Coronal Mass Ejections and the Solar Cycle Variation of the Sun's Open Flux
行星际磁场（IMF）的径向分量的强度，这是一个衡量太阳的总开放通量，被观察到变化的大约一个因素，在11年的太阳周期。最近的几项研究提出，太阳的开放通量包括一个恒定的或“地板”的组成部分，占主导地位的太阳黑子最小，和一个随时间变化的组成部分，由于日冕物质抛射（CME）。在这里，我们指出CME不能解释2003年和2014年底发生的IMF强度的大峰值，并且与太阳赤道偶极矩的峰值相吻合。我们还表明，近地行星际日冕物质抛射，在理查森和凯恩的目录中确定，即使在太阳黑子最大的贡献最多$\sim$ 30%的平均径向IMF强度。我们的结论是，径向IMF强度的长期变化主要是由太阳的总偶极矩，四极矩和日冕物质抛射提供了额外的推动太阳黑子最大附近。大部分的开放通量都来自日冕洞，而日冕洞的太阳周期演化又反映了太阳最低阶多极的演化。
2021-04-15 astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 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
Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
Multi-scale Energy Release Events in the Quiet Sun: A Possible Source for Coronal Heating
本研究针对日冕加热问题，结合Solar Orbiter与SDO观测及磁场外推技术，发现宁静太阳多尺度能量释放事件的磁自由能演化与171埃极紫外辐射强度强相关，证实其对日冕加热有潜在贡献，揭示了光球磁场演化与日冕温度变化的关联。
2025-03-20 astro-ph.SR
Periodicities in the coronal rotation and sunspot numbers
本研究试图通过分析1947 - 2009年期间2.8 GHz频率的太阳射电辐射数据的时间序列来研究日冕旋转的长期变化。这里使用每日调整的无线电通量（称为彭蒂克顿通量）数据。自相关分析表明，自转周期在19.0 ~ 29.5恒星日之间变化，平均为24.3恒星日。日冕自转周期的这种变化显示了变化中两个分量的证据：（1）22年分量，可能与太阳磁场反转周期或黑尔周期有关;（3）一个分量，本质上是不规则的，但在其他分量中占主导地位。年平均太阳黑子数与日冕自转周期之间的互相关分析也显示了它与22年海尔周期相关的证据。发现22年的分量几乎与太阳黑子数变化中相应的周期性同相。
2011-03-15 astro-ph.SR
Evolution of solar and stellar coronal abundances due to magnetic activity
本文研究了太阳和恒星日冕丰度随磁活动演变的机制，通过FIP效应解释其变化，并扩展到不同时间尺度的磁活动和恒星演化。
2025-12-15 astro-ph.SR
Observation of High-speed Outflow on Plume-like Structures of the Quiet Sun and Coronal Holes with SDO/AIA
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的观测结果显示，在平静的太阳大气层的磁化区域中，存在着无处不在的间歇性外流（喷流），其平均速率约为120 km s-1，温度通常超过100万度。这些外流并不局限于在极冕洞中可见的羽流，也存在于源自赤道冕洞和宁静太阳区域的羽流状结构中。在整个大气层的“羽流间”区域也可以看到外流。此外，在羽流和羽流间区域的这些流动追踪出的结构不断表现出横向（Alfvenic）运动。我们的发现表明，高速外流主要来自安静的太阳和日冕洞的磁网络，并且所观察到的羽流被其中包含的密度更大的等离子体所突出。这些外流可能是一个有效的手段，提供加热的质量进入日冕，并作为一个重要的来源，质量供应的太阳风。我们证明，安静的太阳羽流有时会显着污染相邻冕洞的光谱观测-极大地影响观测到的多普勒频移，从而可能影响这些地区的重大调查。
2011-05-16 astro-ph.SR
Coronal Dynamic Activities in the Declining Phase of a Solar Cycle
太阳活动的某些指标在一个太阳活动周的演化过程中呈现双峰特征，但在太阳黑子数上并不明显。本文利用SOHO/LASCO C3在第23太阳活动周观测到的极区和低纬冕洞区的演化、冕洞分裂和合并事件以及日冕物质抛射的统计资料，研究了太阳黑子活动周衰退期的高太阳动力学活动。虽然冕洞的总面积在太阳黑子极小值附近达到最大值，其中极冕洞占主导地位，但在周期的下降阶段，它显示了一个类似的第二个最大值，其中低纬度冕洞占主导地位。冕洞分裂或合并事件，这是由于表面运动的磁通量，也大多数人口在下降阶段的周期。影响深远的C3日冕物质抛射在周期的下降阶段也过于密集。从这些结果我们认为，太阳动力活动的水平运动的磁通量延伸到很远的太阳黑子周期的下降阶段。
2016-12-06 astro-ph.SR
Abundance Enhancements in Impulsive Solar Energetic-Particle Events with Associated Coronal Mass Ejections
研究了Wind卫星观测到的富含Fe的脉冲太阳高能粒子（SEP）事件中He ~ Pb元素的丰度，以及它们与SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）观测到的日冕物质抛射（CME）的关系.平均而言，这些事件中的元素丰度与低Z下的日冕丰度相似，但对于较重的元素，离子的质荷比A/Q（在日冕温度为2.5-3 MK时）以幂律增加，Ne为3倍，Fe为9倍，75<Z<83为900倍。丰度的能量依赖性在2-15 MeV/amu范围内是最小的。在1994年11月至2013年8月期间，我们使用Wind航天器发现了111个富铁脉冲SEP事件，与CME的关联率为69%。日冕物质抛射是狭窄的，中位宽度为75度，典型地来自太阳的西半球，中位速度约为600公里/秒。几乎所有SEP发作都发生在CME发作后1.5-5 h内。越快（>700 km/s），我们样本中较宽的CME与具有日冕丰度的SEP有关，表明具有完全电离的He，C，N和O的热日冕等离子体以及相对于He的较重元素的适度增强，但较慢（<700 km/s），较窄的CME从较冷的等离子体中出现，其中较高的SEP质荷比A/Q产生更大的丰度增强，甚至对于C/He和O/He。显然，脉冲SEPs加速的开放磁重联区域也提供了驱逐CME等离子体的能量，这说明了一个强大的，可能是普遍的脉冲SEP-CME关联。
