Chromospheric Evaporation in an X1.0 Flare on 2014 March 29 Observed with IRIS and EIS
色球蒸发是指由于能量在色球层中的快速沉积而导致的耀斑环中的动态质量运动。在X射线和极紫外线（EUV）谱线中观察到这些蓝移，对应于几十到几百公里/秒的向上运动。过去的光谱观测也揭示了一个占主导地位的固定成分，除了蓝移成分，在高温（~10 MK）下形成的发射线。这与预测热线中主要蓝移的蒸发模型相矛盾。最近发射的界面区成像光谱仪（IRIS）提供高分辨率的成像和光谱观测，重点是在紫外线通带的色球和过渡区。利用新的IRIS观测，结合EUV成像光谱仪的协调观测，我们研究了2014年3月29日X1.0耀斑期间从上色球层到日冕的色球蒸发过程。我们发现明显的蒸发签名，其特征在于多普勒频移和线增宽，在两个耀斑带相互分离，这表明色球蒸发发生在连续形成的耀斑环整个耀斑。更重要的是，我们检测到占主导地位的蓝移在高温Fe XXI线（~10 MK），与理论预测一致。我们还发现，在这个耀斑，温和的蒸发发生在一些位置在耀斑的上升阶段，而爆炸性蒸发检测在其他一些位置附近的耀斑的峰值。随着耀斑的发展，蒸发从温和到爆发性的转变。
2015-08-17 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
Simultaneous Observations of Chromospheric Evaporation and Condensation during a C-class Flare
我们探索了2019年5月9日C6.7耀斑脉冲阶段期间色球蒸发和凝结的同时观测。太阳耀斑是由多台仪器同时观测到的，新真空太阳望远镜（NVST）、界面区成像光谱仪、大气成像组件（AIA）、费米望远镜、明安图光谱射电日像仪和野边山射电偏振仪。利用单高斯拟合和矩分析技术，在一个耀斑足点位置的C Ⅱ和Si Ⅳ冷谱线中发现了15-19 km/s的慢速度红移速度。红移也见于NVST在双足点测量的H-α视线（LOS）速度图像。这些缓慢的红移可以看作是色球凝聚驱动的低速下降流。同时，在AIA 131 A、94 A和335 A等高温EUV图像中发现了从双足点到环顶的会聚运动。它们的视速度约为126-210 km/s，可以认为是色球蒸发引起的高速上升流。非热能通量估计约为5.7x10^10 erg/s/cm^2。典型的时间尺度大约等于1分钟。这些观测结果表明，在耀斑脉冲阶段色球层发生了爆炸性蒸发。同时发现一个HXR/微波脉冲和一个III型射电爆发，表明色球层爆炸蒸发是由非热电子驱动的。
2021-12-12 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
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
Different Patterns of Chromospheric Evaporation in a Flaring Region Observed with Hinode/EIS
利用日出号上的极紫外成像光谱仪（EIS）观测到的谱线轮廓，研究了2007年1月16日耀斑中色球蒸发的过程。详细分析了不同磁极性耀斑带上的三个点。我们发现，这三个点显示出不同的模式的上升流和下降流的冲动阶段的耀斑。第一点的谱线大部分是蓝移的，较热的谱线显示出相对于静止谱线的主要蓝移分量。然而，在第二点，只检测到微弱的上升流;相反，在高温下（高达2.5-5.0 MK）出现明显的下降流。第三点与第二点相似，只是它显示了多组分下行流的证据。虽然蒸发的等离子体以暖雨的形式落回地面可能是导致点2和点3红移的原因，但三个点色球蒸发的不同模式意味着耀斑活动区存在不同的加热机制。
2010-11-20 astro-ph.SR
Formation of a Solar Filament by Magnetic Reconnection and Associated Chromospheric Evaporation and Subsequent Coronal Condensation
我们首次观测到了由磁重联和相关色球蒸发以及随后的日冕凝聚形成的太阳暗条。在磁通出射过程中，在剪切运动的驱动下，发生了一系列的绳系切割重联过程，并导致了一个M1.3的局限耀斑，同时形成了一个S形结构。结果表明，耀斑有一个共轭的紧凑的足点增亮，对应于S形的足点。此外，爆发蒸发的观测证据是很好的诊断在共轭的足点增亮的脉冲阶段的耀斑。耀斑爆发后，在S形管中段附近形成连续的冷凝结，然后沿S形管向相反方向移动，最终导致暗条的形成。这些观测结果表明，磁重联不仅可以形成暗条的磁场结构，而且在暗条形成过程中加热暗条的色球足点，并驱动色球蒸发。结果，加热的色球等离子体可能被蒸发到灯丝的磁场结构中，其中累积的热等离子体可能遭受热不稳定性或热不平衡，导致灾难性的冷却和日冕冷凝，以形成灯丝的冷的致密材料。这一观测结果为蒸发-凝聚模型提供了强有力的支持，并突出了磁重联在形成磁场结构和冷致密材料细丝中的关键作用。
2021-10-21 astro-ph.SR
Cycles of magnetic activity in solar-type stars. The place of the Sun among the stars with different levels of coronal and chromospheric activity
分析了太阳和太阳型恒星的大气活动，包括威尔逊山天文台的HK项目，凯克和利克天文台的加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及Las Campanas天文台的麦哲伦行星搜索计划的观测。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的太阳型恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并以日冕辐射的最低水平和光球辐射的最小通量变化在这些恒星中脱颖而出。
2015-09-07 astro-ph.SR
Explosive chromospheric evaporation driven by nonthermal electrons around one footpoint of a solar flare loop
