Trajectory Determination for Coronal Ejecta Observed by WISPR/Parker Solar Probe
{\it Parker Solar Probe}（PSP）上的{\it太阳探测器宽视场成像仪}（WISPR）在白光下进行观测，具有固定的角视场，从13.5 $^{\circ}$到108 $^{\circ}$，横向约为50 $^{\circ}$。由于PSP的高度椭圆轨道，成像的日冕区域的物理范围直接随着与太阳的距离而变化，需要新的技术来分析观测到的密度特征的运动。在这里，我们提出了一种技术，用于确定的三维轨迹的CME和其他日冕喷出物以恒定的速度径向移动，首先跟踪运动的图像序列，然后应用曲线拟合过程来确定的轨迹参数（距离与时间，速度，经度和纬度）。为了验证该技术，我们已经确定了WISPR观察到的两个CME的轨迹，这两个CME也被另一个白光成像仪LASCO/C3或STEREO-A/HI 1观察到。第二个观点被用来验证这种新技术的轨迹结果，并帮助确定其不确定性。
2020-09-19 astro-ph.SR
Characteristics and applications of interplanetary coronal mass ejection composition
行星际日冕物质抛射（ICME）成分的现场测量，包括元素丰度和重离子电荷态的测量，为日冕物质抛射（CME）的研究开辟了遥感观测之外的新途径。不同元素丰度之间的比率可以诊断CME的等离子体起源（例如，由于第一电离势（FIP）效应，这意味着具有不同FIP的元素在光球和日冕之间被分馏。由于冻结效应，日冕物质抛射的电子温度可以通过特定元素不同电荷态之间的比值来确定，从而可以用来研究日冕物质抛射的喷发过程。在这篇综述中，我们首先给出了一个概述ICME的组成，然后展示他们在研究一些重要的问题，如丝状等离子体的起源和磁通量绳喷发过程中的CME的应用。最后，我们指出了几个重要的问题，应进一步解决，以更好地利用ICME组合物来研究日冕物质抛射。
2020-06-20 astro-ph.SR
Determination of Coronal Mass Ejection physical parameters from combination of polarized visible light and UV Lyman-$α$ observations
用日冕仪和日光层成像仪（在SOHO和STEREO任务上的primis）对日冕物质抛射（CME）进行的可见光观测提供了迄今为止研究这些基本事件的运动学和几何结构的最佳方法。然而，它已被广泛证明，只有组合的多波长数据（包括X射线光谱，EUV图像，EUV光谱，和无线电动力学光谱）可以提供完整的信息等离子体的温度和密度分布，非热运动，磁场，和其他物理参数，为CME和CME相关的现象。在这项工作中，我们分析了三个CME通过合并在偏振的可见光的LASCO-C2日冕仪和在UV H I莱曼- $α$线（1216欧姆）的紫外光谱仪同时获得的数据，为了估算日冕物质抛射的等离子体电子密度（使用偏振比技术来推断CME的3D结构）和温度（来自预期和测量的莱曼- $α$强度之间的比较）。这项分析的主要目的是测试诊断方法，这些方法将应用于下一次欧空局-太阳轨道器任务上的Metis仪器提供的日冕物质抛射观测。我们发现，日冕物质抛射核心通常与较冷的等离子体（$T \sim 10^6$ K），并观察到一个显着的电子温度的增加，从核心到前线的日冕物质抛射（其中$T > 10^{6.3}$ K），这似乎是相关的，在所有情况下，与形态结构的日冕物质抛射来自可见光图像。
2016-09-06 astro-ph.SR
Determination of Speed and Source Height of Coronal Shock Waves Using Type II Solar Radio Bursts
本研究利用eCALLISTO档案中的II型太阳射电暴数据，结合等离子体振荡与电子密度模型，推导出日冕激波速度与源高度的显式表达式，计算得平均激波速度为650±226 kms$^{-1}$，并验证了该方法在提升空间天气预报精度方面的有效性。
2025-04-01 astro-ph.SR
Determination of transport coefficients by coronal seismology of flare-induced slow-mode waves: Numerical parametric study of 1D loop model
太阳动力学天文台（SDO）的大气成像组件（AIA）于2013年12月28日观测到的耀斑环振荡事件的最新研究揭示了热（$\sim$ 10 MK）等离子体中热传导的抑制和压缩粘度的显着增强。在这项研究中，我们的目标是开发一种新的冠状地震学方法，用于确定传输系数的基础上的参数研究波的属性，使用一维非线性MHD环模型与线性理论相结合。模拟提出了一个两步方案：我们首先确定有效的热传导系数从观察到的温度和密度扰动之间的相移，因为这个物理参数是不敏感的未知粘度;然后从回路模型与获得的热传导系数，我们确定有效的粘度系数从观察到的衰减时间使用参数建模。有了这种新的地震学技术，我们能够量化的抑制热传导系数的约3倍和增强的粘性系数的10倍，在研究的燃烧回路。使用这些改进的输运系数的环路模型，我们研究了慢磁声波的激发，从一个足点发射流脉冲。该模拟可以自洽地产生与观测一致的时间尺度上的基波驻波。
2019-09-24 astro-ph.SR
Determination of Acceleration from 3D Reconstruction of Coronal Mass Ejections Observed by STEREO
我们采用了三维（3D）重建技术，第一次研究6个日冕物质抛射（CME）的运动学，使用从COR1和COR2 coronagraphs上获得的双STEREO航天器的图像，也与其中三个使用的图像从极紫外成像仪（EUVI）的爆发性喷发（EP）。一个功能的EP和前缘（LE）的所有CME的识别和跟踪的图像从两个航天器，和立体重建技术被用来确定这些功能的三维坐标。真速度和加速度是从日冕物质抛射特征的真高度的时间演变来确定的。我们在三维中对日冕物质抛射运动学的研究表明，日冕物质抛射前缘通常在2R $_\{odot}$以下经历最大加速度。与耀斑和日冕物质抛射有关的日冕物质抛射的加速度剖面表现出不同的行为。虽然CME不与双折射显示出双峰加速配置文件，那些与双折射没有。在研究中，三个相关的双折射中的两个显示出高且不断上升的加速度值，其距离几乎为4R $_\{odot}$，但相应的CME LE的加速度没有显示出相同的行为，这表明两者可能并不总是由相同的机制驱动。其中一个日冕物质抛射虽然与C级耀斑有关，但却显示出异常高的加速度，超过了1500 m s $^{-2}$。因此，我们的研究结果表明，只有耀斑相关的CME经历剩余加速，这表明通量注入理论模型适用于耀斑相关的CME，但EP相关的CME应考虑不同的机制。
2011-07-09 astro-ph.SR
Determination of Transverse Density Structuring from Propagating MHD Waves in the Solar Atmosphere
提出了一种用于日冕波导中磁流体横波传播的贝叶斯地震学反演方法。该技术使用的理论预测的空间阻尼传播扭结波在横向不均匀的冠状波导。它结合了沿波导的波振幅阻尼长度尺度与共振阻尼传播扭结波的理论结果来推断整个振荡结构的等离子体密度变化。提供了沿传播方向的速度振幅的空间依赖性的测量和两个不同的阻尼制度的存在被确定，该技术将使我们能够充分约束的横向密度结构，提供估计的密度对比度和其横向不均匀性长度尺度。
2013-04-25 astro-ph.SR
Solar Type U Burst Associated with a High Coronal Loop
