A simple model for the evolution of multi-stranded coronal loops
我们开发和分析了一个简单的元胞自动机（CA）模型，再现了软X射线日冕环演化的主要特性。我们的动机是观察到，这些循环演变在三个可区分的阶段，这表明发展，发展和自组织系统的衰减。该模型是基于这样的想法，即环是由元素链，是由磁应力的弛豫加热的形式的纳米片。在这个通常被称为“帕克猜想”（Parker 1988）的观点中，应力的来源是由于光球对流运动引起的链足点的位移。模拟等离子体的响应和演化，我们获得合成的光变曲线，具有相同的特性（强度，波动和时间尺度）作为观察到的情况。我们研究了这些属性对模型参数的依赖关系，并找到了可用作模型观测预测的标度律。我们讨论了我们的结果的解释最近的环观测在不同波长的影响。
2010-06-16 astro-ph.SR
The instability and non-existence of multi-stranded loops, when driven by transverse waves
近年来，在太阳大气的各个层中都观测到了无所不在的横波。日冕环通常被建模为单个链的集合，以解释它们的热行为和外观。我们进行了三维理想MHD模拟，研究了连续小振幅横向足点驱动对由股线组成的冠状环内部结构的影响。输出还使用FoMo转换为合成图像，对应于AIA 171 A和193 A通带。我们表明，多股循环不再存在于传统意义上的词，因为等离子体是有效地混合垂直于磁场，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性作为主要机制。我们的模拟的最终产品是混合循环的密度结构在很大范围内的规模，类似于幂律。因此，多股环是不稳定的驱动横波，这引起了强烈的质疑的可用性和适用性的冠状环模型组成的独立股。
2016-04-14 astro-ph.SR
Thread Separation and Expansion Observed in Multi-Stranded Solar Coronal Loops
Computational Physics Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；National Institutes of Natural Sciences, National Astronomical Observatory of Japan（国立自然科学研究所，日本国立天文台）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
本文通过高分辨率观测发现日冕纤维的扩展现象，支持多丝模型并解决长期存在的日冕纤维扩展问题。
2025-12-13 astro-ph.SR
The role of radiative losses in the late evolution of pulse-heated coronal loops/strands
光学薄等离子体的辐射损失是模拟日冕中等离子体的一个重要因素。光谱模型不断更新，以包括来自更多谱线的发射，对辐射损失有显著影响，特别是在1 MK左右。我们调查的影响，改变辐射损失的温度依赖性，由于升级的光谱代码的预测从建模等离子体局限在太阳日冕。流体动力学模拟的脉冲加热环股重新比较使用旧的和最近的辐射损失函数的结果。我们发现显着的变化，在等离子体冷却的后期阶段的等离子体演化：当最近的辐射损耗曲线被使用时，等离子体冷却速率显着增加时，温度达到1-2 MK。当等离子体密度大于阈值时，这种更快速的冷却发生，并且因此在导致回路等离子体变得过密的脉冲加热模型中。当温度低于2 MK时，快速冷却使日冕等离子体的辐射测量分布的斜率变陡。辐射损失曲线变化的影响对于模拟脉冲加热日冕环演化的后期阶段非常重要，更一般地说，对于模拟热不稳定的光学薄等离子体也非常重要。
2012-05-21 astro-ph.SR
2D cellular automaton model for the evolution of active region coronal plasmas
研究了日冕环等离子体演化的二维元胞自动机（CA）模型。这个模型是基于这样一个想法，即日冕环是由基本的磁链组成的，这些磁链是缠结在一起的，并因光球运动而使它们的足点发生位移而受到应力。相邻股之间积累的磁应力在突然的重连事件或加热等离子体的纳米火花中释放。我们结合CA模型和基于焓的热演化环（EBTEL）模型来计算等离子体对加热事件的响应。使用已知的响应XRT望远镜板日之出，我们还获得了合成数据。该模型遵循易于理解的标度定律，将输出（纳米耀斑能量，温度，密度，强度）与输入参数（场强，链长，临界失准角）联系起来。纳米片具有幂律分布，其普遍斜率为-2.5，与输入参数无关。的重复频率的纳米片，表示在等离子体冷却时间，随着链长度增加。我们讨论了我们的结果的影响的问题的加热和演化的活动区日冕等离子体。
2016-07-13 astro-ph.SR
The multi-thermal and multi-stranded nature of coronal rain
在这项工作中，我们分析了协调观测跨越色球，TR和日冕温度在非常高的分辨率，揭示了热不稳定等离子体的基本特征。日冕雨是一种高度多热现象，在多波长辐射中具有高度的共空间性。EUV暗化和准周期性强度变化被发现是强烈相关的日冕雨阵雨。观测到日冕雨的逐渐冷却，导致发射的高度依赖性。发现了一个快-慢两步的灾难性冷却过程，这可能反映了光学厚等离子体状态的转变。在撞击前的色球层高度，日冕雨的间歇性和密集性的出现变得更加连续和持久，这主要是由于观测到的磁场膨胀的漏斗效应。在0.2 "-0.5"的空间尺度上发现了很强的密度不均匀性，其中TR到色球温度的跃迁发生在最低的可探测尺度上。日冕雨宽度分布的形状与温度无关，峰值接近每个望远镜的分辨率极限，范围从0.2 "到0.8"。然而，我们发现在最冷的波长，特别是在更高的分辨率，集群数量急剧增加，这表明大部分的雨分布仍然未被发现。雨团出现在色球层和TR温度的股组织，这表明了一个重要的作用，热不稳定的基本环子结构的形成。我们进一步发现结构让人想起MHD热模式。雨核的密度估计在2x10 ^{10} cm ^{-3}和2.5x10 ^{11} cm ^{-3}之间变化，导致每个环圈有1 - 5x10 ^{9} g s ^{-1}的显著向下质量通量，这表明它在色球-日冕质量循环中起着重要作用。
2015-04-17 astro-ph.SR
The Coronal Veil
在太阳日冕图像中看到的日冕环，被认为是来自具有紧凑横截面的磁通量管的发射。我们研究的3D结构的等离子体以上的活动区域的辐射磁流体动力学模拟定位体积对应的日冕环。在许多情况下，环不能连接到体积中的单个细链。虽然合成图像中存在许多细环，但体积中的明亮结构较少，并且形状复杂。我们证明，这种复杂性可以形成薄的明亮的循环的印象，即使在没有薄的明亮的等离子体股。我们证明了从观察辨别一个特定的循环是否对应于一个链的体积，或投影伪影的困难。我们演示了如何明显孤立的循环可以欺骗观察者，即使从多个视角观察。虽然我们的分析基于模拟，但主要发现独立于特定的模拟设置，并说明了解释光学薄等离子体中视线积分产生的观测结果所涉及的内在复杂性。我们提出了另一种解释中看到的极紫外线图像的日冕链。“日冕面纱”假说在数学上更通用，自然解释了环的特性，这些特性很难以其他方式解决--比如它们恒定的截面和异常高的密度刻度高度。我们挑战的范式日冕环薄磁通量管，提供新的理解太阳日冕，并通过扩展，其他磁约束明亮，热等离子体。
