Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
Energy estimation of small-scale jets from the quiet-Sun region
该研究通过估算宁静太阳区23个小尺度喷流的能量，发现其虽不足以加热整个宁静太阳日冕，却可能满足局部区域的显著能量需求。
2024-03-24 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
Magnetic Topology and Loop Statistics in Observed Coronal Holes Using Potential Field Modeling
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
本文通过电势场建模研究日冕洞的磁拓扑与环统计，发现其磁结构与平静太阳区域存在显著差异，表明日冕洞具有独特的磁特征。
2026-01-16 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun
利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。
2013-06-17 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
Observations of an Energetically Isolated Quiet Sun Transient: Evidence of Quasi-Steady Coronal Heating
越来越多的证据表明，日冕加热的贡献来自较冷的太阳大气层，特别是安静的太阳（QS）条件，挑战标准的太阳大气描述明亮的过渡区（TR）的排放。因此，问题的作用，动态QS瞬变的贡献，总的日冕能量预算的升高。利用{\it大气成像组件}和{\it太阳动力学天文台}上的{\it日面磁成像仪}的观测数据，以及日冕磁场的数值模型外推，我们研究了一个动态QS瞬态，该瞬态与TR能量隔离，并从两个加热环弧共享的一个共同的足点挤出。一个非因果关系的QS瞬态和广泛传播的磁场重组事件的幕式加热之间建立，而证据被发现有利于典型的喷发过程的磁拓扑结构。准稳态交换重联事件牵连作为瞬态的明显明亮的辐射签名的来源。我们认为QS瞬态的时间稳定（$\approx$\，35\，min）的辐射性质发生的结果，大规模的磁场几何形状的QS和/或相对安静的性质的磁光球，这可能会起到抑制能量积累过程所需的启动灾难性的喷发阶段。这项工作提供了洞察QS的热力学和磁喷发过程准稳定加热的小规模动态和TR瞬态的关系。这项工作提高了参数的不可忽略的日冕加热贡献冷大气层在QS条件下，并增加了太阳风质量喂养的动态瞬变的证据。
2015-07-15 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
Observations of Mini Coronal Dimmings Caused by Small-scale Eruptions in the Quiet Sun
本文基于太阳轨道器观测发现宁静太阳中的微暗条喷发可引发微日冕暗化，带走约1.65×10¹³克质量并释放约10²⁷尔格磁自由能，提出弱磁约束是此类喷发触发的重要条件。
2023-07-21 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
X-ray flares and coronal mass ejections (CMEs) during very quiet solar activity conditions of 2009
太阳耀斑（SF）是在太阳表面观测到的突然变亮，与大量能量释放有关。伴随着X射线爆发的耀斑通常伴随着电子和离子从太阳大气中的大量喷射，称为日冕物质抛射（CME）。有证据表明太阳磁场可以通过重联改变其结构并释放能量，加速太阳等离子体，从而导致SFs和CME。本文分析了SOHO和GOES卫星在2009年太阳活动极低年和2002年太阳活动中等偏高年期间的太阳耀斑和日冕物质抛射数据。结果表明，对现有的产生SF和CME的机制进行某些修改对于开发影响空间天气条件的更现实的预报模型是必要的。
2022-02-01 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
Origin of radio-quiet coronal mass ejections in flare stars