2014-04-12 astro-ph.SR
Coronal heating and solar wind formation in quiet Sun and coronal holes: a unified scenario
在日冕通道中观测时，冕洞（CH）比宁静太阳（QS）暗。利用太阳动力学观测站（SDO）日震磁成像仪（HMI）观测到的日震磁谱线，结合界面区成像光谱仪（IRIS）观测到的\ion{Si}{4} ~1394~1394~ 1394谱线，研究了过渡区CHs和QS的异同。我们发现，\ion{Si}{4}强度在CH中获得的低于QS中获得的区域具有相同的磁通量密度。此外，CH和QS之间的强度差异随着磁通量的增加而增加。对于相同磁通量密度的区域，QS谱线轮廓比CH谱线轮廓红移更多。此外，与QS不同，CH中测量的蓝移显示出随着磁通量密度的增加而增加。QS和CHs中的非热速度随磁通量的增加而增加。然而，在QS和CH中没有观察到显著差异，尽管在小通量密度下有小的偏差。利用这些结果，我们提出了一个统一的模型，在QS和CH的日冕加热和太阳风的形成。
2020-11-19 astro-ph.SR
Active Longitudes Revealed by Large-scale and Long-lived Coronal Streamers
我们使用时间序列紫外全太阳图像构建边缘天气图的太阳。在这些地图上，大规模的，长期存在的日冕流光显示为重复的正弦曲线状弧投射在极地地区。它们是由高海拔等离子体造成的，这些等离子体是从太阳黑子丰富的地区产生的，这些地区通常远离两极。这些不均匀的纵向分布揭示了太阳表面的四个纵向区域，太阳黑子在5年的观测间隔（2006年1月至2011年4月）内优先爆发。在这些区域（或“集群”）的斑点有个别的寿命短的日冕特征，它们维持的寿命相比，并在不同的时间爆发。这四个太阳黑子群包含了这一时期所有编号太阳黑子的75%以上。它们占据两个不同的纵向区域，相隔约180度，每个区域的经度跨度约为100度。斑点团的旋转速率比对流区表面和底部的速率快约5%。虽然没有令人信服的理论框架来解释太阳黑子群的时空分布，但它们的持续和不均匀分布表明太阳表面下存在长寿命的方位角结构，并且与之前报道的太阳上存在的活动黑子相一致。
2011-04-29 astro-ph.SR
Magnetic Topology and Loop Statistics in Observed Coronal Holes Using Potential Field Modeling
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
本文通过电势场建模研究日冕洞的磁拓扑与环统计，发现其磁结构与平静太阳区域存在显著差异，表明日冕洞具有独特的磁特征。
2026-01-16 astro-ph.SR
Solar coronal magnetic fields derived using seismology techniques applied to omnipresent sunspot waves
太阳表面的太阳黑子是观测到的密集磁场线的强烈表现的特征，在极端情况下，接近垂直的磁场强度超过6 000 G。人们普遍认为，等离子体密度和磁场强度的大小都在远离太阳表面的地方迅速下降，这使得通过传统的塞曼和汉勒效应进行高节奏日冕测量变得困难，因为观测特征充满了低振幅信号，这些信号可能被仪器噪音淹没。磁流体动力学（MHD）技术以前已被应用于日冕结构，与单一的和空间隔离的磁场强度估计为9-55 G。以前的MHD方法的缺点是它们依赖于特定的波模式以及谐波泛音的可检测性。在这里，我们展示了，第一次，如何无所不在的磁声波，从下面的太阳黑子内和径向向外传播，允许的空间变化的本地日冕磁场映射高精度。我们发现日冕磁场强度的32 +/- 5 G以上的太阳黑子，迅速下降到约1 G的横向距离为7000公里，与以前的孤立和未解决的估计一致。我们的研究结果展示了一种新的，强大的技术，利用无处不在的性质，太阳黑子振荡，以提供磁场映射能力接近磁源在太阳日冕。
2016-05-19 astro-ph.SR
Sizes of transition-region structures in coronal holes and in the quiet Sun
我们研究了小日冕洞和邻近安静太阳中色球和过渡区特征尺寸的高度变化，考虑了SUMER测量的紫外发射线的强度、多普勒频移和非热运动图像，以及通过光球磁图外推获得的磁场。为了估计色球层和过渡区中存在的不同特征的特征尺寸，我们计算了图像的自相关函数以及在不同高度处的相应外推磁场。自相关函数的HWHM被认为是对应图像中所示特征的特征尺寸。结果表明，无论是在冕洞还是在宁静太阳中，强度图像的半高宽都大于多普勒频移图像和非热宽度图像的半高宽。色球层的强度像的高宽比TR小，不同温度下的强度特征的大小几乎相同。但是在过渡区的上部，冕洞中的强度大小随温度的增加比宁静太阳中的强度大小随温度的增加更强烈。我们还研究了磁场强度B及其分量|Bz|的高宽随高度的变化，发现在冕洞40 μ m以下的某一高度，它们是相等的。的HWHM的高度变化，|Bz/B|似乎与强度大小的温度变化一致。我们的研究结果表明，冕环要低得多，磁结构扩展通过上TR和下日冕更强烈的高度在冕洞比在安静的太阳。
2009-06-16 astro-ph.SR
Elemental Abundances at Coronal Hole Boundaries as a Means to Investigate Interchange Reconnection and the Solar Wind
本研究通过测量日冕洞边界的元素丰度（FIP偏置）来量化互换重连的作用，发现边界区域宽度约30-50 Mm，并贡献约30%的额外开放磁通，从而约束了慢太阳风起源模型。
2025-02-27 astro-ph.SR
