Detection of the third innermost radiation belt on LEO CORONAS-Photon satellite around 2009 solar minimum
我们分析了2009年5月范艾伦内外电子辐射带下，内部和外部的各种磁层区域的高能带电粒子种群的变化。这项研究的基础是从近地圆轨道CORONAS-Photon卫星上相互靠近放置的STEP-F和SphinX仪器获得的实验数据。从高灵敏度STEP-F装置收集的粒子注量的数据分析表明在L = 1.6处存在持久电子带，即，在地球磁层著名的范艾伦电子内辐射带之下。这个“新”带的电子能谱比内带陡得多，因此在南大西洋异常（SAA）之外的L = 1.6上几乎没有记录到能量Ee > 400 keV的电子。我们引入了太阳软X射线分光光度计SphinX中使用的X射线探测器的有效最低阈值能量的概念，并定义了两个区域的值：SAA和Van Allen外带。不同的最低阈值能量值与粒子能谱的不同斜率直接相关。对最初为各种目的建造的STEP-F和SphinX仪器所获得的数据进行交叉分析，使人们能够探测到南半球和北半球辐射带中空间电子分布的高度各向异性特征。我们还发现，在弱磁暴的主相期间，在所有纬度都存在低能电子。
2022-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
X-ray emission from the M9 dwarf 1RXS J115928.5-524717 - Quasi-quiescent coronal activity at the end of the main sequence
研究方法：我们分析了1 RXS J115928.5-524717的XMM-牛顿观测，这是一颗光谱类型为M9的超冷矮星，并将其X射线性质与其他类似的极晚型恒星进行了比较。结果：在所有EPIC探测器中，我们在软X射线能量下清楚地检测到1 RXS J115928.5-524717。在观测过程中只有微小的变化，我们将X射线发射归因于准静态活动。日冕等离子体可以用双温模型很好地描述，在太阳金属丰度为2 MK和6 MK，X射线光度为L_x = 1.0 x 10^26 erg/s的0.2-2.0 keV波段。相应的活动水平log L_x/L_bol = -4.1，表明这是一颗中等活动的恒星。总的来说，来自非常低质量恒星的X射线活动显示出与大质量恒星相似的趋势，尽管它们的内部结构不同。1RXSJ115928.5-524717是继LHS 2065之后，第二颗在准静止状态下以可检测水平发射X射线的超冷M9矮星。虽然这两颗恒星在绝对数量上都很微弱，但它们的X射线都相当活跃，这意味着它们存在一个有效的发电机机制，能够产生磁场活动和日冕X射线发射。
2009-01-20 astro-ph.SR
Formation of Transient Coronal Holes during Eruption of a Quiescent Filament and its Overlying Sigmoid
利用H $α$、He I 10830、EUV和软X射线（SXR）数据，对2006年1月12日发生在太阳盘中心附近的一次暗条爆发进行了观测，该爆发扰动了$\emph{GOES-12}$ SXR成像仪（SXI）观测到的暗条通道上的一个S形通道，导致了该通道的爆发。该事件与太阳和日光层天文台（$\emph{SOHO}$）上的大角度和光谱日冕仪（LASCO）观测到的部分晕日冕物质抛射（CME）有关，并导致形成两个耀斑状条带，爆发后日冕环和两个瞬态日冕洞（TCH），但没有明显记录到与爆发相对应的$\emph{GOES}$或H $α$耀斑。这两个TCHs由相反的磁极性主导，位于喷发的乙状结肠的两端。它们在He I 10830、EUV和SXR观测中显示出相似的位置和形状。在早期喷发阶段，增亮首先出现在两个后续的TCH的位置，这可以清楚地识别在He I 10830，EUV和SXR图像。这一喷发事件可以用磁通量绳模型来解释，而两个TCH很可能是磁通绳的脚。
2009-01-07 astro-ph.SR
Heating of quiescent coronal loops caused by nearby eruptions observed with the Solar Dynamics Observatory and the Solar Upper Transition Region Imager
本研究结合SDO与SUTRI观测，分析两次附近爆发引发长暗条上覆宁静冕环加热与冷却的过程，并通过环流入、X型结构及新重联环证据，指出其加热机制为环间磁重联。
2023-03-28 astro-ph.SR
Predicting the COSIE-C Signal from the Outer Corona up to 3 Solar Radii
我们提出的信号估计，预计在静止的太阳条件下，将获得在EUV的日冕光谱成像仪在其coronagraphic模式（COSIE-C）。COSIE-C被提议用于常规观测相对未被探索的外日冕，我们知道在那里发生了许多影响低日冕和太阳风的基本过程。COSIE-C谱带，186- 205 A，是众所周知的，因为它已被观察到与日出EIS。我们目前的日出EIS观测，我们在2007年获得了1.5 Rsun，表明这一光谱带在静止的流光是由Fe XII和Fe XI和电离温度几乎是恒定的。为了估计1.5- 3.1Rsun区域的COSIE-C信号，我们使用了一个基于1996年两个静止流光的Si XII和Mg X日冕线中的CHIANTI原子数据和SoHO Urea观测的模型。我们重现所观察到的EUV辐射与一个简单的密度模型，光球丰度，和一个恒定的温度为1.4 MK。我们发现，其他理论或半经验模型未能再现的意见。我们发现，在静止流中，日冕COSIE-C信号在3Rsun处应该是每3.1”象素约5个计数/秒。这是前所未有的，开辟了一个重要的发现空间。我们还简要讨论了杂散光和其他太阳特征的可见性。特别是，我们提出了Udash的活动区域流光的观测，表明增加的信号相比，安静的太阳的情况下。
2018-08-23 astro-ph.SR
Formation of solar quiescent coronal loops through magnetic reconnection in an emerging active region
日冕环是太阳活动区的组成部分。然而，其形成机制仍然没有很好地理解。在这里，我们提出了直接的观测证据，通过磁重联形成的日冕环作为新的磁通量进入太阳大气。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）的极紫外观测清楚地显示了等离子体片内磁重联后新形成的环。环的形成也可以在新真空太阳望远镜拍摄的hα线核心图像中看到。SDO上的日震和磁成像仪的观测表明，在日冕环形成之前，正极性通量集中以约0.4 km/s的速度向负极性通量集中移动。在环的形成过程中，我们发现了磁通抵消和随后的增强的两个极性之间的横向场的签名。通过磁流体静力学模型重建的三维磁场结构显示出与AIA图像中的环一致的磁力线。在等离子体片中间歇性地出现了许多平均宽度为1.37 μ m的明亮斑点，并以约114 km/s的速度向上移动。这些团状物的温度、发射量和密度分别约为3 MK、2.0 × 10 ^（28）cm^（-5）和1.2 × 10 ^（10）cm^（-3）。这些斑点的功率谱分析表明，所观察到的重连可能不是由湍流过程为主。我们还发现了速度为20至50公里/秒的流向新形成的日冕环的足迹。
