Extended Coronal Heating and Solar Wind Acceleration Over the Solar Cycle
本文回顾了我们对日冕加热（在开放区域）和太阳风加速背后的物理学的不断增长的理解。许多新的见解来自上一个太阳活动周期的观测和理论工作。对扩展日冕中等离子体特性的测量是区分竞争理论的关键，扩展日冕是主要太阳风加速的地方。我们描述了如何在过去的14年中，UNODC/SOHO测量冕洞和流光提供了有关详细的动力学过程，为快速和慢速风区提供了线索。我们还提出了一个简短的调查，目前的想法，涉及日冕源地区的快速和缓慢的风流，以及这些如何在太阳周期的变化。这些源区域的背景下，讨论了最近的理论模型（基于阿尔芬波和MHD湍流），已开始成功地预测加热和加速度在快速和慢速风区基本上没有自由参数。关于这些模型的一些新的结果-包括在1 AU的较低的密度和温度的定量预测，在目前的太阳能最低期相比，以前的最低-也显示。
2010-02-01 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
A Data-Driven Analytic Model for Proton Acceleration by Large-Scale Solar Coronal Shocks
我们最近研究了低太阳日冕中爆发性日冕驱动的大规模离边日冕亮锋（OCBF）的发展（Kozarev et al. 2015），使用太阳动力学天文台高级成像组件EUV望远镜的远程观测。在这项研究中，我们获得了高时间分辨率的估计OCBF参数调节的效率内的扩散冲击加速（DSA）的理论框架内的带电粒子加速。这些参数包括时间依赖的前的大小，速度和强度，以及上游冠状磁场相对于前的表面法线方向的方向。在这里，我们提出了一个分析粒子加速度模型，专门开发，将日冕冲击/压缩前面的属性，从远程观测。我们验证了模型的性能，通过网格的理想化的情况下运行使用典型的大规模日冕冲击的输入参数，并表明，结果接近预期的DSA稳态行为。然后，我们使用Kozarev等人（2015）中推导的OCBF时间相关参数将模型应用于2011年5月11日的事件。我们发现，压缩前可能产生高能粒子低至1.3太阳半径的日冕。比较模拟的和观测到的地球附近的注量，我们还发现，在这一事件中的大部分加速必须发生在1.5太阳半径以上。通过这项研究，我们已经迈出了第一步，使用直接观测的冲击和压缩在最里面的日冕，以预测SEP事件的发生和强度。
2016-08-23 astro-ph.SR
Observations of the Coronal Mass Ejection with a Complex Acceleration Profile
研究了具有复杂加速度剖面的日冕物质抛射。事件发生于2009年4月23日。它有一个脉冲加速阶段，一个脉冲减速阶段，和第二个脉冲加速阶段。在其演化过程中，CME表现出不同的加速机制：扭结不稳定性，突出排水，耀斑重联，和CME-CME碰撞的签名。观测的特点是使用了TESIS EUV望远镜。该仪器可以在距离太阳中心2 $R_\odot$的Fe 171日冕线上成像。这使我们能够追踪CME直到LASCO/C2视场，而不会从视线中丢失CME。CME的发生是由扭结不稳定性引起的。扭结不稳定后出现大量引流。物质的排泄只起辅助作用：它减少了CME的质量，这有助于加速CME。第一个脉冲加速阶段是由耀斑重联引起的。在第一个脉冲加速阶段，我们观测到了两个带状耀斑和软X射线通量的增加。脉冲减速和第二脉冲加速阶段是由CME-CME碰撞引起的。所研究的事件表明，日冕物质抛射是一种复杂的现象，不能只用一种加速机制来解释。我们应该寻求不同机制的组合，在它们演化的不同阶段加速日冕物质抛射。
2017-12-18 astro-ph.SR
Statistics of coronal dimmings associated with coronal mass ejections. II. Relationship between coronal dimmings and their associated CMEs
我们提出了一个统计研究的62个日冕调光事件与地球定向日冕物质抛射期间的准正交周期的STEREO和SDO。这种独特的设置使我们能够非常详细地研究这两种现象，并在统计上比较特征量。冠状调光观察磁盘上的SDO/AIA和HMI，而CME运动学在脉冲加速阶段的研究接近肢体与STEREO/EUVI和COR，最大限度地减少投影效应。变暗区域、其总无符号磁通量和其总亮度反映了总变暗区域在其最终范围内的性质，显示出与CME质量（$c\sim0.6-0.7$）的最高相关性。它们相应的时间导数，描述了变暗演化的动力学，显示出与CME峰值速度（$c\sim 0.6$）最强的相关性。发现$c=0.68\pm0.08$的最高相关性与调光的平均强度有关，表明日冕物质抛射在日冕中的起始位置越低，其传播速度越快。然而，在有高步频STEREO观测的事件中，调光区的平均无符号磁场密度与CME峰值加速度（$c=0.42\pm0.20$）呈正相关。这表明较强的磁场导致较高的洛伦兹力，为CME加速提供较强的驱动力。特定的日冕变暗参数与CME和耀斑的数量相关，为耀斑-CME反馈关系提供了进一步的证据。对于日冕物质抛射与耀斑同时发生的事件，日冕变暗在统计上反映了这两种现象的性质。
2018-10-03 astro-ph.SR
Acceleration of Type 2 Spicules in the Solar Chromosphere - 2: Viscous Braking and Upper Bounds on Coronal Energy Input
一个磁流体动力学模型被用来确定条件下，洛伦兹力加速等离子体的2型针状速度在色球。该模型概括了以前的模型，包括一个更现实的prespicule状态，和垂直粘性力。在上色球层条件下的两种情况下的加速度被认为是。这些情况下的磁场强度为<= 12.5和25 G。等离子体在100秒内被加速到66和78 km/s的终端垂直速度，而零粘度的情况下为124和397 km/s。流动局限于水平直径约80和50公里。粘性耗散产生的总热能比焦耳耗散产生的总热能大约10倍，但由于稀薄而产生的总冷却量大于该能量。压缩加热在加速的早期阶段占主导地位。2型针状体注入日冕的最大能量，定义为上色球层的能流，可能在很大程度上平衡了平静区域的总日冕能量损失，也可能是冕洞，但不是在活跃区域。提出了晶间区出现的磁通量驱动2型针状体的观点。
2014-03-11 astro-ph.SR
A Multi-Event Study of Early-Stage SEP Acceleration by CME-Driven Shocks -- Sun to 1 AU
10倍太阳半径以下的日冕是日冕物质抛射驱动的激波对太阳高能粒子早期加速和输运的重要区域。在那里，这些波传播到一个高度可变的动态介质中，该介质具有陡峭的梯度和快速扩展的日冕磁场，这调制了冲击或波表面附近的粒子加速度，以及SEP传播到日光层的方式。我们提出了一项研究模拟的加速SEPs在全球日冕冲击事件的日冕，以及他们的运输到1 AU，望远镜观测的基础上，加上动态物理模型。
2022-02-12 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Global energetics of solar flares. XIII. The Neupert effect and acceleration of coronal mass ejections
