Observing coronal nanoflares in active region moss
高分辨率日冕成像仪（Hi-C）以前所未有的空间（~0.3-0.4角秒）和时间（5.5秒）分辨率提供了上过渡区苔藓的Fe XII 193 A图像。Hi-C观测结果显示，在一些苔藓区域，时间尺度的变化低至约15秒，明显短于先前苔藓观测中通常发现的分钟尺度变化，因此对苔藓以稳定方式加热的结论提出了挑战。这些快速变化的苔藓区域位于SDO/AIA在94 A通道和Hinode/XRT观测到的明亮热日冕环的足点。这些环的结构是高度动态的，暗示着滑动重连。我们将这些事件解释为与发生在上覆热日冕环中的重连相关的加热事件的特征，即，冠状纳米片我们估计这些事件中能量的数量级至少为几个10 ^{23}rg，也支持纳米耀斑场景。这些Hi-C观测结果表明，未来需要在相当高的空间和时间分辨率下进行更广泛的温度覆盖观测，以确定加热机制的确切特征。
2013-05-08 astro-ph.SR
Are Nanoflares Responsible for Coronal Heating?
Parker（1983）提出了太阳大气中电流片（CS）形成的机制。他的主要观点是，光球随机流使日冕磁场线纠缠在一起，从而促进了太阳大气中CS的连续形成。他的这部分想法代表了湍流对流区驱动太阳大气中相干结构和CS形成的许多方式之一。其他机制包括出现的磁通量，电流丝的相互作用，以及爆炸性的磁结构。然而，在帕克最初的想法中有两个未经证实的假设，即必须重新检查通过纳米片进行日冕加热。这与他的观点有关：{所有形成的CS都导致了磁重联，而磁重联加热了太阳大气中的等离子体。在这篇短文中，让我们简要地讨论这两个假设：（1）所有的相干结构和相干结构都是由湍流对流区重连形成的吗？与非重连CS相关的湍流在日冕的加热中起作用吗？(2)磁重联会加热等离子体吗？
2021-08-03 astro-ph.SR
A nanoflare based cellular automaton model and the observed properties of the coronal plasma
我们使用López Fuentes \& Klimchuk（2015，ApJ，799，128）中描述的元胞自动机模型来研究日冕环等离子体的演化。该模型，基于在纠缠的磁场中的临界失准角的想法，产生相对于等离子体冷却时间的不同频率的纳米火花。我们比较了该模型的结果与活动区（AR）的观测与Hinode/XRT和SDO/AIA仪器。比较是基于合成和观察到的环路光变曲线的统计特性。结果表明，该模型再现了AR冕环等离子体演化的主要观测特征。对于模型和观测，典型的强度波动具有10 - 15%的幅度。强度分布的偏度的符号指示冷却等离子体在环中的存在。我们还研究了模型预测的排放量（EM）分布，并获得了log（EM）与log（T）的斜率在2.7和4.3之间，与已发表的观测值一致。
2016-07-13 astro-ph.SR
Modeling of Condensations in Coronal Loops Produced by Impulsive Heating
本文利用ARGOS代码模拟纳耀斑脉冲加热冕环，发现随机化加热分布会抑制冷凝聚物并缩短其持续时间，但参数平均超临界时仍可能偶发凝聚，可为日冕加热诊断提供依据。
2024-02-09 astro-ph.SR
Self-Consistent Heating of the Magnetically Closed Solar Corona: Generation of Nanoflares, Thermodynamic Response of the Plasma and Observational Signatures
本研究通过三维多股磁流体动力学模拟，结合TRAC方法，验证了纳耀斑自洽加热日冕的物理模型，统一解释了活动区弥漫发射与明亮日冕环的形成，并成功重现了日冕环的关键观测特征。
2025-09-15 astro-ph.SR
Patterns of Nanoflare Storm Heating Exhibited by an Active Region Observed with SDO/AIA
人们普遍认为，许多日冕环--那些在大约1 MK的温度下观察到的环--是一束束未解决的链，它们被脉冲纳米耀斑的风暴加热。日冕加热在较热的环和非常重要但在很大程度上被忽视的活动区的扩散部分的性质是不太清楚的。这些区域也是脉冲加热的吗？还是加热是准稳定的？太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）望远镜的壮观新数据提供了解决这个问题的绝佳机会。我们分析了6个不同AIA通道中日冕环和扩散日冕的光变曲线，并将它们与理论模型预测的光变曲线进行了比较。在不同的AIA通道的光变曲线达到其峰值强度与可预测的排序作为一个功能的nanoflare风暴属性。我们表明，虽然一些组的光变曲线表现出明确的证据，冷却后的nanoflare风暴，其他情况下是不那么简单的解释。复杂性的出现是因为通过许多不同结构的视线整合，AIA通道的宽带性质，以及因为物理性质可以根据能量释放的大小而发生实质性变化。然而，光变曲线表现出可预测和可理解的模式与脉冲纳米耀斑加热一致。
2011-06-21 astro-ph.SR
2D cellular automaton model for the evolution of active region coronal plasmas
