The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 astro-ph.SR
3D MHD Flux Emergence Experiments: Idealized models and coronal interactions
本文回顾了太阳内部磁场的出现以及随后与预先存在的日冕磁场的相互作用的许多三维数值实验中的一些。这里描述的模型是理想化的，在这个意义上，内能方程只涉及绝热，欧姆和粘性冲击加热项。然而，只要主要目的是研究动力学演化，这就足够了。许多有趣的观测现象可以用这些模型以自洽的方式解释。
2011-03-18 astro-ph.SR
Propagating MHD waves in coronal holes
冕洞是太阳大气中最冷和最暗的区域，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。在太阳活动极小期，冕洞一般局限于太阳的两极地区，而在太阳活动极大期，它们也可以在低纬度地区发现。波，通过遥感观测到的，并在风流中检测到现场，是最有可能负责的风和几个理论模型描述的MHD波的作用，加速快速太阳风。本文综述了在这些地区探测到传播波的观测证据。波的特征，如周期性、振幅、速度，提供输入参数，也作为日冕加热和太阳风加速的理论模型的约束。
2010-09-15 astro-ph.SR
MHD Waves in open coronal structures
现代天文台已经揭示了日冕中磁流体动力学波的普遍存在。传播波（与驻波相反）通常起源于太阳大气层的低层，这使得它们与日冕加热特别相关。此外，开式日冕结构被认为是太阳风的源区，因此，在这些结构中探测MHD波也与太阳风的加速有关。此外，当代望远镜的先进能力使我们能够通过磁流体地震学提取重要的日冕特性。在这篇评论文章中，特别是在开放的冠状结构的背景下，在检测，起源和阻尼的传播慢mangetoacoustic波和扭结（Alfvénic）波的最新进展。在适当的情况下，我们给出了相关的理论建模研究的概述。这些波的一些重要的地震学应用进行了讨论。Aflvénic波在加速太阳风的可能作用也被触及。
2021-09-21 astro-ph.SR
Statistical properties of Hα jets in the polar coronal hole and their implications in coronal activities
太阳极区冕洞网络区具有丰富的动力学特征，如色球喷流、过渡区网络喷流、冕羽流和冕喷流等。我们研究了色球喷流和日冕活动之间的关系（例如，我们分析了一个极冕洞的观测结果，包括新真空太阳望远镜（NVST）在Hα-0.6 ° C拍摄的用于研究Hα喷流的滤波图，以及大气成像组件（AIA）171 ° C拍摄的用于跟踪日冕活动演变的图像。Hα喷流在网络区持续存在，只有部分区域（R1-R5）有明显的冕羽存在，利用自动化方法对网络区的1320个Hα喷流进行了识别和跟踪。结果表明，Hα喷流的平均寿命为75.38 s，平均高度为2.67 Mm，平均上升速度为65.60 km/s $^{-1}$。R1-R5的Hα喷流比其它两个部位的高，速度快。我们还发现日冕羽流中的传播扰动（PD）与Hα喷流有着密切的联系。在与PD有关的29个Hα喷流中，有28个喷流的速度约为50 km/s $^{-1}$。在日冕喷流的情况下，我们发现日冕喷流和Hα喷流的速度都超过150 km s $^{-1}$，表明冷喷流和热喷流可以耦合在一起。根据我们的分析，很明显，更动态的Hα喷流可以将能量释放到日冕，这可能是Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHi）发展或小尺度磁活动的结果。我们认为，色球喷流，过渡区网络喷流和日冕中的射线状特征是相干现象，它们是太阳大气中能量和质量循环的重要通道。
2021-10-29 astro-ph.SR
Coronal heating by MHD waves
太阳色球层和日冕加热到观测到的高温，意味着存在持续的加热，平衡了太阳大气中预期的强辐射和热传导损失。几十年来，人们一直认为活动区、宁静太阳和冕洞的色球和日冕部分所需的加热机制与太阳磁场有关。然而，传输和耗散最终导致太阳等离子体加热的磁能的确切物理过程尚未完全了解。目前对日冕加热的理解主要依赖于两种机制：重联和MHD波，它们在不同的日冕区域可能具有不同程度的重要性。在这篇综述中，我们集中在我们的理解MHD波加热机制的最新进展。首先，我们重点介绍了观测结果的概述，在过去的十年中，我们在日冕中发现了不同的波模式，其中许多波模式与显着的能量通量有关，无论是在现场产生的还是从太阳低层大气中抽取的。之后，我们总结了最近的研究结果的数值模拟波，观测结果的动机。尽管取得了这些进展，但只有在非结构化日冕中使用阿尔文波加热的3D MHD模型才能解释与安静太阳兼容的观测到的日冕温度，而包括交叉场密度结构的3D MHD波加热模型还不能解释活动区域中日冕环的加热到其观测到的温度。
2020-12-02 astro-ph.SR
Excitation and evolution of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
太阳日冕环通常会受到振荡的影响。日冕振荡的观测被用来利用日冕地震学来推断日冕等离子体的物理性质。日冕环中振荡的激发和演化通常使用高度理想化的磁通量-管模型进行研究。为了提高我们对日冕振荡的理解，有必要考虑现实磁场拓扑和演化的影响。利用辐射-磁流体程序Bifrost对从对流区到日冕的太阳大气进行了三维自洽模拟，研究了日冕振荡的激发和演化。我们使用前向模拟EUV辐射和三维跟踪的磁场来分析振荡行为的个别磁环。我们进一步分析了个别等离子体速度分量的演变沿使用小波功率谱捕获的振荡周期的变化。在模拟中出现了在日冕中经常观察到的各种类型的振荡。我们检测到横向和纵向速度分量，包括高阶振荡谐波的常设振荡。我们还表明，自洽模拟再现存在两个不同的制度的横向日冕振荡：迅速衰减的振荡脉冲事件和持续的小规模振荡，没有明显的阻尼。在振荡回路的足点处没有检测到谐波驱动器。我们表明，日冕环振荡是丰富的自洽三维MHD模拟太阳大气。个别磁环的动态演变和变化表明，我们需要重新评估我们的模型的整体和静态日冕环的恒定长度，有利于更现实的模型。
2021-01-16 astro-ph.SR
The effect of density stratification on the resonant absorption of MHD waves in coronal loops
本文研究了零$β$圆柱形磁通量管中理想磁流体动力学的准稳态模，该管经历纵向密度分层和径向密度结构。径向结构被假定为线性变化的密度分布。利用共振吸收的相关联系公式，导出了快磁流体体波的色散关系，并进行了数值求解，得到了扭结波（$m=1$）和凹槽波（$m=2$）的基波和一次泛音、$k=1,2$模的频率和阻尼率。其中，$k$和$m$分别是纵向和方位角模式数。
2010-08-19 astro-ph.SR
Micro-Sigmoids as Progenitors of Coronal Jets - Is Eruptive Activity Self-Similarly Multi-Scaled?
