The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands
光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。
2012-05-21 astro-ph.SR
Modeling solar coronal bright point oscillations with multiple nanoflare heated loops
日冕亮点的强度振荡已经被研究了很多年。人们已经知道，这些BPs是封闭的磁回路状结构。然而，这种强度振荡的起始仍然是一个谜。已经有许多建议来解释这些振荡，但迄今为止尚未探索这种BP的建模。在这项工作中，我们使用多线程nanoflare加热回路模型研究这种BP的行为。我们使用可用数据的位场线外推法计算BP的典型回路长度（Ehrashekhar等人，2013），并将其设置为我们模拟回路的长度。我们通过正演模拟产生强度观测值，并使用小波分析分析强度时间序列，如以前的观察者所做的那样。结果表明，在过去的观测报告类似的强度振荡周期。有人建议，这些振荡实际上是冲击波沿回路传播。我们还表明，如果考虑不同的背景扣除，可以提取绝热驻模的强度时间序列数据，以及从观测和模拟数据。
2015-07-17 astro-ph.SR
Coronal rain in randomly heated arcades
采用MPI-AMRVAC程序，我们提出了一个2.5维磁流体动力学（MHD）模拟，其中包括热传导和辐射冷却，研究的形成和演变的日冕雨现象。我们进行模拟，在初始线性无力磁场主机色球，过渡区，和日冕等离子体，湍流加热本地化的脚点。由于热不稳定性，冷凝开始发生在回路顶部，并由虹吸流入产生反弹冲击。凝结分裂成较小的斑点向下移动，当它们到达低层大气时，同时引发了上升流。较大的团块向我们展示了清晰的“日冕雨阵雨”，在合成的EUV热通道中是黑暗的结构，在304 ° C通道中是明亮的斑点和冷的核心，很像真实的观测。在超过10个小时的日冕雨动力学之后，我们对所有日冕雨滴进行了统计研究，以量化它们的宽度，长度，面积，速度分布和其他属性。日冕雨向我们展示了连续的加热-冷凝循环，以及极紫外辐射的循环。与以前采用稳定加热的研究相比，降雨发生得更快，周期更不稳定。虽然大多数斑点都是向下下降的，但向上移动的斑点基本上每时每刻都存在。我们还跟踪单个斑点的运动，以研究它们的动态和驱动它们运动的力量。这些团块的周围有一个类似于磁冕过渡区的结构，它们的运动受非常动态的环系统中的压力演化的支配。
2021-12-05 astro-ph.SR
Modeling the Line-of-Sight Integrated Emission in the Corona: Implications for Coronal Heating
所有空间科学中的一个突出问题是揭示太阳日冕是如何被加热到超过1 MK的温度的。虽然研究了几十年，解决这个问题的主要困难之一是解开观测中的视线（LOS）效应。日冕在光学上是薄的，因此单个像素测量来自不确定数量（可能是数万）的独立加热的通量管的计数，所有这些都沿着该像素的LOS。在本文中，我们模拟在极紫外线成像的活动区日冕的单个像素的发射。如果视线效应没有被适当地考虑，可能会得出关于日冕加热和日冕动力学的错误结论。我们的模型电晕作为一个LOS集成的数千个完全独立加热的通量管。我们证明，尽管随机加热的通量管叠加，纳米耀斑仍在使用多波长和高时间节奏数据观察到的光曲线中留下了明显的特征，例如使用太阳动力学天文台上的大气成像组件拍摄的数据。这些特征很容易用Viall & Klimchuk（2012）的时滞分析技术检测到。稳定的日冕加热留下了一个不同的，同样明显的签名，也揭示了该技术。
2013-05-16 astro-ph.SR
Coronal fuzziness modelled with pulse-heated multistranded loop systems
观测到日冕活动区在越来越硬的能带或谱线中变得越来越模糊（即越来越混乱和均匀）。我们解释这一证据是由于精细的多温度结构的日冕环。为此，我们建立了由细线组成的环束模型，每个环束都由短而强的热脉冲加热。为了简单起见，我们假设热脉冲都是相等的，并且在随机时间在每条链中仅触发一次。选择脉冲强度和节奏，以便平均具有稳定的活性区环（$\sim 3$ MK）。我们用流体力学环模型计算了受限加热等离子体的演化。然后，我们计算沿着每条链的几条谱线的发射，从冷（$\leq 1$ MK）到暖（$2-3$ MK）线，用Hinode/EIS检测到热X射线线。然后将这些链并排放置以构建活性区环束。我们发现，在温暖的线（$2-3$ MK）的循环发射填充所有可用的图像表面。因此，发射看起来相当均匀，很难分辨单个环，而在冷线中，环的对比度要高得多，区域也不那么模糊。这种效应的主要原因是，在它们的演变过程中，即脉冲加热和缓慢冷却，每条线在$2-3$ MK附近的温度下花费相对较长的时间，并且在该阶段期间具有高发射测量，因此整个区域看起来更均匀或模糊。我们预测，在热的紫外线和X射线谱线中，富勒烯应该减少。
