The chromospheric component of coronal bright points. Coronal and chromospheric responses to magnetic-flux emergence
我们调查的色球对应的小规模日冕环构成一个日冕亮点（CBP）和它的响应光球磁通量增加伴随着同时CBP加热。我们使用了来自AIA和HMI/SDO的联合观测，以及来自Halalpha和Ca II 8542线的快速成像太阳光谱仪的数据。我们使用了一种新的多层光谱反演技术，推导出的时间变化的温度的H α环（HL）。我们发现，对应的CBP，在色球温度下看到的，是由一束黑暗的细长功能命名在这项工作中的H α环，构成了一个组成部分的CBP环磁结构。由于磁通量的出现，光球磁通量的增加伴随着CBP环的日冕发射的上升，这是一个加热插曲。我们还观察到增强色球活动与新的HL和斑驳的发生。虽然日冕发射和磁通量的增加似乎是同时的，CBP的Halpha对应物的响应发生了小于3分钟的小延迟。在一个HL和一个CBP足点中发现了急剧的温度增加，相对于事件前的值估计为46%和55%，也是在日冕加热事件之后的小于3 min的延迟开始的。在整个观测期间，低洼的CBP环结构保持非潜在状态。覆盖日冕的磁拓扑分析揭示了在加热事件的开始和结束时存在一个日冕零点。CBP色球层对应物的响应延迟表明加热可能发生在日冕高度。
2020-12-21 astro-ph.SR
Rotation rates of the coronal holes and their probable anchoring depths
2001-2008年，我们使用全磁盘，SOHO/EIT 195 $Å$校准的图像，以确定纬度和日常变化的冕洞的旋转速率。我们估计的加权平均日面坐标，如纬度和经度从中央子午线上观测到的太阳圆盘。对于$40^{o}$北- $40^{o}$南不同纬度带，我们计算了自转速率，发现冕洞的自转是刚性的，与其面积、在日面上观测的天数和纬度无关。结合所有的纬度带，我们还发现冕洞旋转刚性在其演化历史。此外，对于所有的纬度带，冕洞遵循刚体旋转规律在其首次出现。有趣的是，冕洞的平均第一次旋转速率（$\sim 438 nHz$），从它们第一次出现在太阳盘上计算，与太阳内部的旋转速率相匹配，只有在速跃层以下。
2012-12-07 astro-ph.SR
Systematic Regularity of Solar Coronal Rotation During the Time Interval 1939-2019
太阳日冕自转的时间变化似乎非常复杂，其与11年太阳活动周期的关系仍然不清楚。利用1939年1月1日至2019年5月31日期间的修正日冕指数，研究了日冕自转的系统性变化。主要结果如下：（1）从全球角度看，在短于64天的周期尺度上，只有27.5天的会合日冕自转周期是显著的周期：（2）在所考虑的时间间隔内，日冕自转周期有明显的减小趋势，表明日冕在长期内加速了其全球自转速率;（3）日冕自转的周期长度存在3.25、6.13、9.53和11.13年的显著周期，为日冕自转与准两年振荡、11年太阳活动周和22年海尔活动周的联系提供了证据（4）日冕自转周期与太阳磁活动的位相关系不仅与时间有关，而且与频率有关。对于11年周期带附近的小范围，相位存在系统性趋势，并且该带中的小失配带来相位漂移。对上述分析结果的可能机理进行了讨论。
2019-11-19 astro-ph.SR
Solar Eruptions Triggered by Flux Emergence Below or Near a Coronal Flux Rope
本文通过MHD模拟研究磁通量浮现触发日冕磁绳爆发的条件，识别出三种演化机制，并探讨了浮现磁通量位置和方向对爆发触发的影响。
2023-12-21 astro-ph.SR
Rotation rate of high latitude and near polar coronal holes
利用1997-2006年SOHO/EIT 195 $Å$全盘定标图像中观测到的冕洞，计算了高纬和近极冕洞的自转速率，并研究了它们的纬向变化。我们发现，对于$80^{o}$北和$75^{o}$南之间的不同纬度带，对于它们的所有面积，在太阳盘上观察到的天数，以及它们的纬度，冕洞刚性旋转。冕洞恒星自转速率的估计值为：赤道地区为$13.051 \pm 0.206$度/天，高纬度地区为$12.993 \pm 0.064$度/天，极地地区为$12.999 \pm 0.329$度/天。我们还研究了这些冕洞自转速率的年变化。我们发现，对于所有的年份，冕洞刚性旋转，其赤道，高纬度和极地地区的旋转率的大小是独立的太阳活动的大小。
2022-04-11 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. I: The Formation of Stable Coronal Flux Ropes
我们提出的结果从三维粘阻磁流体动力学（MHD）模拟的出现对流区磁通量管到太阳大气中包含一个预先存在的偶极日冕场，这是定向，以尽量减少与新兴领域的重新连接。我们观察到，出现的过程是能够产生一个日冕通量绳的转移扭曲的对流区发现在以前的模拟。我们发现，这个通量绳是稳定的，没有证据表明一个快速上升，并在日冕中的最终高度是由预先存在的偶极场的强度。我们还发现，虽然电流在初始对流区通量管几乎完全中和，由此产生的日冕通量绳进行了显着的净电流。这些结果表明，通量管的出现是能够创建非电流中和稳定的通量绳在日冕中，由上覆的潜在领域，被认为是日冕物质抛射的源磁配置拴系。
2013-08-28 astro-ph.SR
Nested active regions anchor the heliospheric current sheet and stall the reversal of the coronal magnetic field
本研究通过球谐分解与势场源表面外推，揭示嵌套活动区通过锚定日球层电流片、产生相干光球磁场贡献，延缓日冕磁场反转并稳定太阳风源，为太阳磁场演化研究及日球物理观测提供指导。
2024-10-23 astro-ph.SR
Comparative Study of Data-driven Solar Coronal Field Models Using a Flux Emergence Simulation as a Ground-truth Data Set