讨论了2017年4月18日乌克兰巨型射电望远镜（GURT）在米波波段观测到的一次上升支和下降支相等的倒U爆发。这个U型爆发是由于高冠状环以上的肢体活动区NOAA 12651。假设与爆发相关联的日冕环圈限制了根据玻尔兹曼密度关系分层的等温等离子体，估计了环圈的几何和物理参数。根据我们的模型，日冕环可能包含比周围日冕等离子体密度高20倍的等离子体。在一般情况下，所提出的模型给出了等离子体温度和环路的高度之间的关系，以这样的方式，在给定的参数下的相关的U爆发，较高的环路包含较冷的等离子体，反之亦然。提出了一种测定冠状环高度的替代方法。假设所观察到的U型爆发和前面的III型爆发是由同一个激励器产生的，我们根据前者相对于后者在一定频率下的延迟来定义环路的高度。我们表明，定义冠环高度的另一个独立的方法，例如干涉或捆绑阵列成像可以解决的不确定性内的环等离子体温度测定。
2020-12-16 astro-ph.SR
Effects of the chromospheric Lyα line profile shape on the determination of the solar wind HI outflow velocity using the Doppler dimming technique
太阳风外流速度的测定是探讨日冕风加速机制的基础。利用多普勒调光技术研究色球Lyα谱线轮廓形状对日冕HI原子流出速度测定的影响。多普勒调光技术考虑了HI原子在太阳风中流出区域日冕Lyα辐射的减少。本文从日冕Lyα线的紫外观测（UNOPS/SOHO）和pB同步观测（LASCO/SOHO和Mk 3/MLSO）出发，通过SOHO/SUMER、UVSP/SMM和LPSP/OSO-8的观测，研究了色球层Lyα线的抽运效应，这些观测是在太阳活动周期中，在代表性的盘上区域进行的，是时间的函数。特别地，我们考虑了四个色球线参数的影响：线宽，中心反转的深度，不对称性和峰的距离。我们发现，这些参数的变化范围是约50%的宽度，69%的中心反转的深度，35%的不对称性，和50%的峰的距离。然后，我们发现Lyα剖面的变化对日冕HI速度的估计值的影响约为9- 12%。因此，这种不确定性比其他物理量的不确定性小，可以采用时间常数和太阳盘面上Lyα廓线的独特形状来估计太阳风外流速度。
2021-08-12 astro-ph.SR
Constraining coronal heating: employing Bayesian analysis techniques to improve the determination of solar atmospheric plasma parameters
揭示日冕加热机制本质的一种方法是将简单的理论一维流体静力环模型与沿着这些特征的温度和/或密度结构的观测结果进行比较。处理这种比较的最著名的方法是$χ^2$方法。在本文中，我们认为这种方法所施加的限制，并提出了一种替代方法，使模型比较使用贝叶斯统计。为了量化我们的信念，我们使用贝叶斯因子和信息标准，如AIC和BIC。三个模拟数据集进行了分析，以验证该程序，并评估不同的误差条大小的影响。另外两个数据集（Ugarte-Urra等人，2005; Priest等人，2000）使用上述方法重新分析。在这两个数据集之一中（Ugarte-Urra等人，2005年），由于观测温度值的误差估计，无法区分不同的加热机制。为此，我们建议，经典和贝叶斯统计应适用于作出安全的假设的性质的日冕加热机制。
2011-02-01 astro-ph astro-ph.SR
Determination of coronal temperatures from electron density profiles
测定日冕温度最常用的方法是标度高度法（shm）。它是基于电子密度分布推断白光（WL）亮度测量日冕在日食期间。这种方法已被应用到几个已发表的日冕电子密度模型。计算的温度分布在r > 1.3 RS时达到最大值，因此不满足应用shm方法的条件之一。另一种方法是流体静力平衡法（hst），它可以确定日冕温度分布，提供流体静力平衡方程的解。使用hst方法得到的最大温度几乎等于使用shm方法得到的最大温度，但是使用hst方法时的温度峰值总是明显低于使用shm方法时的温度峰值。第三个和最近开发的方法，dyn，可以用于相同的公布的电子密度分布。用dyn方法得到的温度分布是流体动力学方程的正则解。它们依赖于日冕等离子体的膨胀速度，在计算中被认为是一个自由输入参数。在日冕底部，日冕整体速度很小（亚音速），dyn和hst方法给出的温度值相似。更大的差异被发现在更高的海拔地区的膨胀速度接近和超过声速。本文还显示了流管的几何形状和离子温度对电子温度分布的影响。dyn方法是hst方法的推广，其中电子温度分布在无限径向距离处趋于零。它是一种新的诊断工具，用于从WL日冕观测中确定日冕加热率最大的径向距离范围。
2012-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Determination of the Coronal and Interplanetary Magnetic-Field Strength and Radial Profiles from the Large-Scale Photospheric Magnetic Fields
本文提出了一种新的太阳活动周不同阶段距日不同距离处的磁场测定模型。该模型依赖于观测到的大尺度非极地光球磁场和在极区55 - 90 N和55 - 90 S测量的磁场，它们是太阳全球磁场环向和极向分量周期变化的可见表现。模拟的磁场被确定为非极性和极性光球磁场周期变化的叠加。模型预测和磁场之间的协议来自直接，现场测量，在不同距离的太阳，通过不同的方法，并在不同的太阳活动阶段是相当令人满意的。通过比较观测到的磁场和1天文单位处模型计算得到的磁场，可以得出结论，模型磁场变化足以解释地球轨道上IMF Bx分量周期演变的主要特征。模型的CR平均磁场与地球轨道上的CR平均IMF Bx分量的相关系数为0.688，对于7个CR平均数据，相关系数达到0.808。模型的磁场径向分布进行了比较与现有的模型。此外，还揭示了非极性和极性光球磁场的减弱。太阳活动周极大期和极小期的磁场都从第21周到第24周呈下降趋势。这意味着从第21周到第24周，环向分量和极向分量以及太阳全球磁场都有所下降。
2018-05-22 astro-ph.SR
Improved methods for determining the kinematics of coronal mass ejections and coronal waves
太阳爆发事件及其相关现象的研究在太阳和太阳物理学中具有重要意义。日冕物质抛射（CME）和日冕波是太阳磁场重组和等离子体质量运动的高能表现。描述这种运动对于导出这些事件的动力学，从而理解驱动其启动和传播的物理学至关重要。因此，开发和使用适当的方法来测量事件的运动学是势在必行的。传统的方法来研究日冕物质抛射和日冕波运动学不返回完全准确的，也不可靠的估计，真正的事件运动学和相关的不确定性。我们强调这些方法的缺点，并证明了改进的方法，准确和可靠的运动学测定。Savitzky-Golay滤波器被证明是CME和日冕波研究的一种更合适的拟合技术，而残差自举技术被证明是一种统计上严格的方法，用于确定运动学误差估计和拟合优度检验。结果表明，分散的小样本量的距离-时间测量可以显着限制的能力，以获得准确和可靠的运动学。这可以通过（i）增加测量精度和采样节奏，以及（ii）应用鲁棒方法来导出运动学并可靠地确定其相关的不确定性来克服。如果先验知识存在并且运动学的预定模型形式可用（或者实际上任何要针对数据进行测试的合理拟合形式），则可以使用自举技术来检查其精度以确定与模型/拟合参数相关联的置信区间。
2013-07-30 astro-ph.SR
Effect of Solar Wind Drag on the Determination of the Properties of Coronal Mass Ejections from Heliospheric Images
