Compensating Faraday depolarization by magnetic helicity in the solar corona
模拟了具有外冕的球形湍流发电机，研究了其外冕区的磁螺旋度符号。与早期的研究一致，外日冕中的符号被发现与发电机内部的符号相反。本文综合了偏振辐射的视线观测资料，探讨了利用法拉第去极化的局部约化来推断日冕磁场螺旋度符号的可行性。这种方法以前被确定为银河系磁场背景下的观测诊断。基于我们的模拟，我们表明，这种方法可以成功地在太阳的背景下，如果收集足够的统计数据，通过使用平均分别在太阳赤道以北和以南地区的日冕环段。
2017-08-17 astro-ph.SR
Successive Injection of Opposite Magnetic Helicity: Evidence for Active Regions without Coronal Mass Ejections
磁螺旋度（MH）是磁场的扭曲和剪切的量度。MH通过光球足点运动注入活动区日冕，产生扭曲和剪切磁场。从螺旋度的守恒性质出发，证明了一个已经扭曲的磁绳（FR）不可避免地会随着MH的持续注入而爆发，以消除多余的日冕螺旋度。因此，理解光球螺旋度通量传输的性质和演化对于揭示耀斑/CME活动的强度至关重要。利用\textit{Helioseismic Magnetic Imager}的时间序列矢量磁图，我们研究了MH注入新兴AR 12257的演变。在这一AR的光球通量运动注入正螺旋度在前2.5天，随后负螺旋度。这种相反螺旋度的连续注入与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号、磁舌的取向一致。此外，外推的AR磁结构表现出全球剪切没有扭曲的FR在AR的核心的转变。没有CME从这个AR发射，但C级耀斑活动主要是在演化期的后半段观察到的。具有MH注入符号反转的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲FR的形成，因此对于容易地识别无CME的AR是重要的。在这些AR的一个可能的情况是，当一个符号的螺旋度通量被相反的符号所取代，不同的连接与相反的剪切磁场经历重联在不同的尺度引起间歇性耀斑和增强的日冕加热。
2021-08-17 astro-ph.SR
Evolution of Magnetic Helicity During Eruptive Flares and Coronal Mass Ejections
在爆发性太阳耀斑和日冕物质抛射期间，具有大量过剩磁能的非盆状磁弧变得不稳定并重新连接。它产生了一个扭曲的喷发通量绳，并留下了一个剪切的热日冕环拱廊。我们建议：喷发磁绳的扭转可以由磁通量和磁螺旋度的守恒以及磁螺旋度的均分来确定。它取决于喷发前初始构造的几何形状。两种情况下被认为是，在第一个磁通绳是不存在的最初，但在喷发过程中创建的重联。在第二种情况下，磁通绳是目前在拱廊下的喷发前状态，和喷发和重联的影响是增加一定量的磁螺旋度，这取决于磁通的绳子和拱廊和几何形状。
2016-07-13 astro-ph.SR
The Minimal Helicity of Solar Coronal Magnetic Fields
位场外推法被广泛地用作太阳日冕磁场的最小能量模型。作为与其他磁场进行比较的参考，它们--根据任何合理的定义--都没有全局（符号）磁螺旋度。在这里，我们调查的内部拓扑结构，没有被捕获的整体螺旋积分，通过分裂成个人场线螺旋。这些计算使用位场外推从磁记录观测太阳周期24，以及一个简单的说明性模型的一个单一的双极区域的偶极背景。我们发现，局部补丁的场线螺旋度主要来自强活动区域和它们的叠加场之间的联系，使总的无符号螺旋度与光球和开放通量的产品相关。在每个活跃区域内，正螺旋度和负螺旋度可能是不平衡的，但有符号螺旋度只有无符号螺旋度的十分之一左右。有趣的是，在第24周，有一个明显的峰值，在无符号螺旋度造成的一个单一的大活动区。平均而言，总的无符号螺旋度在考虑的分辨率是大约两倍的典型的有符号螺旋度的一个真正的活动区域，根据非潜在的模型在文献中。
2020-07-21 astro-ph.SR
Comparison of Two Methods for Calculating Magnetic Helicity in the Solar Corona