为了更好地了解日冕磁场以及耀斑和日冕物质抛射等动力学活动，测量日冕磁场的时间演化和准确估算磁场能量是至关重要的。最近，一种新的建模技术，称为数据驱动的日冕场模型，其中的磁场的时间演化是由一系列的光球磁场和速度场的地图驱动，已被开发和揭示的耀斑生产活动区的动力学。在这里，我们报告的第一个定性和定量评估不同的数据驱动的模型使用磁通量出现模拟作为一个真值（GT）的数据集。我们比较了GT场与由四种数据驱动算法从GT光球场重建的场。据发现，至少，在所有的日冕场模型中再现的磁通绳结构。然而，定量分析结果显示出一定程度的模型依赖性。在大多数情况下，磁能和相对磁螺旋度与GT值相当或至多为GT值的两倍。再生磁通绳具有各种尺寸的S形形状（与GT一致）、垂直站立的磁环或填充结构。观测到的差异可以归因于高度非力自由输入光球场，从日冕场重建，和建模的限制，如背景大气的处理，底部边界设置，和空间分辨率。
2020-01-11 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. II: The formation of Unstable Coronal Flux Ropes and the Initiation of CMEs
我们提出的结果从三维磁流体动力学（MHD）模拟的出现一个扭曲的对流区通量管到一个预先存在的日冕偶极子场。在先前的模拟中，在地表下的通量部分出现进入日冕之后，涡旋运动和内部磁重联的组合形成了日冕通量绳。然后，在这里提出的模拟，外部重联之间的新兴领域和预先存在的偶极日冕场允许进一步扩大的日冕通量绳进入日冕。在充分膨胀后，内部重联发生在日冕磁绳轴的下方，并且磁绳喷发到模拟域的顶部边界（表面上方$\sim$ 36 Mm）。我们发现，存在一个预先存在的领域，定向在一个方向，以促进与新兴领域的重联，是至关重要的快速上升的日冕通量绳。本文所示的模拟能够自洽地创建许多表面和日冕签名所使用的日冕物质抛射（CME）模型。这些签名包括：表面剪切和旋转运动;表面上方的四极几何形状;中心剪切弧与相反方向的叠加偶极子场重新连接;潜在日冕场下日冕通量绳的形成;以及类似于经典耀斑重联情景的内部重联。这表明，提出的启动CME的机制，如“磁爆发”，在新的活动区出现期间正在运作。
2014-03-26 astro-ph.SR
Small-scale Flux Emergence, Coronal Hole Heating, and Flux-tube Expansion: A Hybrid Solar Wind Model
太阳动力学天文台的极紫外线图像经常显示在磁图中看不到少数极性通量的地方存在环状精细结构，这表明在“单极”区域内短暂区域（ER）出现的速度被低估了。假设这一速率是相同的日冕洞内的安静的太阳，我们表明，ER和开放的场线之间的交换重联引起的太阳风能通量超过10 $^5$ erg厘米$^{-2}$ s $^{-1}$和规模作为在日冕底部的场强，与观测一致。除了在低日冕中提供欧姆加热外，这些重连事件可能是Alfv{é}n波的来源，其周期范围从$\sim$ 10分钟的颗粒时间尺度到许多小时的超颗粒/羽流时间尺度，其中一些较长周期的波在外日冕中被反射和消散。渐近风速取决于加热的径向分布，这在很大程度上是由通量管膨胀率控制。沿着与慢风相关的快速发散的通量管，加热很好地集中在音速点内部（1）因为向外传导的热通量密度和外部日冕温度降低，（2）因为净波能通量以与当地阿尔夫速度成比例的速率耗散。在这个“混合”太阳风模型中，重联加热了较低的日冕并驱动了质量通量，而波在更远的距离上将能量和动量传递给外流。
2021-04-08 astro-ph.SR
The Emergence of a Twisted Flux Tube into the Solar Atmosphere: Sunspot Rotations and the Formation of a Coronal Flux Rope
我们提出了一个三维模拟的动态出现的扭曲的磁通量管从太阳对流层的顶层到太阳大气和日冕。据发现，在短暂的初始阶段的磁通量出现期间，两极的双极区域成为分离和相交的光球管成为垂直的，显着的旋转运动设置在每个极性内。两个极性的旋转运动被发现扭曲了出现的字段的内部场线，使他们改变他们的方向成一个相反的配置（即从负极性指向正极性的中性线）。结果，在日冕中形成了具有S形、浸入的芯场的磁通绳，并且随着磁通绳足点的扭曲继续，磁通绳的中心在日冕中以增加的速度上升。两极的旋转运动是非线性扭转阿尔芬波沿着通量管传播的结果，它将显著的扭曲从通量管的内部部分传输到其扩张的冠状部分。这是一个基本的过程，其中扭曲的通量绳在日冕中发展，并增加扭曲和磁能，导致太阳爆发。
2009-03-06 astro-ph.SR
Periodicities in the coronal rotation and sunspot numbers
本研究试图通过分析1947 - 2009年期间2.8 GHz频率的太阳射电辐射数据的时间序列来研究日冕旋转的长期变化。这里使用每日调整的无线电通量（称为彭蒂克顿通量）数据。自相关分析表明，自转周期在19.0 ~ 29.5恒星日之间变化，平均为24.3恒星日。日冕自转周期的这种变化显示了变化中两个分量的证据：（1）22年分量，可能与太阳磁场反转周期或黑尔周期有关;（3）一个分量，本质上是不规则的，但在其他分量中占主导地位。年平均太阳黑子数与日冕自转周期之间的互相关分析也显示了它与22年海尔周期相关的证据。发现22年的分量几乎与太阳黑子数变化中相应的周期性同相。
2011-03-15 astro-ph.SR
Tests of Dynamical Flux Emergence as a Mechanism for CME Initiation
目前的日冕物质抛射（CME）模型将它们的下边界设置在日冕的下部。他们没有准确地计算从对流区到磁主导日冕的自由磁能的转移，因为他们使用运动学边界条件模拟通量出现的影响，或者简单地假设通量在这些高度出现。我们测试的重要性，包括动态磁通量出现在CME模拟，在2.5D，出现的次表面通量管到不同的日冕磁场配置。我们研究了有多少自由磁能，剪切磁场的形式，从对流区输送到日冕，以及是否动态磁通出现可以驱动日冕物质抛射。我们发现，在通量出现的过程中，可以形成多个日冕通量绳，虽然它们携带了一些剪切场进入日冕，但大部分剪切场被限制在低层大气中。日冕中不到10%的磁能是在剪切场中，这一点，加上日冕通量绳带来大量致密物质的事实，意味着它们不会爆发。我们的研究结果有显着的影响，所有的日冕物质抛射模型依赖于从低层大气到日冕的自由磁能的转移，但没有明确的模型，这种转移。这种对通量出现和CME的研究是及时的，因为我们有新的能力用Hinode和SDO观察这一点，因此可以根据观测结果测试模型。
2010-08-03 astro-ph.SR
Buildup of Magnetic Shear and Free Energy During Flux Emergence and Cancellation