2021-11-29 astro-ph.SR
Coronal fuzziness modelled with pulse-heated multistranded loop systems
观测到日冕活动区在越来越硬的能带或谱线中变得越来越模糊（即越来越混乱和均匀）。我们解释这一证据是由于精细的多温度结构的日冕环。为此，我们建立了由细线组成的环束模型，每个环束都由短而强的热脉冲加热。为了简单起见，我们假设热脉冲都是相等的，并且在随机时间在每条链中仅触发一次。选择脉冲强度和节奏，以便平均具有稳定的活性区环（$\sim 3$ MK）。我们用流体力学环模型计算了受限加热等离子体的演化。然后，我们计算沿着每条链的几条谱线的发射，从冷（$\leq 1$ MK）到暖（$2-3$ MK）线，用Hinode/EIS检测到热X射线线。然后将这些链并排放置以构建活性区环束。我们发现，在温暖的线（$2-3$ MK）的循环发射填充所有可用的图像表面。因此，发射看起来相当均匀，很难分辨单个环，而在冷线中，环的对比度要高得多，区域也不那么模糊。这种效应的主要原因是，在它们的演变过程中，即脉冲加热和缓慢冷却，每条线在$2-3$ MK附近的温度下花费相对较长的时间，并且在该阶段期间具有高发射测量，因此整个区域看起来更均匀或模糊。我们预测，在热的紫外线和X射线谱线中，富勒烯应该减少。
2010-06-17 astro-ph.SR
Automated Detection of Coronal Mass Ejections in STEREO Heliospheric Imager data
我们已经进行了，第一次，成功地自动检测日冕物质抛射（CME）的数据从内日光层成像仪（HI-1）相机的立体声A航天器。CME的检测是在Hough变换应用的基础上在时间-高度图中完成的，使用CACTus软件包的修改版本，通常应用于日冕数据。在本文中，我们描述的检测方法。我们提出的应用程序的技术，以及在HI-1图像中检测到的CME的一些结果，并比较这些结果与人工编目方法的基础上。我们详细讨论了这种方法的优点和缺点。
2016-10-06 astro-ph.SR
Morphological evidence for nanoflares heating warm loops in the solar corona
本研究利用AIA图像的超分辨率重建技术，在表观单一日冕环内观测到编织丝状结构的互换演化及高温瞬态辐射，为纳耀斑通过磁重联加热日冕提供了形态学证据。
2023-09-18 astro-ph.SR
Observing the fine structure of loops through high resolution spectroscopic observations of coronal rain with the CRISP instrument at the Swedish Solar Telescope
我们在这里提出的第一个高分辨率的光谱观测日冕雨，在瑞典太阳望远镜的CRISP仪器进行。这项工作构成了第一次尝试，以评估日冕雨的重要性，在了解日冕磁场在活跃地区。获得一个大的统计集，其中的动力学（总速度和加速度），形状（长度和宽度），轨迹（下降的角度）和热力学性质（温度）的凝聚。具体地说，我们发现日冕雨是由小而密集的色球核组成的，平均宽度和长度分别为310公里和710公里，平均温度低于7000 K，显示出广泛的分布下降速度平均为70公里/秒和加速度大大低于有效重力沿环。通过估计的离子中性耦合的斑点，我们表明，日冕雨作为一个示踪剂的日冕磁场，从而支持多股循环的情况下，并作为一个探针的本地热力学条件的循环。我们进一步发现，在相邻的股冷却同时发生，一般建议股之间的相似的热力学演化，这可以解释一个共同的足点加热过程。因此，环的日冕加热模型的约束。估计日冕体积与日冕雨的比例在7%到30%之间。估计发生时间的循环设置时间在5至20小时之间的现象，这意味着日冕雨可能是一种常见的现象，与经常观察到的冷下降流在极紫外线。日冕物质以日冕雨的形式流失的速率估计为5x10^9 g/s，这与从针状体流入日冕的物质流的估计相比是一个重要的数量级。
2011-12-03 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejection Image Edge Detection In Heliospheric Imager STEREO SECCHI Data
我们提出了一种算法来检测日冕物质抛射（CME）事件的外边缘，从A或B航天器的日光层成像仪STEREO SECCHI HI-1图像的差异，以及它在Python中的实现。
2022-07-04 astro-ph.IM 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
Modeling Active Region Transient Brightenings Observed with XRT as Multi-Stranded Loops
强有力的证据表明，在EUV和软X射线中观察到的日冕环可能不是单一的各向同性结构，但通常可以更准确地建模为独立束。在这个框架内模拟所观察到的活动区瞬态增亮（ARTBs）允许探索这些分层结构的能量分支和特性。在这里，我们提出了一个简单的方法，检测和建模ARTB观察与日野/X射线望远镜（XRT）作为组的0维股，这使我们能够探测参数空间，以更好地了解脉冲加热循环中的股加热的空间和时间依赖性。这种部分自动化的方法可用于分析大量的观测数据，以获得对日冕结构参数的统计洞察，包括给定模型中所需的加热事件数量，以拟合观测数据。在这篇文章中，我们提出的方法，并证明其使用在检测和建模ARTB的样本数据集从Hinode/XRT。这些初步结果表明，在一般情况下，多个加热事件是必要的复制观察到的ARTB，但这些加热事件的空间依赖性还不能建立。
2014-03-30 astro-ph.SR
Coronal microjets in quiet-Sun regions observed with the Extreme Ultraviolet Imager onboard Solar Orbiter
我们报告了在安静的太阳中观测到的最小的日冕喷流，这些喷流来自太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率望远镜（HRI-EUV和HRI-Lyα）。在HRI-EUV（174 nm）图像中，这些微射流通常表现为在其足点处具有增亮的近似准直结构。它们的平均寿命、预计速度、宽度和最大长度分别为4.6 min、62 km s^（-1）、1.0 Mm和7.7 Mm。在一些事件中可以识别倒Y形结构和移动斑点。这些事件的一个子集也揭示了HRI-Lyα（H I Lyα at 1216）图像和太阳动力学观测站上的大气成像组件拍摄的极紫外图像中的特征。我们的差分发射测量分析表明，这些微射流具有多热性质，平均密度约为1.4x10^9 cm^（-3）。它们的热能和动能估计分别为~3.9x10^24 erg和~2.9x10^23 erg，与纳米耀斑理论预测的释放能量在同一量级。大多数事件似乎位于网络通道和磁通量集中的边缘，这表明这些日冕微射流可能是由小尺度磁环和相邻网络场之间的磁重联产生的。
2021-08-20 astro-ph.SR
The Width Distribution of Loops and Strands in the Solar Corona -- Are we Hitting Rock Bottom ?