日出星上的X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点的性质，即日冕喷流的来源。冕洞中的几个喷流事件被发现从小规模的S形亮区爆发。这一发现表明，日冕微S形很可能是日冕喷流的祖先。此外，这些结构的存在可以解释许多观察到的射流特征，如螺旋结构，明显的横向运动和形状。类似于大规模S形星云引起的日冕物质抛射（CME），一个有前途的未来任务可能是研究太阳喷发活动，从日冕喷流到CME，是否在性质和不稳定机制方面具有自相似性。
2010-05-21 astro-ph.SR
Micro-Sigmoids as Progenitors of Polar Coronal Jets
日之出X射线望远镜（XRT）的观测结果被用来研究X射线亮点（XBP）的结构，即日冕喷流的来源。几个喷流事件被发现从S形亮点爆发，表明日冕微S形是喷流的祖先。这些观测可能有助于解释日冕喷流的许多特征，如螺旋结构和形状。他们还认为，太阳活动在观测到的日冕结构的性质和演化方面可能在很宽的尺度范围内具有自相似性。
2010-09-15 astro-ph.SR
Induced MHD oscillations of fine loop structures located in coronal hole
太阳大气中的许多现象都与光球层下的过程有关。例如，在离日天体中观察到的MHD振荡和其他动力学过程就是这些现象。在我们的研究中，我们使用Stereo Behind EUV（171 nm和304 nm）观测来研究安静太阳区域的动力学过程。我们在靠近太阳盘中心的一个小冕洞边缘的日冕亮点中发现了一次喷发事件。喷发后，洞内出现了几个振荡的环。我们认为这些环的振荡是由日冕亮点的爆发过程引起的。相互作用转移剂的性质尚不清楚，因为没有检测到任何传播干扰。对于数据处理，我们使用Pixelize小波滤波（PWF方法）和时间-距离图。我们测量了假设的相互作用传递速度，发现它大约是2-3 km/s。我们试图找出相互作用转移剂的性质。
2010-11-19 astro-ph.SR
3D MHD simulations of coronal loops heated via magnetic braiding II. Automatic detection of reconnection outflows and statistical analysis of their properties
本研究开发了重联外流自动检测（ROAD）算法，应用于三维磁流体动力学分层日冕环模型，分析约一个太阳小时内重联位点喷流的统计性质，探索其作为纳米耀斑加热诊断手段的潜力。
2025-11-11 astro-ph.SR
MHD modeling of coronal loops: the transition region throat
过渡区冕环的扩展可能会对等离子体发射测量的诊断产生相当大的影响。回路的横截面积预计取决于温度和压力，并且可能对加热速率敏感。这里的方法是研究面积对日冕加热速率缓慢变化的响应，并检查目前对稳定加热模型的解释。我们用含时的二维MHD环模型研究了区域响应，包括膨胀磁场、日冕加热以及光学薄等离子体的热传导和辐射损失的描述。我们运行一个50毫米长的环路模拟和准静态加热到约4兆焦耳。我们发现，该区域可以随准稳态加热速率而显著变化，例如，当回路温度在1和4 MK之间变化时，在0.5 MK下约为40%，因此，影响DEM（T）曲线的解释。
2014-02-03 astro-ph.SR
An MHD avalanche model of multi-threaded coronal loop
这是第一次，我们演示了如何MHD雪崩可能会发生在一个多线程的冠状环。考虑23个非潜在的磁线程内的一个循环，我们使用三维MHD模拟表明，只有一个线程需要是不稳定的，以开始雪崩，即使当其他低于边缘稳定。这对日冕加热具有重要意义，因为它提供了触发机制的能量耗散。不稳定螺纹的不稳定性遵循许多早期研究中确定的演变。然而，一旦一个稳定的线程被破坏，它就会与相邻的线程合并，这个过程会破坏附近的其他线程。然后与这些被破坏的线程发生合并，导致随着雪崩的发展，更多的线程被破坏。当周围稳定的线被破坏时，磁能以离散的爆发形式释放。体积积分加热，作为时间的函数，显示短尖峰，表明加热的时间形式更像是\textit{nanoflares}而不是恒定加热。
2015-12-02 astro-ph.SR
Polarization of decayless kink oscillations in a 3D MHD coronal loop model
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；The University of Graz（格拉茨大学）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）
本研究通过三维磁流体动力学模拟首次展示了无衰减kink振荡的自洽产生，并揭示其线性极化特性，支持自维持波驱动机制。
2026-01-07 astro-ph.SR
Extension of the MURaM radiative MHD code for coronal simulations
我们提出了一个新版本的MURaM辐射MHD代码，允许模拟从上层对流区到日冕。我们实现了相关的日冕物理光学薄辐射损失，场对准热传导和平衡电离状态方程。我们人为地限制了日冕Alfv{é}n和热传导速度的计算管理的值使用近似半相对论MHD与人工降低的光速（鲍里斯校正）。我们提出的例子解决方案，从安静到活跃的太阳，以验证我们的方法的有效性。我们量化的数值扩散率的有效日冕加热的作用。我们发现，（数值）磁普朗特数决定的电阻粘性加热的比例，由于非常大的磁普朗特数的太阳日冕，加热预计主要是通过粘性耗散发生。我们发现，合理的解决方案，可以得到的值的减少光的速度只是略大于最大声速。总的来说，这导致了一个完全明确的代码，可以计算的时间演化的太阳日冕响应光球驱动使用数值时间步长不小于$0.1$秒。使用这种方法，可以很容易地对日冕对几天时间跨度的通量出现的反应进行数值模拟。
2016-09-30 astro-ph.SR
What Causes Faint Solar Coronal Jets from Emerging Flux Regions in Coronal Holes?