我们研究模拟通量的出现和取消，这表明了一个复杂的过程，积累的自由磁能在太阳日冕必不可少的爆发事件，如日冕物质抛射（CME），灯丝喷发和耀斑。表面和日冕中的流速沿极性反转线（PIL）表现出一致的剪切模式，这与磁极的旋转一起，建立了磁剪切。PIL上方的系链切割重联则产生更长的剪切磁场线，这些线延伸到更高的日冕中，在那里形成S形结构。最重要的是，重联和向上的能量通量转移被发现发生，即使磁通量是淹没，似乎在光球取消。模拟的日冕场与相应的日冕势场的比较图示地显示了在磁通量出现和太阳黑子形成期间非势场的发展。
2012-05-16 astro-ph.SR
Magnetic flux cancellation in a flux-emergence magnetohydrodynamics simulation of coronal hole eruptions and jets
本研究通过三维MHD模拟，在日冕洞爆发和喷流中观察到磁通量对消，其发生在内部极性反转线附近，由汇聚运动驱动，可能促进爆发前磁通量绳种子的形成。
2025-05-27 astro-ph.SR
Magnetic Configurations Related to the Coronal Heating and Solar Wind Generation I. Twist and Expansion Profiles of Magnetic Loops Produced by Flux Emergence
从太阳流出的气流称为太阳风，与日冕的加热相结合，这两个过程都在太阳上形成的磁性结构中进行。为了研究负责这些过程的磁配置，我们使用三维磁流体动力学模拟再现磁结构通过磁通出现，并调查他们的配置。我们专注于两个关键量表征的磁位形：无力参数α和磁通膨胀率fex，其中前者表示有多少磁场是扭曲的，而后者表示如何急剧的磁场扩展。我们得到这些量的分布在一个新兴的通量区域。结果表明，出射磁通区由两部分组成：外部分是磁通膨胀率大的磁回路，而光球足点处α值小;内部分是强电流流过的磁回路。我们还研究了组成新兴磁通区域的磁环的膨胀轮廓。在太阳表面附近的轮廓是由一个指数扩展型，而它是由一个二次扩展型在外层大气中。这些详细的磁位形的研究有助于发展一个现实的模型，日冕加热和太阳风的产生。
2013-12-31 astro-ph.SR
Energetic consequences of flux emergence
当太阳对流层中的磁场急剧上升并穿透可见太阳表面（光球层）时，该表面上方的大气（日冕）必须以某种方式作出响应。日冕磁场对光球强迫的一个反应是在磁场中产生应力，产生大电流并储存磁自由能。利用日冕磁场的拓扑模型，我们将量化这种自由能。我们发现，自由能之前，主要耀斑在活动区域的30%和50%之间的潜在的场能量。在第二种方式中，日冕磁场可能会在拓扑结构上进行重组，与新出现的磁场形成新的磁连接。我们使用我们的拓扑模型来量化的情况下，太阳耀斑和日冕物质抛射的快速重组，发现之间的1%和10%的总活动区流量交换。最后，我们使用观测数据来量化的缓慢，静态的重联与预先存在的领域，并发现，对于小的活动区域之间的20%和40%的总出现的流量可能已重新连接在任何给定的时间。
2013-09-18 astro-ph.SR
Solar-Cycle Variation of Newly Emerging Coronal Holes during Solar Cycle 24
UPES（尤皮斯大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究编制第24太阳活动周新现日冕洞目录，发现其出现率与太阳黑子数负相关，为开放磁通量演化提供观测约束。
2026-08-26 astro-ph.SR
Solar-like differential rotation and equatorward migration in a convective dynamo with a coronal envelope
我们目前的结果对流湍流发电机模拟包括冠层在一个球楔。我们发现一个赤道迁移的径向和方位场的太阳黑子在太阳活动周期的行为相似。磁场的迁移与辐状差异自转和逆太阳（顺时针）纬向环流共存。尽管迁移延伸到整个对流区，但导致这种迁移的机制尚未完全了解。
2012-11-02 astro-ph.SR
Flux emergence and coronal eruption
我们的目的是研究从太阳内部出现的扭曲通量管的光球通量分布。我们还报告了一个新的磁通绳喷发时，新兴的管上升到一个预先存在的磁场的日冕。为了研究演化，我们使用三维数值模拟，通过求解时间相关的和电阻MHD方程。我们定性比较我们的数值计算结果与MDI磁图的新兴通量在太阳表面。我们发现光球磁通量分布由极性相反的两个区域和极性反转线（PIL）两侧的细长磁尾组成，这取决于出射磁力线的方位角性质和上升管的初始场强。由于等离子体向PIL运动，它们的形状逐渐变形。我们的结果与观测研究的活动区（AR）的磁通量出现在定性的协议。此外，如果出射管的初始扭曲很小，光球磁场发展成波浪形，并且不具有尾部。在所有的情况下，我们发现，一个新的磁通绳形成以上的新兴管，可能会爆发到日冕的原始轴，这取决于周围的磁场强度。
2010-03-11 astro-ph.SR
Rotational flows in solar coronal flux rope cavities
本研究通过2.5维磁流体动力学模拟，揭示了日冕空腔内不对称磁通量绳形成如何通过热不稳定性与角动量守恒触发日珥旋转流，重现了巨型日珥龙卷风的观测现象。
2023-07-27 astro-ph.SR
The eruption of a small-scale emerging flux rope as the driver of an M-class flare and a coronal mass ejection
太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是太阳中最强大的爆炸。它们是潜在破坏性空间天气条件的主要来源。然而，其启动的可能原因仍然存在争议。利用BBSO NST的高分辨率观测资料，结合太阳动力学观测站（SDO）的观测资料，我们观测到了一个大黑子附近出现的小尺度通量绳，它的爆发产生了M级耀斑和日冕物质抛射。静态非线性力自由场（NLFFF）外推以及日冕三维磁场动态演化的数据驱动MHD建模表明了小尺度磁绳的存在。在磁绳出现期间，观测到磁绳足点处的卫星太阳黑子旋转。与此同时，洛伦兹力、磁场能量、垂直电流和横向磁场在此阶段增加。来自磁通量出现和扭曲磁场的自由能足以为M级耀斑提供动力。这些观测首次呈现了从小尺度磁绳出现到太阳爆发产生的完整过程。
2017-07-01 astro-ph.SR
