Nanoflare Heating: Observations and Theory
James A. Klimchuk
这是一个审查的观测和理论证据的nanoflare加热的磁封闭日冕。
This is a review of the observational and theoretical evidence for nanoflare heating of the magnetically-closed corona.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Inference of Heating Properties from "Hot" Non-flaring Plasmas in Active Region Cores I. Single Nanoflares
使用流体动力学建模工具，包括两种流体开发的EBTEL代码的“热”的非耀斑等离子体由于在活动区域的纳米耀斑加热的预期性能进行了研究。在这里，我们研究了一个单一的nanoflare，并表明，虽然简单的模型预测的排放量分布延伸远高于10 MK，这是一致的热传导冷却，许多其他的影响可能会限制这种等离子体的存在和可探测性。其中包括：电子和离子之间的差异加热，电离非平衡，以及对于短纳米片，日冕密度增加所需的时间。寻找这种等离子体最有用的温度范围，通常被称为纳米耀斑加热的“吸烟枪”，位于$10^{6.6}$和$10^7$ K之间。在某些情况下，可以检测到实际加热的信号。
Inference of Heating Properties from "Hot" Non-flaring Plasmas in Active Region Cores. II. Nanoflare Trains
尽管其预测超过二十年前，微弱的，高温（“热”）排放的检测由于nanoflare加热在非耀斑活动区核心已被证明是具有挑战性的。使用一个有效的双流体动力学模型，本文研究了预期的发射从重复的纳米耀斑（纳米耀斑训练）的不同频率，以及单独加热的电子和离子的属性。如果发射测量分布（$\mathrm{EM}(T)$）在$T = T_m$处达到峰值，我们发现$\mathrm{EM}(T_m)$与纳米耀斑训练的细节无关，并且$T_m$上方和下方的$\mathrm{EM}(T)$反映了加热的不同方面。在$T_m$以下，主要影响是连续纳米耀斑之间的等待时间与纳米耀斑能量的关系。以上$T_m$幂律纳米耀斑分布导致广泛的等离子体人口不存在于单能训练。此外，在某些情况下，$\mathrm{EM}(T)$中存在特征性特征。如果有足够的光谱分辨率和对相关原子物理学的良好了解，这些细节是可以探测到的。在没有这样的决议，我们提出了一些指标，可以用来推断“热”等离子体的存在。
Spatial and Temporal Distribution of Nanoflare Heating During Active Region Evolution
本文利用数据驱动流体动力学模型模拟 AR12758 的日冕环辐射，揭示了纳耀斑加热频率随活动区演化及空间位置的变化规律，为理解非耀斑活动区加热机制提供了新证据。
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。
Diagnosing the time-dependence of active region core heating from the emission measure: I. Low-frequency nanoflares
活动区排放措施的观测测量包含线索的时间依赖性的基本加热机制。强烈的非线性缩放的排放量与温度的测量表明大量的热等离子体相对于温暖的等离子体。发射测量的弱非线性（或线性）缩放指示相对大量的暖等离子体，这表明允许热的活性区域等离子体冷却，并且因此加热是脉冲的，具有长的重复时间。这种情况被称为{ \it低频} nanoflare加热，我们研究其可行性作为一个活跃的区域加热的情况下在这里。我们探索了一个参数空间的加热和日冕环的性质与流体动力学模型。对于每个模型运行，我们计算排放测量分布$EM(T) \propto T^α$的斜率$α$。我们的结论是：（1）当不考虑原子数据中的不确定性时，低频纳米耀斑加热与约36%的观测活动区核心一致;（2）适当考虑不确定性产生一个范围，其中多达77%的观测活动区与低频纳米耀斑加热一致，少至零;（3）低频纳米耀斑加热不能解释观测到的斜率大于3的现象;（4）体积能量释放的上限在50 erg cm $^{-3}$范围内，以避免非物理磁场强度;（5）加热时间尺度对于总长度小于40 μ m的环路可能较短，以与观测到的斜率范围一致;（6）对于较长的环路，预测的斜率始终较陡。
Patterns of Nanoflare Storm Heating Exhibited by an Active Region Observed with SDO/AIA
人们普遍认为，许多日冕环--那些在大约1 MK的温度下观察到的环--是一束束未解决的链，它们被脉冲纳米耀斑的风暴加热。日冕加热在较热的环和非常重要但在很大程度上被忽视的活动区的扩散部分的性质是不太清楚的。这些区域也是脉冲加热的吗？还是加热是准稳定的？太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）望远镜的壮观新数据提供了解决这个问题的绝佳机会。我们分析了6个不同AIA通道中日冕环和扩散日冕的光变曲线，并将它们与理论模型预测的光变曲线进行了比较。在不同的AIA通道的光变曲线达到其峰值强度与可预测的排序作为一个功能的nanoflare风暴属性。我们表明，虽然一些组的光变曲线表现出明确的证据，冷却后的nanoflare风暴，其他情况下是不那么简单的解释。复杂性的出现是因为通过许多不同结构的视线整合，AIA通道的宽带性质，以及因为物理性质可以根据能量释放的大小而发生实质性变化。然而，光变曲线表现出可预测和可理解的模式与脉冲纳米耀斑加热一致。
Can a Nanoflare Model of EUV Irradiances Describe the Heating of the Solar Corona?
作为脉冲能量释放的基本单位，纳米耀斑可以产生大量的太阳背景辐射。外推的能量频率分布的观测到的微耀斑，它遵循幂律较低的能量可以给出一个估计的重要性，纳米耀斑加热日冕。如果幂律指数大于2，则纳耀斑的贡献占主导地位。我们的模型的时间序列的极紫外辐射亮度，随机耀斑与幂律指数的耀斑事件分布。该模型是基于三个关键参数，耀斑速率，耀斑持续时间和耀斑强度频率分布的幂律指数。我们使用这个模型来模拟在171毫米探测到的STEREO/EUVI和SDO/AIA观测到的发射线辐射。使用人工神经网络将观测到的光变曲线与模拟光变曲线相匹配，并确定活动区，安静太阳和日冕洞区域的参数值。纳米片的阻尼率与辐射损失冷却时间进行了比较。研究了背景辐射、数据节奏和网络灵敏度对模型关键参数的影响。大多数观察到的光变曲线具有大于临界值2的幂律指数$α$。在这些地点，纳米耀斑加热可能很重要。
Flares on A-type stars: Evidence for heating of solar corona by nanoflares?
我们分析了开普勒观测到的光谱类型为K、G、F和A的恒星上耀斑的发生率。我们发现，恒星耀斑的发生频率的直方图是系统地向高能量的尾巴A型恒星相比，恒星的冷光谱类型。我们外推拟合的幂律对耀斑与较小的能量（nanoflares）和估计的总能量通量恒星大气的耀斑。我们发现，A型恒星的总能量通量密度至少比G型恒星小4倍。我们推测，这种能量供应的不足可能解释了A型恒星上缺乏热日冕的原因。我们的研究结果表明，纳米耀斑的加热和太阳日冕的形成的重要性。
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。
Can a Long Nanoflare Storm Explain the Observed Emission Measure Distributions in Active Region Cores?