固定Φ（FΦ）和调和平均（HM）拟合方法是从日球成像仪（如STEREO航天器上的日球成像仪）产生的时间延长轨迹中确定日冕物质抛射（CME）的平均方向和速度的两种方法。这两种方法都假定一个恒定的速度，在他们的描述的时间延长的配置文件的日冕物质抛射，这是用来拟合观测到的时间延长的数据。在这里，我们分析了气动阻力对CME在行星际空间传播的影响，以及这种阻力如何影响FΦ和HM拟合方法的结果。一个简单的阻力模型是用来分析构建时间伸长的配置文件，然后与两种方法拟合。结果发现，更高的角度和速度在这两种方法中产生更大的误差，在传播方向上的FΦ和HM拟合方法分别达到15度和30度的误差。这是由于CME的物理加速度被解释为几何加速度的拟合方法。由于HM拟合方法的几何定义，它比FΦ拟合方法受加速度的影响更大。总的来说，我们发现这两种技术高估了从太阳-航天器线传播超过90度的快速CME的初始（和最终）速度和方向，这意味着到达1 AU的时间将被提前预测（最多12小时）。我们还发现，由于忽略CME的宽度和CME的减速这两个误差，FΦ可以更好地再现宽的和减速的CME的方向和到达时间。总的来说，这两种拟合方法的不准确性预计将在预测CME的命中和到达时间方面发挥重要作用，因为我们正朝着太阳最大值前进，STEREO航天器进一步移动到太阳后面。
2012-04-17 astro-ph.SR
Seeing The Solar Corona in Three Dimensions
今天日冕观测数据的大量可用性和丰富的光谱覆盖范围，以及许多仪器的高空间和时间分辨率，使得三维物理模型能够发展到非常详细的水平。然而，由数据提供的3D信息是相当有限的，因为每个仪器都从一个视角观察，或者在STEREO任务的情况下最多从两个视角观察。两个强大的观测技术来推断详细的三维信息的日冕从经验数据是立体和层析成像。特别是，被称为\emph{differential emission measure tomography}（DEMT）的技术允许确定内日冕中的日冕电子密度和温度的3D分布。本文总结了DEMT的主要技术问题，回顾了在此基础上发表的所有工作，并对其未来的发展和应用进行了评论。
2015-03-08 astro-ph.SR
RHESSI Investigation of X-ray Coronal Sources During Decay Phase of Solar Flares: II. Energy Balance
正如许多作者所指出的那样，在长持续时间耀斑（LDE）的衰变阶段观察到的X射线的缓慢减少只能用磁重联和耀斑日冕部分持续不断的能量释放来解释。使用RHESSI数据，我们试图回答以下两个问题。这些过程在LDE衰变阶段的有效性如何？如何根据这些数据精确计算能量释放率？为了回答这些问题，重建了所选LDE在其衰减阶段的图像。通过图像光谱分析获得的耀斑日冕源的物理参数，使我们能够研究能量释放过程的效率。我们还检查了能量方程中包含的项，以了解确定每个项的准确性。
2011-04-07 astro-ph.SR
Global maps of the magnetic field in the solar corona
要了解太阳大气层中的许多物理过程，就需要确定每个大气层中的磁场。然而，直接测量太阳日冕中的磁场是很困难的。利用日冕多通道偏振仪的观测，我们确定了日冕中等离子体密度的空间分布，以及等离子体中盛行的横向磁流体动力学波的相速度。我们结合这些测量来绘制全球日冕磁场的天空平面分量。在1.05 - 1.35太阳半径范围内，日冕中的场强一般为1-4高斯。这些结果证明了成像光谱学在冠状磁场诊断中的能力。
2020-08-07 astro-ph.SR
Uncertainties in polarimetric 3D reconstructions of coronal mass ejections
这项工作的目的是量化的三维重建的日冕物质抛射（CME）的位置与偏振比技术获得的不确定性。该方法利用总亮度（tB）和偏振亮度（pB）沿视线（LOS）的不同分布来估计发射等离子体的平均位置。为此，我们假设两个简单的电子密度分布沿LOS（一个恒定的密度和高斯密度分布）的等离子体斑点和合成的预期的tB和pB为不同的距离$z$的斑点从天空的平面（POS）和不同的投影高度$ρ$。因此，沿LOS的斑点的重建位置与真实的比较，允许在该方法中的不确定性的精确确定。独立于分析密度分布，当团块以离POS（即，对于肢体CME）小的距离为中心时，离POS的距离开始被显著高估。偏振比技术提供了我们称之为折叠密度分布的质量质心的LOS位置，通过在POS前面反射和求和位于该平面后面的密度分布的分数来给出。另一方面，当斑点远离POS，但投影高度非常小时（即对于晕CME，$ρ< 1.4$ R $_\odot$），推断的与该平面的距离被显著低估。对于中间位置给出了沿着LOS的真实斑点位置的更好确定，并且特别是当斑点以与POS成$20^\circ$的角度为中心时。这些结果不仅对未来利用偏振比技术进行CME的三维重建具有重要意义，而且对未来旨在为空间天气预报目的提供Halo-CME连续监测的日冕仪的设计也具有重要意义。
2015-03-01 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
Simulating White-Light Images of Coronal Structures for Parker Solar Probe/WISPR: Study of the Total Brightness Profiles
帕克太阳探测器（WISPR）的宽视场成像仪捕捉到了前所未有的日冕和内日光层的白光图像。由于帕克太阳探测器（PSP）轨道的独特性，WISPR能够以高空间和时间分辨率对日冕结构进行“局部”成像。然而，由于PSP的高轨道速度，观察到的天空平面迅速变化。因此，WISPR记录的日冕结构的动力学解释并不简单。由\citet{Liewer2019}进行的第一项研究显示了不同的冠状特征（例如，拖缆、通量绳）通过光线跟踪模拟出现在WISPR的视场中。特别是，他们分析了空间分辨率变化对图像和相关高度-时间图的影响，并介绍了几何三角测量的基本原理。在这篇后续论文中，我们重点研究了一个简单的球形等离子体密度结构的总亮度，以了解如何分析日冕特征中电子的汤姆逊散射发射，从而确定其运动学特性。我们调查两个案例：{ \it（a）}在不同的日射面上与太阳保持恒定距离的密度球; { \it（b）}以恒定速度向外运动的密度球。这项研究使我们能够表征观察者的日心距离和散射角对观察到的总亮度的影响，我们利用它来更好地确定WISPR观察到的日冕特征的位置和速度。
2020-04-11 astro-ph.SR physics.space-ph
POP-CORN: Validation of a new coronal hole detection tool based on neural networks
Dept. d’Astrophysique/AIM, CEA/IRFU, CNRS/INSU, Université Paris et Paris-Saclay（天体物理部/AIM，CEA/IRFU，CNRS/INSU，巴黎大学与巴黎萨克雷大学）
本文提出基于神经网络的自动阈值日冕洞检测工具，通过整合太阳活动区等大尺度结构特性，提升日冕洞检测的准确性和一致性。
2026-03-26 astro-ph.SR
The temperature and emission measure distribution in the quiet and active solar corona: a Bayesian approach
从观测的谱线强度的差分发射测量（DEM）的重建提供了关于在所观测的区域中的发射测量的温度分布的信息。已知反演过程是高度不稳定的，并且有必要提供额外的约束，例如要求DEM应该是平滑的。然而，这是一种非物理约束。该分析的目标是对一组发射线强度约束重建的能力进行经验确定。在这里，一个简单的模型是使用，通过一个蒙特卡洛-马尔可夫链过程，到达的解决方案，再现了在安静的太阳和太阳活动区的区域所观察到的强度。这些解决方案进行了比较，通过减少卡方。从这个分析的结论是，观察只能约束模型组成的4个温度-发射测量对加上从观测线强度的模型的标准偏差的确定。具有5个温度-排放测量对的更复杂的模型不会改善拟合，并且会导致不相关的参数。一个更普遍的结论是，一组观测到的发射谱线的信息内容是有限的，相对于确定的排放措施分布。
2022-03-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
The polarization of the Lyman-$α$ lines of H I and He II as a tool for exploring the solar corona