我们的主要目标是建立一个日冕物质抛射（\sl CMEs）传播的高度-时间模型$r(t)$，其中低层日冕自洽地连接到日球路径，我们利用Neupert效应从\sl软X射线（SXR）光变曲线的时间导数中得到日冕物质抛射加速相的峰值时间、持续时间和速率。这种新的方法提供了从{ \sl静止轨道地球卫星（GOES）}和白光数据获得CME高度-时间剖面$r(t)$、CME速度剖面$v(t)=dr(t)/dt$和CME加速度剖面$a(t)=dv(t)/dt$的运动学的优点，而不需要{ \sl硬X射线（HXR）}数据。我们将这种技术应用于576（GOES X和M级）耀斑事件与GOES和{ \sl大角度太阳日冕（LASCO）}观测的数据集。我们的分析产生的加速率范围内的$a_A = 0.1-13$公里秒$^{-2}$，$τ_A = 1.2-45$分钟的加速持续时间，并在$d_A = 3-1063$毫米的范围内的加速距离，与$d_A=39$毫米，这对应于一个温度为$T_e \approx 0.8$ MK的日冕的流体静力学尺度高度的中位数。结果是一致的标准耀斑/CME模型，预测磁重联和同步（初级）CME加速低日冕（在0.1 R_太阳的高度），而二次（较弱）加速可能会发生在更远的日光层距离。
2021-12-14 astro-ph.SR
Test particle sampling and particle acceleration in a 2D coronal plasmoid-mediated reconnecting current sheet
University of Oslo（奥斯陆大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
本文利用试验粒子与引导中心近似，在二维日冕扇-脊拓扑MHD快照中研究等离子体团介导重联电流片内的电子加速，发现非热电子仅在磁零点附近通过betatron加速获得能量，并指出引导中心近似和采样方法会显著影响非热幂律的估计。
2025-09-29 astro-ph.SR
Determination of Acceleration from 3D Reconstruction of Coronal Mass Ejections Observed by STEREO
我们采用了三维（3D）重建技术，第一次研究6个日冕物质抛射（CME）的运动学，使用从COR1和COR2 coronagraphs上获得的双STEREO航天器的图像，也与其中三个使用的图像从极紫外成像仪（EUVI）的爆发性喷发（EP）。一个功能的EP和前缘（LE）的所有CME的识别和跟踪的图像从两个航天器，和立体重建技术被用来确定这些功能的三维坐标。真速度和加速度是从日冕物质抛射特征的真高度的时间演变来确定的。我们在三维中对日冕物质抛射运动学的研究表明，日冕物质抛射前缘通常在2R $_\{odot}$以下经历最大加速度。与耀斑和日冕物质抛射有关的日冕物质抛射的加速度剖面表现出不同的行为。虽然CME不与双折射显示出双峰加速配置文件，那些与双折射没有。在研究中，三个相关的双折射中的两个显示出高且不断上升的加速度值，其距离几乎为4R $_\{odot}$，但相应的CME LE的加速度没有显示出相同的行为，这表明两者可能并不总是由相同的机制驱动。其中一个日冕物质抛射虽然与C级耀斑有关，但却显示出异常高的加速度，超过了1500 m s $^{-2}$。因此，我们的研究结果表明，只有耀斑相关的CME经历剩余加速，这表明通量注入理论模型适用于耀斑相关的CME，但EP相关的CME应考虑不同的机制。
2011-07-09 astro-ph.SR
Impulsive acceleration of coronal mass ejections: II. Relation to SXR flares and filament eruptions
使用高时间节奏的图像从STEREO EUVI，COR1和COR2仪器，我们推导出详细的运动学的主要加速阶段的样本95 CME相关联的耀斑和灯丝喷发相比。我们发现，与耀斑相关的日冕物质抛射揭示了平均显着较高的峰值加速度和较低的加速阶段的持续时间，启动高度和高度，在那里他们达到他们的峰值速度和峰值加速度。这意味着与耀斑相关的日冕物质抛射的特征是更高和更强的脉冲加速度，并且起源于磁场更强的日冕底部。对于与暗条喷发相关的日冕物质抛射，我们发现只有日冕物质抛射的峰值加速度比与暗条喷发无关的事件显著降低。耀斑上升时间与CME加速持续时间呈正相关，与CME峰值加速时间呈负相关。对于大多数事件，CME加速在耀斑发作之前开始（对于75%的事件），并且CME加速在SXR峰值时间之后结束（对于77%的事件）。在约60%的事件中，耀斑SXR通量导数峰值时间与CME加速度峰值时间之间的时间差小于\pm 5 min，这暗示了CME加速度与耀斑中由磁重联引起的能量释放之间的反馈关系。
2012-06-11 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Associated with Slow Long Duration Flares
众所周知，日冕物质抛射（CME）与耀斑之间存在时间上的相关性。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与慢长时程事件（LDES），即耀斑与长的上升阶段的CME。我们确定了耀斑与CME的关系，并详细分析了CME的运动学。耀斑参数（GOES通量、上升阶段持续时间）与CME参数（速度、主加速阶段加速度和CME加速阶段持续时间）有很强的相关性。这些相关性证实了慢LDE和CME之间的强关系。我们还分析了日冕物质抛射的参数之间的关系，即一个速度，在主加速阶段的加速度，加速阶段的持续时间，并在加速阶段结束时的日冕物质抛射的高度。与慢的LDEs相关联的CME的特征在于在传播阶段期间的高速度，中值等于1423 km/s。在一半的分析案例中，主加速度较低（a<300 m/s^2），这表明高速度是由加速阶段引起的（加速阶段持续时间的中位数等于90分钟）。CME被加速到几个太阳半径（中位数为7 Rsun），这比典型的脉冲CME要高得多。因此，缓慢的LDE可能会出现在极强的磁暴之前。对慢速激光多普勒效应和相关日冕物质抛射的分析可为制定更准确的空间天气预报，特别是极端事件预报提供重要信息。
2013-02-28 astro-ph.SR
Nonlinear Processes in Coronal Heating and Slow Solar Wind Acceleration
本工作由两部分组成：第一部分致力于磁约束日冕的加热研究，第二部分致力于慢太阳风的加速研究。直接三维简化MHD模拟。他们在“帕克情景”的框架内，通过光球足点运动对日冕磁力线的纠缠，模拟了太阳大气中日冕环的加热。我们导出了物理量随圈长的标度，以及光球与日冕阿尔芬速度之比。湍流动力学的发展使得耗散率与雷诺数无关。物理空间中的动力学是由弱湍流描述的，弱湍流是当MHD系统嵌入强轴向磁场中时产生的。慢风起源于日冕流光带及其周围。SOHO航天器上的LASCO仪器已经观测到在头盔流光的尖端之外形成的等离子体密度增强。改进了已有的密度增强的形成和初始运动的理论模型。平均膨胀所遭受的一个包裹的等离子体向外传播，和反磁力由于整体磁场径向梯度现在包括在内。结果表明，磁化后的尾流结构是不稳定的，在流的中心形成一个向外加速的磁岛，磁岛内部出现密度增强现象。加速度和密度对比度的值可以与LASCO的观测结果很好地吻合，只要磁力线的球面发散开始超过离太阳的临界距离。该结果提供了对磁场的拓扑的约束。