在这项研究中，我们分析{ \sl大气成像组件（AIA）}和Hi-C图像，以调查最细的环链的绝对极限。我们开发了一个模型的冠状环宽度的出现大小分布函数，其特征在于由一个下限的宽度$w_{min}$，一个峰值宽度$w_p$，峰值出现数$n_p$，和一个幂律斜率$a$。我们的数据分析包括自动跟踪曲线的线性特征与OCCIDO-2代码，冠状环的横截面宽度的自动采样，和拟合的理论尺寸分布的观察到的分布。与蒙特卡罗模拟和可变像素大小$Δx$，我们得出的第一个诊断标准，以区分是否循环宽度是未解决的$(w_p/Δx \approx 2.5\pm0.2)$，或完全解决（如果$w_p/Δx > 2.7$）。对于具有分辨的环宽度的图像，我们可以应用第二个诊断标准，其预测环宽度的下限，$w_{min} \approx 3 (Δx_{crit}-0.37")$作为临界分辨率$Δx_{crit}$的函数。我们发现，环宽度在AIA图像中仅能勉强分辨，但在Hi-C图像中完全分辨，其中我们的模型预测环宽度的下限为$w_{min} \approx 100$ km，最频繁（峰值）值为$w_p \approx 300$ km，这一结果与光球颗粒大小的统计数据一致，因此支持日冕加热机制在宏观尺度上的运作。光球磁对流，而不是纳米耀斑加热模型与未解决的微观尺度。
2017-04-03 astro-ph.SR
Chromospheric and Coronal Observations of Solar Flares with the Helioseismic and Magnetic Imager
利用太阳动力学天文台日震和磁成像仪（HMI）的数据，我们报告了2013年5月13日两次X级耀斑在低日冕中白光喷出物的观测结果。在耀斑发展的早期和后期阶段，除了在低层大气中通常观察到的白光足点源之外，至少出现了两种不同的源（色球源和日冕源）。渐变发射与经典环日珥系统有明显的区别，但比预期的要亮，可能是在连续谱中看到的，而不是线发射。我们发现HMI通量超过耀斑软X射线源产生的韧致辐射的射电/X射线插值至少一个数量级。这意味着冷源的参与，可以产生自由约束的连续和可能的线发射可检测的HMI。其中一个早期的源在动态上类似于“日冕雨”，出现在最大视高度，并以134 $\pm$ 8 $\mathrm{km s^{-1}}$的视恒定投射速度向光球移动。没有太多的文献存在于检测的光学连续光源以上的边缘的太阳的非日冕仪，这些观测有潜在的影响，我们的基本了解耀斑的发展，因为可见光观测原则上可以提供高的空间和时间分辨率。
2013-12-08 astro-ph.SR
On the Modeling of Kink Oscillations in Fine-Structured Coronal Loops with Field-aligned Nonlinear Longitudinal Disturbances
National Institute of Technology Delhi（德里国家理工学院）；University of Dundee（邓迪大学）；University of Maryland College Park（马里兰大学帕克分校）
研究初始场向速度流引发的非线性纵向扰动对精细结构日冕环链中扭结振荡阻尼的影响，用二维理想磁流体动力学模拟不同流动几何形状，发现其显著影响阻尼时间，为日冕相关研究提供重要参考。
2026-07-28 astro-ph.SR
Coronal Imaging with the Solar UltraViolet Imager
我们调查的日冕成像能力的太阳紫外线成像仪（SUVI）的地球同步环境业务卫星R系列航天器。名义上指向太阳，SUVI提供太阳图像在六个极端紫外线（EUV）波长。在轨数据表明，SUVI具有足够的动态范围和灵敏度，可以对太阳上方最高高度的日冕成像，同时对太阳成像。我们开展了一项活动，调查EUV信号的存在远远超出了太阳EUV成像仪的标称太阳中心成像区域。我们偏离了SUVI的视线，几乎是太阳周围的一个成像区域。我们提出的运动时，太阳活动周期是在接近最低限度和一些结果，确认EUV的存在超过三个太阳半径进行的细节。
2019-01-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Dynamics of Coronal Bright Points as seen by Sun Watcher using Active Pixel System detector and Image Processing (SWAP), Atmospheric Imaging Assembly AIA), and Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
\textit{PRoject for OnBoard Autonomy\todash 2}（PROBA \todash 2）航天器上的\textit{Sun Watcher using Active Pixel system detector and Image Processing}（SWAP）提供了以174 ° C为中心的极紫外通道中的日冕图像。这些数据与\textit{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）和\textit{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）一起用于研究日冕亮点的动力学。的磁极性的演变和相关的形态变化进行了研究，使用磁图和多波长成像。在低分辨率SWAP图像和高分辨率AIA图像中看到的亮点的形态显示出不同的结构，而强度随时间的变化在SWAP 174和AIA 171通道中显示出相似的趋势。我们观察到，在对应于$10^{18}$ Mx量级的磁通量的EUV通道中看到亮点。我们发现，在几个紫外\todash EUV通道的亮点的总发射和总的无符号光球磁通量超过一定的阈值之间存在着良好的相关性。亮点也显示出周期性的增亮，我们试图找到亮点的振荡周期及其与磁通量变化的联系。观测到的周期一般都很长（10 \todash-25…
2012-06-01 astro-ph.SR
Can we rely on EUV emission to identify coronal waveguides?