2021-05-07 astro-ph.SR
Neutral Helium Triplet Spectroscopy of Quiescent Coronal Rain with Sensitivity Estimates for Spectropolarimetric Magnetic Field Diagnostics
由于其极化性和磁场敏感性，以及中性氦在部分电离太阳环境中的作用，中性氦三重态（orthohelium）系统提供了重要的，但未充分利用，诊断太阳日冕雨。这项工作描述了在NOAA活动区12468冠状雨的离边观测，在他我10830 $Å$三重获得使用大规模MultipleXed成像光谱仪实验在邓恩太阳望远镜以及从美国宇航局的太阳动力学观测和界面区域成像光谱仪的同时观测。我们在IRIS 1400 $Å$和2796 $Å$通道以及He I 10830 $Å$中同时探测雨。所有通道之间存在的空间相干性与以前观测到的日冕雨的多热性质一致。通过自动探测确定的He I谱廓线的统计分析表明，He I谱线辐射平均为$10^{4}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$ sr $^{-1}$ ;平均平移速度为70 km s $^{-1}$，多普勒宽度分布在10 km s $^{-1}$左右。基于这些结果，预期He I极化信号的前向模型使我们能够使用合成观测值和反演算法（包括适合散射角约束材料沿视线的位置）来估计即将到来的美国国家科学基金会的Daniel K. Inouye太阳望远镜。我们预测联合观测的He I 10830 $Å$和5876 $Å$多重，使用第一光仪器，将提供反向磁场错误的$\pm3.5$ G（$2σ$）的空间尺度的$0.5''$（$\sim360$公里）假设动态有限的积分时间…
2018-09-06 astro-ph.SR
Quiescent and flaring X-ray emission from the nearby M/T dwarf binary SCR 1845-6357
我们研究了SCR 1845 - 6357的XMM-牛顿观测，SCR 1845 - 6357是一颗附近的超冷M8.5/T5.5矮双星。这颗双星在XMM探测器中无法分辨，但X射线发射很可能来自M8.5矮星。我们比较它的耀斑发射类似的非常低质量的恒星，并提出了一个XMM观测M8矮星VB 10。我们检测到准静态X射线发射SCR 1845 - 6357在软X射线能量在0.2 - 2.0 keV波段，以及一个强大的耀斑的计数率增加了30倍，持续时间只有10分钟。准静态X射线光度log L_x = 26.2 erg/s，相应的活动水平log L_x/L_bol =-3.8，表明这是一颗相当活跃的恒星。高达5 MK的日冕温度和频繁的微小变化支持这一观点。在耀斑期间，伴随着近紫外的显著增亮，观测到等离子体温度为25 - 30 MK，X射线亮度达到L_x = 8 x 10^27 erg/s。SCR 1845 - 6357是一颗质量很低的恒星，在准静止时会发出可探测到的X射线，这意味着日冕的存在。高活动水平，日冕温度和观测到的大耀斑指向一个相当活跃的恒星，尽管它的估计年龄只有几个Gyr。
2010-02-11 astro-ph.SR
Quiescent and flaring states of three active stars: V834 Tau, LQ Hya, and BY Dra
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴塔观测科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）
研究三颗K型主序星的X射线静止与爆发冠层，发现其冠层温度、X射线亮度和铁 depletion差异，检测到超新星爆发并探讨其磁活动与恒星环境影响。
2026-04-24 astro-ph.SR
Soft X-Ray Observations of Quiescent Solar Active Regions using Novel Dual-zone Aperture X-ray Solar Spectrometer (DAXSS)
双区孔径X射线太阳光谱仪（DAXSS）于2018年6月18日在NASA 36.336探空火箭飞行中飞行，并在广泛的能量范围内获得了迄今为止太阳软X射线（SXR）光谱的最高分辨率。这一观测是在太阳盘面上有静止（非耀斑）小活动区的时期进行的，当时10.7厘米射电通量（F10.7）为75个太阳通量单位（1 sfu = 10-22 W/m^2/Hz）。DAXSS仪器由LASP开发的双区孔径和Amptek的商用X射线光谱仪组成，该光谱仪测量0.5-20 keV的太阳全圆盘辐照度，分辨率为20 keV。本文讨论了光谱仪的新设计和仪器表征技术。此外，使用CHIANTI光谱模型分析了从2018年探空火箭飞行中获得的太阳测量结果，以拟合太阳日冕等离子体的温度，发射测量和相对元素丰度。在静止的太阳日冕中，铁的丰度比预期的高出35%，这表明我们的光谱模型需要额外的复杂性，或者底层的原子数据库可能需要更新。今后需要对这一光谱范围进行长期系统观测。DAXSS将于2020年底在INSPIRESat-1 CubeSat上飞行，其SXR光谱数据可以通过模拟活动区域和太阳耀斑事件发展期间相对元素丰度的变化，进一步了解日冕加热的来源。
2020-08-26 astro-ph.SR
An analytical model of prominence dynamics
太阳日冕是一种磁性结构，它将冷而致密的气体封闭在一个热的日冕中。日珥可以分为静止日珥和活动日珥。它们的起源和在热日冕（~ $10^6$ K）中冷气体（~ $10^4$ K）的存在仍然知之甚少。在大量的观测和理论（分析和数值）研究中，对太阳辐射的结构和动力学进行了研究。本文建立了一个静止日珥的解析模型，并用于证明日珥速度呈指数增长，这意味着一些气体向下落向太阳表面，阿尔芬波自然存在于日珥中。这些理论预测与目前太阳静止不动的观测资料是一致的。
2017-11-27 astro-ph.SR
Thermodynamics Interpretation of Electron Density and Temperature Description in the Solar Corona
基于全球平衡态的磁流体物理，对CODET模型及其对电子密度和温度的预测进行了热力学解释。热力学解释发现与模型的一致性与磁物质介质是抗磁性的，在理想的磁流体力学（MHD）的背景下。进一步指出，CODET预言了日冕电子气的多变异常指数。研究表明，这种不寻常的特征与低静止太阳日冕是一种磁物质状态的假设是一致的，该状态具有一种底层结构，该结构之前曾被描述为解释气体分子在给定温度和压力下固体表面的二维吸附过程。在我们的情况下，它是假设我们是在一个3-D类似的聚结过程，即在热力学平衡的朗缪尔非晶晶格的存在。以这种方式，介质的磁导率，非色散声速，预期的平衡时间为1.1至1.3 $R_{\odot}$，和能量密度的本构性质的定量确定为大多数的静止日冕在近太阳极小期，从2008年到2009年延长了几个月。
2020-05-16 astro-ph.SR