Differential coronal rotation using radio images at 17 GHz
在目前的工作中，我们进行时间序列分析的纬度箱的太阳全盘（SFD）图像的野边山射电日像仪（NoRH）在17 GHz的。通量调制法追踪太阳圆盘上无线电特征的通过，对1999-2001年期间SFD图像（每天一幅）的时间序列数据进行自相关分析，得出旋转周期作为从南纬60度到北纬60度的纬度函数。结果表明，日冕的自转差异小于光球层和色球层，其在旋转速率上具有较小的梯度。
2009-09-15 astro-ph.SR
Magnetic bipoles in rotating turbulence with coronal envelope
太阳黑子和恒星黑子的形成尚未完全了解，因此是太阳和恒星物理学中的主要开放问题之一。磁通量浓度可以由负有效磁压不稳定性（NEMPI）产生。这种不稳定性被旋转强烈抑制。然而，以前发现外日冕包络的存在会加强通量集中，使其更加突出。它还允许形成双极区（BR）。我们想知道是否存在一个外部的日冕信封也改变了激发条件和旋转依赖NEMPI。我们使用直接数值模拟和平均场模拟。我们采用了一个简单的两层湍流模型，分别模拟恒星表面下方和上方的对流湍流层和日冕层之间的跳跃。计算域是笛卡尔的，位于旋转球体的某个纬度。我们通过改变科里奥利数、纬度和盒子分辨率来研究旋转对NEMPI的影响。旋转对BR的形成过程有很大的影响。即使是相当慢的旋转也会抑制它们的形成。然而，增加所施加的磁场强度也使结构更强，并在一定程度上减弱了旋转抑制。日冕层本身的存在并不能显著减轻旋转抑制的影响。
2018-08-27 astro-ph.SR
Atmospheric Response to of an Active Region to new Small Flux Emergence
研究了2011年6月23日至24日活动区11236正极性区域出现的小新兴通量区（EFR）的大气响应。来自\textit{Solar Dynamics Observatory's Atmopheric Imaging Assembly}（AIA）、\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）和Hinode的\textit{EUV imaging spectrometer}（EIS）的数据用于确定大气对出现在先前存在的活动区的新通量的响应。在上层光球层、色球层和EFR上方的日冕中可以看到增亮，而在光球层中可以观察到通量抵消。通量出现的影响是深远的，与新的大规模的日冕环路形成高达43毫米的EFR和日冕上升流增强约10公里秒$^{-1}$的北侧的EFR。在色球层和日冕中，在出现的蛇形磁场上方形成了喷流。这是第一次在蛇形区域看到日冕喷流。
2014-12-17 astro-ph.SR
Evidence of strong relationship between hemispheric asymmetry in solar coronal rotation and solar activity during solar cycle 24
在这篇文章中，我们报告了一个证据，非常高的和统计上显着的关系半球不对称的太阳日冕旋转速率和太阳活动。我们的方法是基于交叉相关的半球不对称指数（AI）的旋转速率与每年的太阳活动指标。为了获得太阳旋转速率的半球不对称性，我们使用第24个太阳周期的30.4 nm，19.5 nm和28.4 nm波长的太阳全圆盘（SFD）图像，即，2008年至2018年期间，由日地关系天文台（STEREO）太空任务记录。我们的分析表明，在2011年至2014年的太阳活动极大期，半球旋转速率的不对称性很高。另一方面，半球不对称性在两侧逐渐下降（即，2008年至2011年和2014年至2018年）。结果表明，不对称指数（AI）使太阳黑子数提前约1.56年。这清楚地表明，半球的不对称性触发了太阳黑子的形成，并与太阳的差异旋转共同作用。
2020-09-17 astro-ph.SR
Magnetic fields and differential rotation on the pre-main sequence II: The early-G star HD 141943 - coronal magnetic field, H-alpha emission and differential rotation
在三个观测时期（2007年、2009年和2010年）获得了前主序星早G星HD 141943的分光偏振观测。观测是使用3.9米英澳望远镜和UCLES阶梯光栅摄谱仪以及SEMPOL分光偏振仪访客仪器进行的。利用亮度和表面磁场拓扑（论文I中给出）确定恒星的表面差旋，重建恒星的日冕磁场。日冕磁场在3个历元显示在最大尺度上的场结构是由偶极分量与可能的证据的偶极轴之间的倾斜移动的观察。我们在HD 141943上发现了非常高水平的差异旋转（磁性特征约为太阳值的8倍，亮度特征约为太阳值的5倍），类似于另一颗年轻的早期G星HD 171488。这些结果表明，一个显着增加的差异旋转的水平发生在年轻的恒星周围的光谱类型的早期G。此外，我们发现2010年的观测，有一个很大的差异，在差分旋转测量的亮度和磁性特征，类似于早期K星，但差异要大得多。我们发现只有暂时的证据，在HD 141943的差异旋转的时间演化。
2011-01-31 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
Comparison of the sidereal angular velocity of subphotospheric layers and small bright coronal structures during the declining phase of solar cycle 23
上下文我们比较太阳的差异旋转的光球层来自本地日震学分析的GONG++多普勒和一个来自跟踪小明亮的日冕结构（SBCS）使用EIT/SOHO图像期间2001年8月至2006年12月，这对应于太阳活动周期23的下降阶段。目标。本研究的目的是找出SBCS的自转与光球下角速度之间的关系。两个旋转速度测量的南北不对称性也进行了研究。方法.利用GONG++1 min频次全圆盘多普勒图像的环图分析，推导出了光球下的差旋。采用自动识别和跟踪方法，在6小时拍频的EIT全盘图像上识别和跟踪小的明亮日冕结构，从而得到日冕旋转。结果我们发现，SBCS旋转速度比所考虑的上亚光球层（3毫米）约0.5度/天在赤道。这一结果结合了其他几个磁特征（太阳黑子、斑、光斑等）的结果。旋转速度比太阳等离子体更快SBCS和次光球层的自转速率纬向梯度非常相似。在第23周的下降阶段，SBCS的运动表现出约0.005度/日/月的加速度，而次表层的角速度除了具有众所周知的扭转振荡模式外，没有表现出任何明显的随时间变化的特征。最后，南半球的次光球和日冕自转都明显大于北半球。在南北不对称的角速度增加（减少）与活动的SBCS的纬度，它减少（增加）的次光球层。