我们探索了2014年10月27日（SOL 2014 -10-27）太阳耀斑脉冲阶段期间微波/HXR发射和多普勒速度之间的时间关系，在耀斑最大值之前，在微波（34 GHz）和硬X射线（HXR，25-50 keV）波段的光变曲线上显示脉冲。成像观测表明，该脉冲主要来自一个太阳耀斑环的一个足点。在这次太阳耀斑期间，界面区成像光谱仪（IRIS）的狭缝就停留在这个足点上。用高斯拟合方法提取了Fe XXI 1354.09 A和Si IV 1402.77 A的多普勒速度。结果表明，Fe XXI 1354.09 A（logT~7.05）在日冕中的热谱线发生了蓝移，而Si IV 1402.77 A（logT~4.8）在过渡区中的冷谱线发生了红移，表明色球发生了爆炸性蒸发。在AIA 131 A图像中还观察到沿火炬环的蒸发上升流。据我们所知，这是第一次报告色球蒸发的证据，从光谱和成像观测在同一耀斑。微波和HXR脉冲都与多普勒速度有很好的相关性，这表明色球蒸发是由太阳耀斑环的这个脚点周围的非热电子驱动的。
2017-05-06 astro-ph.SR
Coronal and Chromospheric Signatures of Large-Scale Disturbances Associated with a Major Solar Eruption
我们提出了日冕和色球观测大规模的干扰与2005年9月7日的一个主要的太阳爆发。在GOES/SXI中，记录了在南半球传播的弧形日冕增亮。SXI锋面的初始速度为730 km/s $^{-1}$，之后逐渐减速，其中心位于日冕物质抛射（CME）的中心位置角附近，但远离耀斑中心。在MLSO/PICS H $α$和MLSO/CHIP He I 10830射电望远镜上都观测到了色球扰动的特征，并可分为两部分。南部的特征出现在SXI锋扫过的区域，H $α$亮锋与SXI锋重合，而He I暗锋落后于SXI锋，但显示出相似的运动学。在南方信号路径的前方，观察到一个暗条的振荡。北半球的特征出现在赤道附近，H $α$和He I锋相互重合。它们首先向西传播，然后在赤道冕洞（CH）的边界向北偏转。基于这些观测事实，我们认为全球扰动与CME的升空有关，并表现出一种混合性质：SXI签名和相应的南部色球签名的主要非波CME侧翼性质，和冲击快模式日冕磁流体动力学（MHD）波性质的北部色球签名。
2015-07-20 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
Observational signatures of electron-driven chromospheric evaporation in a white-light flare
本研究通过分析2022年白光耀斑的光谱多普勒速度与非热硬X射线通量及白光发射的时空相关性，证实了非热电子驱动了爆炸式色球蒸发与白光增强。
2023-06-28 astro-ph.SR
Relationship between chromospheric evaporation and magnetic field topology in M-class solar flare
在太阳耀斑期间，色球蒸发被观测为多普勒蓝移。它在太阳耀斑的动力学和能量学中起着关键作用，但其机制至今仍不清楚。在本文中，我们提出了一个详细的分析，在M 1.0级太阳耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）期间色球蒸发的空间分辨多波长观测数据，使用的数据来自美国宇航局的IRIS（界面区域成像光谱仪）和HMI/SDO（太阳动力学天文台上的日震和磁成像仪）望远镜，以及VIS/NST（新太阳望远镜上的可见光成像光谱仪）高分辨率观测，覆盖温度范围从10^4 K到10^7 K。结果表明，在该区域的平均Fe XXI蓝移的热蒸发等离子体延迟相对较冷的色球等离子体的C II红移约1分钟。延迟的空间分布是不均匀的整个区域，可以长达2分钟，在几个区域。利用HMI矢量磁图重建了磁场拓扑和准分界线层（QSL），发现蓝移延迟区和H-α耀斑带通过高度< ~ 100 m的低圈弧系统与磁极性反转线（PIL）和膨胀的磁通绳相连接。这使我们能够提出一个解释的色球蒸发的基础上的几何形状的局部磁场，和与PIL的主要能源。
2016-04-18 astro-ph.SR
Magnetic cycles of Sun-like stars with different levels of coronal and chromospheric activity -- comparison with the Sun
利用威尔逊山天文台HK计划、凯克和利克天文台加利福尼亚和卡内基行星搜索计划以及拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦行星搜索计划的观测资料，分析了太阳和类日恒星的大气活动。我们发现，F，G和K光谱类的恒星，周期活动，类似于11年的太阳周期，是不同的：它变得更加突出的K星。对色球和日冕活动水平不同的类太阳恒星的比较研究证实，太阳属于色球活动水平较低的恒星，并且以其日冕辐射的最低水平和光球通量变化的最低水平与这些恒星区分开来。
2016-05-27 astro-ph.SR
Tracing the Chromospheric and Coronal Magnetic Field with AIA, IRIS, IBIS, and ROSA Data
本研究的目的是探讨活动区的磁模拟的色球图像的适用性。我们使用高分辨率的图像（0.1 "），来自Ca II 8542 A线的干涉二维光谱仪（IBIS），H-α 6563 A线的太阳大气快速振荡（ROSA）仪器，2796 A线的界面区成像光谱仪（IRIS），并将这些色球图像得到的非势磁场模型与日冕（171 A等）大气成像组件（AIA）图像得到的非势磁场模型进行了比较。和色球层（304 A）波长。曲线-线性结构自动跟踪在这些图像中的OCCRENT-2代码，我们向前拟合磁场线计算的垂直电流近似非线性力自由场（VCA-NLFFF）代码。我们发现色球图像：（1）显示出清晰的曲线-线性结构（2）这些曲线-线性结构通过约4 - 7度的中值未对准角与最佳拟合解场对准;（3）由日冕资料计算的自由能可能低估由色球资料计算的自由能约2 - 4倍，（4）色球特征的高度范围仅限于h~4000 $ km, while coronal features are detected up to h ~ 35,000$ km，（5）等离子体β参数为β~10 ^（-5）-10 ^（-1）。我们的结论是，色球图像揭示了重要的磁结构，是互补的日冕图像，需要包括在全面的磁场模型，一个追求，是不适应标准NLFFF代码。
2016-02-05 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Activity in the 500-Myr-old Open Cluster M37: Evidence for Coronal Stripping?
