Understanding coronal rain dynamics through a point-mass model
本文开发了一个简单的点质量模型，研究背景日冕演化对日冕雨下落运动的影响，解释了终端速度与密度比之间未解的关系，为解释观测提供了新工具。
2025-03-14 astro-ph.SR
Can coronal hole spicules reach coronal temperatures?
本研究旨在为冕洞针状体是否达到日冕温度提供观测依据。我们结合了SUMER/SoHO和EIS/SOT/XRT/Hinode获得的多仪器联合观测。分析发现，三个大的骨针是由许多薄骨针上升，旋转和下降，同时形成一个类似的功能。它们的旋转类似于一根大通量绳的解旋。它们的速度范围从50到250公里/秒。我们清楚地关联的红色和蓝移的过渡区线与旋转，但也与上升和下降的等离子体，分别发射。我们的主要结果是，这些针状体虽然非常大和动态的，显示不存在的谱线形成的温度高于300 000 K。本文分析了三个Ca II H大针状体，它们由许多动态细针状体组成，但在EUV低分辨率图像中表现为大针状体。我们没有发现与之对应的冠状和较小的针状体。我们认为，具有非常不同的起源macrosepicules的现象的识别是由于过渡区发射的解释，特别是He II发射，其中既存在色球大针状体和日冕X射线喷流。我们认为，最近在日冕AIA/SDO 171 A和211 A通道中观察到针状体可能是由于那里存在过渡区发射。
2011-05-06 astro-ph.SR
Exploring Coronal Dynamics: A Next Generation Solar Physics Mission white paper
确定负责加热日冕等离子体以及维持和加速太阳风的机制是太阳物理学的长期目标。显然需要限制通过日冕的能量、质量和动量通量，并增进我们对促成这些通量的物理过程的了解。此外，要准确预报近地环境的空间天气状况，更一般地说，要准确预报整个日光层的太阳风等离子体状况，就需要详细了解近地日冕中的这些通量。在这里，我们提出了一个简短的情况下，基于空间的成像光谱仪日冕，这将有能力提供有关日冕环境的天气信息，并提供严格的限制，通过日冕的质量，能量和动量通量。该仪器能理想地达到$\sim10$ ~s的节奏，1”的空间分辨率，观测日冕达2~ $R_{\sun}$。这样的仪器将使我们在理解复杂等离子体中的MHD波方面取得重大进展，并可能提供常规数据产品，以帮助空间天气预报。
2016-11-18 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
Deriving Large Coronal Magnetic Loop Parameters Using LOFAR J burst Observations
在高度上围绕一个太阳半径的大日冕环是太阳风和低日冕之间的重要联系。然而，它们的等离子体性质是不明确的，因为标准的X射线和UV技术不适合这些低密度环境。从10兆赫以上的J型太阳射电爆发的诊断非常适合于理解这些日冕环。尽管如此，J型爆发的研究比III型爆发少，部分原因是日冕环的曲率使它们不适合使用标准的日冕密度模型。我们使用低频阵列射线（LOFAR）和帕克太阳探测器（PSP）太阳射电动态谱，在2019年4月10日观测到的太阳射电噪声风暴期间识别出27个III型爆发和27个J型爆发。我们发现，它们的激励器速度是相似的，这意味着一个共同的加速区域，沿开放和封闭的磁结构注入电子。我们描述了一种新的技术来估计日冕环的密度模型，从J-爆发动力学谱，发现典型的环顶点高度约1.3太阳半径。在这个高度上，平均尺度高度为0.36太阳半径，平均温度约为1 MK，平均气压为0.7 mdyn cm $^{-2}$，平均最小磁场强度为0.13 G。我们将讨论这些参数相比，更小的冠状环。
2022-12-05 astro-ph.SR
Morphology, dynamics and plasma parameters of plumes and inter-plume regions in solar coronal holes