由于大的磁雷诺数，来自太阳内部的磁螺旋度可以通过光球带进日冕。然而，通过光球层的累积磁螺旋度通量与日冕中的磁螺旋度之间的关系仍然不清楚。选取第23太阳活动周新出现的36个活动区，应用光流法计算了光球层的累积磁螺旋度（$H_m^p$）利用序列纵向磁图，利用非线性无力场外推获得三维冠状磁场，并采用有限体积法，利用矢量磁图计算了日冕中的瞬时相对磁螺旋度（$H_m^c$）。研究发现，基于局部相关跟踪（LCT）的$H_m^p$在$1"$中比$H_m^c$大，基于差分仿射速度估计器的$H_m^p$比基于LCT的$H_m^p$与$H_m^c$更一致.与$1"$相比，在$2"$评价中，$H_m^p$与$H_m^c$更一致。此外，无论使用哪种分辨率和方法，$H_m^c - H_m^p$系统地显示出与半球螺旋度规则的一致性（超过55\%）。这些估计表明，$H_m^c$和$H_m^p$的一致性部分取决于磁图的分辨率和计算方法。
2022-04-11 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
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
A Sun-to-Earth analysis of magnetic helicity of the 17-18 March 2013 interplanetary coronal mass ejection
我们比较了2013年3月17-18日行星际日冕物质抛射（ICME）通量绳在1 AU和太阳对应物中的磁螺旋度。前身日冕物质抛射（CME）于2013年3月15日从NOAA活动区11692爆发，并与M1.1耀斑有关。我们使用喷发后拱廊（PEA）方法（Gopalswamy et al. 2017 a）导出源区重联通量，该方法使用光球磁图和PEA下的面积。通过对白光日冕物质抛射观测的正演模拟，得到了近太阳磁绳的几何特性。结合几何特性和重联通量，我们提取了CME通量绳的磁性（Gopalswamy等人，2017 b）。我们推导出磁螺旋度的磁通绳使用其磁性和几何性质获得的太阳附近，并在1 AU。我们使用一个常数-α无力圆柱形磁绳模型来拟合现场观测数据，以获得1-AU ICME的磁性和几何信息。我们发现ICME和CME之间的螺旋度的振幅和符号有很好的对应关系，假设一个半圆形（半环面）的ICME通量绳的长度为π AU。我们发现，在1 AU的总通量绳螺旋度的约83%是由低日冕中的磁重联注入的。讨论了磁绳长度的假设对磁螺度的影响。这项研究通过日地系统连接磁通量绳的螺旋度，对于行星际介质中螺旋度的起源和1天文单位处ICME通量绳的拓扑结构及其空间天气后果具有重要意义。
2017-12-04 astro-ph.SR
Determining the Transport of Magnetic Helicity and Free Energy in the Sun's Atmosphere
磁自由能的有效性和磁螺旋度守恒的约束是决定日冕活动的重要因素。直接测量日冕体积中的螺旋度和磁自由能是困难的，但它们的值可以通过测量螺旋度和通过光球的自由能传输率来估计。我们研究这些传输率的拓扑开放系统，如日冕，其中的磁场有一个非零的正常成分在边界处，并推导出一个新的公式螺旋度传输率的边界。此外，我们推导出新的表达式螺旋度运输由于通量出现/淹没与光球水平运动。我们的公式的关键特征是它们是明显的规范不变的。我们的结果是有点违反直觉的，只有层状电场产生的表面电位跨边界传输螺旋度，和螺线管电场产生的表面流函数不有助于螺旋度传输。我们讨论这个结果的物理解释。此外，我们推导出的自由能传输率的表达式，并表明，自由能传输跨越边界的必要条件是在表面上存在一个封闭的磁场，表明有电流系统内的体积。我们讨论了这些结果的影响，使用光球矢量磁场和速度场的测量，得出太阳日冕螺旋度和磁自由能，然后可以用来约束和驱动模型的日冕活动。
2019-07-24 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
On the reliability of magnetic energy and helicity computations based on nonlinear force-free coronal magnetic field models
