Reciprocatory magnetic reconnection in a coronal bright point
日冕亮点（Coronal brightpoints，CBPs）是位于日冕下部的小尺度、长持续时间的增亮现象。它们通常用磁重联来解释。我们的目标是研究CBP的子结构，并阐明CBP内部不同斑块的亮度之间的关系。2009年8月22日$-$ 23日，日本日之出号宇宙飞船上的X射线望远镜（XRT）观测到了这一事件。CBP显示重复性增亮（或CBP闪烁）。在两次连续CBP闪光中的每一次期间，即，由$\sim$间隔2小时的弱闪光和强闪光，XRT图像显示CBP由两个室组成，即，贴片A和B。在弱闪光过程中，A斑片先变亮，2 min后B斑片$\sim$变亮。在过渡期间，一个大规模日冕环的右腿从CBP的右侧漂移到左侧。在强闪光过程中，B斑首先变亮，2 min后A斑变亮$\sim$。在过渡期间，大规模日冕环的右腿从CBP的左侧漂移到右侧。在每一次闪光中，大尺度冕环连通性的快速变化强烈地暗示着交换重联。我们第一次在CBP中发现了相互重连，即，第一重连过程的流出区域中的重连环用作第二重连过程的流入。
2014-06-20 astro-ph.SR
The LASCO Coronal Brightness Index
我们提出了一个新的白光日冕亮度指数（CBI）的构建，该指数来自1996年至2017年期间由大角度光谱日冕仪（LASCO）C2相机记录的整个观测档案，包括两个完整的太阳周期。我们减少了所有完全校准的日常C2观测的白光日冕到一个单一的每日日冕亮度观测的仪器记录的每一天的观察，与平均每日亮度值分箱到0.1 Rsun径向x 1度角区域从2.4 - 6.2 Rsun为一个完整的360度。作为CBI效用的演示，我们构建了一个新的太阳辐照度代理，与各种直接太阳辐照度观测相关，相关性在0.77-0.89的范围内。我们还提出了一个相关映射技术，以显示辐照度的相关性如何依赖于，并涉及到，日冕结构/位置，并演示如何LASCO CBI可用于执行长期的“空间相关性”研究，调查太阳日冕和任何任意并发的地球物理指标之间的关系。利用这种技术，我们发现日冕亮度和等离子体温度，行星际磁场大小和（非常弱）质子密度之间可能的关系。
2020-01-21 astro-ph.SR
Population of Bright Plume Threads in Solar Polar Coronal Holes
冕洞是公认的快速太阳风的源区。日冕羽流作为冕洞中常见的结构之一，可能对初生太阳风的起源有一定的贡献。为了估计日冕羽流对新生太阳风的贡献，我们首次尝试估计它们在太阳极冕洞中的数量。通过比较STEREO双星从两个不同角度观测的结果和蒙特卡罗模拟的结果，我们估计在太阳活动极小期附近极冕洞的$4\times10^4$弧秒$^2$范围内，大约有16- 27个羽流，它们占极冕洞面积的2- 3.4%。在此基础上，讨论了日冕羽流对初生太阳风的贡献。进一步的研究表明，从三个或更多的视角进行观测，可以计算出更精确的日冕羽流数量。
2021-01-11 astro-ph.SR
A Model for Coronal Hole Bright Points and Jets due to Moving Magnetic Elements
日冕喷流和亮点大量出现在单极磁占主导地位的区域，如日冕洞，它们出现在少数极性侵入体上方。间歇性的低水平重联和爆炸性的高能量释放重联被认为分别产生亮点和喷流。侵入体上方的磁场具有一个具有日冕零点的脊扇拓扑结构。表面对流引起的磁通量运动为磁场增加了自由能，形成电流片并诱导重联。我们进行了三维磁流体动力学模拟移动的磁性元素作为模型的日冕喷流和亮点。一个单一的少数极性浓度进行了三个不同的实验：一个大规模的表面流，剪切的分界线表面的一部分，一个大规模的表面流，也剪切的极性反转线周围的少数通量的一部分，和后者的流量设置加上一个“飞越”的多数极性浓度过去移动的少数极性元素。我们发现，不同的亮点形态，从简单的循环，以S形，创建。当只有分界线附近的字段被剪切，稳定的互换重联调制准周期性，低强度的重联突发发生，暗示一个亮点与周期性变化的强度。另一方面，当PIL附近的场被强烈剪切时，细丝通道通过突破机制反复形成和爆发，爆炸性地增加了交换重连并产生非螺旋射流。飞越产生了更有活力和爆炸性的喷射流。我们的结果解释了冕洞亮点和喷流的几个关键方面，以及它们之间的关系。
2018-08-10 astro-ph.SR
Differences in physical properties of coronal bright points and their ALMA counterparts within and outside coronal holes
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的单碟波段6观测资料，结合大气成像仪（AIA）获得的极紫外（EUV）193 $\overset{\circ}{\mathrm{A}}$滤波图和日震磁成像仪（HMI）获得的磁图，研究并比较了冕洞（CH）内外的冕亮点（CBP）亮度和面积。太阳动力学天文台（SDO）使用冠状孔分析工具集（CATCH）从SDO/AIA图像中提取CH边界，并在SDO/AIA、SDO/HMI和ALMA数据中识别CBP。在ALMA和SDO/AIA图像的亮度和面积的测量进行CBPs内CH和安静的太阳区域以外的CH。测量的物理性质的统计分析导致在一个较低的平均CBP亮度在ALMA和SDO/AIA数据的CBPs内的CH。根据CBP的样本量，SDO/AIA数据的强度差异和ALMA数据的亮温差异，CH内部和外部CBP之间的差异范围为2 $σ$和4.5 $σ$，表明这两个CBP组之间存在统计学显著差异。对于CBP区域，CH边界内的CBP平均显示较小的区域，对于SDO/AIA数据，观察到两个CBP组之间的差异在1 $σ$和2 $σ$之间，对于ALMA数据，差异高达3.5 $σ$，表明CBP区域也存在显著差异。考虑到测量的属性，我们得出结论，CH内部的CBP平均亮度往往较低，但与CH外部的CBP相比也较小。该结论可能指向CBP周围的局部CH区域的特定物理条件和性质限制CBP的最大可实…
2022-12-19 astro-ph.SR
The Relationship between Solar Coronal X-Ray Brightness and Active Region Magnetic Fields: A Study Using High Resolution Hinode Observations
利用太阳光学望远镜分光偏振计和X射线望远镜日冕X射线数据的高分辨率观测资料，重新讨论了日冕X射线亮度与全球磁场之间的关系。本研究使用了共对准矢量磁图和X射线数据。活动区域上的总X射线亮度与诸如总无符号磁通量、总无符号垂直电流以及垂直和水平磁场的面积积分平方的积分磁量很好地相关。考虑到磁量的相互依赖性，我们推断总磁通量是观测到的积分X射线亮度的主要决定因素。我们的观测结果表明，较强的日冕X射线通量与活动区磁场的高非电势无关。这些数据甚至表明，X射线亮度和活动区非电位的代表之间存在轻微的负相关。虽然有小的数值差异，在建立的相关性，主要结论是定性一致的两个不同的X射线过滤器，铝聚和钛聚过滤器，这证实了我们的结论的强度，并验证和扩展早期的研究，使用低分辨率的数据。我们讨论了我们的研究结果的影响和限制，他们设置的太阳日冕加热理论。
2015-03-02 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
Coronal hole boundaries evolution at small scales: II. XRT view Can small-scale outflows at CHBs be a source of the slow solar wind?