日冕羽流从太阳冕洞（CH）延伸到高日冕，并可能延伸到太阳风（SW），现在可以用航天器上的现代望远镜和光谱仪进行连续研究，除了从地面进行调查外，特别是在日全食期间。尽管有大量的数据，这些突出的特点和相关的现象，许多问题仍然没有答案，他们的产生和相对贡献的高速流从CH。要了解羽流的形成和演变过程，就需要更好地了解CHs底部、羽流中和周围羽流间区域的物理条件。更具体地说，需要关于磁场配置、电子密度和温度、有效离子温度、非热运动、相对于CH尺寸的羽流横截面、等离子体体整体速度以及SW中的任何羽流特征的信息。作者们向国际空间科学研究所（ISSI）提出了一项关于“日冕羽流和日冕洞羽流间区域的结构和动力学”的研究在伯尔尼，通过考虑相关的意见和大量的文献，澄清其中的一些方面。本文综述了该研究的结果和结论。立体观测使我们能够对羽流进行三维重建。在几次活动中进行的多仪器调查导致在某些领域取得进展，如等离子体密度，温度，羽流结构和与其他太阳现象的关系，但并非所有问题都可以回答有关羽流生成过程的细节和与SW的相互作用。
2011-03-23 astro-ph.SR
Determination of coronal temperatures from electron density profiles
测定日冕温度最常用的方法是标度高度法（shm）。它是基于电子密度分布推断白光（WL）亮度测量日冕在日食期间。这种方法已被应用到几个已发表的日冕电子密度模型。计算的温度分布在r > 1.3 RS时达到最大值，因此不满足应用shm方法的条件之一。另一种方法是流体静力平衡法（hst），它可以确定日冕温度分布，提供流体静力平衡方程的解。使用hst方法得到的最大温度几乎等于使用shm方法得到的最大温度，但是使用hst方法时的温度峰值总是明显低于使用shm方法时的温度峰值。第三个和最近开发的方法，dyn，可以用于相同的公布的电子密度分布。用dyn方法得到的温度分布是流体动力学方程的正则解。它们依赖于日冕等离子体的膨胀速度，在计算中被认为是一个自由输入参数。在日冕底部，日冕整体速度很小（亚音速），dyn和hst方法给出的温度值相似。更大的差异被发现在更高的海拔地区的膨胀速度接近和超过声速。本文还显示了流管的几何形状和离子温度对电子温度分布的影响。dyn方法是hst方法的推广，其中电子温度分布在无限径向距离处趋于零。它是一种新的诊断工具，用于从WL日冕观测中确定日冕加热率最大的径向距离范围。
2012-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
More of the Inconvenient Truth About Coronal Dimmings
我们继续调查的日冕物质抛射驱动的日冕变暗从2006年12月14日使用独特的高分辨率成像的色球层和日冕从日出航天器。在变暗事件的过程中，我们观察到多条发射线的非热谱线增宽的动态增加，因为CME被释放，日冕打开;达到日冕洞中看到的水平。当日冕开始关闭、重新填充和变亮时，我们看到非热增宽朝着喷发前的水平减少。非热加宽的动态演化与磁开放稀薄调光区中阿尔芬波振幅的预期变化相一致，与CME之前的致密闭合日冕相比。所提供的数据加强了这样一种信念，即日冕变暗必须是快速太阳风的临时来源。目前还不清楚日冕热力学向太阳风状态的快速转变是否对日冕物质抛射本身有影响。
2009-01-19 astro-ph.SR
3D Global Coronal Density Structure and Associated Magnetic Field near Solar Maximum
测量日冕磁场是了解各种尺度上日冕动力学现象性质的一个关键因素。利用2012年12月太阳活动极大期（Carrington自转，CR 2131）附近的STEREO/COR 1数据，采用层析成像方法反演和分析了$1.5$至$4\ \mathrm{R}_\odot$高度范围内的三维（3D）日冕电子密度，并定性推断了日冕磁场的结构。3D电子密度分析由在相同CR周期通过断层扫描获得的195 nm波段的3D STEREO/EUVI发射率补充。我们发现，在CR 2131期间的磁场配置有一种趋势，成为径向开放的日心距离低于$\sim 2.5 \ \mathrm{R}_\odot$。我们比较了重建的三维日冕结构在CR附近的太阳最大的一个在深太阳极小。我们的三维密度重建的结果将有助于约束太阳日冕场模型和测试日冕建模的磁场近似的准确性。
2016-04-02 astro-ph.SR