近地空间天气是由日冕中磁自由能的快速释放驱动的。探测这一极热且稀薄的太阳大气层扩展区域需要模拟禁止和允许的日冕线的偏振。为此，必须开发有效的代码来计算从给定的三维日冕模型中出现的斯托克斯轮廓，并且应该考虑到磁场和非径向太阳风速度的存在所产生的对称性破缺。我们已经开发了这样一个工具，其目的是在理论上预测和解释在允许和禁止行的太阳日冕的分光偏振观测。在本文中，我们显示的线性极化信号的散射过程中产生的H I Ly- $α$线在1216 A和在He II Ly- $α$线在304 A使用三维日冕模型的预测科学公司的理论研究结果。这些谱线对于Hanle效应的开始具有非常不同的临界磁场（分别为53 G和850 G），以及对于由太阳风速度引起的多普勒效应具有不同的灵敏度。我们研究了在什么情况下，这些Ly- $α$线的散射极化的同时观测，可以促进在太阳日冕中的磁场和宏观速度的测定。
2021-07-02 astro-ph.SR
The Multi-slit Approach to Coronal Spectroscopy with the Multi-slit Solar Explorer (MUSE)
多缝太阳探测器（MUSE）是一项拟议的飞行任务，旨在了解作为空间天气基础的日冕加热和喷发的物理机制。MUSE包含两个仪器，一个多狭缝EUV光谱仪和一个上下文成像仪。它将同时获得EUV光谱（沿着37个狭缝）和背景图像，在过渡区和日冕的空间（0.33-0.4弧秒）和时间（1-4秒）上具有最高的分辨率。MUSE科学调查将利用数值建模的重大进展，并在空间和时间尺度上进行观察，竞争模型可以在这些尺度上进行可测试和可区分的预测，从而在我们对日冕加热和空间天气驱动因素的理解方面取得突破。通过同时获得4条明亮的EUV谱线（Fe IX 171 A，Fe XV 284 A，Fe XIX-XXI 108 A），覆盖了37条狭缝的广泛过渡区和日冕温度，MUSE将能够“冻结”动态日冕等离子体的演变。我们描述了MUSE的多缝方法，并表明，优化的设计最大限度地减少了谱线从相邻的狭缝的影响，一般允许线参数被准确地确定。我们还描述了一个光谱消歧代码，以解决多缝模糊的位置，次级线是明亮的。我们使用模拟的电晕和喷发进行验证测试，并表明，多缝消歧的方法可以准确地确定MUSE观测值的位置，在显着的多缝污染发生。
2019-09-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar coronal magnetic field measurements using spectral lines available in Hinode/EIS observations: Strong and weak field techniques and temperature diagnostics
最近，有人提出可以利用Fe X中的磁场感生跃迁（MIT）来测量日冕磁场强度。本文发展了几种将MIT理论应用于Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）光谱观测的技术，包括直线比技术和弱、强磁场技术。然而，基于弱和强磁场技术的日冕磁场测量的适用性尚未得到评价。此外，温度诊断对于基于MIT理论的日冕磁场测量也很重要，但如何从EIS观测中确定Fe X线的准确形成温度仍需研究。在这项研究中，我们合成了几个谱线的太阳活动区的三维辐射磁流体动力学模型的发射，然后推导出磁场强度使用不同的方法。我们首先比较了从弱和强磁场技术得到的磁场强度与模型中的值。我们的研究表明，弱和强磁场技术都低估了日冕磁场强度。在此基础上，我们提出了两种计算Fe X线形成温度的方法。一种是基于差分发射测量分析，另一种是从Fe IX和Fe XI线对导出温度。然而，这两种方法都不能提供精确的日冕磁场测量的温度确定，如那些来自Fe X 174/175和184/345的磁力线比。利用EIS观测进行日冕磁场的精确测量还需要更多的努力。
2023-02-21 astro-ph.SR
The Need for a New Generation of Space-based Visible and Near-IR Emission Line Observations of the Corona
可见光和近红外（V + NIR）发射线是在日全食期间首次在日冕中发现的，它们继续为研究日冕的物理特性提供独特的机会。现今最常观测到的日冕发射线是在极紫外线中，主要是碰撞激发的发射。另一方面，V + NIR线被辐射激发到高的日光投射距离。事实上，最近的日食观测已经证明了V + NIR谱线的诊断潜力，这些谱线至少在3.4 Rs之外仍然可以观察到。V + NIR谱线可用于推断关键等离子体参数，例如：电子和离子温度、磁场强度和形态、离子冻结距离、日冕等离子体的多普勒运动以及通过这些参数的时间变化来推断日冕物质抛射的动力学。目前和计划中的天基日冕仪，如太阳轨道器和Proba 3，将有一些V + NIR线的过滤器，但只有非常小的选择。因此，他们在推断电子或离子温度以及日冕的其他关键物理特性方面的能力将受到限制。地基DKIST和UCoMP将很快提供V + NIR线观测，但它们将被限制在约1.5 Rs的最大日光投射距离。为了更好地探索中日冕，并了解太阳风和空间天气事件的形成，我们必须部署更多的天基资产，以测量在日光投影距离超过1.5 Rs的V + NIR发射线的广泛选择。掩星可以通过传统的日冕仪、外部掩星仪等新方法、绕月轨道上的月球掩星或基于月球的月食观测（即，日全食（Total Solar Eclipse on the Moon）
2023-02-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2021-05-26 astro-ph.SR
Electron Densities in the Solar Corona Measured Simultaneously in the Extreme-Ultraviolet and Infra-Red
电子密度的精确测量是确定日冕等离子体性质的关键。我们比较诊断的电子密度从铁XIII线观察到的极紫外成像光谱仪（EIS）船上的日出任务与近红外（NIR）测量提供的地面日冕多通道偏振仪（COMP）。为了做到这一点，发射率比方法的基础上所有可用的观测线的Fe XIII的EIS和CoMP。EIS诊断进一步补充的结果从Fe XII线。我们发现极好的协议，在10%以内，从EUV和NIR线测量的电子密度之间。在选择用于详细分析的五个区域中，我们获得log（Ne [cm-3]）= 8.2-8.6的电子密度。在可用的情况下，背景减除对诊断有显著影响，特别是对NIR线，其中环路贡献小于沿视线测量的强度的四分之一。对于近红外线，我们发现线中心强度不受仪器内杂散光的影响，并建议将其用于密度诊断。Fe XIII近红外线的测量代表了一种使用地基仪器进行密度诊断的可行方法。
2020-11-19 astro-ph.SR
The polytropic index of solar coronal plasma in sunspot fan loops and its temperature dependence
慢磁声波的观测已被证明在日冕地震学中具有许多应用。多变指数（$γ$）的测定就是这样一个重要的应用。通过分析对应于慢磁声波的温度和密度振荡的幅度，计算了日冕中的多变指数，并根据所获得的值推断，与早期报告的相对较冷的环路中的高热传导相比，在非常热的环路中，热传导受到高度抑制。在这项研究中，使用SDO/AIA数据，我们分析了慢磁声波传播沿太阳黑子扇环从30个不同的活动区域和计算多变指数的几个循环在多个空间位置。获得的$γ$值从1.04 $\pm$ 0.01变化到1.58 $\pm$ 0.12，并且最重要的是显示出温度依赖性，表明在较热的温度下具有较高的$γ$。这种行为使以前的研究达成一致，并可能意味着随着回路温度的升高，热传导逐渐受到抑制。然而，所观察到的温度和密度振荡之间的相移，是远远大于预期从一个经典的热传导，似乎是由视线的排放措施上的集成效果的影响。
2018-10-19 astro-ph.SR
Restitution of the K and F Components of the Solar Corona from LASCO-C2 Images over 24 Years [1996--2019]
