The role of asymmetries in coronal rain formation during thermal non-equilibrium cycles
内容：热不平衡（TNE）产生了几个可观测的，可以用来限制太阳日冕加热的空间和时间分布。它的表现包括日珥的形成、日冕雨和日冕环中的长周期强度脉动。Auchère等人最近对与强度脉动相关的大量周期性日冕雨的观测，使这两种现象统一为TNE凝结和蒸发循环的结果。另一方面，弗罗门特等人观测到的许多强度脉动事件显示很少或没有日冕雨形成。目的：我们的目标是了解为什么一些TNE周期产生如此丰富的日冕雨，而其他周期产生很少或没有雨。方法：我们重建了Auchère等人报告的事件的几何结构，使用来自STEREO/SECCHI/EUVI的图像和来自SDO/HMI的磁图。然后，我们进行1D流体动力学模拟这一事件，不同的加热参数和变化的环路几何形状（9000模拟总数）。我们比较由此产生的行为模拟的TNE周期的Froment等人。不产生日冕雨。结果：我们的模拟表明，在相同的磁结构中，可以形成两个连续性和TNE循环（有和没有日冕雨）。我们表明，在TNE周期的日冕雨的形成取决于环的不对称性和加热。不对称环总体上不太可能产生日冕雨，不管加热。在对称环中，当加热也是对称时，日冕雨就形成了。在不对称环中，只有当加热补偿了不对称性时，雨才会形成。
2021-10-19 astro-ph.SR
On the Relationship between Equilibrium Bifurcations and Ideal MHD Instabilities for Line-Tied Coronal Loops
对于冕环的轴对称模型，通过施加线束缚边界条件，研究了磁流体动力学（MHD）平衡序列的分叉点与线性理想MHD不稳定点之间的关系。使用一个很好的研究的例子的基础上的Gold-Hoyle平衡，它表明，如果平衡序列计算使用的Grad-Shafranov方程，不稳定对应于第二个分歧点，而不是第一个分歧点，因为平衡边界条件允许的模式被排除在线性理想的稳定性分析。这是通过计算分叉平衡分支和比较的空间结构的解接近的分歧点与空间结构的不稳定模式。如果使用欧拉势计算平衡序列，则没有找到Grad-Shafranov情况的第一个分歧点，并且欧拉势描述的第一个分歧点与理想的不稳定阈值重合。用线性分叉理论解释了这一结果，并简要讨论了用MHD平衡分叉解释爆发现象的意义。
2009-10-30 astro-ph.SR
Non-equilibrium ionization by a periodic electron beam. I. Synthetic coronal spectra and implications for interpretation of observations
上下文日冕加热目前被认为是通过纳米耀斑机制进行的，小规模和可能重复的加热事件释放磁能。目标。研究了周期性高能电子束对日冕Fe离子合成谱的影响。方法.最初，日冕等离子体被假定为麦克斯韦，温度为1 MK。然后，在P/2的持续时间内，在每个周期$P$接通由卡帕分布描述的高能束。这些周期大约是几十秒，类似于太空光谱仪的曝光时间或节奏。电离，重组，和各自的分布的激发速率被用来计算所产生的非平衡电离态的Fe和瞬时和周期平均合成光谱。结果在周期性电子束作用下，等离子体始终处于电离平衡之外。所得的光谱平均在一个时期内几乎总是多热的，如果解释的麦克斯韦或卡帕分布的电离平衡。然而，在某些kappa_s值下，EM-轨迹曲线似乎有一个接近等温的交叉点。瞬时光谱显示了某些谱线强度的快速变化，特别是如果假设电离平衡，则在相应EM（T）分布的峰值之外形成的谱线。
2016-03-14 astro-ph.SR
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。
2019-11-21 astro-ph.SR
The Equilibrium of Coronal Loops Near Separatrices
我们提出了一个高度不对称的封闭的日冕环与近奇异的膨胀因子的场对齐的流体动力学和辐射代码（HYDRAD）的数值模型。选择这个回路来模拟一个日冕磁通量管，它靠近零点通过，就像在日冕喷流或伪流光的扇形表面下的最后一组闭合回路一样。这个环在日冕零附近有一个非常大的横截面。日冕加热被认为是均匀和稳定的。虹吸流在4小时的模拟时间内建立，从较小面积的足点流动到较大面积的足点，随着等离子体接近零区域，高初始速度迅速下降。从观测上看，这将转化为从扎根于局部少数极性的足点开始的10 km s $^{-1}$量级的强上升流，以及从几km s $^{-1}$量级的扇面足点开始的弱下降流，以及零区附近的近静止等离子体。我们提出了两个加热速率的模型结果。此外，我们分析了类似的Hinode EIS观测的零点拓扑结构，这表明相关的多普勒频移在等离子体中，以及与模拟结果在两个方向和幅度的整体速度。我们讨论的影响，我们的研究结果确定观测的拓扑结构的日冕磁场。
2022-12-16 astro-ph.SR
Equilibrium models of coronal loops that involve curvature and buoyancy
我们构造日冕环的静磁模型，其中环的热力学与环的形状和几何形状完全一致。这是通过将环视为薄的、紧凑的、磁性的原纤维来实现的，所述原纤维与无力状态有小的偏离。环上的密度与环的曲率有关，这需要浮力来平衡由这种偏离产生的洛伦兹力。这种平衡，再加上流体静力学平衡和理想气体定律，就把环路的温度与环路的曲率联系起来，而不需要对加热和冷却进行详细的处理。我们提出了两个例子的解决方案：一个与空间不变的磁键数（无量纲比率的浮力洛伦兹力）和其他与恒定的曲率半径的循环的轴。我们发现，密度和温度分布是相当敏感的曲率变化沿循环，即使是具有相似的纵横比的循环。
2013-08-02 astro-ph.SR
Non-equilibrium Ionization Effects on Extreme-Ultraviolet Emissions Modulated by Standing Sausage Modes in Coronal Loops