我们证明了灵敏度的磁能和螺旋度的计算质量的基础日冕磁场模型。我们将Wiegelmann & Inhester（2010）的方法应用于一系列SDO/HMI矢量磁图，并讨论了基于两组不同自由模型参数的非线性无力（NLFF）解。这两个时间序列在其无力和螺线管性质方面彼此不同。一致的NLFF解决方案需要无力和无发散。为了确保规范独立性，螺线管特性的完全满足是相对磁螺旋度定义中固有的。我们将两种不同的磁螺旋度计算方法（Thalmann等人，2011年; Valori等人，2012年）应用于两个NLFF时间序列，发现输出高度依赖于NLFF磁场满足无发散条件的水平，计算的磁能不如相对螺旋度敏感。代理的非潜在性和喷发性来自这两个数量也强烈依赖于螺线管性质的NLFF字段。作为未来应用的参考，我们提供了定量阈值的力和发散的自由，为保证可靠的计算磁能和螺旋度，以及它们相关的喷发代理。
2019-07-02 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
A physical mechanism of solar corona heating
利用RHESSI资料研究了太阳软X射线微耀斑和软X射线日冕热背景结构的时间廓线。对2003年的观测资料进行了分析。揭示了太阳软X射线微耀斑在2-15 keV范围内的通量衰减和日冕热背景。在此基础上提出了新的太阳日冕加热模型.
2011-06-15 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
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
The writhe of helical structures in the solar corona
螺旋度是磁场的一个基本性质，在理想MHD中是守恒的。在磁绳拓扑中，它由扭曲螺旋度和扭动螺旋度组成。尽管螺旋结构在太阳大气层中很常见，但人们对它们的形状如何与扭动有关，扭动中包含的螺旋度的比例，以及当它们爆发时，扭曲和扭动之间交换了多少螺旋度知之甚少。在这里，我们进行定量调查，这些问题有关的日冕通量绳。将曲线的扭转分解为局部和非局部分量，大大简化了计算。我们用它来研究扭振与螺旋线投影S形的关系，并在磁绳不稳定性的数值模拟中测量扭振和扭振。结果进行了讨论方面的灯丝喷发和日冕物质抛射（CME）。我们的结论是，扭动是有用的解释S形日冕结构和约束模型的爆发。
2010-04-22 astro-ph.SR
Complex Magnetic Evolution and Magnetic Helicity in the Solar Atmosphere
太阳大气是由大尺度磁场统一而成的单一系统。在一个地方发生的磁场拓扑变化可能会对其他地方，甚至是偏远地区的日冕加热和喷发产生影响。日冕磁场也在太阳光球层/对流层上部的磁螺旋度向行星际空间的传输中起作用。我们讨论了与日冕是一个全球性互联系统的某些方面有关的观测证据，即，新通量出现导致的大规模日冕加热、新通量出现引发的磁拓扑结构变化导致的色球暗条爆发、螺旋度通过光球层传输的太阳黑子旋转表现、以及能量从太阳光度重新分配到发电机对太阳辐照度周期变化的潜在影响。
2013-02-02 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
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
Catastrophic cooling and cessation of heating in the solar corona
在极紫外线（EUV）下，通常可以观察到温度超过10^6 K的太阳热日冕中的凝聚。虽然它们对太阳EUV总辐射的贡献仍然是一个有争议的问题，但这些凝结无疑为研究日冕对加热过程的动态响应提供了一个有价值的工具。我们研究了不同的能量输入在时间和空间上的分布，以研究哪个过程与理解这些日冕凝聚最相关。为了与观测结果进行比较，我们从一个随时间变化的一维模型中合成了EUV辐射，其中我们采用了两种加热方案：简单地关闭加热和加热非常集中在循环足点的模型，同时保持总热输入恒定。加热关/开模型不会导致使用SDO/AIA观察到的显著EUV计数率。相比之下，足点附近的加热集中导致环路顶部附近的热不平衡，从而导致众所周知的灾难性冷却。这一过程与日冕凝聚的观测结果非常吻合。这表明日冕需要稳定的能量供应来支持日冕等离子体，即使在日冕凝聚期间。否则，电晕会非常快地流失，太快了，甚至不能形成冷凝。
2011-12-15 astro-ph.SR
Stellar Activity and Coronal Heating: an overview of recent results