2010-06-17 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
2025-11-11 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 astro-ph.SR
Solar Dynamics Observatory discovers thin high temperature strands in coronal active regions
一种解释百万度太阳日冕的方案是一种精细的日冕，其中每一股都被快速脉冲加热。然而，这样的精细结构既没有通过直接成像观测解决，也没有通过扩展的超热等离子体的间接观测得出结论。最近已经表明，观察到的冷和暖日冕环（分别为~1 MK，~2-3 MK）的外观差异-暖环比冷环看起来“模糊”-可以用亚弧秒链组成的环模型来解释，这些环被脉冲加热到~10 MK。这项工作预测，热日冕环（>~6 MK）的图像应该再次显示出精细的结构。在这里，我们表明，预测的效果确实被广泛观察到在一个活跃的区域与太阳动力学天文台，从而支持的情况下，脉冲加热的细环股在供电的活动日冕中发挥着重要作用。
2011-06-08 astro-ph.SR
Plasma heating and nanoflare caused by slow-mode wave in a coronal loop
我们对大日冕环中的反射强度扰动进行了详细分析，该扰动表现为晃动振荡并持续至少一个半周期。扰动是由微耀斑在一个足点的环路，传播沿环路，并最终反映在远程足点，在所有的AIA极紫外线（EUV）的通道中观察到显着的增亮。这一独特的观测结果为我们提供了机会，不仅可以更好地了解晃动振荡的热特性和阻尼机制，还可以更好地了解远程足点处的能量传递。基于差分辐射测量（DEM）分析和冠状地震学技术，我们发现：1）计算出的局部声速与观测到的振荡过程中扰动的传播速度一致，表明存在慢磁声波;（二）热传导是波的主要阻尼机制，但附加阻尼机制如压缩粘度或波的异常增强还需要泄漏来解释观测到的波的快速衰减; 3）波在远程足点处产生纳米耀斑，峰值热能为$\thicksim10^{24}-10^{25}$ erg。这项工作提供了一个一致的图片磁声波的传播和反射在日冕循环，并报告了第一个坚实的证据波引起的nanoflare。结果为进一步的模拟研究提供了新的线索，并可能有助于解决日冕加热问题。
2022-08-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Anomalous emission from Li- and Na-like ions in the Corona heated via Alfvén wave
本研究通过数值模拟Alfvén波加热日冕环中的非平衡电离，发现Li-和Na-like离子在蒸发阶段过度分馏导致强度增强达1.6倍，为日冕加热模型提供观测基准。
2024-02-11 astro-ph.SR
Asymmetries in Coronal Spectral lines and Emission Measure Distribution
此前有人认为，1。针状体不能提供足够的预热等离子体来填充电晕，以及2.即使它们这样做，当等离子体向上膨胀时，也需要额外的加热来保持等离子体的温度。在这里，我们解决的问题是否针状体注入等离子体在较低的温度（$< 2$ MK），然后在较高的海拔高度被加热到日冕值发挥了重要作用。我们测量红-蓝不对称线轮廓形成在很宽的温度范围内的两个活跃地区的明亮的苔藓地区。我们从多余的机翼排放量导出排放量分布。我们发现，不对称性和排放措施是小的，并得出结论，针状不注入一个重要的（占主导地位的）质量通量的核心的活动区域的温度$> 0.6$ MK（$\log T > 5.8$）。这些结论不仅适用于针状体，而且适用于任何突然加热和加速色球等离子体的过程（例如，色球纳米耀斑）。日冕加热和色球蒸发的传统图像似乎仍然是活动区日冕最可能的解释。
2013-10-01 astro-ph.SR
Evidence of Non-Thermal Particles in Coronal Loops Heated Impulsively by Nanoflares