2010-01-12 astro-ph.SR
A statistical study of the post-impulsive-phase acceleration of flare-associated coronal mass ejections
现在普遍认为，内日冕中日冕物质抛射（CME）的脉冲加速与相关的太阳耀斑的主要能量释放在时间上密切相关。在本文中，我们详细研究了脉冲后阶段加速的CME在外日冕，这是一个阶段的演变紧接在主脉冲加速的CME，这一阶段被认为是对应于相关的耀斑的衰变阶段。这项观测研究是基于1996年至2006年与M级和X级GOES软X射线耀斑相关的247个CME的统计样本。我们发现，从许多事件的例子，与耀斑与长衰减时间（或所谓的长持续时间耀斑）往往有积极的脉冲后阶段的加速，即使他们中的一些已经获得了一个高的速度在脉冲加速结束，但没有显示出预期的减速从背景太阳风的气动拖动。另一方面，与短衰变时间的耀斑有关的日冕物质抛射往往有明显的减速。在所有事件的散射图中，CME脉冲相后加速度与耀斑衰变时间之间存在弱相关性。偏离总趋势的日冕物质抛射多为慢或弱的日冕物质抛射，与短衰变时间的耀斑有关，这种偏离是由相对较强的太阳风对这些事件的拖曳力造成的。我们的研究结果的CME动力学和CME耀斑关系的影响进行了讨论。
2010-02-26 astro-ph.SR
Particle acceleration and transport in reconnecting twisted loops in a stratified atmosphere
扭曲的日冕环在日冕中应该是普遍存在的。扭曲的磁场中含有多余的磁能，在磁重联过程中会释放出来，从而引起太阳耀斑。这项工作的目的是调查磁重联，粒子加速和扭结不稳定的扭曲日冕环的运输，重点是电阻率，环的几何形状和大气层结的影响。另一个目的是执行前向建模的韧致辐射的排放和确定硬X射线源的结构。我们使用磁流体动力学（MHD）和测试粒子的方法相结合。首先，利用电阻性MHD模型，考虑了大气层结和冕环曲率的影响，讨论了扭折冕环的演化。然后，得到的电场和磁场和密度分布被用来计算电子和质子的轨迹，使用一个指导中心近似，考虑到库仑碰撞。结果表明，扭曲日冕环中的电场可以有效地加速质子和电子的能量高达10 MeV。高能粒子具有坚硬的、接近幂律的能谱。高能粒子占据的体积表现出径向膨胀，这导致可见硬X射线环的膨胀和硬X射线足点面积的逐渐增加。合成的硬X射线辐射揭示了强的足点源和扩展的日冕源，其强度强烈依赖于日冕环密度。
2015-01-26 astro-ph.SR
Forward Modeling of Simulated Transverse Oscillations in Coronal Loops and the Influence of Background Emission
我们模拟了辐射冷却日冕环的横向振荡，并对它们的光谱和成像特征进行了正演模拟，注意了背景辐射的影响。横向振荡由周期性速度驱动器在一个足点处驱动。随后形成一个扭结驻波，由于Kelvin-Helmholtz不稳定性，环路横截面发生变形，导致小尺度下的能量耗散和加热。除了横向运动外，由于有质动力引起的慢波还产生长周期纵向流动。然后，我们将模拟的直环转换为半环面环，并对它们的光谱仪和成像发射进行前向建模，模仿Hinode/EIS和SDO/AIA的观测。我们发现，在不同的狭缝位置，强度的振荡幅度是不同的，但在不同的谱线或通道大致相同。多普勒速度和多普勒宽度的X-t图均显示周期性信号。我们还发现，背景发射显着降低多普勒速度，使估计的动能两个数量级小于真实值。我们的研究结果表明，背景扣除可以帮助恢复真实的振荡速度。这些结果有助于进一步认识冕环中的横向振荡及其观测特征。然而，他们对使用多普勒速度在光谱上估计的横波的能量含量表示怀疑。
2021-09-06 astro-ph.SR
Recurrent coronal jets observed by SDO/AIA
在本文中，我们对2014年11月7日的三个经常性喷流进行了多波长观测。射流起源于AR 12205边缘的同一区域，并沿同一冠状环传播。喷发是由磁重联产生的，这是由喷流底部连续的磁抵消所证明的。喷气式飞机2的预计初速度为402公里/秒。jet2在上升和下降阶段的加速度并不一致，前者明显大于太阳表面的太阳引力加速度，而后者则小于太阳引力加速度。在射流2传播期间，有两种可能的额外力作用在射流2上。一个是当jet1回落并与jet2相遇时来自jet1的向下气体压力。另一个是射流2快速传播过程中来自周围等离子体的粘性阻力。与此相反，射流3在上升和下降阶段的加速度是恒定的，这意味着射流3的传播不受外力的显著影响。
2021-07-23 astro-ph.SR
Nonthermal electron acceleration in turbulent post-flare coronal loops
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
研究日冕环中湍流后 flare 中非热电子的加速机制，揭示KHI湍流对电子能量分布的影响。
2026-02-04 astro-ph.SR
Coronal mass ejections associated with LDE flares of slow rise phase
众所周知，日冕物质抛射与相关耀斑之间存在时间关系。加速阶段的持续时间与耀斑上升阶段的持续时间有关。我们研究了与长持续时间耀斑的缓慢上升相（慢LDE）的CME。这些日冕物质抛射的特点是在传播阶段速度很高（v>1000 km/s），而在主加速阶段平均加速度很低。CME被加速直到高度$> 5 R_\odot$，其值高于典型的脉冲CME。与慢激光爆炸有关的日冕物质抛射具有两类日冕物质抛射的特征，即与耀斑有关的日冕物质抛射和与喷发的日冕物质抛射。
2011-04-05 astro-ph.SR
Observations of magnetic reconnection and particle acceleration locations in solar coronal jets
利用SDO/AIA、RHESSI、Hinode/XRT和IRIS的数据，我们对2014年11月13日的两个耀斑相关喷流进行了多波长分析。与大多数日冕喷流不同，硬X射线（HXR）发射通常在喷流底部附近观察到，在这些事件中，HXR发射在几个位置被发现，包括日冕。我们进行了第一次差分发射测量（DEM）分析，结合AIA（和XRT时可用）带通滤波器数据和RHESSI HXR测量日冕射流，并获得自洽的结果在很宽的温度范围内，到非热能。在这两个事件中，热等离子体首先出现在射流底部，但随着底部等离子体逐渐冷却，热等离子体也出现在射流顶部附近。此外，非热电子，虽然只有温和的能量，在多个HXR位置发现，并包含大量的总能量。特别是，在喷流顶部产生HXR源的高能电子在顶部位置附近加速，而不是从喷流底部的重连位置行进。这意味着在每个事件中有不止一个粒子加速点。喷流速度与以前的研究一致，包括向上和向下的速度分别约为~200 km/s和~100 km/s，以及400-700 km/s的快速流出。我们还研究了后一事件中的能量分配，发现加速电子中的非热能与所考虑的其他能量形式相比是最重要的。我们讨论的解释，并提供限制日冕射流形成的机制。
