A Change of Solar He II EUV Global Network Structure of the Transition Region as an Indicator of Geo-Effectiveness of Solar Minima
2007- 2009年期间的太阳活动非常低，导致热层密度非常低。He II波段太阳极紫外辐照度的比较（26至34纳米）从太阳极端紫外线监测器（SEM），太阳和日光层观测站（SOHO）上的电荷元素和同位素分析系统（CELIAS）上的一台仪器显示，最近两次太阳极小期的绝对辐照度下降了约15 ± 6%当使用年运行平均滤波器时，与周期22/23最小值相比，在周期23和24之间的太阳最小值期间。我们发现，与2008- 2011年的最小值相比，1996年的30.4 nm SOHO极紫外成像望远镜（EIT）图像中的一些局部，短期最小值（包括SEM光谱带中具有相同绝对EUV通量的最小值）在全球网络结构中显示出更大的空间功率集中。我们解释这种更大的集中在过渡区的全球网络结构的空间功率作为一个更大的太阳盘面上的面积较大的功能。太阳极小期期间全球网络结构的这种变化可能部分表征太阳He II EUV辐照度的地理有效性，以及基于其绝对水平的估计。
2013-05-09 astro-ph.SR
WawHelioGlow: a model of the heliospheric backscatter glow. II. The helioglow buildup and the potential significance of the anisotropy in the solar EUV output
日光是日光层内星际原子的荧光，在那里它们被太阳的EUV激发。由于星际气体碰撞之间的平均自由程与日球层的大小相当，因此日球层内气体的分布函数在空间和时间上变化很大，并且是非麦克斯韦分布。现实模拟的太阳因子和星际中性气体的分布函数之间的耦合占我们已经开发的日光模型。WawHelioGlow在随附的论文I中介绍。在这里，我们提出的气体密度，太阳光照，日辉源函数，和其他相关参数的演变建立日辉信号为选定的视线在1天文单位观察。我们比较这些元素的太阳周期的各个阶段，我们提出的结果的灵敏度太阳EUV输出的日纬度各向异性。我们假设一个现实的纬向各向异性的太阳风通量利用分析结果的行星际湍流。我们比较了模拟的日光与SOHO/SWAN仪器观测到的选定地图。我们证明，WawHelioGlow是能够重现的日光的天空分布的基本特征。对于太阳周期的某些阶段，具有太阳EUV输出的各向异性的模型更好地再现了观测结果，而对于其他阶段，不需要EUV各向异性。在所有模拟的情况下，太阳风各向异性以下的洞察力行星际闪烁测量是存在的。
2021-03-04 astro-ph.SR
Automatic method for detection of solar coronal width using extreme ultra-violet (EUV) radiation
日冕是太阳大气层的最后一个主要层，在EUV和X射线中可以探测到。日冕正在向数百万公里的太空扩张，在日食期间可以观察到。温度上升了几百万开。这一层的研究对太阳物理学家来说具有重要意义，因为它是动态的和特征的。活动区（AR）和太阳物质抛射（CME）是日冕的重要特征。利用SOHO/EIT在$284 Å$上拍摄的11年（2000-2010年）的全星盘图像，研究了太阳临边和日冕宽度。其次，利用图像处理方法，通过应用区域生长函数，从不同角度的图像中分割和提取日冕。提取了日冕物质抛射的径向速度。
2019-03-29 astro-ph.SR
Surprisingly Large Doppler Shifts in Hinode EUV Imaging Spectrometer (EIS) Solar Spectra, Resulting from an Inconspicuous Small-scale Jet in EUV Images
NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Physikalisch Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）
Hinode EIS观测到非日冕爆发期间的强多普勒位移，源于边缘活跃区域的小规模日冕喷射，表明EUV多普勒图比EUV图像更敏感地检测小规模爆发。
2025-12-02 astro-ph.SR
A universal scaling between damping time and period of quasi-periodic pulsations from solar EUV brightenings to X-ray stellar flares
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-星际卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（KU鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；University of Exeter（埃克塞特大学）；Centre for Fusion, Space and Astrophysics, Physics Department, University of Warwick（华威大学物理部聚变、空间与天体物理学中心）；Engineering Research Institute “Ventspils International Radio Astronomy Centre (VIRAC)”, Ventspils University of Applied Sciences（文茨皮尔斯应用科学大学“文茨皮尔斯国际射电天文中心（VIRAC）”工程研究所）；Centro de Investigacion en Astronomía, Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学天文学研究中心）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚玻塔观测科学研究所（ARIES））
研究太阳和恒星耀斑中QPPs，通过分析太阳轨道器/EUI的2146次EUV增亮及SDO/AIA的300次EUV太阳耀斑，发现EUV增亮和耀斑的阻尼时间与振荡周期遵循共同幂律标度，表明QPPs受共同物理机制支配。
2026-07-21 astro-ph.SR
Ubiquitous Small-scale EUV Upflow-Like Events above Network Regions Observed by the Solar Orbiter/Extreme Ultraviolet Imager
利用太阳轨道器EUI高分辨率174 Å观测，研究了宁静太阳中59个极紫外上流状事件，测量其速度、寿命和传播距离，发现部分具有重复性，并认为它们是色球针状体或过渡区网络喷流的极紫外对应体，有助于加热网络区域上方的局部日冕。
2024-12-18 astro-ph.SR
EUV Spectra of Solar Flares from the EUV Spectroheliograph SPIRIT aboard CORONAS-F satellite