太阳炽热的日冕和较低层的冷大气之间能量交换的物理过程仍然知之甚少。色球层和过渡区（TR）形成了表面和日冕之间的界面区域，对日冕加热机制非常敏感。界面区成像光谱仪（IRIS）的高分辨率观测显示，在热动态日冕环的足点处，强度和速度在小空间尺度上的快速变化（约20至60秒）。这些观察结果与非热电子束加热的数值模拟一致，这些电子束是在称为“日冕纳米耀斑”的小型脉冲加热事件中产生的。被加速的电子在色球层和TR中沉积了相当大一部分能量。我们的分析提供了严格的限制，这样的电子束的属性和新的诊断他们的存在，在nonflaring电晕。
2014-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray optical depth diagnostics of T Tauri accretion shocks
在经典的金牛座T型恒星中，X射线是由两种等离子体成分产生的：一种是热的低密度等离子体，具有频繁的耀斑活动，另一种是高密度的低温等离子体。前者是与恒星磁活动有关的日冕等离子体。后一种成分，在非吸积恒星中从未观察到，可能是由吸积过程形成的冲击加热的等离子体。但其性质仍在争论中。我们的目标是探测经典金牛座T星中高密度等离子体成分的软X射线发射，以检查这是在吸积激波中加热的等离子体还是日冕等离子体。高分辨率X射线光谱学使我们能够测量单个谱线通量。我们分析了经典的金牛座T型星苍蝇座MP和长蛇座TW的X射线谱。我们的目标是评估线比，以搜索光学深度的影响，这是预计在吸积驱动的情况下。我们还导出了等离子体发射测度分布EMD，以研究吸积和非吸积年轻星的EMD是否以及如何不同。结果进行了比较，获得的非吸积弱线金牛座T星TWA 5。我们发现MP Mus最强谱线中存在共振散射的证据，支持了软X射线是由吸积激波中加热的等离子体产生的观点。我们还发现MP Mus的EMD有两个峰：一个冷峰在吸积激波中加热的等离子体的预期温度，和一个典型的日冕等离子体的热峰。Mp Mus的EMD的形状似乎是一个纯日冕源的EMD的叠加，如TWA 5，和一个类似于TW Hydrae的EMD，而不是由冲击加热的等离子体主导。
2009-09-11 astro-ph.SR
A 3D Model of AR 11726 Heated by Nanoflares
极紫外正入射光谱仪（EUNIS）和日出/极紫外成像光谱仪（EIS）在2013年4月23日观测到AR 11726。我们目前的强度图像在许多原子线从这些观察构建。这些线是在很宽的温度范围内形成的，我们使用它们的相对强度来约束纳米耀斑加热的参数化。我们构建了一个三维模型的磁场在这个活跃的区域外推到日冕的表面磁场，并使用SDO/AIA图像的冠环，以确保外推的磁场线与观测到的冠环对齐。我们跟踪2848个磁场线在这个活跃的区域的体积和模型如何填充热等离子体响应纳米耀斑加热。我们进行了参数研究，以确定如何释放的频率和能量的纳米尺度与磁场强度和环路长度。从我们的3D模型，我们构建合成图像的线观察到的EUNIS和EIS和约束参数的研究，最大限度地减少合成和观察到的图像之间的差异。
2018-07-02 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Loop Heating and Cooling Driven by Footpoint Shuffling
利用HYPERION程序对三维磁流体动力学方程组进行数值模拟，研究了日冕环的演化。环形磁场的足点由随机运动平流。因此，回路中的磁场被激励，并发展出湍流非线性动力学，其特征在于场对准电流片的连续形成和耗散：能量在发生加热的小尺度上沉积。耗散是不均匀分布的，因此在任何时候只有一小部分日冕物质和体积被加热。温度和密度是高度结构化的尺度，在太阳日冕中，仍然无法观测到：我们模拟的环路的等离子体是多热的，其中高度动态的较热和较冷的等离子体束分散在整个环路中的亚观测尺度。数值模拟的日冕环的长度为50000公里，轴向磁场强度范围从0.01到0.04特斯拉。为了将这些模拟与观测结果联系起来，我们使用计算出的数密度和温度来合成通常用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的发射线的预期强度。这些强度被用来计算差分发射测量分布使用蒙特卡罗马尔可夫链代码，这是非常相似的太阳活动区的观测。我们的结论是，日冕加热在空间和时间上都是间歇性的，只有一小部分日冕环被加热：事实上，在任何给定的时间，大部分日冕都在冷却。
2015-12-09 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
Coronal Fourier power spectra: implications for coronal seismology and coronal heating