研究了日冕环等离子体演化的二维元胞自动机（CA）模型。这个模型是基于这样一个想法，即日冕环是由基本的磁链组成的，这些磁链是缠结在一起的，并因光球运动而使它们的足点发生位移而受到应力。相邻股之间积累的磁应力在突然的重连事件或加热等离子体的纳米火花中释放。我们结合CA模型和基于焓的热演化环（EBTEL）模型来计算等离子体对加热事件的响应。使用已知的响应XRT望远镜板日之出，我们还获得了合成数据。该模型遵循易于理解的标度定律，将输出（纳米耀斑能量，温度，密度，强度）与输入参数（场强，链长，临界失准角）联系起来。纳米片具有幂律分布，其普遍斜率为-2.5，与输入参数无关。的重复频率的纳米片，表示在等离子体冷却时间，随着链长度增加。我们讨论了我们的结果的影响的问题的加热和演化的活动区日冕等离子体。
2016-07-13 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
2019-01-09 astro-ph.SR
The Flare-energy Distributions Generated by Kink-unstable Ensembles of Zero-net-current Coronal Loops
有人提出，日冕的百万度温度是由于在整个太阳大气中发生的几乎无法检测到的能量释放的综合效应，即所谓的纳米耀斑。唉，这一假设所暗示的纳米耀斑密度和亮度意味着结论性的验证超出了目前的观测能力。然而，我们调查的nanoflare假说的可解释性，通过构建一个磁流体动力学（MHD）模型，可以得到一个nanoflare的能量从一个理想的扭结不稳定性的性质。一组能量释放不稳定性被捕获的线性扭结模式的不稳定性阈值。阈值上的每个点都与一个独特的能量释放有关，因此我们可以预测纳米耀斑能量的分布。当线性不稳定阈值被越过时，不稳定性进入非线性阶段，因为它是由电流片重联驱动的。随着随后的耀斑爆发和下降，场过渡到较低的能量状态，这是由弛豫理论模拟的，即，螺旋度是守恒的，并且电流与场的比率在环内变得不变。我们应用该模型，使所有的循环内的合奏实现不稳定，然后释放能量放松。其结果是一个纳米耀斑能量分布。此外，我们产生不同的分布，通过改变环路的纵横比，每个环路所采取的不稳定的路径的性质，也可能伴随着环路松弛的径向膨胀的水平。所得到的加热速率刚好足够日冕加热。此外，我们还表明，扭结不稳定性不能与一个临界磁扭曲值沿不稳定性阈值的每一个点。
2011-07-13 astro-ph.SR
Morphological evidence for nanoflares heating warm loops in the solar corona
本研究利用AIA图像的超分辨率重建技术，在表观单一日冕环内观测到编织丝状结构的互换演化及高温瞬态辐射，为纳耀斑通过磁重联加热日冕提供了形态学证据。
2023-09-18 astro-ph.SR
Investigating the response of loop plasma to nanoflare heating using RADYN simulations
我们提出的结果的一维流体动力学模拟的日冕循环受到纳米，造成的原位热加热，或非热电子（NTE）束。合成的强度和多普勒频移可以直接与IRIS和AIA观测到的日冕环过渡区（TR）的快速变化进行比较，与瞬态日冕加热有关。我们发现具有足够高的低能截止（E $_\textrm{C}$）的NTE在较低的TR和色球层中沉积能量，导致\emph{IRIS} \siiv ~线的蓝移（高达~ $\sim$ ~20 km/s），热传导不能再现。蓝移的E $_\textrm{C}$阈值取决于事件的总能量（对于10 $^{24}$尔格，$\approx$约为5 keV，对于10 $^{25}$尔格，最高可达15 keV）。所观察到的足点发射强度和流与模拟相结合，可以提供对加热事件的能量和E $_\textrm{C}$的约束。环等离子体对纳米火花的响应关键取决于电子密度：仅对于初始低密度环（$<$ ~10 $^{9}$ ~cm $^{-3}$）观察到显著的\siiv ~强度增强和流动。这提供了一个可能的解释的观测显着苔藓变异的相对稀缺。虽然可以清楚地观察到TR对单次加热事件的响应，但预测的单链日冕发射（AIA 94）低于当前的可检测性，并且只能在几条链在时间上紧密加热时观察到。最后，我们表明，IRIS \mgii ~色球线的分析可以帮助进一步限制的加热机制的属性。
2018-04-16 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
Plasma heating and nanoflare caused by slow-mode wave in a coronal loop
我们对大日冕环中的反射强度扰动进行了详细分析，该扰动表现为晃动振荡并持续至少一个半周期。扰动是由微耀斑在一个足点的环路，传播沿环路，并最终反映在远程足点，在所有的AIA极紫外线（EUV）的通道中观察到显着的增亮。这一独特的观测结果为我们提供了机会，不仅可以更好地了解晃动振荡的热特性和阻尼机制，还可以更好地了解远程足点处的能量传递。基于差分辐射测量（DEM）分析和冠状地震学技术，我们发现：1）计算出的局部声速与观测到的振荡过程中扰动的传播速度一致，表明存在慢磁声波;（二）热传导是波的主要阻尼机制，但附加阻尼机制如压缩粘度或波的异常增强还需要泄漏来解释观测到的波的快速衰减; 3）波在远程足点处产生纳米耀斑，峰值热能为$\thicksim10^{24}-10^{25}$ erg。这项工作提供了一个一致的图片磁声波的传播和反射在日冕循环，并报告了第一个坚实的证据波引起的nanoflare。结果为进一步的模拟研究提供了新的线索，并可能有助于解决日冕加热问题。
2022-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
2013-01-21 astro-ph.SR physics.comp-ph
Solving the Coronal Heating Problem using X-ray Microcalorimeters
