The coronal source of extreme-ultraviolet line profile asymmetries in solar active region outflows
Hinode极紫外成像光谱仪（EIS）的高分辨率光谱显示，日冕谱线轮廓有时是不对称的，蓝翼的微弱增强约为100公里/秒。这些不对称性可能很重要，因为它们可能是日冕加热或太阳风加速过程的微妙而有用的诊断特征。也有人认为它们是色球喷流的特征，为日冕提供质量和能量。然而，到目前为止，还没有研究产生不对称的等离子体的物理性质。在这里，我们使用非对称高斯函数识别AR 10978流出中的非对称轮廓区域，并使用多个高斯拟合提取微弱分量的强度。然后，我们推导出产生不对称的等离子体的温度结构和化学成分。我们发现这种不对称性与温度有关，并且在日冕线中更明显、更强。温度分布的峰值在1.4-1.8 MK附近，发射测量值比0.6 MK处的发射测量值大至少一个数量级。发现第一电离势偏差为3-5，这意味着流出物的高速分量也可能对低速风有贡献。观测和模型表明，等离子体演化成日冕成分需要时间，这表明物质在逃逸之前被困在闭合环上，可能是通过交换重连。结果，因此，确定等离子体产生的不对称性具有日冕的起源。
2012-10-04 astro-ph.SR
LUCI onboard Lagrange, the Next Generation of EUV Space Weather Monitoring
LUCI（拉格朗日eUv日冕成像仪）是一个极紫外太阳成像仪，作为拉格朗日飞行任务的一部分正在开发中，该飞行任务旨在定位在L5拉格朗日点，以监测从太阳源通过日光层到地球的空间天气。LUCI将采用离轴双镜设计，配备EUV增强型有源像素传感器。这种类型的探测器具有的优点，承诺是非常有益的监测源的空间天气在EUV。LUCI还将有一个新的离轴宽视场，旨在观察太阳盘，低日冕和靠近日地线的扩展太阳大气。LUCI将在以19.5纳米为中心的通带内以2-3分钟的节奏提供日冕图像。通过这一通带进行的观测可以探测和监测半静态日冕结构，如冕洞、日冕和活动区;以及瞬态现象，如太阳耀斑、临边日冕物质抛射（CME）、EUV波和日冕变暗。LUCI数据将补充位于日地线沿线的仪器（如PROBA 2-SWAP、SUVI-GOES和SDO-AIA）提供的极紫外太阳观测，并提供独特的观测，以改进空间天气预报。LUCI将与拉格朗日卫星上的一套其他遥感和现场仪器一起，为空间天气监测提供科学质量的业务观测。
2020-09-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observable effects of Interplanetary Coronal Mass Ejections on ground level neutron monitor counting rates
在这项工作中，非经常性的福布什减少（FD）触发的冲击驱动行星际日冕物质抛射（ICME）的通道进行了分析。已经研究了59个ICME，但其中只有25%与FD相关。我们发现，冲击驱动磁云（MC）产生更深的FD比冲击驱动喷出物。这一事实可以解释关于中子监测器（NM）计数率和MC/喷出物的速度和其相关的刚性下降之间观察到的增长趋势。MC比喷出物更快，并且具有更高的相关刚性。此外，ICME的减速似乎是产生FD的一个原因，这可以从NM计数率和减速之间的下降趋势中推断出来。这可能意味着从日冕到地球的ICME与太阳风之间的相互作用对产生更深的FD起着重要作用。最后，我们得出结论，没有磁绳拓扑的喷出物是不太有效的解开FD。
2013-02-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronal activity cycles in nearby G and K stars - XMM-Newton monitoring of 61 Cygni and Alpha Centauri
我们使用附近的双星61 Cyg A/B（K5 V和K7 V）和Alpha Cen A/B（G2 V和K1 V）的X射线观测来研究近十年来弱到中等活动的G + K矮星的磁活动的长期演化。具体来说，我们寻找X射线活动周期和相关的日冕变化，并将它们与太阳的行为进行比较。对于61 Cyg A，我们发现一个规则的日冕活动周期类似于它的7.3年色球周期。X射线亮度的变化比太阳上的低三倍，但日冕性质的变化类似于太阳的行为，在各自较热的等离子体成分中发生较大的变化。到目前为止，天鹅座61 B没有显示出明显的日冕循环趋势，但X射线数据与更不规则的色球周期相匹配。这两颗半人马座α星都表现出显着的长期X射线变化。半人马座阿尔法星A显示了周期变化的迹象，周期约为12-15年;半人马座阿尔法星B的数据表明，X射线周期的振幅约为6至8年，周期为8-9年。样本星在0.2-2.0 keV波段的X射线光度范围在Lx <1 × 10^26 - 3 × 10^27 erg·s^-1之间，日冕主要由平均温度在1.0-2.5 MK左右的冷等离子体组成。我们发现，日冕活动周期显然是一种常见的现象，在老年人，缓慢旋转的G和K星。在所有研究的目标中，日冕X射线发射的光谱变化在周期上都是类似太阳的。
2012-05-16 astro-ph.SR
Direct observations of magnetic flux rope formation during a solar coronal mass ejection
日冕物质抛射（CME）是太阳大气中最壮观的喷发现象。一般认为日冕物质抛射是磁通量绳（MFR）喷发的结果。然而，一个激烈的辩论是关于最低限度储备是在喷发之前预先存在还是在喷发期间形成的。几个冠状签名，\textit{e.g.}，细丝，冠状腔，S形结构和热通道（或热斑点），建议作为MFR和观测前的爆发，支持预先存在的MFR的情况。几乎没有关于喷发期间MFR形成的观察报告。在这封信中，我们提出了一个有趣的观察太阳喷发事件发生在2013年11月21日与大气成像组件上的\textit{Solar Dynamic Observatory}，这表明了详细的形成过程中的MFR在喷发。这个过程开始于一个低洼的日冕拱的膨胀，可能是由下面的耀斑磁重联引起的。新形成的上升环从下面进一步推动拱廊向上，拉伸周围的磁场。拱廊和伸展的磁场线然后在拱廊顶点的正下方向内弯曲，形成X点。X点附近的磁力线继续相互接近，并引起第二次磁重联。正是这种高位置的磁重联导致了一个热团（$\sim$ 10 MK）的形成和喷发，可能是一个MFR，产生了CME。我们认为，两个空间分离的磁重联发生在这个事件中，负责产生耀斑和热团（CME），分别。
2014-08-09 astro-ph.SR
The magnetic connectivity of coronal shocks from behind-the-limb flares to the visible solar surface during $γ$-ray events