II型射电爆发在太阳中被观测到，与许多日冕物质抛射（CME's）有关。鉴于这种关联，人们期望，通过从太阳耀斑到在M矮星上观测到的耀斑的比例，类似于太阳II型爆发的无线电发射应该与M矮星耀斑有关。然而，几项调查显示，这一期望似乎并未实现。在这里，我们假设，存在较大的全球磁场强度低质量的恒星，建议最近的磁对流模型，引起这样大的阿尔芬速度在日冕中，它变得难以满足的条件下产生的II型射电暴。因此，CME在耀斑星的日冕/风中传播，就II型爆发而言，预计是“无线电安静”的。鉴于此，我们建议，在II型爆发的背景下，从太阳耀斑到恒星耀斑的缩放是有限的有效性。
2019-02-02 astro-ph.SR
Formation of a Coronal Hole by a quiet-Sun Filament Eruption
本研究针对2014年6月25日日面中心附近宁静太阳暗条爆发形成冕洞的事件，结合多仪器观测与微分发射量分析，明确了冕洞形成的三阶段演化过程，揭示了磁交换重联的作用及冕洞的长寿命特征。
2025-09-04 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger of Solar Quiet-Region Coronal Jets
我们报告了10个随机的磁盘上的太阳宁静区日冕喷流的观测结果，这些喷流是在太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）的高分辨率极紫外（EUV）图像中发现的，并且在SDO/日震和磁成像仪（HMI）的磁图中具有良好的覆盖范围。最近的研究表明，日冕喷流是由一个小规模的灯丝（称为minifilament）的爆发驱动的。然而，这些火山爆发的触发因素仍然未知。在本研究中，我们解决的问题：是什么导致喷流驱动的微丝爆发？EUV观测表明，在每次喷流事件之前都存在一个冷过渡区等离子体微丝，微丝的爆发驱动着喷流。通过研究预喷流的视线光球磁场的演变变化，我们观察到，每个预喷流微丝居住在中性线之间的多数极性和少数极性补丁的磁通量。在这十种情况下，相反极性的斑块彼此接近并合并（通量减少21%至57%）。几个小时后，中性线上持续的通量抵消显然会破坏冷等离子体微丝爆发的稳定性，并进行内部重联，以及与周围日冕场的外部重联。外部重连打开了微细丝场，允许微细丝物质向外逃逸，形成喷流螺旋的一部分。因此，我们发现，每一个喷流导致喷发的微丝以下的中性线的通量抵消。这些观测结果表明，磁通量的抵消通常是宁静区日冕喷流爆发的触发因素。
2016-10-26 astro-ph.SR
Critical magnetic field strengths for solar coronal plumes in quiet regions and coronal holes?
日冕羽流是在宁静区（QR）和冕洞（CH）中发现的明亮的磁漏斗。它们延伸到日冕的高处，持续数小时到数天。羽流的加热过程涉及到其底部磁场的动力学，但过程本身仍然是神秘的。最近的观测表明，羽流加热是羽流底部磁通量抵消和/或会聚的结果。这些研究表明，羽流中的基本通量是混合极性的，在SDO HMI数据中是明显的或隐藏的，但没有量化它。为了调查羽流加热的磁性起源，我们选择了十个单极网络通量浓度，四个在CH中，四个在QR中，两个不形成羽流，并跟踪SDO AIA 171 A图像中的羽流亮度以及SDO HMI磁图中的基本通量，在每个通量浓度的寿命期间。我们发现，羽流加热时触发的基础通量的收敛超过200至600 G的场强。QR和CH羽流的光度响应相似的领域在羽流基地，这表明两者有一个共同的形成机制。我们的非羽流形成通量浓度的例子，达到200 G的场强为类似数量的像素，为我们的几个羽流，表明一个临界场可能是必要的，以形成一个羽流，但不足以，因此，倡导其他机制，例如，由于隐藏的相反极性的字段，在发挥作用的通量取消。
2018-05-31 astro-ph.SR
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
2021-09-09 astro-ph.SR
Scaling Laws of Quiet-Sun Coronal Loops
利用层析成像技术和日冕磁场模拟相结合的方法，研究了宁静太阳日冕环的一系列物理参数之间的关系。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT），以确定在日冕中的电子密度和温度的三维分布，和我们的磁场模型与位场源表面（PFSS）外推的天气磁图。通过沿外推磁场线追踪DEMT产物，我们得到了环平均电子密度和温度。此外，回路积分的能量相关的量计算为每个封闭的磁场线。我们应用的程序卡林顿旋转2082年，在太阳活动周期23日和24日之间的活动最低。我们发现环平均密度$N$和环长度$L$，$N_m \sim L^{-0.35}$之间的标度律，但我们没有找到一个显着的环平均温度和环长度之间的关系。我们确认，虽然以前发现的结果，环平均温度在赤道纬度低于高纬度地区。我们将这种行为与赤道纬度的环的存在联系起来，这些环沿其长度方向温度降低（"下"环），通常比温度升高的环（"上"环）更冷。我们发现，所获得的缩放安静的太阳循环一般不同意的情况下，AR循环从以前的观测和理论研究。我们建议，为了更好地理解发现的关系，有必要使用在安静的太阳日冕的物理条件下工作的流体动力学代码对重建的环路进行正向建模。