我们提出的光谱调查的结果，以表征色球活动，测量的H $α$发射，在低质量的成员的500万年的疏散星团M37。结合我们的新的测量H $α$光度（$L_{Hα}$）与以前编目的恒星属性，我们确定饱和和不饱和制度的依赖$L_{Hα}$的热光度比，$L_{Hα}/L_{bol}$，对罗斯比数$R_o$。Ro小于0.03 $\pm$ 0.01的所有旋转子收敛到$L_{Hα}/L_{bol}$ =（1.27 $\pm$ 0.02）x 10 $^{-4}$的活动水平。该饱和阈值（$R_{o,sat}$ = 0.03 $\pm$ 0.01）在统计学上小于大多数旋转-活动关系研究中发现的饱和阈值。在不饱和状态下，自转较慢的恒星色球层的活动水平较低，$L_{Hα}/L_{bol}$（$R_o$）遵循指数$β$ = -0.51 $\pm$ 0.02的幂律，比在毕宿星团和天鹰座恒星的$\approx$ 6.5亿年样本中发现的略浅。通过比较这种不饱和的行为，以前发现的日冕活动在M37（通过X射线光度，$L_X$测量），我们证实，色球活动衰减的速度比日冕活动增加$R_o$慢得多。虽然M37成员的$L_{Hα}$和$L_X$与两者的测量值的比较揭示了接近1：1的关系，但是通过比较$L_{Hα}/L_{bol}$和$L_X/L_{bol}$来去除质量依赖性并没有为这种关系提供明确的证据。最后，我们发现，我们的色球…
2016-11-28 astro-ph.SR
Elementary Energy Release Events in Flaring Loops: Effects of Chromospheric Evaporation on X-rays
在之前的论文（Liu & Fletcher 2009）中介绍了基本能量释放事件，我们模拟了耀斑环中的色球蒸发。从加速区逃逸的电子产生的厚靶硬X射线（HXR）发射占主导地位的脉冲阶段和薄靶发射从加速区占主导地位的低能热成分在逐渐阶段，在早期的脉冲耀斑中观察到的。定量的细节取决于热背景的性质，这导致HXR通量和光谱指数之间的相关性的变化。对于较低的温度和/或较高的背景电子密度，HXR的上升和衰减都更快，在峰值附近有一个平台。在较高的能量下，平台不太突出。考虑到在脉冲阶段沿环的质量，动量和能量的运输的复杂性，我们提出了一种策略，将这种单区能量释放和电子加速模型应用到与单环相关的耀斑观测中，以便可以定量地研究能量释放，电子加速和蒸发过程。
2009-12-02 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
Multiwavelength imaging and spectroscopy of chromospheric evaporation in an M-class solar flare
我们研究色球蒸发质量流的光谱观测相比，来自硬X射线数据的白光M2.5耀斑的2006年7月6日的电子束的能量输入。在联合观测活动JOP 171期间，SOHO/CDS以高节奏光谱观测模式结合可见光、EUV和X射线域中各种波长的高节奏成像捕获了该事件。在耀斑峰值期间，我们观测到分别在色球和过渡区中形成的He，{ \sc i}和O，{ \sc v}线的下行流，同时在热日冕Si~{ \sc xii}线中出现上行流。来自RHESSI硬X射线观测的电子束的能量沉积率暗示着爆炸性色球蒸发，与观测到的等离子体运动一致。然而，对于后来的一个明显的X射线爆发，其中最强的能量沉积的网站正是位于CDS狭缝，情况是耐人寻味的。O 1，{ \sc v}过渡区谱显示了双分量的演化，表明耀斑带上单个CDS像元中静止等离子体体积和高速（高达280 km s $^{-1}$）上升等离子体元素的叠加。然而，在此期间电子输入的能量太小，不足以驱动色球层的爆炸性蒸发。这些意想不到的发现表明，燃烧过渡区是更加动态，复杂，精细结构比单回路流体动力学模拟中捕获。
2010-07-06 astro-ph.SR
Estimating the coronal and chromospheric magnetic fields of solar active regions as observed with the Nobeyama Radioheliograph Compared with the Extrapolated Linear Force-Free Field
采用热自由-自由发射机制，利用野边山射电日像仪1.76厘米波段的偏振和光谱观测资料，计算了日冕和色球磁场。利用2015年1月8日（AR 12257）和2016年12月4日（AR 12615）观测到的位于盘中心附近的太阳活动区（AR），利用微波射电观测估计色球和日冕磁场。我们比较太阳射电图的活动区域的强度和圆偏振分量的光学地图与日震和磁成像仪的观测和色球和日冕过渡区的图像与大气成像组件仪器，在船上的太阳动力学天文台。从两个AR的射电图的比较中我们注意到，AR 12257的圆极化度约为2%，而AR 12615的圆极化度比AR 12615高出3%。射电观测为我们提供了直接测量色球层和日冕层磁场的方法。我们利用大气成像仪的观测资料，通过在光球磁场较弱的斑块上采用日冕中的磁环来估计日冕磁场。从大气成像组件数据得出的日冕磁场为90至240高斯。我们还研究了日冕磁场的外推场的结构的基础上，其中的磁场的结果是在35至145高斯的范围内，表明在日冕磁场的差异之间的结果归因于无力近似的假设。
2018-02-13 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of Magnetic Reconnection and Chromospheric Evaporation in an X-shaped Solar Flare
我们提出了在一个非典型的X形耀斑（SOL 2014 -11- 09 T15：32）期间，由界面区域成像光谱仪（IRIS）观测到的不同位置的不同紫外光谱特性的观测结果。在这个耀斑中，出现了四条色球带，并会聚在一个X点，那里有一个分离器被锚定。在X点上方，两组非共面冠状环横向接近并在分离器处重新连接。IRIS狭缝位于X点附近，穿过一些扩口带和环。在分离器附近，Si IV 1402.77 A线表现出明显加宽的线翼，延伸到200 km/s，但线芯没有移动。这些光谱特征表明可能与分离器重连有关的双向流动的存在。而在耀斑带中，热的Fe XXI 1354.08 A谱线出现蓝移，冷的Si IV 1402.77 A，C II 1335.71 A和Mg II 2803.52 A谱线出现明显的红移，红移速度可达80 km/s，这与色球蒸发/凝结的情况相一致。
2017-08-29 astro-ph.SR
How important are electron beams in driving chromospheric evaporation in the 2014 March 29 flare?
