We intend to investigate the underlying physics for the coronal rain phenomenon in a representative bipolar magnetic field, including the formation and the dynamics of coronal rain blobs. With the MPI-AMRVAC code, we performed three dimensional radiative magnetohydrodynamic (MHD) simulation with strong heating localized on footpoints of magnetic loops after a relaxation to quiet solar atmosphere. Progressive cooling and in-situ condensation starts at the loop top due to radiative thermal instability. The first large-scale condensation on the loop top suffers Rayleigh-Taylor instability and becomes fragmented into smaller blobs. The blobs fall vertically dragging magnetic loops until they reach low beta regions and start to fall along the loops from loop top to loop footpoints. A statistic study of the coronal rain blobs finds that small blobs with masses of less than 10^10 g dominate the population. When blobs fall to lower regions along the magnetic loops, they are stretched and develop a non-uniform velocity pattern with an anti-parallel shearing pattern seen to develop along the central axis of the blobs. Synthetic images of simulated coronal rain with Solar Dynamics Observatory Atmospheric Imaging Assembly well resemble real observations presenting dark falling clumps in hot channels and bright rain blobs in a cool channel. We also find density inhomogeneities during a coronal rain "shower", which reflects the observed multi-stranded nature of coronal rain.
Measurement of the polytropic index during solar coronal rain using a diagram of the electron density distribution as a function of the electron temperature
Observing the fine structure of loops through high resolution spectroscopic observations of coronal rain with the CRISP instrument at the Swedish Solar Telescope
A Sharp Look at Coronal Rain with Hinode/SOT and SST/CRISP
热带的智慧，当它是热的和密集的，我们可以期待雨可能也适用于太阳。事实上，观测和数值模拟已经表明，环足点的强烈加热，就像活跃区域的情况一样，使它们的日冕脱离热平衡，这可能导致一种被称为灾难性冷却的现象。在日冕中的局部压力损失之后，热等离子体在这些环中局部冷凝，并急剧冷却到色球温度。这些斑点在H-α和Ca II H中以分钟的时间尺度变得明亮，它们的动力学似乎更多地受到环中内部压力变化的影响，而不是重力。因此，它们成为磁场的追踪者，这导致了壮观的日冕雨，被观察到沿着日冕环落下。在这项工作中，我们报告的日冕雨的高分辨率观测与太阳光学望远镜（SOT）日出和CRISP在瑞典太阳望远镜（SST）。进行统计研究，其中属性，如速度和加速度的日冕雨的推导。我们展示了这种现象如何构成循环内部物理条件的诊断工具。此外，我们还分析了环状下落的日冕雨中的线状凝聚的横向振荡，并讨论了这种波的可能性质。这表明了日冕雨在日冕加热和日冕地震学领域中的重要作用。
The multi-thermal and multi-stranded nature of coronal rain