2022-06-20 astro-ph.SR
Vector Magnetic Fields and Current Helicities in Coronal Holes and Quiet Regions
在太阳光球层中，冕洞的许多性质是未知的，特别是矢量磁场。利用\emph{Hinode}的观测资料，我们首次研究了两个CH中的矢量磁场、电流密度和电流螺旋度，并与两个正常安静区（QR）进行了比较。我们发现，在CH和QR，大电流螺旋度所在的地区主要是同空间的强大的垂直和水平场元素的形状和位置。在CH中，水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度都大于QR中的水平磁场、倾角、电流密度和电流螺旋度。平均垂直电流密度和电流螺旋度，在所有观察到的地区，包括CH和QR平均，分别约为0.008 A m $^{-2}$和0.005 G $^{2}$ m $^{-1}$。垂直场强于100 G的磁通量集中区的平均电流密度高达0.012 $\pm$ 0.001 A m $^{-2}$，与耀斑活动区的平均电流密度一致。我们的结果意味着，无论是在CH和QR的磁场，特别是强磁场是非势。
2010-11-02 astro-ph.SR
Quiet-Sun and Coronal Hole in \ion{Mg}{2}~k line as observed by IRIS
在日冕温度下，冕洞（CH）区域比宁静太阳（QS）区域暗。然而，在色球层和过渡区（TR）的温度，QS和CH是很难区分的。本研究利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Mg}{2} ~2796.35谱线来了解色球层水平上QS和CH的异同。我们的分析表明，从\ion{Mg}{2} ~k3 \& k2 v，起源于色球的发射是显着低于在CH比QS具有相似的磁场强度的地区。然而，来自光球层的\ion{Mg}{2} ~k的翼发射在QS和CH之间没有显示出任何差异。QS和CH之间的\ion{Mg}{2} ~ k 3强度的差异随着磁场强度的增加而增加。我们进一步研究了光谱分辨率对这些差异的影响，发现强度的差异随着光谱分辨率的降低而减小。对于11 μ m的分辨率，差异完全消失。这些发现不仅对从色球层到日冕的质量和能量供应很重要，而且为理解太阳-气候关系的太阳光谱辐照度建模提供了必要的成分。
2018-11-20 astro-ph.SR
Enthalpy-based modeling of tomographically reconstructed quiet-Sun coronal loops
日冕的结构是由磁通量管或环组成的。由于缺乏与环境的对比，在安静的太阳中观察和研究日冕环是非常困难的。在这项工作中，我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）技术重建，从一系列的EUV图像覆盖整个太阳旋转，日冕等离子体的热特性的平均3D分布。通过将DEMT产品与全球日冕磁场的外推相结合，我们重建了日冕环，并获得了使它们保持在日冕典型的百万度温度所需的能量输入。我们统计研究了大量的卡林顿旋转（CR）2082重建循环，获得了一系列典型的平均循环的不同长度。我们寻找之间的关系的热性能和构造的典型回路的长度，并找到类似的结果，发现在以前的工作\citep{maccormack_2020}。我们还通过将其与零维（0 D）流体动力学模型基于焓的环路热演化\citep [EBTEL，][]{klimchuk_2008}进行比较来分析典型环路特性。我们探索两种加热方案。在第一种方法中，我们假设典型回路处于准静力平衡，采用恒定的加热速率。在第二种情况下，我们使用短脉冲事件加热回路中的等离子体。我们发现，重建的典型回路相对于流体动力学模型的准静力平衡解是过稠密的。脉冲加热，另一方面，更好地再现所观察到的密度和温度为较短的和近似半圆形的环。
2022-06-20 astro-ph.SR
On the Impulsive Heating of Quiet Solar Corona
太阳日冕由百万开尔文等离子体组成。要完全了解这种现象，需要研究宁静太阳（QS）区域。在这项工作中，我们研究了太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的171毫米，193毫米和211毫米通带中的QS区域，通过结合Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热正演模型和允许不确定性量化的机器学习反演模型。我们发现每分钟有{ \approx } 2- 3个脉冲事件，寿命约为10- 20分钟。我们的脉冲事件的频率和它们的时间尺度和峰值能量之间的相关性的探索表明，传导损失占主导地位的辐射冷却损失。所有这些发现表明，脉冲加热是一个可行的加热机制在QS日冕。