即使在没有解决耀斑，日冕被加热到几百万度。然而，尽管它对太阳大气的结构、动力学和演化很重要，但这种加热的起源仍然知之甚少。几个观测和理论的考虑表明，加热是由小的，脉冲能量爆发，这可能是帕克式的“纳米耀斑”（帕克1988年），通过重新连接内的纠缠和扭曲的日冕磁场。用于脉冲加热的经典“确凿证据”（Klimchuk 2009; Cargill等人，2013）是以低发射测量直接检测广泛分布的热等离子体（T > 6 MK）。近年来，过渡边缘传感器（TES）X射线微量热计的发展取得了很大进展，使其成为研究太阳的理想工具。当与掠入射聚焦光学器件相结合时，它们提供了在宽能带上的直接光谱成像（0.5至10 keV），结合小像素中极高的能量分辨率，在1.5 keV时低至0.7 eV（FWHM）（Lee 2015）和在6 keV下1.56eV（FWHM）（Smith 2012），比当前最好的传统固态光子计数光谱仪好两个数量级。新的太阳微量热计可以提供与日冕加热的纳米耀斑模型相关的热等离子体的决定性观测。这些测量将覆盖日冕光谱中最重要的部分，以寻找与纳米耀斑相关的热等离子体，并将表征有多少纳米耀斑可以在活动区域和安静的太阳中加热日冕。最后，微量热仪将能够同时研究每个像素中的时间和空间函数，这是一种前所未有的能力。
2017-01-03 astro-ph.SR
Evidence of Non-Thermal Particles in Coronal Loops Heated Impulsively by Nanoflares
太阳炽热的日冕和较低层的冷大气之间能量交换的物理过程仍然知之甚少。色球层和过渡区（TR）形成了表面和日冕之间的界面区域，对日冕加热机制非常敏感。界面区成像光谱仪（IRIS）的高分辨率观测显示，在热动态日冕环的足点处，强度和速度在小空间尺度上的快速变化（约20至60秒）。这些观察结果与非热电子束加热的数值模拟一致，这些电子束是在称为“日冕纳米耀斑”的小型脉冲加热事件中产生的。被加速的电子在色球层和TR中沉积了相当大一部分能量。我们的分析提供了严格的限制，这样的电子束的属性和新的诊断他们的存在，在nonflaring电晕。
2014-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating III. 3D Simulations and Atmospheric Response
受到最近的观测结果的启发，表明光球磁通量抵消发生的频率比以前认为的要高得多，我们分析估计了光球磁通量抵消驱动的重联释放的能量，并提出它可以作为色球和日冕加热的机制（Priest等人，2018年）。使用二维模拟，我们验证了分析估计值，并研究了由此产生的大气响应（Syntelis等人，2019）。在目前的工作中，我们建立了三维电阻MHD模拟的两个抵消极性在一个分层的大气中的水平外场，以进一步验证和改进的分析估计。与能量释放相关的参数的计算评估与分析估计在定性上是一致的。计算坡印廷能通量到电流片是在良好的定性协议与分析估计，校正后的分析表达式，以更好地考虑电流片的水平范围。大气对抵消的响应是形成热喷射、冷喷射或热喷射和冷喷射的组合，其可以以时间差和/或空间偏移出现，这取决于抵消区域的性质和所得到的重连高度。因此，在抵消期间，可以形成宽范围的喷射，这可以解释与Ellerman炸弹、UV爆发和IRIS炸弹相关联的多种多热喷射，以及与小规模抵消区域和针状物相关联的其他喷射。
2020-01-28 astro-ph.SR
Key Aspects of Coronal Heating
我们强调了日冕加热的十个关键方面，在我们考虑要解决的问题之前必须了解这些方面。(1)所有的日冕加热都是冲动的。(2)日冕加热物质的细节。(3)日冕中充满了元素磁性。(4)日冕中充满了密集的电流片。(5)这些股必须重新连接，以防止无限的压力积累。(6)纳米火花以不同的频率重复。(7)能量释放的特征量是多少？(8)是什么导致了循环的集体行为？(9)能量释放的起始条件是什么？(10)色球纳米耀斑不是日冕等离子体的主要来源。在解决日冕加热问题方面取得重大进展需要协调各种方法：观测研究，场对准流体动力学模拟，大规模和局部三维MHD模拟，以及可能的动力学模拟。这些方法中的每一种都有独特的价值，社区必须努力更好地协调。
2015-03-27 astro-ph.SR
A Nanoflare Distribution Generated by Repeated Relaxations Triggered by Kink Instability
背景：人们认为，大量的纳米耀斑可能是日冕具有数百万度温度的原因。目前的观测技术缺乏证实纳米耀斑假设的分辨率。另一种方法是建立一个磁流体日冕环模型，有能力预测纳米耀斑的能量分布。目的：本文介绍了这样一个模型产生的初步结果。它预测加热事件的大小范围，这取决于线性扭结模式的不稳定性阈值所遇到的。其目的是计算事件的能量分布，并调查是否可以预测扭结不稳定性从一个单一的参数。方法：将环表示为一个直线连接的圆柱体。光球随机运动引起的扭曲由两个参数捕获，代表环的特定区域的电流密度与场强之比。耗散的环路的磁能开始在非线性阶段的不稳定性，这是发展的结果，电流片重联。在耀斑之后，环演化到最低能量的状态，其中，根据弛豫理论，电流与场的比率在整个环中是恒定的，并且螺旋度是守恒的。结果：结果表明，不稳定性不能预测任何简单的扭转衍生属性达到临界值。应用该模型，使循环经历反复发作的不稳定性，然后能量释放放松。因此，所产生的纳米片的能量分布被整理。结论：最终的能量分布具有两个遵循不同幂律的纳米耀斑种群。高能量粒子数的幂律指数对于日冕加热来说是绰绰有余的。
2010-09-17 astro-ph.SR
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
2021-05-26 astro-ph.SR
Determining the nanoflare heating frequency of an X-ray Bright Point observed by MaGIXS