我们提出了耀斑SOL 2014 -03- 29 T17：48色球蒸发的高空间分辨率观测。FeXXI 1354.1 A线的界面区域成像光谱仪（IRIS）观测表明，在耀斑峰值期间和进入衰变阶段的几分钟内，沿耀斑带在10 MK的温度下蒸发等离子体，上升流速度在30 km s $^{-1}$和200 km s $^{-1}$之间。在耀斑峰值期间，通过RHESSI观察硬X射线（HXR）足点两分钟。它们的位置与南部耀斑带部分上升气流的位置相吻合，但HXR足点源比FeXXI的上升气流早30-75秒。然而，在南部带状的其他部分和北部带状的观察到的上升流不符合HXR源的时间和空间，最突出的是在衰变阶段。在这种情况下，蒸发很可能是由能量输入引起的，通过在整个观测时间间隔内存在的热（25 MK）日冕源和色球层之间建立的传导通量。所提出的意见表明，传导可能会驱动蒸发不仅在衰变阶段，但也在耀斑峰值。电子束加热可能只在耀斑的初始阶段起驱动蒸发的作用。
2015-10-11 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation by particle beams in multi-dimensional flare models
本文提出首个由高能电子束驱动的多维太阳耀斑模拟，通过改进磁流体模型实现束流蒸发，发现电子束使动能通量倍增并增加50%向上质量，为整合一维与多维耀斑建模铺路。
2023-10-17 astro-ph.SR
A simple model of chromospheric evaporation and condensation driven conductively in a solar flare
由太阳耀斑在日冕中释放的磁能到达色球层，在色球层中它驱动着被称为蒸发和冷凝的特征性的上升流和下降流。这些流量在这里研究的情况下，能量通过热传导传输到色球层。一个分析模型是用来开发的关系，每个流的密度和速度可以预测从日冕参数，包括耀斑的能量通量$F$。这些关系进行了探索和细化使用一系列的数值调查，其中的过渡区是由一个简化的密度跳跃。例如，最大蒸发速度可以用$v_e\simeq0.38(F/ρ_{co,0})^{1/3}$来近似，其中$ρ_{co,0}$是耀斑前日冕的质量密度。这和其他的关系被发现，以适应模拟使用更现实的模型的过渡区都在这项工作中进行，并采取了各种以前公布的调查。这些关系提供了一种新的和有效的方法来模拟日冕重联，而不完全忽略蒸发的影响。
2014-09-05 astro-ph.SR
Chromospheric Nanoflares as a Source of Coronal Plasma: II. Repeating Nanoflares
太阳日冕的百万度等离子体必须由下面的大气层提供。能量释放的机制和位置，以及日冕等离子体的精确来源仍然没有解决。在早期的工作中，我们追求的想法，温暖的等离子体提供给电晕通过直接加热的色球由nanoflares，相反的流行的信念，电晕被加热原位和色球随后通电和烧蚀的热传导。我们发现，单一（低频）色球纳米片不能解释所观察到的强度，多普勒频移，和红/蓝不对称的Fe XII和XIV发射线。在目前的工作中，我们跟进的另一个建议，电晕可以供电的色球nanoflares，重复的时间尺度大大短于冷却/排水的时间尺度。也就是说，在现有的等离子体有时间冷却和排出之前，一个单一的磁链被重新提供日冕等离子体。我们进行了一系列的流体动力学实验和预测的Fe XII和XIV线强度，多普勒频移，和红/蓝不对称。我们发现，我们预测的数量与观测结果有很大的不同，完全发达的环结构不能由中频或高频色球纳米片产生。我们的结论是，最终负责产生日冕等离子体的机制在色球层上方运行，但这并不排除类似机制为色球层提供动力的可能性;极端的例子可能是负责将色球层等离子体加热到过渡区温度（例如II型针状体）。
2016-03-22 astro-ph.SR
Recent Advances in Chromospheric and Coronal Polarization Diagnostics
我回顾了偏振辐射诊断方法的一些最新进展，我们可能希望探索太阳色球层和日冕的磁性。这些方法是基于辐射诱导的量子相干性在出射谱线偏振中产生的显著特征以及Hanle效应和Zeeman效应的共同作用。讨论了针状体、双折射、活动区细丝、新兴通量区和宁静色球的一些应用。
2009-03-25 astro-ph.SR
Imaging observations of chromospheric evaporation in a circular-ribbon flare
本文报道了2014年8月24日C5.5级圆带状耀斑（CRF）色球蒸发的多波长成像观测结果。由\textit{Solar Dynamics Observatory}（\textit{SDO}）上的大气成像装置、\textit{Hinode}航天器上的X射线望远镜和地面的野边山射电日像仪观测到了耀斑。CRF由直径为$\sim$ 1 $\arcmin$的离散圆形带和在紫外（UV）、极紫外（EUV）、软X射线（SXR），特别是在17 GHz下观察到的短的内带组成。耀斑在17 GHz处的峰值时间（$\sim$ 04：58 UT）与在UV 1600 nm处的峰值时间和SXR导数的硬X射线代用值相吻合，表明耀斑在低层大气中的能量沉积是脉冲能量沉积的峰值时间。在峰值时间之后不久，AIA 131射电望远镜和两个XRT滤光片（Be thin和Be med）显示了耀斑环的会聚运动和填充过程，这是色球蒸发上升流的明显证据。色球蒸发持续了$\sim$ 6分钟，直到世界时$\sim$ 05：04。上升流的温度、密度和视速度分别为$\sim$ 10 $^7$ K、$\sim$ 1.8 $\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-3}$和50 $-$ 630 km s $^{-1}$，平均值为$\sim$ 170 km s $^{-1}$。通过与以前的模型比较，我们能够估计，能量高于5 $\times$…
2018-11-28 astro-ph.SR
Chromospheric evaporation and phase mixing of Alfvén waves in coronal loops