Observations of the Quiet Sun During the Deepest Solar Minimum of the Past Century with Chandrayaan-2 XSM -- Elemental Abundances in the Quiescent Corona
第一电离势（FIP）低的元素在日冕活动区环中的丰度是光球层的三到四倍。有观测表明，这种观测到的“FIP偏置”在日冕的其他部分可能是不同的，因此这种观测对理解潜在的机制很重要。Chandrayaan-2任务搭载的太阳X射线监测器（XSM）在2019-20年太阳活动极小期期间对太阳进行了软X射线光谱观测，该极小期被认为是上个世纪最安静的太阳活动极小期。这些观测提供了一个独特的机会，研究软X射线光谱的静止太阳日冕在没有任何活动区。通过对XSM的高分辨率宽带X射线光谱进行建模，我们估计了可能是最低太阳X射线强度期间的温度和排放量。我们发现，导出的参数保持几乎恒定的温度约2 MK随时间的推移，这表明发射是由X射线亮点（XBPs）为主。我们还获得了Mg，Al和Si相对于H的丰度，并发现FIP偏置为~2，低于在有源区中观察到的值。
2021-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal mass ejections as a new indicator of the active Sun
日冕物质抛射（CME）已成为太阳活动的重要指标之一，特别是在日光层瞬态事件的后果方面。虽然日冕物质抛射与太阳黑子数（SSN）密切相关，但它们也与太阳上的其他闭合磁区（如静止暗条区）有关。这使得CME成为太阳活动的更好指标。虽然太阳黑子主要代表太阳磁场的环向分量，但静态暗条（以及与之相关的日冕物质抛射）通过冲极（RTTP）现象将环向分量和极向分量连接起来。以各半球的RTTP结束作为太阳极性反转的指示，结果表明，南北反转不对称性具有3-5个太阳周的准周期性。集中在CME的地球空间后果，它表明，最大的CME速度平均在卡林顿旋转周期表现出良好的相关性与地磁活动指数，如Dst和aa。
2018-04-30 astro-ph.SR
Multiwavelength observations of a giant flare on CN Leonis III. Temporal evolution of coronal properties
恒星耀斑影响从光球层到色球层和过渡区到日冕的所有大气层。在不同光谱波段同时进行观测，可以全面了解耀斑不同阶段的环境条件和物理过程。利用VLT和XMM-Newton的UVES光谱仪同时观测了活动M矮星CN Leo的一次大耀斑期间日冕等离子体的性质，分析了日冕温度和辐射测量的时间演化，并研究了耀斑期间电子密度和日冕丰度的变化。光学Fe XIII线发射跟踪较冷的静态电晕。虽然持续时间很短（指数衰减时间< 5分钟），但耀斑峰值的X射线通量超过了静止水平的100倍。整个耀斑的平均电子密度大于5 * 10^11 cm^-3。耀斑等离子体显示出铁的增强的一个因素约。2在耀斑的上升和峰值阶段。我们从耀斑上升、峰值和衰减过程中发射等离子体的演化得出耀斑结构的尺寸小于9000 km。耀斑等离子体的特征表明，耀斑起源于一个紧凑的拱廊，而不是一个单一的环。X射线和光学数据的综合结果进一步限制了不同大气层中等离子体的性质和耀斑结构的几何形状。
2010-03-22 astro-ph.SR
Radio Burst and Circular Polarization Studies of the Solar Corona at Low Frequencies
利用默奇森宽场天线阵（MWA）对日冕进行了低频（80-240 MHz）射电观测，并报告了几项发现。电晕审查，其次是第三类爆发和圆极化静态发射的章节。第二章详细介绍了新的III型爆发动力学。在较高频率处的一个源分量在较低频率处分裂成两个，其中两个分量迅速发散。这是由于电子束穿越发散的磁场配置，这是支持极紫外线喷流观测概述了日冕零点。第三章使用III型爆发高度作为密度探针。谐波等离子体发射意味着比背景模型增强约4倍。这可以用电子束沿致密纤维的传播或提高视源高度的传播效应来解释。静止的电晕模型预测相比，得出结论，传播效应可以在很大程度上，但不能完全解释的表观密度增强。第四章综述了100多次偏振分光观测。探测到约700个致密源，偏振分数从小于0.5%到接近100%。它们被解释为等离子体发射噪声风暴源，其水平以前无法观察到。一个“靶心”结构的冕洞，其中一个外环包围着一个相反的极化中心组件，不匹配的迹象预期的热韧致辐射的报告。大尺度极化结构被证明是良好的相关性与全球磁场模型。最后一章总结了研究结果并展望了未来的工作。偏振图像的初步比较模型的预测是共享的，随着日冕物质抛射观测揭示了一个无线电弧，是形态上类似的白光结构。
2019-12-04 astro-ph.SR
Periodic Variations in Visible Light Brightness as Tracers of Fine Coronal Structures
本研究发现高日冕可见光亮度的周期性变化与冕流尖端对齐，且与日球电流片撕裂诱导磁重联模拟的等离子体释放周期一致，可作为非静态精细日冕射线的示踪剂，并揭示了低中冕存在额外密度释放机制及周期性随太阳周期的调制规律。
2025-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
An MHD Study of Large-Amplitude Oscillations in Solar Filaments
静态灯丝通常受到内部和/或外部扰动的影响，触发不同类型的振荡。特别是，外部大规模的日冕波可以扰乱远程静态丝导致大振幅的振荡。观测报告表明，振荡的激活时间与大规模日冕波阵面通过暗条的时间相吻合，尽管扰动波并不总是容易被检测到。为了有助于了解如何-以及在何种程度上-日冕波能够激发灯丝振荡，在这里，我们用2.5 MHD模拟模拟了一个灯丝漂浮在由日冕冲击波干扰的重力分层日冕中。这种简化的情况导致灯丝的双耦合振荡模式，其在几个周期内被阻尼，从而能够进行详细的分析。参数研究是通过改变灯丝的高度、尺寸和质量等参数来完成的。振荡分析揭示了一个一般的趋势，其中周期的振荡，振幅和阻尼时间随高度增加，而较大半径的细丝表现出较短的周期和较小的振幅。对作用在灯丝上的力的计算表明，主要的回复力是磁张力。
2021-10-14 astro-ph.SR
Elemental composition in quiescent prominences
第一电离势（FIP）偏置目前用于跟踪风和太阳爆发（日冕物质抛射）喷射出的太阳特征的传播。FIP的偏差也有助于我们理解日珥等离子体的形成，因为它是日珥等离子体起源的示踪剂。这项工作的目的是提供元素组成和FIP偏置在静态太阳能电池。这是关键的信息，这些功能连接到太阳喷发的残留物在日光层内测量现场和限制日冕或光球的日珥等离子体的起源。我们使用差分发射测量技术来推导两个双折射的FIP偏置。宁静太阳色球和过渡区数据被用来测试原子数据和谱线形成过程。我们使用来自\ion{Si}{}、\ion{S}{}、\ion{Fe}{}、\ion{C}{}、\ion{N}{}、\ion{O}{}、\ion{Ni}{}、\ion{Mg,}{}和\ion{Ne}{}的低电离阶段的谱线，将FIP偏置限制在$4.2 \le \log T \le 5.8$范围内。我们采用了密度依赖的电离平衡。我们证明了这两个双折射都具有光球成分。我们确认了宁静太阳中的光球成分。我们还确定了不透明度和/或辐射激发的贡献，定期观察到的几条线的形成。因此，我们的研究结果提供了重要的元素，正确解释即将到来的太阳轨道器/SPICE光谱数据，并限制日珥的形成。