所有试图解释在日冕中观察到的高温等离子体加热的理论都是基于能量的短暂爆发。然而，在静止活动区的核心中测量的强度和速度可以在许多小时的观测中保持稳定。一个加热的情况下，已经提出了调和这样的意见与脉冲加热模型是“长nanoflare风暴”，其中短时间的加热事件很少发生在许多次分辨率链;链的排放，然后平均在一起，以解释所观察到的稳定结构。在这封信中，我们研究了排放量分布预测这样一个长期的纳米耀斑风暴模拟的拱廊链在一个活跃的区域核心。计算的排放量分布与最近的观测结果的比较表明，长nanoflare风暴的情况下意味着大于5倍以上的1 MK排放量比实际观察到的所有合理的组合的循环长度，加热速率，和丰度。我们推测，如果等离子体具有“超日冕”丰度，该模型可能能够在低温下与观测结果相匹配。
Modeling of Condensations in Coronal Loops Produced by Impulsive Heating
本文利用ARGOS代码模拟纳耀斑脉冲加热冕环，发现随机化加热分布会抑制冷凝聚物并缩短其持续时间，但参数平均超临界时仍可能偶发凝聚，可为日冕加热诊断提供依据。
Chromospheric emission from nanoflare heating in RADYN simulations
太阳大气中小尺度磁重联事件的加热特征已证明难以通过观测探测到。再现耀斑条件的数值模型对于理解纳米耀斑如何作为日冕的加热机制至关重要。我们研究了非热电子在合成光谱的影响，从一维流体动力学RADYN模拟的nanoflare加热环调查的诊断潜力的色球发射从小尺度事件。Mg II H和K，Ca II H和K，Ca II 854.2 nm，H-α和H-β色球线是从各种RADYN模型的日冕环受电子束的nanoflare能量合成的。计算了谱线强度的贡献函数，以更好地理解大气对非热电子的响应如何影响谱线的形成及其谱线轮廓的详细形状。由电子束产生的谱线特征高度依赖于环的密度和电子的较低截止能量。低能量（5 keV）的电子在日冕和过渡区沉积能量，产生强烈的等离子体流，导致色球光谱的红移和蓝移。较高能量（10和15 keV）的电子将其能量沉积在较低的过渡区和色球层，导致局部加热的发射增加。我们的研究结果表明，可以用地面望远镜观察到小规模事件的影响，扩大了对纳米耀斑存在和性质的可能诊断列表。
Are Nanoflares Responsible for Coronal Heating?
Parker（1983）提出了太阳大气中电流片（CS）形成的机制。他的主要观点是，光球随机流使日冕磁场线纠缠在一起，从而促进了太阳大气中CS的连续形成。他的这部分想法代表了湍流对流区驱动太阳大气中相干结构和CS形成的许多方式之一。其他机制包括出现的磁通量，电流丝的相互作用，以及爆炸性的磁结构。然而，在帕克最初的想法中有两个未经证实的假设，即必须重新检查通过纳米片进行日冕加热。这与他的观点有关：{所有形成的CS都导致了磁重联，而磁重联加热了太阳大气中的等离子体。在这篇短文中，让我们简要地讨论这两个假设：（1）所有的相干结构和相干结构都是由湍流对流区重连形成的吗？与非重连CS相关的湍流在日冕的加热中起作用吗？(2)磁重联会加热等离子体吗？
Diagnosing the time-dependence of active region core heating from the emission measure: II. Nanoflare trains
太阳活动区加热的时间依赖性可以通过分析峰值冷端辐射量分布的斜率来研究。在以前的研究中，我们表明，低频加热可以占0%至77%的活动区核心排放措施。现在，我们将注意力转向有限连续脉冲事件的加热，其中单个磁链上事件之间的时间尺度比冷却时间尺度短。我们把这种情况称为“nanoflare训练”，并探讨了参数空间的加热和日冕环的性能与流体动力学模型。我们的结论是：（1）当原子数据中的不确定性得到适当解释时，纳米耀斑串与86%至100%的观测活动区核心一致;（2）对于训练持续时间$Δ_H$与后训练冷却和排水时间尺度$Δ_C$的比率的较大值，发现更陡的斜率，其中$Δ_H$取决于加热事件的数量，事件持续时间和连续事件之间的时间间隔（$τ_C$）;（3）如果温度箱远小于0.1 dex，则可以从发射测量的热分量的宽度诊断$τ_C$;（4）单独的发射测量的斜率不足以提供关于与加热相关联的任何时间尺度的信息-必须测量加热结构的长度和密度，以便从比率$Δ_H/Δ_C$唯一地提取$Δ_H$。
Investigating the response of loop plasma to nanoflare heating using RADYN simulations
我们提出的结果的一维流体动力学模拟的日冕循环受到纳米，造成的原位热加热，或非热电子（NTE）束。合成的强度和多普勒频移可以直接与IRIS和AIA观测到的日冕环过渡区（TR）的快速变化进行比较，与瞬态日冕加热有关。我们发现具有足够高的低能截止（E $_\textrm{C}$）的NTE在较低的TR和色球层中沉积能量，导致\emph{IRIS} \siiv ~线的蓝移（高达~ $\sim$ ~20 km/s），热传导不能再现。蓝移的E $_\textrm{C}$阈值取决于事件的总能量（对于10 $^{24}$尔格，$\approx$约为5 keV，对于10 $^{25}$尔格，最高可达15 keV）。所观察到的足点发射强度和流与模拟相结合，可以提供对加热事件的能量和E $_\textrm{C}$的约束。环等离子体对纳米火花的响应关键取决于电子密度：仅对于初始低密度环（$<$ ~10 $^{9}$ ~cm $^{-3}$）观察到显著的\siiv ~强度增强和流动。这提供了一个可能的解释的观测显着苔藓变异的相对稀缺。虽然可以清楚地观察到TR对单次加热事件的响应，但预测的单链日冕发射（AIA 94）低于当前的可检测性，并且只能在几条链在时间上紧密加热时观察到。最后，我们表明，IRIS \mgii ~色球线的分析可以帮助进一步限制的加热机制的属性。
Self-Consistent Heating of the Magnetically Closed Solar Corona: Generation of Nanoflares, Thermodynamic Response of the Plasma and Observational Signatures
本研究通过三维多股磁流体动力学模拟，结合TRAC方法，验证了纳耀斑自洽加热日冕的物理模型，统一解释了活动区弥漫发射与明亮日冕环的形成，并成功重现了日冕环的关键观测特征。
Determining the nanoflare heating frequency of an X-ray Bright Point observed by MaGIXS
本研究通过HYDRAD模拟和MaGIXS、AIA、XRT观测数据，确定X射线亮点的纳米耀斑加热频率，发现平均延迟1500-3000秒的高频事件主导加热，并验证了MaGIXS和XRT的高灵敏度。
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。
Hard X-Ray Constraints on Small-Scale Coronal Heating Events