在不同的通带的发射特性的前向建模是非常重要的，自信地识别结构日冕中的磁流体动力学波。以Fe IX 171和Fe XII 193发射线为例，研究了非平衡电离（NEI）对冕环中固定快香肠模（FSM）调制的极紫外（EUV）辐射的影响.从直圆柱体中的线性FSM的表达式开始，通过将自洽导出的离子分数纳入相关贡献函数，我们合成了两条谱线的比强度和光谱轮廓。我们发现，相对于平衡电离（EI）假设的情况下，NEI相当大的影响的强度调制，但基本上没有表现出对多普勒速度或宽度的影响。此外，NEI可能会影响强度变化之间的相位差和那些在多普勒宽度为Fe XII 193时，视线是倾斜的环轴。当假设EI时，该差值为$180^\circ$，而当为我们选择的参数引入NEI时，该差值为$\sim 90^\circ$。我们的结论是，除了视角和仪器分辨率，NEI进一步复杂化的检测FSM的光谱测量中的EUV通带中的日冕循环。
2018-11-21 astro-ph.SR
Prevalence of Thermal Non-Equilibrium over an Active Region
最近的观测表明，除了数百万度的特征成分外，日冕还包含大量称为日冕雨的凉爽物质，其团块比周围环境更冷，密度更大，并且通常组织在称为阵雨的较大事件中。日冕环内处于热不平衡状态的热不稳定性是日冕雨形成的主要机制，但迄今为止还没有关于日冕簇射的研究。在这项研究中，我们进行了形态学和热力学多波长的研究，观测到的冠状雨阵雨在一个活跃的区域（AR）的边缘与IRIS和SDO，跨越色球过渡区和日冕温度。在5.45小时的观测时间内，整个AR被发现广泛存在阵雨，平均长度，宽度和持续时间分别为27.37 $\pm$ 11.95毫米，2.14 $\pm$ 0.74毫米和35.22 $\pm$ 20.35分钟。我们发现阵雨和冷却日冕结构之间的良好对应关系与TNE-TI方案相一致，从而正确识别日冕环中的“日冕面纱”，包括在低高度的强烈膨胀和日冕中几乎为零的膨胀。这与先前的工作一致，表明在EUV中观察到的零膨胀是由于特定的交叉场温度分布。我们估计簇射总数为155 $\pm$ 40，导致TNE体积为4.56 $\pm$ 3.71 $\times$ $10^{28}$ cm $^{3}$，即与AR体积在同一数量级。这表明TNE在AR上的流行率表明平均强烈分层和高频加热。
2022-05-22 astro-ph.SR
Hydrogen Non-Equilibrium Ionisation Effects in Coronal Mass Ejections
研究太阳风和日冕物质抛射的新一代日冕仪正在研制和发射。这些日冕仪将严重依赖于多通道观测，其中可见光（VL）和UV-EUV观测提供了新的等离子体诊断。欧空局太阳轨道飞行器上的Metis仪器将同时观测VL和UV Lyman- $α$线。中性氢原子（日冕质子的一小部分）的数量是从观测到的莱曼- $α$线强度推导等离子体性质（如温度）的关键参数。然而，如果发生非平衡电离效应，这些测量会受到显著影响。这项工作的目的是确定非平衡电离效应是否与日冕物质抛射有关，特别是何时以及在日冕物质抛射的哪些区域。我们使用磁流体动力学模拟的磁通量绳弹射产生的CME。从这一点，然后我们重建的电离状态的氢原子在CME通过评估中性和电离氢原子的平流和电离和重组率在MHD模拟。我们发现，平衡电离的假设主要是在核心的日冕物质抛射。相比之下，非平衡电离效应在CME前沿是显著的，在那里我们发现比电离平衡条件规定的中性氢原子多约100倍，即使这种中性氢过量可能由于投影效应而难以识别。这项工作为开发新一代诊断技术提供了关键信息，该技术旨在结合可见光和莱曼- $α$谱线发射。结果表明，在分析日冕物质抛射锋时，需要考虑非电离平衡效应。错误地假设这些区域的平衡电离将导致系统性地低估等离子体温度。
2020-03-27 astro-ph.SR
Seismological constraints on the solar coronal heating function
热日冕的存在是由于辐射冷却和传导冷却之间的平衡以及某些抵消加热机制，这仍然是太阳物理学中的主要难题之一。日冕热平衡被日冕中大量存在的磁声波所扰动，导致加热和冷却速率之间的不平衡。由于这种不平衡，波经历了反反应，在与波周期相当的时间尺度上，从加热等离子体的能量供应中损失或获得能量。特别是，等离子体可能会受到波诱导的不稳定性或过稳定性，这取决于日冕加热函数的具体选择。在不稳定的情况下，日冕的热平衡会被猛烈地破坏，这就不允许存在日冕典型的长寿命等离子体结构。在此基础上，我们约束的日冕加热功能，在各种日冕等离子体结构的慢磁声波的观测。
2020-10-07 astro-ph.SR
Energy distribution of small-scale flares derived using genetic algorithm
为了理解日冕加热的机制，导出小尺度耀斑（即所谓的纳米耀斑）对日冕加热的贡献至关重要。到目前为止，有几项研究试图推导出耀斑发生频率分布作为能量的函数，以揭示小尺度耀斑的贡献。然而，还没有研究得出的分布考虑以下条件：（1）由小尺度耀斑加热的日冕环等离子体的演变，（2）环小于观测图像的空间分辨率，（3）多波长观测。考虑到这些条件，我们介绍了一种新的方法来分析小规模耀斑统计的基础上，一维循环模拟和机器学习技术，即遗传算法。首先，我们获得了活动区冕环的六个通道的SDO/AIA光变曲线。其次，我们进行了许多日冕环模拟，并获得SDO/AIA光变曲线，为每个模拟在一个伪的方式。第三，使用遗传算法，我们估计模拟光变曲线的最佳组合，再现观察。因此，观测到的日冕环被小规模耀斑加热，其能量通量大于间歇性加热活动区域所需的能量通量。此外，我们得到的发生频率分布具有不同的幂律指数在1至3的范围内，这部分支持nanoflare加热模型。相反，我们发现日冕加热的$90\%$是由能量大于$10^{25}~\mathrm{erg}$的耀斑完成的。
2020-11-12 astro-ph.SR
The effects of numerical resolution, heating timescales and background heating on thermal non-equilibrium in coronal loops
热非平衡（TNE）被认为是理解磁封闭日冕某些性质的一个潜在的重要过程。本文通过一维水动力模式，讨论了数值空间分辨率、足点加热时间尺度和背景加热对TNE的重要性。过渡区（TR）分辨率不足可能导致TNE循环行为的显著差异，TNE在分辨率不足的循环中受到抑制。与TNE相关的周期性和等离子体特性的收敛需要小于2 km的空间分辨率（对于长度为180 mm的环路）。这些数值问题可以使用一种近似方法来解决，该方法将TR建模为使用跳跃条件的不连续性，如Johnston等人（2017 a，b）所提出的。的分辨率要求（因此计算成本）大大降低，同时保持良好的协议，完全解决的结果。使用这种近似的方法，我们（一）确定不同的制度的响应冠环随时间变化的足点加热，包括一个TNE不出现，（二）证明TNE在一个循环与足点加热被抑制，除非背景加热足够小。TNE的一般性的影响进行了讨论。