我们开发了一个自动化的程序，用于识别瞬态增亮的图像从X射线望远镜上的日出采取与铝聚过滤器在赤道日冕洞，极地日冕洞，和安静的太阳和没有瞬态日冕洞。我们发现，与安静的太阳相比，冕洞的边界是丰富的增亮事件，包括封闭的磁场结构存在的冕洞内的区域。对这些增亮的视觉分析显示，其中约70%位于赤道、极地和瞬态冕洞及其边界，显示出扩张的环结构和/或准直流出。在安静的太阳中，只有30%的亮区显示出流动，其中大部分似乎被封闭的磁场线包含在日冕中。这有力地表明，同空间开放和封闭的磁场线的磁重联为等离子体流出到大的距离创造了必要的条件。喷射的等离子体总是源自预先存在的或新出现的（在X射线温度下）亮点。目前的研究证实了我们的发现，称为日冕亮点的环结构的演变与冕洞边界的小尺度变化有关。环形结构显示出膨胀和喷发，捕获的等离子体因此沿着“准”开放磁场线逃逸。这些喷射似乎是由磁重联触发的，例如所谓的冕洞闭合磁场线（BP）和开放磁场线之间的交换重联。我们认为，这些等离子体外流可能是缓慢的太阳风的来源之一。
2010-02-08 astro-ph.SR
Microwave Polar Brightening and Its Connection to Polar Coronal Holes
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚帕塔观测科学研究所）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校物理系）；Udaipur Solar Observatory, Physical Research Laboratory（物理研究实验室乌代浦尔太阳观测站）；Department of Physics, Indian Institute of Technology, Delhi（印度理工学院德里分校物理系）；Department of Applied Physics, Mahatma Jyotiba Phule Rohilkhand University（马哈特马·乔蒂巴·普勒罗希坎德大学应用物理系）；Indian Institute of Technology Gandhinagar（印度理工学院甘地纳加尔分校）；Centre for Space Science and Technology, Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校空间科学与技术中心）
研究17GHz微波极区增强与极冠孔及极磁场所的长期行为关系，揭示其演变机制。
2026-05-07 astro-ph.SR
Magnetic topological analysis of coronal bright points
{We关于日冕亮点的一系列研究中的第一项研究的报告，调查产生这些现象的物理机制。{The本文的目的是了解亮点所在的磁场结构。{We使用带有窄带滤光成像器的太阳光学望远镜拍摄的纵向磁图。对于一个单一的情况下，磁图从日震和磁成像仪被添加到分析。纵向磁场分量用于导出亮点周围大区域的潜在磁场。静磁场外推方法进行了测试，以验证位场建模的准确性。研究了三维磁场中磁零点的存在及其对局部磁畴的影响。{In 10例中有9例的亮点位于日冕磁场包含相反极性侵入物的区域，在该区域上方定义了磁零点。发现在这9例中，X射线亮点位于投影扇形圆顶区域的有限部分中，或者完全位于圆顶内部，或者扩展到有限区域，在该区域下方通常存在主导通量集中。第10个亮点位于一个双极环系统中，没有重叠的零点。{All日冕洞中的亮点和平静太阳区域中的两个树外亮点被认为位于包含磁零点的区域。一个尚未识别的过程（或多个）在风扇圆顶结构的特定区域中产生BP。}
2017-07-13 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
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
About the relative importance of compressional heating and current dissipation for the formation of coronal X-ray Bright Points
上下文日冕被加热到10^{6} K量级的高温。日冕能量收支和日冕加热的具体可能机制（波，直流电场，.）我们对此知之甚少。就X射线亮点（BP）的形成而言，这是特别正确的。目标。研究能量收支，重点是绝热压缩与电流耗散对日冕BPs形成的相对作用和贡献。方法.三维电阻MHD模拟开始外推观测到的磁场从SOHO/MDI磁图，这是与2006年12月19日观察到的BPHinode。初始等离子体密度和温度的径向非均匀分布符合色球和日冕的平衡模型。等离子体运动作为日冕加热的能量来源包括在模型中。结果由于洛伦兹力，压力梯度力和欧姆电流耗散这个亮点的能量转换的调查表明，焦耳加热的影响较小的工作相比，压力梯度力在增加的热能的绝热压缩。特别是在亮点以上的温度增强开始形成时，压缩效应比直接焦耳加热更占主导地位。结论.在模拟日冕的可压缩MHD模型中选择非现实的高电阻率会导致能量平衡分析的非物理后果，特别是当考虑局部热能增强时。
2010-12-09 astro-ph.SR
Micro-Sigmoids as Progenitors of Polar Coronal Jets
日之出X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点（XBP）的结构，即日冕喷流的来源。几个喷流事件被发现从S形亮点爆发，表明日冕微S形是喷流的祖先。这些观测可能有助于解释日冕喷流的许多特征，如螺旋结构和形状。他们还认为，太阳活动在观测到的日冕结构的性质和演化方面可能在很宽的尺度范围内具有自相似性。
2010-09-15 astro-ph.SR
Characteristics of EUV Solar Coronal Bright Points Using Time Series Analyses
日冕亮点（CBPs）作为日冕的特征，是在极紫外波段普遍观测到的小尺度亮特征。在这里，我们专注于CBPs在其生命周期的时间序列。我们使用太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）在171和193 ° C拍摄。使用图像处理方法，从数据中提取CBPs，并在其生命周期内进行跟踪。我们发现，在171 ℃观测到的CBPs比在193 ℃观测到的CBPs具有更长的寿命。171 ° C的CBP比193 ° C的CBP在强度上波动更大，并表现为高密度数（DN）特征。发现CBPs的约$75 \%$首先在171 ℃达到其峰值，然后在12秒后两分钟达到其峰值，在193 ℃。计算两个波长的CBP时间序列的Pearson相关性，其中相关性达到最大值，给出了从一层到另一层约40秒的磁重联时间延迟的信息。