利用太阳动力学天文台的EUV图像和视线磁图，我们研究了中心盘冕洞中8个新兴的双极磁区（BMR），以确定新兴的磁拱是否通过与环境开放场的重连直接产生任何明显的日冕喷流。在出现期间，每一个BMR都没有产生明显的正常亮度的极紫外日冕喷流，但每一个都产生了一个或多个微弱的极紫外日冕喷流，这些喷流在AIA 193 BMR的图像中可以分辨出来。这些喷流的尖顶比在安静区域和冕洞中观察到的微灯丝喷发产生的典型EUV喷流要暗得多，通常也要窄得多。对于来自8个新出现的BMR的26个微弱喷流中的每一个，我们检查微弱的尖顶是否明显地是由Yokoyama和Shibata（1995）制造的。我们发现：（1）其中16个微弱的塔尖显然起源于相反极性的磁通量会聚的地点，并显示出与小型喷发驱动的日冕喷流相似的底部增亮，（2）另外10个微弱的塔尖可能是由新兴磁拱与周围开放场的外部磁拱建筑重连的爆发造成的，重连直接由拱的出现驱动，但（3）没有一个是明确地由这种紧急驱动的重新连接。因此，对于这八个新兴的BMR的观测表明，新兴的磁拱与周围的开放领域的紧急驱动的外部重连最多产生一个喷流尖顶，这是比以前报道的，更明显的日冕喷流驱动的minifilament爆发。
2021-03-13 astro-ph.SR
Coronal Jets, and the Jet-CME Connection
自20世纪90年代初以来，太阳日冕喷流一直被详细观测。虽然很明显，这些喷气机是磁力驱动的，但驱动过程的细节最近已经更新。此前人们怀疑这些喷流是磁通量出现与周围日冕场相互作用的结果。然而，新的证据表明，喷流的直接驱动力通常是喷发场，通常携带冷物质（“微丝”），与预先存在的场发生交换磁重联（[1]）。最近的研究指出，微暗条喷发的触发因素通常是微暗条底部光球磁场的抵消。这些爆发的微暗条类似于更著名的大规模暗条爆发，后者会产生太阳耀斑，并经常产生日冕物质抛射（CME）。日冕喷流的一个子集驱动狭窄的“白光喷流”，这是非常狭窄的CME特征，显然少数喷流可以驱动更宽，虽然相对较弱，“流光喷流”CME。在这里，我们总结了这些最新的发现。
2019-12-05 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Coronal Waves Interacting with Coronal Holes: II. Dependence on Alfvén Speed Inside the Coronal Hole
我们使用我们新开发的磁流体动力学（MHD）代码进行2.5D模拟的快模MHD波与冕洞（CH）的相互作用的不同的阿尔文速度，这是由于假设不同的CH密度。我们发现，这种相互作用导致的效果，如反射，传输，固定在CH边界的前沿和形成的密度耗尽，在相反的方向移动的入射波。我们比较了这些影响与不同的CH密度，并提出了一个全面的分析形态和运动学的相关二次波。我们发现，在CH内的密度值的影响相速度以及振幅值的密度和磁场为所有不同的二次波。此外，我们观察到的CH密度和峰值的固定锋在CH边界之间的相关性。反射和透射的发现，以及由MHD波与CH相互作用引起的固定锋的形成，有力地支持了日冕中的大尺度扰动是快模MHD波的理论。
2018-11-30 astro-ph.SR
On Solar Recurrent Coronal Jets: Coronal Geysers as Sources of Electron Beams and Interplanetary Type-III Radio Bursts
日冕喷流是短暂的小规模喷发，在太阳观测中无处不在。活动区喷流对周围的太阳大气产生显著的扰动，据信是由微耀斑重联产生的。在极紫外滤光成像中识别出多组经常性喷流。在这项工作中，我们分析了长时间尺度的复发日冕射流起源于一个独特的脚点结构观察到的低日冕。我们报告的半影磁结构的检测在较低的日冕。这些结构，我们称之为“日冕间歇泉”，坚持通过多次重连事件，触发经常性的喷流在准周期性的趋势。经常性的喷流爆发与III型射电暴有关，III型射电暴是旅行非热电子束的表现。我们研究了假设的联系，因为行星际III型射电暴的日冕源仍然存在争议。我们仔细研究了假设的关联，通过时间相关的统计显着样本的六个间歇泉结构，释放至少50个经常性的射流，与相应的III型射电暴在行星际介质中检测到。对这些现象的数据分析为理解小尺度重联、非热电子束加速和能量释放提供了新的信息。我们发现，半影间歇泉状耀斑结构产生重复射流。它们可以是长寿命的，准稳定的，并作为III型爆发的日冕源和向上加速的电子束。
2019-03-12 astro-ph.SR
Magnetic Flux Cancellation as the Trigger Mechanism of Solar Coronal Jets
日冕喷流是日冕中短暂的狭窄特征，起源于太阳盘的所有区域：活动区，宁静太阳和日冕洞。最近的研究表明，在平静区和冕洞中，至少有一些日冕喷流是由磁中性线上通量抵消后的微暗条喷发驱动的。我们已经测试了这一观点的准确性，通过检查60个随机射流在安静的地区和冕洞使用多热（304 A，171 A，193 A和211 A）极紫外（EUV）图像从太阳动力学天文台（SDO）/大气成像组件（AIA）和视线磁图从SDO/日震和磁成像仪（HMI）。通过研究结构和变化的磁场之前，期间，和之后的射流发病，我们发现，85%的这些射流导致由在中性线的磁通量抵消触发的微丝喷发。这60个喷流的平均基径为8800 +/- 3100公里，平均持续时间为9 +/-3.6分钟。这些观测结果证实了微暗条喷发是驱动因素，而磁通量抵消是大多数冕洞和宁静区日冕喷流的主要触发机制。
2019-06-15 astro-ph.SR
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
Magnetic Flux Cancelation as the Trigger of Solar Coronal-Hole Coronal Jets