许多证据表明，日冕是冲动加热的，这意味着纳米耀斑可能在安静和活跃的区域（AR）中无处不在。硬X射线（HXR）观测具有前所未有的灵敏度$>$ 3~keV，现在可以通过聚焦仪器。我们分析了\textit{Focusing Optics X-ray Solar Imager (FOXSI)}火箭和\textit{Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR)}航天器的数据，以约束EBTEL场线平均流体动力学代码模拟的AR纳米片的特性。我们生成的模型X射线光谱计算差分发射措施均匀nanoflare序列加热幅度$H_0$，持续时间$τ$，事件之间的延迟时间$t_N$，和填充因子$f$。\textit{FOXSI-2}在2014年12月11日观测到的单个静止AR与纳米耀斑序列非常吻合，其加热幅度为0.02 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$ $<$ $H_0$ $<$ 13 erg cm $^{-3}$ s $^{-1}$，延迟时间和持续时间范围很广。我们排除了该区域在90\%置信水平下小于$\sim$ 900 s的事件之间的延迟。{ \nustar }在2014年11月1日观测到的五个区域中有三个区域与均匀的纳米耀斑模型非常吻合，而两个通量较高的区域则不是。一般来说，{ \nustar }计数谱与纳米耀斑序列很好地拟合，与允许的\t…
Role of small-scale impulsive events in heating the X-ray bright points of the quiet Sun
被称为纳米耀斑的小尺度脉冲事件被认为是可以将日冕保持在数百万开尔文温度的主要候选者之一。单个纳米片难以用当前一代仪器检测;然而，它们的存在可以通过间接技术如差分发射测量（DEM）分析来推断。在这里，我们采用这种技术来调查在太阳活动周期24的最低期间的宁静日冕的纳米耀斑加热的可能性。在这个极小期，活跃区（AR）在太阳盘面上缺席了很长一段时间。在不存在AR的情况下，X射线亮点（XBP）是盘集成X射线的主要贡献者。我们估计DEM的XBP使用的观测从太阳X射线监视器（XSM）的月船2号轨道器和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台。XBP由与双极磁场相关的小尺度回路组成。我们模拟这样的XBP循环使用EBTEL流体动力学代码。这些环的长度和磁场强度是通过光球磁象位场外推得到的。每个环被假定为由随机纳米片加热，所述随机纳米片具有取决于环属性的能量。所有环的复合纳米耀斑能量分布具有接近-2.5的幂律斜率。模拟输出，然后用于获得集成DEM。它与观测到的DEM在1 MK以上的温度非常吻合，这表明纳米耀斑分布，我们的模型预测，可以解释XBP加热。
Nanoflare Evidence from Analysis of the X-Ray Variability of an Active Region Observed with Hinode/XRT
日冕的加热是天体物理学中的一个大问题。被称为纳米火花的快速脉冲是最好的候选机制之一。日冕X射线发射的时间变化分析是探测脉冲事件的一个潜在的有用工具。我们分析了太阳活动区的小尺度变化，在一个高节奏的Hinode/XRT观测。该数据集使我们能够检测到排放波动与恒定速率预期分布的非常小的偏差。我们根据脉冲加热场景讨论了偏差。
High-Resolution Observations of a Small-Scale Cancellation Nanoflare: Supporting Evidence for the Cancellation Nanoflare Model
本研究通过高分辨率观测证实了小尺度对消纳耀斑事件，其磁通量对消率和加热率与解析模型预测一致，为对消纳耀斑模型提供了关键观测证据。
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）。
Morphological evidence for nanoflares heating warm loops in the solar corona
本研究利用AIA图像的超分辨率重建技术，在表观单一日冕环内观测到编织丝状结构的互换演化及高温瞬态辐射，为纳耀斑通过磁重联加热日冕提供了形态学证据。
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating II. 2D Theory and Simulations
最近在高空间分辨率下的观测表明，磁通量抵消在太阳表面发生的频率比以前认为的要高得多，因此Priest等人在2018年提出了由光球磁通量抵消驱动的磁重联，作为色球和日冕加热的机制。特别是，他们通过分析估计了在通量抵消期间释放为热量的能量和能量释放的高度。在目前的工作中，我们采取下一步的理论，建立一个二维电阻MHD模拟的两个抵消极性的存在下，一个水平的外场和分层的大气，以检查和改进后的分析估计。计算评估的能量释放过程中的重联被发现是在良好的定性与分析估计。此外，我们更进一步，并进行了初步的研究大气响应的重联。我们发现，在取消，无论是热喷射或冷的或热和冷喷射的组合可以形成，这取决于高度的重联位置。热的结构可以有日冕环的密度和温度，而较冷的结构则暗示着浪涌和大的针状物。
Signatures of Type III Solar Radio Bursts from Nanoflares: Modeling
有一个广泛的共识，即无处不在的磁重联事件和相关的脉冲加热（nanoflares）是解决太阳日冕加热问题的一个强有力的候选人。纳米耀斑是否能像全尺寸耀斑那样将粒子加速到高能量还不得而知。我们调查这个问题，通过研究III型无线电爆发的nanoflares可能产生的闭环。即使存在多个重叠爆发，也可以使用Viall和Klimchuk（2012）开发的时滞技术的新应用来检测III型爆发所表现出的特征频率漂移。我们提出了一个简单的数值模型，模拟了预期的无线电发射从活跃区域（AR），我们用它来测试和校准的技术。我们发现，在闭环的情况下，III型爆发的频谱预计将是非常陡峭的，从而产生显着的发射在一个给定的频率，只有一个相当窄的范围内的环路长度。我们还发现，在时滞信号中的脉冲串的签名减少：（1）在该范围内的参与环路的种类增加;（2）脉冲串的发生率增加;（3）脉冲串的持续时间增加;（4）脉冲串的亮度相对于噪声降低。此外，我们的模型表明，I型爆发的一个可能的起源作为一个闭环几何形状的III型发射的自然后果。
Statistical Signatures of Nanoflare Activity. I. Monte Carlo Simulations and Parameter-space Exploration
