Effect of Size of the Computational Domain on Spherical Nonlinear Force-Free Modeling of Coronal Magnetic Field Using SDO/HMI Data
太阳日冕磁场产生太阳活动，包括极高能量的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。了解日冕磁场的结构和演变对于研究和了解空间天气的起源具有重要意义。虽然日冕磁场仍然很难直接测量，但人们对利用光球矢量磁图作为边界数据精确模拟太阳黑子区域内和周围的磁场非常感兴趣。在这项工作中，我们调查的影响所选择的域的大小为冠状磁场建模模型的解决方案。本文应用球面优化方法对2012年3月9日20：55UT太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的四个活动区的矢量磁图数据进行了分析。结果表明，感兴趣的AR的磁通量密度、电流密度和自由磁能密度等量与在较宽视场内的相同区域中获得的相应量显著不同。在与域外有联系的地区，这种差异甚至更为明显。
2014-09-05 astro-ph.SR
Hinode/EIS Line Profile Asymmetries And Their Relationship with the Distribution of SDO/AIA Propagating Coronal Disturbance Velocities
利用太阳动力学天文台的Hinode/EIS和大气成像阵列（AIA）的联合观测，我们探讨了日冕EUV谱线轮廓的不对称性。我们发现，不对称存在于所有的谱线研究，而不仅仅是最近在文献中报道的最热的线。这些不对称性表明，第二发射分量的速度在不同温度下相对一致，并且与SDO/AIA图像中可见的低层大气中物质插入的表观速度一致，作为传播的日冕扰动。此外，所观察到的不对称性在整个采样的温度空间和所研究的小区域中具有相似的幅度（几个%）和宽度（从RB分析确定）。显然，在RB分析中发现不对称的位置有两个排放分量，它们的特征与SDO/AIA数据确定的特征一致。从我们的分析中没有证据表明第二个组成部分比线的主要组成部分更宽。
2012-01-25 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
The Wave Properties of Coronal Bright Fronts Observed Using SDO/AIA
日冕亮锋（CBF）是以每秒数百公里的速度在日冕中传播的大尺度波前。虽然他们的运动学已被详细研究，许多问题仍然存在的时间演变的幅度和脉冲宽度。在这里，同期的高节奏，多热观测的太阳日冕从太阳动力学观测站（SDO）和太阳地关系观测站（STEREO）航天器被用来确定的运动学和膨胀率的CBF波前观察2010年8月14日。与SDO相比，CBF具有较低的初始速度和较弱的减速（~340 km/s和-72 m/s/s，而不是~410 km/s和-279 m/s/s）。来自SDO的CBF运动学被发现是高度依赖于通带的，在335 A和304 A通带中，初始速度范围从379+/-12 km/s到460+/-28 km/s，加速度范围从-128+/-28 m/s/s到-431+/-86 m/s/s。这些运动学被用来估计一个安静的日冕磁场强度范围约为1-2 G。还观察到显著的脉冲展宽，扩展速率为~130 km/s（STEREO）和~220 km/s（SDO）。通过将CBF视为高斯包络内正弦波的线性叠加，发现脉冲的色散率约为8-13 Mm^2·s^-1。这些结果表明，通过非均匀介质传播的快模式磁声波脉冲。
2011-09-27 astro-ph.SR
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。
2011-05-16 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 astro-ph.SR
How to optimize nonlinear force-free coronal magnetic field extrapolations from SDO/HMI vector magnetograms?
SDO/HMI仪器提供具有高空间和时间分辨率的光球矢量磁图。我们的目的是模拟日冕磁场以上的活动区域的帮助下，一个非线性的无力外推代码。我们的代码是基于一个优化的原则，并已进行了广泛的测试，半解析和数值平衡，并已应用于矢量磁图从日出和地面观测。最近，我们实现了一个新的版本，其中考虑到光球矢量磁图的测量误差。光球场的测量通常是由于测量误差和有限的引力不一致的边界，在日冕中的无力场。为了应对这些不确定性，我们开发了两个改进：1）。对表面测量进行预处理，使其与无力场兼容2.）新的代码之间保持了力的自由约束和光球场测量的偏差的平衡。这两种方法都包含自由参数，必须对这些参数进行优化，以便与SDO/HMI数据一起使用。在这项工作中，我们描述了相应的分析方法，并评估如何以及力自由和螺线管条件的满足，磁场和电流之间的角度和比较的磁场线的投影与日冕图像SDO/AIA的无力平衡。我们还计算了可用的自由磁能，并讨论了控制参数的潜在影响。
2012-02-16 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
IRIS and SDO Observations of Solar Jetlets Resulting from Network-Edge Flux Cancelation