2019-04-15 astro-ph.SR
Non-equilibrium Flux Rope Formation by Confined Flares Preceding a Solar Coronal Mass Ejection
我们提出的证据表明，磁通量绳形成之前，日冕物质抛射（CME）和相关的长时间耀斑在一对前封闭的爆发和相关的脉冲耀斑在一个复合事件在NOAA活动区12371。极端紫外图像和外推的非线性无力场表明，前两个脉冲耀斑SOL 2015 -06- 21 T01：42是由高度剪切的低位通量（可能是种子通量绳）的局限喷发造成的。喷发产生了一个垂直的电流片，其中磁重联产生耀斑带和环，一个非热微波源，和一个S形热通道，只能解释为一个磁通量绳。直到随后的长时间耀斑，SOL 2015 -06- 21 T02：36，S形的肘部扩张，而其中心保持静止，表明非平衡但尚未不稳定。在局限喷发过程中的“耀斑重联”类似于“绳索切割重联”，其绳索的通量馈送导致不稳定。随后的全面爆发被视为整个热通道的加速上升，无缝地演变成快速的晕CME。无论是封闭的和喷出的爆发是一致的，从该地区的两个尺度的磁结构的结果的下降衰减指数配置文件中的环面不稳定的发病。我们认为，形成或增强的非平衡，但稳定的磁通绳的局限喷发是一个通用的过程发生在许多CME之前。
2021-01-07 astro-ph.SR
Numerical Simulations of the Evolution of Solar Active Regions: the Complex AR12565 and AR12567
我们进行了两个封闭的活动区（AR）的磁流体动力学（MHD）的数值模拟。输入的磁场值是根据光球磁场的观测结果外推计算的日冕磁场。所研究的活动区NOAA AR12565和AR12567被登记为不同的双极区。我们的研究，三维日冕外推，以及数值MHD实验，揭示了实际上，他们一起演变为一个四极活动区。第二个区域后来出现在AR 12565的环系统下，并与此分离。其间形成的自然电流片对爆发性事件（耀斑和日冕物质抛射）的发生起着重要作用。
2017-03-18 astro-ph.SR
Heating and cooling at a coronal magnetic null
该研究针对太阳日冕磁零点的传导冷却问题，通过分离变量法发现平衡态方程与含时冷却方程数学等价，得出二维零点冷却时标为直磁场的2-5倍且由通量元面积比决定的结论。
2025-09-05 astro-ph.SR
Long-Period Intensity Pulsations in Coronal Loops Explained by Thermal Non-Equilibrium Cycles
在太阳日冕环中，热不平衡（英语：Thermal non-equilibrium）是一种当加热是高度分层和准恒定时会发生的现象。因此，对TNE的非生物观测识别将允许强烈约束加热情景。到目前为止，虽然TNE是日冕雨的标准解释，但模拟预测的长期周期性演变还没有被观察到。然而，SoHO/EIT最近报告了长周期强度脉动（几个小时的周期）的检测，这种现象在环中似乎非常常见。此外，我们最近用SDO/AIA研究的三个强度脉动事件显示了暖环中TNE的强有力证据。在本文中，一个现实的循环几何LFFF外推作为输入到一维水动力模拟。我们的模拟表明，对于目前的环路几何形状，加热必须是不对称的，以产生TNE。我们详细分析了一个特定的模拟，再现了与AIA观察到的脉动环束之一的平均热行为。我们比较这个模拟的属性与从观测中推导出的属性。LFFF外推的磁拓扑指向在一个足点处存在优选重连的位点，支持存在不对称加热。此外，我们可以重现的脉动环的时间大尺度强度属性。这种模拟进一步加强了对所观察到的脉动作为TNE特征的解释。因此，这给出了关于这些回路的加热定位和时间尺度的重要信息。
2017-01-05 astro-ph.SR
Construction of coronal hole and active region magnetohydrostatic solutions in two dimensions: Force and energy balance
冕洞和活动区是太阳大气中典型的磁结构。我们提出了几个磁流体静力平衡的解决方案，这些结构的代表在两个维度。我们的模型包括一个有限的等离子体- $β$和重力的影响，但显着的特点是，我们纳入了热结构的性质类似的观测报告。我们开发了一种半解析方法来计算平衡构型。使用这种方法，我们得到了冷和低密度的等离子体结构，在开放的磁场代表冕洞，而在封闭的磁场配置，我们实现了特征热和过密的等离子体安排的活动区域。虽然冕洞和活动区似乎是对立的结构，我们发现，它们可以描述使用一个共同的热结构，取决于通量函数。除了力的平衡，能量平衡包括在所构建的模型中使用的后验方法。从我们的模型中的热传导和辐射损失的二维计算，我们推断出所需的加热功能，以实现能量平衡。我们发现，温度对高度的依赖性是一个重要的参数，可能会阻止系统在某些空间位置实现热平衡。这些结果的影响进行了详细讨论。
2022-02-14 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections from Sunspot and non-Sunspot Regions
日冕物质抛射（CME）起源于太阳上的闭合磁场区，即活动区和静止暗条区。日冕日冕物质抛射、磁云日冕物质抛射、地球效应日冕物质抛射、太阳高能粒子日冕物质抛射、行星际II型射电爆发日冕物质抛射以及激波驱动日冕物质抛射等高能粒子群都起源于太阳黑子区。CME和耀斑的发生率被发现与太阳黑子数相关，但在最大阶段的相关性显着较弱的上升和下降阶段相比。我们认为，较弱的相关性的结果，从高纬度日冕物质抛射的极冠灯丝地区，是不相关的太阳黑子。
2009-03-05 astro-ph.SR
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。
2025-08-20 astro-ph.SR
Waiting Times of Quasi-homologous Coronal Mass Ejections from Super Active Regions