阿尔文波的相位混合作为一种可能的日冕加热机制已经被广泛研究，但没有完全的热力学后果被认为是自洽的。有人认为，在某些情况下，加热的热力学反馈可以大大影响横向密度梯度，甚至抑制相混合过程。在本文中，我们使用的MHD模拟与适当的计算条款，包括量化的蒸发加热后的相位混合的阿尔文波在日冕环和这种蒸发的横向密度分布的影响。使用Lare 2D代码进行数值模拟。我们建立了一个由场向热力学平衡和交叉场（背景）加热分布组成的2D回路模型。实现了连续、正弦、高频Alfvén波驱动器。当阿尔文波沿着场传播时，由于环的冠状部分中的交叉场密度梯度，它们经历相位混合。我们研究了场向流的存在，加热的相位混合阿尔文波的耗散，以及随后的蒸发从低层大气。我们发现阿尔文波的相位混合导致环壳区域的适度加热和色球物质蒸发到日冕中，上升流仅为5-20 m/s。虽然蒸发导致的质量增加的壳区域的环路，密度梯度的影响，因此，在相混合过程中，是微不足道的。本文自洽地研究了色球蒸发对日冕环中交叉场密度梯度和相位混合过程的影响。我们发现，在我们的特定设置（小振幅，高频波）的影响太小，显着改变密度梯度。
2020-02-26 astro-ph.SR
Properties of chromospheric evaporation and plasma dynamics of a solar flare from IRIS observations
太阳耀斑色球热等离子体动力学是理解耀斑能量释放和粒子加速机制的关键。2014年6月12日的中等M1.0级耀斑（SOL 2014 -06- 12 T21：12）同时被NASA的界面区域成像光谱仪（IRIS），其他航天器和BBSO的新太阳望远镜（NST）观测到。本文介绍了我们的调查的第一部分集中在IRIS数据的分析。对IRIS不同谱线的观测资料进行分析，发现耀斑前色球物质中存在一个速度约为100 km/s的强红移喷流。强的非热发射的C II k 1334.5 A线，形成于色球-日冕过渡区，在脉冲阶段的开始时，在几个小的（与~1 arcsec的大小）点观察。还发现C Ⅱ k线在脉冲相之前、期间和之后都发生了跨越耀斑区的红移。Fe XXI 1354.1 A谱线中的热（1.1 MK）等离子体的积分发射峰在较低温度C II k的积分发射峰之后约5分钟被检测到。一个强大的蓝移的Fe XXI线在整个耀斑区域对应的热色球等离子体的蒸发流的速度为50公里/秒。对拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据的进一步分析支持这样一种观点，即IRIS观测到的上色球层动态具有“温和”蒸发的特征，这是由加速电子和耀斑能量释放点的热通量加热太阳色球层驱动的。
2015-04-09 astro-ph.SR
STEREO quadrature observations of coronal dimming at the onset of mini-CMEs
背景：使用独特的正交观测与两个STEREO航天器，我们调查冠状昏暗的小规模爆发的开始。在日冕物质抛射中，它们被认为表明在喷发开始时日冕磁场的开放。目的：确定小规模爆发中看到的日冕变暗是在色球等离子体喷射之前还是之后开始的。研究方法：一个STEREO航天器在He II 304 A通道中获得了高节奏，75秒的图像，其他同步图像在Fe IX/FeX 171 A通道中。我们集中在两个位置良好的色球爆发，发生在磁盘中心的171 A的图像，并在304 A的边缘。一个在安静的太阳中，另一个在赤道日冕洞中。我们将304 A临边图像中看到的色球喷发时间与171 A图像中盘面上看到的增亮和变暗进行了比较。此外，我们使用低频171 A功率的离临边图像来推断喷发附近的日冕结构。结果如下：在平静的太阳和冕洞爆发中，在色球爆发之前，在盘171 A上都可以看到变暗，并且在这两种情况下，它都延伸到色球爆发的位置之外。平静的太阳爆发发生在日珥外围磁场的外缘，可能与171 A变暗之前日珥的一次小的破坏有关。结论：这些小规模的色球爆发开始于日冕发射的变暗，就像它们较大的对应物一样。因此，我们认为触发它们的一个基本步骤是去除覆盖的日冕场。
2010-05-12 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: injection of high-speed chromospheric flows
观测揭示了色球II型针状体和在EUV波段观测到的日冕中明亮向上移动的锋面之间的对应关系。然而，理论上的考虑表明，这些流动不太可能是日冕磁环的主要热源。我们研究了高速色球流在日冕磁通量管中的传播，以及极紫外波段发射的可能产生。利用二维圆柱形MHD模型，模拟了稠密的$10^4$ K色球喷流沿冕环向上的传播过程，包括重力、辐射损失、热传导和磁感应。喷流在包括色球层和稀薄冷日冕（$\sim 0.8$ MK）的完整大气中传播，通过陡峭的过渡区连接。在我们的参考模型中，喷流的初始速度为70 km/s，其初始密度为$10^{11}$ cm $^{-3}$，环境均匀磁场为10 G。我们还探讨了其他值的喷流速度和密度在1-D，磁场在2-D，和喷流传播在一个较热的（$\sim 1.5$ MK）的背景环。虽然喷流的初始速度不允许它到达环的顶点，但在它前面会形成一个热激波阵面，并行进到环的另一端。冲击波阵面压缩日冕等离子体并将其加热到大约$10^6$ K。因此，在SDO/AIA任务的171毫米波段中可以看到一个明亮的移动锋。这一结果一般适用于所有其他探索的情况下，除了在较热的环路中的传播。对于一个冷的，低密度的初始日冕环，冲击后的等离子体前面向上的色球流可能解释至少部分的II型针状体和EUV辐射过剩之间的观测对应关系。
2014-05-09 astro-ph.SR
Chromospheric Evaporation in an M1.8 Flare Observed by the Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer on Hinode
我们讨论的色球蒸发的复杂耀斑，发生在2012年3月9日03：30 UT附近的日之出航天器上的极紫外成像光谱仪（EIS）获得的观测。这是一个具有强能量输入的多重事件，在EIS观察时达到了M1.8级。EIS获得了耀斑的全CCD光谱。色球蒸发的特征是150-200 km/s的上升流，在多个位置的数百万度谱线的耀斑离子，如Fe XXII，Fe XXIII，和Fe XXIV，同时20-60 km/s的上升流，在数百万度的日冕线的离子，如Fe XII - Fe XVI。较冷的过渡区离子如O VI、Fe VIII、He II和Fe X的行为更为复杂，但在Fe VIII和Fe X线中也观察到了上升流。在接近强能量输入的空间和时间点，耀斑离子Fe XXII，Fe XXIII和Fe XXIV揭示了一个等温源，温度接近14 MK，没有强蓝移成分。在该位置处，在较冷的活性区线中存在来自诸如Fe XIII和Fe XIV的离子的强向下流动。我们推测，这种下降流可能是MHD模拟中看到的电流片重联产生的向下冲击的证据。在这个位置附近也发生了一次日震。