本研究通过HYDRAD模拟和MaGIXS、AIA、XRT观测数据，确定X射线亮点的纳米耀斑加热频率，发现平均延迟1500-3000秒的高频事件主导加热，并验证了MaGIXS和XRT的高灵敏度。
2024-02-07 astro-ph.SR
Energy Distribution of Nanoflares in Three-Dimensional Simulations of Coronal Heating
在最近的计算活动中[Ng等人，占星术。J. 747，109，2012]为了研究使用约化磁流体动力学（RMHD）的日冕加热的三维模型，我们已经获得了加热率与伦德奎斯特数的缩放结果，基于一系列运行，其中随机光球运动被施加了数百到数千个阿尔文时间，以获得收敛的统计值。使用该数值数据集合，我们已经进行了与电流片和加热事件或纳米火花的形成相关的附加统计分析[Parker，Astrophys. J. 330，474，1988]。虽然对太阳耀斑的能量分布进行了许多观测，但由于明显的数值困难，基于大规模三维直接模拟的结果并不多。我们将根据我们的模拟提出能量分布和其他统计数据，使用[Dmitruk & Gómez，Astrophys. J.，484，L83，1997]。我们还将把我们的结果与观测结果进行比较。
2012-06-20 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.plasm-ph
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
2022-03-22 astro-ph.SR
Coronal energy release by MHD avalanches III. Identification of a reconnection outflow from a nanoflare
本研究在发生 MHD 雪崩的 3D 日冕磁通量管模型中，识别出一种具有纳耀斑特征的重联出流，并验证了利用 SDO/AIA 和 MUSE 对其温度、能量及多普勒频移进行诊断的可行性与挑战。
2025-02-03 astro-ph.SR
Heating and cooling of coronal loops observed by SDO
内容：将日冕加热到远高于10^6 K的最突出的过程之一是建立在纳米火花上，这是能量耗散的短暂爆发。目的：我们将观测结果与模型预测进行比较，以测试纳米耀斑过程的有效性。研究方法：利用来自AIA/SDO和HMI/SDO的极紫外线观测数据，我们研究了活动区AR 11850中一组环的时空演化。结果如下：我们发现一个短暂的增亮的循环中的发射从Fe xviii形成在约7.2 MK，而在同一时间，这些循环暗淡的发射从较低的温度。这表明，随着物质蒸发，我们在图像序列中观察到明显的向上运动，环的快速加热。在持续约10分钟的初始阶段之后，环路在一系列AIA通道中变亮，显示出越来越冷的等离子体，表明环路在约1小时的时间尺度上冷却。与一维环模型的预测相比，这一观测结果在（几乎）所有方面都支持纳米耀斑过程。此外，我们的观察表明，环变得更宽，同时变得更亮，这在1D模型中无法理解。
2015-09-15 astro-ph.SR
Nanoflare Evidence from Analysis of the X-Ray Variability of an Active Region Observed with Hinode/XRT
日冕的加热是天体物理学中的一个大问题。被称为纳米火花的快速脉冲是最好的候选机制之一。日冕X射线发射的时间变化分析是探测脉冲事件的一个潜在的有用工具。我们分析了太阳活动区的小尺度变化，在一个高节奏的Hinode/XRT观测。该数据集使我们能够检测到排放波动与恒定速率预期分布的非常小的偏差。我们根据脉冲加热场景讨论了偏差。
2012-01-26 astro-ph.SR
Spatial and Temporal Distribution of Nanoflare Heating During Active Region Evolution
本文利用数据驱动流体动力学模型模拟 AR12758 的日冕环辐射，揭示了纳耀斑加热频率随活动区演化及空间位置的变化规律，为理解非耀斑活动区加热机制提供了新证据。
2024-12-29 astro-ph.SR
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
2011-12-21 astro-ph.SR
The First 3D Coronal Loop Model Heated by MHD Waves against Radiative Losses
为了解决长期存在的日冕加热问题，半个世纪前就有人提出日冕环可以被波加热。尽管不断积累的观测证据表明日冕波的可能重要性，仍然没有3D MHD模拟存在，显示显着加热的MHD波。在这里，我们报告的第一个三维日冕环模型加热等离子体对辐射冷却。冠状环在足点处由横向振荡驱动，随后诱导的开尔文-亥姆霍兹不稳定性使环横截面变形并产生小尺度结构。波能被转移到较小的尺度，在那里它被耗散，克服了辐射引起的内部内能损失。这些结果为解决日冕加热问题开辟了新的途径。
2021-02-25 astro-ph.SR
Observations of instability-driven nanojets