2022-07-12 astro-ph.SR
Coronal Implosion and Particle Acceleration in the Wake of a Filament Eruption
我们研究了2001年6月15日一组TRACE 195 A冕环覆盖在一个反S形暗条上的演化。这些环最初被向上推动，细丝缓慢上升和扭结，但一旦细丝爆炸性上升，它们就开始以约100 km/s的速度收缩，并持续至少12 min，可能是由于细丝逃逸时下方的磁压力降低。尽管扩张后收缩，但在细丝喷发期间，感兴趣的环基本上保持完整，而不是通过重新连接形成。这些收缩的环自然地形成了一个收缩的陷阱，其中几个keV的热电子，在一个数量级的估计，可以加速到非热能。当收缩的环束接近源自暗条爆发的耀斑后拱廊时，Yohkoh上的硬X射线望远镜（HXT）记录到了一个单一的硬X射线爆发，而GOES软X射线通量没有相应的上升。HXT图像显示，在软X射线拱廊顶部上方约15”处有一个明显的冠状源。日冕源（薄靶）的注入电子数相对于足点发射（厚靶）硬化约1.5次方，这与弱扩散极限中的电子捕获一致。虽然我们不能排除额外的重联，观测证据表明，收缩日冕陷阱可能在观测到的非热硬X射线发射在耀斑衰变阶段发挥了重要作用。
2009-08-08 astro-ph.SR
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
Injection of thermal and suprathermal seed particles into coronal shocks of varying obliquity
背景：日冕中的扩散激波加速可以将太阳高能粒子加速到非常高的能量。通过自生波的捕获来提高加速效率，这高度依赖于被加速粒子的量。这又取决于粒子注入加速过程的效率。目的：我们提出了一个分析的注入效率在日冕冲击不同的结晶度。我们通过反射和下游散射，包括交叉冲击电位的影响，评估注射。准热和超热种子种群进行了分析。我们提出的结果上的跨场扩散的冲击下游的注射效率的影响。研究方法：使用分析方法，我们提出了适用的注射速度阈值，半解析通量积分和蒙特卡罗模拟，不诉诸二进制阈值进行了比较。改变激波法向角和激波法向速度，以评估喷射效率与这些参数的关系。结果：我们提出了一个显着的偏见，在小冲击波法向角的热种子粒子注入的证据。我们表明下游各向同性方法会影响该结果的θ依赖性。我们发现了一个不可忽略的影响所造成的交叉冲击电位，下游交叉场扩散的影响是高度依赖于边界的定义。结论：我们的研究结果表明，蒙特卡罗模拟的日冕冲击加速的一个完整的分布函数评估与下游各向同性通过散射是必要的，现实的粒子注入模型。根据我们的研究结果，种子粒子注入在准平行的日冕冲击可以导致显着的加速效率，特别是当结合不同的场线几何形状。
2013-09-09 astro-ph.SR
Heavy-ion Acceleration and Self-generated Waves in Coronal Shocks
背景：日冕物质抛射驱动冲击的加速目前被认为是大型太阳高能粒子事件的主要来源。目的：太阳风是冲击波加速粒子的来源，它包含了大量的离子群，这些离子群提供了对加速过程的深入了解。我们提出了第一次冲击加速的次要离子的模拟，以探索详细的捕获动力学和加速时间尺度。研究方法：我们已经模拟了次要离子（3 He 2+，4 He 2+，16 O 6+和56 Fe 14+）和质子的扩散冲击加速使用Monte Carlo方法，其中自生Alfvénic湍流允许重复冲击交叉和加速到高能量。结果：我们提出的影响，特别是在低波数的微量离子的波产生，并表明这是显着的。我们发现，最大离子能量是由粒子逃逸的竞争效应，由于在一个扩大的通量管和捕获由于放大湍流聚焦。我们证明截止能量与粒子荷质比的关系近似为（Q/A）^[1.5]。结论：我们建议，了解日冕冲击的小离子的加速需要模拟，使我们能够详细探索捕获动力学和加速时间尺度，包括湍流捕获边界的演变。我们的结论是稳态模型不足以描述日冕冲击中的重离子加速。
2013-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Implications for electron acceleration and transport from non-thermal electron rates at looptop and footpoint sources in solar flares
硬X射线（HXR）辐射源与电子加速和输运的相互关系是高能太阳耀斑物理研究的主要问题之一。对太阳耀斑的空间分辨观测经常表明存在分离良好的韧致辐射源，即所谓的日冕源和足点源。利用空间分辨的X射线观测资料和最近改进的成像技术，我们详细研究了几个观测良好的太阳耀斑的空间分辨电子分布。选定的耀斑可以被解释为具有标准的几何形状与色球HXR足点源相关的厚目标X射线发射和日冕源的热和薄目标韧致辐射的组合为特征。使用成像光谱技术，我们推导出的特征电子速率和光谱指数所需的解释冠状和足点X射线源。我们发现，在脉冲阶段，电子率在looptop是几倍（1.7-8倍）高于在脚点。结果表明，足够数量的电子加速的环顶解释沉淀到脚点，并意味着电子积累在环顶。我们讨论了这些结果的磁捕获，俯仰角散射，和注入性能。我们的结论是，加速的电子必须受到磁捕获和/或俯仰角散射，保持一小部分人口被困在日冕环内。这些研究结果提出了强有力的约束，在日冕源的粒子输运，并提供定量限制在日冕源的deka-keV电子捕获/散射。
2013-02-12 astro-ph.SR
Testing Models of Accretion-driven Coronal Heating and Stellar Wind Acceleration for T Tauri Stars
经典的金牛T型星是主序前的天体，同时经历吸积、风外流和日冕X射线发射。来自磁层吸积流的等离子体对恒星表面的影响可能是这些恒星上层大气中能量和动量的主要来源。本文提出了一套模型的动力学和加热的三个不同的地区的金牛座T星的吸积影响：（1）直接下方的磁层吸积流的冲击等离子体，（2）恒星风，加速沿开放的磁通量管，（3）封闭的磁回路，类似于太阳的日冕活动区。对于环，日冕加热的自洽模型来自太阳场线缠结和湍流耗散的数值模拟。对金牛座-御夫座恒星形成区的14颗观测良好的恒星的性质建立了独立的模型。平均而言，风质量损失率的预测略低于观测值，这表明盘风或X风也可能有助于测量的外流。然而，对于某些恒星，模拟的恒星风似乎对测量的质量通量有很大的贡献。对激波和环的X射线光度的预测与现有的观测结果基本一致。吸积率最高的恒星往往具有由高温（5-10 MK）环主导的X射线光度。吸积率较低的恒星的X射线光度主要由较冷的吸积激波所控制。
2009-10-14 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
2015-04-14 astro-ph.SR
Acceleration of Solar Energetic Particles by the shock of Interplanetary Coronal Mass Ejection