Constraining the onset height of coronal mass ejection driven shocks using near-Sun observations in visible and radio wavelengths
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
利用近日可见和射电观测约束日冕物质抛射驱动激波的起始高度
2026-02-24 astro-ph.SR
Transition-Region/Coronal Signatures and Magnetic Setting of Sunspot Penumbral Jets: {\it Hinode} (SOT/FG), Hi-C and {\it SDO}/AIA Observations
半影微喷流（Penumbral microjet，PJ）是太阳黑子半影色球层中短暂的窄亮特征，Katsukawa等人（2007）首先使用{ \it Hinode}的太阳光学望远镜（SOT）上的\CaII \H线滤波器对其进行了表征。有人提出，PJ的形成是由于半影的两个磁分量（脊和脊间）之间的重联，它们可能有助于太阳黑子半影上方的过渡区（TR）和日冕加热。我们提出了一个修改后的图片形成的PJs的基础上最近的结果，太阳黑子半影丝的内部结构。利用高分辨率日冕成像仪（{ \it Hinode}/SOT）和\it太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）的不同通带的太阳黑子数据，我们检验了PJ是否在TR和日冕中具有特征。我们在任何AIA通带中几乎找不到正常PJ的任何可辨别的特征，除了其中一些在1600 μ m图像中出现。然而，我们发现了具有类似寿命但更大尺寸（宽达600公里）的异常强大的喷流，这些喷流在半影的几个位置反复出现，在斯托克斯-V图像中可以看到一些半影细丝尾部相反极性场的证据。这些大尾巴的PJ确实显示了TR的特征。他们是否有任何冠温等离子体是模糊的。我们推断，没有一个PJ，包括大尾巴PJ，直接加热AR中的日冕，但任何半影喷流都可能通过产生阿尔文波和/或编织日冕场间接驱动日冕加热。
2015-11-24 astro-ph.SR
Comparison of the Scaling Properties of EUV Intensity Fluctuations in Coronal Hole and Quiet-Sun Regions
利用去趋势涨落分析（DFA）和重标极差（R/S）分析方法，研究了太阳动力学天文台/大气成像组件（SDO/AIA）观测信号中低纬冕洞（CH）和邻近宁静太阳（QS）区极紫外强度涨落的标度特性。同时期的SDO/日震和磁成像仪（HMI）磁场提供了物理环境的背景。我们发现，EUV图像的时间序列中的强度波动存在于每个空间点上的缩放对称的范围$\sim 20$分钟到$\sim$ 1小时。因此，我们能够计算一个广义赫斯特指数，并产生图像地图，而不是物理量，如强度或温度，但一个单一的动态参数，总结了统计性质的强度波动在每个像素。在平静太阳（QS）地区和冕洞（CH）与磁双极，标度指数（$1.0 < α\leq 1.5$）对应于反相关的类顺磁过程。在冕洞，并在安静的太阳区域主要与（开放）磁场的主导极性，广义指数（0.5 $< α<$ 1）对应的正相关（持续）的过程。我们确定了一个趋势$α$ $\sim$ $1$附近的冕洞边界和其他地区，其中开放和封闭的磁场是在附近。这是一个基本的$1/f$型过程的特征，它是自组织临界性和散粒噪声模型的特征。
2019-10-18 astro-ph.SR
The Coronal Abundance Anomalies of M Dwarfs
我们分析了M0 V+M0 V联星GJ 338的Chandra X射线光谱。根据X射线表面通量的量化，这些是X射线光栅光谱学观测到的最不活跃的M矮星。我们专注于测量日冕丰度，特别是寻找与第一电离势（FIP）有关的丰度异常的证据。在日冕和风中，低FIP元素过剩，这就是所谓的“FIP效应”。对于其他恒星，特别是非常活跃的恒星，经常观察到“逆FIP效应”，低FIP元素含量不足。对于这两个成员的GJ 338二进制，我们发现一个温和的逆FIP效应的证据，从以前报道的光谱类型和FIP偏差之间的相关性的预期一致。这相当于强有力的证据表明，所有的M矮星都应该表现出逆FIP效应现象，而不仅仅是活跃的。我们采取的第一步建模的逆FIP现象在M矮星，建立在过去的工作，已经证明，MHD波通过冠状环可以导致有质动力，分馏元素的方式与FIP效应一致。我们证明，在某些情况下，这种模型也可以导致逆FIP效应，指出了未来更详细的M矮星日冕丰度建模的方式。
2012-05-02 astro-ph.SR
Coronal Elemental Abundances during A-class Solar Flares Observed by Chandrayaan-2 XSM
本文利用 Chandrayaan-2 XSM 的软 X 射线观测研究 A 级耀斑中的 FIP 效应，发现丰度在脉冲相降至光球值、随后快速恢复，揭示色球蒸发注入未分馏物质并指出恢复机制难以解释。
2023-02-23 astro-ph.SR
Dynamic modeling of coronal abundances during flares on M-dwarf stars
Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London, Mullard Space Science Laboratory（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawai’i（夏威夷大学天文研究所）；ESTEC, European Space Agency（欧洲空间局欧洲空间研究与技术中心）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）
研究M型矮星耀斑期间日冕丰度的动态建模，揭示了反FIP效应对日冕雨形成的影响。
2026-02-12 astro-ph.SR
Observing the evolution of the Sun's global coronal magnetic field over eight months
