Understanding how Coronal Heating and Magnetic Field Scaling Affect Global Properties of the Low and Middle Corona
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Cooperative Institute for Research in Environmental Sciences（环境科学合作研究所）；National Solar Observatory（国家太阳观测台）；Predictive Science Inc.（预测科学公司）
本文通过三维全局日冕MHD模拟，研究日冕加热与磁场标度对低中日冕全局性质的影响，发现增加总热量会提升开放通量并改变K日冕形态，为低分辨率模型的亚网格修正提供依据。
2026-10-09 astro-ph.SR
Signatures of impulsive localized heating in the temperature distribution of multi-stranded coronal loops
我们通过流体动力学模拟研究了不同日冕加热状态对多股日冕环差分发射测量（DEM）的影响。我们认为加热均匀分布沿回路或本地化接近色球足点，在稳定和脉冲条件。我们的模拟表明，凝结在顶部的环路形成时，局部加热是脉冲的脉冲节奏时间短于等离子体冷却时间，脉冲能量低于一定的阈值。凝聚不产生可观察到的签名在全球DEM结构。相反，DEM冠状峰被发现敏感的脉冲节奏的时间。我们的模拟也可以解释TRACE、SOHO和Yohkoh观测到的暖稠密环和热稠密环。然而，他们无法重现过渡区和冠状DEM结构与一组独特的参数，这概述了需要一个更现实的描述过渡区。
2009-12-14 astro-ph.SR
Forward Modelling of Standing Kink Modes in Coronal Loops II. Applications
磁流体动力学波被认为在日冕加热中起着重要作用，并可用于太阳等离子体的远程诊断。加热和诊断的应用依赖于一个正确的反演（或向后建模）的可观测到的等离子体的热和磁结构。然而，由于可观测数据有限，这是一个不恰当的问题。前向建模是建立一个合理的映射等离子体结构到可观的。在这项研究中，我们建立了前向模型的常设扭结模式在日冕环和模拟光学薄的排放在极紫外带通，然后调整等离子体参数和视角，以匹配三个事件的横向环振荡观测到的太阳动力学天文台/大气成像组件。我们证明，前向模型可以有效地用于识别振荡泛音和偏振，再现振荡振幅和相位的一般配置文件，并预测多个谐波周期在相关的发射强度和环宽变化。
2016-02-24 astro-ph.SR
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。
2012-09-04 astro-ph.SR
A Quantitative Model of Energy Release and Heating by Time-dependent, Localized Reconnection in a Flare with a Thermal Loop-top X-ray Source
本文给出了2004年2月26日耀斑磁能量储存和磁重联释放的定量模型。RHESSI和TRACE很好地观察到了这个耀斑，它只在短暂的早期阶段显示了非热电子的证据。在整个能量释放的主要阶段，耀斑环顶上有一个超热（T>30 MK）等离子体发射热韧致辐射。我们的模型描述了这样一个源的加热和压缩的本地化，瞬态磁重联。它是Petschek模型的三维推广，其中Alfven-speed收缩后的重连驱动平行于场线的超音速流入，形成激波加热，压缩和限制环顶等离子体塞。限制流入提供比类似尺寸和温度的自由膨胀或传导冷却等离子体更长的寿命。在电流片上叠加连续的局部重联的瞬时事件，产生了一个明显持久的局部高温发射源。源的温度在与观测一致的时间尺度上平稳地下降，远远长于单个塞子的冷却时间。从一个无序的收集小插头，源不需要有连贯的喷流结构预测的稳态重联模型。这个新的模式预测的温度和排放量与2004年2月26日的观测结果一致。此外，耀斑释放的总能量与模型预测的结果基本一致。在任何时候，只有一小部分释放的能量出现在超热源中，但大约四分之一的耀斑能量在耀斑过程中被重联激波热化。所有的能量都被认为最终出现在温度较低的T<20 MK的耀斑后环中。
2011-06-17 astro-ph.SR
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。
2011-06-21 astro-ph.SR