2019-01-23 astro-ph.SR
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
Quasi-Periodic Oscillation of a Coronal Bright Point
日冕亮点（英语：Coronal brightpoints，BPs）是在日冕中看到的小尺度发光特征。准周期性增亮经常在BPs中观察到，并且通常与下面的磁通量变化有关。我们使用大气成像组件（AIA）图像，太阳动力学天文台（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）磁图和新发射的界面区域成像光谱仪（IRIS）的光谱数据研究了在冕洞中看到的BP的动态。详细的分析表明，BP的演变在整个我们的观测期间随着底层光球磁通量的变化，并显示出周期性的增亮在不同的EUV和FUV图像。利用IRIS的最高光谱和空间分辨率，我们试图确定这些振荡的来源。IRIS坐着和凝视观测提供了一个独特的机会，研究的时间演变的一个脚点的BP作为狭缝的位置crossedit.We注意到增强线轮廓的不对称性，增强线宽度，强度增强和大的偏离平均多普勒频移的线轮廓在特定的情况下，这表明存在的突然流动沿视线方向。我们认为，过渡区爆炸事件（EE）起源于小规模的重联和重联流出的影响线的轮廓。所有这些参数之间的相关性是一致的重复重联的情况下，可以解释增亮的准周期性。
2015-05-04 astro-ph.SR
Sympathetic Standard and Blowout Coronal Jets Observed in a Polar Coronal Hole
我们提出了一个标准和一个井喷日冕喷流的交感喷发起源于两个相邻的日冕亮点（CBP 1和CBP 2）在极冕洞，使用软X射线和极紫外观测分别采取的日出和太阳动力学天文台。在这次事件中，CBP1首先发射出一个向西横向运动的平行喷流，在喷流过程中，CBP1东端附近出现了一个小亮点，并在喷发源区观测到了磁通量抵消现象。基于这些特征，我们将观测到的喷流解释为一个标准喷流与光球磁通量抵消。约15 min后，向西移动的喷流与CBP 2相互作用，产生磁重联，导致CBP 2上空第二股喷流形成，并在两个CBP之间形成亮环系统。此外，我们观察到一个小扭结结构的扭动，扭结，和激烈的爆发接近CBP2的西端，但在喷流基地，这使得第二个喷流比第一个更明亮，更广泛。这些特征表明，第二个喷流应该是由CBP 2和第一个喷流的螺旋之间的磁重联触发的井喷喷流。我们的结论是，这两个连续的喷流是物理上相互连接，而不是时间上的巧合，这一观察也表明，日冕喷流可以触发外部喷发或干扰，除了内部的磁活动或磁流体动力学不稳定性。
2021-04-09 astro-ph.SR
Micro-Sigmoids as Progenitors of Coronal Jets - Is Eruptive Activity Self-Similarly Multi-Scaled?
日出星上的X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点的性质，即日冕喷流的来源。冕洞中的几个喷流事件被发现从小规模的S形亮区爆发。这一发现表明，日冕微S形很可能是日冕喷流的祖先。此外，这些结构的存在可以解释许多观察到的射流特征，如螺旋结构，明显的横向运动和形状。类似于大规模S形星云引起的日冕物质抛射（CME），一个有前途的未来任务可能是研究太阳喷发活动，从日冕喷流到CME，是否在性质和不稳定机制方面具有自相似性。
2010-05-21 astro-ph.SR
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
2012-06-01 astro-ph.SR
Energetic characterisation and statistics of solar coronal brightenings
为了解释日冕的高温现象，耗散事件中能量的分布一直受到人们的关注。事实上，如果事件能量分布足够陡峭，那么最小的、不可观测的事件可能是日冕中总能量耗散的最大贡献者。先前的观测显示了能量的广泛分布，但关于精确的斜率仍然没有定论。此外，这些结果依赖于对能量的非常粗略的估计。另一方面，对日冕亮点等结构的更详细的光谱研究并不能提供足够的统计信息来得出它们对加热的总贡献。我们的目标是得到一个更好的估计，在日冕加热事件中使用高分辨率，多通道极紫外线（EUV）数据的能量耗散的分布。为了估计对应于加热事件的能量并推断其分布，我们在太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的五个EUV通道中检测增亮。我们结合这些检测的结果，我们使用来自相同的观测的温度和发射测量的地图来计算能量。我们得到的事件的面积，持续时间，强度和能量（热，辐射和传导）的分布。这些分布是幂律的，我们也发现事件参数之间的幂律相关性。能量分布表明，即使外推到更小的尺度，来自我们探测到的事件的能量对总的日冕加热也有很小的贡献。对此的主要解释是如何从观测数据中提取加热事件，以及从现有观测中获得的日冕等离子体热结构和过程的不完整知识。
2016-05-09 astro-ph.SR
Cool and hot components of a coronal bright point
我们进行了一个系统的研究，多普勒频移和电子密度测量的EUV亮点（以下简称BP）在10多个EUV线与形成温度从log（T/K）p 4.5至6.3。在过渡区和日冕线上的BP部分分别被定义为冷分量和热分量。我们发现，从冷到热的过渡发生在log（T/K）p 5.7左右的温度。BP的两个分量揭示了完全不同的取向和多普勒频移模式，这可能是由于相关的磁环系统的扭曲。磁场演变和拓扑结构的分析似乎有利于一个两阶段的加热过程，其中磁抵消和分离器重新连接分别为BP的冷部件和热部件供电。我们还发现，BP的两个组件的电子密度高于周围安静的太阳，相当于或小于活动区的密度。
2009-06-16 astro-ph.SR
Comparative Analysis of a Transition Region Bright Point with a Blinker and Coronal Bright Point Using Multiple EIS Emission Lines