上下文在太阳耀斑发生后的几分钟到几小时内观测到的100 MeV以上的γ射线表明，在太阳大气中相互作用的高能粒子可以长时间储存和/或加速。从地球上观测，即使在太阳边缘以外的地方也能探测到γ射线，这为研究由日冕物质抛射（CME）驱动的日冕激波在这些粒子加速中的作用提供了有利的观测条件。目标：在本文中，我们调查的空间和时间演化的日冕冲击推断，从体视观测的背后的肢体耀斑，以确定它们是否可能是源的粒子产生的γ射线。研究方法：我们分析了CME和与费米大面积望远镜（LAT）测量的γ射线事件相关的日冕冲击的早期形成，从2013年10月11日，2014年1月6日和9月1日从地球上观察到的太阳边缘后面的三次爆发。我们使用了一个三维三角测量技术，遥感观测的基础上，模拟从太阳表面上方的日冕物质抛射冲击的扩张。将膨胀模型与日冕磁场的各种模型相结合，使我们能够推导出激波马赫数随时间的分布以及激波产生的粒子与地球上可见的太阳表面的磁连接。结果如下：这三个事件的重建激波阵面在耀斑开始后和>100 MeV γ射线发射开始前与可见太阳表面磁连接。在这些连接处的激波表面也表现出明显的颗粒扩散所需的超临界马赫数。[...]（节录）
2017-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Coronal activity cycles in action - X-rays from alpha Centauri A/B
我们报告了我们的恒星邻居半人马座阿尔法A/B的日冕活动周期。自2002年以来，XMM-牛顿一直在监测该双星，以研究X射线中日冕活动演变的长期演变。太阳类似物α Cen A在该计划的早期就被清楚地探测到，但在2005年左右实际上从XMM的探测器视野中消失了。在经历了近十年的日冕衰弱之后，我们现在发现它的日冕明显地重新变亮了。次级α-Cen B在大多数时候主导着X射线的发射，并且超过一个完整的周期。在2012年左右观察到一个新的X射线最大值，最近几年又出现了温和的变暗。X射线发射的时间演化可以很好地理解，类似于11年的太阳周期，在两颗恒星中运行的日冕活动周期具有不同的振幅和周期。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The acceleration of high-energy protons at coronal shocks: the effect of large-scale streamer-like magnetic field structures
最近的观测表明，在大型太阳高能粒子（SEP）事件中，由日冕物质抛射驱动的日冕冲击可以在几个太阳半径内发展和加速粒子。出于这一动机，我们提出了一个SEP加速研究，包括快速冲击通过低电晕区域具有闭合和开放场线的流状磁场传播的过程。质子的加速是通过数值求解帕克输运方程与空间扩散沿和横跨磁场。我们表明，粒子可以充分加速到几百兆电子伏的2-3太阳半径。当冲击波传播通过流光状磁场时，与具有简单径向磁场的情况相比，粒子被更有效地加速，这主要是由于垂直冲击波几何形状和封闭磁场的自然捕获效应。我们的结果表明，日冕磁场配置是产生大SEP事件的一个重要因素。我们进一步表明，日冕磁场的配置强烈影响高能粒子的分布，导致沿冲击波阵面的大部分高能粒子集中的源区的不同位置。这项工作可能对SEP观测有很大的影响。即将发射的帕克太阳探测器将对日冕激波区高能粒子的分布进行现场观测，并检验研究结果。
2017-10-31 astro-ph.SR physics.space-ph
Kappa distribution and hard X-ray emission of solar flares
我们调查是否所谓的kappa分布，通常用来拟合电子分布在太阳风中检测到的现场，可以描述电子产生的硬X射线发射的太阳耀斑。使用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）耀斑数据，我们适合空间和功能集成的光谱，假设平均电子通量谱的kappa分布。我们发现，一个单一的kappa分布一般不能描述空间集成的X射线发射组成的足点和冠状源。与此相反，卡帕分布是一致的，在一些日冕源产生硬X射线发射的平均电子光谱。
2009-03-13 astro-ph.SR
Multiple Regions of Shock-accelerated Particles during a Solar Coronal Mass Ejection
太阳是一颗活跃的恒星，可以向日球层发射大量的磁化等离子体，称为日冕物质抛射（CME）。这些喷射可以驱动冲击，将粒子加速到高能量，通常导致低频（<200 MHz）的无线电发射。到目前为止，CME的膨胀，冲击和粒子加速之间的关系还没有得到很好的理解，部分原因是在产生冲击的CME开始时缺乏低频无线电成像。在这里，我们报告了太阳活动周期24（2008年至今）第二大耀斑及其相关快速CME（3038+/-288 km/s）的多仪器无线电，白光和紫外成像。我们确定了大量的无线电冲击签名的位置，称为人字形，并找到证据的冲击加速电子束在多个位置沿扩大CME。这些观测结果支持了日冕中不断膨胀的日冕物质抛射驱动的非均匀、波纹状冲击波阵面的理论。
2019-08-30 astro-ph.SR physics.space-ph
Impacts of EUV Wavefronts on Coronal Structures in Homologous Coronal Mass Ejections
在太阳爆发期间经常观察到大规模的传播锋面，但它们是否是波还没有定论，部分原因是传播受到日冕结构的调制，我们仍然无法测量日冕结构的磁场。然而，当正面撞击日冕结构时，我们有机会研究低$β$日冕中相互作用双方的磁性。在这里，我们研究了伴随着三个日冕物质抛射（CME）的大规模EUV锋，每个CME都起源于NOAA活动区（AR）12371中的扭结绳状结构。这些爆发是同源的，周围的日冕结构保持静止。因此，我们将这些事件视为从三个不同视角观察到的事件，并发现与CME直接相关的主锋始终通过1）极地日冕洞，2）新月形赤道日冕洞的两端，留下一个静止的锋，勾勒出其面向AR的边界，3）两个静止的细丝，产生缓慢和扩散的次级锋。主锋也沿着日冕环的拱廊传播，并由于远侧的透视缩短而减慢，其中局部等离子体加热在211（Fe XIV）中增强，但在193（Fe XII）和171（Fe IX）中变暗。因此，极冕洞的日冕磁场强度估计为$\sim\,$ 2 G，与活动区相邻的冕弧的磁场强度估计为$\sim\,$ 4 G。这些观测结果证实了主锋的波动性质，并为慢锋提供了新的认识。
2018-11-04 astro-ph.SR
Automated Solar Feature Detection for Space Weather Applications
