SDO/AIA Observation of Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Corona
本文介绍了2010年4月8日太阳动力学观测站（SDO）拍摄的日冕图像中涡旋状特征的形成、传播和衰减的观测结果，这些特征与2010年4月8日世界时2：30左右开始的一次喷发有关。沿着喷发（变暗）区域和周围日冕之间的界面形成的一系列漩涡。它们的大小从几角秒到十角秒不等，以6-14公里/秒的速度沿着界面行进。这些特征在大气成像组件（AIA）的七个不同EUV波段中的六个波段中清晰可见。基于这些特征的结构、形成、传播和衰减，我们将这些特征确定为EUV中日冕中Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的第一个观测结果。线性分析和KH不稳定性的MHD模型都支持这种解释。我们认为，这种不稳定性是由日冕物质抛射（CME）的爆发磁场和闭合磁场之间的速度剪切驱动的。剪切流驱动的不稳定性在日冕等离子体的能量传递过程中起着重要的作用。
2011-01-25 astro-ph.SR
Eruption of prominence triggered by coronal rain in the solar atmosphere observed by SDO/AIA and Stereo/EUVI
太阳大气中日冕物质抛射（CME）的触发过程尚未完全了解。我们使用从不同的航天器在几个波长的观测，以检测一个日珥/灯丝的不稳定过程，随后爆发的CME。SDO航天器获得了304、171、193和211飞秒的谱线时间序列，STEREO航天器获得了304、171、195和284飞秒的谱线时间序列。2011年11月8日至23日期间，SDO，STEREO_A和STEREO_B在不同角度观测到日珥/暗条系统。观测结果显示，在11月20日20：00 UT，一个巨大的龙卷风开始在日珥底部附近发展，后来导致出现日冕雨（11月21日16：00 UT），从日珥的主质量下降。日冕雨一直持续到11月22日20：20 UT，并导致日珥不稳定，之后在11月22日22：30 UT发生了CME。我们认为，由于日冕雨的质量损失可能会导致不稳定的连续性和随后的爆发。观测从日冕物质的主要部分落下的日冕雨可用于预测空间天气。
2021-10-04 astro-ph.SR
The Wave Properties of Coronal Bright Fronts Observed Using SDO/AIA
日冕亮锋（CBF）是以每秒数百公里的速度在日冕中传播的大尺度波前。虽然他们的运动学已被详细研究，许多问题仍然存在的时间演变的幅度和脉冲宽度。在这里，同期的高节奏，多热观测的太阳日冕从太阳动力学观测站（SDO）和太阳地关系观测站（STEREO）航天器被用来确定的运动学和膨胀率的CBF波前观察2010年8月14日。与SDO相比，CBF具有较低的初始速度和较弱的减速（~340 km/s和-72 m/s/s，而不是~410 km/s和-279 m/s/s）。来自SDO的CBF运动学被发现是高度依赖于通带的，在335 A和304 A通带中，初始速度范围从379+/-12 km/s到460+/-28 km/s，加速度范围从-128+/-28 m/s/s到-431+/-86 m/s/s。这些运动学被用来估计一个安静的日冕磁场强度范围约为1-2 G。还观察到显著的脉冲展宽，扩展速率为~130 km/s（STEREO）和~220 km/s（SDO）。通过将CBF视为高斯包络内正弦波的线性叠加，发现脉冲的色散率约为8-13 Mm^2·s^-1。这些结果表明，通过非均匀介质传播的快模式磁声波脉冲。
2011-09-27 astro-ph.SR
Coronal Density and Temperature Profiles Calculated by Forward Modeling EUV Emission Observed by SDO/AIA
我们提出了一个模型的等离子体大气中的光学薄EUV发射的强度。我们将我们的模型应用于使用SDO/AIA仪器的六个光学薄EUV通道观察到的日冕。等离子体的发射率使用CHIANTI表从密度和温度计算，然后通过沿视线的积分来确定强度。我们考虑几种不同的配置文件的径向密度和温度分布，其中每一个都是由观测数据单独约束，没有进一步的物理假设。我们首先通过将其应用于日冕的安静区域来演示该方法，然后将其用作包括冕洞的模型的背景分量，从而估计洞内外的等离子体密度和温度。我们比较我们的结果与差分发射测量（DEM）反演。对日冕密度和温度分布的更精确的估计有可能帮助限制等离子体的特性，例如当与地震学等方法结合使用时的磁场强度。
2020-03-30 astro-ph.SR
Spectroscopy at the solar limb: II. Are spicules heated to coronal temperatures ?
所谓的II型针状体被认为与日冕加热有关，因为它们在太阳表面无处不在，最终延伸到日冕。我们调查是否太阳针状物被加热到过渡区或日冕温度，并达到日冕高度（>6微米），使用多波长观测的肢体针状物在不同的色球谱线（钙II H，Hepatite，Halpha，钙II IR在854.2 nm，He I在1083 nm）。我们确定了各个骨针的线宽和整个视野，并估计了不同类型的离肢特征所达到的最大高度。我们从不同化学元素的谱线的线宽推导出动力学温度和非热速度的估计。我们发现，大多数规则的骨针达到约6毫米以上的太阳边缘的最大高度。在较大高度发现的大多数特征形状不规则，具有比骨针明显更大的侧向延伸。所有谱线中的单个和平均谱线轮廓都显示出其线宽随着高于肢体的高度而减小，只有极少数例外。动温度和非热速度都随高度的增加而减小。我们没有发现任何迹象表明我们的数据中的针状体达到日冕高度或过渡区或日冕温度。
2016-06-20 astro-ph.SR
Effect of Size of the Computational Domain on Spherical Nonlinear Force-Free Modeling of Coronal Magnetic Field Using SDO/HMI Data
太阳日冕磁场产生太阳活动，包括极高能量的太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。了解日冕磁场的结构和演变对于研究和了解空间天气的起源具有重要意义。虽然日冕磁场仍然很难直接测量，但人们对利用光球矢量磁图作为边界数据精确模拟太阳黑子区域内和周围的磁场非常感兴趣。在这项工作中，我们调查的影响所选择的域的大小为冠状磁场建模模型的解决方案。本文应用球面优化方法对2012年3月9日20：55UT太阳动力学观测站（SDO）上的日震和磁成像仪（HMI）观测到的四个活动区的矢量磁图数据进行了分析。结果表明，感兴趣的AR的磁通量密度、电流密度和自由磁能密度等量与在较宽视场内的相同区域中获得的相应量显著不同。在与域外有联系的地区，这种差异甚至更为明显。
2014-09-05 astro-ph.SR
SDO Observations of Magnetic Reconnection at Coronal Hole Boundaries
利用\emph{Solar Dynamics Observatory}上的大气成像仪（AIA）和日震磁成像仪（HMI）的观测资料，研究了极区冕洞赤道延伸区的冕洞边界。在193幅射电图像中，观测到CHB上大量极紫外（EUV）喷流，这些喷流似乎是磁重联的特征，并且有些喷流在同一地点重复出现。喷流的演化与磁场的产生和消除有关。我们注意到，东西CHB都向西移动，移动速度与光球差旋速度相比接近于刚性自转速度。这表明CHB的磁重联导致了CHB的演化，并维持了冕洞的刚性旋转。
2011-03-19 astro-ph.SR