我们提出了一个光度精确的恢复K和F日冕从白光图像获得超过24年[1996- 2019]的大角度光谱COronagnetic“LASCO-C2”板载太阳和日光层天文台（SOHO）。该过程开始于来自512 × 512像素的偏振分离图像的数据集，其中F-日冕和仪器杂散光纠缠在一起。解开这些组件的过程分为三个阶段，每个阶段由几个步骤组成。阶段1建立了这些组件的辐射与太阳SOHO距离的不同变化，并生成一个新的数据集的中位数图像计算每个卡林顿旋转。第二阶段实现了一组36杂散光图像的恢复，反映了其时间变化和SOHO的周期性滚动，开始于2003年。阶段3实现了F-日冕的恢复，并生成了每日图像的时间序列。这些结果使我们能够处理整套常规LASCO-C2图像的1024 × 1024像素（约626000图像），并产生校准，高分辨率的K-日冕图像。我们扩展了过去的结论，即K日冕的积分辐射随时间的变化跟踪了23和24太阳活动周的太阳活动，并与总磁场的时间变化高度相关。在太阳活动周期23和24的下降阶段的最后几年期间的综合辐射的行为是非常相似的，达到相同的地板水平，并导致后一个周期的持续时间为11.0年，与太阳黑子的测定一致。
2021-02-09 astro-ph.SR
Electron density in the quiet solar coronal transition region from SoHO/SUMER measurements of S VI line radiance and opacity
背景：日冕过渡区的急剧温度和密度梯度对模型和观测都是一个挑战。目的：我们开始得到线性和二次加权平均电子密度的区域发射的SVI线，使用观察到的不透明度和这些线的发射措施。研究方法：我们分析了SoHO/SUMER光谱观测的SVI线，使用中心到边缘的变化和辐射率比，以获得不透明度。我们还使用了从盘中心的辐射率导出的发射度量。结果：我们得到的不透明度在SVI线中心的顺序为0.05。在T = 2 10^5 K时，得到的平均电子密度为2.4 10^16 m^-3。该值高于从辐射测量获得的值。相反，采用经典的密度值会导致发光层的厚度值过高。结论：通过排放测量方法得到的压力与以前的测定结果相比很好，表明不透明度较低，为5 × 10^-3 ~ 10^-2。直接推导导致更高的不透明性的事实仍然无法解释，尽管对观察偏差进行了尝试性的建模。需要进行进一步的测量，并需要使用更真实的过渡区模型。
2009-06-07 astro-ph.SR
Global Solar Free Magnetic Energy and Electric Current Density Distribution of Carrington Rotation 2124
太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME），都是由磁场控制的。为了描述这些现象的结构，我们需要关于整个大气中三维空间的磁通量密度和电流密度矢量分量的信息。然而，目前的光谱偏振测量通常限制的矢量磁场的测定仅光球。因此，有相当大的兴趣在使用光球矢量磁图作为边界数据的太阳日冕磁场的精确建模。在这项工作中，我们使用一个非线性的无力场（NLFFF）外推程序实现的光球矢量磁场的天气图合成的太阳光学长期调查（SOLIS）作为边界条件，模拟全球太阳大气的日冕磁场。利用得到的三维磁场，我们计算了卡林顿自转2124时太阳大气中的三维电流密度和自由磁能。我们发现，在空间上，低洼的，载流的核心领域表现出强大的自由能集中在AR核心，从光球到较低的日冕;日冕领域变得稍微更剪切在最低层，它放松的位场配置与高度。自由能量密度与电流分布基本上呈现共空间。
2013-10-22 astro-ph.SR
On the Support of Solar Prominence Material by the Dips of a Coronal Flux Tube
致密的日珥物质被认为是通过下沉日冕磁场的磁张力来抵抗重力的。对于静态磁场，它表现出许多重力驱动的流动，水动力可能会发挥重要作用，在确定的大规模和小规模的磁场分布。在这项研究中，我们提出了第一个步骤，建立三维磁流体静力学日珥模型，其中日珥是在一个日冕通量管的倾角形成。在这里，2.5D平衡是通过将质量添加到最初的无力磁场，然后执行二次磁流体动力学弛豫来创建的。详细研究了两种相反极性的磁场配置，一个简单的o点配置的水平场（B_x）与轴向场（B_y）的比例为1：2和一个更复杂的模型，也有一个x点的比例为1：11。该模型表明，对重力的支持是由总压力或张力，只有张力支持类似于观察到的静态阻力。日冕通量管的o点被日珥物质拉下，导致日珥底部的磁场压缩。因此，张力支撑来自于底部压缩磁场的小曲率和日珥顶部拉伸磁场的大曲率。结果发现，这种方法并不能保证收敛到一个类似于连续平衡的情况下，存在一个x点的日珥通量管。结果表明，等离子体β值约为0.1是必要的，以支持通过磁张力的双折射。
2013-03-18 astro-ph.SR
Validation of Spherically Symmetric Inversion by Use of a Tomographic Reconstructed Three-Dimensional Electron Density of the Solar Corona
利用日冕仪测量的白光偏振亮度反演日冕电子密度是太阳物理学中的一个经典问题。基于球对称几何的反演技术（Spherically Symmetric Inversion，SSI）是20世纪50年代发展起来的，并已广泛应用于各种观测资料的解释。然而，到目前为止，还没有关于该方法的不确定度估计的研究。在这项研究中，我们提出了详细的评估，这种方法使用的三维（3D）的电子密度在日冕从1.5至4 Rsun作为一个模型，这是重建的层析成像方法从STEREO/COR 1观测在2008年2月太阳极小期。我们首先在理论和观察表明，球对称多项式近似（SSPA）方法和Van de Hulst反演技术是等价的。然后，我们评估的SSPA方法使用合成的PB图像从三维密度模型，并发现SSPA密度值接近模型输入的流光核心附近的天空平面（POS）的差异一般小于一个因素的两个左右，前者具有较低的峰值，但更多的传播在纵向和横向方向比后者。我们估计，SSPA方法可以解决的日冕密度结构附近的POS与角分辨率在经度约50度。我们的研究结果证实了建议，SSI方法是适用于太阳能最低流光（带）在以前的一些研究中所述。此外，我们证明了SSPA方法可以用来重建三维日冕密度，大致符合层析成像的低太阳活动的一段时间。我们建议，SSI方法是互补的三维层析技术在某些情况下，鉴于后者的发展仍然是一个正在进行的研究工作。
2014-06-26 astro-ph.SR
The Kinematics and Morphology of Solar Coronal Mass Ejections
太阳日冕物质抛射（CME）是太阳等离子体和磁场向日冕和行星际空间的大规模喷发。它们是地球和日光层其他地方不利空间天气的最重要驱动因素，因此了解控制其爆发和传播的物理学非常重要。然而，CME的扩散形态和瞬态性质使得它们难以使用传统的图像处理技术来识别和跟踪。在这篇论文中，我们详细讨论了利用多尺度图像处理技术来识别和跟踪日冕物质抛射锋面的方法。与当前CME目录中使用的技术相比，CME锋面的椭圆特征用于确定CME运动学和形态学，其精度更高，并且正在努力使该过程自动化，以应用于大量CME观测以供未来分析。研究发现，日冕物质抛射并不是简单地经历恒定的加速度，而是在其传播的早期往往表现出更高的加速度。CME的角宽度也会随着它们的传播而改变，通常会随着距离太阳的高度而增加。然而，这些结果是从天空平面测量得出的，没有对真实的CME几何形状和方向如何影响观察到的运动学和形态学进行校正。随着STEREO航天器独特的双视角的出现，多尺度方法被扩展到椭圆连接点技术，以便在三维中重建CME的前部。将这种技术应用于2008年12月12日的地球定向CME，可以准确确定其真实的运动学和形态学，并且发现CME在向地球传播时经历了早期加速，非径向运动，角宽度膨胀和太阳风的气动阻力。
2012-02-17 astro-ph.SR