本文综述太阳与类太阳恒星日冕观测的互补价值，说明恒星磁场和日冕研究如何揭示晚型恒星活动、日冕加热机制及太阳 X 射线活动的长期演化。
2015-02-25 astro-ph.SR
Successive Homologous Coronal Mass Ejections driven by shearing and converging motions in solar active region NOAA 12371
我们研究了AR 12371的磁场演化，并与其连续喷发的性质相联系。在7天的盘凌日期间，AR发射了4次连续的快速日冕物质抛射（CME），与长持续时间的M级耀斑有关。形态学研究描绘了一个喷发前冠状S形结构以上的极性反转线（PIL）类似摩尔等的研究。由磁迹图得到的速度场显示了PIL附近极性区的持续剪切和会聚运动。当这些剪切运动继续时，两个S形肘的交叉臂通过在PIL中间的会聚运动而相互作用，引发场线的系绳切割重连和CME爆炸的开始。连续的日冕物质抛射是由光球通量运动驱动的磁能储存和释放的周期性过程，称为“S形-弧形-S形”转换。此外，持续的剪切运动注入主导负符号的螺旋度通量，这有助于核心场扭曲和它的能量，通过建立一个扭曲的磁通绳（FR）。在一个极限值之后，过剩的日冕螺旋度被FR的身体喷射排出，FR的身体喷射是由间歇性CME实现的一些不稳定性引起的。这个AR与受限的AR 12192形成对比，AR 12192的螺旋度流量主要是负符号的，但标准化日冕螺旋度含量非常弱（-0.02转）。而主符号螺旋度通量是CME爆发的必要条件，我们的研究表明磁通量归一化螺旋度通量是容纳背景通量作用的必要条件，并呼吁对AR的大样本进一步研究。
2017-09-28 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
The Role of Magnetic Helicity in Coronal Heating
太阳物理学最大的挑战之一是了解太阳日冕的加热。大多数日冕加热的理论假设，自由能以磁扭曲/应力的形式被光球注入日冕，在那里自由能通过重联或波耗散转化为热量。然而，与扭曲/应力相关的磁螺旋度预计将被保存并出现在日冕中。在以前的工作中，我们表明，螺旋度与小规模的扭曲经历了一个反向级联通过随机重联在日冕中，并最终作为观察到的大规模剪切的细丝通道。我们的“螺旋度凝聚”模型既解释了暗条通道的形成，也解释了观测到的日冕环的光滑层状结构。在本文中，我们证明，使用螺旋度和能量守恒的数值模拟的光球运动驱动的日冕系统，该模型还提供了一个自然的机制加热日冕。我们表明，负责螺旋度凝结过程的重联所产生的热量足以解释所观察到的日冕加热。我们研究了螺旋度注入在确定日冕加热中的作用，并发现，至关重要的是，加热速率仅弱依赖于光球驱动的净螺旋度偏好。我们的计算表明，螺旋度为100%的运动对日冕的加热效率最低，螺旋度为0的运动对日冕的加热效率最高。我们讨论了这一结果的物理起源及其对观测到的日冕的影响。
2019-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Study of Pre-flare Solar Coronal Magnetic Fields: Magnetic Energy and Helicity
太阳耀斑可分为两种类型：爆发型耀斑和局限型耀斑。为了探讨是否存在能够有效确定耀斑类型的磁能和螺旋度的耀斑前条件，本文分析了2011年至2017年太阳盘中心附近爆发或局限的主要太阳耀斑的耀斑前日冕磁场重建的一套相关参数。所研究的参数包括伸展型量，如总磁能$E_T$，势能$E_P$，自由能$E_F$，相对螺旋度$H_R$，和非势螺旋度$H_J$，以及强度型指数$E_F/E_P$，$|H_J/H_R|$，$|H_R/ϕ^{\prime2}|$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|$，其中$ϕ^{\prime}$是总无符号磁通量的一半。主要结果如下：（1）尽管局限事件的爆发势平均值较大，但外延参数均不能有效区分爆发势和局限势;（2）爆发耀斑的强度参数的平均值和中位值均明显大于封闭事件，这表明爆发型耀斑场的非潜在性和复杂性总体上高于局限型耀斑场;（3）能量比$E_F/E_P$和标准化的非势能螺旋度$|H_J/ϕ^{\prime2}|$之间有很强的相关性，具有区分可能产生大爆发或局限耀斑的场的最高能力，因为使用$E_F/E_P\ge0.27$和$|H_J/ϕ^{\prime2}|\ge0.009$的临界值成功地区分了75%以上的所有事件的爆发和局限耀斑。