小尺度的磁重联过程，以纳米耀斑的形式，已经越来越多地被假设为加热太阳大气层的重要机制，用于驱动沿太阳日冕中的磁场线传播的扰动，以及用于在色球层中引发快速的喷流状爆发。不幸的是，与纳米耀斑相关的相对较弱的特征使它们低于当前观测仪器的灵敏度。在这里，我们采用Monte Carlo技术合成现实的纳米耀斑强度时间序列从一个密集的网格幂律指数和衰变时间尺度。采用统计技术，检查建模强度波动超过10^7离散测量，我们展示了如何提取和量化整个太阳大气中的纳米耀斑特征，即使在存在显著的光子噪声的情况下。统计参数之间的比较从蒙特卡罗模拟和SDO/AIA 171年和94年对活动区NOAA 11366的观测中提取的（通过检查相关的强度波动直方图得出的）揭示了在1.82 - 1.90范围内的耀斑幂律指数的证据，结合SDO/AIA 171 μ m和94 μ m通道分别为385 +/- 26 s和262 +/- 17 s的e-折叠时间尺度。这些结果表明，纳米耀斑活动不是正在调查的活动区的主要热源。这为未来专门的观测活动打开了大门，不仅可以明确地寻找太阳和恒星环境中小规模重联的存在，而且还可以量化与这种纳米耀斑活动有关的关键特征。
Nanoflare Heating of the Solar Corona Observed in X-rays
在较冷的光球层上存在着百万度的日冕，这是天体物理学中一个尚未解决的问题。对无论太阳活动周期的哪个阶段都存在的静止日冕的详细研究可能会为解决这个难题提供富有成效的线索。然而，加热机制的属性只能在统计上得到这些地区，由于其未解决的性质。在这里，我们基于Upendran & Tripathi（2021 a）的机器学习方案为Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热模型开发了一个两步反演方案，并将其应用于Chandrayaan - 2上X射线太阳监测器（XSM）测量的宁静日冕的圆盘积分通量测量。我们使用三个能量通带中的数据，即，1 - 1.3 keV、1.3 - 2.3 keV和1 - 2.3 keV，并估计典型的脉冲事件频率、时间尺度、幅度和幅度分布。我们发现，脉冲事件发生的频率为$\approx$ 25事件每分钟与一个典型的寿命为$\approx10$分钟。它们的特征在于具有斜率$α\leq2.0$的幂律分布。这些事件的典型振幅位于$10^{21}$ - $10^{24}$尔格的能量范围内，在1 - 2.3 keV的能量范围内，典型辐射损失约为$\approx10^3$尔格cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果提供了进一步的限制亚像素脉冲事件的属性，在维持宁静的日冕。
Emission Measure Distribution and Heating of Two Active Region Cores
利用日之出极紫外成像光谱仪的观测数据，我们研究了两个活动区核心的日冕等离子体。集中在相反极性苔藓之间的区域，我们发现发射测量分布具有近似的幂律形式EM $\propto T^{2.4}$从$\log\,T = 5.5$到$\log\,T = 6.55$的峰值。我们表明，观察比较非常有利的一个简单的模型的纳米片加热环股。它们似乎也与更复杂的纳米耀斑模型相一致。然而，在没有额外限制的情况下，稳定加热也是一个可行的解释。
Multi-Stranded Coronal Loops: Quantifying Strand Number and Heating Frequency from Simulated Solar Dynamics Observatory (SDO) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Observations
日冕环构成了磁封闭日冕的基本组成部分，但关于它们可能的精细结构和其中的热沉积速率，仍有许多问题有待确定。使用一个改进的多股环路模型，以更好地近似数值上具有挑战性的过渡区，本文研究了合成NASA太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）的排放模拟响应一系列规定的空间和时间随机，脉冲和局部加热事件在众多的子环元素与一个强大的权重对基地的结构;纳米耀斑加热方案。链的总数和nanoflare重复时间系统地变化，以这样一种方式，总能量含量在所有分析的情况下保持近似恒定。在发射时间序列期间的重复时滞检测为低频加热的纳米耀斑重复时间提供了良好的近似值。此外，使用AIA 171/193和193/211通道比的组合，结合在几个小时内的环顶点温度的标准偏差的光谱测定，以及从概述的多股环模型的模拟，它表明，施加的加热速率和股数都可以实现。
Solving the Coronal Heating Problem using X-ray Microcalorimeters
即使在没有解决耀斑，日冕被加热到几百万度。然而，尽管它对太阳大气的结构、动力学和演化很重要，但这种加热的起源仍然知之甚少。几个观测和理论的考虑表明，加热是由小的，脉冲能量爆发，这可能是帕克式的“纳米耀斑”（帕克1988年），通过重新连接内的纠缠和扭曲的日冕磁场。用于脉冲加热的经典“确凿证据”（Klimchuk 2009; Cargill等人，2013）是以低发射测量直接检测广泛分布的热等离子体（T > 6 MK）。近年来，过渡边缘传感器（TES）X射线微量热计的发展取得了很大进展，使其成为研究太阳的理想工具。当与掠入射聚焦光学器件相结合时，它们提供了在宽能带上的直接光谱成像（0.5至10 keV），结合小像素中极高的能量分辨率，在1.5 keV时低至0.7 eV（FWHM）（Lee 2015）和在6 keV下1.56eV（FWHM）（Smith 2012），比当前最好的传统固态光子计数光谱仪好两个数量级。新的太阳微量热计可以提供与日冕加热的纳米耀斑模型相关的热等离子体的决定性观测。这些测量将覆盖日冕光谱中最重要的部分，以寻找与纳米耀斑相关的热等离子体，并将表征有多少纳米耀斑可以在活动区域和安静的太阳中加热日冕。最后，微量热仪将能够同时研究每个像素中的时间和空间函数，这是一种前所未有的能力。
A Statistical Study of IRIS Observational Signatures of Nanoflares and Non-thermal Particles
纳米耀斑被认为是太阳外层大气中磁能释放和日冕加热的主要机制之一。我们进行了统计研究的色球和过渡区的nanoflares的响应，所观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS），通过使用自动检测这些事件的算法。利用IRIS观测到大气对这些小型加热事件的初始响应，即在加热到高温（>4 MK）的日冕环的足点处的瞬时增亮。对于四个活跃的地区，观察超过143小时，我们检测到1082个足迹增亮下的IRIS狭缝，并为那些我们提取的物理参数从IRIS镁II和硅IV光谱中形成的色球和过渡区，分别。我们调查的光谱参数的分布，以及参数之间的关系，也比较它们与预测从RADYN数值模拟的nanoflare加热回路。我们发现，这些事件，以及非热粒子的存在，往往是更频繁的耀斑生产活动区，并在热大气成像组件94的耀斑发射更高。我们发现了以强Si IV非热速度为特征的高度动态运动的证据（不依赖于日心x坐标，即，在磁场和视线之间的角度上）和不对称Mg II光谱。这些发现对活跃区域中的纳米火焰和非热粒子的性质及其对低层大气的影响提供了严格的新约束。
Nanoflare statistics in an active region 3D MHD coronal model