利用大气成像组件（AIA）171年和193年的资料，研究了日冕区域的动力学。研究了宁静太阳的日冕辐射、日冕环足迹、日冕苔藓和太阳黑子。结果表明，在这些地区的平均傅立叶功率谱可以描述的功率定律在较低的频率，尾巴在较高的频率平坦的频谱，加上高斯形的贡献，根据研究的区域而变化。这种傅立叶频谱形状与通常的假设相反，即日冕时间序列由长时间尺度背景趋势加上高斯分布噪声的总和很好地描述，某些特定位置也显示出振荡信号。这一发现的影响，日冕地震学领域和振荡的自动检测进行了讨论。傅立叶功率谱的形状的幂律贡献被解释为是由于沿视线的指数衰减的发射事件的分布的总和。这与太阳大气被小的能量沉积事件加热的想法是一致的。
2014-10-08 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 astro-ph.SR
Model of X-ray and extreme-UV emission from magnetically heated atmospheres in classical T Tauri stars: Case study of TW Hya
本研究利用基于物理的MHD模型构建前主序星TW Hya的极紫外和软X射线发射光谱，发现该模型能较好再现日冕温度发射线，为原行星盘光致蒸发研究提供了更准确的高能辐射光谱约束。
2025-04-04 astro-ph.SR
Heating of quiescent coronal loops caused by nearby eruptions observed with the Solar Dynamics Observatory and the Solar Upper Transition Region Imager
本研究结合SDO与SUTRI观测，分析两次附近爆发引发长暗条上覆宁静冕环加热与冷却的过程，并通过环流入、X型结构及新重联环证据，指出其加热机制为环间磁重联。
2023-03-28 astro-ph.SR
Thermal responses in a coronal loop maintained by wave heating mechanisms
利用全三维可压缩磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了日冕环对MHD波动力耗散过程的热响应。当回路的足点受到随机连续的力时，MHD波被激发并向上传播。然后，随着波能的消散，自然产生1-MK温度的电晕。激发的波包在磁层上方变为非线性，波能级联到更小的空间尺度。此外，反向传播的阿尔文波包之间的碰撞增加了加热速率，导致脉冲温度升高。我们的模型表明，在波加热回路中的加热事件可以是nanoflara样的，在这个意义上，它们是空间本地化和时间间歇性的。
2018-02-27 astro-ph.SR
Coronal rain as a marker for coronal heating mechanisms
据报道，在H-α，Ca II H和K或其他日冕雨色球线的观测可以追溯到天空实验室任务的日子。由于相对于背景的强度对比度很高（如果在边缘观察，则发射明亮，或者如果在圆盘上观察，则吸收黑暗），这些冷的斑点经常被观察到从活动区域上方的高日冕高度落下。对这一壮观现象的物理解释已经提出，这要归功于对具有足点集中加热的环路的数值模拟，这是一种在日冕中自然形成冷冷凝的加热情景。这种效应被称为“灾难性冷却”，是日冕雨的主要解释。在这项工作中，我们进一步研究这种现象和加热机制之间的联系在电晕。我们首先分析观测日冕雨在肢体中的Ca II H线进行的SOT仪器板上的日之出卫星。然后，我们比较观察与1.5维MHD模拟的环路被加热的小尺度离散事件集中向足点（这可能来自，例如，从磁重联事件），并在光球产生的阿尔文波。据发现，如果一个环加热主要是从阿尔芬波日冕雨被抑制，由于他们产生的特征均匀加热。因此，日冕雨不仅可以指示日冕环加热的空间分布，而且可以指示加热本身的媒介。因此，我们建议日冕雨作为日冕加热机制的标志。
2009-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronal Loop Expansion Properties Explained Using Separators
观测到的日冕环的一个令人困惑的特性是，它们沿长度方向的厚度大致恒定。各种研究发现，TRACE和SOHO观察到的环的长度方向上没有一致的宽度变化模式。这与对磁通量管膨胀特性的预期不一致，这表明环在其顶部最宽，在其脚部明显较窄。日冕环对应于太阳日冕中被某些过程优先加热的区域，因此这种观察到的特性可能与加热日冕的机制有关。能量沉积的一种方式是磁重联，它沿着称为分离器的磁力线发生。这些磁力线开始和结束于磁零点，因此在它们附近形成的环在它们的底部相对较宽。因此，由磁重联引起的日冕膨胀可能会复制在日冕环中观察到的令人困惑的膨胀特性。我们提出的分离器场线膨胀特性的Monte Carlo调查结果，比较它们所观察到的日冕环的属性。