最近的观测表明，驱动日冕喷流的微暗条喷发的形成和触发是由于多数极性和少数极性磁通量块之间的中性线上的磁通量抵消。我们使用IRIS UV图像和SDOAIA EUV图像以及SDO/HMI的视线磁图研究了冕洞中10个盘上小尺度UV/EUV喷流（喷流）的磁设置，这些喷流小于冕X射线喷流但大于色球针状体。我们观察到经常性的喷流在边缘的磁网络磁通通道的冕洞。根据与IRIS和AIA图像对齐的磁图，我们发现，在9个案例中，可以清楚地看到，这些小喷流来自于以1.5 × 10^18 Mx·hr^{-1}的平均速率进行的通量抵消的位置，并且在它们的底部显示出使人联想到大尺度日冕喷流中底部增亮的现象。我们发现，喷流发生在许多位置沿网络车道的边缘（不限于基地的羽毛），平均寿命为3分钟，速度为70公里。喷流底部的平均宽度（4000公里）比日冕喷流（18,000公里）小三到四倍。基于这些观测到的10个明显的喷流，以及我们以前在安静区域和冕洞中对大规模日冕喷流的观测，我们推断通量抵消是喷流形成和触发的一个重要过程。我们的观察结果表明，网络喷流喷发可能是小规模的类似物，既有较大规模的日冕喷流，也有更大规模的喷发产生CME。
2018-11-10 astro-ph.SR
Observations of excitation and damping of transversal oscillation in coronal loops by AIA/SDO
本文研究了横向冕环振荡的激发和阻尼，以及阻尼时间、阻尼质量（每周期阻尼时间）、振幅、耗散机制与尾流现象之间的定量关系。利用NASA \textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）卫星上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）望远镜于2015年3月2日观测到的时间序列数据，包括171 $ \rm{Å}$通带中400张连续图像，节奏为12秒，通过Lomb-Scargle周期图分析了沿日冕环横向振荡的证据。在这项分析中，发现了横向日冕环振荡的快速衰减的特征，其主要振荡周期在$\rm{P=12.25-15.80}$分钟的范围内。此外，横向冕环振荡的阻尼时间和阻尼质量的主导振荡周期的范围内估计$ \rm{τ_d=11.76-21.46}$分钟和$ \rm{τ_d/P=0.86-1.49}$，分别。观测结果表明，阻尼特性随振幅的增大而缓慢下降，但振幅对振荡周期的影响不敏感。阻尼质量和阻尼时间的数量级是在良好的协议与以前的研究结果和理论预测的阻尼扭结模式振荡的耗散机制。此外，环路段的振荡随时间衰减，大致为$t^{-α}$，30个不同段的$α$的幅度值从0.51变化到0.75。
2018-01-28 astro-ph.SR
Improvements on coronal hole detection in SDO/AIA images using supervised classification
我们展示了机器学习算法与分割技术相结合的使用，以区分太阳SDO/AIA EUV图像中的冕洞和灯丝。基于两种冕洞检测技术（基于强度的阈值，SPoCA），我们准备了2011 - 2013年期间太阳上手动标记的冕洞和暗条通道区域的数据集。通过将从EUV观测中提取的区域映射到HMI视线磁图上，我们还包括它们的磁性特征。我们从分割的二进制映射以及从EUV图像和磁图中的分割区域的一阶和二阶纹理统计计算形状度量。这些属性被用于数据挖掘调查，以确定最有效的规则来区分冕洞和暗条通道。我们应用了几种分类器，即支持向量机，线性支持向量机，决策树和随机森林，并发现所有分类规则通常都能取得良好的效果，其中线性SVM提供了最佳性能（真实技能统计值为~0.90）。来自磁场数据的附加信息系统地提高了用于SPoCA检测的所有四个分类器的性能。由于计算在计算时间上是廉价的，因此该方法非常适合于实时数据的应用。这项研究展示了机器学习方法如何帮助改进无监督特征提取方法。
2015-06-22 astro-ph.SR
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Meridional motions and Reynolds stress from SDO/AIA coronal bright points data
上下文在SDO/AIA图像中检测和跟踪冠状亮点是可能的。高分辨率和高节奏的组合提供了丰富的数据，可用于以非常高的精度确定太阳表面的速度流。目标。利用$\approx$ 6个月的SDO/AIA观测资料，得到了非常精确的太阳自转廓线，并对纬向流、扭转振荡和水平雷诺应力进行了研究。方法.我们使用了分割算法来检测SDO/AIA图像中的CBPs。我们还利用太阳自转廓线与中央子午线距离（CMD）的不变性来确定19.3 nm通道中的CBPs高度。结果最佳拟合太阳自转廓线由$ω(b)=(14.4060\pm0.0051 + (-1.662\pm0.050)\sin^{2}b + (-2.742\pm0.081)\sin^{4}b)$ { \degr }日$^{-1}$给出。SDO/AIA 19.3 nm通道的CBP高度为$\approx$ 6500 km。经向运动主要是向极的所有纬度，而太阳速度残差显示出扭转振荡的迹象。水平雷诺应力被认为是小的类似的作品相比，但仍然显示出向太阳赤道的角动量转移。结论大多数的结果是一致的多普勒测量，而不是示踪剂测量。水平雷诺应力的计算值相当小可能是由于太阳周期的特定阶段造成的。计算出的旋转轮廓的准确性表明，随着太阳活动周期的演变，测量轮廓的变化是可能的。进一步SDO/AIA CBP数据的分析也将有助于更好地理解旋转速度残差，纬向运动和雷诺应力的时间行为。
2016-01-11 astro-ph.SR
First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observations