2021-03-31 astro-ph.SR
Hydrogen Lyman-alpha and Lyman-beta radiances and profiles in polar coronal holes
氢Lyman α在下过渡区的辐射能量输运中起主导作用，对研究过渡区结构和太阳风起源都有重要意义。我们研究了SUMER在冕洞和宁静太阳中获得的Ly-alpha分布。在这些观测的一个子集中，还同时记录了Hi Lyman-β，Si III和O VI线。我们发现，Ly-alpha轮廓的两个峰值之间的距离是在冕洞比在安静的太阳，表明在冕洞更大的不透明度。这种差异可能是由于两个区域的磁结构不同或辐射场不同造成的。大多数的Ly-beta分布在冕洞有一个更强的蓝色峰值，在安静的太阳区域相比。而在这两个区域中，Ly-alpha曲线在蓝色峰中更强。虽然这种不对称性可能是由太阳大气中的差异流动产生的，但其详细的形成过程仍然不清楚。Ly-alpha和Ly-beta的辐射率比在冕洞中向边缘减小，这可能是由于两条线的不透明度不同。我们还发现，这四条谱线的辐射分布是由临边增亮和冕洞与宁静太阳之间不同辐射水平的综合作用决定的。
2009-09-03 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
Formation of coronal rain triggered by impulsive heating associated with magnetic reconnection
日冕雨是由热不稳定性在日冕环中形成的冷等离子体凝结组成的。日冕雨形成的标准模型假设加热是准稳定的，并局限于日冕环足点。我们提出了一个观测的磁重联在日冕和相关的脉冲加热触发日冕雨凝聚的形成。我们分析了结合SDO/AIA和IRIS观测的日冕雨事件后，一个低洼的突出通量绳和周围的日冕磁力线之间的线程重连。扭曲的磁通绳和开放的磁力线的重联导致磁扭曲的释放。在不同的AIA带通的重连过程中所涉及的日冕循环之一的发射的演变表明，该循环变得热不稳定，并受到形成的日冕雨凝结后的重连和相关的加热是本地化的循环腿的上部。我们的结论是，除了标准模型的热不稳定的日冕回路与加热只局限于足点，热不稳定性和随后形成的凝聚可以触发的脉冲加热与磁重联发生在任何地方沿磁场线。
2019-10-17 astro-ph.SR
Diagnostics of the Coronal Hole and the adjacent Quiet Sun by The Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)
利用日冕仪/极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱诊断技术，对冕洞（CH）和邻近的宁静太阳（QS）进行了比较。日冕漏斗在新生快太阳风的形成和传播中起着重要作用。应用高斯拟合方法对观测到的谱线轮廓、多普勒速度、强度、谱线宽度和电子密度进行了估算。本研究的目的是根据光谱特征识别日冕漏斗。在QS和CH中发现了超宽区（超过阈值的超宽区）。在CH和QS的超宽区中，等离子体流反转（在特定高度处平均红移变为蓝移）发生在~ 5.01 $\times$ 10 $^{5}$ K。此外，在QS的宽度过大的区域中的高密度集中提供了这些区域是日冕漏斗的足迹的指示。我们还发现CH的非热速度比QS高，证实CH是快速太阳风的源区。多普勒和非热速度记录不同的温度线也与以前发表的结果进行了比较。从太阳低层大气到高层大气，低层大气以下降流为主，而日冕线则以上升流为主，最大值为10-12 km s $^{-1}$。非热速度首先增加，但在Log T $_{e}$ = 5.47之后，它在QS中进一步减小。这种趋势可以解释为阿尔文波消散的特征，而先前报告的增加趋势可能归因于阿尔文波在较低高度增长的特征。O { \sc vi}形成温度附近纳米耀斑的优势也可以解释非热速度趋势。
2014-09-03 astro-ph.SR
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
2021-08-20 astro-ph.SR
First radio evidence for impulsive heating contribution to the quiet solar corona
