Vortex shedding is an oscillating flow that is commonly observed in fluids due to the presence of a blunt body in a flowing medium. Numerical simulations have shown that the phenomenon of vortex shedding could also develop in the magnetohydrodynamic (MHD) domain. The dimensionless Strouhal number, the ratio of the blunt body diameter to the product of the period of vortex shedding and the speed of a flowing medium, is a robust indicator for vortex shedding, and, generally of the order of 0.2 for a wide range of Reynolds number. Using an observation from the Atmospheric Imaging Assembly on board the Solar Dynamics Observatory, we report a wavelike or oscillating plasma flow propagating upward against the Sun's gravitational force. A newly formed shrinking loop in the post-flare region possibly generates the oscillation of the upflow in the wake of the hot and dense loop through vortex shedding. The computed Strouhal number is consistent with the prediction from previous MHD simulations. Our observation suggests the possibility of vortex shedding in the solar corona.
Tracing Electron Beams in the Sun's Corona with Radio Dynamic Imaging Spectroscopy
我们报告了分米波长的III型射电爆发（IIIdm型爆发）的观测-超热电子束在低日冕中传播的特征-使用最近升级的Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）对于第一次，IIIdm型爆发的成像具有高的时间和频率分辨率在一个广泛的频带，使电子束的轨道在电晕推断。同时硬X射线（HXR）和极紫外线（EUV）的观测，我们表明这些光束从位于低日冕的能量释放网站在低于15微米的高度，并沿着一束离散的磁环向上传播到日冕。我们的观测使沿磁环的等离子体密度的直接测量成为可能，并使我们能够将这些磁环的直径限制在100公里以内。这些过于密集和超薄的环揭示了太阳日冕的基本纤维结构。电子束的脉冲性质，它们对不同磁场线的可访问性，以及由射电观测揭示的磁释放位点的详细结构表明，局部能量释放在时间和空间上是高度碎片化的，支持一个突发重联模型，该模型涉及用于磁能释放和粒子加速的二次磁结构。
Ubiquitous High Speed Transition Region and Coronal Upflows in the Quiet Sun
我们研究了在典型的太阳宁静区观测到的一系列过渡区（TR）发射线的谱线轮廓。在磁网络区，Si IV 1402 nm，C IV 1548 nm，N V 1238 nm，O VI 1031 nm和Ne VIII 770 nm谱线在发射线轮廓的蓝翼显示出明显的不对称性。我们将TR下部和上部的这些高速上升流解释为最近在谱区上方的低日冕中发现的上升流的安静太阳等效物（Hara等人，2008年）。后者已被证明与高速色球针状体直接相关，这些针状体（部分）被加热到日冕温度，并在为活动区日冕提供热等离子体方面发挥重要作用（DePontieu等人，2009年）。我们发现，一个类似的过程可能占主导地位的安静的太阳网络。我们提供了一个新的解释所观察到的安静的太阳TR发射的色球层和日冕之间的无情的质量传输-从动态的情节加热和质量注入到日冕以及从以前充满，缓慢冷却，日冕等离子体的混合物的发射。对观测到的上升流分量的分析表明，它携带了足够的热等离子体，在宁静日冕的能量和质量平衡中发挥了重要作用。我们确定的温度依赖性的上升流速度来约束的加速和加热机制，驱动这些上升流。我们还表明，这些上升流的时间特性表明，有时会导致准周期信号的一个情节驱动程序。我们认为，至少有一些的准周期性观测日冕成像仪和光谱仪，以前被解释为传播磁声波，而不是这些上升流造成的。
Energy transport and heating by torsional Alfvén waves propagating from the photosphere to the corona in the quiet Sun
在太阳大气层中，阿尔文波被认为在能量从光球层到日冕和太阳风的传递中，以及在色球层的加热中扮演着重要的角色。我们进行了数值计算，以调查与扭转阿尔文波传播的磁通量管，扩大从光球日冕在安静的太阳条件下的能量传输和耗散。我们放置一个宽带驱动器的光球注入的波能量通量的$10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$和考虑欧姆的磁扩散和离子中性碰撞的耗散机制。我们发现，只有一小部分的驱动通量，$\sim 10^5$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，能够达到日冕的高度，但它可能足以部分地补偿总的日冕能量损失。对于1 kG的光球场强度，最大透射率的频率为$\sim 5$ mHz，并且对于较弱/较强的场，最大透射率的频率偏移到较小/较大的频率。较低的频率在过渡区被反射，而较高的频率被耗散，产生足够的热量来平衡色球辐射损失。中、低色球层的加热主要是由于欧姆耗散，而在高色球层中离子中性摩擦占主导地位。由于磁场的扩展，欧姆扩散被相混合增强。这种效应的重要后果是增加色球耗散，从而减少到达日冕的能量通量。我们提供了经验拟合的透射系数，可用作输入的日冕模型。
Solar Surface Magnetic Field Simulation Enabled Prediction of the Large-Scale Coronal Structure of the 21 August 2017 Great American Eclipse: An Assessment of Model Predictions and Observations
Propagating brightenings in small loop-like structures in the quiet Sun corona: Observations from Solar Orbiter/EUI
在太阳极紫外（EUV）图像中观察到的增亮通常被解释为在过渡区或日冕温度下发生的微米或纳米耀斑的特征。太阳轨道飞行器上的极紫外线成像仪（EUI）最近的观测显示，在安静的太阳日冕中，这种亮度（称为篝火）最小。从2020年5月30日开始，以约400 km的分辨率分析太阳上的EUI 174数据，节奏为5 s，我们在这里报告了一些情况，这些篝火沿着其明显的小（3-5 Mm）环状结构表现出传播特征。测量的传播速度通常在25 km s $^{-1}$和60 km s $^{-1}$之间。如果假设环形等离子体的温度为一百万开尔文，那么这些视在的运动将比局部声速慢。此外，这些增亮表现出非平凡的传播特性，如分叉，合并，反射和重复等离子体喷射。我们认为，这些功能是这些小尺度的磁结构的内部动力学的表现，并可以提供重要的见解的动态响应（$\sim$ 40秒）的环路等离子体的加热事件，以及到加热事件本身的位置。
Full-Disk Spectroscopy of the Solar Corona Across a Solar Cycle with Hinode/EIS
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）；Space Science Division, Naval Research Laboratory（海军研究实验室空间科学部）；Solar Physics Laboratory, Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理学部太阳物理实验室）；Department of Mathematics, Physics and Electrical Engineering, Northumbria University（诺森比亚大学数学、物理与电气工程系）
Observations of the Quiet Sun During the Deepest Solar Minimum of the Past Century with Chandrayaan-2 XSM -- Elemental Abundances in the Quiescent Corona