某些活动区（AR）为什么以及如何频繁地产生日冕物质抛射（CME）？深入了解空间辐射能量积累和突然释放的机制和过程，是提高空间天气预报能力的关键问题之一。虽然已经进行了一些案例研究，但这个问题仍然远远没有得到充分的回答。这个问题现在正试图通过调查太阳活动周期23中超级AR的准同源CME的等待时间来解决统计问题。结果表明，准同源CME的等待时间呈双分量分布，在18小时左右出现分离。第一个分量是高斯分布，在大约7小时处有一个峰值，这表明这些准同源CME之间存在紧密的物理联系。在18小时内从同一AR发生两个或两个以上速度超过1200 km s-1的CME的可能性约为20%。CME等待时间、CME速度和CME发生率之间的相关性分析表明，它们之间是相互独立的，这表明前一次CME的扰动而不是自由能输入是准同源CME的直接原因。7小时的峰值等待时间可能是由先前的CME触发的不稳定性增长的时间尺度的特征。这项研究从统计学的角度为我们了解准同源CME以及富含CME的AR提供了更多的线索。
2013-01-06 astro-ph.SR
Evolution of the Coronal Magnetic Configurations Including a Current-Carrying Flux Rope in Response to the Change in the Background Field
我们调查的磁通绳的平衡高度，其内部平衡在一个现实的等离子体环境进行数值模拟的系统，包括载流磁通绳的演变。我们发现磁绳的平衡高度近似为背景场相对强度的幂律函数。我们的模拟表明，磁通绳可以更容易地从较弱的背景场逃逸。这进一步证实了感兴趣的磁配置中的灾难可以由背景场强度的降低触发。我们的结果表明，它需要一段时间才能达到内部平衡依赖于磁通绳的初始状态。当磁绳的初始状态从理论平衡曲线的稳定分支开始时，由于磁绳内部平衡的调整，磁绳内部的等离子体流保持很小，并且不会持续很长时间。研究结果还证实了磁绳初始半径对磁绳演化的影响，初始半径越大的磁绳越容易爆发。此外，通过使用真实的等离子体环境和更高的分辨率在我们的模拟中，我们注意到一些不同的字符相比，以前的研究在福布斯（1990年）。
2014-06-24 astro-ph.SR
The structure of current layers and degree of field line braiding in coronal loops
对于太阳日冕加热的长期问题，有一个解决方案是，由于光球层的湍流运动编织了日冕场，从而在日冕中积累了磁能，随后通过磁重联释放了这种能量。本文采用编织磁场模拟太阳冕环的理想弛豫。考虑了一系列具有不断增加的编织复杂性的回路，目的是了解这种复杂性如何影响磁场中小尺度的发展，从而影响可用于加热的能量。它表明，理想的访问力自由平衡这些编织领域包含电流层的有限厚度。它进一步表明，对于任何这样的编织场，如果存在无力平衡，那么它应该包含电流层的厚度是由长度尺度的场线映射。电流层的厚度和强度遵循标度律，这使我们能够外推超出数值可访问的参数制度，并放置在冠状等离子体参数的编织复杂性的上限。在这个阈值水平上，编织环包含$10^{26}$ --可用自由磁能的$10^{28}{\rm ergs}$，对于一个大的纳米耀斑来说绰绰有余。
2015-03-31 astro-ph.SR
The Thickness of Electric Current Sheets and Implications for Coronal Heating
本文通过力平衡分析，揭示无引导场及二维半电流片无法同时具有有限厚度和长度而平衡，并估计了三维电流片平衡条件，指出缓慢受力的电流片达到临界剪切时自发坍缩重联，其临界剪切与太阳活动区加热需求一致。
2023-07-25 astro-ph.SR
On the spectroscopic detection of periodic plasma flows in loops undergoing thermal non-equilibrium
内容：最近在日冕环的EUV发射中检测到长周期强度脉动，并将其归因于由热非平衡（TNE）驱动的等离子体蒸发和冷凝循环。重现这种现象的数值模拟也预测了在日冕温度下沿着一些脉动环形成的周期性等离子流。目的：在本文中，我们的目的是检测这些预测的电晕温度等离子体流的脉动回路。研究方法：为此，我们使用时间序列的空间分辨光谱的EUV成像光谱仪（EIS）机载日之出，并跟踪多普勒速度的演变，在循环中，强度脉动先前已被检测到的图像SDO/AIA。结果：我们测量与模拟兼容的流的签名，但仅在所观察到的事件的一小部分中。我们证明，这种低检测率可以解释视线模糊，结合仪器的限制，如低信噪比或不足的节奏。
2019-12-05 astro-ph.SR
Thermal Non-equilibrium Cycles in a Non-eruptive Pseudo-Streamer
Univ Orleans, CNRS, CNES（奥尔良大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心）；Sorbonne Université, École polytechnique, Institut Polytechnique de Paris, Université Paris Saclay, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP)（索邦大学，巴黎综合理工学院，巴黎理工学院，巴黎萨克雷大学，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，等离子体物理实验室）；Observatoire Radioastronomique de Nançay, Observatoire de Paris, CNRS, PSL, Université d’Orléans（南锡射电天文台，巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，奥尔良大学）
研究发现伪流中存在持续2.5天的热非平衡循环，其不仅发生在闭合场还发生在开放场，支持了热非平衡可存在于开-闭边界的数值结论，为太阳大气热非平衡研究提供新视角。
2026-08-07 astro-ph.SR
Observing the fine structure of loops through high resolution spectroscopic observations of coronal rain with the CRISP instrument at the Swedish Solar Telescope