自二十年前发现过渡区亮点以来，还从未在光谱上观测到过。亮点的性质还没有与类似的过渡区和日冕结构进行比较。在这项工作中，我们研究了三个瞬态安静的太阳增亮，包括TRBP，日冕BP（CBP）和闪光灯。我们使用时间序列观测的极紫外线发射线的温度T（log T = 5.3 - 6.4）从极紫外成像光谱仪（EIS）机载日之出卫星。我们提出的EIS温度图和多普勒地图，这是比较从迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）的SOHO卫星上的磁图。TR BP和闪光灯的多普勒速度<，25 km s $^{-1}$，这是典型的瞬态TR现象。发现CBP的多普勒速度< 20 km s^{-1}，但在log T = 6.2时测得的速度除外，此时观察到明显的双向喷流。从EM位点分析，我们发现的证据，单和双等温组件的TRBP和CBP，分别。TRBP和CBP基因座曲线的特点是广泛的分布，表明存在未解决的结构。通过比较和对比事件的物理特性，我们发现BP现象是多尺度自相似性的指示，给出了它们的基本磁场配置和演化与EUV通量变化的相似性。相比之下，闪光现象和TRBP在其观察到的性质上足够不同，从而构成不同的事件类别。我们的工作表明，跨多个事件类型的相似特征的测量具有类别预测能力，并且是朝向未解析瞬态EUV源的自动化太阳大气多类别分类的重要一步。
2015-01-20 astro-ph.SR
Comprehensive Synthesis of Magnetic Tornado: Co-spatial Incidence of Chromospheric Swirls and EUV Brightening
本文通过辐射磁流体力学模拟合成磁龙卷风的色球与日冕辐射，发现其日冕响应表现为宽度约2 Mm的极紫外增亮，位于色球涡旋上方，可为太阳“篝火”等小尺度增亮提供新解释。
2024-07-02 astro-ph.SR
Statistical study of network jets observed in the solar transition region: A comparison between coronal holes and quiet sun regions
最近的IRIS观测显示，从冕洞网络边界内的小尺度明亮区域发出的间歇性小尺度喷流非常普遍，其视速度为80 - 250 km/s $^{-1}$。我们发现，这些网络喷流不仅出现在冕洞，而且在安静的太阳区域。使用IRIS 1330 A（C II）狭缝颚图像，我们提取这些网络射流的几个参数，如表观速度，长度，寿命和增加的足点亮度。通过几次观测，我们发现宁静太阳和冕洞的喷流在某些性质上非常相似，但在另一些性质上却有明显的不同。例如，我们的研究表明，冕洞喷流似乎比安静太阳中的喷流更快、更长。这可以直接归因于两个区域的磁结构的差异，其中开放的磁场线植根于冕洞和磁环通常存在于安静的太阳中。我们还检测到紧凑的明亮的环，可能是过渡区环，主要是在安静的太阳。这些小的环状区域通常没有网络射流。尽管冕洞和宁静太阳在过渡区的磁结构不同，但喷流的足点亮度增加似乎没有实质性差异，这表明这些网络喷流的产生机制在两个区域可能是相同的。
2016-04-21 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
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
The Coronal Veil
在太阳日冕图像中看到的日冕环，被认为是来自具有紧凑横截面的磁通量管的发射。我们研究的3D结构的等离子体以上的活动区域的辐射磁流体动力学模拟定位体积对应的日冕环。在许多情况下，环不能连接到体积中的单个细链。虽然合成图像中存在许多细环，但体积中的明亮结构较少，并且形状复杂。我们证明，这种复杂性可以形成薄的明亮的循环的印象，即使在没有薄的明亮的等离子体股。我们证明了从观察辨别一个特定的循环是否对应于一个链的体积，或投影伪影的困难。我们演示了如何明显孤立的循环可以欺骗观察者，即使从多个视角观察。虽然我们的分析基于模拟，但主要发现独立于特定的模拟设置，并说明了解释光学薄等离子体中视线积分产生的观测结果所涉及的内在复杂性。我们提出了另一种解释中看到的极紫外线图像的日冕链。“日冕面纱”假说在数学上更通用，自然解释了环的特性，这些特性很难以其他方式解决--比如它们恒定的截面和异常高的密度刻度高度。我们挑战的范式日冕环薄磁通量管，提供新的理解太阳日冕，并通过扩展，其他磁约束明亮，热等离子体。
2021-11-29 astro-ph.SR
About the directional properties of Solar Spicules from Hough Transform analysis
针状体间歇性地上升到太阳喷发的表面;极紫外线喷流现在也被报道在紧挨着层的上方。针状体的取向随太阳纬度的变化可能反映了喷出物被周围全球日冕磁场限制和聚焦的情况，是了解其动力学性质的一个重要参数。丰富的高分辨率图像的肢体骨针可在H钙发射的SOT日出任务。此外，Hough变换被应用到所得到的图像进行统计分析的骨针在不同地区的太阳边缘，从极点到赤道的方向。针状体在极区的径向方向上可见，倾斜角度小于20 °。倾斜角甚至在具有开放磁场线的冕洞内部减小到10度，并且在较低纬度处倾斜角达到超过50度的值。
2021-07-25 astro-ph.SR
Coronal Bright Points as possible sources of density variations in the Solar Corona
最近对日地关系天文台（STEREO）在太阳活动极大期附近拍摄的高节奏白光图像的分析表明，外流密度结构在太阳风中以一种普遍存在的方式释放。本研究调查这些密度波动是否可能起源于日冕亮点（CBP）期间观察到的低日冕的瞬态加热。我们假设，在CBP期间测量到的强烈加热的一部分发生在日冕底部的开放磁场，通道形成太阳风。我们采用太阳风模型MULTI-VP来量化由瞬态加热引起的等离子体压缩，并研究所引起的扰动如何传播到上日冕。我们表明，与统计学比较，在CBPs中观察到的压缩波最初增加了局部等离子体密度的一个因素高达50 $\%$在5 R $_\odot$的加热速率。波迅速扩大超过30个太阳半径和密度的局部增强减少超过。基于在以前的研究中测量的CBPs的发生率，我们施加瞬态加热事件在数千个开放的磁场线的基础上，研究整个3-D电晕的响应。然后，模拟的密度立方体被转换成合成白光图像。我们表明，由此产生的亮度变化占据所有的位置角的时间尺度上的小时的图像。我们的结论是，一个显着的一部分，无处不在的亮度变化的太阳日冕可能起源于强大的瞬态加热的流管引起的CBPs。
2020-03-12 astro-ph.SR
Are the brightest coronal loops always rooted in mixed-polarity magnetic flux?