“EIT波”是一种全球传播的波状现象。它们通常被解释为日冕中的快模磁声波，尽管快模波模型和观测之间存在各种差异。为了调和这些矛盾，我们曾经提出“EIT波”是等离子体压缩的明显传播，这是由于爆发的磁通绳推动磁场线连续拉伸造成的。根据这个模型，“EIT波”之前应该有一个快速模式波，但很少观察到。在2010年7月27日的“EIT波”事件中，我们通过{ \em太阳动力学天文台}（{ \em SDO}）观测的前所未有的高节奏和灵敏度，在“EIT波”之前发现了一个速度为560 km s $^{-1}$的快速移动波前，其速度为$\sim 190$ km s $^{-1}$。结果表明，“EIT波”不是快模波，证实了我们的“EIT波”的场线拉伸模型的预测。特别是，它被发现，冠状莫顿波是$\sim 3$倍快于“EIT波”的预测。
2011-03-04 astro-ph.SR
Solar Orbiter and SDO Observations, and Bifrost MHD Simulations of Small-scale Coronal Jets
我们报告了174年利用太阳轨道器的EUI/ \hri \观测到的盘上安静太阳区域的五个小尺度日冕喷流的高分辨率、高节奏观测。我们将\hri \图像与SDO/AIA的EUV图像相结合，并使用来自SDO/HMI的共同对准的视线磁图来研究射流的磁设置。\hri \喷流是典型日冕喷流的微缩版本，因为它们显示出带有底部增亮的狭窄准直尖顶。五分之三的喷流是由可探测到的微暗条喷发引起的，这种喷发是在微暗条下的中性线处发生通量抵消后产生的，类似于日冕喷流。为了更好地理解射流的物理学，我们还分析了五个小尺度射流从高分辨率的Bifrost MHD模拟合成\FeIX / \FeX \排放。模拟中的喷流位于中性线上方，五分之四的喷流由磁通量抵消触发。温度图显示了在相同的四个喷流中存在冷气体的证据。我们的模拟还显示了喷流螺旋中相反的多普勒频移（\kms的$\pm$ 10 s量级）的特征，这是喷流螺旋中磁场解扭运动的证据。我们观测到的平均喷流持续时间、塔尖长度、底部宽度和速度（和合成\FeIX / \FeX \图像）为6.5 $\pm$ 4.0 min（9.0 $\pm$ 4.0 min），6050 $\pm$ 2900 km（6500 $\pm$ 6500 km）、2200 $\pm$ 850 km、（3900 $\pm$ 2100 km）和60 $\pm$ 8 \kms \（42 $\pm$ 20 \km…
2022-11-12 astro-ph.SR
Three-Year Global Survey of Coronal Null Points from Potential-Field-Source-Surface (PFSS) Modeling and Solar Dynamics Observatory (SDO) Observations
本文编译和检查了一个全面的日冕磁零点调查创建的位场源表面（PFSS）建模和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的观测。在卡林顿自转（CR）2098（2010年6月）和2139（2013年7月）之间，从PFSS模型预测了日冕中582个潜在的磁零点的位置。这些位置都是人工检查的，使用对比度增强的SDO/AIA图像在东，西太阳边缘的171埃，与零相关的结构。阿Kolmogorov-Smirnov（K-S）测试表明，观测到的和预测的纬度分布的零点之间的统计显着差异。这一发现进一步探讨表明，零点的可观测性可能会受到太阳的不对称半球活动。额外的K-S测试表明，与风扇和脊柱结构周围的零点或脊柱的方向相关的特征值的可观测性没有影响。我们发现，从PFSS模型获得的零值的约31%，观察SDO/AIA图像在一个太阳的肢体。在太阳东翼观测到的零有51.6%的机会在太阳西翼被观测到。预测的零点可以追溯到CR 1893年（1995年3月）也被用来比较径向和纬度分布的空以前的工作，并测试太阳活动的相关性预测的空的数量。
2014-10-16 astro-ph.SR
The dynamical behaviour of a jet in an on-disk coronal hole observed with AIA/SDO
位于冕洞中的极紫外射流被认为在向日冕和太阳风提供加热物质方面起着重要作用。SDO上的多波长能力和高信噪比探测器允许对这些喷流的演化进行详细研究。我们的目标是利用SDO的能力，揭示射流动力学的信息，并获得与射流相关的等离子体特性的估计。本文研究了冕洞边界AIA/SDO极紫外喷流的动力学性质。详细讨论了射流演化过程，并测量了射流的参数，如长度、宽度、寿命、向外速度等。此外，利用自动排放测量分析来确定射流的温度和密度的估计。还观察到由射流尖顶支撑的传播横波。波的特性的测量被用于磁震学，并与发射测量结果一起用于估计射流的磁场强度。我们提出了一个详细的描述射流的演变，与新的证据等离子体流，在射流的启动之前，沿环路在射流的基础上，还发现进一步的证据表明，沿射流尖顶流包括多个，准周期性的小规模等离子体喷射事件。此外，DEM分析表明，喷流的温度为$\log{5.89\pm0.08}$ K，电子密度为$\log{8.75\pm0.05}$ cm $^{-3}$。横波的测量特性表明，当它以$\sim110$ km/s的速度沿喷流尖顶传播时，横波被严重阻尼。波参数的磁震反演提供了沿喷流尖顶的$B=1.21\pm0.2$ G值，这与以前对冕洞中开放场的估计一致。
2013-10-29 astro-ph.SR
Recurrent coronal jets observed by SDO/AIA