2023-02-24 astro-ph.SR
Magnetic helicity estimations in models and observations of the solar magnetic field. Part IV: Application to solar observations
在这个由ISSI支持的关于太阳磁螺旋度的系列研究中，我们系统地实施了不同的磁螺旋度计算方法，用于高质量的太阳磁图观测。我们应用有限体积，离散通量管（特别是，基于连通性）和通量积分方法从日之出的太阳光学望远镜的数据。目标是NOAA活动区10930，在2006年12月的约1.5天间隔期间，包括一个主要的爆发耀斑（SOL 2006 - 12 - 13T02：14X3.4）。基于磁通量和连通性的方法产生日冕磁螺旋度的瞬时预算，而通量积分方法允许通过光球注入的累积螺旋度的估计。我们工作的目标有两个：方法的交叉验证，以及对导致喷发的复杂事件的解释。对于第一个目标，我们发现（i）强协议之间的有限体积的方法，（ii）一个温和的协议之间的连通性为基础的和有限体积的方法，（iii）一个很好的协议之间的通量积分方法，和（iv）之间的整体协议有限体积和通量积分为基础的估计主要的符号和大小的螺旋度。对于第二个目标，我们确信光球螺旋度通量对日冕螺旋度预算有很大的贡献，并且在X级耀斑期间，右手结构从主要是左手的日冕中爆发。总的来说，我们发现，使用不同的方法来估计（累积）日冕螺旋度可能是必要的，以绘制一个完整的图片的活动区日冕，考虑到识别的数据（准备）问题，否则会误导事件的分析和解释的仔细处理。
2021-08-19 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
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
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
Current Helicity in Response to Coronal Mass Ejections
本研究通过3D磁流体力学模型和50个爆发耀斑观测，发现日冕物质抛射中电流螺旋度呈爆发前减少、爆发后增加的反转模式，该模式源于电流向极性反转线集中后随重联上移而远离，表明电流螺旋度可作为预测CMEs的指标。
2025-07-15 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
Drift waves in the corona: heating and acceleration of ions at frequencies far below the gyro frequency
在日冕中，漂移波不稳定性的几种机制可以使模式增长到使粒子加速和漂移波随机加热发生的幅度。随机加热，众所周知，从实验室等离子体物理，它已被证实在许多实验中，已被完全忽略在过去的研究日冕加热。然而，在目前的研究和我们最近的工作已经表明，不均匀的日冕等离子体，事实上，一个完美的环境快速增长的漂移波。事实上，大的生长速率通常与等离子体频率具有相同的数量级。由此产生的加热速率可能超过持续日冕加热所需的值几个数量级。这些现象的一些方面进行了调查。特别是增长波内的粒子动力学分析与相应的流体分析进行比较。虽然这两种方法都预测了随机加热，但从单粒子分析中获得的加热阈值较高。给出了这种效应的解释。
2010-07-27 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
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 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
Magnetic helicity budget of solar active regions prolific of eruptive and confined flares