2009-03-19 astro-ph.SR
The Role of Type II Spicules in the Upper Solar Atmosphere
我们研究的建议，太阳的日冕中的大部分热等离子体来自II型针状物质，是加热，因为它是从色球层喷射。这与传统观点形成对比，传统观点认为日冕是通过日冕加热导致的色球蒸发来填充的。我们探讨了假设的针状体主导日冕的观测结果，并从预测和实际观测之间的巨大差异得出结论，只有一小部分热等离子体可以由针状体提供（在活动区<2%，在安静的太阳中<5%，在冕洞中<8%）。极紫外谱线的红蓝不对称性和下过渡区（LTR; T<0.1 MK）与日冕辐射测量值的比值都比观测值大2个数量级。此外，热的针状物质在上升到日冕时会通过绝热膨胀急剧冷却，因此需要大量的日冕加热来维持在所有高度上都能看到的高温。我们认为，日冕包含一个混合物的细股，其中一些是由针状注射填充，但其中大多数不是。大多数观测到的热辐射起源于非针状束，并解释了传统的日冕加热模型。然而，由于这些模型预测的LTR发射太少，大部分发射来自大部分针状物质，这些物质在He II（304 A）中只有微弱的加热和可见，因为它落回表面。
2012-12-17 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
The Coronal Monsoon: Thermal Nonequilibrium Revealed by Periodic Coronal Rain
我们报告的周期性日冕雨的发现在离边序列的{ \it太阳动力学天文台}/大气成像组件的图像。这些阵雨与Auchere等人（2014）和Froment等人（2015，2017）描述的日冕环的周期性（6.6小时）强度脉动是同空间和同相的。这些新的观测结果使得对这两种现象的统一描述成为可能。日冕雨和环的周期性强度脉动是同一物理过程的两种表现形式：由热不平衡状态（TNE）引起的蒸发/凝结循环。日冕温度的波动会产生环的强度脉动，如果热失控将周期性凝聚冷却到过渡区（TR）温度以下，就会有雨沿着环的腿落下。这种情况是符合准稳态和足点加热环路的数值模型的预测。在研究视野内的其他几个结构中存在日冕雨-尽管是非周期性的-意味着这种类型的加热在大规模发挥作用。
2018-02-06 astro-ph.SR
EUV flickering of solar coronal loops: a new diagnostic of coronal heating
我们以前的工作发现，在活动区核心（具有超热等离子体的证据）中观察到的EUV光变曲线与从具有幂律能量分布的许多脉冲加热股线的随机组合的模型中预测的光变曲线之间存在最佳一致性。我们扩展了这项工作，包括空间分辨链建模和通过研究发射沿环的EUV 94 A和335 A通道的大气成像组件上的太阳动力学天文台的演变。利用前人工作的最佳参数作为本工作的输入，我们发现在94 A通道中，由随机热脉冲驱动的随机涨落的幅度从环的底部到顶部增加，反之亦然，在335 A通道中，从顶部到底部增加。通过观察沿着活动区域核心的亮弧的一组对齐的相邻像素来证实该预测。因此，像素波动的图可以提供对纳米张开区域的简单诊断。
2016-01-15 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
Turbulent Coronal Heating Mechanisms: Coupling of Dynamics and Thermodynamics
上下文光球的运动打乱了穿过日冕环的强轴向磁场的足迹，引起湍流的非线性动力学，其特征是场向电流片的连续形成和消散，能量在小尺度上沉积，并发生加热。以前的研究表明，电流片的厚度是数量级小于目前最先进的观测分辨率（~700公里）。瞄准为了理解日冕加热和正确解释观测结果，研究这样一个系统的热力学是至关重要的，在这个系统中，能量是在未解决的小尺度上沉积的。方法.完全可压缩的三维磁流体动力学模拟进行了解日冕加热的热力学在磁约束的太阳日冕。结果我们发现，温度是高度结构化的尺度低于观测分辨率和非均匀分布，使只有一小部分的日冕物质和体积得到加热在每一个时间。结论.这是一个多热系统，其中较热和较冷的等离子体束被发现一个接一个，也在次分辨率尺度上，并表现出时间动态。
2012-08-12 astro-ph.SR
Are Chromospheric Nanoflares a Primary Source of Coronal Plasma?