2019-05-02 astro-ph.SR
Modeling the Daily Variations of the Coronal X-ray Spectral Irradiance with Two Temperatures and Two Emission Measures
微型X射线太阳光谱仪（MinXSS-1）CubeSat观测到0.5至10千电子伏的太阳X射线。两个温度，两个排放量的测量模型是适合每个每日平均光谱。这些每日平均温度和排放量的措施，绘制对相应的每日太阳10.7厘米无线电通量（F10.7）的值和线性相关性，我们称之为施瓦布-伍兹-梅森（SWM）模型。线性趋势表明，仅基于F10.7测量，可以估计0.5 keV和10 keV之间的太阳光谱。该模型的较冷温度分量表示静止太阳对光谱的贡献，并且基本上与太阳活动无关，这意味着日平均静止太阳可以通过单个温度（1.70 MK）准确描述，而不管太阳强度如何，并且仅需要针对更高或更低的太阳强度调整对应于该温度的排放测量。示出的温暖的温度分量表示活性区域的光谱的贡献，并在5 MK至6 MK之间变化。用GOESXRS-B在1-8埃范围内的数据对该模型进行了验证，发现SWM模型的辐照度与GOESXRS-B的辐照度之比平均接近1。MinXSS-1光谱在静态太阳条件下有非常低的计数超过约3 keV。SWM模型可以生成非常高光谱分辨率的MinXSS-1或DAXSS光谱，并具有扩展的能量范围，以填补测量之间的空白，并将预测扩展到1947年。
2023-01-03 astro-ph.SR
Magnetic Dip Found in a Quiescent Prominence Foot via Observation and Simulation
针对倒钩磁场方向的悖论，本文通过观测发现宁静日珥足中存在向上弯曲的磁凹陷，并结合磁摩擦模拟形成类似结构，揭示了日珥磁场结构，对日珥爆发和日冕物质抛射研究至关重要。
2025-09-24 astro-ph.SR
Observations and models of slow solar wind with Mg9+ ions in quiescent streamers
静止流光的特征是一个特殊的紫外线特征，正如SOHO上的紫外线和日冕光谱仪（UNOPS）的观测结果所指出的那样：重离子发射线（如OVI）的强度显示相对于边缘较暗的核心。以前的模型表明，重离子流发射的结构与流腿处的慢太阳风的加速区域和流芯中的重力沉降过程有关。太阳活动极小期日冕流光中Mg ~（9+）离子极紫外辐射的观测结果是由Udron仪器首次报道的。Mg X 625 A的发射比OVI 1032 A的发射小一个数量级，需要更长的暴露时间才能获得统计学显著的结果。在这里，MgX日冕观测进行了分析和比较，第一次，在氢和OVI排放的太阳最小流光结构。我们采用2.5D三流体模型，以前开发的研究的性质的O 5+离子的流光，并计算第一次的密度，温度，和流出结构的Mg 9+离子在太阳极小流光。Mg 9+离子加热的经验径向加热功能的约束下观察的动力学离子温度从MgX发射线轮廓。Mg 9+密度、温度和流出速度的详细结构由库仑动量和能量交换以及在流注的三流体模型中与电子和质子的电磁相互作用确定。该模型的结果是在良好的定性协议与观测，并提供见解的磁结构的流光，慢太阳风源，重离子的相对丰度之间的可能联系。
2012-11-26 astro-ph.SR
Development and Parameters of a Non-Self-Similar CME Caused by Eruption of a Quiescent Prominence
2013年8月17日，太阳动力学天文台（SDO）、日地关系天文台（STEREO）和太阳和日光层天文台（SOHO）从不同的有利位置观测到了一个巨大的静止日珥的爆发和相关的日冕物质抛射（CME）。日珥对平静太阳的屏蔽产生了一个孤立的负微波爆发。我们估计参数的爆发日珥的无线电吸收模型和测量304个卫星图像。通过两种方法获得的它们的变化是相似的，并且在两个因子内一致。从锋面和地核各组成部分的运动学及其结构变化研究了CME的发展。结果进行了验证，使用电影中的CME膨胀补偿根据测量的运动学。我们发现CME质量（$3.6 \times 10^{15}$ g）主要由日珥（$\approx 6 \times 10^{15}$ g）提供，同时也有相当一部分回流。冠温组分的质量不超过$10^{15}$ g。日冕物质抛射是由日珥的爆发引发的，日珥构成了日冕物质抛射的核心，并一直处于活跃状态。结构和运动学的变化开始在核心和向外传播。CME结构在膨胀过程中继续形成，直到$25 R_\odot$才变得自相似。空气动力阻力是微不足道的。核心形成直至$4 R_\odot$。它的一些组件被观察到变直并向前伸展，这表明核心的缠结结构转变为更简单的磁通绳，随着CME的扩张，磁通绳增长并填充空腔。
2017-09-05 astro-ph.SR
Formation of Quiescent Prominence Magnetic Field by Supergranulations
为了了解静止太阳磁场的形成，其磁场结构的起源，即，必须显示磁通量绳（MFR）。我们使用三维磁摩擦模拟在一个球形子域调查的作用，典型的超颗粒运动的长期形成的一个突出的磁场。利用Voronoi网格模拟了太阳表面在科氏力作用下的时变水平超颗粒运动。超颗粒边界的科里奥利效应引起的涡旋运动将磁螺旋度注入日冕。通过螺旋度凝聚，螺旋度以强剪切磁场的形式沿极性反转线（PIL）传递和积累。超颗粒的发散运动在PIL处会聚相反的磁极性，并驱动剪切磁弧足点之间的磁重联形成MFR。北半球的磁网络、负螺旋度MFR和磁倾区由破碎到连续的形成过程与观测结果一致。虽然包括发散的超颗粒，差异旋转和纬向流，没有科里奥利效应的模拟不能产生一个MFR或剪切弧托管日珥。因此，科里奥利力是静态太阳磁场螺旋度注入和磁结构形成的关键因素。
2022-07-14 astro-ph.SR
The Sun as an X-ray star V.: A new method to retrieve coronal filling factors
Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
本文提出一种新的SaXS方法，通过将太阳日冕区域的发射测量分布转换为XSPEC谱组件，验证了宽波段X射线谱能否直接恢复填充因子，为恒星X射线分析提供了新的物理方法。
2025-10-27 astro-ph.SR
Coronal-Temperature-Diagnostic Capability of the Hinode/X-Ray Telescope Based on Self-Consistent Calibration. II. Calibration with on-Orbit Data
Hinode卫星上的X射线望远镜（XRT）是一个观测日冕的X射线成像仪，能够诊断日冕温度从低于1兆克拉到超过10兆克拉。为了充分利用这一能力，Narukage等人（Solar Phys.269，169，2011）根据地面端到端测试的校准测量值确定了每个X射线焦平面分析滤波器的厚度。然而，在他们的论文中，由于测量中使用的X射线通量不足，用于活动区和耀斑观测的较厚滤光片，即中等Be、中等Al、厚Al和厚Be滤光片的校准不足。在这项工作中，我们重新校准这些较厚的过滤器使用静态活动区的数据与多个过滤器的XRT。在我们更新的校准结果的基础上，我们提出了修订后的日冕温度诊断能力的XRT。