太阳表面和大气是高度动态的等离子体环境，在很宽的时间和空间尺度上演化。大规模喷发，如日冕物质抛射，可以在几分钟内加速到每小时数百万公里，使其自动检测和表征具有挑战性。此外，还有许多微弱的太阳特征，如日冕洞和日冕变暗，这些特征对于空间天气监测和预报很重要，但其强度低而且有时是短暂的性质使得使用传统的图像处理技术难以探测。地面和空间仪器的进步使这些困难更加复杂，这些仪器增加了太阳物理学家每分钟面对的数据量;例如，美国宇航局的太阳动力学天文台每小时返回数千张图像（约1.5 TB/天）。本章回顾了图像处理技术在自动探测活动区、冕洞、暗条、日冕物质抛射和日冕变暗以监测和预报空间天气方面的最新进展。
2011-10-03 astro-ph.SR
Closed-Field Coronal Heating Driven by Wave Turbulence
为了在宏观尺度上模拟日冕等离子体的能量平衡，我们经常需要以某种函数形式描述日冕加热机制。为了超越经验公式，并建立一个更具物理动机的加热功能，我们调查的波湍流驱动（WTD）的现象学的加热封闭的日冕循环。我们的实现是为了捕捉大规模的传播，反射和耗散波湍流沿循环。该模型的参数空间是探索通过解决耦合的WTD和水动力演化的一维理想化的回路。一系列的太阳条件的相关性也建立了计算解决方案，从一个现实的三维日冕场提取超过一百个循环。由于WTD加热模型对环路几何形状以及沿环路和足点的等离子体特性的隐含依赖性，我们发现与传统的经验加热模型相比，该模型可以显着减少自由参数的数量，并且仍然稳健地描述了广泛的范围安静太阳和活动区域条件。还讨论了自反射项在产生相对较短的加热尺度高度和热不平衡循环中的重要性。
2016-10-07 astro-ph.SR
Monitoring fast solar chromospheric activity: the MeteoSpace project
在这篇参考文献中，我们提出了一个仪器项目，致力于监测太阳活动周期25期间的太阳活动。它涉及对空间天气中隐含的快速演变的色球事件的调查，如耀斑、日冕物质抛射、暗条不稳定性和莫顿波。日冕波是由太阳活动极大期附近的大耀斑产生的，并与色球层对应物一起传播;它们罕见、微弱、难以观测，因此具有挑战性。它们需要使用自动、快速和多通道光学仪器进行系统观测。MeteoSpace是专门为此目的而设计的一个高步频望远镜组件。大量的数据将免费提供给太阳能社区。我们详细介绍了光学设计，鉴定测试和望远镜的能力，并显示如何波可以被检测到。MeteoSpace将安装在Calern天文台（蔚蓝海岸，1270米），并将于2023年全面投入使用。
2023-01-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Imaging coronal magnetic-field reconnection in a solar flare
磁场重联被认为在整个宇宙1的磁化等离子体系统中发挥着重要作用，包括行星磁层、磁星和黑洞周围的吸积盘。这封信提出了极紫外线和X射线观测的太阳耀斑显示磁重联与清晰的水平，以前没有实现。SDO/AIA的多波长极紫外观测显示，流入冷环和新形成的流出热环，正如预测的那样。RHESSI X射线光谱和图像同时显示了在预期位置加热到>10 MK的等离子体的外观。这两组数据提供了磁重联产生太阳耀斑的确凿证据，验证了流行的耀斑模型的基本物理机制。然而，也观察到了一些新的特征，需要包括在重联和耀斑的研究，如三维非均匀，非稳态和不对称的演变。
2015-02-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
iota Horologi, the first coronal activity cycle in a young solar-like star
背景：最近在年轻（约6亿年）的类太阳恒星iota Hor中发现了最短的色球（Ca II H&K）活动周期（1.6年）。日冕X射线活动周期仅在太阳以外的少数恒星中发现，所有这些恒星的年龄都比iota Hor更老，活动水平也比iota Hor低。目的：我们打算找到与i Hor色球周期对应的X射线日冕。这是在活跃恒星中观察到的第一个X射线周期，也是类太阳恒星生命中第一个日冕周期的范例。方法：我们监测i Hor与XMM-牛顿观测跨越近两年。每个观测的光谱都与两个温度的日冕模型拟合，以研究恒星的长期变化。结果：我们发现在X射线的循环行为非常相似的同期色球周期。连续监测色球三个以上的周期长度显示出一个趋势，振幅下降，显然是由一个较长期的趋势调制。第二个周期在达到其最大值之前被破坏，然后在循环行为恢复之前出现短暂的混沌变化，仅在略多于一个周期后再次被破坏。结论：我们证实了在X射线和Ca II H&K中存在一个~1.6年的活动周期。它可能受到更长的、尚未受约束的第二周期的调节。1.6年的日冕活动周期是迄今为止观测到的最短的日冕活动周期，而i Hor代表了已发现的日冕活动周期中最活跃的恒星。这个周期可能代表了类太阳恒星生命中的第一个日冕活动周期，在地球上生命开始的年龄。
2013-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Anomalous Expansion of Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 24 and its Space Weather Implications
日冕物质抛射（CME）的速度和角宽度之间的熟悉的相关性在太阳活动周期24中也被发现，但回归线有一个更大的斜率：对于一个给定的CME速度，周期24 CME明显比周期23更宽。斜率的变化表明，由于太阳活动较弱，日光层的物理状态发生了重大变化。日球层（磁场+等离子体）中的总压力降低了约40%，这导致了CME的异常膨胀，解释了斜率的增加。CME的过度膨胀导致CME在第24周期产生磁暴的有效性降低，这既是因为CME的磁含量被稀释，也是因为环境磁场较弱。日球层中磁场的减弱可能导致在这个周期中缺乏加速到非常高能量的太阳高能粒子。
2014-04-01 astro-ph.SR
On the statistical detection of propagating waves in polar coronal hole
波对日冕的加热和太阳风的加速都很重要。我们研究了1997年2月25日观测到的南冕洞的长光谱时间序列，使用SoHO上的SUMER光谱仪。观测是在过渡区NIV 765 A线和低日冕Ne VIII 770 A线上获得的。我们的观察表明存在的压缩波的周期为18分钟，我们也发现显着的权力在较短的时间内。使用傅立叶技术，我们测量的相位延迟之间的强度以及速度振荡在两个选定的线在频域上。由此，我们能够测量传播振荡的传播时间，从而测量产生振荡的波的传播速度。由于测得的传播速度是亚音速的，我们得出结论，检测到的波是慢磁声的性质。
2009-02-25 astro-ph.SR
SynCOM: A tool for simulating coronal outflows