2009-07-23 astro-ph.SR
A 2D Model for Coronal Bright Points: Association with Spicules, UV bursts, Surges and EUV Coronal Jets
日冕亮点（CBPs）是太阳大气中普遍存在的结构，由宁静太阳中的EUV或X射线观测到的小尺度热环和日冕洞组成。它们是理解日冕加热的关键元素;然而，关于它们的加热机制、下面的色球层或这些结构中通量出现的影响的基本问题仍然是开放的。我们已经使用的彩虹代码进行了一个二维实验中，一个冕孔磁零点配置演变扰动现实造粒。为了与观测结果进行比较，合成SDO/AIA，太阳轨道器EUI-HRI和IRIS图像已经计算。实验表明，CBP的自洽创建通过随机颗粒运动单独的行动，介导的磁重联在日冕。重联是间歇性的和振荡的，它导致了日冕和过渡区的温度循环，这在我们的EUV/UV观测中是可以识别的。在CBP的生命周期中，在其底层相反极性的表面发生收敛和抵消。CBP下面的色球层显示了一些关于其密度和针状体的特殊特征。CBP的最后阶段是爆发：颗粒尺度的磁通量出现破坏了CBP的拓扑结构，导致不同的喷射，如UV爆发，浪涌和EUV日冕喷流。除了解释观察到的CBP功能，我们的研究结果铺平了道路，在不同的大气层模拟和协调观测相结合的进一步研究。
2022-08-08 astro-ph.SR
SDO Observations of Magnetic Reconnection at Coronal Hole Boundaries
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，研究了极区冕洞赤道延伸区的冕洞边界。在193幅射电图像中，观测到CHB上大量极紫外（EUV）喷流，这些喷流似乎是磁重联的特征，并且有些喷流在同一地点重复出现。喷流的演化与磁场的产生和消除有关。我们注意到，东西CHB都向西移动，移动速度与光球差旋速度相比接近于刚性自转速度。这表明CHB的磁重联导致了CHB的演化，并维持了冕洞的刚性旋转。
2011-03-19 astro-ph.SR
Stellar Differential Rotation and Coronal Timescales
我们研究了恒星日冕演化的时间尺度对表面差异旋转和扩散的响应。为了量化这一点，我们研究的形成时间和寿命的磁通量绳在一个衰减的双极有源区。我们应用一个磁通量输运模型来描述恒星光球场的演化，并利用这个模型通过磁摩擦技术来驱动日冕磁场的演化。增加差动旋转（即减少赤道极重叠时间）减少磁通绳形成时间。我们发现，形成时间是依赖于几何平均的搭接时间和表面扩散时标。相反，磁通绳的寿命与搭接时间成正比。有了这一点，恒星上的通量绳的差异旋转超过太阳值的八倍，寿命不到两天。因此，我们建议，像太阳一样的静态磁场的功能可能不容易观察到这样的恒星，作为主机的冷等离子体的磁通绳的寿命是非常短的。我们的结论是，这样高的差异旋转的恒星可能有非常动态的日冕。
2014-07-12 astro-ph.SR
Spoke-like differential rotation in a convective dynamo with a coronal envelope
我们报告的结果与外日冕层的对流发电机模拟。磁场是由地表下的对流运动自洽地产生的。在对流区上方，我们包括一个延伸到1.6个太阳半径的多变层。该区域的温度增加到$\approx8$乘以表面处的值，对应于$\approx1.2$乘以球壳底部处的值。我们把这个区域与日冕联系起来。我们发现太阳一样的差分旋转与恒定的旋转速率的径向轮廓，以及近表面的剪切层。这种非圆柱形的旋转轮廓是由非零纬度熵梯度引起的，它通过斜压项抵消了泰勒-普劳德曼平衡。赤道环流是多细胞的，在低纬度的地表附近有一个类似太阳的向极流动。在大多数情况下，平均磁场是振荡的，在两种情况下向赤道迁移。在其他情况下，向赤道方向的迁移被静止的甚至向极方向迁移的平均场所覆盖。
2013-11-13 astro-ph.SR
Sequential eruptions triggered by flux emergence - observations and modeling
我们描述和分析观测太阳动力学天文台的出现一个小的，双极活跃的区域内的单极磁通量，被包围的圆形，静止的灯丝。在开始出现的仅仅8小时内，暗条部分分裂，并发生了两次连续的日冕物质抛射。我们认为，这三个动态事件发生的结果，新兴的两极和预先存在的日冕磁场之间的特定磁重联情节。为了证实我们的解释，我们考虑三维磁流体动力学模拟模型出现的磁通量在附近的一个大规模的日冕通量绳。模拟定性再现了大多数的重联事件所建议的意见，以及顺磁分裂，第一次爆发，并形成剪切/扭曲的领域，可能发挥了作用，在第二次爆发。我们的研究结果表明，新兴的磁通量相对于背景的磁配置的位置是一个至关重要的因素所产生的演变，而以前的结果表明，参数，如方向或新兴的磁通量的量是很重要的。这就对预测由通量出现引发的喷发的发生提出了挑战，需要通过数值模拟对相关参数空间进行详细调查。
2018-06-29 astro-ph.SR
Early Evolution of Earth-Directed Coronal Mass Ejections in the Vicinity of Coronal Holes
Hvar Observatory, Faculty of Geodesy, University of Zagreb（萨格勒布大学测地学院哈弗观测台）；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）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系统研究所）
研究2010-2020年间49个地球指向CMEs的偏转与旋转行为，发现日冕孔（CHs）在低日冕区域对CME方向变化有显著影响，但随CME向外演化影响减弱，且CME速度与偏转率呈负相关。
2026-04-29 astro-ph.SR
North-South Asymmetry in the Solar Coronal Rotation
野边山射电日像仪拍摄的17千兆赫太阳图像和Yohkoh卫星上软X射线望远镜拍摄的X射线太阳图像对于利用通量调制方法估算日冕旋转具有特别的意义。这些研究证实了日冕的旋转有差异。射电图像估计的赤道自转周期低于由X射线图像估计的赤道自转周期。日冕自转的纬度廓线具有时间变化性。有趣的是，恒星自转周期的时空图显示出明显的南北不对称性。这种不对称性似乎在太阳的奇数和偶数活动周期中改变了它的符号。