Antolin等人（2021）最近发现的纳米射流代表了编织场中的磁重联，从而清楚地识别了重联驱动的纳米片。由于它们的尺度很小（宽500公里，长1500公里）和时间尺度很短（$<$ 15秒），目前还不清楚纳米射流在日冕中的普遍程度。在本文中，我们提出了IRIS和SDO观测的nanojets发现在多个日冕结构，即在一个由井喷喷流供电的日冕循环，并在其他两个日冕循环与日冕雨。与以前的研究结果一致，我们观察到，nanojets是伴随着小nanoflare样的强度爆发（E）紫外线，有速度为150-250公里秒$^{-1}$和横向发生的场线的起源，有时观察到分裂。然而，我们发现在横向于环轴的平面中的各种nanojet方向。这些nanojets被发现有动能和热能的nanoflare范围内，往往发生在集群。在井喷喷流的案例研究中，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）被直接确定为重联驱动程序。对于其他两个循环，我们发现，这两个，KHI和瑞利-泰勒不稳定性（RTI）很可能是驱动程序。然而，我们发现KHI和RTI在另外两种情况下的可能性更大。在各种结构和环境中对纳米射流的这些观察支持纳米射流是重连的一般结果，在这里由动力学不稳定性驱动。
2022-07-13 astro-ph.SR
Trigger Mechanism of Solar Subflares in a Braided Coronal Magnetic Structure
通过连续的足点运动，日冕磁环的精细编织可能通过纳米耀斑为日冕加热提供动力，纳米耀斑是内部重连的自发精细爆发。最初的纳米耀斑可能会引发辫子重新连接的雪崩，形成微耀斑或更大的亚耀斑。与这种内部触发的亚耀斑相反，我们观察到外部触发的亚耀斑在编织的日冕磁场观察到的{ \it高分辨率日冕成像仪（Hi-C）}。我们使用{ \it SDO}/AIA在1600、193、94光年获得的12秒节奏图像和{ \it SDO}/HMI记录的磁图来跟踪这些次耀斑的发展，这些磁图以{ \it Hi-C}观测时间为中心，持续4个小时。这些数据表明，许多经常性的小规模增亮的过渡区发射发生在极性反转线上的磁通量抵消发生。我们详细介绍了一个明显的爆发的两个环的重连在过渡区下的编织冠状场，适合释放一个短的重连环向下和一个较长的重连环向上的例子。短环大概淹没在光球层，参与观测到的通量抵消。上覆的辫状磁场中的次耀斑显然是由重联释放的上行环对辫状磁场的扰动触发的。在这个编织结构中观察到的至少10个次耀斑似乎是以这种方式触发的。这种日冕次耀斑的外部触发机制在其他活动区有多普遍，以及它对日冕加热的重要性，还有待观察。
2014-10-16 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD modeling of propagating disturbances in fan-like coronal loops
准周期性传播强度扰动（PD）已被观察到在大日冕环的EUV图像超过十年，并被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。出于这种情况下，日冕上升流可能是由零星的加热事件（nanofares）在循环基地产生的众多个人的流动脉冲的累积结果，我们构建了一个速度驱动器与重复的微小脉冲，其能量频率分布遵循耀斑幂律缩放。然后，我们进行三维MHD建模的理想化的双极活动区，通过应用这种宽带速度驱动器的大冠状循环出现在计算域中打开的足点。我们的模型成功地再现了PD与观察到的类似功能，并表明，任何上升流脉冲不可避免地激发慢磁声波扰动沿环路传播。我们发现，所产生的PD的波签名占主导地位，因为它们的传播速度是一致的，在流动的存在下的波的速度，和注入的流量迅速减速与高度。我们的模拟结果表明，所观察到的PD和相关的持续上升流可能是由小规模的脉冲加热事件（nanoflares）在循环的基础上，和流动和波可能都有助于PD在较低的高度。
2013-08-12 astro-ph.SR
Nanoflare Activity in the Solar Chromosphere
我们使用高空间和时间分辨率的地面图像来寻找太阳色球层中纳米耀斑活动的证据。通过对活动区域附近超过10^9个像素的仔细检查，我们发现观测到的强度波动分布具有微妙的不对称性。强度波动中的负过量指示与看起来比平均值亮的那些像素相比，更多的像素具有比平均值暗的强度。通过采用蒙特卡罗模拟，我们揭示了如何负过剩可以解释一系列的脉冲事件，再加上指数衰减，这是分数低于目前的解决限制的低噪声设备的高分辨率地面观测站。重要的是，我们的蒙特卡罗模拟提供了明确的证据，强度不对称性不能单独用光子计数统计来解释。与Terzo等人（2011年）的日冕研究相比，色球层中的纳米耀斑活动更容易发生，在色球层10，000平方公里的区域内，每360秒发生一次脉冲事件，比日冕中一个小区域多50倍。因此，色球层中的纳米耀斑活动可能在向太阳大气层提供热能方面发挥重要作用。
2014-09-23 astro-ph.SR
Signatures of Type III Solar Radio Bursts from Nanoflares: Modeling
有一个广泛的共识，即无处不在的磁重联事件和相关的脉冲加热（nanoflares）是解决太阳日冕加热问题的一个强有力的候选人。纳米耀斑是否能像全尺寸耀斑那样将粒子加速到高能量还不得而知。我们调查这个问题，通过研究III型无线电爆发的nanoflares可能产生的闭环。即使存在多个重叠爆发，也可以使用Viall和Klimchuk（2012）开发的时滞技术的新应用来检测III型爆发所表现出的特征频率漂移。我们提出了一个简单的数值模型，模拟了预期的无线电发射从活跃区域（AR），我们用它来测试和校准的技术。我们发现，在闭环的情况下，III型爆发的频谱预计将是非常陡峭的，从而产生显着的发射在一个给定的频率，只有一个相当窄的范围内的环路长度。我们还发现，在时滞信号中的脉冲串的签名减少：（1）在该范围内的参与环路的种类增加;（2）脉冲串的发生率增加;（3）脉冲串的持续时间增加;（4）脉冲串的亮度相对于噪声降低。此外，我们的模型表明，I型爆发的一个可能的起源作为一个闭环几何形状的III型发射的自然后果。
2021-09-07 astro-ph.SR
Nanoflare Diagnostics from Magnetohydrodynamic Heating Profiles