本文介绍用IDL编写的SynCOM程序包，通过模块化函数模拟瞬态太阳风流动并生成日冕图像与合成数据集，用于测试和验证特征跟踪算法。
2024-10-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the statistical detection of propagating waves in polar coronal holes
波对日冕的加热和太阳风的加速都很重要。我们研究了1996年10月20日观测到的北冕洞的长光谱时间序列，使用SoHO上的SUMER光谱仪。观测是在过渡区NIV 765 A线和低日冕Ne VIII 770 A线上获得的。我们的观察表明存在的压缩波的周期为~25分钟。使用傅立叶技术，我们测量的相位延迟之间的强度以及速度振荡在两个选定的线。由此，我们能够测量传播振荡的传播时间，从而测量产生振荡的波的传播速度。我们发现，有一个在明亮的（“网络”）和黑暗的（“互联网络”）地区的传播的性质的差异，后者有时显示向下传播的波，这是没有看到在前者的证据。由于在所有情况下，测得的传播速度是亚音速的，我们得出结论，检测到的波是慢磁声的性质。
2009-02-16 astro-ph.SR
Influence of Solar Polar Magnetic Fields on the Propagation of Coronal Mass Ejection
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Harbin Institute of Technology, Shenzhen（哈尔滨工业大学（深圳））；Peking University（北京大学）
本研究通过数值模拟揭示极区磁场变化对CME传播的影响，发现增强磁场可减缓CME传播速度并减小其体积，同时在远距离处产生强约束效应。
2026-03-05 astro-ph.SR
Multi-stage reconnection powering a solar coronal jet
日冕喷流是极冕洞中常见的短暂喷发特征，被认为在向日冕转移质量和能量方面发挥关键作用。我们描述了独特的同期观测的日冕喷流所看到的极紫外线成像仪板载太阳轨道器航天器（SO/EUI）和大气成像组件板载太阳动力学天文台（SDO/AIA）。日冕喷流从南极冕洞爆发，两台仪器都以高空间和时间分辨率观测到。这使得能够识别产生所观察到的射流的突破重连过程的不同阶段。我们发现，在其观察到的传播寿命的~100-200公里/秒的散装等离子体流运动学，在射流中有一个明显的扭结，它的影响，随后由附近的极地羽流引导。我们还确定了一个微弱的更快的功能提前散装等离子体运动传播的速度为~715公里/秒，我们归因于新重新连接的场线在喷发过程中解扭。使用SDO/AIA观测的差分发射测量（DEM）分析揭示了一个非常弱的喷流信号，表明喷发的物质可能比用于导出DEM的日冕通带要冷得多。这与SO/EUI观测到的莱曼- $α$通带中喷流非常明亮的外观一致。DEM被用来估计日冕喷流源区的辐射热能，发现一个$\sim2\times10^{24}$尔格的值，相当于纳米耀斑的能量。
2023-01-05 astro-ph.SR
First SDO AIA Observations of a Global Coronal EUV "Wave": Multiple Components and "Ripples"
我们提出了第一个SDO AIA观测的全球日冕EUV扰动（所谓的“EIT波”），揭示了前所未有的细节。2010年4月8日观测到的扰动有两个分量：一个扩散脉冲叠加在多个具有慢分量和快分量的尖锐锋上。扰动起源于爆发的日冕环前方，一些尖锐的锋面经历加速，这两种效应都意味着扰动是由日冕物质抛射驱动的。扩散脉冲以204-238 km/s的均匀速度传播，在其南部范围内几乎没有角度依赖性，保持其相干性和稳定轮廓约30分钟。它到达越来越远的地方时，正好与环形扩张和缓慢的锋面的开始相吻合。快的尖锐的前沿超过慢的前沿，产生多个“涟漪”，并使局部脉冲变陡，之后两个前沿独立传播。这种行为类似于真实波的性质。出乎意料的是，扩散脉冲的幅度和半高宽随距离线性减小。一个混合模型，结合了波和非波的成分，可以解释许多，但不是所有的观察。由于AIA的高节奏（10-20秒）和高信噪比，首次发现了双分量波前和多个波纹。
2012-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The two-step Forbush decrease: a tale of two substructures modulating galactic cosmic rays within coronal mass ejections
行星际日冕物质抛射（ICME）改变了太阳风的结构，并与行星系统的空间环境相互作用。它们的大磁结构已经被证明与银河系宇宙射线相互作用，导致福布什减少（FD）现象。在本文中，我们回顾了17年的高级成分探测器航天器ICME检测以及两个中子监测器（麦克默多和奥卢）与叠加的时代分析，以进一步分析磁喷出物在驱动FD的作用。我们在下面的鞘和磁喷出物在驱动FD的作用进行调查，我们进一步表明，ICME没有鞘，磁喷出物只能驱动相当强度的显着FD。此外，对具有相似速度分布的带和不带护套的样本进行比较，使我们能够表明，磁场强度而不是其波动是FD的主要驱动因素。最后，孤立的磁性喷出物的FD的恢复阶段显示在GCR的水平的各向异性。我们将这一发现在1 AU的梯度的GCR通量发现在不同的日光层距离从几个行星际任务。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Stable Coronal X-Ray Emission Over Twenty Years of XZ Tau
本研究结合Chandra高分辨率观测与XMM-Newton长期监测，发现XZ Tau AB除两次耀发外日冕X射线光谱二十年来保持稳定，并揭示恒星集合X射线性质的部分离散来自内禀变率。
2023-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Parker Solar Probe Observations of Suprathermal Electron Flux Enhancements Originating from Coronal Hole Boundaries
理论上，太阳磁通量元素对之间的重新连接，一个是开环，另一个是闭环，是维持日冕结构和产生太阳风的关键过程。这种“交换重连”预计在冕洞（CH）的开闭边界特别活跃。先前对1AU处太阳风数据的分析表明，在慢-快流界面处超热电子通量的峰值可能是由于与CH边界的磁连接而产生的，而不是诸如压缩之类的动态效应。此外，峰值和流接口的位置之间的偏移建议是在源处的互换重连的结果。作为这些建议的初步测试，我们分析了两个太阳风流在第一帕克太阳探测器（PSP）近日点遇到，每个与赤道CH边界（一个领先的和一个落后的旋转）。每个流具有超热电子通量的峰值，其位置和相关的等离子体性质表明太阳起源，与以前的建议一致，从1AU观测。通量峰值和其他特征的位置之间的不一致性表明这些峰值也可能被源区交换重连所移动。我们对每个事件的解释与开放通量运输的全球模式是兼容的，尽管随机的足迹运动或其他解释仍然是可行的。这些探索性的结果突出了未来的机会，在CH边界与现代近太阳任务的交换重联和通量运输的统计研究。