本研究基于Bifrost模拟扩展日冕面纱模型至日冕振荡，发现EUV发射的线状环与真实Alfvén速度梯度波导缺乏直接对应，波导填充因子仅0.09-0.44，表明EUV观测仅能揭示波导极小部分。
2024-08-20 astro-ph.SR
Solar Active Region Coronal Jets II: Triggering and Evolution of Violent Jets
利用Hinode/XRT、SDO/AIA和HMI以及IRIS数据，我们研究了AR 12259黑子外一系列X射线明亮、快速演化的活动区日冕喷流。在我们之前对活跃区域喷流的研究之后，这种快速演变的“暴力”喷流的详细演变仍然是一个谜（Sterling et al. 2016，Paper 1）。我们研究的喷流从三个局部分区喷发，每个分区都包含一个快速演化的（正）少数极性磁通补丁，沐浴在（多数）负极性磁通背景中。至少有几个喷流开始于似乎是薄（厚度<~2”）的微型细丝（minifilament）“股”从磁中性线的喷发，其中磁通量抵消正在进行，与Sterling等人（2015）提出的日冕洞喷流的磁性配置一致。一些喷流束很难/不可能被检测到，可能是由于例如它们的薄度、被周围明亮或黑暗的特征所遮蔽，或者在那些喷流中没有喷发的冷物质微丝。详细跟踪的通量演变的一个分区，我们发现爆发的强射流只发生在强通量取消的时候。在7次喷射事件中，平均抵消率约为1.5 × 10^19 Mx/hr，每次喷射事件前平均抵消的磁通量约为5 × 10^18 Mx，可以说每次喷射会产生约10^28 - 10^29尔格的自由磁能。从这些和以前的观察，我们推断，通量抵消是负责喷发前的建设和触发至少有许多喷流在活跃地区，安静的地区，和冕洞的基本过程。
2017-05-08 astro-ph.SR
An explanation of remarkable emission line profiles in post-flare coronal rain
我们研究了色球和过渡区线的宽红移发射，这似乎对应于耀斑后日冕雨的一种形式。在2015年3月11日的X2.1耀斑之前、期间和之后，使用IRIS仪器获得Mg II、C II和Si IV谱线的剖面（SOL 2015 -03- 11 T16：22）。我们分析了Mg II的五个跃迁（3 p- 3s h和k跃迁，以及属于3d -3 p跃迁的三条谱线）的轮廓。我们使用分析方法来理解不寻常的轮廓，以及Jing等人观察到的类似现象的更高分辨率观测数据。特殊的线比率指示来自具有1和10之间的交叉线中心光学深度（k线）的线的各向异性发射。未解决的Alfvenic运动，其能量超过Mg II线的辐射损失的一个数量级的线扩大。线宽的衰减伴随着亮度的衰减，这表明了因果关系。如果等离子体的电离度小于99%，则离子与中性粒子的碰撞可以解释这种耗散，否则就需要一个动力学过程。我们的工作意味着运动是在脉冲阶段开始的，在一个小时的时间内作为辐射消散，主要是由强色球线。我们观察到的日冕“雨”比大多数早期报告所指出的要动荡得多，这对等离子体加热机制有影响。
2017-07-21 astro-ph.SR
The High-Resolution Coronal Imager, Flight 2.1
高分辨率日冕成像仪（Hi-C 2.1）的第三次飞行于2018年5月29日进行，探空火箭从新墨西哥州白沙导弹靶场发射。该仪器已从其原始配置（Hi-C 1）进行了修改，以在接近172埃的通带内观察日冕，并使用新的定制低噪声相机。该仪器瞄准活动区域12712，并以4.4秒的节奏（18：56：22 - 19：01：57 UT; 5分35秒观察时间）捕获了78张图像。由于火箭的准周期运动模糊，图像的空间分辨率不同;清晰的图像包含至少0.47弧秒的分辨率特征。多个地面和空间望远镜的协调观测为观测色球层和日冕之间的质量和能量耦合提供了前所未有的机会。本文详细介绍了仪器和数据集。
2019-09-12 astro-ph.SR
Structure of solar coronal loops: from miniature to large-scale
我们将使用来自高分辨率日冕成像仪（Hi-C）的新数据，以前所未有的日冕空间分辨率来研究日冕环的结构，最低可达0.2弧秒。在火箭飞行期间，Hi-C提供了193 A左右波段的日冕图像，该波段以Fe XII的发射为主，显示等离子体温度约为1.5 MK。我们分析的Hi-C视野的一部分，研究迄今为止观察到的最小的冠状环，并寻找一个可能的子结构较大的环。我们发现微小的1.5 MK环状结构，我们解释为微型冠状环。这些有长度的日冕段以上的色球层只有约1毫米和厚度小于200公里。它们可以被解释为小通量管突破光球的日冕特征，其足点距离相当于一个颗粒细胞的直径。我们发现，超过50毫米的循环有一个直径约为2弧秒或1.5毫米，与以前的观察一致。然而，Hi-C真正解决了这些循环，循环中有大约20个像素。即使在这种大大提高了空间分辨率的大环似乎没有可见的子结构。相反，它们在横截面上显示出平滑的变化。大的日冕环在每像素0.1弧秒的空间尺度上没有显示出子结构，这意味着要么密度和温度在这些环上平滑地变化，要么对环的直径构成上限。我们估计，组成2弧秒厚的环股将不得不薄于15公里。我们第一次发现的微型回路在建模方面提出了正确理解的挑战。
2013-06-19 astro-ph.SR
EUV Observational consequences of the spatial localisation of nanoflare heating within a multi-stranded atmospheric loop
确定太阳日冕环能量输入的优选空间位置将是朝着更全面地了解日冕加热问题迈出的重要一步。继Sarkar & Walsh（2008）之后，本文提出了一个短的10 e9 cm“全球环路”，作为125个单独的链，其中每个链都通过一维流体动力学模拟独立建模。股线经历小规模的阶段性加热，并通过输入回路的总能量的频率分布耦合在一起，该频率分布遵循指数为2.29的幂律分布。研究了加热事件群从顶点到足点的空间偏好性。从理论的角度来看，由此产生的排放量加权温度分布图沿这两个极端的情况下，没有表现出可能的可观察到的差异。随后，通过TRACE仪器响应函数折叠模拟输出，并使用不同的滤波比技术进行温度的重新推导。鉴于多热的情况下，这种多股环路模型，广泛的差分排放措施的结果，随后的双重和三重过滤器的比率是非常相似的，从观测中获得的。然而，任何潜在的观测签名，以区分顶点和足点主导加热可能低于仪器阈值。以这种方式使用宽带仪器如TRACE和Hinode-XRT的后果进行了讨论。