2012-12-17 astro-ph.SR
Magnetic Field-Constrained Ensemble Image Segmentation of Coronal Holes in Chromospheric Observations
提出STRIDE-CH方法，利用色球He I 10830 Å图像与光球磁图，结合经典计算机视觉技术约束辐射和磁特性生成置信度图，有效分割日冕洞并区分暗条等干扰，为日冕洞研究提供中层大气视角。
2025-02-02 astro-ph.SR
Modeling properties of chromospheric evaporation driven by thermal conduction fronts from reconnection shocks
日冕中的磁重联导致耀斑环收缩，释放能量进入等离子体加热和冲击。这样产生的流体动力学冲击驱动热传导前沿（TCF），将能量输送到色球层，并驱动较冷、较密的足点等离子体中的上升流（蒸发）和下降流（冷凝）。观测表明，蒸发和冷凝之间的转变点（“流动逆转点”或FRP）的某些特性，如FRP处的温度和速度-温度导数，在不同的耀斑之间是不同的。这些性质可以提供一个诊断工具，以确定日冕能量释放机制和环大气的参数。在这项研究中，我们开发了一个1-D流体动力学耀斑环模型与简化的三个区域的大气（色球/过渡区/日冕），TCF启动的冲击引入的日冕。我们研究了两个不同的耀斑环参数（冲击后温度和过渡区温度比）对FRP性能的影响。我们发现，这两个蒸发特性有标度律的关系，不同的耀斑参数，我们报告的标度指数为我们的模型。这提供了一种手段，使用光谱观测的色球作为定量诊断耀斑能量释放的日冕。
2014-08-07 astro-ph.SR
Statistically-derived flaring chromospheric-coronal density structure from non-thermal X-ray observations of the Sun
这是第一次，我们已经使用RHESSI的空间和能量分辨率，以确定合并的色球和日冕密度分布的耀斑的太阳大气中的统计方式，使用的数据集838耀斑观察到的硬X射线超过25千电子伏。假设厚目标光束模型，我们的“平均耀斑大气”在低海拔（色球层，到光球层以上约1-1.5 Mm）有131+/-16 km的密度标度高度，在高海拔（日冕，到光球层以上约2-3 Mm）有5-6 Mm。假设电离水平的单位阶跃变化，建模得出完全中性到完全电离大气之间过渡的高度为1.3+/-0.2 Mm。此外，由类似或更高能量的电子产生的50 keV以上的发射质心大多位于垂直方向上约0.5 μ m的小区域内，这里的中性密度超过3 × 10^13 cm^-3。
2011-11-18 astro-ph.SR
Slipping Magnetic Reconnection, Chromospheric Evaporation, Implosion, and Precursors in the 2014 September 10 X1.6-Class Solar Flare
我们研究了2014年9月10日X级耀斑中滑动磁重联、色球蒸发和日冕环动力学的发生。滑动重联被发现是目前整个耀斑从其早期阶段。耀斑环可以看到在相反的方向滑向两端的丝带。20- 40 km\，s $^{-1}$的速度被发现的时间窗口内的滑移是很好地解决。暖日冕环表现出膨胀和收缩的运动，被解释为位移，由于不断增长的通量绳，随后爆发。这种通量绳在日冕内爆开始之前就存在并爆发了。这表明能量释放是通过滑动重联而不是日冕内爆进行的。滑动重联导致在\textit{IRIS}狭缝位置观察到的结构的几何形状的变化，从耀斑环顶部的脚点在带。这导致了耀斑早期色球蒸发速度的变化。最后，它被发现的前体签名，包括本地化的EUV增亮以及非热X射线发射的耀斑本身的签名，从早期阶段进展到脉冲阶段，与系绳切割提供的滑动重联。耀斑和外围日冕环的动力学被发现是一致的标准太阳耀斑模型的预测在3D中。
2016-03-19 astro-ph.SR
Observational Evidences of Electron-driven Evaporation in two Solar Flares
研究了2014年9月10日和10月22日两次X1. 6级太阳耀斑中色球蒸发引起的硬X射线（HXR）辐射与多普勒速度之间的关系。这两个事件都显示出双条带，并且从耀斑爆发开始，界面区成像光谱仪（IRIS）狭缝就固定在其中一个条带上。在这两个耀斑中都检测到了爆炸性蒸发。Fe XXI 1354.09 A的日冕谱线在脉冲阶段出现蓝移，而C I 1354.29 A的色球谱线在脉冲阶段出现红移。色球蒸发倾向于出现在耀斑带的前部。Fe XXI和C I都显示它们的多普勒速度，具有与HXR发射的"上升-最大值-衰减“相很好相关的”增加-峰值-减少“模式。这种HXR辐射与Fe XXI多普勒频移的反相关以及与C I多普勒频移的相关表明这两个耀斑中的电子驱动蒸发。
2015-09-24 astro-ph.SR
Temporal evolution of chromospheric evaporation: case studies of the M1.1 flare on 2014 September 6 and X1.6 flare on 2014 September 10
通过界面区域成像光谱仪（IRIS）的观测，我们追踪了2014年9月6日M1.1耀斑和2014年9月10日X1.6耀斑中$\sim$ 11 MK蒸发流的完整演化。Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08 π ~谱线蓝移表明，这些热流在几分钟内从$\sim$ 200~km~s $^{-1}$以指数方式衰减到几乎稳定。我们发现流动速度和能量沉积率之间的良好的相关性，所代表的硬X射线通量观察到的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI），或时间导数的软X射线通量观察到的地球同步运行环境卫星（GOES）和日野X射线望远镜（XRT），这是在一般协议的非热电子加热模型。Fe~{ \sc{xxi} }~的最大蓝移出现在紫外连续谱和Mg~{ \sc{ii} }~ 2798.8 π ~谱线发射脉冲增强的同时或稍晚，说明蒸发流与色球下部加热密切相关。最后，虽然热的Fe~{ \sc{xxi} }~ 1354.08谱线完全蓝移，没有明显的剩余成分，但冷的色球和过渡区谱线，如Si~{ \sc{iv} }~ 1402.77，通常不完全红移，而只是在带状物处显示出明显的红翼增强，这表明色球凝聚的速度可能比以前认为的要大。