上下文利用三维磁流体动力学（3D MHD）模型研究了日冕加热的时空分布。该模型描述了观测到的活动区域上方的日冕的时间演化。该模型是由光球颗粒运动编织的磁场线。这会引起电流，而电流的耗散会加热等离子体。我们将瞬态加热作为后续加热事件进行评估，并分析其统计数据。然后解释的背景下观察到的耀斑统计和日冕加热机制的结果。方法.为了进行数值实验，我们使用高阶有限差分代码，该代码解决了质量守恒，动量和能量平衡，以及感应方程的偏微分方程。能量平衡包括Spitzer热传导和日冕中的光学薄辐射损失。结果三维MHD模型中欧姆加热的时空分布遵循幂律，因此可以用系统的自组织临界态来解释。幂律的斜率与耀斑观测的结果相似。我们发现，日冕是加热足点为主，日冕加热是由称为nanoflares的事件占主导地位，能量约为1017 J。
Energy Distribution of Nanoflares in Three-Dimensional Simulations of Coronal Heating
在最近的计算活动中[Ng等人，占星术。J. 747，109，2012]为了研究使用约化磁流体动力学（RMHD）的日冕加热的三维模型，我们已经获得了加热率与伦德奎斯特数的缩放结果，基于一系列运行，其中随机光球运动被施加了数百到数千个阿尔文时间，以获得收敛的统计值。使用该数值数据集合，我们已经进行了与电流片和加热事件或纳米火花的形成相关的附加统计分析[Parker，Astrophys. J. 330，474，1988]。虽然对太阳耀斑的能量分布进行了许多观测，但由于明显的数值困难，基于大规模三维直接模拟的结果并不多。我们将根据我们的模拟提出能量分布和其他统计数据，使用[Dmitruk & Gómez，Astrophys. J.，484，L83，1997]。我们还将把我们的结果与观测结果进行比较。
A Cancellation Nanoflare Model for Solar Chromospheric and Coronal Heating III. 3D Simulations and Atmospheric Response
受到最近的观测结果的启发，表明光球磁通量抵消发生的频率比以前认为的要高得多，我们分析估计了光球磁通量抵消驱动的重联释放的能量，并提出它可以作为色球和日冕加热的机制（Priest等人，2018年）。使用二维模拟，我们验证了分析估计值，并研究了由此产生的大气响应（Syntelis等人，2019）。在目前的工作中，我们建立了三维电阻MHD模拟的两个抵消极性在一个分层的大气中的水平外场，以进一步验证和改进的分析估计。与能量释放相关的参数的计算评估与分析估计在定性上是一致的。计算坡印廷能通量到电流片是在良好的定性协议与分析估计，校正后的分析表达式，以更好地考虑电流片的水平范围。大气对抵消的响应是形成热喷射、冷喷射或热喷射和冷喷射的组合，其可以以时间差和/或空间偏移出现，这取决于抵消区域的性质和所得到的重连高度。因此，在抵消期间，可以形成宽范围的喷射，这可以解释与Ellerman炸弹、UV爆发和IRIS炸弹相关联的多种多热喷射，以及与小规模抵消区域和针状物相关联的其他喷射。
Nanoflare Diagnostics from Magnetohydrodynamic Heating Profiles
日冕加热的纳米耀斑范例已被证明非常有希望解释太阳日冕中数百万度的热环的存在。在这个范例中，局部加热事件提供足够的能量将太阳大气加热到其观测温度。然而，对这个过程进行严格的建模已经被证明是困难的，因为它需要精确地处理磁场动力学和重联以及等离子体对磁扰动的响应。在本文中，我们结合全三维磁流体动力学（MHD）模拟的日冕活动区等离子体驱动的光球运动与空间平均的，随时间变化的流体动力学（HD）模拟的日冕循环，以获得物理动机的观测值，可以定量地比较与活动区核心的观测测量。我们从MHD模拟中获得重连场线的行为，并使用它们来填充HD模型，以获得等离子体的热力学演化和随后的发射测量分布。我们发现的MHD模型的光球驱动只产生非常低的频率nanoflare加热，不能占全范围的活动区核心观测所测量的低温发射测量斜率。此外，我们还计算了表现出集体行为的场线的空间和时间分布，并认为循环的发生是由于相邻场线簇上发生的随机扰动。
Nanoflare distributions over solar cycle 24 based on SDO/AIA differential emission measure observations
在太阳活动周期24期间，在安静的太阳区域的纳米耀斑研究了最好的等离子体诊断，以获得它们的能量分布和在不同水平的太阳活动期间对日冕加热的贡献。使用太阳动力学观测站（SDO）机载大气成像组件（AIA）的极紫外（EUV）滤光片。我们分析了2011年至2018年之间的30个AIA/SDO图像系列，每个图像系列覆盖$400 \times 400$ arcsec安静太阳视场，持续两个小时，节奏为12秒。差分发射测量（DEM）分析被用来获得每个像素的发射测量（EM）和温度演变。我们使用基于阈值的算法检测作为EM增强的纳米片，并从DEM观测中获得它们的热能。纳米耀斑的能量分布遵循幂律，表明陡度略有变化（$α=$ 2.02至2.47），但与太阳活动水平无关。所有数据集的合并纳耀斑分布涵盖事件能量（$10^{24} \mathrm{~to~} 10^{29} \mathrm{~erg}$）的五个数量级，具有幂律指数$α=2.28 \pm0.03$。推导出的$(3.7\pm 1.6)\times 10^4\mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$的平均能流比日冕加热要求小一个数量级。我们发现导出的能量通量和太阳活动之间没有相关性。空间分布的分析揭示了高能量通量（高达$3\times 10^5 \mathrm{~erg~cm^{-2}~s^{-1}}$）的集群，周围是活动较低的扩展区域。与…
Observing coronal nanoflares in active region moss
高分辨率日冕成像仪（Hi-C）以前所未有的空间（~0.3-0.4角秒）和时间（5.5秒）分辨率提供了上过渡区苔藓的Fe XII 193 A图像。Hi-C观测结果显示，在一些苔藓区域，时间尺度的变化低至约15秒，明显短于先前苔藓观测中通常发现的分钟尺度变化，因此对苔藓以稳定方式加热的结论提出了挑战。这些快速变化的苔藓区域位于SDO/AIA在94 A通道和Hinode/XRT观测到的明亮热日冕环的足点。这些环的结构是高度动态的，暗示着滑动重连。我们将这些事件解释为与发生在上覆热日冕环中的重连相关的加热事件的特征，即，冠状纳米片我们估计这些事件中能量的数量级至少为几个10 ^{23}rg，也支持纳米耀斑场景。这些Hi-C观测结果表明，未来需要在相当高的空间和时间分辨率下进行更广泛的温度覆盖观测，以确定加热机制的确切特征。
Key Aspects of Coronal Heating
我们强调了日冕加热的十个关键方面，在我们考虑要解决的问题之前必须了解这些方面。(1)所有的日冕加热都是冲动的。(2)日冕加热物质的细节。(3)日冕中充满了元素磁性。(4)日冕中充满了密集的电流片。(5)这些股必须重新连接，以防止无限的压力积累。(6)纳米火花以不同的频率重复。(7)能量释放的特征量是多少？(8)是什么导致了循环的集体行为？(9)能量释放的起始条件是什么？(10)色球纳米耀斑不是日冕等离子体的主要来源。在解决日冕加热问题方面取得重大进展需要协调各种方法：观测研究，场对准流体动力学模拟，大规模和局部三维MHD模拟，以及可能的动力学模拟。这些方法中的每一种都有独特的价值，社区必须努力更好地协调。