我们在这里提出的第一个高分辨率的光谱观测日冕雨，在瑞典太阳望远镜的CRISP仪器进行。这项工作构成了第一次尝试，以评估日冕雨的重要性，在了解日冕磁场在活跃地区。获得一个大的统计集，其中的动力学（总速度和加速度），形状（长度和宽度），轨迹（下降的角度）和热力学性质（温度）的凝聚。具体地说，我们发现日冕雨是由小而密集的色球核组成的，平均宽度和长度分别为310公里和710公里，平均温度低于7000 K，显示出广泛的分布下降速度平均为70公里/秒和加速度大大低于有效重力沿环。通过估计的离子中性耦合的斑点，我们表明，日冕雨作为一个示踪剂的日冕磁场，从而支持多股循环的情况下，并作为一个探针的本地热力学条件的循环。我们进一步发现，在相邻的股冷却同时发生，一般建议股之间的相似的热力学演化，这可以解释一个共同的足点加热过程。因此，环的日冕加热模型的约束。估计日冕体积与日冕雨的比例在7%到30%之间。估计发生时间的循环设置时间在5至20小时之间的现象，这意味着日冕雨可能是一种常见的现象，与经常观察到的冷下降流在极紫外线。日冕物质以日冕雨的形式流失的速率估计为5x10^9 g/s，这与从针状体流入日冕的物质流的估计相比是一个重要的数量级。
2011-12-03 astro-ph.SR
Recent Observations of Plasma and Alfvenic Wave Energy Injection at the Base of the Fast Solar Wind
我们采取股票最近的观察，确定情节等离子体加热和注入的Alfvenic能量的基础上快速太阳风（在冕洞）。等离子体加热与色球针状体的出现有关，这些针状体以100 km/s的速度离开太阳低层大气，较热的日冕针状体发出根部加热的辐射特征，迅速达到1 MK的温度。此外，相同的针状体和它们的日冕对应物（“日冕扰动”; PCD）表现出大振幅、高速度、阿尔文（横向）运动，其能量足以将物质加速到高速。我们建议，这些（脱节的）加热和加速组件形成一个一个两冲供应，然后加速，快速太阳风。我们认为这个概念上的一些成分的限制，延长的前提下，缓慢的太阳风，并确定未来的探索途径。
2012-05-16 astro-ph.SR
The Role of Asymmetries in Thermal Non-Equilibrium
热非平衡是日冕磁通量管（环）中的一种有趣现象，其稳态流体方程没有解。等离子体是不断发展的，即使产生高温的加热并没有。这是一个很有希望的解释孤立的现象，如日冕，日冕雨，和长周期的脉动环，但它也可能有更广泛的相关性。正如一段时间以来所知道的，TNE要求加热既（准）稳定又集中在低日冕高度。最近的研究表明，不对称性也很重要，加热和/或横截面积中足够大的不对称性导致稳定流动而不是TNE。使用合理的近似，我们推导出两个公式量化TNE所需的条件。作为粗略的经验法则，顶点与足点加热速率的比率必须小于约0.1，并且不对称性必须小于约3倍。精确值取决于具体情况。我们已经测试了我们的公式与1D流体动力回路模拟，并找到一个非常可以接受的协议。这些结果对于发展有关TNE的物理见解和评估它在太阳上的分布范围非常重要。
2019-09-05 astro-ph.SR
The chromospheric component of coronal bright points. Coronal and chromospheric responses to magnetic-flux emergence
我们调查的色球对应的小规模日冕环构成一个日冕亮点（CBP）和它的响应光球磁通量增加伴随着同时CBP加热。我们使用了来自AIA和HMI/SDO的联合观测，以及来自Halalpha和Ca II 8542线的快速成像太阳光谱仪的数据。我们使用了一种新的多层光谱反演技术，推导出的时间变化的温度的H α环（HL）。我们发现，对应的CBP，在色球温度下看到的，是由一束黑暗的细长功能命名在这项工作中的H α环，构成了一个组成部分的CBP环磁结构。由于磁通量的出现，光球磁通量的增加伴随着CBP环的日冕发射的上升，这是一个加热插曲。我们还观察到增强色球活动与新的HL和斑驳的发生。虽然日冕发射和磁通量的增加似乎是同时的，CBP的Halpha对应物的响应发生了小于3分钟的小延迟。在一个HL和一个CBP足点中发现了急剧的温度增加，相对于事件前的值估计为46%和55%，也是在日冕加热事件之后的小于3 min的延迟开始的。在整个观测期间，低洼的CBP环结构保持非潜在状态。覆盖日冕的磁拓扑分析揭示了在加热事件的开始和结束时存在一个日冕零点。CBP色球层对应物的响应延迟表明加热可能发生在日冕高度。
2020-12-21 astro-ph.SR
Criteria for Flux Rope Eruption: Non Equilibrium versus Torus Instability
活动区的日冕磁结构通常在突然爆发并发射日冕物质抛射（CME）之前的几天内安静地演变。火山爆发的确切起源仍有争议。在几种机制中，有人提出，平衡的丧失或理想的磁流体动力学（MHD）不稳定性，如环面不稳定性，可能是突然爆发的原因。不同的方法也制定了极限情况下，有圆形或平移对称。我们重新审视以前的理论方法，将它们置于同一分析框架中。日冕磁场的结果从一个非中性的电流通道的贡献添加到一个背景磁场，这在我们的模型是由两个光球通量集中产生的势场。短Alfvenic时间尺度上的演化受理想MHD控制。我们首先分析表明，平衡的损失和稳定性分析是同一物理机制的两个不同的观点。其次，我们确定，相同的物理参与圆形和直电流通道的不稳定性。实际上，它们只是更一般的电流路径的两个特定限制情况。当电流通道位于日冕高度h时，磁位形的全局不稳定性存在，该高度h足够大，使得位场的衰减指数（d ln |Bp|）/（d ln h）大于临界值。在非常薄的电流通道的极限处，先前的分析发现圆形和直电流通道的临界衰减指数分别为1.5和1。然而，由于电流通道是可变形的，并且与日冕中预期的一样厚，我们表明，圆形和直电流通道的临界指数具有相似的值，通常在[1.1，1.3]范围内。
2010-06-09 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics dynamical relaxation of coronal magnetic fields. I. Parallel untwisted magnetic fields in 2D