2011-02-11 astro-ph.HE 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
Coupling the solar surface and the corona: coronal rotation, Alfvén wave-driven polar plumes
日冕对地表和次地表扰动的动力学响应取决于色球层结，特别是这些层结反射或传输入射阿尔文波的效率。虽然最好将色球层包括在用于研究这种现象的数值模拟中，但这往往是不可行的。我们定义并测试了一个简单的近似，允许日冕现象的研究，同时考虑到参数化的色球反射率。我们解决了表面旋转到日冕的传输问题和阿尔文波产生极地羽流的问题（平托等人，2010，2011）。我们发现，需要一个高（但部分）有效色球反射率正确地描述在日冕的角动量平衡和表面的差异旋转向上传输的方式。阿尔文波驱动的极地羽流在反射率的大范围内保持其特性，但当达到全反射的极限时，它们会变得突发（并最终中断）。
2013-01-02 astro-ph.SR
Simulating the photospheric to coronal plasma using magnetohydrodynamic characteristics III: validation including gravity, flux emergence, and an eruption
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
本文提出了一种基于特征方法的数据驱动MHD模拟方法，用于模拟太阳活动区从色球层到日冕的等离子体行为，验证了该方法在包含重力、磁通量浮现和喷发等复杂因素下的准确性。
2026-01-14 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity in Solar Active Region NOAA 11928
理解光球螺旋度通量传输的性质和演化是揭示磁螺旋度在太阳活动区日冕动力学中作用的关键。利用SDO/HMI光球矢量磁图和导出的流速场，我们计算了AR 11928出现期间12分钟的边界驱动螺旋度通量。考虑到非线性无力外推定义的足点连通性，我们推导并分析了螺旋度通量图的校正分布。在AR稳定出现期间，光球螺旋度通量注入的符号发生变化。这一逆转证实了光球电流的演变和日冕的连通性，在EUV波长观察SDO/AIA。在出现的前三天，AR日冕螺旋度是积极的，而后来的字段配置接近一个潜在的领域。正如理论上预期的那样，磁螺旋度抵消与增强的日冕活动有关。研究表明，边界驱动的全球AR磁结构的手征性的转变。这可能是由于磁通绳在其顶点周围具有正扭转而在其腿中具有负扭转的结果。这种混合螺旋度通量绳在对流区的起源是具有挑战性的模式。
2016-11-02 astro-ph.SR
Chromosphere of the quiet sun: II. Atmospheric response to small-scale magnetic flux emergence
University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Observatoire de Paris – PSL（巴黎天文台-PSL）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CNRS（法国国家科学研究中心）
本文研究了小尺度磁通量上升如何影响色球层的加热及其与更高大气层的热力学耦合，通过参数化3D辐射-磁流体动力学模拟揭示了磁通量变化对色球层和日冕层动态的影响。
2026-05-18 astro-ph.SR
Magnetic flux supplement to coronal bright points
日冕亮点（BPs）与磁双极特征（MBF）和磁抵消有关。在这里，我们研究如何BP相关的MBFs的形式和随之而来的磁抵消发生。我们分析了日震和磁成像仪的纵向磁图，以研究70个BPs的光球磁通量演化。从大气成像组件（AIA）的193 A通带中拍摄的图像中，我们确定了BP的寿命从2.7到58.8小时不等。研究发现，BP-MBF的形成涉及三个过程，即磁通量的出现、会聚和局部合并。MBF的形成可以涉及这些过程中的一个以上。在70例中，流量出现是52个BP的MBF建立的主要过程，28例主要是会聚，14例与局部合并有关。对于由双极出现形成的MBF，通量出现与BP出现之间的时间差在0.1至3.2小时之间变化，平均为1.3小时。虽然在所有70个BPs中都发现了磁抵消，但它可以以三种不同的方式发生：（I）在MBF和小的弱磁性特征之间（33个BPs）;（II）在MBF内，两个极性从很大的距离朝向彼此移动（34个BPs）;（III）在MBF内，两个主极性同时出现在同一个地方（3个BPs）。虽然MBF建立了一个BP的骨架，我们发现，负责BP加热的磁活动可能涉及小弱场。
2015-11-30 astro-ph.SR
Initiation of Coronal Mass Ejections by Sunspot Rotation
我们研究了2006年7月6日发生在活动区NOAA 10898的暗条喷发、双带耀斑和日冕物质抛射（CME）。暗条位于一个强大的太阳黑子的南部，这个黑子主宰着这个区域。在导致爆发的演变过程中，以及在爆发后的一段时间内，观测到太阳黑子逆时针旋转了大约30度。我们认为，旋转触发了逐步扩大的磁场以上的灯丝爆发。为了测试这种情况下，我们研究扭曲的初始势场覆盖预先存在的磁通绳的效果，使用三维零$β$ MHD模拟。我们首先考虑一个相对简单和对称的系统，然后研究一个更复杂和不对称的磁位形，其光球通量分布和日冕结构由观测和位场外推指导。在这两种情况下，我们发现，扭曲导致的覆盖场的扩展。由于磁张力逐渐减小，磁绳准静态地适应变化的环境场，缓慢上升。一旦张力充分减小，就会出现明显的第二个演化阶段，其中磁通绳进入以强加速度为特征的不稳定状态。因此，我们的模拟提出了一个新的机制，在旋转的太阳黑子附近的喷发触发。
2014-01-13 astro-ph.SR
Solar wind rotation rate and shear at coronal hole boundaries, possible consequences for magnetic field inversions