2013-07-17 astro-ph.SR
Swift and XMM-Newton observations of an RS CVn type eclipsing binary SZ Psc: Superflare and coronal properties
本文利用Swift天文台的观测资料，对一个RS CVn型食双星系统SZ Psc上观测到的一次大而长持续时间（$>$ 1.3天）的X射线耀斑进行了深入的研究。在0.35 $-$ 10 keV能带中，峰值亮度估计为4.2 $\times$ 10 $^{33}$ erg s $^{-1}$。利用Swift观测站和XMM-Newton卫星分别在耀斑爆发后5.67 d和1.4 a观测到SZ Psc的静止日冕。静态电晕被发现是由三个温度的等离子体：4，13，和48 MK。对SZ Psc静止日冕的高分辨率X射线能谱分析表明，高第一电离势（FIP）元素比低FIP元素更丰富。耀斑的时间分辨X射线光谱显示了耀斑温度、发射量和丰度的显著变化。耀斑期间的温度峰值为199 $\pm$ 11 MK，发射量峰值为2.13 $\pm$ 0.05 $\times 10^{56}$ cm $^{-3}$，丰度峰值为0.66 $\pm$ 0.09 Z $_{\odot}$.利用流体动力学环模型，我们推导出耀斑的环长为6.3 $\pm$ 0.5 $\times 10^{11}$ cm，而耀斑峰值处的环压和环密度分别为3.5 $\pm$ 0.7 $\times 10^{3}$ dyne cm $^{-2}$和8 $\pm$ 2 $\times 10^{10}$ cm $^{-3}$.产生耀斑的总磁场估计为490 $\pm$…
2022-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Validation of a wave heated 3D MHD coronal-wind model using Polarized Brightness and EUV observations
日冕和日球层的形成和演化的物理性质仍然没有完全了解。三维磁流体全局建模是研究所有可能的候选过程的有力工具。为了充分理解它们各自的作用，我们需要一个验证过程，将模拟的输出与观测数据进行定量比较。在这项工作中，我们提出的结果，从我们的验证过程中应用到波湍流驱动的三维磁流体日冕风模型WindPredict-AW。在模型开发的这个阶段，我们将工作集中在静止条件下的日冕区域。我们分析了三个模拟结果，不同的边界值。我们使用的3D分布的密度和温度，输出的模拟在周围的第一个帕克太阳探测器近日点（在太阳活动的最小值），合成极紫外线（EUV）和白光偏振（WL pB）的图像再现所观察到的日冕。对于这些测试，我们选择了2018年11月6日和7日获得的AIA 193 A，211 A和171 A EUV发射，MLSO K-Cor和LASCO C2 pB图像。然后，我们做定量比较的磁盘和离肢体电晕。我们表明，我们的模型是能够产生的合成图像相比，所观察到的日冕。
2022-04-01 astro-ph.SR
Polarization Diagnostics Applied to Coronal Mass Ejections and the Background Solar Wind
National Center for Atmospheric Research（国家大气研究中心）；Southwest Research Institute（西南研究所）；CIRES, University of Colorado（科罗拉多大学联合空间环境研究中心）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Boston College（波士顿学院）
本文利用偏振诊断技术研究日冕物质抛射及背景太阳风的三维位置和密度衰减特性，探讨 PUNCH 偏振数据在定量诊断中的应用与挑战。
2026-01-20 astro-ph.SR
A Comprehensive Radiative Magnetohydrodynamics Simulation of Active Region Scale Flux Emergence from the Convection Zone to the Corona
我们提出了一个全面的辐射磁流体动力学模拟安静的太阳和大的太阳活动区。197 Mm宽的模拟域从光球层下的18（10）Mm到日冕中的113 Mm。辐射转移假设当地的热平衡，光学薄的辐射损失，和各向异性的传导运输提供了必要的现实合成可观的光球和日冕的遥感观测比较。该模型自洽地再现了安静的太阳，新兴的和发达的活动区，太阳耀斑的M级的观察到的功能。在这里，我们报告的第一个结果的概述。表面磁对流产生向上的坡印廷通量，该通量在日冕中消散并将等离子体加热到超过100万K。静止的日冕也提出了无处不在的传播波，射流，和亮点的大小下降到2微米。磁通量束出现到光球，并产生强大的和复杂的活动区域超过$10^{23}$ Mx磁通量。日冕自由磁能约占总磁能的18%，积累到约$10^{33}$ erg。日冕磁场显然是非力自由的，因为洛伦兹力需要平衡压力和粘性应力以及驱动磁场演化。从$\log_{10}T{=}4.5$到$\log_{10}T{>}7$的发射测量提供了活动区日冕的全面视图，例如不同长度和温度的日冕环，蒸发和冷凝的物质循环，以及从喷流到大规模物质喷射的喷发。
2022-09-05 astro-ph.SR
Hot prominence spicules launched from turbulent cool solar prominences
太阳灯丝是一种致密的冷凝结物，由稀薄的热日冕中的磁场支撑并隔热。它的演化和稳定性，导致爆发或消失，取决于它与周围的热日冕通过一个薄的过渡区，在那里温度急剧上升的耦合。然而，这个过渡区的加热和动力学仍然难以捉摸。我们报告的极端紫外线观测静止的灯丝从太阳动力学天文台，揭示突出针状物传播通过过渡区的日冕系统。这些细针状射流特征通过长丝中材料的湍流运动产生并加热到至少0.7 MK。我们认为日珥针状体不断地将加热的物质引导到日冕中，并有助于丝状体的蒸发和衰变。我们的研究结果揭示了在太阳和星际介质中经常观察到的磁化凝聚中的磁致加热。
2019-07-03 astro-ph.SR
Nanoflare Heating of the Solar Corona Observed in X-rays
在较冷的光球层上存在着百万度的日冕，这是天体物理学中一个尚未解决的问题。对无论太阳活动周期的哪个阶段都存在的静止日冕的详细研究可能会为解决这个难题提供富有成效的线索。然而，加热机制的属性只能在统计上得到这些地区，由于其未解决的性质。在这里，我们基于Upendran & Tripathi（2021 a）的机器学习方案为Pauluhn & Solanki（2007）的经验脉冲加热模型开发了一个两步反演方案，并将其应用于Chandrayaan - 2上X射线太阳监测器（XSM）测量的宁静日冕的圆盘积分通量测量。我们使用三个能量通带中的数据，即，1 - 1.3 keV、1.3 - 2.3 keV和1 - 2.3 keV，并估计典型的脉冲事件频率、时间尺度、幅度和幅度分布。我们发现，脉冲事件发生的频率为$\approx$ 25事件每分钟与一个典型的寿命为$\approx10$分钟。它们的特征在于具有斜率$α\leq2.0$的幂律分布。这些事件的典型振幅位于$10^{21}$ - $10^{24}$尔格的能量范围内，在1 - 2.3 keV的能量范围内，典型辐射损失约为$\approx10^3$尔格cm $^{-2}$ s $^{-1}$。这些结果提供了进一步的限制亚像素脉冲事件的属性，在维持宁静的日冕。
