布，发现在1.02 $R_{\odot}$时，经视线效应校正的速度可达到10 km s $^{-1}$，在1.03 $R_{\odot}$时可达到15 km s $^{-1}$，在1.05 $R_{\odot}$时可达到25 km s $^{-1}$。这种稳定加速的明显特征，加上羽流底部没有明显的蓝移，为羽流模型提供了一个重要的限制。在1.03 $R_{\odot}$的高度，EIS还推导出密度为1.3 $\times10^{8}$ cm $^{-3}$，导致质子通量约为4.2 $\times10^9$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$换算为1 AU，这比假设径向膨胀的典型太阳风的质子输入高一个数量级。这表明，冕洞羽流可能是太阳风的一个重要来源。
High-resolution observations of small-scale activity in coronal hole plumes
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik, Technische Universität Braunschweig（不伦瑞克工业大学地球物理学与系外物理研究所）
Chromospheric and Transition Region Responses of activities at the base of Coronal Plumes
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学天文与天体物理中心）；SETI Institute（SETI研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛马太阳与天体物理实验室）
Extreme Ultraviolet Microflashes at Plume Bases: A Candidate for Powering the Corona and Solar Wind?
Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；SETI Institute（SETI研究所）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；National Solar Observatory（国家太阳天文台）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR), UAH（阿拉巴马大学亨茨维尔分校空间等离子体与大气研究卓越中心）；NASA Marshall Space Flight Center（美国宇航局马歇尔太空飞行中心）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
First direct measurements of transverse waves in solar polar plumes using SDO/AIA
人们对确定沿太阳结构传播的Alfvénic波对日冕加热和太阳风加速问题的精确贡献非常感兴趣。自从SDO/AIA发射以来，已经有可能解决边缘外太阳极羽流中的横向振荡，最近McIntosh等人（2011，Nature，475，477）得出结论，这种波的能量足以在加热日冕和加速快速太阳风中发挥作用。然而，这一结果是基于与蒙特卡罗模拟的比较，通过直接测量的确认仍然是悬而未决的。因此，这封信报告了第一次直接测量太阳极地羽流中的横波运动。在4小时的时间内，我们测量了SDO/AIA 171 °通道中观察到的596个不同振荡的横向位移、周期和速度振幅。我们发现一个广泛的非均匀分布的参数值，这是很好地描述了对数正态分布的峰值在$234$公里，$121$的和$8$公里的$^{-1}$，平均值和标准偏差的$407\pm297$公里，$173\pm118$的和$14\pm10$公里的$^{-1}$。在标准差范围内，我们的直接测量结果与以前的结果基本一致。然而，占我们观察到的整个非均匀参数分布，我们计算的能量通量$9-24$ W m $^{-2}$，这是$4-10$倍以下的太阳风加速的能量需求。因此，我们的研究结果表明，横向MHD波解决SDO/AIA不能占主导地位的能源快速太阳风加速的开放场日冕。
Observations of Slow Solar Wind from Equatorial Coronal Holes
由于其独特的组成特性和可变性，低速（$\lesssim 450$ km s $^{-1}$）太阳风被广泛认为是来自日冕流光，而不像高速风，它来自日冕洞。另一种情况是，大部分慢风（不包括日光层电流片附近的慢风）源自扎根于小日冕洞或大日冕洞边界内的快速发散通量管。这种观点主要是基于光球场的外推，这种外推具有相当大的不确定性，并且不包括动力学效应，因此很难确定一个源是位于黑洞边界之内还是之外，或者一个高纬度的黑洞是否与地球相连。为了最大限度地减少对场线外推的依赖，我们已经寻找了在中央子午线赤道冕洞的情况下，其次是在地球上的低速流。我们描述了2014 - 2017年期间的14个例子，涉及位于活动区附近的Fe XIV 21.1 nm冕洞，赤道宽度为$\sim$ 3 $^\circ$-10 $^\circ$。相关的现场风的特征是速度$v\sim 300$-450 km s $^{-1}$和O $^{7+}$/O $^{6+}$的比值为$\sim$ 0.05 - 0.15，其中$v$显示出通常与质子温度的相关性。此外，与最近的其他研究一致，这种缓慢的风具有非常高的阿尔夫维尼性，类似于高速气流。我们的结论是，小冕洞是一个主要的贡献者缓慢的太阳风在最大和早期后极大阶段的太阳周期。
The Dependence of the Peak Velocity of High-Speed Solar Wind Streams as Measured in the Ecliptic by ACE and the STEREO satellites on the Area and Co-Latitude of their Solar Source Coronal Holes