我们给出了4个大的太阳耀斑：M5.6，X1.3，X3.4和X17类在176-207 nm和280-330 nm光谱范围内的详细的EUV光谱。这些光谱是由CORONAS-F卫星上的SPIRIT（无狭缝）日光分光仪获得的。据我们所知，这是第一个详细的EUV光谱的光谱分辨率为$\sim 0.1$的大耀斑。我们对获得的光谱进行了全面分析，并对观察到的谱线进行了鉴定。基于合成光谱（使用CHIANTI数据库）的{计算}进行鉴定，同时{DEM的计算}和发射等离子体的密度。在对应于$T=0.5-16$ MK温度范围的光谱中存在超过50条强谱线;大多数谱线属于Fe、Ni、Ca、Mg、Si离子。在所有考虑耀斑强烈的热线从Ca XVII，Ca XVIII，Fe XX，Fe XXII，和Fe XXIV观察。计算的DEM在$T \sim 10$ MK处具有峰。使用Fe XI - Fe XIII线和平均$6.5 \times 10^9$ cm $^{-3}$测定密度。我们还讨论了谱线强度预测的识别，准确性和主要的差异。
2015-10-13 astro-ph.SR
Twin extreme ultraviolet waves in the solar corona
太阳极紫外（EUV）波是一种壮观的传播扰动，在日冕中极紫外增强呈环形。这些极紫外波携带着关于日冕磁化等离子体的关键信息，这些信息可以通过全球太阳日冕磁震学揭示难以捉摸的物理参数（例如磁场强度）。极紫外波与大范围的太阳大气喷发密切相关，从剧烈的耀斑和日冕物质抛射（CME）到能量较低的等离子体射流或微灯丝喷发。然而，EUV波的物理本质和驱动机制仍然存在争议。在这里，我们报告了在一次喷发中形成的孪生EUV波（TEW）的独特发现，并从两个不同的角度进行了观察。在所有早期的研究中，一次喷发最多与一个EUV波有关。新发现的TEW促使我们重新审视我们对日冕EUV波形成机制的理论认识。两种不同的情景TEWs被发现：在第一个场景中，这两个波分别与一个灯丝喷发和一个前驱喷流，而在另一个场景中，这两个波先后与一个灯丝喷发。因此，我们将这些区别的场景分别标记为“兄弟TEW”和“相同TEW”。此外，我们还建议，脉冲横向扩张的两个不同的群体冠环是至关重要的TEW形成在一个单一的爆发。
2022-03-30 astro-ph.SR
Improving Solar EUV Irradiance Modeling with Differential Emission Measure Informed Spectra
University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学环境科学研究合作研究所）；NOAA National Centers for Environmental Information（美国国家海洋和大气管理局国家环境信息中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado at Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；Lockheed Martin Advanced Technology Center（洛克希德·马丁先进技术中心）；Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation（联邦科学与工业研究组织）
研究太阳极紫外（EUV）辐照度建模问题，采用结合基于物理的微分发射量（DEM）前向建模与传统代理相关方法的混合模型，结果表明该模型提升了耀斑条件下的精度。
2026-07-07 astro-ph.SR
Prospective Implications of EUV Coronal Plumes for Magnetic-network Genesis of Coronal Heating, Coronal-hole Solar Wind, and Solar-wind Magnetic-field Switchbacks
我们建议，在极紫外日冕羽的日冕加热是弱，而不是强，比相邻的非羽日冕磁漏斗。这种预期源于（i）观测到极紫外羽流是由于羽流磁漏斗底部的磁通量紧密堆积在一起而产生的，以及（ii）观测到平静区域的日冕加热与底层磁网络的海岸线长度成比例增加。我们不排除极紫外线羽流中的日冕加热可能更强，而不是更弱的可能性，但我们指出相反的情况是合理的。我们的理由是，增加日冕加热在羽诞生过程中会导致同时增加净向上的质量通量在羽，而减少日冕加热在羽诞生过程中会导致同时净向下的质量通量在安静区羽和同时减少净向上的质量通量，甚至净向下的质量通量在冕洞羽。我们进一步推断，极紫外羽流中日冕加热较弱的确凿证据将加强磁扭曲波的可能性，磁扭曲波来自磁网络边缘的细尺度磁爆炸（1）为安静区域的大部分日冕加热提供动力，（2）为日冕洞中的大部分日冕加热和太阳风加速提供动力，许多扭曲波幸存下来，成为来自日冕洞的太阳风中的磁场之字形。
2023-02-28 astro-ph.SR
EUV and Magnetic Activities Associated with Type-I Solar Radio Bursts
I型爆发（即噪音风暴）是已知最早的米波太阳射电辐射类型。它们被认为是由日冕中加速的非热高能电子激发的。其内在的动力学过程和确切的排放机制至今仍未得到解决。在这里，与极紫外线（EUV），无线电和光球磁场数据的前所未有的质量记录在2011年7月30日的I型风暴的综合分析，我们确定了良好的无线电爆发和空间EUV和磁活动之间的相关性。极紫外活动表现为致密黑子附近区域上方的三条主要增亮带，而那里的磁场则呈现出多个移动磁特征（MMF），这些特征具有持续的合并或抵消以及形态相似的三部分分布。我们发现，I型强度与在各种波长的EUV发射的强度相关，相关系数为0.7-0.8。此外，在增亮的EUV条纹和射电源之间的区域，出现了一系列双向流动的一致动态运动，表明那里正在进行小规模的重连。主要基于光球层磁场运动与日冕极紫外和射电活动之间的感应联系，我们认为观测到的I型噪声暴和极紫外增亮活动是由磁磁势驱动的小尺度磁重联的结果。这支持Bentely等人（Solar Phys.193，227，2000）提出的原始建议。
2017-05-04 astro-ph.SR
Observations of EUV Waves in 3He-Rich Solar Energetic Particle Events
与太阳系不同的小型富3 He太阳高能粒子（SEP）事件及其异常丰度，为太阳活动区附近的独特加速机制提供了证据。虽然这些事件有时伴随着日冕物质抛射（CME），但人们相信质量和同位素分馏是直接在太阳耀斑现场产生的。我们报告了一个大规模的极紫外（EUV）日冕波观测与3 He丰富的SEP事件。在讨论的两个例子中，观测到的波是由小耀斑触发的，并与EUV喷流和III型射电爆发同时出现，但没有CME。从一个事件的能量谱是一致的，与所谓的类-1（其特征在于幂律），而另一类-2（其特征在于圆形的3 He和Fe光谱）3 He丰富的SEP事件，这表明在两个不同的加速机制。EUV波的观测表明，大规模的扰动，除了更常见的相关射流，可能是负责生产的3 He丰富的SEP事件。
2015-12-15 astro-ph.SR
A Quasi-periodic propagating wave and EUV waves excited simultaneously in a solar eruption event