这封信探讨了纳米耀斑为基础的模型加热安静的太阳日冕的相关性。使用米波数据从默奇森宽场阵列，我们提出了第一次成功的检测脉冲排放下降到通量密度的$\sim$ mSFU，约两个数量级弱于早期的尝试。这些脉冲发射的持续时间为$\lesssim 1$ s，并且存在于整个平静的日冕中。这些脉冲发射在给定区域的时间占用分数为$\lesssim 10\%$。这些脉冲发射的直方图遵循幂律分布，并在小的时间尺度上显示出聚类的迹象。我们估计的能量必须倾倒在日冕产生这些脉冲发射是一致的日冕加热的要求。此外，这些脉冲发射的统计特性与帕克太阳探测器（PSP）最近确定的磁之字形非常相似。我们希望这项工作将导致重新关注这些弱脉冲发射与日冕中沉积的能量，从日冕加热的角度来看物理感兴趣的量，并探索它们与PSP观察到的磁之字形的关系。
2021-02-24 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Onset of Magnetic Explosion in Solar Coronal Jets in Quiet Regions on the Central Disk
我们研究了10个日冕喷流爆发在安静的地区的中央磁盘，从而避免了近肢体刺林模糊的微灯丝爆发的缓慢上升的发病。从SDO/AIA 171 A每次喷发的12秒节奏电影中，我们（1）找到并比较了微暗丝缓慢上升的开始时间，喷流底部亮点，喷流底部内部增亮和喷流尖顶，（2）测量了微暗丝在缓慢上升开始和结束时的速度。根据（a）这些数据，（b）先前的观测表明，每次喷发都是由微暗条下的磁通量抵消触发的，以及（c）在一次喷发中观察到的突破-重联电流片，我们证实了宁静区产生喷流的微暗条喷发是产生日冕物质抛射的暗条喷发的微型版本，并且在大多数宁静区喷流中：（1）在失控重联开始之前爆发就开始了，（2）失控重联直到慢升速度至少为1 km/s时才开始，（3）在爆发开始时和爆发开始之前，没有明显程度的电流片。因此，我们期望：（i）许多形成日冕物质抛射的暗条爆发是由暗条下的通量抵消触发的，（ii）出现的两极很少（如果有的话）直接驱动喷流的产生，因为出现的速度很少（如果有的话）足够快，（iii）在低β等离子体中磁场的任何天体物理环境中的分界线或准分界线上，只有通过磁场的磁流体动力学扰动，而不是通过磁场的准静态逐渐会聚，才能动态地建立可感知范围的电流片。
2020-07-03 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
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 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
New Evidence that Magnetoconvection Drives Solar-Stellar Coronal Heating
磁能是如何在日冕中注入和释放的，使其保持在几百万度的温度，仍然是难以捉摸的。日冕加热一般随磁场强度的增加而增加。通过比较三维活动区日冕场的非线性无力模型和观测到的极紫外线环，我们发现：（1）本影到本影的日冕环，尽管植根于最强的磁通量，是不可见的;（2）最亮的环一只脚在本影或半影，另一只脚在另一个太阳黑子的半影或单极或混合极性的斑。本影到本影环的不可见性是磁对流驱动太阳-恒星日冕加热的新证据：显然，\underline{both}末端的强本影场抑制了磁对流，从而抑制了加热。从广义上讲，我们的研究结果表明，取决于在双脚的场强，光球脚的日冕循环对任何对流星可以产生或淬火日冕加热循环的身体。
2017-06-25 astro-ph.SR
Characteristics of acoustic-wave heating in simulations of the quiet Sun chromosphere
本研究通过三维辐射磁流体动力学模拟，揭示了宁静太阳色球层中声波加热的特征，发现接近声截止频率的声波在等离子体-β=1界面有效耗散能量，对色球层能量平衡至关重要。
2025-05-27 astro-ph.SR
Modeling Metric Gyrosynchrotron Radio Emission From the Quiet Solar Corona
本文利用MHD模型和Fast Gyrosynchrotron Codes框架，研究了低中日内回旋同步辐射对低频太阳射电辐射的贡献，并通过LOFAR观测验证，为解释日冕洞亮度变化和约束日冕磁场提供新视角。
2025-05-02 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
Competition between shock and turbulent heating in coronal loop system