Differences in physical properties of coronal bright points and their ALMA counterparts within and outside coronal holes
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的单碟波段6观测资料，结合大气成像仪（AIA）获得的极紫外（EUV）193 $\overset{\circ}{\mathrm{A}}$滤波图和日震磁成像仪（HMI）获得的磁图，研究并比较了冕洞（CH）内外的冕亮点（CBP）亮度和面积。太阳动力学天文台（SDO）使用冠状孔分析工具集（CATCH）从SDO/AIA图像中提取CH边界，并在SDO/AIA、SDO/HMI和ALMA数据中识别CBP。在ALMA和SDO/AIA图像的亮度和面积的测量进行CBPs内CH和安静的太阳区域以外的CH。测量的物理性质的统计分析导致在一个较低的平均CBP亮度在ALMA和SDO/AIA数据的CBPs内的CH。根据CBP的样本量，SDO/AIA数据的强度差异和ALMA数据的亮温差异，CH内部和外部CBP之间的差异范围为2 $σ$和4.5 $σ$，表明这两个CBP组之间存在统计学显著差异。对于CBP区域，CH边界内的CBP平均显示较小的区域，对于SDO/AIA数据，观察到两个CBP组之间的差异在1 $σ$和2 $σ$之间，对于ALMA数据，差异高达3.5 $σ$，表明CBP区域也存在显著差异。考虑到测量的属性，我们得出结论，CH内部的CBP平均亮度往往较低，但与CH外部的CBP相比也较小。该结论可能指向CBP周围的局部CH区域的特定物理条件和性质限制CBP的最大可实…
2022-12-19 astro-ph.SR
Solar limb faculae: intensity contrast from two vantage points
Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）
利用双视角观测，研究日日冕边缘黑子的亮度对比，发现其对比度高于单一视角观测。
2025-11-06 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
Hinode/EIS Line Profile Asymmetries And Their Relationship with the Distribution of SDO/AIA Propagating Coronal Disturbance Velocities
利用太阳动力学天文台的Hinode/EIS和大气成像阵列（AIA）的联合观测，我们探讨了日冕EUV谱线轮廓的不对称性。我们发现，不对称存在于所有的谱线研究，而不仅仅是最近在文献中报道的最热的线。这些不对称性表明，第二发射分量的速度在不同温度下相对一致，并且与SDO/AIA图像中可见的低层大气中物质插入的表观速度一致，作为传播的日冕扰动。此外，所观察到的不对称性在整个采样的温度空间和所研究的小区域中具有相似的幅度（几个%）和宽度（从RB分析确定）。显然，在RB分析中发现不对称的位置有两个排放分量，它们的特征与SDO/AIA数据确定的特征一致。从我们的分析中没有证据表明第二个组成部分比线的主要组成部分更宽。
2012-01-25 astro-ph.SR
Where is the base of the Transition Region? Evidence from TRACE, SDO, IRIS and ALMA observations
经典的太阳模型将色球-日冕过渡区（CCTR）定位在$τ_{5000} = 1$水平之上的$\sim2$ Mm处，而rMHD模型将其定位在更宽的高度范围内。观察性验证很少。我们回顾和讨论最近的结果，从各种仪器和光谱域。在SDO和TRACE图像中，针状体出现在1600、1700和304 A波段的发射和EUV波段的吸收中;后者是由于H和He I的光电离。在最短的可用AIA波长，并考虑到光球边缘是$\sim0.34$ Mm以上的$τ_{5000}=1$水平，我们发现，CCTR发射开始于$\sim3.7$ Mm;外推到$λ=0$，那里没有色球吸收，我们推断出$3.0\pm 0.5$ Mm的高度，以上的值2.14 Mm的Avrett & Loeser模型。色球范围的另一个指标是网络结构的高度。高度的差异会使地磁图中的特征相对于它们的对应物产生向边缘的移动。使用这种方法，我们测量了太阳盘中心的$0.14\pm0.04$ Mm（1700 A），$0.31\pm0.09$ Mm（1600 A）和$3.31\pm 0.18$ Mm（304 A）的高度。先前报道的可能的太阳周期变化没有得到证实。第三个指标是在紫外线的肢体的位置，其中镁II三重线IRIS观测显示，他们延伸到$\sim2.1$ Mm以上的2832 A的肢体，而AIA/SDO图像给出的肢体高度$1.4 \pm 0.2$ Mm（1600 A）和…
2022-07-07 astro-ph.SR
Extrapolation of the Solar Coronal Magnetic Field from SDO/HMI Magnetogram by a CESE--MHD--NLFFF Code
由于没有直接的测量数据，日冕中的磁场通常是通过数值方法从光球层外推得到的。目前，非线性无力场（NLFFF）模型是低日冕外推的主要物理模型。最近，我们发展了一个新的带有MHD弛豫的NLFFF模型来重建日冕磁场。该方法基于CESE-MHD模型，采用守恒元/解元（CESE）时空格式。在本文中，我们报告的应用程序的CESE-MHD-NLFFF代码的\SDO /HMI数据与磁图采样的两个活动区（AR），NOAA AR 11158和11283，这两个都是非常非潜在的，产生X级耀斑和喷发。对原始磁图进行预处理以去除力，然后输入到外推代码中。与\SDO /AIA图像的定性比较表明，我们的代码可以重建类似于EUV观察到的日冕环的磁场线。活动区的大多数重要结构都被很好地再现，比如在AR 11158中悬挂细丝的高度剪切场线和在AR 11283中对应于S形的扭曲磁通绳。定量评估的结果表明，无力约束是很好地满足在强场区，但显然不是那么好，在弱场区，由于数据噪声和数值误差的小电流。
2013-04-10 astro-ph.SR
Advances in Observing Various Coronal EUV Waves in the SDO Era and Their Seismological Applications (Invited Review)
全球极紫外（EUV）波是日冕中与高能爆发（如日冕物质抛射（CME）和耀斑）相关的壮观的旅行扰动。在过去的15年里，三代星载EUV望远镜的观测塑造了我们对这一现象的理解，同时也引发了关于其物理性质的争议。自2010年发射以来，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）已经观测到210多个全球EUV波的精美细节，这要归功于其高时空分辨率和全磁盘，宽温度覆盖。对这个大样本的统计分析、一些详细的案例研究和数据驱动的MHD建模的结合，已经将他们的物理解释引向收敛，有利于外部快模式磁声波分量和内部非波CME分量的双峰组成。此外，AIA还发现了与各种爆发相关的新的EUV波和类似波的现象，包括准周期快速传播（QFP）波列，日冕中的磁性开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）和相关的非线性波，以及各种迷你EUV波。目前正在积极研究使用这种波的地震学应用，特别是全球日冕。我们回顾了EUV波研究的进展，重点是最近的SDO/AIA观测，其地震学应用，相关的数据分析技术，以及数值和分析模型。