太阳耀斑和日冕物质抛射分别驱动了准周期快传播磁声波和极紫外波。在这封信中，我们提出了一个有趣的事件，我们发现，QFP磁声波和EUV波同时激发在一个太阳爆发事件的详细分析。这两种波现象的共存为探索它们的驱动机制提供了极好的机会。QFP波在漏斗状环路中传播，传播速度为682- 837 \speed{}，寿命为2分钟。相反，EUV波，其中提出了一个更快的组件和一个更慢的组件，在一个广泛的角度范围内传播，经历反射和折射的磁性准分界线层。EUV波的较快分量以412- 1287 \speed{}的速度行进，而较慢分量以246- 390 \speed{}的速度行进。EUV波的寿命为$\sim$ 15分钟。结果表明，极紫外波的较快分量与QFP波列的第一波前是同空间的。此外，QFP波的周期约为45 $\pm$ 5秒，这在伴随的耀斑中是不存在的。所有这些结果意味着QFP波也可以被物质抛射激发，包括CME或喷流。
2018-12-24 astro-ph.SR
A Long-Term Decrease of the Mid-Size Segmentation Lengths Observed in the HeII 30.4 nm Solar EUV Emission
分段细胞长度的功率谱（过渡区极紫外辐射的主要长度尺度），由太阳和日光层天文台（SOHO）上的极紫外成像望远镜（EIT）和太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到的全圆盘HeII极紫外图像对1996年至2015年期间太阳平静期间的情况进行了分析。作为空间频率的函数的空间功率从约0.04到0.27（EIT）或高达0.48（AIA）1/Mm取决于所观察到的分段单元尺寸的分布，即太阳EUV网络的结构。Didkovsky和Gurman（Solar Phys.，289，153）被认为是当在0.51/pix的最高空间频率处的功率曲线被调整为彼此匹配时，对于所比较的光谱，在中间空间频率处的降低。这种方法已被扩展到在这项工作中，在高空间频率表示的太阳空间频率单位为1/Mm的光谱比进行比较。基于这种方法，我们代表这些比例的变化作为一个长期的网络转换，可以解释为一个连续的耗散的中型网络结构的过渡区域中的较小尺寸的结构。与分段单元尺寸结构的预期循环和光谱中与太阳周期相关的空间功率相反，光谱显示EUV网络的显著且稳定的变化。跨这些结构光谱的时间趋势对任何长期仪器变化（例如灵敏度的降低）并不关键敏感，而是对EUV网络结构的分段单元尺寸的变化敏感。
2017-01-16 astro-ph.SR
Observational Characteristics of solar EUV waves
本文综述了太阳极紫外（EUV）波的观测特征，包括其传播速度、与太阳爆发活动的关联、波动与非波动特性及对日冕环和暗条的振荡触发作用，并介绍了现有模型。
2023-10-19 astro-ph.SR
The Solar Energetic Particle Event on 2013 April 11: An Investigation of its Solar Origin and Longitudinal Spread
我们调查的太阳现象与太阳高能粒子（SEP）事件的起源在2013年4月11日观察到的一些航天器分布在内日光层在广泛的日光长时间。我们使用极紫外（EUV）和白光日冕观测从太阳动力学天文台（SDO），太阳和日光层天文台（SOHO）和双日地关系天文台航天器（STEREO-A和STEREO-B），以确定角范围的EUV波和日冕物质抛射（CME）与SEP事件的起源。我们比较了估计的释放时间的SEPs观察到在每个航天器的到达时间的结构与CME在脚点的磁力线连接每个航天器与太阳。尽管极紫外波和日冕物质抛射驱动的冲击波到达STEREO-B的脚点与该航天器观测到的粒子释放时间一致，但在不确定性范围内，极紫外波从未到达连接近地观测者与太阳的磁力线的脚点，即使在那里观测到强烈的SEP事件。我们表明，在太阳表面上方的高空传播的CME驱动的冲击波的西侧最有可能是在地球附近观察到的粒子的来源，但它没有在太阳盘上留下任何EUV痕迹。我们的结论是，太阳表面上的EUV波的角度范围不同意SEP事件在日光层中的纵向范围。因此，EUV波不能可靠地用作太阳现象的代理，这种太阳现象在宽范围内加速和注入高能粒子。
2014-10-20 astro-ph.SR
The GOES-R EUVS Model for EUV Irradiance Variability
地球静止业务环境卫星R（GOES-R）系列的四颗卫星是下一代NOAA GOES卫星。一旦进入轨道并投入使用，它们将被重新命名为GOES 16 - 19，在2035年之前进行关键的地面和空间天气测量。GOES 16号和17号分别于2016年和2018年发射，目前已在轨运行。GOES-R卫星包括极紫外和X射线辐照度传感器（EXIS）仪器套件，该仪器套件使用极紫外传感器（EUVS）仪器测量25至285 nm之间的8条线或波段的校准太阳辐照度。EXIS还包括X射线传感器（XRS）仪器，该仪器可在传统的GOES波段测量太阳软X射线辐照度。EUVS测量值被用作EUVS模型的输入，EUVS模型是一个用于空间天气操作的太阳光谱辐照度模型，它以30秒的节奏预测从5 nm到115 nm的22个5 nm宽间隔和从117到127 nm的一个10 nm宽间隔的辐照度。一旦全面运行，NOAA将分发EUVS模型辐照度，延迟时间为1分钟，作为主要的空间天气数据产品，从而开创一个快速传播和测量连续性极紫外辐照度光谱的新时代。本文介绍了EUVS模型的算法，数据来源，校准方法和相关的不确定性。典型的模式（相对）不确定性小于$\sim$ 5\ %的可变性在时间尺度超过6小时，和$\sim$ 25\ %的太阳耀斑引起的可变性。绝对不确定度（源自用于校准EUVS模型的仪器）为$\sim$ 10\ %。模型结果的例子都在每日和…
2019-11-20 astro-ph.SR
Coronal Shock Waves, EUV waves, and their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们用非线性几何声学模拟了日冕冲击波的传播。该方法是基于Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）的方法，并考虑到非线性波的主要属性：i）波前速度的波动振幅的依赖性，ii）非线性耗散的波能量，和iii）孤立冲击波的持续时间的逐步增加。我们详细讨论的方法和目前的冲击相关的极紫外（EUV）波的传播建模的结果，以及Moreton波沿太阳表面在最简单的日冕模型。计算结果显示了波浪的减速和拉长。相比之下，在线性近似中考虑的波保持其长度不变，并略有加速。
2011-04-19 astro-ph.SR
AWARE: An algorithm for the automated characterization of EUV waves in the solar atmosphere
极紫外（EUV）波是在日冕中观测到的大规模传播扰动，经常与日冕物质抛射和耀斑有关。它们看起来像是从一个源区域穿过结构化的日冕传播的微弱的、延伸的结构。自发现以来，已有200多篇论文讨论了它们的性质，原因和物理性质。然而，尽管如此，它们的基本性质及其与其他太阳现象相互作用的物理学仍然不为人所知。为了进一步了解EUV波，我们已经构建了自动波分析和还原（AWARE）算法用于测量EUV波。AWARE分两个阶段实施。在第一阶段中，我们使用一种新型的运行差异图像，运行差异持久性图像，这使得有效的隔离传播，增亮波前，因为它们传播的电晕。在第二阶段，AWARE探测波前的存在，并测量该波前穿过太阳的距离、速度和加速度。在第一阶段中隔离的波的进程的传播模型的拟合是使用随机采样和一致性（RANSAC）算法实现的。AWARE针对EUV波传播的模拟进行了测试，并应用于测量大气成像组件（AIA）观测数据中的EUV波。我们还评论不可避免的系统误差，偏见的波前速度和加速度的估计。此外，完整的AWARE软件套件还附带了一个软件包，可以创建从任意起点穿过磁盘传播的波的模拟。