最近的一项研究表明，对流的自由度和活动区日冕环光球脚中的磁场强度一起可以在其中产生或淬灭加热。其他研究强调，环路脚处的磁通量抵消可能会导致环路发热。我们跟随双极AR的24小时电影，使用SDO/AIA的EUV图像和SDO/HMI的视线（LOS）磁图，检查23个最亮日冕环脚下的磁极性。我们推导了FeXVIII发射（热-94）图像（使用Warren等人的方法），以选择最热/最亮的环，并通过非无力场外推确认其足迹位置。从LOS磁图中以每个环脚为中心的6”$\times$ 6”盒中，我们发现$\sim$ 40%的环脚都是单极磁通，而$\sim$ 60%的环脚至少有一个是混合极性磁通。双足单极的环比混合极性足点通量的环平均寿命短$\sim$ 15%，但它们的峰值强度平均值相等。在大多数回路的至少一个足中存在混合极性磁通量，这表明足点处的磁通量抵消可能驱动大部分发热。但是，$\sim$ 40\%的环中没有混合极性的磁通量（达到HMI的检测极限）表明，通量抵消可能不是驱动日冕环中加热的必要条件--两个环脚处的磁对流和场强可能驱动大部分加热，即使在环脚呈现混合极性磁通量的情况下。
2021-02-19 astro-ph.SR
Investigation of coronal properties of X-ray bright G-dwarf stars based on the solar surface magnetic field -- corona relation
我们研究了包括太阳在内的G矮星在宽范围的X射线光度$L_{\rm X}$（$3\times 10^{26}$到$2\times 10^{30}~{\rm erg~s^{-1}}$）上的日冕性质。分析了10颗X射线亮（$L_{\it X}>10^{28}~{\rm erg~s^{-1}}$）G矮星的历史数据，得到了它们在没有观测到显著恒星耀斑期间的发射测度（EM）和日冕温度（$T$）。我们试图解释的关系的基础上，我们的理解，目前的太阳：一个稳定的日冕模型的基础上，所谓的RTV标度律和所观察到的幂律分布函数的表面磁功能。本文导出了多活动区恒星的EM- $T$关系的理论标度律，并结合文献资料将其应用于观测。我们发现，对于太阳参数，我们的标度律似乎与缓慢旋转恒星的数据一致。然而，更多的X射线亮星位于基于太阳参数的标度定律之上。如果这些恒星的活动区域呈现幂律分布函数，其幂律指数相同，但系数大10-100倍，则标度律可以解释观测结果。这表明，对于给定的大小，X射线明亮的恒星比太阳显示出更多的活动区域。由于我们的样本包括快速旋转的恒星，我们推断，X射线明亮的恒星从目前的太阳为基础的标度律的偏移是由于其快速旋转的表面磁场产生的增强。
2020-08-10 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
Decayless oscillations in solar coronal bright points
日冕环的无衰减扭折振荡（或简称无衰减振荡）自发现以来就引起了人们的极大关注。日冕亮点（CBPs）是一种小型的活动区域，由尺寸较小的环组成。然而，CBPs的无衰减振荡尚未被广泛报道。在这项研究中，我们确定了这种振荡的一些CBP使用171个月，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）拍摄的图像。在利用运动放大算法增加振荡幅度后，我们制作了时间-距离图来识别振荡信号。我们还估计了环路长度和速度振幅。我们分析了23个CBP，发现其中16个有31个振荡事件。振荡周期为1 ~ 8 min（平均约5 min），位移振幅平均为0.07 μ m，平均环长为23 μ m，速度振幅平均为1.57 \kms。不同的振荡参数之间的关系进行了研究。此外，我们执行了一个简单的前向模型，以说明如何检测这些亚像素振荡幅度（小于0.4 μ m）。模型的结果证实了我们的数据处理方法的可靠性。我们的研究表明，第一次，无衰减振荡是常见的小规模循环的CBP。这些振荡允许阿尔文速度和磁场强度的日冕地震诊断。
2022-03-31 astro-ph.SR
Synchronization of Small-scale Magnetic Features, Blinkers, and Coronal Bright Points
我们研究了不同的瞬变现象之间的关系，如在304 ° C拍摄的图像中检测到的闪光灯，在193 ° C的极紫外日冕亮点（ECBP），在94 ° C的AIA上的X射线日冕亮点（XCBP），和HMI在10年的太阳活动周24期间观测到的磁特征。采用自动识别方法检测暂态过程，并采用YAFTA算法提取磁场特征。使用10年的数据，我们分别检测到总共7，483，827个眨眼，2，082，162个ECBP和1，188，839个XCBP，其出生率约为$1.1\times10^{-18}$ ${\rm m}^{-2}{\rm s}^{-1}$，$3.8\times10^{-19}$ ${\rm m}^{-2}{\rm s}^{-1}$和$1.5\times10^{-19}$ ${\rm m}^{-2}{\rm s}^{-1}$。我们发现80%的Blinkers位于超颗粒的边界，其中57%（34%）与ECBPs（XCBPs）有关。我们进一步发现，约61 - 80%的瞬变与宁静太阳中的孤立磁极有关，并且\textbf{the normalized maximum intensities of the transients are correlated with photospheric magnetic flux of poles}服从幂律.这些结果显著地表明，这些瞬变有一个磁的起源和他们的同步行为提供了进一…
2022-01-12 astro-ph.SR
Solar Dynamics Observatory and Hinode observations of a blowout jet in a coronal hole
2011年2月9日09：00 UT，南冕洞内发生了一次喷流，太阳动力学观测站上的大气成像组件（AIA）和日震和磁成像仪（HMI）以及日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）在作为日之出操作计划第177号的一部分进行的冕洞监测期间观测到了喷流。来自AIA的图像显示，从一个小亮点开始，热环和冷环不断扩大，等离子体在一个高达30毫米宽的幕帘中喷出。喷流的初始强度锋的预计速度为200 km/s，EIS测量的视线（LOS）速度在100和250 km/s之间。LOS速度沿射流增加，这意味着在射流体内有一种加速机制。喷射等离子体的密度为2.7 x 10^8 cm^-3，温度为1.4 MK。在事件中，在亮点的底部看到了许多明亮的内核。核的大小约为1000公里，亮度可变，寿命为1-15分钟。XRT滤波器比率产生核的1.5-3.0 MK的温度。亮点存在了至少10个小时，但在喷射后两个小时内消失，持续了30分钟。HMI数据显示，在亮点的位置有会聚的光球流，在喷流的两侧，混合极性的磁通量在四个小时内被抵消。