我们详细调查的磁原因的微灯丝喷发，驱动日冕洞射流。我们研究了13个随机的盘上冕洞喷流喷发，使用高分辨率的X射线图像从Hinode/XRT，EUV图像从SDO/AIA，和磁图从SDO/HMI。对于所有13个事件，我们跟踪的喷气基地区域的演变，并发现一个minifilament的冷（过渡区温度）等离子体是目前每个喷喷发之前。HMI磁图显示微丝沿着多数极性和少数极性磁通量贴片之间的磁中性线存在。这些斑块相互会聚和抵消，所有13个喷流的平均抵消率约为0.6 X 1018 Mx hr^{-1}。中性线上持续的通量抵消最终使微丝场不稳定，微丝场向外爆发并产生喷流尖顶。因此，我们发现，所有13个冕洞喷流驱动的微暗条爆发是由中性线上的通量抵消触发的。这些结果与Panesar et al 2016 b最近对平静区喷流的发现一致，其中底层中性线处的通量抵消触发了驱动每个喷流的微丝喷发。因此，通过对宁静太阳喷流和冕洞喷流研究，我们认为通量抵消是触发宁静区和冕洞喷流的主要候选者
2018-01-16 astro-ph.SR
Transverse MHD waves as signatures of braiding-induced magnetic reconnection in coronal loops
本文首次利用IRIS和SDO观测到日冕环中由编织诱导磁重联直接产生的横向MHD波，并通过环顶nanojets确认重联，证明其能量通量足以加热活动区冕环，为编织磁重联加热理论提供了关键观测证据。
2024-01-15 astro-ph.SR
On the Relationship between Equilibrium Bifurcations and Ideal MHD Instabilities for Line-Tied Coronal Loops
对于冕环的轴对称模型，通过施加线束缚边界条件，研究了磁流体动力学（MHD）平衡序列的分叉点与线性理想MHD不稳定点之间的关系。使用一个很好的研究的例子的基础上的Gold-Hoyle平衡，它表明，如果平衡序列计算使用的Grad-Shafranov方程，不稳定对应于第二个分歧点，而不是第一个分歧点，因为平衡边界条件允许的模式被排除在线性理想的稳定性分析。这是通过计算分叉平衡分支和比较的空间结构的解接近的分歧点与空间结构的不稳定模式。如果使用欧拉势计算平衡序列，则没有找到Grad-Shafranov情况的第一个分歧点，并且欧拉势描述的第一个分歧点与理想的不稳定阈值重合。用线性分叉理论解释了这一结果，并简要讨论了用MHD平衡分叉解释爆发现象的意义。
2009-10-30 astro-ph.SR
Relation of Microstreams in the Polar Solar Wind to Switchbacks and Coronal X-ray Jets
在1994年和2007年太阳活动最小期间在太阳高纬度获得的数据进行检查，以确定称为微流和折叠的磁场称为之字形的速度结构之间的关系。一个高的相关性被发现。速度峰值的可能性，在来自日冕X射线射流的微流重新检查，我们现在建议，微流是交替的补丁之字形和安静的时期，其中之字形可以产生的微丝/通量绳爆发，导致日冕射流的后果。
2021-09-30 astro-ph.SR
An Evolution and Eruption of the Coronal Magnetic Field through a Data-Driven MHD Simulation
本文提出了一种基于零 beta 近似的新数据驱动 MHD 模拟代码，通过使用太阳黑子运动产生的真值数据，成功再现了日冕磁场的扭转、磁通量绳的形成及其爆发过程。
2022-10-14 astro-ph.SR
MHD waves in two-dimensional prominences embedded in coronal arcades
目前用于分析这类结构中MHD波的日珥模型还很初级。在这项工作中，我们计算数值磁流体静力学模型在二维配置下的重力存在。我们的兴趣是在模型，连接磁场的光球，并包括一个覆盖拱廊。这里使用的方法是基于松弛过程，并需要解决时间相关的非线性理想MHD方程。一旦得到一个日珥模型，我们研究叠加在结构上的MHD波的性质。我们只研究纯二维的运动，而忽略在可压缩方向上的传播。我们演示了如何通过使用不同的数值工具，我们可以确定稳定波的振荡周期。我们发现，垂直振荡，与快速MHD波，总是稳定的，并在4-10分钟的范围内的周期。纵向振荡，有关慢磁声-重力波，有较长的周期在28-40分钟的范围内。这些纵向振荡的重力的强烈影响，并成为不稳定的短磁弧。
2013-09-19 astro-ph.SR
Observational features of equatorial coronal hole jets
被称为“冕洞喷流”的等离子体的准直喷射通常在极冕洞中观察到。然而，这种日冕喷流不仅是极冕洞的一个特殊特征，而且也可以在日射纬度较低的冕洞中找到。在本文中，我们提出了一些意见的“赤道冕洞喷流”由STEREO/SECCHI仪器提供的数据在2007年3月和2007年12月期间。通过要求在COR 1和EUVI仪器中至少有一些能见度来选择喷射事件。我们报告了15个喷流事件，并讨论了它们的主要特征。对于一个事件，抬升速度已被确定为约200 km/s，而减速率似乎约为0.11 km/s2，小于太阳引力。喷流的平均可见时间约为30分钟，与极地地区观测到的喷流一致。根据目前的数据集，我们暂时得出结论，有没有实质性的物理差异极和赤道冕洞喷流。
2010-02-10 astro-ph.SR
Observations of microwave emission from solar jets and comparison with MHD simulations
本文通过三维MHD模拟计算太阳喷流的17 GHz热微波辐射，并与观测对比，发现模型能较好再现低强度喷流特征，对强喷流存在差异，并提出了改进模拟以获得更真实喷流的方法。
2025-07-22 astro-ph.SR
MHD simulations of the eruption of coronal flux ropes under coronal streamers