2014-04-02 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of Secondary Waves Generated by Interaction of the 2011 June 7 Global EUV Wave With Solar Coronal Structures
我们提出了SDO/AIA观测的全球EUV波的相互作用，2011年6月7日的活动区（AR），冕洞（CH）和日冕亮结构。初级全球波具有三维圆顶形状，在不同方向上的传播速度为430-780 km/s。主日冕波在CME膨胀环的前面运行，其传播速度在10-20分钟内近似恒定。当到达其路径上的AR时，主极紫外波明显消失，而二次波以类似的速度在AR边界内75微米处迅速重新出现。当EUV波遇到日冕明亮结构时，会有一个额外的波前出现，并以快2倍的速度在其前面传播。从一个极地CH和日冕亮结构的反射波被观察到，传播速度比主波慢。这些现象中的一些同样可以单独用波或非波模型来解释。然而，总的来说，这些观测结果为众多的全球EUV波提供了新的证据，其中真正的MHD快模波或冲击波在膨胀的CME气泡前面传播。
2011-11-22 astro-ph.SR
First comparison of wave observations from CoMP and AIA/SDO
长期以来，人们一直认为波浪有助于加热日冕和产生太阳风。最近的观测表明，在许多不同的日冕环境中存在准周期性的纵向扰动和无处不在的横波传播。本文研究了不同类型的振荡行为的签名，无论是在太阳翼和磁盘上，通过比较的结果从日冕多通道偏振仪（CoMP）和大气成像组件（AIA）板上的太阳动力学天文台（SDO）的同一活动区域。我们研究横向和纵向的运动，通过比较和对比的时间-距离图像的平行和垂直切割沿/跨活动区扇形环。在CoMP多普勒速度和AIA图像中的横向振荡的平行时空特征之间的比较，连同在AIA中的环路的底部附近看到的传播准周期强度特征的时空分析。利用CoMP多普勒速度（Vphase=600- 750 km/s，P=3- 6 mins）和在AIA/SDO上观测到沿同一磁结构的横向运动特征（P=3- 8 mins）。准周期强度特征（Vphase=100- 200 km/s，P=6- 11 mins）也沿着同一结构的底部传播。在磁盘上，横向和纵向强度特征的签名被AIA观察到;两者都显示出类似的属性，沿结构锚定在同一活动区三天前以上的肢体。通过对垂直距离<2.6 μ m的相邻轨迹进行时空分析，恢复了相关特征。
2013-06-20 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
Impulsive coronal heating from large-scale magnetic rearrangements: from IRIS to SDO/AIA
界面区成像光谱仪（IRIS）在过渡区的足点处观察到了亮点，这些亮点与日冕成像仪观察到的覆盖环中的加热有关。这些增亮中的一些在1402.77 A（logT[K] = 4.9）处的Si iv线中显示出显著的蓝移。这样的蓝移不能复制的日冕循环模型假设加热的热传导，但与电子束加热一致，突出了第一次的非热电子在加热的非耀斑活动区域的可能的重要性。在这里，我们报告的日冕对应的这些增亮观察到的热通道的大气成像组件（AIA）上的太阳动力学天文台。我们表明，IRIS亮点是非常热的和瞬态的日冕循环，显然经历了强烈的磁相互作用和重排的足迹，从而证实了加热的脉冲性质，并提供了重要的限制，其物理解释。
2019-07-04 astro-ph.SR
Off-limb Solar Coronal Wavefronts From SDO/AIA EUV Observations - Implications For Particle Production
我们推导出两个最近的太阳日冕瞬态波观测到的太阳西翼与大气成像组件（AIA）板载太阳动力学观测站（SDO）的任务的运动学特性。两个波发生在连续几天-2010年6月12日和13日，间隔超过$\sim10$ -min。这是第一次，离边波成像高12秒的节奏，使这些瞬态在低日冕之间的$\sim1.1$ -2.0太阳半径（$R_{s}$）的详细分析成为可能。我们使用的193和211个CAPAIA通道的观测来约束这两个波的运动学。我们得到的初始速度为$\sim1287$和$\sim736$公里秒$^{-1}$，和加速度的$-1170$和$-800$米秒$^{-2}$，分别。此外，差分发射测量分析显示，6月13日的波与弱冲击一致。EUV波的位置与同步II型射电暴观测的位置相关。我们发现两者之间有很好的时间和高度关联，这表明波可能是日冕冲击的EUV特征。此外，这些事件与1 AU处质子通量的显着增加有关，可能与波如何通过日冕磁场传播有关。描述这些日冕瞬变将是将它们的特性与太阳附近的高能粒子产生联系起来的关键。
2014-06-09 astro-ph.SR physics.space-ph
First Evidence of Coexisting EIT Wave and Coronal Moreton Wave from SDO/AIA Observations
“EIT波”是一种全球传播的波状现象。它们通常被解释为日冕中的快模磁声波，尽管快模波模型和观测之间存在各种差异。为了调和这些矛盾，我们曾经提出“EIT波”是等离子体压缩的明显传播，这是由于爆发的磁通绳推动磁场线连续拉伸造成的。根据这个模型，“EIT波”之前应该有一个快速模式波，但很少观察到。在2010年7月27日的“EIT波”事件中，我们通过{ \em太阳动力学天文台}（{ \em SDO}）观测的前所未有的高节奏和灵敏度，在“EIT波”之前发现了一个速度为560 km s $^{-1}$的快速移动波前，其速度为$\sim 190$ km s $^{-1}$。结果表明，“EIT波”不是快模波，证实了我们的“EIT波”的场线拉伸模型的预测。特别是，它被发现，冠状莫顿波是$\sim 3$倍快于“EIT波”的预测。
2011-03-04 astro-ph.SR
Resonant absorption as a damping mechanism for the transverse oscillations of the coronal loops observed by SDO/AIA
日冕环代表了快、中、慢三种正常模式振荡。在这项研究中，使用太阳的极紫外（EUV）图像分析了几分钟周期的回路的横向振荡，以及由共振吸收引起的阻尼。利用太阳动力学观测站（SDO）/大气成像组件（AIA）的171个$Å$观测资料，分析了日冕环振荡的周期、阻尼时间、环长和环宽等参数。对于2013年10月11日观测到的环，该环的周期和阻尼分别为19和70分钟。阻尼质量，阻尼时间与周期的比率，计算为约3.6。2013年1月22日记录的提取环的周期和阻尼时间分别约为81和6.79分钟。阻尼质量也计算为12。结果表明，环路横向振荡的阻尼属于强阻尼区，谐振吸收是环路横向振荡阻尼的主要原因。
2019-02-25 astro-ph.SR
Real-time solar wind prediction based on SDO/AIA coronal hole data
我们提出了一个经验模型的基础上的日冕洞覆盖的可见区域接近中央子午线，以预测太阳风的速度在1 AU的提前时间长达4天提前1小时的时间分辨率。线性预测函数用于关联冕洞面积与太阳风速度。功能参数通过使用前3次卡林顿旋转的信息自动调整。因此，该算法自动地对太阳循环的不同阶段期间的太阳风速度的变化做出反应。自适应算法已被应用于SDO/AIA-193 A观测和ACE测量在2011-2013年期间，覆盖41卡林顿旋转和测试。太阳风速度到达时间延迟，平均需要4.02 +/- 0.5天才能到达地球。该算法对156个太阳风高速流峰值振幅产生了良好的预测，相关系数为cc~0.60。对于80%的峰，预测到达匹配的时间窗口内的ACE原位测量的0.5天。同样的算法，使用线性预测，也适用于预测的磁场强度从冕洞地区，但没有给出可靠的预测（cc~0.2）。