Plasma heating and nanoflare caused by slow-mode wave in a coronal loop
我们对大日冕环中的反射强度扰动进行了详细分析，该扰动表现为晃动振荡并持续至少一个半周期。扰动是由微耀斑在一个足点的环路，传播沿环路，并最终反映在远程足点，在所有的AIA极紫外线（EUV）的通道中观察到显着的增亮。这一独特的观测结果为我们提供了机会，不仅可以更好地了解晃动振荡的热特性和阻尼机制，还可以更好地了解远程足点处的能量传递。基于差分辐射测量（DEM）分析和冠状地震学技术，我们发现：1）计算出的局部声速与观测到的振荡过程中扰动的传播速度一致，表明存在慢磁声波;（二）热传导是波的主要阻尼机制，但附加阻尼机制如压缩粘度或波的异常增强还需要泄漏来解释观测到的波的快速衰减; 3）波在远程足点处产生纳米耀斑，峰值热能为$\thicksim10^{24}-10^{25}$ erg。这项工作提供了一个一致的图片磁声波的传播和反射在日冕循环，并报告了第一个坚实的证据波引起的nanoflare。结果为进一步的模拟研究提供了新的线索，并可能有助于解决日冕加热问题。
Heating and cooling of coronal loops observed by SDO
内容：将日冕加热到远高于10^6 K的最突出的过程之一是建立在纳米火花上，这是能量耗散的短暂爆发。目的：我们将观测结果与模型预测进行比较，以测试纳米耀斑过程的有效性。研究方法：利用来自AIA/SDO和HMI/SDO的极紫外线观测数据，我们研究了活动区AR 11850中一组环的时空演化。结果如下：我们发现一个短暂的增亮的循环中的发射从Fe xviii形成在约7.2 MK，而在同一时间，这些循环暗淡的发射从较低的温度。这表明，随着物质蒸发，我们在图像序列中观察到明显的向上运动，环的快速加热。在持续约10分钟的初始阶段之后，环路在一系列AIA通道中变亮，显示出越来越冷的等离子体，表明环路在约1小时的时间尺度上冷却。与一维环模型的预测相比，这一观测结果在（几乎）所有方面都支持纳米耀斑过程。此外，我们的观察表明，环变得更宽，同时变得更亮，这在1D模型中无法理解。
EUV Observational consequences of the spatial localisation of nanoflare heating within a multi-stranded atmospheric loop
确定太阳日冕环能量输入的优选空间位置将是朝着更全面地了解日冕加热问题迈出的重要一步。继Sarkar & Walsh（2008）之后，本文提出了一个短的10 e9 cm“全球环路”，作为125个单独的链，其中每个链都通过一维流体动力学模拟独立建模。股线经历小规模的阶段性加热，并通过输入回路的总能量的频率分布耦合在一起，该频率分布遵循指数为2.29的幂律分布。研究了加热事件群从顶点到足点的空间偏好性。从理论的角度来看，由此产生的排放量加权温度分布图沿这两个极端的情况下，没有表现出可能的可观察到的差异。随后，通过TRACE仪器响应函数折叠模拟输出，并使用不同的滤波比技术进行温度的重新推导。鉴于多热的情况下，这种多股环路模型，广泛的差分排放措施的结果，随后的双重和三重过滤器的比率是非常相似的，从观测中获得的。然而，任何潜在的观测签名，以区分顶点和足点主导加热可能低于仪器阈值。以这种方式使用宽带仪器如TRACE和Hinode-XRT的后果进行了讨论。
Quantifying the Influence of Key Physical Processes on the Formation of Emission Lines Observed by IRIS: I. Non-Equilibrium Ionization and Density-Dependent Rates
在这里所描述的工作中，我们调查的原子过程中，导致形成的IRIS波长范围内的发射线在温度接近$10^5$ ~K。我们集中在（1）非平衡和（2）密度依赖效应影响的形成和辐射特性的S IV和O IV。这两种效应对光谱诊断测量与S IV和O IV的发射线提供的等离子体相关的量有显著影响。我们通过检查基于纳米片的日冕加热来证明这一点，以确定过渡区发射中的可检测签名。数值实验和几组观测数据的预测之间的详细比较，以显示如何可以确定非平衡电离和/或密度相关的原子过程是重要的诊断nanoflare属性，其贡献的大小，以及什么信息可以可靠地从光谱数据中提取。我们的主要发现如下。(1)S/O强度比是非平衡电离的有力诊断。(2)非平衡电离对观测到的谱线强度有很强的影响，即使在相对较弱的纳米耀斑加热的情况下。(3)原子速率系数的密度依赖性仅在离子布居不平衡时才重要。(4)在我们检查的活性区的样品中，需要弱纳米片与非平衡电离和密度依赖的原子速率耦合来解释所观察到的性质（例如S/O强度比）。(5)增强的S/O强度比不能仅仅是由于加热强度，必须取决于其他过程（例如加热频率，非麦克斯韦分布）。
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
Evidence of Non-Thermal Particles in Coronal Loops Heated Impulsively by Nanoflares
太阳炽热的日冕和较低层的冷大气之间能量交换的物理过程仍然知之甚少。色球层和过渡区（TR）形成了表面和日冕之间的界面区域，对日冕加热机制非常敏感。界面区成像光谱仪（IRIS）的高分辨率观测显示，在热动态日冕环的足点处，强度和速度在小空间尺度上的快速变化（约20至60秒）。这些观察结果与非热电子束加热的数值模拟一致，这些电子束是在称为“日冕纳米耀斑”的小型脉冲加热事件中产生的。被加速的电子在色球层和TR中沉积了相当大一部分能量。我们的分析提供了严格的限制，这样的电子束的属性和新的诊断他们的存在，在nonflaring电晕。
The effect of nanoflare flows on EUV spectral lines
日冕加热的纳米耀斑模型是在单一框架内解释目前仪器分辨率下可用的各种日冕观测的最成功的方案之一。该模型是基于这样的想法，即日冕结构是由基本的磁链形成的，这些磁链通过对流运动使它们的光球足点发生位移而缠结和扭曲。这些位移在相邻的股线之间注入磁应力，促进电流片的形成、重连、等离子体加热以及可能的粒子加速。除其他功能外，该模型预测在不同温度下普遍存在的等离子体流。原则上，这些流动应该对观察到的谱线产生可测量的影响，表现为多普勒频移、谱线不对称和非热加宽。在这项工作中，我们使用的二维元胞自动机模型（2DCAM）在以前的作品中开发的，结合基于焓的热演化循环（EBTEL）模型，分析一组已知的EUV谱线上的纳米耀斑加热的效果。我们发现，在不同的温度，密度和速度的等离子体的发射的复杂组合，在同时发展未解决的股，产生的特征属性在构建的合成线，如多普勒频移和非热速度高达几十公里秒$^{-1}$的较高的分析温度。我们的研究结果可能被证明是有用的，以指导未来的建模和观测，特别是关于新一代的拟议仪器，旨在诊断等离子体在5至10 MK的温度范围。