2019-11-26 astro-ph.SR
An Extreme Ultraviolet Wave Associated with A Solar Filament Activation
极紫外（EUV）波是令人印象深刻的日冕传播扰动。它们与各种爆发活动密切相关，可用于全球冠状地震学和太阳高能粒子加速研究。因此，对极紫外波的研究在太阳爆发和空间天气研究中具有重要意义。在这里，我们提出了一个EUV波与灯丝激活，没有演变成任何喷发。由于在其一端连续的磁通量出现和抵消，细丝以解捻运动上升，并且细丝质量沿着上升场流向另一端。有趣的是，灯丝激活后，EUV波形成了一个快速的恒定速度（$\sim$ 500 km s $^{-1}$）的前面的质量流，和覆盖的冠环扩大在横向和径向方向。排除远程耀斑和缺席的日冕物质抛射的可能性，我们认为，EUV波只与灯丝激活密切相关。此外，它们之间密切的空间和时间关系表明，极紫外波很可能是由上覆环的横向扩张直接触发的。我们认为EUV波可以解释为线性快模波，成功产生EUV波的关键是激活的灯丝质量流驱动上覆环的脉冲早期横向扩展，而没有任何喷发。
2020-04-10 astro-ph.SR
Probing the Production of Extreme-ultraviolet Late-Phase Solar Flares by Using the Model Enthalpy-Based Thermal Evolution of Loops
最近的极紫外（EUV）波长观测揭示了一些太阳耀斑的极紫外晚期阶段，其特征是在软X射线（SXR）峰值之后几十分钟到几个小时出现暖日冕发射（$\sim3$ ~MK）的第二个峰值。本文利用基于湍流的环热演化（EBTEL）模型，对极紫外晚期太阳耀斑的产生进行了数值研究。从产生EUV后期的两个主要机制开始，即，长时间冷却和二次加热两个过程，我们进行了两组数值实验，研究这两个过程对后期环路辐射特性的影响。在这两个过程中的任何一个过程中，都可以数值合成出符合观测标准的EUV晚期太阳耀斑。然而，在这两个合成耀斑的情况下，在后期相环的基本流体动力学和热力学演化是不同的。由于长期冷却过程的后期峰值总是发生在辐射冷却阶段，而由二次加热供电的峰值更可能发生在传导冷却阶段。然后，我们提出了一种新的方法诊断的两个机制的基础上的EUV后期光曲线的形状。此外，从能量输入的分配，我们讨论了为什么大多数太阳耀斑不是EUV晚期耀斑。最后，通过讨论可能影响环辐射的其他因素，我们还讨论了为什么EUV晚期相位主要在暖日冕辐射中观察到。
2018-04-21 astro-ph.SR
An extreme ultraviolet wave generating upward secondary waves in a streamer-like solar structure
极紫外（EUV）波是低日冕中水平传播的扰动，当它遇到日冕结构时，往往会触发水平二次波。我们提出了第一个例子，向上SW在一个流光状的结构后，通过的EUV波。事件发生在2017年6月1日。极紫外波发生在一次典型的太阳爆发中，包括暗条爆发、CME、C6.6耀斑。EUV波与准周期快速传播（QFP）波列和代表日冕激波存在的II型射电爆发有关。极紫外波有一个快速的初始速度$\sim$ 1000 km s $^{-1}$，相当于高速度的冲击波和QFP波列。有趣的是，向上SW上升缓慢（$\sim$ 80 km s $^{-1}$）的流光状结构后，扫描的EUV波。向上的SW似乎起源于由EUV波引起的临边增亮。结果表明，极紫外波是一种快模磁流体动力学激波，可能是由耀斑脉冲触发的。我们认为部分EUV波可能被捕获在类似流光结构的闭合磁场中，向上的SW可能是由于捕获波以慢模形式释放而产生的。据认为，日冕激波的强烈压缩和流光状结构的配置的相互作用是形成向上SW的关键。
2018-04-19 astro-ph.SR
Height structure of X-ray, EUV and white-light emission in a solar flare
大部分太阳耀斑发射来自太阳低层大气中非常紧凑的来源，可以在各种波长范围内看到：近光学、紫外、极紫外、软X射线和硬X射线以及伽马射线发射，但很少有空间分辨成像观测来确定这些区域的结构。本文研究了硬X射线（HXR）、极紫外和白光连续谱源在低层大气中的光球层上高度以及在这些高度上的密度。同时从SDO和HXR RHESSI图像的EUV/连续图像进行比较，研究观测良好的伽玛射线临边耀斑。使用RHESSI X射线光谱仪，我们确定了HXR源的高度作为光球上方能量的函数。将AIA/SDO和HMI/SDO图像与RHESSI图像进行比对，我们首次推断了耀斑足点中HXR、EUV和连续谱源的高度和特征密度。35-100 keV HXR源位于光球层上方1.7 - 0.8 μ m的高度，低于出现在1.5-3 μ m高度的白光连续发射，EUV发射的峰值起源于3 μ m附近。EUV发射位置与发生在完全电离色球顶层的~12 keV的低能电子的能量沉积一致。低日冕，而不是由>20 keV的电子，产生HXR的足迹在较低的中性色球层。白光发射的最大值出现在HXR和EUV发射之间，大概是在电离和中性大气之间的过渡，表明自由束缚和自由-自由连续发射。我们注意到，由低能电子沉积的能量足以解释光学和紫外发射的能量学。
2011-07-19 astro-ph.SR
Forward Modeling of Synthetic EUV/SXR Emission from Solar Coronal Active Regions: Case of AR 11117
最近在利用Hinode、TRACE、SDO和最近的Hi-C飞行任务和软X射线波段获取极紫外线日冕高空间分辨率图像方面取得的进展为了解太阳物理学的主要目标-日冕加热开辟了一条新的途径。来自EUV/SXR任务的数据表明，日冕是一个非均匀的环境，由加热到超过5 MK温度的束磁环表示的活动区（AR）。任何可行的日冕加热模型都应该能够再现日冕活动区的EUV和SXR辐射以及动态活动。AR的发射测量（EM）的测量提供了线索的加热机制的时间依赖性：静态与脉冲。虽然静力平衡日冕环模型成功地再现了AR内的SXR发射，但它们不能充分预测明亮的EUV环。同时，脉冲加热能够再现EUV和SXR环发射。本文的主要目标是通过使用我们的一维完全非线性时间相关的单流体流体动力学代码来构建特定日冕活动区AR 11117的真实合成EM图像。我们首先使用AR 11117的HMI/SDO磁图构建整个活动区域的磁骨架，并用等离子体填充磁场线。然后，我们参数化地指定脉冲加热的个别股（通量管），包括日冕环。接下来，我们模拟了整个活动区域（具有LOS投影效应）对用磁场和空间尺度参数缩放的加热函数（体积加热速率）的响应，并找到合成和实际（重建）DEM之间的最佳匹配。
2014-09-12 astro-ph.SR
Evidence for the Wave Nature of an Extreme Ultraviolet Wave Observed by the Atmospheric Imaging Assembly Onboard the Solar Dynamics Observatory