在本文中，我们对2014年11月7日的三个经常性喷流进行了多波长观测。射流起源于AR 12205边缘的同一区域，并沿同一冠状环传播。喷发是由磁重联产生的，这是由喷流底部连续的磁抵消所证明的。喷气式飞机2的预计初速度为402公里/秒。jet2在上升和下降阶段的加速度并不一致，前者明显大于太阳表面的太阳引力加速度，而后者则小于太阳引力加速度。在射流2传播期间，有两种可能的额外力作用在射流2上。一个是当jet1回落并与jet2相遇时来自jet1的向下气体压力。另一个是射流2快速传播过程中来自周围等离子体的粘性阻力。与此相反，射流3在上升和下降阶段的加速度是恒定的，这意味着射流3的传播不受外力的显著影响。
2021-07-23 astro-ph.SR
Advances in Observing Various Coronal EUV Waves in the SDO Era and Their Seismological Applications (Invited Review)
全球极紫外（EUV）波是日冕中与高能爆发（如日冕物质抛射（CME）和耀斑）相关的壮观的旅行扰动。在过去的15年里，三代星载EUV望远镜的观测塑造了我们对这一现象的理解，同时也引发了关于其物理性质的争议。自2010年发射以来，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）已经观测到210多个全球EUV波的精美细节，这要归功于其高时空分辨率和全磁盘，宽温度覆盖。对这个大样本的统计分析、一些详细的案例研究和数据驱动的MHD建模的结合，已经将他们的物理解释引向收敛，有利于外部快模式磁声波分量和内部非波CME分量的双峰组成。此外，AIA还发现了与各种爆发相关的新的EUV波和类似波的现象，包括准周期快速传播（QFP）波列，日冕中的磁性开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）和相关的非线性波，以及各种迷你EUV波。目前正在积极研究使用这种波的地震学应用，特别是全球日冕。我们回顾了EUV波研究的进展，重点是最近的SDO/AIA观测，其地震学应用，相关的数据分析技术，以及数值和分析模型。
2014-04-02 astro-ph.SR
Solar Coronal Loops Resolved by Hinode and SDO
尽管对太阳进行了数十年的研究，但日冕加热问题仍然没有解决。一个根本的问题是，我们不知道日冕加热机制的空间尺度。在1000公里或更高的空间分辨率下，大多数观测可能代表多个未分辨结构的叠加。在这封信中，我们使用的光谱数据的组合，从日之出EUV成像光谱仪（EIS）和高分辨率图像的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台，以确定日冕环的空间尺度。我们使用密度测量来构建所观察到的环的多线程模型，并使用更高的空间分辨率的成像数据来确认这些模型。结果允许我们对重现特定循环结构所需的线程数量设置约束。我们证明，在几种情况下，百万度的循环被发现是单一的单片结构，完全空间解决目前的仪器。然而，大多数循环必须由许多更精细的、未解决的线程组成;但模型表明，即使对于这些循环，线程的数量也可能很小，这意味着它们也接近于被解决。这些结果挑战了基于电晕中编织磁场重联的环路加热模型。
2012-06-06 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
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 astro-ph.SR
Steps toward a high precision solar rotation profile: Results from SDO/AIA coronal bright point data
日冕亮点（CBP）是太阳日冕中普遍存在的与小磁偶极有关的小亮区。利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）探测到的CBPs的运动，我们得到了太阳的差自转廓线。我们还调查了仪器和检测算法的局限性造成的日冕亮点检测相关的问题。为了确定日冕亮点的位置和识别，我们使用了分割算法。利用中央子午线距离和纬度与时间的线性拟合来推导速度。我们在短短2天的时间间隔内获得了906个速度测量值。差速旋转曲线可以表示为$ω_{rot} = (14.47\pm 0.10 + (0.6\pm 1.0)\sin^{2}(b) + (-4.7\pm 1.7)\sin^{4}(b))$ \degr天$^{-1}$。我们的结果是在协议与其他工作，它带有合理的误差，尽管使用的时间间隔很短。这是由于AIA仪器与类似设备相比具有更高的灵敏度和分辨率以及高节奏。分割算法也发挥了至关重要的作用，检测到这么多的CBPs，这减少了错误到一个合理的水平。本文提出的数据和方法显示出很大的潜力，以获得非常准确的速度分布，无论是旋转和旋转运动，因此，雷诺应力。从该仪器获得的日冕亮点数据量也应该为研究速度模式的变化提供了一个很好的机会，其时间分辨率只有几个月。其他的可能性是研究CBPs的演化和太阳上磁性元素的自行。
2015-01-06 astro-ph.SR
Secondary Waves, and/or the "Reflection" From and "Transmission" Through a Coronal Hole of an EUV Wave Associated With the 2011 February 15 X2.2 Flare Observed With SDO/AIA and STEREO/EUVI