行星际日冕物质抛射（ICME）激波是加速粒子的重要因素，对太阳高能粒子（SEP）事件有重要贡献。我们进行了磁流体动力学粒子在细胞（MHD-PIC）模拟ICME冲击，以了解加速机制。这些激波在阿尔夫维尼奇马赫数和磁场方向（平行\准垂直）上都不同。我们发现，扩散冲击加速（DSA）起着重要的作用，加速粒子在平行ICME冲击。相比之下，冲击漂移加速度（SDA）在准垂直冲击中起着关键作用。高马赫数的激波被认为能更有效地加速粒子。我们的模拟结果表明，背景湍流和局部粒子速度分布周围的冲击可以间接暗示的加速机制。我们的研究结果还指出了一些可能的\textit{in situ}观察，可以验证我们的理解的主题。
2021-10-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron plasma wake field acceleration in solar coronal and chromospheric plasmas
本文介绍了适用于太阳大气的电子等离子体尾流场加速的三维粒子模拟。它是建立的，注入驱动和尾随电子束到太阳日冕和色球等离子体中，导致电场（$-(20-5) \times 10^{6}$ V/m），导致尾随束加速到52兆电子伏，从最初的36兆电子伏。这一结果为极高能太阳耀斑电子激发等离子体尾流场加速提供了一种潜在的重要机制。
2017-06-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Study the build-up, initiation and acceleration of 2008 April 26 coronal mass ejection observed by STEREO
在本文中，我们分析了完整的演变，从几天前的爆发开始，并最终加速和传播，的CME发生在2008年4月26日使用前所未有的高节奏和多波长观测的立体声。CME爆发前几天存在频繁的暗条活动和极紫外喷流。这些活动可能是由光球辐合运动驱动的低层大气磁重联引起的，这在SOHO上的MDI（Michelson Doppler Imager）磁象序列中很明显。低层缓慢的磁重联可能是日冕中储存磁自由能和形成S形核心场或导致最终爆发的磁绳的原因。极紫外线增亮的发生在S形核心领域之前的磁通绳的上升意味着喷发是由内部的系绳切割重联，而不是外部的突破重联。在脉冲加速期间，内日冕CME加速的时间剖面与由足点分离和RHESSI 15-25 keV HXR通量曲线推断的重联电场的时间剖面一致。这一日冕物质抛射的完整演化过程可以分为四个不同的阶段：积聚阶段、初始阶段、主要加速阶段和传播阶段。讨论了这些阶段之间的物理性质和过渡，试图提供一个全球性的图片CME动态演化。
2010-02-26 astro-ph.SR
Signatures of localised particle acceleration at a global coronal shock wave
Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL Research University（PSL研究大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）
本文研究了2024年3月10日弱日冕冲击波引发的粒子加速特征，结合EUV图像与射电观测，确定了冲击波加速高能电子的机制和位置，发现电子能量为75-122 keV，揭示了磁场几何结构对粒子加速位置的控制作用。
2026-03-24 astro-ph.SR
Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences: I. Fully ionised case
对活动区域和边缘的观测经常显示出冷的、致密的团块以小于自由降落的加速度下降。本文用一个简单的完全电离等离子体模型研究了这些凝结落在日冕中的动力学。我们发现，一个沉重的凝聚的存在下，引起了一个动态的重新安排的日冕压力，导致在形成一个大的压力梯度，反对重力。最终，压力梯度变得如此之大，以至于斑点加速度消失或甚至指向上方。然后，团块下降的特征在于初始加速阶段，随后是基本恒定的速度阶段。这两个阶段可以在已发表的日冕雨事件的时间-距离图中确定。无论是第一阶段的持续时间和获得的速度的斑点增加的斑点冠状密度的比值较大的值，较大的斑点质量，和较小的冠状温度。密集的斑点的特征是可检测到的密度增长（在我们的计算中高达60%），以及其下部密度的陡峭化，这可能导致激波的形成。它们还发射声波，这些声波可以被检测为具有100 s量级的周期并且持续几个到大约十个周期的小强度变化。最后，下落路径的曲率仅在非常密集的团块沿着倾斜的磁场线下落时才相关。
2013-11-04 astro-ph.SR
The kinematics of coronal mass ejections using multiscale methods
日冕物质抛射（CME）的扩散形态和瞬态性质使得它们难以使用传统的图像处理技术进行识别和跟踪。我们应用多尺度方法来增强微弱的日冕物质抛射锋的可见性。这使得椭圆表征能够客观地研究由太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度光谱日冕仪（LASCO）和日地关系天文台（STEREO）上的日地连接日冕和日光层调查（SECCHI）成像的事件样本的变化形态和运动学。这些方法的准确性使我们能够测试CME的非恒定加速和膨胀。我们利用CME的多尺度性质来提取结构与多尺度分解，类似于Canny边缘检测器。时空滤波突出了CME前沿在时间上的传播。我们应用一个椭圆参数化的前提取运动学（高度，速度，加速度）和变化的形态（宽度，方向）。本文讨论的CME的运动学演化与现有的星表不同。这些星表是基于运行差异技术，可能会导致高估日冕物质抛射高度。我们得到的运动学曲线与常加速度模型拟合不好。结果表明，某些事件在$\sim$ 5 R $_{\sun}$以下具有高加速度.此外，我们发现这些星表测量的CME角宽度被高估，事实上，对于某些事件，我们的分析表明CME在整个天空平面上的非恒定扩展。
2009-01-22 astro-ph.SR
The beginning of halo coronal mass ejection
利用GOES-12/SXI观测数据，研究了6个速度超过1500 km/s的“晕”日冕物质抛射（HCME）的初始运动阶段，并在SOHO/LASCO C2和C3视场内追踪了这些HCME的运动。对于这些HCME的时间依赖的位置，速度和加速度的锋面被揭示。结果表明，CME存在两种不同的速度时间剖面。该轮廓取决于喷射出现的活动区域的性质。具有相等喷射速度时间依赖性的CME起源于同一活动区。所有研究的HCME都代表了从记录的第一时刻或几分钟后的环状结构。所有考虑中的HCME在相关的X射线耀斑发作之前开始其平移运动。主加速时间（在LASCO/C2视场内达到最高速度的时间）接近于相关的耀斑X射线辐射强度上升时间。验证了Zhang和Dere（2006）关于加速幅度和持续时间之间存在负相关性以及测量的HCME主加速持续时间和相关耀斑软X射线强度上升时间相等的结果。我们建立了一些时间变化的角度大小，轨迹，前宽度和HCME的交叉尺寸比。
2012-08-29 astro-ph.SR