上下文在过去的30年里，大多数关于太阳环境中应力磁场弛豫的研究都只考虑了洛伦兹力，忽略了等离子体的贡献，因此，将每个平衡都限制在无力场的平衡。目标。在这里，我们开始研究的非电阻演化的有限β等离子体和它们的弛豫磁流体静力学状态，其中磁力平衡的等离子体压力梯度，通过使用一个简单的二维方案，涉及到一个均匀的磁流体扰动磁场。最终的平衡态被预测为初始扰动的函数，目的是展示在弛豫过程中等离子体发生了什么，并看看它对最终的平衡态有什么影响。方法.一组数值实验运行使用完整的MHD代码，与弛豫驱动的磁声波阻尼的粘性效应。数值结果进行了比较与分析计算内的线性政权，在整个过程中必须保持绝热。特别注意的是支付给等离子体的热力学行为在放松。结果最终非无力平衡的解析预测仅依赖于系统的初始扰动和总压。据发现，这些预测举行令人惊讶的是，即使是远超出线性制度的扰动幅度。结论.包括在松弛实验中的有限等离子体β的影响导致显着的差异，从力自由的情况下。
2011-10-24 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
The solar corona as an active medium for magnetoacoustic waves
持续的冷却和加热过程的存在和相互作用使日冕保持在观测到的100万K的温度，最近被认为对磁声波的动力学和稳定性有至关重要的影响。这些基本上压缩波扰乱日冕热平衡，导致波引起的热不平衡现象。热不平衡是等离子体和电磁波之间能量交换的另一种自然机制，它使日冕成为磁声波的活跃介质，因此电磁波不仅可以从日冕热源（类似于燃烧气体、激光和微波激射器）损失能量，还可以从日冕热源获得能量。我们回顾了这一新兴研究领域的最新成果，重点是慢模磁声波的影响，这种扰动的日冕热平衡的反反应经验。新的效应包括增强的频率依赖性阻尼或放大慢波，和有效的，不相关的日冕等离子体的非均匀性，分散。我们还讨论了通过慢波观测和热不稳定性的线性理论来探测未知日冕加热函数的可能性。慢波从太阳日冕的活动性质中获得的新特性的多样性表明，不仅需要考虑日冕加热/冷却过程的影响，而且需要对磁流体动力学波进行适当的建模和解释。
2021-11-03 astro-ph.SR
Time Evolution of Coronal Magnetic Helicity in the Flaring Active Region NOAA 10930
为了研究2006年12月13日X3.4耀斑的三维磁场拓扑结构及其长期演化，我们研究了12月8-14日期间耀斑活动区NOAA 10930的日冕相对磁螺旋度。基于Wiegelmann加权优化方法重建的三维非线性无力磁场计算了日冕螺旋度，并与通过AR光球表面注入的螺旋度进行了比较。螺旋度注入是根据Pestrian等人使用太阳和日光层天文台/迈克尔逊多普勒成像仪磁图提出的磁螺旋度通量密度确定的。这项研究的主要结果如下。(1)日冕螺旋度的时间分布与通过地面注入的螺旋度积累的时间分布有很好的相关性。(2)在X3.4耀斑之前，AR的日冕螺旋度估计为-4.3 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$。(3)在这次耀斑之前，日冕中的负螺旋度（-3.2 $\times$ 10 $^{43}$ Mx $^{2}$）在约1.5天的时间内大幅增加，而且在通道结构发展期间，通过耀斑磁极反转线周围的光球表面注入了明显的正螺旋度。我们推测，X3.4耀斑的发生与正螺旋度注入到一个现有的负螺旋度系统有关。
2010-08-18 astro-ph.SR
The Effect of Solar Wind Expansion and Non-Equilibrium Ionization on the Broadening of Coronal Emission Lines
当在光学薄的日冕中观测谱线时，视线（LOS）效应会强烈影响数据的解释，特别是在临边上方的区域。我们提出了一个半经验的前向模型，称为鬼，来描述这些影响。GHOSTS使用其他几个模型的输入来计算许多离子的非平衡电离状态（包括太阳风冻结效应）。这些被用来生成模拟的谱线的合奏，详细检查，重点是：（1）来自观测量和观测量的径向变化的量之间的关系，（2）线宽的热和非热分量的行为，以及（3）碰撞激发和辐射散射光子的相对贡献。我们发现，快速变化的温度在低电晕可以导致离子种群随高度变化显着。这可能导致线宽测量随高度恒定（“平台”效应），即使当温度快速增加时，因为天空平面变得真空，前景/背景等离子体占主导地位。我们发现，LOS效应往往驱动的速度宽度接近天空的风速值，尽管它垂直于LOS流动。高原效应还可使谱线宽度的非热分量大大超过观测高度处的太阳风速度。最后，我们研究了有多少LOS是重要的观测，包括连续的太阳光谱计算辐射散射发射时的重要性。
2020-08-21 astro-ph.SR
Automated detection and analysis of coronal active region structures across Solar Cycle 24
本研究利用SDO/AIA数据对第24太阳活动周日冕活动区结构进行自动长期检测，分析了超三万个结构在四个极紫外波段的宽度、位置与发生率分布，发现其幂律斜率与FD-SOC预测值存在偏差，并揭示了南北半球不对称性及蝴蝶图案。
2023-05-18 astro-ph.SR
Occurrence rate of stellar Type II radio bursts from a 100 star-year search for coronal mass ejections
本研究利用LoTSS巡天数据开展大规模无偏恒星II型射电暴搜索，探测到2个漂移暴、19个非漂移暴，约束了其发生率，发现恒星II型暴稀缺源于观测灵敏度不足而非事件本身罕见。
2025-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulation of the Observed Coronal Kink Instability and Its Implications for the SDO/AIA
Srivastava等人（2010）在2007年6月4日04：43 UT-04：52 UT期间观察到一个高度扭曲的冠状环，该环被锚定在AR 10960中。线圈长度和半径约为80 μ m和4 μ m，扭转为11.5 $π$。这些观测结果被用作三维非线性磁流体动力学模拟的初始条件，包括平行热传导。初始的不稳定平衡演化为扭结不稳定性，由此产生SDO/AIA的各种高温滤波器的合成观测量。这些观测量包括时间和空间平均，以说明SDO/AIA图像的分辨率和曝光时间。利用模拟结果，我们描述了日冕扭结不稳定性的影响，在SDO/AIA过滤器的观测。
2013-01-15 astro-ph.SR
Flare induced decay-less transverse oscillations in solar coronal loops