利用升级版日冕多通道偏振计获取八个月114张全球日冕磁图，揭示磁场强度分布、活动经度特征及其随纬度和太阳自转的演化，并验证日冕模型在高纬度区域存在偏差。
2024-10-21 astro-ph.SR
The Coronal Abundances of Mid-F Dwarfs
利用附近中等活动的F6 V星Pi 3 Ori的钱德拉光谱研究了中F矮星的日冕性质。我们发现，PI 3猎户座的日冕发射测量分布是非常相似的中度活跃的G和K矮星，与发射测量峰值附近的$\log T=6.6$似乎是无处不在的这样的恒星。与日冕温度不同，日冕丰度取决于主序星的光谱类型。基于这个先前已知的关系，我们预期猎户座π 3的日冕会表现出极强的“FIP效应”，这是一种在太阳上首次发现的现象，其中具有低“第一电离势”（FIP）的元素在日冕中增强。相反，我们发现Pi 3 Ori的日冕表现出与太阳和其他早期G矮星基本相同的FIP效应，这可能表明FIP偏向早期光谱类型的增加停止或至少减缓了F星。我们发现，Pi 3猎户座的日冕特征显着不同于两个先前研究的中F星，南河三（F5 IV-V）和Tau Boo（F7 V）。我们认为，猎户座Pi 3更能代表中F矮星的日冕特征，南河三因光度类别而不同，而Tau Boo则因两个亲密同伴之一的影响而不同，一个恒星（Tau Boo B：M2 V）和一个行星。
2013-03-22 astro-ph.SR
Coronal mass ejections as a new indicator of the active Sun
日冕物质抛射（CME）已成为太阳活动的重要指标之一，特别是在日光层瞬态事件的后果方面。虽然日冕物质抛射与太阳黑子数（SSN）密切相关，但它们也与太阳上的其他闭合磁区（如静止暗条区）有关。这使得CME成为太阳活动的更好指标。虽然太阳黑子主要代表太阳磁场的环向分量，但静态暗条（以及与之相关的日冕物质抛射）通过冲极（RTTP）现象将环向分量和极向分量连接起来。以各半球的RTTP结束作为太阳极性反转的指示，结果表明，南北反转不对称性具有3-5个太阳周的准周期性。集中在CME的地球空间后果，它表明，最大的CME速度平均在卡林顿旋转周期表现出良好的相关性与地磁活动指数，如Dst和aa。
2018-04-30 astro-ph.SR
Element abundances in solar energetic particles: two physical processes, two abundance patterns
构成太阳高能粒子（SEP）的元素丰度有两种非常不同的模式。历史上称为“冲动”和“渐进”事件，它们已经被研究了40年，20年的风航天器。逐步SEP事件测量日冕丰度。它们产生时，冲击波，驱动的日冕物质抛射（CME），加速周围的日冕等离子体，我们讨论了21个元素的平均丰度不同，从相应的太阳光球丰度由一个众所周知的依赖于第一电离势（FIP）的元素。较小的脉冲（“3 He丰富”）SEP事件与磁重联，涉及开放的磁力线从太阳耀斑或喷流，也喷射等离子体产生伴随的日冕物质抛射。这些事件使重元素丰度相对于日冕丰度显著增加，Ne平均增加3倍，Fe增加9倍，76<Z<82的元素增加900倍。这是一个强大的，幂律依赖于A/Q的一个~3.6的权力时，Q值确定在日冕温度接近3 MK。来自~2.5 MK等离子体的具有最陡增强（~ 6次A/Q幂）的小个体SEP事件与B级和C级X射线耀斑以及窄（<100度）CME相关。3 He/4 He的增强可以与重元素的增强一样大，但与它们无关。然而，3 He/4 He> 0.1的事件与狭窄，缓慢的CME，较冷的日冕等离子体和较小的X射线耀斑有更强的联系。脉冲SEP事件不来自热耀斑等离子体，它们被加速早期和/或相邻的开放的磁场线。
2015-01-03 astro-ph.SR
Formation of a Coronal Hole by a quiet-Sun Filament Eruption
本研究针对2014年6月25日日面中心附近宁静太阳暗条爆发形成冕洞的事件，结合多仪器观测与微分发射量分析，明确了冕洞形成的三阶段演化过程，揭示了磁交换重联的作用及冕洞的长寿命特征。
2025-09-04 astro-ph.SR
From incoherent field to coherent reconnection: understanding convection-driven coronal heating in the quiet Sun
宁静太阳中的磁重联是一种经常被观测到的现象，最近通过三维数值模型模拟真实分层和对流驱动的重联变得可行。我们的目的是说明安静的太阳场可能有助于太阳大气加热通过磁重联，是由对流运动驱动的方式。我们的目标还在于比较我们的分层模型与早期理想化的日冕模型在重连驱动和拓扑条件方面的差异。我们分析了一个模拟的安静的太阳，其中一个复杂的日冕磁场是自洽驱动的底层对流。我们采用了拉格朗日标记的选择，以跟踪特定的磁功能，是相关的磁重联和大气加热的时空行为。一个大规模的重连驱动的加热事件发生在模拟的日冕，在一个扁平的X形特征，其特征是弱场和高电流。相关的特征包括一个平滑的上覆水平场、一个拱廊和一个最终与上覆场重新连接的水平通量绳，使日冕等离子体温度上升到1.47 MK。我们发现我们的结果与理想化的日冕耀斑模型吻合得很好，这表明相同的物理概念是有效的。我们还发现，重联磁绳和弧既不是由任何明显的相干磁通出射形成的，也不是由任何有序的光球运动或磁通抵消形成的。相反，它们似乎仅仅是从预先存在的纠缠场线的自洽对流驱动中发展出来的。这种渐进的顺序表明，通过较小的重联事件，位于或以上的光球通量浓度的逆级联的磁螺旋度。我们认为，这种情况下是加热事件的代表，可能是无处不在的真正安静的太阳。
2022-11-15 astro-ph.SR
Understanding the Relationship between Solar Coronal Abundances and F10.7 cm Radio Emission
本研究利用多波段高分辨率太阳观测，发现活动区磁场强度是导致太阳活动增强期日冕丰度与F10.7射电指数相关性出现非线性的主因，揭示了黑子周围射电辐射与日冕丰度趋势差异导致太阳极大期日冕丰度饱和的机制。
2023-04-05 astro-ph.SR
Velocities and Linewidths in the Network and Cell Interiors of a Polar Coronal Hole, Compared with Quiet Sun