2014-01-23 astro-ph.SR
On the complex nature of coronal heating
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；School of Mathematics and Statistics, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学数学与统计学院）；University of Newcastle（纽卡斯尔大学）；School of Information and Physical Sciences, University of Newcastle（纽卡斯尔大学信息与物理科学学院）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）
研究通过三维磁流体动力学模拟揭示日冕加热过程中磁结构与等离子体性质的复杂相互作用，指出单一磁流管模型无法准确描述日冕环的结构。
2025-12-19 astro-ph.SR
Emission heights of coronal bright points on Fe XII radiance map
我们研究了与之相关的双极磁环中光球层上方日冕亮点的发射高度。由于BPs是在相对于圆盘的投影中看到的，因此它们的真实发射高度是未知的。详细研究了EIT Fe XII辐射图上BP位置与磁场特征（特别是中性线）的相关性。日冕磁场是由光球场外推到圆盘上方不同高度而确定的。发现大多数BPs位于光球中性线上或附近，但发射发生在大约5微米的高度。一些BPs，虽然在投影中看到，似乎仍然与中性线重合，尽管它们的排放发生在10微米以上的高度，但这种巧合在20微米以上的排放中几乎消失。我们还预测了3-D磁场线的上方不同高度，分别落在x-y平面上。将每个BP的形状与附近的相应场线段进行比较。这种比较表明，大多数日冕BPs实际上位于其相关磁环的顶部。最后，我们计算了每个选定的BP区域的Fe XII强度增强和外推的磁场矢量的水平分量之间的相关系数，分别在不同高度的平面中的相同的x-y位置。我们发现，对于几乎所有的BP区域，我们研究的相关系数，随着高度的增加，增加到一个最大值，然后再次下降。对应于该最大值的高度被定义为相关高度，对于大多数亮点，发现其范围低于20 μ m。
2009-07-28 astro-ph.SR
The chromosphere underneath a Coronal Bright Point
日冕亮点（英语：Coronal Bright Points，缩写：CBP）是一组小规模的日冕环，连接相反的磁极，主要特征是它们增强的极紫外线（EUV）和X射线发射。由于无处不在，它们被认为在加热日冕方面发挥着重要作用。我们的目标是在CBPs下面的色球层几乎没有探索的特点，专注于相关的针状活动和小规模的磁通量出现对CBPs的影响。我们使用高分辨率的观测CBP在H $β$和Fe I 617.3 nm的瑞典1米太阳望远镜（SST）与太阳动力学天文台（SDO）的协调。这项工作提出了第一个高分辨率观察的针状成像H $β$。使用先进的图像处理技术自动检测骨针，并将其应用于从H $β$导出的Dopplergram。在这里，我们报告了它们在CBP“足点”附近的大量存在，并发现这些针状体的取向沿着EUV环排列，表明它们构成了整个CBP磁性结构的基本部分。跨多个通道的时空分析表明，有冠状传播干扰与研究针状体，产生瞬态EUV强度变化的个人CBP环。两个小规模的流量出现低于CBP的情节进行了分析，其中一个导致安静的太阳埃勒曼炸弹和增强附近的针状活动。本文提出了CBP的低层和高层大气之间的紧密耦合的独特证据，从而有助于解开CBP下的动力学现象及其对后者的影响。
2023-01-20 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation in sympathetic coronal bright points
色球蒸发是太阳耀斑中的一个重要过程，人们利用光谱观测对色球蒸发进行了广泛的研究。然而，直接软X射线（SXR）成像的过程是罕见的，特别是在远程增亮与最近引起了极大的关注的主要耀斑。{We试图找到色球蒸发的证据，并找出交感日冕亮点（CBP）过程的原因，即，由主CBP引起的远程增亮。{We利用2009年8月23日在日之出航天器上的X射线望远镜（XRT）对CBPs进行的高节奏和高分辨率SXR观测。{We发现从主CBP传播的热传导前沿，即，BP1，到交感神经CBP之一，即，BP 2与BP 1相距60 $\arcsec$。热传导的视速度为$\sim$ 138 km s $^{-1}$。之后，热等离子体以$\sim$ 76 km s $^{-1}$的速度向上流入连接BP1和BP2的环，这是色球蒸发的明显特征。在连接BP 1和另一交感神经CBP的环路中也观察到类似的上行流，即，BP3与BP1相差80 $\arcsec$，但不如BP2显著。上升流的视速度为$\sim$ 47 km s $^{-1}$。从BP1到BP3的热传导前沿传播没有被很好地识别，除了同样源自BP1的射流状运动。{We提出交感CBP中的温和色球蒸发是由源自初级CBP的热传导引起的。
2013-07-27 astro-ph.SR
Velocity-field estimation techniques for on-disk solar coronal bright fronts (CBFs) and shock-wave propagation
Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文台与国家天文研究所）
该研究针对盘上日冕亮 fronts（CBFs）和激波传播，确定了Lucas–Kanade等4种算法的实用参数，验证了相关速度场估计技术在2022年X1.5级事件激波传播研究中的潜力，可提升SEP预报精度。
2026-10-15 astro-ph.SR
Automated analysis of oscillations in coronal bright points
本文提出一种基于小波变换的自动化方法，用于检测和追踪日冕亮点并分析其强度振荡，发现了多个显著周期及寿命和直径的幂律关系。
2023-09-26 astro-ph.SR
Relationships Between Sequential Chromospheric Brightening and the Corona