Relation of coronal rain originating from coronal condensations to interchange magnetic reconnection
利用极紫外图像，我们最近提出了一个新的和替代的日冕雨形成机制，由于交换磁重联沿磁开放场线。在本文中，我们报告日冕雨在色球和过渡区的温度起源于日冕凝聚之间的重新连接的开放和封闭的日冕环。为此，我们采用了界面区成像光谱仪（IRIS）和大气成像组件（AIA）的太阳动力学天文台（SDO）。在2013年10月19日左右，IRIS在太阳东南边记录到一场沿弯曲路径的日冕雨。与此相关的是，我们发现了一个系统的较高的开放功能和较低的躺在AIA图像中反复发生的闭环之间的重新连接。在这个过程中，地势较高的特征形成了磁倾角。作为响应，两组新重新连接的环出现并从重新连接区域缩回。在10月18日至20日的几天里，由于热不稳定性，在下降中，日冕等离子体的冷却和冷凝事件重复发生了七次。冷凝流向下的表面，日冕雨，冷凝之间的平均间隔为6.6小时。在IRIS数据可用的情况下，我们发现冷凝冷却到色球温度。根据我们的观测结果，我们认为，在色球温度下观测到的一些日冕雨事件可以用新的和替代的日冕雨形成的情景来解释，在这种情景下，凝结是由交换重连促进的。
2020-11-02 astro-ph.SR
Diagnostics of the solar coronal plasmas by magnetohydrodynamic waves: Magnetohydrodynamic seismology
本文系统介绍利用日冕磁流体动力学波诊断太阳日冕等离子体参数的磁流体动力学地震学方法，涵盖慢波、扭结振荡等探针及数据获取、运动放大和贝叶斯统计等实用技术。
2024-03-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Effect of coronal temperature on the scale of solar chromospheric jets
利用二维磁流体动力学模拟研究了日冕温度对太阳色球层喷流形成过程的影响。我们开发了一个新的辐射磁流体动力学代码的动态模拟的太阳大气，采用LTE状态方程，光学厚的光球辐射损失，光学薄的色球层和日冕辐射损失，以及热传导沿磁场线。在模拟中，激波通过过渡区产生了许多色球喷流。我们发现，当日冕温度较低时，这些喷流向外投射得更远（类似于冕洞），而当日冕温度较高时，喷流会更短（类似于活动区）。当日冕温度较高时，色球喷流的减速与周期性色球激波决定减速的模型一致。然而，当日冕温度较低时，重力减速变得更加重要，色球喷流接近弹道运动。
2015-09-22 astro-ph.SR
Coronal Magnetic Fields derived with Images acquired during the 21 August 2017 Total Solar Eclipse
日冕磁场尽管对日冕的物理学和动力学具有极其重要的意义，但很少被测量。在这里，从2017年8月21日日全食期间获得的图像中导出的电子密度图被用来演示测量日冕磁场的新技术。用等离子体磁能密度与引力势能的半经验关系式导出了日冕磁场的强度。所得到的值进行比较，提供了更先进的日冕场重建方法的基础上MHD模拟的整个日冕光球场测量，找到一个非常好的协议。其他参数，如等离子体- $β$和Alfvén速度也被导出，并与MHD模拟的结果进行了比较。此外，日冕磁场的天空平面（POS）取向来自于在过滤图像中观测到的日冕特征的倾斜，也发现与磁场重建的密切一致。因此，这项工作首次证明了日全食期间测量的日冕电子密度的2D分布足以提供投影在POS上的日冕磁场强度和倾角。这些是迄今为止限制我们对日冕中物理现象的理解的主要缺失信息之一。
2023-02-21 astro-ph.SR
Modeling the Line-of-Sight Integrated Emission in the Corona: Implications for Coronal Heating