2022-11-04 astro-ph.SR
A Global Survey of EUV Corona Power Spectra
我们提出了一个全球调查的单像素强度功率谱的结果，从12小时的时间段2013年6月26日在1600 x1600像素的区域从太阳动力学天文台（SDO）大气成像组件（AIA）仪器的四个通道。我们从去旋转图像序列中提取单像素时间序列，将模型拟合到这些时间序列的功率谱，并研究模型参数的空间依赖性。考虑了两种功率谱模型：i）三参数幂律+尾模型和ii）幂律+尾模型+三参数定域洛伦兹模型，后者用于模拟周期性。光谱是很好地描述了至少一个这些模型的所有像素位置，与空间分布的最佳拟合模型参数显示，以提供新的和独特的见解湍流，静止和周期性的功能，在EUV日冕和上层光球。调查结果包括：单个模型参数与可见的太阳特征清楚而直接地对应;探测到许多准周期性的三分钟和五分钟振荡;观测确定集中的磁通量为最大幂律指数[n]的区域;确定冕洞和暗条的独特光谱特征;确定整个日冕中零星和普遍的五分钟振荡;观测到了已知的全球~4.0分钟色球振荡;“日冕牛眼”出现在太阳黑子和零星的足点区域上，表现为径向衰减的周期性;“半影周期性空洞”出现在1600和1700光年的太阳黑子周围，表现为宽环，其中光谱不包含统计上显著的周期性成分。
2019-01-09 astro-ph.SR
Two Kinds of Dynamic Behavior in a Quiescent Prominence Observed by the NVST
本文利用新真空太阳望远镜对静止日珥中的两种动力学行为进行了高分辨率观测，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）和小尺度振荡。在+0.3 A的Ha红翼图像中，KHI被认为是快速发展的逆时针/顺时针旋转的涡状结构，它是由日珥羽流表面/界面上的强烈剪切流运动产生的。KHI增长率估计约为0.0135 +（-）0.0004和0.0138 +（-）0.0004。我们的观测结果进一步表明，质量流的剪切速度（即超音速）足够快，以产生强烈的变形的边界和克服的约束表面张力力。这种流动驱动的不稳定性可能在太阳辐射等离子体传输过程中起重要作用。在Ha线心像上观察到垂直于日珥线的小尺度振荡。振荡周期呈非单调变化，呈现出先缓慢减小后增大，再快速增大后减小的两种变化规律。这两个变化周期的线程振荡被观察到是不稳定的整个周期，他们是本地的性质。我们的研究结果表明，小尺度线振荡可能是日冕中的磁流体动力学波。
2018-07-20 astro-ph.SR
Quiescent prominence dynamics observed with the Hinode Solar Optical Telescope . II. Prominence Bubble Boundary Layer Characteristics and the Onset of a Coupled Kelvin-Helmholtz Rayleigh-Taylor Instability
利用太阳光学望远镜（SOT）观测资料分析了太阳静止日珥泡的特征和不稳定动力学。我们测量气泡膨胀率，日珥下降流，和轮廓的边界层亮度和厚度作为时间的函数。最大的气泡分析上升到日珥的速度约为1.3公里/秒，直到它是不稳定的边界上的局部剪切流。当日珥以20 - 35 km/s的特征速度向下流动时，边界层厚度逐渐增加。横向下降流从增厚的边界层开始，特征速度为25 - 50 km/s，“排出”等离子体层。通过一个气泡边界的强剪切流导致明显的耦合Kelvin-Helmholtz Rayleigh-Taylor（KH-RT）不稳定性。我们测量剪切流速度为10公里/秒的气泡以上，并推断内部气泡流速度的顺序为100公里/秒。将测量到的不稳定性增长率与解析表达式进行比较，我们推断在与日珥面成~70度角时，穿过气泡边界的磁通量密度为~10^{-3} T（10高斯）。结果与假设一致，即日珥气泡是由日珥下方出现的磁通量引起的，为RT或组合的KH-RT、不稳定流提供了条件，这些不稳定流将通量、螺旋度和热等离子体向上输送到上覆的日冕磁通量绳中。
2017-11-08 astro-ph.SR
Multimodal Differential Emission Measure in the Solar Corona
太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）望远镜提供了比前几代仪器（EUVI，EIT和TRACE）更广泛的温度灵敏度范围内的日冕EUV成像。首次提出了基于AIA数据的日冕差分发射测量层析成像（DEMT）。DEMT的主要产品是三维（3D）分布的本地差分发射测量（LDEM）。在以前的研究中，基于EIT或EUVI数据，有3个可用的EUV波段，灵敏度范围为$\sim 0.60 - 2.70$ MK，而本研究基于4个较冷的AIA波段（旨在研究安静的太阳），对范围$\sim 0.55 - 3.75$ MK敏感。AIA滤波器允许探索新的参数LDEM模型。由于DEMT更适合于低活动期，我们使用卡林顿旋转2099年的数据，当太阳在其最静止的状态在AIA任务。此外，我们验证参数LDEM反演技术，将其应用到标准的二维（2D）差分排放测量（DEM）分析集的同时AIA图像，并比较结果与DEM曲线使用其他方法获得。我们的研究揭示了一个无处不在的双峰LDEM分布在安静的弥漫日冕，这是更强的密集地区。我们认为，nanoflare加热的情况是不太可能解释这些结果，和替代机制，如波耗散出现更好地支持我们的研究结果。
2015-03-09 astro-ph.SR
Observing the solar corona from a formation-flying mission. First results of Proba-3/ASPIICS
本文报告了Proba-3任务中ASPIICS日冕仪观测太阳日冕的首批结果，该仪器通过双航天器精确编队飞行实现类日食低杂散光观测，首次以高时空分辨率揭示了1.3至3 Rs间小尺度日冕外流与内流现象。
2025-11-03 astro-ph.SR
Explaining Inverted Temperature Loops in the Quiet Solar Corona with Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion
日冕环在太阳表面描绘出双极的拱形磁场。最近结合旋转层析成像、极紫外成像和位场外推法的测量表明存在具有反转温度分布的大环;即，顶点温度是局部最小值而不是最大值的循环。这些“下环”似乎主要存在于太阳活动极小期附近的赤道安静区域。我们模拟这些和更普遍的大规模的“上环”模拟日冕加热作为一个时间稳定的叠加：（1）不可压缩的阿尔芬波湍流的耗散，和（2）压缩波的耗散形成的模式转换从初始人口的阿尔芬波。我们发现，当大部分（> 99%）的阿尔芬波经历这种转换时，加热极大地集中在足点处，并产生稳定的“下回路”。在某些情况下，我们发现有三个极大值的环也是引力稳定的。与层析温度数据一致的模型表现出更高的气体压力为“下环”比“上环”，这是与观察一致。这些模型还显示了阿尔芬波振幅的狭窄范围：在日冕底部为3至6公里/秒。这与在明亮的X射线环中观察到的20至30 km/s的典型振幅相比是低的。然而，我们所模拟的大尺度环被认为包括一个较弱的弥漫背景，填充了日冕的大部分体积。通过限制静止流光背后的环的物理学，我们希望更好地理解缓慢太阳风的形成。
2016-08-15 astro-ph.SR
Thermodynamic Structure of the Solar Corona: Tomographic Reconstructions and MHD Modeling
利用层析重建和磁流体动力学模拟对静止内日冕（$r<1.25 R_\odot$）电子密度和温度的全球三维结构进行了研究。我们使用差分发射测量层析成像（DEMT）和阿尔文波太阳模型（AWSoM），在他们的最新版本。两个目标的旋转选择从太阳活动周期（SC）23和24之间的太阳极小期和SC 24的下降阶段。我们报告的三维热力学结构的核心和外层的流光带，和高纬度冕洞（CH）的定量细节，所揭示的DEMT分析。我们报告的存在下，两种类型的结构内的流光带，循环温度随高度降低/增加（被称为下/上循环），首先在以前的DEMT研究报告。我们还估计了在日冕底部所需的热能通量，以保持这些结构的稳定，被发现或顺序$10^5 erg\, cm^{-2} s^{-1}$，与以前的DEMT和光谱研究一致。我们讨论了这些发现是如何与Alfvén波的日冕耗散相一致的。我们比较了不同的磁性结构的DEMT和AWSoM的三维结果。我们表明，这两种技术的产品之间的协议是迄今为止最好的，与整体协议$\lesssim 20\%$，取决于目标旋转和特定的冠状区域。然而，在其当前实现中，ASWsoM模型不能再现下行循环。此外，在太阳风的快速和慢速分量的源区，AWSoM模型的电子密度随纬度增加，与DEMT重建中观察到的趋势相反。
2020-04-14 astro-ph.SR
Hot plasma in a quiescent solar active region as measured by RHESSI, XRT, and AIA
本文研究了2010年7月13日在EUV，SXR和HXR中观察到的静止（非耀斑）活动区域，以寻找推测为日冕加热关键特征的热成分。我们使用RHESSI成像和长持续时间的积分（长达40分钟）的组合，以检测在3-8千电子伏范围内的活动区域在明显的非燃烧时间。RHESSI成像揭示了源自整个活动区域的热分量，正如纳米耀斑场景所推测的那样，其中整个活动区域充满了大量未解决的小能量释放。对RHESSI数据进行等温拟合得到的温度约为7 MK，辐射测量值为10^46 cm^-3的数倍。分别添加AIA和XRT进行的EUV和SXR观测，我们得出了一个差分发射测量（DEM），该测量显示了2至3 MK之间的峰值，并具有急剧下降的高温尾部，与先前报道的相似。推导出的DEM揭示了宽范围的温度有助于RHESSI通量（例如，40%的4 keV发射由低于5 MK的等离子体产生，而7 keV的发射几乎完全来自高于5 MK的等离子体），这表明RHESSI谱不应该与等温线拟合。热分量具有相当小的发射测量（总EM的~ 0.1%高于5 MK），并且对于单位填充因子，导出的热能含量为10%的量级，或者对于较小填充因子，导出的热能含量可能低于1%。
2019-03-27 astro-ph.SR
Formation and plasma circulation of solar prominences
太阳日冕是太阳外层大气或日冕中存在的一种长寿命的冷而致密的等离子体幕。几十年来，它们形成的物理机制，特别是它们内部的血浆循环机制一直不确定。在静止磁场中观察到的普遍存在的向下流动很难解释，因为具有高电导率的等离子体似乎穿过水平磁场线移动。在这里，我们提出了三维数值模拟日珥的形成和演变的一个细长的磁通量绳作为一个结果，在原位等离子体凝聚燃料的连续等离子体蒸发从太阳色球。日珥的诞生和维持是在一个支离破碎的，高度动态的状态下，连续再现多个斑点和线程结构，主要是沿着质量加载的场线向下拖动。日珥等离子体循环的特征是日珥等离子体流回色球层和日珥等离子体通过连续凝聚形成之间的动态平衡。等离子体从色球层蒸发，凝结到日冕的日珥中，然后流回色球层，建立了一个稳定的色球-日冕等离子体循环。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日珥的合成图像与实际观测非常相似，在椭圆形的日冕空洞下有许多动力学线程。
2016-03-17 astro-ph.SR
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
The Solar Minimum Eclipse of 2019 July 2. III. Inferring the Coronal $T_e$ with a Radiative Differential Emission Measure Inversion
本文提出辐射微分发射度（R-DEM）反演方法，利用日全食可见光与红外发射线推断日冕电子温度分布，发现1.4 R$_\odot$以外呈双峰等温结构，并通过MHD模拟验证了方法有效性。
2023-06-07 astro-ph.SR
An X-ray flare from 47 Cas
利用XMM-牛顿观测，我们研究了非常活跃而鲜为人知的恒星系统47 Cas的耀斑性质。耀斑峰值时的光度为3.54 × 10^30 erg/s，比静止时的光度高出约2倍。47 Cas的静态电晕由两个温度的等离子体表示：3.7和11.0 MK。耀斑的时间分辨X射线光谱显示了温度、发射量和丰度的可变性质。耀斑期间的最高温度为72.8 MK。我们利用流体动力学环模型推断出一个耀斑环的长度为3.3x10^10 cm。利用RGS光谱，发现耀斑期间的密度为4.0 × 10^10 cm^-3。在推导燃烧等离子体的物理参数时，也应用了环路标度律。
2014-12-10 astro-ph.SR
Three types of solar coronal rain during magnetic reconnection between open and closed magnetic structures
本研究利用SDO和SUTRI观测数据，发现太阳边缘开放与闭合磁结构交换重联过程中同时形成三类日冕雨，揭示重联速率对其中两类日冕雨形成的关键作用。
2024-08-14 astro-ph.SR
Stability of slow magnetoacoustic and entropy waves in the solar coronal plasma with thermal misbalance
日冕中扰动的热平衡对压缩扰动的反作用，也称为波致热不平衡效应，已知会导致热不稳定性，这主要是日冕精细热结构形成的原因。我们研究的磁场和场对准的热传导在触发不稳定性的慢磁声和熵波在静态和热的活动区环路，引起的热不平衡的作用。磁场的影响占包括它在一个猜测的日冕加热函数的参数化，和有限的等离子体参数$β$，在一阶薄通量管近似。热传导倾向于稳定慢模式和熵模式，扩大了合理的日冕加热功能的间隔，允许存在一个热稳定的日冕。这种效应在热循环中最为明显。相反，熵波的稳定性被发现是不敏感的可能依赖的日冕加热功能的磁场，慢波保持稳定，只有某些功能形式的这种依赖，开辟了未来的地震诊断的前景。