首次研究了整个太阳表面日冕波的运动学演化。完整的太阳地图可以通过组合来自日地关系观测卫星，前方和后方，以及太阳动力学观测卫星的图像来制作，这要归功于它们之间的大角度分离。我们研究了日冕波的传播，也被称为“EIT”波，以及它与日冕洞的相互作用，导致二次波和/或反射和透射。我们探讨了波服从波的反射定律的可能性。在一个详细的例子中，我们发现，一个环拱廊在冕洞边界级联和振荡的结果，EUV波通道，并触发一个波指向东方，似乎已经反射。我们发现，这个波的速度减速到一个渐近值，这是小于一半的主要EUV波的速度。由于太阳的完全覆盖，我们能够确定一部分初级波是通过日冕洞传播的。这是第一次观察到这种情况。反射波和透射波轨迹的运动学测量与快速模式MHD波解释是一致的。最终，所有的波迹都减速并在一定距离处消失。整个过程的一种可能的情况是，波最初由膨胀的日冕物质抛射驱动，随后从驱动器中分离，然后以局部快模速度传播。
2012-06-26 astro-ph.SR
Kinematics of an untwisting solar jet in polar coronal hole observed by SDO/AIA
利用太阳动力学观测卫星（SDO）上的大气成像组件（AIA）的多波长数据，研究了太阳北极附近冕洞中的喷流。喷流在喷射过程中呈现明显的螺旋上升运动。通过对射流中6个已识别的运动特征（MF）的跟踪，发现等离子体沿射流轴线以近似恒定的速度运动，同时在横向于轴线的平面内作圆周运动。通过对6条轨迹的轴向和横向高度进行线性和三角拟合，得到喷流的轴向速度、横向速度、角速度、旋转周期和旋转半径的平均值分别为114 km·s $^{-1}$、136 km·s $^{-1}$、0.81 \degr·s $^{-1}$、452 s和9.8 $\times$ 10 $^{3}$ km。随着磁场强度的增加，射流在相应高度的宽度增加。首次从磁通量守恒假设出发，导出了射流中纵向磁场强度的高度变化规律。结果表明，在距喷流底部1 $\times$ 10 $^{4}$ $\sim$ 7 $\times$ 10 $^{4}$ km处，喷流中的通量密度随B=0.5（R/R $_{\sun}$-1）$^{-0.84}$（G）而从15 G减小到3 G。并与前人研究结果进行了比较。
2012-01-20 astro-ph.SR
Forward modeling of emission in SDO/AIA passbands from dynamic 3D simulations
通常假设太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带中的发射主要是由离子的单个或几个强线，这些离子在平衡条件下在窄的温度范围内形成。然而，大多数SDO/AIA通道还包含来自离子线的贡献，这些离子线的形成温度与“主导”离子显著不同。我们调查这些线的重要性，通过前向建模的SDO/AIA通道与三维辐射MHD模拟的模型，跨越对流区的上层低电晕的排放。该模型是高度动态的。此外，我们还向日冕中注入了一个稳定增加的磁通量，以便通过磁应力的消散来提高日冕温度。因此，随着时间的推移，该模型涵盖了不同的日冕温度范围。该模型涵盖了日冕温度，代表了日冕洞和安静太阳的等离子体条件。发现131、171和304 μ AIA通带受所谓的“非主导”离子的影响最小，并且在这些通道中观察到的发射主要来自在接近主导离子的形成温度的温度下的等离子体。另一方面，其他通道受到非主导离子的强烈影响，因此这些通道中的显着发射来自温度与“正则”值不同的等离子体。我们还研究了非主导离子对AIA通带的影响时，假设不同的元素丰度（光球和日冕），并考虑到电子密度对贡献函数的影响。
2017-10-20 astro-ph.SR
Large-amplitude quasi-periodic pulsations as evidence of impulsive heating in hot transient loop systems detected in the EUV with SDO/AIA
短的热脉冲可以在日冕中的封闭磁管内触发等离子体压力前沿。来自压力模式的凝聚和稀疏的交替驱动等离子体发射中的大振幅脉动。在这里，我们展示了这样的脉动沿磁管，短暂地在热94 A EUV通道SDO/AIA的检测。的脉动是一致的流体动力学回路建模预测，并确认脉冲加热回路系统。观测结果和模型的比较提供了对热沉积的限制：一个良好的协议需要环路扭曲和脉冲沉积接近的足点，持续时间为0.5分钟，在一个环路，并沉积在电晕的持续时间为2.5分钟，在另一个循环相同的环路系统。
2019-09-06 astro-ph.SR
Projection effects in coronal dimmings and associated EUV wave event
我们研究了2011年9月6日NOAA活动区11283的X1. 2耀斑和日冕物质抛射（CME）的高速（$v >$ 1000 km s $^{-1}$）极紫外（EUV）波（SOL 2011 -09- 06 T22：12）。这种EUV波具有特殊的盘上签名，特别是我们观察到间歇性的“消失”的前120 s SDO/AIA 171，193，211的数据，而335的过滤器，敏感的较热的等离子体（T $\sim$ 2.5 MK），显示了一个连续的演变的波前。喷发还伴随着局部的日冕变暗区域。我们利用SDO和STEREO-A的多点正交位置，从运动学和振幅演化方面对EUV波的演化进行了深入的分析，并在STEREO-A中重建了所识别的日冕变暗区的SDO视线（LOS）方向。我们发现，SDO/AIA中观测到的调光区域的强度取决于沿着其LOS的结构，并且是它们各自强度的组合，例如膨胀的CME体，增强的EUV波和CME波前。在这种情况下，我们的结论是，间歇性消失的EUV波在AIA 171，193，211毫米波过滤器，这是通道敏感的等离子体温度低于$\sim$ 2 MK也是由这样的LOS集成效应。这些观察清楚地表明，单视图图像数据为我们提供了有限的洞察力，以正确解释冠状特征。