2.5-三维磁流体动力学（MHD）模拟进行高空间分辨率，以区分日冕加热问题的竞争模型。本研究的目标是由光球中激发的阿尔文波驱动的单个日冕环。在我们的模拟中，日冕结构被再现为阿尔文波传输和耗散的自然结果。此外，日冕结构保持空间分辨率从25公里到3公里的变化，虽然在环顶部的温度增加的空间分辨率。加热机制逐渐改变整个磁冠在4毫米的高度。磁冠下，无论是冲击和MHD湍流是占主导地位的加热过程。在磁冠上方，冲击加热率降低到小于总加热率的10%，而MHD湍流提供了显著的能量来平衡辐射冷却和热传导损失或增益。本文研究中所显示的可压缩性的重要性将对太阳色球层中成功的MHD湍流理论的前景产生重大影响。
2016-08-12 astro-ph.SR
Solar Coronal Heating by Gravity-Induced Resonant Emission
太阳日冕加热是一种非线性量子力学现象。电晕是X射线和电离的强大来源&这种辐射的发射是量子力学的，并且水平高度不稳定到飞秒量级。像碰撞电离这样的能量转移的线性方法实际上是不可行的。我们提出了这一问题的机制，并讨论了它的物理机制，发现它是一个多光子吸收的非线性过程，类似于超快激光的多重电离。在这里，我们讨论了所有日冕元素电离的能量收支，发现gire是足够的。太阳日冕加热平衡太阳系的能量质量条件，是一个经典的数学问题，但它是通过一个非线性的量子力学过程来完成的。
2019-03-26 astro-ph.SR
A Contemporary View of Coronal Heating
长期以来，确定导致太阳和许多其他恒星的外层大气达到比其表面温度高几个数量级的温度的加热机制（或机制）一直是一个关键问题。几十年来，这个问题一直被称为日冕加热问题，但现在很清楚，“日冕加热”不能孤立地处理或解释，整个太阳大气层的加热必须作为一个高度耦合的系统来研究。已知恒星的磁场扮演关键角色，但是，尽管太阳望远镜、计算能力和对理论机制的更深入理解有了重大进步，但哪种机制或哪几种机制是色球层和日冕能量的主要供应者的问题仍然悬而未决。继最近取得的实质性进展之后，我们考虑了最有可能的竞争者，并讨论了导致并且仍然导致确定实际（日冕）加热机制如此困难的关键因素。
2012-06-26 astro-ph.SR
Two-fluid numerical model of chromospheric heating and plasma outflows in a quiet-Sun
\textbf{Purpose:}本文讨论了长期存在的太阳物理问题，即太阳色球层的加热和太阳风的起源。我们的目标是揭示在安静太阳中色球加热和等离子体流出背后的相关机制。\textbf{Methods:}该方法基于双流体数值模型，该模型考虑了质子+电子和氢原子的热非平衡（电离/复合）、非绝热和非理想动力学。应用该模型数值模拟了粒化波在色球层和等离子体流中的传播和耗散。\textbf{Results:}-所获得的结果表明，质子+电子和氢原子之间的碰撞补充等离子体粘度，磁电阻率和重组导致热能释放，这补偿了色球层中的辐射和热损失，并维持了大气层的平均温度和周期的垂直分布与最近的观测数据相一致。\textbf{Conclusion:}我们的模型描绘了一个最强大的和全球性的颗粒化产生的波动，等离子体流，和随后的加热，形成和动态耦合的太阳大气层的各个层的物理图片。
2022-11-22 astro-ph.SR
Dependence of Coronal Loop Heating on the Characteristics of Slow Photospheric Motions
帕克假说（Parker（1972））假设日冕环的加热是由于重联而发生的，这是光球运动将磁力线编织到电流片形成点时引起的。在这方面的贡献，我们解决的问题，光球运动的性质如何影响加热的编织冕环。我们设计了一系列的边界驱动程序和量化的复杂性和螺旋度注入他们的属性。我们研究了一系列长时间的全电阻MHD模拟，其中一个模拟的日冕环，最初均匀的磁力线组成，是受这些光球流。不断驱动环的编织，直到可以表征由驱动器引起的行为差异。结果表明，加热是至关重要的光球驱动程序的性质-相干运动通常会导致更少的大能量释放事件，而更复杂的运动会导致更频繁，但能量较低的加热事件。
2015-08-20 astro-ph.SR
Solar transition region in the quiet Sun and active regions
太阳过渡区（TR）是光球层上温度迅速升高、密度急剧下降的区域，它在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。长期持续的上升流存在于TR上部，并被解释为宁静太阳中大日冕环的质量供应的特征。日冕亮点是一种局部加热现象，我们在其中一个亮点中发现了不同的多普勒频移模式，这可能与扭曲环系统有关。在较低TR中的主要能量损失是Ly-alpha发射。已经发现，大多数Ly-alpha辐射分布在蓝色峰中更强，这是与高阶莱曼线相反的不对称性。当TR中部的下行流较强时，这种不对称性较强，表明TR流在谱线形成过程中起着重要作用。发现Ly-alpha的峰值分离在冕洞中比在安静的太阳中大，反映了两个区域之间不同的磁结构和辐射场。莱曼线轮廓在太阳黑子羽流区和本影区不发生反转，而在周围谱斑区有明显的反转。在TR温度下，太阳黑子羽流和本影的密度是比谱斑低10倍，这表明在TR温度下发射的太阳黑子等离子体更高，并且可能比谱斑区域更高。