Time-Dependent Turbulent Heating of Open Flux Tubes in the Chromosphere, Corona, and Solar Wind
我们研究了与太阳风相连的日冕开放场区域中等离子体加热的几个关键问题。我们提出了三个典型的开放磁场结构的阿尔芬波驱动的湍流模型的结果：一个极冕洞，一个开放的通量管附近的赤道流光，和一个开放的通量管附近的强场活动区。我们比较了时间稳定的一维湍流加热模型（Cranmer等人，2007）与BRAID的完全时间相关的三维简化磁流体动力学建模（van Ballegoijen等人，2011年）。我们发现，时间定常的结果符合良好的时间平均结果从BRAID。时间依赖性使我们能够调查的变化的磁场波动和加热的日冕。波动功率谱的高频尾部形成指数随高度变化的幂律，我们讨论了这种行为的可能的物理解释。加热速率的变化性本质上是突发性的和纳米级的，我们分析了在整个模拟过程中通过瞬态事件中的耗散加热损失的能量。这些事件的平均能量为10^21.91尔格，在“皮耀斑”范围内，许多事件达到经典的“纳耀斑”能量。我们还估计了多热分布的温度，将导致从加热速率的变化，并发现良好的协议与观测到的宽度日冕差分发射测量（DEM）分布。本文提出的模拟结果提供了令人信服的证据表明，湍流加热在太阳大气中的阿尔芬波加速太阳风在开放的通量管。
The Origin of Non-Maxwellian Solar Wind Electron Velocity Distribution Function: Connection to Nanoflares in the Solar Corona
在太阳风电子速度分布函数中观测到的核晕特征的形成是一个长期的难题。在这封信中，基于目前对纳米片的了解，我们表明，纳米片加速的电子束可能会引发强烈的电子双流不稳定性，产生动力学阿尔文波和哨声波湍流，正如我们在以前的论文中所证明的那样。我们进一步表明，在动力学湍流的起源过程中产生的核心晕功能很可能起源于内日冕，并可以保存为太阳风逃逸到空间沿开放场线。我们制定了一套方程来描述在模拟中观察到的加热过程，并表明，核心的太阳风的晕温度比是不敏感的初始条件在日冕和相关的核心晕密度比的太阳风和双流不稳定性的准饱和属性时，指数衰减结束。这种关系可以推广到太阳风中更一般的核晕斯特拉尔特征。核心和热成分之间的温度比几乎与日球到太阳的距离无关。我们表明，以前报道的核心晕相对漂移是完全饱和的双流不稳定性的遗迹。我们的理论结果与观测结果是一致的，同时为该模型提供了新的检验。
Estimate of the Upper Limit on Hot Plasma Differential Emission Measure (DEM) in Non-Flaring Active Regions and Nanoflare Frequency Based on the Mg XII Spectroheliograph Data from CORONAS-F/SPIRIT
纳米火焰加热理论预测稳定的热等离子体发射的非耀斑活动区域。传统的非单色成像仪（如大气成像组件或X射线望远镜）很难发现这种辐射，因为它们的图像包含一个冷的温度背景。在这项工作中，我们寻找热等离子体在非耀斑活动区使用Mg XII spectroheliographer板载复杂轨道观测近地活动的太阳（CORONAS）-F/SPectroheliographIc X射线成像望远镜（SPIRIT）。这台仪器在Mg XII 8.42 μ m谱线上获得了日冕的单色图像，该谱线仅在温度高于4 MK时发射。Mg XII图像仅包含来自热等离子体的信号，而没有任何低温背景。利用2002年2月18-28日的SPIRIT数据研究了活动区的热等离子体。在此期间，Mg XII太阳光谱仪以105秒的节奏工作，几乎没有数据缺口。热等离子体仅在耀斑活动区观察到。我们没有观察到任何热等离子体在非耀斑活动区。非燃烧活性区中的热等离子体柱发射测量值不应超过$3 \times 10^{24}$ cm $^{-5}$。热辐射差异测量值（DEM）小于主要温度分量DEM的0.01%。在非燃烧活性区域中没有Mg XII发射可以通过弱且频繁的纳米火花（延迟小于500秒）或通过导致非平衡电离的非常短且强烈的纳米火花来解释。
A nanoflare based cellular automaton model and the observed properties of the coronal plasma
我们使用López Fuentes \& Klimchuk（2015，ApJ，799，128）中描述的元胞自动机模型来研究日冕环等离子体的演化。该模型，基于在纠缠的磁场中的临界失准角的想法，产生相对于等离子体冷却时间的不同频率的纳米火花。我们比较了该模型的结果与活动区（AR）的观测与Hinode/XRT和SDO/AIA仪器。比较是基于合成和观察到的环路光变曲线的统计特性。结果表明，该模型再现了AR冕环等离子体演化的主要观测特征。对于模型和观测，典型的强度波动具有10 - 15%的幅度。强度分布的偏度的符号指示冷却等离子体在环中的存在。我们还研究了模型预测的排放量（EM）分布，并获得了log（EM）与log（T）的斜率在2.7和4.3之间，与已发表的观测值一致。
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding I. Continuous driving
本研究通过三维磁流体动力学模拟测试磁编织磁场中纳米耀斑加热日冕的理论，分析多股通量管模型，展示磁能释放维持高温的机制，结合SDO/AIA与MUSE正向建模，揭示高分辨率下窄电流片耗散的加热扩散特征。
Extreme-ultraviolet bursts and nanoflares in the quiet-Sun transition region and corona
宁静的日冕由无数环状特征组成，磁场源自太阳表面的网络和网络间区域。这些不同的磁斑之间的持续相互作用导致了短暂的增亮或爆发，这可能有助于太阳大气的加热。然而，目前尚不清楚这种主要在极紫外线中观察到的瞬变是否在大气加热中发挥重要作用。我们重新审视这些爆发的开放性问题，作为最近发射的太阳轨道器预期的新的高分辨率EUV图像的前奏。我们使用SDO/AIA记录的EUV图像来研究爆发的统计特性。我们检测的突发在171毫米滤波器图像的AIA在一个自动化的方式，通过逐像素的分析，通过施加不同的强度阈值。通过利用AIA观测的高节奏（12 s），我们发现这些事件的寿命分布在约120 s处达到峰值。检测到的突发的大小受到空间分辨率的限制，这表明AIA数据中可能隐藏了大量的事件。我们估计，在整个太阳上，每秒大约有100个新的爆发。所检测到的爆发具有每事件$10^{24}$ \，erg的纳米片状能量。基于此，我们估计至少需要100倍以上的类似性质的事件才能解释加热日冕所需的能量。当单独考虑AIA观测时，这里讨论的EUV爆发因此在安静太阳的日冕加热中没有显着作用。如果平静太阳的日冕加热主要是爆发性的，那么太阳轨道器的高分辨率EUV观测可能能够减少SDO/AIA观测到的EUV爆发数量的不足，至少部分是通过检测更多这样的事件。