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟，我们研究了日冕流下的日冕通量绳的爆发和日珥爆发的发展。我们初始化一个日冕头盔流光，我们施加在下边界的扭曲的磁环的一部分缓慢出现的准稳态解。结果，在拖缆下建立准平衡磁通绳。随着不同大小的流光和不同的长度和总扭曲的出现磁通绳，我们发现不同的情况下，从准平衡到爆发的演变。在宽拖缆的情况下，磁通绳保持良好的约束，直到有足够的扭曲，使其首先发展的扭结不稳定性，并通过一系列的扭结，限制状态与高度增加，直到它最终发展为“疝样”喷射喷发。对于显著扭曲的磁通绳，由于逃逸辐射冷却，在扭曲磁力线的下降处形成日珥凝聚。一旦形成，尽管是低等离子体$β$，但由于日珥重量，日珥携带场变得显著非无力。当磁绳喷发时，我们得到了日珥的喷发，它显示了沿着喷发的磁绳腿的大量排水。日珥可能不会显示出扭结的形态，即使通量绳变得扭结。另一方面，在窄拖缆的情况下，具有小于1个缠绕的扭转的通量绳可以经由环面不稳定性的开始而爆发。
2017-06-19 astro-ph.SR
Competition between shock and turbulent heating in coronal loop system
2.5-三维磁流体动力学（MHD）模拟进行高空间分辨率，以区分日冕加热问题的竞争模型。本研究的目标是由光球中激发的阿尔文波驱动的单个日冕环。在我们的模拟中，日冕结构被再现为阿尔文波传输和耗散的自然结果。此外，日冕结构保持空间分辨率从25公里到3公里的变化，虽然在环顶部的温度增加的空间分辨率。加热机制逐渐改变整个磁冠在4毫米的高度。磁冠下，无论是冲击和MHD湍流是占主导地位的加热过程。在磁冠上方，冲击加热率降低到小于总加热率的10%，而MHD湍流提供了显著的能量来平衡辐射冷却和热传导损失或增益。本文研究中所显示的可压缩性的重要性将对太阳色球层中成功的MHD湍流理论的前景产生重大影响。
2016-08-12 astro-ph.SR
From coronal observations to MHD simulations, the building blocks for 3D models of solar flares
太阳耀斑是发生在太阳大气层中的高能事件，其影响可以极大地影响周围行星的环境。特别是，爆发性耀斑与局限性耀斑不同，它将日冕物质抛射射入行星际介质，因此是空间天气的主要驱动因素之一。在简要回顾了太阳耀斑的主要特征之后，我们总结了在其演化过程中能量积累和释放的过程。特别是，我们重点关注最近3D数值模拟的发展，这些模拟解释了许多观察到的耀斑特征。这些模拟也可以提供日冕和光球磁场动力学演化的预测。在这里，我们提出了一些观测的例子，连同数值模拟，指出了潜在的物理机制的爆发。
2015-05-20 astro-ph.SR
Existence of The Closed Magnetic Field Lines Crossing The Coronal Hole Boundaries
冕洞（CH）是具有不平衡磁通量的区域，并且已经与开放磁场（OMF）结构相关联。然而，据报道，一些CH不与OMF区域相交。为了研究这种不一致性，我们应用势场（PF）模型来构造冕洞的磁场。作为比较，我们还使用了热力学磁流体动力学（MHD）模型合成冠状图像，并确定CH从合成图像。结果表明，有一个显着的百分比的封闭场线延伸超出CH边界和超过50%（17%）的PF（MHD）CH不包含OMF线。在活跃时期，越界磁力线更可能出现在低纬度地区。虽然它们往往比非边界穿越的CH边界更靠近CH边界，但PF（MHD）CH中近40%（20%）的它们不位于边界区域。没有开磁力线的CH通常比那些开磁力线的CH更小，单极性更差。MHD模型表明，沿边界交叉磁力线的温度变化比非边界交叉磁力线的温度变化大。两种模型计算结果的主要区别在于，PF和MHD CH中的主导磁力线分别为闭合磁力线和开放磁力线。
2022-06-11 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
Effect of Coronal Loop Structure on Wave Heating by Phase Mixing
日冕加热背后的机制仍然无法直接观察和建立可行的理论过程模型，对日冕结构的后续影响是评估可能的加热机制的关键工具之一。通过磁流体力学（MHD）横波的相位混合的波加热已被提出作为一种可能的方式来转换为热能的磁能，但越来越多的MHD模型表明，这是不是一个足够有效的机制。我们模拟加热的横向MHD波的相位混合在各种配置，调查是否某些情况下可以提高加热足以维持百万度的日冕和评估的影响的传播和相位混合的横向MHD波的边界壳的结构的日冕环。我们使用三维MHD模拟预先存在的密度增强磁化介质和边界驱动器，以触发传播的横波具有相同的功率谱测量的COMP。我们考虑不同的密度结构，边界条件在非驱动足点，驱动器的特性，和不同形式的磁阻率。我们发现，不同的初始密度结构影响的边界壳的演变和一些驱动配置增强产生的热耗散的MHD波。特别是，在更大的空间尺度和更高的耗散系数相干的驱动程序产生显着的加热，但它仍然是不够的。我们的结论是，虽然横向MHD波的相位混合是不太可能维持的热结构的电晕，有配置，允许这种机制的效率提高。我们提供了可能的签名，以确定这种配置的存在，如位置的加热是沿着日冕环沉积
2020-09-09 astro-ph.SR
Statistical study of network jets observed in the solar transition region: A comparison between coronal holes and quiet sun regions
最近的IRIS观测显示，从冕洞网络边界内的小尺度明亮区域发出的间歇性小尺度喷流非常普遍，其视速度为80 - 250 km/s $^{-1}$。我们发现，这些网络喷流不仅出现在冕洞，而且在安静的太阳区域。使用IRIS 1330 A（C II）狭缝颚图像，我们提取这些网络射流的几个参数，如表观速度，长度，寿命和增加的足点亮度。通过几次观测，我们发现宁静太阳和冕洞的喷流在某些性质上非常相似，但在另一些性质上却有明显的不同。例如，我们的研究表明，冕洞喷流似乎比安静太阳中的喷流更快、更长。这可以直接归因于两个区域的磁结构的差异，其中开放的磁场线植根于冕洞和磁环通常存在于安静的太阳中。我们还检测到紧凑的明亮的环，可能是过渡区环，主要是在安静的太阳。这些小的环状区域通常没有网络射流。尽管冕洞和宁静太阳在过渡区的磁结构不同，但喷流的足点亮度增加似乎没有实质性差异，这表明这些网络喷流的产生机制在两个区域可能是相同的。