VLBA determination of the distance to nearby star-forming regions IV. A preliminary distance to the proto-Herbig AeBe star EC95 in the Serpens Core
使用甚长基阵，我们观察了年轻的恒星对象EC 95在巨蛇座云核心在八个时代，从2007年12月至2009年12月。在我们的领域中检测到两个源，并形成一个紧密的二元系统。第一颗（EC 95 a）是一颗4- 5 $M_\odot$原赫比格AeBe天体（可以说是已知最年轻的此类天体），而第二颗（EC 95 b）很可能是一颗低质量的金牛T星。有趣的是，这两种源都是非热发射体。虽然金牛座T星被认为是日冕的动力来源，因为它们在沿Hayashi轨道行进时是对流的，但中等质量的恒星在辐射轨道上接近主序星。因此，预期它们不具有强的表面磁场，并且不应该是磁活性的。我们回顾了几种机制，可以产生的EC 95 a的非热发射，并认为EC 95 a的观察到的属性可能是最容易解释，如果它拥有一个由旋转驱动的对流层供电的电晕。使用我们的观察，我们表明EC 95的三角视差为$π$ = 2.41 $\pm$ 0.02 mas，对应于414.9 $^{+4.4}_{-4.3}$ pc的距离。我们认为这意味着到巨蛇座核心的距离为415 $\pm$ 5 pc，到巨蛇座云的平均距离为415 $\pm$ 25 pc。这一数值明显大于先前基于巨蛇座方向恒星所遭受的消光测量的估计值（$d$ $\sim$ 260 pc）。对这种差异的一个可能的解释是，这些先前的观测挑选出了与天鹰座裂谷系统相关的前景尘埃云，而不是巨蛇座本身。
2010-06-02 astro-ph.SR
Magnetic diagnostics of prominence eruptions through the Hanle effect of the He I 1083 nm line
针对日冕磁场难以定期全面测量的问题，提出利用He I 1083 nm谱线非饱和Hanle效应诊断爆发暗条磁场取向的方法，验证了日地拉格朗日点部署小型星载日冕仪实现日冕磁测的可行性。
2024-10-30 astro-ph.SR
Measuring relative abundances in the solar corona with optimised linear combinations of spectral lines
上下文某些日冕结构中的元素丰度与光球丰度有很大的不同，取决于元素的第一电离势（FIP）。测量这些FIP依赖的丰度偏差对于日冕和日光层物理学非常重要。目的。我们的目标是建立一种方法，用于最佳确定的FIP偏见的电晕从光谱观测的方式，在实践中是独立于差分发射测量（DEM）反演。方法.我们优化了低FIP和高FIP元素的光谱线的线性组合，使得对应的辐射率的比率产生相对FIP偏差，对于一小组典型DEM中的任何DEM具有良好的精度。结果这些线的优化线性组合允许对测试FIP偏置图进行检索，对于图中的所有DEM具有良好的精度。结果也比较好，从使用DEM依赖的方法的观察获得的FIP偏差图。结论.该方法提供了一种方便、快速和准确的计算相对FIP偏差图的方法。它可用于优化现有观测的使用以及新观测和仪器的设计。
2019-11-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the physics of the solar atmosphere with the Multi-slit Solar Explorer (MUSE): I. Coronal Heating
多缝太阳探测器（英语：Multi-slit Solar Explorer，简称MUSE）是美国国家航空航天局（NASA）提出的一项MIDEX任务，目前处于A阶段，由一个多缝EUV摄谱仪（位于171 A、284 A和108 A附近的三个窄光谱带）和一个EUV背景成像仪（位于195 A和304 A附近的两个窄通带）组成。由于其创新的多缝设计，MUSE将以高空间分辨率（<0.5弧秒）和时间分辨率（低至~ 0.5秒）提供前所未有的日冕光谱和成像诊断。通过获得4条明亮的EUV谱线的光谱，（Fe IX 171 A，Fe XV 284 A，Fe XIX-Fe XXI 108 A）同时覆盖了37个狭缝的过渡区和日冕温度，MUSE将首次能够“冻结”（节奏短至10秒）用分光光栅显示动态日冕等离子体在大范围尺度上的演化：从能量释放的空间尺度（~0.5弧秒）到大尺度的经常活跃的区域尺度（170弧秒x170弧秒）的大气响应。我们使用先进的数值模拟来展示MUSE将如何在时空尺度（~0.5 arcsec，~20秒）和大视场上约束太阳大气的属性，在这些大视场上，驱动日冕加热，太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）的物理过程的各种最先进的模型做出了区分和可检验的预测。我们描述了MUSE，单缝，高分辨率Solar-C EUVST摄谱仪和地面观测站（DKIST等）之间的协同作用如何解决太阳大气层的供能问题，以及MUSE由于所…
2021-06-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal Magnetic Structure of Earthbound CMEs and In situ Comparison
在日冕物质抛射（CME）到达地球之前预测其内部的磁场是空间天气研究中的重要问题之一。在这篇文章中，我们比较了内在的磁通绳类型，即CME的方向和旋向在喷发过程中，与现场磁通绳类型的20 CME事件，已唯一地从太阳到地球，通过日光层成像。我们的研究表明，内禀磁通绳类型可以估计CME起源于不同的源区使用的间接代理的组合。我们发现，只有20%的事件研究严格匹配的内在和原位磁通绳类型之间。当中间情况（在太阳和/或原位的方向接近45°）被认为是匹配时，百分比上升到55%。我们还确定了太阳和地球之间的磁通绳倾斜角的变化。对于大多数情况，旋转是几十度，而35%的事件变化超过90°。虽然偶尔的内禀磁通绳型是一个很好的代理影响地球的磁结构，我们的研究强调了捕捉的空间天气预报目的的CME演变的重要性。此外，我们强调，确定的内禀磁绳类型是一个重要的输入CME预测模型。
2018-03-26 astro-ph.SR
Polarisation of decayless kink oscillations of solar coronal loops
研究利用 Solar Orbiter 与 SDO 的双视角同时观测并结合正演建模，确定日冕环4分钟无衰减扭结振荡呈水平或弱倾斜线偏振，支持准稳态流动供能机制。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.space-ph
A census of Coronal Mass Ejections on solar-like stars
日冕物质抛射（CME）可能对行星和恒星演化具有重要意义。恒星日冕物质抛射的参数，如质量和速度，还没有被统计确定。到目前为止，只有少数恒星CME已被发现，主要是在dMe星使用光谱观测。因此，我们的目标是通过使用ESO第3阶段和Polarbase档案的光谱数据来统计确定类太阳恒星的CME。为了识别恒星日冕物质抛射，我们使用多普勒信号的光学谱线是一个签名的爆发细丝是密切相关的日冕物质抛射。我们调查了总共425颗dF-dK恒星的3700多个小时的源时间。我们没有发现日冕物质抛射的特征，只有少数耀斑。为了解释这种低水平的活动，我们得出的上限为未检测到的日冕物质抛射，并与经验建模日冕物质抛射率进行比较。为了解释低数量的检测到的耀斑，我们适应耀斑的幂律来自EUV数据的Hα制度，产生更现实的结果Hα观测。此外，我们还通过提取太阳作为恒星的Hα光变曲线来检验恒星耀斑的可探测性。外推的可观测CME的最大数量低于观测确定的上限，这表明在源时间太短，无法检测到Hα中的恒星CME。我们的结论是，这些未检测到的观测偏差与低水平的活动的调查dF-dK星。
2020-02-11 astro-ph.SR
Comment on "Interplanetary coronal mass ejections that are undetected by solar coronagraphs" by T. A. Howard and G. M. Simnett