色球层是一个复杂的区域，它在光球层中出现的磁通量和日冕中看到的磁性特征之间起着中介作用。在色球层的耀斑和暗条的大爆发经常伴随着日冕物质从太阳的喷射。一些研究已经观测到快速移动的密集亮点（称为连续色球增亮或SCB）从色球耀斑中流出，也产生了日冕物质抛射（CME）。在这项工作中，我们回顾了SCBs的研究，并寻找它们之间的共性。我们将这些发现与当代色球和日冕观测放在一个更大的背景下。SCB是太阳大气环境的短暂指标，因为它存在于其相关的爆发之前。由于它们出现在耀斑爆发的最初阶段，SCB是在色球层中测量到的CME的良好早期指示。
2017-04-12 astro-ph.SR
The Wave Properties of Coronal Bright Fronts Observed Using SDO/AIA
日冕亮锋（CBF）是以每秒数百公里的速度在日冕中传播的大尺度波前。虽然他们的运动学已被详细研究，许多问题仍然存在的时间演变的幅度和脉冲宽度。在这里，同期的高节奏，多热观测的太阳日冕从太阳动力学观测站（SDO）和太阳地关系观测站（STEREO）航天器被用来确定的运动学和膨胀率的CBF波前观察2010年8月14日。与SDO相比，CBF具有较低的初始速度和较弱的减速（~340 km/s和-72 m/s/s，而不是~410 km/s和-279 m/s/s）。来自SDO的CBF运动学被发现是高度依赖于通带的，在335 A和304 A通带中，初始速度范围从379+/-12 km/s到460+/-28 km/s，加速度范围从-128+/-28 m/s/s到-431+/-86 m/s/s。这些运动学被用来估计一个安静的日冕磁场强度范围约为1-2 G。还观察到显著的脉冲展宽，扩展速率为~130 km/s（STEREO）和~220 km/s（SDO）。通过将CBF视为高斯包络内正弦波的线性叠加，发现脉冲的色散率约为8-13 Mm^2·s^-1。这些结果表明，通过非均匀介质传播的快模式磁声波脉冲。
2011-09-27 astro-ph.SR
Time Evolution Altitude of an Observed Coronal Wave
日冕波阵面的性质是有很深争议的。它们在光谱中的几个波长带通中被观察到，并且经常被解释为在低层太阳大气中传播的磁声波。然而，它们可以归因于日冕物质抛射边缘的视线投影。因此，这些特征的高度估计对于区分这两种解释中的一种至关重要。利用EUVI/SECCHI/STEREO于2007年12月7日从两个不同角度获得的一组观测资料，推导了日冕波阵面高度的时间演化。我们开发了一种新的技术来计算高度。我们发现，观测亮度在5分钟内有一个上升的高度，然后高度略有下降回到低日冕。我们解释的高度的演变如下：波阵面的高度的增加与气泡状结构的上升，无论是磁声波阵面或CME在第一阶段。在第二阶段期间，所观察到的亮度与下面的磁结构的增亮混合，因为波前的等离子体的发射由于等离子体随高度的稀释而衰减。
2013-10-21 astro-ph.SR
Deceleration and Dispersion of Large-scale Coronal Bright Fronts
太阳活动最引人注目的表现之一是在太阳大气的极紫外（EUV）图像中观察到的大规模日冕亮锋（CBF）。到目前为止，CBF的能量学和运动学仍然知之甚少，这是由于以前的EUV成像仪的低图像节奏和灵敏度以及用于提取特征的有限方法。在本文中，CBFs的轨迹和形态的确定，以调查CBFs的样品的变化特性，包括它们的运动学和脉冲形状，色散和耗散。我们已经开发了一种半自动强度分析技术，从STEREO/EUVI中提取2.5-10分钟节奏图像中CBFs的形态和准确位置。该技术被应用到序列的171 A和195 A的图像从STEREO/EUVI为了测量四个单独的CBF事件的波特性。在以~240- 450 km ^{-1}的速度发射后，所研究的四个事件中的每一个都显示出显著的负加速度，范围从~ -290到-60 ms ^{-2}。CBF的空间和时间宽度分别从~50 μ m增加到~200 μ m和~100 s增加到~1500 s，表明它们在本质上是分散的。位置-角度平均脉冲积分强度随传播的变化在所研究的四个事件中没有显示出明显的趋势。这些结果与CBF是色散磁声波最一致。
2011-04-21 astro-ph.SR
Evidence for precursors of the coronal hole jets in solar bright points
分析了23个观测到的日冕亮点中的日冕喷流事件。重点是日冕喷流事件之前和期间平均亮度的时间演变。在绝大多数情况下，无论是单一的或经常性的日冕射流之前，轻微的前兆扰动观察到的平均强度曲线。关键的结论是，我们能够检测到准周期振荡的特征周期从亚分钟到3-4分钟的亮点亮度值之前的射流。我们的基本主张是，随着传统上接受的情况下，通过新的磁通量的出现和重新连接的亮点和日冕洞的初始结构的亮点的演变，某些MHD振荡和波动运动可以激发，这些可以在观察到的动力学的重要地位。这些准振荡现象可能在日冕喷流的不同时期的点火和演化之间起着联系的作用。它们可以指示由于系统熵变、密度变或剪切流引起的MHD波激发过程。很可能在开放和闭合场线区域之间的边缘处存在急剧的流出速度横向梯度。我们假设，磁重联可以是MHD波的源，由于脉冲产生或快速的温度变化，剪切流驱动的非模型MHD波的演变（自加热和/或过反射机制）。
2018-03-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Observation and Modeling of Chromospheric Evaporation in a Coronal Loop Related to Active Region Transient Brightening
利用太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）、界面区成像光谱仪（IRIS）、极紫外成像光谱仪（EIS）和X射线望远镜（XRT）的观测资料，我们给出了在两个活动区瞬变增亮（ARTB）发生后日冕环中色球蒸发的证据。色球蒸发在AIA的三个热通道（131 ° C、94 ° C和335 ° C）中几乎同时开始，并与温度有关，在最高温度通道中蒸发最快。$\approx25$ ~s在131 μ m、$\approx 40$ ~s在94 μ m和$\approx 6.5$ ~min在335 μ m后，随着ARTB，整个环变得完全变亮。两个足点处的DEM测量值（即，的两个ARTB）和环顶表明，等离子体达到的最高温度$\sim$ 10-MK在所有这些位置。IRIS的光谱观测表明，在ARTB期间，在较冷的谱线如\ion{C}{2}和\ion{Si}{4}中存在$\sim$ 20 km s $^{-1}$的红移发射，与环足点的蒸发流同时。在ARTB期间，\ion{C}{2}和\ion{Si}{4}的线宽在峰值发射期间几乎增加了两倍。此外，在线宽的增强之前，在多普勒频移再次之前的强度增强。所观察到的结果进行了定性再现1-D流体动力学模拟，其中能量沉积在两个脚点的一个整体的冠状环，模仿的ARTB中确定的意见。