所有空间科学中的一个突出问题是揭示太阳日冕是如何被加热到超过1 MK的温度的。虽然研究了几十年，解决这个问题的主要困难之一是解开观测中的视线（LOS）效应。日冕在光学上是薄的，因此单个像素测量来自不确定数量（可能是数万）的独立加热的通量管的计数，所有这些都沿着该像素的LOS。在本文中，我们模拟在极紫外线成像的活动区日冕的单个像素的发射。如果视线效应没有被适当地考虑，可能会得出关于日冕加热和日冕动力学的错误结论。我们的模型电晕作为一个LOS集成的数千个完全独立加热的通量管。我们证明，尽管随机加热的通量管叠加，纳米耀斑仍在使用多波长和高时间节奏数据观察到的光曲线中留下了明显的特征，例如使用太阳动力学天文台上的大气成像组件拍摄的数据。这些特征很容易用Viall & Klimchuk（2012）的时滞分析技术检测到。稳定的日冕加热留下了一个不同的，同样明显的签名，也揭示了该技术。
2013-05-16 astro-ph.SR
Static and dynamic solar coronal loops with cross-sectional area variations
基于焓的热演化环（EBTEL）的近似模型的静态和动态的冠环的开发，包括环的横截面积的影响，增加从基地的过渡区（TR）的电晕。TR被定义为色球层顶部和热传导从能量损失变为能量增益的位置之间的环路的一部分。有显着的差异，从恒定面积的环路，由于减少的TR的体积响应于从电晕的传导和焓通量的方式。对于具有适度面积变化的静态回路，回路能量平衡的标准图被保留，电晕和TR主要是电晕中的加热和传导损耗与TR中向下传导和辐射到空间之间的平衡。随着环顶面积的增加，TR变厚，TR和冠层的密度增大。对于大的顶点区域，日冕能量平衡主要在加热和辐射之间变化，传导起着越来越不重要的作用，TR厚度成为环长度的重要部分。近似的标度律推导出的密度，但不是温度的完全数值解的协议。对于非均匀区域，动态环路具有更高的峰值温度，并且在辐射冷却阶段比所考虑的示例的恒定面积情况下密度大50%。它们还显示出一旦温度接近1 MK，最终快速冷却和排水。虽然在辐射阶段，排放量的大小将得到增强，但其温度依赖性的重要观测诊断几乎没有变化。
2021-11-17 astro-ph.SR
Numerical Modeling of Prominences and Coronal Rain with the MPI-AMRVAC Code
本文综述了利用开源并行自适应网格代码MPI-AMRVAC开展的太阳日珥与冕雨数值模拟研究进展，梳理了相关模型对冷等离子体结构演化的解释及模拟与观测结合的研究方向。
2025-10-05 astro-ph.SR
Evidence for and Analysis of Multiple Hidden Coronal Strands in Cross-Sectional Emission Profiles: Further Results from NASA's High-resolution Solar Coronal Imager
先前利用NASA的高分辨率日冕成像仪（Hi-C 2.1）17.2 nm观测的工作表明，即使在数据集中可用的空间尺度增加，也可能有日冕结构的证据仍然没有完全解决。在该随访研究中，在Hi-C 2.1视野范围内拍摄冠状股的横截面切片。在先前的环宽度研究之后，背景发射被移除以隔离冠状链。由此产生的强度变化再现通过同时拟合多个高斯分布，使用非线性最小二乘曲线拟合方法。总共检查了183个高斯分布，以确定数据中暗示的可能结构。确定每个高斯分布的半高宽，然后进行整理和分析。最常见的结构宽度为$\approx$ 450-575 km，其中47%的宽度低于NASA的太阳动力学观测大气成像组件（AIA）分辨率（600-1000 km）。只有17%位于AIA像素宽度（435 km）以下，只有6%的链在Hi-C 2.1分辨率范围（$\approx$ 220-340 km）。这些结果表明，Hi-C 2.1观察到的非高斯形状的横截面发射轮廓是沿着可以分辨的集成视线的多个链的结果，而不是更精细的亚分辨率元素的结果。
2020-09-04 astro-ph.SR
The Contribution of Coronal Jets To The Solar Wind