利用从低过渡区（TR）到低日冕的不同高度的发射谱线，通过{ \it太阳和日光层天文台}（SOHO）/{ \it日冕诊断光谱仪}（CDS）的观测，获得了极冕洞和附近宁静太阳区的相对多普勒速度和谱线宽度。将观察区域分为网络和细胞内部，并在不同区域中检查上述参数的行为。已经发现，与网络相比，多普勒速度和宽度的直方图在细胞内部通常更宽。在大多数情况下，网络和细胞内部的多普勒速度直方图没有显着差异。然而，在安静太阳的情况下，对于最低线He { \sc ii} 304 π，单元内部的多普勒速度比网络的多普勒速度蓝移更多，并且对于最高线Mg { \sc ix} 368 π，可以看到相反的行为。线宽直方图显示，冠孔处的网状细胞差异更为突出。对于宁静太阳，网络具有比最低TR线He { \sc ii} 304 π的单元内部显著更大的线宽。对于冠状孔，这对于三条较低的TR线He { \sc ii} 304 μ m、O { \sc iii} 599 μ m和O { \sc v} 630 μ m是正确的。还得到了相对多普勒速度与宽度之间的相关性。对于最低过渡区线He { \sc ii} 304 π发现了轻微的正相关，其对于中间线进一步减小或变得不显著。对于低冕线Mg { \sc ix} 368 μ m，相关性变得强烈负相关。
2013-06-17 astro-ph.SR
Energy estimation of small-scale jets from the quiet-Sun region
该研究通过估算宁静太阳区23个小尺度喷流的能量，发现其虽不足以加热整个宁静太阳日冕，却可能满足局部区域的显著能量需求。
2024-03-24 astro-ph.SR
The 2019 July 2 Total Solar Eclipse: Prediction of the Coronal Magnetic Field Structure and Polarization Characteristics
在2019年7月2日，日全食-在南太平洋，智利和阿根廷的部分地区可见-将使太阳的大规模日冕结构的观测成为可能。太阳日冕的结构和它们的发射特征是由下面的磁场决定的，磁场也控制着日冕加热和太阳喷发事件。然而，日冕磁场测量仍然是一个突出的挑战。日冕磁场的计算模型在这方面起着重要的作用。早期的工作已经表明，大规模的日冕场是由缓慢的表面通量演变和记忆积累，允许预测的日冕结构上的太阳旋转的时间尺度。利用这一想法，并基于数据驱动的太阳表面通量传输模型和势场源表面模型的51天向前运行，我们预测了2019年7月2日日食的太阳日冕结构。我们还从预测的磁场的日冕发射的偏振特性的前向模型。我们预测两个大规模的流光结构和它们的位置上的东，西翼的太阳和讨论的可能性的发展的伪流光场线拓扑结构的分析的基础上。这项研究是相关的日冕磁力测量倡议，从地面设施，如丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和日冕多通道偏振仪，以及即将推出的空间仪器，如太阳紫外成像望远镜和ISRO Aditya-L1空间任务上的可变发射线日冕仪。
2019-06-24 astro-ph.SR
Indications of stellar coronal mass ejections through coronal dimmings
日冕物质抛射（CME）是来自太阳和恒星的磁化物质的巨大抛射，以每小时数百万公里的速度穿越太空。太阳日冕物质抛射会造成严重的空间天气干扰和地球上的消费者停电，而恒星日冕物质抛射甚至可能对系外行星的可居住性构成危险。虽然我们的太阳喷射出的CME可以直接用白光日冕仪成像，但对于恒星来说这是不可能的。到目前为止，只有少数几个候选人的恒星日冕物质抛射的检测报告。在这里，我们展示了一种不同的方法，基于CME质量损失引起的极紫外（EUV）和X射线发射的突然变暗。我们报告调光检测与耀斑冷恒星，恒星日冕物质抛射和基准太阳作为一个明星EUV测量的指示。这项研究为全面探测和表征恒星上的CME铺平了道路，这对行星的可居住性和恒星演化具有重要意义。
2021-10-22 astro-ph.SR
The Solar Photospheric-to-Coronal Fe abundance from X-ray Fluorescence Lines
光球层Fe丰度与日冕耀斑等离子体Fe丰度的比值由耀斑期间发射的6.7 keV（1.9 keV）复合体内的X射线确定。该线复合体包括类He Fe（\fexxv）共振线$w$（6.70 keV）和Fe K $α$（6.39，6.40 keV）线，后者主要由来自热耀斑等离子体的X射线对光球物质的荧光作用形成。Fe K $α$线与\fexxv \ $w$的比值取决于光球与耀斑Fe丰度的比值、耀斑的日心角$θ$和耀斑等离子体的温度$T_e$。使用{ \em P78-1}和{ \em太阳极大期任务}航天器上的X射线光谱仪的高分辨率光谱，耀斑中的Fe丰度估计为$1.6\pm 0.5$和$2.0 \pm 0.3$乘以光球Fe丰度，优选{ \em P78-1}值，因为它更直接地确定。这种增强与{ \em RHESSI}航天器的X射线光谱结果一致，但明显小于以前工作中的4倍。
2011-12-23 astro-ph.SR
Observations of Mini Coronal Dimmings Caused by Small-scale Eruptions in the Quiet Sun
本文基于太阳轨道器观测发现宁静太阳中的微暗条喷发可引发微日冕暗化，带走约1.65×10¹³克质量并释放约10²⁷尔格磁自由能，提出弱磁约束是此类喷发触发的重要条件。
2023-07-21 astro-ph.SR
Coronal Densities, Temperatures and Abundances During the 2019 Total Solar Eclipse: The Role of Multi-Wavelength Observations in Coronal Plasma Characterization