2016-04-21 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
Self-consistent 3D radiative MHD simulations of coronal rain formation and evolution
日冕雨由冷而稠密的等离子体凝结组成，这些凝结是由于热不稳定性而在日冕环中形成的。以前对热不稳定性和日冕雨形成的数值模拟依赖于人为地在能量方程中加入日冕加热项。为了再现日冕的大尺度特征，需要使用更真实的日冕加热公式。我们分析了日冕雨的形成和演变的三维辐射磁流体动力学模拟跨越对流区的电晕，这是自洽加热的磁场编织作为对流运动的结果。我们调查的时空演变的能量耗散沿日冕环成为热不稳定。模型中的欧姆耗散导致加热事件能够诱导足够的色球蒸发到环路中，以触发热不稳定性和凝结形成。热不稳定等离子体的冷却发生在与各个脉冲加热事件的持续时间相当的时间尺度上。脉冲加热有足够的持续时间来触发环中的热不稳定性，但不会持续足够长的时间来导致日冕雨极限循环。我们表明，凝聚可以生存和落入色球层或被破坏的强烈的焦耳加热与磁重联事件。此外，我们还发现沿开放的磁场线也可以形成凝聚。
2020-05-07 astro-ph.SR
Coronal Shock Waves, EUV waves, and their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics
我们用非线性几何声学模拟了日冕冲击波的传播。该方法是基于Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）的方法，并考虑到非线性波的主要属性：i）波前速度的波动振幅的依赖性，ii）非线性耗散的波能量，和iii）孤立冲击波的持续时间的逐步增加。我们详细讨论的方法和目前的冲击相关的极紫外（EUV）波的传播建模的结果，以及Moreton波沿太阳表面在最简单的日冕模型。计算结果显示了波浪的减速和拉长。相比之下，在线性近似中考虑的波保持其长度不变，并略有加速。
2011-04-19 astro-ph.SR
MHD Modeling of Solar Coronal Magnetic Evolution Driven by Photospheric Flow
众所周知，磁场在日冕动态中占主导地位，目前正在开发新一代日冕磁场演变的数值模型，其特点是边界条件直接由观测数据驱动。本文提出了一种新的数据驱动磁流体动力学（MHD）模拟太阳活动区（AR）磁场演化的方法，这是第一次直接利用DAVE 4VM中光球速度场的数据驱动全MHD模型。我们构建了一个完善的MHD平衡的基础上，一个单一的矢量磁图，采用MHD松弛方法与足够小的动力粘度，并使用此MHD平衡作为初始条件，随后的数据驱动的演变。利用DAVE 4VM方法，从观测到的时间序列磁图中得到了光球表面流场。最后将表面流按时间顺序输入到MHD模型的底边界，通过直接求解底边界处的磁感应方程，自洽地更新每个时间步长的磁场。我们应用此数据驱动模型研究AR 12158的磁场演化与SDO/HMI矢量磁图。我们的模型再现了场线的准静态应力，主要是通过AR的领先太阳黑子的旋转流，这使得核心场线形成一致的S形，与SDO/AIA图像中看到的S形结构一致。在模拟中获得的总磁能与直接从原始矢量磁图与DAVE 4VM导出的流场计算的累积磁能密切匹配。这样一个数据驱动的模型将被用来研究日冕场如何在缓慢的光球运动的驱动下达到不稳定状态并进入爆发。
2021-04-15 astro-ph.SR
Resonant Absorption of Kink MHD Waves in Inclined and Asymmetric Coronal Loops
本文分别计算了日冕环倾角和不对称性对扭折磁流体动力学（MHD）振荡共振吸收的影响。我们用一个充满冷等离子体的直的轴对称圆柱形磁通量管模拟了一个典型的日冕环。对于不同的纵向质量密度分层值，我们用数值方法求解了色散关系。我们表明，在倾斜和不对称的环路，频率和相应的阻尼率的基本和第一泛音模式的扭结振荡是较小的相比，半圆形的不倾斜的环路具有相同的长度。结果还表明，周期比$P_1/P_2$随着环路倾角的增加而增加，但当对每个环路侧施加不对称性时，其减小小于$2\%$，直到环路长度的$9.66\%$。在倾斜或不对称的情况下，各阶模态频率与其相应阻尼率的比值基本保持不变。因此，我们的结论是，这些比值是可靠的，用于推断日冕环和日冕介质的物理参数，无论环的形状或其倾斜状态。此外，与不对称性对周期比$P_1/P_2$的影响并不显着相反，当观测到的振荡环具有较小的顶点高度时，其倾斜状态是一个应该考虑的重要因素，特别是在日冕地震学考虑周期比$P_1/P_2$时。
2021-04-05 astro-ph.SR
Flare particle acceleration in the interaction of twisted coronal flux ropes
本工作的目的是调查和研究三维（3D）磁流体动力学（MHD）模型中的非热粒子行为的不稳定的多线程耀斑日冕环。我们用一个求解相对论导向中心近似的数值方案来研究电子和质子的运动。该方案使用包含两个线程的日冕环的高分辨率数值MHD模拟的快照，其中单个线程变得不稳定，并且（在一种情况下）不稳定并与额外的线程合并。详细研究了磁流体力学模拟中两个环线的重联和碎裂的粒子响应。我们说明了均匀的背景电阻率所发挥的作用，并区分这从异常电阻率的作用，在MHD模拟中使用的轨道，只有一个线程变得不稳定，而不稳定的进一步循环线程。我们研究（可扩展的）轨道能量增益和最终位置恢复在不同阶段的第二MHD模拟，其中一个二级循环线程是不稳定的（合并）的第一个线程。我们比较这些结果与其他理论粒子加速模型的背景下观测到的高能粒子种群在太阳耀斑。
2018-01-09 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD modeling of propagating disturbances in fan-like coronal loops