2020-09-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Observing the evolution of the Sun's global coronal magnetic field over eight months
利用升级版日冕多通道偏振计获取八个月114张全球日冕磁图，揭示磁场强度分布、活动经度特征及其随纬度和太阳自转的演化，并验证日冕模型在高纬度区域存在偏差。
2024-10-21 astro-ph.SR
Dark jets in solar coronal holes
2011年2月8日至10日，Hinode航天器上的EUV成像光谱仪连续监测了44小时以上的扩展太阳日冕洞，发现了一个新的太阳特征，称为暗喷流。从日冕Fe XII $λ$ 195.12发射线（形成于1.5 MK）获得的视线速度图显示了许多大规模的喷流状结构，这些结构显示出明显的蓝移。这些结构在太阳动力学天文台上的大气成像组件的193 A滤波器图像中有微弱或没有强度信号，这表明这些喷流对成像仪器基本上是不可见的。暗喷流植根于明亮的点，并发生在冕洞和安静的太阳冕洞边界。它们呈现出各种各样的形状，从狭窄的圆柱到扇形结构，有时可以看到多个射流靠近在一起。对一个暗喷流的详细研究表明，沿喷流轴的视线速度从52 km/s增加到107 km/s $^{-1}$，温度为1.2-1.3 MK。射流的低强度是由于2%的小填充因子或帘状形态。从HOP 177样本中，暗喷流与常规冕洞喷流一样常见，但它们的低强度表明质量通量低两个数量级。
2015-01-12 astro-ph.SR
"Dandelion" Filament Eruption and Coronal Waves Associated with a Solar Flare on 2011 February 16
与太阳耀斑相关的日冕扰动，如H $α$ Moreton波、X射线波和极紫外（EUV）日冕波，在此讨论与日冕中的磁流体动力学快模波或冲击的关系。为了了解日冕扰动的机制，在多个波长上进行具有高空间和时间分辨率的全圆盘太阳观测至关重要。在秘鲁伊卡大学耀斑监测望远镜拍摄的H $α$图像中，我们观测到了一个与2011年2月16日M1.6耀斑相关的“”形暗条喷发。我们推导出了爆发暗条的三维速度场。我们还确定闪烁的细丝，位于远离耀斑网站的H $α$图像，而没有摩顿波观察。通过比较闪烁灯丝的时间演变与极紫外图像数据中看到的日冕波的大气成像组件上的{\it太阳动力学观测站}和极紫外成像仪上的{ \it日地关系观测站-Ahead}，我们确认闪烁灯丝被激活的EUV日冕波。
2017-01-02 astro-ph.SR
A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity
HD 179949是一颗F8 V恒星，被一颗周期约为3天的巨行星环绕。先前的研究表明，这颗行星增强了母星的磁场活动，产生了一个与行星轨道同相旋转的色球热点。然而，这种现象是间歇性的，因为它是在几个而不是所有季节观察到的。需要对HD 179949的磁活动进行长期监测，以研究恒星-行星相互作用的幅度和时间尺度。在2009年，我们同时进行了光学和X射线光谱活动，以监测磁活动的HD 179949在~5个轨道周期和~2恒星旋转。我们分析了作为色球活动代理的Ca II H&K线，并研究了X射线发射，以寻找通量调制和确定日冕等离子体的基本性质。对CaII H&K线核心通量的详细分析和对X射线光度学的类似研究显示了源变异的证据，包括一次耀斑。对色球数据时间序列的分析表明，在高纬度地区存在一个周期约为11天的调制，与恒星自转周期一致。相反，X射线光曲线表明信号周期约为4天，与相对半球上存在两个活动区域一致。观测到的变化可以解释，最有可能的是，由于旋转调制和色球和日冕活动的内在演变。没有与行星轨道运动相关的明确信号，但不能排除色球和日冕变化的一小部分受到行星轨道周期或恒星-行星拍频周期调制的可能性。我们的结论是，由于行星的存在而产生的任何影响都很难解开。
2013-01-31 astro-ph.SR
Impulsive Phase Coronal Hard X-ray Sources in an X3.9 Class Solar Flare
[摘要]我们对RHESSI在2003年11月3日X3.9级太阳耀斑的脉冲阶段探测到的一对异常高能日冕硬X射线（HXR）源进行了分析，其中同时显示了两个强足点（FP）源。一个独特的环顶（LT）日冕源检测到高达~150千电子伏和第二（上）日冕源高达~80千电子伏。这些光子能量比通常在日冕源中观察到的要高得多，并构成了严重的建模挑战。LT源通常随着能量的增加而出现在更高的高度，并且与热回路的膨胀相比，表现出更有限的运动。高能LT源具有脉冲时间分布，其非热幂律谱在脉冲阶段呈现软-硬-软演化，与FP源相似。与LT源相比，上日冕源表现出相反的空间梯度和相似的光谱斜率。这些性质与等离子体波或湍流随机加速电子的模型是一致的。然而，LT和FP光谱指数的差异（变化从~0-1）是远远小于通常测量，并从一个简单的随机加速度模型的预期。在日冕中需要额外的高能电子的限制或捕获机制。包括动力学效应和宏观耀斑结构的综合模拟可能会揭示这种行为。这些结果突出的重要性，成像光谱观测的LT和FP源的高能量在理解电子加速太阳耀斑。最后，我们表明，电子产生的上冠HXR源可能很可能是负责III型射电爆发的分米波/米波波长期间观察到的脉冲阶段的耀斑。
2012-01-06 astro-ph.SR
The Acceleration of Energetic Particles at Coronal Shocks and Emergence of a Double Power Law Feature in Particle Energy Spectra
我们提出了数值模拟的粒子加速日冕冲击波传播通过一个流光状的磁场通过求解帕克输运方程的空间扩散沿和跨磁场。我们表明，在冲击的高能粒子强度是最大的位置，取决于粒子的能量和时间。由于垂直激波几何形状和闭合磁场的俘获效应，粒子加速到100 MeV以上主要发生在激波-流注相互作用区。粒子谱与径向磁场中的粒子谱的比较表明，在100 MeV（200 MeV）处的强度增强了一个以上的数量级（两个数量级）。这表明，流状磁场可能是产生大的太阳高能粒子事件的一个重要因素。我们还表明，在模拟域集成的能量谱由两个不同的幂律。进一步的分析表明，它可能是两种不同的人口在流光和开放领域的加速，其中的加速率有很大的不同的混合物。我们的计算还表明，粒子谱的影响相当大的一些参数，如流光倾斜角，粒子的空间扩散系数，和冲击压缩比。虽然低能谱与标准扩散激波加速理论吻合良好，但断裂能范围从$\sim$ 1 MeV到$\sim$ 90 MeV，高能谱可以扩展到$\sim$ 1 GeV，斜率为$\sim$ 2-3。