2015-01-27 astro-ph.SR
IRIS and SDO Observations of Solar Jetlets Resulting from Network-Edge Flux Cancelation
最近的观测表明，驱动日冕喷流的微暗条喷发的形成和触发是由于多数极性和少数极性磁通量块之间的中性线上的磁通量抵消。我们使用IRIS UV图像和SDOAIA EUV图像以及SDO/HMI的视线磁图研究了冕洞中10个盘上小尺度UV/EUV喷流（喷流）的磁设置，这些喷流小于冕X射线喷流但大于色球针状体。我们观察到经常性的喷流在边缘的磁网络磁通通道的冕洞。根据与IRIS和AIA图像对齐的磁图，我们发现，在9个案例中，可以清楚地看到，这些小喷流来自于以1.5 × 10^18 Mx·hr^{-1}的平均速率进行的通量抵消的位置，并且在它们的底部显示出使人联想到大尺度日冕喷流中底部增亮的现象。我们发现，喷流发生在许多位置沿网络车道的边缘（不限于基地的羽毛），平均寿命为3分钟，速度为70公里。喷流底部的平均宽度（4000公里）比日冕喷流（18,000公里）小三到四倍。基于这些观测到的10个明显的喷流，以及我们以前在安静区域和冕洞中对大规模日冕喷流的观测，我们推断通量抵消是喷流形成和触发的一个重要过程。我们的观察结果表明，网络喷流喷发可能是小规模的类似物，既有较大规模的日冕喷流，也有更大规模的喷发产生CME。
2018-11-10 astro-ph.SR
Variability of Solar Five-Minute Oscillations in the Corona as Observed by the Extreme Ultraviolet Spectrophotometer (ESP) on the Solar Dynamics Observatory Extreme Ultraviolet Variability Experiment (SDO/EVE)
利用太阳动力学观测站（SDO）极紫外光变率实验（EVE）上的极紫外分光光度计（ESP）对太阳作为恒星进行的软X射线测量，在两个六天时间间隔的功率谱中探测到了太阳五分钟振荡。发现最大振幅峰的频率在3.7微赫兹内与已知的全局声学振荡的低阶（l = 0- 3）模式相匹配，并且可以用全局模式泄漏到日冕中来解释。由于光球层和日冕之间的太阳大气变化很大，日冕振荡的频率和振幅很可能随时间而变化。我们调查的功率谱的变化，为个别日子和它们的关联与太阳活动的变化，例如与EUV辐照度的平均水平，和它的短期变化，由于不断变化的活动区域。我们的一天的振荡功率谱的样本的49天期间的低和中等的太阳活动的分析表明，与平均EUV辐照度和辐照度的短期变化几乎没有相关性。我们认为，太阳大气中的一些其他变化，如磁场和/或网络间的配置可能会影响模式泄漏到日冕。
2012-11-04 astro-ph.SR
Intensity contrast of solar network and faculae close to the solar limb, observed from two vantage points
本研究利用SO/PHI和SDO/HMI双视角观测，克服临边磁场信号退化，更准确地确定了太阳临边附近谱斑的亮度对比度及其对磁通量密度的依赖关系。
2023-09-04 astro-ph.SR
The dynamical behaviour of a jet in an on-disk coronal hole observed with AIA/SDO
位于冕洞中的极紫外射流被认为在向日冕和太阳风提供加热物质方面起着重要作用。SDO上的多波长能力和高信噪比探测器允许对这些喷流的演化进行详细研究。我们的目标是利用SDO的能力，揭示射流动力学的信息，并获得与射流相关的等离子体特性的估计。本文研究了冕洞边界AIA/SDO极紫外喷流的动力学性质。详细讨论了射流演化过程，并测量了射流的参数，如长度、宽度、寿命、向外速度等。此外，利用自动排放测量分析来确定射流的温度和密度的估计。还观察到由射流尖顶支撑的传播横波。波的特性的测量被用于磁震学，并与发射测量结果一起用于估计射流的磁场强度。我们提出了一个详细的描述射流的演变，与新的证据等离子体流，在射流的启动之前，沿环路在射流的基础上，还发现进一步的证据表明，沿射流尖顶流包括多个，准周期性的小规模等离子体喷射事件。此外，DEM分析表明，喷流的温度为$\log{5.89\pm0.08}$ K，电子密度为$\log{8.75\pm0.05}$ cm $^{-3}$。横波的测量特性表明，当它以$\sim110$ km/s的速度沿喷流尖顶传播时，横波被严重阻尼。波参数的磁震反演提供了沿喷流尖顶的$B=1.21\pm0.2$ G值，这与以前对冕洞中开放场的估计一致。
2013-10-29 astro-ph.SR
Observations of excitation and damping of transversal oscillation in coronal loops by AIA/SDO
本文研究了横向冕环振荡的激发和阻尼，以及阻尼时间、阻尼质量（每周期阻尼时间）、振幅、耗散机制与尾流现象之间的定量关系。利用NASA \textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）卫星上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）望远镜于2015年3月2日观测到的时间序列数据，包括171 $ \rm{Å}$通带中400张连续图像，节奏为12秒，通过Lomb-Scargle周期图分析了沿日冕环横向振荡的证据。在这项分析中，发现了横向日冕环振荡的快速衰减的特征，其主要振荡周期在$\rm{P=12.25-15.80}$分钟的范围内。此外，横向冕环振荡的阻尼时间和阻尼质量的主导振荡周期的范围内估计$ \rm{τ_d=11.76-21.46}$分钟和$ \rm{τ_d/P=0.86-1.49}$，分别。观测结果表明，阻尼特性随振幅的增大而缓慢下降，但振幅对振荡周期的影响不敏感。阻尼质量和阻尼时间的数量级是在良好的协议与以前的研究结果和理论预测的阻尼扭结模式振荡的耗散机制。此外，环路段的振荡随时间衰减，大致为$t^{-α}$，30个不同段的$α$的幅度值从0.51变化到0.75。
2018-01-28 astro-ph.SR
Meridional motions and Reynolds stress from SDO/AIA coronal bright points data
上下文在SDO/AIA图像中检测和跟踪冠状亮点是可能的。高分辨率和高节奏的组合提供了丰富的数据，可用于以非常高的精度确定太阳表面的速度流。目标。利用$\approx$ 6个月的SDO/AIA观测资料，得到了非常精确的太阳自转廓线，并对纬向流、扭转振荡和水平雷诺应力进行了研究。方法.我们使用了分割算法来检测SDO/AIA图像中的CBPs。我们还利用太阳自转廓线与中央子午线距离（CMD）的不变性来确定19.3 nm通道中的CBPs高度。结果最佳拟合太阳自转廓线由$ω(b)=(14.4060\pm0.0051 + (-1.662\pm0.050)\sin^{2}b + (-2.742\pm0.081)\sin^{4}b)$ { \degr }日$^{-1}$给出。SDO/AIA 19.3 nm通道的CBP高度为$\approx$ 6500 km。经向运动主要是向极的所有纬度，而太阳速度残差显示出扭转振荡的迹象。水平雷诺应力被认为是小的类似的作品相比，但仍然显示出向太阳赤道的角动量转移。结论大多数的结果是一致的多普勒测量，而不是示踪剂测量。水平雷诺应力的计算值相当小可能是由于太阳周期的特定阶段造成的。计算出的旋转轮廓的准确性表明，随着太阳活动周期的演变，测量轮廓的变化是可能的。进一步SDO/AIA CBP数据的分析也将有助于更好地理解旋转速度残差，纬向运动和雷诺应力的时间行为。