极紫外（EUV）波已经被发现了大约15年。然而，关于它们的物理性质和起源仍然存在重大争议。在本文中，我们报告了一个伴随着X1.9耀斑和部分晕日冕物质抛射的极紫外波。利用高时间和空间分辨率的观测所采取的{ \em太阳动力学天文台}和日地关系天文台，我们能够调查的详细运动学的EUV波。我们发现了几个支持快模波的论点：（1）EUV波的速度（570 km/s）高于宁静日冕的声速。(2)发现EUV波在其传播期间显著减速（-130 m/s2）。(3)极紫外波在其传播路径上产生了环和暗条的振荡，并探测到极冕洞的反射波。(4)当极紫外光波通过两个日冕亮点时，观测到折射或反射效应。(5)当波前开始变得漫反射时，波前后面的变暗区域停止扩展。(6)波前的轮廓表现出色散的性质，和磁声马赫数的EUV波从最高强度跳导出约为1.4。另外，三角测量表明EUV波在光球上方约60-100 μ m的高度范围内传播。我们认为，观测到的极紫外波应该是一个非线性快模磁声波，在日冕中自由传播后，它是由CME扩张的侧翼在初始阶段驱动。
2012-09-12 astro-ph.SR
Accessing the fine temporal scale of EUV brightenings and their quasi-periodic pulsations: 1 second cadence observations by Solar Orbiter/EUI
Solar-Terrestrial Centre of Excellence – SIDC, Royal Observatory of Belgium（太阳-地球卓越中心–SIDC，比利时皇家天文台）；Centre for mathematical Plasma Astrophysics, Department of Mathematics, KU Leuven（荷语鲁汶大学数学系数学等离子体天体物理学中心）；Astronomy & Astrophysics Section, School of Cosmic Physics, Dublin Institute for Advanced Studies, DIAS Dunsink Observatory（都柏林高等研究院宇宙物理学院天文学与天体物理系，DIAS邓辛克天文台）；ETH-Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos, World Radiation Center（达沃斯物理气象观测站，世界辐射中心）
通过1秒采样观测研究EUV亮化及准周期脉动的精细时间尺度，揭示其与太阳和恒星爆发的物理机制关联。
2025-10-07 astro-ph.SR
Centennial solar EUV irradiance from ionospheric currents: Varying sunspot-EUV irradiance relation and modified spot-facula ratio
University of Oulu（奥卢大学）
研究发现太阳黑子与EUV辐射的关系随时间变化，rY指数成为更优的长期EUV代理，揭示了太阳活动长期演变中的斑点- facula比率变化对恒星演化的意义。
2025-11-24 astro-ph.SR
X-ray and EUV Observations of GOES C8 Solar Flare Events
我们提出了一个分析的软X射线（SXR）和极紫外（EUV）观测的太阳耀斑与一个近似的C8 GOES类。我们对峰值GOES SXR通量的约束允许调查各种耀斑参数之间的相关性。我们表明，耀斑的衰减阶段的持续时间是成正比的上升阶段的持续时间。此外，我们显示出显着的相关性，在耀斑的上升和衰减阶段发出的辐射。这些结果表明，一个给定的耀斑的总辐射能量是成比例的上升阶段期间单独的辐射能量。在SXR和EUV波长中都观察到辐射能量在上升和衰减阶段之间的这种划分。虽然EVE的观测结果表明，在不同的C8事件期间，单个EUV谱线的行为存在显着变化，但这项工作表明，宽带EUV发射受到很好的约束。此外，GOES和AIA的数据，使我们能够确定几个热参数（如温度，体积，密度和排放量）的耀斑在我们的样本。这些参数的分析表明，在这个受约束的GOES类，持续时间较长的太阳耀斑是更大的体积能够发射大量的辐射冷事件。最短的C8耀斑通常是最热的事件，物理尺寸较小，并且具有较低的相关总能量。这些关系与几个标度律和耀斑环模型直接可比。
2013-05-07 astro-ph.SR
Observations of solar X-ray and EUV jets and their related phenomena
太阳喷流是快速移动的细长增亮物，与从几乎不可见的色球喷流到延伸到几个太阳半径的日冕喷流的所有尺度上的图像和光谱中看到的喷射有关。最大、最强大的喷流是III型射电爆发、高能电子和离子的来源，$^3$ He和重元素丰度大大增强。极区和赤道区冕洞的频繁日冕喷流可能对太阳风有贡献。所有喷流的主要加速机制被认为是通过重联释放磁应力;然而，能量的积累取决于喷流的源环境。在这篇综述中，我们讨论了某些功能的X射线和EUV喷流，如其重复率和与无线电发射的关联，取决于他们的底层光球场配置（活动区，极地和赤道冕洞，安静的太阳）。
2016-03-11 astro-ph.SR
Three-dimensional Propagation of the Global EUV Wave associated with a solar eruption on 2021 October 28
我们提出了一个案例研究的全球极紫外（EUV）波和色球对应的“莫顿-拉姆齐波”与第25太阳活动周的第二个X级耀斑和一个光环日冕物质抛射（CME）。在H $α$和EUV通带中观察到了具有不同特征温度的EUV波。在171毫米和193/195毫米的图像中，波以600-720 km s $^{-1}$的初速度和110-320 m s $^{-2}$的减速度循环传播。在波阵面通过期间，局部日冕等离子体从log（T/K）=5.9加热到log（T/K）=6.2。H $α$和304 INVESTIGATION图像还显示了速度为310-540 km s $^{-1}$的波传播特征。通过多波长双视角观测，我们发现波前可能以约53.2 $^{\circ}$的倾角向前倾斜地传播到太阳表面。我们的研究结果表明，这种EUV波是由相关CME的膨胀驱动的快模式磁流体动力学波或激波，其波前可能是一个圆顶状的结构，可能会影响上色球层，过渡区和日冕。
2022-02-26 astro-ph.SR
Small EUV Brightenings in the Quiet Solar Atmosphere: New Insights from the Solar Orbiter Mission
Universit\'e Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale, 91405 Orsay, France
太阳轨道器任务揭示了宁静太阳大气中普遍存在的小尺度高脉冲性EUV明亮区，其动态特性揭示了能量传输和局部耗散过程，有助于理解日冕加热机制。
2025-12-08 astro-ph.SR
Global Nature of Solar Coronal Shock Waves shown by Inconsistency between EUV Waves and Type II Radio Bursts