2019-07-31 astro-ph.SR physics.space-ph
Three-Dimensional Propagation of Magnetohydrodynamic Waves in Solar Coronal Arcades
我们数值研究的激发和时间演化的振荡在一个二维的冠状拱廊，包括三维传播的扰动。通过求解线性理想磁流体动力学（MHD）方程，在零β近似下研究了脉冲扰动的时间演化。当我们忽略气体压力时，慢模不存在，因此只剩下耦合的MHD快模和Alfven模。两种类型的数值实验进行。首先，分析了系统的快简正模与局域阿尔芬波之间的共振波能量传递。可以看出，由于共振耦合，快波与全球字符转移其能量到Alfvenic振荡本地化周围的一个特定的磁表面内的拱廊，从而产生阻尼的初始快速MHD模式。其次，考虑了局部脉冲激励的时间演化，试图模仿附近的日冕扰动。在这种情况下，产生的快速波前将其能量留在拱廊内的几个磁性表面上。因此，该系统能够以阿尔文振荡的形式捕获能量，即使在没有密度增强的情况下，如日冕环。这些局部振荡随后被相位混合到更小的空间尺度。通过波能转换被系统捕获的波能的量强烈地依赖于在垂直方向上的扰动的波长，但几乎与磁密度标度高度的比率无关。
2010-02-12 astro-ph.SR
Filament Mass Losses Forced by Magnetic Reconnection in the Solar Corona
本研究通过二维半磁流体模拟，提出磁重联导致日冕X点上方丝状物质量损失，结合蒸发-凝结模型解释日冕雨形成，并揭示重联电流片演化的三阶段及反弹激波驱动的动态热失控过程。
2025-02-25 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
Thermal and non-thermal emission from reconnecting twisted coronal loops
扭曲磁场应该普遍存在于产生耀斑的活动区，那里的磁场是强非势的。它已被证明，在螺旋磁冕环的重联的结果在等离子体加热和粒子加速分布在一个大的体积，包括较低的日冕和色球部分的环。这种情况可以替代标准耀斑模型，其中粒子仅在位于上部日冕的小体积中加速。我们使用的MHD模拟和测试粒子的方法相结合，其中描述的发展扭结不稳定性和磁重联在扭曲的日冕循环使用电阻可压缩MHD，并纳入大气层结和大规模的环路曲率。由此产生的热等离子体的分布让我们估计热X射线发射强度。所获得的电场和磁场用于计算电子轨迹使用的引导中心近似。这些轨迹与MHD等离子体密度分布相结合，让我们推断合成HXR韧致辐射强度。我们的模拟强调，热等离子体在闪耀扭曲的日冕环中产生的发射模式的几何形状可以不同于底层磁场的实际几何形状。发射线（SXR）所揭示的扭曲角始终低于在扭结不稳定性的发病时存在的场线扭曲。在这些模拟中，由于高能电子与分层背景的相互作用而产生的HXR发射集中在环足点处，即使电子在环的日冕体积内的任何地方都被加速。HXR发射的最大值始终先于SXR发射的最大值，HXR光变曲线与SXR光变曲线的时间导数近似成比例。
2015-12-11 astro-ph.SR
Coronal Holes
冕洞是太阳最黑暗和最不活跃的区域，在太阳盘和太阳边缘上方都可以观察到。冕洞与快速膨胀的开放磁场和高速太阳风的加速有关。本文综述了冕洞等离子体特性的测量，以及如何利用这些测量来揭示加热日冕和加速太阳风的物理过程的细节。目前还不清楚太阳风在多大程度上是由保持开放的通量管提供的（并由足点驱动的波浪状波动提供能量），以及在多大程度上大部分质量和能量是间歇性地从闭合回路输入到开放区域的。这两种范式的证据在本文中进行了总结。特别强调的是光谱和coronagraphic测量，允许高度动态的非平衡演化的等离子体被遵循的渐近条件行星际空间建立在扩展的日冕。例如，动力学等离子体物理和冕洞湍流的重要性已经得到了确认，这是由来自Udron的令人惊讶的测量结果证实的，即重离子被加热到质子和电子温度的数百倍。这些观察指向特定种类的无碰撞阿尔芬波阻尼（即，离子回旋共振），但完整的模型还不存在。尽管我们对复杂的多尺度等离子体物理的知识还不完全，但是，在理解产生日冕洞观测特性的机制方面已经取得了很大进展。
2009-09-15 astro-ph.SR
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 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
Calculating Separate Magnetic Free Energy Estimates for Active Regions Producing Multiple Flares: NOAA AR11158
众所周知，光球通量出射是一个重要的过程，它使日冕场产生应力，并储存磁自由能，然后在耀斑期间释放出来。\emph{Solar Dynamics Observatory}（SDO）上的\emph{Helioseismic and Magnetic Imager}（HMI）捕获了NOAA AR 11158的整个出现。这一区域呈现为两个截然不同的两极，可能在光球层下方相连，但其特征是不同的光球场演化和通量。在2011年2月12日首次出现后的四天内，合并的活动区复合体产生了15个GOES C级，2个M级和X2.2情人节耀斑。M级和X级耀斑特别令人感兴趣，因为它们是非同源的，涉及活动区的不同分区。我们使用磁荷拓扑结构与最小电流电晕模型的日冕场模拟复杂的场演化。结合这一点与观测的耀斑带状物在1600通道的\emph{Atmospheric Imaging Assembly}（AIA）板载SDO，我们提出了一个最小化算法估计的重联通量的数量和导致的下降在耀斑期间的磁自由能。对于M6.6、M2.2和X2.2耀斑，我们分别发现了$4.2\times 10^{20}\unit{Mx},\ 2.0 \times 10^{20}\unit{Mx}, \hbox{and} 21.0 \times 10^{20}\unit{Mx}$的通量交换，导致了$3.89\times 10^{30}\unit{ergs},…
2013-02-07 astro-ph.SR
Small-scale filament eruptions as the driver of solar coronal hole X-ray jets