2013-05-09 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
On the Probable Existence of an Abrupt Magnetization in the Upper Chromosphere of the Quiet Sun
我们报告一个详细的辐射转移建模所观察到的散射极化的H-α线，这使我们能够推断出定量信息的磁化安静的太阳色球。我们的分析表明，存在一个平均磁场强度> 30 G的磁复杂区<B>，位于日冕温度的突然过渡区下方。正下方的色球层等离子体的磁化强度非常弱，<B>约为1 G。在平静的太阳上色球层中，可能存在这种磁化程度的突然变化，这可能对我们理解色球层（以及日冕）加热有很大的意义。
2010-02-08 astro-ph.SR
Combining particle acceleration and coronal heating via data-constrained calculations of nanoflares in coronal loops
我们通过哈里斯型电流片中电子和质子的加速来模拟外推活动区日冕环的纳米耀斑加热。加速粒子的动能估计使用半解析和测试粒子跟踪的方法。矢量磁图和光球多普勒速度地图的NOAA活动区09114，记录的成像矢量磁仪（IVM），用于这一分析。首先构造了活动区日冕的无电流场外推。然后计算了5000个外推日冕环足点处相应的坡印亭通量。假设重新连接的电流片沿着这些回路发展，我们利用以前的结果来估计加速粒子的动能增益，我们将这种能量与纳米耀斑加热和宏观回路特性相关。发现0.1至8 keV（电子）和0.3至470 keV（质子）的动能导致$10^{-6}$至1 $\mathrm{erg\, s^{-1} cm^{-3}}$的加热速率。流体动力学模拟表明，这样的加热速率可以维持等离子体在日冕条件下的环路内，并产生等离子体的热分布是一致的活动区的观测。我们通过使用厚靶方法计算加速电子产生的X射线光谱的形式来得出分析结论，发现这些X射线光谱与观察到的X射线光谱一致，从而支持我们的纳米片加热方案的可行性。
2013-05-22 astro-ph.SR
Closed-Field Coronal Heating Driven by Wave Turbulence
为了在宏观尺度上模拟日冕等离子体的能量平衡，我们经常需要以某种函数形式描述日冕加热机制。为了超越经验公式，并建立一个更具物理动机的加热功能，我们调查的波湍流驱动（WTD）的现象学的加热封闭的日冕循环。我们的实现是为了捕捉大规模的传播，反射和耗散波湍流沿循环。该模型的参数空间是探索通过解决耦合的WTD和水动力演化的一维理想化的回路。一系列的太阳条件的相关性也建立了计算解决方案，从一个现实的三维日冕场提取超过一百个循环。由于WTD加热模型对环路几何形状以及沿环路和足点的等离子体特性的隐含依赖性，我们发现与传统的经验加热模型相比，该模型可以显着减少自由参数的数量，并且仍然稳健地描述了广泛的范围安静太阳和活动区域条件。还讨论了自反射项在产生相对较短的加热尺度高度和热不平衡循环中的重要性。
2016-10-07 astro-ph.SR
The quiet Sun average Doppler shift of coronal lines up to 2 MK
从色球层到日冕形成的谱线显示的平均多普勒频移揭示了太阳大气质量和能量平衡的重要信息，为任何日冕模型提供了重要的观测约束。先前对真空紫外线（VUV）谱线的光谱观测揭示了在高达1 MK的温度下形成的谱线的持续平均波长偏移。在更高的温度下，这种行为基本上仍然是未知的。在这里，我们分析相结合的SUMER/SoHO和EIS/Hinode的意见，安静的太阳周围的磁盘中心，以确定，第一次，平均多普勒频移的几个谱线之间形成的1和2 MK，其中最大的一部分安静的日冕发射形成。测量是基于一种新的技术，应用于EIS光谱测量在不同温度下形成的线之间的多普勒频移的差异。同时波长校准的SUMER光谱允许在1 MK的参考温度下建立绝对值。在1 MK < T < 1.8 MK处的平均线位移是适度的，但明显比在1 MK处观察到的那些更蓝。通过接受在1 MK下大约（-1.8+/-0.6）km/s的平均蓝移（如SUMER测量所提供的），这转化为在1.8 MK附近（-4.4+/-2.2）km/s的最大多普勒频移。在2.1 MK的Fe XV形成温度下，测量值似乎降低到约（-1.3+/-2.6）km/s。测得的平均多普勒频移0.01和2.1 MK之间，我们提供了一个参数化，似乎是定性和大致定量的3-D日冕模型所预见的一致，其中加热产生的耗散电流引起的光球运动和重新连接新兴的磁通量。