2016-01-11 astro-ph.SR
Forward modeling of emission in SDO/AIA passbands from dynamic 3D simulations
通常假设太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的通带中的发射主要是由离子的单个或几个强线，这些离子在平衡条件下在窄的温度范围内形成。然而，大多数SDO/AIA通道还包含来自离子线的贡献，这些离子线的形成温度与“主导”离子显著不同。我们调查这些线的重要性，通过前向建模的SDO/AIA通道与三维辐射MHD模拟的模型，跨越对流区的上层低电晕的排放。该模型是高度动态的。此外，我们还向日冕中注入了一个稳定增加的磁通量，以便通过磁应力的消散来提高日冕温度。因此，随着时间的推移，该模型涵盖了不同的日冕温度范围。该模型涵盖了日冕温度，代表了日冕洞和安静太阳的等离子体条件。发现131、171和304 μ AIA通带受所谓的“非主导”离子的影响最小，并且在这些通道中观察到的发射主要来自在接近主导离子的形成温度的温度下的等离子体。另一方面，其他通道受到非主导离子的强烈影响，因此这些通道中的显着发射来自温度与“正则”值不同的等离子体。我们还研究了非主导离子对AIA通带的影响时，假设不同的元素丰度（光球和日冕），并考虑到电子密度对贡献函数的影响。
2017-10-20 astro-ph.SR
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。
2015-09-15 astro-ph.SR
Improvements on coronal hole detection in SDO/AIA images using supervised classification
我们展示了机器学习算法与分割技术相结合的使用，以区分太阳SDO/AIA EUV图像中的冕洞和灯丝。基于两种冕洞检测技术（基于强度的阈值，SPoCA），我们准备了2011 - 2013年期间太阳上手动标记的冕洞和暗条通道区域的数据集。通过将从EUV观测中提取的区域映射到HMI视线磁图上，我们还包括它们的磁性特征。我们从分割的二进制映射以及从EUV图像和磁图中的分割区域的一阶和二阶纹理统计计算形状度量。这些属性被用于数据挖掘调查，以确定最有效的规则来区分冕洞和暗条通道。我们应用了几种分类器，即支持向量机，线性支持向量机，决策树和随机森林，并发现所有分类规则通常都能取得良好的效果，其中线性SVM提供了最佳性能（真实技能统计值为~0.90）。来自磁场数据的附加信息系统地提高了用于SPoCA检测的所有四个分类器的性能。由于计算在计算时间上是廉价的，因此该方法非常适合于实时数据的应用。这项研究展示了机器学习方法如何帮助改进无监督特征提取方法。
2015-06-22 astro-ph.SR
An Approximate Bayesian Deep Learning Approach for Uncertainty-aware Differential Emission Measure Estimates in the Solar Corona from the SDO
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（北安普顿大学工程、物理与数学学院）
针对太阳日冕DEM反演不适定且计算密集的问题，提出结合蒙特卡洛Dropout的近似贝叶斯深度学习框架，实现逐像素不确定性量化和高效非负DEM重建，在合成与真实数据上验证了准确性与计算效率。
2026-09-09 astro-ph.SR
On the variation of solar coronal rotation using SDO/AIA observations
我们报告太阳日冕层的旋转周期相对于温度（或高度）的变化。为此目的，我们使用的观测大气成像组件（AIA）望远镜上的太阳动力学天文台（SDO）的空间任务。使用的图像是2012年至2018年期间波长为94 nm，131 nm，171 nm，193 nm，211 nm和335 nm的图像。利用通量调制方法对AIA在这些波段获得的太阳全盘面图像进行了分析。选取17个等间隔10度的矩形条带/面元（在太阳上从南80度延伸到北80度）提取极紫外（EUV）强度变化的时间序列，以获得自相关系数。自相关图中拟合到第一次极大值的高斯峰给出会合旋转周期。我们的分析表明，相对于纬度以及温度（或高度）的差异旋转。在本研究中，我们发现不同日冕层的恒星自转周期随温度（或高度）的增加而减小。起源于上过渡区/宁静日冕的AIA-171日冕对应的最低温度（~ 600000开尔文）的平均恒星自转周期为27.03天。恒星自转周期随温度（或高度）而减小，在更高的温度（~ 1000万开尔文）下为25.47天，对应于AIA-131日冕观测中看到的耀斑区域。
2020-01-20 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
White-light Continuum Observation of the Off-limb Loops of the SOL2017-09-10 X8.2 Flare: Temporal and Spatial Variations
对太阳离边白光耀斑的观测为研究耀斑环中的能量释放和传输机制提供了难得的机会。最好的事件之一是SOL 2017 -09-10，这是一个X8.2耀斑，发生在2017年9月10日太阳西翼附近，产生了一个持续60多分钟的WL环系统，高度超过30微米。包括太阳动力学天文台/日震和磁成像仪（SDO/HMI），它在Fe I 6173 A附近的WL连续统中捕获了其离临环，以及大气成像仪组件（SDO/AIA），观察其紫外（UV）和极紫外（EUV）对应物。我们发现准周期性脉动的WL和紫外线的排放在耀斑环顶的周期约8.0分钟。每个脉动似乎有一个EUV对应的发生时间更早，海拔更高。尽管WL和UV图像和光变曲线有许多相似之处，但环顶处的WL通量继续增长约16分钟，而UV通量逐渐衰减。我们讨论了这些前所未有的观测对理解神秘的离边WL耀斑发射机制的影响。
2021-10-27 astro-ph.SR
Solar Orbiter and SDO Observations, and Bifrost MHD Simulations of Small-scale Coronal Jets
我们报告了174年利用太阳轨道器的EUI/ \hri \观测到的盘上安静太阳区域的五个小尺度日冕喷流的高分辨率、高节奏观测。我们将\hri \图像与SDO/AIA的EUV图像相结合，并使用来自SDO/HMI的共同对准的视线磁图来研究射流的磁设置。\hri \喷流是典型日冕喷流的微缩版本，因为它们显示出带有底部增亮的狭窄准直尖顶。五分之三的喷流是由可探测到的微暗条喷发引起的，这种喷发是在微暗条下的中性线处发生通量抵消后产生的，类似于日冕喷流。为了更好地理解射流的物理学，我们还分析了五个小尺度射流从高分辨率的Bifrost MHD模拟合成\FeIX / \FeX \排放。模拟中的喷流位于中性线上方，五分之四的喷流由磁通量抵消触发。温度图显示了在相同的四个喷流中存在冷气体的证据。我们的模拟还显示了喷流螺旋中相反的多普勒频移（\kms的$\pm$ 10 s量级）的特征，这是喷流螺旋中磁场解扭运动的证据。我们观测到的平均喷流持续时间、塔尖长度、底部宽度和速度（和合成\FeIX / \FeX \图像）为6.5 $\pm$ 4.0 min（9.0 $\pm$ 4.0 min），6050 $\pm$ 2900 km（6500 $\pm$ 6500 km）、2200 $\pm$ 850 km、（3900 $\pm$ 2100 km）和60 $\pm$ 8 \kms \（42 $\pm$ 20 \km…