日冕加热的纳米耀斑范例已被证明非常有希望解释太阳日冕中数百万度的热环的存在。在这个范例中，局部加热事件提供足够的能量将太阳大气加热到其观测温度。然而，对这个过程进行严格的建模已经被证明是困难的，因为它需要精确地处理磁场动力学和重联以及等离子体对磁扰动的响应。在本文中，我们结合全三维磁流体动力学（MHD）模拟的日冕活动区等离子体驱动的光球运动与空间平均的，随时间变化的流体动力学（HD）模拟的日冕循环，以获得物理动机的观测值，可以定量地比较与活动区核心的观测测量。我们从MHD模拟中获得重连场线的行为，并使用它们来填充HD模型，以获得等离子体的热力学演化和随后的发射测量分布。我们发现的MHD模型的光球驱动只产生非常低的频率nanoflare加热，不能占全范围的活动区核心观测所测量的低温发射测量斜率。此外，我们还计算了表现出集体行为的场线的空间和时间分布，并认为循环的发生是由于相邻场线簇上发生的随机扰动。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Chromospheric emission from nanoflare heating in RADYN simulations
太阳大气中小尺度磁重联事件的加热特征已证明难以通过观测探测到。再现耀斑条件的数值模型对于理解纳米耀斑如何作为日冕的加热机制至关重要。我们研究了非热电子在合成光谱的影响，从一维流体动力学RADYN模拟的nanoflare加热环调查的诊断潜力的色球发射从小尺度事件。Mg II H和K，Ca II H和K，Ca II 854.2 nm，H-α和H-β色球线是从各种RADYN模型的日冕环受电子束的nanoflare能量合成的。计算了谱线强度的贡献函数，以更好地理解大气对非热电子的响应如何影响谱线的形成及其谱线轮廓的详细形状。由电子束产生的谱线特征高度依赖于环的密度和电子的较低截止能量。低能量（5 keV）的电子在日冕和过渡区沉积能量，产生强烈的等离子体流，导致色球光谱的红移和蓝移。较高能量（10和15 keV）的电子将其能量沉积在较低的过渡区和色球层，导致局部加热的发射增加。我们的研究结果表明，可以用地面望远镜观察到小规模事件的影响，扩大了对纳米耀斑存在和性质的可能诊断列表。
2022-02-03 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
2025-11-11 astro-ph.SR
The effect of nanoflare flows on EUV spectral lines
日冕加热的纳米耀斑模型是在单一框架内解释目前仪器分辨率下可用的各种日冕观测的最成功的方案之一。该模型是基于这样的想法，即日冕结构是由基本的磁链形成的，这些磁链通过对流运动使它们的光球足点发生位移而缠结和扭曲。这些位移在相邻的股线之间注入磁应力，促进电流片的形成、重连、等离子体加热以及可能的粒子加速。除其他功能外，该模型预测在不同温度下普遍存在的等离子体流。原则上，这些流动应该对观察到的谱线产生可测量的影响，表现为多普勒频移、谱线不对称和非热加宽。在这项工作中，我们使用的二维元胞自动机模型（2DCAM）在以前的作品中开发的，结合基于焓的热演化循环（EBTEL）模型，分析一组已知的EUV谱线上的纳米耀斑加热的效果。我们发现，在不同的温度，密度和速度的等离子体的发射的复杂组合，在同时发展未解决的股，产生的特征属性在构建的合成线，如多普勒频移和非热速度高达几十公里秒$^{-1}$的较高的分析温度。我们的研究结果可能被证明是有用的，以指导未来的建模和观测，特别是关于新一代的拟议仪器，旨在诊断等离子体在5至10 MK的温度范围。
2022-10-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Core and Wing Densities of Asymmetric Coronal Spectral Profiles: Implications for the Mass Supply of the Solar Corona
最近的太阳光谱观测表明，日冕谱线可以表现出不对称的轮廓，在其蓝色的翅膀增强发射。这些不对称性对应于速度超过~ 50 km/s的快速上升的等离子体。在这里，我们进行了研究的密度的快速上升的材料，并将其比较的线核心，这对应于大量的等离子体。对于这项任务，我们使用的光谱观测的几个活跃地区采取的极紫外成像光谱仪的日之出任务。用264.78和274.20埃处的Fe XIV线的密度敏感比来确定翼和芯的密度。我们计算了蓝翼密度与核心密度的比值，发现大多数值都是单位阶的。如果观测到的大部分日冕物质是由纳米耀斑驱动的色球蒸发提供的，那么这与日冕纳米耀斑的预测是一致的。然而，更大的蓝色翼到核心的密度比预测，如果大部分的日冕物质是由II型针状体喷出的加热物质提供的。我们的测量不排除蓝翼发射的针状起源，但他们反对针状物是日冕中热等离子体的主要来源。我们注意到，只有大约40%的像素，其中线混合可以安全地忽略有蓝翼不对称的两个Fe XIV线。在未来的任务中，预期的亚弧秒空间分辨率光谱观测可以揭示更多关于蓝色，红色和混合不对称性的起源。
2013-12-17 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Spatiotemporal Low FIP Abundance: A Catalyst for Coronal Condensation
本研究通过在辐射流体力学代码中引入时空可变的低 FIP 元素丰度，发现其直接导致了脉冲加热日冕环模拟中的日冕凝聚现象，证明元素丰度时空变化是准确模拟太阳日冕辐射的必要特征。
2025-09-14 astro-ph.SR
Spectroscopy at the solar limb: II. Are spicules heated to coronal temperatures ?