2016-07-20 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
2015-04-14 astro-ph.SR
SDO/AIA Observation of Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
本文介绍了2010年4月8日太阳动力学观测站（SDO）拍摄的日冕图像中涡旋状特征的形成、传播和衰减的观测结果，这些特征与2010年4月8日世界时2：30左右开始的一次喷发有关。沿着喷发（变暗）区域和周围日冕之间的界面形成的一系列漩涡。它们的大小从几角秒到十角秒不等，以6-14公里/秒的速度沿着界面行进。这些特征在大气成像组件（AIA）的七个不同EUV波段中的六个波段中清晰可见。基于这些特征的结构、形成、传播和衰减，我们将这些特征确定为EUV中日冕中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的第一个观测结果。线性分析和KH不稳定性的MHD模型都支持这种解释。我们认为，这种不稳定性是由日冕物质抛射（CME）的爆发磁场和闭合磁场之间的速度剪切驱动的。剪切流驱动的不稳定性在日冕等离子体的能量传递过程中起着重要的作用。
2011-01-25 astro-ph.SR
Observations and Interpretation of a Low Coronal Shock Wave Observed in the EUV by the SDO/AIA
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的高时间和空间分辨率，我们研究了2010年6月13日发生的临冠冲击波及其相关的极紫外（EUV）波。我们的主要发现是：（1）激波只在中心位于193 °和211 °的通道中清晰地出现，它是一个圆顶状的增强体，在它的半球形CME气泡前面传播;（2）根据射电数据，激波的密度压缩为1.56，激波的温度约为2.8 MK;（3）激波首次出现在05：38 UT，耀斑开始后2分钟，CME气泡出现后1分钟，（4）圆顶状激波顶部约从1.23 R \odot处出发，激波层厚度约为2 \times 10 ^4 km;（5）激波的速度与从大约600 km/s到550 km/s的略微减小相一致：（6）激波的横向扩展表明在400 km/s左右的恒定速度，该速度在不同的高度和方向上变化。我们的研究结果支持了日冕冲击波是由CME气泡驱动的观点，并且临边EUV波与快波一致或至少包括快波分量。
2011-06-29 astro-ph.SR
Phase speed and frequency-dependent damping of longitudinal intensity oscillations in coronal loop structures observed with AIA/SDO
在不同的日冕结构中经常观察到沿日冕环的纵向强度振荡，这被解释为磁声波的签名。本文的目的是估计的慢波的物理参数和这些参数的定量依赖于它们的频率在日冕环，位于上面的活动区与大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。分析了2012年2月12日的观测数据，包括171 $\rmÅ$和193 $\rmÅ$通带中间隔为24秒的300张图像，以获得沿环路结构传播慢波特征的证据。发现了纵向强度振荡的特征，这些振荡在沿着环结构行进时迅速衰减，周期在几分钟到几十分钟的范围内。此外，分别在$\rm{C_s}\simeq 38-79~ \rm {km~s^{-1}}$、$\rm{L_d}\simeq 23-68 ~\rm{Mm }$、$\rm{τ_d}\simeq 7- 21 ~\rm {min}$和$\rm{τ_d/P}\simeq 0.34- 0.77$的范围内测量以主频率为中心的滤波强度的投影（表观）相速度、投影阻尼长度、阻尼时间和阻尼质量。理论和观测结果表明，阻尼时间和阻尼长度随振荡周期的增加而增加，是振荡周期的高度敏感函数，而投射速度和阻尼品质对振荡周期的敏感性不高。此外，物理参数的大小值与电子数密度在$\rm{n_e}\simeq 10^{7} - 10^{12} ~\rm{cm^{-3}}$范围内的日冕等离子体中高频MHD波（$>1.1~ \rm{mHz}$）的理论色散关系的预测吻合…
2016-03-14 astro-ph.SR
Fine structure and long duration of a flare coronal X-ray source with RHESSI and SDO/AIA data
日冕X射线源（CXS）是太阳耀斑中经常出现的现象，无论耀斑的大小、持续时间或功率如何。多年来，这些来源的性质一直难以发现。最后，结合RHESSI和SDO/AIA的数据，似乎有一个前所未有的可能性，“看”内部的CXSs和回答的问题，他们的形成，演变和结构。我们提出了一个CXS的SOL 2011 -10- 22 T11：10长持续时间耀斑的RHESSI和SDO/AIA同时观察到的研究。我们把注意力集中在以下问题上：是什么导致了CXS的存在和长时间的持续？CXS里有什么精细结构吗现有的数据使我们能够研究CXS和结构之间的关系，在EUV观察到的耀斑的衰减阶段。RHESSI在耀斑衰变阶段记录到的X射线辐射来自约10 MK的热CXS。该源可观察5小时。这种长期存在的来源可以支持磁重联正在进行的衰变阶段。在CXS发生的同时，还观测到了被认为是磁重联表现的超拱道下行流。该源与具有最高发射测量值的热超拱廊区域的一部分是同空间的，同时温度在RHESSI热响应范围内。然而，尽管超拱廊区域是由小尺度结构组成的动态区域，但CXS似乎是平滑的，无结构的。我们使用真实和合成的RHESSI数据进行模拟，但我们没有发现任何强有力的证据表明CXS具有任何小尺度结构。