2009-05-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Transverse Oscillations of Coronal Loops Induced by a Jet-Related Confined Flare on 11 July 2022
该研究通过多波长观测，报道了2022年7月11日喷流相关受限耀斑引发的两条日冕环横向振荡，识别为基频驻波扭结模，并估算了扭结速度和阿尔芬速度下限。
2025-04-25 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
Magnetic Field-Constrained Ensemble Image Segmentation of Coronal Holes in Chromospheric Observations
提出STRIDE-CH方法，利用色球He I 10830 Å图像与光球磁图，结合经典计算机视觉技术约束辐射和磁特性生成置信度图，有效分割日冕洞并区分暗条等干扰，为日冕洞研究提供中层大气视角。
2025-02-02 astro-ph.SR
The Role of Type II Spicules in the Upper Solar Atmosphere
我们研究的建议，太阳的日冕中的大部分热等离子体来自II型针状物质，是加热，因为它是从色球层喷射。这与传统观点形成对比，传统观点认为日冕是通过日冕加热导致的色球蒸发来填充的。我们探讨了假设的针状体主导日冕的观测结果，并从预测和实际观测之间的巨大差异得出结论，只有一小部分热等离子体可以由针状体提供（在活动区<2%，在安静的太阳中<5%，在冕洞中<8%）。极紫外谱线的红蓝不对称性和下过渡区（LTR; T<0.1 MK）与日冕辐射测量值的比值都比观测值大2个数量级。此外，热的针状物质在上升到日冕时会通过绝热膨胀急剧冷却，因此需要大量的日冕加热来维持在所有高度上都能看到的高温。我们认为，日冕包含一个混合物的细股，其中一些是由针状注射填充，但其中大多数不是。大多数观测到的热辐射起源于非针状束，并解释了传统的日冕加热模型。然而，由于这些模型预测的LTR发射太少，大部分发射来自大部分针状物质，这些物质在He II（304 A）中只有微弱的加热和可见，因为它落回表面。
2012-12-17 astro-ph.SR
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
Evolution of a Streamer-Blowout CME as Observed by Imagers on Parker Solar Probe and the Solar Terrestrial Relations Observatory
内容：2020年1月26日至27日，帕克太阳探测器（PSP）上的宽视场成像仪WISPR从大约30个太阳半径的距离观察到一次日冕物质抛射（CME），当时它穿过仪器的95度视场，为CME内部结构的通量绳形态提供了前所未有的视图。从1月25日开始，STEREO观测到了同样的日冕物质抛射。目的：我们的目标是了解起源并确定这一CME的轨迹。研究方法：我们分析了来自三个位置良好的航天器的数据：帕克太阳探测器（PSP），日地关系天文台（STEREO-A）和太阳动力学天文台（SDO）。使用Liewer等人（2020）中描述的方法确定CME轨迹，并使用STEREO-A的CME传播同步图像进行验证。与STEREO-A的偶然对准也提供了导致爆发的日冕活动的视图。SDO的观测结果，结合潜在的磁场模型的日冕，被用来分析日冕磁演化的三天，导致1月25日从日冕的通量绳喷射。结果如下：我们发现，1月25日的CME可能是1月23日开始的缓慢磁通量绳状喷发的最终结果，并由STEREO-A/极紫外成像仪（EUVI）观察到。对这些观测结果的分析表明，在1月25日最后一次喷射之前，通量绳显然被限制在日冕中超过一天。STEREO-A/COR 2观测到1月25日爆发前几个小时上覆流光的膨胀和增亮，这使我们将其归类为流光井喷CME。SDO数据的分析表明，一个新兴的活动区引起的日冕磁场的重组导致了磁通绳的最终喷射。
2020-12-15 astro-ph.SR
Signatures of dynamic fibrils at the coronal base: Observations from Solar Orbiter/EUI
太阳色球层拥有各种各样的瞬变，包括动态纤维（DF），其特征是在活动区域看到的细长的喷流状特征，通常通过H $α$诊断。到目前为止，这些特征很难在日冕图像中识别，主要是因为它们的尺寸很小，而且目前的EUV成像仪的空间分辨率较低。在这里，我们提出了第一个明确的签名DF在日冕EUV数据使用高分辨率图像从极紫外成像仪（EUI）板太阳轨道器。利用EUI的174纳米高分辨率成像仪（HRI $_{EUV}$）获得的数据，我们发现了许多亮点状特征（大小为0.3-0.5 μ m），它们在活动区的核心上下移动（经常重复）。在时空图中，这些特征产生类似于色球层观测的DF的抛物线轨迹。它们的速度（14 km~s $^{-1}$）、寿命（332 s）、减速度（82 m~s $^{-2}$）和长度（1293 km）等性质也与色球DF相似。EUI数据强烈表明，这些EUV亮点基本上是（较冷的色球DF的）热尖端，由于缺乏空间分辨率，以前无法明确识别。
2022-12-09 astro-ph.SR
Motion magnification in coronal seismology
我们介绍了一种新的方法，用于调查低振幅的横向振荡的太阳等离子体的非均匀性，如日冕环，在日冕弧，喷流，突出的纤维，极羽，和其他对比度的功能，观察与成像仪器。该方法基于二维对偶树复小波变换（DT $\mathbb{C}$ WT）。它使我们能够放大横向，在天空的平面，准周期运动的对比度功能的图像序列。在模拟日冕环指数衰减、多周期和调频扭结振荡的人工数据立方体上进行的测试表明了该技术的有效性、可靠性和鲁棒性。该算法被发现给放大的幅度与原始幅度的线性缩放，只要它们足够小。此外，放大率在很宽的周期范围内与振荡周期无关。将这种技术应用于SDO/AIA EUV数据立方体的非耀斑活动区域，可以改善大多数环路中低振幅无衰减振荡的检测。
2016-11-06 astro-ph.SR