所谓的II型针状体被认为与日冕加热有关，因为它们在太阳表面无处不在，最终延伸到日冕。我们调查是否太阳针状物被加热到过渡区或日冕温度，并达到日冕高度（>6微米），使用多波长观测的肢体针状物在不同的色球谱线（钙II H，Hepatite，Halpha，钙II IR在854.2 nm，He I在1083 nm）。我们确定了各个骨针的线宽和整个视野，并估计了不同类型的离肢特征所达到的最大高度。我们从不同化学元素的谱线的线宽推导出动力学温度和非热速度的估计。我们发现，大多数规则的骨针达到约6毫米以上的太阳边缘的最大高度。在较大高度发现的大多数特征形状不规则，具有比骨针明显更大的侧向延伸。所有谱线中的单个和平均谱线轮廓都显示出其线宽随着高于肢体的高度而减小，只有极少数例外。动温度和非热速度都随高度的增加而减小。我们没有发现任何迹象表明我们的数据中的针状体达到日冕高度或过渡区或日冕温度。
2016-06-20 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 astro-ph.SR
The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands
光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。
2012-05-21 astro-ph.SR
Emission Measure Distribution and Heating of Two Active Region Cores
利用日之出极紫外成像光谱仪的观测数据，我们研究了两个活动区核心的日冕等离子体。集中在相反极性苔藓之间的区域，我们发现发射测量分布具有近似的幂律形式EM $\propto T^{2.4}$从$\log\,T = 5.5$到$\log\,T = 6.55$的峰值。我们表明，观察比较非常有利的一个简单的模型的纳米片加热环股。它们似乎也与更复杂的纳米耀斑模型相一致。然而，在没有额外限制的情况下，稳定加热也是一个可行的解释。
2011-07-22 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
Coronal rain in randomly heated arcades
采用MPI-AMRVAC程序，我们提出了一个2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，其中包括热传导和辐射冷却，研究的形成和演变的日冕雨现象。我们进行模拟，在初始线性无力磁场主机色球，过渡区，和日冕等离子体，湍流加热本地化的脚点。由于热不稳定性，冷凝开始发生在回路顶部，并由虹吸流入产生反弹冲击。凝结分裂成较小的斑点向下移动，当它们到达低层大气时，同时引发了上升流。较大的团块向我们展示了清晰的“日冕雨阵雨”，在合成的EUV热通道中是黑暗的结构，在304 ° C通道中是明亮的斑点和冷的核心，很像真实的观测。在超过10个小时的日冕雨动力学之后，我们对所有日冕雨滴进行了统计研究，以量化它们的宽度，长度，面积，速度分布和其他属性。日冕雨向我们展示了连续的加热-冷凝循环，以及极紫外辐射的循环。与以前采用稳定加热的研究相比，降雨发生得更快，周期更不稳定。虽然大多数斑点都是向下下降的，但向上移动的斑点基本上每时每刻都存在。我们还跟踪单个斑点的运动，以研究它们的动态和驱动它们运动的力量。这些团块的周围有一个类似于磁冕过渡区的结构，它们的运动受非常动态的环系统中的压力演化的支配。
2021-12-05 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
Role of small-scale impulsive events in heating the X-ray bright points of the quiet Sun
被称为纳米耀斑的小尺度脉冲事件被认为是可以将日冕保持在数百万开尔文温度的主要候选者之一。单个纳米片难以用当前一代仪器检测;然而，它们的存在可以通过间接技术如差分发射测量（DEM）分析来推断。在这里，我们采用这种技术来调查在太阳活动周期24的最低期间的宁静日冕的纳米耀斑加热的可能性。在这个极小期，活跃区（AR）在太阳盘面上缺席了很长一段时间。在不存在AR的情况下，X射线亮点（XBP）是盘集成X射线的主要贡献者。我们估计DEM的XBP使用的观测从太阳X射线监视器（XSM）的月船2号轨道器和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台。XBP由与双极磁场相关的小尺度回路组成。我们模拟这样的XBP循环使用EBTEL流体动力学代码。这些环的长度和磁场强度是通过光球磁象位场外推得到的。每个环被假定为由随机纳米片加热，所述随机纳米片具有取决于环属性的能量。所有环的复合纳米耀斑能量分布具有接近-2.5的幂律斜率。模拟输出，然后用于获得集成DEM。它与观测到的DEM在1 MK以上的温度非常吻合，这表明纳米耀斑分布，我们的模型预测，可以解释XBP加热。