几个航天器进行的现场测量表明，太阳风经常受到快速远离太阳远距离传播的瞬态结构（磁褶、喷流、波、通量绳）的扰动。帕克太阳探测器探测到在小的日心距离上磁场矢量的频繁旋转，伴随着令人惊讶的大太阳风旋转速率。这种磁场弯曲的物理起源，它们在行星际空间中生存的条件，以及它们与太阳风旋转的关系，都还没有被清楚地理解。我们跟踪测量的太阳风流从航天器的位置下降到太阳表面，以确定其潜在的源区，并使用全球MHD模型的日冕和太阳风，将它们与低太阳日冕的旋转状态。我们确定了太阳日冕的区域，其中太阳风的速度和旋转剪切是重要的和长寿命的，可以有利于磁偏转的发展和它们的传播跨越扩展高度的太阳风。我们发现，日冕旋转是高度结构化的，增强的流动剪切发展的边界附近的冕洞和流光，周围和以上的伪流光，即使当这样的边界与太阳旋转的方向对齐。PSP识别的大部分之字形都映射到这些区域，无论是瞬时磁场连通性还是到达航天器的风流轨迹。这些强剪切区域很可能在很远的距离上给太阳风留下印记，并增加慢速太阳风的横向速度变化。模拟和连通性分析表明，它们可能是帕克太阳探测器观察到的曲折和尖峰的来源。
2021-04-16 astro-ph.SR
A model for the formation of the active region corona driven by magnetic flux emergence
我们提出的第一个模型，耦合的太阳活动区的日冕的形成的太阳黑子对的出现的模型。这使我们能够研究何时，何地以及为什么活跃区域循环形成，以及它们如何演变。我们使用一个三维辐射MHD模拟的出现一个活跃的区域，通过上层对流区和光球作为一个三维MHD日冕模型的下边界。后者解释了磁场线的编织，它在电晕中感应出电流，加热等离子体。我们合成的日冕辐射直接比较的意见。从一个基本上没有磁场的大气层开始，我们遵循着充满磁场和等离子体的日冕。许多个别可识别的热日冕环形成，并达到远高于1 MK的温度，密度与观测相当。这些环的足迹被发现在小块的磁通量集中移动到太阳黑子。环的形成是由在光球层中的脚点处向上指向的坡印廷通量的增加触发的。在合成的EUV发射中，这些环在几分钟内形成。第一个EUV环看起来像一个细管，然后上升并在水平方向上显著扩展。后来，空间不均匀的热输入导致在不断增长的外壳中形成多个环或链的碎片系统。
2014-02-21 astro-ph.SR
Successive X-class flares and coronal mass ejections driven by shearing motion and sunspot rotation in active region NOAA 12673
我们提供了一个清晰的案例研究，研究了2017年9月6日在活动区NOAA 12673中发生的两次连续X级耀斑，包括一次十年级耀斑（X9.3）和两次由剪切运动和太阳黑子旋转触发的日冕物质抛射（CME）。9月5日开始，具有相反极性的主黑子之间的剪切运动甚至持续到9月6日的第二次X级耀斑之后。此外，负极性的主黑子围绕本影中心旋转，另一个正极性的主黑子也表现出缓慢的旋转。在第一次X级耀斑爆发前，活动区西北部的负极性黑子也开始逆时针旋转。两个S形结构的相继形成和喷发与三个黑子的逆时针旋转密切相关。还发现耀斑爆发前4小时内黑子的自转速度比爆发前快。利用SDO/HMI观测到的矢量磁图，通过非线性无力场外推，发现在两次耀斑爆发前存在磁绳。这些结果表明，剪切运动和黑子旋转在日冕中自由能的积累和通量绳的形成中起着重要作用，而通量绳的形成是产生太阳耀斑和日冕物质抛射的主要原因。
2018-02-18 astro-ph.SR
Testing a Data-driven Active Region Evolution Model with Boundary Data at Different Heights from a Solar Magnetic Flux Emergence Simulation
为了研究日冕磁场的复杂结构和动力学，建立了一个数据驱动的活动区演化（DARE）模型。该模型采用典型的日冕环境，即由强磁场控制的稀薄气体环境，其下边界位于日冕底部，但由光球层中观测到的磁场驱动。以前的评估模型使用的数据从磁通量出现模拟（FES）表明，DARE未能再现日冕磁场的FES，这是由于这样一个事实，即光球数据在FES具有非常强的洛伦兹力，因此产生虚假的流量在DARE模型。在这里，我们进一步测试的DARE通过使用三组数据从FES切片在增量高度，这对应于光球，色球和日冕的基础。结果发现，三组数据的关键区别在于洛伦兹力的大小，这使得数据驱动模型的表现非常不同。在光球层以上的两个较高的水平，洛伦兹力大大减少，和DARE模型达到的结果与FES更好的协议，证实了洛伦兹力的边界数据是一个关键问题，影响DARE模型的结果。然而，与FES数据不同，最近发现SDO/HMI观测的光球场非常接近于无力。因此，我们认为用光球磁场作为冕底磁场的近似来驱动DARE模型仍然是合理的。
2020-10-06 astro-ph.SR
Modeling the initiation of the 2006 December 13 coronal mass ejection in AR 10930: the structure and dynamics of the erupting flux rope
利用三维磁流体动力学（MHD）方法模拟了2006年12月13日在新出现的δ黑子活动区NOAA 10930发生的日冕物质抛射（CME）。模拟的设置类似于Fan（2011）之前的模拟，但具有显著加宽的模拟域以适应宽CME。模拟结果表明，CME可能是由于出现了一个东西向的扭曲通量绳，其正的，随后出现的极对应于观测到的正旋转太阳黑子出现对南部边缘的占主导地位的预先存在的负太阳黑子。模拟中爆发的磁通绳加速到超过1500公里/秒的终端速度，并经历了近180度的逆时针旋转，使得其前部和侧翼都表现出指向南方的磁场，解释了在磁云中观察到的南向磁场撞击地球。随着持续驱动的通量出现，源区日冕磁场也显示了一个日冕通量绳的改造下的耀斑电流片的爆发通量绳，准备第二次爆发。这可能解释了第二天在同一地区发生的另一次X级爆发性耀斑的形成。
2016-04-19 astro-ph.SR
Coronal magnetic field strength from Type II radio emission: complementarity with Faraday rotation measurements
我们分析了1997年5月12日由地面和空间无线电频谱仪观测到的II型射电爆发的频带分裂。II型射电辐射是日冕冲击波最明显的特征，观察到的带分裂通常被解释为来自上游和下游冲击区的等离子体辐射。根据推导出的压缩比，我们利用磁流体动力学（MHD）朗肯-休戈尼奥关系式估算了周围的阿尔文马赫数。通过反演白光偏振亮度（pB）日冕数据得到的电子密度和由II型频率漂移推断的激波速度，我们最终得到了中冕磁场强度的径向分布。将结果与1997年5月（但高于$\sim 5 R_{sun}$）用法拉第旋转测量日冕遮蔽的河外射电源获得的场分布进行了比较。高斯在这项工作中推导出的$B(r)$ = 3.76 $r^{-2.29}$ Gauss形式的幂律很好地描述了在很宽的日心距离范围内的组合数据集（$r$ $\sim$ 1.8 - 14 $R_{sun}$）。