我们比较了两个太阳活动区（AR）的日冕磁能和螺旋度，主要爆发（AR~11158）和局限（AR~12192）耀斑多产，并分析了推断代理预测即将到来的耀斑的潜力。基于具有高度螺线管性的非线性无力（NLFF）日冕磁场模型，采用三种不同的计算方法对日冕磁螺旋度进行了研究，得到了可信度较高的结论。根据对两个太阳AR的实际观测，我们检查了活动区日冕潜在喷发的趋势，正如早期基于数值模拟或太阳观测的工作所建议的那样。我们的研究结果支持载流螺旋度与总螺旋度之比$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$具有很强的指示太阳AR爆发潜力的能力。然而，$|H_\mathrm{J}|/|H_\mathrm{V}|$似乎并不能指示即将到来的耀斑的大小或类型（局限或喷发）。解释与早期的观测研究的背景下，我们的研究结果进一步支持，总的相对螺旋度归一化的磁通量在NLFF模型的下边界，$H_\mathrm{V}/ϕ^2$，代表没有指标的喷发。
2019-10-15 astro-ph.SR
A unified picture of swirl-driven coronal heating: magnetic energy supply and dissipation
针对日冕加热问题，通过三维辐射磁流体动力学模拟分析宁静太阳的漩涡，发现其占总磁能约一半，可通过磁重联触发日冕加热事件且事件频率呈类幂律分布，为纳米耀斑驱动源提供候选。
2025-08-20 astro-ph.SR
Direct Measurements of Magnetic Twist in the Solar Corona
本文研究了日冕磁螺旋度的演化。我们比较了日冕中与磁螺旋度有关的量的变化率与穿过光球的磁螺旋度通量的变化率，发现这两个变化率是相似的。这提供了观测证据，表明穿过光球的螺旋度通量确实是在太阳日冕出现期间驱动螺旋度变化的原因。为了估计日冕螺旋度，我们既不假设一个严格的线性无力场，也不试图构建一个非线性无力场。对于极紫外线（EUV）中明显的每个日冕环，我们找到线性无力场的最佳匹配线，并允许每条线的扭曲参数α不同。在Malanushenko et.等（2009年）。该研究的对象是出现并快速旋转AR 9004超过约80小时。作为日冕螺旋度的替代，我们使用了在许多重建的磁场线上平均的量<alpha_i*L_i/2>。我们认为它近似与“通量归一化”螺旋度H/Phi ^[2]成正比，其中H是螺旋度，Phi是活动区的总封闭磁通量。日冕中这些量的时间变化率约为0.021 rad/hr，这与Longcope等人用其他方法得到的同一区域的估计值是一致的。等人（2007），他估计归一化螺旋度的通量约为0.016 rad/hr。
2012-02-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 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
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
Nature of helicity injection in non-erupting solar active regions
利用\textit{Solar Dynamics Observatory}的时间序列矢量磁场和日冕观测资料，报道了四个新兴活动区（AR）的磁场演化和日冕活动的观测结果。在太阳活动周期24的半球中，AR的主导极性与大多数AR相同。出露后，磁极彼此分离，但没有建立剪切极性反转线。在所有四个AR中，磁场由足点运动驱动，使得在演化的前半部分中的螺旋度注入（$dH/dt$）的符号在观测时间的后半部分中改变为相反的符号。相反螺旋度的连续注入也与平均无力扭转参数（$α_{av}$）的符号一致。此外，在94 π ~和GOES X射线通量的AR的EUV光变曲线揭示了C级以下的耀斑活动。重要的是，白光冠状动脉成像与AIA 94年的AR图像相结合，描述了研究的AR不存在相关的CME。根据最近的报道，这些观测结果表明，具有相反符号磁螺旋度连续注入的AR不利于具有过量日冕螺旋度的扭曲磁绳的形成，因此无法发射CME。这项研究提供了在AR的螺旋度通量演化的特点，参考磁螺旋度的保守性和更多的这样的研究将有助于量化的喷发能力的一个给定的AR。
2022-08-05 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
Changes of Magnetic Energy and Helicity in Solar Active Regions from Major Flares