机载红外光谱仪（AIR-Spec）为探索近红外（NIR）波长范围提供了前所未有的机会。它曾在2017年和2019年的两次日全食中飞行。在第二次飞行（2019年7月2日）中，大大改进的仪器的波长范围被转移到覆盖S XI的两条密度敏感线。在本文中，我们研究了详细的诊断温度，电子密度和元素丰度的比较结果从AIR-Spec狭缝位置以上的东，西翼与Hinode/EIS，PolarCam探测器和SDO/AIA。我们发现从EIS EUV线比率获得的电子密度，从NIR S XI比率获得的电子密度和从偏振亮度PolarCam测量获得的电子密度非常一致。电子密度的范围从靠近肢体的Log Ne [cm] $^{-3}]$ = 8.4，下降到$R_0=1.3$的7.2。EIS谱表明，西翼以上的温度分布是近等温的约1.3 MK，而在东部有一个额外的高T分量。AIR-Spec在Si X和S XI中的辐射率以及AIA在171、193和211埃波段的数据与EIS结果一致。EIS和AIR-Spec数据表明，硫丰度（相对于硅）在这两个地区都是光球，证实了我们之前对2017年日食的结果。AIA数据还表明，铁的绝对丰度是光球的。我们的分析证实了近红外波长范围的诊断潜力的重要性，这一重要的波长范围可以可靠地和独立地用于确定日冕等离子体参数。
2022-12-22 astro-ph.SR
Comparing SSN Index to X-ray Flare and Coronal Mass Ejection Rates from Solar Cycles 22-24
新修订的太阳黑子数系列可以将历史上的地球效应风暴放在几百年太阳活动的背景下。利用近30年来GOES X射线观测资料和1996年至今LASCO日冕物质抛射（CME）星表资料，分析了太阳黑子数与耀斑和CME速率的关系。特别是，我们提出了X射线耀斑率作为一个函数的太阳黑子数为过去三个周期。我们还表明，1-8 AA的X射线背景通量与太阳黑子数在整个太阳活动周期的强烈相关。同样，我们表明，CME属性（例如，与日冕物质抛射线速度和宽度相关的代理值）也与SC 23和24的太阳黑子数相关。这些更新的速率将能够预测未来的地球效应事件，并将历史风暴置于当前太阳活动的背景下。
2016-05-02 astro-ph.SR
Energy Input Flux in the Global Quiet-Sun Corona
我们提出了一种新的技术，提供了第一次，在全球范围内的宁静太阳的日冕底部（$r\sim\,1.025\,{\rm R}_\odot$）的能量输入通量的约束的第一个结果。通过结合差分发射测量层析成像（DEMT）的EUV图像，与全球模型的日冕磁场，我们估计的能量输入通量在日冕的基础上，需要保持稳定的结构。该技术进行了详细说明，并首先适用于由极紫外成像仪（EUVI）仪器，板上的日地关系观测（STEREO）的任务，和大气成像组件（AIA）仪器，板上的太阳动力学观测（SDO）的任务，为两个太阳旋转的活动水平不同提供的数据。我们的分析表明，典型的能量输入通量在日冕底部的磁环在安静的太阳是在$\sim\,0.5-2.0\times 10^5\,{\rm (erg\,sec^{-1}\,{\rm cm}^{-2})}$的范围内，这取决于结构的大小和活动水平。正如最近独立的观测估计所表明的那样，这种能量输入的很大一部分，甚至全部，都可以用阿尔文波来解释，这些估计是根据对宁静太阳区域日冕底部谱线的非热加宽的测定得出的。这一新的层析成像产品将有助于全球日冕磁流体动力学模拟中日冕加热模型的验证。
2017-06-01 astro-ph.SR
Mapping the Sun's coronal magnetic field using the Zeeman effect
本研究借助大口径太阳日冕仪获取活动日冕Fe+12在1074 nm的偏振光谱，通过塞曼效应测绘日冕磁场，并证明其可约束磁流体动力学模型、服务空间天气预报。
2024-10-28 astro-ph.SR
Quiet Sun Hα Transients and Corresponding Small-Scale Transition Region and Coronal Heating
快速蓝移和红移漂移（RBE和RRE）可能是II型针状体的盘上对应物。最近，从RBE/RRE的加热签名已被检测到IRIS缝颚图像占主导地位的网络补丁周围的过渡区线。此外，在AIA诊断中观察到II型针状体的特征。AIA诊断的全磁盘，永远存在的性质应该为我们提供足够的统计数据，以直接确定RBE和RRE对过渡区和日冕加热的重要性。我们发现，具有高度统计学意义，至少有11%的低日冕增亮检测到一个安静的太阳区域在304年，可以归因于RBE或RRE观察到的Hα，和6%的匹配171检测到的事件RBE或RRE具有非常相似的统计两种类型的Hα功能。我们采用了一种统计方法，允许在冠状通道中进行噪声检测，并为我们提供了一个较低的，但具有统计意义的界限。此外，我们认为在时间和空间的重叠功能的基础上的匹配，并找到强烈的视觉指示日冕事件和共同发展，但不重叠，RBE和RRE之间的进一步对应。
2016-02-15 astro-ph.SR
Quiet-Sun and Coronal Hole in \ion{Mg}{2}~k line as observed by IRIS
在日冕温度下，冕洞（CH）区域比宁静太阳（QS）区域暗。然而，在色球层和过渡区（TR）的温度，QS和CH是很难区分的。本研究利用界面区成像光谱仪（IRIS）记录的\ion{Mg}{2} ~2796.35谱线来了解色球层水平上QS和CH的异同。我们的分析表明，从\ion{Mg}{2} ~k3 \& k2 v，起源于色球的发射是显着低于在CH比QS具有相似的磁场强度的地区。然而，来自光球层的\ion{Mg}{2} ~k的翼发射在QS和CH之间没有显示出任何差异。QS和CH之间的\ion{Mg}{2} ~ k 3强度的差异随着磁场强度的增加而增加。我们进一步研究了光谱分辨率对这些差异的影响，发现强度的差异随着光谱分辨率的降低而减小。对于11 μ m的分辨率，差异完全消失。这些发现不仅对从色球层到日冕的质量和能量供应很重要，而且为理解太阳-气候关系的太阳光谱辐照度建模提供了必要的成分。
2018-11-20 astro-ph.SR
The Association of Filaments, Polarity Inversion Lines, and Coronal Hole Properties with the Sunspot Cycle: An Analysis of the McIntosh Database