我们重新审视极紫外（EUV）波和II型射电暴之间的物理关系。人们通常认为它们是单个日冕冲击波的两个观测方面。然而，缺乏它们的速度相关性阻碍了对它们各自（或共同）性质的理解。知道的不确定性，从观察和测量它们的速度确定真正的波分量，我们重新检查的速度在以前的文献中报道的EUV波，并比较这些与II型射电爆发和日冕物质抛射（CME）。这证实了EUV波的速度与其相关的II型射电暴之间的不一致性。第二，CME速度被发现有一个更好的相关性与II型射电爆发比EUV波。最后，存在II型速度和它们的范围比EUV波大得多的趋势。我们证明了速度的不一致性实际上是一种内在的趋势，并阐明了由驱动和非驱动部分组成的日冕冲击波的性质。这表明，即使消除了所有其他不确定性，速度不一致性仍将存在。
2021-09-09 astro-ph.SR
Extremely Large EUV Late Phase of Solar Flares
极紫外光变率实验（EVE）在太阳耀斑期间观测到的Fe XVI 33.5 nm谱线辐照度的第二个峰值被称为极紫外光（EUV）晚期相。我们之前的论文（Liu et al. 2013）发现，晚期阶段的主要排放来自与后耀斑环（PFL）密切相关但不同的大规模环弧，我们还提出，没有额外加热的长期冷却过程可以解释晚期阶段。在本文中，我们定义了极大的后期阶段，因为它不仅在温暖的33.5辐照度轮廓中具有更大的峰值，而且比主阶段释放更多的EUV辐射能量。从三个角度对极紫外图像进行了详细的分析，发现除了后期的相位环弧外，后期的巨大相位弧的贡献主要来自于一个未喷发的热结构。这种热结构被认为是一个通量绳，它很快被耀斑重联所激励，然后在渐变阶段持续产生热能。未喷发的磁通绳与附加加热一起与后期环路拱廊一起产生了极大的EUV后期。
2015-04-21 astro-ph.SR
EUV Irradiance Observations from SDO/EVE as a Diagnostic of Solar Flares
在过去的六年里，太阳动力学天文台上的极紫外变化实验（EVE）一直在监测太阳极紫外线输出在一系列时间尺度上的变化。它的主要功能是提供对太阳光谱辐照度的测量，这种辐照度是造成地球电离层和热层波动的原因。然而，尽管其适度的光谱分辨率和缺乏空间信息，EVE光谱范围包含许多线和连续，已成为诊断低层太阳大气本身的能量注入的反应，特别是在耀斑的脉冲阶段的宝贵。此外，高温发射谱线还可以用来跟踪日冕中燃烧等离子体的温度和密度的变化。因此，EVE观测的高精度对于帮助我们了解太阳耀斑期间的粒子加速和能量传输机制以及太阳最具地球效应的发射的起源至关重要。
2016-04-26 astro-ph.SR
Comparison of Helioseismic Far-side Active Region Detections with STEREO Far-Side EUV Observations of Solar Activity
根据太阳动力学观测台上的日震和磁成像仪的多普勒数据计算出的太阳远半球的地震图，目前正例行用于探测太阳远侧的强磁区（http：/jsoc.stanford.edu/data/farside/）。为了测试这种技术的可靠性，日震推断的活动区探测进行了比较，从太阳地地关系天文台（STEREO）的太阳活动的远侧观测，使用亮度在极紫外光（EUV）作为代理磁场。使用两种方法来分析九个月的STEREO和HMI数据。在第一种方法中，我们确定是否新的大型东翼活动区的地震检测到的远侧之前，他们出现在地球一侧，并研究这些地区的可探测性如何与其EUV强度。我们发现，虽然有一个范围的EUV强度，远侧区域可能会或可能不会被检测到地震，似乎有一个强度水平以上，他们几乎总是检测到和强度水平以下，他们从来没有检测到。在第二种方法中，我们分析并发的极紫外和日震远侧观测。我们发现，100%（22）的远侧地震区对应于极紫外谱区;其中95%在到达东翼时成为NOAA指定的磁区，或者在穿越到远侧之前是一个磁区。一个低，但显着的相关性之间的地震签名强度和远侧区域的EUV强度。
2017-09-22 astro-ph.SR
Observations of an Eruptive Solar Flare in the Extended EUV Solar Corona
我们在2017年9月10日通过GOES-16航天器上的太阳紫外线成像仪（SUVI）从NOAA活动区12673观测到了一次强大的太阳喷发，伴随着X8.2太阳耀斑。SUVI以其相对较大的视野而闻名，这使得它能够在接近2个太阳半径的高度拍摄太阳现象。这些观测包括探测到与喷发后的磁重联有关的明显电流片，以及在有史以来最高高度出现极端紫外波的证据。我们讨论的加速新生的日冕物质抛射约2000公里/秒，约1.5太阳半径。我们将这些观测结果与火山爆发和火山爆发相关现象的模型进行了比较。我们还描述了SUVI数据，并讨论了科学界如何访问SUVI观测的事件。
2017-12-27 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
New Homogeneous Dataset of Solar EUV synoptic maps from SOHO/EIT and SDO/AIA
太阳EUV强度的天气图已经构建了几十年，以便显示不同EUV发射在太阳表面上的分布，每个图表示一个卡林顿旋转（即，太阳的一次旋转）。本文提出了一个新的太阳EUV天气图数据集的基础上，从太阳和日光层天文台/极紫外成像望远镜（SOHO/EIT）和太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘图像。为了消除由于传感器退化引起的EIT和AIA EUV强度的显著和复杂的漂移，我们以标准化强度尺度构建天气图。我们描述了一种方法，通过将EIT强度直方图转换到AIA水平，将SOHO/EIT图与SDO/AIA图叠加。新地图涵盖了1996年至2018年的307个SOHO/EIT和116个SDO/AIA天气图。这些地图提供了四个EUV波长的整个太阳表面的系统和均匀视图，并且非常适合，例如，用于研究日冕洞的长期演化
2019-10-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar radio burst associated with the falling bright EUV blob
在2015年11月4日耀斑开始时，在1300 - 2000 MHz频率范围内，我们观察到一个非常罕见的缓慢正漂移爆发。我们在IRIS，SDO/AIA，Hinode/XRT和H alpha观测的同时EUV观测中寻找相关现象。我们发现，这一射电爆发伴随着在过渡区、日冕和耀斑温度下可见的亮斑，沿暗环以约280 km/s的速度下落到色球层。暗环在H α中可见，但随后消失。此外，我们发现，下降的斑点与色球相互作用所表示的H α光谱的突然变化，在这个相互作用的位置。考虑到不同的可能性，我们建议所观察到的缓慢正漂移的突发产生的热传导前形成的下降热EUV斑点的前面。
2018-04-17 astro-ph.SR
Testing EUV/X-ray Atomic Data for the Solar Dynamics Observatory