Transition region contribution to AIA observations in the context of coronal heating
本文研究了太阳动力学天文台大气成像组件（AIA）观测到的日冕环过渡区和日冕的相对贡献。使用EBTEL（基于焓的环路热演化）流体动力学模拟，我们对具有多个长度和能量通量的环路进行建模，这些环路由从具有不同斜率和事件之间最小延迟的幂律分布中提取的事件随机加热，以研究这些参数中的每一个如何影响可观察的环路属性。我们产生AIA强度从电晕和过渡区的每个实现。用这些不同参数生成的模型内和模型之间的变化说明了窄带成像对冠状加热细节的敏感性。然后，我们分析了过渡区和日冕发射从一些观察到的活动区域，并发现广泛的协议与模型中的趋势。在模型和观测中，过渡区的亮度都很显著，通常比所有六个“日冕”AIA通道的日冕亮度都要大。我们还确定了一个反比关系，符合加热理论，之间的斜率的差异发射测量（DEM）冷却的峰值温度和观测到的比率的日冕过渡区强度。这些结果突出了窄带观测的使用和在日冕加热研究中适当考虑过渡区的重要性。
2020-12-03 astro-ph.SR
Solar Active Region Heating Diagnostics from High Temperature Emission using the Marshall Grazing Incidence X-ray Spectrometer (MaGIXS)
高温等离子体的相对量已被发现是一个有用的诊断，以确定次分辨率结构上的日冕加热的频率。当回路不经常加热时，预计在更宽的温度范围内进行广泛的排放测量（EM）。对于环路更接近平衡的高频加热，预期EM更窄。软X射线光谱包含许多提供高温诊断的谱线，包括来自Fe XVII-XIX的谱线。2020年，马歇尔掠入射光谱仪（MaGIXS）将对这一太阳光谱区域进行观测。在本文中，我们得出预期的谱线强度在MaGIXS不同量的高温等离子体，以证明一个简单的线比，这些提供了一个强大的诊断，以确定加热频率。同样，我们检查AIA通道强度的比率，从XRT的过滤器比率，和从FOXSI探空火箭的能量带，以确定它们对这个参数的敏感性。我们发现，FOXSI和MaGIXS提供了良好的诊断能力的高温等离子体。然后，我们将预测的线比率与数值模型的输出进行比较，并确认MaGIXS比率为加热频率提供了极好的诊断。
2019-09-05 astro-ph.SR
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
Testing Theories of Solar Coronal Heating with Three-Dimensional Forward Modeling
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NorthWest Research Associates（西北研究协会）
研究太阳日冕加热理论，通过三维正向建模，利用磁场势场外推、一维模型填充等离子体参数并计算强度，结合多种加热参数化及间歇性加热冷却影响，找到与实测强度最佳匹配的参数范围，参数值与特定模型预测一致。
2026-07-22 astro-ph.SR
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。
2012-05-24 astro-ph.SR
Identification of coronal heating events in 3D simulations
太阳日冕加热问题自1939年以来一直是一个悬而未决的问题。一个提出的模型的运输和释放的机械能产生的子光球层和光球是nanoflare模型，结合欧姆加热，通过磁重联释放一部分的能量存储在磁场中。验证这个模型的问题是，我们不能解决观测上的小尺度事件。耀斑的可观测特征的直方图，显示幂律行为，能量释放率，大小和总能量。根据能量释放的幂律指数，纳米耀斑可能是日冕加热的重要候选者;我们试图找到这个指数。在本文中，我们采用了数值程序Bifrost产生的3D-MHD模拟，和一种新的技术来识别在特定时刻的3D加热事件。我们探索的量是焦耳加热，这是明确相关的磁重联，因为依赖于旋度的磁场。我们能够在特定快照的卷$24 \times 24 \times 9.5 \ \textrm{Mm}^3$（即$768 \times 786 \times 331$网格单元）中识别4136个事件。我们发现每秒释放的能量的幂律斜率，和两个幂律斜率的确定的体积。所识别的能量事件并不代表所有释放的能量，但是在所识别的事件中，最大事件的总能量主导能量释放。大部分的能量释放发生在较低的日冕，而加热随着高度下降。我们发现，一个特定的识别方法，大事件可以分解成较小的，但在总的确定的能量释放的代价。不能被识别为事件的能量释放倾向于低能量释放机制。
2017-03-09 astro-ph.SR