有人认为，日冕的热等离子体主要来自脉冲加热事件，或发生在低层大气中的纳米耀斑，无论是在普通色球层的上部还是在II型针状体的尖端。我们用一系列的流体动力学模拟来测试这个想法。我们发现模拟得到的合成Fe XII（195）和Fe XIV（274）谱线轮廓与实际观测结果有很大的差异。积分谱线的强度太弱，蓝移太快，蓝红不对称性太大，而且发射局限于低海拔。我们的结论是，色球纳米耀斑不是热日冕等离子体的主要来源。这些事件可能在产生色球层和为其强辐射提供动力方面发挥重要作用，但它们通常不会将等离子体的温度升高到日冕值。那些达到日冕温度的情况一定是相对罕见的。观测到的Fe XII和Fe XIV的分布主要来自日冕本身加热的等离子体，无论是通过日冕纳米耀斑还是准稳态日冕加热过程。色球纳米耀斑可能在产生提供这种日冕加热的波中发挥作用。
2014-07-02 astro-ph.SR
Relating magnetic reconnection to coronal heating
本文通过磁通量浮现案例测量日冕磁重联与能量耗散速率，提出二者比值对应边界电流，并据此估计磁重联加热足以维持观测到的日冕温度。
2015-03-20 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
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
Steadiness of coronal heating
基于 Solar Orbiter 的 EUI 高分辨率图像数据，发现日冕环加热主要表现为低振幅的稳定亮度变化，缺乏大尺度磁重联证据，表明日冕加热可能由极小尺度切向不连续磁场重联或粘性耗散等非重联过程驱动。
2023-09-10 astro-ph.SR
Simulating coronal condensation dynamics in 3D
我们提出了数值模拟在三维设置日冕雨现象发生在一个四极拱廊系统的磁配置。我们的模拟是一个磁流体动力学模拟，包括各向异性热传导，光学薄辐射损失，和参数化加热作为主要的物理特征，以构建一个现实的拱廊配置从色球到日冕的高度。色球和过渡区高度的等离子体蒸发最终会导致局部失控的冷凝事件，我们目睹了由于热不稳定性，在加热的拱廊部分动态演变，并逐渐向下移动，由于交换型动力学等离子体斑点的形成。与早期的2.5D模拟不同，在这种情况下，没有观察到大规模的日珥形成，但连续的日冕雨发展，显示出瑞利-泰勒或交换不稳定性的明显迹象，这导致位于过渡区上方的密度较高的等离子体下降，因为系统朝着更稳定的状态移动。线性稳定性分析用于非线性区域，以获得洞察力并预测系统的演变。在等离子体团通过交换下降之后，它们在较低的日冕区域中更紧密地遵循磁场拓扑结构，在那里它们被磁倾角引导。
2015-05-20 astro-ph.SR
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
Failure of a solar filament eruption caused by magnetic reconnection with overlying coronal loops
本研究观测活动区13445中一次M4.4级失败暗条爆发，揭示其与上方日冕环的磁重联及等离子体团不稳定性破坏暗条并阻止爆发。
2024-12-02 astro-ph.SR
Emerging Dimming as Coronal Heating Episodes
新兴的变暗发生在孤立的太阳活动区（AR）在早期阶段的磁通量出现。由大气成像组件观察到，它的特点是在171个通道图像中极紫外线（EUV）发射迅速减少，而在211个通道图像中同时增加。在这里，我们分析了日冕的热力学和磁性质，以探讨其物理起源。我们计算了2010年和2012年之间的18个事件的样本随时间变化的差分发射措施。在温度范围$5.7 \le \log_{10}T \le 5.9$内的发射测量（EM）降低与$6.2 \le \log_{10}T \le 6.4$内的EM增加在八个数量级上很好地相关。这表明日冕等离子体正在从安静的太阳，亚MK温度加热到1-2 MK，更典型的是AR。位场外推法表明局部磁连通性发生了显着变化：变暗区域现在通过更长的环与新出现的通量相关联。我们的结论是，新兴的变暗可能是由日冕加热事件，新兴的和周围的磁场之间的重新连接供电。
2021-03-15 astro-ph.SR
Self-Organization of Reconnecting Plasmas to Marginal Collisionality in the Solar Corona
我们探讨了Uzdensky（2007）和Cassak等人（2008）的建议，即由磁重联加热的日冕环应该自组织到边缘碰撞状态。我们用一维流体动力学计算讨论了他们的冕环动力学模型。我们假设存在许多电流片，具有厚度分布，但是只有比离子趋肤深度薄的电流片可以快速重新连接。这种假设自然会导致密度依赖的加热速率，其由等离子体主动调节。本文报道了9个日冕环流体动力学的数值模拟结果，其中加热率的绝对值不同，但它们的密度依赖性是相同的。我们发现两个制度的行为，取决于加热速率的幅度。在加热幅度低于阈值的情况下，回路处于稳定平衡。典型的日冕环的上部和密度较低的部分是无碰撞加热和传导冷却的。当加热幅度高于阈值时，平衡无碰撞加热所需的低层大气的传导通量驱动蒸发流，该蒸发流淬灭快速重连，最终冷却并排空回路，直到循环再次开始。这个循环的关键要素是重力和加热函数的密度依赖性。存在一些额外的因素，包括来自回路顶部的压力驱动流，其携带大的焓通量并且在降低密度方面起重要作用。我们发现，平均而言，系统的密度是接近的边际碰撞值。
2012-06-13 astro-ph.SR
Diagnostics of the solar coronal plasmas by magnetohydrodynamic waves: Magnetohydrodynamic seismology
本文系统介绍利用日冕磁流体动力学波诊断太阳日冕等离子体参数的磁流体动力学地震学方法，涵盖慢波、扭结振荡等探针及数据获取、运动放大和贝叶斯统计等实用技术。
2024-03-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observations and numerical models of solar coronal heating associated with spicules
针状体被认为是日冕质量和能量平衡的重要贡献者。虽然以前的观测提供了一个短暂的瞬态增亮的日冕，与针状体，这些意见一直有争议，是一个激烈的辩论的主题，无论是在建模和观测方面。因此，尚不清楚等离子体是否与针状体一起被加热到日冕温度。我们使用高分辨率观测色球和过渡区的界面区域成像光谱仪（IRIS）和日冕的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的证据表明，形成的日冕结构与针状物质抛射和加热等离子体过渡区和日冕温度。我们的观察结果表明，一个显着的一部分的高度动态的环扇环境与plage地区可能是这样的新冠链的形成的结果，以前被解释为传播的瞬态传播日冕扰动（PCD）的过程。我们的观测得到了2.5D辐射MHD模拟的支持，该模拟显示了与针状体相关的日冕温度加热。我们的研究结果表明，加热和强大的流量发挥了重要的作用，在保持环扇的子结构，除了波渗透到这个低日冕环境。
2017-10-18 astro-ph.SR
Coronal Loop Models and Those Annoying Observations!