在这项工作中，我们分析了协调观测跨越色球，TR和日冕温度在非常高的分辨率，揭示了热不稳定等离子体的基本特征。日冕雨是一种高度多热现象，在多波长辐射中具有高度的共空间性。EUV暗化和准周期性强度变化被发现是强烈相关的日冕雨阵雨。观测到日冕雨的逐渐冷却，导致发射的高度依赖性。发现了一个快-慢两步的灾难性冷却过程，这可能反映了光学厚等离子体状态的转变。在撞击前的色球层高度，日冕雨的间歇性和密集性的出现变得更加连续和持久，这主要是由于观测到的磁场膨胀的漏斗效应。在0.2 "-0.5"的空间尺度上发现了很强的密度不均匀性，其中TR到色球温度的跃迁发生在最低的可探测尺度上。日冕雨宽度分布的形状与温度无关，峰值接近每个望远镜的分辨率极限，范围从0.2 "到0.8"。然而，我们发现在最冷的波长，特别是在更高的分辨率，集群数量急剧增加，这表明大部分的雨分布仍然未被发现。雨团出现在色球层和TR温度的股组织，这表明了一个重要的作用，热不稳定的基本环子结构的形成。我们进一步发现结构让人想起MHD热模式。雨核的密度估计在2x10 ^{10} cm ^{-3}和2.5x10 ^{11} cm ^{-3}之间变化，导致每个环圈有1 - 5x10 ^{9} g s ^{-1}的显著向下质量通量，这表明它在色球-日冕质量循环中起着重要作用。
Temporal and Spatial Scales in Coronal Rain Revealed by UV Imaging and Spectroscopic Observations
日冕雨对应于日冕中向太阳表面吸积的冷而致密的团块，并且经常在太阳活动区上方观察到。它们通常被认为是由日冕中的热不稳定性产生的，它们的寿命受到它们到达色球层的时间的限制。虽然雨通常在下落时分裂成较小的团块，但其具体的空间和时间尺度仍然不清楚。此外，雨与色球层的影响的观测特征还没有得到澄清。在这项研究中，我们调查的时间演变的速度和强度的日冕雨以上的SDO卫星上的AIA获得的日冕图像以及狭缝颚图像（SJIs）和光谱数据的IRIS卫星。我们确定黑暗和明亮的线程移动到本影在AIA图像和SJIs，分别和空间色球强度增强和红移在三个IRIS光谱，镁II K 2796埃，硅IV 1394埃，和C II 1336埃。强度增强和日冕雨红移几乎同时发生在所有三条谱线上，这清楚地表明了与日冕雨的因果关系。此外，我们检测到突发强度变化的时间尺度短于1分钟的Mg II K，Si IV和C II光谱，表明雨团的长度尺度约为2.7微米，如果我们乘以典型的时间尺度的突发强度变化在30秒的雨速度在90 $\mathrm{km\ s}^{-1}$。IRIS谱线的这种快速增强在时间分辨率限制的5.6秒的时滞内被激发。这些时间和空间尺度可能反映了负责雨形态的物理过程，并暗示了不稳定性，如开尔文-亥姆霍兹。
Magnetic field inference in active region coronal loops using coronal rain clumps
目标。我们的目标是推断信息的磁场在低太阳日冕从日冕雨团使用高分辨率的光谱偏振观测的Ca ii 8542 A线获得的瑞典1米太阳望远镜。方法.弱场近似（WFA）提供了一个简单的工具，以获得视线分量的磁场的光谱偏振观测。我们采用了之前论文中开发的方法，以评估必须满足的不同条件，以便对手头的数据正确使用WFA。我们还利用速度测量来估计天空平面的磁场分量，从而可以推断出磁场矢量。结果我们推断的磁场矢量从数据集总计100个光谱扫描的Ca ii 8542 A线，包含一个离边视图的下部灾难性冷却的日冕环在活动区域。我们的研究结果，虽然有限的节奏和信噪比的数据，表明磁场强度数百高斯，甚至达到1000 G，是无所不在的日冕高度低于9毫米，从可见的肢体。我们的研究结果也是兼容的存在下，更大的磁场值，如以前的作品报告。然而，对于大磁场，来自日冕雨的多普勒宽度并不比塞曼宽度大得多，这阻碍了WFA的应用。此外，我们还测定了同一资料集中出现的冠状雨团和离临针状体的温度T和微湍流速度$ξ$，发现前者的T和$ξ$分布较窄，它们的平均温度相似，而冠状雨的微湍流速度小于针状体
Multi-scale observations of thermal non-equilibrium cycles in coronal loops
热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium，TNE）是一种在太阳日冕环中发生的现象，当加热是准恒定的和高度分层的。在这样的加热条件下，日冕环经历了蒸发和冷凝的循环。最近对日冕环中普遍存在的长周期强度脉动及其与日冕雨的关系的观测表明，了解TNE周期的特征是限制日冕中质量和能量循环的重要步骤。我们报告了太阳动力学天文台（SDO）和瑞典1米太阳望远镜（SST）的独特观测结果，这些观测结果将TNE过程所涵盖的极端时空尺度上捕获的热特性联系起来。在同一个日冕环束中，我们捕获了6小时周期的日冕强度脉动SDO/AIA和日冕雨观察离临边的色球H α和Ca II K谱线与SST/CRISP和SST/CHROMIS。我们结合了多热分析的周期与AIA和广泛的光谱特征的雨团与SST。我们在日冕中发现了与周期性日冕雨有关的蒸发-冷凝循环的明确证据。SST上的高分辨率光谱仪器揭示了精细结构的雨带，并使我们能够探测其中一个循环的冷却阶段，直到色球温度。这些观测加强了长周期强度脉动和日冕雨之间的联系。他们还证明了TNE的能力，以塑造大尺度上的活动区域的动态，以及目前可解决的最小尺度。
Neutral Helium Triplet Spectroscopy of Quiescent Coronal Rain with Sensitivity Estimates for Spectropolarimetric Magnetic Field Diagnostics