在日冕中观测到的两个主要特征--暗条和冕洞是空间天气变化的来源。暗条的形成与太阳光球层上分离表面磁场正负极性的极性反转线（PIL）密切相关。冕洞的起源是由光球层上的大规模单极磁斑控制的，开放的磁场线从光球层延伸到日光层。我们利用麦金托什档案研究了太阳活动周20，21，22和23中的暗条，PIL和冕洞的性质。我们检测到一个突出的周期性行为的灯丝长度，PIL长度和冕洞面积与太阳磁周期的显着对应。暗条几何中心的时空演化呈现出蝴蝶状结构，在周期极大值期间，长暗条明显地向极迁移。我们确定这种急于极丝是同时间的启动极场反转收集威尔逊山和威尔科克斯太阳天文台极场观测和定量建立其时间对应。我们分析了灯丝的倾斜角分布，以限制其可能的起源。大多数的灯丝表现出负和正的倾斜角在北半球和南半球，分别-强烈表明，它们的形成是由整体的大规模磁场分布在太阳光球，而不是由小规模的活动区域内的磁场配置。我们还调查了在灯丝，PIL和冕洞半球的不对称性。我们发现，在灯丝和PIL半球的不对称性是正相关的-而冕洞的不对称性是不相关的-与太阳黑子面积的不对称性。
2018-10-04 astro-ph.SR
Properties of the C II 1334 Å line in Coronal Hole and Quiet Sun as observed by IRIS
在日冕温度下，与宁静太阳（QS）相比，冕洞（CH）具有减弱的强度和净蓝移。在过渡区的温度，这样的差异是获得相同的光球绝对磁通量密度（$\vert$ B $\vert$）的区域。在这项工作中，我们使用的光谱测量的界面区域成像光谱仪（IRIS）的\car 1334~ 1334线，在色球温度下形成的，调查的强度，多普勒频移，线宽，偏斜，和过剩峰度的变化与$\vert$ B $\vert$。我们发现，对于CH和QS，强度、多普勒频移和线宽随着$\vert$ B $\vert$而增加。对于具有相同$\vert$ B $\vert$的区域，CH显示强度不足和总宽度超过QS。对于仅具有上升流的像素，CH示出超过QS的过量上升流，而对于仅具有下降流的像素，CH示出超过QS的过量下降流，其在$\vert$ B $\vert$ $\le$ 40处停止存在。最后，发现光谱轮廓比高斯更偏斜和平坦，CH和QS之间没有差异。这些结果对于理解CH和QS中大气的加热，包括太阳风的形成是很重要的，并为太阳大气的建模提供了进一步的限制。
2021-09-09 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejection Mass, Energy, and Force Estimates Using STEREO
理解日冕物质抛射（CME）的能量学和动力学一直是一个长期存在的问题，虽然以前的观测估计已经作出，这样的研究一直受到CME质量的巨大不确定性。在这里，日地关系天文台（STEREO）COR 1和COR 2日冕仪的两个有利位置被用来准确估计2008年12月12日CME的质量。根据CME锋面的三维位置得到的加速度估计值与质量估计值相结合，计算了CME演化不同阶段的动能和驱动力的大小。在超过~10 R_sun时，CME渐近地接近3.4 \pm 1.0 × 10^15 g的质量。动能在~3 R_sun时初始上升到6.3 \pm 3.7x10^29 erg，超过此值后，在~18 R_sun时稳定上升到4.2 \pm 2.5x10^30 erg。动力学由早期的强加速阶段描述，在~3 R_sun时由3.4 \pm 2.2x10^14 N的峰值力主导，之后在~7-18 R_sun之间产生3.8 \pm 5.4x10^13 N的力。这些结果与磁场（洛伦兹）力作用于<7 R_sun的日心距离一致，而太阳风拖曳力在更大的距离（>7 R_sun）占主导地位。
2012-04-20 astro-ph.SR
Decay of Activity Complexes, Formation of Unipolar Magnetic Regions and Coronal Holes in their Causal Relation
太阳黑子活动的南北不对称性导致了当前周期中太阳极场的异步逆转。在极冕洞的形成过程中也观察到了这种不对称性。一个稳定的冕洞首先在南极形成，尽管后来那里的极场发生了逆转。本研究的目的是了解使这种情况成为可能的过程。本文分析了全球振荡网络组的天气磁图、太阳和日光层天文台的极紫外成像望远镜和太阳动力学天文台的大气成像组件的日冕洞图，以研究活动复合体衰变、大尺度磁场演化和日冕洞形成之间的因果关系。提出了与衰变活动区和活动复合体有关的冕洞群。这些星系团参与了太阳开放磁通量的全球重新排列。特别是，南极冕洞是由2014年期间观测到的多个活动复合体衰变后产生的冕洞集合形成的。
2016-10-06 astro-ph.SR
Observations of an Energetically Isolated Quiet Sun Transient: Evidence of Quasi-Steady Coronal Heating
越来越多的证据表明，日冕加热的贡献来自较冷的太阳大气层，特别是安静的太阳（QS）条件，挑战标准的太阳大气描述明亮的过渡区（TR）的排放。因此，问题的作用，动态QS瞬变的贡献，总的日冕能量预算的升高。利用{\it大气成像组件}和{\it太阳动力学天文台}上的{\it日面磁成像仪}的观测数据，以及日冕磁场的数值模型外推，我们研究了一个动态QS瞬态，该瞬态与TR能量隔离，并从两个加热环弧共享的一个共同的足点挤出。一个非因果关系的QS瞬态和广泛传播的磁场重组事件的幕式加热之间建立，而证据被发现有利于典型的喷发过程的磁拓扑结构。准稳态交换重联事件牵连作为瞬态的明显明亮的辐射签名的来源。我们认为QS瞬态的时间稳定（$\approx$\，35\，min）的辐射性质发生的结果，大规模的磁场几何形状的QS和/或相对安静的性质的磁光球，这可能会起到抑制能量积累过程所需的启动灾难性的喷发阶段。这项工作提供了洞察QS的热力学和磁喷发过程准稳定加热的小规模动态和TR瞬态的关系。这项工作提高了参数的不可忽略的日冕加热贡献冷大气层在QS条件下，并增加了太阳风质量喂养的动态瞬变的证据。
2015-07-15 astro-ph.SR
Hydrogen Lyman-alpha and Lyman-beta radiances and profiles in polar coronal holes