Howard和Simnett（HS）采用了一种新的技术，将LASCO CME与SMEI ICME联系起来。为了将SMEI数据外推回LASCO视场，他们使用了依赖于速度和方向的非线性轨迹，这比只有一个参数（速度）的线性外推更现实。但是，他们的方法有两个错误和一个错误：（1）HS使用了两个自由的方向参数，而只有一个可以自由选择，因为第二个是由SMEI数据提供的。因此，HS确定的方向是不正确的。(2)HS忽略了，由于轨迹取决于一个以上的参数，因此有一组广泛的轨迹，用于各种速度和方向，匹配事件，因此有广泛的开始时间。HS仅为每个SMEI事件选择一个轨迹。因此，他们所做的联想是不完整的，他们应该重新审查。只要还没有完成，任何关于日冕物质抛射未被太阳日冕仪探测到的结论都是不成熟的。(3)HS在确定SMEI速度时犯了一些错误。表1中给出的速度大约是获得表中给出的起始时间所需速度的两倍。它解释了为什么SMEI速度分布过度向高速移动;因此，没有理由寻找物理解释。
2009-01-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Determination of the Height-Temperature Profile Above a Solar Active Region from Multi-Frequency Radio Observations
Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
本文提出一种迭代方法，利用多频无线电观测重建太阳活跃区域的高度-温度剖面，并验证其在 3-18 GHz 范围内的光谱拟合精度。
2026-03-05 astro-ph.SR
The First Stray Light Corrected EUV Images of Solar Coronal Holes
冕洞是快速太阳风的来源区域，它充满了太阳系最小周期附近的大部分体积。从日冕的极紫外（EUV）图像中去除杂散光具有很高的天体物理学意义，因为需要对日冕洞的温度和密度进行有意义的确定。EUV图像倾向于由杂散光的分量占主导地位，这是由于望远镜反射镜表面的微观粗糙度引起的长距离散射，并且该分量已被证明在飞行前表征中非常难以测量。迄今为止，由于检测到的图像在两个未知函数中同时是非线性的，因此飞行中的表征已被证明是难以捉摸的：杂散光图案和理想望远镜所能看到的真实图像。使用约束盲解卷积技术，利用已知的零，在一个偶然的月球过境提供的真实图像，我们已经删除了从太阳图像的EUVI仪器STEREO-B在所有四个滤波器波段（171，195，284和304毫米）看到的杂散光。提供了杂散光校正图像的不确定性度量，其中包括由于散射的误估计而引起的系统误差。结果表明，在EUVI中，杂散光贡献了高达70%的太阳盘面上看到的冕洞中的发射，这对诊断温度和密度具有显着的后果，因此估计关键等离子体参数，如等离子体$β$ \和离子-电子碰撞率。
2012-03-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Comparison Between Nonlinear Force-Free Field and Potential Field Models Using Full-Disk SDO/HMI Magnetogram
测量爆发前日冕中的磁场和电流对于研究太阳爆发现象，如耀斑和日冕物质抛射（CME）至关重要。然而，某些光球线的光谱偏振测量允许在光球的矢量磁场的确定。因此，大量收集的磁图只与光球表面场有关。数值模拟进行了应用国家的最先进的非线性无力场（NLFFF）重建。笛卡尔非线性无力场（NLFFF）代码不太适合较大的域，因为太阳表面的球形性质不能被忽略时，视场大。太阳动力学天文台（SDO）任务迄今为止最重要的成果之一是重复观测到大的，几乎是全球规模的事件，其中活动区之间的大规模联系可能起着根本性的作用。因此，当大规模边界数据可用时，例如SDO上的日震和磁成像仪（HMI），在球面几何中实施NLFFF程序似乎是明智的。在这项工作中，我们模拟日冕磁场以上的多个活动区的帮助下，位场和NLFFF外推程序在一个完整的磁盘使用HMI数据作为边界条件。我们比较了这两种型号的磁场线的解决方案，从大气成像组件（SDO/AIA）的全磁盘日冕图像的投影。本研究发现，NLFFF模型比位场模型更好地重建了磁位形。我们得出的结论是，连接两个太阳半球的跨赤道环的大部分是无电流的。
2012-12-28 astro-ph.SR
An Application of the Stereoscopic Self-Similar-Expansion Model to the Determination of CME-Driven Shock Parameters
我们提出了一个立体自相似膨胀模型（SSSEM）的应用程序的日地关系天文台（STEREO）/日地连接日冕和日光层调查（SECCHI）的观测2010年4月3日CME及其相关的冲击。目的是验证CME驱动的冲击参数是否可以从J图的分析中推断出来。为此，我们使用SSSEM推导出CME和激波运动学。到达时间和速度，推断假设以恒定速度或均匀减速传播，显示出良好的协议与高级成分资源管理器（ACE）的测量。将CME和激波运动学的结果与激波位置模型相结合，计算了激波的间隔距离$[Δ]$、密度压缩$[\frac{ρ_d}{ρ_u}]$和马赫数$[M]$。将其值外推至$\textrm{L}_1$，并与原位数据进行比较。现场的离地距离由ACE太阳风测量获得，马赫数和压缩比由哈佛-史密森天体物理中心行星际激波数据库提供。它们是$\frac{ρ_d}{ρ_u} =2.84$和$M = 2.2$。当SSSEM半宽$λ= 40 °$和CME以及激波以均匀减速传播时，得到与观测值的最佳拟合。在这种情况下，我们发现$Δ= 23 \textrm{R}_{\odot}$、$\frac{ρ_d}{ρ_u} =2.61$和$M = 2.93$。研究表明，CME驱动的冲击参数可以估计从分析的时间伸长图，并可以用来预测其在现场的值。
2015-09-10 astro-ph.SR
Kappa Distribution Model for Hard X-Ray Coronal Sources of Solar Flares
太阳耀斑产生硬X射线发射，其光子光谱通常由热分布和幂律分布的组合表示。然而，非热电子的数量和总能量的估计是敏感的幂律截止能量的确定。在这里，我们重新审视了RHESSI在2007年12月31日观察到的一个“环上”日冕源，并表明卡帕分布模型也可以用来拟合其光谱。由于kappa分布除了具有高能量的幂律尾外，还具有类似麦克斯韦的核，因此可以在不假设截止能量的情况下导出瞬时电子的发射测度和温度。此外，电子数/能量密度的非热分数可以唯一地估计，因为它们是幂律指数的函数。根据卡帕分布模型，我们估计日冕源区的总电子密度约为2.4 × 10^10 cm^-3。我们还估计，在不假设源体积的情况下，源区中的中等比例（约20%）的电子是非热的，并且携带总电子能量的约52%。温度为28 MK，电子密度分布的幂律指数d为-4.3。这些结果进行了比较，传统的幂律模型和没有一个热核心组件。
2012-12-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Newly Discovered Global Temperature Structures in the Quiet Sun at Solar Minimum
磁环是闭合场日冕的组成部分。虽然在极紫外线和X射线波长下拍摄的图像中很容易看到活动区环，但安静的太阳环很少被识别，因此难以单独研究。利用密歇根环诊断技术（MLDT）首次分析了太阳极小期（卡林顿自转2077）的宁静太阳（QS）日冕环。该技术结合了差分发射测量层析成像（DEMT）和位场源表面（PFSS）模型，并包括跟踪PFSS场线通过层析网格上的局部差分发射测量（LDEM）确定。结果，可以获得沿着每个单独的场线的每个点处的电子温度Te和密度Ne。使用STEREO/EUVI和SOHO/MDI的数据，MLDT确定了日冕中的两种类型的QS环：所谓的“上”环，其中温度随高度增加，以及所谓的“下”环，其中温度随高度降低。上升环是可以预料的，然而，下降环是一个惊喜，而且，它们在低纬日冕中无处不在。在高纬度地区，上升环占主导地位。MLDT允许独立确定经验压力和密度标度高度，两者之间的差异仍有待解释。向下的环似乎是太阳最小日冕的一个新发现的特性，可能会揭示日冕加热的物理学。结果表明，是强大的EUVI仪器的校准不确定度。