2023-01-21 astro-ph.SR physics.space-ph
The corona of GJ 1151 in the context of star-planet interaction
据报道，低质量恒星GJ 1151显示出可变的低频无线电发射，这被解释为日冕恒星与行星相互作用的路标。本文报道了基于XMM-牛顿数据的GJ 1151日冕的首次X射线探测。在X射线观测中，我们发现这颗恒星有一个小的耀斑。平均观测结果表明，该星的日冕温度为1.6 MK，X射线光度为$L_X = 5.5\times 10^{26}$，erg/s。在不包括耀斑的静止时间段内，该恒星仍然未被探测到，上限为$L_{X,\,qui} \leq 3.7\times 10^{26}$ \，erg/s。这是兼容的日冕假设中使用的一个最近出版的模型，恒星行星相互作用的起源观察到的无线电信号从这颗恒星。
2020-07-10 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Low-Frequency Solar Corona in Circular Polarization
我们提出了在低频率（80 - 240 MHz）使用默奇森宽场阵列（MWA）的太阳日冕的分光偏振成像观测。这些图像是第一个他们的种类，我们引入了一种算法，以减轻仪器的人工制品的总强度信号污染的偏振图像，由于校准误差。然后，我们调查的范围内的圆偏振（斯托克斯V）的功能检测到在100多个观测运行在太阳活动最大的静止期。首先，我们在我们的数据集中检测到大约700个紧凑的偏振源，偏振分数从小于0.5%到接近100%不等。这些源表现出极化分数和总强度之间的正相关性，我们解释它们作为一个连续的等离子体发射噪声风暴（I型爆发）连续源与活动区域。第二，我们报告了一个特征的“靶心”结构观察到许多低纬度冕洞，其中一个中心的偏振组件是由一个环的相反的意义。中央组件不匹配的迹象预计从热韧致辐射发射，我们推测，传播效应或替代的发射机制可能是负责。第三，我们表明，在我们的最低频率的大规模极化结构是合理的视线（LOS）磁场分量推断从全球位场源表面（PFSS）模型相关。相反的圆极化符号之间的边界通常与模型中的极性反转线对齐，其高度大致对应于射电临边的高度。然而，在我们的最高频率下，情况并非如此，因为LOS磁场方向和极化符号通常不直接相关。
2019-07-25 astro-ph.SR
Bright Ray-like Features in the Aftermath of CMEs: White Light vs UV Spectra
电流片是局限太阳磁结构爆发中磁重联的重要标志。日冕物质抛射（CME）的模型涉及到形成一个电流片，将抛射出的通量绳与喷发后的磁环连接起来。电流片在CME的白光图像中被识别为向外移动的CME核心的窄射线，在紫外光谱中被识别为发射Fe XVIII线的窄亮特征。在这项工作中，在白光图像或紫外光谱中检测到的射线样品进行了分析。测量了射线的温度、宽度和线强度，并研究了它们与CME性质的相关性。这些样本显示了热射线、日冕射线和冷射线的广泛温度范围。在某些情况下，紫外光谱支持射线作为电流片的识别，但它们表明一些白光射线是来自CME核心的冷物质。在许多情况下，热的和冷的物质都存在，但沿着紫外线日冕光谱仪（UNOPS）的狭缝彼此偏移。我们发现，大约18%的白光射线显示非常热的气体与当前的片解释一致，而大约23%的显示冷气体，我们认为这是从CME核心回流的冷日珥物质。其余的事件具有普通的日冕温度，也许是因为它们已经放松回到静止状态。
2013-01-24 astro-ph.SR
The generation and damping of propagating MHD kink waves in the solar atmosphere
将太阳上层大气加热到一百万度以上和将太阳风加速到每秒几百公里所需的非热能的来源仍然不清楚。提供所需能量通量的一种机制是不可压缩的扭转阿尔文和扭结磁流体动力学（MHD）波，它们是由太阳普遍而复杂的磁场支持的磁主导波。特别是，最近已经观察到传播的MHD扭结波在整个太阳大气中无处不在，但是，直到现在，扭结波能量在整个太阳大气中传输的关键细节还不清楚。在这里，无处不在的波被利用的统计研究在高度动态的太阳色球层。这个大规模的调查允许确定色球扭结波速度功率谱，一个缺失的环节，必要的确定光球和日冕之间的能量传输。最重要的是，功率谱包含的证据表明，水平光球运动是在静止的太阳扭结波产生的主要机制。此外，测量的日冕功率谱的比较，揭示频率依赖的传输配置文件表明有增强阻尼的扭结波在较低的日冕。
2014-01-28 astro-ph.SR
The Relation between Magnetic Fields and X-ray Emission for Solar Microflares and Active Regions
本文给出了地球同步运行环境卫星（GOES）A0.02 ~ B5.1级太阳微耀斑的磁场参数和X射线发射强度的比较结果。在我们的研究中，我们使用了单色MgXII成像分光光度计（MISH），全圆盘EUV望远镜（FET）和太阳X射线光度计（SphinX）仪器，这些仪器是太阳光子（CORONAS-Photon）航天器上的复杂轨道观测近地活动，因为它们对软X射线具有高灵敏度。太阳微耀斑的峰值耀斑通量（PFF）被发现依赖于磁场的强度和总的无符号磁通量作为幂律函数。在光谱范围2.8-36.6 μ m内，微耀斑几乎没有增加，活动区的X射线通量和磁通量之间关系的幂律指数为1.48 $\pm$ 0.86，这接近于Pevtsov等人先前获得的值（Astrophys. J. 598，1387，2003），用于不同类型的太阳和恒星物体。在1-8 μ m光谱范围内，微耀斑的PFF（$B$）和PFF（$Φ$）的幂律指数分别为3.87 $\pm$ 2.16和3 $\pm$ 1.6。我们还提出了建议的加热机制，在活动区和微耀斑的假设下，环与恒定的压力和加热的Rosner-Tucker-Vaiana（RTV）标度律。
2017-07-28 astro-ph.SR
Dependence of the Length of Solar Filament Threads on the Magnetic Configuration
高分辨率H $α$观测表明，细丝是由细线组成的。在静止的细丝中，线通常是短的，而在活动区细丝中，线通常是长的。为了解释这些观测特征，我们在色球蒸发-日冕凝聚模型的框架下，对沿倾斜磁通量管的暗条形成进行了一维辐射流体动力学模拟。浸渍磁通量管的几何形状由三个参数表征，即，磁倾角的深度（$D$）、半宽（$w$）和高度（$h$）。数值模拟中的参数测量结果表明，允许长丝在5天内生长，长丝的最大长度（$L_{th}$）随$w$线性增加，随$D$和$h$线性减小。这种依赖关系拟合成线性函数$L_{th}=0.84w-0.88D-2.78h+17.31$ Mm。这种关系可以定性地解释为什么静态纤维具有较短的线，而活动区纤维具有较长的线。
2013-12-27 astro-ph.SR
Coronal voids and their magnetic nature
本研究利用Solar Orbiter的EUV和磁场观测，发现日冕空洞是因光球磁通量密度降低导致日冕局部加热减少而形成的独特暗结构，不同于日冕洞。
2023-09-18 astro-ph.SR