Heating Mechanisms for Intermittent Loops in Active Region Cores from AIA/SDO EUV Observations
我们调查的强度变化和能量沉积在活动区核心的五个日冕环。选择这些是因为它们在AIA/SDO 94射电强度通道中具有很强的可变性。我们通过建模和减去对发射的“温暖”贡献，分离出94 ° C和131 ° C的热Fe XVIII和Fe XXI组分。HMI/SDO数据使我们能够专注于回路中的“苔藓间”区域。苔藓间强度时间序列的详细演变揭示了在与纳米耀斑风暴兼容的模式中被脉冲加热的环路，其中热131个信号中的尖峰领先，其他五个EUV发射通道以渐进冷却的顺序跟随。电子温度的急剧上升往往紧随热131欧姆信号之后，证实了该过程的脉冲性质。一个更冷的增长排放量的过程随之而来，速度更慢。当在五个环路上取平均时，热131 μ m信号的傅立叶功率谱呈现出三种标度区域，其断裂频率为（0.1/min）和（0.7/min）。低频区域对应于1/f噪声;中间区域表示持续的缩放过程，高频区域显示白噪声。非常相似的结果被发现的能量耗散在一个2-D的“混合”壳模型的环路磁湍流，减少磁流体力学的基础上，这是兼容的纳米耀斑统计。我们认为，这种湍流耗散是我们的循环的能量来源。
A unified picture of swirl-driven coronal heating: magnetic energy supply and dissipation
针对日冕加热问题，通过三维辐射磁流体动力学模拟分析宁静太阳的漩涡，发现其占总磁能约一半，可通过磁重联触发日冕加热事件且事件频率呈类幂律分布，为纳米耀斑驱动源提供候选。
Parallel-cascade-based mechanisms for heating solar coronal loops: test against observations
太阳日冕环的加热是日冕加热问题的核心。鉴于快速太阳风的起源已经被追踪到具有过渡区甚至色球温度的大气层，因此值得尝试解决所提出的为太阳风提供基底加热的机制是否也适用于日冕环。我们扩展的循环研究的基础上，一个经典的平行级联的情况下，最初提出的太阳风的背景下，考虑到环膨胀的影响，并进行参数研究，直接对比计算的环密度和电子温度与那些测量的TRACE和YOHKOH/SXT。这种比较得出的结论是，在观测上受SUMER测量值约束的波振幅下，虽然计算出的循环可能占SXT循环的很大一部分，但与TRACE循环相比，它们似乎太热了。降低波的振幅并不能解决这个矛盾，引入磁扭曲将使比较更不可取。我们的结论是，纳米耀斑加热方案更好地解释了紫外线循环，而基于双折射的稳定加热机制可能在工作中加热一小部分软X射线循环。
First radio evidence for impulsive heating contribution to the quiet solar corona
这封信探讨了纳米耀斑为基础的模型加热安静的太阳日冕的相关性。使用米波数据从默奇森宽场阵列，我们提出了第一次成功的检测脉冲排放下降到通量密度的$\sim$ mSFU，约两个数量级弱于早期的尝试。这些脉冲发射的持续时间为$\lesssim 1$ s，并且存在于整个平静的日冕中。这些脉冲发射在给定区域的时间占用分数为$\lesssim 10\%$。这些脉冲发射的直方图遵循幂律分布，并在小的时间尺度上显示出聚类的迹象。我们估计的能量必须倾倒在日冕产生这些脉冲发射是一致的日冕加热的要求。此外，这些脉冲发射的统计特性与帕克太阳探测器（PSP）最近确定的磁之字形非常相似。我们希望这项工作将导致重新关注这些弱脉冲发射与日冕中沉积的能量，从日冕加热的角度来看物理感兴趣的量，并探索它们与PSP观察到的磁之字形的关系。
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
How Nanoflares Produce Kinetic Waves, Nano-Type III Radio Bursts, and Non-Thermal Electrons in the Solar Wind
对日冕和太阳风的观测发现，太阳风是不稳定的，起源于太阳大气表面附近的脉冲事件。日冕活动如何影响太阳风的性质是太阳物理学中的一个基本问题。我们报告了纳米耀斑加速电子束如何影响太阳风的动力学尺度特性和产生相干射电辐射的模拟和理论研究。我们表明，纳米级的加速电子束可以触发非线性电子双流不稳定性，产生动力学阿尔文和哨声波，以及非麦克斯韦电子速度分布函数，与观测的太阳风一致。在我们的模型中产生的等离子体相干辐射与III型、J型和V型太阳射电爆发的观测结果一致。对太阳风动力学模型中存在的问题进行了讨论。
Observations of instability-driven nanojets
Antolin等人（2021）最近发现的纳米射流代表了编织场中的磁重联，从而清楚地识别了重联驱动的纳米片。由于它们的尺度很小（宽500公里，长1500公里）和时间尺度很短（$<$ 15秒），目前还不清楚纳米射流在日冕中的普遍程度。在本文中，我们提出了IRIS和SDO观测的nanojets发现在多个日冕结构，即在一个由井喷喷流供电的日冕循环，并在其他两个日冕循环与日冕雨。与以前的研究结果一致，我们观察到，nanojets是伴随着小nanoflare样的强度爆发（E）紫外线，有速度为150-250公里秒$^{-1}$和横向发生的场线的起源，有时观察到分裂。然而，我们发现在横向于环轴的平面中的各种nanojet方向。这些nanojets被发现有动能和热能的nanoflare范围内，往往发生在集群。在井喷喷流的案例研究中，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）被直接确定为重联驱动程序。对于其他两个循环，我们发现，这两个，KHI和瑞利-泰勒不稳定性（RTI）很可能是驱动程序。然而，我们发现KHI和RTI在另外两种情况下的可能性更大。在各种结构和环境中对纳米射流的这些观察支持纳米射流是重连的一般结果，在这里由动力学不稳定性驱动。
Modeling the Line-of-Sight Integrated Emission in the Corona: Implications for Coronal Heating
所有空间科学中的一个突出问题是揭示太阳日冕是如何被加热到超过1 MK的温度的。虽然研究了几十年，解决这个问题的主要困难之一是解开观测中的视线（LOS）效应。日冕在光学上是薄的，因此单个像素测量来自不确定数量（可能是数万）的独立加热的通量管的计数，所有这些都沿着该像素的LOS。在本文中，我们模拟在极紫外线成像的活动区日冕的单个像素的发射。如果视线效应没有被适当地考虑，可能会得出关于日冕加热和日冕动力学的错误结论。我们的模型电晕作为一个LOS集成的数千个完全独立加热的通量管。我们证明，尽管随机加热的通量管叠加，纳米耀斑仍在使用多波长和高时间节奏数据观察到的光曲线中留下了明显的特征，例如使用太阳动力学天文台上的大气成像组件拍摄的数据。这些特征很容易用Viall & Klimchuk（2012）的时滞分析技术检测到。稳定的日冕加热留下了一个不同的，同样明显的签名，也揭示了该技术。
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