Turbulent Coronal Heating Mechanisms: Coupling of Dynamics and Thermodynamics
上下文光球的运动打乱了穿过日冕环的强轴向磁场的足迹，引起湍流的非线性动力学，其特征是场向电流片的连续形成和消散，能量在小尺度上沉积，并发生加热。以前的研究表明，电流片的厚度是数量级小于目前最先进的观测分辨率（~700公里）。瞄准为了理解日冕加热和正确解释观测结果，研究这样一个系统的热力学是至关重要的，在这个系统中，能量是在未解决的小尺度上沉积的。方法.完全可压缩的三维磁流体动力学模拟进行了解日冕加热的热力学在磁约束的太阳日冕。结果我们发现，温度是高度结构化的尺度低于观测分辨率和非均匀分布，使只有一小部分的日冕物质和体积得到加热在每一个时间。结论.这是一个多热系统，其中较热和较冷的等离子体束被发现一个接一个，也在次分辨率尺度上，并表现出时间动态。
2012-08-12 astro-ph.SR
Dynamics of on-disk plumes as observed with Interface Region Imaging Spectrograph, Atmospheric Imaging Assembly and Helioseismic and Magnetic Imager
我们研究了小尺度瞬变在太阳日冕羽流的形成和演化中的作用。我们研究的动力学羽脚点附近看到的冕洞使用大气成像组件（AIA）的图像，日震和磁成像仪（HMI）上的太阳动力学天文台（SDO）和光谱数据的接口区域成像光谱仪（IRIS）。准周期性增亮是在羽流的底部观察到的，与磁通量的变化有关。随着IRIS的高光谱和空间分辨率，我们确定这些振荡的来源，并试图了解在脚点的瞬变可以在维持日冕羽流发挥什么作用。IRIS坐着和盯着观察提供了一个独特的机会，研究脚点的羽毛的演变。我们注意到增强的线宽，强度和大的偏离平均多普勒频移的线轮廓在特定的情况下，这表明存在的流动在脚点的羽流。我们建议，流出（射流状功能）作为一个结果，小规模的重联影响的线轮廓。这些喷流状特征也可能是造成羽流内传播扰动的原因，从多个AIA通道记录到，羽流被观察到传播到更远的距离。这些传播的扰动可以用慢磁声波来解释。
2015-05-17 astro-ph.SR
Self-Consistent Heating of the Magnetically Closed Solar Corona: Generation of Nanoflares, Thermodynamic Response of the Plasma and Observational Signatures
本研究通过三维多股磁流体动力学模拟，结合TRAC方法，验证了纳耀斑自洽加热日冕的物理模型，统一解释了活动区弥漫发射与明亮日冕环的形成，并成功重现了日冕环的关键观测特征。
2025-09-15 astro-ph.SR
Long-lived coronal loops in solar active regions
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究发现太阳活跃区域中存在寿命长、稳定且多股的日冕环，其横截面均匀且不膨胀，挑战了现有磁场结构的认知。
2025-09-16 astro-ph.SR
Anomalous cross-field motions of solar coronal loops
本文报告了太阳日冕环中一种类似横向漂移的“分裂-漂移”演化模式，其特征为细丝从母环分离并返回，伴随扭结振荡和特定速度的漂移，提示存在更广泛的物理机制，需进一步研究。
2025-04-02 astro-ph.SR
Simulations of stray light from the surface scattering of the Solar Corona Imager primary mirror
太阳日冕成像仪是ASO-S飞行任务上的一个内掩日冕成像仪，它具有在H I {Lyman- \textalpha }（Ly-alpha）和白光（WL）波段成像内日冕的优点。然而，由主镜（M1）引起的太阳圆盘光的散射成为杂散光的主要来源。为了研究杂散光抑制的方法，在Zemax OpticStudio中采用三种散射模型对M1散射进行建模。在两个通道中，日冕发射与预测杂散光的比率沿视场减小。Ly-alpha通道的杂散光一般低于冠状发射，但WL通道的杂散光在2.5 Rsun时往往比冠状信号高一个数量级。得到了最佳的参数组合，使杂散光抑制到所需的水平，这对M1的制造提出了一些限制。此外，建议采用K相关模型来模拟表面散射。
2020-12-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal mass ejections from the same active region cluster: Two different perspectives
2010年11月11日，大约位于太阳中央子午线上的活动区NOAA 11121和11123形成的星团具有重大的科学意义。这个复合体是暴烈通量出现的地点，也是同一天一系列地球事件的源头。太阳动力学观测台上的大气成像组件望远镜和日地关系观测台孪生航天器上的日地连接日冕和日光层调查望远镜套件上的极紫外成像仪几乎同时观测到了这些事件的开始。太阳和日光层天文台（SOHO）上的大角度分光日冕仪（LASCO）和STEREO上的SECCHI/COR日冕仪跟踪了低日冕中这些事件的进展。SDO和SOHO成像仪从地球的角度提供数据，而STEREO双仪器从正交方向获取图像。航天器的这种空间配置使得能够对AR星团和源自其中的日冕物质抛射进行最佳的同时观测。STEREO提供的正交日冕观测结果显示，与从地球角度探测到的情况相比，抛射事件的数量非常大。此外，SDO/AIA和STEREO/SECCHI EUVI对源区的联合观测表明，GOES归类为X射线耀斑的所有事件在正交观测中都有一个抛射日冕对应物。这些结果对当前的空间天气预报有直接影响，因为当在垂直于日地线的观测方向上缺乏太阳观测时，可能会丢失警报。
2015-07-10 astro-ph.SR
Observations and numerical models of solar coronal heating associated with spicules