2015-07-24 astro-ph.SR
Statistical Study of Chromospheric Evaporation in Impulsive Phase of Solar Flares
利用RHESSI X射线望远镜和IRIS紫外光谱仪同时观测，对太阳耀斑色球蒸发进行了统计研究。结果与F-CHROMA RADYN数据库中的辐射流体动力学耀斑模型进行了比较。对于每一个事件，我们研究的谱线的空间分辨多普勒频移的过渡区（C\，II\，1334.5\，1354）和热日冕等离子体（Fe\，XXI\，1354.1\，1我们使用X射线成像光谱并假设标准厚靶模型来估计高能电子沉积的能量通量。利用RADYN耀斑模型、RH 1.5D辐射转移程序和Chianti原子线数据库，计算了C，II和Fe，XXI的谱线轮廓，并与观测结果进行了比较。虽然RADYN模型预测的多普勒频移和沉积的能量通量的两条线之间的相关性，这是只观察到的C II数据。在观测和模型之间发现了几个定量的差异：模型中的Fe，XXI多普勒频移比数据中的强得多;观测中不存在C，II平均蓝移，但模型预测到了。由观测资料（$2-8\times{}10^{9}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$）和由模式（$2.2-10.1\times{}10^{9}$ ~erg~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$）估算的“温和”和“爆发”蒸发区之间的转换能是相当的。结果表明色球蒸发的过程之间的关系，冷层的响应，和耀斑能量通量沉积的高能电子，虽然表现出分析的观测和RADYN模型之间的差异。
2018-12-04 astro-ph.SR
Propagating Kink Waves in Chromospheric Jet-like Structures and Coronal Plumelets
Shandong University（山东大学）；Nanjing University（南京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过Solar Orbiter上的EUI-HRI数据，首次观测到色球喷流状结构中反向激波的传播，其与相关日冕喷流结构的横向振荡周期相似，3D MHD模拟验证了该波的传播过程，揭示了横向波在能量从日球层向日冕传输中的作用。
2026-03-26 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
Two step chromospheric Moreton wave excitation in a blast-wave scenario. A case study: the December 06, 2006 event
我们研究的能力，一个爆炸波的情况下-与日冕耀斑或CME侧翼的扩张-重现色球摩尔顿现象。我们还模拟了2006年12月6日的摩尔顿事件，考虑日冕和色球层。为了获得足够强的日冕激波--能够产生可探测的色球莫尔顿波--与活动区的值相比，需要相对较低的磁场强度。采用合理的日冕约束，我们表明，耀斑点燃的冲击波或扩展的CME侧翼模拟为一个瞬时或时间活塞模型，分别能够重现的意见。
2015-08-05 astro-ph.SR
Levels of chromospheric and coronal activity in Sun-like stars and various types of dynamo waves
我们分析了HK计划框架下研究的F、G和K类太阳恒星（晚型星）的X射线辐射和色球活动。色球辐射不规则变化的恒星拥有更强大的日冕，而有规则周期活动的恒星的特征是相对温和的X射线光度和X射线与热光度的比率。这表明，与磁场放大对流包络的过程的性质变化明显的过渡从小到大发电机号码，直接影响的阿尔法-欧米茄发电机的字符。由于发电机数和Rossby数对轴向旋转速度的强烈依赖性，早期发现的各种活动参数和Rossby数之间的相关性与我们的结论是一致的。我们的分析使我们有可能得出第一个关于太阳活动在活跃的晚型恒星中发展的类似过程中的地位的确切结论。
2018-07-18 astro-ph.SR
A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity
HD 179949是一颗F8 V恒星，被一颗周期约为3天的巨行星环绕。先前的研究表明，这颗行星增强了母星的磁场活动，产生了一个与行星轨道同相旋转的色球热点。然而，这种现象是间歇性的，因为它是在几个而不是所有季节观察到的。需要对HD 179949的磁活动进行长期监测，以研究恒星-行星相互作用的幅度和时间尺度。在2009年，我们同时进行了光学和X射线光谱活动，以监测磁活动的HD 179949在~5个轨道周期和~2恒星旋转。我们分析了作为色球活动代理的Ca II H&K线，并研究了X射线发射，以寻找通量调制和确定日冕等离子体的基本性质。对CaII H&K线核心通量的详细分析和对X射线光度学的类似研究显示了源变异的证据，包括一次耀斑。对色球数据时间序列的分析表明，在高纬度地区存在一个周期约为11天的调制，与恒星自转周期一致。相反，X射线光曲线表明信号周期约为4天，与相对半球上存在两个活动区域一致。观测到的变化可以解释，最有可能的是，由于旋转调制和色球和日冕活动的内在演变。没有与行星轨道运动相关的明确信号，但不能排除色球和日冕变化的一小部分受到行星轨道周期或恒星-行星拍频周期调制的可能性。我们的结论是，由于行星的存在而产生的任何影响都很难解开。
2013-01-31 astro-ph.SR
The Role of Non-local Thermal Transport in Flare-Driven Chromospheric Evaporation
University of Warwick（华威大学）
该研究通过MHD模拟比较三种热传导模型，发现非局部SNB模型能更真实地模拟耀斑加热后的色球蒸发，为下一代太阳耀斑模拟提供可行方案。
2026-09-22 astro-ph.SR
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
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