人们曾经认为所有的日冕环都处于静力平衡状态，但过去十年的观测和建模发展表明，情况显然并非如此。现在可以确定的是，在EUV中观察到的温暖（~1 MK）环可以解释为未解析的链束，这些链束被纳米火花风暴脉冲加热。一个关于多热循环与等温循环性质的激烈争论可以在风暴持续时间方面得到调和。我们表明，短和长的风暴产生狭窄和广泛的热分布，分别。我们还研究了热循环可以用热不平衡来解释的可能性，热不平衡是一个过程，每当加热高度集中在循环足点附近时，稳定的加热就会产生动态行为。我们的结论是，这是不是一个可行的解释单片循环的条件下，我们已经考虑，但它可能有应用程序的多股循环。然而，严重的问题依然存在。
2009-04-08 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
Signatures of Coronal Heating Mechanisms
亚光球运动或太阳低层大气中的磁重联产生的阿尔芬波似乎是日冕加热的良好候选者。然而，日冕也可能被磁重联更直接地加热，耗散发生在电流片中。从观测上区分这两种加热机制是一项极其困难的任务。我们进行1.5维MHD模拟的日冕环受到每种类型的加热，并得出观测量，可以让这些被区分。
2009-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
How are the abnormally hot chromosphere and corona heated by the solar magnetic fields?
本研究通过分析 Ca II K 线和日冕绿线的长期观测，首次揭示了太阳色球和日冕不同区域由不同磁场类别以不同模式加热，指出应通过磁场类别视角解开加热之谜。
2024-01-05 astro-ph.SR
A simple model for the evolution of multi-stranded coronal loops
我们开发和分析了一个简单的元胞自动机（CA）模型，再现了软X射线日冕环演化的主要特性。我们的动机是观察到，这些循环演变在三个可区分的阶段，这表明发展，发展和自组织系统的衰减。该模型是基于这样的想法，即环是由元素链，是由磁应力的弛豫加热的形式的纳米片。在这个通常被称为“帕克猜想”（Parker 1988）的观点中，应力的来源是由于光球对流运动引起的链足点的位移。模拟等离子体的响应和演化，我们获得合成的光变曲线，具有相同的特性（强度，波动和时间尺度）作为观察到的情况。我们研究了这些属性对模型参数的依赖关系，并找到了可用作模型观测预测的标度律。我们讨论了我们的结果的解释最近的环观测在不同波长的影响。
2010-06-16 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 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
Multi-strand coronal loop model and filter-ratio analysis
我们将日冕环模拟为一束七条独立的线或细丝。在这个模型中使用的每一个环链都可以通过波粒相互作用被阿尔文/离子回旋波独立加热（靠近它们的左足点）。假设阿尔文波从它们的足点穿透线，在足点处我们考虑不同的波能输入。因此，环股可以有不同的加热曲线，和差异加热可以导致在整个日冕环的交叉场温度变化。用这个环模型模拟TRACE观测结果意味着沿环长度有两个均匀的温度，一个是从171：195的滤波器比率推断的，另一个是从171：284的比率推断的。再现的平坦的温度分布与从观测到的EUV日冕环推断的温度分布一致。根据我们的模型，平坦的温度分布是由细丝组成的日冕环的结果，这些细丝具有不同的温度，但在交叉场方向上几乎相似的发射测量。此外，当我们假设模拟环路发射中的某些误差时（例如，由于TRACE滤光片中的光度不确定性）并使用三重滤光片分析，我们的模拟回路条件变得与等温等离子体的条件一致。这意味着使用TRACE/EIT三重滤波器观测暖日冕环可能无助于确定是否满足交叉场等温假设。
2009-11-18 astro-ph.SR
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