氢Lyman α在下过渡区的辐射能量输运中起主导作用，对研究过渡区结构和太阳风起源都有重要意义。我们研究了SUMER在冕洞和宁静太阳中获得的Ly-alpha分布。在这些观测的一个子集中，还同时记录了Hi Lyman-β，Si III和O VI线。我们发现，Ly-alpha轮廓的两个峰值之间的距离是在冕洞比在安静的太阳，表明在冕洞更大的不透明度。这种差异可能是由于两个区域的磁结构不同或辐射场不同造成的。大多数的Ly-beta分布在冕洞有一个更强的蓝色峰值，在安静的太阳区域相比。而在这两个区域中，Ly-alpha曲线在蓝色峰中更强。虽然这种不对称性可能是由太阳大气中的差异流动产生的，但其详细的形成过程仍然不清楚。Ly-alpha和Ly-beta的辐射率比在冕洞中向边缘减小，这可能是由于两条线的不透明度不同。我们还发现，这四条谱线的辐射分布是由临边增亮和冕洞与宁静太阳之间不同辐射水平的综合作用决定的。
2009-09-03 astro-ph.SR
Full velocities and propagation directions of coronal mass ejections inferred from simultaneous full-disk imaging and Sun-as-a-star spectroscopic observations
该研究利用SDO/EVE的太阳作为恒星光谱中O III谱线蓝翼不对称性识别CMEs，并结合全日面成像推导其全速度与传播方向，发现传播方向与日地连线夹角和地磁指数强相关，有望提升CME地磁效应预测能力。
2023-05-15 astro-ph.SR
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
Solar transition region in the quiet Sun and active regions
太阳过渡区（TR）是光球层上温度迅速升高、密度急剧下降的区域，它在日冕加热和太阳风加速中起着重要作用。长期持续的上升流存在于TR上部，并被解释为宁静太阳中大日冕环的质量供应的特征。日冕亮点是一种局部加热现象，我们在其中一个亮点中发现了不同的多普勒频移模式，这可能与扭曲环系统有关。在较低TR中的主要能量损失是Ly-alpha发射。已经发现，大多数Ly-alpha辐射分布在蓝色峰中更强，这是与高阶莱曼线相反的不对称性。当TR中部的下行流较强时，这种不对称性较强，表明TR流在谱线形成过程中起着重要作用。发现Ly-alpha的峰值分离在冕洞中比在安静的太阳中大，反映了两个区域之间不同的磁结构和辐射场。莱曼线轮廓在太阳黑子羽流区和本影区不发生反转，而在周围谱斑区有明显的反转。在TR温度下，太阳黑子羽流和本影的密度是比谱斑低10倍，这表明在TR温度下发射的太阳黑子等离子体更高，并且可能比谱斑区域更高。
2013-05-09 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
Maximum Coronal Mass Ejection Speed as an Indicator of Solar and Geomagnetic Activities
我们调查的日冕物质抛射（CME），国际太阳黑子数（ISSN），地磁Dst和Ap指数覆盖1996-2008年的时间间隔（太阳活动周23）的月平均最大速度之间的关系。我们的新发现如下。(1)月平均最大日冕物质抛射速度与太阳黑子数、Ap和Dst指数之间存在显著关系。月Dst指数中的各种特性与CME速度剖面中的精细结构的相关性比ISSN数据中的好。(2)与太阳黑子数量不同，CME速度指数并没有呈现出双峰最大值。相反，日冕物质抛射的速度曲线在太阳活动周期23的下降阶段达到峰值。与Ap指数类似，CME速度和Dst指数都落后于太阳黑子数量数月。(3)日冕物质抛射的数值显示了一个类似于太阳黑子数值的双峰。即使在第23太阳活动周的最小值附近，日冕物质抛射的发生率仍然很高，当时太阳黑子数量和日冕物质抛射的平均最大速度都达到了最小值。(4)一个定义明确的峰值之间的Ap指数2002年5月和2004年8月是共时的过剩的中纬度冕洞在太阳活动周期23。上述结果表明，CME速度指数可能是太阳活动和地磁活动的一个有用指标。它可能比太阳黑子数量更有优势，因为它更好地反映了地球定向太阳爆发的强度。
2011-11-17 astro-ph.SR
Record-breaking coronal magnetic field in solar active region 12673
在太阳上，最强的磁场通常在暗黑子处被探测到。磁场的大小通常约为3000 G，只有少数例外报告磁场超过5000 G。由于太阳大气层中的磁场随高度的增加而减小，因此没有报道过超过2000 G的日冕磁场。在这里，我们提出了2017年9月6日在太阳活动区NOAA 12673的日冕底部约4000 G的超强磁场的成像微波观测。结合光球矢量测量的磁场和日冕探测，我们建立并验证了一个非线性无力场日冕模型，并利用该模型对不同日冕高度的破纪录日冕磁场进行了量化。
2019-07-15 astro-ph.SR
Enthalpy-based modeling of tomographically reconstructed quiet-Sun coronal loops
日冕的结构是由磁通量管或环组成的。由于缺乏与环境的对比，在安静的太阳中观察和研究日冕环是非常困难的。在这项工作中，我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）技术重建，从一系列的EUV图像覆盖整个太阳旋转，日冕等离子体的热特性的平均3D分布。通过将DEMT产品与全球日冕磁场的外推相结合，我们重建了日冕环，并获得了使它们保持在日冕典型的百万度温度所需的能量输入。我们统计研究了大量的卡林顿旋转（CR）2082重建循环，获得了一系列典型的平均循环的不同长度。我们寻找之间的关系的热性能和构造的典型回路的长度，并找到类似的结果，发现在以前的工作\citep{maccormack_2020}。我们还通过将其与零维（0 D）流体动力学模型基于焓的环路热演化\citep [EBTEL，][]{klimchuk_2008}进行比较来分析典型环路特性。我们探索两种加热方案。在第一种方法中，我们假设典型回路处于准静力平衡，采用恒定的加热速率。在第二种情况下，我们使用短脉冲事件加热回路中的等离子体。我们发现，重建的典型回路相对于流体动力学模型的准静力平衡解是过稠密的。脉冲加热，另一方面，更好地再现所观察到的密度和温度为较短的和近似半圆形的环。
2022-06-20 astro-ph.SR