Energy Transfer by Nonlinear Alfvén Waves in the Solar Chromosphere, and Its Effect on Spicule Dynamics, Coronal Heating, and Solar Wind Acceleration
阿尔文波负责磁化等离子体中磁能的传递。它们通过各种非线性过程参与加热太阳大气和驱动太阳风。由于磁场位形直接影响Alfvén波的非线性，因此研究磁场位形如何通过Alfvén波的非线性传播与太阳大气和风结构的关系是非常重要的。在本研究中，我们进行了一维磁流体力学模拟来实现上述关系。结果表明，当色球层中Alfvén波的非线性超过临界值时，太阳色球层的动力学（例如，针状物）和太阳风的质量损失率倾向于与来自光球的能量输入无关。在阿尔文波高度非线性的情况下，色球层中产生的强剪切扭转流“阻挡”了磁通量管。这对应于色球层中间激波的形成，它限制了坡印廷通量通过阿尔文波进入日冕的传输，也抑制了色球层慢激波的传播。
2020-08-03 astro-ph.SR
Global Numerical Modeling of Energetic Proton Acceleration in a Coronal Mass Ejection Traveling through the Solar Corona
太阳现象将质子和电子加速到高能（有时是GeV/核子）是空间天气的一个关键组成部分。这些太阳高能粒子（SEP）事件可能会损坏航天器和通信，并对人类造成辐射危害。对扩散加速和粒子传播的理想磁场进行了深入的粒子加速模拟，同时日冕物质抛射（CME）的MHD模拟质量得到了显著提高。然而，到目前为止，这两块拼图在很大程度上仍然是分离的。这样的结构可能不仅包含激波，还包含相当大的鞘层和其后面的堆积压缩区域，并且可能根据日冕的基本条件随经度和纬度而变化。在这项工作中，我们已经耦合的结果，从一个详细的全球三维MHD随时间变化的CME模拟的全球质子加速和运输模式，以研究SEP加速的时间依赖性影响之间的1.8和8太阳半径在2005年5月13日CME。我们发现，源人口被加速到至少100兆电子伏，分布增强到6个数量级。加速效率沿探测动态演化的日冕物质抛射的不同区域的磁力线变化很大，日冕物质抛射的动力学受大尺度日冕磁场结构的影响。我们观察到强烈的加速鞘区后面的冲击。
2014-06-09 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic braking of Sun-like and low-mass stars: Dependence on coronal temperature
类太阳和低质量恒星拥有高温日冕，并在热压力和复杂的磁流体动力学过程的驱动下以恒星风的形式损失质量。这些磁化流出物可能不会显著影响恒星在主序星上的结构演化，但它们通过移除角动量来制动恒星的旋转，这种机制称为磁制动。先前的研究已经表明，制动扭矩如何取决于磁场强度和几何形状，恒星质量和半径，质量损失率，以及恒星的旋转速度，假设日冕温度固定。在这项研究中，我们探讨了不同的日冕温度如何影响恒星扭矩。我们采用2.5维，轴对称，磁流体动力学模拟，计算与PLUTO代码，获得稳态风的解决方案，从旋转的恒星与偶极磁场。我们的参数研究包括30个模拟与日冕温度和表面磁场强度的变化。我们认为帕克（即热压力驱动）风，因此，日冕温度是确定的速度和加速度的流量配置文件的关键参数。由于这些类型的恒星的质量损失率没有得到很好的约束，我们确定如何扭矩规模的恒星质量损失率的巨大范围。更热的风导致更快的加速度，我们表明，（对于给定的磁场强度和质量损失率）一个更热的外流导致恒星上的扭矩较弱。我们推导出新的预测扭矩公式为每个温度，量化这种影响的范围内可能的风加速度剖面。
2017-10-03 astro-ph.SR
Anomalously Strong Localized First Ionization Potential Effect Associated with a Solar Subflare
State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences and CNSA Macau Center for Space Exploration and Science, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室及CNSA澳门空间探索科学中心）；School of Astronomy and Space Science and Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院现代天体物理学重点实验室）
研究通过多波长观测分析了2023年11月17日活跃区域13486亚日冕闪射期间异常强的局部第一电离能效应，揭示了磁重联、 ponderomotive力分数化与日冕异常丰度之间的物理过程。
2026-03-24 astro-ph.SR
Ion acceleration in Fermi-LAT behind-the-limb solar flares: the role of coronal shock waves
研究了Fermi-LAT临边后方太阳耀斑中伽马射线与日冕激波射电特征的关系，发现高相对论性离子由CME驱动的日冕激波加速。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extended Drag-Based Model for better predicting the evolution of Coronal Mass Ejections
针对传统阻力模型仅考虑太阳风气动阻力的不足，本文引入额外小尺度加速度项，提出扩展阻力模型，以提升CMEs在日球层演化、轨迹及到达地球时间的预测精度。
2024-09-05 astro-ph.SR
Particle-In-Cell Simulation of Electron Acceleration in Solar Coronal Jets
我们研究了一个新出现的、扭曲磁通量绳和一个预先存在的、弱的、开放的磁场之间的三维磁重联引起的电子加速。我们首先遵循一个不稳定的，扭曲的磁通管的电阻MHD模拟的数值分辨率提高，通过使用固定的网格细化的上升。与以前类似情况的MHD研究一样，通量管上升进入预先存在的倾斜日冕磁场导致形成日冕喷流。然后，MHD模型的快照被用作粒子模拟的初始和边界条件，使用多达5亿个细胞和超过200亿个带电粒子。粒子加速主要发生在重联电流片中，加速的电子在能量概率分布中显示幂律，指数约为-1.5。主要的加速机制是系统电场，其努力维持电流片中的电流，以防止由于电子不能在电流片中一次停留超过几秒而引起的损失。
2012-11-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. I. At a three-dimensional current sheet