2022-11-12 astro-ph.SR
Solar Coronal Loops Resolved by Hinode and SDO
尽管对太阳进行了数十年的研究，但日冕加热问题仍然没有解决。一个根本的问题是，我们不知道日冕加热机制的空间尺度。在1000公里或更高的空间分辨率下，大多数观测可能代表多个未分辨结构的叠加。在这封信中，我们使用的光谱数据的组合，从日之出EUV成像光谱仪（EIS）和高分辨率图像的大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台，以确定日冕环的空间尺度。我们使用密度测量来构建所观察到的环的多线程模型，并使用更高的空间分辨率的成像数据来确认这些模型。结果允许我们对重现特定循环结构所需的线程数量设置约束。我们证明，在几种情况下，百万度的循环被发现是单一的单片结构，完全空间解决目前的仪器。然而，大多数循环必须由许多更精细的、未解决的线程组成;但模型表明，即使对于这些循环，线程的数量也可能很小，这意味着它们也接近于被解决。这些结果挑战了基于电晕中编织磁场重联的环路加热模型。
2012-06-06 astro-ph.SR
Evidence for collapsing fields in corona and photosphere during the 15 February 2011 X2.2 flare: SDO AIA and HMI Observations
我们使用SDO/AIA仪器获得的高分辨率太阳图像来研究耀斑活动区日冕环的演化。2011年2月15日，一个X-2.2级耀斑发生在NOAA 11158，一个$βγδ$太阳黑子复合体。我们在这次事件中确定了三个不同的日冕环动力学阶段：（i）{ \it缓慢上升阶段}：在耀斑之前环顶的缓慢上升运动，以响应底层通量绳的缓慢上升，（ii）{ \it塌陷阶段}：环顶的突然收缩，较低的环比较高的环更早塌陷，（iii）{ \it振荡阶段}：在不同的周期，环在塌陷阶段之后表现出全局扭结振荡，其中周期随着环的高度减小而减小。这些环路振荡的周期被用来估计在这个活跃区域中的不同环路长度的日冕环路中的场强。此外，我们还利用SDO/HMI观测研究了极性反转线（PIL）附近的光球变化。纵向磁象图显示耀斑后沿PIL的相干斑上的磁通量呈阶梯式的永久性减小。此外，我们研究了HMI斯托克斯I，Q，U，V分布在这个补丁，并发现斯托克斯V信号系统地减少，而斯托克斯Q和U信号增加耀斑后。这些观测结果表明，在耀斑发生后，靠近PIL的磁场结构变得更加水平。我们还使用HMI矢量磁场观测来量化磁场倾角的变化，并发现$\sim$ 10 $^\circ$的磁力线朝向极性反转线（PIL）向内塌陷。这些观测结果与“日冕内爆”假设及其对耀斑相关光球场变化的预测是一致的。
2012-02-08 astro-ph.SR
Pre-flare coronal jet and evolutionary phases of a solar eruptive prominence associated with M1.8 flare: SDO and RHESSI observations
我们调查的触发，激活和喷射的太阳爆发日珥，发生在一个多极通量系统的活动区NOAA 11548在2012年8月18日通过分析数据从AIA上的SDO，RHESSI，和EUVI/SECCHI板STEREO。在日珥激活之前，我们观察到了以井喷喷流形式出现的引人注目的日冕活动，这种喷流与冷通量绳的快速喷发有关。此外，喷流相关的磁绳喷发经历了分裂和旋转，在其向外扩张。这些日冕活动之后是日珥的激活，在此期间日珥以约12 km/s的速度缓慢上升，而日珥下方的区域发出逐渐变化的EUV和热X射线辐射。从这些观察，我们提出日珥爆发是一个复杂的，多步骤的现象，其中内部（系绳切割重连）和外部（即，喷发前日冕活动）过程。日珥经历了灾难性的平衡与M1.8耀斑的脉冲阶段的开始表明大规模的能量释放日冕磁重联的损失。我们得到了具有硬电子谱指数（δ ~ 3）和强HXR足点源的幂律谱形式的粒子加速信号。在脉冲阶段，在爆发的日珥顶点下方观察到一个热的EUV等离子体团，它以约177 km/s的速度向日珥方向喷射。爆发日珥与等离子体团在时间、空间和运动学上的相关性表明，磁重联支持了日珥在日冕下部的快速喷发。
2016-11-11 astro-ph.SR
Recurrent coronal jets observed by SDO/AIA
在本文中，我们对2014年11月7日的三个经常性喷流进行了多波长观测。射流起源于AR 12205边缘的同一区域，并沿同一冠状环传播。喷发是由磁重联产生的，这是由喷流底部连续的磁抵消所证明的。喷气式飞机2的预计初速度为402公里/秒。jet2在上升和下降阶段的加速度并不一致，前者明显大于太阳表面的太阳引力加速度，而后者则小于太阳引力加速度。在射流2传播期间，有两种可能的额外力作用在射流2上。一个是当jet1回落并与jet2相遇时来自jet1的向下气体压力。另一个是射流2快速传播过程中来自周围等离子体的粘性阻力。与此相反，射流3在上升和下降阶段的加速度是恒定的，这意味着射流3的传播不受外力的显著影响。
2021-07-23 astro-ph.SR
Kelvin--Helmholtz instability in a twisting solar polar coronal hole jet observed by \emph{SDO}/AIA
为了模拟太阳北极附近扭曲冕洞喷流中的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性，我们研究了在沿其轴向运动的均匀扭曲通量管中的凹槽（$m = 2$）、$m = 3$和$m = 12$磁流体动力学（MHD）模变得不稳定的条件.利用2010年8月21日\emph{SDO} /AIA观测到的一个扭曲喷流和其他日冕喷流观测资料，我们设定了理论模型的参数，得到了在一个半径为$9.8$ ~Mm的扭曲磁通管中，在密度衬度为$0.474$，Alfvén马赫数为${\cong}0.76$时，对于三种MHD模式，存在不稳定窗口，其宽度主要取决于内部磁场扭曲。结果表明，对于所考虑的模式，方位磁场为$1.3$- $1.4$ ~G（在管边界计算）时，不稳定窗口的宽度为零，即抑制了KH不稳定性的发生。另一方面，在$15$和$12$ ~Mm之间的不稳定波长处，$m = 12$ MHD模的KH不稳定性的发展时间在$1.9$到$4.7$ ~ min的范围内，这与根据观测到的不稳定喷流初始阶段的时间演化估计的增长率一致。
2017-06-12 astro-ph.SR
Magnetic loops above a small flux-emerging region observed by IRIS, Hinode and SDO
我报告的一组磁环以上的一个区域的晚相磁通量出现IRIS，日之出和SDO的意见。环系统由许多长5- 12 \arcsec \、宽$\sim0.5$ \arcsec的移行区环线和长、宽相似的$\sim2$ \arcsec冠状环组成。虽然线圈系统由具有不同温度的线组成，但大多数单个线圈线的温度范围很窄。在环系统的中间，在过渡区出现了明显的系统蓝移，约为10\，\kms \，这与通量出现的图像一致，而在日冕中观察到了红移，约为10\，\kms \。在过渡区，环系统的非热速度小于周围区域，但在日冕中是相当的。环系统的日冕对应物的电子密度范围从$1\times10^9$ \，cm $^{-3}$到$4\times10^9$ \，cm $^{-3}$。还测量了过渡区环的电子密度，发现其值约为$5\times10^{10}$·cm $^{-3}$，比日冕环的电子密度大一个量级。与成像数据一致，来自差分发射测量技术的温度分布证实，一些环路已被加热到电晕。我们的观测表明，磁通出现的后期阶段与早期阶段有很大的不同。虽然观察到的过渡区主要是新兴的通量，这些新兴的环路可以被加热到电晕和加热（如果通过非热过程）最有可能发生后，他们到达过渡区或较低的电晕。