磁自由能为太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）提供动力，磁螺旋度的积累可能在随后爆发的不稳定结构的发展中发挥作用。为了更好地理解能量和螺旋度在大型耀斑和爆发中的作用，我们描述了2010年至2017年与21个X级耀斑相关的磁能和螺旋度的演变。我们的样本包括封闭和喷发事件，每类分别有6和15个。使用HMI矢量磁场观测从几个小时前到几个小时后，我们使用（a）差分仿射速度估计矢量磁图（DAVE 4VM）来确定光球的能量和螺旋度通量，和（b）非线性无力场（NLFFF）外推估计源区域场的能量和螺旋度的日冕含量。利用叠加历元分析（SPE），我们发现：（1）爆发后几小时内，磁能和螺旋度、光球通量和日冕物质含量均呈下降趋势，而封闭事件的相对螺旋度变化不明显;（2）爆发事件中光球场的扭曲度显著增加，在约束事件中扭曲不确定性太大而不能约束扭曲变化（以及在受限事件中较低的整体扭曲）;（3）在较长的时间尺度上（事件时间+12小时），自由磁能和螺旋度含量补充到接近事件前水平的喷发事件。对于爆发事件，磁螺旋度和日冕模型中的自由能在耀斑后明显降低，降低的量与每个区域的耀斑前含量成正比。
2022-11-18 astro-ph.SR
Observationally quantified reconnection providing a viable mechanism for active region coronal heating
太阳日冕的加热已经被解释为几种不同的机制，包括波耗散和磁重联。虽然两者都被证明能够提供必要的电力，但都没有被用于由测量输入提供的观测的定量模型。在这里，我们表明，脉冲重联是能够产生一个活跃的区域电晕同意定性和定量的极紫外观测。我们计算了与磁足点和光球等离子体之间的速度差成正比的加热功率，称为非理想速度。发现日冕中重新连接的通量元素的长度尺度约为160 km。模型电晕的差分发射测量与使用多波长图像导出的测量一致。合成的极紫外线图像在环占主导地位的外观和强度直方图上都与观测结果相似。这项工作提供了令人信服的证据，脉冲重连事件是一个可行的机制加热日冕。
2018-02-17 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
Magnetic Helicity Reversal in the Corona at Small Plasma Beta
太阳和恒星的发电机脱落的小规模和大规模的磁螺旋相反的迹象。然而，太阳风的观测和模拟表明，在发电机上方一定距离处，小尺度和大尺度的磁螺旋度都有相反的符号。随着对活跃区域上方日冕的真实模拟，我们可以获得沿日冕环的磁场和电流密度。我们表明，发生在磁螺旋度的水平平均值的符号反转时，当地最大的等离子体β下降到低于团结和该领域成为几乎完全免费的。因此，这种逆转预计会发生在日冕内，而帕克太阳探测器或太阳轨道飞行器无法直接进行现场测量。我们还表明，反转是与微妙的变化，相对优势的结构与积极和消极的磁螺旋。
2018-12-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The influence of numerical resolution on coronal density in hydrodynamic models of impulsive heating
数值空间分辨率的影响，在模型中的太阳日冕和日冕/色球界面的脉冲加热范围内的幅度使用一维流体动力学模拟检查。结果表明，分辨率不足的主要影响是日冕密度。欠分辨环通常具有比经受相同加热的分辨环低至少两倍的峰值密度，在衰变阶段具有更大的差异。低分辨率环的温度也较低，这表明缺乏分辨率不会“阻碍”日冕中的热通量。在所有情况下，模型中的能量都保持在1%以下，这表明这不是低密度的原因。相反，我们认为，在欠解析循环的热通量“跳跃”的过渡区的致密色球层，它是辐射，而不是加热和烧蚀过渡区等离子体。这强调了日冕和色球层之间的相互作用只通过过渡区的介质发生。三维磁流体动力学日冕模型的影响进行了讨论。
2013-05-07 astro-ph.SR
Observing the Roots of Solar Coronal Heating - in the Chromosphere