2012-07-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Multi-wavelength variability of the young solar analog iota Hor. X-ray cycle, star spots, flares, and UV emission
色球活动周期在晚型恒星中很常见，然而，只有少数日冕活动周期被发现。\ihor \是已知日冕循环中最活跃、最年轻的恒星。它也是一个年轻的太阳类似物，我们可能面临着太阳类恒星演化的最早周期，在地球上出现生命的年龄（约6亿年）。我们的目标是确认~1.6年的日冕周期，并描述其随时间的稳定性。我们使用X射线观测的iota Hor研究日冕的恒星代表太阳的过去，通过变化，热结构，日冕丰度。我们使用XMM-Newton，TESS和HST数据分析了iota Hor的多波长观测。我们在X射线和两个紫外波段监测了近七年的iota Hor。RGS和STIS光谱的总和被用于详细的热结构模型和日冕丰度的测定。我们研究了TESS光变曲线中的旋转和耀斑。我们发现一个稳定的日冕循环沿着四个完整的周期，超过太阳覆盖。没有证据表明第二个更长的X射线周期。日冕丰度与光球值一致，排除了与第一电离势有关的任何影响。从TESS光变曲线，我们得出了旋转周期（8.2 d）的第一个光度测量。在iota Hor的TESS光变曲线中没有检测到耀斑。我们估计TESS检测到零耀斑的概率为~ 2%。我们证实了存在一个活动周期的约1.6年在iota霍尔在X射线，更经常比它的钙II H&K对应。恒星南北半球之间的活动脱钩可能解释了这种分歧。系统的倾斜会导致色球指示器的不规则行为。更长的冠状物质对这种效应的敏感性较小。
2019-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the variation of solar flare coronal x-ray source sizes with energy
利用{ \em RHESSI}的观测，可以详细研究太阳耀斑中致密硬X射线日冕源的结构。在一维冷靶模型中非热粒子流的背景下，讨论了源范围随电子能量的变化，并将结果用于约束电子加速区域的物理范围和密度。在这里，我们将这项调查扩展到一个物理上更现实的电子输运模型，考虑到有限的环境等离子体的温度，加速电子的初始俯仰角分布，碰撞俯仰角散射的影响。有限的温度导致电子的热扩散，这导致加速区域体积的观测推断值被高估其真实值。电子轨迹的不同方向（非零注入俯仰角和目标内的散射两者的结果）导致平行于引导磁场的投影传播距离减小，使得一维解释可将实际密度高估高达$\sim 6$的因子。这些结果对加速区性质（比加速率、填充因子等）的确定具有指导意义。讨论了
2014-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Determining the Intrinsic CME Flux Rope Type Using Remote-sensing Solar Disk Observations
空间天气研究的一个关键目标是能够利用对太阳大气的遥感观测来延长预测日冕物质抛射地球效应的准备时间。为了实现这一点，必须知道CME离开太阳时的磁结构。在这篇文章中，我们解决这个问题，通过开发一种方法来确定的内禀磁通绳类型的日冕物质抛射只从太阳盘的观测。我们使用几个众所周知的代理的磁螺旋度符号，轴的方向，和轴向磁场方向来预测行星际磁绳的磁结构。我们提出了两个案例研究：2011年6月2日和2012年6月14日的日冕物质抛射。这两个事件都是从一个活跃的地区爆发的，尽管有明确的原地对应物，但它们的喷发特征相对复杂。第一个事件与一个活动区灯丝，爆发在两个阶段，而另一个事件的爆发起源于一个相对较高的日冕高度和源区没有特点的灯丝的存在。我们的磁螺旋符号代理包括磁舌，软X射线和/或EUV S形，日冕拱廊偏斜，灯丝发射和吸收线程，以及灯丝旋转的分析。由于喷发后弧的倾斜度尚不清楚，我们使用极性反转线的倾斜度来确定磁绳轴的方向，并使用日冕变暗来确定磁绳足点，从而确定轴向磁场的方向。在拉格朗日点L1的估计的内禀磁绳结构的比较表明，与预测的一个很好的协议。我们的研究结果突出了通量绳类型的确定技术，特别是有用的活跃地区爆发，大多数地球有效的日冕物质抛射起源。
2017-01-30 astro-ph.SR
Estimation of Arrival Time of Coronal Mass Ejections in the Vicinity of the Earth Using SOlar and Heliospheric Observatory and Solar TErrestrial RElations Observatory Observations
日冕物质抛射（CME）到达地球附近的时间是决定空间天气的重要参数之一。我们使用了一种新的方法来预测这个参数。首先，在我们的研究中，我们引入了一个新的喷射速度定义。它可以被认为是CME在膨胀到行星际介质中时达到的最大速度。此外，在我们的研究中，我们不仅使用了来自太阳和日光层观测站（SOHO）航天器的观测，而且还使用了来自日地关系观测站（STEREO）航天器的观测。我们主要研究第24太阳活动周上升阶段的晕和部分晕日冕物质抛射。在此期间，STEREO航天器相对于地球处于正交位置。我们证明，这些条件的STEREO观测可以是至关重要的CME到地球的过境时间（TT）的准确测定。在我们的研究中，我们定义了一个新的初始速度的日冕物质抛射，最大速度确定的速度剖面从一个移动的线性拟合五个连续的高度时间点。从空间天气的角度来看，这种新方法可能很重要，因为新参数与ICME的最终速度高度相关。它允许人们以与以前的模型相同的精度预测TT。然而，更重要的是，新的方法已经从根本上减少了最大TT估计误差为29小时。以前的研究确定TT的最大误差等于50小时。
2019-10-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal cooling as a result of mixing by the nonlinear Kelvin--Helmholtz instability
最近的观测表明，当在冷的谱线上观察时，冷的、振荡的日珥线会褪色，而在暖的谱线上则会出现。一个建议的机制来解释这种演变是，线程被加热的Kelvin-Helmholtz不稳定性，开发作为一个结果，在线程的表面上的波驱动的剪切流驱动的湍流。由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性是一种使流体混合的不稳定性，在日冕中，它可以通过将冷的日珥材料与热日冕的材料混合来形成温暖的边界层。在本文中，我们开发了一个简单的非线性Kelvin-Helmholtz混合的唯象模型，用它来确定混合层的特征密度和温度，这对于所研究的情况下，恒定的压力通过两种流体是$ρ_{\rm mixed}=\sqrt{ρ_1ρ_2}$和$T_{\rm mixed}=\sqrt{T_1T_2}$。该模型的一个结果是，它提供了一个精确的，通过与模拟结果比较确定的，在平均速度场中的动能的确定。这样做的结果是，湍流的大小，以及由这种不稳定性驱动的在快速时间尺度上可以耗散的能量可以被确定。对于湍流-日冕系统，湍流加热可能引起的平均温升小于特征温度的1%（特征温度为$10^5$，K）。这些结果强调，混合，而不是加热，可能是观察到的冷到暖的材料之间的过渡的原因在冈本等人。al（2015）.这种结果的一个后果是，混合产生了一个区域，其平均辐射损失率高于任何一种原始流体，这意味着这种不稳定性可能会导致日冕热能的净损失，即日冕冷却。
2019-09-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