2017-01-31 astro-ph.SR
Hot coronal loops associated with umbral brightenings
我们分析了所有波段的AIA/SDO高节奏图像、HMI/SDO数据、来自SXI/GOES-15的软X射线图像和来自GONG网络的Halalpha图像。我们检测到在所有AIA波段以及Halpha中可见的阴影增亮。此外，我们确定了连接增亮与附近相反磁极区域的热日冕环。这些环最初在94 A带中可见，随后在335 A带中可见，并且在一种情况下在211 A带中可见。差分发射测量分析显示等离子体的平均温度约为6.5x10^6 K。这种行为表明，冷却的冲动加热回路。
2013-07-12 astro-ph.SR
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
我们建议，在极紫外日冕羽的日冕加热是弱，而不是强，比相邻的非羽日冕磁漏斗。这种预期源于（i）观测到极紫外羽流是由于羽流磁漏斗底部的磁通量紧密堆积在一起而产生的，以及（ii）观测到平静区域的日冕加热与底层磁网络的海岸线长度成比例增加。我们不排除极紫外线羽流中的日冕加热可能更强，而不是更弱的可能性，但我们指出相反的情况是合理的。我们的理由是，增加日冕加热在羽诞生过程中会导致同时增加净向上的质量通量在羽，而减少日冕加热在羽诞生过程中会导致同时净向下的质量通量在安静区羽和同时减少净向上的质量通量，甚至净向下的质量通量在冕洞羽。我们进一步推断，极紫外羽流中日冕加热较弱的确凿证据将加强磁扭曲波的可能性，磁扭曲波来自磁网络边缘的细尺度磁爆炸（1）为安静区域的大部分日冕加热提供动力，（2）为日冕洞中的大部分日冕加热和太阳风加速提供动力，许多扭曲波幸存下来，成为来自日冕洞的太阳风中的磁场之字形。
2023-02-28 astro-ph.SR
Coronal Rain Driven by Low-Frequency Impulsive Heating: Dependence of Dynamics and Morphology on Coronal Heating and Magnetic Field
Kyoto University（京都大学）
该研究通过1.5维磁流体动力学模拟，揭示低频脉冲加热的持续时间和日冕磁场强度是调控日冕雨形成、动力学与形态的关键因素。
2026-08-11 astro-ph.SR
Buildup, Explosion, and Untwisting of a Solar Active Region Jet Observed with Solar Orbiter, IRIS, and SDO
本研究利用太阳轨道器、IRIS和SDO观测，分析了活动区日冕喷流的形成与爆发，发现磁通量抵消构建并触发迷你暗条磁通量绳爆发，产生逆时针解旋的喷流，与宁静区喷流机制一致，并贡献局部日冕加热。
2025-10-06 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
Constraints on the Heating of High Temperature Active Region Loops: Observations from Hinode and SDO
我们目前的观测高温辐射的核心太阳活动区使用的仪器日出和SDO。这些多仪器观测使我们能够确定等离子体温度的分布，并跟踪不同温度下发射的演变。我们发现，在高温环的顶点处，发射测量分布在4 MK附近强烈达到峰值，并且在较高和较低的温度下急剧下降。也许最重要的是，在0.5 MK的发射测量从在4 MK的峰值减少了两个以上的数量级。我们还发现，在宽波段软X射线图像的时间演变是相对恒定的约6小时的观察。在较冷的SDO/AIA带通中的观测通常不显示活动区核心中的冷却回路，这与在高温下观测到的稳定发射一致。这些观测结果表明，在活动区核心观测到的高温环接近平衡。我们发现，这是可能的，以重现一个简单的，高频加热的情况下，加热事件发生的时间尺度远小于冷却时间的高温发射线的相对强度。相比之下，低频加热的情况下，这通常被调用来描述日冕加热的纳米耀斑模型，不再现高温发射线的相对强度和预测的低温发射，大约是一个数量级太大。我们还提出了一个初步的图像从SDO/AIA 94 A通道，这是敏感的Fe XVIII。
2011-03-28 astro-ph.SR
How to Estimate the Far-Side Open Flux using STEREO Coronal Holes
全球磁场模式使用天气学数据作为输入，由于不能同时获得纵向360°信息，这些数据通常表现出“老化效应”。特别是在太阳活动增加的时期，磁场的演变可能产生很大的不确定性。不确定性的一个重要来源是太阳一侧的太阳磁场，它对观测者来说是不可见的。人们使用了各种方法来完成这幅图：天气图、通量传输模型和远侧日震学。在这项研究中，我们提出了一种新的方法来估计远侧开放的冕洞内使用STEREO EUV观测流量。首先，我们相关的光球磁场的结构与日震和磁成像仪在船上的太阳动力学天文台（HMI/SDO）的过渡区的功能。从304 A的强度分布，我们发现是特定的冕洞，我们得出一个经验估计的开放通量。然后，我们用一个大样本的313 SDO冕洞观测来验证这种关系。最后，我们进行了跨仪器校准从SDO到STEREO数据，使开放通量的估计在太阳耀斑不可见的地球。我们发现，在光球层，这决定了冕洞的开放通量强，单极磁性元素的属性，可以近似的开放领域的过渡区。我们发现，低于阈值的78%（STEREO）或94%（SDO）的太阳能磁盘的中值强度，如304 A过滤图中所见的结构是合理的，以及与冕洞的平均磁通量密度（CC = 0.59）。利用这些结构覆盖的面积（A_of）和冕洞面积（A_ch），我们模拟冕洞的开放磁通量为|Phi_ch| = 0.25 A_ch exp（0.032 A_of），估计不确定度为40 ~ 60%。