太阳的日冕比它的5,000 K光球热数百万度。这个加热之谜通常是通过调用在日冕高度的非热能沉积来解决的，这些热能是由对流和光球附近的磁场之间的相互作用产生的。然而，目前还不清楚日冕加热是如何发生的，以及日冕是如何充满热等离子体的。我们表明，在日冕高度的能量沉积不能是日冕加热的唯一来源，揭示了一个显着的日冕物质供应机制，是从下面驱动，在色球层。我们量化了用Hinode和SOHO观察到的谱线的不对称性，并确定了微弱但无处不在的上升流，其速度在广泛的磁场配置和温度从10万到几百万度之间是相似的（50-100 km/s）。这些上升流的时空相关，并有类似的向上的速度，最近发现，冷（10,000 K）色球射流或（II型）针状。我们发现这些向上流动是普遍和普遍的。由质量守恒和观测到的排放措施约束的数量级估计表明，这些针状体提供的质量可以发挥重要作用，在提供电晕与热等离子体。这些事件的性质与日冕环模型不相容，后者只包括日冕高度的纳米耀斑。我们的研究结果表明，一个显着的一部分加热和激励的日冕发生在色球高度，与色球射流。
2009-06-30 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
Transition region contribution to AIA observations in the context of coronal heating
本文研究了太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）观测到的日冕环过渡区和日冕的相对贡献。使用EBTEL（基于焓的环路热演化）流体动力学模拟，我们对具有多个长度和能量通量的环路进行建模，这些环路由从具有不同斜率和事件之间最小延迟的幂律分布中提取的事件随机加热，以研究这些参数中的每一个如何影响可观察的环路属性。我们产生AIA强度从电晕和过渡区的每个实现。用这些不同参数生成的模型内和模型之间的变化说明了窄带成像对冠状加热细节的敏感性。然后，我们分析了过渡区和日冕发射从一些观察到的活动区域，并发现广泛的协议与模型中的趋势。在模型和观测中，过渡区的亮度都很显著，通常比所有六个“日冕”AIA通道的日冕亮度都要大。我们还确定了一个反比关系，符合加热理论，之间的斜率的差异发射测量（DEM）冷却的峰值温度和观测到的比率的日冕过渡区强度。这些结果突出了窄带观测的使用和在日冕加热研究中适当考虑过渡区的重要性。
2020-12-03 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
Chromospheric and Coronal heating in active region plage by dissipation of currents from braiding
目前还不清楚是哪些物理过程导致了恒星大气温度随高度的急剧增加，即色球（$\sim$ 10，000 K）和日冕（几百万K）加热问题。对类太阳恒星的统计研究表明，色球和日冕的辐射在全球范围内是相关的，这在原则上限制了潜在加热机制的理论模型。然而，到目前为止，对太阳的空间分辨观测令人惊讶地未能在小空间尺度上显示出类似的相关性，使得模型约束不足。在这里，我们使用独特的协调高分辨率观测色球层（从界面区域成像光谱仪或IRIS卫星）和低日冕（从Hi-C 2.1探空火箭），和基于机器学习的反演技术，显示在几百公里的空间尺度上的色球层加热和低日冕之间的强相关性强磁场（“plage”）的地区。这些结果是兼容的最近先进的三维辐射磁流体动力学模拟中，由于编织的磁场线在大气深处形成的电流片的耗散负责加热等离子体同时色球和日冕温度。我们的研究结果提供了深入了解太阳活动区的加热机制的性质。
2022-11-15 astro-ph.SR
Coronal Heating Driven by A Magnetic-gradient Pumping Mechanism in Solar Plasmas
日冕加热是天体物理学中一个长期存在的谜团。考虑到太阳磁场在空间上是不均匀的，从太阳表面到日冕有相当大的磁场梯度，本文提出了一种磁梯度泵机制，并试图解释热等离子体上升流的形成，如热II型针状体和热等离子体喷射等。磁场梯度驱使高能粒子从下方的太阳大气层向上移动，形成热的上升流。这些向上流动的高能粒子沉积在日冕中，使日冕变得非常热。粗略估计表明，日冕可以被加热到100万度以上，色球层中的上升速度约为40 km/s，日冕中的上升速度约为130 km/s。太阳磁通量管就像一台抽水机，从下面的热光球层中抽取高能粒子，输送它们并沉积在日冕中。高能粒子的沉积会使日冕变热，而它们从光球层逃逸会使下面的光球层变冷。这一机制为太阳日冕加热之谜提供了一个自然的解释。
2014-10-23 astro-ph.SR