太阳X射线喷流显然是由喷流底部的闭合磁场与周围的“开放”场重联的爆发形成的（1，2）。在被广泛接受的“新兴通量”模型中，这种重联发生在开放场和新兴闭合场之间的电流片上，并且还产生了通常在喷流底部边缘观察到的紧凑的热增亮（1，3）。在这里，我们报告的高分辨率X射线和EUV观测的20个随机选择的X射线喷流在极冕洞。在每一个喷流中，与出射通量模型相反，引发日冕物质抛射（CME）（4-7）的一个小型的暗条喷发驱动着产生喷流的重联，而紧凑的热增亮是由携带微物质的喷发闭合场的分支的内部重联造成的，类似于大规模喷发的太阳耀斑。以前的观测发现，一些喷流是由基场喷发驱动的（8- 10，12），但只有一个这样的研究，只有一个喷流，暂时质疑新兴通量模型（13）。我们的观测结果支持这样的观点，即太阳暗条爆发是由一个基本的爆炸性磁过程造成的，这个过程发生在很大的尺度上，从最大的CME/耀斑爆发到X射线喷流，甚至可能到更小的喷流，这些喷流是为日冕加热提供动力的候选者（10，14，15）。以前，人们根据不同的观测结果，并基于喷发的微丝通量绳的不同起源，绘制了一幅与我们的观测结果相似的图像（见方法）。
2017-05-09 astro-ph.SR
New Bulgarian-Austrian project 'Joint observations and investigations of solar chromospheric and coronal activity'
新的保加利亚-奥地利项目通过联合观测和研究日冕层及日冠活动，利用地面仪器和航天器数据进行科学分析，提升太阳物理研究的可见性与公众兴趣。
2025-12-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
A Hydrodynamic Model of Alfvénic Wave Heating in a Coronal Loop and its Chromospheric Footpoints
Alfvénic波被认为是日冕环中一种重要的能量传输机制，能够将能量传递到日冕和色球层，并产生许多观测到的特征，如耀斑和静止区。在以前的工作中，我们建立了波的电阻耗散（双极扩散）可以驱动强烈的色球加热和蒸发，能够产生耀斑签名。然而，该模型是基于一个简化的假设，即波立即传播到色球层，目前的工作删除了一个假设。通过射线追踪方法，我们已经实现了行波在一个现场对齐的流体动力学模拟，消散局部，因为它们沿着场线传播。我们比较这种方法，并验证对磁流体动力学代码Lare 3D。然后，我们研究的重要性旅行时间的动态环的演变，发现（1）电离水平的等离子体起着决定的位置和速度，波消散的关键作用;（2）持续时间长的波有效地在色球层中钻了一个洞，使后续波穿透得比以前预期的更深，与电子束不同，电子束的能量沉积随着蒸发减少电子的平均自由路径而在高度上上升;（3）与电子束的能量沉积不同，这些波的耗散驱动传播到更深深度的压力前沿。
2017-12-17 astro-ph.SR
A Two-Sided-Loop X-Ray Solar Coronal Jet Driven by a Minifilament Eruption
大多数通常讨论的日冕喷流都是由一个近似垂直地从太阳表面延伸到日冕的尖顶组成的。最近的研究支持一个微型灯丝（minifilament）的爆发驱动许多这样的单螺旋喷流，并同时产生一个miniflare在爆发现场。另一种不同类型的日冕喷流，在Yohkoh时代的X射线图像中被识别出来，是双侧环喷流，它从中心激发位置沿相对方向延伸，沿着低洼的日冕环或多或少与表面水平。我们使用Hinode XRT和EIS以及SDO AIA和HMI的数据，从活动区（AR）12473的边缘观察到这样的双侧环喷流。与单螺旋喷流类似，这种双面环形喷流是由微灯丝的爆发引起的，微灯丝在撞击约30，000公里高度的上覆近水平环形场并产生双面环形喷流后突然停止，然后加速到140公里/秒以上。EIS光栅扫描的分析表明，一个热的增亮，符合一个小耀斑，开发后的喷发，和多普勒运动（约40公里/秒）发生在附近的射流形成区域。与许多单螺旋喷流一样，这里的磁触发器显然是通量抵消，其发生速率约为4 × 10^18 Mx/hr，与某些单螺旋AR喷流中观察到的速率相当。一个明显的增加（视线）流量发生在几分钟内的minifilament喷发的发病，一致的明显增加是由于一个迅速重新配置的低洼领域期间和之后不久minifilament喷发发病。
2018-11-13 astro-ph.SR
Simulated Encounters of Parker Solar Probe with A Coronal-Hole Jet
太阳日冕喷流是一种小型的、短暂的、平行的喷射，最容易在日冕洞（CH）中观察到。即将到来的帕克太阳探测器（PSP）任务提供了第一次在太阳附近原位遇到CH喷流并检查其内部结构和动力学的机会。使用预计的任务轨道参数，我们模拟PSP遇到一个完全三维的磁流体动力学（MHD）模型的CH喷流。我们发现，三个内部射流区域，具有不同的波模式和水平的可压缩性，有不同的识别签名可检测的PSP。领先的阿尔文波前及其直接尾流的特点是trans-Alfvénic等离子体流与温和的密度增强。这方面表现出的特点，一个快速开关的MHD冲击，其到来的信号是突然发病的大幅横向速度和磁场振荡高度相关的空间和时间。尾部的特点是超音速，但亚阿尔夫文的密集等离子体与不相关的速度和磁场振荡的流出。这个可压缩区域包含了大部分的射流质量。近场尾流和密集射流之间的体积，即远场尾流，混合和过渡了其他两个区域的特征。除了分别探测每个区域，我们还模拟了一个共同旋转的PSP喷气相遇。在这种情况下，模拟航天器悬停在喷气生产CH，可能会发生在任务的共同旋转阶段，采样每个射流区域依次。我们估计PSP在任务的整个生命周期内将遇到许多CH喷气机。
2018-08-21 astro-ph.SR
Onset of the magnetic explosion in solar polar coronal X-ray jets
我们跟进Sterling等人（2015）的发现，即几乎所有极冠X射线射流都是由核心携带微型灯丝的封闭磁场爆炸性爆发造成的。在Sterling等人（2015）使用的相同X射线和EUV电影中，我们研究了他们研究的20个射流中的15个中驱动磁爆炸的开始和增长。我们发现证据表明：（1）在大多数极区X射线喷流中，在微丝上升和产生螺旋的外部/突破重联已经开始之后，在喷发的微丝通量绳下的失控内部/系链切割重联开始，以及（2）在大多数极区中，（a）在喷发开始之前，在爆炸闭合场和周围开放场之间存在电流片，以及（b）喷发开始于该电流片处的爆发重连。喷发中事件序列的多样性支持了这样一种观点，即产生极地X射线喷流的磁爆炸与产生耀斑和日冕物质抛射（CME）的更大的磁爆炸的工作方式相同。这个想法，以及最近的观测表明，磁通量抵消是在喷流前的细丝状体内部和周围建立场并触发该场喷流驱动爆炸的基本过程，共同表明，在耀斑/CME爆发中爆炸的磁拱内部的磁通量抵消通常是在拱核心建立爆炸场并触发该场爆炸的基本过程。
2018-05-30 astro-ph.SR