2018-11-08 astro-ph.SR
SDO/AIA Observations of a Reflecting Longitudinal Wave in a Coronal Loop
本文报道了SDO/AIA对一个T~8-10 MK热环强度振荡的高分辨率观测。AIA的图像显示了一个巨大的日冕环，它在等离子体从环的一个足点喷出后迅速加热。在131和94通道的图像中可以非常清楚地看到一个波浪状的强度增强，沿着环路在喷出物之前传播，并在相反的足点反射。波浪反射了四次才消失。它只出现在热，131和94频道。振荡的特征周期和衰减时间分别为$\sim$ 630和$\sim$ 440 s。相速度约为460-510 km/s，大致与环路的声速（430-480 km/s）相匹配。观测到的振荡特性与SOHO/SUMER发现的多普勒频移振荡的观测结果一致，并与它们作为慢磁声波的解释一致。我们认为，脉冲注入等离子体，以下重新连接在一个循环的足点，导致快速加热和传播的纵向压缩波沿循环。波在消失前来回反弹几次。
2014-09-13 astro-ph.SR
Steps toward a high precision solar rotation profile: Results from SDO/AIA coronal bright point data
日冕亮点（CBP）是太阳日冕中普遍存在的与小磁偶极有关的小亮区。利用太阳动力学观测站（SDO）上的大气成像仪（AIA）探测到的CBPs的运动，我们得到了太阳的差自转廓线。我们还调查了仪器和检测算法的局限性造成的日冕亮点检测相关的问题。为了确定日冕亮点的位置和识别，我们使用了分割算法。利用中央子午线距离和纬度与时间的线性拟合来推导速度。我们在短短2天的时间间隔内获得了906个速度测量值。差速旋转曲线可以表示为$ω_{rot} = (14.47\pm 0.10 + (0.6\pm 1.0)\sin^{2}(b) + (-4.7\pm 1.7)\sin^{4}(b))$ \degr天$^{-1}$。我们的结果是在协议与其他工作，它带有合理的误差，尽管使用的时间间隔很短。这是由于AIA仪器与类似设备相比具有更高的灵敏度和分辨率以及高节奏。分割算法也发挥了至关重要的作用，检测到这么多的CBPs，这减少了错误到一个合理的水平。本文提出的数据和方法显示出很大的潜力，以获得非常准确的速度分布，无论是旋转和旋转运动，因此，雷诺应力。从该仪器获得的日冕亮点数据量也应该为研究速度模式的变化提供了一个很好的机会，其时间分辨率只有几个月。其他的可能性是研究CBPs的演化和太阳上磁性元素的自行。
2015-01-06 astro-ph.SR
Fe XII and Fe XIII Line Widths in the Polar Off-limb Solar Corona up to 1.5 Rsun
日冕中形成的谱线的非热展宽常被用来寻找阿尔文波在日冕中传播的证据。为了更好地了解谱线宽度在不同高度上的变化，我们用\textit{Hinode}卫星上的极紫外光谱仪（EIS）测量了在南冕洞外边缘至1.5 $R_\odot$的强Fe \textsc{xii} 192.4、193.5和195.1 \mbox 192.4和Fe \textsc{xiii} 202.0 \mbox 192.0的谱线宽度。我们将我们的测量结果与Alfvén Wave Solar Model（AWSoM）和SPECTRUM模块的预测进行了比较。我们发现Fe \textsc{xii}和Fe \textsc{xiii}线宽首先在1.1 $R_\odot$以下单调增加，然后在1.1和1.5 $R_\odot$之间保持波动。Fe的\textsc{xii}和Fe的\textsc{xiii}的合成线宽在1.3 $R_\odot$以下，明显低于观测值。我们发现，从流光在视线中的发射显着污染的冕洞线轮廓，甚至高达1.5 $R_\odot$在观测和模拟。我们认为，无论是观测和模拟之间的差异是由在AWSoM模拟中的流光的非热展宽不足或观测的影响较小的流光。我们的研究结果强调了在离边观测中识别日冕EUV发射起源的重要性。
2021-05-12 astro-ph.SR
RHESSI and SDO/AIA observations of the chromospheric and coronal plasma parameters during a solar flare
X射线和极紫外观测是对太阳耀斑期间太阳大气各种等离子体参数的重要诊断。软X射线和极紫外线观测经常显示日冕源靠近耀斑环的顶部，而硬X射线发射主要是从色球脚点观测到的。将RHESSI与SDO/AIA同步观测相结合，首次可以使用两种独立的方法确定耀斑期间大范围高度范围内太阳大气的密度，温度和发射轮廓。在这里，我们分析了近的肢体事件期间的第一个硬X射线峰。使用软X射线RHESSI图像发现日冕源的发射测量，温度和密度，而色球密度则使用RHESSI对硬X射线足迹的可见度分析确定。正则化反演技术应用于AIA图像的耀斑找到差分发射措施（DEM）。使用DEM地图，我们确定的排放和温度结构的环，以及密度，并比较它与RHESSI结果。软X射线源和硬X射线源在空间上与EUV环的顶部和底部重合，但是大部分EUV发射源自没有共空间RHESSI发射的区域。沿环的温度分析表明，最热的等离子体出现在冕环顶源附近。EUV观测表明，环腿中的密度随着高度的增加而增加，而温度在不确定性范围内保持不变。
2012-10-11 astro-ph.SR
The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection observed at Ultra-High Cadence by AIA on SDO
研究低日冕中的快速爆发事件是最近发射的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）成像仪的科学目标之一，该成像仪在10个波长下以角秒分辨率和12秒的节奏拍摄全圆盘图像。我们与AIA一起研究了2010年6月13日发生的与M1.0级耀斑相关的脉冲日冕物质抛射（CME）的形成。具体来说，我们分析了CME EUV气泡的形成和它的初始动力学和热演化在低日冕使用AIA图像在三个波长（171，193和211）。我们推导出的CME气泡纵横比（=气泡高度/气泡半径）的时间演变的第一个超高的节奏测量。我们的主要结果是，CME的形成经历了三个阶段：它开始于一个缓慢的自相似膨胀，然后是一个快速但短暂的（约70秒）时期的强烈横向过度膨胀，这基本上创造了CME。然后，CME经历另一个自相似扩展阶段，直到它退出AIA视野。在所研究的时间间隔，日冕物质抛射高度-时间曲线显示出强烈的，短暂的，加速后减速。横向过度扩张阶段与减速阶段一致。脉冲耀斑加热和CME加速是密切耦合的。然而，日冕物质抛射的横向过度膨胀发生在下降阶段，因此与耀斑重连无关。此外，气泡的多热分析没有显示出温度变化的显著证据。
2010-10-25 astro-ph.SR
Featuring dark coronal structures: physical signatures of filaments and coronal holes for automated recognition
当在极紫外（EUV）图像中观察时，灯丝可能会被误认为是冕洞;然而，更仔细的观察会发现它们的光度特性是不同的。结合极紫外图像与光球磁图显示了一些特征的差异之间的灯丝和冕洞。我们对2011年9月和2012年3月获得的7个不同SDO/AIA波长（94，131，171，211，193，304，335~ λ）和SDO/HMI磁图进行了分析，以从光度，磁性和几何角度研究冕洞和暗条，因为投影效应对上述特征起着重要作用。