上下文最近发现的更大的磁通量抵消发生在光球比以前实现的，导致我们在我们以前的工作中提出的磁重联驱动的磁通量抵消的原因是一个广泛的动态现象，包括各种喷流和太阳大气加热。目标。在此之前，该理论考虑了二维电流片的能量释放。在这里，我们进一步发展的理论，将其扩展到一个轴对称的电流片在三维空间，而不诉诸复变量理论。方法.我们分析研究重联和治疗的电流片作为一个三维结构。我们应用该理论的两个片段的相等，但相反的磁通量，彼此接近，并位于一个上覆的水平磁场的取消。结果能量释放分两个阶段进行。在第一阶段，分离器形成，当它上升到最大高度时，重新连接被驱动，然后向下移动到光球层，加热等离子体并加速等离子体射流。在第二阶段，通量在光球层中抵消，并加速冷热等离子体的混合物向上。
2021-01-12 astro-ph.SR
The acceleration of high-energy protons at coronal shocks: the effect of large-scale streamer-like magnetic field structures
最近的观测表明，在大型太阳高能粒子（SEP）事件中，由日冕物质抛射驱动的日冕冲击可以在几个太阳半径内发展和加速粒子。出于这一动机，我们提出了一个SEP加速研究，包括快速冲击通过低电晕区域具有闭合和开放场线的流状磁场传播的过程。质子的加速是通过数值求解帕克输运方程与空间扩散沿和横跨磁场。我们表明，粒子可以充分加速到几百兆电子伏的2-3太阳半径。当冲击波传播通过流光状磁场时，与具有简单径向磁场的情况相比，粒子被更有效地加速，这主要是由于垂直冲击波几何形状和封闭磁场的自然捕获效应。我们的结果表明，日冕磁场配置是产生大SEP事件的一个重要因素。我们进一步表明，日冕磁场的配置强烈影响高能粒子的分布，导致沿冲击波阵面的大部分高能粒子集中的源区的不同位置。这项工作可能对SEP观测有很大的影响。即将发射的帕克太阳探测器将对日冕激波区高能粒子的分布进行现场观测，并检验研究结果。
2017-10-31 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron Acceleration at a Coronal Shock Propagating Through a Large-scale Streamer-like Magnetic Field
利用试验粒子模拟方法，研究了大尺度日冕磁场对具有圆形波阵面的向外传播日冕冲击波中电子加速的影响。日冕磁场近似的解析解与流光状的磁场的特点是部分开放的磁场和电流片在赤道上方的封闭区域。我们表明，大规模的冲击场的配置，特别是相对曲率的冲击和磁场线的冲击扫过，电子加速的效率起着重要的作用。在低激波高度，当激波曲率大于磁场线曲率时，电子主要在激波侧翼加速;在高激波高度，当激波曲率较小时，电子主要在闭合场线顶部附近的激波鼻加速。上述过程揭示了电子有效加速区在激波传播过程中沿激波前沿的移动。研究还发现，一般情况下，在激波侧面的电子加速不如在闭合场顶部的有效，因为在顶部可以形成一个坍缩的磁阱。此外，我们还发现电子的能谱呈幂律形式，先硬化后软化，谱指数在-3 ~-6范围内变化。讨论了结果的物理解释及其对太阳射电爆发研究的意义。
2016-02-26 astro-ph.SR physics.space-ph
Electron acceleration and small scale coherent structures formation by an Alfvén wave propagating in coronal interplume region
我们使用2.5维电磁粒子模拟程序来研究通过阿尔文波与羽流间区域的相互作用来加速太阳冕洞中的电子。羽流间是由垂直于背景磁场的空腔密度梯度来模拟的。其目的是有助于解释在相对安静的太阳下观测到的超热电子。模拟表明，阿尔文波与羽流间区域相互作用产生了一个强的局部电场，该电场使电子在平行于背景磁场的方向上加速。在强密度梯度的羽流间观测到超热电子束和小尺度相干结构。这些特征是由电子束等离子体不稳定性的非线性演化引起的。
2019-04-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal Dimmings and the Early Phase of a CME Observed with STEREO and Hinode/EIS
我们研究了2009年2月13日日冕物质抛射（CME）的早期阶段。观测与双立体声航天器在正交使我们能够比较第一次在同一事件的时间演变的日冕EUV调光，同时观察到的磁盘和以上的肢体。我们发现，这些调光是同步的，并出现在脉冲加速阶段的CME，最高的EUV强度下降发生在几分钟后的最大CME加速。在传播阶段，两个封闭的，双极变暗区域，出现在附近的一个前耀斑S形结构的足点，显示出明显的迁移远离CME相关的耀斑的网站。此外，它们围绕耀斑现场的“中心”旋转，即，暗物质的结构表现出与耀斑后环相同的“剪切-势能”演化。我们的结论是，双昏暗的运动模式不仅反映了爆发的通量绳，但也随之而来的覆盖拱廊的拉伸。最后，我们发现：（1）全球范围的暗物质从爆发源区向外扩展，其传播速度与离开CME锋面的速度相似;（2）质量损失主要发生在CME加速最强的时期。爆发后两个小时，日出/EIS的观测结果显示，没有大量的等离子体流出，起源于“开放”领域的双调光区域。
2011-10-03 astro-ph.SR
The Coronal Physics Investigator (CPI) Experiment for ISS: A New Vision for Understanding Solar Wind Acceleration
2011年2月，我们提出了一项NASA探索者机遇任务计划，以开发和操作一个名为日冕物理研究者（CPI）的大口径紫外日冕光谱仪，作为国际空间站（ISS）的附加有效载荷。该计划的主要目标是确定和表征加热和加速快速和慢速太阳风的主要和次要成分的物理过程。此外，CPI可以进行理解CME所需的关键测量。USCOM/SOHO使我们能够确定需要进行哪些额外的测量来回答有关太阳风流如何产生的基本问题，CPI的下一代功能专门用于进行这些测量。与以前的仪器相比，CPI提供了前所未有的灵敏度，波长范围从25.7到126 nm，更高的时间分辨率，以及测量He II，NV，Ne VII，Ne VIII，Si VIII，S IX，Ar VIII，Ca IX和Fe X的线剖面的能力，以前从未在1.3太阳半径以上的冕洞中见过。CPI将通过以下方式限制日冕MHD波的性质和效应：（1）在大范围的电荷和质量上观察许多离子，（2）提供质子和电子温度的同时测量以探测湍流耗散机制，以及（3）测量低频压缩波动的幅度。CPI是一个内部遮蔽的紫外日冕仪，它提供了所需的高灵敏度，而不需要一个可部署的吊杆，并与所有技术成熟的硬件，包括一个ICCD探测器。经验丰富的探索者和国际空间站承包商L-3 Com集成光学系统和Com系统东部将提供跟踪和指向系统以及仪器，并集成到国际空间站。
2011-04-19 astro-ph.SR
Energetic Particle Acceleration and Transport: Interplanetary Coronal Mass Ejections and Shocks