A self-consistent 3D MHD model producing a solar blowout jet
Max-Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Institute for Solar Physics（太阳物理研究所）
该研究通过自洽的三维磁流体动力学模型，揭示了日珥喷射的形成机制，展示了扭曲磁通量管与开放磁场相互作用的过程，以及喷射特征与观测的匹配。
2025-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Coronal Mass Ejection and Heliospheric Current Sheet Interaction Causing a Long-Duration Magnetic Field Sector Transition
Institute of Physics, University of Graz（格拉茨大学物理研究所）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系）；Hvar Observatory, Faculty of Geodesy, University of Zagreb（萨格勒布大学大地测量学院赫瓦尔天文台）
研究通过远程观测与实测数据结合，分析日冕物质抛射与日球电流片相互作用，揭示了太阳活动区长期存在对磁场结构的影响及复杂喷发事件的演变。
2026-05-11 astro-ph.SR
An Efficient Approximation of the Coronal Heating Rate for Use in Global Sun-Heliosphere Simulations
热日冕和超音速膨胀的太阳风的起源仍然是争论的主题。制作太阳-日光层系统的真实模拟的一个关键障碍是缺乏一种具体说明日冕加热速率的物理方法。最近的一维模型已被发现重现许多观察到的太阳风的功能，假设能量来自阿尔芬波，部分反射，然后消散的磁流体动力学湍流。然而，波反射的非局部物理学使得这些过程很难应用于更复杂的（三维）模型。本文给出了线性阿尔芬波反射方程解的一组鲁棒逼近。湍流加热率的一个关键因素是向内向外的波功率的比率，这里开发的近似允许在任何给定位置的局部等离子体性质方面明确地写。日冕加热还依赖于在开放场日冕中阿尔芬波的频谱，这还没有被直接测量。这里使用的是基于模型的假设的频谱，但未来的测量结果可以很容易地纳入。由此产生的日冕加热率的表达式是独立的，计算效率高，直接适用于全球模型的日冕和日光层。本文通过与波输运方程的精确解比较，在几种与快、慢太阳风有关的情况下，对近似进行了检验和验证。
2009-12-29 astro-ph.SR
Observations of a New Form of Partial Filament Eruption
首次观测到三次开始后分段并产生CMEs的新型部分日珥爆发，结合多设备多波长观测与磁场外推分析其演化机制，该现象对现有太阳爆发理论提出挑战。
2025-05-15 astro-ph.SR
Modelling gyrosynchrotron emission from coronal energetic electrons in a CME flux rope
本研究针对IV型射电暴起源不明的问题，结合MHD建模、粒子输运模拟与射电辐射计算，证实CME磁流绳中约束电子的回旋同步辐射是IV型暴的主要成分，明确了辐射强度的影响因素与来源区域。
2025-07-22 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.space-ph
Stellar coronal magnetic fields and star-planet interaction
晚型恒星和近距离巨行星之间的磁相互作用的证据是由与行星同步旋转的恒星热点的观测提供的，并显示出色球和X射线通量的增强。本文在恒星日冕磁场模型的框架下研究了恒星与行星的相互作用，考虑了日冕磁场与行星磁层之间的相互作用。假设行星可能通过降低其相对螺旋度来触发日冕能量的释放，讨论了星-行星相互作用的能量收支。观测到的恒星-行星相互作用的间歇性字符解释恒星日冕场的拓扑变化，其相对螺旋度的变化引起的。该模型预测，在高度活跃的恒星的情况下，由于积累的物质从行星内的方位角通量绳在外日冕蒸发形成许多类似双折射的结构。此外，该模型还可以解释为什么有近距离行星的恒星比有远距离行星的恒星具有更高的X射线光度。它预测，最好的条件来检测无线电发射从系外行星和他们的宿主恒星时，实现的领域拓扑结构的特点是连接到恒星表面的磁力线，导致色球热点与行星同步旋转。该模型的主要预测可以用目前的观测技术进行验证，通过对色球通量和X射线（或无线电）发射的同时监测，以及对光球磁场的分光偏振观测。
2009-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Statistical Study of Solar Filament Eruptions That Forms High-Speed Coronal Mass Ejections
日冕物质抛射（CME）在驱动空间天气方面起着决定性的作用，特别是快速的（例如，速度高于$800$ ~km~s $^{-1}$）。了解快速日冕物质抛射的触发机制有助于我们获得预测日冕物质抛射的重要信息。伴随CME的暗条喷发为研究CME的早期演化提供了良好的示踪剂。本文调查了66个伴随耀斑的快速日冕物质抛射，分析了触发机制（即磁重联或理想MHD过程）、耀斑和日冕物质抛射速度之间的相关性。基于SDO、GONG和STEREO的观测数据，我们发现：（1）活动区（AR）暗条和中间暗条（IFs）的爆发比宁静太阳（QS）暗条产生快日冕物质抛射的概率更高，而极冠（PC）暗条爆发的概率为零;（2）产生快速CME的AR暗条爆发更可能是由磁重联触发的，而QS和IF则更可能是由理想MHD过程触发的;（3）对于AR纤维和IF纤维，特定的触发机制对CME的速度影响不大，而对于QS纤维，理想的MHD机制更可能产生更快的CME;（4）暗条爆发的起始高度和上覆场的衰减指数与以往的统计研究结果有一定的差异：对于AR纤维和IFs，衰减指数较大，更接近理论阈值，而对于QS纤维，起始高度高于以前的结果。
2019-08-23 astro-ph.SR
The extreme coronal line emitter AT 2022fpx: Varying optical polarization properties and late-time X-ray flare
本文通过多波段光学偏振、光谱及光紫外/X 射线监测研究 TDE 候选体 AT 2022fpx，揭示其极端冕线、低偏振变化、偏振角旋转和延迟 X 射线耀发。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