2011-09-21 astro-ph.SR
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating
用于加热日冕的纳米耀斑模型通常假设磁编织和重联是能量的来源。然而，最近从{ \sc日出}气球任务中以创纪录的空间分辨率进行的观测表明，光球磁通量抵消比以前认识到的要普遍得多。因此，我们研究的可能性三维重联驱动的通量抵消色球和日冕加热的原因。特别是，我们估计的高度和量的能量释放产生的磁通量抵消取决于磁通量的大小，磁通量抵消速度和叠加的场强。
2018-07-21 astro-ph.SR
Wave heating in simulated multi-stranded coronal loops
研究发现，日冕环中的横向和扭转振荡所引起的Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以加强波加热的作用。在这项研究中，我们模拟了一个冠状循环作为一个系统的个别股，我们研究波加热的影响，考虑在循环足点的横向和扭转相结合的驱动程序。我们将相同的能量沉积到多链环和等效的单片环中，然后观察到多链模型中的内能和温度的更快增加。因此，多链模型在启动加热过程中更有效。此外，在多链环的足点附近和单链环的顶点附近观察到较高的温度。在多股环中的视加热位置与以前的预测和观察一致。考虑到我们的多股环和单股环模拟结果的差异，并考虑到日冕环在理论和观测上都被认为是多股的，我们的研究结果表明，日冕环的多股性需要纳入未来的波基加热机制。
2019-07-18 astro-ph.SR
Recurrent Coronal Jets and QPPs: Periodic Reconnection and Localized Heating Across Quiet-Sun to Active Regions
Astronomical Observatory, Kyoto University（京都大学天文观测所）；Key Laboratory of Solar Activity and Space Weather, School of Aerospace, Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳）航天学院太阳活动与空间天气重点实验室）；Division of Mathematics, School of Science and Engineering, University of Dundee（邓迪大学科学与工程学部数学系）；Department of Physics, Indian Institute of Technology (BHU), Varanasi（瓦拉纳西印度技术学院（贝拿勒斯 Hindu 大学）物理系）
利用SDO/AIA数据，通过小波分析和DEM方法，研究了由扇脊磁拓扑中周期性磁重联驱动的重复日冕喷流中的准周期脉动，发现周期为6-13分钟的QPPs，并证实周期性重联驱动了重复喷发并贡献了局部日冕加热。
2026-06-03 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
Tracing the magnetic field topology of the quiet corona using propagating disturbances
日冕中微弱的传播扰动（PD）的运动揭示了一种复杂的结构，这种结构必须由磁场来定义。应用于大气成像组件（AIA）/太阳动力学天文台（SDO）的安静太阳观测，一种新的方法揭示了一个细胞网络，在冷的304 °通道中具有典型直径为50 \arcsec \的细胞，在日冕193 °通道中具有典型直径为100 \arcsec \的细胞。193欧姆电池可以覆盖几个304欧姆电池，尽管两个通道共享共同的源和汇区域。源是占据细胞中心的发散点或狭窄的走廊。它们与光球网络特征和增强的磁性元素显著一致。这表明明亮的网络对PD的产生很重要，并证实了网络是安静日冕环的源足点的宿主。另一个足点或PD的汇点形成冠状细胞的边界。它们与光球网络并不显著对齐--它们通常位于黑暗的网间光球之上。它们形成紧凑的点或走廊，在下面的光球层中通常没有明显的特征。我们认为，这些汇点可以是与互联网络中的次要磁性元素相关的闭合场足点的集中，也可以是向上对齐的开放场的集中。日冕速度和磁场之间的联系通过与磁外推法的比较得到加强，磁外推法显示了几个一般和具体的相似之处，因此速度图提供了对模型的有价值的额外约束。
2022-06-22 astro-ph.SR