The contribution and FIP bias of three types of materials inside ICMEs associated with different flare intensities
本文分析不同耀斑强度下ICME内部三类物质的贡献与FIP偏差，发现耀斑越强，色球蒸发物质贡献越大且其FIP偏差越高，从而解释了整体ICME的FIP偏差升高现象。
2023-09-18 astro-ph.SR
Coronal and chromospheric emission in A-type stars
主序星上的冷恒星通过日冕活动产生X射线，由对流发电机提供动力。随着温度的升高，对流包层变得更小，X射线发射变得更弱。我们提出了钱德拉/HRC-I观测的四个单星早期A光谱类型。只有这个样本中最冷的恒星$τ^3$ Eri（$T_\mathrm{eff}\approx8\,,000$ K）被$\log(L_X/L_\mathrm{bol})=-7.6$探测到，而三个较热的恒星（$T_\mathrm{eff}\geq8\,,000$ K），即$δ$ Leo，$β$ Leo和$ι$ Cen，仍然没有被探测到，上限为$\log(L_X/L_\mathrm{bol})<-8.4$。因此，X射线发射的下降发生在$\sim 8100$ K附近的有效温度的狭窄范围内，并且与C III和O VI过渡区线中的活性下降相匹配。
2022-05-12 astro-ph.SR
Call and Response: A Time-Resolved Study of Chromospheric Evaporation in a Large Solar Flare
我们研究了2014年10月22日NOAA AR 12602产生的X1.6太阳耀斑。RHESSI、IRIS和Hinode/EIS涵盖了这一事件的全部，允许分析色球层对非热电子驱动器的响应。我们通过RHESSI光谱拟合推导出非热电子中所含的能量，并将此调用的随时间变化的参数与多普勒速度、密度和非热宽度在宽温度范围内的响应联系起来。注入的总能量为$4.8\times10^{30}$ erg，持续$352$秒。这种能量驱动色球爆炸性蒸发，在1.35- 1.82 MK之间的流动逆转温度下，多普勒和非热速度都有描绘。峰值电子注入的时间（14：06 UT）对应于最高速度的时间。在这个时候，我们发现200公里秒的$^{-1}$蓝移的核心Fe XXIV，这是通常假设是在休息。在此之前不久，非热电子的人口有最浅的光谱指数（$\approx$ 6），对应的峰值非热速度在Si IV和Fe XXI。在Fe XIV中，在流动反转温度附近形成的非热速度较低，并且与密度或多普勒速度不相关。在离子与类似的温度的非热速度观察到增加和多普勒速度相关，这意味着未解决的流动周围的流动逆转点。这项研究提供了一个全面的，时间分辨的一套色球诊断的大型X级耀斑，随着时间分辨的能量注入剖面，理想的进一步建模研究。
2022-08-30 astro-ph.SR
A magnetic cycle of tau Bootis? The coronal and chromospheric view
牧夫座τ（Tau Bootis）是一颗被热木星环绕的F型主序星。在过去的几年中，分光偏振观测导致了这样一种假设，即这颗恒星可能拥有一个全球性的磁场，每年转换一次极性，这表明它的活动周期很短，只有一年的时间。在我们正在进行的观测活动中，我们已经收集了几个X射线观测与XMM牛顿和光谱与TRES/FLWO在亚利桑那州，以表征陶博的日冕和色球层在假定的一年周期的过程中。与分光偏振重建相反，我们的观测没有显示出短活动周期的迹象。
2013-03-01 astro-ph.SR
Coronal Abundances in an Active Region: Evolution and Underlying Chromospheric and Transition Region Properties
日冕和太阳风中的元素丰度通常与太阳光球层中的元素丰度不同，通常具有相对富集的低第一电离势（FIP效应）元素。在这里，我们研究的空间分布和时间演变的日冕化学成分在一个活跃的区域（AR）超过10天，使用日出/EIS光谱，我们还分析协调IRIS观测的色球和过渡区的排放调查的FIP效应在低层大气中的足迹的任何证据。为了推导日冕丰度，我们使用了最近为MUSE调查开发的光谱反演方法（Cheung et al. 2019，De Pontieu et al. 2020）。我们发现，在所研究的活动区（AR 12738）的冠状FIP偏差呈现出显着的空间变化，其最高值（~ 2.5-3.5）在流出区的边界的AR，但通常适度的时间变化。相对于AR核心，AR太阳黑子周围的一些苔藓区域和一些区域显示出增强的FIP（~ 2-2.5），AR核心只有~1.5的小FIP偏差。FIP的偏见出现在这些苔藓地区的一些最可变的。IRIS的观测结果表明，色球湍流，来自IRIS 2反演的Mg II光谱，是增强的外流区域的特点是高FIP的偏见，提供了显着的新的约束，这两个模型，旨在解释形成AR外流和模型的化学分馏。
2022-11-14 astro-ph.SR
Explosive Chromospheric Evaporation in a Circular-ribbon Flare
在本文中，我们报告了2015年10月16日活动区（AR）12434中C4.2圆带耀斑的多波长观测结果。根据光球视线磁象图显示，短暂的耀斑与内部的正极性和负极性有关。这种磁场模式强烈地指示了日冕中的磁零点和脊扇结构。耀斑是由位于AR中的一个迷你暗条爆发引发的，它产生了内部耀斑带（IFR）和闭合圆形耀斑带（CFR）的南部。当爆发暗条到达零点时，它触发了与周围开放场的零点磁重联，产生了明亮的CFR和井喷喷流。\textit{Interface Region Imaging Spectrograph}的栅格观测（\textit{IRIS}）显示在Fe { \sc xxi} 1354.09 γ线中，速度为35 $-$ 120 km s $^{-1}$的等离子体上升流（$\log T\approx7.05$）和Si { \sc iv} 1393.77管线中速度为10 $-$ 60 km s $^{-1}$的下行流（$\log T\approx4.8$），表明色球层发生了爆炸性蒸发。在12 $-$ 25 keV的单个HXR源与IFR的重合和基于厚靶模型的计算表明，爆炸蒸发最有可能是由非热电子驱动的。
2016-05-10 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