2021-09-06 astro-ph.SR
Simulating the Coronal Evolution of AR 11437 using SDO/HMI Magnetograms
AR 11437的日冕磁场演化是通过应用Mackay等人（2011）的磁摩擦弛豫技术来模拟的。SDO/HMI产生的光球视线磁图序列被用来驱动模拟，并通过一系列非线性无力平衡来不断演化活动区的日冕磁场。模拟在活动区出现的第一阶段开始，以便可以模拟其从出现到衰减的完整演变。模拟结果与SDO/AIA观测结果的比较表明，活动区观测到的日冕演化的许多方面是再现的。特别是，它显示了一个通量绳的存在，它在观测中与剪切日冕环相同的位置形成。观测结果显示，爆发发生在2012年3月17日05：09 UT和10：45 UT，以及2012年3月20日14：31 UT。模拟再现了第一次和第三次喷发，模拟的通量绳喷发大约1和10小时前观察到的喷射，分别。进行参数研究，其中边界和初始条件随着欧姆扩散，超扩散和额外的注入螺旋度的物理效应而变化。当比较模拟时，磁场、自由磁能、相对螺旋度和磁通绳喷发时间的演变没有显著变化。这表明再现AR 11437日冕演化的关键因素是使用视线磁图来驱动日冕磁场的演化。
2017-12-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Multiwavelength Study of on-disk Coronal Hole Jets with IRIS and SDO observations
本文利用IRIS和SDO多波段观测研究同一日面冕洞中的两个小尺度喷流，通过光谱分析与DEM技术揭示其高密度、多温度结构及动力学差异。
2024-09-30 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 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
Direct observation of the energy release site in a solar flare by SDO/AIA, Hinode/EIS and RHESSI
我们提供了探测到非爆发性太阳耀斑（SOL 2013 -11- 09 T06：38 UT）中主要能量释放点的直接证据。这GOES C2.7事件的特点是两个耀斑带和一个紧凑的，明亮的日冕源位于它们之间，这是我们研究的重点。我们使用SDO/AIA的成像和RHESSI的成像光谱来分析来自日冕源的热和非热发射，以及来自Hinode/EIS的EUV光谱，其在脉冲峰值期间扫描日冕源，以分析Fe XII和Fe XXIV发射线的多普勒频移，并确定源密度。在脉冲阶段，日冕源在所有AIA滤波器中都表现出脉冲发射光变曲线。RHESSI硬X射线图像显示日冕源的热发射和非热发射，其等离子体温度从RHESSI成像光谱学得出，显示出脉冲上升，在硬X射线峰值前约10秒达到12-13 MK的最大值。与这个明亮的源相关联的高红移表明在很宽的温度范围内有40-250 km/s的下行流，解释为环收缩和/或沿磁场的外流。在171、193、211、304和1600 A的AIA图像上也观察到了从日冕源向每个带状物的流出。从Fe XIV线对获得的源的电子密度是$10^{11.50}$，其对于能量高达45-65 keV的电子是碰撞厚的，负责源的非热X射线发射。我们的结论是，明亮的日冕源是在这个耀斑的主要释放的磁能的位置，与组件之间的交叉，载流环重联的几何形状一致。我们认为，可以通过重联释放的能量，根据观测估计，可以合理地解释耀斑的非…
2015-03-04 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Field and Energy in A Major Eruptive Active Region Based on SDO/HMI Observation
利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）的矢量磁图序列，研究了NOAA活动区11158在5天内的磁场及其能量的变化。快速的通量出现和强烈的剪切运动导致了一个四极太阳黑子复合体，产生了几次大的爆发，包括第24太阳活动周的第一次X级耀斑。外推的非线性无力日冕领域表现出大量的电流和自由能增加早期通量出现附近的一个低洼的S形灯丝与剪切千高斯场的灯丝通道。计算的磁自由能达到最大值~2.6e32 erg，其中约50%存储在6微米以下。它减少了~0.3e32 erg的1小时内的X级耀斑，这可能是低估了实际的能量损失。耀斑期间，光球场变化迅速：核心区水平场增强了28%，变得更加倾斜和平行于极性反转线。这一变化与日冕的“内爆”一致，并得到了大气成像仪（AIA）观测到的日冕环收缩的支持。外推场在耀斑之后变得更加“紧凑”，核心区域的环变短，可能是因为重联。日冕磁场在最低层的剪切作用稍强，随着高度的增加而松弛得更快，总体上能量较低。
2016-06-28 astro-ph.SR
A new paradigm for solar coronal heating
太阳日冕加热问题是指太阳日冕的温度为什么比其表面的温度高两个数量级以上的问题。在发现近70年后，这个难题仍然是天体物理学的主要挑战之一。目前日冕加热的基本范式无法解释所有观测到的加热特征。在这里，我们认为，一个新的范式需要解决的难题，在一个自洽的方式。另一种方法是基于漂移波的动力学理论。我们表明，定性和定量的参数，漂移波有可能满足所有的日冕加热要求。
2009-04-29 astro-ph.SR