日冕中的瞬时准直等离子体爆发，通常称为日冕（或X射线）喷流，是太阳活动最有趣的表现之一。有人认为，这些事件有助于日冕和太阳风的质量和能量含量，但这些贡献的程度仍然不确定。我们最近模拟了日冕喷流的形成和演化，使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）代码与热力学在一个大的球形域，其中包括太阳风。我们的模型是耦合到三维MHD通量出现模拟，即，我们使用这样的模拟提供的边界条件来驱动一个随时间变化的日冕演化。该模型包括参数日冕加热，辐射损失和热传导，这使我们能够模拟日冕射流的动力学和等离子体特性，比迄今为止所做的更逼真。在这里，我们采用这些模拟计算的质量和能量的日冕喷流传输到外日冕和内日光层。根据观测到的喷流发生率，我们估计日冕喷流对太阳风质量和能量的总贡献分别为（0.4-3.0）%和（0.3-1.0）%。我们的研究结果与之前从观测中获得的几个粗略估计基本一致，支持了日冕喷流仅为太阳风提供少量质量和能量的猜想。然而，我们强调，需要更先进的观测和模拟来证实这一猜想。
2016-10-10 astro-ph.SR
Statistical Approach on Differential EmissionMeasure of Coronal Holes using the CATCH Catalog
冕洞是太阳大气层中的大型结构，与周围安静的太阳相比，其温度和密度降低，通常与开放的磁场有关。我们对收集在日冕洞分析工具集（CATCH）目录中的707个非极性日冕洞进行差分发射测量分析，以推导和统计分析它们的等离子体特性（即温度，电子密度和发射测量）。我们使用\textit{Solar Dynamics Observatory}机载的\textit{Atmospheric Imaging Assembly}的六个日冕EUV滤光片的强度滤光图，其覆盖从$ \approx 10^{5.5}$到$10^{7.5}$ \，K的温度范围。校正杂散光和散射光的数据，我们发现，所有的冕洞有非常相似的等离子体的平均温度$0.94 \pm 0.18$ MK，平均电子密度$(2.4 \pm 0.7) \times 10^{8}$ \，厘米$^{-3}$，和平均发射测量$(2.8 \pm 1.6) \times 10^{26}$ \，厘米$^{-5}$。冕洞内的温度分布被认为是很大程度上是均匀的，而电子密度显示出PDMATHAMV线性减少从边界到冕洞的内部。在距离最近的冕洞边界大于\SI{20}{\arcsecond}（$\approx 15$ \，Mm）的距离处，密度也变得在统计上均匀。冕洞温度可能表现出弱的太阳周期依赖性，但在2010年至2019年的整个观测时间段内，等离子体特性与太阳周期变化之间没有…
2021-02-26 astro-ph.SR
Coronal loops above an Active Region - observation versus model
我们对稳定活动区上方的日冕进行了高分辨率数值模拟。目的是测试场线编织机制，以获得足够的日冕能量输入。我们还检查的适用性的标度律日冕环的性质，如温度和密度。我们的3D-MHD模型是从下面驱动的日出观测的光球，特别是高节奏的时间序列的视线磁图和水平速度来自磁图。这种驱动对磁场施加应力，从而将磁能传递到日冕中，在日冕中感应出电流，通过欧姆耗散加热日冕等离子体。我们计算合成的日冕发射，我们直接比较日冕观测的同一活动区域的日之出。在模型中，日冕环形成在与日冕观测相同的位置。甚至在3D空间中的合成环的形状匹配那些从基于STEREO航天器数据的立体重建中发现的。正如观测结果所预期的那样，模型中的一些循环稍微过密。这表明欧姆加热的空间和时间分布产生了与观测结果接近的日冕环系统的结构和动力学。
2014-10-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multiscale statistical analysis of coronal solar activity
从太阳日冕的多个过滤器的图像被用来获得温度图，使用基于适当的正交分解（POD）的技术进行分析，以提取在不同尺度的动力学和结构信息。探索活动区域之前和之后的太阳耀斑，并将它们与安静的区域进行比较，我们发现，多尺度行为呈现出不同的统计特性，为每种情况下，可以用来表征在一个地区的活动水平。从分析中还可以提取关于热传输性质的信息。
2016-01-28 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.plasm-ph