针状体被认为是日冕质量和能量平衡的重要贡献者。虽然以前的观测提供了一个短暂的瞬态增亮的日冕，与针状体，这些意见一直有争议，是一个激烈的辩论的主题，无论是在建模和观测方面。因此，尚不清楚等离子体是否与针状体一起被加热到日冕温度。我们使用高分辨率观测色球和过渡区的界面区域成像光谱仪（IRIS）和日冕的大气成像组件（AIA）板载太阳动力学天文台（SDO）的证据表明，形成的日冕结构与针状物质抛射和加热等离子体过渡区和日冕温度。我们的观察结果表明，一个显着的一部分的高度动态的环扇环境与plage地区可能是这样的新冠链的形成的结果，以前被解释为传播的瞬态传播日冕扰动（PCD）的过程。我们的观测得到了2.5D辐射MHD模拟的支持，该模拟显示了与针状体相关的日冕温度加热。我们的研究结果表明，加热和强大的流量发挥了重要的作用，在保持环扇的子结构，除了波渗透到这个低日冕环境。
2017-10-18 astro-ph.SR
Ensemble Prediction of a Halo Coronal Mass Ejection Using Heliospheric Imagers
日地关系天文台（STEREO）及其日光层成像仪（HI）为我们提供了增强对日冕物质抛射（CME）行星际传播的理解的可能性。基于HI的方法能够预测到达任何目标的时间和速度，并利用跟踪CME传播路径的优势，最多可达1 AU。在我们的研究中，我们使用ELEvoHI模型CME到达预测与合奏的方法来获得建模的到达时间和影响速度的不确定性。从2010年11月3日的日冕物质抛射进行了分析，通过执行339个模型运行相比，从排队的航天器信使号和STEREO-B的原位测量。来自STEREO-B的遥感数据显示CME为晕事件，这与位于L1的HI观测者观测到的地球定向CME相当。利用ELEvoHI的四个输出参数、阻力参数、背景太阳风速度、初始距离和速度的频率分布，找到了一种有希望的、简单的方法。在本案例研究中，这些输出的最频繁值导致具有最小误差的预测。限制这些运行的合奏，我们能够减少平均绝对到达时间误差从$3.5 \pm 2.6$ h到$1.6 \pm 1.1$ h在1 AU。我们的研究表明，L1可以提供一个足够的有利位置，地球定向CME，当观察到的HI，和合奏建模可能是一个可行的方法来使用ELEvoHI操作。
2017-12-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Spectroscopic Observations of Hot Lines Constraining Coronal Heating in Solar Active Regions
对暖日冕环的EUV观测表明，它们是一束束未解析的链，被纳米耀斑脉冲加热到高温。然后等离子体将具有观察到的性质（例如，与静力平衡相比的过量密度）。如果这个解释是正确的，那么在正常耀斑之外应该有非常热的辐射。然而，据预测它会非常微弱。证明或反驳这一假设的一个关键因素是存在热的、非常微弱的等离子体，这些等离子体的数量应该是通过脉冲加热预测的。我们报告的第一个全面的光谱研究热等离子体在活跃地区。使用来自Hinode上的EIS光谱仪的数据来构建在1-5 MK温度范围内的静态活性区中的发射测量分布。分布是平坦的或缓慢增加到约3 MK，然后在更高的温度下迅速下降。我们表明，基于脉冲加热的活动区模型可以重现所观察到的EM分布相对较好。我们的结果提供了强有力的新证据，证明日冕加热本质上是脉冲性的。
2009-03-23 astro-ph.SR
Compression, Impact and Hot Rebound Flows from Coronal Rain Downflows
School of Engineering, Physics and Mathematics, Northumbria University（诺森比亚大学工程、物理与数学学院）
研究通过热非平衡和热不稳定性揭示日冕加热机制，发现日冕雨下涌中压缩和热反弹流对加热过程的贡献。
2026-02-18 astro-ph.SR
Modeling observations of solar coronal mass ejections with heliospheric imagers verified with the Heliophysics System Observatory
我们提出了一个准确预测到达的日冕物质抛射（CME）在类地行星，包括地球。我们第一次能够使用太阳物理系统天文台2/3太阳周期的观测数据来评估CME预测模型。我们验证建模结果的1337 CME观测与日地关系天文台（STEREO）日光层成像仪（HI）（科学数据）从8年的观测5个原位观测航天器。我们使用自相似扩展模型的CME前线假设60度的纵向宽度，恒定的速度和恒定的传播方向。有了这些假设，我们发现预测撞击某个航天器的所有CME中有23%-35%会导致清晰的原位特征，因此对于1个正确的预测，会发出2到3个假警报。此外，我们发现，预测精度并不降低与HI的纵向分离从地球。预测的到达时间平均在2.6 +/- 16.6小时内的现场到达时间的差异，类似于分析和数值建模，和0.21的真实技能统计。我们还讨论了各种因素，可能会提高空间天气预报的准确性，使用广角日光层成像仪观测。这些结果形成了预测准确性的一阶近似基线，这是利用HI和用于太阳-地球L5点运行中的空间天气飞行任务数据的其他方法所可能达到的。
2017-07-07 astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal Rain Driven by Low-Frequency Impulsive Heating: Dependence of Dynamics and Morphology on Coronal Heating and Magnetic Field
Kyoto University（京都大学）
该研究通过1.5维磁流体动力学模拟，揭示低频脉冲加热的持续时间和日冕磁场强度是调控日冕雨形成、动力学与形态的关键因素。
2026-08-11 astro-ph.SR
Two-Spacecraft Detection of Short-period Decayless Kink Oscillations of Solar Coronal Loops