由于其极化性和磁场敏感性，以及中性氦在部分电离太阳环境中的作用，中性氦三重态（orthohelium）系统提供了重要的，但未充分利用，诊断太阳日冕雨。这项工作描述了在NOAA活动区12468冠状雨的离边观测，在他我10830 $Å$三重获得使用大规模MultipleXed成像光谱仪实验在邓恩太阳望远镜以及从美国宇航局的太阳动力学观测和界面区域成像光谱仪的同时观测。我们在IRIS 1400 $Å$和2796 $Å$通道以及He I 10830 $Å$中同时探测雨。所有通道之间存在的空间相干性与以前观测到的日冕雨的多热性质一致。通过自动探测确定的He I谱廓线的统计分析表明，He I谱线辐射平均为$10^{4}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ ;平均平移速度为70 km s $^{-1}$，多普勒宽度分布在10 km s $^{-1}$左右。基于这些结果，预期He I极化信号的前向模型使我们能够使用合成观测值和反演算法（包括适合散射角约束材料沿视线的位置）来估计即将到来的美国国家科学基金会的Daniel K. Inouye太阳望远镜。我们预测联合观测的He I 10830 $Å$和5876 $Å$多重，使用第一光仪器，将提供反向磁场错误的$\pm3.5$ G（$2σ$）的空间尺度的$0.5''$（$\sim360$公里）假设动态有限的积分时间…
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 $^{-1}$。
Coronal rain as a marker for coronal heating mechanisms
据报道，在H-α，Ca II H和K或其他日冕雨色球线的观测可以追溯到天空实验室任务的日子。由于相对于背景的强度对比度很高（如果在边缘观察，则发射明亮，或者如果在圆盘上观察，则吸收黑暗），这些冷的斑点经常被观察到从活动区域上方的高日冕高度落下。对这一壮观现象的物理解释已经提出，这要归功于对具有足点集中加热的环路的数值模拟，这是一种在日冕中自然形成冷冷凝的加热情景。这种效应被称为“灾难性冷却”，是日冕雨的主要解释。在这项工作中，我们进一步研究这种现象和加热机制之间的联系在电晕。我们首先分析观测日冕雨在肢体中的Ca II H线进行的SOT仪器板上的日之出卫星。然后，我们比较观察与1.5维MHD模拟的环路被加热的小尺度离散事件集中向足点（这可能来自，例如，从磁重联事件），并在光球产生的阿尔文波。据发现，如果一个环加热主要是从阿尔芬波日冕雨被抑制，由于他们产生的特征均匀加热。因此，日冕雨不仅可以指示日冕环加热的空间分布，而且可以指示加热本身的媒介。因此，我们建议日冕雨作为日冕加热机制的标志。
Automated Spatiotemporal Analysis of Fibrils and Coronal Rain using the Rolling Hough Transform
提出了一种技术，自动化的多维太阳成像数据集的曲线特征的方向表征。它是由Clark、Peek和Putman（Astrophys. J. 789，82，2014），并且即使对于低信噪比应用，它也擅长于空间和时空特征取向的快速量化。它在数据集内逐像素地操作，并且即使对于不以特征脊为中心的位置也可靠地量化取向，这在这里用于导出色球精细结构投影角的准连续地图。对于时间序列分析，一个程序的开发，使用层次化的应用程序的RHT自动获得明显的运动观测到的冠状雨离肢。这项技术的成功至关重要的是本文的RHT误差分析公式，因为它提供了一种方法来正确过滤结果。
Dynamics of coronal rain and descending plasma blobs in solar prominences: II. partially ionized case
日冕雨团和日珥结是色球层到过渡区温度的密集凝聚，这些温度在更热的日冕中下降。它们的典型速度范围分别为30- 150 km~s $^{-1}$和10- 30 km~s $^{-1}$的数量级，即，它们比自由降落速度小得多。这些冷团块包含电离和中性物质的混合物，它们必须动态耦合才能像观察到的那样落在一起。我们调查这种耦合的流体动力学模拟，其中耦合产生的离子和中性粒子之间的摩擦。这里提出的数值模拟是\citet{oliver2014}的部分电离的情况下的扩展。我们发现，尽管在团簇中心两种粒子的相对漂移速度小于1 m s $^{-1}$，但它足以产生强耦合带电粒子和中性粒子所需的力.对于完全电离的等离子体，电离度对我们以前工作的主要结果没有明显的影响：凝结有一个初始加速阶段，随后是一个大致恒定速度的时期，此外，最大下降速度明显与初始团块与环境密度的比值相关。
Large ion-neutral drift velocities and plasma heating in partially ionized coronal rain blobs
在本文中，我们提出了一个数值研究的动力学部分电离日冕雨滴。我们使用双流体模型进行高分辨率的二维模拟，考虑到等离子体中所含的带电粒子和中性粒子之间的碰撞相互作用。我们遵循冷等离子体凝结的演变，因为它通过一个等温的垂直分层的大气，代表了更热，更轻的日冕下降。我们研究了系统中存在的不同程度的碰撞耦合的后果。一方面，我们发现在团状物的致密核心处存在非常强的耦合，等离子体的带电和中性成分表现为单一流体，漂移速度可以忽略不计（几cm·s^-1）。另一方面，在斑点的边缘，耦合要弱得多，出现了较大的漂移速度（约为1 km s^-1）。此外，摩擦加热会导致在滴状物和电晕之间的过渡层处的温度大幅增加。我们第一次表明，这样大的漂移速度和温度的增强，可以开发作为一个结果，与日冕雨动力学的离子中性去耦。这可能导致来自日冕雨-日冕边界处的等离子体的增强发射，其具有过渡区温度。