太阳动力学观测台上的大气成像装置和极紫外线可变性实验包括X射线/极紫外波段的光谱窗口。在这个波长范围内原子数据的准确性和完整性对于解释日冕的光谱和辐照度以及用AIA和EVE仪器进行的SDO观测至关重要。在这里，我们测试的X射线/EUV数据库中的CHIANTI评估其完整性和准确性的SDO波段，特别是对94 A和131 A AIA通带。由于缺乏足够的太阳观测，我们使用高分辨率的X射线光谱的低活性的类太阳日冕的南河三与钱德拉低能量透射光栅光谱仪（LETGS）。我们发现，虽然光谱模型总体上可以很好地再现在软X射线范围ll <50 A和在EUV波长ll> 130 A下观察到的光谱，但它们显著低估了在50 - 130 A波长范围内观察到的通量。该模型低估了观测到的通量的可变因子范围从\approx 1.5，在短波长低于\sim 50 A，高达\sim 70 - 125 A范围内的\approx 5 - 7。在LETGS覆盖的AIA波段，即94 A和131 A，我们发现观测到的通量可以被大的因子低估（对于这里提出的南河三的情况，分别为\sim 3和\sim 1.9）。我们讨论了AIA数据分析的后果和可能的经验修正AIA响应模型更现实地在这些通带的日冕发射。
2011-10-20 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet (EUV) observables of simulated plasmoid-mediated reconnection in the solar corona
本研究通过Bifrost模拟日冕等离子体团介导重联，并前向建模EUV可观测特征，评估了SDO、SO、MUSE和Solar-C等仪器的探测能力，发现高分辨率仪器可捕获小尺度等离子体团，为日冕加热研究提供新途径。
2024-05-02 astro-ph.SR
Differential rotation of the solar transition region from STEREO/EUVI 30.4 nm images
太阳光球层、色球层和日冕的旋转是纬度的函数。到目前为止，还不清楚太阳过渡区是否也有差异旋转。本文利用日地关系天文台（STEREO）空间任务中搭载的极紫外成像仪（EUVI）在30.4 nm波长下记录的2008 - 2018年（太阳活动周期24）太阳全圆盘（SFD）图像，研究了太阳过渡区的微分旋转廓线随纬度的变化。我们的研究表明，太阳过渡区的差异旋转。在+/-5度赤道带获得的恒星自转速率相当高（~ 14.7度/天），在两极地区下降到~ 13.6度/天。我们还得到，在太阳活动旺盛时期，自转差异较低（自转速率在14.86至14.27度/天之间变化），而在第24个太阳活动周的上升和下降阶段，自转差异则有所增加（自转速率在14.56至13.56度/天之间变化）2008年和2018年分别为14.6至13.1度/天）。平均恒星自转速率（在SFD上）遵循太阳活动的趋势（在太阳活动的高峰阶段最大~ 14.97度/天，在第24个太阳活动周的上升和下降阶段缓慢下降到最小~ 13.9度/天）。我们还观察到，太阳过渡区旋转少差异比日冕。
2021-07-12 astro-ph.SR
The Intrinsic Extreme Ultraviolet Fluxes of F5 V to M5 V Stars
来自主星的极紫外（EUV）辐射（10- 117 nm）在系外行星大气的电离、加热和质量损失中起着重要作用。与主恒星的莱曼α和远紫外（117- 170 nm）辐射一起，EUV辐射使重要分子光解离，从而改变了系外行星大气层的化学性质。由于恒星的EUV通量现在无法测量，星际中性氢完全掩盖了40和91.2 nm之间的恒星辐射，即使是最近的恒星，我们必须通过间接方法估计不可观测的EUV通量。新的非LTE半经验模型的太阳色球和日冕和太阳辐照度的测量表明，在各种波长带的EUV通量的比例与莱曼α通量缓慢变化的莱曼α通量，从而与磁加热率。这表明，我们确认，太阳EUV/莱曼α流量比的基础上的模型和观测是类似的可用的10- 40 nm的流量比观察到的EUVE卫星和91.2- 117 nm的流量观察到的F5 V-M5 V星与FUSE卫星。我们提供的公式预测EUV通量比的基础上EUVE和FUSE恒星数据和太阳模型，这是必不可少的输入建模的系外行星的大气。
2013-11-01 astro-ph.SR
Reconstruction of Solar Extreme Ultraviolet Flux 1740-2015
太阳极紫外线（EUV）辐射主要通过分子氧的光电离产生电离层的导电E层。太阳对电离层的加热产生热风，热风通过发电机作用感应出电场，驱动电流，电流具有在地面上可观察到的磁效应，如G.格雷厄姆在1722年。电流随着太阳的上升和下降，从而导致容易观察到的地磁场的日变化，使我们能够推断出电导率，从而推断出远在可靠的磁性数据到达之前的EUV通量。高质量的数据可以追溯到19世纪30年代的“磁性十字军东征”，在此之前的一百年中，数据不太可靠，但仍然可用。J.R.沃尔夫和J. A.戈蒂埃发现了日变化对太阳活动的依赖性，今天我们了解并可以反转这种关系，以根据地磁记录构建可靠的极紫外通量记录。我们将其与F10.7通量和太阳黑子数进行比较，发现重建的EUV通量以很高的精度再现了F10.7通量。另一方面，目前定义的相对太阳黑子数似乎开始不再是太阳磁活动的忠实代表，至少是通过EUV和相关指数测量的。重建表明，EUV通量达到相同的低（但非零）值在每个太阳黑子最小值（可能包括大极小），代表一个不变的“太阳磁场基态”。
2015-06-14 astro-ph.SR
Extreme-ultraviolet transient brightenings in the quiet-Sun corona : Closest-perihelion observations with Solar Orbiter/EUI
基于太阳轨道器EUI最近近日点的高分辨率观测，统计分析了宁静日冕中极紫外瞬态亮化事件，发现其尺寸和寿命呈幂律分布，并估计全太阳每秒出现约3600个此类事件。
2025-05-06 astro-ph.SR
Impulsive Solar Energetic Particle Events: EUV Waves and Jets
脉冲太阳高能粒子（ISEP）事件显示出特殊的元素组成，具有增强的3 He和重离子丰度，与我们的太阳系组成明显不同。此外，事件的特点是各种各样的能量谱形状从幂律到圆形的频谱向低能量。这些事件的太阳源与日冕喷流密切相关。令人惊讶的是，新的观测结果表明，这些事件通常伴随着所谓的极紫外（EUV）日冕波-与射流相比，这是一种大规模的现象。本文概述了目前的认识，极紫外波与喷流和高能离子在ISEP事件的联系。
2021-12-28 astro-ph.SR physics.space-ph
Birth places of extreme ultraviolet waves driven by impingement of solar jets upon coronal loops
太阳极紫外（EUV）波是日冕中的大尺度传播扰动。一般认为，极紫外波形成的关键是太阳爆发中覆盖在爆发核上的环的快速膨胀，如日冕物质抛射（CME）和太阳喷流。然而，爆发核心和覆盖环之间相互作用的细节尚不清楚，因为覆盖环总是在高能爆发后立即打开。在这里，我们提出了三个典型的射流驱动的EUV波没有CME研究之间的相互作用的射流和重叠的循环，保持关闭的事件。这三个喷流都是从源区的磁通量抵消点发出的。有趣的是，在喷流与上覆环相互作用后，三个EUV波分别在上覆环的顶部、近端（靠近喷流源）和远端（另一端）形成。根据位场源面法外推得到的环的磁场分布，证实了三个射流驱动的EUV波的发源地都在上覆环的最弱磁场强度部位附近。我们认为，射流驱动的EUV波优先发生在最薄弱的部分覆盖的环，和位置可以受到周围的磁场强度的环的两端。