2018-05-04 astro-ph.SR
Bright Dots and Coronal Plume Formation in Sunspot Penumbra
本文利用太阳轨道器EUI等高分辨率观测研究太阳黑子半影中冕羽的形成，发现底部亮点可能对应磁声激波，且喷流子和下行流并非必要，表明冕羽形成机制依赖于磁拓扑和色球波场。
2025-07-22 astro-ph.SR
Large-scale Bright Fronts in the Solar Corona: A Review of "EIT waves"
"EIT波”是大规模的日冕亮锋（CBF），首次在使用\emph{Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)}上的极紫外成像望远镜（EIT）获得的195幅日冕图像中观察到。CBF通常被称为"EIT波”，它通常表现为以100- 700 km/s $^{-1}$的速度伪径向传播穿过太阳盘的扩散波前，波前宽度为50-100 μ m。（$c_s\leq$ 200 km s $^{-1}$）和当地阿尔文速度（$v_A\leq$ 1000 km s $^{-1}$），它们最初被解释为快模磁声波（$v_{f}=(c_s^2 + v_A^2)^{1/2}$）。现在已知它们的传播会被磁声波速度变化的区域所改变，例如活动区域和冕洞，但也有证据表明冕洞边界处存在静止的CBF。后者导致了这样的建议，它们可能是焦耳加热或磁重联等过程的表现，而不是与波有关的现象。虽然CBF的一般形态学和运动学特性及其与日冕物质抛射的关系现在已经得到了很好的描述，但关于它们的激发和传播还有许多问题。特别是，这些神秘的事件作为磁流体动力学波或由于磁拓扑结构的变化的理论解释仍然是很多争论的话题。
2010-11-11 astro-ph.SR
The Role of Magnetic Topology in the Heating of Active Region Coronal Loops
我们研究了日冕磁场拓扑结构中日冕环发射的演化。新的建模技术使我们能够研究活动区的磁场结构和能量释放。使用这些模型和高分辨率的多波长日冕观测从过渡区和日冕探测器（TRACE）和X射线望远镜（XRT）的日出，我们能够建立一个日冕环的光变曲线和相关的磁拓扑结构之间的关系NOAA活动区10963。我们检查循环，显示瞬态和稳定的排放，我们发现，显示许多瞬态增亮的循环位于域与大量的分离器。这种拓扑结构通过分离器处的磁重联为连续脉冲加热事件提供了环境。另一方面，具有相对恒定的X射线和EUV发射的环位于与分离器不相关的域中。这一结果意味着在这些区域中加热等离子体不涉及较大尺度的磁场重联，并且这些回路中的加热必须来自另一种机制，例如小尺度重联（即，纳米片）或波加热。此外，我们发现，循环，经历反复的瞬态增亮与分离器，具有增强的自由能。相比之下，我们发现一个孤立的瞬态增亮的情况下，似乎与分离器具有较小的自由能。
2010-09-10 astro-ph.SR
Strongest coronal magnetic fields in solar cycles 23-24: probing, statistics, and implications
强日冕磁场存在时，表现为热日冕等离子体中回旋共振（GR）发射机制产生的高频亮微波源。观测到这种发射的最高频率与视线上最强日冕磁场的绝对值成正比。虽然没有日冕磁场大于约2,000 G的预期，最近的字段至少有两倍以上的报告。在这里，我们报告的搜索和统计研究这样强的日冕磁场使用高频GR发射。Nobeyama RadioHeliograph提供了20多年（1995-2018）来17 GHz和34 GHz高频空间分辨微波观测的历史记录。在这里，我们采用这个数据集，以确定在34 GHz的明亮GR发射源，并进行统计分析，确定GR的情况下，量化最强的日冕磁场在两个太阳周期。我们发现，虽然具有强磁场的活动区相对较少（不到所有活动区的1%），但它们在太阳上经常出现。这些活动区与太阳活动的突出表现有关。
2023-01-21 astro-ph.SR
Supersonic flows observed by THEMIS related to a coronal bright point and filament
Kumaun University（库马翁大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）；LUNEX EMMESI Institut（LUNEX EMMESI研究所）；University of Oslo（奥斯陆大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯可洛多夫斯卡大学）
利用THEMIS和GONG数据，研究2023年9月28日暗条末端超声速下流与日冕亮点的关联，发现89.8 km/s的下流和6 MK亮点，提出等离子体下落或日冕雨两种可能机制。
2026-09-15 astro-ph.SR
The Coronal Analysis of SHocks and Waves (CASHeW) Framework
日冕亮锋（Coronal Bright Fronts，CBF）是日冕中与太阳爆发有关的大尺度波动扰动。它们在极紫外（EUV）光下被观察到为有限宽度的短暂明亮的锋面，传播远离喷发源。最近对单个太阳爆发事件的研究使用了CBF的EUV观测和米波射电II型爆发观测，以显示低日冕波和日冕物质抛射（CME）驱动的冲击之间的密切联系。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）仪器的EUV成像已被证明对探测CBFs特别有用，结合无线电和现场观测，对早期CME驱动的冲击表征能力具有很大的希望。这种表征可以进一步自动化，并与粒子加速模型相关，以产生对事件早期日冕和近地环境中粒子通量的估计。我们提出了一个框架，冠状分析的冲击波和波（CASHeW）。它将对美国航天局太阳物理学系统观测台数据产品和相关数据驱动模型的分析纳入一个自动化系统，用于描述离临日冕波和冲击的特征，并评价其加速太阳高能粒子的能力。该系统利用EUV观测和交互式数据语言（IDL）编写的模型。此外，它还利用了SolarSoft库包中的分析工具以及第三方库。我们已经测试了CASHeW框架上的日冕亮锋事件的代表性列表。在这里，我们介绍了它的特点，以及初步结果。有了这个框架，我们希望有助于全面了解日冕冲击波，高能粒子加速的重要性，以及更好地预测SEP事件通量的能力。
2017-10-15 astro-ph.SR