National Observatory of Athens, IAASARS（雅典国家天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA），欧洲空间天文中心（ESAC））；Universidad de Alcalá, Space Research Group (SRG-UAH)（阿尔卡拉大学，空间研究小组（SRG-UAH））；The Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学，应用物理实验室）；Institut für Experimentelle und Angewandte Physik, Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学实验与应用物理研究所）；National Key Laboratory of Deep Space Exploration/School of Earth and Space Sciences, University of Technology and Science of China（中国科学技术大学深空探测全国重点实验室/地球与空间科学学院）；Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；NASA, Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；CAS Center for Excellence in Comparative Planetology, University of Science and Technology of China（中国科学院比较行星学卓越创新中心，中国科学技术大学）
本综述利用多航天器多点多仪器观测，结合Solar Orbiter与Parker Solar Probe的近太阳高能粒子测量，研究行星际日冕物质抛射和激波对高能粒子加速与传输的作用，以解决相关未决问题。
2026-07-30 astro-ph.SR
Diamagnetic and Expansion Effects on the Observable Properties of the Slow Solar Wind in a Coronal Streamer
最近由太阳和日光层观测卫星上的大角度日冕光谱仪观测到的等离子体密度增强引起了人们的极大兴趣。在我们以前对这些密度增强的形成和初始运动的理论研究中发现，在冕流的头盔尖点之外，磁化尾流结构是不稳定的，在冕流的中心形成了一个移动的磁岛，并且密度增强发生在磁岛内。当巨大的磁岛向外移动时，它的速度和宽度都会增加。岛被动地跟踪尾流内部的加速度。在本文中的一些球形几何效应，考虑到径向发散的磁场线和平均膨胀所遭受的一个包裹的等离子体向外传播，使用扩展箱模型（EBM），和抗磁力由于整体磁场径向梯度，所谓的瓜籽力。结果表明，只要磁力线的球面发散开始于离太阳的临界距离之外，等离子体团的形成和加速的初始阶段是由于MHD不稳定性的carnival演化，那么加速度和密度对比度的值与LASCO的观测值可以很好地吻合.这一结果提供了一个约束的磁场在日冕流光的拓扑结构。
2010-02-17 astro-ph.SR
Corrugated Features in Coronal-mass-ejections-driven Shocks: A Discussion on the Predisposition to Particle Acceleration
粒子加速的研究是日光层科学研究的一个基本要素。在这里，我们讨论的倾向，粒子加速周围的日冕物质抛射（CME）驱动的冲击波波纹状的功能。我们采用这些属性的冲击形成的扰动，由于双峰太阳风，日冕物质抛射偏转，不规则的日冕物质抛射膨胀，和太阳日冕中无处不在的波动。为了理解波浪冲击在粒子加速中的作用，我们定义了三个初始光滑冲击形态，每个形态都与快速CME相关。使用极高斯配置文件，我们模拟这些冲击在低日冕。我们利用代表介质扰动和CME活塞扰动的类波函数的组合，建立了光滑激波上的波纹现象。对于这两种类型的冲击，光滑和波纹，我们计算的冲击法线和径向上游冠状磁场之间的冲击法线角，以分类准平行和准垂直区域。我们认为，由于激波法线角在激波周围的不规则分布，波纹激波倾向于不同的粒子加速过程。我们认为CME不规则膨胀引起的扰动可能是粒子加速起源的决定性因素。最后，我们认为，接受激波的这些特征可能是研究鞘层和激波中的一些问题，如下游喷流、不稳定性、激波热化、激波稳定性和注入粒子过程的出发点。
2019-07-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Observing the fine structure of loops through high resolution spectroscopic observations of coronal rain with the CRISP instrument at the Swedish Solar Telescope
我们在这里提出的第一个高分辨率的光谱观测日冕雨，在瑞典太阳望远镜的CRISP仪器进行。这项工作构成了第一次尝试，以评估日冕雨的重要性，在了解日冕磁场在活跃地区。获得一个大的统计集，其中的动力学（总速度和加速度），形状（长度和宽度），轨迹（下降的角度）和热力学性质（温度）的凝聚。具体地说，我们发现日冕雨是由小而密集的色球核组成的，平均宽度和长度分别为310公里和710公里，平均温度低于7000 K，显示出广泛的分布下降速度平均为70公里/秒和加速度大大低于有效重力沿环。通过估计的离子中性耦合的斑点，我们表明，日冕雨作为一个示踪剂的日冕磁场，从而支持多股循环的情况下，并作为一个探针的本地热力学条件的循环。我们进一步发现，在相邻的股冷却同时发生，一般建议股之间的相似的热力学演化，这可以解释一个共同的足点加热过程。因此，环的日冕加热模型的约束。估计日冕体积与日冕雨的比例在7%到30%之间。估计发生时间的循环设置时间在5至20小时之间的现象，这意味着日冕雨可能是一种常见的现象，与经常观察到的冷下降流在极紫外线。日冕物质以日冕雨的形式流失的速率估计为5x10^9 g/s，这与从针状体流入日冕的物质流的估计相比是一个重要的数量级。
2011-12-03 astro-ph.SR
Chromospheric and coronal heating and jet acceleration due to reconnection driven by flux cancellation. II. Cancellation of two magnetic polarities of unequal flux
上下文最近的观测表明，光球层的磁通量抵消比以前认为的更频繁。目的。为了理解由磁通抵消驱动的重联释放的能量，我们先前研究了一个简单的模型，两个相等磁通的抵消极性。在这里，我们进一步发展我们的分析，以实现一个更一般的设置，其中两个抵消极性具有不相等的磁通量，并揭示了许多新的功能。方法.我们进行了分析研究的两个磁性片段的不平等和相反的磁通量，相互接近，并位于一个覆盖的水平磁场的取消。结果微耀斑和纳米耀斑的能量释放主要发生在两个阶段。在阶段1a期间，形成分离器，并且当分离器上升到最大高度时在分离器处驱动重连，然后向下移动回到光球层，在该过程中加热等离子体并加速等离子体射流。在阶段1b期间，一旦分离器移回光球，它就会分叉成两个零点。在分离器处不再驱动重新连接，并且形成连接两个极性的隔离磁畴。在第二阶段，极性在光球层抵消，因为磁通量淹没在光球层之下，并且在光球层和光球层之上发生重联，可以产生等离子体射流和迷你灯丝喷发。
2021-04-07 astro-ph.SR