On the ultraviolet signatures of small scale heating in coronal loops
研究太阳紫外线发射谱线的统计特性可以提供有关小尺度日冕加热性质的信息。我们扩大以前的工作，调查这些属性。我们研究是否由一个指定的加热函数产生的离子发射线强度的预测统计分布的影响的等电子序列的离子属于，以及在它形成的特征温度。特别强调的是放在属于锂等电子序列的强共振线。预测现有的空间紫外光谱仪观测到的发射线。本文还研究了用宽带成像仪而不是光谱仪观测时对谱线统计特性的影响。我们使用一个流体动力学模型来模拟一个小的，空间上无法分辨的尺度上的纳米火焰加热的环路系统的紫外线发射。我们选择在相似温度下发射但属于不同等电子组的线：Fe IX和Ne VIII，Fe XII和Mg X，Fe XVII，Fe XIX和Fe XXIV。我们的模拟证实了以前的结果，几乎所有的线有一个强度分布，遵循幂律，以类似的方式加热功能。然而，只有高温谱线最好地保持了加热函数的幂律指数（Fe XIX是这里给出的情况下最好的离子）。Li等电子谱线的贡献函数具有较长的高温尾，因此与其他谱线相比具有不同的统计性质。然而，对于Fe XXIV，情况并非如此，它可以用作日冕加热功能的诊断。我们还表明，幂律指数的加热功能被有效地保存时，观察线的宽带成像仪器，而不是光谱仪。
2010-09-21 astro-ph.SR
EUV flickering of solar coronal loops: a new diagnostic of coronal heating
我们以前的工作发现，在活动区核心（具有超热等离子体的证据）中观察到的EUV光变曲线与从具有幂律能量分布的许多脉冲加热股线的随机组合的模型中预测的光变曲线之间存在最佳一致性。我们扩展了这项工作，包括空间分辨链建模和通过研究发射沿环的EUV 94 A和335 A通道的大气成像组件上的太阳动力学天文台的演变。利用前人工作的最佳参数作为本工作的输入，我们发现在94 A通道中，由随机热脉冲驱动的随机涨落的幅度从环的底部到顶部增加，反之亦然，在335 A通道中，从顶部到底部增加。通过观察沿着活动区域核心的亮弧的一组对齐的相邻像素来证实该预测。因此，像素波动的图可以提供对纳米张开区域的简单诊断。
2016-01-15 astro-ph.SR
Spatio-temporal analysis of chromospheric heating in a plage region
我们的知识加热机制，在色球层的plage地区的工作仍然是高度不受约束的观测研究。我们的研究的目的是估计色球加热条款从一个plage数据集，其时空分布特征和设置的加热过程中的工作约束。我们利用NLTE反演推断模型的光球和色球层的一个plage数据集获得的瑞典1米太阳望远镜。我们使用这个模型大气计算的色球辐射损失H i，Ca ii和Mg ii原子。我们近似的色球加热项由反演模型预测的净辐射损失。为了使时间序列的分析在一个大的视野计算上易于处理，我们利用神经网络。在低色球层，来自Ca ii线的贡献占主导地位，位于光球脚点周围。在上层色球层，H i的贡献占主导地位.在上层色球层的辐射损失形成一个均匀的补丁，覆盖的plage区域。净辐射损失可分为平均振幅为ampQ = 7.6 kW m^{-2}的周期性分量和平均值为-26.1 kW m^{-2}的静态（或非常缓慢演变）分量。我们的解释是，在较低的色球层，辐射损失跟踪尖锐的下边缘的热磁冠，那里的电流预计是大的。在色球上层，磁场和净辐射损耗的分布都是充满空间的，而周期分量的振幅最大。我们的研究结果表明，声波加热可能是负责三分之一的能量沉积在上层色球层，而其他加热机制必须负责的休息。
2022-03-30 astro-ph.SR
Diversity of Cold Worlds: Predicted Near- to Mid-infrared Spectral Signatures of a Cold Brown Dwarf with Potential Auroral Heating
该研究扩展W1935在1—20微米的有/无热逆温光谱，识别甲烷、氨及CO₂/CO等特征，解释其中红外CMD离群现象并揭示冷褐矮星光谱多样性。
2025-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-Lundquist Number Scaling in Three-Dimensional Simulations of Parker's Model of Coronal Heating