耀斑引起的，大振幅，无衰减的横向振荡的证据。大气成像组件（AIA）观测到的一个多热日冕环系统，在其中一个环足点附近爆发耀斑后，表现出无衰减的横向振荡。测量的振荡周期位于4.2分钟和6.9分钟之间，其中的位移振幅范围从0.17毫米至1.16毫米。一个运动放大技术是用来检测耀斑前的衰减无振荡。这些振荡具有类似的周期（3.7分钟和5.0分钟之间），像以前的，但他们的振幅（0.04毫米至0.12毫米）被发现是显着较小。当通过特定的AIA通道观察或当比较它们的多通道特征时，在循环的振荡线程之间没有发现相位差。这些特征表明，在这种情况下，耀斑的发生既没有改变这些振荡的性质（衰减与无衰减），也没有改变振荡周期。耀斑的唯一影响是增加振荡幅度。
2021-07-05 astro-ph.SR
Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Plasma sloshing in pulse-heated solar and stellar coronal loops
有证据表明，日冕加热是高度间歇性的，耀斑是高能量的极端。热脉冲的性质难以约束。这里的流体动力学环路模拟表明，几个大振幅的振荡（约20%的密度）被触发的耀斑光变曲线，如果热脉冲的持续时间是短的声音的耀斑环路的交叉时间。其原因是等离子体没有足够的时间来达到压力平衡期间的加热和旅行的压力锋发展。典型的日冕环的周期是几分钟，由衰变阶段的声音穿越时间决定。长周期、大振幅的振荡使其不同于典型的MHD波。这种诊断可以应用于太阳和恒星耀斑的观测和未来的高分辨率非耀斑环的观测。
2016-07-05 astro-ph.SR
Thermal non-equilibriuem revealed by periodic pulses of random amplitudes in solar coronal loops
我们最近在日冕环中检测到极紫外线强度的变化，这些变化以几个小时的周期重复。包括分层和准稳态加热的环路模型预测了热非平衡状态（TNE）的发展：在足点处的蒸发上升流循环，然后在顶点处下降冷凝。基于傅立叶和小波分析，我们证明了所观察到的周期信号确实不是振动模式的签名。相反，叠加在随机背景发射预期的幂律上，时间序列的功率谱表现出随机幅度脉冲的周期性序列预期的离散谐波和连续波。这些特征加强了我们先前对这些脉动的解释，即它们是被终止的TNE周期。
2018-02-02 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics dynamical relaxation of coronal magnetic fields. II. 2D magnetic X-points
我们提供了一个有效的磁流体静力学平衡从崩溃的二维X-点在有限的等离子体压力的存在下，其中的电流密度不是简单地集中在一个无限薄的，一维的电流片，发现在无力的解决方案。特别是，我们希望确定一个有限的压力电流片是否仍然包含一个奇异电流，如果是的话，奇异性的性质是什么。我们使用一个完整的MHD代码，与电阻率设置为零，使重联是不允许的，运行一系列的实验中，一个X-点被扰动，然后被允许放松到平衡，通过真正的，粘性阻尼力。系统地研究了扰动的大小和初始等离子体压力的变化。在我们的实验中发现的最终状态是一个“准静态”的平衡，其中的粘性松弛已经完全结束，但在零点的峰值电流密度增加非常缓慢的渐近制度朝着无限的时间奇点。使用高网格分辨率使我们能够在宽度和长度上解析当前状态下的结构。与已知的无压研究相比，该系统并没有向薄电流片方向演化，而是在零点和分界线处电流集中。奇点的增长率为tD，0 < D < 1。该速率直接取决于初始等离子体压力，并且随着压力的增加而减小。在我们的研究结束时，我们提出了一个分析描述的系统在准静态非奇异平衡在给定的时间，其中一个有限厚的电流层已形成在零。
2013-09-12 astro-ph.SR
Diagnostics of the Coronal Hole and the adjacent Quiet Sun by The Hinode/EUV Imaging Spectrometer (EIS)
利用日冕仪/极紫外成像光谱仪（EIS）的光谱诊断技术，对冕洞（CH）和邻近的宁静太阳（QS）进行了比较。日冕漏斗在新生快太阳风的形成和传播中起着重要作用。应用高斯拟合方法对观测到的谱线轮廓、多普勒速度、强度、谱线宽度和电子密度进行了估算。本研究的目的是根据光谱特征识别日冕漏斗。在QS和CH中发现了超宽区（超过阈值的超宽区）。在CH和QS的超宽区中，等离子体流反转（在特定高度处平均红移变为蓝移）发生在~ 5.01 $\times$ 10 $^{5}$ K。此外，在QS的宽度过大的区域中的高密度集中提供了这些区域是日冕漏斗的足迹的指示。我们还发现CH的非热速度比QS高，证实CH是快速太阳风的源区。多普勒和非热速度记录不同的温度线也与以前发表的结果进行了比较。从太阳低层大气到高层大气，低层大气以下降流为主，而日冕线则以上升流为主，最大值为10-12 km s $^{-1}$。非热速度首先增加，但在Log T $_{e}$ = 5.47之后，它在QS中进一步减小。这种趋势可以解释为阿尔文波消散的特征，而先前报告的增加趋势可能归因于阿尔文波在较低高度增长的特征。O { \sc vi}形成温度附近纳米耀斑的优势也可以解释非热速度趋势。
2014-09-03 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections Deflected by Newly Emerging Flux: A Combined Analytic and Numerical Study
本研究结合解析理论与MHD模拟，发现新生磁通通过重塑日冕稳定性和打破对称性，以两种方式控制暗条爆发的运动学，并预测CME与失败爆发的偏转方向。
2025-10-27 astro-ph.SR
The chromosphere underneath a Coronal Bright Point