2023-01-06 astro-ph.SR
Modeling the Line-of-Sight Integrated Emission in the Corona: Implications for Coronal Heating
所有空间科学中的一个突出问题是揭示太阳日冕是如何被加热到超过1 MK的温度的。虽然研究了几十年，解决这个问题的主要困难之一是解开观测中的视线（LOS）效应。日冕在光学上是薄的，因此单个像素测量来自不确定数量（可能是数万）的独立加热的通量管的计数，所有这些都沿着该像素的LOS。在本文中，我们模拟在极紫外线成像的活动区日冕的单个像素的发射。如果视线效应没有被适当地考虑，可能会得出关于日冕加热和日冕动力学的错误结论。我们的模型电晕作为一个LOS集成的数千个完全独立加热的通量管。我们证明，尽管随机加热的通量管叠加，纳米耀斑仍在使用多波长和高时间节奏数据观察到的光曲线中留下了明显的特征，例如使用太阳动力学天文台上的大气成像组件拍摄的数据。这些特征很容易用Viall & Klimchuk（2012）的时滞分析技术检测到。稳定的日冕加热留下了一个不同的，同样明显的签名，也揭示了该技术。
2013-05-16 astro-ph.SR
Coronal fuzziness modelled with pulse-heated multistranded loop systems
观测到日冕活动区在越来越硬的能带或谱线中变得越来越模糊（即越来越混乱和均匀）。我们解释这一证据是由于精细的多温度结构的日冕环。为此，我们建立了由细线组成的环束模型，每个环束都由短而强的热脉冲加热。为了简单起见，我们假设热脉冲都是相等的，并且在随机时间在每条链中仅触发一次。选择脉冲强度和节奏，以便平均具有稳定的活性区环（$\sim 3$ MK）。我们用流体力学环模型计算了受限加热等离子体的演化。然后，我们计算沿着每条链的几条谱线的发射，从冷（$\leq 1$ MK）到暖（$2-3$ MK）线，用Hinode/EIS检测到热X射线线。然后将这些链并排放置以构建活性区环束。我们发现，在温暖的线（$2-3$ MK）的循环发射填充所有可用的图像表面。因此，发射看起来相当均匀，很难分辨单个环，而在冷线中，环的对比度要高得多，区域也不那么模糊。这种效应的主要原因是，在它们的演变过程中，即脉冲加热和缓慢冷却，每条线在$2-3$ MK附近的温度下花费相对较长的时间，并且在该阶段期间具有高发射测量，因此整个区域看起来更均匀或模糊。我们预测，在热的紫外线和X射线谱线中，富勒烯应该减少。
2010-06-17 astro-ph.SR
EUV Observational consequences of the spatial localisation of nanoflare heating within a multi-stranded atmospheric loop
确定太阳日冕环能量输入的优选空间位置将是朝着更全面地了解日冕加热问题迈出的重要一步。继Sarkar & Walsh（2008）之后，本文提出了一个短的10 e9 cm“全球环路”，作为125个单独的链，其中每个链都通过一维流体动力学模拟独立建模。股线经历小规模的阶段性加热，并通过输入回路的总能量的频率分布耦合在一起，该频率分布遵循指数为2.29的幂律分布。研究了加热事件群从顶点到足点的空间偏好性。从理论的角度来看，由此产生的排放量加权温度分布图沿这两个极端的情况下，没有表现出可能的可观察到的差异。随后，通过TRACE仪器响应函数折叠模拟输出，并使用不同的滤波比技术进行温度的重新推导。鉴于多热的情况下，这种多股环路模型，广泛的差分排放措施的结果，随后的双重和三重过滤器的比率是非常相似的，从观测中获得的。然而，任何潜在的观测签名，以区分顶点和足点主导加热可能低于仪器阈值。以这种方式使用宽带仪器如TRACE和Hinode-XRT的后果进行了讨论。
2009-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Effect of Limited Sample Sizes on the Accuracy of the Estimated Scaling Parameter for Power-Law-Distributed Solar Data
许多自然过程表现出幂律行为。幂律指数与潜在的物理过程有关，因此它的精确值很有意义。例如，关于纳米耀斑的能量含量，幂律指数陡于2被认为是解决神秘的日冕加热问题的必要条件。研究几个数量级的幂律分布需要足够的数据和适当的方法。在本文中，我们证明了太阳物理学中的一些流行的方法，适用于典型的样本量的数据的缺点。我们使用合成数据来研究样本大小对不同估计方法的性能的影响，并表明需要大量的数据来获得可靠的结果与图形方法（其中幂律指数估计的对数变换直方图上的线性拟合的数据）。我们重新审视太阳日冕物质抛射的角宽度和纳米耀斑的辐射损失的幂律公布的结果。我们证明了极大似然估计的好处，并提倡使用它。
2016-05-23 astro-ph.SR