帕克的模型是日冕加热机制中讨论最多的一个，并引起了许多争论。我们最近在该问题的二维（2D）版本中获得了新的缩放结果，表明在统计稳定状态下加热速率变得与电阻率无关[Ng和Bhattacharjee，Astrophys. J.，675，899（2008）]。我们的数值工作现在已经扩展到3D的大规模数值模拟。随机光球脚点运动的时间比运动的相关时间长得多，以获得收敛的平均日冕加热率。针对Lundquist数的不同值进行模拟以确定缩放。在高伦德奎斯特数限制，到目前为止获得的日冕加热率是一致的趋势，是独立的伦德奎斯特数，如先前的分析以及二维模拟预测。在相同的限制下，由随机足点运动建立的平均磁能倾向于具有比2D模拟中弱得多的对Lundquist数的依赖性，这是由于强电流层的形成和随后的平衡变得不稳定时的破坏。我们将提出缩放分析表明，当耗散时间是可比的或大于随机足点运动的相关时间，加热速率往往成为独立的伦德奎斯特数，并且磁能生产也显着减少。
2012-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfvén Wave Turbulence as a Coronal Heating Mechanism: Simultaneously Predicting the Heating Rate and the Wave-Induced Emission Line Broadening
在目前的工作中，我们测试的预测AWSoM模型，全球扩展MHD模型能够计算的传播和湍流耗散的阿尔文波在任何磁拓扑结构，对高分辨率光谱的静止离盘太阳日冕。波浪耗散是该模型中唯一假设的加热机制。将3D模型结果与CHIANTI原子数据库相结合，我们能够创建合成的视线光谱，其中包括由于热和波相关的非热运动引起的发射线展宽的影响。据我们所知，这是第一次使用全局模型来获得合成非热谱线展宽。我们得到了一个稳态的解决方案驱动的天气磁图和SUMER观测的静止区域上方的太阳西翼在赤道延伸1.04和1.34太阳半径之间的合成光谱进行了比较。预测的线宽和总线通量与5种不同离子的观测结果一致。使用3D解决方案，我们能够定位对用于测量电子特性的发射贡献最大的区域;我们发现该区域是伪流光，其模拟的电子温度和密度与测量的一致。我们的结论是，湍流耗散假设在AWSoM模型可以同时考虑到所观察到的加热率和非耗散波能量在该地区观察到的。
2014-01-02 astro-ph.SR physics.space-ph
A Model for Gradual Phase Heating Driven by MHD Turbulence in Solar Flares
日冕耀斑辐射通常被观测到衰减的时间尺度比脉冲驱动的一维耀斑环模型所预测的要长。这种差异在渐变阶段最为明显，在渐变阶段，这些模型的排放在几分钟内衰减，而不是经常观察到的一小时或更长时间。磁重联被认为是耀斑的能量来源，但应该在几秒钟内将能量沉积到给定的环中。模型补充这一脉冲热与长期的，持续的特设加热已成功地再现了长时间的排放，但没有提供一个明确的物理理由。在这里，我们提出了一个模型，扩展耀斑加热的湍流阿尔文波的缓慢耗散过程中通过电流片的新重新连接的通量管缩回。使用一维模拟，我们跟踪的生产和演变的MHD波湍流被困反射从过渡区的高密度梯度。湍流能量通过反向传播波之间的非线性相互作用耗散，在这里使用现象学的一点闭合模型建模。从模拟合成的AIA EUV光曲线能够再现数十分钟量级的发射衰减。我们发现，这个简单的模型提供了一个可能的机制，用于产生所观察到的日冕耀斑排放自洽从重连供电的耀斑能量释放所需的延长加热。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Mixing, heating and ion-neutral decoupling induced by Rayleigh-Taylor instability in prominence-corona transition regions
本文用部分电离等离子体双流体模型模拟日珥—日冕过渡区RTI，揭示磁场构型对离子-中性体解耦、重力能释放、摩擦与黏性加热及观测解释的影响。
2024-02-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Understanding the Energy Input Required for Methane Emission on CWISEP J193518.59-154620.3: A Comprehensive Analysis
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究借助PICASO模型分析Y型矮星WISE 1935的热反转与甲烷排放，明确其能量输入要求，探讨潜在加热来源，为理解褐矮星大气物理机制提供了关键依据。
2026-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