2017-04-03 astro-ph.SR
Mass Loss Evolution in the EUV Low Corona from SDO/AIA Data
我们对\it太阳动力学天文台上的{\it大气成像组件}（AIA）观测到的三个日冕变暗区的疏散质量进行了分析。这三个事件被明确地确定为白光日冕物质抛射（CME），依次与不同性质的表面活动：脉冲（M级）耀斑，弱（B级）耀斑和没有耀斑的灯丝喷发。使用三个AIA日冕通带允许应用差分发射测量技术来定义变暗区域，并通过分析与喷发相关的电子密度耗尽来确定其疏散质量。从三个调光的质量损失的时间演变可以近似为指数方程，然后是线性拟合。我们从COR 2数据中确定了相关CME的质量。结果表明，从低日冕疏散的质量代表了相当数量的CME的质量。我们还发现，当CME到达COR 2视场时，等离子体仍在从低日冕中抽空。CME的角宽度的时间演化，在低日冕的调光区，和在软X射线的GOES注册的通量都与低日冕的质量疏散的行为密切相关。我们讨论了我们的研究结果对更好地理解与分析调光和日冕物质抛射相关的几个参数的时间演变的影响。
2016-11-02 astro-ph.SR
Formation and evolution of coronal rain observed by SDO/AIA on February 22, 2012
日冕雨的形成和动力学目前还不完全清楚。日冕雨是由日冕中的热不稳定性形成的凉爽而致密的团块以小于重力自由降落的加速度向太阳表面落下。我们的目标是研究日冕雨形成的观测证据，并追踪单个斑点的详细动态。我们使用了2012年2月22日在活动区域AR 11420上方的太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）获得的171个和304个谱线的时间序列。观测结果表明，一个冕环消失在171 K通道中，一个多小时后出现在304 K线$\text{}\text{}$中，这表明冕环从1 MK迅速冷却到0.05 MK。能量估计表明辐射高于热输入，这表明所谓的灾难性冷却。冷却伴随着以冷等离子体形式下降的日冕雨的形成。我们研究了两种不同的水滴坠落序列。第一个序列包括三个不同的斑点。这些团块的平均速度估计为50 km s $^{-1}$、60 km s $^{-1}$和40 km s $^{-1}$。多项式拟合显示了不同团块的不同加速度值，其低于日冕中的自由落体。第一和第二斑点沿着相同的路径移动，但是分别具有和不具有加速度。我们进行了简单的数值模拟两个连续的斑点，这表明，第二个斑点移动的介质中，是由第一个斑点的通道修改。因此，第二斑点具有相对高的速度并且没有加速度，如观察所示。第二个序列包括两个不同的斑点，其平均速度分别为100 km s $^{-1}$和90 km s $^{-1}$。
2015-04-14 astro-ph.SR
Spectroscopic evidence of Alfvén wave damping in the off-limb solar corona
我们利用光谱数据研究了太阳活动区和宁静日冕。在1.1- 2.8 MK温度范围内形成的多条谱线中，活性区清晰可见。我们推导出电子数密度使用线比法，和非热的速度在离临区的距离为140微米。我们比较了密度标度的高度来自几个谱线对预期的标度高度，根据流体静力学平衡模型。利用几条孤立的和未混合的谱线剖面，我们估计了活动区和宁静太阳的非热速度。从活动区的暖线得到的非热速度先随高度增加，然后在远离临边区随高度减小或几乎不变，而热线则随高度一致减小。然而，在安静的太阳区域，从各种谱线获得的非热速度显示出逐渐减少或保持几乎恒定的高度。利用这些参数，我们进一步计算了太阳活动区和平静区的阿尔文波能量通量。我们发现波能通量随高度的增加而显著减少，从而提供了阿尔文波阻尼的证据。此外，我们推导出Alfvén波的阻尼长度在这两个地区，并发现他们是在25-170毫米的范围内。不同的阻尼长度在不同的温度下获得的可能的温度依赖性阻尼或测量得到的不同的日冕结构形成在不同的温度沿视线。温度相关的阻尼可能表明在低日冕中阿尔文波的阻尼中热传导的某些作用。
2017-02-06 astro-ph.SR
Kinematics of an untwisting solar jet in polar coronal hole observed by SDO/AIA
利用太阳动力学观测卫星（SDO）上的大气成像组件（AIA）的多波长数据，研究了太阳北极附近冕洞中的喷流。喷流在喷射过程中呈现明显的螺旋上升运动。通过对射流中6个已识别的运动特征（MF）的跟踪，发现等离子体沿射流轴线以近似恒定的速度运动，同时在横向于轴线的平面内作圆周运动。通过对6条轨迹的轴向和横向高度进行线性和三角拟合，得到喷流的轴向速度、横向速度、角速度、旋转周期和旋转半径的平均值分别为114 km·s $^{-1}$、136 km·s $^{-1}$、0.81 \degr·s $^{-1}$、452 s和9.8 $\times$ 10 $^{3}$ km。随着磁场强度的增加，射流在相应高度的宽度增加。首次从磁通量守恒假设出发，导出了射流中纵向磁场强度的高度变化规律。结果表明，在距喷流底部1 $\times$ 10 $^{4}$ $\sim$ 7 $\times$ 10 $^{4}$ km处，喷流中的通量密度随B=0.5（R/R $_{\sun}$-1）$^{-0.84}$（G）而从15 G减小到3 G。并与前人研究结果进行了比较。
2012-01-20 astro-ph.SR
Coronal bright point statistics II. Magnetic polarities and mini loops
本文利用连续12天的SDO-AIA/HMI观测与自动追踪、人工核验方法，统计346个日冕亮点的磁极性、浮现及合并特征，揭示其形态、磁场结构与辐射和合并行为的关系。
2025-03-14 astro-ph.SR
Phase speed and frequency-dependent damping of longitudinal intensity oscillations in coronal loop structures observed with AIA/SDO
在不同的日冕结构中经常观察到沿日冕环的纵向强度振荡，这被解释为磁声波的签名。本文的目的是估计的慢波的物理参数和这些参数的定量依赖于它们的频率在日冕环，位于上面的活动区与大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。分析了2012年2月12日的观测数据，包括171 $\rmÅ$和193 $\rmÅ$通带中间隔为24秒的300张图像，以获得沿环路结构传播慢波特征的证据。发现了纵向强度振荡的特征，这些振荡在沿着环结构行进时迅速衰减，周期在几分钟到几十分钟的范围内。此外，分别在$\rm{C_s}\simeq 38-79~ \rm {km~s^{-1}}$、$\rm{L_d}\simeq 23-68 ~\rm{Mm }$、$\rm{τ_d}\simeq 7- 21 ~\rm {min}$和$\rm{τ_d/P}\simeq 0.34- 0.77$的范围内测量以主频率为中心的滤波强度的投影（表观）相速度、投影阻尼长度、阻尼时间和阻尼质量。理论和观测结果表明，阻尼时间和阻尼长度随振荡周期的增加而增加，是振荡周期的高度敏感函数，而投射速度和阻尼品质对振荡周期的敏感性不高。此外，物理参数的大小值与电子数密度在$\rm{n_e}\simeq 10^{7} - 10^{12} ~\rm{cm^{-3}}$范围内的日冕等离子体中高频MHD波（$>1.1~ \rm{mHz}$）的理论色散关系的预测吻合…
2016-03-14 astro-ph.SR