日冕亮点（英语：Coronal Bright Points，缩写：CBP）是一组小规模的日冕环，连接相反的磁极，主要特征是它们增强的极紫外线（EUV）和X射线发射。由于无处不在，它们被认为在加热日冕方面发挥着重要作用。我们的目标是在CBPs下面的色球层几乎没有探索的特点，专注于相关的针状活动和小规模的磁通量出现对CBPs的影响。我们使用高分辨率的观测CBP在H $β$和Fe I 617.3 nm的瑞典1米太阳望远镜（SST）与太阳动力学天文台（SDO）的协调。这项工作提出了第一个高分辨率观察的针状成像H $β$。使用先进的图像处理技术自动检测骨针，并将其应用于从H $β$导出的Dopplergram。在这里，我们报告了它们在CBP“足点”附近的大量存在，并发现这些针状体的取向沿着EUV环排列，表明它们构成了整个CBP磁性结构的基本部分。跨多个通道的时空分析表明，有冠状传播干扰与研究针状体，产生瞬态EUV强度变化的个人CBP环。两个小规模的流量出现低于CBP的情节进行了分析，其中一个导致安静的太阳埃勒曼炸弹和增强附近的针状活动。本文提出了CBP的低层和高层大气之间的紧密耦合的独特证据，从而有助于解开CBP下的动力学现象及其对后者的影响。
2023-01-20 astro-ph.SR
Coronal Rain Driven by Low-Frequency Impulsive Heating: Dependence of Dynamics and Morphology on Coronal Heating and Magnetic Field
Kyoto University（京都大学）
该研究通过1.5维磁流体动力学模拟，揭示低频脉冲加热的持续时间和日冕磁场强度是调控日冕雨形成、动力学与形态的关键因素。
2026-08-11 astro-ph.SR
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。
2024-02-09 astro-ph.SR
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。
2012-02-03 astro-ph.SR
Coronal Bright Points as possible sources of density variations in the Solar Corona
最近对日地关系天文台（STEREO）在太阳活动极大期附近拍摄的高节奏白光图像的分析表明，外流密度结构在太阳风中以一种普遍存在的方式释放。本研究调查这些密度波动是否可能起源于日冕亮点（CBP）期间观察到的低日冕的瞬态加热。我们假设，在CBP期间测量到的强烈加热的一部分发生在日冕底部的开放磁场，通道形成太阳风。我们采用太阳风模型MULTI-VP来量化由瞬态加热引起的等离子体压缩，并研究所引起的扰动如何传播到上日冕。我们表明，与统计学比较，在CBPs中观察到的压缩波最初增加了局部等离子体密度的一个因素高达50 $\%$在5 R $_\odot$的加热速率。波迅速扩大超过30个太阳半径和密度的局部增强减少超过。基于在以前的研究中测量的CBPs的发生率，我们施加瞬态加热事件在数千个开放的磁场线的基础上，研究整个3-D电晕的响应。然后，模拟的密度立方体被转换成合成白光图像。我们表明，由此产生的亮度变化占据所有的位置角的时间尺度上的小时的图像。我们的结论是，一个显着的一部分，无处不在的亮度变化的太阳日冕可能起源于强大的瞬态加热的流管引起的CBPs。
2020-03-12 astro-ph.SR
Dynamical Relaxation of Coronal Magnetic Fields. III. 3D Spiral Nulls
内容：大多数关于应力三维磁零点的研究都考虑了由外部扰动驱动的磁重联，但真正的电流片平衡的形成仍然知之甚少。这个问题已经在二维中得到了更广泛的考虑，但缺乏对3D领域的推广。目的：3D磁零比2D零更复杂，并且场可以采取零局部的更大范围的磁几何形状。在这里，我们专注于一种类型，并考虑动态非电阻松弛的3D螺旋空与初始的脊柱对齐的电流。我们的目标是提供一个有效的磁流体静力平衡，并描述了电流积累在各种情况下，涉及有限的等离子体压力。研究方法：一个完整的MHD代码，与电阻率设置为零，使重联是不允许的，运行一系列的实验中，扰动螺旋3D零点允许放松到平衡，通过真正的，粘性阻尼力。系统地研究了初始等离子体压强和其他磁参数的变化。结果如下：对于轴对称的情况，场和等离子体的演化使得其将电流密度集中在沿着脊的两个锥形区域中，从而将磁场的扭曲集中在脊周围，在扇形平面中留下径向配置。等离子体压力重新分布以维持电流密度累积。然而，它被发现，在初始等离子体压力的变化不修改的最终状态显着。在初始磁场不是轴对称的情况下，垂直于扇形的电流在零点处存在无限时间奇异性。
2012-06-24 astro-ph.SR
Time Dependent Non-Equilibrium Ionization of Transition Region Lines Observed with IRIS
本文分析了硅离子和氧离子的非统计平衡电离特性。我们专注于四个太阳目标（安静的太阳，冕洞，plage，静态活动区，AR，和耀斑AR）所观察到的界面区域成像光谱仪（IRIS）。IRIS是最适合这项工作，由于高节奏（高达0.5秒），高空间分辨率（高达0.32”），和高信噪比的O IV和Si IV。我们发现，所观察到的三倍电离硅和氧离子的线之间的强度比取决于它们的总强度，这种相关性取决于所观察到的区域（安静的太阳，日冕洞，斑或活动区域）和存在的特定观测对象（针状体，动态环，射流，微耀斑或本影）。为了解释观测结果，我们将它们与从太阳大气的2D自洽辐射MHD模拟中获得的合成剖面进行比较，其中应用了统计平衡或非平衡处理硅和氧。这些合成的观测值显示出与观测值大致相似的相关性，即强度比和它们的强度之间的相关性，但只有在非平衡的情况下，我们才发现（某些）观测值可以重现。我们的结论是，这些线形成的统计平衡。我们使用我们的时间相关的非平衡电离模拟来描述这些观察到的属性背后的物理机制。
2015-12-02 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
Coronal heating in multiple magnetic threads
上下文将日冕加热到几百万度需要将磁能转化为热能。在本文中，我们调查是否一个不稳定的磁线在日冕环可以不稳定的邻近磁线。目标。通过运行一系列模拟，我们的目标是了解在什么条件下，单个磁线的不稳定也会触发附近磁线的能量释放。方法.利用三维磁流体动力学程序Lare3d模拟了日冕磁场在扭折不稳定性和随后的弛豫过程中的时间演化。我们假设日冕磁环由初始处于平衡态的非势能磁力线组成。结果其中一条磁力线的非线性扭折不稳定性形成螺旋电流片并引发磁重联。电流片碎裂，磁能被释放通过那条线。我们发现，在某些条件下，这一事件可以动摇附近的线程，这是一个必要的条件开始雪崩的能量释放的磁性线程。结论.有可能在附近的非潜在磁性线中引发能量释放，因为从一个不稳定磁性线释放的能量可以触发附近线中的能量释放，只要附近结构接近边缘稳定性。
2015-07-01 astro-ph.SR