极紫外线成像仪（EUI）的高分辨率成像仪（HRI）和大气成像组件（AIA）于2021年11月5日22时58分至11月6日00时27分同时捕获了一组环的无衰减扭结振荡。通过处理由两台仪器用运动放大技术拍摄的图像序列来分析振荡。所分析的环长约51 μ m，振荡周期短，为1-3 min（平均1.6 min），位移振幅为27-83 km。与HRI相比，AIA记录的信号延迟了66秒，这与从太阳到每个仪器的光旅行时间差一致。在校正该时间差之后，来自两个数据的信号之间的互相关系数在0.82至0.97之间变化，表明它们具有良好的一致性。这项工作证实，HRI看到了与AIA相同的振荡，这是EUI进行更短时间尺度检测之前必要的第一步。此外，我们的研究结果表明的鲁棒性的去抖动过程中的扭结振荡与HRI的研究。
2022-09-05 astro-ph.SR
Magnetic topological analysis of coronal bright points
{We关于日冕亮点的一系列研究中的第一项研究的报告，调查产生这些现象的物理机制。{The本文的目的是了解亮点所在的磁场结构。{We使用带有窄带滤光成像器的太阳光学望远镜拍摄的纵向磁图。对于一个单一的情况下，磁图从日震和磁成像仪被添加到分析。纵向磁场分量用于导出亮点周围大区域的潜在磁场。静磁场外推方法进行了测试，以验证位场建模的准确性。研究了三维磁场中磁零点的存在及其对局部磁畴的影响。{In 10例中有9例的亮点位于日冕磁场包含相反极性侵入物的区域，在该区域上方定义了磁零点。发现在这9例中，X射线亮点位于投影扇形圆顶区域的有限部分中，或者完全位于圆顶内部，或者扩展到有限区域，在该区域下方通常存在主导通量集中。第10个亮点位于一个双极环系统中，没有重叠的零点。{All日冕洞中的亮点和平静太阳区域中的两个树外亮点被认为位于包含磁零点的区域。一个尚未识别的过程（或多个）在风扇圆顶结构的特定区域中产生BP。}
2017-07-13 astro-ph.SR
Coronal mass ejections observed by heliospheric imagers at 0.2 and 1 au: the events on April 1 and 2, 2019
上下文我们研究了2019年4月1日至2日由帕克太阳探测器（WISPR-I）的内部宽视场成像仪和STEREO-A上的内部日光层成像仪（HI-1）观测到的两次日冕物质抛射（CME）。这是第一次从两个角度在类似的方向，但在相当不同的太阳距离的日冕物质抛射观测研究。目标。我们的目标是了解PSP观测如何影响CME运动学，特别是由于它靠近太阳。方法.我们估计CME的位置，速度，加速度，传播方向和纵向偏转使用成像观测从两个航天器，和一组分析表达式，考虑CME作为一个点结构，并考虑到航天器位置的快速变化。结果我们发现，这两个日冕物质抛射是缓慢的（$< 400\ km\ s^{-1}$），向东传播的太阳-地球线。第二个日冕物质抛射似乎在$\sim 0.1$和$\sim 0.2\ au$之间加速，并以与太阳自转速度一致的角速度向西偏转。当比较不同拟合情况（不同观测或自由参数集）的结果时，我们发现CME太阳距离（达到$0.05\ au$，特别是CME 1）、纬度（达到$\sim10^{\circ}$）和经度（达到$24^{\circ}$）存在一些差异。结论.经度的差异可能是由于视觉跟踪的特征，而不是仪器偏差或拟合假设。出于类似的原因，无论考虑的拟合参数如何，从WISPR-1观测得出的CME 1太阳距离都大于HI-1结果。CME运动学的误差估计没有显示出与观测仪器相关的任何明显趋势。源区域的位置和缺乏任何…
2020-11-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Accuracy and Limitations of Fitting and Stereoscopic Methods to Determine the Direction of Coronal Mass Ejections from Heliospheric Imagers Observations
利用STEREO上的日光层成像仪（HI）的数据，除了用各种方法推导出日冕物质抛射（CME）的速度外，还可以推导出它们的传播方向。对于由两个STEREO航天器观测到的日冕物质抛射，有可能使用来自双航天器的同时观测值来推导出它们的方向，也有可能使用仅来自一个航天器的观测值通过拟合方法来推导出它们的方向。这使得测试和比较不同的分析技术成为可能。在这篇文章中，我们提出了一个新的拟合方法的基础上，从一个航天器的观测，我们比较常用的拟合方法Sheeley等。（1999）。我们还比较了这两种拟合方法与两种立体方法的结果，重点是2008年和2009年两个STEREO航天器同时观测到的12个日冕物质抛射。我们发现证据表明，Sheeley等人（1999）的拟合方法可以导致显着的错误，在确定的CME方向时，CME传播的60度以外的\pm 20度的太阳-航天器线。我们希望我们的新的拟合方法，以更好地适应晕或临边日冕物质抛射的观测航天器的分析。我们还发现一些证据表明，直接三角测量在HI领域的看法应该只适用于CME传播近似向地球（\pm 20度从日地线）。最后，我们解决了拟合方法的误差的可能来源之一：径向传播的假设。使用立体的方法，我们发现，至少有7个研究的12 CME的日光层偏转小于20度，因为他们在HI的视野，我们相信，验证了这种近似传播。
2010-10-06 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Flows and Waves in Braided Solar Coronal Magnetic Structures
我们研究了高分辨率日冕成像仪（Hi-C）观测到的活动区（AR 11520）苔藓的编织磁结构的高频动力学。我们检测准周期流和波在这些结构。我们搜索高频动态，同时查看观察区域的功率图。我们发现，较短的周期岩（30 - 60秒）与小的空间尺度，可以解决的Hi-C只有。我们检测准周期性流动与广泛的速度范围从13 - 185公里/秒与编织区。这可以解释为血浆从重连部位流出。我们还发现了与编织磁区相关的短周期大振幅横向振荡。这种振荡可以通过重新连接来触发，或者这种振荡可以触发重新连接。
2015-01-26 astro-ph.SR
Unveiling Unprecedented Fine Structure in Coronal Flare Loops with the DKIST
利用DKIST对X1.3级耀斑进行最高分辨率Hα观测，测得日冕环平均宽度48.2公里，证明其分辨能力可推进耀斑模型与日冕精细结构研究。
2025-08-07 astro-ph.SR