准周期性传播强度扰动（PD）已被观察到在大日冕环的EUV图像超过十年，并被广泛接受为慢磁声波。然而，日出/EIS的光谱观测显示它们与持续的日冕上升流有关，这一解释值得商榷。出于这种情况下，日冕上升流可能是由零星的加热事件（nanofares）在循环基地产生的众多个人的流动脉冲的累积结果，我们构建了一个速度驱动器与重复的微小脉冲，其能量频率分布遵循耀斑幂律缩放。然后，我们进行三维MHD建模的理想化的双极活动区，通过应用这种宽带速度驱动器的大冠状循环出现在计算域中打开的足点。我们的模型成功地再现了PD与观察到的类似功能，并表明，任何上升流脉冲不可避免地激发慢磁声波扰动沿环路传播。我们发现，所产生的PD的波签名占主导地位，因为它们的传播速度是一致的，在流动的存在下的波的速度，和注入的流量迅速减速与高度。我们的模拟结果表明，所观察到的PD和相关的持续上升流可能是由小规模的脉冲加热事件（nanoflares）在循环的基础上，和流动和波可能都有助于PD在较低的高度。
2013-08-12 astro-ph.SR
2010 August 1-2 sympathetic eruptions: II. Magnetic topology of the MHD background field
使用位场源面（PFSS）模型，我们最近分析了全球拓扑结构的背景日冕磁场的一系列日冕物质抛射（CME）发生在2010年8月1日至2日。在这里，我们重复这种分析的背景场再现的磁流体动力学（MHD）模型，包括等离子体热力学。至于PFSS模型，我们发现，所有三个CME源区包含一个冕洞，从相邻的冕洞分离的拓扑结构非常相似的伪流光结构。然而，这两个模型产生的冕洞的大小，形状和流量非常不同的结果。我们发现，头盔流光尖点线，这对应于源-表面的零线在PFSS模型，是结构不稳定的，并没有形成在MHD模型。我们的分析表明，一般情况下，在MHD配置，这条线，而不是由一个多零分离器通过沿边缘断开磁通区域。这些区域中的一些是瞬态的，并且可能是所谓的流光斑点的起源。我们表明，这种斑点的核心拓扑结构是一个三维的“等离子体”，由两个连体的相反的旋向的磁通绳，连接在一个螺旋零点的磁场。我们的分析表明，这样的等离子体团也出现在伪流光小得多的规模。这些新的见解日冕磁拓扑结构提供了一些有趣的影响太阳高能粒子事件和缓慢的太阳风的属性。
2017-07-24 astro-ph.SR
Direct Observation of Coronal Magnetic Fields by Vector Tomography of the Coronal Emission Line Polarizations
本文介绍了第一次直接“观察”的全球规模，三维日冕磁场的卡林顿旋转（CR）周期2112使用矢量层析反演技术。矢量层析成像反演使用观测测量的Fe { \sc{xiii} } 10747日冕Hanle效应偏振信号的日冕多通道偏振计（CoMP）和日冕密度和温度结构从标量层析成像反演的STEREO/EUVI日冕发射线（CEL）强度图像作为输入，以获得一个日冕磁场模型，最好地再现所观察到的偏振信号。虽然不能进行独立的验证的矢量层析成像结果，我们比较了层析成像反演的冠状磁场与磁流体动力学（MHD）模拟的基础上观察到的光球磁场的CR 2112和2113。我们发现，CR 2112的MHD模型是定性一致的层析成像反演结果的大部分重建域，除了一对夫妇的区域。特别是对于一个最值得注意的例外区域，我们发现，CR 2113的MHD模拟预测的模型更接近于矢量层析成像反向磁场。我们讨论了层析反演技术的效用和局限性，并提出了未来发展的想法。
2016-07-15 astro-ph.SR
Excitation and Damping of Slow Magnetosonic Waves in Flaring Hot Coronal Loops: Effects of Compressive Viscosity
SOHO/SUMER，SDO/AIA在各种EUV带通和其他仪器上观测到了日冕环中与耀斑相关的慢磁声波。慢磁声波的激发和衰减提供了有关磁环的磁性、温度和密度结构的信息。最近，人们发现，使用1.5D模型的热传导抑制和压缩粘度增加热（T>6 MK）耀斑日冕环。我们模拟的激发和耗散的慢磁声波在热日冕环与现实的磁几何形状，增强的密度，和温度（相比，背景日冕）的EUV观测使用3D MHD粘阻模型。在三维磁流体冕环模型中，首次将压缩粘滞张量沿磁场方向的影响与经典粘滞系数值和增强粘滞系数值相结合。在日冕下边界环的足点处，速度脉冲激发波。模拟结果表明，慢磁声波的激发和非线性耦合到其他波模式，如扭结和快磁声波。我们发现，从热冕环的泄漏与小的粘性耗散的影响，在较冷的（6 MK）环，和更显着的粘性耗散的影响，在较热的（10.5MK）冕环的波。我们的研究结果表明，非线性三维MHD模型需要充分考虑各种波耦合，阻尼，驻波的形成，并在热耀斑日冕环路的粘性耗散。我们的粘性三维MHD代码提供了一个新的工具，改进冠状地震。
2021-11-20 astro-ph.SR
Superoscillations in solar MHD waves and their possible role in heating coronal loops
目标：研究日冕磁声波中超振荡的存在及其通过它们在波上产生的强烈和局部梯度加热日冕环的可能作用。方法：建立了沿场线传播的香肠波模式和扭结波模式之间的转换的解析模型。我们计算在这个模型中的局部频率，波梯度和相关的加热率由于压缩粘度。结果如下：我们发现超振荡与波模式之间的过渡伴随着波位错，通过波域转移。发现了比正常频率高10倍的频率，这意味着一个典型的3分钟日冕波将在10到20秒内局部振荡。如此高的频率带来了强梯度，通过压缩粘度有效地消散波。我们计算相关的加热率。在局部，它们非常强，在很大程度上补偿了典型的辐射损失。结论：我们发现了一个新的加热机制，磁声波在日冕。由于超振荡的加热只发生在特定的磁场线与小的截面，规模相当于日冕环，内部更大的磁通量管和波传播域。
2018-01-25 astro-ph.SR
Three dimensional MHD Modeling of Vertical Kink Oscillations in an Active Region Plasma Curtain