2013-10-31 astro-ph.SR
Atmospheric Heating Events Associated with Fine-scale Flux Emergence in Ephemeral Regions
本研究探讨太阳瞬现区域次级磁通量浮现（SFE）的大气响应，发现约80%的SFE伴随大气加热事件，主要源于磁重联，可使宁静区域加热数十万度。
2025-04-30 astro-ph.SR
Plasma Jets and Eruptions in Solar Coronal Holes: a 3D flux emergence experiment
本文详细分析了一个高温快速日冕喷流发射后伴随几次剧烈爆发的三维数值实验。这些事件是通过从太阳内部进入日冕洞的磁通量绳的出现而引发的。我们探讨了新兴的磁主导的等离子体圆顶超越电流片和随之而来的重联模式的演变。一个热的和快速的日冕射流与倒Y形状的产生，显示出与那些经常观察到的EUV和X射线探测器的属性。我们分析了它的3D形状，不均匀的内部结构，以及它的上升和衰减阶段，每个阶段持续约15-20分钟。特别注意的是专门的场线的连接性和重联模式。我们还研究了凉爽和高密度的体积，出现包围出现圆顶。喷流的衰减之后是一个剧烈的阶段，总共有五次爆发。其中第一个似乎遵循剪切拱廊中的系绳切割重联的一般模式，尽管被前面的重联演化所创建的场拓扑所修改。接下来的两次喷发发生在地表强场集中附近和上方。它们显示了一个扭曲的，Ω环状的绳索在高度上扩展，扭曲变成了扭曲，从而暗示了一个扭结不稳定性（可能与环面不稳定性相结合）作为喷发的原因。一个主射流喷射和一些类似于迷你CME的暴力喷发的继承和它们的物理性质表明，这个实验可能提供了一个模型，最近在文献中提出的井喷射流。
2013-05-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Supergranular-scale magnetic flux emergence beneath an unstable filament
在这里，我们报告了2013年9月29日大型太阳暗条爆发的证据。这次平滑的喷发，没有任何以前的耀斑，形成后，两个带状耀斑和日冕物质抛射对地球。日冕物质抛射在2013年10月2日产生了一场中等强度的地磁暴，并产生了非常严重的局部影响。整个事件没有引起耀斑警报系统的注意。我们通过大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）数据对太阳动力学天文台进行了多波长分析。AIA在304、193、211和94日冕上的数据分别对过渡区和日冕进行采样，而HMI除了提供HMI提供的完全反演数据外，还提供光球磁图、连续谱和线性偏振数据。[...]我们已经观察到一个超颗粒大小的出现在活动区NOAA 11850的边界附近的一个大的灯丝。暗条动力学和磁象图结果表明，磁通量的出现发生在暗条下方的光球层。重连发生在支撑细丝的浸渍线和超颗粒出现之间的细丝下方。非常平稳的上升可能是由于这种涌现和环面不稳定性可能发挥了根本作用，这是由涌现帮助。
2015-09-18 astro-ph.SR
Active Region Emergence & Remote Flares
我们研究了新出现的太阳活动区（ARs）对已存在的ARs（PEARs）的大尺度磁环境的影响。我们首先提出了一种理论方法来量化新AR和PEAR之间的“相互作用能”，作为（i）它们各自的势场的总磁能和（ii）它们叠加的势场的能量之间的差。我们预计，这种相互作用的能量可以，根据新出现的和PEAR磁通量的相对安排，表明存在的“拓扑”自由磁能在全球日冕领域是独立的任何“内部”自由磁能，由于冠状电流内流动的新出现的和PEAR通量系统。然后，我们研究的相互作用能在两个充分研究的情况下，通量出现，但发现预测的能量扰动是相对较小的能量相比，在大的太阳耀斑。接下来，我们提出了一个观测研究的影响，新的AR的出现对耀斑统计的PEAR，使用NOAA的太阳区域摘要和GOES耀斑数据库。作为努力的一部分，以精确地确定AR的出现时间在一个大的事件样本中，我们发现，出现在这些地区的一半左右，表现出两个阶段的行为，与初始的渐进阶段，然后是一个更快速的阶段。关于耀斑，我们发现，新的AR的出现与PEAR中X级和M级耀斑发生率的显着增加有关。当PEAR和新出现的AR更接近时，这种影响往往更显著。考虑到相互作用能量的相对较弱，这种效应表明，大尺度磁场中的扰动，例如日冕物质抛射的“爆发”模型中所引起的拓扑变化，可能在某些耀斑的发生中发挥重要作用。
2016-06-08 astro-ph.SR
Linking Stellar Coronal Activity and Rotation at 500 Myr: A Deep Chandra Observation of M37
恒星年龄-自转-活动关系（ARAR）的经验校准依赖于疏散星团中恒星的共演化种群的观测。我们使用钱德拉X射线天文台来研究M37，这是一个有5亿年历史的疏散星团，它的旋转周期（$P_{\rm rot}$）已经被广泛调查。M37几乎连续观测了五天，总共440.5千秒，以测量恒星X射线光度（$L_{\mathrm{X}}$），这是日冕活动的一个代理，在很大的质量范围内。星团的成员目录被重新访问，以根据光度数据和每颗恒星到星团中心的距离计算更新的成员概率。结果是1699个M37成员的综合样本：426个使用$P_{\rm rot}$，278个使用X射线检测，76个两者都有。我们计算Rossby数，$R_o = P_{\rm rot}/τ$，其中$τ$是对流周转时间，和X射线的辐射热光度比，$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$，以尽量减少我们在5亿年的旋转日冕活动关系的表征质量的依赖性。我们发现，快速旋转，$R_o<0.09\pm0.01$，显示饱和水平的活动，与log（$L_{\rm X}/L_{\rm bol}$）$=-3.06\pm0.04$。对于$R_o\geq0.09\pm0.01$，活性是不饱和的，并遵循$R_o^β$形式的幂律，其中$β$ = $-2.03_{-0.14}^{+0.17}$。这是最大的样本可用于分析日冕辐射对旋转的依赖性为一个单一的年龄人口，涵盖恒星质量的…
2016-10-29 astro-ph.SR