研究M型矮星耀斑期间日冕丰度的动态建模，揭示了反FIP效应对日冕雨形成的影响。
2026-02-12 astro-ph.SR
IRIS observations of short-term variability in moss associated with transient hot coronal loops
我们用界面区成像光谱仪（IRIS）在活动区核心的瞬态热（$\sim 8-10$ MK）日冕环的足点处观察到快速变化（$\lesssim 60$ s）。高的空间（$\sim 0.33$ arcsec）和时间（$\lesssim 5$ -10 s）分辨率对于检测这种变异性通常是至关重要的。我们展示了如何结合一维RADYN环路建模，这些IRIS光谱观测的过渡区（TR）和色球提供了强大的诊断日冕加热和能量传输（热传导和/或非热电子（NTE））的属性。我们的模拟nanoflare加热回路表明，在镁II三重态的发射可以被用来作为一个敏感的诊断非热粒子。在我们的事件中，我们观察到各种各样的IRIS光谱特性（强度，多普勒频移，增宽，色球/TR线比，Mg II三重态发射），即使是不同的脚点相同的日冕事件。在几个事件中，我们发现了NTE的光谱证据（例如，TR蓝移和Mg II三重态发射），这表明即使对于非常小的磁重联事件也可能发生粒子加速，这些事件通常低于提供非热粒子发射的直接检测的硬X射线仪器的检测阈值。
2019-12-17 astro-ph.SR
Observing coronal nanoflares in active region moss
高分辨率日冕成像仪（Hi-C）以前所未有的空间（~0.3-0.4角秒）和时间（5.5秒）分辨率提供了上过渡区苔藓的Fe XII 193 A图像。Hi-C观测结果显示，在一些苔藓区域，时间尺度的变化低至约15秒，明显短于先前苔藓观测中通常发现的分钟尺度变化，因此对苔藓以稳定方式加热的结论提出了挑战。这些快速变化的苔藓区域位于SDO/AIA在94 A通道和Hinode/XRT观测到的明亮热日冕环的足点。这些环的结构是高度动态的，暗示着滑动重连。我们将这些事件解释为与发生在上覆热日冕环中的重连相关的加热事件的特征，即，冠状纳米片我们估计这些事件中能量的数量级至少为几个10 ^{23}rg，也支持纳米耀斑场景。这些Hi-C观测结果表明，未来需要在相当高的空间和时间分辨率下进行更广泛的温度覆盖观测，以确定加热机制的确切特征。
2013-05-08 astro-ph.SR
Observational Signatures of Coronal Heating in MHD Simulations Without Radiation or a Lower Atmosphere
模拟日冕加热的细节以及对辐射进行有意义的预测是极其困难的。因此，用观测值测试现实模型是一个重大挑战。日冕加热的观测特征主要取决于辐射，热传导，以及与过渡区和色球层的质量和能量交换。许多磁流体动力学模拟研究不包括这些影响，而是选择将计算资源投入到问题的磁性方面。我们已经开发了一种简单的方法来近似地解释缺失效应。它被应用于事后的模拟输出，因此可能是许多研究的有价值的工具。我们已经用它来预测从一个模型日冕，是由涡旋边界运动的意思是代表光球对流驱动的发射。我们发现，个别磁股经历短期增亮，分散在整个计算量和局部集群。前者可以解释观测到的日冕的扩散成分，而后者可以解释明亮的日冕环。几个观察到的性能循环再现合理：宽度，寿命和准圆形横截面（纵横比不大）。我们的研究结果支持了这样一种观点，即循环是由纳米片的“风暴”加热的多股结构。
2022-10-31 astro-ph.SR
The Role of Turbulence in Coronal Heating and Solar Wind Expansion
太阳炽热日冕中的等离子体以超音速和高度磁化的太阳风的形式膨胀到日光层中。本文概述了我们目前对日冕如何被加热以及太阳风如何被加速的理解。最近的磁流体动力学湍流模型已经成功地预测了这个复杂的多尺度系统的许多观测特性。然而，目前还不清楚开放场区域的加热是否主要来自于从太阳表面发射的湍流波动的耗散，或者低日冕中的混乱“磁毯”是否通过磁重联为系统提供能量。为了帮助确定物理，我们还回顾了一些关键的观测结果，从紫外光谱的碰撞外日冕。
2014-12-07 astro-ph.SR