2011年8月9日，太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）观测到活动区（AR）11263的X6.9级耀斑，随后在EUV日冕线中的大规模日冕活动区等离子体幕中罕见地检测到垂直扭结振荡。最近检测并分析了周期在8.8- 14.9min范围内的阻尼振荡。我们的目的是研究等离子体幕中磁流体振荡的产生和传播，同时考虑到幕的三维磁场和密度结构。我们还旨在测试和改进冠状地震学，以便比标准方法更准确地确定磁场。我们使用所观察到的形态和动力学条件，以及基于差分发射测量（DEM）分析的日冕幕的等离子体特性初始化的垂直和横向振荡的3D MHD模型，通过实施脉冲激励的速度脉冲模仿耀斑产生的非线性快速磁声传播扰动相互作用的帷幕倾斜。利用初始偶极磁场、等温能量方程和观测参数指导的重力分层密度，对模型进行了简化。利用三维MHD模型，我们能够再现垂直振荡的细节，并研究它们的非线性快磁声脉冲的激发，传播和阻尼的过程，发现与观测一致。我们估计简化板为基础的冠状地震的准确性，通过比较确定的磁场强度的实际值从三维MHD建模结果，并证明考虑到更现实的磁几何形状和密度的重要性，以改善冠状地震。
2015-05-20 astro-ph.SR
Damping of coronal oscillations in self-consistent 3D radiative MHD simulations of the solar atmosphere
利用从对流区到日冕的自洽三维辐射磁流体动力学模拟，研究了日冕环束的阻尼横向振荡，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性导致的速度剪切和涡旋促进了振荡的耗散，表明理想化波导假设下的静态日冕环模型需重新评估。
2023-06-05 astro-ph.SR
Coronal Abundance Fractionation Linked to Chromospheric Transverse MHD Waves in a Solar Active Region Observed with FISS/GST and EIS/Hinode
本研究通过分析活动区中色球横向MHD波与日冕丰度分馏的空间相关性，验证了FIP效应由有质动力驱动的模型，发现二者强相关。
2025-02-26 astro-ph.SR
Simulations of Solar Jets Confined by Coronal Loops
日冕喷流是发生在太阳日冕中广泛空间尺度上的平行动态事件。在冕洞的开放磁场中，喷流形成准径向螺旋，可以延伸到日光层，而在封闭场区域中，喷流流出被限制在日冕中。我们探讨应用嵌入双极模型发生在封闭的日冕环射流。在这个模型中，磁自由能注入缓慢的足迹运动，引入扭曲内的封闭圆顶的射流源区域，并迅速释放的发病理想的扭结状不稳定。两个长度尺度表征系统：喷流源区的宽度（N）和包围喷流源的日冕环的足点间隔（L）。我们发现，射流特性是高度敏感的比率L/N，在启动和随后的动态的条件。持续时间最长，最有活力的喷流发生在长冠环与大L/N比，并共享许多功能的开放领域的喷流，而较小的L/N比产生较短的持续时间，较少的精力充沛的喷流，从远环足点的反射的影响。我们量化了这些行为之间的过渡，并表明我们的模型复制了安静的太阳和活跃区域的环喷流的关键定性和定量方面。我们还发现，封闭的圆顶和周围的冠状环之间的重连是非常广泛的：累积重连通量至少匹配圆顶下的总通量小L/N，和大L/N的两倍以上的值。
2016-02-24 astro-ph.SR
On the relation between transition region network jets and coronal plumes
日冕羽流和网络喷流都植根于网络通道。然而，两者之间的关系尚未得到解决。为此，我们使用大气成像组件（AIA）171毫米通带获取的图像进行观测分析，以跟踪日冕羽流的演变，界面区域成像光谱仪（IRIS）狭缝-钳口1330毫米观测研究网络喷流，和日震磁成像仪（HMI）拍摄的视线磁图，以概述该地区的光球磁特征。网络通道中的四个区域被识别，并标记为“R1-R4”。我们发现，日冕羽流只在“R1”和“R2”中清楚地看到，而在“R3”和“R4”中没有，尽管在所有这些区域中都有大量的网络喷流。此外，虽然所有这些地区的磁性特征都以正极性为主，但它们在“R1”和“R2”中比在“R3”和“R4”中更紧凑（表明更强的会聚）。我们开发了一种自动化的方法来识别和跟踪网络射流的区域。我们发现，植根于“R1”和“R2”的网络喷流比“R3”和“R4”更高，更快，表明产生更强的日冕羽流的网络区域也倾向于产生更动态的网络喷流。我们认为，"R1“和" R2”中较强的会聚可能为更快的冲击和/或更多的小规模磁重联事件提供条件，这些事件为更动态的网络喷流和日冕羽流提供动力。
2019-06-25 astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections and Dimmings: A Comparative Study using MHD Simulations and SDO Observations
在过去的二十年里，人们已经广泛地观测到了日冕变暗现象。由于它们与日冕物质抛射（CME）密切相关，因此迫切需要提高我们对导致暗化的物理过程及其与CME关系的理解。在这项研究中，我们调查日冕昏暗相结合的模拟和观测工作。利用数据约束的全球磁流体动力学模型（AWSoM：阿尔芬波太阳模型），我们模拟日冕昏暗造成不同的CME能量和磁绳配置。我们合成了不同EUV光谱带/线的发射，并与SDO/AIA和EVE观测进行了比较。对模拟和观测数据的详细分析表明，瞬时变暗/增亮与等离子体加热过程有关，而持久的核心和远程变暗则是由CME引起的质量损失过程引起的。此外，不同方向的爆发通量绳与全球日冕之间的相互作用也会显著影响日冕变暗模式。使用诸如调光深度和调光斜率的度量，我们研究调光和CME属性之间的关系（例如，CME质量，CME速度）。我们的研究结果表明，日冕变暗编码的重要信息相关的CME，这提供了一个物理基础，从遥远的类太阳恒星探测恒星CME。
2022-02-26 astro-ph.SR