2022-04-01 astro-ph.SR
On the Nature of the Extreme-Ultraviolet Late Phase of Solar Flares
太阳耀斑的极紫外（EUV）晚期是暖日冕发射的第二个峰值（例如，Fe XVI）在GOES软X射线峰之后的许多分钟到几个小时。它首先由太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）观测到。晚相发射源自第二组较长的环（晚相环），其高于主耀斑环。它被认为是由额外的加热或长期冷却引起的。在本文中，我们研究的作用，长期持续的冷却和额外的加热在产生EUV后期使用“基于循环的热演化”（EBTEL）模型。我们发现，一个长期的冷却过程中的后期阶段环路可以很好地解释的EUV后期阶段发射的存在，但我们不能排除在衰变阶段的额外加热的可能性。此外，我们提供了两个初步的方法的基础上的紫外线和极紫外线发射的大气成像组件（AIA）上SDO，以确定是否有额外的加热发挥一定的作用或没有在后期阶段的排放。利用非线性无力场模型，我们研究了极紫外后期的磁位形。研究发现，晚相既可以在与磁零点相关联的热脊磁力线中产生，也可以在多极磁场的大尺度磁环中产生。在本文中，我们还讨论了为什么在暖日冕辐射中通常观察到EUV晚期相，以及为什么大多数耀斑不表现出EUV晚期相。
2014-07-22 astro-ph.SR
EUV and X-ray Spectroscopy of the Active Sun
本论文致力于提高我们对太阳活动的理解，特别是太阳耀斑和日冕物质抛射的行为。利用RHESSI、CDS、GOES和TRACE等资料对一次局限性太阳耀斑的流体动力学演化进行了研究。耀斑前加热，爆炸性和温和的色球蒸发和环路排水的证据中观察到的数据。的意见进行了比较，0-D流体动力学模型，EBTEL，以帮助解释。这导致了这样的结论，即耀斑并不像以前认为的那样纯粹由非热束加热加热，而是还需要直接加热等离子体。然后，对日冕物质抛射和爆发性耀斑的起始机制进行了观测研究，同样利用了信使号/SAX、RHESSI、EUVI、Cor 1和Cor 2等各种航天器的观测结果。观察结果提供了CME触发内部系绳切割，而不是突破重新连接的证据。封闭耀斑和爆发耀斑的比较表明，虽然它们具有不同的特征，时间尺度和拓扑结构，但这两种现象是相同的基本过程的结果。最后，对极紫外成像望远镜的灵敏度进行了研究。本研究建立了一种计算EUV成像仪对冕洞、宁静太阳、活动区和太阳耀斑四种不同类型等离子体的灵敏度的新方法。这是针对六种仪器进行的：Proba-2/SWAP、TRACE、SOHO/EIT、STEREO A/EUVI、STEREO B/EUVI和SDO/AIA。考虑到这些仪器的多热性质的重要性，然后被放在调查爆炸性太阳活动的范围内。
2012-10-17 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
Revealing Flare Energetics and Dynamics with SDO EVE Solar Extreme Ultraviolet Spectral Irradiance Observations
Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado（科罗拉多大学大气与空间物理实验室）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；High Altitude Observatory, National Center for Atmospheric Research（美国国家大气研究中心高空观测站）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文利用SDO EVE观测数据研究太阳耀斑的能量和动力学特性，通过极紫外光谱分析揭示耀斑不同阶段的等离子体行为和能量变化。
2026-04-10 astro-ph.SR
Comparison of solar radio and EUV synoptic limb charts during the present solar maximum
目前的太阳周期在许多方面都很特别：它有一个延迟的上升阶段，它是过去100年中最弱的，并且它呈现出两个相隔一年多的高峰。为了了解这些特征对太阳色球层和日冕动力学的影响，需要来自宽波长范围的图像。在这项工作中，我们使用的17~GHz的无线电连续谱，形成于上层色球和EUV线304和171~ 170，分别来自过渡区（He II）和日冕（Fe IX，X）。我们分析了大气成像组件（AIA）在304和171 ° C获得的每日图像。17~GHz辐射图由野边山射电日像仪（NoRH）获得。为了制作天气临边图，我们计算了100”宽、角距为$5^\circ$的定界临边区域的平均发射。在赤道地区，结果表明太阳活动的半球不对称性。北半球的优势是一致的第一个太阳黑子数量的高峰，而第二个高峰同时发生在南活动的增加。极辐射在两个极紫外波段都反映了冕洞的存在，而且17~GHz极亮与冕洞有关。直到2013年，极紫外冕洞和射电极亮都在南极占主导地位。从那时起，它们在北方就没有出现过，但从天气图上看，它们在2015年初出现在南方。这项工作加强了冕洞和17 GHz极增亮之间的联系，因为它是明显的天气临边图，与以前的案例研究论文。冕洞中射电亮度的增强可以用与强单极磁场密切相关的亮斑的存在来解释。
2016-06-10 astro-ph.SR
The Relationship Between EUV Nonthermal Line Broadening and High-energy Particle During Solar Flare
利用太阳动力学观测站（\it）的太阳射电偏振仪、太阳射电日像仪和大气成像组件，研究了大耀斑期间极紫外非热展宽与高能粒子的位置关系。我们分析了五个大耀斑事件，其中包括热丰富，中间和热贫耀斑的定义，在文章中讨论的分类。我们发现，在富热耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时的耀斑环的顶部。17 GHz微波源位于耀斑环的足点。另一方面，在中等/热贫耀斑的情况下，\ion{Fe}{24}的非热增宽发生在耀斑开始时耀斑环的足点。17 GHz微波的源位于燃烧环的顶部。基于非热展宽的空间信息，讨论了富热耀斑和中/贫热耀斑的区别，这可能为湍流在高能电子俯仰角散射中的重要作用提供了线索.
2013-08-15 astro-ph.SR
Solar low-lying cool loops and their contribution to the transition region EUV output
在过去的30年里，人们提出并讨论了小而冷的磁环（高度< 8 Mm，T < 10^5 K）的存在，以解释向色球层的DEM（差分发射测量）的增加。我们提出了流体动力学模拟的低洼冷回路，研究它们的存在和稳定性的条件，以及它们的过渡区EUV输出的贡献。我们发现，稳定的，准静态的冷却回路（速度< 1公里/秒），可以得到不同的和更现实的假设下的辐射损失函数相对于以前的作品。将这些冷环和温度在10^5 ~ 10^6 K之间的中间环的DEM混合，可以再现在临界温度点（T ~ 2x10^5 K）和低于T = 10^5 K时观察到的下过渡区的发射。
2011-12-01 astro-ph.SR
